Direkt zum Inhalt Inhaltsverzeichnis des VdS-Journals 74
SONSTIGES/VDS
1 Editorial (Vorstand)
4 Neue Meteorkamera für Sternwarte Kirchheim (Melchert Sven)
5 Bericht aus dem Vorstand (Gallus Astrid)
SPT
6 Merkur und Merkurtransit (Melchert Sven)
7 Merkurtransit in Norddeutschland trotz ungünstiger Wetterlage (Kai-Oliver Detken)
10 Merkurtransit mit Hindernissen (Monika Müller)
12 Beobachtung des Merkurtransits (Reiner Guse)
14 Was hat Saturn mit dem Merkurtransit vom 11.11.2019 zu tun? (Olaf Squarra)
16 Merkurtransit hoch drei (Peter C. Slansky)
20 Merkurpassage in Schwülper bei Braunschweig (Jürgen Burghard)
22 Merkurtransit mit Planetentechnik (Melchert Sven)
25 Der Merkurtransit in Florida (Stefan Meyer)
26 Merkurtransit in Radebeul (Martin Fiedler)
27 Merkurtransit mit dem Smartphone (Kurt Hopf)
28 Merkurtransit aus Sachsen (Lutz Clausnitzer)
28 Merkurtransit aus Berlin (Rainer Schendel)
30 Die Grenzen der Merkursichtbarkeit (Paul Hombach)
34 Merkur in der Dämmerung (Melchert Sven)
42 Merkur im Teleskop (Melchert Sven)
44 Merkuraufnahmen mit langer Brennweite (Michael Nolle)
45 Merkur am Taghimmel im Teleskop (Ralf Kreuels)
AMATEURTELESKOPE/SELBSTBAU
46 Smartphonehalterung selbst gebaut (Hans-Ulrich Feith)
47 Mit 8 Zoll unterwegs (Gährken Bernd)
50 Mit einem 3D-Drucker zum individuellen Teleskopbauteil (Uwe Braasch)
52 Nachruf: Klaus Weyer, ein echter "Astromaniac" (Stefan Ueberschaer)
ASTROFOTOGRAFIE
53 Neues aus der Fachgruppe Astrofotografie (Riepe Peter)
55 Grundlagen der Bildebnung in der Astrofotografie - Teil 2 (Peter Köchling)
58 Extragalaktische Bildfelder für Astrofotografen (Wolfram Fischer)
60 Im Grenzgebiet von Cepheus und Cassiopeia (Teil 1) ("Hans-Jürgen Mayer")
ASTRONOMISCHE VEREINIGUNGEN
64 Astronomie und Schule: Die Rolle der Amateurastronomie im Astronomie-Unterricht und der allgemeinen Bildung ("Hubert Hermelingmeier, Meinolf Bathe")
67 Paten der Nacht (Benjamin Mirwald)
68 7. Norddeutsche Tagung der Planetenfotografen (Kai Oliver Detken)
ASTROPHYSIK & ALGORITHMEN
71 Eine einfache Methode zum automatisierten Fokussieren von CCD-Kameras (Johannes Kribbel)
72 Bleibt das Sonnensystem stabil? (Pilz Uwe)
"ATM. ERSCHEINUNGEN"
75 Das 17. Himmelsbeobachtertreffen des AKM (Elmar Schmidt)
DEEP SKY
77 Neues aus der Fachgruppe Deep Sky (Robert Zebahl)
78 Beobachtung Galaktischer Nebel (Mathias Sawo)
SONSTIGES/VDS
79 Osternacht über der Berger Kirche (Peter Remmel)
DEEP SKY
81 Skyguide 2020 - 2 (Sommer) ("Robert Zebahl, Rene Merting")
SONSTIGES/VDS
84 Die Galaxienhaufen Abell 1495 und HCG 61 (Bernd Wallner)
DEEP SKY
85 Erratum: Beobachten mit kleiner Öffnung (Eversberg Thomas)
GESCHICHTE
85 Neues aus der Fachgruppe Geschichte der Astronomie (Steinicke Wolfgang)
86 Die astronomischen Arbeiten von Alfred Wegener (Klaus Rohe)
89 Der Wolfsche Sechszöller (Wenzel Klaus)
JUGENDARBEIT
93 Auf der Jagd nach Wolkenlücken (Anna Bauernschmitt)
KLEINE PLANETEN
94 Neues aus der Fachgruppe Kleine Planeten (Lehmann Gerhard)
74
0 Kosmische Begegnungen ("Klaus Hohmann, Wolfgang Ries")
KOMETEN
97 Bedeutende Kometen des vierten Quartals 2019 (Pilz Uwe)
MOND
100 Neue Mondbilder (Riepe Peter)
SONNE
104 Zyklus 25 - warum wir jetzt Magnetogramme brauchen (Heinz Hilbrecht)
107 Sonnenfleckenminimum erreicht? (Andreas Bulling)
STERNBEDECKUNGEN
107 Streifende Sternbedeckungen durch den Mond im 3. Quartal 2020 (Riedel Eberhard)
VERäNDERLICHE STERNE
112 Entdeckung des kataklysmischen Veränderlichen 000-BNG-512 ("Erwin Schwab, Paul Breitenstein")
SONSTIGES/VDS
115 IC 1848 in der Cassiopeia (Andreas Rörig)
VERäNDERLICHE STERNE
116 Beobachtung von Exoplaneten-Transits mit Amateurmitteln (Jürgen Discherl)
NACHRICHTEN
119 Ergebnisse der Mitgliederbefragung 2019 (Güths Torsten)
122 Wir begrüßen neue Mitglieder (VdS-Geschäftsstelle)
VDS VOR ORT
125 28. BoHeTa mit Fokus auf Be-Sterne und Doppelsternsysteme (Kai-Oliver Detken)
BEOBACHTERFORUM
133 UrsaMajor Observatory - Teil 2: die Technik ("Markus Blauensteiner")
137 Unterm südlichen Sternenhimmel (Hermelingmeier Hubert)
SERVICE
139 Himmelsvorschau Juli bis September 2020 (Melchert Sven, Celnik Werner E.)
BEOBACHTERFORUM
140 Totale Sonnenfinsternis über Chile (Kerstin Rätz)
143 Enkelkinder ans Teleskop! (Karl-Heinz Kower)
VORSCHAU
143 Vorschau auf astronomische Veranstaltungen Juli bis September 2020 (WEC)
Textinhalt des Journals 74
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Zum Lesen ist das Journal als pdf vorgesehen.
Nach Redaktionsschluss
Neue Meteorkamera für Sternwarte Kirchheim
- viele Lyriden gesehen
von Sven Melchert
Seit einigen Wochen ist an der Sternwarte in Kirchheim bei Erfurt eine neue Meteorkamera im Einsatz. Sie ergänzt das Netz der AllSky-Kameras der VdS-Fachgruppe Meteore, die automatisch den Himmel nach besonders hellen Sternschnuppen überwachen. Es gab bereits erste Beobachtungserfolge und jetzt auch ein tolles Video der Lyriden-Meteore im April.
Zum 25-jährigen Jubiläum der Sternwarte Kirchheim als ,,Feriensternwarte der VdS" im Juni 2017 wollte der VdS-Vorstand den Sternfreunden in Kirchheim eine AllSkyKamera zum Geschenk machen. Verbunden mit zwei Zielen: der automatischen Aufzeichnung von hellen Meteoren und
1 An der Sternwarte Kirchheim wurde eine neue Meteorkamera installiert (siehe Pfeil).
Genau genommen sind es sogar sieben Kameras, die den Himmel vollständig abdecken.
Ihr Beitrag im VdS-Journal für Astronomie
Nachdem wir unser Schwerpunktthema für das Journal 75 ,,Infrarotastronomie" abgeschlossen haben, möchten wir gerne auf unsere zukünftigen Schwerpunktthemen hinweisen:
,,Astrotourismus/Astrourlaub" in Journal Nr. 76 Redaktionsschluss: 01.08.2020 Redakteur: Michael Schomann (michael.schomann@vds-astro.de)
,,Doppelsterne" in Journal Nr. 77 Redaktionsschluss: 01.11.2020 Redakteur: Robert Zebahl (fg-deepsky@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 der Autor gleichzeitig sein Einverständnis zum Abdruck im ,,VdS-Journal für Astronomie" und zur Veröffentlichung auf den Webseiten der VdS. 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
für einen Blick an den Sternenhimmel über den Computer. Doch die Suche nach einem geeigneten Gerät gestaltete sich schwierig: damals waren Kameras noch nicht empfindlich genug, um den Anforderungen zu entsprechen.
Die Fachgruppe Meteore hatte sich der Sache angenommen und verschiedene Systeme getestet. Sirko Molau trug einen Vergleich der besten Kameras ,,FRIPON" und ,,AllSky6" auf der VdS-Tagung im Oktober 2019 vor. Sein Fazit war eindeutig: das Modell AllSky6 von www.allskycams.com ist für den Zweck am besten geeignet und wird das Modell für die Himmelsüberwachung der Fachgruppe sein.
Im März 2020 konnte endlich das Nachfolgemodell AllSky7 an der Sternwarte Kirchheim installiert werden (siehe Bilder). Kaum in Betrieb, wurden bereits die ersten Feuerkugeln aufgezeichnet. In der Nacht vom 22. auf 23. April fand das diesjährige Maximum des Meteorstroms der Lyriden statt; eigentlich kein besonders auffälliger Strom, doch dank mondloser Nachtzeit eine gute Gelegenheit, um auf
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3 In der Nacht vom 22. auf den 23. April konnten zahlreiche Lyriden-Meteore detektiert
werden. Hier ein besonders helles Exemplar um 20:36 Uhr UT, links darunter das Sternbild Löwe.
2 Kaum aufgebaut, hatten sich Vögel die
Kamera als neuen ,,Aussichtspunkt" erkoren und beschmutzten dabei deren Plexiglashaube. Eine Krähenattrappe sorgt seitdem für Abschreckung.
Sternschnuppenjagd zu gehen. Auch die neue AllSky-Kamera der Sternwarte Kirchheim war im Einsatz und zeichnete zahlreiche helle Meteore auf. Tobias Pfaff hat sich die Mühe gemacht, die ,,Treffer" zu einem Film zusammen zu schneiden. Es ist wirklich erstaunlich, mit welcher Zeitauflösung diese Kamera(s) Meteore registrieren können. Doch sehen Sie selbst: https://youtu. be/mRlxLevm6AY. Mittlerweile wurde die Software so weit verbessert, dass alle Kame-
ras des AllSky7-Netzwerks online aktuelle (!) Bilder zeigen und sogar kurze Filme der hellsten Feuerkugeln angeschaut werden können: https://allsky7.net/.
Wer sich für Meteore interessiert, und sei es auch nur sporadisch, dem sei das Forum der Fachgruppe Meteore empfohlen (auch für Atmosphärische Phänomene und Polarlichter immer wieder ein Lichtblick): https://forum.meteoros.de/
Bericht aus dem Vorstand
von Astrid Gallus, Schriftführerin
An dieser Stelle berichtet der Vorstand der Vereinigung der Sternfreunde e.V. über seine Arbeit der letzten drei Monate. Seit dem letzten Bericht hat sich einiges ereignet, allerdings nicht in dem Sinne, wie wir es uns gewünscht haben!
Astronomietag 28.03.2020 und 24.10.2020 Der im März geplante Astronomietag gehörte zu den ersten überregionalen Veranstaltungen, die, astronomisch gesehen, dem Corona-Virus zum Opfer fiel. Zunächst dachten wir, dass einzelne Sternwarten und Vereine besondere Konditionen anbieten könnten, die den Bestimmungen des Robert-Koch-Institutes und denen der Länderregierungen entsprachen, letztlich fiel der Astronomietag weitestgehend aus. Die Verantwortung für die Gesundheit der Besucher zu übernehmen, war einfach zu groß. Ob der dieses Jahr probeweise ge-
plante 2. Astronomietag (was sich in diesen Zeiten als Glücksfall erweisen würde) im Herbst stattfinden wird, steht zum Zeitpunkt des Berichts zu diesem Journal noch in den Sternen.
Messen und Tagungen Wie Hohn klingt im Nachhinein auch die Ankündigung im letzten Journal bezüglich der Teilnahme der VdS an Messen und Tagungen und die Vorfreude auf die persönlichen Treffen und Gespräche vor Ort: Die Würzburger Frühjahrstagung musste nach sorgfältigen Erwägungen und langen Absprachen mit der Stadt Würzburg und dem Gymnasium abgesagt werden. Die WalterHohmann-Sternwarte musste schweren Herzens zum ersten Mal den ATT absagen, kurz darauf folgte die Absage der AME in Villingen-Schwenningen im Herbst. Offen ist bis jetzt, ob die BoHeTa in Bochum stattfinden wird oder die große Tagung der
Fachgruppe Astronomische Vereinigungen in Halle am 13.-15. November 2020.
Personelle Unterstützung Was geblieben ist, ist der Aufruf zur personellen Unterstützung der Redakteure des VdS-Journals. Wer Freude am geschriebenen Wort hat und sich viermal im Jahr in netter Runde einen langen Samstag in unserer Geschäftsstelle in Heppenheim vorstellen kann oder aus der Ferne zuarbeiten möchte, ist herzlich willkommen!
Ausblick Da es sich bei den Astronomen im Allgemeinen und den VdS-Mitgliedern im Besonderen um sehr positiv eingestellte Erdenbürger handelt, geht der Vorstand davon aus, im nächsten Journal bessere Nachrichten für Sie zu haben.
Sie sehen, bei uns ist (fast) immer etwas los! Es grüßt Sie bis zum nächsten Mal Ihre VdS
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Merkur und Merkurtransit
Merkur und Merkurtransit
Das Schwerpunktthema in diesem Heft widmet sich dem kleinsten und sonnennächsten Planeten: Merkur. Nach den Transiten von 2003 und 2016 war der Durchgang am 11. November 2019 der letzte für weitere 13 Jahre - erst am 13. November 2032 wird Merkur wieder vor die Sonne treten. Die Bilder von Merkur vor der Sonne mögen auf den ersten Blick alle gleich aussehen: ein kleiner schwarzer Punkt vor der großen Sonnenscheibe. Doch die Ereignisse und Erlebnisse rund um die Beobachtungen sind jede für sich einzigartig.
Ohne einen Transit bleiben zur Beobachtung von Merkur die bekannten Sichtbarkeiten am Abend- oder Morgenhimmel. Dazu bieten sich in jedem Jahr mindestens zwei Phasen von jeweils einigen Ta-
gen. Dieser klassischen Beobachtung von Merkur widmet sich der zweite Teil unseres Schwerpunktthemas.
Als dritter Teil und krönender Abschluss wird über die Beobachtung bzw. Fotografie von Merkur mit dem Teleskop berichtet. Wie wir feststellen durften, ist das auch zur heutigen Zeit immer noch eine besondere Herausforderung. Nun juckt es in den Fingern, bei nächster Gelegenheit selbst einmal zu versuchen, Merkur mit langer Brennweite aufzunehmen und dann vielleicht grobe Oberflächendetails zu erkennen!
Die nächste gute Sichtbarkeit von Merkur findet übrigens Anfang bis Mitte November statt - am Morgenhimmel, wie es im Herbst immer der Fall ist.
1 Pünktlich zum Redaktionsschluss
dieses Schwerpunktthemas tauchte Merkur im Februar am Abendhimmel auf. Das Bild zeigt ihn während seines Untergangs am 6. Februar über Stuttgart. Aufnahme: Sven Melchert.
Große Erlebnisse mit dem kleinen Planeten wünscht allen Sven Melchert
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Merkur und Merkurtransit
Merkurtransit in Norddeutschland trotz ungünstiger Wetterlage
von Kai-Oliver Detken
Am 11. November 2019 war nicht nur Karnevalsbeginn in den Hochburgen der Narren, sondern es stand auch der letzte Merkurtransit der nächsten 13 Jahre an. Allerdings zeigte sich auch die Sonne mit Merkur von ihrer närrischen Seite, da sie nur für kurze Zeit zwischen den Wolken auftauchte. So war es dieses Jahr wesentlich aufwändiger, das Schauspiel zu beobachten oder gar zu fotografieren, als dies noch im Mai 2016 der Fall war. Vor drei Jahren war der Himmel wolkenlos und die Teilnehmer hatten eher mit der Sonneneinstrahlung zu kämpfen als mit schlechten Sichtbedingungen. Trotzdem öffnete die Astronomische Vereinigung Lilienthal (AVL) [1] auch dieses Mal wieder ihre Sternwarten und hoffte auf kurze Durchblicke.
1 Erwartungsfrohes Hoffen auf eine Wolkenlücke (Foto: Ute Spiecker)
Dabei waren die Wettervorhersagen alles andere als optimal und widersprachen sich gegenseitig. So prognostizierte der astronomische Wetterdienst meteoblue [2] eine geschlossene Wolkendecke mit kleinen Sichtfenstern, während Wetteronline [3] zuerst Sonnenschein vorhersagte und dann auf dem Satellitenbild eine Wolkendecke zum Zeitpunkt der Transits anzeigte. Trotz der nicht optimalen Wettervorhersagen hatten sich einige AVL-Mitglieder mit ihrem Equipment eingefunden (s. Abb. 1 und 2), auch die AVL-Sternwarten wurden geöffnet. Denn das Ereignis wurde in der Regionalzeitung publik gemacht, und es verirren sich normalerweise auch bei schlechten Wetterbedingungen Besucher nach Wührden/Lilienthal. So hätte man im schlimmsten Fall immerhin die Sternwarten zeigen und das Himmelsspektakel erklären können.
2 Aufbau ganz
unterschiedlicher Beobachtungsmöglichkeiten (Foto: KaiOliver Detken)
War das Wetter morgens noch relativ gut, zogen mittags aber, wie durch Wetteronline vorhergesagt, immer mehr Wolken am Himmel auf, die eine Beobachtung nicht nur erschwerten, sondern fast unmöglich machten. Mit unserem Vereinsmitglied Jür-
gen Ruddek waren wir telefonisch in Kontakt, da er sich gerade in Bremen im Stadtteil Gröpelingen aufhielt, und bekamen von ihm die hoffnungsvolle Botschaft, dass es dort langsam aufklarte. Zwar hielt
sich das Aufklaren bei uns in engen Grenzen, aber man konnte die Sonne in der Tat durch die Wolkendecke beobachten. Allerdings meistens ohne Sonnenfilter, weshalb an den Fotoapparaten und Tele-
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Merkur und Merkurtransit
skopen dauernd hin- und hergewechselt werden musste. Trotzdem kam Bewegung in die Beobachter, die nun alles versuchten, um einen erfolgreichen Blick auf die Sonne mit Merkur zu erhaschen.
Zwischendurch besuchten uns wie erwartet einige interessierte Zuschauer (Abb. 3), wobei die meisten nach relativ kurzer Zeit etwas frustriert wieder abzogen. Schließlich gab es nach wie vor nicht wirklich etwas zu sehen. Da parallel zu der AVL auch das Telescopium [4] in Lilienthal zur Merkurbeobachtung einlud, verteilten sich die wenigen Besucher auf zwei Standorte. Und beim Telescopium konnten sie dann wenigstens etwas über die astronomische Geschichte Lilienthals erfahren und den Nachbau des 27-Fuß-Spiegelteleskops von 1793 von Johann Hieronymus Schroeter. So ließ sich auch trotz des nicht optimalen Wetters noch astronomisches Wissen vermitteln.
3 Trotz des schlechten Wetters kamen interessierte Besucher.
(Foto: Kai-Oliver Detken)
Erschwerend kam bei der Beobachtung hinzu, dass sich der kleine Merkur nicht so deutlich von der Sonnenscheibe abhebt wie Venus. Durch die sich bewegenden Wolken war er daher noch schwerer zu entdecken. Wir gaben trotzdem nicht auf, bis ein Erfolgsschrei von unserem Vereinsmitglied Ute Spiecker kam, die Merkur immerhin zwei Sekunden lang in ihrem Fernglas erspähen konnte. Nun waren alle anderen natürlich angespornt und wollten es ihr gleichtun, leider ohne entsprechenden Erfolg. Zwar blinzelte die Sonne immer wieder durch die Wolkendecke, aber visuell war es nicht mehr möglich, Merkur mit Sicherheit zu bestimmen.
Daher blieb die Hoffnung, dass man auf den gemachten Bildern etwas mehr Glück haben könnte. Aber selbst auf dem Fotoapparat-Display konnte man vor Ort nicht wirklich erkennen, ob die Bildversuche von Erfolg gekrönt waren. Daher wurden im-
4 Nachweis des Merkurtransits unter erschwerten Bedingungen
(Foto: Kai-Oliver Detken)
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Merkur und Merkurtransit
mer wieder auf gut Glück Bilder von der Sonne geschossen - meistens ohne Filter, da die Wolken ausreichend abschirmten. Erst zu Hause bei der Auswertung des Bildmaterials ließ sich erkennen, dass auch ein paar Aufnahmen erfolgreich waren (Abb. 4). Obwohl die Fokussierung und die dauernd wechselnden Lichtbedingungen extrem schwer für die fotografischen Aufnahmen waren, hatte es dennoch geklappt.
Am Ende des Tages trudelten dann die Erfolgs- und Frustmeldungen aus der gesamten Republik über die VdS-Mailingliste ein. Natürlich hatte nicht nur Norddeutschland mit dem Wetter Probleme gehabt. Nur Ostdeutschland und teilweise dem Ruhrgebiet war eine wolkenfreie Sicht auf die kleine Sonnenfinsternis vergönnt gewesen. Abends meldete sich unser Vereinsmitglied Alexander Alin aus der Hauptstadt Apia von Samoa (Südhalbkugel) und schickte seine Aufnahmen, die er morgens in der letzten Stunde des Transits geschossen hatte - natürlich bei besten Wetterbedingungen (Abb. 5). Er befand sich gerade beruflich in Neuseeland und machte für den Merkurtransit einen kleinen Abstecher von dort nach Samoa. Da er fast jeder Sonnenfinsternis weltweit hinterherjagt, ist das kein ungewöhnliches Verhalten für ihn. Er hatte mit uns in Wührden mitgefiebert und sorgenvoll die Wolkendecke auf den Satellitenbildern betrachtet.
Trotzdem war auch dieser Merkurtransit in Wührden ein Erfolg. Zwar konnten nur wenige Teilnehmer erfolgreich einen kurzen Blick auf den Transit erhaschen, aber das gemeinsame Erlebnis, die Gespräche und Andere für Astronomie zu begeistern, war ausreichend Lohn. Es kann halt nicht jeder Merkurtransit so schönes Wetter und optimale Bedingungen mit sich bringen wie der vor drei Jahren. Und schon gar nicht in Norddeutschland.
5 Merkurtransit auf der Südhalbkugel (Foto: Alexander Alin)
Internethinweise (Stand: Januar 2020): [1] Astronomische Vereinigung Lilienthal: www.avl-lilienthal.de [2] Wetterdienst meteoblue mit astronomischer Seeing-Vorhersage
unter der Rubrik ,,Freizeit und Sport": www.meteoblue.com [3] Wetterdienst Wetteronline: www.wetteronline.de [4] Historischer Nachbau der Sternwarte Lilienthal: www.telescopium-lilienthal.de
INSERENTEN
65 ATB (Burgwald) 144 APM Telescopes, Rehlingen
23 astronomie.de, Neunkirchen 33 Astroshop.de nimax GmbH, Landsberg U4 Baader Planetarium, Mammendorf 41 Gerd Neumann jr. Entwicklung und Herstellung
feinmechanischer & optischer Instrumente 19 Kosmos Verlag, Stuttgart U3 Optical Vision Limited, UK 29 Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg 99 Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg U2 Vesting e. K. Fachhandel für Astronomie, Hamburg
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Merkur und Merkurtransit
Merkurtransit mit Hindernissen
von Monika Müller
Wie für Astronomen üblich, verfolgten die Mitglieder des Fördervereins der Schulsternwarte Zwickau, die sich in der Gartenanlage ,,Zum Kreuzberg" befindet, das Wettergeschehen Anfang November und waren freudig überrascht, dass genau am 10. und 11.11.2019 ein kleines Hoch für klaren Himmel sorgen würde.
Leider ergab der Gerätetest am 10.11., dass die Sonne für unsere fest montierten Teleskope in der Beobachtungskuppel schon um 13 Uhr zu tief stand und die Beobachtungssäulen auch nicht genutzt werden konnten, da hier die Bäume des Naturschutzgebietes, welches sich im Westen an das Gelände der Sternwarte anschließt, stören.
Was nun? Werbung in Presse und Rundfunk war bereits geschaltet und Besucher bei schönstem Sonnenschein wieder fortzuschicken, kam nicht in Frage. Also suchten wir nach einem Ersatzstandort in der Nähe der Sternwarte und wurden am Eingang der Gartenanlage fündig. Am Insektenhotel fanden die Mitglieder des Fördervereines ideale Bedingungen vor. So bauten wir dort verschiedene Beobachtungsgeräte wie Telementoren, einen apochromatischen Refraktor, ein Fernglas und ein Solarscope auf. Die Verlagerung des Beobachtungsortes aus dem Gelände der Sternwarte heraus hatte auch einen positiven Effekt: Viele Spaziergänger und Hundebesitzer konnten so im Vorbeigehen für ein astronomisches Ereignis sensibilisiert werden. Mittels Sonnenschutzfolie und Vergrößerungseffekt durch verschiedene Optiken konnten sie den Merkur als kleinen schwarzen Punkt über die Sonnenscheibe laufen sehen. Häufig schlossen sich nach dem Schauen vielfältige Gespräche über Astronomie im Allgemeinen und die Zwickauer Sternwarte im Besonderen an. Wer wollte, konnte dann im Vortragssaal der Sternwarte noch einem Vortrag zu Transits lauschen. Insbesondere
1 Das Sternwartengelände (Foto: Jürgen Müller) 2 Die Ausweichbeobachtungsstelle (Foto: Jürgen Müller)
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Merkur und Merkurtransit
für die Schüler des naturwissenschaftlichen Profils des Peter-Breuer-Gymnasiums war die Beobachtung des Merkurtransits ein zusätzliches Highlight zum Unterrichtsstoff ,,Orientierung am Sternhimmel/Koordinatensysteme".
Neben der Publikumsbetreuung konnten die Mitglieder des Fördervereines immer wieder selbst schauen und fotografieren. Auch ein Video des Transits konnte von Matthias Hillmann erstellt werden. Insbesondere für die Älteren unter uns war es ein gelungener Beobachtungstag, da eine Wartezeit von 13 Jahren auf den nächsten Transit doch recht lang ist.
Für die Aufnahmen des Merkurtransits wurde ein apochromatischer Refraktor mit 80 mm Öffnung und 480 mm Brennweite, Baader-Sonnenfolie der Dichte 5 und eine Kamera Canon EOS 80D verwendet. Alle Bilder wurden mit 1/1000 s bei ISO 1000 belichtet. Aufgrund der kurzen Brennweite sind alle Bilder Ausschnitte der Originale. Man sieht durch die identische Belichtung sehr schön die Helligkeitsabnahme und Farbänderung der Sonne bei zunehmender Horizontnähe. Durch die parallaktische Nachführung steht der Horizont in der Abbildung 5 schräg.
3 Merkur vor der Sonne kurz nach dem Eintritt um 13:38 Uhr
(Foto: Matthias Hillmann).
4 Merkur- und Flugzeugtransit um 15:48 Uhr
(Foto: Matthias Hillmann).
5 Letzte Aufnahme des Merkurtransits um 16:07 Uhr kurz vor
Sonnenuntergang (Foto: Matthias Hillmann).
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Merkur und Merkurtransit
Beobachtung des Merkurtransits
am Ratsgymnasium Peine
von Reiner Guse
Während der Schulzeit nehmen an jedem Montag von 14:00 Uhr bis 15:30 Uhr Schülerinnen und Schüler des Ratsgymnasiums Peine an einer Astronomie-Arbeitsgemeinschaft teil, die von mir in der Sternwarte der Schule geleitet wird. Das war auch am 11.11.2019 der Fall, am Tag des Merkurtransits. Obwohl die Wetterprognosen einige Tage zuvor nicht optimal waren, hatten wir in unserer Kuppel der Sternwarte entsprechende Vorbereitungen getroffen: - Ausstattung des 12-Zoll-Teleskops von
Meade mit einer Sonnenfilterfolie, um damit den Durchgang direkt zu beobachten. - Montage eines kleinen Refraktors auf das Meade-Teleskop, um mit einer angeschlossenen Kamera den Transit auf einem Monitor zu zeigen und Videosequenzen aufzunehmen. Der Refraktor wurde ebenfalls mit einer Sonnenfilterfolie versehen (Abb. 1).
Da der Transit bereits kurz nach 13:30 Uhr begann, vereinbarten wir bei klarer Sicht einen früheren Beginn der AG.
Die Wetterverhältnisse waren bei uns in Norddeutschland an diesem Tag sehr unterschiedlich, teilweise war es bedeckt, aber es gab immer wieder Wolkenlücken. Hoffnungsvoll beobachteten wir die Wetterlage und waren hoch erfreut, als schon vor 13:30 Uhr die Wolken verschwanden. Die ersten der 19 Teilnehmer der AG erschienen bereits jetzt in der Kuppel. Gespannt erwarteten wir dann den Eintritt von Merkur vor der Sonnenscheibe; pünktlich um 13:35 Uhr bemerkten die Beobachter eine kleine Einbuchtung am Sonnenrand, einige Minuten später war Merkur als kleiner schwarzer Punkt deutlich vor der Sonne zu erkennen. Den Schülerinnen und Schülern wurde noch einmal der Größenunterschied zwischen Merkur und der Sonne klar, wobei sie beeindruckt davon waren,
1 Beobachtung des Transits durch das 12-Zoll-Teleskop LX200 von Meade.
Darüber ist der Refraktor mit einer Videokamera montiert.
wie deutlich Merkur trotzdem sowohl im 12-Zoll-Teleskop als auch auf dem Monitor zu sehen war. Außerdem wurden ihre Erkenntnisse aus dem Astronomieunterricht bezüglich der Umläufe der Planeten um die Sonne anschaulich bestätigt. Bis nach 15 Uhr konnte der Transit mit nur kurzen
Wolkenunterbrechungen beobachtet werden. (Abb. 2). Auch einige Sternfreunde vom Astro-Stammtisch Peine waren zum Beobachten in der Sternwarte erschienen.
Gegen 14:40 Uhr entschieden wir uns noch einmal zur Aufnahme einer etwas längeren
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Merkur und Merkurtransit
Videosequenz. Kurz danach fiel einigen auf dem Monitor ein Objekt auf, das plötzlich schnell über den Bildschirm huschte. Die Schülerinnen und Schüler hofften, dass es sich um ein UFO handeln würde, der Videoausschnitt zeigte dann, dass es ein Flugzeug war (Abb. 3). Sternfreunde des Astro-Stammtisches ermittelten einige Tage später den Flugzeugtyp und mit dem Online-Dienst Flightradar24 die Flugroute: Es handelte sich um einen Airbus Beluga. Mit Hilfe dieser Daten und der Videoaufnahme konnten nun über die Winkelausdehnung die Entfernung und aufgrund des Sonnenstandes die Flughöhe berechnet werden. Das Flugzeug war demnach zum Aufnahmezeitpunkt 40 km entfernt und hatte eine Flughöhe von 8,5 km. Eine erstaunlich gute Übereinstimmung mit der angegebenen Flughöhe bei Flightradar24 von 8,473 km!
2 Merkurtransit am 11.11.2019 zu den angegebenen Zeiten. Die Aufnahmen sind Video-
ausschnitte, die durch einen Refraktor von 80 mm Öffnung und 560 mm Brennweite mit der Videokamera ASI 120MC aufgenommen wurden.
Dank der guten Wetterbedingungen und der Vorbereitungen war der Merkurtransit für alle Beteiligten ein eindrucksvolles Ereignis. Sowohl beim folgenden Unterricht der Astronomie-AG als auch beim nächsten Treffen der Sternfreunde vom AstroStammtisch erfreute man sich an den aufgenommenen Videos und Fotos und erinnerte sich noch gern an diese gelungene Veranstaltung.
3 Merkur- und Flugzeugtransit um 14:43 Uhr,
aufgenommen mit den Geräten wie bei Abb. 2. Die Einzelbelichtungszeit betrug 0,011 s.
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Merkur und Merkurtransit
Was hat Saturn mit dem Merkurtransit vom 11.11.2019 zu tun?
von Olaf Squarra
Die bisherigen von Deutschland aus sichtbaren Transitereignisse unserer inneren Nachbarplaneten Merkur und Venus in der 2000er-Jahren konnte ich allesamt beobachten. Solch ein Beobachterglück ist erstaunlich, zudem von Norddeutschland aus! Nun stand erneut ein Transit bevor - der kleine Merkur sollte es wieder sein. Verlockend war das Ereignis auf jeden Fall, da ich auch eine neue optische Anordnung nutzen konnte, mit der ich mir bessere Ergebnisse erhoffte.
Dann kamen die berühmten ,,Aber": - Transittag 11.11.2019 - Novemberschmuddelwetter? - tiefer Sonnenstand (Luftunruhe?) - dafür extra Urlaub nehmen? - ... der Merkur ist ja so klein! - Und die Chance auf begleitende Sonnen-
flecken, ja überhaupt einen winzigen Sonnenfleck dabei zu haben, schien im aktuellen Sonnenfleckenminimum sehr gering ...
Trotzdem behielt ich den Termin fest im Auge und hatte die Option auf einen kurzfristig zu nehmenden, zumindest halben freien Tag angemeldet.
1 Saturn am Vorabend des Transittags
diente zur Scharfstellung des Gerätes. Aufnahmedaten: 17:31 Uhr, t = 1/6 s, ISO 1000, f = 3,2 m, Bildausschnitt
anschließende Scharfeinstellung diente als Anhalt für den morgigen Transittag, um gegebenenfalls frisch von der Arbeit kommend nicht bei Null anfangen zu müssen (Abb. 1). So sollte der geplante technische Aufbau für den Merkurtransit am 11.11.2019 bestehen bleiben (Abb. 2). Mehr Brennweite hätte bei tief stehender Sonne aufgrund der wahrscheinlichen Luftunruhe wenig Sinn
gemacht. Weniger Brennweite bei circa f = 2 m hätte zwar die gesamte Sonnenkugel mit abgebildet, jedoch wäre Merkur sehr winzig geblieben.
Früh zeichnete sich ab, dass der Transittag keinen eitel Sonnenschein bieten würde. Ein mögliches Aufreißen der Hochnebeldecke wurde im Rahmen der Möglichkeiten mit zunehmender Tageszeit kontrolliert. Doch es sah nicht gut aus für meinen nördlichen Standort in Rostock ... Trotzdem juckte es in den Fingern. Durch die Vorankündigung des Ereignisses fiel es mir zu recht spätem Zeitpunkt plötzlich doch leicht, für den Rest des Tages frei zu nehmen.
Zu Hause angekommen, wurde das Fernrohr grob in Position gebracht, der Objektivsonnenfilter aufgesetzt und die Kamera mit Fernauslöser installiert. Der Wind war unangenehm frisch, so kam mangels Mittagessen erst mal Müsli auf den Tisch. Bis zum ersten Kontakt war noch etwas Zeit,
Der Termin rückte näher. Die Wettervorhersagen versprachen zumindest kein dauerhaft klares Wetter. So blieb es, was dies betrifft, spannend bis zum Schluss. Am Abend vorher bestand die Gelegenheit, den Aufbau weitgehend vorzubereiten. Tief am Südwesthimmel zwang sich Saturn noch einmal förmlich auf, betrachtet zu werden. Wie nicht anders zu erwarten, erschien der tief stehende Planet bei höherer Vergrößerung sehr wabbelig. Anschließend wurde der Okularauszug mit einer 4x-Powermate von TeleVue und einer Kamera mit Vollformatsensor (Sony Alpha 7S) bestückt. Die Grundbrennweite meines Pentax-125-SDP-Refraktors (f = 800 mm) wurde so auf ca. f = 3,2 m verlängert. Die
2 Teleskop- und Aufnahmetechnik am Transittag, Geräte siehe Text
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Merkur und Merkurtransit
3 Die Sonne gibt sich ab und an zu erkennen! Übersichtsaufnahme um 13:54 Uhr
mit f = 105 mm, Bildausschnitt
der wolkenverhangene Himmel zeigte mehr und mehr Kontraste und mitunter kleine blaue Lücken. Es fühlte sich einfach spannend an, und ich dachte mir, wenn es auch nur eine Momentaufnahme wird, dann kann ich mich freuen und wäre dabei!
So sollte es einige Minuten nach dem ersten Kontakt tatsächlich kommen, jedoch ohne wirklich blauen Himmel zu haben (Abb. 3). Die Lücken blieben minimal, meist waren es dünne Hochnebelränder, welche die Sonne etwas hindurchließen. Immerhin konnte so die Sonne im gefilterten 6x30-Sucher eingestellt und der Montierungsmotor zur Nachführung gestartet werden. An der Kamera drehte ich an der ISOEmpfindlichkeit zeitweilig auf Werte von 51.200 oder sogar 128.000, um aufgrund der Lichtabschwächung durch Wolken überhaupt etwas erkennen zu können! Für Sonnenfotografie im Alltag ist das natürlich ein Unding. Eines wurde auch klar: Nur Serienbilder würden die Chance wahren, gegebenenfalls einmal ein richtig belichtetes Bild, das möglichst wenig Verzerrung durch Luftunruhe aufweist, festzuhalten (Abb. 4). Nun zeigte sich auch, dass der gestrige Aufbau mit der kurzen Saturnbetrachtung ein Glücksgriff war. Eine mögliche Schärfeeinstellung am heuti-
gen Transittag wäre aufgrund der ständig wechselnden Lichtverhältnisse und starker Luftunruhe schlicht unmöglich gewesen. Saturn sei gedankt!
Eine Reihe von ca. 100 Bildern war später im Kasten. Die Sonne sank weiter herab und die hochnebelartigen Verhältnisse wurden nicht mehr besser, sondern schlechter (Abb. 5). Ich war trotzdem einfach fröhlich, dass der ganze Aufbau nicht umsonst war, dass die Technik funktioniert hatte und natürlich dankbar dafür, dass ich erneut einen der seltenen Transits in Teilen miterleben durfte. Das hat Spaß gemacht!
4 Merkur vor der Sonne um 13:47 Uhr,
t = 1/40 s, ISO 320, f = 3,2 m, Bildausschnitt, Kontrastanpassung mittels Autokorrektur in der Apple-Vorschau
5 Merkur vor der Sonne um 14:07 Uhr, t = 1/20 s, ISO 12.800, f = 3,2 m
Journal für Astronomie Nr. 74 | 15
Merkur und Merkurtransit
Merkurtransit hoch drei
von Peter C. Slansky
1 Der Merkurtransit am 11. November 2019, beobachtet
durch eine kurze Wolkenlücke mit einer Sony 7S an einem Selbstbau-Faltrefraktor 71 mm/1.734 mm.
Verfinsterungen und Transite sind astronomische Ereignisse mit ganz eigener Dramatik: Das große Himmels-Mobile offenbart seine Präzision in einer für uns sinnlich erfahrbaren Weise. Zweifellos am spektakulärsten sind Sonnenfinsternisse, mit etwas Abstand Mondfinsternisse. Beide sind mit dem bloßen Auge erlebbar. Transite der beiden inneren Planeten Merkur und Venus vor der Sonne erfordern hingegen eine teleskopische Beobachtungstechnik. Hierfür gelten Anforderungen wie für die Sonnenbeobachtung.
Mein Lehrfach an der Hochschule für Fernsehen und Film München ist die Film- und Fernsehproduktionstechnik. Hierdurch ergibt sich eine schöne Überschneidung meiner Profession mit meiner Passion, der
Astronomie. Da Transite der inneren Planeten nur mit einem Teleskop sichtbar gemacht werden können und da sie außerdem einem präzisen Zeitablauf folgen, laden sie zu einer Live-Aufzeichnung und -Übertragung per Video ein. Mit unterschiedlichen Techniken konnte ich alle Merkur- und Venustransite dieses Jahrhunderts in Europa beobachten. Von den drei Merkurtransiten 2003, 2016 und 2019 möchte ich hier berichten.
Der Merkurtransit am 7. Mai 2003 war nach der Sonnenfinsternis 1999 und der Mondfinsternis 2001 erst meine dritte Transitbeobachtung. Er sollte vor allem als Generalprobe für den Venustransit 2004 dienen. Matthias Knülle, Ulf Wossagk und ich hatten frühzeitig Kontakt zum damaligen
Leiter des Wendelstein-Observatoriums der Universitätssternwarte München, Dr. Heinz Barwig, aufgenommen und ihn davon überzeugen können, uns Amateurastronomen die Aufgabe zu übertragen, den Venustransit live ins Internet zu übertragen. Das war damals durchaus noch nicht so weit verbreitet wie heute und versprach Aufmerksamkeit für das WendelsteinObservatorium, auch bei seinen Partnern in den USA, wo das Ereignis in die Nacht fiel. Für diese PR-Maßnahme wurde der wissenschaftlich eigentlich nicht mehr genutzte Koronograf reaktiviert. Zur Vorbereitung ermöglichte Dr. Barwig uns einen ,,Probedurchlauf " beim Merkurtransit am 7.5.2003. Und das war auch dringend nötig, wie sich später herausstellte.
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Merkur und Merkurtransit
Das Observatorium auf dem 1.845 m hohen Wendelstein ist Teil der Universitätssternwarte München. Von der Bergstation der Zahnradbahn führt ein mehr als 100 m langer Stollen zu einem Aufzug, der - direkt durch eine Kalksteinhöhle - ins Observatoriumsgebäude führt. Alle Geräte mussten über diesen Weg hoch geschafft werden.
Meine Aufnahmetechnik bestand aus einer Philips ToUCam 740K, damals das Standardgerät der Amateure für Planetenaufnahmen, die über USB (1.1!) von einem Laptop gesteuert wurde. Die Abbildung 2 zeigt den Aufbau: Die Webcam wurde an den Coude-Fokus des Koronografen angeflanscht. Ein 50-Euro-Massenartikel an einem professionellen 200 mm/3.750 mm Zeiss-Refraktor - das hatte etwas ...
2 Instrumentierung für den Merkurtransit am 7. Mai 2003: Philips ToUCam 740K
mit Notebook am Coude-Fokus des 200 mm/3.750 mm-Koronografen des WendelsteinObservatoriums.
Bei den ersten Tests stellte sich heraus, dass der Funkmast unmittelbar hinter dem Observatorium kräftige Einstrahlungen in die Elektronik der Kamera abgab, die zu inakzeptablen Bildstörungen führten. Angewiesen auf die ,,Bordmittel" oben auf dem Berggipfel, war guter Rat teuer. Den lieferte Ulf Wossagk: Eine zusätzliche Signalabschirmung in Form einer vierfach um das dünne USB-Kabel und das Kunststoffgehäuse der Webcam gewickelten Alufolie aus der Küche des Observatoriums schaffte Abhilfe.
Am frühen Morgen des 7. Mai 2003 erlebten wir auf dem Wendelstein einen grandiosen Sonnenaufgang. Die Beobachtung wurde insofern ein Erfolg, als zwar der erste Kontakt wegen einer falschen Teleskop-Positionierung verpasst wurde - am langbrennweitigen Refraktor lieferte die Webcam nur einen winzigen Bildausschnitt und das Umlenkprisma ergab ein seitenverkehrtes Bild -, aber der zweite, dritte und vierte Kontakt konnten aufgenommen werden. Es entstand ein Zeitraffervideo, in dem
3 Merkurtransit im H-Licht am 7. Mai 2003 um 12:27 MESZ, kurz vor dem 3. Kontakt. Die
Aufnahme erfolgte mit einer Philips ToUCam 740K im Coude-Fokus des 200 mm/3.750 mmKoronografen des Wendelstein-Observatoriums.
nur die Transitmitte durch Wolken gestört wurde. Die Abbildung 3 zeigt Merkur und Sonne kurz vor dem dritten Kontakt.
Nach dieser Generalprobe verlief die Beobachtung des Venustransits ein Jahr später sehr erfolgreich. Mit den Erfahrungen vom Merkurtransit 2003 hatte ich meine Web-
cam in ein Metallgehäuse gebaut und das dünne USB-Kabel gegen ein hochwertig abgeschirmtes ersetzt. Neben der ToUCam im Coude-Fokus des Koronografen konnte auf eine Übersichtskamera der Sonne sowie zwei weitere Kameras in der Kuppel und im Außenbereich umgeschaltet werden - jede volle Minute ein neues Standbild im Inter-
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Merkur und Merkurtransit
4 Den Merkurtransit am 9. Mai 2016
übertrug ich während der Mittagspause der Jahrestagung der Fernseh- und Kinotechnischen Gesellschaft live auf einen Bildschirm im Tagungsgelände.
5 Merkurtransit am 9. Mai 2016 in Leipzig um 13:19 MESZ, kurz nach dem 2. Kontakt.
Die Aufnahme erfolgte mit einer Sony 7S an einem 102 mm/1.100 mm-Fraunhofer-Refraktor in Okularprojektion bei einer effektiven Brennweite von ca. 15 m.
larprojektion mit effektiver Brennweite von 15 m realisiert. Mit einem 15 m langen HDMI-Kabel wurde das Live-Video-Signal meiner Kamera auf einen 65-Zoll-Monitor im Tagungszentrum übertragen (Abb. 4). Leider war die Luft sehr unruhig, da sich der Bürgersteig neben dem Leipziger Kubus durch die Sonne stark aufgeheizt hatte. Um die chromatischen Fehler der Luftunruhe und des Teleskops auszuschalten, hatte ich einen Schmalbandfilter bei 540 nm (Grün) mit einer Halbwertbreite von 10 nm eingesetzt; die Kamera wurde im Schwarzweißmodus betrieben. Angesichts der starken Luftunruhe ergab die Videoaufnahme einen großen Vorteil gegenüber der Einzelbildfotografie: Nachträglich konnten die wenigen scharfen Einzelbilder aus der Videosequenz herausgesucht werden (Abb. 5). Über 60 Experten der Film- und Fernsehtechnik beobachteten den ersten und zweiten Kontakt. Danach forderte das Tagungsprogramm wieder ihre Aufmerksamkeit, doch das überraschende, gemeinsame Erlebnis blieb allen in positiver Erinnerung - und fand seine Erwähnung im Tagungsbericht und in verschiedenen Artikeln [1].
net, so etwas nannte sich damals ,,WebTV"... Gleichwohl erhielten wir eine E-Mail vom Direktor des Observatoriums auf dem Mauna Kea, Hawaii, Prof. Dr. Rolf Kudritzki: ,,Great pictures ... unfortunately, we miss the transit in Hawaii. But all the IfA people are looking at your images. A rare occasion, where Wendelstein beats Mauna Kea and Haleakala. Aloha!" (Die Pointe: Bis 1999 war Rolf Kudritzki Professor für Astronomie an der Ludwig-Maxilians-Universität München gewesen.)
13 Jahre später waren die Rahmenbedingungen für den nächsten Merkurtransit,
am 9. Mai 2016, ganz anders: Der erste Kontakt um 13:12 Uhr MESZ fiel genau in die Mittagspause der Jahrestagung der Fernseh- und Kinotechnischen Gesellschaft FKTG in Leipzig. In Abstimmung mit der Tagungsleitung baute ich mein Teleskop auf dem Bürgersteig direkt vor dem Tagungsort auf, dem Helmholtz-Zentrum für Umweltforschung in Leipzig, genannt Leipziger Kubus. An einem 102 mm/1.100 mm-Fraunhofer-Refraktor kam eine Sony 7S mit einem Baader-Herschelprisma zum Einsatz. Für ihr 35,5 mm x 20 mm großes Bildfeld - rund zehnmal so groß wie das der ToUCam - wurde eine Oku-
Meinen dritten Merkurtransit konnte ich am 11. November 2019 beobachten, 16 Jahre nach meinem ersten und drei Jahre nach meinem zweiten. Das Datum fiel allerdings genau in mein Seminar Fernsehtechnik im 3. Semester. So beschloss ich, dieses Ereignis in das Seminarprogramm einzubauen. Während die Studierenden auf dem Außengelände südlich der Hochschule für Fernsehen und Film ihre Übungsszenen drehten, baute ich mein Teleskop auf. Diesmal kam mein Sonnen-Faltrefraktor 71 mm / 1.734 mm zum Einsatz (Abb. 6). Die Tatsache, dass ich dieses Gerät selbst konstruiert und gebaut hatte, verschaffte
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Deep-Sky-Klassiker
-- für Einsteiger
-- Die schönsten Ziele für Hobbyastronomen -- Übersichtliche Sternkarten und genaue An-
leitungen weisen den Weg am Himmel -- Zu jedem Objekt wird erläutert, was bereits
ein Fernglas zeigt und welche Details in einem kleinen oder größeren Teleskop sichtbar werden
(C) Tjefferson / fotolia
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mir bei den Studierenden zusätzliche Aufmerksamkeit. Das Wetter zeigte sich allerdings ungünstig, fast den ganzen Tag war es bedeckt; andererseits steigerte das auch die Dramatik. Um 13:46 MEZ, wenige Minuten nach dem 1. Kontakt, erschien eine kleine Wolkenlücke und ich konnte ganze drei Fotos machen. Immerhin hatten auch die Studierenden einen Blick auf das Livebild des kleinen schwarzen Punkts vor der Sonnenscheibe erhaschen können. Von diesen drei Bildern gefällt mir das letzte am besten (Abb. 1), weil es gerade wegen der Wolken diesen Merkurtransit am treffendsten wiedergibt.
Bis zum nächsten Merkurtransit, meinem dann vierten, wird es nun 13 Jahre dauern. Dann werde ich (klopfe auf Holz) pensioniert sein - und bei der Beobachtung sicher über die Erinnerungen an meine damalige (also heutige) Beobachtungstechnik schmunzeln. Und das große Himmels-Mobile wird präzise ablaufen, wie immer ...
6 Den Merkurtransit am 11. November 2019 beobachtete ich vom Außengelände der
Hochschule für Fernsehen und Film durch eine kurze Wolkenlücke. Immerhin konnten auch einige Studierende einen Blick auf das Ereignis auf dem Kameradisplay werfen.
Internethinweis (Stand: Januar 2020): [1] www.fktg.org/der-mann-mit-dem-fernrohr
Journal für Astronomie Nr. 74 | 19
Merkur und Merkurtransit
Merkurpassage
in Schwülper bei Braunschweig
von Jürgen Burghard
Vom Wetter her war es total spannend: Gibt es etwas zu sehen oder nicht? Und wenn ja, hält das Wetter? Es hielt tatsächlich bis zum Abtauchen der Sonne hinter dem Haus! Je tiefer die Sonne sank, desto rasanter verschlechterten sich die Sichtbedingungen. Ansonsten gab es im Süden leichten Dunst, einige Kondensstreifen vagabundierten ab und zu durch das Sichtfenster. Mit dem Aufbauen der beiden Teleskope Skywatcher FH 120 mm/1.000 mm (mit Herschelkeil) und dem Lunt-H-Teleskop begann ich auf dem Wendehammer vor unserem Haus ca. 70 Minuten vor dem 1. Kontakt. Das war zu knapp, denn den Eintritt habe ich verpasst. Erstmalig bediente das Laptop zwei Kameras: Die ASI-178MM am Lunt und die ASI-1600MM pro am FH.
1 Zwei Teleskope, zwei Kameras: den Merkurtransit be-
obachtete ich im Weißlicht und mit einem H-Teleskop.
2 Kurz nach dem
ersten Kontakt um 13:37 Uhr: H-Aufnahme der Sonne mit Merkur.
20 | Journal für Astronomie Nr. 74
Merkur und Merkurtransit
3 Die Sonne mit Merkur im Weißlicht um 13:59 Uhr
4 Sonne, Merkur, Wolken und Kondensstreifen eines
Flugzeugs: So sah die Situation um 15:04 Uhr aus.
5 Zusammenstellung meiner Aufnahmen des Merkurtransits von Anfang bis Ende, Uhrzeit in UT
Journal für Astronomie Nr. 74 | 21
Merkur und Merkurtransit
Merkurtransit mit Planetentechnik
von Sven Melchert
Nach erfolgreichen Beobachtungen der Transite von 2003 und 2016 stellte sich für das Ereignis am 11. November 2019 die Frage: was würde diesmal anders sein - außer dem kleinen schwarzen Merkurscheibchen vor der Sonne? - Die Technik! 2003 kam noch Farbdiafilm zum Einsatz, 2016 war es eine digitale Spiegelreflexkamera, jeweils in Verbindung mit einem Refraktor und Objektivsonnenfilter. Besonders scharfe Sonnenbilder (egal ob mit oder ohne Merkur) sind mir aber selbst mit der Digitalkamera nie gelungen. Vermutlich fehlt mir die Geduld, um auf einen Moment mit wenig Luftunruhe zu warten. Zudem ist das Scharfstellen am hellen Tag jedes Mal ein ordentliches Herumeiern. Gibt es denn keine zuverlässigere Methode für scharfe Aufnahmen der Sonne?
Diese Frage beantwortete sich im Sommer 2017, als ich eine für Planetenvideos übliche Kamera ASI 290 zur Beobachtung eines Transits der ISS vor der Sonne verwendete.
Zwar passte die Sonne bei 480 mm Brennweite nicht vollständig auf den Chip, doch die ISS wurde auf 22 Bildern erwischt und die anschließende Bearbeitung mit dem üblichen Ablauf in AutoStakkert! 3 und Registax ließ nicht nur die schwarze Silhouette der ISS, sondern auch Andeutungen der Granulation auf der Sonne erkennen. Mit dieser Methode die gesamte Sonne aufzunehmen, erschien vielversprechend!
Der Gedanke blieb noch zwei Jahre lang Theorie, bis eine zur Brennweite von 738 mm des Refraktors mit 123-mm-Öffnung passende Kamera mit kleinen Pixeln erhältlich und meine Entreicherungsbereitschaft ausreichend gestiegen war. Anstelle des Objektivsonnenfilters kam auf Empfehlung eines geübten Sonnenbeobachters außerdem ein Herschelkeil zum Einsatz.
Die Kamera ist eine ASI 183MM, deren Pixel nur 2,4 x 2,4 groß sind. Bei 738 mm Brennweite ergibt sich ein Pixelmaßstab
von 0,67''. Die Sonne (oder der Mond) passt gerade so auf den 8,8 mm hohen Chip. Ein großer Nachteil dieser Kombination: Um die 5.496 x 3.672 Pixel der Kamera zu übertragen, sind selbst per USB 3 nur Raten von kaum mehr als 10 Bildern pro Sekunde (fps, frames per second) möglich. In der Praxis kann das Bildfeld etwas beschnitten werden, so dass sich eine Rate von 25 fps ergibt. Immerhin.
Zurück zum Merkurtransit. Eine scharfe Aufnahme der Sonne mit dem kleinen Merkur war ein Ziel, löste aber noch keine Begeisterung aus. Wenigstens wollte ich versuchen, den Eintritt exakt zu erwischen und, sofern das Wetter mitspielte, eine Animation des weiteren Verlaufs zu erstellen. Am Tag des Merkurtransits bewegte sich Merkur mit etwa fünf Bogensekunden pro Minute relativ zur Sonne. Bei einem Pixelmaßstab von 0,67'' legte Merkur damit in acht Sekunden eine Pixelbreite zurück und in zwei Minuten seinen eigenen Durchmesser von 10''. Damit war ausgemacht: Alle zwei Minuten sollte ein Video von zehn Sekunden Länge aufgenommen werden.
1 Der Nebel geht, die Wolken kommen, das Teleskop wartet auf seinen Einsatz
(Refraktor LZOS 123 mm / 738 mm, Baader-Cool-Ceramic-Herschelprisma, Kamera ASI 183MM, Montierung AP Mach 1).
So weit die Theorie. Blieb die Frage nach dem Wetter. Das war für November überraschend erfreulich, doch der Hochdruckeinfluss ließ Stuttgart unter einer grauen Nebeldecke schlummern. Immerhin klarte es am Sonntagnachmittag auf, so dass die Technik für den Transit am Montag aufgebaut und getestet werden konnte (Abb. 1). Am Montag wollte sich der Hochnebel zunächst nicht verziehen. Bange Blicke aus dem Bürofenster: Lasse ich den halben Arbeitstag sausen und hoffe auf pünktliches Aufklaren, oder hake ich die Sache als ,,Pech gehabt" ab? Gegen Mittag zeigten sich erste Auflösungserscheinungen der Nebeldepression. Gesehen, gegangen, eine gute halbe Stunde später war das Teleskop bereit, das Wetter aber noch nicht.
22 | Journal für Astronomie Nr. 74
Merkur und Merkurtransit
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2 Mit einem Badetuch über Kopf und Bildschirm wurde die Aufnahmesoftware
FireCapture bedient.
Auf dem Satellitenfilm konnte man später sehen, wie herannahende Wolken den Nebel vertrieben. Es vollzog sich der Wechsel von Pest zu Cholera: erst Nebelsuppe, dann ,,richtige" Wolken. Doch in der Übergangszeit, genau pünktlich zum Beginn des Merkurtransits, bildeten sich die erhofften Wolkenlücken. Noch einmal schnell nachfokussiert, die Sonne im Bildfeld zentriert, um 13:36 Uhr und 16 Sekunden der Klick auf den Aufnahmeknopf (Abb. 2). Zehn Sekunden später war das Video im Kasten, keine Minute später zogen wieder Wolken über die Sonne. Puh!
Den Eintritt hatte ich anscheinend erwischt, doch aus der geplanten Serienaufnahme wurde nichts. ,,Mein" Merkurtransit dauerte aufgrund der Wetterlage nur 30 Minuten. Nur einmal war die Sonne noch komplett wolkenfrei. Nach der Bildbearbeitung
3 Beginn des Merkurtransits um 13:36:22 Uhr. Ausschnitt einer Gesamtauf-
nahme der Sonne. Das Schwarzweißbild wurde per Software eingefärbt.
Journal für Astronomie Nr. 74 | 23
Merkur und Merkurtransit
(die aufgrund der Datenmenge ein Kapitel für sich ist) durfte ich erfreut feststellen: Der Eintritt von Merkur (Abb. 3) und eine spätere Gesamtaufnahme der Sonne waren für die Bedingungen gut geworden (Abb. 4). Das Minimalziel hatte ich damit erreicht und somit meinen insgesamt fünften Planetentransit vor der Sonne erfolgreich beobachtet. Was will man mehr? Den sechsten natürlich! Leider findet der am Vormittag des 13. November 2032 statt - die Verhältnisse stellen sich von Deutschland aus dann nicht besser dar. Doch wer weiß, über welche technischen Möglichkeiten wir Hobbyastronomen bis dahin verfügen werden?
4 Merkur vor der Sonne um 13:49:14 Uhr -
die zweite und letzte wolkenfreie Aufnahme. Das Schwarzweißbild wurde per Software eingefärbt.
24 | Journal für Astronomie Nr. 74
Merkur und Merkurtransit
Der Merkurtransit in Florida
von Stefan Meyer
Am Tag des Merkurtransits hielt ich mich im sonnigen Miami in Florida auf und konnte das Ereignis von Miami Beach aus verfolgen. Das Wetter war hervorragend, nur vereinzelt gab es Wolken, der Wind störte nicht. Von Florida aus konnten wir den Transit in seiner ganzen Länge beobachten. Die Fotos zeigen auch den Zeitpunkt um den Merkuraustritt, denn dieser war von Mitteleuropa aus nicht zu beobachten. Meine Frau und ich waren begeistert! Die Fotos wurden ohne Teleskop, nur mit einer Nikon-Coolpix-P900-Kamera aufgenommen - natürlich durch einen Sonnenfilter (Dichte 5). Bei ISO 100 betrugen die Belichtungszeiten 1/800 s bis 1/400 s.
1 Beginn des Merkurtransits kurz nach
Eintritt vor der Sonne. Zenit ist oben.
2 Merkur nähert sich dem Sonnenrand, der Austritt ist nicht mehr fern. Zenit ist oben.
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Merkur und Merkurtransit
Merkurtransit in Radebeul
von Martin Fiedler
Ich beobachtete den Merkurtransit an der Sternwarte Radebeul in drei Wellenlängenbereichen. Für die Weißlichtaufnahme (oben) wurde der MaksutovNewton mit 14 Zoll Öffnung und 1.600 mm Brennweite eingesetzt.
Die H-Aufnahme (Mitte) wurde durch ein dafür geeignetes Teleskop von Lunt gewonnen.
Das dritte Bild zeigt die Sonne im Licht der blauen Kalzium-Linie; hierfür kam ebenfalls ein Teleskop von Lunt zum Einsatz. Kamera war eine Canon EOS M3.
26 | Journal für Astronomie Nr. 74
Merkurtransit mit dem Smartphone
von Kurt Hopf
Merkur und Merkurtransit
Zur Fotografie durch meine Teleskope habe ich mir eine Halterung für das Smartphone selbst gebaut (oben rechts). Für die Aufnahme des Merkurtransits wurde ein achromatischer Refraktor mit 70 mm Öffnung und 700 mm Brennweite (auch bekannt als ,,Lidl-Refraktor") verwendet. Merkur war bereits auf dem Display des Smartphones deutlich zu erkennen (oben). Das Gesamtbild der Sonne mit Merkur entstand um 15:01 Uhr in Hof (rechts). Wer Interesse an solch einem Adapter für 5 Euro hat, kann mich unter www.kurt-hopf.de gern kontaktieren.
Journal für Astronomie Nr. 74 | 27
Merkur und Merkurtransit 28 | Journal für Astronomie Nr. 74
Merkurtransit aus Sachsen
von Lutz Clausnitzer
Am 11. November 2019 veranschaulichte ein Naturschauspiel die Winzigkeit der Planeten gegenüber der Sonne. Merkur wanderte vor der Sonne entlang und machte glaubhaft, dass die Sonne 99,8 % der Masse des Sonnensystems in sich vereint. Vielleicht ist das auch Anlass für uns Menschen zu ein bisschen mehr Demut. Das Bild wurde um 14:30 Uhr mit 1.280 mm Brennweite (Teleskop: Borg 100 mm / 640 mm mit 2xBarlowlinse von Zeiss, Kamera: Sony Alpha 7s) durch einen Objektivsonnenfilter aufgenommen.
Merkurtransit aus Berlin
von Rainer Schendel
Von Berlin aus konnte ich den Merkurtransit bis zum Sonnenuntergang sehen - das war ein Genuss. Für die Beobachtung habe ich einen Refraktor mit 90 mm Öffnung und 1.000 mm Brennweite (Meade Explorer 135) verwendet. Die Aufnahme wurde in afokaler Projektion durch ein Okular vom Typ Kellner gewonnen - indem ich meine Digitalkamera hinter das Okular gehalten habe.
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Merkur und Merkurtransit
Die Grenzen der Merkursichtbarkeit
von Paul Hombach
Die Beobachtung von Merkur mit freiem Auge oder Fernglas ist nur während weniger Wochen im Jahr möglich. Damit Merkur sichtbar wird, muss er sich von der Erde aus gesehen möglichst weit von der Sonne entfernen. Diese maximalen Winkelabstände können zwischen 18 Grad und 28 Grad erreichen. Das ist nicht viel, der innerste Planet des Sonnensystems nutzt also allenfalls die Morgen- oder Abenddämmerung als Bühne für seine Himmelsauftritte. Ein genügend großer Abstand zur Sonne allein führt nicht automatisch zu einer guten Erkennbarkeit: Merkur muss dabei noch möglichst hoch über dem Horizont stehen. Die besten Sichtbarkeiten des scheuen Planeten ereignen sich für Beobachter in nördlichen Breiten im ersten Halbjahr am Abendhimmel, im zweiten am Morgenhimmel. Grund hierfür ist die Lage der Ekliptik zum Horizont. Sie steht zwischen Winter- und Sommersonnenwende steil über dem westlichen Abendhimmel, zwischen Sommer- und Wintersonnenwende ragt sie beobachterfreundlich hoch am östlichen Morgenhimmel empor. Wenn Merkur während dieser Zeiten einmal östlich (Abendhimmel) bzw. westlich (Morgenhimmel) der Sonne steht, kann er das Beste aus seinem kleinen Winkelabstand machen. Dazu kommt, dass Merkur eine Mindesthelligkeit haben sollte, um in der Dämmerung gesehen zu werden. Auch sollte die Dämmerung nicht zu hell sein, wir benötigen zusätzlich noch eine Mindesttiefe der Sonne unter dem Horizont. Diese muss umso größer sein, je geringer Merkurs Helligkeit ausfällt.
Aus all diesen Werten lässt sich die Sichtbarkeit des eiligen Götterboten berechnen. Daraus ergeben sich dann Sichtbarkeitsdiagramme, wie sie in astronomischen Zeitschriften und Jahrbüchern zu finden sind. Die typische Grafik für eine Abendsichtbarkeit, meist gerechnet für den Ort auf 50 Grad Nord und 10 Grad Ost, sieht dann wie in
1 Merkur neben einer Kirch-
turmspitze am Abendhimmel des 25. Juni 2018, aufgenommen mit einer Lumix FZ-300 mit 600 mm Brennweite (Foto: Paul Hombach).
2 Sichtbarkeitsdiagramm von Merkur aus dem Kosmos Himmelsjahr 2010, S. 91. Im
dunkelgelben Bereich ist Merkur eher schwierig, im hellgelben gut zu sehen. Das Diagramm ist für 50 Grad Nord und 10 Grad Ost gerechnet. Die Untergangs- und Sichtbarkeitszeiten liegen dadurch systematisch früher als bei den Beobachtungen des Autors. An den relativen Sichtbarkeiten ändert sich durch den fast gleichen Breitengrad allerdings praktisch nichts. Zur besseren Vergleichbarkeit mit den Grafiken des Autors ist die Darstellung gegenüber dem Original um 90 Grad nach links gedreht. (Abbildung mit freundlicher Genehmigung des Kosmos-Verlags)
der Abbildung 2 aus: Eine Achse zeigt das fortlaufende Datum, die andere die Uhrzeit. Eingetragen sind die Untergangszeiten von Sonne und Merkur. Während sich die Sonnenuntergänge im Frühjahr kontinu-
ierlich verspäten (im Diagramm als schräge Linie zu sehen), geht Merkur zunächst immer deutlicher nach der Sonne unter. Wenn sein Sonnenabstand wieder schrumpft, nähert sich seine Untergangskurve wieder der
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Merkur-Abendsichtbarkeit 2010
Merkur und Merkurtransit
3 Die Merkursichtbarkeit im Frühjahr 2010. Eingetragen sind die Untergangszeiten von Merkur und Sonne. Die drei farbigen
Linien zeigen die berechnete früheste Sichtbarkeit unter den Bedingungen super (S, orange), brauchbar (B, rot) und mäßig (M, blau) an. Senkrecht dazu sind die tatsächlich mit bloßem Auge erfolgten Beobachtungen eingetragen (Abbildung: Paul Hombach).
4 In das gleiche Schema wie bei Abb. 3 sind hier die berechneten frühesten Sichtbarkeiten (super = rot, brauchbar = grün, mäßig =
blau) und die tatsächlich erfolgten Beobachtungen mit dem Fernglas eingetragen. Die Beobachtungen erfolgten auf 50,7 Grad Nord und 6,2 Grad Ost, außer der vom 17. April (50,7 Grad N, 7,1 Grad O) (Abbildung: Paul Hombach).
Merkur und Merkurtransit
Sonnenuntergangszeit an. Zwischen der Kurve der Merkurzeiten und der Linie der Sonnenuntergangszeiten liegt irgendwo der Bereich, in dem der flotte Planet sichtbar wird. Diese Zone wird meist zweifarbig dargestellt. In einem weniger hellen Teil ist Merkur schwierig bzw. nur mit dem Fernglas zu sehen, im inneren, helleren Teil ist er besonders günstig zu sehen. Durch die beiden Farben und die elliptische Form des Bereichs erinnert das Diagramm etwas an ein längs aufgeschnittenes hartgekochtes Ei. Merkurfans, die den Planeten mit bloßem Auge erspähen wollen, können so im ,,Dotterbereich" direkt Tag und Uhrzeit ermitteln, an denen - gutes Wetter vorausgesetzt - eine Beobachtung am Erfolg versprechendsten ist. (In neueren Ausgaben des Kosmos Himmelsjahres wird inzwischen eine differenziertere Farbabstufung verwendet.)
Lässt sich so ein ,,Hartgekochtes-Ei-Diagramm" aus eigenen Beobachtungen rekonstruieren? Und was ist von den Wahrnehmungsgrenzen zu halten? Gibt es eine Sichtbarkeit außerhalb der ,,Eigelb-Zone"? Der Autor kann inzwischen auf einige hundert dokumentierte Merkurbeobachtungen seit 1982 zurück blicken. Exemplarisch sei hier die Abendsichtbarkeit von Merkur im März/April 2010 dargestellt. Was die theoretischen Sichtbarkeitsgrenzen betrifft, so hat hierzu vor Jahren der Programmierer Thomas Pfleger (Deep-Sky-Beobachtern als Autor der Software ,,Eye&Telescope" [1] bekannt) das Programm ,,Hermes" geschrieben. Dieses untersucht einen vorgegebenen Zeitraum automatisch auf eine mögliche Merkursichtbarkeit und stellt diese tabellarisch dar. Hierbei kann man zwischen Beobachtungen mit bloßem Auge oder Fernglas wählen und zwischen drei angenommenen Sichtbedingungen (super, brauchbar, mäßig) unterscheiden. In mei-
nen eigenen Diagrammen finden sich entsprechend drei weitere Linien.
Auf der x-Achse in den Abbildungen 3 und 4 sind das fortlaufende Datum und die Helligkeit von Merkur (bei Abendsichtbarkeiten abnehmend, da Merkur vor seinem Überholmanöver der Erde von uns aus gesehen immer sichelförmiger und somit lichtschwächer wird) vermerkt, auf der senkrechten y-Achse ist die Uhrzeit in MESZ zu finden. Die schräge untere schwarze Linie markiert die Sonnenuntergänge, der schwarze Bogen im oberen Bereich die Merkuruntergänge. Die drei farbigen Linien in der Abbildung 3 für das bloße Auge zeigen die Zeit an, ab wann laut ,,Hermes" Merkur in der Dämmerung zu sehen sein sollte. Orange unter Bestbedingungen, rot unter brauchbaren, blau unter mäßigen. Wie man erkennt, kann der kleine Planet unter perfekten Umständen bereits knapp 20 Minuten nach Sonnenuntergang gesichtet werden, selbst bei mäßiger Transparenz immerhin 35-40 Minuten nach Verschwinden des Zentralgestirns. Als senkrechte Balken sind nun meine tatsächlichen Beobachtungen eingetragen. Die Linie der frühestmöglichen Sichtung wird tatsächlich am 5. April getroffen. Auch das Intervall der möglichen Tage wird recht gut ausgeschöpft, mit einer ersten Beobachtung am 29. März und der letzten am 15. April. Wetterbedingt brachte auch das Fernglas (Abb. 4) zu Beginn der Periode keinen Vorteil, lieferte allerdings für den schon arg blassen Gesellen noch für den 17. April einen späten Datenpunkt. Freisichtig und mit dem Fernglas ließ sich - natürlich abhängig vom örtlichen Horizont und der atmosphärischen Durchsicht - mit beiden Methoden Merkur manchmal bis auf 20 Minuten vor seinem Untergang verfolgen. Die längste Zeit freiäugiger Beobachtungen am Stück betrug ca. 55 Minuten, mit dem Fernglas,
damals ein durchschnittliches 8x30-Glas, waren auch schon mal rund 60 Minuten drin.
Insgesamt lässt sich das ,,Merkur-Ei" schön durch eigene Beobachtungen bestätigen. Bei anderen Morgen- und Abendsichtbarkeiten gelang es, die Prognosen manchmal zu übertreffen. Günstig hierfür sind besonders Zeiten zu Beginn einer Abendsichtbarkeit, wenn Merkur bei noch eher geringem Sonnenabstand schön hell ist. Insofern ist die oben untersuchte Abendsichtbarkeit durch ihren ,,verpassten Anfang" nicht einmal optimal. Es bleibt ein schöner Sport, den Planeten Merkur oft und unter möglichst grenzwertigen Bedingungen zu erspähen, für mich auch außerhalb der ,,offiziellen Zeiten" immer das Gelbe vom Ei!
Internethinweis (Stand: 13.02.2020): [1] www.eyeandtelescope.com
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Das Unmögliche sehen
Ein Teleskop aus der Zukunft: Für unglaubliche Blicke und
Fotos von den Sternen
Astroshop ist ein Bereich der nimax GmbH. Preisänderungen und Irrtümer vorbehalten.
Was kommt heraus, wenn wir ein Teleskop mit moderner Technologie zu etwas Neuem verbinden? Ein Wunderwerk für endlose Reisen ins Universum. Erleben Sie im Okular selbst schwache Deep-Sky-Objekte hell, deutlich und in Farbe. Eine Mischung aus visueller Beobachtung und vollautomatischer Fotografie. Klingt zu schön? Möglich macht es eine Verbindung aus der Optik, OLED und einem hochmodernen Sensor. Willkommen in der Teleskop-Welt der Zukunft. Mit dem neuen Unistellar eVscope ist sie jetzt schon Gegenwart.
Lichtstarke Öffnung
Der parabolische Hauptspiegel erzeugt eine Abbildung ohne sphärische und chromatische Aberrationen.
Integrierte Astrokamera
Der hochempfindliche Sony IMX224 CMOS-Sensor ermöglicht die Beobachtung auch von lichtschwachen Himmelsobjekten.
Bildverstärkung (Enhanced Vision Technology)
Das eVscope zeigt nicht nur den Moment, sondern sammelt Licht über längere Zeiträume. Machen Sie so auch lichtschwache Himmelsobjekte sichtbar! Aktivieren Sie das Live-Stacking und beobachten Sie die Entwicklung und Optimierung des Bildfeldes in Echtzeit.
Moderner OLED-Bildschirm
Der Nachthimmel wird von einem extrem kontrastreichen Bildschirm durch das Okular projiziert. Sehen Sie Nebel und Galaxien detailliert und in Farbe!
Automatische Feld-Erkennung
Das stellt herkömmliches GoTo in den Schatten! Dank des ausgeklügelten Plate-Solving-Verfahrens des eVscope kann es in sekundenschnelle die Sterne im Bildfeld analysieren. So richtet es sich automatisch auf jedes Beobachtungsziel aus.
Herkömmliches Teleskop
Komfortable Bedienung
Mit der Unistellar App (Android/iOS) haben Sie die volle Kontrolle unkompliziert und ohne nervige Kabel.
Unistellar eVscope 114/450 Astrograph inkl. Dreibeinstativ Gewicht 9,0 kg
eVscope
Art.-Nr. 63955
Preis in
2999,-
Erhältlich bei
Astroshop.de
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08191-94049-1
Merkur und Merkurtransit
Merkur in der Dämmerung
zusammengestellt von Sven Melchert
1 Am 27. März 2013 begegneten sich Merkur (oben),
Venus (Mitte) und Jupiter (unten) im Sternbild Stier. Das Foto gelang Stefan Binnewies im Bergischen Land mit einem 24-mm-Objektiv, das Bild zeigt einen Ausschnitt der zehn Aufnahmen zu je zehn Sekunden Belichtungszeit.
Jedes Jahr gibt es meist zwei Gelegenheiten, um Merkur aufzusuchen: im Frühjahr am Abendhimmel und im Herbst am Morgenhimmel. Für eine erfolgreiche Beobachtung muss dann alles passen: das Wetter, der freie Blick zum Horizont und die eigene freie Zeit, um sich für eine halbe Stunde bis Stunde nach Merkur auf die Lauer zu legen. Wann Merkur zu sehen ist, steht bekanntlich in astronomischen Zeitschriften und Jahrbüchern. Damit die Beobachtung gelingt, sollte man sich vorher mit dem Horizont in der entsprechenden Himmelsrichtung vertraut machen. Es muss nicht immer ein hoch- und abgelegener Beobachtungsplatz sein - manchmal genügt in der Stadt ein größerer freier Platz oder der Blick aus dem oberen Stockwerk, damit der Himmel nahe dem Horizont nicht von Gebäuden verdeckt wird. Zur Vorbereitung hilft auch ein Blick auf die abend- oder morgendliche Himmelssituation mit dem Programm Stellarium [1].
Selbst bei freier Horizontsicht und klarem Himmel ist jede Merkursichtbarkeit anders. Manchmal sieht man ihn glasklar über bunten Dämmerungsfarben, bei anderen Gelegenheiten kann sich Merkur kaum gegen die horizontnahen Dunstschichten durchsetzen - das ist immer wieder spannend zu verfolgen. Wer die Möglichkeit hat, Merkur von der Südhalbkugel aus zu beobachten, für den stellt sich die Situation übrigens sehr viel entspannter dar. Denn leider hat es die Natur so eingerichtet, dass günstige Sichtbarkeiten auf der Nordhalbkugel nur mit der maximalen Elongation von 18 Grad zusammenfallen. Auf der Südhalbkugel ist es umgekehrt, dort fällt eine Abend- oder Morgensichtbarkeit immer mit der Elongationsdistanz von 28 Grad zusammen; Merkur steht daher in der Dämmerung viel höher am Himmel und kann über Wochen verfolgt werden.
Die Krönung einer Merkursichtbarkeit sind schließlich Konjunktionen mit dem Mond oder anderen Planeten; dann bleiben meist nur ein oder zwei Tage, um das Zusammentreffen zu sehen. (Nächste Gelegenheit in diesem Jahr übrigens am Morgen des 13. November.)
Vielen Dank an alle, die uns ihre Aufnahmen von Merkur zur Verfügung gestellt haben! Wir zeigen sie in chronologischer Reihenfolge von 2013 bis zur Abendsichtbarkeit im Februar 2020. Und viel Erfolg bei weiteren Streifzügen am Morgen- oder Abendhimmel, um ein kleines Licht zu erhaschen, dessen Anblick jedes Mal große Freude macht.
Internethinweis (Stand: 14.02.2020): [1] www.stellarium.org/de
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Merkur und Merkurtransit
2 Oben: 22. Januar 2015, 18:18 Uhr, Blick
vom Gornergrat in der Schweiz zum Matterhorn: über dem Horizont sind Mars, der Mond, Venus und Merkur auszumachen. Werner E. Celnik hielt die Szenerie mit einem 35-mm-Objektiv bei Blende 5,6, ISO 800 mit einer Belichtungszeit von zwei Sekunden im Bild fest.
3 Unten: Abendsichtbarkeit von Merkur am
28. April 2015, fotografiert von Werner E. Celnik aus Rheinberg. Um 22:09 MESZ wurde mit einer Canon 5DMkII und Zoom-Objektiv 24-105 mm (Arbeitsbrennweite 47 mm) bei Blende 4 und ISO 3200 0,5 Sekunden lang mit freier Hand aus dem Dachfenster belichtet. Knapp über Merkur stehen die Plejaden, links oben die helle Venus.
4 Folgende Doppelseite: Merkur und
die schmale Sichel des zunehmenden Mondes am 8. April 2016 um 18:45 Uhr lokaler Zeit. Martin Fiedler gelang diese stimmungsvolle Aufnahme vom Mount Tapyas bei Coron (Philippinen) mit einer Canon EOS M3 bei f = 55 mm und 1,3 s Belichtungszeit.
Merkur und Merkurtransit 36 | Journal für Astronomie Nr. 74
Merkur und Merkurtransit
5 Oben: Am 29. September 2016
hatte sich das frühe Aufstehen gelohnt, zwischen einigen Wolken tauchte die schmale Sichel des abnehmenden Mondes neben Merkur auf. Canon 6D mit 300-mm-Objektiv bei Blende 4, ISO 1000, t = 0,5 s. Foto: Sven Melchert.
6 Unten: Das Bild von Merkur, Venus und dem Mond
entstand am Abend des 19. März 2018 knapp unterhalb des Teide-Observatoriums bei Izaña auf Teneriffa. Kamera war eine Canon 6D mit 24-mm-Objektiv bei Blende 4. Belichtet wurde 13 s bei ISO 1600. Die helle Venus und Merkur stehen rechts neben dem 3.715 m hohen Pico de Teide, der Mond rechts oberhalb des Vulkangipfels. Der kleine Lichtpunkt knapp unterhalb des Gipfels auf dem Vulkankegel markiert die Berghütte Altavista in 3.260 m Höhe. Foto: Stefan Binnewies.
7 Rechts: Über dem Serengeti-National
park stand am 14. Juli 2018 die Ekliptik fast senkrecht zum Horizont. Im Löwen leuchtete damals die helle Venus, weiter unten, direkt über den Wolken, findet man Merkur. Martin Fiedler verwendete die Kamera Canon M3 mit Weitwinkelobjektiv und belichtete vier Sekunden.
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Merkur und Merkurtransit
8 Im Februar 2019 herrschte weiträumig gutes Wetter, so dass die Abendsichtbarkeit von Merkur über mehrere Tage
hinweg verfolgt werden konnte. Sabine Mauer aus Halsenbach im Hunsrück ist es sogar an sieben Tagen gelungen, Merkur zu fotografieren. Sie hat dazu immer vom gleichen Ort und zur gleichen Zeit (17:33 Uhr) aus fotografiert. Die Aufnahmen mit einer Canon 80D und 55-mm-Objektiv (Blende 5, ISO 6400, t = 1/400 s) wurden später in Adobe Photos hop überlagert, um die Positionsveränderungen von Merkur über den Zeitraum zu zeigen. Das ist sehr gelungen!
Merkur und Merkurtransit
9 Merkur versinkt am Abend des 27. Februar 2019 über dem Südwesthorizont von Stuttgart. Über einen
Zeitraum von 30 Minuten hat Sven Melchert (ungefähr) alle zwei Minuten eine Aufnahme gemacht. Canon 6D mit 85-mm-Objektiv bei unterschiedlichen ISO-Werten und Belichtungszeiten.
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Merkur und Merkurtransit
1 0 Ebenfalls am 7. Februar 2020 nahm Jens Leich die zwei Abendplaneten in der Dämmerung auf. Er hat die sehr
transparente Luft vor dem Aufziehen eines Sturmtiefs genutzt, sich trotz Kälte aufs Fahrrad geschwungen und Venus mit Merkur über der Silhouette von Wiehl-Marienhagen fotografiert. Kamera: Fujifilm X-T20 mit 18-55-mm-Objektiv bei f = 18 mm, Blende 1,8, ISO 200, t = 2 s.
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Merkur und Merkurtransit
Merkur im Teleskop
- eine echte Herausforderung!
von Sven Melchert
Er ist klein, er ist nur selten in der Dämmerung zu sehen, er steht tief am Horizont: Merkur drängt sich für Planetenbeobachter nicht gerade als verheißungsvolles Ziel auf. Während Jupiter mit durchschnittlich 40 Bogensekunden aufwartet, Mars bei einer nahen Opposition um die 25 Bogensekunden groß wird und die Sichel der Venus gut eine Bogenminute erreicht, wird Merkur kaum größer als zehn Bogensekunden - theoretisch, denn dann steht er zu nah an der Sonne, um selbst mit ausgefeilten Techniken beobachtet werden zu können. Bei großem Sonnenabstand misst ein ,,Halbmerkur" gerade mal sieben Bogensekunden. Wer ihn in der Dämmerung mit dem Teleskop aufsucht, wird wegen der Horizontnähe nur ein sehr unruhiges und von atmosphärischer Dispersion geprägtes unscharfes, zappelndes, klitzekleines Planetenscheibchen sehen, in dem man mit Ach und Krach und mit viel gutem Willen gerade so seine Phasengestalt erkennt.
Besser ist es, Merkur am Taghimmel zu beobachten. Geht das überhaupt? Überraschenderweise ja - vorausgesetzt, man verfügt über eine computergesteuerte Goto-Montierung oder hat die Geduld und das Geschick, die Position von Merkur relativ zur Sonne zu bestimmen und ihn dann vor dem hellen Himmelshintergrund aufzufinden. Auf dem Papier sind die Zeiten der größten Elongationen dazu am besten geeignet, im Alltag werden sich Beobachtungsversuche auf ein Wochenende mit sehr klarem Himmel beschränken. Drücken wir die komplizierte Situation einmal anders aus: Wer tagsüber Zeit und Lust auf Himmelsbeobachtung hat, der sollte auch mal schauen, ob Merkur derzeit weit genug von der Sonne entfernt steht und dann einen Versuch wagen (bitte mit den üblichen Vorsichtsmaßnahmen, wenn die Sonne als Wegweiser ins Spiel kommt!).
Bei der Beobachtung, und noch mehr für Aufnahmen, hilft ein Rotfilter - möglichst dunkel, also für den Durchlass bei langen Wellenlängen in Richtung Infrarot. Die Beobachtung im Rotlicht verstärkt einerseits den Kontrast zum blauen Taghimmel und ,,beruhigt" andererseits die Luftunruhe, da sie sich bei längeren Wellenlängen weniger stark ausprägt. Nachteil: die Auflösung des
1 Merkur am 25. März 2017
- meine erste und einzige Aufnahme von Merkur als ,,Planetenscheibchen" bisher - ein Beifang, da an diesem Tag Venus in unterer Konjunktion stand. Teleskop war ein Refraktor mit 80 mm Öffnung und 480 mm Brennweite, die mit einer Barlowlinse auf 1.920 mm verlängert wurde. Als Kamera diente eine ALccd 5L-II, zwischen Teleskop und Kamera saß ein Rotfilter, Kantenwellenlänge 685 nm. Die Phase ,,Halbmerkur" ist gerade so zu erkennen.
2 Martin Fiedler nahm
Merkur am 21.05.2007 durch den 14-Zoll-Maksutov-Newton der Sternwarte Radebeul auf. Kamera: DMK 21AF04.
Teleskops nimmt mit zunehmender Wellenlänge ab, doch in der Praxis überwiegen die Vorteile. Eine kleine Merkursichel vor hellem Himmelsblau kann natürlich auch hübsch aussehen.
Manchen Spezialisten gelingt es sogar, auf dem winzigen Planetenscheibchen Albedostrukturen auszumachen, die im
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Merkur und Merkurtransit
Vergleich zu einer unscharf dargestellten (,,blurred") Simulation von Merkur auf Basis von Aufnahmen der Raumsonde Messenger real sein könnten - der Konjunktiv wird hier bemüht, da selbst Teleskope mit großer Öffnung, langer Brennweite, einer Kamera mit kleinsten Pixeln und die besten Algorithmen der Bildverarbeitungssoftware hier an ihre Grenzen stoßen.
Dieser Teil unseres Schwerpunktthemas fällt entsprechend kurz aus. Wem von unseren Lesern Aufnahmen von Merkur gelungen sind oder wer sogar weitere hilfreiche Tipps zur Beobachtung oder Fotografie hat, der ist herzlich eingeladen, seine Ergebnisse hier im VdS-Journal für Astronomie zu veröffentlichen!
3 Was mit einem großen Teleskop und Können des Beobachters möglich ist, zeigt die Auf-
nahme von Rudolf A. Hillebrecht vom 5. Februar 2020. Links die Aufnahme, Mitte und rechts die simulierte Ansicht von Merkur aus der Software WinJUPOS. Daten zur Aufnahme in der Abbildung.
Ein Nachtrag Am Osterwochenende lag das Schwerpunktthema im Layout zur Kontrolle vor. Ich las noch einmal den Text, sah meine einzige Merkuraufnahme in Abb. 1. und dann die der anderen Beobachter. Draußen war klarer Himmel, das Teleskop dank der langen Schönwetterperiode bereits aufgebaut. Wo steht derzeit eigentlich Merkur? Ein Blick in Guide beantwortete die Frage: rund 22 Grad westlich der Sonne, etwa eine Stunde vor seiner Kulmination. Und wie groß ist er? Gerade mal 5,8 Bogensekunden. Könnte auf die Schnelle ein Aufnahmeversuch erfolgreich sein?
Der Gedanke war kaum zu Ende gedacht, schon steckte die Kamera ASI183 MM mit Rotfilter 685 nm im Okularauszug, der Refraktor (123 mm/738 mm) schwenkte zu Merkur und auf dem Livebild zeigte sich ein sehr kleines, kontrastarmes Planetenscheibchen vor hellem Hintergrund. Merkur wurde exakt in die Bildfeldmitte gestellt, die Barlowlinse mit 4-facher Brennweitenverlängerung eingesetzt, so gut es mit dem zappelnden Merkur ging, fokus-
siert und dann bei Gain 230 eine Aufnahme mit 10 ms Belichtungszeit für 120 s gestartet.
Von dem Film mit 11.872 Bildern wurden in AutoStakkert!3 fünf Prozent gemittelt und per Drizzle auf 150% vergrößert. Es folgte eine leichte Schärfung mit Registax und Kontrastanpassung mit Photoshop. Auf Merkur waren tatsächlich leichte Schattierungen zu erkennen - sind sie echt oder eine Folge der Bildbearbeitung? Das sollte ein Vergleich mit dem Simulationsbild aus WinJupos zeigen, das per Gaußfilter unscharf gemacht wurde. Das Ergebnis zeigt Abb. 4.; die Übereinstimmung der Oberflächenmerkmale ist nicht besonders deutlich, doch der untere dunkle Bereich könnte real sein.
4 Oben: Merkur am 11. April 2020
um 11:45 Uhr MESZ; unten: Simulation mit WinJupos. Mehr dazu im Text. Aufnahme: Sven Melchert.
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Merkur und Merkurtransit
Merkuraufnahmen mit langer Brennweite
von Michael Nolle
Neben den ,,Standardplaneten" Jupiter, Saturn, Mars und Venus habe ich über die Jahre hinweg auch immer wieder einmal versucht, oder besser gesagt geplant, Merkur durch das Teleskop zu beobachten und aufzunehmen. Wegen seiner schnellen Bewegung am Himmel und des niemals großen scheinbaren Abstands von der Sonne sind die Zeiträume für eine brauchbare Beobachtung aber sehr begrenzt. Zudem reicht es nicht aus, dass sich Merkur um seine größte östliche oder westliche Elongation befindet, die Ekliptik muss obendrein auch noch steil zum Horizont stehen, um für Merkur genügend Höhe zu ermöglichen. Dann kommen noch die Wetterbedingungen und andere Umstände hinzu, und schon sind die Chancen für eine erfolgreiche Beobachtung oder gar Aufnahme sehr spärlich. Neben dem natürlich schlechteren Seeing spielt nah am Horizont auch die atmosphärische Dispersion eine entscheidende Rolle. So habe ich es einmal nicht geschafft, den zu einem kleinen Spektrum auseinandergezogenen, 11 Grad hoch stehenden Merkur mittels eines atmosphärischen Dispersionskorrektors (ADC) vollständig zu korrigieren. Um den Einfluss der atmosphärischen Turbulenz und der Dispersion so weit wie möglich zu reduzieren, empfehle ich, einen Rotfilter mit begrenztem Durchlassbereich (keinen Kantenfilter wie Wratten #25 alleine) oder IR-Filter für die Fotografie zu verwenden.
Seit meinen Anfängen in der Videografie (Mitte 2014) ist es mir aber dreimal gelungen, ein vorzeigbares Bild von Merkur zu erstellen. Dabei half es auch, dass ich am Westrand der Mittelmeerinsel Gozo (Malta) lebe und freien Blick übers Meer mit wenig Land dazwischen habe, das sich im Sommer stark aufheizt. Leider ist es bei mir aber oft windig.
1 Merkur am 3. Mai 2015. Tele-
skop: Meade 10-Zoll-ACF und 2xBarlowlinse (effektive Brennweite 3.700 mm), Kamera: ZWO ASI 120MM mit Filter Wratten Nr. 25 und IR-Sperrfilter. 7% von 2.500 Bildern wurden mit der Software Giotto gestackt und dann mittels Gauß- und Mexican-Hat-Filter (Butterworth-Filter) geschärft.
2 Merkur am 25. Juni 2018. Tele-
skop: GSO-8-Zoll-RC und BaaderHyperion-Barlowlinse (effektive Brennweite 3.300 mm), Kamera: ZWO ASI 120MM mit ZWO-RotInterferenzfilter aus dem RGB-Filtersatz. 2% von 13.000 Bildern wurden mit der Drizzle-Funktion (1,5x) mit AutoStakkert gestackt und vorgeschärft, dann leicht in Adobe Photoshop nachgeschärft.
Die Abbildung 1 wurde am 3. Mai 2015 gewonnen. Dabei stand der 7,3'' große Merkur 14 Grad über dem Horizont. Merkur war an diesem Abend zu 47% beleuchtet. Das Video wurde durch einen Wratten-Filter Nr. 25 aufgenommen, dessen Durchlassbereich mittels eines IR-Sperrfilters begrenzt wurde.
Die Abbildung 2 wurde am 25. Juni 2018 gemacht und ist ein Zufallsprodukt, da an dem Abend eigentlich die Venus mein Ziel war. Diese videografiere ich normalerweise im UV-Licht, wozu ich meinen 8-Zoll-Ritchey-Chretien (RC) verwende. Der RC ist durch den großen Fangspiegel kein ideales Planetengerät, enthält aber als reiner Reflektor keine UV-Licht absorbierenden Glaskomponenten. Beim Einstellen der Ve-
nus ist mir Merkur aufgefallen, wobei ein flüchtiger Blick durch das Okular vielversprechend war. Leider bestand keine Zeit mehr, das Teleskop zu wechseln. Merkur hatte während der Aufnahme nur eine Höhe von 8,5 Grad , einen scheinbaren Durchmesser von 6'' und war zu 70% beleuchtet.
Drei Tage später visierte ich Merkur wieder gezielt an. Die Bedingungen an diesem Abend waren nicht schlecht. Sein scheinbarer Durchmesser war leicht auf 6,3'' angewachsen, wobei der Beleuchtungsgrad auf 65% gesunken war. Während der Aufnahme befand sich Merkur 11 Grad über dem Horizont. Das Ergebnis hat mich überrascht, denn ich meine, dass Details auf Merkur erkennbar sind. Um dies zu überprüfen, habe ich mit der Software WinJUPOS eine
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Merkur und Merkurtransit
perspektivische Ansicht erstellt. Diese Ansicht wurde per Gauß-Filter unscharf gemacht und dann kontrastverstärkt, um meiner Aufnahme zu ähneln. Die linke Seite von Abbildung 3 zeigt meine Aufnahme, die rechte Seite die bearbeitete Ansicht aus WinJUPOS. Obwohl der Vergleich doch Unterschiede zeigt, meine ich, dass die Strukturen auf meiner Aufnahme durchaus real sind. Dabei gilt es zu Bedenken, dass die von WinJUPOS verwendete Karte auf Fotos der Raumsonde Messenger basieren, deren wellenlängenabhängige Empfindlichkeit sich von meiner Ausrüstung unterscheidet. Dazu kommt, dass die perspektivische Ansicht die unterschiedlichen Beleuchtungswinkel durch die Kugelform von Merkur nicht berücksichtigt.
3 Merkur am 28. Juni 2018. Links meine Aufnahme und rechts die bearbeitete Ansicht aus
WinJUPOS. Teleskop: Meade 10-Zoll-ACF und Baader-Hyperion-Barlowlinse (effektive Brennweite 6.100 mm), Kamera: ZWO ASI 120MM mit ZWO-Rot-Interferenzfilter aus dem RGBFiltersatz. 3% von 12.800 Aufnahmen wurden mit AutoStakkert gestackt und vorgeschärft, anschließend mit dem Mexican-Hat-Filter von Giotto weiter geschärft und in Adobe Photoshop kontrastverstärkt.
Weitere Informationen zu den Gerätekonfigurationen und der Bearbeitung der Aufnahmen sind den Bildunterschriften zu entnehmen.
Merkur am Taghimmel im Teleskop
von Ralf Kreuels
Der Kontrast am Taghimmel des 25.02.2019 war sehr gering, im Sucher war Merkur kaum zu sehen. Seine Position fand ich, indem ich von der Sonne ,,zurückrechnete". Als Aufnahmesoftware wurde SharpCap [1] verwendet, aber eine alte Version, in der es noch einen Gamma-Regler gab. Zur Beurteilung des Fokus' am Bildschirm war das nicht unwichtig.
Beobachtet wurde mit dem C 11 bei f/10, der Kamera ASI 178MM und einem IRFilter mit Kantenwellenlänge bei 742 nm. Merkur war an diesem Tag knapp 18 Grad von der Sonne entfernt und wies einen Durchmesser von rund sieben Bogensekunden auf. Die Aufnahmen wurden am Nachmittag mit einer Belichtungszeit von 20 ms gemacht - davon 110 AVI-Filme von je 10 Sekunden. Diese 110 Videos wurden in AutoStakkert!3 [2] mit einer Verwendungsrate von 66% gemittelt, die daraus entstandenen 110 Bilder erneut gestackt
und mit einer Verwendungsrate von 33% gemittelt. Geschärft wurde in Adobe Photoshop mit einer unscharfen Maske von 2,2 Pixel Radius.
Das Ergebnis war noch nicht wirklich schön anzusehen, denn es gab helle und dunkle Ringe auf dem Planetenscheibchen. Zum Glück waren diese sehr symmetrisch und ich konnte sie mit einer invertierten unscharfen Maske ebnen.
Dies war erst mein zweiter Versuch an Merkur. Einige Oberflächendetails konnte ich verifizieren, obwohl die Luftunruhe verglichen mit guten Nächten gar gruselig war. Bessere Ergebnisse würde ich mir vormittags kurz nach Sonnenaufgang erwarten ... ich bleibe dran!
Internethinweise (Stand: 14.02.2020): [1] www.sharpcap.co.uk [2] www.autostakkert.com
1 Merkur am Taghimmel des 25.02.2019,
Planetendurchmesser rund 7''. Aufnahme mit Celestron C 11 bei f/10, Kamera ASI 178MM, IR-Filter 742 nm, Bildautor: Ralf Kreuels.
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Amateurteleskope / Selbstbau
Smartphonehalterung selbst gebaut
von Hans-Ulrich Veith
Die modernen Smartphones zeichnen sich zum Teil u. a. durch sehr gute Kameras aus. Das hegte bei mir den Wunsch, mein Smartphone für erste einfache Astrofotos an meinem 4,5-Zoll-Newtonteleskop einzusetzen. Ich habe bisher nur visuell beobachtet.
Da ich in meinem Keller eine kleine Werkstatt habe, lag es für mich nahe, es für die ersten fotografischen Experimente mit einer kostengünstigen Halterung im Selbstbau zu versuchen. In meiner Materialsammlung gab es noch ein Stück 16 mm dicke Korkplatte. Die erschien mir stabil genug. Als Befestigung des Smartphones wählte ich eine Siliconhülle, passend zu meinem Smartphone.
1 Herstellung der Okularhalterung mit dem
Forstner-Bohrer
2 Bearbeitung der Bohrungsränder mit
dem Elektroschleifer
Im ersten Schritt habe ich die Korkplatte auf die Größe der Siliconhülle zugeschnitten und die Kanten mit Schleifpapier gerundet. Die Bohrung für das Kameraobjektiv habe ich mit einem Forstner-Bohrer mit einem Durchmesser von 34,6 mm (Topfbohrer für Türschaniere) gebohrt (Abb. 1 und 2). Die Okulare haben einen ähnlichen Durchmesser, so dass ich damit auch gleich die Okularaufnahme realisieren könnte. Mit 16 mm ist die Platte auch dick genug, um ein Verkippen am Okular zu vermeiden. Ich musste keine zusätzliche Steckhülse fertigen. Bei Bedarf kann diese Bohrung mit Klebeband wieder etwas verengt werden. Die Kanten habe ich mit einem Akkuschleifer gerundet (Abb. 3). Die Siliconhülle ist mit einer 5-mm-Senkkopfschraube auf der Korkplatte befestigt (Abb. 4). Dabei ist es wichtig, dass diese Schaube etwa in der Mitte der Hülle sitzt, um den Okularwechsel zu vereinfachen. Die Schraube wird auf der Rückseite mit einer Flügelmutter oder einem Sterngriff geklemmt. Damit kann ich die Okulare sehr flexibel wechseln (Abb. 5). Die ersten Fotografien von den Jupitermonden (Abb. 6) und vom Mond (Abb. 7)
3 Ansicht okularseitig
4 Ansicht kameraseitig
5 Gesamtansicht
von der Seite
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Amateurteleskope / Selbstbau
6 Die Jupitermonde, aufgenommen mit der selbstgebauten
Halterung an meinem 4,5-Zoll-Newton
zeigen das Ergebnis. Die Halterung ist ausreichend stabil, wenngleich ich noch weitere Übung brauche, um das Ergebnis zu verbessern. Nach vielen Jahren der Abstinenz ist mit diesem kleinen Projekt die Freude an der Astronomie bei mir neu aufgeflammt.
7 Der zunehmende Mond
Literaturhinweis: [1] P. M. Oden, 2019: ,,Mondfotografie mit dem Smartphone", Sterne und Weltraum 7/2019, S. 80
Mit 8 Zoll unterwegs
von Bernd Gährken
In südlichen Ländern ist das Wetter oft besser und die Licht- und Luftverschmutzung geringer. Für die Urlaubszeit wurden in den letzten Jahren daher praktische Reiseteleskope entwickelt.
Für Strukturen bei Deep-Sky-Objekten sind mindestens 8 Zoll Öffnung wünschenswert. Weitere Forderungen sind ein geringes Gewicht und geringe Abmessungen. Bei den meisten Fluggesellschaften darf der Koffer eine maximale Größe von 158 cm (Summe aus Höhe, Breite und Tie-
1 Der zusammengelegte Dobson. Die Stan-
gen stammen von einem ausrangierten Fotostativ. Nach dem Abschrauben der Höhenräder wird der Spiegelkasten in der Rockerbox versenkt. Die Bauhöhe liegt dadurch knapp unter den 26 cm des Koffermaßes.
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Amateurteleskope / Selbstbau
2 Wenn der Staubschutzdeckel abgenommen wird, kann man den
Hut mit Spinne und den Sekundärspiegel erkennen. Die Vertikalführungen sind hier auch schon angeschraubt.
3 Für die Okularauszugs- und Sucherhalterung gibt es separate,
maßlich angepasste Aussparungen in der Verkleidung der Spiegelbox. Auf der Spiegelabdeckung sind der Okularauszug und Sucher angebracht. Dadurch haben sie einen festen, definierten Platz und stoßen nicht an den Wandungen an.
fe) und ein Höchstgewicht von 23 kg nicht überschreiten. Ein Reiseteleskop sollte in einen Standardkoffer passen.
Die Fotoreihe zeigt einen Reisedobson, der aus Anlass der Sonnenfinsternisreise nach Chile im Juli 2019 konstruiert und gebaut wurde. Die Südamerikareise [1] dauerte drei Wochen und es wurden einige der dunkelsten Standorte in Argentinien und Chile besucht. Es gab ein halbes Dutzend Nächte, in denen sich das Teleskop nutzen ließ. Dazwischen musste es sieben Flugreisen überstehen. Das Bodenpersonal geht mit den Koffern eher ruppig um, doch das Gerät hat die 14 Ein- und Ausladevorgänge weitestgehend unbeschadet überstanden. Nach der Rückkehr musste lediglich die Rockerbox mit einigen Metallwinkeln verstärkt werden.
Die Sonnenfinsternis fand am 2. Juli 2019 statt. Im Juli ist auf der Südhalbkugel Winter und die Nächte sind entsprechend lang. Die Beobachtungsplätze lagen zwischen Meereshöhe und 4.300 m Höhe. Mit dem Auto wurden allein in Chile 6.000 Kilometer zurückgelegt. Die besten Beobachtungen gelangen am Paranal und auf dem Altiplano an der bolivianischen Grenze.
Auf der Beobachtungsliste standen u. a. Sternhaufen in den Magellanschen Wolken, IC 4628, die beeindruckende Sculptor-Galaxie NGC 253, IC 5150, die Region um den Kugel-
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4 Die Abdeckung für die Spiegelbox ist einseitig mit schwarzem
Velours belegt, und dient so gleichzeitig als Blendschutz gegenüber dem Okularauszug.
Amateurteleskope / Selbstbau
5 Oben: Alle Komponenten sind baulich aufeinander abgestimmt.
Der helikalische 1,25-Zoll-Okularauszug und der Sucher werden von einem kleinen Aluminiumwinkel gehalten. Damit ist auch ausreichende Stabilität für die Justage gewährleistet.
6 Oben rechts: Die Rockerbox ist durch die großen Löcher ge-
wichtsoptimiert. Die ,,große Spiegelbox" sorgt außerdem für etwas Blendschutz. Verwendet wurden 5 mm und 8 mm starke Multiplexplatten. Lediglich die Höhenräder und der Hut sind aus dickeren Multiplexplatten (15 mm) gefertigt, um Verwindungen zu vermeiden.
7 Rechts: Das komplette Teleskop (8 Zoll, f/5) ist in wenigen
Minuten einsatzbereit und wiegt unter 9 kg.
sternhaufen NGC 6723 mit den Reflexionsnebeln NGC 6729 und IC 4812, aber auch Klassiker wie der Katzenpfotennebel, die Kugelsternhaufen M 4 und NGC 6144, die Spiralgalaxie M 83, Centaurus A und Eta Carinae fehlten natürlich auch nicht.
Vielen Dank an Hubert Hermelingmeier von der VdS-Fachgruppe Amateurteleskope, auf dessen Anregung hin dieser Fotobericht entstanden ist.
Internetlink (Stand 02.10.2019): [1] B. Gährken, 2019: ,,Reisebericht Sonnenfinsternis Chile
2019", www.astrode.de/reisen/reisen19c/chile2019.htm
Journal für Astronomie Nr. 74 | 49
Amateurteleskope / Selbstbau
Mit einem 3D-Drucker zum individuellen Teleskopbauteil
von Uwe Braasch
Eigentlich aus einer Laune heraus entschied ich mich zum Kauf eines 3D-Druckers. Inzwischen hat sich die Technik etabliert und man bekommt bereits zu relativ geringen Kosten ein brauchbares Gerät. Bausätze beginnen bei ca. 100 Euro, ein fertig aufgebauter Drucker liegt bei etwa 350 Euro aufwärts. 3D-Druck von Kunststoffteilen ist inzwischen keine Hexerei mehr, aber leider nicht, was die Geschwindigkeit angeht. Man muss schon je nach Drucker einige Minuten warten, bis Druckbett (mehr und mehr werden auch preiswertere Drucker mit beheizbarem Druckbett angeboten) und Druckkopf aufgeheizt sind und der Druck beginnen kann. Als Druckbett bezeichnet man übrigens den Teil des 3D-Druckers, auf dem die Objekte schichtweise mithilfe des Druckkopfes aufgebaut werden. Je nach Druckertyp bewegt es sich horizontal oder vertikal, wobei es auch Drucker mit unbeweglichem Druckbett gibt. Eine Beheizung des Druckbettes ist nicht immer erforderlich. Das hängt vom verwendeten Filament (so nennt man das schnurförmige Druck-
material) ab. Je nach Größe des Objektes kann ein Druckvorgang durchaus mehrere Stunden dauern. Das Ergebnis entschädigt allerdings für die Wartezeit. Mit einem Programm, das dem Drucker beiliegt, wird ein beliebiges 3D-Modell in die für den jeweiligen Drucker passende Kommandosprache umgewandelt. Diesen Vorgang bezeichnet man als ,,Slicing". Dieser englische Begriff ist im Deutschen gleichzusetzen mit ,,in Scheibchen oder Schichten schneiden". Das Arbeitsgerät dazu, ein Slicer, baut also 3DObjekte scheibchenweise aus vielen dünnen Schichten auf, die Schicht für Schicht gedruckt werden. Sinnvollerweise bietet dieses Programm auch Möglichkeiten zur Nachbearbeitung an wie Skalieren, Drehen und Spiegeln.
Für den Hausgebrauch verwendet man Filamentmaterial aus Polylactiden, also PLA, das in vielen Farben angeboten wird. Mit Woodfill-PLA gedruckte Teile sollen das Aussehen von Holz imitieren. Bei PLA handelt es sich um einen Kunststoff, der aus re-
1 Okular-Wandhalter - oben rechts die Vorschau aus der Slicer-Software
generativen Quellen gewonnen wird (z. B. Maisstärke). Empfindliche Nasen bemerken während des Druckvorgangs vielleicht einen leichten Geruch, der an Schaumzucker erinnert. Doch eigentlich kann man sagen, dass die Verarbeitung dieses Materials fast geruchlos und schadstoffarm erfolgt. Nachteil von PLA ist der niedrige Schmelzpunkt von ca. 55 Grad C, der aber in der Praxis meist höher liegt. Im Internet findet man zahlreiche Berichte darüber. Man ist sich dort einig, dass ein Schmelzen des Objekts in der Sonne nicht zu befürchten ist. Die meisten 3D-Drucker verarbeiten auch ABS (Acrylnitril-Butadien-Styrol-Copolymer), PETG (Polyethylenterephthalat, auch PET genannt) und andere exotische Materialien. Die Verarbeitung dieser Materialien sollte aber wegen giftiger Emissionen nicht in Wohnräumen erfolgen.
Als Standard für 3D-Modelle hat sich die STL-Schnittstelle (Stereo-Lithografie) durchgesetzt. Sie ist Standardschnittstelle vieler CAD-Systeme. CAD steht für Computer-Aided Design, also rechnerunterstütztes Konstruieren. Gute Tools für CAD-3D-Modelle gibt es auch als Freeware, mit der man bereits die wichtigsten Modelle entwickeln kann. So konnte ich nach kurzer Einarbeitung in eins dieser Programme einen Okularhalter entwerfen und drucken, der als Wandhalter dem zeitweisen Ablegen meiner Okulare dient, die ich gerade vorübergehend nicht benötige (Abb. 1). So bot es sich dann auch an, die fehlende Augenmuschel für mein in den USA gekauftes 65-mm-Okular (ein SuperPlössl XL) mit passendem Deckel zu drucken (Abb. 2). Meine EQ5-Nachführeinheit findet nun nebst Powerbank sicheren Halt am Stativ (Abb. 3). Fehlende Okularabdeckungen sind schnell gedruckt und meine Filter befinden sich in identischen Boxen, die sich auch bei Dunkelheit und mit kalten Händen problemlos öffnen lassen.
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Amateurteleskope / Selbstbau
2 Augenmuschel mit
Staubschutzkappe
Auf der Seite www.thingiverse.com findet man zahlreiche fertige Modelle im STL-Format, welche kostenlos angeboten werden. Sie können nach dem Download mit oder ohne Nachbearbeitung für das jeweilige Druckermodell umgewandelt und dann gedruckt werden. Was allein bei Thingiverse für das Gebiet der Astronomie für den 3D-Druck angeboten wird, ist erstaunlich. Über Bahtinovmasken, diverse Adapter, Okularabdeckungen, Filterboxen, Arretierungen für Kamera-Objektive zur Fixierung der Fokuslage bis hin zu aufwändigen Nachführeinheiten findet jeder etwas für seine Belange Passendes. Größtenteils Dinge, die sonst nirgends erhältlich sind, lassen sich mit einem 3D-Drucker kurzerhand drucken. Mein 3D-Drucker steht kaum noch still.
3 Individuelle Halterung für die Steuerbox einer GoTo-Montierung
IMPRESSUM
VDS-JOURNAL FÜR ASTRONOMIE Vereinszeitschrift der Vereinigung der Sternfreunde e.V. (VdS) Hier schreiben Sternfreunde 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: Dietmar Bannuscher, Dr. Werner E. Celnik, Otto Guthier, Sven Melchert. 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 Vertrieb: Werner Teutsch GmbH, Laudenbach Bezug: ,,VdS-Journal für Astronomie" erscheint viermal pro Jahr und ist im Mitgliedsbeitrag von 40,- E (EU) und 45,- 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 unter www.vds-astro.de). Andere Beiträge senden Sie bitte an die VdS-Geschäftsstelle, Postfach 1169, 64629 Heppenheim, E-Mail: service@vds-astro.de.
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Amateurteleskope / Selbstbau
Nachruf
Klaus Weyer, ein echter ,,Astromaniac"
Vor knapp 20 Jahren reanimierte Klaus sein seit der Jugend bestehendes Interesse an der Astrofotografie. In den Astronomieforen suchte er nach Gleichgesinnten und traf sich mit ihnen in sternenklaren Nächten auf den Feldern in der Solinger Umgebung, um dem gemeinsamen Hobby zu frönen. Zu Beginn experimentierte er noch kurz mit der chemischen Fotografie und verlagerte sich nach den ersten Schritten auf die digitale Fotografie, in der er die große Zukunft sah. Zur Vereinfachung der Kommunikation von Gleichgesinnten gründete er das Forum ASTROMANIACS.
Neben dem Forum, welches sich schnell als Blog seiner Aktivitäten entwickelte, war Klaus der persönliche Austausch ein wichtiges Anliegen. Er gründete zusammen mit weiteren Forennutzern den Haaner Astrostammtisch und schloss sich dem Solinger Astrofotografentreffen an. Nach zahlreichen astrofotografischen Exkursionen in die nähere Umgebung erwarb er ein Gartenhäuschen. Er baute es zu einer auf Schienen gelagerten Sternwarte um, die er nur zur Seite schieben musste, um auch kurze Wolkenlücken für die Astrofotografie nutzen zu können. Die ersten in der neuen Sternwarte entstandenen Bilder des Sternbilds Orion und der darin befindlichen Deep-Sky-Objekte fasste er in einem Kurzfilm ,,Raumschiff Orion" zusammen, welches als Daumenkino im VdS-Journal
für Astronomie Nr. 16 (2005) und auf seiner Homepage veröffentlicht wurde.
Schnell stieß Klaus mit den von der Stange gekauften Teleskopen und Zubehörteilen an die Grenzen des Machbaren. Er wollte den Horizont erweitern und stieg in den Selbstbau von Zubehörteilen ein. Mangels einer mechanischen Werkstatt wurde er Großabnehmer von Pattex-Powerknete und formte mit seinen geschickten Händen Adapter und Bauteile, um Kameras und Leitrohre an Fernrohren zu befestigen. Die Powerknete wurde einer seiner wichtigsten Begleiter, was am Flughafen oftmals zu zusätzlichen und intensiven Sicherheitskontrollen führte.
Seine Erfahrungen im Bereich der Programmierung in Kombination mit seinem Entdeckungsdrang waren die Grundlage für viele Selbstbauprojekte, die er auf seiner Homepage watchgear.de präsentierte und in dem Forum zur Diskussion stellte. Highlights waren beispielsweise die Modifizierung von Canon-Spiegelreflexkameras mit Autoguider und einem Peltierelement mit Wasserkühlung zur Reduzierung des thermischen Rauschens, die Programmierung von Tools zum Einnorden und automatischen Nachführen von Montierungen und Routinen in der Bildverarbeitung von Astrofotografien. Im Laufe der Zeit wurde die Powerknete durch den aufkommenden 3D-Druck ergänzt. Klaus erkannte die Potenziale dieser
1 Klaus Weyer in seiner Außensternwarte
Technik und erwarb einen ersten Drucker, der schnell durch weitere ergänzt wurde, um Adapter, Bauteile und seine Ideen zur Weiterentwicklung des Zykloidgetriebes für Montierungen zu produzieren. Um die Visionen des Getriebes realisieren zu können, baute er sich einen eigenen 3D-Drucker, mit dem er während der Stammtische Teile live druckte. Zur Vollendung des Getriebes kam es leider nicht mehr. Klaus verstarb am 9. November 2019 im Alter von 54 Jahren nach einer kurzen Krankheit.
Wir werden Klaus mit seinem trockenen Humor sehr vermissen und immer als hilfsbereiten und großzügigen Astrofotografen und Selbstbauer in Erinnerung behalten, der sein Wissen gerne weitergegeben und damit viele Amateurastronomen inspiriert hat. Stefan Ueberschaer
2 Umgebaute Canon 40D mit Wasserkühlung
und integriertem Autoguider
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Astrofotografie
Neues aus der Fachgruppe Astrofotografie
Sternströme um NGC 5907
von Peter Riepe
Eine große Scheibengalaxie wie unsere Milchstraße fängt eine Zwerggalaxie ein. Diese bewegt sich durch den galaktischen Halo und wird durch Staudruck und Gezeitenkräfte entlang ihrer Bahn in die Länge gezogen. So verliert sie mit der Zeit stellare und interstellare Materie an die ,,kannibalische Galaxie". Das widerfuhr auch der Zwerggalaxie Sagittarius Dwarf, deren stellare Überreste noch deutlich im Sternbild Schütze und beidseitig weit darüber hinaus nachweisbar sind. Sternströme sind mittlerweile ein bekanntes Phänomen, auch in anderen Galaxien.
Heute arbeiten Amateure und Profis auf den Gebieten Zwerggalaxien und Sternströme zusammen. Mit dieser Zielsetzung wurde 2012 auch unsere TBG-Gruppe gegründet, siehe [1]. Publikationen lassen nicht lange auf sich warten. Bereits zum Jahresende 2008 veröffentlichten David Martinez-Delgado und Kollegen einen Aufsehen erregenden Artikel im Astrophysical Journal, Thema: Ein Sternstrom um die Galaxie NGC 5907 [2]. In der Einleitung heißt es: ,,Unsere tiefen Aufnahmen enthüllen erstmals einen großräumigen Komplex umlaufender Bögen." Diese Struktur war aber nicht neu und auch schon publiziert [3, 4], allerdings als Einzelbogen. Neu in der Arbeit von Martinez-Delgado: Der Sternstrom zeigt einen markanten Doppelbogen, ein deutlicher Unterschied zu [3] und [4]. Das zugehörige Bild stammt von R. Jay Gabany. Aus Datenschutzgründen kann es hier nicht einfach abgedruckt werden. Bitte also den Link unter [2] öffnen und selbst nachschauen.
TBG-Mitglied Robert Pölzl hatte 2011 NGC 5907 ebenfalls lang belichtet, von dem markanten Doppelbogen keine Spur! Wir veröffentlichten daher nichts, sondern fragten uns: Was hat Gabany anders gemacht? Einigen anderen Astrofotografen gelang
1 NGC 5907 mit Sternstrom, Bild: Robert Pölzl, Mai/Juni 2011, Salzstiegel/Steiermark,
368-mm-Newton f/3,6 mit Wynne-Korrektor, CCD-Kamera FLI 8300, L-Filterung 225 min belichtet, dazu ein L aus RBG mit 360 min belichtet. Dark- und Flatkorrektur.
es, einen Doppelbogen zu dokumentieren. Heute bringen wir hier Robert Pölzls Bild (Abb. 1), denn der einfache Sternstrombogen erscheint durchaus diskussionswürdig, wie nachfolgend beschrieben. 2016 gingen Seppo Laine et al. näher auf den Sternstrom von NGC 5907 ein, mit dem Bild von Martinez-Delgado und Gabany in der Einleitung. Gezeigt wurde auch ein eigenes Bild, gewonnen im r-Band am Subaru-Teleskop [5]. Darauf ist der Sternstrom wie auf dem
TBG-Bild zu sehen - einfach, nicht doppelt. Laine et al. sprechen vorsichtig nur vom ,,hellsten Teil des Sternstroms", wenngleich die Gabany-Aufnahme beide Bögen etwa gleich hell zeigt. Auch das Subaru-Teleskop hätte beide Sternströme eigentlich registrieren müssen, oder? Inzwischen hat sich auch Pieter van Dokkum mit der Dragonfly-Gruppe NGC 5907 vorgenommen [6], dazu eine weitere Gruppe um Oliver Müller mit einem 1,4-m-Teleskop [7]. In den Auf-
Journal für Astronomie Nr. 74 | 53
Astrofotografie
nahmen beider Gruppen ist kein doppelter Sternstrom um NGC 5907 sichtbar (Abb. 2), sondern nur ein einfaches ,,Knie". Das extrem tiefe Dragonfly-Bild zeigt zudem einen sehr schwachen Bogenfortsatz westlich von NGC 5907 (siehe Link in [6]). Die folgende Diskussion in der Fachwelt war heftig, sowohl für Martinez-Delgado als auch die Kritiker.
Fazit: In einer Fachpublikation muss ein so lichtschwaches Gebilde wie ein Sternstrom unbedingt durch eine zweite, unabhängige Aufnahme untermauert werden! Inzwischen läuft in der TBG-Gruppe das neue ,,Projekt NGC 5907". Aber auch andere interessierte Astrofotografen können NGC 5907 gemeinsam mit uns tief belichten. Mal sehen, was wir zum Doppelsternstrom herausfinden. Übrigens steht das TBG-Team mit Oliver Müller im Kontakt.
2 NGC 5907 mit Sternstrom, aufgenommen im Oktober 2019 am serbischen
,,Milankovic"-1,4-m-Teleskop, CCD-Kamera Andor IKONL, Belichtungszeit 7,2 h mit Einzelbelichtungen von 300 s. Mit freundlicher Genehmigung von [7].
Literatur- und Internethinweise (Stand: Februar 2020): [1] TBG-Gruppe der FG Astrofotografie (Tief Belichtete Galaxien): http://tbg.vdsastro.de/ [2] D. Martinez-Delgado et al., 2008: "The Ghost of a Dwarf Galaxy: Fossils of the Hierar-
chical Formation of the Nearby Spiral Galaxy NGC 5907", Astrophys. J. 689, p. 184, siehe https://iopscience.iop.org/article/10.1086/592555/pdf [3] Z. Shang et al., 1998: "Ring structure and warp of NGC 5907 - Interaction with dwarf galaxies", Astrophys. J. 504, p. 23, siehe https://iopscience.iop.org/ article/10.1086/311563/pdf [4] Z. Zheng et al., 1999: "Deep intermediate-band surface photometry of NGC 5907, Astron. J. 117, p. 2757, siehe https://iopscience.iop.org/article/10.1086/300866/pdf [5] S. Laine et al., 2016: "Metallicity and age of the stellar stream around the disk galaxy NGC 5907", Astron. J. 152, p. 72, siehe https://iopscience.iop.org/article/ 10.3847/0004-6256/152/3/72/pdf [6] P. van Dokkum et al., 2019: "Dragonfly imaging of the galaxy NGC 5907: a different view of the iconic stellar stream", Astrophys. J. 883, L32-L32, siehe https://arxiv.org/ pdf/1906.11260.pdf [7] O. Müller, A. Vudragovi, M. Bílek, 2019: "Hunting ghosts: the iconic stellar stream(s) around NGC 5907 under scrutiny", Astron. Astrophys. 632, id.L13, 5 pp., siehe www.aanda.org/articles/aa/pdf/2019/12/aa37077-19.pdf
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Grundlagen der Bildebnung in der Astrofotografie - Teil 2
von Peter Köchling
Im ersten Teil ging es um die Grundlagen bei der Erstellung von Flatfieldaufnahmen für tief belichtete Deep-Sky-Aufnahmen. Nach einer Belichtungsnacht sollten neben den belichteten Einzelbildern eines Objekts (Lights) auch die Dunkelbilder (Darks) und die Bilder zur Bildebnung (Flats) vorliegen. Sofern die Flats mit einer anderen Belichtungseinstellung als die Lights erstellt wurden, sind noch die Dunkelbilder für die Flats notwendig, die sogenannten Flatdarks.
Im Folgenden beschreibe ich nun die Prozedur am PC, mit der die Bildebnung vollzogen werden kann. In dem Flatfield Projektteam des Ostwestfälischen Astro-Stammtisches (OwAS) waren wir uns einig, der Öffentlichkeit zwei Prozeduren anzubieten. Die erste Prozedur sollte für Einsteiger mit Hilfe der kostenlosen Freeware Fitswork möglich sein. Die zweite, anspruchsvollere Prozedur erfolgt mit PixInsight. Auf Basis dieser Prozedur erhoffen wir uns zu einem späteren Zeitpunkt, den Ablauf durch geeignete Programmierung zu automatisieren. Letztlich ist aber nicht die Software entscheidend für die korrekte Durchführung der Bildebnung, sondern die mathematischen Algorithmen dahinter.
Astrofotografie
1 Nach der ersten Bildebnung können
am Lightdummy noch Restfehler übrig bleiben. a) Sind die Ecken noch dunkler als das Zentrum, so ist das Bild unterkorrigiert. b) Sind die Ecken zu hell, spricht man von überkorrigiert. c) Durch Wahl eines richtigen Korrekturwerts, der zum Flatfield addiert wird, erreicht man eine gute Bildebnung. Lediglich ein linearer Helligkeitsgradient bleibt eventuell im Lightdummy zurück.
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Astrofotografie
Als ersten Schritt in der Prozedur sollten aus den einzelnen Darks und Flatdarks durch Mittelung das Masterdark und das Masterflatdark erstellt werden. Die Anzahl der Darks sollte möglichst größer sein als die Anzahl der Lights. Dazu ist es erlaubt, die Darks mehrerer zeitlich naher Tage zu mitteln, sofern die Kameraeinstellung und die Sensortemperatur etwa dieselbe waren. Im zweiten Schritt erzeugen wir ein sogenanntes Lightdummy. Dazu werden alle Lights ohne jede Kalibrierung oder Bildausrichtung gemittelt. Das Lightdummy sieht zwar nicht besonders schön aus, da die Sterne und weiteren Objekte aufgrund der Nachführfehler einer Nacht verschmiert sind. Dafür repräsentiert dieses Lightdummy den perfekten Fehler durch Vignettierung einer ganzen Belichtungsreihe, überlagert von den verschmierten Himmelsobjekten, der Lichtverschmutzung und dem Sensorrauschen. Es bildet die Basis für eine spätere Kalibrierung des Masterflats. Der Begriff ,,Lightdummy" ist eine Wortneuschöpfung durch Ulf Kriese.
Im dritten Schritt widmen wir uns den Flats. Um ein gutes Signal-Rausch-Verhältnis zu erreichen, sollten die Flats gut durchbelichtet sein. Gleichzeitig ist zu beachten, dass die Pixelhelligkeiten nicht im oberen Drittel des Histogramms zu liegen kommen, da dort der nichtlineare Bereich vieler Sensoren beginnt. Die Einzelflats werden zum Masterflat gemittelt. Anschließend subtrahiert man von diesem Masterflat das Masterflatdark, um Hotpixel und andere systematische Pixelfehler des Sensors im Masterflat zu entfernen. Grundsätzlich sollten im Masterflat auch schwache Reste von Sternen oder gewanderten Partikeln auf dem Sensor durch genügen gemittelte Flats minimiert werden. Gelingt das nicht, müssten Reste von Sternen oder die Donuts durch Partikel auf dem Sensor manuell im Flat entfernt werden, was weitere Risiken
2 Dieses unkalibrierte Flatfield eines Celestron 11 mit Hyperstar und Canon EOS 60Da
erscheint blau, da es in der Dämmerung aufgenommen wurde. Über das Flatfield werden in PixInsight manuell neun Messfelder verteilt. Genauso erfolgt dies auch bei dem Lightdummy derselben Nacht. Anhand der Helligkeiten der Messfelder erfolgt die Kalibrierung des Flatfields an dem Lightdummy (Abb. 3).
von Bildartefakten mit sich bringt. Das Masterflat wird aber noch leicht verrauscht sein. Dieses Rauschen besteht neben dem zufälligen Rauschen auch aus einem systematischen Signalanteil (unterschiedliche Pixelempfindlichkeit) des Sensors. Mit Hilfe des Masterflats können wir also auch diesen systematischen Anteil in den Lights korrigieren. Abschließend normiert man das Masterflat, indem man das Bild durch sein Maximum dividiert und so hochskaliert.
Viele glauben, dieses normierte Masterflat sei vollkommen ausreichend zur Bildebnung. Wendet man dieses auf die Einzelbilder an, indem man jedes Einzelbild durch das normierte Masterflat dividiert, so wird man weiterhin leichte Abweichungen feststellen. So wird der eine Farbkanal des geebneten Einzelbildes leicht unterkorrigiert sein, das heißt die Ecken sind durch die Vignettierung noch leicht abgedunkelt. Ein anderer Farbkanal kann überkorrigiert sein, wenn die Ecken heller erscheinen. Somit ist eine Kalibrierung des normierten Masterflats je Farbkanal Rot, Grün und Blau notwendig. Dazu teilen wir das Masterflat und das Lightdummy in die drei Kanäle auf. Für jeden Farbkanal dividieren wir
in erster Iteration das Lightdummy durch das Masterflat in Fitswork. Ist das geebnete Lightdummy dieses Farbkanals unterkorrigiert, so muss man von dem Masterflatfield des Farbkanals einen konstanten Korrekturwert (Offset) subtrahieren (Abb. 1a). Ist das geebnete Lightdummy überkorrigiert, die Ecken also heller, so muss man zu dem normierten Masterflat einen Offset hinzufügen (Abb. 1b). Mittels Intervallschachtelung weniger Iterationen und visueller Beurteilung des geebneten Lightdummys lässt sich je Farbkanal so der ideale Offset in Fitswork bestimmen. Oliver Schneider und Mathias Straube setzen dieses Verfahren seit Langem erfolgreich in der Bildbearbeitung von tief belichteten Deep-Sky-Objekten ein.
In PixInsight habe ich eine andere Prozedur entwickelt, die zu adäquaten Ergebnissen kommt. Ich verteile über das Masterflat und das Lightdummy je Farbkanal neun Messfelder (PixInsight - Previews), in denen ich jeweils mit dem Median die Helligkeit des Himmelshintergrundes messe (PixInsight - Statistics, Abb. 2). Anschließend trage ich diesen Messwert des Masterflats in eine Tabelle (MS Excel oder Open Office Calc)
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Astrofotografie
neben den Messwert der gleichen Messfeldposition des Lightdummys ein. Trägt man nun je Farbkanal die neun Messwerte des Masterflats gegen die zugehörigen Messwerte des Lightdummys in ein Diagramm ein, so bilden diese eine ziemlich perfekte Gerade (Abb. 3). Im Tabellenkalkulationsprogramm berechne ich die Steigung und den Achsenabschnitt einer linearen Regression. Multipliziere ich nun das Masterflat mit der Steigung und addiere den Achsenabschnitt hinzu, so entspricht das Masterflat fast genau dem Hintergrund des Lightdummys. Anhand des Bestimmtheitsmaßes R2 der linearen Regression lässt sich die Güte des Flatfields zum Lightdummy quantifizieren. Ich erreiche mittlerweile R2 größer 99%. Nach dieser Kalibrierung jedes Farbkanals des Masterflats führe ich diese wieder zum RGB-Bild zusammen und normiere diese. In der Prozedur der linearen Regression entspricht der berechnete Achsenabschnitt dem Korrekturwert (Offset) der Iteration der ersten Prozedur. Wir glauben, dass dieser Offset durch unterschiedliches Streulicht im Teleskop und Tubus während der Flatfielderstellung und LightBelichtung herrührt, welches nicht der Vignettierung unterworfen ist. Oft sind nicht passende Darks oder Bias eine plausible Erklärung für Fehler bei der Bildebnung.
Ganz gleich, mit welcher der beiden Prozeduren das normierte und kalibrierte Masterflat erstellt wird, bleibt letztlich noch ein Fehler übrig. Wendet man die Bildebnung auf das Lightdummy an, so erkennt man im Hintergrund häufig einen leichten Helligkeitsgradienten (Abb. 1c). Eine Ecke des Bildes ist etwas heller als die andere. Der Gradient wird durch Dämmerungseffekte während der Belichtung, Lichtverschmutzung, Streulicht oder leichte Verschiebung der Blende zwischen Flatfielderstellung und Lights erzeugt. Um Gradienten durch das Instrument zu korrigieren, muss das
3 Im obigen Diagramm werden die Helligkeitswerte (roter Kanal, Schwarz = 0, Weiß = 1) der
neun Messfelder des Flatfields gegen die zugehörigen Messwerte des Lightdummys aufgetragen. Daraus lässt sich die lineare Regression errechnen. In den Diagrammen unten sind die Abweichungen der neun Messfelder zur linearen Regression dargestellt. Starke Abweichungen nach oben deuten auf helle Himmelsobjekte im Messfeld des Lightdummys hin.
normierte und kalibrierte Masterflat in seiner Helligkeit leicht gekippt werden. In Fitswork verwendet man hierfür die Funktion ,,Hintergrund Gradient ebnen manuell" separat an jedem Farbkanal des kalibrierten und normierten Masterflats, bis der Gradient im geebneten Lightdummy augenscheinlich verschwunden ist. Dieses normierte, kalibrierte und gekippte Masterflat ist das finale Flat zur Bildebnung. In PixInsight erzeugt man dieses durch automatische Berechnung. Als erstes wird das Lightdummy mit dem normierten und kalibrierten Masterflat geebnet. Dann berechnet man mit der Funktion ,,Automatic Backgrund Extraction" einen ,,Background" 1. Ordnung durch Division. Dieser bildet den linearen Gradienten perfekt ab. Diesen Background normiert man wiederum und multipliziert ihn mit dem normierten und kalibrierten Masterflat. Das Ergebnis ist wiederum ein normiertes, kalibriertes und gekipptes Masterflat.
Natürlich birgt diese Art Gradientenentfernung auch das Risiko, Bildartefakte in das Bild hineinzuholen. So könnte die dunklere Ecke nicht von einem Dämmerungsgradi-
enten herrühren, sondern tatsächlich eine schwache kosmische Dunkelwolke sein, die so weggerechnet wird. Und die hellere Ecke könnte in Wirklichkeit ein wenig auffälliger, schwacher Reflexionsnebel gewesen sein. Auch die Sterne selbst werden natürlich durch diese Art der Gradienteneliminierung in den dunkleren Ecken gegenüber den anderen Sternen künstlich aufgehellt. Korrekte Fotometrie ist somit nicht möglich. Daher sollte man eher über eine klassische Entfernung des Gradienten nach Bildebnung am Einzelbild durch Subtraktion des Dämmerungsgradienten nachdenken.
Zugegeben sind beide beschriebenen Prozeduren sehr zeitaufwändig. Doch vor allem die Prozedur in PixInsight ließe sich mit einigem Programmieraufwand leicht automatisieren. So bitten wir - der Ostwestfälische Astro-Stammtisch - an dieser Stelle um die Mithilfe anderer Hobbyastronomen bei der Programmierung der hier beschriebenen Prozedur. Der Lohn wird die Dankbarkeit vieler anderer sein, die dann in der Lage sind, in tief belichteten Aufnahmen neue Zwerggalaxien, Sternströme, Nebel und Dunkelwolken zu entdecken.
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Astrofotografie
Extragalaktische Bildfelder für Astrofotografen
Neufassung eines Galaxienverzeichnisses besonderer Art
von Wolfram Fischer
Bereits im Jahr 2011 vollendete ich mein erstes Online-Galaxienverzeichnis des nördlichen Himmels und veröffentlichte es auf meiner Homepage. Es folgte 2016 die Erweiterung auf den Südhimmel. Reichlich 3 Jahre später, im Februar 2020, wurde eine aufwändige Neuerarbeitung des Nordhimmels (Begleittexte in englischer, spanischer und deutscher Sprache) unter dem Titel ,,Extragalaktische Bildfelder für Astrofotografen - Nordhimmel bis DE -6 Grad" fertig und frei verfügbar ins Netz gestellt [1]. Diese Neufassung wendet sich an fortgeschrittene Astrofotografen, übertrifft die Vorgängerversion von 2011 bei Weitem und beschenkt den Benutzer mit Antworten auf Fragen wie: ,,Galaxien fotografieren, aber welche, wo, Objektdaten, Aussehen, wann am besten?"
1 Der Autor hinter seinem Teleskop (12-Zoll-ACF von Meade) in der kleinen Station der
Sternwarte Sohland a. d. Spree.
Sie können sich leicht und zeitsparend, auch auf ein geplantes Aufnahmedatum bezogen, aus 910 Bildfeldern (meist im Format 25' x 38') einen bisher nie dagewesenen Überblick und weitreichende Informationen, auch aus professionellen Datenströmen verschaffen! Das Verzeichnis entstand nach zusätzlicher Durchsicht aller Arp-Objekte und aller Abell-Galaxienhaufen (mit allen Erweiterungen an Nord- und Südhimmel 5.250 an der Zahl). Insgesamt sichtete ich inzwischen über 11.000 Bildfelder des Digitized Sky Survey (DSS)!
Der grundsätzliche Aufbau des Verzeichnisses entspricht dem Südhimmelsverzeichnis von 2016. Die Koordinaten der empfohlenen Bildmitten (linke Spalte) sind verlinkt mit der SIMBAD-Datenbank (Strasbourg). Dort werden Objekte aller Klassen in einem Radius von 10' um diese Koordinaten angezeigt. Zugleich öffnet sich dort ein quadratisches Bildfeld ,,Aladin Lite", das den betreffenden Himmelsausschnitt (mit gekennzeichneten Objekten) auf einer tiefen Aufnahme zeigt (wahlweise
z. B. DSS oder SDSS): ein wunderbares Instrument zur Objektidentifizierung. Man kann damit u. a. auch am Bildschirm bogensekundengenau die Koordinaten von Objekten bestimmen. Gibt man diese bei NED ein (NASA/IPAC Extragalactic Database, die weltweit größte extragalaktische Datenbank [2]), so wird man erstaunt sein, wie gut die Koordinaten übereinstimmen. So kann man auch für schwache Galaxien eine Bezeichnung finden. Mehr ist in den meisten Fällen nicht bekannt.
In der 3. Spalte werden wichtige Objekte im Bildfeld genannt, verlinkt zum Digitized Sky Survey (digitalisierte Aufnahmen des POSS II). Sie können sich also die Aufnahmefelder direkt ansehen, aufgenommen durch das 48-zöllige Oschin-Schmidt-Teleskop des Mt. Palomar Observatory. Heutige digitale Amateuraufnahmen können ähnliche Auflösungen und Tiefen erreichen. Die POSS-Bilder sind eine wunderbare Referenzquelle. Ein Sternchen am Ende der 3. Spalte weist auf besonders schöne Aufnahmefelder hin.
Unter der 6. Spalte stehen die durch den Platz sehr limitierten Objektdaten (nebst Quellenangaben), jetzt meist für 4 bis 5 Galaxien pro Aufnahmefeld, bei deren Auswahl und Erstellung ich viel Zeit und Sorgfalt aufgewendet habe. Primäre Datenquellen waren erstmals NED, für helle Objekte das Verzeichnis von Dr. Wolfgang Steinicke (NGC/IC-Project), aber auch SIMBAD. Stets das betreffende POSS-Bild vor Augen, machte ich vielfältige Erfahrungen mit den Angaben in den Datenbanken und bemühte mich, Widersprüchlichkeiten auszumerzen.
Ein häufiges Problem waren die oft deutlich zu kleinen Winkelgrößen der Galaxien (auch im NGC/IC-Project). Da deren Begrenzungen nicht klar erkennbar sind, legt man eine Grenzisophote fest. Als Amateurfotograf interessiert mich nur, wie groß in etwa ein Objekt auf ,,meinen" Referenzaufnahmen (POSS II oder SDSS) erscheint. Während der Ausarbeitung des Verzeichnisses ging ich daher zunehmend dazu über, die Winkelausdehnungen (im Zwei-
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Astrofotografie
felsfall oder wenn diese fehlten) am Bildschirm (SIMBAD, Aladin Lite) selbst auszumessen. Es ist mir bewusst, dass dann die übernommenen Helligkeiten (zur Punkthelligkeit aufintegrierte Galaxienflächen) dazu nicht mehr richtig passen und etwas heller sein müssten.
Öfters galt es, das Knäuel unterschiedlicher Objektbezeichnungen (Anmerkung: ,,Cwt" steht im Verzeichnis für ,,Durcheinander mit den Bezeichnungen") in engen Gruppen zu entfitzen. Auch bestimmte ich gelegentlich die Winkelausdehnungen von Gezeitenarmen (engl. tidal tails - Gezeitenschweife, in meinem Verzeichnis kurz ,,tails"), machte Bestimmungen des Typs (dank Aladin Lite, SDSS und meiner jahrelangen Erfahrung) und in Einzelfällen wagte ich grobe Helligkeitsschätzungen, weil ich mehr bringen wollte als nur Objektbezeichnungen. In einigen Bildfeldern stieß ich auf lichtschwache ausgedehnte galaktische oder intergalaktische Nebelschwaden, auf deren Vorhandensein ich hinwies. Diese Nebel sind auf den blauen POSS-Platten deutlicher zu erkennen als auf den roten, also kein Ha-Licht in Emission.
Manche Benutzer werden sich vermutlich an dem von mir benutzten Begriff ,,Lichtlaufzeit" stören und diesen automatisch als Entfernung in Lichtjahren verstehen. Bitte bedenken Sie, in einem beschleunigt expandierenden Universum wird die Gleichsetzung von Lichtlaufzeit und Entfernung mit zunehmender Rotverschiebung immer absurder! Die Lichtlaufzeit ist im Idealfall gleich der Strecke in Lichtjahren, die das Licht zu uns zurückgelegt hat. Dies ist aber weder die Entfernung des Objekts, als das Licht auf Reisen ging, ebenfalls nicht die heutige Entfernung, noch ist es die Zeit, die ein Lichtsignal jetzt dorthin bräuchte. Nur in kosmologischer Nähe zu unserer Milchstraße (bis ca. z = 0,1, Lichtlaufzeit etwa
1,2 Milliarden Jahre) ist diese vereinfachte Sicht in Anbetracht der Unsicherheiten hinnehmbar.
Für die Berechnungen der Lichtlaufzeiten (NED Wright´s Javascript Cosmology Calculator) nutzte ich diesmal korrigierte Rotverschiebungen von NED, bei denen unsere Bewegung gegenüber der 3K-Hintergrundstrahlung herausgerechnet wurde. Warum? Die 3K-Hintergrundstrahlung ist in Sachen Raumexpansion das universelle Inertialsystem. Dank genauer Satellitenmessungen weiß man heute, dass wir uns mit ca. 620 km/s in eine Richtung gegen die 3K-Hintergrundstrahlung bewegen. Berücksichtigt man dies, ist die Trefferwahrscheinlichkeit einer annähernd richtigen Lichtlaufzeit statistisch am wahrscheinlichsten. Leider kennen wir in der Regel die Eigengeschwindigkeiten der Galaxien im Raum nicht und erhalten lediglich eine Schätzung der Lichtlaufzeit, indem wir z allein als Raumexpansion deuten.
In dichten Galaxienhaufen kann die Eigengeschwindigkeit aber bis zu 1.000 km/s streuen. Vor allem bei nahen Objekten ist die Unsicherheit extrem groß, und eine ähnliche Geschwindigkeit gegenüber der Hintergrundstrahlung ist naheliegend. Daher verwendete ich hier oft Entfernungsangaben von Wikipedia (dort z meist korrigiert auf das galaktische Zentrum). Als Hubble-Parameter kam ein erstes Ergebnis der Gaia-Mission (H0 = 73,5 km/s/Mpc) zur Anwendung, was im Widerspruch zu den Ergebnissen der Kosmologie-Raumsonden WMAP und Planck steht. H0 ist offensichtlich keine Konstante.
Ich bin froh und dankbar, dass es mir vergönnt war, dieses Projekt ,,Nordhimmel" abschließen zu können. Seine Benutzung wird nun darüber entscheiden, ob der Aufwand gerechtfertigt war.
Redaktionelle Anmerkung:
W. Fischer (66) war in seinem Berufsleben Musiker im Leipziger Gewandhausorchester. Schon in frühester Jugend fesselte ihn der gestirnte Himmel. Seit über 50 Jahren ist er durch seine astrofotografische Leidenschaft mit der Schul- und Volkssternwarte im Oberlausitzer Sohland a. d. Spree eng verbunden. Er steht auch in freundschaftlichem Kontakt mit der VdSFachgruppe Astrofotografie.
Internethinweise (Stand: Februar 2020): [1] Homepage des Autors, www.
astrofotografie-wolfram-fischer.de/ GxVNn/GxVNn.index.htm [2] NASA/IPAC Extragalactic Database, http://ned.ipac.caltech.edu/forms/ nearposn.html
Journal für Astronomie Nr. 74 | 59
Astrofotografie
Im Grenzgebiet von Cepheus und Cassiopeia (Teil 1)
von Hans Jürgen Mayer
Molekülwolken sind die Geburtsstätten der Sterne. Tief in ihrem Inneren finden sich die kältesten Orte unserer Milchstraße. Sie bieten damit ideale Voraussetzungen für einen gravitativen Kollaps der Wolke oder Teilen der Wolke, an dessen Ende oft eine Gruppe junger Sterne entsteht. Molekülwolken beherbergen gigantische Massen von Gas und sind meistens auch mit viel Staub assoziiert. Sie konzentrieren sich besonders entlang der Milchstraßenebene und offenbaren sich schon dem bloßen Auge als dunkle Zonen, die das schimmernde Band der Milchstraße an vielen Stellen immer wieder unterbrechen. Glaubte man früher, dass es sich um sternlose Gebiete handelt, so wissen wir heute, dass wir es mit vorgelagerten staubhaltigen Strukturen zu tun haben, die den Blick auf die dahinter liegenden Sterne der Milchstraße verwehren.
Der in der nebenstehenden Aufnahme vorgestellte Himmelsausschnitt (Abb. 1) führt in die Grenzregion zwischen Cepheus und Cassiopeia. Schon auf den ersten Blick fällt die Zweiteilung der Szenerie auf. Obwohl wir in Richtung Milchstraße blicken, erscheint der nördliche Teil (oberer Bildbereich) vergleichsweise sternarm. Tatsächlich zieht sich hier im Vordergrund ein ausgedehnter Molekülwolkenkomplex mit großen Mengen an eingelagertem Staub quer durch das Bild. Nach Süden hin klart die Sicht jedoch auf, und wir blicken ungehindert auf die weit im Hintergrund liegenden dichten Sternwolken des Perseusarms unserer Milchstraße. In meinem Bericht greife ich nachfolgend die interessanten Partien heraus und schildere den aktuellen Wissensstand. Dabei sind die Abbildungen 2, 3 und 5 übersichtlichere Ausschnittsvergrößerungen aus der Abbildung 1.
Der nördliche Bildbereich wird beherrscht durch ausgedehnte, hell leuchtende HIIRegionen und dichte Staub- und Mole-
külwolken. Einen markanten Blickfang bildet die nordwestlich gelegene auffällige HII-Region Sharpless 171 (Sh2-171), die im NGC-Katalog unter der Nummer 7822 geführt ist. Sie besteht bildlich gesprochen aus zwei Teilen. Ihr zentraler, hellerer Teil wird von einem lichtschwächeren, halbkreisförmigen Emissionsbereich umrahmt. Das gesamte Emissionsgebiet ist eine physikalisch zusammenhängende Struktur und liegt inmitten der jungen Sternassoziation Cepheus OB4 (Cep OB4), deren Mitglieder sich erst vor wenigen Millionen Jahren durch den Kollaps massereicher Dunkelwolken in diesem Gebiet gebildet haben. Cep OB4 befindet sich in einer Entfernung von weniger als 1 kpc und enthält mehr als 40 junge heiße Sterne in einem Gebiet von ca. 60 pc Durchmesser [1], von denen allein zehn Sterne vom Spektraltyp B1 und früher sind. Die heißesten dieser Sterne ionisieren mit ihrer intensiven UV-Strahlung große Bereiche der sie umgebenden Gaswolken. Dennoch erscheinen die meisten Mitglieder der Assoziation im Bild nur als unscheinbare Lichtpunkte mit scheinbaren Helligkeiten deutlich schwächer als die 11. Größenklasse. Die Extinktion erreicht in diesem Gebiet aufgrund vorgelagerten Staubes zum Teil mehr als drei Magnituden, was gleichzeitig zu einer deutlichen Rötung der Sternfarben führt.
Sehr schön wird diese Verfärbung auch in dem optischen Sternhaufenpaar NGC 7762 und King 11 sichtbar (Abb. 2). King 11 ist mit ca. 4 Milliarden Jahren ein relativ alter Haufen und liegt in einer Entfernung von ca. 2-3 kpc. Die fast schon orangene Färbung seiner Sterne kontrastiert auffällig mit den eher weißlich erscheinenden Sternen von NGC 7622, der sich in einer Entfernung von lediglich etwa 1 kpc noch vor den absorbierenden Staubwolken befindet. Die im sichtbaren Licht auffälligsten Mitglieder von Cep OB4 sind die Sterne des re-
lativ kompakten offenen Haufens Berkeley 59, etwas nordwestlich des Zentrums von Sh2-171 gelegen (Abb. 3). Er ist allerdings noch einmal jünger als der übrige Rest von Cep OB4. Mit lediglich etwa 2 Millionen Jahren und einer Entfernung von ca. 1 kpc ist er einer der jüngsten und am nächsten gelegenen Sternhaufen überhaupt. Seine ganze Pracht entfaltet er im infraroten Licht, welches den vorgelagerten Staub mühelos durchdringt (Abb. 4).
Zu Berkeley 59 gehört auch der etwas außerhalb des Zentrums gelegene O5-Stern V747 Cep, ein Bedeckungsveränderlicher vom Algol-Typ, mit einem Begleitstern vom Typ B2 oder B3 [2]. V747 Cep - der heißeste Vertreter der gesamten Assoziation - gilt als primäre Ionisationsquelle von Sh2-171. Durch die starke Rötung erscheint der Stern im Bild gelblich weiß, obwohl er aufgrund seines Spektraltyps tief blau sein müsste. Mit der extrem hohen Oberflächentemperatur ist ein beträchtlicher Masseverlust durch starke Sternwinde verbunden, die das dünne Gas in seiner Umgebung hinwegblasen. Zurück bleiben die dichteren Wolken kalten und staubhaltigen Gases, die durch die Winde zu säulenartigen Strukturen geformt werden, die wie Finger auf ihren Verursacher zu zeigen scheinen. Auch sie werden jedoch über kurz oder lang der zerstörerischen Wirkung der Strahlung des O5-Sterns zum Opfer fallen. Diese intensive UV-Strahlung, die auf die Randbereiche dieser Strukturen trifft, lässt sie im Licht des ionisierten Wasserstoffs hell aufleuchten, eine Erscheinung, die als ,,bright rimmed clouds" (BRC) in der englischsprachigen Fachliteratur bekannt ist (Abb. 3).
Eine Kette sehr dichter und aufgrund des eingelagerten Staubes tief schwarz erscheinender Molekülwolken zieht sich quer von West nach Ost über das Zentrum von Sh2171. Diese Wolken sind Orte reger Stern-
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Astrofotografie
1 Zwischen Cassiopeia und Cepheus, Zweifachmosaik, Objektiv Canon EF 200 mm (f/2,8 bei Arbeitsblende 3,5), Canon EOS 1300Da,
ISO 800, oberes Teilbild 25,5 Stunden belichtet, unteres Teilbild 19,5 Stunden, H jeweils 5,5 Stunden mit EOS 1100Da mono, Aufnahmeort Stolac/Kroatien und Silbertal/Montafon.
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Astrofotografie
2 Dieser Ausschnitt aus Abb. 1 rechts oben zeigt das (optische) Sternhaufenpaar
King 11 und NGC 7762.
3 Das Zentrum von NGC 7822. Der Sternhaufen Be 59 liegt knapp nordwestlich des
Bildzentrums, V747 Cep noch einmal schräg darüber. Deutlich sind die fingerartigen auf V747 Cep weisenden Wolkenstrukturen mit den hell aufleuchtenden Rändern zu sehen. In den im Vordergrund liegenden Dunkelwolken findet rege Sternentstehung statt.
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entstehung. Zahlreiche Kandidaten für Protosterne, so genannte YSO (young stellar objects), die sich häufig durch die Emission von H-Strahlung verraten, wurden innerhalb der Dunkelwolken gefunden [3].
Eine weitere auffällige Struktur hell leuchtender Wolkenränder findet sich in der Form eines V in der nördlich des Zentrums gelegenen lichtschwächeren Region von Sh2-171. Auch dieses Gebiet ist ein Hort fortschreitender Sternentstehung, auch hier wurde eine Vielzahl protostellarer Objekte gefunden. Für die Ionisation dieser Region wird in der Fachliteratur allerdings kein einzelner Stern verantwortlich gemacht. Diskutiert wird vielmehr die Anregung durch einen zweiten Mechanismus. Beobachtungen im Infrarot-, optischen und Radiobereich legen nahe, dass die intensiven Sternwinde der jungen OB-Assoziation zur Bildung zweier expandierender Gasblasen geführt haben. Letztere treffen hier nun auf dichte Gas- und Staubwolken und regen das Gas durch Stoßionisation zum Leuchten an [4, 5]. Andererseits zeigt die Spitze der V-förmigen Struktur genau auf V747 Cep, die primäre Ionisationsquelle für Sh2-171, was man als Hinweis werten kann, dass der O5-Stern auch hier zur Ionisation beiträgt [6].
Eingebettet in den gewaltigen Dunkelwolkenkomplex, der die Sterne der Milchstraße im Cepheus verbirgt, zieht sich eine weitere Kette kompakter dichter Molekülwolken, beginnend am südlichen Ende von Sh2-171 nach Osten. Diese kompakten Wolken beherbergen Gas und Staubmassen in einer Größenordnung von einigen hundert bis einigen tausend Sonnenmassen [7]. Die größte im Bild ist [YDM97] CO 121 mit fast einem Quadratgrad und etwa 5.000 Sonnenmassen. Flächenmäßig ähnlich groß ist mit ca. 3.000 Sonnenmassen [YDM97] CO 130, etwa 1 Grad weiter nordöstlich gelegen. Auch hier wurden überall die typischen Zeichen aktiver Sternbildung in Form von Emissionsliniensternen, Infrarot-
Astrofotografie
punktquellen oder molekularen Ausflüssen gefunden. Einige unscheinbare Reflexionsnebel sieht man in unmittelbarer Nähe einiger Dunkelwolken, auch sie sind Zeichen der fortdauernden Sternentstehung (Abb. 5).
Hiermit lasse ich den Ausflug in die nördliche, von Dunkelwolken geprägte Region des Grenzgebietes zwischen Cepheus und Cassiopeia enden. Der Teil 2 dieses Artikels wird sich der südlichen Hälfte widmen, die sich mit einem gänzlich anderen Charakter präsentiert. Unbehindert durch Staub endet der Blick hier erst bei den weit entfernten Sternwolken des Perseusarms.
Literaturhinweise: [1] D. J. MacConnel, 1968: ,,A study of the
Cepheus IV association", Astrophys. J. Suppl. Ser. 16, p. 275 [2] D. J. Majaess et al., 2008: ,,The exciting star of the Berkeley 59/Cepheus OB4 complex and other chance variable star discoveries", arXiv:0801.3749 [astro-ph] [3] Y. Yang, Y. Fukui, 1992: ,,A CO study of Sharpless 171: Evidence for interaction between the HII region and its neighbouring molecular clouds", Astrophys. J. 386, p. 618 [4] T. A. Lozinskaya et al., 1987: ,,Gasdust complex NGC 7822+S 171 (W 1) connected with association Cep OB4", Astron. Zh. 64, p. 939 [5] M. Kun et al., 2008: ,,Star Forming Regions in Cepheus", in: Bo Reipurth (Ed.), Handbook of Star Forming Regions Vol. I, Astronomical Society of the Pacific [6] Persönliche Mitteilung, Peter Riepe, 2020 [7] Y. Yonekura et al., 1997: ,,Molecular clouds in Cepheus and Cassiopeia", Astrophys. J. Suppl. Ser. 110, p. 21-69
4 Berkeley 59 im Infraroten, Kopie aus Aladin/2MASS
5 Gebiet von Molekülwolken, Reflexionsnebeln und Dunkelwolken im Cepheus.
In der Bildmitte die große Dunkelwolke [YMD97] CO 121.
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ASTRONOMIE UND SCHULE
Die Rolle der Amateurastronomie im AstronomieUnterricht und in der allgemeinen Bildung
von Hubert Hermelingmeier und Meinolf Bathe
Der Astronomie-Unterricht in den Schulen nimmt in den Lehrplänen leider nur einen geringen Platz ein. Wir finden hierzu auch Diskussionen innerhalb der VdS. Die Gründe hierfür mögen vielfältig sein, hängen aber sicherlich auch mit dem Interesse einzelner Lehrer sowie den Budgets für die Beschaffungen entsprechender Arbeitsmittel zusammen. Die Autoren haben in ihrer langjährigen Tätigkeit in astronomischen Vereinigungen unterschiedliche Erfahrungen zu diesem Thema gesammelt.
Beispielsweise hatte der Förderverein eines Gymnasiums ein hochwertiges Teleskop finanziert, welches im Physikunterricht zum Einsatz kam. Durch die Leistungsverdichtung, mit der auch die Lehrer zunehmend zu tun haben, vor allem jedoch durch einen späteren Lehrerwechsel, kam das Teleskop nicht mehr zum Einsatz und verstaubte im Schrank. An einer anderen Schule sollte ein Teleskop beschafft werden, der Anschaffungspreis überzog aber leider das Budget. An einem weiteren Gymnasium wurde eine Sternwarte mit viel Elan errichtet, für deren Finanzierung der Physiklehrer mit großem Engagement Sponsoren gefunden hatte. Der Schulträger beteiligte sich erfreulicherweise mit den nötigen Investitionen für das Gebäude. Jedoch bleibt auch hier zu hoffen, dass dieses Leuchtturmprojekt für die Schulastronomie nicht mit dem Ausscheiden des Lehrers endet.
1 Schüler am
Dobson des Autors (Bild: R. Brinkmann)
Tatsächlich sind die Rahmenbedingungen für transportable Teleskope aus Sicht der Autoren relativ ungünstig und beeinträchtigen deren Einsatz: der langwierige Transport zum Beobachtungsort, das anschließende Ausrichten der Montierung, die häufig ungünstige Wetterlage; es vergeht viel Zeit, bis mit der Beobachtung begonnen werden kann.
2 Anschauungsmaterial auf dem Beobachtungsplatz (Bild: Hubert Hermelingmeier)
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Astronomische Vereinigungen
3 Ein Schüler bei der Mondbeob
achtung mit den Feldstecher (Bild: R. Brinkmann)
Zum Glück haben junge Menschen aber ein hohes Interesse gerade auch an der praktischen Astronomie. Daher sollte trotz der geschilderten Hindernisse dieses Potenzial genutzt werden, um die Begeisterung für die Astronomie und Naturwissenschaft allgemein zu wecken und auch aufrechtzuerhalten [1-7].
4 Ein Grundschüler am Teleskop
bei der Mondbeobachtung (Bild: Hubert Hermelingmeier)
In diesem Spannungsfeld kann die Amateurastronomie mit ihren Vereinen und vielen guten und engagierten Fachleuten eine wichtige Unterstützung bieten. Einer der Autoren hat daher an die Schulen seiner Umgebung das Angebot gerichtet, seine Sternwarte für kleine Astronomieprojekte zu nutzen. Die Sternwarte beherbergt zwei Refraktoren. Das große Teleskop hat 150 mm Öffnung und 2.300 mm Brennweite. Vergrößerungen von 38-fach bis 300-fach sind hiermit möglich. Dieses Teleskop ist mit einem H-System für die Protuberanzen-Beobachtung auf der Sonne ausgestattet. Das kleine Teleskop hat eine Öffnung von 100 mm und eine Brennweite von 600 mm. Für beide Teleskope sind Objektivsonnenfilter und ein Farbfiltersatz vorhanden. Die Teleskope sind auf einer parallaktischen Montierung mit elektrischer Nachführung montiert. Aufgrund der jahrzehntelangen Erfahrung, die der Autor in seinem Hobby
erlangt hat, schlägt er auf seiner Webseite [8] einzelne Projekte verschiedenen Umfangs vor. Nach kurzer Abstimmung mit den Lehrern, Schülerinnen und Schülern kann er das Teleskop für die Beobachtung einrichten und die Arbeit fachlich begleiten. Wichtig ist ihm, dass der Fachlehrer eingebunden ist, weil dieser die Bewertungen der Arbeitsergebnisse vornehmen muss. Der Autor sieht sich hier ,,nur" in einer unterstützenden Rolle. Abgerundet wird das Angebot durch die Ausleihe von Fachbüchern des Autors, die gegen die Zahlung einer Kaution genutzt werden können.
Für die Beobachtung im Klassenverband bieten die Autoren mit Unterstützung weiterer Amateurastronomen und deren Teleskopen bereits seit vielen Jahren Beobachtungen auf den Schulhöfen oder auf geeigneten Flächen in der Umgebung an (Abb. 1). Außer den Teleskopen werden beobachtungsbezogene Schautafeln aufgestellt, um das Beobachtete darzustellen und zu besprechen (Abb. 2). Hier werden dann auch die begleitenden Lehrer einbezogen. Der Lehrer kennt die aktuellen Lehrinhalte und kann Bezug darauf nehmen. Bei der Mondbeobachtung (Abb. 3) gibt es beispielsweise Schautafeln zur gebundenen Rotation, zur
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Die Astronomie-Gruppe Lahn/Eder e.V. lädt herzlich ein zum
18. ATB
(Amateur-Teleskoptref fen-Burgwald)
vom 18.08.2020 bis 23.08.2020
Anmeldung unter www.astronomie-lahn-eder.de Unter dem Button ATB 2020 befinden sich das Anmeldeformular und noch weitere nützliche Hinweise. Wir bieten eine knappe 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.
Astronomische Vereinigungen
5 Mondkratersimulation
mit Grundschulkindern (Bild: Hubert Hermelingmeier)
Entstehung der Mondphasen sowie Hinweise zu beobachtbaren Oberflächendetails. Die Autoren versuchen die Themen möglichst einfach und anschaulich darzustellen, um das Verständnis zu erleichtern. Der Impuls zu diesen Beobachtungen kommt oft von den Autoren selbst. Nach Absprache mit den Lehrern wählen sie den Zeitpunkt und den Beobachtungsort. Dies hat sich gerade bei unsicheren Wetterbedingungen bewährt. Über die Informationssysteme für die Stundenpläne lassen sich die Termine in der Schule gut spontan publizieren.
Ferner gab es in der Vergangenheit einige Besuche in Kindergärten und Grundschulen (Abb. 4). Auch hier trifft man häufig auf ein sehr interessiertes Publikum. Bei diesen Veranstaltungen steht die praktische Beobachtung am Teleskop im Vordergrund. Wenn die Beobachtung wegen des schlechten Wetters nicht möglich ist, nutzen die Autoren ihre Rechner mit der Planetariums-Software Stellarium. Große Wirkung haben überdies praktische Experimente zur Mondkraterentstehungen (Abb. 5) [9], zur Schwerkraft [10] oder zum ,,Funkeln der Sterne" [11]. Natürlich müssen diese Veranstaltungen jeweils individuell vorbereitet werden. Dennoch ist es oft vorgekommen, dass die vorbereiteten Themen nicht angesprochen wurden, weil die Kinder mit ihren interessanten Fragen und Wortmeldungen selbst die ,,Tagesordnung" bestimmten. Es ist immer wieder erstaunlich, wie qualifiziert jüngere Kinder bereits fragen und welches Wissen vorhanden ist. Bei einer Veranstaltung zum Jubiläum der Mondlandung konnten einzelne Grundschulkinder sogar die Apollo-11-Besatzung beim Namen nennen.
Die Autoren geben ihnen bekannten Physiklehrern regelmäßig Tipps zu interessanten Beobachtungsterminen. Die jährlichen
Astronomietage der VdS haben sich ebenfalls als eine gute Gelegenheit für solche Angebote herausgestellt.
Mit diesem Artikel möchten die Autoren engagierten Amateurastronomen und Astronomievereinen eine Anregung geben und dazu aufrufen, auf diese Weise das astronomische Wissen in die Schulen und die Bevölkerung zu tragen. Für die Schulen
kann es ein attraktives Angebot sein, da der oben beschriebene Aufwand mit der Pflege und Handhabung der Teleskope entfällt und die Betreuung der Projektarbeit weitaus geringer ist. Flyer für die Informationen an die Eltern der Schülerinnen und Schüler stehen beispielhaft zur Verfügung, werden auf Anforderung aber auch gerne als Worddokument verschickt, damit Inhalte und Anschriften angepasst werden können.
Literatur- und Internethinweise (Stand: 30.11.2019): [1] M. Quast, S. Hohmann, A. Schulz, 2018: ,,Erhebung astronomischer Lerninhalte in
den Lehramtsstudiengängen deutscher Universitäten", Astronomie u. Raumfahrt im Unterricht 6, S. 5-11 [2] L. Clausnitzer, 2012: ,,Vor fünf Jahren verlor Sachsen das Fach Astronomie", VdS-Journal für Astronomie 43 (IV-2012) [3] Th. Eversberg, 2012: ,,Über die Effizienz der Schulastronomie - eine Erwiderung", VdS-Journal für Astronomie 43 (IV-2012) [4] G. Woede, 2016: ,,Astrophobie als Bildungsnotstand eines Lehrers", VdS-Journal für Astronomie 56 (I-2016), S. 139 [5] G. Woede, 2017: ,,Warum ist eine Lehrerfraktion gegen das Fach Astronomie?", VdS-Journal für Astronomie 61 (IV-2017), S. 111 [6] H. Bernhard, 2005: ,,Zur astronomischen Schulbildung in Deutschland", www.lutz-clausnitzer.de/as/ProAstro-Sachsen/Bernhard_Studie_26.02.2005.pdf [7] H. Hermelingmeier und M. Bathe, 2019: ,,Wie kann man Kinder und Jugendliche nachhaltig für die Astronomie begeistern?", VdS-Journal für Astronomie 70 (III-2019), S, 122 [8] H. Hermelingmeier, Homepage: www.privatsternwarte.net/schule [9] C. Liefke, ,,Mit ASI und DMK Asteroideneinschläge simulieren", VdS-Journal für Astronomie 59 (IV-2016), S. 87 [10] H. Hermelingmeier, 2017: ,,Schwerkraftexperiment und Sonnensystem", www. privatsternwarte.net/schule/Schwerkraftexperiment_Sonnensystem_Web.pdf [11] H. Hermelingmeier, 2020: ,,Experiment veranschaulicht Sternefunkeln", VdSJournal für Astronomie 73 (II-2020), S. 55
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Paten der Nacht
von Benjamin Mirwald
1 Die Lichtverschmutzung über München, Aufnahme von 2015. (Foto: B. Mirwald)
Schon wieder ein hell beleuchteter Parkplatz in der Nachbarschaft, und noch ein zusätzlicher greller LED-Fluter am Schaufenster gegenüber - welche Sternwarte, welche Hobbyastronomin kennt das nicht? Erwartungsvoll flüchten wir im Urlaub in Sternenparks, aber auch dorthin dringt die Lichtverschmutzung vor. Zu verlockend sind die billigen Leuchtmittel, so dass unsere Nächte nach wie vor jährlich um 2 bis 6 Prozent heller werden. Aber: Durch die schädlichen Umweltfolgen wie Schlafstörungen und Insektensterben werden mehr und mehr Nicht-Astronomen aufs Thema Lichtverschmutzung aufmerksam, vor allem in Zeiten lauter werdender Forderungen nach Energieeinsparung. Zu Recht werden wir in Sternwarten und Astro-Vereinen gefragt, was wir gegen zu viel Licht unternehmen. Dann darf der Hinweis auf die Dark-Sky-Initiative der VdS nicht fehlen, denn deren unermüdliche Arbeit hat viele Lichtplaner sensibilisiert, so dass Städte mittlerweile oft offen für eine Reduktion der Beleuchtung geworden sind. Im Gewerbe und in Privathaushalten ist der Trend zu hellerem Licht jedoch ungebrochen.
Den Ingenieur und Werbefachmann Manuel Philipp störte das bei seinen amateurastronomischen Aktivitäten so sehr, dass er den jüngsten Sternenpark Deutschlands ins Leben rief: Die Winklmoos-Alm im
Landkreis Traunstein in den Alpen. Um den dortigen dunklen Himmel zu erhalten, nahm er Kontakt zu lokalen Sternwarten auf. Wegen der immer weiter wachsenden Lichtverschmutzung wurde schnell klar, dass viel großflächiger etwas getan werden muss als nur in Form von Sternenparks. Erfolg würde das aber nur haben, wenn man sich zusammentut, Kräfte und Knowhow bündelt. Und so entwickelte Manuel das Projekt ,,Paten der Nacht". Es soll auf die Bedeutung und Wichtigkeit der Dunkelheit ganz im Allgemeinen hinweisen und dabei klarmachen und sensibilisieren, dass jeder von den Konsequenzen der Lichtverschmutzung betroffen ist, aber gleichzeitig auch jeder mit einfachen Mitteln mithelfen kann, die Situation zu verbessern. Um zu zeigen, dass es Menschen gibt, die ihr Licht nach den vorgegebenen Empfehlungen ändern (,,Umrüster") oder mit ihrem Licht schon gut oder gar vorbildlich umgehen (,,Vorreiter"), sollen diese Firmen, Gemeinden und Personen dann öffentlich als Positiv-Beispiele auf der Internetseite im Verzeichnis der Paten gelistet werden.
Nach einer intensiven Diskussion der Fachgruppe Astronomische Vereinigungen Region Süd beim Sternwartentreffen 2019 kam Fahrt in das Projekt. Ein Flyer samt zugehöriger Website entstand, die ersten Paten registrierten sich. Ein ehrenamtliches
Team bildete sich. Auch der Autor selbst ist im Projektteam von ,,Paten der Nacht" aktiv. Schnell konnten mithilfe der Teammitglieder Paten gewonnen werden und das Verzeichnis füllte sich rasant. Manuel wurde von Presseanfragen förmlich überwältigt. Astrohändler und Naturschutz-Vereine verbreiten die Flyer, die über umwelt- und himmelsfreundliche Beleuchtung aufklären; Teammitglieder halten Vorträge in anderen Vereinen und vor Lichtplanern.
Noch aber sind wenige Sternwarten als Unterstützer von ,,Paten der Nacht" verzeichnet. Was verwundern mag, denn das Projekt ist neutral, setzt auf positive und motivierende Kommunikation und tiefgehende wissenschaftliche Expertise. Das Team ist gut vernetzt mit Forschenden und anderen im Thema aktiven Gruppen. Es versucht etwa, die Dark-Sky-Fachgruppenarbeit zu ergänzen und zu unterstützen. Und nicht zuletzt werden die Paten der Nacht in den Medien äußerst wohlwollend rezipiert, vor allem in Süddeutschland.
Astrovereine oder Privatpersonen, die diesen Beitrag gelesen haben und das Projekt unterstützen wollen, können dies direkt via Web-Formular tun paten-der-nacht.de/pate-werden
Sie erhalten dann einen Eintrag auf der Website, die zugehörigen Flyer lassen sich auf Wunsch auch mit Vereinslogo bestellen.
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Astronomische Vereinigungen
7. Norddeutsche Tagung der Planetenfotografen
- Damian Peach berichtete über seine 30-jährige Erfahrung in der Planetenfotografie
von Kai-Oliver Detken
Am 11. Januar 2020 trafen sich in Bremervörde zum siebten Mal begeisterte Astrofotografen zur Norddeutschen Tagung der Planetenfotografen (NTP) [1]. Da der Tagungsraum nur eine begrenzte Anzahl von Astrofotografen zuließ, musste die Teilnehmerzahl erneut auf 40 begrenzt werden. Dabei gab es durchaus ein noch viel größeres Interesse an der Tagung, da der Experte Damian Peach aus Großbritannien angereist war, um über seine 30-jährige Erfahrung bei Planetenaufnahmen zu berichten. Zusätzlich erläuterte Dr. Michael Theusner wie man mit Amateurmitteln den Nachweis von Exoplaneten erbringen kann. Es versprach daher eine interessante Tagung zu werden.
Bei der Einführung des Gastgebers Dr. Michael Schröder wurde bestätigt, dass die Veranstaltung binnen kürzester Zeit ausgebucht war. Themenschwerpunkt in diesem Jahr war ein Workshop über die Bildgewinnung und -bearbeitung von Planetenaufnahmen, die durch den internationalen Experten Damian Peach [2] durchgeführt wurde. Vorab fand eine gegenseitige Vorstellungsrunde statt, die auch einige neue
Gesichter zutage brachte. Aber auch viele Wiederholungstäter waren erneut angereist. Herausheben konnte man dabei den Entwickler von FireCapture [3] Torsten Edelmann, den Entwickler der Astronomik-Filter Gerd Neumann [4] und Michael Schomann vom Vorstand der Vereinigung der Sternfreunde (VdS). Ein Mitarbeiter von Teleskop-Service Ransburg [5] hatte ebenfalls den weiten Weg aus Süddeutschland auf sich genommen, um sich über den neuesten Stand in Sachen Planetenaufnahme und -bearbeitung zu informieren.
In seinem Einführungsvortrag ging Damian Peach erst einmal auf die Teleskoptechnik, Seeing-Probleme und das Auflösungsvermögen ein. Dabei war er der Meinung, dass es kein typisches Planetenteleskop gibt, sondern man durchaus mit jedem Gerät brauchbare Ergebnisse erzielen kann. Schmidt-Cassegrain-Teleskope werden zwar meistens dafür verwendet, was aber hauptsächlich an dem sehr guten Preis-Leistungsverhältnis liegt. In jedem Fall ist für gute Aufnahmen die exakte Kollimation eines Teleskops ausschlaggebend, weshalb dies regelmäßig durchge-
führt werden sollte. Dafür muss man sich Zeit nehmen und nur Sterne über 45 Grad Horizonthöhe anvisieren. Ein Rotfilter ist dabei ebenfalls nützlich, um eine stabilere Sicht zu erhalten. Damian Peach nutzt neben seinem C14-Teleskop von Celestron inzwischen remote ein Ritchey-ChretienCassegrain-Teleskop RC-1000 von ASA in Chile [6].
Auch für die Abkühlung des Teleskops sollte man sich Zeit lassen, da auch im Tubus Seeing entstehen kann. Die Fokussierung ist natürlich ebenfalls sehr wichtig und sollte direkt am Objekt (z. B. Jupiter) erfolgen, denn ohne einen perfekten Fokus lassen sich keine hochauflösenden Bilder erzielen. Der Einsatz einer Bahtinov-Maske ist bei Planetenaufnahmen daher nicht zu empfehlen. Ein Atmospheric Dispersion Corrector (ADC) führt ebenfalls zu besseren Bildern und wird von ihm bereits unterhalb einer Planetenhöhe von 60 Grad eingesetzt. So hat er noch bei 30 Grad Horizonthöhe eindrucksvolle Marsbilder erzielen können. Der ADC wird dabei von ihm manuell justiert und nicht mittels FireCapture. Diese Software wird aber in jedem Fall
1 Gruppenbild aller Teilnehmer vor dem Veranstaltungsgebäude der D. Schröder KG [18]
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Astronomische Vereinigungen
von ihm präferiert, wofür er Torsten Edelmann persönlich auf der Tagung dankte. Alle Aufnahmen werden anschließend mit WinJUPOS [7] derotiert und mit AutoStakkert [8] zusammengesetzt. Zum Schärfen wird nach wie vor RegiStax [9] gerne verwendet, auch wenn dieses Programm seit geraumer Zeit nicht mehr weiterentwickelt wird. Hier sollte man bei den Wavelet-Filtern möglichst nur die ersten beiden Layer zur Bildverbesserung nutzen. Der größte Feind einer Aufnahme bleibt aber das astronomische Seeing, weshalb er inzwischen nach Barbados mitsamt seinem C14-Teleskop ausweicht. Dort entstanden nach seiner Meinung bisher die besten Aufnahmen. Abschließend stellte er noch seine VideoTutorial-Webseite [10] vor, die diverse Bildverarbeitungsvideos enthält, aber nicht kostenlos nutzbar ist. Eine komplett um sich drehende Jupiter-Animation rundete den ersten Vortrag eindrucksvoll ab.
2 Einsatz der Bildverarbeitungssoftware Topaz an einer Jupiteraufnahme [19]
Nach einer längeren Kommunikationspause, die auch mit einem herzhaften Mittagessen verbunden war, führte Damian Peach in seinem anschließenden Workshop in eigene Bildverarbeitungsmethoden ein. Dabei sahen schon die Rohbilder besser aus als manches Endergebnis anderer Planetenfotografen. Hierbei fiel auf, dass er die Alignment-Points in AutoStakkert manuell setzt und dafür größere Flächen mit Überlappungen an den Rändern verwendet. Nachdem die Bilder mit AutoStakkert3! gestackt und mit WinJUPOS derotiert worden sind, findet die letzte Feinbearbeitung bei ihm oftmals mit der Bildverarbeitungssoftware Topaz [11] statt. Speziell das Schärfen und Entrauschen wird von dieser Lösung durch integrierte KI-Algorithmen sehr feinfühlig vorgenommen. So kann man bei der Entrausch-Funktion, im Gegensatz zu Photoshop, die Schärfe beibehalten. Die Software wirbt sogar damit, dass sie JPEG-Bilder zu RAW-Aufnahmen umwandeln kann.
3 Damian Peach geht auf den Effekt der atmosphärischen Turbulenzen ein [18]
Abschließend stellte Damian Peach seine Planetenaufnahmen der Vergangenheit bis zur Gegenwart vor. Er fing bereits 1988 mit diesem Hobby an und nahm Planeten damals auf Analogfilm auf. Erst die Webcam von Philips im Jahr 2003 ermöglichte mit Videoaufnahmen wesentlich bessere Ergebnisse. Nachdem die Kameras immer weiter verbessert und ausgetauscht wurden, hat er nun das Kamera-Optimum mit einer Öffnung von 40 cm an seinem Teleskop erreicht. Auch die Aufnahme- und Bearbeitungssoftware ist inzwischen fast ausgereizt. Daher kann nur noch eine Ver-
besserung erzielt werden, indem man auf größere Öffnungen (45-70 cm) wechselt. Dafür wird aber auch wiederum eine andere Himmelsqualität benötigt, weshalb er auf Remote-Observatorien, wie das Chilescope [12] in Chile, ausweicht. Das kostet aber immerhin 200 US$ pro Stunde! Auf seiner Webseite kann man die Entwicklung von 1991 bis heute sehr schön nachverfolgen, was auch Mut macht für eigene Aufnahmen. Am Ende gab Damian Peach noch den Tipp, die besten Planetenaufnahmen auch zu Organisationen wie British Astronomical Association (BAA) [13], The As-
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Astronomische Vereinigungen
4 Das Organisationsteam der NTP-Veranstaltung mit den Referenten [18]
sociation of Lunar & Planetary Observers (ALPO) [14] oder NASA Juno Mission [15] zu schicken, da die Profi-Astronomen auch Amateuraufnahmen auswerten würden. So nutzen inzwischen auch die NASA und die Europäische Weltraumorganisation ESA seine Fotografien für ihre Arbeit.
dete er die Transitvorhersage der Exoplanet Transit Database [16]. Die Software AstroImageJ [17], die auch die Profi-Astronomen verwenden, kann anschließend für die Auswertung kostenlos genutzt werden. So ist man gut gerüstet, um Planeten in Neptungröße selbst entdecken zu können.
Als zweiter Referent kam Dr. Michael Theusner zum Thema Exoplaneten zu Wort. Der erste von inzwischen über 4.000 Exoplaneten wurde 1995 nachgewiesen. Als Detektionsmethoden gibt es verschiedene Möglichkeiten: Studie der Eigenbewegung, Transitmethode, direkte Fotografie oder Verschiebung der Spektrallinien. Für den Amateurastronomen ist dabei die Transitmethode eine machbare Variante, um selbst Exoplaneten nachweisen zu können, da hiermit quasi eine Sternenfinsternis erkannt wird. Die Abnahme der Helligkeit beläuft sich dabei auf eine Differenz von nur 0,01 mag. Eine eigene Messung wurde vom Referenten anhand des Exoplaneten HD189733 vorgenommen. Dafür verwen-
Obwohl es dieses Mal nur zwei Referenten auf der Planetentagung gab, verging die Zeit wie im Flug. Aufgrund des großen Interesses wird es auch im kommenden Jahr einen weiteres Treffen geben, das wahrscheinlich wieder im Januar stattfinden wird. Inzwischen hat sich die Norddeutsche Tagung der Planetenfotografen (NTP) zu einem der größten und wichtigsten Treffen in Deutschland herauskristallisiert.
Literatur- und Internethinweise: [1] Norddeutsche Tagung der Planeten-
fotografen: www.norddeutschetagung-der-planetenfotografen.de [2] D. Peach: Homepage, www.damianpeach.com
[3] FireCapture, Webseite: www. firecapture.de
[4] G. Neumann jr., Webseite des AstroAnbieters: www.gerdneumann.net
[5] Teleskop-Service Ransburg, Webseite des Astro-Anbieters: www. teleskop-express.de
[6] Chilescope, Teleskopdaten des Remote-Teleskopanbieters: www. chilescope.com/equipment-andinfrastructure/telescopes/
[7] WinJUPOS, Webseite des Programms: www.jupos.privat.t-online. de
[8] AutoStakkert, Webseite des Programms: www.autostakkert.com
[9] RegiStax, Webseite des Programms: www.astronomie.be/registax/index. html
[10] D. Peach, Video-Tutorial-Webseite: www.patreon.com/peachastro
[11] Topaz, Webseite des Programms: https://topazlabs.com/denoise-ai/
[12] Chilescope, Webseite des RemoteTeleskopanbieters: www.chilescope. com
[13] British Astronomical Association (BAA), Webseite: https://britastro. org
[14] The Association of Lunar & Planetary Observers (ALPO), Webseite: http://alpo-astronomy.org
[15] Juno-Missionsseite der NASA: www.missionjuno.swri.edu
[16] Exoplanet Transit Database (ETD), Webseite: http://var2.astro.cz/ETD/ predictions.php
[17] AstroImageJ, Webseite des Programms: www.astro.louisville.edu/ software/astroimagej/
[18] Torsten Lietz: Fotografie, Astronomische Vereinigung Lilienthal, Teil des Organisationsteams
[19] Jürgen Ruddek: Fotografie, Astronomische Vereinigung Lilienthal
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Astrophysik & Algorithmen
Eine einfache Methode zum automatisierten Fokussieren von CCD-Kameras
von Johannes Kribbel
Seit mehr als 10 Jahren verwende ich FocusMax 3.x [1] zum Fokussieren meiner CCDKamera. Nach der Umstellung auf Windows 10 funktionierte die Kombination FocusMax und MaximDL [2] leider nicht mehr so stabil wie früher. Da die neuesten Versionen von FocusMax (ab 4.0) nicht mehr kostenlos sind, habe ich nach Alternativen gesucht, nichts für mich Passendes gefunden und dann selbst eine Lösung entwickelt.
Die Idee ist es, einfach eine Reihe von Bildern mit unterschiedlichen Fokus-Einstellungen aufzunehmen und dann mittels Bilderkennung die Abbildungen der Sterne in den Aufnahmen zu identifizieren und deren Größe zu minimieren. Mit der Skriptsprache Python und frei verfügbaren Bibliotheken wie OpenCV [3], astropy [4] und numpy [5] ließ sich diese Idee in knapp 40 Zeilen Code [6] realisieren. Vorbedingung ist, dass die Fits-Dateien vorliegen und im Header oder im Dateinamen die Fokus-Position enthalten ist. Diese Dateien können mit MaximDL ,,Sequences" oder einem weiteren Skript, das CCD-Kamera und Fokussierer (bei mir ein Optec TCF-S) steuert, automatisch aufgenommen werden. Im Gegensatz zu vorher muss man keinen helleren Stern zum Fokussieren anfahren, sondern kann einen beliebigen Ausschnitt am Himmel wählen, der Einfachheit halber z. B. gleich das nächste Beobachtungsobjekt.
In einer Schleife werden dann die einzelnen Fits-Dateien verarbeitet. Zunächst lesen wir aus dem Header die Fokus-Position aus. Danach ziehen wir im Bild den Himmelshintergrund ab, so dass nur mehr die Sterne selbst übrig bleiben. Anschließend erzeugen wir ein Binärbild, indem wir den Pixeln unter und über einem Schwellenwert jeweils 0 oder 1 zuordnen. Im letzten und entscheidenden Schritt wenden wir die OpenCV-Funktion ,,findContours" an, die
1 Bestimmung des optimalen Fokus
die Sternabbildungen erkennt und deren Flächen ausweist. Der Algorithmus dafür folgt den Kanten im Bild und bildet so zusammenhängende Flächen [7]. Die FokusPosition und den Mittelwert aller Größen der Sterne (hier Größe = Flächeninhalt der Kontur in Pixel) legen wir in einer Liste ab, mit der man dann ein X-Y-Diagramm zeichnen kann (Abb. 1). Die genaue Größe der Sternabbildungen ist für unser Ziel unerheblich, so dass es auch nicht stört, wenn diese weiter außerhalb des Fokus zu ,,Donuts" werden.
Beim Verfahren von FocusMax oder MaximDL wird von links und rechts kommend das ,,Full Width Half Maximum" ermittelt und der optimale Fokus als der Schnittpunkt der zugehörigen Regressionsgeraden errechnet. Da wir aber die Flächen der Sternabbildungen bestimmt haben, liegen die Messpunkte nun in etwa auf einer Parabel. Um hier den optimalen Fokus zu finden, müssen wir also bestmöglich eine Parabel in die Messwerte fitten und danach deren Minimum bestimmen. Auch das geht mit Python in wenigen Zeilen. Die Bibliothek numpy enthält eine Funktion polyfit, die nach der Methode der kleinsten Quadrate [8] ein Polynom findet, bei dem die
Summe der quadrierten Abstände von Messpunkt zu Polynom möglichst gering wird. Auch das Minimum der Parabel lässt sich leicht als Nullstelle der Ableitung der Parabel finden. Dazu gibt es in numpy die Funktionen ,,deriv" für die Ableitung und das Attribut ,,r" für die Nullstellen.
Für meine Zwecke der Fotometrie Veränderlicher Sterne und meine Gerätekombination funktioniert das Verfahren gut. Die Vorteile sehe ich darin, dass kein hellerer Fokus-Stern gefunden und angefahren werden muss und der beste Fokus statistisch aus allen Sternen im Bild berechnet wird. Aus praktischer Sicht erspare ich mir das Skripting der FocusMax-Applikation für den robotischen Betrieb und nehme damit etwas Komplexität heraus. Nachteil ist vielleicht, dass es eine Spur langsamer geht, weil man eine komplette Bildserie aufnehmen muss. So dauert bei mir der Fokussiervorgang inklusive 12 x 10 Sekunden Belichtungen etwa drei Minuten. Aber wenn ich bei FocusMax die Suche nach einem hellen Stern dazunehme, relativiert sich der Aufwand wieder. Außerdem habe ich gleichzeitig ein paar zusätzliche Aufnahmen meines Veränderlichen gewonnen.
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Astrophysik & Algorithmen
Literatur- und Internethinweise: [1] FocusMax: https://focusmax.org
(Stand 2019) [2] MaximDL von Diffraction Limited:
http://diffractionlimited.com/ product/maxim-dl/ [3] OpenCV: https://opencv.org
(Stand 2019) [4] Astropy Project: https://www.
astropy.org (Stand 2019) [5] numpy: https://numpy.org/ (Stand
2019) [6] Source Code cvFokus.py: https://
astro.wildblumen.at/cvFocus.html
[7] S. Suzuki, K. Abe, 1985: ,,Topological Structural Analysis of Digitized Binary Images by Border Following", CVGIP 30 1, pp 32-46
[8] Methode der kleinsten Quadrate: Wikipedia, https://de.wikipedia.org/ wiki/Methode_der_kleinsten_Quadrate
Bleibt das Sonnensystem stabil?
- Verbesserungen der Simulation des Mehrkörperproblems
von Uwe Pilz
Im vorigen Heft habe ich ein Prinzip erläutert, wie man das Mehrkörperproblem der Astronomie numerisch lösen kann [1]. Das Verfahren hat keine gute Genauigkeit. Dies liegt darin, dass die Beschleunigung am Anfang stellvertretend für das gesamte Zeitintervall akzeptiert wird. In Wirklichkeit verändert sich die Beschleunigung auch während einer recht kurzen Zeit merklich, da sich die Körper alle bewegen. Eine Verbesserung lässt sich mit dem Verfahren nach Karl Heun erreichen: Man bestimmt zusätzlich die Beschleunigung am Ende des Intervalls und nimmt den Mittelwert der Beschleunigung stellvertretend für das Intervall (Abb. 1). Das Problem besteht darin, dass man die Lage der Körper am Intervallende nicht kennt und deshalb die Beschleunigung auch nicht ermitteln kann.
Deshalb wird dieser Ort zunächst behelfsmäßig mit dem Euler-Cauchy-Verfahren berechnet und daraus die Beschleunigung am Intervallende. Mit dem Durchschnitt der beiden Beschleunigungswerte werden dann die letztendlichen, als gültig angenommenen Werte für Ort und Geschwindigkeit berechnet. Ihr könnt diesen Ausschnitt (S. 74) in das Programm der vorigen Ausgabe einsetzen und damit experimentieren, wie sich die Genauigkeit bei Verringerung der Schrittweite erhöht.
Auch das Heun-Verfahren bietet Ansätze für Verbesserungen. Zum einen kann man in der Abbildung 1 sehen, dass die Beschleunigung an den Intervallgrenzen kleine Sprünge macht, weil sie ja aus einer behelfsmäßigen Ortsbestimmung hervor-
geht. Am Ende des Schrittes kennt man einen besseren Wert (den man als gültig akzeptiert). Man könnte hiermit die Beschleunigung noch einmal berechnen, was allerdings Rechenzeit kostet (eine zusätzliche Berechnung aller Kräfte) und das Ergebnis damit verbessern.
Die zweite Verbesserungsmöglichkeit besteht darin, noch mehr Stützstellen zu benutzen. Damit kann man die Beschleunigung nicht nur durch eine Gerade annähern, sondern durch eine höhere Funktion, z. B. eine Parabel, die auch eine Krümmung berücksichtigt. Hierzu dienen so genannte Interpolationspolynome [2]. Die so entstehenden Verfahren werden nach Carl Runge und Martin Wilhelm Kutta als ,,RungeKutta-Verfahren" bezeichnet. Die Anzahl
1 Prinzip des Heun-Verfahrens, verglichen mit dem Euler-Cauchy-Verfahren
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Astrophysik & Algorithmen
der verwendeten Stützstellen nennt man die ,,Ordnung" des Verfahrens. Das EulerCauchy-Verfahren ist 1. Ordnung und das Heun-Verfahren 2. Ordnung.
Die Ordnung gibt an, wie schnell sich der Verfahrensfehler bei Verringerung der Schrittweite verringert. 1. Ordnung heißt: doppelte Schrittweite = halber Fehler. Für das Heun-Verfahren 2. Ordnung hingegen gilt: halbe Schrittweite = ein Viertel des Fehlers. Um eine zusätzliche gültige Stelle im Ergebnis zu erhalten, muss man beim Euler-Cauchy-Verfahren zehnmal so viele Rechenschritte ausführen. Beim Heun-Verfahren genügen dazu etwa dreimal so viele. Beim unten vorgestellten Fehlberg-Verfahren 5. Ordnung steigt die Rechenlast für eine zusätzliche Stelle nur um den Faktor 1,6. Da fällt es dann nicht mehr so ins Gewicht, dass für den einzelnen Schritt mehrere Beschleunigungswerte zu berechnen sind. Das Ganze hat Grenzen: Bei Ansätzen hoher Ordnung entwickeln die Ansatzfunktionen ein Eigenleben und beginnen zu schwingen. Als stabil werden Verfahren bis zur Ordnung fünf oder sechs angesehen.
Man kann ein Verfahren schließlich so modifizieren, dass man eine Abschätzung des lokalen, bei einem Rechenschritt entstehenden Fehlers erhält. Damit kann man eine Steuerung der Schrittweite aufbauen, welche in unserem Fall die Länge des Zeitschritts verändert. Falls es nahe Begegnungen zweier Körper gibt, dann verringert sich die Schrittweite automatisch. Pionierarbeit hierbei leistete Erwin Fehlberg, in dem er die Runge-Kutta-Verfahren so modifizierte, dass die Fehlerabschätzung ohne zusätzlichen Rechenaufwand möglich war. Konsequenterweise heißen diese Verfahren Runge-Kutta-Fehlberg-Verfahren. Als zweites Programm (S. 74) gebe ich ein Runge-Kutta-Fehlberg-Verfahren 5. Ordnung an. Mit diesem Verfahren ist eine Steuerung der Zeitschrittweite prinzipiell möglich, wird aber für die Rechnung in diesem Aufsatz nicht benutzt, da sich die Verhältnisse im Rechenbeispiel ,,Sonnensystem" nicht grundlegend ändern. Für dieses Programm sind weitere Arrays für r, v, und a nötig. Hier im Heft habe ich diese nicht alle ausgeschrieben.
Ich habe damit untersucht, ob unser Sonnensystem auf lange Sicht stabil ist. Die Simulation reicht für 2 Mio. Jahre in die Zukunft (Abb. 2). Wie man sieht - es gibt zwar ein paar Schwankungen, aber keine dramatischen Ereignisse. Wir brauchen uns also für die nahe Zukunft keine Sorgen zu machen, zumindest nicht wegen der Stabilität des Sonnensystems. In Python dauert diese Rechnung selbst auf schnellen Computern viele Tage, Python ist eben nicht besonders schnell. Dasselbe Programm unter C++ ist in einigen Stunden fertig.
Literatur- und Internethinweise: [1] U. Pilz, 2020: ,,Das Mehrkörper-
problem in der Astronomie", VdSJournal für Astronomie 73, S. 91 [2] Interpolation mit Polynomen: http://fg-astrophysik.vdsastro.de/ algInterpol.html
2 Variation von Perihel- und
Apheldistanzen der Planeten von Venus bis Neptun. Offensichtlich beeinflussen sich Venus und Erde etwas, Jupiter und Saturn sind stark gekoppelt in ihren Schwankungen. Für die nächsten zwei Mio. Jahre bleibt das Sonnensystem aber grundsätzlich stabil.
Journal für Astronomie Nr. 74 | 73
Astrophysik & Algorithmen
Programm-Ausschnitt für das Heun-Verfahren (Python)
r1 = [[0 for i in range(3)] for j in range(10)] v1 = [[0 for i in range(3)] for j in range(10)] a1 = [[0 for i in range(3)] for j in range(10)] : def heun(tsteps, dt):
for t in range(tsteps): beschleunigung(N, m, r0, a0); for i in range(N): for k in range(3): r1[i][k] = r0[i][k] + dt * v0[i][k] v1[i][k] = v0[i][k] + dt * a0[i][k] beschleunigung(N, m, r1, a1); for i in range(N): for k in range(3): r0[i][k] = r0[i][k] + dt * ( 0.5*v0[i][k] + 0.5*v1[i][k] ) v0[i][k] = v0[i][k] + dt * ( 0.5*a0[i][k] + 0.5*a1[i][k] )
Programm-Ausschnitt für das Runge-Kutta-Fehlberg-Verfahren (Python)
r2 = [[0 for i in range(3)] for j in range(10)] ... ... a5 = [[0 for i in range(3)] for j in range(10)] r0_4 = [[0 for i in range(3)] for j in range(10)] # Ergebnis für RKF 4. Ordnung : def rkf5(tsteps, dt):
for t in range(tsteps): beschleunigung(N, m, r0, a0); for i in range(N): for k in range(3): r1[i][k] = r0[i][k] + 1/4*dt * v0[i][k] v1[i][k] = v0[i][k] + 1/4*dt * a0[i][k] beschleunigung(N, m, r1, a1); for i in range(N): for k in range(3): r2[i][k] = r0[i][k] + 3/32 * dt*v0[i][k] + 9/32 * dt*v1[i][k] v2[i][k] = v0[i][k] + 3/32 * dt*a0[i][k] + 9/32 * dt*a1[i][k] beschleunigung(N, m, r2, a2); for i in range(N): for k in range(3): r3[i][k] = r0[i][k] + 1932/2197 * dt*v0[i][k] + -7200/2197 * dt*v1[i][k] + \ 7296/2197 * dt*v2[i][k] v3[i][k] = v0[i][k] + 1932/2197 * dt*a0[i][k] + -7200/2197 * dt*a1[i][k] + \ 7296/2197 * dt*a2[i][k] beschleunigung(N, m, r3, a3); for i in range(N): for k in range(3): r4[i][k] = r0[i][k] + 439/216 * dt*v0[i][k] - 8 * dt*v1[i][k] + 3680/513 * \ dt*v2[i][k] - 845/4104 * dt*v3[i][k] v4[i][k] = v0[i][k] + 439/216 * dt*a0[i][k] - 8 * dt*a1[i][k] + 3680/513 * \ dt*a2[i][k] - 845/4104 * dt*a3[i][k] beschleunigung(N, m, r4, a4); for i in range(N): for k in range(3): r5[i][k] = r0[i][k] - 8/27 * dt*v0[i][k] + 2 * dt*v1[i][k] - 3544/2565 * \ dt*v2[i][k] + 1859/4104 * dt*v3[i][k] - 11/40 * dt*v4[i][k] v5[i][k] = v0[i][k] - 8/27 * dt*a0[i][k] + 2 * dt*a1[i][k] - 3544/2565 * \ dt*a2[i][k] + 1859/4104 * dt*a3[i][k] - 11/40 * dt*a4[i][k] beschleunigung(N, m, r5, a5); for i in range(N): for k in range(3): r0_4[i][k] = r0[i][k] # Ergebnis 4. Ordnung zur Fehlerberechnung r0_4[i][k]+= dt* ( 25/216 * v0[i][k] + 0 * v1[i][k] + 1408/2565 * v2[i][k] + \ 2197.0/4104 * v3[i][k] - 1/5 * v4[i][k] + 0 * v5[i][k] ) # eigentliches Ergebnis 5. Ordnung r0[i][k]+= dt* ( 16/135 * v0[i][k] + 0* v1[i][k] + 6656/12825 * v2[i][k] + \ 28561/56430 * v3[i][k] - 9/50 * v4[i][k] + 2/55 * v5[i][k] ) v0[i][k]+= dt* ( 16/135 * a0[i][k] + 0* a1[i][k] + 6656/12825 * a2[i][k] + \ 28561/56430 * a3[i][k] - 9/50 * a4[i][k] + 2/55 * a5[i][k] ) # Fehler ausrechnen. Benutzung erfordert eine while- statt einer for-Schleife err=0; for i in range(N): # welcher Körper gibt den größten Fehler? localErr=0; for k in range(3): localErr+=sq(r0_4[i][k]-r0[i][k]) localErr=sqrt(localErr) if (localErr>err): err=localErr;
74 | Journal für Astronomie Nr. 74
Atmosphärische Erscheinungen
Das 17. Himmelsbeobachtertreffen des AKM
in Lauterbach/Thüringen (6.-8.12.2019)
von Elmar Schmidt
Die Organisation dieses Treffens hatte Reinhard Nitze aus Barsinghausen übernommen und das mit dem Gedanken verbunden, sich dieses Jahr zu Beobachtungen von ,,Haareis" zu versammeln, mit denen er seit vielen Jahren im heimatlichen Deister-Gebirge Erfahrungen gesammelt hat. Bei Haareis handelt es sich um gefrierende Feuchtigkeit, die offensichtlich unter Beteiligung von Pilzgeflecht aus vermoderndem Totholz härchenartig ausgetrieben wird und dann in Form von weißen Locken oder Bärten auf Ästen und Stämmen anzutreffen ist, am besten sichtbar bei nicht vorhandener oder nur leichter Schneedecke im Wald [1].
Natürlich ist dazu leichter Nachtfrost nötig, und den hatte es leider nur bis wenige Tage zuvor im über 400 m hoch gelegenen Nationalpark Hainich neben der Jugendherberge gegeben. Einzig Reinhard selber war am Nikolaustag früh genug eingetroffen, um nochmals rechtzeitig in den Wald zu gehen. Dort wurde er von einem Ranger angesprochen, der zu Reinhards Erstaunen gut über das besagte Phänomen informiert war und ihn mit seinem Geländewagen an eine Stelle fuhr, wo tatsächlich noch Haareis zu finden war (Abb. 1).
1 Haareisreste im Hainich (Foto: Reinhard Nitze)
Doppelkontinents zeigten. Atmosphärenoptisch interessanter Höhepunkt waren die Luftspiegelungen über Wasserflächen und über der Pampa mit grasenden Guanacos.
Am Morgen des zweiten Tages begannen die fachlichen Beiträge. Den Auftakt machte Elmar, der das mit Michael Großmann und Helga Maria Dickopf (Stephen-Hawking-Schule, Neckargemünd) aufgelegte Projekt eines Regenbogensimulators für den schulischen Einsatz vorstellte. Es trägt den Arbeitstitel ,,Globodrom", weil kugelförmige Streuer als Tropfenersatz und Halbkugeln als Projektionsschirme eingesetzt werden.
Es schloss sich ein Vortrag von Alexander Haußmann über neue Erkenntnisse und Erwartungen für natürliche Regenbögen an. Hauptsächlich ging es um Ergebnisse geometrischer Vielstrahlsimulationen an abgeplatteten sowie - ganz neu - schwingenden Regentröpfchen. Für diese wurden gemessene Tropfengrößenverteilungen und erwartbare Oszillationsfrequenzen, -amplituden und -dämpfungen in die Modelle eingebaut. Unter den Ergebnissen für Beobachter am interessantesten sind vorhergesagte Intensitätserhöhungen an Bögen 2., 4., 5. und 6. Ordnung, die allerdings nur für bestimmte Sonnenhöhen maximal sind und dann teilweise auf oder unter dem
Gerade noch vor Einbruch der Dunkelheit in der Herberge zurück, begrüßte er dort die anderen sechs Teilnehmer am Treffen: Günther Busch und den Verfasser, Claudia und Wolfgang Hinz und schließlich Andreas Möller und Alexander Haußmann (Abb. 2).
Am ersten Abend zeigten Claudia & Wolfgang eine Auswahl ihrer frisch aus Patagonien mitgebrachten Fotos, die neben putzigen Pinguinen und spektakulären Landschaften wie den Torres del Paine und dem ins Meer mündenden Perito-MorenoGletscher auch weniger bekannte Gegenden vom Südzipfel des amerikanischen
2 Teilnehmer am Halotreffen (Foto: Andreas Möller)
Journal für Astronomie Nr. 74 | 75
Atmosphärische Erscheinungen
3 Spiegelverkehrte
Polarisation eines Rosenkäfers (Fotos: Reinhard Nitze)
Horizont liegen. Herauszuheben ist sein Resultat, wonach gespaltene Regenbögen auch durch Tröpfchenoszillationen erklärt werden könnten, mit zusätzlichen Freiheitsgraden, um sehr anomale Spaltbögen zu deuten [2].
In Alex' zweitem Vortrag ging es um Simulationen von Pollenkoronen, für welche er verschiedene Pollenarten mit mikroskopbasierten, realistischen Konturen, Größen und Positionierungen ausstattete und an Kollektiven derselben Fraunhofer-Beugungsbilder für verschiedene Sonnenhöhen berechnete und darstellte. Die Übereinstimmung mit Alex' eigenen und anderen Fotografien vor allem des intensiven Pollenjahrs 2018 wurde dabei erstaunlich gut, was bei den nicht kreisförmigen Ringen und Lichtknoten auf denselben nicht selbstverständlich ist [3].
Gegen 15:30 Uhr lief man gemeinsam auf den örtlichen Ausguckberg, von wo man den Sonnenuntergang zu sehen hoffte, nachdem es unter sonst grauem Himmel immer wieder einmal Aufheiterungen gegeben hatte. Jedoch trog die Hoffnung, und es war außer einem sich gelborange färbenden Wolkenriss nichts weiter geboten.
Abends nahm Andreas die Teilnehmer in einem mit tollen Fotos und Videos garnierten Reisebericht mit ins argentinische Vorandenland zur Sonnenfinsternis am 2. Juli 2019. Eine trotz nur weniger Protuberanzen spektakulär ,,fedrige" Minimumskorona und das immer wieder frappierende Erdlicht auf der Mondscheibe sind hier zu nennen.
Reinhard führte zum Thema bzw. eher Motto des Treffens zurück, indem er uns
einen mit seiner Actionkamera gefilmten Waldgang im Deister zeigte, was für einen hautnahen Eindruck von seiner Suche nach Haareis sorgte. Teile dieses Films wurden noch mit denselben Bildern von seiner zweiten und für Stereoaufnahmen gekoppelten Actionkamera zusammengesetzt und konnten anderntags nochmals in 3D betrachtet werden.
Nach dem Sonnabendessen gab es Alex' bebilderten Reisebericht über die ,,Light and Color in Nature Conference" im Juli 2019 in Bar Harbor, Maine, mit vielen bekannten Gesichtern der Atmosphärenoptikszene. Aus dem dortigen Vortrag von Laura Bagge demonstrierte er eine so amüsante wie rätselhafte Laune der Natur am toten Subjekt eines im Weißlicht grünlich schillernden Rosenkäfers. Betrachtet man diesen allerdings durch Zirkularpolfilter sieht er nur in
Anschließend stellte Elmar zum fünften Mal in Folge die im oder dem AKM gemeldeten deutschlandnahen Zirkumhorizontalbögen (ZHB) des jeweiligen letzten Sommers vor. Die 29 fotografischen und ebenso vielen visuellen Sichtungen täuschten dabei ein besseres ZHB-Jahr vor, als es 2019 war. Denn die Hälfte von ihnen bezieht sich auf nur schwache Exemplare, die sich aber mit Sonnenhöhe und zeitlicher Lage recht nahtlos ins Bild der Vorjahre einfügen. Seit 2015 wurden von ihm 150 ZHB ausgewertet.
Danach zeigte er noch eine Vortragspassage mit Bildern von Andreas und ihm aus dem Mexikanischen Nationalobservatorium auf der Halbinsel Niederkalifornien, wo sie am 20./21. Januar 2019 eine totale Mondfinsternis beobachtet hatten.
4 Alexander Haußmann bei der Erzeugung von Pollenkoronen durch Bärlauchsporen
(Foto: Andreas Möller)
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Atmosphärische Erscheinungen
einer Orientierung so aus, in der anderen (rechtszirkularer Filter) hingegen schwarz (Abb. 3). Der Grund für die bevorzugte Reflexion linkszirkular polarisierten Lichtes von diesen und ähnlichen Kerbtieren ist den Biologen bislang unbekannt.
Angeregt durch eine Beobachtung Reinhard Nitzes, der durch zunächst unabsichtliches Schütteln eines Eibenstrauchs schöne Koronen um eine Gartenlampe produzieren konnte, hatte sich Alexander ein Säckchen mit Bärlauchsporen beschafft, um zunächst bei sich in Hörlitz ebenfalls Lampenkoronen zu produzieren. Diese fallen wegen der geringen Größe dieser Sporensorte von nur 30 sowohl sehr ausgedehnt als auch schön farbig aus. Lycopodiumkoronen wurden bislang nur mit bestäubten Glasplatten gezeigt, wo sie kreissymmetrisch ausfallen.
Wenn man den Sporenstaub hingegen in die Luft wirft, gibt es durch aerodynamische Ausrichtung eine wenngleich geringe Asymmetrie der Ringe. Dies war auch schon Teil von Alex' Nachmittagsvortrag, doch richtig spektakulär wurde es erst, als wir hinausgingen und bei recht windigen Bedingungen Bärlauchsporenkoronen um seine helle Weißlichtlampe produzierten (Abb. 4). Erwartet, aber frappierend dabei sind die Größenänderungen je nach Lage der Sporenwolke zur Lampe mit ihrem divergenten Licht, ganz entsprechend zu der für Eisnebel-Lampenhalos bekannten Minnaert-Zigarre.
Nicht vergessen werden sollte aber der bislang noch zu jedem Treffen garantierte Halo, ein kurzzeitiger, schwacher 22-GradRing um den Dreiviertelmond, der sich dann noch mit einem Hof umgab und stoisch auf unser Treiben herabsah.
Nach einigen eher touristischen Eindrücken aus USA-Reisen von Elmar und An-
dreas wurde es am Schlussmorgen wieder etwas optischer. Alexander stellte seine orientierenden Polfilterstudien an Halos zur Diskussion. Auf diesem Gebiet wurde nach den Arbeiten von Gunther Können recht wenig weiter gearbeitet. Anhand von Vexier- und Differenzbildern konnte Alex das ,,Springen" von Nebensonnen um einige Zehntelgrad zeigen, welches auf das schwach doppelbrechende Eis zurückführbar ist. Ein anderes Motiv zeigte, dass man mit einem Differenzbild gekreuzt polarisiert aufgenommener Fotos zu einer Kontraststeigerung gelangt, wie sie ähnlich sonst nur mit USM- oder Rot-Blau-Differenz-Bildern möglich ist.
Claudia Hinz machte den Abschluss mit Fotos eines zwei Stunden lang sichtbaren und spektakulär weit aufgespaltenen Regenbogens vom Fichtelberg. Ebenfalls einer Simulation würdig wäre ein ihr aus Österreich zugesandtes Regenbogenfoto, in dem es zusätzlich zu einer Aufspaltung noch Interferenzbögen zu sehen gab, was im Allgemeinen so nicht der Fall ist.
Vor dem Abschied auf dem Parkplatz beschenkte Reinhard noch jeden Teilnehmer mit einer mit haareishöffigem Totholz auf Laubbett gefüllten Plastikbox, verbunden mit dem Aufruf diese Eisform in eigenen beregneten winterlichen Gärten bzw. auf Veranden und Balkonen zu züchten, was späterhin auch an verschiedenen Orten gelungen ist.
Literaturhinweise: [1] A. Wegener, 1918: ,,Haareis auf mor-
schem Holz", Die Naturwissenschaften 6/41, S. 598 [2] A. Haußmann, 2019: "Rainbows from realistically shaped drops: Higherorder amplifications, axis tilts, and oscillations", 13th Conference on Light and Color in Nature, Bar Harbor Maine (USA), July, 15-18, 2019 [3] A. Haußmann, 2019: "Pollen coronae: New insights from observations and simulations", 13th Conference on Light and Color in Nature, Bar Harbor Maine (USA), July 15-18, 2019
Deep Sky
Neues aus der Fachgruppe Deep Sky
Der Skyguide wird nun schon seit 2014 in unveränderter Form bereitgestellt und erscheint auch regelmäßig im VdS-Journal für Astronomie. Ab dem Jahr 2021 wird es ein paar kleinere Änderungen in Bezug auf die Gestaltung sowie den Inhalt geben. Er wird weiterhin im Journal erscheinen und ist auch auf der Webseite unserer Fachgruppe verfügbar. Lasst euch einfach überraschen.
Zudem wird sich das VdS-Journal für Astronomie Nr. 77 mit dem Schwerpunktthema ,,Doppelsterne" befassen. Wir freuen uns über jeden Artikel zu diesem Thema. Der offizielle Redaktionsschluss ist am 01.11.2020. Aufgrund der größeren Anzahl an Artikeln bitten wir darum, uns diese bis spätestens 01.10.2020 an r.zebahl@gmx.de zu schicken.
Robert Zebahl
Journal für Astronomie Nr. 74 | 77
Deep Sky
Beobachtung Galaktischer Nebel
mit einem 10- und 21-Zoll-Teleskop
von Mathias Sawo
Im Sommer 2018 habe ich dank lang anhaltender Hochdruck-Wetterlagen viele klare Nächte zum Beobachten nutzen können. Selbst bis in den November hinein gab es solche längeren Phasen wolkenloser Nächte. Für die Beobachtung bin ich mit meinem 10- oder 21-Zoll-Teleskop auf die Wasserkuppe in der Rhön gefahren. Teilweise konnte ich bedingt durch den Wind keine höhere Vergrößerung nutzen und war gezwungen, mir großflächige Objekte anzuschauen. Einige der Ergebnisse und Zeichnungen möchte ich hier präsentieren. Die Transparenz war speziell in der Nacht, als ich mir M 78 vornahm, außerordentlich gut, was ich so in Deutschland noch nicht erlebt habe.
IC 410 (mit 10 Zoll) Dieses schöne Objekt (Abb. 1) befindet sich in einem weit reichenden Gebiet aus Nebeln, das im Fuhrmann zu finden ist. Ohne einen Filter war zunächst der auffällige NGC 1893, ein länglicher Sternhaufen zu sehen. Benutzt man einen [OIII]-Filter, wird der Sternhaufen abgeschwächt und ein deutlicher Nebel kommt zum Vorschein. Der Nebel war unförmig und aus unterschiedlich hellen Segmenten zusammengesetzt. In der Mitte wirkte er deutlich dunkler, mit einer scharfen Kante zur süd-
lichen Innenseite, ein Hinweis auf die Dunkelwolke. Für die Beobachtung nutzte ich eine geringe Vergrößerung, da das Objekt recht ausgedehnt ist. Bei höherer Vergrößerung und mehr Öffnung kann man westlich vom Nebel zwei kaulquappenartige kleine Globulen finden, die als Simeis 130 und 129 bezeichnet werden.
NGC 2024 (mit 10 Zoll) Noch in der gleichen Nacht beobachtete ich NGC 2024, der auch Flammennebel genannt wird und Teil eines Sternentste-
hungsgebietes im Orion ist (Abb. 2). Auch hier wählte ich eine eher geringe Vergrößerung und beobachtete ohne einen Filter, da er dann mehr Details zeigte. Ganz wichtig war, dass der sehr helle Stern Alnitak nicht im Gesichtsfeld zu sehen war, da er sonst die schwachen Nebeldetails überstrahlt hätte. Bei geduldiger Beobachtung und mit Hilfe von indirektem Sehen in Verbindung mit ,,field sweeping" (leichter Fernrohrbewegung) zeigte mir das Objekt einige schwache Nebelfetzen sowie Dunkelteilungen.
1 IC 410 mit 10 Zoll Öffnung und 57x (Zeichnung Mathias Sawo)
78 | Journal für Astronomie Nr. 74
2 NGC 2024 mit 10 Zoll Öffnung und 89x (Zeichnung Mathias Sawo)
Deep Sky
3 M 78 mit 10 Zoll Öffnung und 72x bis 125x
(Zeichnung Mathias Sawo)
4 IC 1470 mit 21 Zoll Öffnung und 580x (Zeichnung Mathias Sawo)
Osternacht über der Berger Kirche Impression
Peter Remmel fotografierte in der Osternacht 2020 den Nordhimmel über der 1270 Jahre alten Berger Kirche in Werschau (Region Hintertaunus). Daten der Strichspuraufnahme: Canon EOS 6D, Objektiv Walimex 2,8/14 mm bei Blende 4, 125 x 30 s bei ISO 1250, Software: Startrails und Magic Lantern.
Journal für Astronomie Nr. 74 | 79
Deep Sky
M 78 (mit 10 Zoll) Im Sternbild Orion ist einer der hellsten Reflexionsnebel am gesamten Himmel zu finden, und ich kannte ihn schon gut von einer früheren Beobachtung mit deutlich mehr Öffnung. Bei der Sichtung mit meinem 10-Zoll-Teleskop (Abb. 3) erwischte ich eine Nacht mit einer exzellenten Transparenz. So war nicht nur ein strukturiert wirkender M 78 mit einer scharfen Kante am Nordrand zu sehen, sondern auch einige der deutlich schwächeren Nebel in der Umgebung, die allesamt eine NGC-Nummer tragen (NGC 2064, NGC 2067, NGC 2071). NGC 2071 zeigte sogar etwas Struktur und wirkte V-förmig. Eine Vergrößerung von 125-fach war nötig, um diese kleineren Nebel sicher zu erfassen.
IC 1470 (mit 21 Zoll) Dieser Emissionsnebel im Kepheus ist eher weniger bekannt, obwohl er recht hell ist. Da er aber auch klein ist, sind hö-
here Vergrößerungen nötig, um Strukturen zu erkennen, bei meiner Sichtung war das 580-fach. Recht gut zu sehen war eine längliche Aufhellung um einen Stern herum (Abb. 4). Nach Südost waren mit indirektem Blick spitz zulaufende Ausläufer zu erkennen. Bei geduldiger Beobachtung erschienen darin hellere Knoten, wodurch das Zentrum dunkel wirkte.
Parsamian 21 (mit 21 Zoll) Dieses physikalisch sehr spannende Objekt im Sternbild Adler ist ein YSO (Young Stellar Object). Hier kann man einen noch jungen Stern in seiner frühen Entwicklungsphase und den angestrahlten, dazugehörigen Reflexionsnebel beobachten. Er ist vom visuellen Erscheinungsbild ähnlich der eines Kometen (Abb. 5). Die südliche Seite war hell und gut zu sehen, zusammen mit dem feinen Stern, der mit indirektem Sehen aus dem Nebel hervorblitzte. Deutlich schwächer war der nach Norden ver-
laufende Teil, der nur indirekt und besser mit ,,field sweeping" in seiner vollen Länge erfassbar war.
Sharpless 254-257 (mit 21 Zoll) Eine beeindruckende Ansammlung von Objekten aus dem Sharpless-Katalog gibt es am Winterhimmel zu bewundern. Um die bis zu vier nah beieinanderliegenden runden Nebel im Orion zu bestaunen, braucht man dunklen und transparenten Himmel und möglichst große Öffnungen. Auch ein H-Filter ist sehr hilfreich sowie ein kleine Vergrößerung. Mit meinem 21-Zoll-Teleskop und 82-facher Vergrößerung konnte ich zunächst recht einfach Sharpless 254, 255 und 257 erkennen, mit indirektem Sehen teilweise mit Strukturen wie Dunkelteilungen. Deutlich schwieriger war Sharpless 256, der nur indirekt und mit ,,field sweeping" sicher zu erfassen war.
5 Parsamian 21 mit 21 Zoll Öffnung und 357x
(Zeichnung Mathias Sawo)
80 | Journal für Astronomie Nr. 74
6 Sharpless 254-257 mit 21 Zoll Öffnung und 82x
(Zeichnung Mathias Sawo)
Skyguide 2020 - 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 fünf 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 Teleskopöffnung und der persönlichen Erfahrung.
freien Software Cartes du Ciel (Skychart), für die grobe Orientierung vorhanden, welche Sterne bis zu einer Größenklasse von ca. 8,0 mag zeigt. Telradkreise (0,5 Grad ; 2 Grad ; 4 Grad ) 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.
Zu jedem Objekt werden die wichtigsten Informationen in Kurzform angegeben. Des Weiteren ist eine Karte, erstellt mit der
Übersichtskarte der Objekte für Skyguide 2020-2
Deep Sky
Karte erstellt mit Cartes du Ciel
Journal für Astronomie Nr. 74 | 81
Deep Sky
Gamma Delphini (STF 2727)
Typ: Sternbild: Koordinaten (2000.0): Helligkeit: Winkelabstand Positionswinkel: Jahr:
Doppelstern Delphinus 20h 46m 39,50s, +16 Grad 07' 27,40'' 4,4 / 5,0 mag 8,9'' 266 Grad 2018
Gamma Delphini ist verschiedenen Quellen zufolge ein physischer Doppelstern in einer Entfernung von ungefähr 110 Lichtjahren. Die Hauptkomponente ist vom Spektraltyp K1IV (orangefarbener Unterriese), sein Begleiter F7V (weißgelber Zwerg). Das ist visuell ebenfalls nachvollzieh-
bar. Beobachter nehmen bei kleiner Teleskopöffnung zumindest den Hauptstern oft als gelblich wahr. Durch die Helligkeit und dem moderaten Winkelabstand ist dieser Doppelstern ein einfaches Ziel, selbst unter stark aufgehelltem Himmel. Ein Großfernglas sollte für eine Trennung der Komponenten bei gutem Sehvermögen ausreichen, wobei eine Vergrößerung von etwa 20-fach nötig ist. Knapp 15 Bogenminuten südwestlich von Gamma Delphini befindet sich noch der Doppelstern STF 2725 (AB) mit einem Winkelabstand von gut 6 Bogensekunden. Damit lassen sich beide Doppelsterne schön in einem Gesichtsfeld beobachten. Hierfür sollte aber wenigstens ein kleines Teleskop verwendet werden.
NGC 7006 (H 1.52)
Typ: Sternbild: Koordinaten (2000.0):
Helligkeit: Winkelausdehnung:
Kugelsternhaufen Delphinus 21h 01m 29,47s, +16 Grad 11' 16,49'' 10,6 mag 2,8' x 2,8'
Das Sternbild Delfin gehört mit einer Fläche von knapp 190 Quadratgrad zu den 20 kleinsten der insgesamt 88 Sternbilder, enthält jedoch zwei Kugelsternhaufen: NGC 6934 (8,9 mag) sowie NGC 7006. Obwohl NGC 7006 die geringere Gesamthelligkeit hat, ist dessen Flächenhelligkeit aufgrund der kleineren Winkelausdehnung deutlich höher. Eine Aufsuchkarte ist aber empfehlenswert, vor allem im städtischen Umfeld. Teleskope ab etwa 4 Zoll Öffnung sollten den Sternhaufen zumindest als kompakten Nebel zeigen. Ab welcher Teleskopöffnung sind erste Einzelsterne sichtbar?
2 NGC 7006, Quelle: Pan-STARRS, gemeinfrei
82 | Journal für Astronomie Nr. 74
French 1 (The Toadstool)
Typ: Sternbild: Koordinaten (2000.0):
Winkelausdehnung:
Sternmuster Delphinus 21h 07m 25s, +16 Grad 19' 00'' 12,0' x 12,0'
Dieses Stermuster ist eine klare Empfehlung. Es ist relativ einfach zu finden, auffällig und auch gut für kleinere Teleskope geeignet. Die Helligkeiten der Sterne liegen zwischen 9,2 und 10,7 mag. Der Name ,,Toadstool" (Pilz) rührt vom Aussehen dieser Sterngruppe: Der Pilz ist auf dem DSS-Bild Richtung Südwesten gekippt, der Stamm zeigt gen Nordosten. Der Pilz präsentiert sich mit einem schön geschwungenen Hut und einem breiter werdenden Stamm. Rechts am Fuße des Pilzes befindet sich noch die Galaxie NGC 7025 (s.u.).
3 French 1, Quelle: DSS, gemeinfrei
Deep Sky
NGC 7025 (UGC 11681)
Typ: Sternbild: Koordinaten (2000.0):
visuelle Helligkeit: Winkelausdehnung:
Galaxie Delphinus 21h 07m 47,33s, +16 Grad 20' 09,09'' 12,8 mag 1,9' x 1,2'
NGC 7025 ist eine Spiralgalaxie in einer Entfernung von rund 210 Millionen Lichtjahren. Sie wird als sogenannte LINER-Galaxie (lowionization nuclear emission-line region) klassifiziert. Es handelt sich bei diesem Typ um Galaxien, deren Kernregion Emissionslinien mit geringem Ionisationsgrad aufweist. Ein weiteres, bekanntes Beispiel für eine LINER-Galaxie ist die Sombrero-Galaxie (Messier 104). Unter dunklem Himmel lässt sich NGC 7025 bereits gut mit mittlerer Teleskopöffnung beobachten. So zeigt sie sich schon bei 6 Zoll Teleskopöffnung als ovale, kaum kondensierte Aufhellung. Die schwachen Staubbänder sind möglicherweise mit großen Teleskopen zugänglich. Aufgrund ihrer ,,besonderen" Lage am Fuße des Pilzes (French 1) bekam sie von uns vor Jahren auf einem Teleskoptreffen den liebevollen Beinamen ,,Fußpilzgalaxie". Das macht sie gleich viel sympathischer.
4 NGC 7025, Quelle: Pan-STARRS, gemeinfrei
Journal für Astronomie Nr. 74 | 83
Deep Sky
Abell 72 (PK 59-18.1)
Typ: Sternbild: Koordinaten (2000.0):
Helligkeit: Winkelausdehnung:
Planetarischer Nebel Delphinus 20h 50m 02,05s, +13 Grad 33' 29,6'' 14,6 mag 2,0' x 2,0'
Abell 72 ist ein eher kleiner Vertreter der Planetarischen Nebel des Abell-Katalogs und zeigt unzählige, feine Strukturen. Er ist damit sicher ein schönes Ziel für Fotografen. Doch auch mit großem Teleskop ab 16 Zoll Teleskopöffnung unter dunklem Himmel lassen sich Berichten zufolge erste innere Strukturen visuell erfassen. Mit kleinerer Teleskopöffnung ist Abell 72 zumindest indirekt noch halbwegs gut als rundliche, gleichmäßige Aufhellung erkennbar. Abell 72 dürfte dem erfahrenen Beobachter mit 5 Zoll Teleskopöffnung unter dunklem Landhimmel keine Schwierigkeiten bereiten, wobei eine genaue Aufsuchkarte notwendig ist. Es wird auf jeden Fall ein [OIII]-Filter empfohlen.
5 Abell 72, Quelle: Pan-STARRS, gemeinfrei
Impression
Die Galaxienhaufen Abell 1495 und HCG 61
Abell 1495 - am Stern links oben gelegen - ist gut 2 Milliarden Lichtjahre entfernt, die Hicksongruppe HCG 61 dagegen nur etwa 190 Mio. Lichtjahre. Allerdings steht die blaue Galaxie (NGC 4173) nicht in HCG 61, sondern weit davor: Entfernung nur ~54 Mio. Lichtjahre. Bernd Wallner gelang diese LRGB-Aufnahme in seiner Gartensternwarte in Burghausen. Daten: 11. - 27. April 2020, 600-mm-Cassegrain bei f/8, Kamera FLI ML 16803, Gesamtbelichtungszeit 19 h, davon 9,5 h Luminanz.
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Deep Sky
Erratum
Beobachten mit kleiner Öffnung
- Ein Irrtum selbst fabriziert
von Thomas Eversberg
Im VdS-Journal für Astronomie Nr. 72 habe ich zwei Irrtümer hinsichtlich des Seeings und des Bildkontrasts (Signal-zu-Rausch-Verhältnis S/N) bei kleinen Teleskopöffnungen beschrieben - und bin dabei selbst einem Irrtum zum Opfer gefallen. Auf diesen Irrtum hat mich dankenswerterweise Jochen Eislöffel von der Thüringer Landessternwarte Tautenburg hingewiesen (danke, Jochen!). Es ist zwar korrekt, dass das Seeing das geometrische Auflösungsvermögen ab einer bestimmten Objektivöffnung ,,einfriert" (Punkt A), doch bei meiner Betrachtung zur erreichbaren Grenzgröße bei einem gegebenen Signal-zu-Rausch-Verhältnis S/N (Punkt B) ist mir ein Fehler unterlaufen. Ich erläuterte folgende Proportionalitäten
mit der Lichtintensität S, dem Photonenrauschen N, der Photonenanzahl Ne, der Optikfläche A und der Apertur D.
Der Schritt
ist jedoch falsch, da die Gesamtzahl der
Photonen proportional zum Integral des Photonenflusses pro Zeit-
und Flächeneinheit dA dt ist, nicht zur Apertur. Bei identischem
S/N kann bei doppelter Apertur ein viermal schwächeres Objekt
detektiert werden (um denselben Effekt zu erzielen, kann auch die
Belichtungszeit vervierfacht werden). Der Ansatz kann mit der An-
nahme eines konstanten S/N für zwei verschiedene Aperturen (hier
mit 1 und 2 indiziert) dargestellt werden.
Da die Anzahl der aufgenommenen Photonen durch den Lichtstrom , die Optikfläche A und die Aufnahmezeit t definiert ist, ergibt sich
Bei gleicher Belichtungszeit t1 = t2 = t und doppelter Apertur D, also A2 = 4 A1 erhalten wir
Bei konstantem Signal-zu-Rausch-Verhältnis sieht man bei doppelter Apertur also Objekte, die viermal schwächer sind. Dass die Grenzgröße nicht mit dem linearen Durchmesser der Optik, sondern quadratisch zunimmt, ist anschaulich darstellbar. Betrachten wir dazu eine an die Dunkelheit adaptierte Augenpupille von 6 mm Durchmesser, mit der man Objekte von 6 Magnituden erreichen kann. Vergleicht man die Pupille mit dem Very Large Telescope (VLT) mit einem rund 1.300-fachen Optikdurchmesser, so entspricht dies knapp 8 Magnituden Differenz, und das VLT hätte laut meiner Darstellung im VdS-Journal für Astronomie 72 eine Grenzgröße von nur etwa 14 Magnituden. Wir wissen allerdings, dass dazu ein Amateurinstrument von 11 Zoll Öffnung ausreicht! Der VLT-Preis dürfte also begründet sein.
Neues aus der Fachgruppe Geschichte der Astronomie
von Wolfgang Steinicke
Geschichte
In diesem Heft lesen Sie zwei Beiträge. Im ersten berichtet Klaus Rohe über ,,Die astronomischen Arbeiten von Alfred Wegener". Es ist vielleicht den meisten nicht bekannt, dass sich der bekannte Meeres- und Polarforscher auch mit Astronomie befasst hat. Der andere Artikel erzählt den Lebenslauf eines historischen Teleskops. Gemeint ist Max Wolfs 6-zölliger Refraktor, aufgestellt in dessen Heidelberger Privatsternwarte. Der Autor ist Klaus Wenzel. Die nächste Geschichtstagung wird voraussichtlich vom 30.10.-1.11.2020 stattfinden. Der Tagungsort steht noch nicht fest. Näheres dazu finden Sie zu gegebener Zeit auf der Webseite der Fachgruppe ,,Geschichte der Astronomie" http://geschichte.fg-vds.de. Versorgen Sie mich auch weiterhin mit interessanten Artikeln.
Journal für Astronomie Nr. 74 | 85
Geschichte
Die astronomischen Arbeiten von Alfred Wegener
von Klaus Rohe
Alfred Wegener ist weltbekannt für seine Theorie der Kontinentalverschiebung. Wenig bekannt sind seine Arbeiten auf dem Gebiet der Astronomie. Nach einer kurzen Biografie wird ein Überblick seiner Arbeiten in diesem Bereich dargestellt. Diese reichen von Untersuchungen zu den Alfonsinischen Tafeln in seiner Dissertation, über Forschungen zu Meteoren und Meteoriten bis zu Arbeiten zur Entstehung der Mondkrater durch Impaktereignisse.
Lebenslauf Die Tabelle im ersten Kasten gibt einen Überblick über wichtige Ereignisse und Stationen von Alfred Wegeners Leben. Eine umfassende und aktuelle Biografie ist bei Greene [15] zu finden. Gestorben ist Wegener wahrscheinlich an Herzschwäche im November 1930 auf Grönland. Sein Grab wurde im Mai 1931 von seinem Bruder Kurt gefunden. Dieser führte die Expedition zu Ende und gab dann das aus sieben Bänden bestehende Werk ,,Wissenschaftliche Ergebnisse der Deutschen Grönland-Expedition Alfred Wegeners" heraus. Er übernahm die Professur von Alfred an der Universität Graz.
Promotion in Astronomie Alfred Wegener wurde 1905 an der Berliner Universität promoviert. Der Titel seiner Dissertation lautet ,,Die Alfonsinischen Tafeln für den Gebrauch eines modernen Rechners" [1]. Es folgen zwei weitere Arbeiten, die sich mit geschichtlichen und philosophischen Themen aus dem Gebiet der Astronomie und Kosmologie befassen [2, 3]. Eine sehr ausführliche und kritische Diskussion von Wegeners Dissertation ist in der Abhandlung von Roland & Ute Wielen vom Astronomischen Rechen-Institut der Universität Heidelberg zu finden [16]. Dort wird die von Wegener entwickelte Rechenmethode auf den astronomischen Kalender von 1448 angewandt und mit modernen Ephemeriden verglichen.
1 Alfred Wegner 1910 (links) und 1925 (rechts). https://de.wikipedia.org/wiki/
Alfred_Wegener
Lebenslauf von Alfred Wegener
1880 1890 - 1899 1899 1899 - 1905 1905 1905 - 1906
1906 - 1908 1909 1912 - 1913 1913 1914 - 1918 1919 - 1924 1924 1929 - 1930
Alfred Wegener wird am 1. November in Berlin geboren Besuch des Köllnischen Gymnasiums in Berlin Abitur Studium der Astronomie und Meteorologie an den Universitäten Berlin, Heidelberg und Innsbruck Promotion in Astronomie (Details s. Text) Assistent am Königlich-Preußischen Aeronautischen Observatorium Lindenberg. Zusammenarbeit mit seinem Bruder Kurt. Am 5. April 1906 starteten die Gebrüder Wegener von dort eine Ballonfahrt, um meteorologische Untersuchungen durchzuführen. Sie wurde zu einem Weltrekord! Sie legten eine Strecke von ca. 1.300 km zurück. Die Dauer des Fluges betrug 521/2 Stunden. Sie führte von Lindenberg über Jütland bis in die Nähe von Aschaffenburg. Teilnahme an dänischer Grönlandexpedition Habilitation an der Universität Marburg mit der Arbeit ,,Die Drachenund Fesselballon-Aufstiege der Danmark-Expedition" Teilnahme an dänischer Expedition zur Durchquerung Grönlands Heirat mit Else Köppen, Tochter des Meteorologen und Klimatologen Wladimir Köppen Teilnahme als Offizier im 1. Weltkrieg Abteilungsleiter der Deutschen Seewarte in Hamburg Ordentlicher Professor für Meteorologie und Geophysik an der Universität Graz Grönlandexpedition und Tod
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Geschichte
Arbeiten über Meteore/Meteorite 1915 veröffentlicht Wegener eine Arbeit über den Farbwechsel der Meteore [4]. Wegener schließt, dass der Farbwechsel von grün nach rot in einer Höhe von 70-80 km liegen muss, wo er den Übergang von der Wasserstoff- zur Stickstoffatmosphäre postuliert. 1918 legte er zu dem gleichen Thema eine weitere umfangreiche Untersuchung vor. Über der Wasserstoffatmosphäre nimmt er noch eine Schicht aus einem noch unbekannten Element an, was leichter als Wasserstoff sein soll. Er nennt es Geocoronium. Man weiß heute, dass dieses Schichtenmodell grundsätzlich richtig ist, aber nicht in der Zusammensetzung, die Wegener aus dem Farbwechsel der Meteore ableitet.
Am 3. April 1916 war nachmittags gegen 15:25 Uhr über Hessen ein heller Meteor (Feuerkugel) zu beobachten. Wegener hatte im April einen 14-tägigen Urlaub vom Militärdienst und nutzte diese Zeit, um den Fall systematisch zu untersuchen, um eventuell den Rest des Meteors zu finden. Er schrieb überregionale Tageszeitungen an, die er bat, Aufrufe zur Einsendung von Berichten über die Beobachtung der Feuerkugel zu veröffentlichen. Aus diesen Berichten ging hervor, dass der Einschlagspunkt, wenn vorhanden, in der Nähe der Stadt Treysa liegen musste. Er begab sich zusammen mit seiner Frau Else in die Umgebung von Treysa und führte dort detaillierte Befragungen von Beobachtern der Feuerkugel durch. Ein Befragter soll geantwortet haben: ,,Da war eine feurige Wolke, in der das Bild des Kaisers erschien" ([6], Seite 125). Aus den Ergebnissen der Beobachtungen ermittelte Wegener den wahrscheinlichen Einschlagsort. Eine sehr ausführliche Beschreibung von Wegeners Recherchen wird in [5] gegeben. Im Januar 1917 wurde dann ca. 800 m von dem vorausgesagten Einschlagsort entfernt ein Eisenmeteorit mit
2 Aus: A. Wegener, 1921, ,,Die Entstehung der Mondkrater [9], Seite 13
einer Masse von ca. 60 kg in einer Tiefe von 1,6 m gefunden. In [7] unterzieht Wegener die in [5] beschriebene Vorgehensweise einer kritischen Analyse. Es war das erste Mal, dass ein Meteorit durch systematische Auswertungen von Beobachtungen gefunden wurde.
1927 veröffentlicht Wegener noch eine Arbeit über die Geschwindigkeit großer Meteore [10], in der er die veröffentlichten Daten von Meteorbeobachtern untersucht. Er wendet eine modifizierte Methode der Geschwindigkeitsbestimmung an und kommt zu dem Ergebnis, dass die meisten Meteore
eine hyperbolische heliozentrische Geschwindigkeit haben und daher nicht aus unserem Sonnensystem stammen können.
Entstehung der Mondkrater Wegener war der Ansicht, dass der Großteil der Krater auf dem Mond durch den Einschlag von Meteoroiden entstanden war. Dies stand im Gegensatz zur der damals gängigen Ansicht, dass die Mondkrater vulkanischen Ursprungs sind. Um seine These zu untermauern, führte er im Winter 1918/1919 in Marburg Experimente mit Zementstaub durch, um künstliche ,,Mondkrater" zu erzeugen. Die Ergebnisse
Journal für Astronomie Nr. 74 | 87
Geschichte
dieser Experimente veröffentlichte er 1919 und 1920 [8, 9]. Außerdem fasste er seine Thesen zur Entstehung der Mondkrater in einer Monografie mit dem Titel ,,Die Entstehung der Mondkrater" zusammen, die 1921 vom Verlag Vieweg herausgegeben wurde. Wegener setzt sich hier ausführlich mit den vier damals hauptsächlich diskutierten Hypothesen zur Entstehung der Mondkrater auseinander. Sie sind im zweiten Kasten beschrieben.
Gegen die Blasen- und Gezeitenhypothese, die teilweise durch Laborexperimente gestützt wurden, argumentiert er, dass man die Laborverhältnisse nicht auf einen Himmelskörper wie den Mond übertragen könne, da im Labor Adhäsionskräfte dominieren, wohingegen bei Himmelskörpern Massenkräfte ausschlaggebend sind. Gegen die Vulkanhypothese, die damals von vielen Wissenschaftlern akzeptiert wurde, argumentiert er mit einem Bild, in dem er die Querschnittsprofile von Mondkratern und irdischen Vulkanen maßstabsgerecht einzeichnet (Abb. 2). Man sieht, dass sich die Querschnittsprofile von Vulkanen und Mondkratern deutlich unterscheiden. Die von ihm bevorzugte Aufsturzhypothese untermauert er mit der Beschreibung und Bildern von den Versuchen, die er im Winter 1918/1919 in Marburg durchgeführt hatte [8, 9]. Er beschäftigt sich dann noch mit dem Barringer-Krater in Arizona, der auch damals schon von vielen als Impaktkrater betrachtet wird und fragt sich, ob weitere auf der Erde zu finden seien. Einen Hinweis darauf, dass es weitere Krater geben müsste, sieht er z. B. in den Moldaviten ([9], Seite 39). Heute weiß man, dass diese beim Nördlinger-Ries-Impakt entstanden sind. 1928 untersuchte Wegener einen Krater in Estland [11], der heute als Kaali-Meteoritenkrater bekannt ist (Abb. 3), und stufte ihn als Impaktkrater ein, was sich aus heutiger Sicht als richtig erwies. Mit diesen Hypothesen zur Entstehung von Impaktkratern auf dem Mond und der Erde ist Wegener seiner Zeit weit voraus, denn erst nach 1960 wurde die Theorie der Entstehung der Mondkrater durch Impakt allgemein anerkannt und es wurden auch viele geologische Strukturen auf der Erde mit großer Sicherheit als Impaktkrater identifiziert, z. B. das Nördlinger Ries und das Steinheimer Becken.
Hypothesen zur Entstehung der Mondkrater
Aufsturzhypothese: Der Großteil der Krater auf dem Mond ist durch Impakt von kosmischen Körpern entstanden.
Blasenhypothese: Die Krater sind in der Frühzeit des Mondes durch aufsteigende Gasblasen im flüssigen Inneren entstanden, die an der Mondoberfläche explodierten.
Gezeitenhypothese: Die Krater sind in der Frühzeit des Mondes, als die starre Oberfläche noch sehr dünn war, durch Gezeitenkräfte auf das flüssige Innere entstanden. Diese Kräfte verursachten teilweise einen Durchbruch des flüssigen Magmas durch die dünne, starre Mondoberfläche. Durch Erstarrung bildeten sich dann ringförmige Strukturen.
Vulkanhypothese: Der Großteil der Krater auf dem Mond ist vulkanischen Ursprungs.
Literaturhinweise: [1] A. Wegener, 1905: ,,Die Alfonsinischen Tafeln für den Ge-
brauch eines modernen Rechners", Inaugural-Dissertation Friedrich-Wilhelms-Universität Berlin, Druck E. Ebering [2] A. Wegener, 1905: ,,Die astronomischen Werke Alfons X", Bibliotheca Mathematica, Zeitschrift für Geschichte der Mathematischen Wissenschaften, Teubner, Leipzig, 3. Folge, 6. Band, 2. Heft, S. 129-185 [3] A. Wegener, 1906: ,,Über die Entwicklung der kosmischen Vorstellungen in der Philosophie", Mathematisch-Naturwissenschaftliche Blätter, Band 3, S. 61-64, u. S. 78-82 [4] A. Wegener, 1915: ,,Ueber den Farbwechsel der Meteore", in: ,,Das Wetter", Sonderheft zum 13. April 1915, S. 62-66 [5] A. Wegener, 1917: ,,Das detonierende Meteor vom 3. April 1916, 31/2 Uhr nachmittags in Kurhessen", Sitzungsberichte der Gesellschaft zur Beförderung der gesamten Naturwissenschaften zu Marburg 1917, 14 (1) [6] A. Wegener, 1918: ,,Der Farbwechsel Großer Meteore", Abh. Kaiserl. Leop.-Carol. Deutsch. Akademie Naturforscher (= Nova Acta 104) 1, S. 1-34 [7] A. Wegner, 1918: ,,Über die planmäßige Auffindung des Meteoriten von Treysa", Astronomische Nachrichten 207, S. 185-190 [8] A. Wegener,1919: ,,Versuche zur Aufsturztheorie der Mondkrater", Sitzungsberichte der Gesellschaft zur Beförderung
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3 Kaali-Meteoritenkrater: https://de.wikipedia.org/wiki/
Kaali_(Saaremaa)
Geschichte
der gesamten Naturwissenschaften zu Marburg 1919 (2), 7-10 [9] A. Wegener, 1921: ,,Die Entstehung der Mondkrater", Friedrich Vieweg und Sohn, Braunschweig [10] A. Wegener, 1927: ,,Die Geschwindigkeit großer Meteore", Die Naturwissenschaften 15, Heft 12, Berlin, S. 286-288 [11] E. Kraus, R. Meyer, A. Wegener, 1928: ,,Untersuchungen über den Krater von Sall auf Ösel", Kurlands Beiträge zur Geophysik 20,
S. 312-378 [12] E. Wegener, Alfred Wegener, 1960:
,,Tagebücher, Briefe, Erinnerungen", F. A. Brockhaus, Wiesbaden 1960 [13] G. Ehmke, 1980: ,,Alfred Wegener und die Himmelskunde. Ein Beitrag zum 100. Geburtstag des bedeutenden Naturforschers", Die Sterne 56, Heft 6, S. 331-340 [14] Mott T. Greene, 1998: ,,Alfred Wegener an the Origin of Lunar Craters", Earth Sciences History 17, No. 2, Impacts Issue: Rocks from Space?
(1998), pp. 111-138 [15] Mott T. Greene, 2015: ,,Alfred We-
gener: science, exploration, and the theory of continental drift", Johns Hopkins University Press [16] Roland u. Ute Wielen, 2017: ,,Alfred Wegener und das Astronomische Rechen-Institut", Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie, Universität Heidelberg, Heidelberg: https://archiv.ub.uniheidelberg.de/volltextserver/24001 (Stand: Januar 2020)
Der Wolfsche Sechszöller
- Der Lebenslauf eines historischen Teleskops
von Klaus Wenzel
Beim ,,Wolfschen 6-Zöller" handelte es sich um einen 6-Zoll-Refraktor mit einem Objektiv von Reinfelder und Hertel auf einer deutschen Montierung der Firma Sendtner, der ab 1885 in einer 5-m-Kuppel im Hinterhof des Wohnhauses der Familie Wolf in der Heidelberger Märzgasse 16 aufgestellt war. Dieses Teleskop war sozusagen das erste Mosaiksteinchen der Heidelberger Astronomie vom Königsstuhl bis zum 3,5-m-Teleskop auf dem Calar Alto. Eine besondere historische Bedeutung muss man ihm zugestehen, da mit ihm der erste Kleinplanet ((323) Brucia) auf fotografischem Wege entdeckt wurde, was eine Revolution in der Kleinplanetenforschung bedeutete.
Zunächst benutzte Max Wolf dieses Instrument für visuelle Beobachtungen. Doch schon frühzeitig setzte er auf die Fotografie. Erstes fotografisches Objekt war der Stern Zeta Ursae Majoris am 24. September 1887 mit einer Belichtungszeit von 40 s durch das Hauptrohr. Ab 1889 begann Max Wolf kleinere Objektive (Kranz 5 Zoll und Steinheil 61 mm) an den Refraktor zu montieren, um damit größere Sternfelder aufzunehmen. Der Refraktor selbst wurde bei diesen Aufnahmen als Leitrohr verwendet. Der große Erfolg folgte dann am 22. Dezember 1891, als er auf der Platte A358 mit Brucia (323) seinen ersten Kleinplaneten entdecken
konnte. Dies war die erste fotografische Entdeckung eines Kleinplaneten überhaupt.
Wenige Wochen zuvor (9.-10. September 1891) belichtete Max Wolf die Region um Deneb über zwei Nächte insgesamt 13 Stunden und 5 Minuten. Auf dieser kontrastreichen Aufnahme entdeckte er die gesamte Form des Nebels NGC 7000, den Wilhelm Herschel bereits am 24. Oktober 1786 als schwache, extrem große, sehr diffuse Nebelregion entdeckt hatte. Die Form des Nebels erinnerte Max Wolf an Nordamerika, damit war der Eigenname ,,Nordamerikanebel" geboren.
1 Die historische Kuppel mit dem Wolfschen
6-Zöller in der Heidelberger Märzgasse um 1890
Ende Januar/Anfang Februar 1892 wurde das Teleskop mit einer 6-Zoll-Portraitlinse (f/5) von Voigtländer (I) aus Braunschweig aufgerüstet. Ab Januar 1893 kam eine weitere 6-Zoll-Voigtländerlinse (II) hinzu, damit war der Astrograf fertig. Es konnten nun
2 Der 6-Zöller mit den Voigtländer-
Kameras in der alten Kuppel um 1892
Journal für Astronomie Nr. 74 | 89
Geschichte
3 Ausschnitt aus der Entdeckungsaufnahme A358 mit dem Kleinplaneten Brucia (323)
vom 22. Dezember 1891. Brucia ist die kleine Strichspur an der Spitze des Pfeiles. Bei dem hellen Stern südwestlich von Brucia handelt es sich um SAO 78858. Bei dem dunklen Strich in der linken unteren Ecke handelt es sich leider um eine Beschädigung der Platte.
gleichzeitig identische Sternfelder aufgenommen werden, um etwaige Plattenfehler zu erkennen. Eine der Hauptaufgaben des Astrografen war die Suche nach neuen Kleinplaneten. Kleinplaneten verrieten sich auf den belichteten Platten durch kleine Strichspuren, aufgrund der Eigenbewegung während der relativ langen Belichtungszeit, die durchaus einige Stunden betragen konnte.
Die letzten Aufnahmen in der Heidelberger Altstadt wurden am 29. Juni 1897 belichtet, danach wurde das Instrument abgebaut und in einer extra hierfür errichteten Kuppel (weiße Kuppel) auf dem Gelände des neu gegründeten Astrophysikalischen Observatoriums der Badischen Landessternwarte auf dem Königstuhl wieder aufgebaut.
Der reguläre Beobachtungsbetrieb auf dem Königsstuhl startete am 28. Juni 1898, Ziel war der Stern Deneb (Alpha Cygni) mit Belichtungszeiten von 30 bzw. 45 Minuten. Der 6-Zöller war nun bis zur Inbetriebnahme des Bruce-Astrografen am 16. August 1900 das Hauptinstrument der Sternwarte und wurde danach weiterhin, meist durch die Assistenten, hauptsächlich zur Suche, Überwachung und Bahnbestimmung von Kleinplaneten, Kometen und veränderlichen Sternen genutzt. Aber auch Max Wolf ließ es sich nicht nehmen, von Zeit zu Zeit mit seinem alten 6-Zöller zu beobachten.
Im September 1915 trat dann ein Defekt an der Kuppel auf. Deshalb wurde das Instrument demontiert und erst nach Installation einer neuen Kuppel (schwarze Kuppel) im
90 | Journal für Astronomie Nr. 74
4 Ausschnitt der historischen Aufnahme
des Nordamerikanebels vom 9. und 10. September 1891
5 Die ,,weiße" Kuppel des 6-Zöllers auf
dem Königsstuhl (rechts). Bei der Kuppel am linken Bildrand auf dem kleinen Turm handelt es sich um die Kuppel des BruceTeleskops. Aufnahme um 1900.
Juni 1919 wieder in Betrieb genommen. Die letzte Platte wurde mit diesem Instrument am 16. Juni 1939 4 min lang belichtet. Das Ziel war der Veränderliche P Cygni. Es war die Platte mit der laufenden Nummer A8393.
Der Wolfsche 6-Zöller verblieb dann vermutlich ungenutzt die nächsten beiden Jahrzehnte in seiner Kuppel. Er wurde erst 1960 abgebaut und als Museumsstück im heutigen Ostinstitut aufgestellt.
Bis heute verließ das Instrument noch zweimal den Königsstuhl. Einmal 1961 zu einer Ausstellung anlässlich der 575-Jahr-Feier der Universität Heidelberg im Heidelberger Schloss. Den zweiten Ausflug machte der Refraktor vom November 2009 bis September 2010 in die Universitätsbibliothek nach Heidelberg, anlässlich des Internationalen Jahres der Astronomie.
Heute steht er wieder an seinem Platz im Heidelberger Ostinstitut und kann dort besichtigt werden. Die alte Kuppel in der
6 Der Wolfsche 6-Zöller in seiner Kuppel
auf dem Königsstuhl um 1900, Bild von M. Wolf
7 Die Sternwarte um 1930. Links im
Vordergrund die ,,schwarze" Kuppel des 6-Zöllers. Im Hintergrund die Kuppel des Waltz-Reflektors und am rechten Bildrand die Kuppel des Bruce-Teleskops.
Geschichte Journal für Astronomie Nr. 74 | 91
Geschichte
8 Der 6-Zöller mit dem Autor als Museums-
stück im Ostinstitut
Heidelberger Märzgasse ist ebenfalls noch erhalten und kann zumindest von außen besichtigt werden. Die Kuppel auf dem Königsstuhl, die zwischen dem Walz-Reflektor und dem Hauptgebäude gestanden hatte, wurde vermutlich in den 1960er Jahren abgebaut.
Die Bezeichnung ,,Wolfscher 6-Zöller" geht übrigens auf Max Wolf selbst zurück. Auf dem von ihm beschrifteten Einbanddeckel des ersten Beobachtungsbuches steht: ,,Aufnahmen mit dem Wolf 6-Zöller"
Die Abbildungen 1 - 7 für diesen Beitrag wurden freundlicherweise von der Landessternwarte, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg zur Verfügung gestellt.
Die historischen Himmelsaufnahmen sind im Internet unter http://dc.g-vo.org/hdap frei verfügbar (siehe auch: Sterne und Weltraum 3/2010, S. 68).
Besten Dank auch an Herrn Dr. Holger Mandel für die Unterstützung bei Recherchen in der Landessternwarte Heidelberg.
9 Okulareinblick mit den
Voigtländer-Kameras I und II
92 | Journal für Astronomie Nr. 74
Jugendarbeit
Auf der Jagd nach Wolkenlücken
von Anna Bauernschmitt
Vom 27.7. bis zum 10.8.2019 fand wieder das alljährliche astronomische Sommerlager der VEGA e.V. [1] statt und dieses Jahr konnten wir Jubiläum feiern. Schon seit zwanzig Jahren kommen Jugendliche und junge Erwachsene zusammen, um für zwei Wochen ein gemeinsames Interesse zu verfolgen: Astronomie. Neben allerlei Workshops, Vorträgen, täglichen Arbeitsgruppen und auch vielem nicht-astronomischem Programm standen für uns vor allem die nächtlichen Beobachtungen an erster Stelle. Das ausgewählte Schullandheim in Bischofsheim an der Rhön [2], wo das ASL schon mehrmals stattgefunden hat, bot für alle Beobachter einen atemberaubenden Sternenhimmel.
Zur Freude von ein paar Teilnehmern und natürlich mir wurden dieses Jahr verschiedene Astroprojekte angeboten, wie zum Beispiel die Beobachtung von Exoplaneten mit der Transitmethode und unter anderem auch ,,Mein erstes Astrofoto". Da mich Astrofotografie schon immer sehr begeistert hat, wollte ich mich mit einer kleinen Gruppe darin versuchen. Das stündliche Aktualisieren und Vergleichen des Wetterberichts war bei meiner Projektpartnerin Johanna Müller und mir deshalb an der Tagesordnung.
Dass dieses Gebiet ein sehr großes Frustpotenzial mit sich bringen kann, durften wir hier am eigenen Leib erfahren. Wenn man es dann mal geschafft hatte, eine Kabeltrommel zu organisieren, keine Spiegel am Teleskop dejustiert und die Akkus der Kameras geladen waren und man endlich bereit war, ein paar Bilder aufzunehmen, machte einem das Wetter einen Strich durch die Rechnung. Doch trotz der vielen Wolken fanden wir ein paar klare Nächte fürs Beobachten. Unser Ziel: M 31 - die Andromedagalaxie (Abb. 1). Fotografiert haben wir durch das Sky-Watcher-10-Zoll-
1 M 31 mit sichtbarer Begleitgalaxie M 32 am 06.08.2019, 60 Bilder je 30 s belichtet,
Details s. Text. Foto: Anna Bauernschmitt und Johanna Müller
f/4-Newton-Teleskop von Jan Beckmann - einem der Projektleiter - und mit einer Spiegelreflexkamera Nikon D5600 von Lukas Weis, welcher uns dabei tatkräftig unterstützt hat. Zudem mit ISO 3200 und einer Gesamtbelichtungszeit von 30 Minuten.
Toll dabei war vor allem zu lernen, was alles in so ein Bild hineinfließt, inklusive der Auswertung. Mit dieser haben wir uns in den Tagen danach beschäftigt. Verwendet haben wir hierfür hauptsächlich Fitswork [3], DeepSkyStacker [4] und Nikon Capture NX-D [5]. Unser erstes Astrobild dann schließlich auf dem Bildschirm zu sehen, war ein tolles Gefühl, und es hat mich auf jeden Fall dazu motiviert, in Zukunft mehr auf diesem Gebiet zu versuchen. Natürlich haben wir nicht nur M 31 beobachtet, sondern dazu kamen auch verschiedene Nebel, Quasare, Sternhaufen und andere Galaxien. Egal wie kalt oder unbequem es draußen war, man konnte uns - wann immer der Himmel es zuließ - an den Teleskopen finden. Es war schön, von den älteren Teilnehmern unseres ,,Observer-Teams" schon
ab der ersten Nacht sofort aufgenommen zu werden und ihnen jederzeit über die Schulter sehen zu können.
Letztendlich waren die zwei Wochen sowie unser Astroprojekt ein voller Erfolg und ich kann nur jedem empfehlen, sich auch mal in der Astrofotografie auszuprobieren, egal ob ,,Himmel" oder ,,Deep-Sky".
Internethinweise (geprüft 27.03.2020): [1] Astronomisches Sommerlager der
VEGA: www.vega-astro.de [2] Schullandheim Bischofsheim: https://
bauersberg.rhoeniversum.de/ [3] Fitswork Software: www.fitswork.de/
software/download.php?f=bin/ Fitswork447.zip [4] DeepSkyStacker Software: http:// deepskystacker.free.fr/german/ [5] Nikon Downloadcenter: https:// downloadcenter.nikonimglib.com/de/ products/162/Capture_NX-D.html
Journal für Astronomie Nr. 74 | 93
Kleine Planeten
Neues aus der Fachgruppe Kleine Planeten
von Gerhard Lehmann
Die Nächte im Sommer sind kurz, aber vielleicht haben Sie auch Lust, einen Kleinplaneten zu beobachten. Es muss nicht immer die Astrometrie im Vordergrund stehen. Nahe scheinbare Begegnungen mit DeepSky-Objekten haben ebenfalls ihren Reiz. Unser FG-Mitglied Wolfgang Ries hat für den Sommer solche Ereignisse zusammengestellt und ruft zur Beobachtung auf.
Im kommenden Jahr wird die FG Kleine Planeten ihre 24. Kleinplanetentagung durchführen. Wenn Sie diese Zeilen lesen, ist die diesjährige Kleinplanetentagung schon wieder Geschichte. Wir hoffen, schon bald einen Tagungsbericht veröffentlichen zu können. Informationen zum Ort und zum Zeitpunkt der 24. Kleinplanetentagung 2021 entnehmen Sie bitte der Kleinplanetenseite [1].
Dr. Lutz D. Schmadel (1942-2016) war viele Jahre am Astronomischen Recheninstitut (ARI) tätig [2]. In bleibender Erinnerung ist er auch durch sein 1992 erstmals veröffentlichtes Buch ,,Dictionary of Minor Planet Names". Dieses immer wieder aktualisierte Werk enthält Informationen zur Entdeckung und Namensgebung von Asteroiden. Unter anderem beinhaltet es auch eine Einteilung der Kleinplanetennamen nach verschiedenen Kategorien.
Der Autor dieser Zeilen hat 2017 auf der Kleinplanetentagung in Leiden/NL diese Kategorien genutzt und die in der FG entdeckten sowie danach benannten Kleinplaneten zugeordnet (Abb. 1). Die Kategorie der ,,Städte, Häfen und Gebäude" befindet sich an dritter Position. Dieser schönen Tradition folgend hat unser FG-Mitglied
Erwin Schwab seinen Kleinplaneten mit der Nummer 274835 nach der alten Kaiserstadt Aachen [3] benannt.
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.
Internethinweise (geprüft 27.03.2020): [1] Kleinplanetenseite:
www.kleinplanetenseite.de/ [2] Lutz D. Schmadel: https://de.
wikipedia.org/wiki/Lutz_D._Schmadel [3] Aachen: https://de.wikipedia.org/
wiki/Aachen
1 Die in der FG entdeckten, nummerierten und danach benannten Kleinplaneten, den Kategorien von Dr. Lutz D. Schmadel zugeordnet,
(Stand: 2017). Bild: Gerhard Lehmann
94 | Journal für Astronomie Nr. 74
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.
Nachdem in der letzten Ausgabe ein Zwergplanet an der kosmischen Begegnung beteiligt war, ist diesmal zum ersten Mal ein waschechter Planet Akteur unserer Artikelreihe. Zu verdanken haben wir diese Premiere Rüdiger Graf aus Ulm. Rüdiger hat schon viele Jahre Interesse an der Astronomie. Seine Versuche mit den üblichen Kaufhausteleskopen endeten aber eher frustrierend. Erst der Kauf eines 10-zölligen Schmidt-Cassegrains vor ein paar Jahren von einem Sternfreund und dessen tat-
kräftige Unterstützung brachte den Durchbruch für das Hobby Astronomie. Seither ist Rüdiger ein eifriger Astrofotograf und Beobachter. Meist beobachtet er vom heimischen Balkon aus, weswegen er seine Homepage [1] unter dem Namen ,,BalkonSternwarte Gögglingen" laufen hat. Das Sichtfeld vom Balkon aus ist zwar etwas eingeschränkt, aber der Blick von Südost bis Südwest ist einigermaßen dunkel, während im Norden die Lichtglocke von Ulm Astronomie stark beeinträchtigt. Falls er
1 Neptun, Triton und (135) Hertha, aufgenommen von Rüdiger Graf mit einem 80 mm Apochromaten f/6 und einer ASI1600MC-Kamera,
Bildausschnitt ca. 40% des Kameragesichtsfeldes.
Journal für Astronomie Nr. 74 | 95
Kleine Planeten
2 Eine Detailansicht von Abb. 1, Pfeil oben: (135) Hertha, Pfeil unten: Neptun mit Triton,
im zeitlichen Abstand von 140 Minuten. Bild: Rüdiger Graf
doch mal ein Ereignis nicht vom Balkon aus sehen kann, weicht er in seinen Garten aus.
Das heutige Bild [2] entstand in der Nacht vom 10. auf den 11. August 2019. Der zunehmende Mond war schon zu 80% beleuchtet. Trotzdem wollte Rüdiger die klare Nacht unbedingt für Astroaufnahmen nutzen. Als Optik wählte er seinen 80-mm-Apochromaten mit einer ASI1600MC-Kamera. Zuerst wurde fleißig am Mond fotografiert. Als der immer tiefer sank, wurde auf Neptun geschwenkt. Die kurze Brennweite von 480 mm ist eigentlich zu kurz für Planeten, aber Rüdiger wollte mit seinen Aufnahmen die Bewegung des Planeten vor den Sternen zeigen. Damit wandelt er auf den Spuren
von uns Kleinplanetenbeobachtern, die ja durch Blinken die Asteroiden im Sternenfeld finden. Die beiden Aufnahmen von Rüdiger entstanden mit einer Zeitdifferenz von ca. 140 Minuten (Abb. 2), wobei in der Zwischenzeit der Hantelnebel fotografiert wurde. Diese Zeitdifferenz reicht aus, um auch beim fernen Neptun bereits eine kleine, aber deutliche Bewegung zu erkennen. Womit Rüdiger aber nicht gerechnet hat, war erstens, dass auf den Aufnahmen auch der Mond Triton sehr gut zu sehen ist und zweitens, dass auch ein weiterer heller Punkt herumhüpfte. Er identifizierte ihn als den Kleinplaneten (135) Hertha.
Neptun ist bekanntlich der 8. und derzeit äußerste Planet im Sonnensystem. Visuell ist er als bläuliches Minischeibchen, das maximal ca. 7,8 mag hell werden kann, zu sehen. Am 11. August 2019 war er ca. 4,34 Milliarden km von der Erde entfernt. Der Durchmesser des Gasplaneten beträgt knapp unter 50.000 km und entspricht damit ca. dem Vierfachen des Erddurchmessers.
Für die Umrundung der Sonne benötigt Neptun fast 165 Jahre. Entdeckt wurde er 1846 von dem deutschen Astronomen Johann Gottfried Galle aufgrund von Berechnungen, die der französischen Mathematiker Urbain Le Verrier über Bahnstörungen des Planeten Uranus durchführte. Derzeit sind 14 Neptunmonde bekannt. Der weitaus größte von ihnen ist Triton mit ca. 2.700 km Durchmesser. Er besitzt eine Helligkeit von ca. 13,5 mag und wurde bereits 17 Tage nach der Entdeckung Neptuns vom britischen Amateurastronomen William Lassell gefunden. Triton könnte ursprünglich ein Objekt des Kuipergürtels gewesen sein, das von Neptun eingefangen wurde. Das würde seine auffällige Umlaufbahn um seinen Planeten erklären. Triton kreist sehr nahe um Neptun, wobei seine Bahn als einziger ,,großer" Mond im Sonnensystem retrograd, also
Tabelle 1
Ausgewählte, besonders empfehlenswerte Begegnungen von Kleinplaneten mit Deep-Sky-Objekten für das 3. Quartal 2020
Datum
Uhrzeit
Kleinkörper
mag
Objekt
Art
mv
Abstand
19.07.2020
23:00
(2638) Gadolin
15,7
NGC 6751
PN
11,9
7'
21.07.2020
23:00
(2965) Surikov
15,5
M 26
OC
8,0
7'
17.08.2020
22:00
(24827) Maryphil
15,4
NGC 6822
Gx
8,7
10'
20.08.2020
24:00
(6070) Rheinland
15,8
NGC 7443/4
Gx
12,9
2'
17.09.2020
24:00
(257) Silesia
13,7
NGC 7606
Gx
10,8
5'
18.09.2020
24:00
(2920) Automedon
15,7
NGC 7817
Gx
11,8
5'
Abkürzungen: PN - Planetarischer Nebel, OC - Offener Sternhaufen, Gx - Galaxie
96 | Journal für Astronomie Nr. 74
Kometen
entgegen der Drehrichtung seines Planeten, verläuft. Er nähert sich außerdem immer weiter Neptun an und wird wahrscheinlich in ca. 100 Mio. Jahren die Roche-Grenze unterschreiten und von den Gezeitenkräften Neptuns zerrissen werden. Falls dann noch intelligente Wesen im Sonnensystem existieren, können sie zwei schöne Ringplaneten bewundern.
Der Kleinplanet (135) Hertha, ein Asteroid des inneren Hauptgürtels, war während der Aufnahme ca. 147 Mio. km von der Erde entfernt. Als ca. 80 km großer Brocken braucht er für die Umrundung der Sonne ca. 3 Jahre und 10 Monate. Seine Helligkeit betrug 10,5 mag. Sie wurde 1874 von dem deutsch-amerikanischen Astronomen Christian Heinrich Friedrich Peters entdeckt, der sie nach einer nordischen Göttin benannte. Peters entdeckte 48 Kleinplaneten und zwei Kometen und war damit einer der erfolgreichsten Kleinplanetenentdecker seiner Zeit [3].
Kosmische Begegnungen finden täglich statt. Die Tabelle auf Seite 98 enthält eine kleine Auswahl interessanter Begegnungen zwischen Kleinplaneten und Deep-Sky-Objekten, die von uns erstellt wurde. Damit soll Ihnen Ihr Weg zum persönlichen Bild einer kosmischen Begegnung erleichtert werden.
Eine Möglichkeit, sich täglich über aktuelle kosmische Begegnungen zu informieren, finden Sie auf der Homepage von Klaus Hohmann [4]. Dort kann sich der interessierte Astrofotograf in dem von Klaus geschriebenen Tool kosmische Begegnungen anzeigen lassen. Interaktiv hat man die Möglichkeit, verschiedene Parameter wie die Helligkeit des 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. 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.
Internethinweise (geprüft 27.03.2020): [1] Homepage: https://
balkonsternwartegoegglingen. blogspot.com/ [2] Homepage: https:// balkonsternwartegoegglingen. blogspot.com/p/veroffentlichungen. html [3] C.H.F. Peters: https://de.wikipedia. org/wiki/Christian_Heinrich_ Friedrich_Peters [4] Homepage: http://astrofotografie. hohmann-edv.de/aufnahmen/ kosmische.begegnungen.php
Bedeutende Kometen
des vierten Quartals 2019
von Uwe Pilz
C/2017 T2 PANSTARRS Dieser Komet wurde im letzten Quartal am meisten beobachtet. Seine Helligkeit stieg während der letzten Monate des Jahres 2019 von 12 mag auf 10 mag an. Damit war er ein Ziel auch für kleinere Instrumente. Der Staubschweif besteht aus sehr großen Partikeln, die Analyse mit meinem Schweifsimulationsprogramm ergab 150-200 . Solche großen Partikel bewegen sich nur langsam vom Kometenkern hinweg. Dadurch ergibt sich ein sehr gut kondensierter Komet. PANSTARRS war auch von Standorten mit mäßiger Lichtverschmutzung gut zu erkennen. Das Foto von Norbert Mrozek gibt den visuellen Anblick gut wieder (Abb. 1). Der Komet verfügte über eine schwache äußere Koma, die auf dem eingefügten Bild von Roland Fichtl gerade so erkennbar ist. Visuell war dies nicht erreichbar.
1 C/2017 T2 PAN
STARRS, 30.11.2019, 21:10 UT, Instrument: 20-Zoll-Hypergraf (f/8), 40 min belichtet mit Canon-CCD-Kamera (Norbert Mrozek). Einfügung: 4. Dezember 2019, 22:35 UT, Instrument: 16-ZollNewton (f/2,5), 12 min belichtet mit CanonCCD-Kamera (Roland Fichtl).
Journal für Astronomie Nr. 74 | 97
Kometen
2 C/2018 N2 ASASSN, 30.10.2019,
21:10 UT, Instrument: 12-Zoll-Astrograf (f/3,6), 40 min belichtet mit Sony-CCDKamera. Nördlich des Kometen die diffuse Galaxie PGC 2666. Bild: Martin Nischang
C/2018 N2 ASASSN Die Helligkeit dieses Kometen nahm gegen Ende des Jahres langsam ab. Dennoch wurde er von unserer Fachgruppe visuell beobachtet. Das Bild von Martin Nischang zeigt die Passage an der Zwerggalaxie PGC 2666, wenige Bogenminuten nördlich des Kometen. Die schwache Galaxie ist auf dem Foto gerade so zu erkennen.
2I/Borisov war eine Besonderheit: Er ist der erste Schweifstern, der nachweislich nicht aus dem Sonnensystem stammt. Er konnte bis Mitte Dezember von Mitteleuropa aus in ausreichender Höhe am Morgenhimmel beobachtet werden. Da die Magnitude unterhalb von 15 mag lag, war er vom deutschen Sprachraum aus visuell nicht erreichbar. Michael Jäger fotografierte bereits Ende Oktober den Vorübergang des seinerzeit nur 16 mag hellen Kometen an Regulus und der Zwerggalaxie Leo I.
3 2I/Borisov, 26.10.2019, 03:30 UT,
Instrument: 8-Zoll-Astrograf (f/2,0), belichtet mit ASI-1600-CMOS-Kamera. Der helle Stern ist Regulus, die Galaxie nördlich davon Leo I. Bild: Michael Jäger
98 | Journal für Astronomie Nr. 74
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Mond
2 Harald Kaiser nahm den Mond mit
dem nahestehenden Planeten Jupiter ganz spontan am Abend des 16.06.2019 auf. Schnell war das Fotostativ aufgestellt, Kamera mit Objektiv Sony FE 70200 aufgesetzt, bei 200 mm und Blende 5,6 bei ISO 3200. Hier ein Ausschnitt. Belichtet wurde 10 x 1/1.000 s auf den Mond und 1 x 1/50 s auf Jupiter.
100 | Journal für Astronomie Nr. 74
Neue Mondbilder
Peter Riepe
Wieder einmal kamen sehr viele schöne Mondbilder zusammen. Dabei waren es nicht nur wirkungsvolle irdische Stimmungsbilder mit dem Erdtrabanten über interessanter Kulisse, sondern auch gut aufgelöste Aufnahmen der Mondoberfläche. Bildeinsender waren verschiedene Astrofotografen aus dem gesamten deutschsprachigen Raum. Dafür allen einen herzlichen Dank. Leider ist es aber nicht möglich, alle eingesandten Bilder zu zeigen. Hier ein repräsentativer Querschnitt. Viel Spaß beim Anschauen.
1 Manfred Kiau zeigt uns die Konjunktion der
85 Stunden alten Mondsichel mit dem -1,9 mag hellen Jupiter am 31.10.2019 um 17:45 Uhr MEZ. Aufnahmeort war die Ostsee-Nehrung Graswarder nördlich von Heiligenhafen mit Blick auf den Osthafen. Kamera: Canon 7D MkII mit Objektiv Canon EF 24-70 mm f/2,8 L USM, Belichtungszeit 2,5 s bei Blende 4, 70 mm Brennweite und ISO 200.
Mond
3 Mondaufgang vor der Burg Hochosterwitz (Kärnten) am Karfreitag, 19.04.2019, gegen 20:18 Uhr von Werner
Probst aufgenommen. Apochromat TV 127is (1:5,2), Canon 5D MkII, belichtet 0,8 s und 1/400 s bei ISO 400.
4 Auch Reinhard Kaltenböck fotografierte den Ostervollmond 2019 am Karfreitag in Emme-
rich am Niederrhein. Teilweise sind die Rheinwiesen mit Sträuchern bepflanzt, um für Vögel und andere Tiere Lebensräume zu schaffen. Die Signalleuchte im Bild befindet sich an der Einfahrt zum Sicherheitshafen. Skywatcher AC 80/400, Canon EOS 100D fokal, 1/4 s bei ISO 100.
Journal für Astronomie Nr. 74 | 101
Mond
5 Werner E. Celnik und Dieter Sporenberg hielten mit einem Meade
ACF 356 mm / 3.560 mm und einer Kamera QHY5III178c bei f = 6 m auf die Bodenwellen Dorsa Smirnov um den Krater Le Monnier B (Very, Bildmitte) im Mare Serenitatis. Oben im Dunkel der Rand des Großkraters Posidonius, rechts unten der rund 1.100 m hohe Mons Argaeus. Aufnahme vom 02.08.2018 um 00:03 Uhr UT auf Farm Tivoli (Namibia), UV/IR-Sperrfilter, Einzelbelichtung 15 ms, Videodauer 180 s mit 2 fr/s.
6 Südbereich des Mondes mit Wallebene Clavius und Krater
Tycho. Aufnahme vom 14.02.2019 in Mülheim/Ruhr. Optik war ein Celestron C 9,25 SC mit 235 mm Öffnung und 2.350 mm Brennweite. Als Kamera wurde eine ZWO ASI120MM verwendet. Bildautor Udo Siepmann bearbeitete den Stack aus 400 Frames mit AutoStakkert, Registax und Photoshop CS5.
7 Südsüdostbereich des Mondes (Ausschnitt aus einem Panorama), aufgenommen von Manfred Wolf am 20.06.2018 in Köngetried.
In der Mitte der rechten Bildhälfte der Krater Boussingault - zwei ineinander verschachtelte Krater. Links unterhalb davon Bogulawsky, weiter links Manzinus mit flachem Kraterboden und vielen Kleinstkratern, darüber Mutus. Videoaufnahme mit Celestron 14 und Kamera TIS SkyRis 445M, Brennweitenverlängerung 1,7-fach mit Baader Q-Turret, Baader-IR-Passfilter, Verwendungsrate 5%, AutoStakkert 3.
110022 || JJoouurrnnaall ffüürr AAssttrroonnoommiiee NNrr.. 7744
MMoonndd
8 Bei mittelmäßiger
Luft und 3 Grad C brauchte Jens Leich am Abend des 15. Februar 2019 in seiner Sternwarte in WiehlMarienhagen 96 Minuten, das Mare Humorum mit den vermerkten Kratern zu zeichnen. Diese Zeichnung gehört zu den großflächigsten, die er bisher vom Mond angefertigt hat. Starfire-130-mmApochromat, Okular DeLite 3mm bei 279facher Vergrößerung. Man beachte die vielen Detailstrukturen in Gassendi.
9 Am 16. und 17.02.2019 nahm Ralf Kreuels aus Kempen mit einem Celestron 11 bei 2.800 mm Brennweite und einer Kamera
ASI178MM plus Grünfilter ebenfalls den Krater Gassendi auf (zum Vergleich mit Abb. 8). Im Livebild konnte er blickweise die maximale Auflösung sehen. Pro Motiv wurden ca. 3.000 Bilder belichtet und daraus ein 28%iger Stack mittels AutoStakkert AS!3 angefertigt.
JJoouurrnnaall ffüürr AAssttrroonnoommiiee NNrr.. 7744 || 110033
Sonne
Zyklus 25
Warum wir jetzt Magnetogramme brauchen
von Heinz Hilbrecht
Der neue Sonnenfleckenzyklus 25 kündigt sich nun mit klaren Signalen an. Über Weihnachten 2019 und zum Jahreswechsel 2019/2020 gab es drei Aktivitätsgebiete mit Sonnenflecken. Alle standen bei rund 25 bis 30 Grad heliografischer Breite, also in ziemlich hohen Breiten auf der Sonne. Doch waren sie wirklich Boten des neuen Zyklus 25?
Es ist bekannt, dass die Flecken des nächsten Zyklus zuerst in hohen heliografischen Breiten auftauchen und die Aktivitätsgebiete dann im Verlauf des Zyklus zu immer niedrigeren heliografischen Breiten wandern. Doch das physikalisch wichtige Merkmal ist die Polarität des Magnetfelds in bipolaren Gruppen. Mit dem Wechsel zum nächsten Zyklus tauchen immer mehr Sonnenfleckengruppen auf, die eine entgegengesetzte Polarität des Magnetfelds im Vergleich zum ablaufenden Zyklus aufweisen.
Ein paar Hintergründe In einer bipolaren Sonnenfleckengruppe gibt es zwei Zentren, in denen sich die Sonnenflecken konzentrieren. Die Achse zwischen beiden liegt - sehr vereinfacht gesprochen - ungefähr parallel zu den Breitenkreisen auf der Sonne. Die Flecken ,,vorne" in Richtung der Sonnenrotation werden p-Fleck genannt, vom englischen ,,preceding"
1 Magnetogramm der Sonne vom 26. Dezember
2019. Zwei Aktivitätsgebiete brachten B-Gruppen hervor. AR 12753 und AR 12754 zeigen die Polarität von bipolaren Sonnenfleckengruppen des neuen Zyklus 25, die auf der Nord- und Südhalbkugel entgegengesetzt ist. Quelle: SDO/NASA (Courtesy of NASA/SDO and the AIA, EVE, and HMI science teams.)
2 Magnetogramm der Sonne vom 3. Januar 2020.
Die Fleckengruppe in AR 12755 zeigt die Polaritätsverteilung des neuen Zyklus 25 auf der Südhalbkugel: ,,schwarz vorn". Quelle: SDO/NASA (Courtesy of NASA/SDO and the AIA, EVE, and HMI science teams.)
104 | Journal für Astronomie Nr. 74
Sonne
(vorausgehend). Die nachfolgende Fleckenkonzentration heißt f-Fleck, vom englischen ,,following" (nachfolgend). Im ablaufenden Sonnenfleckenzyklus 24 trugen die Aktivitätsgebiete mit einem regulären bipolaren Magnetfeld auf der Südhalbkugel das Merkmal ,,weiß vorn - schwarz hinten". ,,Weiß" und ,,schwarz" zeigen in Magnetogrammen die Richtung des Magnetfelds an. Schwarz bedeutet, die Feldlinien sind vom Beobachter weggerichtet. Weiß markiert sind Flächen im Magnetfeld, in denen die Feldlinien auf den Beobachter zugerichtet sind. Die üblichen Bezeichnungen für Nord- und Südpol eines Magnetfelds vermeiden wir bewusst, wie unten noch erklärt wird.
Im Zyklus 24 waren also auf der Südhalbkugel die Feldlinien im p-Fleck typisch auf den Beobachter zugerichtet (,,weiß") und im f-Fleck vom irdischen Beobachter weg (,,schwarz").
Auf der Nordhalbkugel war es bei bipolaren Gruppen genau umgekehrt: ,,schwarz vorn - weiß hinten". Die Polaritätsverteilung verhält sich nämlich auf der Nordhalbkugel umgekehrt wie auf der Südhalbkugel.
Im neuen Zyklus 25 kehrt sich die Polaritätsverteilung in einer bipolaren Fleckengruppe um: ,,schwarz vorn - weiß hinten" für die Südhalbkugel - ,,weiß vorn - schwarz hinten" für die Nordhalbkugel. Allein das ist ein sicheres Merkmal, um die Aktivitätsgebiete des alten und des neuen Zyklus zu unterscheiden. Die heliografische Breite liefert den Verdacht, nicht den Beweis.
Kleine Aktivitätsgebiete und sogar einige sehr kurzlebige A- und B-Gruppen (nach der Waldmeier-Klassifikation) mit der Polaritätsverteilung des kommenden Zyklus 25 gab es immer wieder seit ungefähr drei Jahren. Das ist normal - die Aktivitätszy-
3 AR 12755 mit einer B-Gruppe am 2. Januar 2020, 12:20 Uhr UT. Den p-Fleck bildete eine
ungewöhnlich große Umbra, in der Lichtbrücken beobachtbar waren. Refraktor 123 mm/ 738 mm, Baader-Herschelkeil mit Solar-Continuum-Filter, Kamera: ASI183MM. Belichtungszeit 0,5 ms, als Ausschnitt aufgenommen, Aufnahmezeit 90 s. Verarbeitung mit AutoStakkert (Drizzle auf 150%), Schärfung mit Registax. Bild: Sven Melchert
klen überlappen sich. Bisher waren solche Magnetfeldkonfigurationen klein, kurzlebig und undeutlich. Das hat sich zum Jahreswechsel 2019/2020 klar geändert.
Zweimal Süd, einmal Nord, alle Zyklus 25 Am 24. Dezember 2019 erschien das Aktivitätsgebiet AR 12753 als B-Gruppe bei einer heliografischen Breite 29 Grad S. Die relativ hohe Breitenlage weckte den Verdacht auf eine Zugehörigkeit zum Zyklus 25. Das Magnetogramm in der Abbildung 1 liefert den Beweis: ,,schwarz vorn - weiß hinten".
AR 12754 erschien ebenfalls am 24. Dezember als B-Gruppe, die sich aber schon am 26. Dezember zur Waldmeier-Klasse A entwickelte. Das Gebiet verschwand am 29. Dezember 2019 durch die Sonnenrotation hinter dem Sonnenrand. Mit einer heliografischen Breite von 25 Grad N war AR 12754 ein Kandidat für den neuen Fleckenzyklus 25. Das Magnetfeld entwickelte sich interessant. Zuerst entstand die Fleckengruppe ganz ohne erkennbare Polaritätsverteilung und entwickelte erst am 26. Dezember ein bipolares Magnetfeld mit ,,weiß vorn - schwarz hinten". Das ist die
neue Polaritätsverteilung des Zyklus 25 für die Nordhalbkugel.
Die dritte Fleckengruppe in AR 12755 erschien am 1. Januar 2020 bei einer heliografischen Breite von 35 Grad S in der Nähe des Ostrands der Sonne. Sie begann sofort als B-Gruppe, am 5. Januar 2020 hatte sie sich zu einer A-Gruppe entwickelt. Das Magnetfeld war eindeutig: ,,schwarz vorn - weiß hinten", also Zyklus 25 (Abb. 2). AR 12755 war ungewöhnlich, da eine auffallend große Umbra den p-Fleck bildete (Abb. 3).
Und noch eine Lichtbrücke Der p-Fleck in AR 12755 war groß genug, um auch mit Amateurteleskopen eine Lichtbrücke in einer Umbra ohne Penumbra zu beobachten. Normalerweise sind isolierte Umbren zu klein, um die - tatsächlich oft vorhandenen - Lichtbrücken in ihnen regelmäßig zu beobachten. Eine ,,Alarm-Meldung" im SONNE-Forum auf dem Internet-Forum der VdS lenkte das Interesse auf das Phänomen. Tatsächlich hatte Sven Melchert diese Lichtbrücke bereits fotografiert, visuelle Beobachtungen lieferten weitere Bestätigung (Abb. 3).
Journal für Astronomie Nr. 74 | 105
Sonne
4 Für ein Magnetogramm wird physikalisch gemes-
sen, ob die Magnetfeldlinien eines aktiven Gebiets auf den Beobachter zugerichtet sind oder vom Beobachter weg. Steht das Magnetfeld in Randnähe, liefern die Messungen deshalb eine ,,falsche" Polaritätsverteilung. Die Polarität im f-Fleck am Ostrand der Sonne und im p-Fleck am Westrand wird auf einer zu großen Fläche dargestellt. Quelle: Wikipedia (https://de.wikipedia.org/ wiki/Sonnenfleck#/media/Datei:Sunspot_diagram.svg, 05.01.2020) / Heinz Hilbrecht
Die Lichtbrücke entstand zunächst als einfache Lichtbrücke, die die Umbra teilte. Entlang der Lichtbrücke gab es Helligkeitsveränderungen in Zeitskalen von Minuten bis wenigen Stunden. Bis zum 4. Januar
hatten mehrere Lichtbrücken ungefähr senkrecht zueinanderstehend die Umbra in fünf Umbren zerlegt. Die Breite der Lichtbrücken betrug dabei nur eine bis zwei Bogensekunden. Hartes Brot für die Beobach-
ter, aber mit viel Geduld für den richtigen Moment geringer Luftunruhe von Erfolg gekrönt.
Vorsicht Falle! Bei der Interpretation von Magnetogrammen lauert eine Falle, denn in den Messungen stecken Randeffekte. Deshalb entsteht der verbreitete Fehler, ,,schwarz" oder ,,weiß" mit der tatsächlichen Polaritätsverteilung in einer Fleckengruppe gleichzusetzen. Die Richtungsangabe für die Magnetfeldlinien mit den Farben im Magnetogramm ist physikalisch korrekt und gibt allein die Messung wieder.
Allerdings bedeutet das nicht zwingend magnetisch Nord oder Süd, denn auf der gekrümmten Sonnenoberfläche entstehen Artefakte, die eine einfache Interpretation nur in der Nähe der Scheibenmitte zulassen. Die Abbildung 4 zeigt, wie diese Artefakte entstehen. Ein klarer Hinweis auf solche Artefakte sind scharfe und sonnenrandparallele Grenzen zwischen den beiden Polaritäten. Die Abbildung 5 zeigt verschiedene Beispiele.
5 Das Magnetogramm der Sonne am 12. Juli 2014. Im Westen (rechts) stehen mehrere Fle-
ckengruppen, für die das Magnetogramm aufgrund des Randeffekts nicht die wirkliche Polaritätsverteilung anzeigt. Scharfe Grenzen zwischen den Polaritäten, ungefähr parallel zum Sonnenrand kennzeichnen solche Artefakte eindeutig. Beispiele sind durch Pfeile markiert. Auf der Nord- und Südhalbkugel sind die Polaritäten der p- und f-Flecken entgegengesetzt. Quelle: SDO/NASA (Courtesy of NASA/SDO and the AIA, EVE, and HMI science teams.)
Allerdings zeigen sich scharfe Grenzen als Warnhinweis erst einigermaßen nahe am Sonnenrand. Tatsächlich wird aber auch weiter entfernt vom Sonnenrand die Fläche der randnäheren Polarität im bipolaren Fleck zu groß dargestellt. Deshalb macht es zum Beispiel wenig Sinn, Flächenmessungen an Magnetogrammen durchzuführen.
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Sonne
Sonnenfleckenminimum erreicht?
Provisorische Sonnenflecken-Relativzahlen des SONNE-Netzes der Fachgruppe Sonne (Monatsmittel, ungeglättet und geglättet) von Januar 2018 bis Januar 2020. Die im Beitrag von Heinz Hilbrecht genannten Fleckengruppen hatten einen großen Anteil daran, dass die Relativzahlen um den Jahreswechsel 2019/2020 wieder leicht anstiegen. Ob damit das Ende des aktuellen Minimums begonnen hat, kann noch nicht mit Gewissheit gesagt werden.
Andreas Bulling
Streifende Sternbedeckungen
durch den Mond im 3. Quartal 2020
von Eberhard Riedel
Die Monate August und September sowie die erste Hälfte des Oktobers bieten gleich sieben 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 sieben 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.
Grundlage der hier veröffentlichten Profildaten sind Laser-Messungen des amerikanischen Lunar Reconaissance Orbiters, die in ein dichtes Netz von librationsabhängigen Profilwerten umgerechnet wurden.
Um streifende Sternbedeckungen erfolgreich beobachten zu können, werden eine ganze Reihe präziser Informationen benötigt. Die europäische Sektion der International Occultation Timing Association (IOTA/ES) stellt diese Daten zur Verfügung. Kernstück ist die Software ,GRAZPREP` des Autors, die sowohl eine komplette und stets aktualisierte Auflistung aller interessanten Ereignisse
Sternbedeckungen Journal für Astronomie Nr. 74 | 107
Sternbedeckungen
als auch für jedes Ereignis die genauen Koordinaten der Grenzlinien und viele weitere Informationen liefert. Darüber hinaus kann von jedem Standort aus das Profil des Mondes und die zu erwartende Sternbahn grafisch in verschiedensten Vergrößerungen dargestellt werden, um so den besten Beobachtungsstandort auswählen zu können. Letzterer muss auch unter Berücksichtigung der Höhe optimiert werden,
weil diese einen Einfluss auf den Blickwinkel zum Mond hat. Hierzu können höhenkorrigierte Grenzlinien automatisch in eine Google-Earth-Karte übertragen werden, mit der es dann einfach ist, die besten Beobachtungsstationen festzulegen.
Die Software kann kostenlos unter www. grazprep.com heruntergeladen und installiert werden (Password: IOTA/ES). Zusätz-
lich 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.
Ereignis 1: 08.08.2020 Am frühen Morgen des 8. August zieht ab 03:11 Uhr MESZ der zu 82% beleuchtete abnehmende Mond mit seinem Nordrand am 6,9 mag hellen Stern SAO 128787 vorbei. Die Streifung ist im südöstlichen Bayern auf einer Linie von Garmisch-Partenkirchen über Penzberg und Landshut bis Viechtach zu sehen.
Die Abbildung 1a zeigt für die Länge 12 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 03:15:10 Uhr 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).
1 a Die scheinbare Sternbahn von SAO 128787 (blauweiß gestrichelte Linie) bei
Beobachtung genau von der vorhergesagten Grenzlinie, mit 12-facher Mondhöhendehnung, rote Begrenzungslinien bei +- 3 km
In dieser Grafik ist das Mondrandprofil in 12-facher Überhöhung dargestellt, weshalb auch die Krümmung der scheinbaren Sternbahn grafisch erforderlich ist. Auf diese Weise kann besser beurteilt werden, wann und wie viele Bedeckungsereignisse im Einzelnen zu erwarten sind. Beobachter an verschiedenen Stationen erleben somit sehr unterschiedliche Kontaktzeiten.
Einen weiteren Einfluss auf die zu beobachtenden Kontakte hat auch die Höhe des Beobachtungsortes, für die die aufzusu-
1 b Die scheinbare Sternbahn von SAO 128787 mit 12-facher Mondhöhendehnung,
rote Begrenzungslinien bei +- 3 km
chende Beobachtungsposition korrigiert werden muss. (zur Software s. o.)
Die Abbildung 1b zeigt die voraussichtliche Situation bei einer Abweichung von
ca. 1.650 m südöstlich der mittleren Streifungslinie. Berücksichtigt ist hierbei ebenfalls die Höhe des Terrains vom 540 m an dieser Stelle. Dort kommt es zwischen 03:13:56 und 03:15:42 Uhr MESZ zum
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Sternbedeckungen
viermaligen Verschwinden und Wiederauftauchen des Sterns. Da SAO 128787 nicht als Doppelstern bekannt ist, dürfte das Verschwinden und Wiedererscheinen des Sterns am Mondrand jeweils schlagartig erfolgen. Nicht selten wurden jedoch bei Sternbedeckungen durch den Mond neue Doppelsterne ent-
deckt. Zu beobachten wäre dann ein langsameres oder nur teilweises Verschwinden und Wiederauftauchen des Sternlichtes.
Ereignis 2: 17.08.2020 Am frühen Morgen des 17. August kommt es wegen der nur noch zu 5% beleuchteten Mondsichel 2 Tage vor Neumond zu einer besonders reizvollen Sternbedeckung: Der Mond bedeckt den 6,0 mag hellen Stern 9 Cancri. Die Streifungslinie zieht sich über Lindau, Bad Wörishofen und Straubing bis Bodenmais.
Der Mondrandausschnitt in der Abbildung 2 verdeutlicht die Situation bei der geografischen Länge von 10 Grad Ost und einer Höhe von 760 m. Da erneut auf der für das mittlere Mondniveau vorausberechneten Zentrallinie keine Kontakte zu sehen sein werden, wurde diese Grafik für eine Position 910 m weiter südöstlich gerechnet. Bei dieser Position können zwischen 04:59 und 04:59:50 Uhr MESZ 12 und mehr Kontakte erwartet werden. Das Mondrandprofil ist erneut in 12-facher Überhöhung dargestellt. Die roten Begrenzungslinien deuten den Versatz der scheinbaren Sternbahn in einem Abstand von +- 1.000 m von der dargestellten Streifungslinie an.
2 Die scheinbare Sternbahn von 9 Cancri, 12-fache Mondhöhendehnung,
rote Begrenzungslinien bei +- 1 km
9 Cancri ist ein enger Doppelstern mit einem 10,0 mag hellen Begleiter. 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: 09.09.2020 Erneut für Frühaufsteher auf einer Linie von Trier über Koblenz, Bad Arolsen, Beverungen, Braunschweig und Plau am See bis Greifswald bietet der Morgen des 9. September eine sehenswerte Streifung des 5,9 mag hellen Sterns SAO 93721. Der Mond ist zwar zu 62% beleuchtet, aber der Abstand zum hellen Terminator ausreichend groß, so dass auch eine kleinere Optik reicht.
Die Abbildung 3 zeigt die scheinbare Sternbahn, wie sie auf 10 Grad östlicher Länge bei einer Breite, die um etwa 1.650 m von der für das mittlere Mondniveau vorausberechneten Linie nach Südosten verlagert ist. Von dieser ca. 140 m hohen Beobachtungsposition aus verschwindet der Stern hinter mehreren kleinen Mondhügeln innerhalb von 2 Minuten mindestens siebenmal nacheinander. Die roten Begrenzungslinien deuten den Versatz der scheinbaren Sternbahn in einem Abstand von +- 2.000 m von der dargestellten Streifungslinie an. Das Profil ist erneut 12-fach überhöht abgebildet.
3 Die scheinbare Sternbahn von SAO 93721, 12-fache Mondhöhendehnung,
rote Begrenzungslinien bei +- 2 km
SAO 93721 ist ein sehr enger Doppelstern mit gleich hellen Komponenten, die sich visuell nicht auflösen lassen.
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Sternbedeckungen
Ereignis 4: 14.09.2020 Am frühen Morgen des 14. September ist der Mond nur noch zu 14% beleuchtet und bedeckt auf einer Linie von Karlshausen über Daun, Koblenz, Bad Hersfeld und Halle (Saale) bis nach Lübbenau/Spreewald den 4,7 mag hellen Stern Cancri. Im Osten des Landes ist die Beobachtung jedoch durch die bereits große Himmelshelligkeit erschwert.
Auf der vorausberechneten Linie wird es erneut nicht zu Kontakten kommen. Notwendig ist daher ein Ausweichen um mindestens 1.200 Meter nach Südosten. Die Abbildung 4 zeigt die Streifungssituation 1.766 Meter entfernt von der vorausberechneten Breite Richtung Südosten, bei einer Länge von 10 Grad Ost, wo es ab 06:02:24 Uhr MESZ innerhalb von knapp 2 Minuten zu 18 Kontakten und mehr kommen kann. Die roten Begrenzungslinien zeigen hier den Versatz der scheinbaren Sternbahn in einem Abstand von +- 2.000 m von der mitt-
4 Die scheinbare Sternbahn von Cancri, 6-fache Mondhöhendehnung,
rote Begrenzungslinien bei +- 2 km
leren Streifungslinie an. Das Mondrandprofil ist 6-fach überhöht dargestellt.
Cancri ist ein sehr enger Doppelstern mit gleich hellen Komponenten, die sich visuell nicht auflösen lassen.
Ereignis 5: 08./09.10.2020 Ebenso zahlreiche Bedeckungskontakte verspricht die Streifung vom 6,1 mag hellen Stern 8 Geminorum in der Nacht vom 8. auf den 9. Oktober. Der Mond ist zu 60% beleuchtet, aber auch wegen des großen Winkelabstandes zum Terminator wird die Beobachtung durch die hellen Mondstrukturen in keiner Weise beeinträchtigt. Die Linie verläuft von Bad Bentheim über Cloppenburg, Bremervörde und Neumünster bis Panker.
Die Abbildung 5 ist für eine Länge von 10 Grad Ost und eine Höhe von 40 m gerechnet und lässt erkennen, dass es sich lohnt, in diesem Fall sogar über 3.100 m nach Südosten auszuweichen. Die roten Begrenzungslinien stehen im Abstand von +- 3.000 Metern. Die Profilhöhen sind 12-fach gedehnt dargestellt. Zweieinhalb Minuten lang kann an dieser Position ab 00:32 Uhr MESZ neunmal oder öfter das Verschwinden und Wiederauftauchen des Sterns zu sehen sein.
5 Die scheinbare Sternbahn von 8 Geminorum, 12-fache Mondhöhendehnung,
rote Begrenzungslinien bei +- 3 km
Auch 8 Geminorum ist ein sehr enger Doppelstern mit gleich hellen Komponenten, die sich visuell nicht auflösen lassen.
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Sternbedeckungen
Ereignis 6: 09./10.10.2020 Gleich in der Folgenacht vom 9. auf den 10. Oktober ist die Streifung des 5,9 mag hellen Sterns 48 Geminorum auf einer Linie von Radolfzell am Bodensee über Bad Saulgau, Laupheim und Donauwörth bis Schwarzenfeld zu verfolgen. Der Mond ist genau im letzten Viertel.
Auch in diesem Fall muss von der berechneten Linie nach Südosten ausgewichen werden, um Sternbedeckungen sehen zu können. Die Abbildung 6 gibt ein Beispiel mit 12-facher Profildehnung für eine Abweichung um 1.250 m in einer Höhe von 500 m. Hier wären ab 00:40:58 Uhr MESZ eine Minute lang mindestens 10 Kontakte zu erwarten.
6 Die scheinbare Sternbahn von 48 Geminorum, 12-fache Mondhöhendehnung,
rote Begrenzungslinien bei +- 1 km
48 Geminorum ist nicht als Doppelstern bekannt.
Ereignis 7: 15.10.2020 Beobachter auf einer Linie von Offenburg über Ulm, Augsburg und Freising nach Bad Füssing kommen am Morgen des 15. Oktober in den Genuss einer Streifung bei nur 4% beleuchtetem Mond. Nur im Osten Bayerns stört die Morgendämmerung. Bedeckt wird der 7,5 mag helle Stern SAO 119227. Wenn man sich entsprechend der Abbildung 7 ca. 1.850 m südlich der vorausberechneten Linie aufstellt, können ab 06:46 Uhr über 2 Minuten lang 16 Kontakte und mehr verfolgt werden.
SAO 119227 ist ein sehr enger Doppelstern, dessen zweite Komponente mit 12,8 mag bei der Bedeckung visuell nicht wahrnehmbar ist.
7 Die scheinbare Sternbahn von SAO 119227, 12-fache Mondhöhendehnung,
rote Begrenzungslinien bei +- 2 km
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Veränderliche
Entdeckung des Kataklysmischen Veränderlichen 000-BNG-512
von Erwin Schwab und Paul Breitenstein
Im Rahmen des Space Situational Awareness Program der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) hat Erwin Schwab die Möglichkeit, am ehemaligen Hamburger 0,8-m-Schmidt-Teleskop, das sich seit 1979 in Spanien auf dem Calar Alto befindet, ferngesteuert zu beobachten [1, 2]. In der Nacht vom 26. auf den 27.07.2019 sollte damit der Komet P/2012 K3 (Gibbs) im Sternbild Schütze wiederentdeckt werden. Leider konnte der Komet nicht gefunden werden, stattdessen ,,verschwand" ein Fixstern ganz plötzlich vom Firmament! Welches Ereignis könnte dafür verantwortlich sein? Vielleicht war es eine Sternbedeckung durch einen Kleinplaneten? Handelt es sich um einen veränderlichen Stern? Oder wurde das Objekt sogar von einem Schwarzen Loch verschluckt?
1 In der Entdeckungsnacht ,,verschwindet" ein Stern von einer Aufnahme
zur nächsten. Teleskop: 0,8-m-Schmidt, Calar Alto, Spanien. Bildausschnitt: 1' x 1'. Belichtungszeit: 60 s. Aufnahmezeitpunkte: 2019-07-27, 00:25 UT und 00:27 UT. Bild: Erwin Schwab
2 Phasendiagramm der Bedeckungsperiode. Die Abkürzungen in der Legende sind eine Kombination aus den letzten drei Tagen des
Julianischen Datums und das Kürzel des verwendeten Teleskops.
112 | Journal für Astronomie Nr. 74
Veränderliche
Die Fotos haben eine Belichtungszeit von jeweils einer Minute. Betrachtet man sie genauer, dann stellt man fest, dass von einer Aufnahme zur nächsten ein schneller Helligkeitsabfall um ca. 2 Magnituden stattfindet (Abb. 1). Außerdem blieb der Stern in der Entdeckungsnacht ,,unsichtbar" für die restlichen 20 Minuten der Beobachtungszeit. Einen bekannten Kleinplaneten gibt es an dieser Stelle nicht. Vielleicht wurde die Bedeckung durch einen unbekannten Kleinplaneten verursacht? Jedoch ergab eine grobe Abschätzung, dass man eine Sternbedeckung durch einen Kleinplaneten ausschließen kann. Denn die mindestens 20 Minuten andauernde Bedeckung bedeutet bei einem Transneptunischen Objekt, dass dieses ungefähr die Größe der Erde hätte haben müssen - sicher eine Sensation, aber eine unwahrscheinliche. In der nächsten Nacht war die Wetterlage in Spanien gut und siehe da, der Stern war wieder in voller Pracht sichtbar - also nicht von einem Schwarzen Loch verschluckt.
Im Variable Star Index (VSX) [3] der American Association of Variable Star Observers (AAVSO) war kein bekannter Veränderlicher registriert. Bei den betreffenden Koordinaten (Rektasz. 18h 32m 21,56s, Dekl. -16 Grad 27' 04,2'') befindet sich ein Stern, der von Gaia vermessen wurde und die Katalognummer 4102856333775127296 bekam. Laut Gaia hat er eine Entfernung von 4.200 Lichtjahren. Ist dieser Stern nun ein unbekannter Veränderlicher? Wenn ja, ändert sich die Helligkeit periodisch und mit welcher Periode? Um welchen Veränderlichentyp handelt es sich?
Zur Klärung dieser Fragen waren weitere Beobachtungen nötig. In der dritten Nacht konnte dann endlich wieder eine Verfinsterung beobachtet werden! Diese Bedeckung fand rund eine Stunde früher statt als drei
3 Schematische Lichtkurve mit einem sichtbaren Höcker (hump) vor dem
Bedeckungsminimum. Dieser Helligkeitsanstieg wird durch einen heißen Fleck auf der Akketionsscheibe verursacht. Bild: Erwin Schwab
Nächte zuvor. Es konnte somit eine maximal mögliche Periode bestimmt werden von ca. 2,96 Tagen. Möglich wären aber auch ganzzahlige Teiler dieser MaximalPeriode, z. B. 1,48 Tage, 0,74 Tage, 0,37 Tage, usw. Um nun diese Bedeckungsperioden nachzuweisen oder auszuschließen, hatte man von Spanien aus ein Problem: Zum Zeitpunkt der Bedeckung, verursacht durch eine 1,48-Tage-Periode, war in Spanien heller Tag. Der Zeitpunkt der Bedeckung verschiebt sich zwar alle drei Tage um eine Stunde, wäre somit nach rund einem Monat am spanischen Nachthimmel beobachtbar. So lange wollte der Entdecker aber nicht warten. Hier kam Unterstützung von Paul Breitenstein, der im Rahmen von Schulprojekten Zugang zu Teleskopen in Australien, USA und Südafrika hat. Er hat die Möglichkeit der Nutzung des Las Cumbres Observatory (LCO) und des 1,2-mMONET-Teleskops in Sutherland, welches durch das Institut für Astrophysik / IAG der Georg-August-Universität Göttingen betrieben wird. Somit war die Möglichkeit der 24-Stunden-Abdeckung gegeben.
Durch diese Zusammenarbeit konnte der Veränderliche vom 26.7.2019 bis zum 19.10.2019 insgesamt 46,8 Stunden beobachtet werden. Eine detaillierte Auflistung der Beobachtungszeitspannen ist im BAVRundbrief zu finden [4]. Die verwendeten Teleskope sind in der Tabelle 1 aufgeführt.
Bestimmung der Perioden Nach einer Weile kristallisierte sich heraus, dass die richtige Periode 1/8 der zunächst vermuteten 2,96 Tage war, nämlich 0,3695 Tage (8,868 h). Die Dauer der 8 beobachteten Bedeckungen betrug zwischen 30 und 36 Minuten. In unserem Phasendiagramm (Abb. 2) ist neben der Bedeckung auch eine sinusähnliche Veränderung mit kürzerer Periode auffällig. Die ermittelte Kurzzeitperiode beträgt 0,045445 Tage (1,1 h) und hat eine Amplitude von über 0,5 Magnituden mit einer sichtbaren Feinstruktur, deren mögliche Ursachen im BAV-Rundbrief [4] näher erläutert werden.
Des Weiteren gibt es Beobachtungen, in denen das Objekt über einen längeren Zeitraum lichtschwächer als 19,5 Magnituden blieb. Diese drei aufeinander folgenden Nächte (699_CAS, 700_CAS, 701.1_FTS, 701.8_ FTS, 701.9_FTS ) sind im Phasendiagramm mit horizontalen Strichen symbolisiert. Die Vermutung liegt nahe, dass im Zeitraum vom 3.8. bis 5.8.2019, höchstwahrscheinlich auch darüber hinaus in dem Zeitraum ohne Beobachtungen, der Veränderliche durch einen außergewöhnlichen Vorgang verdunkelt wurde. Als Ursache hierfür könnte eine Abschattung durch eine Staubscheibe oder Dunkelwolken stattgefunden haben.
Klassifizierung Auf Grundlage der hier gezeigten Beob-
Journal für Astronomie Nr. 74 | 113
Veränderliche
achtungen ist eine Klassifizierung als kataklysmischer Veränderlicher (CV) am plausibelsten. Die lange Periode ist die Umlaufzeit des Doppelsternsystems. Während eines Umlaufs wird die hellere Komponente (Weißer Zwergstern) von der größeren, aber lichtschwächeren Komponente (Spenderstern oder Donator) bedeckt.
Der Spenderstern überschreitet die Größe der Roche-Grenze, weshalb Materie auf die Oberfläche des Weißen Zwerges gelangt und am Aufschlagort eine hohe Energieemission verursacht. Dieser starken lokalen Energieemissionsquelle ist es zu verdanken, dass letztendlich die Rotation des Weißen Zwergsterns durch eine sinusähnliche Periode in der Lichtkurve sichtbar wird.
Die Tatsache, dass die Rotationsperiode eine andere ist als die Bedeckungsperiode, führt uns zu den kataklysmischen Veränderlichen des Typs DQ Herculis, die auch als intermediäre Polare (IPs) bezeichnet werden. Bei den polaren kataklysmischen Veränderlichen des Typs AM Herculis hingegen ist die Rotationsperiode des Weißen Zwerges aufgrund eines sehr starken Magnetfeldes synchron zur Orbitalperiode. Des Weiteren deutet die beobachtete Langzeitabdunkelung auf das Vorhandensein einer Staubscheibe hin, die sich innerhalb oder außerhalb des Doppelsternsystems befinden könnte.
Die Amplitude der Rotationsperiode ist außergewöhnlich hoch und deutet auf einen hohen Materiestrom zur Oberflä-
che des Weißen Zwerges hin. Ein Hinweis auf einen Höcker (im Englischen ,,hump") in der Lichtkurve ist nicht zu erkennen. Der Höcker ist typisch für viele DQ-Herculis-Veränderliche, siehe schematische Beispiellichtkurve in Abbildung 3. Dies ist ein sanftes Ansteigen der Helligkeit, wenn der heiße Fleck (Hot Spot), der durch das Aufprallen der Materie auf die Akkretionsscheibe verursacht wird, sich auf der dem Beobachter zugewandten Seite der Akkretionsscheibe befindet. Dieses Phänomen
4 Mögliche Varianten von
kataklysmischen Veränderlichen. Bild: Erwin Schwab
konnten wir nicht identifizieren. Deshalb gehen wir davon aus, dass es hier keine dichte, zusammenhängende Akketionsscheibe, zumindest keinen Hot Spot auf einer eventuell vorhandenen Akkretionsscheibe gibt.
Gemäß Norton (1993) [5] gibt es mindestens vier unterschiedliche Varianten von kataklysmischen Veränderlichen, siehe Abbildung 4: - Nicht magnetische kataklysmische Ver-
änderliche, ohne Materiestrom zum Weißen Zwergstern (a), - Materiestromgespeiste (stream-fed) magnetische kataklysmische Veränderliche, bei denen die Entstehung einer Akkretionsscheibe durch ein zu hohes Magnetfeld verhindert wird (b), - Akkretionsscheibengespeiste (disc-fed), bei denen die Akkretionsscheibe an der Magnetosphärengrenze unterbrochen ist und der Materiestrom von der inneren Scheibengrenze über die Magnetfelder auf den Weißen Zwergstern gelangt (c), - Magnetische kataklysmische Veränderliche, die ebenso wie (c) eine zum Weißen Zwergstern hin unterbrochene Akkretionsscheibe haben, aber der Materiestrom zum Teil über die Oberfläche der Scheibe gleitet und direkt zum Weißen Zwergstern fließt (d).
Tabelle 1
Auflistung der verwendeten Teleskope
Kürzel
CAS FTS MDO MTS SAO
Teleskop
0,8m-Schmidt 2,0m-RC 1,0m-RC 1,2m-RC 1,0m-RC
Standort
Calar Alto Faulkes-Süd (Sinding Spring) McDonald (Mt. Locke) Monet-Süd (Sutherland) Sutherland
Land
Spanien Australien USA Südafrika Südafrika
Beobachter
Erwin Schwab Paul Breitenstein Paul Breitenstein Paul Breitenstein & Tim-Oliver Husser Paul Breitenstein
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Veränderliche
Bei unserem Objekt ist das letzte Szenario am wahrscheinlichsten. Somit könnte es sich um einen materiestromgespeisten kataklysmischen Veränderlichen des Typs DQ Herculis mit zumindest manchmal vorhandener Staubscheibe handeln.
Anerkennung der Entdeckung Am 05.09.2019 wurde die Entdeckung schließlich anerkannt, der Veränderliche bekam den AAVSO Unique Identifier (AUID) 000-BNG-512. Während der Überprüfung durch den Moderator des Variable Star Index (VSX) wurde festgestellt, dass die Veränderlichkeit des Sterns auch bereits durch den PanStarrs1-3-survey mittels der ,,Machine-learned Identification" detektiert wurde. Die Daten des PanStarrs13-survey haben jedoch aufgrund der automatischen Identifikation ein Risiko der fehlerhaften Klassifizierung und/oder Periodenbestimmung. Das ist vermutlich der Grund, weshalb diese Durchmusterung nicht in die Datenbank des VSX pauschal übertragen wurde.
In der Veröffentlichung des PanStarrs13-survey von Sesar et al. (2017) [6] ist der
Stern als RR-Lyrae-Typ mit einer Periode von 0,512 Tagen angegeben [7], was sich nicht mit unseren Ergebnissen vereinbaren lässt. Obwohl die Profis schneller waren mit ihrer Veröffentlichung, haben die hier gezeigten umfangreicheren und exakteren Ergebnisse letztendlich dazu geführt, dass in der Datenbank des VSX die Berufsastronomen lediglich zweitrangig als Entdecker eingetragen wurden [8].
Entdeckt wurde ein sehr interessanter Veränderlicher, der zudem zu einer seltenen Klasse gehört, denn bisher sind erst rund 100 davon bekannt. In Zukunft darf man gespannt sein, welche Rätsel mittels spektroskopischen Analysen im sichtbaren oder im Röntgenbereich noch gelöst werden können.
Literatur- und Internethinweise: [1] E. Schwab, 2018: ,,NEOs und Kome-
ten mit dem Hamburger-SchmidtTeleskop auf dem Calar Alto", VdSJournal für Astronomie 67, S. 76 [2] E. Schwab, 2019: ,,Zerreißprobe des NEOs 2018 AM12 beobachtet mit
dem Calar-Alto-Schmidt", VdS-Journal für Astronomie 68, S. 83 [3] AAVSO, Variable Star Index: www.aavso.org/vsx/index. php?view=search.top [4] E. Schwab, P. Breitenstein, 2019: ,,Entdeckung des Veränderlichen Sterns 000-BNG-512, dessen Klassifizierung als DQ-Herculis-Typ sowie die Bestimmung der Perioden", BAV Rundbrief 4 (2019), S. 187 [5] A. J. Norton, 1993: "Simulation of X-ray light curves of intermediate polars", Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 265, p. 316. 1993MNRAS.265..316N [6] B. Sesar et al., 2017: "Machine-learned Identification of RR Lyrae Stars from Sparse, Multi-band Data: The PS1 Sample". Astrophys. J. 153, p. 5 [7] ViezieR, RR Lyrae Stars: http:// vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?ref=VIZ5d75f8484d29&-out.add=. &-source=J/AJ/153/204/ table5&recno=104932 [8] AAVSO, Variable Star Index: ,,USNOB1.0 0735-0599207", www.aavso. org/vsx/index.php?view=detail. top&oid=844744
Impression
IC 1848
in der Cassiopeia
Dieser bekannte Emissionsnebel ist hier in Falschfarben gemäß der Hubble-Palette dargestellt. Die Zerstörung der Molekülwolkenränder wird sehr schön sichtbar. Andreas Rörig gelang das Bild remote in DeepSkyWest, New Mexico. Daten: Astro-Physics RH-305 mit einer SBIG STX-16803 und AstrodonFiltern, [SII]: 40 x 900 s, H: 25 x 900 s, [OIII]: 19 x 900 s, also 21 h Gesamtbelichtungszeit.
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Veränderliche
Beobachtung von Exoplaneten-Transits mit Amateurmitteln
von Jürgen Dirscherl
Auch 25 Jahre nach der ersten Entdeckung eines Planeten, der um eine fremde Sonne kreist, hat das Thema Exoplaneten nichts von seiner Faszination eingebüßt. Ebenfalls im VdS-Journal für Astronomie wurde bereits mehrfach dazu berichtet. Von den verschiedenen Nachweismethoden für Exoplaneten hat sich die Transitmethode als die einfachste für Amateure herausgestellt. Der Lichteinbruch beim Vorbeiziehen eines Planeten vor seinem Stern lässt sich auch bei widrigen Bedingungen (s. u.) recht präzise messen. Obwohl nur bei einem kleinen Teil der Exoplaneten die Umlaufbahn hinreichend genau in der Sichtlinie für einen Transit verläuft, sind inzwischen hunderte bekannt, mit zum Teil erstaunlich hohem Lichteinbruch bis zu 0,04 mag (= 3,8%). Zum Vergleich: Die Erde würde nur einen Lichteinbruch um 0,008% verursachen, Jupiter um 1%.
1 Newton-Reflektor
250 mm/1.000 mm auf Knicksäule (JohannKern-Sternwarte Wertheim, rechts 6-ZollRefraktor)
Die Exoplanet Transit Database (ETD) [1] listet bestätigte Transits auf und erlaubt die Vorhersage beobachtbarer Ereignisse. Am leichtesten zu beobachten sind ,,Hot Jupiters", also Gasriesen, die auf sehr engen Bahnen um ihre Muttersterne kreisen (mit entsprechend hohen Oberflächentemperaturen oft >1.000 Grad C), mit Umlaufzeiten von teilweise nur einigen Tagen und Transitzeiten von wenigen Stunden. Als Einsteiger in dieses Thema (und ohne jede Erfahrung auch mit der Beobachtung von Veränderlichen) suchte ich in der Datenbank nach Transits mit mind. 0,02 mag Lichteinbruch. Nach mehreren am Wetter gescheiterten Versuchen gelang die Beobachtung des Transits von HAT-P-32b um seinen Mutterstern am 29.12.2019.
Als Teleskop kam ein fotografisch optimierter Newton-Reflektor mit Öffnung 250 mm und Brennweite 1.000 mm zum Einsatz. Dank Carbon-Tubus und konischem Quarz-Hauptspiegel (Strehl 0,99 für
Haupt- und Fangspiegel) ist der Fokus auch über mehrere Stunden Beobachtungszeit stabil. Der Tubus lässt sich auf eine ALT5-Montierung auf einer Knicksäule (Abb. 1) der Johann-Kern-Sternwarte Wertheim [2] montieren, wodurch problemlos mehrstündige Belichtungen möglich sind. Zur Nachführung dient ein kleiner Refraktor (Öffnung 80 mm mit Brennweite 400 mm) mit Kamera ZWO ASI 178 und Nachführungssoftware PHD 2. Die eigentlichen Aufnahmen wurden mit einer gekühlten monochromen CMOS-Kamera ZWO ASI1600MMC bei -20 Grad C Chiptemperatur und Komakorrektor durchgeführt. Als Filter wurde lediglich ein IR/UV-Blockfilter verwendet.
Die Datenaufnahme erfolgte mit Firecapture. Der Mutterstern HAT-P-32 im Sternbild Andromeda hat eine (visuelle) Helligkeit von 11,3 mag. Dies klingt nach wenig, doch darf der Stern keinesfalls überbelichtet werden. Die Kamera ASI1600 zeigt bereits ab 75% des Vollsignals erste Sättigungseffek-
te. Um diese sicher auszuschließen, wurde das Signal des Muttersterns auf ca. 50% eingestellt. Dazu musste die Belichtungszeit selbst bei Verstärkung Null auf nur noch 20 s reduziert werden. Der Transit am 29.12.2019 war von ETD für die Zeit von 18:57 bis 22:03 Uhr (MEZ) vorhergesagt. Daher wurde die Aufnahmesequenz bereits gegen 18 Uhr gestartet, und bis 22:38 Uhr wurden ununterbrochen Aufnahmen durchgeführt, resultierend in insgesamt 810 Bildern (aufgrund der Bildladezeit benötigte jede Aufnahme 20,93 s). Der Bildausschnitt wurde so klein wie möglich gewählt, jedoch noch so groß, dass mindestens vier Referenzsterne im Bild zu sehen waren. Aufgrund der präzisen Nachführung war der Bildausschnitt über die gesamte Aufnahmesequenz nahezu konstant.
Leider zogen während dieser Zeit immer wieder Schleierwolken durch das Bild, so dass ich kaum Hoffnung auf ein verwertbares Ergebnis hatte. Die Intensität des
116 | Journal für Astronomie Nr. 74
Veränderliche
Die Daten wurden auch auf die Website der ETD hochgeladen und mit der theoretisch zu erwartenden Bedeckungskurve verglichen. Das Ergebnis (Abb. 4 und [3]) zeigt eine - für die schlechten Aufnahmebedingungen - erstaunlich gute Übereinstimmung. Ein Fit der gemessenen Daten mit Hilfe der Tools auf der ETD-Website ergab folgende Parameter:
Tmin: HJD = 2458847,31093 +- 0,00047 = (19:23:25 +- 41 s) Uhr MEZ am 29.12.2019
2 HAT-P-32 sowie die vier Referenzsterne
Lichteinbruch um: (0,0282 +- 0,0005) mag Bedeckungsdauer: (186,9 +- 1,6) min
Zielsterns ging teilweise bis auf 45% des Maximalwertes zurück. Erstaunlicherweise waren jedoch nur wenige Datenpunkte völlige Ausreißer und es konnte eine relativ gute Lichtkurve erfasst werden. Zur relativen Helligkeitsbestimmung hatte ich bereits gute Erfahrungen mit der Software Fitswork gemacht. Dazu wird der zu bestimmende Stern mit Taste ,,L" markiert und anschließend die relative Magnitude von Referenzsternen mit Taste ,,M" bestimmt. Fitswork arbeitet nicht mit einer Apertur, sondern fittet eine Gaußkurve in das jeweilige Sternbild, so spielen weder Hintergrund noch Apertur eine Rolle. Da eine Auswertung von 810 Bildern mit jeweils vier Referenzsternen sehr mühsam erschien und ich zudem Zweifel hatte, ob das Fitten einer Gaußkurve durch Fitswork bei einem verrauschten Sternbild noch gut funktioniert, wurden vorab jeweils 10 Bilder (nach Abzug von Darks) überlagert und anschließend die 81 Summenbilder wie oben beschrieben vermessen. Vor einer fotometrischen Auswertung dürfen die Bilder in keiner Weise bearbeitet werden. Auf die Anwendung von Flats wurde in Anbetracht des kleinen, zentral gelegenen Bild-
ausschnitts und der stabilen Lage auf dem Chip verzichtet.
Fitswork berechnet die relative Magnitude mit einer Auflösung von 0,01 mag, mit vier Sternen ergibt sich damit eine Auflösung von 2,5 mmag. Die Abbildung 2 zeigt HATP-32 sowie die vier verwendeten Referenzsterne (bezeichnet mit 1 bis 4, keine veränderlichen Sterne). Diese sind 0,08 bis 1,5 mag schwächer als der Zielstern. Für diese Abbildung wurden die 81 Summenbilder überlagert und das Histogramm gestreckt. Die aus den 81 Summenbildern ermittelten jeweils vier relativen Magnituden wurden in eine Excel-Tabelle eingetragen und für jedes Summenbild gemittelt. Der Mittelwert vor und nach der Bedeckung wurde auf die Nulllinie normiert, wobei eine minimale lineare Drift von 2 mmag vom Start zum Ende herausgerechnet wurde. Die Abbildung 3 zeigt die gemessene Lichtkurve (blaue Punkte), aufgetragen über der lokalen Zeit (MEZ) mit Fehlerbalken von 5 mmag. Die rote Linie zeigt den gleitenden Mittelwert über 10 Punkte zur besseren Veranschaulichung.
Eine gleichmäßige Abschwächung des Lichts von Ziel- und Referenzsternen durch Wolken führt zu keiner Beeinflussung des relativen Magnitudenwertes. Dennoch ist bei Durchzug einer Wolke natürlich mit einer unterschiedlichen temporären Beeinflussung der fünf Sterne zu rechnen, die sich auch in diesen Daten in Messfehlern und erhöhten Schwankungen ausdrückt. Bei optimalen Verhältnissen (ohne Wolken) ist sicherlich eine deutlich bessere Datenqualität zu erwarten. Bedeckungen mit unter 0,01 mag Tiefe sollten noch gut nachweisbar sein. Eine weitere positive Botschaft ist, dass auch bei widrigen Verhältnissen wie Dunst, schlechter Transparenz oder Mondschein solche Messungen noch möglich erscheinen, wenn die Astrofotografie lichtschwacher Objekte schon unmöglich ist.
Der beobachtete Exoplanet wurde bereits 2004 vom HATnet (Hungarian Automated Telescope Network) am Stern GSC 328100800 (seitdem neue Bezeichnung: HATP-32) gefunden. Aufgrund starker Schwankungen im Spektrum des Sterns (,,Jitter") konnte der Planet erst 2011 mit Spektren vom Keck-Teleskop bestätigt werden. HAT-P-32 ist ca. 950 Lichtjahre von uns
Journal für Astronomie Nr. 74 | 117
Veränderliche
3 Gemessene Lichtkurve von
HAT-P-32b am 29.12.2019. Blaue Punkte: Messdaten (je 209 s Abstand), rote Kurve: gleitender Mittelwert über 10 Punkte
4 Messdaten (aus Abb. 3) mit theoretischer
Verdunkelungskurve (erzeugt auf ETD)
entfernt und selbst ein Doppelstern: HATP-32A ist ein G- bis F-Stern, etwas schwerer und 2,4-mal leuchtstärker als die Sonne. Die zweite Komponente (HAT-P-32B) ist ein M-Zwerg mit etwa halber Sonnenmasse, er ist 2,9'' entfernt vom Hauptstern und 3,4 mag schwächer. In den Aufnahmen ist er nicht zu erkennen (eventuell mit IR-Filter trennbar?).
Der Exoplanet HAT-P-32b umkreist den Hauptstern in nur 2,15 Tagen in einem Abstand von gerade 0,03 AE. Seine Oberflächentemperatur wird auf 1.890 K geschätzt. Seine Bahnebene ist 1,3 Grad gegen die Sichtlinie geneigt. Die Masse des Planeten beträgt ca. 80% der von Jupiter, er hat aber fast doppelte Größe. Dieser ,,aufgeblähte" Exoplanet wurde wissenschaftlich genauer untersucht [4]. Die Ursache für die enor-
me Größe ist unklar. Die Bedeckungskurve wurde in verschiedenen Wellenlängen gemessen [5] und deutliche Unterschiede von Rot zu Blau gefunden, die auf Partikel in den Wolken und Dunst hinweisen. Eine weitere Untersuchung des Systems im UV ergab einen scheinbar größeren Planetenradius bei kürzeren Wellenlängen, was auf Aerosol-Partikel in der Planetenatmosphäre hindeutet [6].
Eine Messung der Bedeckungskurve von ,,Hot Jupiters" mit unterschiedlichen Filtern von UV bis IR wäre auch mit Amateurmethoden möglich und öffnet ein weites Betätigungsfeld. Transits von erdähnlichen Planeten führen zu einem Lichteinbruch von bestenfalls wenigen mmag und stellen eine echte Herausforderung dar.
Literatur- und Internethinweise (geprüft 30.03.2020): [1] S. Poddany, L. Brat, O. Pejcha, 2010:
"Exoplanet Transit Database. Reduction and processing of the photometric data of exoplanet transits", New Astron. 15 (2010), pp. 297-301, (arXiv:0909.2548v1), http://var2. astro.cz/ETD/predictions.php [2] Sternwarte Wertheim, Homepage: www.sternwarte-wertheim.de/ [3] Auswertung Transit: http://var2. astro.cz/EN/tresca/transit-detail. php?id=1577901607 [4] J.D. Hartman et al., 2011: "HAT-P32b AND HAT-P-33b: Two highly inflated hot Jupiters transiting high-jitter stars", https://arxiv.org/ abs/1106.1212v1 [5] J. Tregloan-Reed et al., 2017: "Possible detection of a bimodal cloud distribution in the atmosphere of HAT-P32Ab from multi-band photometry", https://arxiv.org/abs/1712.00415v1 [6] M. Mallon, H.R. Wakeford, 2017: "Near-UV transit photometry of HATP-32 b with the LBT: Silicate aerosols in the planetary atmosphere", https:// arxiv.org/abs/1707.08328v2
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VdS-Nachrichten
Ergebnisse der Mitgliederbefragung 2019
von Torsten Güths
Die VdS lebt von der Beteiligung und den Interessen ihrer Mitglieder. Dazu müssen wir natürlich diese, d. h. Ihre (!) Interessen erkunden. Die letzte Mitgliederbefragung wurde in den Jahren 2000/2001 durchgeführt [1]. An dieser Stelle wollen wir Ihnen, liebe Leser, eine Auswahl von prägnanten Ergebnissen geben. Der Vorstand dankt nochmals den Mitgliedern für ihre rege Teilnahme und versucht, ihren Wünschen gerecht zu werden. Den Teilnehmern der vergangenen Mitgliederversammlung 2019 in Neunburg vorm Wald und den Fachgruppenleitern wurden die Ergebnisse bereits vorgestellt.
Dass leider nur 5% der Mitglieder weiblich sind, ist sicherlich schon jedem aufgefallen. Eine Mitgliedschaftsdauer in der VdS von mindestens 25 Jahren wurde von 32% der Befragten angegeben. Immerhin 33% der Antwortenden sind erst in den letzten 10 Jahren Mitglied in der VdS geworden.
Zur Erhebung 2019 Dem VdS-Journal für Astronomie 68 (1/2019) wurde ein zweiseitiger Fragebogen beigelegt, der auch online ausgefüllt werden konnte. Es haben uns 740 bzw. 18% der Mitglieder ihre Antworten zugeschickt. Davon erfolgten 230 Antworten online. Das ist ein sehr guter Wert, denn in der alten Erhebung wurde nur ein Rücklauf an Fragebögen von 10,6% der damaligen Mitgliederzahl erzielt.
Demografie der Befragten Das Durchschnittsalter beträgt rund 58 Jahre. Bei der Altersverteilung der Mitglieder ist der junge Nachwuchs deutlich unterrepräsentiert. Besonders wenn man bedenkt, dass bei über der Hälfte der Mitglieder das Interesse an Astronomie im Teenageralter
begann. Im jüngeren Lebensalter scheint der ,,Zug" zu einem Verein, bzw. zur VdS, nicht so groß zu sein (Abb. 1).
Der enorme Anteil der 50- bis 70-Jährigen liegt auch darin begründet, dass in der Zeit von 2001 bis 2015 rund 2.000 Mitglieder eingetreten sind. Deren Durchschnittsalter beim Eintritt betrug fast 50 Jahre und sie sind somit heute in dieser Alterskategorie zu finden.
Die Wohnorte der Mitglieder verteilen sich nicht gleichmäßig über Deutschland: Die Postleitgebiete 00 und 01 im Osten Deutschlands sind unterrepräsentiert gemessen an dem Bevölkerungsanteil. Hingegen sind die Regionen 05, 06 und 07 etwas überrepräsentiert (Abb. 2).
In den letzten drei Jahren wurden weniger Mitglieder als zuvor gewonnen. Aber diese beteiligten sich reger an der Befragung, als ihr Anteil am gesamten Mitgliederstamm beträgt (,,VdS 2019" - rote Balken im Diagramm, Abb. 3).
Interessen und Aktivitäten Die Frage nach der Intensität der Ausübung des Astronomie-Hobbys war leider nicht unmissverständlich gestellt. Geplant war, nur eine Antwort zuzulassen. Jedoch wurden oft mehrere angekreuzt. Die Auszählung wurde nunmehr auf die 530 Befragten reduziert, die sich für nur eine Stufe der Intensität entschieden haben. Es zeigt sich, dass gleichermaßen Gelegenheits- wie regelmäßige Beobachter zu je 45% im Verein sind. Echte berufsmäßige Forscher sind nur gering vertreten und ,,Schreibtisch"-Hobbyastronomen mit knapp 10% (Abb. 4).
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2
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VdS-Nachrichten
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Bei der Frage nach den Objekten des Interesses wurden durchschnittlich fast 4 Objekte pro Person angegeben und das zeugt von einer gewissen Breite des Interessenspektrums. Dabei lagen Planeten, Deep Sky und Mond praktisch gleichauf mit je fast 70%. Die Sonne weckt das Interesse von 45% und Kometen von 37% der Befragten (Abb. 5). Bei den nur 70 Personen zählenden reinen Spezialisten, d. h. denjenigen, die nur ein Interessengebiet angaben, führt Deep Sky mit 61%, weit vor Variablen Sternen (11%) sowie Planeten (8%) und Mond (7%).
Wie bzw. womit beobachtet wird, zeigt die Auswertung der Beobachtungstechniken. Visuelle Genussbeobachter machen den Löwenanteil mit fast 80% aus. Gefolgt werden sie von 60% der Beobachter, die auch fotografische Bildaufzeichnung einsetzen.
Mit respektablem Abstand folgen Videoaufzeichnungen (20%) und die Zeichnung von Objekten (16%). Jeweils weniger als 10% führen Messungen oder Radioastronomie durch. Auch hier waren mehrfache Antworten möglich (Abb. 6).
VdS-Mitgliedschaft Über die Hälfte der Befragten gab die Zeitschrift ,,Sterne und Weltraum" als Quelle ihrer Kenntnis der VdS an. Mit deutlichem Abstand und über 20% kennt man die VdS vom Hörensagen und Tagungen und Messen folgen entsprechend mit weniger als 20%. Es ist für uns im Vorstand sehr erfreulich zu erfahren, dass der selbstlose Gedanke, die VdS in ihrer Arbeit zu unterstützen, bei über 70% liegt. Dicht gefolgt vom Bezug des VdS-Journals für Astronomie, das eine nicht mehr wegzudenkende Service-
leistung der VdS darstellt. Mehrfache Antworten bzw. Gründe waren bei dieser Frage zulässig. Zählt man nur Antworten, die sich für einen Grund entschieden haben, sieht das Bild etwas anders aus: 50% unterstützen die VdS, 30% geben explizit das Journal als Grund an, in der VdS zu sein (Abb. 7).
Schwierig auszuwerten waren die offenen Fragen nach den Erwartungen der Mitgliedschaft. Eine quantitative Erfassung erfolgte durch die Zählung von Schlagworten. So führt deutlich der Wunsch nach Informationen und Berichten. Austausch und Kontakte folgen sowie die Förderung der Hobby-/Amateurastronomie. Unterstützung, Anregungen, Tipps und Praxis wurden ebenfalls gewünscht. Nicht zuletzt werden Öffentlichkeitsarbeit und Einsatz für ,,Dark Sky" gefordert.
5
6
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VdS-Nachrichten
7
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Rund jeder Fünfte gab an, in mindestens einer Fachgruppe aktiv bzw. beteiligt zu sein. Darunter ist die Fachgruppe Astrofotografie die beliebteste (18%), gefolgt mit einigem Abstand von Kometen (13%) und Veränderlichenbeobachtung (12%). Spektroskopie (10%), Kleinplaneten (9%) und Sonne (8%) schließen sich an.
Gemäß den oben erwähnten Gründen für die Mitgliedschaft in der VdS wird erwartungsgemäß das Journal fast von allen Befragten als Service genutzt. Gut ein Drittel führte eine Vergünstigung von Eintrittspreisen bei Veranstaltungen an, rund ein Viertel nimmt Material für den Astronomietag und Flyer in Anspruch.
Leider fiel erst bei der Auswertung das Fehlen der Antwortmöglichkeit ,,Tagungen" auf. Diese hätten vermutlich noch einigen Zuspruch erzielt (Abb. 8).
zusätzlich auf 40% der online ausgefüllten versus knapp 15% der nicht-online ausgefüllten Fragebögen (Abb. 9).
Zu den Inhalten ist festzustellen, dass für Erfahrungsberichte und Instrumententests sowie Aktuelles zur Astronomie und das Beobachterforum tendenziell mehr Raum gewünscht wird. Besonders zu den ersten beiden rufen wir Sie gerne auf, Ihren Beitrag im Journal zu veröffentlichen!
Auf der anderen Hand werden ,,VdS-Nostalgie", ,,Kinderseiten" sowie ,,zum Nachdenken" und Erfahrungsberichte tendenziell weniger gewünscht. Allerdings sind die Bewertungen der ersten beiden genannten Rubriken sehr polarisiert. Auch Einsteigerastronomie ist unterdurchschnittlich gewünscht, wenn auch nur leicht. Das steht im Gegensatz zur erwünschten Förderung
der Einsteiger, wie weiter unten festgestellt wird. Hier scheiden sich die Geister.
Wünsche und Zukunft Die Unterstützung für Einsteiger und Jugendliche wird eigentlich am stärksten bewertet; gefolgt von der Unterstützung von Sternwarten, so dass die VdS als Dachorganisation wahrgenommen werden würde. Die Gastbeobachtung oder Remote-Astronomie an anderen Observatorien sind ebenfalls gerne erwünscht. Apps und eine Online-Datenbank für die eigenen Astroaufnahmen sollten hingegen weniger im Fokus der Aktivitäten liegen.
Literaturhinweis: [1] O. Guthier, W. Steinicke, 2003: ,,Ergeb-
nisse der VdS-Mitgliederbefragung", VdS Journal für Astronomie 10 (I/2003), S. 125
VdS-Journal für Astronomie Die Beurteilung des Journals ist schnell erfolgt: Eins-Minus! Sicherlich gibt es den einen oder anderen Kritikpunkt, je nach persönlichen Vorlieben. Eine mehrmals erwähnte Kritik betraf den Geruch. Das lässt sich allerdings angesichts der hohen Druckqualität, bei der die Druckerschwärze/-farben sehr stark an der Oberfläche haften, kaum vermeiden.
Als Format wird mit deutlichen 90% das ge-
druckte Heft verlangt. Das digitale pdf-For-
mat hingegen wünschen sich die Mitglieder 9
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VdS-Nachrichten
Wir
Mitgl.-Nr.
21173 21180 21183 21195 21200 21204 21212 21216
21218
21219 21220 21221 21222 21223 21224 21225 21226 21227
begrüßen
Name
Dr. Tomsik Flecken Rueffer Binder Burgers Bruckhoff Mülller Thomas
Jäckel
Hermus Dönmez Jost Troppmann Kruse Fechner Mayr Weinreich GbR Timmermann
neue
Vorname
Justus Josef Rene Albrecht Rob Jan Barbara Wolfgang Patrick Martin Faik Fikret Christian Ralph Joachim Thomas Martin
Markus
Mitglieder
Mitgl.-Nr.
21228 21229 21230 21231 21232 21233 21234 21235 21236 21237 21238 21239 21240 21241 21242 21243 21244 21245
Name
Reiber Klös Schnitzbauer Brehme Hermanns Plützer Buk Koke Podsada Jung Gammer Przybysz Moritz Rochel Köster Corente Kox Durner
Vorname
Michael Lucas-Maximilian Thomas Hans-Jürgen Gregor Heinrich Guido Michael Andreas Frank Martin Martin Leszek Diana Stefan Martin Andreas Timo Heinz-Erich
Jubiläen
Der Vorstand der Vereinigung der Sternfreunde e.V. gratuliert folgenden Mitgliedern zu der jetzt 20-jährigen, 30-jährigen, 40-jährigen, 50-jährigen und 60-jährigen Mitgliedschaft in der
Ehrenmitglied
VdS sehr herzlich und bedankt sich für Ihre Treue!
Mitgl.-Nr. Name
12075 Keßler
Vorname
Thomas
11772
Observatory & Planetarium Stuttgart Prof. Dr. Hans-Ulrich Keller
11780 Wittmer
Detlev
60-jähriges Jubiläum
11849 Tessin
Hartmut
Mitgl.-Nr. Name
Vorname
11857 Trillmich
Rainer
10676 Moellendorf Joachim
11866 Bayer. Volkssternwarte München e. V.
10683 Fernandes Mario
11884 Hänel
Andreas
10691 Brück
Rüdiger
11910 Darr
Heinz
10703 Keil
Karl-August
10712 Alt
Eckhard
40-jähriges Jubiläum
10714 Lienau
Michel
Mitgl.-Nr. Name
Vorname
10730 Planetarium Nürnberg
13021 Plagge
Jochen
10733 Kapp
Heinrich
13025 Kiefer
Claus
10747 Galileum Solingen Walter-Horn-Gesellschaft e.V.
13029 Mette
Volker
10748 Westfälische Volkssternwarte und Planetarium
13033 Müller
Marcel
10764 Mallmann Horst-Günter
13037 Köllner
Gerd
13040 Weiland
Gerhard
50-jähriges Jubiläum
13047 Zille
Claus
Mitgl.-Nr. Name
Vorname
13061 Wolin
Egon
11712 Tennigkeit Joachim
13062 Lucius
Dirk
11757 Klugmann Joachim
13065 Herzogenrath Gerd Friedrich
122 | Journal für Astronomie Nr. 74
VdS-Nachrichten
13068 13075 13078 13080 13090 13098 13108 13120 13124 13125 13244
Eislöffel Haas Gerchel Schauer Buhl Hoffmann Schmidt Krieg Godau Kern Schridde
Jochen Rainer Thomas Ewald Thomas Peter Rudolf Konrad Torsten Hans-Rudolf Klaus-Dieter
30-jähriges Jubiläum
Mitgl.-Nr. Name
Vorname
14541 Gährken
Bernd
14548 Opizzo
Yves
14554 Maxdorf
Harald
14555 Döpper
Frank
14558 Grueninger Hans Wolfgang
14561 Tomsik
Harald
14563 Wrage
Günter
14564 Heinz
Rudolf
14566 Bihrer
Konrad
14568 Naujoks
Jens
14569 Lau
Stephan
14572 Wahlmann Friedrich
14573 Hauss
Michael
14576 Monz
Gunter
14581 Gerdes
Jörg
14594 Kusch
Norbert
14596 Ohlert
Joh. M.
14598 Van der Smissen Bernd
14604 Jonscher
Peter
14611 Schäfer
Udo
14614 Wolf
Thomas
14615 Hampel
Rainer
14617 Grimm
Wolfgang
14621 Schoppmeyer Jörg
14631 Hinze
Rudolf
14633 Pappmann
Wilfried
14634 Gengel
Walter
14635 Piendl
Max
14645 Filling
Holger
14650 Nikolai
Andre
14651 14652 14654 14655 14659 14664 14666 14667 14669 14671 14676 14678 14691 14698 14700 14702 14705 14708 14709 14712 14714 14718 14721 14723 14725 14726 14727 14729 14733 14734 14735 14736 14739 14741 14747 14748 14753 14755 14758 14761 14764 14767 14769 14772
Kober Metz Harder Brämer Herm Gerhardt Bilgeri Schmidt Wettlaufer Spiecker Langenhorst Banholzer Wallner Kanzok Raddatz Schenk Nicolet Onnebrink Gaul Hahn Engel Renner Hamann Gorniak Tiedtke Dümichen Klemme Wulfrath Meyer Ost Meier Paech Lau Lipinski Völkening Henseler Schmitt Schnitzler Volmer Lille Wierny Schiefer Reiter Pils
Werner Helmut Christian Ulrich Frank Bernd-Reiner Georg Franz-Georg Wolfgang Martin Ralf Andreas Eberhard Bernd Rudolf Klaus-Dieter Rainer Fred Martin Marcus Bernd Karl Emil Horst Gerald Karl Jürgen Tim Rolf Hans-Jürgen Michael Viola Michaela Wolfgang Detlev Hans-Gerd Martin Michael Rudolf Hermann Josef Werner Wolfgang Frank Heinz Helmut Georg
14778 14780 14794 14796 14798 14800 14822 14824 14828 14829 14831 14832 14836 14837 14838 14839 14849 14851 14857 14858
14860 14861 14863 14867 14868 14872 14873 14875 14878 14879 14882 14884
14890 14892 14895 14896 14898
14899 14902
Wussow Gensler Griwatz Schmidt Rebotzke Frey Wilhelmi Prietzel Frank Eppler von Eiff Maintz Ewald Horn Guhl Laux Böhme Meyer Itting-Enke
Volker Jan Ingo Armin Dirk Reinhold Günter Otto Werner Christoph Hans-Peter Hermann Gisela Dieter Werner Konrad Uwe Dietmar Maik Sonja
Windeck-Gymnasium Bernhard Schorpp
Enskonatus Hamel Leitenberger Zunker Malecha Marx Fürst Knobloch Kluge Zeidler Hinz
Peter Juergen Bernd Andreas Robert Erhard Dietmar Helmut Wilfried Detlef Wolfgang
Görlitzer Sternfreunde e.V. Förderverein der ScultetusSternwarte Görlitz
Atzler Paul Evers Bardenhagen
Bruno Eberhard Alfons Harald
Astronomische Arb.gemeinschaft Mainz e.V. c/o Naturhistorisches Museum
Rümmler Gfrerer
Frank Manfred
Journal für Astronomie Nr. 74 | 123
VdS-Nachrichten
14903 14906 14907 14908 14911 14913 14918 14924 14940 14941 14943 14958 14960 14963 14979 14986
Lerch Hase Lüdicke Menz Bayerl Holl Fischer Gutsche Kannenberg Dietz Tittel Dependahl Krzyk Gallus Döpp Wittmer
Rudolf Frank Stefan Torsten Manfred Manfred Kasper David Fred Theo Uwe Olaf Ingo Stephen Astrid Hermann Andreas
20-jähriges Jubiläum
Mitgl.-Nr. Name
Vorname
15446 17467 17468 17470 17471 17473 17478 17480 17482 17483 17485 17487
Nagele
Friedrich
Rebbe
Martin
Reitemann Thomas
Furthmann Willy
Pfennig
Herbert
Schliep
Wolfgang
Bauer
Manfred
Frenzel
Thomas
Dobler
Helmut
Briesemeister Jens
Mündlein
Ralf
Sternwarte Eschenberg Winterthur c/o Herrn M. Griesser
17495 17499 17500 17503 17504 17505 17506 17510 17512 17517 17519 17521 17524 17526 17529 17531 17532 17533 17534 17536 17539 17545 17547
Aders Schremmer Tappe Schaffner Stelzer Eisoldt Payer Steube Tuchan Kirchner Klages Borgert van Kerkhof Obert Schönwiesner Neuhaus Lemke Janz Eckert Wieto Schielinsky Mühlenbruch Eikmeier
Oliver Hans Heinrich Wolf Walter Alexander Thomas Günther Thomas Heinrich Klaus Jochen Willem Dieter Peter Marcus Alexander Joachim Günther Marcel Reinhard Markus Klaus
17549 17551 17552 17554 17556 17557 17559 17563 17564 17567 17570 17571 17573 17578 17580 17581 17582 17586 17587 17589 17594 17595 17598 17603 17608 17610 17611 17614 17615
17617 17618 17621 17622 17632 17636 17638 17639 17641 17650 17657 17658 17660 17663 17666 17668 17671 17674 17676 17677 17679 17680 17683 17685 17689
Weltzien
Ulrich
Loscar
Michael
Sperberg
Ulrich
Schmögner Mathias
Meiss
Robert
Syre
Philipp
Häusler
Alexandra
Lademann
Kersten Jörg Helge
Haupt
Martina
Kurzan
Bernd
Peldszus
Reinhard
Thielemans Roger
Baumgardt Jochen
Thoennes
Rene
Siebeneichner Thomas
Schiller
Martin
von Poschinger Konstantin
Sohl
Frank
Rottloff
Herbert
Hopf
Hans
Roesner
Jürgen
Krause
Uwe
Martell
Gunther
Segelhorst
Henrik
Klotz
Ulrich
Beister
Heinz Jürgen
Schmitz
Andreas
Heinrich
Volker
Förderverein Volkssternw. Amberg e.V. c/o Herrn Prof. Dr. Matthias Mändl
Wulff Meister Merklin-Noll Wolff Wolfrum Domel Finkenrath Danckert Schmitz Thiel Hofmann Engel Seidl Hilverkus Schober Slansky Zander Kaufmann Kampschulte Christensen Wahls Stoll Krause Grieblinger Kaletsch
Andre Stefan Thomas Jürgen Reinhold Mirko Horst Harry Harald Mathias Rainer Joachim Sebastian Gerhard Jennifer Peter C. Hans Günter Ekkehart Tobias Bernd Michael Uwe Matthias Hans Peter M.
17690 17692 17694 17696 17697 17698 17701 17702 17703 17710 17711 17712 17715 17717 17718 17721 17724 17725 17730 17736 17740 17744 17747 17748 17754 17760 17761 17763 17765 17766
17767 17772 17777 17778 17779 17782 17783 17785 17790 17792 17793 17794 17796 17797 17798 17799 17800 17804 17807 17810 17816 17819 17821 17832
Schmidt
Stefan
Wohlrab
Uwe
Leu
Christian
Ortmann
Thomas
Berger
Andre
Arnemann Heiko
Schlinzig
Helge
Büenfeld
Dietmar
Heiduck
Uwe
Schneider
Robert
Süssli
Marcel
Nezel
Michael
Greßmann Holger
Latußeck
Arndt
Berger
Martin
Hüntemann Rolf
Otawa
Christoph
Legler
Gunar
Netter
Armin
Knese
Gerd Christian
Buchsteiner Jürgen
Siolek
Wolfgang
Holzhey
Bernd
Vogtmann
Thomas
Metz
Markus
Scharnhorst Danny
Schmidt
Gerald
Schulze
Maik
Merz
Heinz
Sternfreunde Nordenham e. V. c/o Herrn Hans-Heinrich Berends
Troyer
David
Paus
Dieter
Keller
Walter
Born
Frank
Sturm
Christian
Abels
Hans-Gerd
Ludwig
Dieter
Müller
Wolf-Dieter
Hillmann
Matthias
Hoffmann
Dirk
Bertram
Björn
Simmen
Peter
Brandt
Michael
Seeger
Karlheinz
Richter
Ralph-Mirko
Kammerlohr Philipp
Tomasek-Schaller Carolin
Ehresmann Wolfgang
Ott
Hubert
Niebling
Frank
Kühnel
Jörg
Dorn
Michael
Klüven
Marko
Tomitsch
Michael
124 | Journal für Astronomie Nr. 74
VdS vor Ort / Tagungsberichte
38. BoHeTa
mit Fokus auf Be-Sterne und Doppelsternsysteme
von Kai-Oliver Detken
Die Bochumer Herbsttagung (BoHeTa) [1] fand traditionsgemäß an der Ruhr-Universität Anfang November 2019 zum bereits 38. Mal statt. Peter Riepe und Prof. Dr. RalfJürgen Dettmar luden wieder gemeinsam zur Tagung ein, die auch in diesem Jahr wieder mit vielen interessanten Beiträgen aufwarten konnte. In den Reiff-Vorträgen kamen wie gewohnt ein Fach- und ein Amateurastronom zu Wort, diesmal mit den Themen Be-Sterne und Doppelsternsysteme. Neu war der kostenlose Besuch der Veranstaltung, die sich ab jetzt durch Spenden finanzieren wird. Erfreulich, dass auch einige neue Teilnehmer angereist waren.
Bei der Begrüßung gab es auch eine kurze Vorstellung der Vereinigung der Sternfreunde (VdS) durch den Vorsitzenden Sven Melchert. Pünktlich startete der erste Vortrag zum Bau einer privaten Sternwarte. Thomas Wahl hat sie in seinem Garten in einer relativ lichtverseuchten Neubausiedlung im Ruhrgebiet erbaut. Durch den Kontakt zum Tiefbauamt erreichte er, dass die Straßenlaternen für ihn bis zu 50% abgeschirmt wurden. Neben einem imposanten Kuppelbau wurden zwei separate Beobachtungsplattformen zusätzlich im Garten geschaffen. Ein schneller Abbau der Kuppel wurde dabei für den Fall eines Umzugs mit eingeplant.
Im Anschluss berichtete Dr. Sighard Schraebler von dem Einschlag auf der Mondoberfläche, den er während der Mondfinsternis im Januar 2019 zufällig aufgenommen hatte [2]. Erst später bei der Bildverarbeitung fiel ihm ein Aufblitzen auf, das von dem Einschlag herrührte. Dieses außergewöhnliche Ereignis wurde später in der Fachzeitschrift ,,Spektrum der Wissenschaft" zusätzlich bestätigt. Inzwischen ist sogar eine Zusammenarbeit mit Wissenschaftlern zustande gekommen und erste Fachveröffentlichungen sind in Vorbereitung.
Bernd Gährken [3], treuester BoHeTaReferent, präsentierte Chiles Nachtlandschaften, die er anlässlich seiner Reise zur totalen Sonnenfinsternis 2019 erlebt hatte. ,,Nightscape-Videos" wie seine werden immer beliebter. Man benötigt dafür lediglich eine normale Kompaktkamera. Mittels der Open-Source-Software Magic Lantern [4] kann dabei sogar ohne zusätzlichen Timer direkt mit einer Canon-Kamera losgelegt werden. Auf seiner Chile-Reise wurde viel mit Nightscape-Aufnahmen experimentiert. Die Sonnenfinsternis selbst wurde beim europäischen Vorzeigeobservatorium Very Large Telescope (VLT) [5] in Chile beobachtet. Aber auch hier war der Sternhimmel nicht komplett dunkel. Dies
wird u. a. durch interplanetaren Staub verursacht, der das Licht äußerer Quellen (wie z. B. Sonne oder Jupiter) streut.
Zum Abschluss des ersten Blocks berichtete Claudia Henkel über die Bündelung der Astronomie-Aktivitäten in Deutschland. Viele Hobbyastronomen sind über Deutschland verteilt. Deshalb bietet die VdS-Fachgruppe Astronomische Vereinigungen zentrale Anlaufstellen für fünf verschiedene Regionen an. Jede Region betreibt eine Webseite (z. B. www.astronomie-west.de), um Sternwarten, Planetarien und Organisationen einheitlich darzustellen. Zusätzlich tauscht man sich untereinander zu verschiedenen Themen aus und entwickelt neue Ideen.
Im zweiten Vortragsblock nahm sich Wolfgang Bischof [6] die verborgene Vielfalt der Farben des Mondes vor. Für die meisten Menschen besteht der Mond nur aus ,,Fifty Shades of Grey", wie er humoristisch ausführte. Aber der Mond besitzt durchaus eine Farbvielfalt, die bei Farbaufnahmen durch die Variation von Dynamik und Sättigung zum Vorschein kommt. Dabei bleibt die Farbverstärkung am Mond einem ,,Hauch von Willkür" unterworfen. Er stellte daher eine eigene Methode vor, um mit den Farben des Mondes dem Mineraliengehalt auf die Spur zu kommen. Informatives Bildmaterial wurde präsentiert.
1 Der mit insgesamt 185 Teilnehmern gut besuchte Hörsaal HZO 10, Bild: Michael Schomann
Rolf Hempel stellte die neue AstronomieSoftware PlanetarySystemStacker [7] vor. Nach eigener Darstellung möchte er damit andere Astro-Programme ablösen, die nicht mehr aktuell sind. So sind RegiStax, AviStack und Giotto zwar recht beliebt, werden aber seit geraumer Zeit nicht mehr weiterentwickelt. Neben der jeweiligen Closed-Source-Strategie werden auch die verwendeten Algorithmen nicht offengelegt. Deshalb rief er nun ein eigenes Open-
Journal für Astronomie Nr. 74 | 125
VdS vor Ort / Tagungsberichte
2 Dr. Dietrich Baade beim Reiff-Vortrag
über Be-Sterne, Bild: Michael Schomann
3 Bild aus dem Vortrag von Peter C. Slansky:
Bahnverlauf von 3414-2018 mit Punkten A (Eintrittspunkt), B, C (Terminal Flash) und D (Verglühen) mit Längenangaben in km
Source-Projekt ins Leben, an dem beliebig viele Entwickler mitarbeiten könnten. Sein Programm ist bereits einsatzfähig und für Mondbilder optimiert. Bei Planeten hat allerdings noch AutoStackkert!3 [8] leicht die Nase vorne, was Hempel in Zukunft aber ändern möchte.
Im Anschluss stellte Prof. Dr. Udo Backhaus [9] von der Universität Duisburg/Essen eigene Messungen zur Eigenbewegung und Parallaxe von Barnards Pfeilstern mit professionellen Remote-Teleskopen vor. Barnards Pfeilstern ist dabei besonders schnell unterwegs. Für die Messungen stand das Projekt Monitoring Network of Telescopes (MONET) der Universität Göttingen [10] zur Verfügung. So konnten Bilder aus einigen Jahren ausgewertet werden. Dabei wurde ebenfalls die Parallaxe ermittelt. Da aber während der langjährigen Messungen das Teleskop kaputt ging, musste auf ein anderes zugegriffen werden. Dessen Messungen passten dann aber nicht mehr zu den ursprünglichen. Warum dies so ist, wird noch untersucht.
Die Verleihung des Reiff-Preises für Amateur-/Schularbeit 2019 [11] wurde wieder souverän von Dr. Carolin Liefke übernommen. Die Reiff-Stiftung fördert Schulprojekte, die Kindern und Jugendlichen die Astronomie näherbringen. Als Sieger wurden die Kindertagesstätte ,,Die Holzwürmer" aus Eschelbronn, die Sternwarte Burgsolms (Volkssternwarte Mittelhessen), die Hans-Nüchter-Sternwarte in Fulda und das Sprachen- und Realgymnasium Nikolaus Cusanus Bruneck ausgezeichnet.
Der traditionelle Reiff-Vortrag wurde von Dr. Dietrich Baade gehalten. Der ehemalige ESO-Mitarbeiter begann mit dem berühmten Ausspruch Hamlets von Shakespeare: ,,To Be or not to Be" - hier waren die BeSterne gemeint. Die Bochumer Ruhr-Universität war einmal ein wichtiges Zentrum zur Erforschung der Be-Sterne, die 1866 erstmals von Pater Angelo Secchi am Vatikan-Observatorium gefunden wurden. BeSterne zeigen Wasserstoff in Emission. Sie entstammen der sehr frühen Phase unseres Universums und rotieren sehr schnell. Die Ursache dafür ist noch unbekannt. Der NASA-Satellit TESS [12] überwacht zwischen 2018 und 2020 ca. 200.000 Sterne, darunter auch Be-Sterne. Bei der Suche nach schnellen Rotationen wird er auch neue Be-Sterne auffinden. Das ist deshalb so spannend, weil man mit ihrer Hilfe auch die Sternentstehung studieren kann.
Der Amateurvortrag von Ernst Pollmann knüpfte daran an. Das Doppelsternsystem VV Cephei ist ein Riesendoppelstern-
system im Vergleich zu unserer Sonne. In einer Stoßfront entstehen H-Emissionen, die sich gegenseitig überlagern. Eine Wasserstoffscheibe um den enthaltenen BeStern konnte in H nachgewiesen werden, wie ein erstes CCD-Spektrum zeigte. Es wurde dafür ein Langzeitmonitoring der H-Äquivalentbreite seit 1996 bis heute durchgeführt und eine Periode von 43 Tagen ermittelt. An dem Vortrag konnte man daher gut erkennen, wie Amateurastronomen die Profis unterstützen können, die ja für Langzeitbeobachtungen kaum Kapazitäten besitzen.
Peter Köchling holte die Teilnehmer wieder in die Astrofotografie ab. Sein Thema war die Erstellung von Flatfields zur Bildebnung. Die Vorgehensweise dazu wurde am OwAS-Stammtisch [13] erarbeitet. Flatfields sind in der Astrofotografie unabdingbar, da sie Vignettierung und Staub kompensieren. Als optimale Flat-Lösung wurde ein ,,Light-Dummy" präsentiert - über die Nacht erstellt - zwecks Anpassungen von
126 | Journal für Astronomie Nr. 74
4 Der Cocoon-Nebel und seine Umgebung, aufgenommen im Oktober 2018 und August 2019 in Bremen-Borgfeld, Skywatcher
Esprit 100ED bei f/5,5 mit Atik 490EXm, Gesamtbelichtung 34 h, davon 28 h LRGB mit Baader-Filtern und 6 h H mit Astrodon 3 nm. Zur Farbverstärkung wurde ein reines, kontinuumsubtrahiertes H-Bild verwendet. Bild: Kai Wicker
Flats für jeden Kanal. Dabei wurden die Bearbeitungsmöglichkeiten mit Fitswork und PixInsight durchgespielt.
Der nachfolgende Vortrag beschäftigte sich mit einem weiteren astronomischen Aspekt: der Mehr-Spektralbereichsfotometrie. Prof. Dr.-Ing. Peter C. Slansky [14], München, erläuterte am Beispiel einer digitalen Fotokamera und der selbst fotografierten Perseiden-Feuerkugel IMO 34142018, wie man den Terminal Flash und das Phänomen des weitgefächerten, nachleuchtenden bläulichen Himmelsleuchtens (Skyglow) untersuchen kann. So konnte er die Ausmaße der Feuerkugel errechnen. Bei der Mondfinsternis 2019 wurde eine Ausmessung des Monds über sieben Messfelder vorgenommen. Aus beiden Arbeiten sind Fachveröffentlichungen entstanden.
Zum Abschluss stellte Dr. Kai Wicker [15] von der Fotogruppe der Astronomischen Vereinigung Lilienthal [16] vor, wie man trotz Lichtverschmutzung natürliche Farben beibehält. In Bildbeispielen verdeutlichte er seine Vorgehensweise, um
RGB-Einzelaufnahmen mit H/[OIII]/ [SII]-Aufnahmen zu verbinden. Anhand des Cocoon-Nebels, Messier 97 und Jones Emberson 1 konnten die Objekte durch seine Bearbeitungsmethode der Kontinuumssubtraktion deutlich besser herausgearbeitet werden, als bei reinen RGB-Aufnahmen an seinem Standort möglich. Der Vortrag war damit ein schöner Abschluss eines langen und wieder sehr informativen Tages. Der nächste BoHeTa-Termin wurde ebenfalls schon bekanntgegeben: der 31.10.2020. Bitte schon einmal vormerken.
Internethinweise (Stand: Dezember 2019): [1] Bochumer Herbsttagung:
www.boheta.de [2] S. Schraebler, Astroaufnahmen:
http://astro.square7.ch/2019impact/ [3] B. Gährken: www.astrode.de [4] Magic Lantern, Open-Source-
Programm: www.magiclantern.fm [5] Very Large Telescope der ESO (VLT,
Chile): www.eso.org/public/germany/ teles-instr/paranal-observatory/vlt/
[6] W. Bischof, Homepage: www. magicviews.de
[7] R. Hempel: ,,PlanetarySystem Stacker, Open-Source-AstronomySoftware", https://github.com/RolfHempel/PlanetarySystemStacker
[8] AutoStakkert!, Stacking-Software: www.autostakkert.com
[9] U. Backhaus, Homepage: www.astronomie-und-internet.de
[10] Projekt Monitoring Network of Telescopes (MONET): http://monet. uni-goettingen.de
[11] Reiff-Stiftung: www.reiffstiftung.org [12] NASA-Satellit TESS: www.nasa.gov/
tess-transiting-exoplanet-surveysatellite [13] Ostwestfälischer Astro-Stammtisch: www.balkonsternwarte.de/OwAS/ index.htm [14] P. C. Slansky, Homepage: www.peter-slansky.de [15] K. Wicker, Homepage: http:// photonenfangen.de [16] Astronomische Vereinigung Lilienthal, Homepage: www.avl-lilienthal.de
Journal für Astronomie Nr. 74 | 127
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
STEINBOCK SÜDOST
SCHILD
Saturn Jupiter Pluto
Sternkarte exakt gültig für 15. Juli 23 Uhr MESZ
Mondphasen im Juli 2020
SCHÜTZE
SKORPION WAAGE
Antares
WOLF
SÜD
Spica
SÜDWEST Vereinigung der Sternfreunde e.V. www.sternfreunde.de
Quellen: US Naval Observatory, eigene Recherchen mittels GUIDE (Project Pluto), Berechnungen der BAV, Berechnungen der IOTA (Steve Preston), Berechnungen der IOTA/ES (Eberhard Riedel [GRAZPREP]), Homepage der International Meteor Organization (IMO).
Vollmond 5.7.
Letztes Viertel 13.7.
Ereignisse im Juli
01. 4h
Merkur in unt. Konjunktion mit der Sonne
02. 23h
Mond 5,5 Grad NO Antares ( Sco, 1,1 mag)
03. 23:40 U Oph, Min. 6,6 mag, Abstieg von 5,9 mag in 2,5 Std.
04. 13h
Erde im Aphel
04. 22:55 RR Lyr, Max. 7,1 mag, schneller Anstieg von 8,1 mag
05. 05:44 Vollmond
06.
max. Libration West
06. 1h
Mond 3,0 Grad SO Jupiter (-2,7 mag, 47,5'') u. 6,2 Grad SW Saturn
(0,2 mag, 18,4'')
06. 22:50 RZ Cas, Min. 7,7 mag, Abstieg von 6,1 mag in 2,5 Std.
10. 9h
Venus in max. Helligkeit, -4,7 mag, 37,1''
12. 01:30 Mond 3,1 Grad SO Mars (-0,7 mag, 12,4'')
12. 20h
Mond erdfern, 29,6'
13.
(2) Pallas (9,6 mag) in Opposition zur Sonne
13. 00:29 Letztes Viertel
14. 9h
Jupiter (-2,8 mag, 47,6'') in Opposition zur Sonne,
Sternbild Schütze
15. 20h
Pluto (14,4 mag) in Opposition zur Sonne, Sternbild
Schütze
17. 3h
Mond 2,8 Grad NW Venus (-4,5 mag, 33,4'') und 3,2 Grad N
Aldebaran ( Tau, 1,0 mag)
Neumond 20.7.
Erstes Viertel 27.7.
19. 20. 18:33 20. 23h
22. 03:30
25. 6h 26. 22h 27. 13:33 29. 22:30 29. auf 30.
max. Libration Ost Neumond Saturn (0,1mag, 18,5'', Ring 39,7'') in Opposition zur Sonne, Sternbild Schütze Merkur (0,4 mag, 7,9'') in größter westl. Elong., 20 Grad , NO-Hor. Mond erdnah, 32,4' Mond 5,9 Grad NO Spica ( Vir, 1,1 mag) Erstes Viertel Mond 5,9 Grad N Antares ( Sco, 1,1 mag) Maximum Meteorschauer der Delta-Aquariden, 41 km/s, ca. 16/h
128 | Journal für Astronomie Nr. 74
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
Saturn Jupiter
Pluto SCHÜTZE
SÜD
WAAGE SKORPION
Antares
SÜDWEST
Vereinigung der Sternfreunde e.V. www.sternfreunde.de
Mondphasen im August 2020
Alle Zeitangaben in MEZ für Standort bei 10 Grad ö.L. und 50 Grad n.Br., falls nicht anders angegeben. Zum Umrechnen in MESZ im Zeitraum 29.03.2020 2:00 Uhr MEZ bis 25.10.2020 2:00 MEZ eine Stunde zu den Zeitangaben addieren. ,,Libration West" bedeutet, dass das Mare Crisium sich weit weg vom westlichen Mondrand befindet.
Vollmond 3.8.
Letztes Viertel 11.8.
Neumond 19.8.
Erstes Viertel 25.8.
Ereignisse im August
02.
max. Libration West
02. 1h
Mond 2,4 Grad S Jupiter (-2,7 mag, 47,1'') u. 8,5 Grad SW Saturn
(0,2 mag, 18,4'')
03. 16:59 Vollmond
05. 2h
(1) Ceres (8,0 mag) 5,6' SO Stern 88 Aqr (3,7 mag),
Sternbild Wassermann
06. 1h
(2) Pallas (9,7 mag) 5,8' NO Stern 111 Her (4,3 mag),
Sternbild Hercules, vgl. Folgeabend
06. 23h
(2) Pallas (9,7 mag) 6,5' S Stern 111 Her (4,3 mag),
Sternbild Hercules
08. ab 02:11 Streif. Sternbed. Mond - SAO 128787 (6,9 mag), Linie
Garmisch-Partenkirchen - Penzberg - Landshut -
Viechtach
08. 24:00 AI Dra, Min. 8,1 mag, Abstieg von 7,0 mag in rd. 2 Std.
09. 3h
Mond 3,5 Grad SW Mars (-1,3 mag, 15,6'')
09. 15h
Mond erdfern, 29,5'
09. 23:30 Aql, Max. 3,48 mag, An- und Abstieg in 7,17 Tagen
11. 17:45 Letztes Viertel
11. auf 12. Maximum Meteorschauer der Perseiden, 60 km/s,
ca. 100/h
13. 3h
Venus (-4,3 mag, 23,6'') in größter westl. Elong, 46 Grad , O-Hor.
13. 3h
Mond 4,5 Grad NW Aldebaran ( Tau, 1,0 mag)
15.
max. Libration Ost
15. 03:30 Mond 5,7 Grad NW Venus (-4,3 mag, 23,1'')
17. ab 03:59 Streif. Sternbed. Mond - 9 Cnc (SAO 79940) (6,0 mag),
Linie Lindau - Bad Wörishofen - Straubing - Bodenmais
17. 16h
Merkur in ob. Konjunktion mit der Sonne
19. 03:42 Neumond
21. 12h
Mond erdnah, 32,9'
23. ca. 00:09 (328) Gudrun (13,5 mag) bedeckt TYC 6947-00591-1
(9,3 mag) für 9,0 s, Hell.-Abnahme 4,4 mag, Pfad Schweiz,
Österr.
25. 18:58 Erstes Viertel
25. ab 19:20 Mond bedeckt Doppelstern Sco (2,6 mag), bis ca. 20:31,
Zeitpunkte abh. v. Standort!
25. 20:30 Mond 8,5 Grad NW Antares ( Sco, 1,1 mag)
26. ca. 20:34 (2651) Karen (17,5 mag) bedeckt HIP 79851 (8,4 mag)
für 2,0 s, Hell.-Abnahme 9,8 mag, Pfad N- nach SW-
Deutschland, Schweiz
28.
max. Libration West
28.
(1) Ceres (7,7 mag) in Opposition zur Sonne, Sternbild
Wassermann
28. 22h
Mond 3,6 Grad SW Jupiter (-2,6 mag, 44,7'')
29. 21h
Mond 3,5 Grad SO Saturn (0,3 mag, 18,0'')
Journal für Astronomie Nr. 74 | 129
CH WALFIS
ANDROMEDA DREIECK WIDDER
PERSEUS
Algol
Uranus Mars
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
Fomalhaut SÜDL. FISCH
Sternkarte exakt gültig für 15. September 23 Uhr MESZ
Mondphasen im September 2020
STEINBOCK
Saturn
Jupiter Pluto
SCHÜTZE
SÜD
SÜDWEST
Vereinigung der Sternfreunde e.V. www.sternfreunde.de
Vollmond 2.9.
Letztes Viertel 10.9.
Ereignisse im September
02. 06:22 Vollmond
03. 23:30 X Tri, Min. 11,3 mag, Abstieg von 8,6 mag in rd. 1,5 Std.
06. 7h
Mond erdfern, 29,5'
06. 04:30 Mond 1,2 Grad SW Mars (-1,9 mag, 19,7'')
09. ab 02:12 Streif. Sternbed. Mond - SAO 93721 (5,9 mag),
Linie Trier - Koblenz - Bad Arolsen - Beverungen -
Braunschweig - Plau am See - Greifswald
09. 4h
Mond 7,8 Grad NW Aldebaran ( Tau, 1,0 mag)
09. 19h
Mars wird rückläufig
09. 23:00 Delta Cep, Max. 3,48 mag, An- und Abstieg in 5,36 Tagen,
zirkumpolar
10. 4h
Mond 6,4 Grad NO Aldebaran ( Tau, 1,0 mag)
10. 10:26 Letztes Viertel
11. 21h
Neptun (7,8 mag, 2,4'') in Opposition zur Sonne, Sternbild
Wassermann
12.
max. Libration Ost
13. 4h
Venus (-4,1 mag, 17,7'') 2,2 Grad S off. Hfn. Praesepe (M 44)
13. 23:10 AI Dra, Min. 8,1 mag, Abstieg von 7,0 mag in rd. 2 Std.
14. ab 05:02 Streif. Sternbed. Mond - Cnc (SAO 80378) (4,7 mag.),
Linie Karlshausen - Daun - Koblenz - Bad Hersfeld -
Halle (Saale) - Lübbenau/Spreewald
Neumond 17.9.
Erstes Viertel 24.9.
14. 4h
Mond 4,0 Grad N Venus (-4,1 mag, 17,5''), dazwischen
off. Hfn. M 44
15. 04:45 Mond 8,9 Grad NW Regulus ( Leo, 1,4 mag)
16. 04:45 Mond 7,4 Grad O Regulus ( Leo, 1,4 mag)
16. 22:20 Beta Per (Algol), Min. 3,4 mag, Abstieg von 2,1 mag
in 3 Std.
17. 12:00 Neumond
18. 15h
Mond erdnah, 33,3'
22. 14:31 Herbstanfang, Herbsttagundnachtgleiche
24. 02:55 Erstes Viertel, max. Libration West
25. 19:20 Mond 6,6 Grad SO Jupiter (-2,4 mag, 41,2'') u. 3,6 Grad S Saturn
(0,4 mag, 17,4'')
29. ca. 04:27 (55) Pandora (13,7 mag) bedeckt TYC 844-448-1
(9,3 mag) für 1,8 s, Hell.-Abnahme 4,3 mag,
Pfad Mitte Deutschld.
130 | Journal für Astronomie Nr. 74
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