VdS-Journal

Inhaltsverzeichnis des VdS-Journals 94

Inhaltsverzeichnis VdS-Journal Nr. 94

1 Editorial

Nach Redaktionsschluss

Schwerpunktthema: Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS
6 Der faszinierende Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)
11 Vorwärtsstreuung und ihr Beitrag zur Helligkeit von Kometen
14 Wie entsteht ein Gegenschweif?
16 Was sind Syndynen?
18 Die Entwicklung des Kometen C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS) nach dem Perihel

Fachgruppenbeiträge

Sternbedeckungen
36 Ein Blick auf die Fachgruppe
37 Sternbedeckungen durch den Mond - Eine Einführung
40 Streifende Sternbedeckungen durch den Mond im 3. Quartal 2025
44 Das ESOP - Die Tagung zu astronomischen Bedeckungsereignissen in Europa
45 SODIS - Das Portal zum Melden von Sternbedeckungen durch Kleinplaneten
48 Was ist die IOTA, was macht IOTA/ES?
49 50 Jahre "Occultation Newsletter" und "Journal for Occultation Astronomy"
51 Bedeckungsereignisse beobachten
55 Zwei Sternbedeckungen durch Asteroid (344) Desiderata am 27. Januar 2024

Amateurteleskope/Selbstbau
60 Ein Traum wird wahr: Mein Weg zur eigenen Sternwarte

Astrofotografie
65 Neues aus der Fachgruppe Astrofotografie - Das Astrofoto des Jahres 2023
69 Supernovae im zweiten Halbjahr 2024

Astronomische Vereinigungen
74 Ein DINO wird 50 oder wie ein Lübecker Riesenfernrohr nach Neumünster kam
77 50 Jahre STERNZEIT

Astrophysik & Algorithmen
78 Erleben wir 2025 einen Saturn ohne Ringe?
78 Berechnung der Positionen künstlicher Erd-satelliten mit der Python-Bibliothek "Skyfield"

Atmosphärische Erscheinungen
82 Eisnebelhalos am 13. Dezember 2024 auf dem Erzgebirgskamm

Deep Sky
87 Visuelle Beobachtung von Emissionsnebeln in der Großen Magellanschen Wolke
92 IC 4587 - die Galaxie bei T Coronae Borealis
94 Eine Galaxie, eine Supernova und zwei Sterne mit hoher Eigenbewegung

Geschichte
96 Das Steinbeil von Günserode
98 Erstes Online-Meeting der Fachgruppe Geschichte der Astronomie

Kleine Planeten
100 Nach wem wurde Kleinplanet (743) Eugenisis benannt?
102 Kosmische Begegnungen

Kometen
105 Kometenbeobachtung in den 1970er Jahren - oder wie aus M 74 ein Komet wurde

Planeten
106 Saturns Ringe 2024/25 - Annäherung an die Kantenstellung
113 Saturn mit Titanschatten
115 Mond bedeckt Saturn am 4. Januar 2025

Remote-Sternwarten
117 Aus der VdS-Fachgruppe Remote-Sternwarten: Betrieb und Organisation nach 18 Monaten
121 Fachgruppe Remote-Sternwarten - Astrofoto des Quartals IV / 2024
121 Das Astrofoto des Quartals IV / 2024 - Die Wolf-Lundmark-Melotte-Galaxie PGC 143

Sonne
123 Sonnenaufnahmen mit hoher spektraler Auflösung

Veränderliche
131 Die 19. Veränderlichen-Beobachtungswoche der BAV an der VdS-Sternwarte in Kirchheim

VdS-Nachrichten
4 Einladung
4 Bericht aus dem Vorstand
73 Wir begrüßen neue Mitglieder

VdS vor Ort/Tagungsberichte
132 41. Bochumer Herbsttagung (BoHeTa): Besucher aus dem All und die Jagd nach dem Ribbeck-Meteoriten
135 Aus der Arbeit der VdS-Sternwarte Kirchheim

Service
139 Himmelsvorschau August 2025 -Oktober 2025

Vorschau
142 Vorschau auf astronomische Veranstaltungen August bis Oktober 2025

Hinweise
143 Autorenverzeichnis
144 Impressum
144 Inserenten

Textinhalt des Journals 94

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Journal für Astronomie Nr. 94 | 3

VdS-Nachrichten

Einladung
zur 37. Tagung und Mitgliederversammlung der Vereinigung der Sternfreunde e.V. am 25. Oktober 2025 ab 10 Uhr im Bürgerhaus Hofheim-Marxheim, Ahornstraße 11, in 65719 Hofheim / Taunus. Ausrichter ist die Sternwarte Hofheim.

Eine alternative Online-Teilnahme ist auch möglich. Die Zugangsdaten werden kurz vorher unter sternfreunde.de veröffentlicht.

Liebe Mitglieder, liebe Sternfreunde,
im Namen des Vorstandes der Vereinigung der Sternfreunde e.V. lade ich zur 37. VdSTagung und VdS-Mitgliederversammlung ein. Eine zusätzliche postalische Einladung erfolgt nicht. Zur Tagung wird wieder ein umfangreiches Vortragsprogramm geboten, an dem jeder teilnehmen kann. Die Mitgliederversammlung ist den Mitgliedern des Vereins vorbehalten. Bitte den Mitgliedsausweis nicht vergessen!
Die VdS folgt der Einladung der Sternwarte Hofheim, welche in diesem Jahr ihr 25-jähriges Bestehen feiert. Tagungsort ist das Bürgerhaus Hofheim-Marxheim, Ahornstraße 11, in 65719 Hofheim (das Hotel ist ggf. in 30 min Laufweite zu erreichen).
Das Wochenende beginnt mit einem gemütlichen Beisammensein am Freitagabend ab 18 Uhr im Landgasthof Zum Rührborn, Casteller Str. 66, 65719 Hofheim am Taunus, in Laufweite zum Hotel.
Am Samstag wird das Tagungsbüro ab 9 Uhr geöffnet sein. Wir erheben für den Samstag eine Tagungsgebühr von 25 für Mitglieder und 30 für alle anderen Gäste. Diese Gebühr beinhaltet neben den zahlreichen Vorträgen auch Kaffee, kalte Getränke, einen Mittagssnack, das Abendessen und nachmittags Kuchen.
Die VdS-Tagung startet am Samstag um 10 Uhr im Bürgerhaus mit dem Vortragsprogramm. Freuen wir uns auf Marcus Kirsch vom European Space Operations Centre (ESOC) und auf Vorträge von unseren Mitgliedern! Danach findet von 14 Uhr bis 17

Uhr die Mitgliederversammlung statt. Zum Abschluss wird es die Möglichkeit zu einem gemeinsamen Abendessen am Veranstaltungsort geben. Hier folgen die Einzelheiten auf unserer Internetseite.
Am Sonntag besuchen wir die Sternwarte Hofheim mit Sonnenbeobachtung. Wer möchte, kann sich dort auch den nahegelegenen Bahai-Tempel ansehen. Im Anschluss besichtigen wir den frisch eröffneten Astropark Trebur und beenden das Programm mit einem kleinen Mittagessen. Als weiteres Rahmenprogramm für mitreisende Partner bieten wir vormittags eine Führung durch das Römerkastell Saalburg im nahegelegenen Bad Homburg sowie nachmittags durch das neu eröffnete Museum Ernst in Wiesbaden an. Beides ist leicht mit dem Auto erreichbar (ggf. bilden wir Fahrgemeinschaften).
Wer am Rahmenprogramm für Partner teilnehmen möchte, bitte eine E-Mail an die Geschäftsstelle mit dem Betreff ,,Saalburg" und/oder ,,Museum Ernst" im Rahmen der Anmeldung senden. Dafür wird jeweils ein kleiner Teilnehmerbeitrag erhoben.
Anmeldung Ganz einfach geht es mit dem Formular unter www.sternfreunde.de, dazu ist der Mitgliedsausweis erforderlich. Die OnlineTeilnahme an der Tagung und Mitgliederversammlung ist nur nach einer Anmeldung auf sternfreunde.de möglich.
Hotel Wir haben im H+ Hotel Frankfurt Airport West, Casteller Str. 106, 65719 Hofheim am Taunus Zimmer reserviert. Telefon dort ist 06192 9500, bitte das Stichwort ,,Sternfreunde" angeben. Wir erhalten keinen

Preisvorteil, aber die Zimmer sind preisstabil und verfügbar.
Ich freue mich auf unser Zusammentreffen und sehe einer informativen, abwechslungsreichen und unterhaltsamen VdS-Tagung entgegen!
Euer Uwe Pilz Vorsitzender Vereinigung der Sternfreunde e.V. Darmstädter Straße 57 DE-64625 Bensheim Tel.: 06251 829 1346, Mobil: 0157 313 774 45, E-Mail: service@sternfreunde.de
Anlage Tagesordnung der 37. Mitgliederversammlung der Vereinigung der Sternfreunde e.V Die Mitgliederversammlung (MV) ist das wichtigste Gremium unseres Vereins. Hier entscheiden die Mitglieder über die Zukunft unseres Vereins. Das ist praktizierte Demokratie!
Die Entscheidungen der MV sind bindend. Aus diesem Grund wird die MV wie jedes Mal formal ablaufen. Zu dieser Tagesordnung können im Vorfeld Anträge eingebracht werden. Solche Anträge sind an die Geschäftsstelle zu richten (Brief oder EMail) und müssen gemäß Satzung sieben Kalendertage vor Beginn der Tagung dort vorliegen.
Tagesordnung 1. Begrüßung und Eröffnung 2. Bestimmung des Versammlungsleiters
und des Protokollanten 3. Feststellung der ordnungsgemäßen
Einladung und der Beschlussfähigkeit 4. Genehmigung der Tagesordnung

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VdS-Nachrichten

5. Tätigkeitsbericht des Vorstandes für die Jahre 2024 und 2025
6. Finanzbericht des Schatzmeisters 7. Bericht der Kassenprüfer 8. Aussprache über die Berichte 9. Entlastung des Vorstandes 10. Wahl des Vorstandes 11. Wahl der Kassenprüfer 12. Zukünftige Schwerpunkte der
Vorstandsarbeit 13. Festsetzung der Beitragsordnung

14. Vorlage und Genehmigung des Wirtschaftsplans für 2026 und 2027
15. Ernennung von Ehrenmitgliedern 16. Verleihung ,,VdS-Medaille - Deutscher
Preis für Amateur-Astronomie" 17. Anträge zur Mitgliederversammlung 18. Verschiedenes
Die Anträge an die MV bitte an die Geschäftsstelle der VdS senden, so dass sie bis spätestens zum 17. Oktober 2025 eingetrof-

fen sind. Über Anträge auf der MV, die sich erst aus der Diskussion ergeben, entscheidet die Mitgliederversammlung vor Ort.
Das Tagungsprogramm wird auf unserer Internetseite sternfreunde.de veröffentlicht.

Bericht aus dem Vorstand
von Astrid Gallus
An dieser Stelle berichtet der Vorstand der VdS, Vereinigung der Sternfreunde e.V., über seine Arbeit der letzten drei Monate.

Essen ATT 2025 Auch die VdS hatte am 10. Mai 2025 ihren Stand auf der größten europäischen Astro-nomie-Messe in Essen aufgestellt. Mit Erfolg: Fünfundzwanzig neue Mitglieder traten der VdS bei. Auch die erweiterte Produktauswahl vom Einsteigerbrevier bis zur Drehbaren Sternkarte, von T-Shirts bis zum Puzzle fanden ihre Abnehmer und wanderten in den VdS-Tragetaschen gut sichtbar über die Messe. Viele VdS-Mitglieder (die dort übrigens vergünstigten Eintritt erhalten) besuchten uns am Stand und nutzten dies zu einem netten Plausch oder um Fragen zu klären. Anwesend waren wie stets Vorstandsmitglieder und Fachgruppenleiter der VdS. Die Messe war dieses Jahr übrigens außerordentlich gut besucht, die Aussteller und Organisatoren waren mehr als zufrieden. Gehört sich auch so zum 40. Jubiläum des ehemaligen Astronomischen Tausch- und Trödeltreffs, der heute Astronomischer Technik-Treff genannt wird. Und die VdS ist seit über 30 Jahren dabei!

Einsteigerbrevier und Drehbare Sternkarte Für Mitglieder zum Sonderpreis können die Einsteigerlektüre ,,Astronomie - Ihr neues Hobby" sowie die ,,Drehbare VdSSternkarte" erworben werden. Wenden Sie sich an unsere Geschäftsstelle service@ sternfreunde.de, wo Ihnen unsere freundliche Mitarbeiterin Annika Elsner gern weiterhilft. Siehe auch www.sternfreunde.de im Mitgliederbereich.
Mitgliederversammlung und Workshop 24. - 26. Oktober 2025 Der Vorstand bereitet sich in diesen Tagen intensiv auf die diesjährige Mitgliederversammlung der VdS und den tags zuvor stattfindenden Workshop ,,Astronomie 2035" vor. Halten Sie sich den Termin frei und bedenken Sie die Möglichkeit, dass heuer seit längerer Zeit wieder ein kulturelles Partnerprogramm für den 25.10.2025 angeboten wird. Also ein Wochenendangebot für zwei! Im Hotel ,,H+Frankfurt Air-

port West" in Hofheim-Diedenbergen sind Zimmerkapazitäten unter dem Stichwort ,,Sternfreunde" für unsere Veranstaltung reserviert.
Fachgruppe Spektroskopie tagt vom 3. - 5. Oktober 2025 Wie bereits angekündigt, findet nach einer Ruhepause eine Leitungsübergabe innerhalb der Fachgruppe Spektroskopie statt. Als Tagungsort wurde Erkrath bei Düsseldorf ausgewählt. Bei Interesse wenden Sie sich bitte an: fg-spektroskopie@vds-astro.de.
VdS-Terminkalender Sie planen eine astronomische Veranstaltung, die überregional für Amateurastronomen interessant ist? Der VdS-Terminkalender stellt den Termin Ihrer Sternwarte/ Ihres Astrovereines bundesweit vor. Einfach anmelden unter termine@sternfreunde.de
Sie sehen - bei der VdS ist immer etwas los! Bis zum nächsten Mal - Ihre VdS!

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Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)

Der faszinierende Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)
von W. Bischof, R. Burkart und M. Libert

Der Komet C/2023 A3 Tsuchinshan-ATLAS (im Folgenden ,,TA") hat im Herbst 2024 unter Amateurastronomen und professionellen Beobachtern gleichermaßen für Aufmerksamkeit gesorgt (Abb. 1). Er wurde am 9. Januar 2023 vom Purple Mountain Observatory in China entdeckt und unabhängig davon im Februar 2023 durch das ATLAS-Projekt in Südafrika wiederentdeckt. Der Komet stammt aus der Oortschen Wolke und erreichte am 27. September 2024 sein Perihel in einem Abstand von nur 0,39 AE zur Sonne. Eine schematische Darstellung einer Kometenbahn zeigt die Abbildung 2. Eingetragen sind einige wichtige Bahnelemente, wodurch die Bahn exakt beschrieben wird. Wichtig für das Folgende sind vor allem der aufsteigende und der gegenüberliegende absteigende Knoten. Die Position der Sonne liegt immer auf der Verbindungslinie der Knoten.

Die Bahn des Kometen zeigte eine außergewöhnlich hohe Exzentrizität, die darauf hinweist, dass TA vermutlich das Sonnensystem nach dieser Passage dauerhaft verlassen wird. Es handelt sich sehr wahrscheinlich um den ersten und einzigen Besuch dieses Kometen im inneren Sonnensystem.

Die Helligkeitsentwicklung des Kometen entsprach weitgehend den Prognosen, auch wenn seine beeindruckende Sichtbarkeit nur von kurzer Dauer war. Hinzu kamen erschwerte Beobachtungsbedingungen durch das Licht des zunehmenden Mondes und den geringen Sonnenabstand. Was den Kometen jedoch besonders auszeichnete, war weniger seine Helligkeit oder visuelle Präsenz, sondern vielmehr die beeindruckende Dynamik seiner Schweifstrukturen und die einzigartige geometrische Konstellation, die seine Erscheinung bestimmten.

1 Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS) am 14.10.2024 um 19:17 Uhr MEZ, 10 x 4 s be-
lichtet bei ISO 6400 mit Kamera Canon R6 MkII mit Zoom-Objektiv 100-500 mm bei 100 mm Brennweite (Bild: Maciej Libert)

Vom Morgen- zum Abendhimmel: Die ersten Beobachtungen Vor dem Periheldurchgang war die Entwicklung des Kometen wenig spektakulär. Er stürzte von der Erde aus gesehen aus

dem Sternbild Sextant ins innere Sonnensystem und stand dabei nahezu ortsfest am Himmel (Abb. 3). Nach der Perihelpassage am 27. September wechselte TA Anfang Oktober 2024 vom Morgen- an den Abend-

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Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)

himmel. In dieser Zeit gab es wegen des geringen Sonnenabstands und der südlichen Position des Kometen nur wenige Sichtungen. Zudem blies der Sonnenwind den Schweif in Richtung Erde, was die Länge des Schweifs reduzierte. Innerhalb weniger Tage änderte sich das jedoch dramatisch: Ab dem 13. Oktober bot der Komet in der späten Abenddämmerung eine imposante Erscheinung und war bei klarem Himmel mühelos mit bloßem Auge sichtbar. Kurz darauf, mit zunehmendem Horizontabstand, offenbarte er eine seltene Besonderheit - einen nadelscharfen Gegenschweif.
Eine seltene Besonderheit: Der Gegenschweif Ältere Beobachter erinnerten sich sofort an den legendären Kometen C/1956 R1 (Arend-Roland). Dieser Komet war in den 1960er Jahren in vielen Astronomiebüchern als Paradebeispiel für die Ausbildung eines Gegenschweifs abgebildet. Auch im Fall von TA zeigte sich der Gegenschweif besonders eindrucksvoll, als der Komet die Ekliptikebene zwischen Sonne und Erde durchquert hatte. Am 12. Oktober, nur wenige Tage nach seiner Sonnenkonjunktion, stand die Erde exakt in der Bahnebene des Kometen und offenbarte unmittelbar danach in beispielloser Klarheit einen Gegenschweif, der sich in den folgenden Tagen mit beeindruckender Dynamik veränderte (Abb. 4).
Wie entsteht ein Gegenschweif? Hier sollte man sich in Erinnerung rufen, wie solch ein Gegenschweif zustande kommt. Bei Annäherung an die Sonne verliert ein Komet in zunehmendem Maße große Mengen an Material in Form von Gas, Staub und kleineren Gesteinsbrocken. Der Lichtdruck des Sonnenlichtes treibt die freigesetzten Staubteilchen weg von der Sonne. Während die leichtesten Bestandteile fast geradlinig von der Sonne wegge-

2 Bahnelemente eines Kometen [1]. : Länge des aufsteigenden Knotens,
: Abstand des Perihels vom aufsteigenden Knoten, i: Bahnneigung gegen die Ekliptik. (Bildquelle: Wikimedia commons, Modalanalytiker)

3 Die Bahn des Kometen C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS) und die Positionen von Sonne
und Komet vom 2. bis 14. Oktober 2024. Simulation in Guide 9 [2] für den Standort Recklinghausen. Die grüne Markierung zeigt die Position des aufsteigenden Knotens der Kometenbahn. (Grafik: Wolfgang Bischof)

drückt werden, verbleiben die schwersten Partikel nahe an der ursprünglichen Kometenbahn. Es kommt zu einer Aufspaltung des freigesetzten Staubmaterials. Dabei verbleibt dieses Material jedoch weitgehend in der Bahnebene des Kometen. Jeder Komet wird dadurch zu einem ,,flachen" Objekt. Wenn sich die Erde genau in der Bahnebene des Kometen befindet, überlagern

sich die verschiedenen Schweifbestandteile aus der Perspektive des Betrachters und erscheinen wie ,,gestapelt" (Abb. 5). Die größeren Staubkörner folgen der Kometenbahn (unten). Je leichter diese aber werden, umso weiter werden sie nach außen getragen. Der vom Sonnenwind mitgezogene Gasschweif aus geladenen Gasmolekülen (Ionen) zeigt direkt von der Sonne weg und

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Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)

4 Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)
am 14.10.2024, 110 x 5 s belichtet mit Kamera Canon R und RedCat 51 mm / 250 mm bei ISO 3200 (Bild: Maciej Libert)

5 Simulation des Schweifs
aus verschiedenen Perspektiven. (Grafik: Ralf Burkart)

bildet mit dem Gegenschweif einen 90 Grad -Winkel. Schaut man direkt auf die Kante der Bahnebene (Abb. 5, oben), so scheint es, als gäbe es einen zusätzlichen Schweif.
Der Komet TA befand sich am 9. Oktober 2024 in Konjunktion mit der Sonne, bei einem Abstand von nur 3,5 Grad. In den Tagen um die Konjunktion änderte sich die Richtung des sonnenabgewandten Schweifs dramatisch: Während er vor der Konjunktion in westliche Richtung zeigte, schwenkte er nach der Konjunktion innerhalb weniger Tage nach Osten (Abb. 3). Diese Veränderung machte den Blick frei auf den schwereren Staubanteil, der weiterhin der ursprünglichen Kometenbahn folgte und in westlicher Richtung nun als Gegenschweif sichtbar blieb. Außerdem passierte die Erde am 14. Oktober den
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6 Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS) am 17.10.2024 um 19:44 Uhr MESZ, 7 x 5 s belichtet
mit einer CMOS-Kamera QHY268MC an einem 10-Zoll-Newton mit 1.000 mm Brennweite. (Bild: Rainer Sparenberg)

aufsteigenden Knoten der Kometenbahn und stand damit exakt in der Bahnebene des Kometen. Das erklärt die nadelscharfe Erscheinung des Gegenschweifs, der so in beeindruckender Weise die Kante der Bahnebene des Kometen markierte. Dieser Mechanismus macht deutlich, wie stark die Beobachtung eines Gegenschweifs von der Position des Beobachters abhängt. Die einzigartigen geometrischen Bedingungen, unter denen der Komet die Ekliptik durchquerte, trugen entscheidend dazu bei, dieses seltene und beeindruckende Phänomen sichtbar zu machen.
Die Sichtbarkeitsbedingungen beim Kometen C/1956 R1 Arend-Roland waren sehr ähnlich: Sonnenkonjunktion am 2. Mai 1957, Erde im aufsteigenden Knoten der Kometenbahn nur zwei Tage vorher am 30. April. Die Ähnlichkeit der Erscheinungen beider Kometen war also nicht rein zufällig. Auch kam die auffällige Erscheinung des Gegenschweifs von TA nicht überraschend. Nicolas Lefaudeux hatte sie sehr präzise vorhergesagt [3].
Vorwärtsstreuung und Helligkeitseffekte Eine bemerkenswerte Eigenschaft von TA war der Effekt der Vorwärtsstreuung des

Sonnenlichts, der um den 9. Oktober 2024 besonders ausgeprägt war. Zu diesem Zeitpunkt erreichte der Streuwinkel in Richtung Erde mit nur 7 Grad einen minimalen Wert, mit entsprechender Erhöhung der Intensität. Dieser Prozess hätte die Helligkeit des Kometen theoretisch um bis zu sieben Größenklassen steigern können, was ihn zu einem spektakulär hellen Objekt von etwa -4 mag gemacht hätte.
In der Praxis war diese Phase jedoch kaum beobachtbar, da der Komet nur 3,5 Grad von der Sonne entfernt stand und somit in der hellen Dämmerung verschwand. Nach diesem kurzen Maximum nahm die Helligkeit des Kometen mit zunehmendem Streuwinkel rasch wieder ab.
Die Entdeckung einer dunklen Linie Eine faszinierende Detailbeobachtung war eine dunkle Linie im Hauptschweif, die erstmals von Amateurastronomen auf der Mailingliste der VdS-Fachgruppe Planeten diskutiert wurde. Während der Hauptschweif nach hinten breiter und schwächer wurde, blieb diese Linie schmal und durchgängig. Wurde anfangs noch spekuliert, ob es sich um Bildfehler handelt, bestätigte die NASA auf ihrer APOD-Seite (Astronomy Picture of the Day), dass dieses Phänomen

real ist. Die Diskussionen über die Ursache reichten von Schatteneffekten bis zu komplexen Wechselwirkungen in der Kometenstruktur.
Die Vermutung eines Schatteneffektes entstand aus der auffälligen Erscheinung der dunklen Linie im Hauptschweif, die sich durch ihre schmale und durchgängige Struktur deutlich vom übrigen Schweif abhob (Abb. 6). Durch die nahezu exakte Blickrichtung auf die Bahnkante wären sowohl der Gegenschweif als auch dessen mutmaßlicher Schatten besonders gut sichtbar, da ein flacherer Blickwinkel die optische Dichte der Schweifpartikel erhöht. Zudem treten Schattenphänomene besonders häufig auf, wenn ein Himmelskörper sich in der Nähe eines Bahnknotens befindet - Sonnen- und Mondfinsternisse sind bekannte Beispiele -, wie es im vorliegenden Fall ja gegeben war. Ein solcher Effekt wurde jedoch, soweit den Autoren bekannt, bislang noch nie an Kometen dokumentiert. Das Bild zeigt auch, dass sich die Perspektive geändert hat und der Gegenschweif abgeknickt und diffuser geworden ist.
Hypothesen und Diskussionen Es wurde die Hypothese aufgestellt, dass

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Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)

re Kometensimulationen finden sich auf der Seite von Nicolas Lefaudeux, allein auf der Grundlage von Bahndatenanalysen. Er hatte bereits vor der Sichtbarkeit von TA auf die Möglichkeit eines klaren Gegenschweifs hingewiesen, was die Bedeutung solcher Analysen hervorhebt - eine wirklich erstaunliche Leistung. Ein Schatten des Gegenschweifs wurde jedoch in diesen Simulationen nicht erwähnt.

7 Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS) am 26.10.2024, 42 Minuten belichtet mit einer
CMOS-Kamera an einem 8-Zoll-Newton. (Bild: Maciej Libert)

Ein bleibender Eindruck C/2023 A3 hat die Beobachter mit seinen seltenen Erscheinungen und einzigartigen Phänomenen tief beeindruckt. Die Diskussionen über seine Dynamik und die Entdeckung der dunklen Linie im Schweif haben einen neuen Aspekt ins Spiel gebracht. Die beobachtete Ähnlichkeit mit dem Kometen Arend-Roland und die exakten Vorhersagen von Nicolas Lefaudeux, der das Auftreten des Gegenschweifs präzise prognostizierte, unterstreichen die Bedeutung von Beobachtungen und deren Analyse durch Hobby-Astronomen. Die Erscheinung des Kometen TA hat wieder einmal eindrucksvoll gezeigt, dass Himmelskörper weit mehr sind als bloße Lichtpunkte am Nachthimmel: Sie erzählen Geschichten, inspirieren Diskussionen und bieten immer wieder neue Perspektiven (Abb. 7).

der Gegenschweif möglicherweise einen Schatten auf den Hauptschweif geworfen haben könnte. In diesem Zusammenhang wurden Bahndaten analysiert und Vergleiche mit dem Kometen Arend-Roland gezogen, der unter ähnlichen geometrischen Bedingungen einen vergleichbaren Effekt zeigte.
Neben der Möglichkeit eines Schattenwurfs wurde auch eine unregelmäßige Staubproduktion des Kometen als Erklärung in Betracht gezogen. Diese könnte z. B. durch eine sehr langsame Rotation auf der son-

nenabgewandten Seite des Kerns völlig zum Erliegen gekommen sein. Ob dies einen derart schmalen und homogenen Streifen fehlenden Staubes im Schweif erklären könnte, bleibt jedoch fraglich.
Interessant ist auch der Vergleich mit anderen Kometen, die unter ähnlichen geometrischen Bedingungen außergewöhnliche Schweifstrukturen zeigten. Ein prominentes Beispiel ist der Komet 12P/PonsBrooks, der während seiner Wiederkehr im Jahr 2024 ebenfalls einen auffälligen Gegenschweif präsentierte. Einige weite-

Internethinweise (Stand 10.02.2025):
[1] Wikipedia: ,,Bahnelemente", https://de.m.wikipedia.org/ wiki/ Datei:Bahnelemente. svg
[2] Project Pluto: ,,Ordering Guide 9.1", www.projectpluto.com/ guide9b.htm
[3] N. Lefaudeux: ,,Comet tails simulations", https:// hdr-astrophotography. com/comet-tailssimulations/

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Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)

Vorwärtsstreuung und ihr Beitrag zur Helligkeit von Kometen
von Uwe Pilz

Materie besteht aus elektrischen Ladungen: den negativ geladenen Elektronen und den Protonen im Atomkern. Wenn eine elektromagnetische Ladung auf irgendeine Art von Materie trifft, dann gibt es Wechselwirkungen und die Ladungsträger werden in einen angeregten Zustand versetzt. Für den hier besprochenen Streuungseffekt ist das eine ganz kurzzeitige Anregung, danach wird das Lichtquant unverändert wieder ausgesandt, allerdings in eine andere Richtung (Abb. 1). Es spielt keine Rolle, ob es sich bei der beeinflussten Materie um Atome, Moleküle, Tröpfchen oder kompakte Körper handelt: Diese so genannte elastische Streuung findet immer statt. Sie ist die generelle Ursache für diffuse oder glänzende Reflexion, also letztlich verantwortlich dafür, dass wir Objekte überhaupt sehen.

1 Anregung eines Atoms durch ein Photon

Vorwärtsstreuung ist ein Effekt an kleinen Partikeln (z. B. Wassertröpfchen oder Staub), wenn dieser ,,von hinten" beleuchtet wird und wir ungefähr in Richtung der Lichtquelle schauen. Beispiele sind die ,,Silberlinie" um Wolken, hinter denen die Sonne steht, aber auch im Sonnenlicht tanzende Staubpartikel. Für die Effekte im Staubschweif von Kometen sind kleine Partikel im Bereich einiger Mikrometer verantwortlich. Ein vergleichbares astronomisches Phänomen ist das Zodiakallicht (Abb. 2). Die Vorwärtsstreuung steht erst einmal im Gegensatz zu unserer Alltagserfahrung. Wieso ist das Leuchten am stärksten in Verlängerung des Sonnenlichts? Das ist in der Abbildung 2 gut zu sehen. Die Staubpartikel werden schließlich ,,von hinten" beleuchtet, ähnlich dem Neumond.

Der Grund liegt in den wellenoptischen Phänomenen an den Partikeln. Hierzu werde ich im Journal mal eine Aufsatz-Serie veröffentlichen, hier nur eine Kurzfassung. Die Partikel sind zu klein, als dass die Absorption eine wichtige Rolle spielt. Angeregt durch das eintreffende Licht, geraten alle Atome des Partikels in einen angeregten Zustand und gelangen unter Aussendung eines Lichtquants wieder in den Grundzustand. Das resultierende, von außen sichtbare Licht ist

2 Das Zodiakallicht ist ein Beispiel für Vorwärtsstreuung (Bild: ESO / Y. Beletsky)

Journal für Astronomie Nr. 94 | 11

Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)

die Überlagerung der Strahlungen aller Lichtquanten von allen Atomen des Teilchens. Bei dieser Überlagerung kommt es zu teilweiser Auslöschung, weil die Lichtwege unterschiedlich lang sind. In Verlängerung des Sonnenlichts bleibt dieses Licht jedoch ,,in Phase", und das Leuchten ist stark. Ich habe ein Rechenprogramm für diese Effekte.
In der Abbildung 3 habe ich die Richtungsabhängigkeit von runden Partikeln der Große 3 m dargestellt. Man sieht schön, wie die Auslöschung je nach Betrachtungswinkel einmal mehr oder einmal weniger stark ist. In der Realität haben wir es meist mit einem Gemisch verschiedener Partikelgrößen zu tun. Der Intensitätsverlauf in Abhängigkeit vom Betrachtungswinkel ist dann eine glatte Kurve. Um dies nachzurechnen, benötigt man Annahmen über die optischen Eigenschaften der Partikel und über das Größenspektrum.
Für die Kometenkoma habe ich mit Partikeln zwischen 1 und 20 m Durchmessern gerechnet, wobei kleine Partikel ,,quadratisch" häufiger sind: Auf ein 8-m-Partikel kommen vier Stück 4-m-Partikel und 16 Stück 2-mPartikel. Als Materialeigenschaft habe ich diejenige von kosmischem Staub benutzt, weil ich hierfür Tabellenwerte gefunden habe. Die Abbildung 4 zeigt diese Winkelabhängigkeit, skaliert auf die Helligkeit bei 90 Grad Betrachtungswinkel.
Der maximale Phasenwinkel von C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS) war 173 Grad am 9. Oktober 2024. Dies entspricht einem Betrachtungswinkel von 180 Grad -173 Grad = 7 Grad in der Abbildung 5. Für diesen Tag kommen nach meiner Rechnung knapp 5 Magnituden hinzu durch diesen Streuungseffekt. Die Lichtkurve (Abb. 5) hat diese Prognose im Nachhinein bestätigt. Wer selbst solche Berechnungen anstellen will, kann sich an mich wenden, ich gebe dann das Programm (eine Konsolenanwendung) weiter.

3 Winkelabhängigkeit bei der Streuung an Partikeln, die groß sind gegen die Wellenlänge 4 Winkelabhängigkeit der Streuung an kosmischem Staub

5 Prognose der Helligkeit von C/2023 A3 ohne
Streuungseffekte (durchgezogene Linie) und beobachtete Helligkeiten (Punkte)
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Die Reiff-Stiftung zur Förderung der Amateur- und Schulastronomie zeichnet herausragende Projekte zur Jugendarbeit in der Amateurastronomie und astronomische Aktivitäten in Schule und Kindergarten in den Kategorien Jugendarbeit im Amateurbereich und Projekte an weiterführenden Schulen (bis zu drei Preise mit einem Preisgeld von jeweils 2000 Euro) und Astronomie-Projekte für das Kindergarten- und Grundschulalter (ein Preis mit 500 Euro) aus.
Die Bewerbungsfrist für die Reiff-Förderpreise 2025 endet am 1. Oktober 2025.
Weitere Informationen unter www.reiff-stiftung.de/die-reiff-foerderpreise

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Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)

Wie entsteht ein Gegenschweif?
von Uwe Pilz

Der Staubschweif eines Kometen ist in erster Linie ein flächenhaftes Gebilde. Die vom Kometenkern erzeugten Teilchen bewegen sich entlang der Bahnebene des Kometen. Dass sich überhaupt ein differenzierter Staubschweif bildet und kein einzelner Strahl, liegt am Strahlungsdruck (,,Lichtdruck") der Sonne. Die Partikel unterliegen nicht nur der Gravitation, sondern eben auch diesem Druck. Er führt dazu, dass die Gravitation für die Partikel scheinbar geringer ist: Ein Teil der Anziehungskraft der Sonne wird durch den Strahlungsdruck aufgehoben. Der Effekt ist umso stärker, je kleiner die Partikel sind. Aus diesem Grund kommt es innerhalb des Schweifs zu einer Fraktionierung der Teilchen.
1 Modell des Staubschweifs von C/2023
A3, angefertigt nach einem Simulationsergebnis. Die Richtungen zur Sonne (gelb) und Erde (blau) bilden einen flachen Winkel.

Die Abbildung 1 zeigt das Papp-Modell des Schweifs von Tsuchinhsan-ATLAS vom 15. September 2024, aus einem Blick ,,von oben" auf die Bahnebene. Ausgangspunkt war eine Schweifsimulation mit meinem Programm cmtTail [1].
Der Schweif eines Kometen ist ,,mit der unscharfen Brille betrachtet" stets von der Sonne abgewandt. Es gibt den hier nicht weiter betrachteten Gasschweif (immer von der Sonne weggerichtet) und einen Staubschweif (prinzipiell weggerichtet von der Sonne, aber gekrümmt). Bei manchen Konstellationen kommt es zu einem Schweif, welcher scheinbar der Sonne zugewandt ist, eben dem Gegenschweif: ein sehr seltsamer und deshalb faszinierender Anblick. Ein Beispiel für TsuchinshanATLAS zeigt die Abbildung 3.
Gegenschweife sind stets Staubschweife. Sie entstehen durch einen Projektionseffekt: Es kann immer dann ein Teil des Staubschweifs über die Koma hinausragen, wenn die Erde nahe der Bahnebene des Kometen steht (Abb. 2). Dies ist der Fall, wenn die ekliptikale Länge der Erde gleich der Länge des aufsteigenden bzw. absteigenden Knoten des Kometen ist.

Die Abbildung 4 zeigt einen Blick auf mein Pappmodell aus Sicht der Erde am 14. September 2024, also beim Durchtritt der Erde durch die Bahnebene. Man sieht, dass ein Teil des Schweifs die im Modell kugelförmige Koma überragt.

2 Gegenschweife entstehen, wenn die Erde in der Bahnebene des Kometen steht.
Dabei ist es gleichgültig, ob dies auf der kometenabgewandten Seite, wie hier im Bild, oder auf der kometenzugewandten Seite, wie bei Tsuchinshan-ATLAS, geschieht.

Der Kometenschweif hat beim Bahntransit der Erde eine merkliche Quer-Ausdehnung. Dies rührt daher, dass die Partikel bei Ablösung vom Kometenkern durch die Gasströmung mitgerissen werden. Hierbei gibt es auch eine Komponente senkrecht zur Bahn. Die Geschwindigkeit ist umso kleiner, je größer die Partikel sind. Der Be-

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Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)
3 C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS) am
14. Oktober 2024 um 17:54 Uhr UT, 50-mmKameraobjektiv. (Bild: Georg Zeitler)
4 Gegenschweif am Modell: Ich habe auf
die Kante des Modells einen Papierstreifen aufgeklebt, damit man die Erscheinung besser sieht. Der Schweif überragt die kugelförmig dargestellte Koma.

5 C/2023 A3
(Tsuchinshan-ATLAS), 22. Oktober 2024, 17:43 Uhr UT, 50-mmKameraobjektiv. (Bild: David Bender)

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Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)

reich, aus welchem sich der Gegenschweif bildet, wird durch besonders große Partikel geformt. Im Extremfall ist der Gegenschweif ein nadelförmig spitzes Gebilde, dessen Kontrast zum Himmelshintergrund hoch ist. Auch dies ist eine Folge der Projektion: Die weit im Raum verstreuten Partikel werden von diesem Blickwinkel übereinander abgebildet. Die Abbildung 3 zeigt das ansatzweise, mein Pappmodell kann das nicht wiedergeben.

sieht, dass auf der blickzugewandten Seite (im Bild links) weitere Teile des Schweifs sichtbar werden, der Schweif insgesamt also breiter wird. Auch das ist im Foto (Abb. 5) erkennbar.
Internethinweis (Stand 10.02.2025): [1] U. Pilz: ,,Simulation of dust tails",
https://fg-astrophysik.vdsastro.de/ DustTailSimulation.pdf

Einige Tage nach dem Transit schauen wir unter einem flachen Winkel auf den Staubschweif. Die Abbildung 5 zeigt ein Foto von dieser Situation. Der Gegenschweif ist etwas abgewinkelt. Auch dies kann man am Pappmodell nachstellen (Abb. 6). Man

6 Kurz nach dem Transit der Erde durch
die Bahnebene schaut man in einem flachen Winkel auf den Schweif. Der Gegenschweif ist dadurch abgewinkelt.

Was sind Syndynen?
von Uwe Pilz

Kometen enthalten gefrorene Gase und Staub. Der Staub weist meist ein kontinuierliches Partikelspektrum auf, was dann auch emittiert wird. Typisch sind Partikel zwischen 0,5 bis 10 m Durchmesser, aber das schwankt stark. Es kommt jedoch nicht selten vor, dass ein Komet bevorzugt entweder kleine oder große Teilchen emittiert. Dies lässt sich im Staubschweif beobachten. Partikel, die einmal freigesetzt wurden, bewegen sich auf ihrer eigenen Keplerbahn um die Sonne. Sie entfernen sich aus zwei Gründen vom Kometennukleus. Einmal haben sie eine Anfangsgeschwindigkeit relativ zum Kern, da sie von der Gasströmung mitgerissen wurden. Viel wichtiger ist jedoch, dass sie nicht nur der Gravitation unterliegen, sondern auch dem Strahlungsdruck (,,Lichtdruck") der Sonne. Dessen Wirkung ist umso größer, je kleiner die Teilchen sind: Die zu beschleunigende Masse wird mit der 3. Potenz des Durchmessers kleiner, die für den Strahlungs-

druck relevante Oberfläche nur quadratisch. Ein halb so großes Partikel hat nur 1/8 der Masse, empfängt jedoch Strahlung auf 1/4 der Oberfläche.

Der Strahlungsdruck wirkt so, als sei die Anziehungskraft der Sonne geringer. Dadurch wird der Staubschweif fraktioniert: Kleine Partikel nehmen andere Bahnen und entfernen sich schneller vom Nukleus als

1 Syndynen des Kometen C/2023 A3 am 31.12. 2024, heliozentrisch

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Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)

große. Ich habe mit meinem Simulationsprogramm [1] zwei Ansichten des Kometen Tsuchinshan-Atlas gerechnet, einen Blick senkrecht auf die Kometenebene und eine geozentrische Ansicht (Abb. 1 und 2). Hier wird alles sicherlich viel klarer als durch alle Erklärungen. In Wirklichkeit gibt es Partikel aller Durchmesser dazwischen, der Anblick eines normalen Schweifs ist weitgehend homogen.

2 Syndynen des Kometen C/2023 A3 am 31.12. 2024, geozentrisch

Syndynen entstehen, wenn ein Komet übermäßig Partikel eines Größenbereichs freisetzt. Der Schweif ist dann in den Regionen heller, welche zu diesen Partikeln gehören. Für den Kometen TsuchinshanAtlas ließ sich eine Syndyne besonders gut Anfang November nachweisen. Die Syndyne hat es sicherlich schon vorher gegeben, aber die Blickrichtung auf den Kometenschweif war ungünstig. Im Foto von Martin Nischang und David Bender (Abb. 3) sieht man die Syndyne deutlich. Sie ist auf vielen Aufnahmen zu sehen, die zu dieser Zeit gewonnen wurden.

Der eigentliche Schweif besteht gemäß meiner Simulation aus kleineren Teilchen bis 10 m Durchmesser, die Syndyne entstammt größeren Partikeln mit etwa 20 m Durchmesser. Diese Angaben erhält man, indem man den Anblick des Kometen mit dem Simulationsprogramm nachstellt (Abb. 4).

3 Komet C/2023 A3 am 04.11.2024 um 18:35 Uhr UT, Kamera: Moravian G4,
Teleskop: 12-Zoll-Newton (f/4,3) remote in Südfrankreich, 20 x 300 s belichtet. (Bild: Martin Nischang und David Bender)

Internethinweis (Stand 10.02.2025): [1] U. Pilz: ,,Simulation of dust tails",
https://fg-astrophysik.vdsastro.de/ DustTailSimulation.pdf

4 Simulationsergebnis für C/2023 A3 am 04.11.2024: Partikel im Hauptschweif zwischen
1 und 10 m Durchmesser, Syndyne mit Partikeln von 20 m Durchmesser.
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Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)

Die Entwicklung des Kometen C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS) nach dem Perihel
von Uwe Pilz

Im vorigen Jahr war die helle Erscheinung des Kometen Tsuchinshan-ATLAS lang erwartet worden. Und wir wurden nicht enttäuscht: Der Komet erfüllte die Prognosen und erreichte im Maximum ca. 0 mag. Hier spielte die so genannte Vorwärtsstreuung (vgl. den Aufsatz in diesem Heft) eine Rolle.
Zu keiner Zeit war C/2023 A3 ein wirklich auffallendes Objekt am Himmel, also eines, was die Aufmerksamkeit eines unbedarften Beobachters auf sich gezogen hätte. Dazu war er in der Zeit der größten Helligkeit zu horizontnah. Er war aber in der zweiten Oktoberhälfte freisichtig, anfangs war er auch für Laien leicht zu erkennen. Ich habe ihn in dieser Zeit meinen Enkeln gezeigt. Bis Mitte November war er ein gut sichtbarer Fernglaskomet, mit Großferngläsern von 7-8 cm Öffnung war er bis Ende November zu erkennen. Außerdem gab es kurz vor dem Perihel eine kleine Sichtbarkeitsperiode, welche auch durch einige Aufnahmen dokumentiert ist. Visuell war in dieser Zeit nur Andreas Kammerer erfolgreich, ich selbst habe es erfolglos versucht - wie viele andere auch.
Diese gute Sichtbarkeit zeigt sich auch in den fotografischen Aufnahmen hier. Vieles ist ohne Teleskop aufgenommen, oft mit Teleobjektiven. Zur Zeit der besten Sichtbarkeit waren Normal- oder gar Weitwinkelobjektive nötig, um die gesamte Ausdehnung des Schweifs zu erfassen. Sehenswerte Aufnahmen gelangen unseren Mitgliedern auch mit Smartteleskopen oder gar mit dem Smartphone. Ergänzt wurden diese Aufnahmen durch Remote-Astronomie in Namibia, darunter auch Aufnahmen der VdS-Remote-Sternwarte auf Hakos.
An einem so hellen Kometen kann man sehr viel ,,Kometenphysik" sehen und abbilden. Den meisten ist es aufgefallen: Der Komet ist sehr staubreich. Visuell war der

Ionenschweif kaum zu sehen. Michael Jäger konnte jedoch den stark verwirbelten und zerzausten Ionenschweif eindrücklich belegen (Abb. 5). Eindrucksvoll war auch die Sichtbarkeit des so genannten Gegenschweifs, ein Projektionseffekt der Schweifentwicklung (vgl. Aufsatz in diesem Heft). Hiervon zeugen etliche Aufnahmen von Mitte Oktober. Ich selbst habe diesen Effekt am 12-Zöller selbst gesehen, so eine seltene Sichtung empfinde ich als eindrucksvoll. Der Gegenschweif ist sehr schmal, was darauf hinweist, dass er aus recht großen Partikeln ab ca. 10 m besteht.
Matthias Wüst gelang die Aufnahme eines Spektrums! Kometen-Spektroskopie ist sehr schwierig, wenn sie am Spalt ausgeführt wird. Ein spaltlos aufgenommenes Spektrogramm ist aber auch sehr aussagekräftig. Es dokumentiert auf diese Weise den großen Staubreichtum, aber auch die Anwesenheit von C2-Emissionen. Bemerkenswert finde ich den spektroskopischen Nachweis eines Ausbruchs der Gasströmung. Ich ermuntere alle, sich an der Kometenspektroskopie zu versuchen. Die spektroskopischen Gitter ,,Star Analyser" mit 100 und 200 Linien je Millimeter sind erschwinglich und einfach zu benutzen.
Im Inneren Teil der Koma konnte man das ungleichmäßige Abströmen beobachten. Dies gelang vor allem den visuellen Beobachtern. Für das nächste Mal würde ich mir wünschen, dass die Fotografen neben Gesamtaufnahmen eines so ausgedehnten Kometen auch eine Koma-Nahaufnahme anfertigen.
Ab zirka Anfang November bot uns der Komet einen anderen Blickwinkel auf den Schweif. Erst jetzt konnte man den Überhang von Teilchen mit großen Durchmessern auch in der Schweifstruktur sehen. Der Gegenschweif bot ja Wochen vorher schon

einen ersten Hinweis darauf. Fast alle Aufnahmen aus dieser Zeit belegen das, einige wirklich deutlich. Ich habe zur Nachrechnung dieses Effekts ein Simulationsprogramm geschrieben und erläutere das in einem eigenen Aufsatz hier im Heft.
Ab dem Monatswechsel November/Dezember 2024 wurde der Komet merklich schwächer und jetzt mussten Teleskope 'ran. Die Zeit der Teleobjektiv-Fotos war vorbei. Als Ausgleich stand der Komet in der Milchstraße, welche mit ihren galaktischen Objekten ästhetisch sehr ansprechende Fotos ermöglichte.

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Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)
1 29.09.2024, 04:05 Uhr UT, Georg Zeitler, 200-mm-Teleobjektiv 2 29.09.2024, 04:40 Uhr UT,
Sven Melchert, 200-mmTeleobjektiv
3 29.09.2024, 04:11 Uhr UT, Stefan Binnewies,
200-mm-Teleobjektiv

Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)
4 30.09.2024, 03:10 Uhr UT, Michael Jäger, Gerald Rhemann und Dennis Möller, 4 Zoll Öffnung
5 30.09.2024, 03:25 Uhr UT, Michael Jäger, Gerald Rhemann, Dennis Möller, 200-mm-Teleobjektiv. Ein stark zerzauster Ionenschweif!
20 | Journal für Astronomie Nr. 94

Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)

6 02.10.2024, 05:52 Uhr UT,
Norbert Mrozek, 200-mmTeleobjektiv. Sehr langer Schweif
7 11.10.2024, 17:18 Uhr UT,
Christian Harder, 15x70-Fernglas. Details in der Koma, Helligkeit 0 mag

8 11.10.2024, 17:25 Uhr UT,
Werner E. Celnik, 85-mm-Teleobjektiv, ohne Nachführung
Journal für Astronomie Nr. 94 | 21

Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)

9 13.10.2024, Carolin Liefke,
200-mm-Teleobjektiv

1 0 13.10.2024, 17:26 Uhr
UT, Manfred Kiau, 70-mmTeleobjektiv
22 | Journal für Astronomie Nr. 94

1 1 13.10.2024, 17:36 Uhr UT,
Johannes Hildebrandt, 100-mmTeleobjektiv

1 2 13.10.2024,
17:37 Uhr UT, Bernhard Hubl, 50-mm-Objektiv

Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)

1 3 Oben: 14.10.2024,
17:44 Uhr UT, Thorsten Zilch, 42-mm-Objektiv

1 4 14.10.2024, 17:45 Uhr UT,
Robin Hegenbarth, 12-Zoll-Reflektor
1 5 14.10.2024, 17:48 Uhr
UT, Torsten Hansen, 135-mmTeleobjektiv
Journal für Astronomie Nr. 94 | 23

Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)
1 6 14.10.2024, 18 Uhr UT, Michael Bengfort,
75-mm-Teleobjektiv, ohne Nachführung
1 7 14.10.2024, 18:09 Uhr UT, Ralf Schäfer,
70-mm-Teleobjektiv

1 8 14.10.2024, 19:06 Uhr
UT, Volker Wickert, 135-mmTeleobjektiv

1 9 15.10.2024, 18:00 Uhr UT,
Uwe Wohlrab, 100-mm-Teleobjektiv

24 | Journal für Astronomie Nr. 94

Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)
2 0 15.10.2024, Gerald Rhemann und Michael Jäger,
50-mm-Objektiv. Hauptschweif länger als 20 Grad und Gegenschweif ca. 5 Grad lang. Aufnahme bei Mondlicht
2 1 16.10.2024, 17:20 Uhr UT, Torsten Güths,
200-mm-Teleobjektiv. Mit Gegenschweif

2 2 16.10.2024, 17:31 Uhr UT,
Tobias Felber, 16-mm-Weitwinkelobjektiv

2 3 16.10.2024, 18:14 Uhr UT,
Jörg Schünemann, 50-mmNormalobjektiv

Journal für Astronomie Nr. 94 | 25

Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)
2 4 Oben links: 16.10.2024, 19:45 Uhr UT, Kai-Oliver
Detken, 24-mm-Weitwinkelobjektiv
2 5 Oben rechts: 16.10.2024, 20:10 Uhr UT,
Friedhelm Worringer, 55-mm-Normalobjektiv
2 6 16.10.2024, Maik Meyer, 50-mm-Normalobjektiv 2 7 17.10.2024, 17:40 Uhr UT. Oliver Schneider,
5,1 Zoll Öffnung. Details in der Koma und der Gegenschweif
26 | Journal für Astronomie Nr. 94

Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)
2 8 17.10.2024, 18:05 Uhr UT,
Klemens Waldhör, 50-mm-Smartteleskop. Details in der Koma und Kernschatten im Schweif
2 9 18.10.2024, 17:55 Uhr UT,
Jan Kertzscher, Smartphone
3 0 19.10.2024 um 18 Uhr UT und 26.10.2024 um 19:15 Uhr UT, Matthias Wüst, SA-100-Gitter und 200-mm-Teleobjektiv. Der Komet ist
sehr staubreich, deshalb dominiert das Kontinuum. Die hellen Swan-Banden bei 512 nm sind jedoch erkennbar. Zum Vergleich darunter das Spektrum des sehr gasreichen C/2020 F3 (NEOWISE) vom 12.07.2020 um 03:05 Uhr UT.
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Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)
3 1 21.10.2024, 17 Uhr UT, Stefan Binnewies, Josef Pöpsel und Frank Sackenheim, 23 Zoll Öffnung
3 2 21.10.2024, 17:45 Uhr UT, Stefan Beck, 135-mm-Teleobjektiv. Mit Gegenschweif
28 | Journal für Astronomie Nr. 94

Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)
3 3 21.10.2024, 18:00 Uhr UT, Wolfgang Vollmann,
50-mm-Normalobjektiv. Der Komet setzt sich gegen die hohen Zirren durch.
3 4 21.10.2024, 19:30 Uhr UT, Christian Humpel,
35-mm-Smartteleskop

3 5 22.10.2024, 17:50 Uhr UT,
Thomas Payer, 300-mm-Teleobjektiv

3 6 22.10.2024, 18:00 Uhr UT,
Volker Kasten, 50-mm-Objektiv

Journal für Astronomie Nr. 94 | 29

Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)

3 7 22.10.2024, 18:00 Uhr UT,
Jürgen Breitung, 20x60-Fernglas

3 8 22.10.2024, 18:31 Uhr UT,
Johann Spuling, 90 mm Öffnung
3 9 25.10.2024, 01:17 Uhr UT,
Frank Wächter, 180-mm-Teleobjektiv
30 | Journal für Astronomie Nr. 94

Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)

4 0 25.10.2024, Thomas Lehmann, 11 Zoll Öffnung.
Der Gegenschweif knickt immer weiter ab und wird breiter und schwächer.

4 1 26.10.2024, 18:30 Uhr UT,
Christian Wöhler, 6 Zoll Öffnung
4 2 27.10.2024, 19:25 Uhr UT,
Christian Lemier, 300-mm-Teleobjektiv

Journal für Astronomie Nr. 94 | 31

Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)
4 3 01.11.2024, 18:07 UT,
Thorsten Böckel, 8 Zoll Öffnung
4 4 02.11.2024, 17:34 UT,
David Bender, 180-mmTeleobjektiv
4 5 03.11.2024, 17:30 UT, Udo Steeds, 80 mm Öffnung
32 | Journal für Astronomie Nr. 94

Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)
4 6 03.11.2024, 18:08 Uhr UT, Bianka Brodkorb, 8 Zoll Öffnung

4 7 03.11.2024, 18:30 Uhr UT, Markus Kohl, 6 Zoll Öffnung. Der flache Blick auf den Schweif
lässt die Syndyne deutlich hervortreten.

Journal für Astronomie Nr. 94 | 33

5 0 04.11.2024,
18:02 Uhr UT, Michael Hauss, 60-mm-Objektiv f/2,8, ISO 5000, 48 x 4 s. Mit den offenen Sternhaufen IC 4756 (links) und NGC 6633 (rechts). Ort: Liederbach am Taunus

4 8 03.11.2024, 19:00 UT, Markus Büchler,
6,3 Zoll Öffnung. Aufnahme auf der VdSRemote-Sternwarte in Hakos/Namibia.
4 9 04.11.2024, 17:30 Uhr UT,
Burkhard Leitner, 71 mm Öffnung

5 1 09.11.2024, 17:30 Uhr UT,
Roland Fichtl, 16 Zoll Öffnung. Syndyne tritt hervor.

Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)
5 2 14.11.2024, 17:00 Uhr UT, Uwe Pilz, 12,5 Zoll Öffnung.
Die Syndyne ist auch visuell deutlich zu sehen.

5 3 29.11.2024, 17:32 Uhr UT,
Walter Kutschera, 80 mm Öffnung

5 4 01.12.2024, 17 Uhr UT,
Steffen Fritsche, 11 Zoll Öffnung

Journal für Astronomie Nr. 94 | 35

Sternbedeckungen

5 5 01.12.2024, 17:36 Uhr UT, Kamila Cymorek, 5,1 Zoll Öffnung

Ein Blick auf die Fachgruppe
von Eberhard H. R. Bredner

Schon immer haben Menschen die wechselnde Gestalt des Mondes in seinen unterschiedlichen Phasen am Himmel verfolgt. Unsere Grafik soll in diese Richtung weisen. Als vor über 500 Jahren in Holland ein Uhrmacher erstmals Linsen miteinander kombinierte und so das erste Fernrohr entworfen hatte, konnten diese Beobachtungen einen mehr astronomischen Charakter annehmen. Die Bahn des Mondes wurde auf seinem Weg vor dem Firmament verfolgt, ein immer wieder eindrucksvoller Ablauf, beschrieben mit ,,totalen Sternbedeckungen am Mondrand". Werner E. Celnik veröffentlicht dazu in jedem unserer Journale unter seiner Rubrik ,,Ereignisse" besondere Bedeckungen.
In der Zeitschrift der Sternfreunde Münster hat Stephan Plaßmann in der Ausgabe

1/2024 auf Seite 7 die Bedeckung von Epsilon Tauri durch den Mond sehr prägnant beschrieben:
,,Bedeckungen eines Sterns durch den Mond sind faszinierende astronomische Ereignisse ..." (Bitte lesen Sie weiter unter Sternfreunde-muenster.de/cassiopeia. php)
Im Rahmen der VdS wurden diese Abläufe einmal sehr zutreffend unter ,,Genussbeobachtung" beschrieben. Schwerpunkt der Fachgruppe ist jetzt aber die zeitgenaue Messung einer Sternbedeckung, die Vielfalt der Möglichkeiten wird auf den folgenden Seiten aufgezeigt. Einleitend werden die mehr klassischen totalen und streifenden Bedeckungen vorgestellt, dann folgen aus der Zusammenarbeit der Fachgruppe mit

der IOTA/ES (International Occultation Timing Association / European Section) informierende Beiträge. Heute liegt der Schwerpunkt der Beobachtung bei Sternbedeckungen durch Kleinplaneten. Eine weltweit organisierte anspruchsvolle Gemeinschaftsaufgabe von wissenschaftlich interessierten Amateuren.

36 | Journal für Astronomie Nr. 94

Sternbedeckungen

Sternbedeckungen durch den Mond
- Eine Einführung

1 Während der Mondfinsternis
am 21.01.2019 wurde der Stern mit der Katalognr. SAO 97590 vom Mond bedeckt. Er ist noch am Mondrand zu sehen (Pfeil). (Foto: Rainer Kleibrink)

von Hubert Hermelingmeier und Eberhard Riedel

Sternbedeckungen sind Finsternisse im Kleinformat - nicht so aufsehenerregend, aber trotzdem spannend. Die Bewegung des Mondes um die Erde unterliegt etwa 500 Störungen mit unterschiedlichen Auswirkungen. Hier die Bahntheorie und die Messungen zum aktuellen Mondort am Himmel in genaue Übereinstimmung zu bringen, ist eines der zähesten Probleme der Himmelsmechanik. Die genaue Position des Mondes zu kennen, war im 17. und 18. Jahrhundert für die Schifffahrt von größter Bedeutung, weil mittels des genauen Mondortes der Längengrad bestimmt werden kann [1]. Durch die Messung der Bedeckungszeiten bei einer Sternbedeckung lässt sich der Mondort sehr genau berechnen.
Der Mond zieht mit einer mittleren Geschwindigkeit von etwa 1,023 km/s um die Erde vor zahlreichen Sternen her, die dann hinter ihm verschwinden. Die rasche Bewegung des Mondes am Himmel wird dabei besonders gut erkennbar. Bei zunehmen-

dem Mond verschwindet der zu bedeckende Stern schlagartig am dunklen Mondrand und taucht nach einer bestimmten Zeit (bei einer zentralen Bedeckung ca. 70 Minuten später [2]) genauso plötzlich an der anderen Seite wieder auf.
Am plötzlichen Verschwinden des Sterns sieht man aber auch, dass der Mond keine Atmosphäre hat, denn sonst würde der Stern in Mondrandnähe allmählich dunkler. Man erkennt, dass die Sterne als punktförmige Lichtquellen erscheinen und damit eine sehr geringe Winkelausdehnung haben müssen (Abb.1).
Gelegentlich werden auch die Planeten vom Mond bedeckt. Das sind besonders schöne Schauspiele, deren wissenschaftlicher Wert allerdings gering ist.
Sehr reizvoll ist es, die genaue Zeit des Bedeckungsbeginns und -endes zu erfassen. Früher war das ein sehr wichtiges Betäti-

gungsfeld für Amateurastronomen. Sie haben mit ihren Messungen die Profis unterstützt. Die Kontaktzeiten der Bedeckungen werden heute noch genutzt, um über Zeitspannen von Jahrzehnten und Jahrhunderten die Verlangsamung der Erdrotation zu messen [3].
Für diese Beobachtungen braucht man lediglich ein kleines Teleskop mit mittlerer Vergrößerung und zunächst nur eine Stoppuhr. Daher ist das eine sehr schöne Beobachtungsaufgabe für Anfänger. Die Eintritte (1. Kontakt), die sich in der ersten Nachthälfte ereignen, sind bedeutend einfacher zu beobachten, weil sie am dunklen Mondrand auftreten. Die Austrittszeit (2. Kontakt) ist wegen des Überraschungseffekts schwieriger zu erfassen, außerdem werden schwächere Sterne oft von dem hellen Mond überstrahlt. Als Zeitmesser eignet sich die App ,,AtomUhr" (Abb. 2). Um die App als Stoppuhr zu nutzen, muss man unter ,,Einstellung"

Journal für Astronomie Nr. 94 | 37

Sternbedeckungen

2 Das Logo
der App ,,AtomUhr"

(Zahnrad unten rechts in der App) bei ,,Bildschirmberührung" > ,,Bildschirm einfrieren" einstellen.
In dem Moment, in dem der Stern am Mondrand verschwindet, wird die Zeit gestoppt. Die ,,App-Uhr" hält an. Von der gestoppten Zeit muss die persönliche Reaktionszeit noch abgezogen werden, um die genaue Bedeckungszeit zu ermitteln.
Die persönliche Reaktionszeit kann man z. B. mit der Uhr der o. g. App ermitteln, indem man die Sekunden abdeckt und die Uhr stoppt, wenn die Minutenanzeige von 0 auf 1 wechselt. Die dann angezeigte Millisekunde ist die Reaktionszeit. Das macht man mehrfach und bildet daraus den Mittelwert. Die so ermittelte Zeit ist die persönliche Reaktionszeit.
Die Bedeckungszeit ist die gestoppte Zeit abzüglich der persönlichen Reaktionszeit. Die gemessenen Zeiten werden unter Umständen noch von der Luftunruhe beeinflusst, weil der Stern dann tänzelt und das Verschwinden nicht exakt erkannt wird.
Wenn die eigene gemessene Zeit mit der gemessenen Zeit eines anderen Beobachters an einem anderen Ort verglichen wird, stellt man fest, dass sich die Zeiten und die Eintrittsstellen am Mondrand aufgrund der Mondparallaxe unterscheiden.
Eine fortschrittlichere, aber auch aufwändigere Beobachtungstechnik stellt die Aufzeichnung der Kontaktzeiten mit analogen oder digitalen Kameras am Fernrohrbrennpunkt dar. Gleichzeitig muss ein Zeitsignal aufgezeichnet werden, wofür es unterschiedliche Techniken gibt.
Bei diesen Beobachtungen ist es zudem wichtig, den genauen Beobachtungsstandort im Beobachtungsprotokoll zu vermer-

ken. Die Koordinaten kann man mit einem Navigationsgerät oder mit Google Maps ermitteln. Wenn man in Google Maps die markierte Adresse des Beobachtungsortes mit der rechten Maustaste anklickt und den Menüpunkt ,,Was ist hier?" wählt, erscheint unten ein Feld mit den Koordinaten. Diese Koordinaten sind gemeinsam mit der oben berechneten Zeit zu protokollieren.
Wann interessante Sternbedeckungen stattfinden, lässt sich z. B. auf der Webseite der Vereinigung der Sternfreunde - VdS, (>Himmelsereignisse) [4] oder in einem der einschlägigen Jahrbücher nachschlagen. Für die genaue Vorausberechnung von Sternbedeckungen aller Art durch den Mond für jeden individuellen Beobachtungsstandort eignet sich die frei ver-

fügbare Software ,,GRAZPREP" [5], die die Europäische Sektion der International Occultation Timing Association (IOTA/ ES) zur Verfügung stellt. Jeder interessierte Sternfreund kann das Programm (und benötigte Zusatzdateien), das alle Ereignisse auch grafisch veranschaulicht, von der Seite http://grazprep.com kostenlos herunterladen. Eine vorherige Lektüre des Manuals ist empfehlenswert.
Um die gemessenen Kontaktzeiten einer wissenschaftlichen Auswertung zuführen zu können, müssen die Beobachtungswerte zunächst in einem besonderen Dateiformat erfasst werden. Die GRAZPREP-Software unterstützt auch dieses und erstellt die erforderlichen Reportdateien nach einfach vorzunehmenden Eingaben des Beobachters.

Literatur- und Internethinweise (Stand 12.12.2024):

[3]

[1] P. Ahnert, 1976: ,,Die Rolle des Mondes in der Himmels

mechanik", Kalender für Sternfreunde 1976, Verlag

J. A. Barth, Leipzig

[2] G. D. Roth (Hrg.) Handbuch der Sternfreunde, Springer-

[4]

Verlag, 3. Auflage 1981, S. 365

[3] N. Wünsche: Bedeckungsereignisse beobachten

(C) IOTA/ES 2021, https://iota-es.de/guidelines/

Bedeckungsereignisse_beobachten.pdf [5] [4] Sternbedeckungsereignisse auf der Webseite der

Vereinigung der Sternfreunde, https://sternfreunde.de/

himmelsereignisse/

[5] Individuelle Vorausberechnungen von Sternbedeckungen

aller Art durch den Mond: http://grazprep.com/,

[6]

Version 5.03 oder höher

[6] Webseite der VdS-Fachgruppe Sternbedeckungen:

https://iota-es.de

[7] Mondparallaxe mit weiterführenden Berechnungs-

[7]

beispielen: www.astronomie-und-internet.de/

lunarparallaxmonet.html

[8] K. Guhl, 2024: ,,Zeitsynchronisation und Zeiterfassung

von Beobachtungsereignissen", VdS-Journal für Astronomie [8] 89, S. 22-24; s. auch: https://selbstbau.vdsastro.de/

beobachtungspraxi#Zeitsynchronisation

38 | Journal für Astronomie Nr. 94

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Sternbedeckungen

Streifende Sternbedeckungen durch den Mond im 3. Quartal 2025
von Eberhard Riedel

Von August bis Oktober stehen vier sehenswerte und einfach zu beobachtende streifende Bedeckungen von Sternen durch den Mond auf dem Programm.
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 mehrfache Verschwinden und Wiederauftauchen des Sterns bereits in einem kleinen bis mittleren Fernrohr zu verfolgen. Alle Streifungen finden am unbeleuchteten Mondrand in ausreichendem Abstand zum hellen Mondterminator statt. Der Mond ist jeweils abnehmend, so dass die Ereignisse entweder in die Mitternachtszeit oder in die Morgenstunden fallen.

Blickwinkel zum Mond hat. Hierzu können höhenkorrigierte Grenzlinien und Profilhöhen automatisch in eine Google-EarthKarte übertragen werden, mit der es dann einfach ist, die besten Beobachtungsstationen festzulegen.
Die Software kann kostenlos unter www. grazprep.com heruntergeladen und installiert werden (Password: IOTA/ES). Zusätzlich benötigte Vorhersagedateien sind

dort ebenfalls herunterzuladen oder sind direkt vom Autor (e_riedel@msn.com) oder über die IOTA/ES (www.iota-es.de) zu beziehen. Weiterführende Informationen, z. B. über die Meldung der Bedeckungszeiten, sind dort ebenfalls erhältlich. Die VdS-Fachgruppe Sternbedeckungen informiert ferner über Beobachtungs- und Aufzeichnungstechniken dieser eindrucksvollen Ereignisse.

Karte mit den Grenzlinien der 4 Streifungsereignisse

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 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

40 | Journal für Astronomie Nr. 94

Sternbedeckungen

Ereignis 1: 16.08.2025

In der Nacht vom 15. auf den 16. August zieht kurz nach Mitternacht der zu 52% beleuchtete abnehmende Mond mit seinem unbeleuchteten Nordrand am 7,3 mag hellen Stern SAO 75715 vorbei. Die Streifung beginnt in Prüm, Rheinland-Pfalz, und zieht sich entlang einer Linie über Rheinbach, Bonn, Lüdenscheid, Werl, Bielefeld und Verden (Aller) über Hamburg bis an die Ostsee in Hohwacht.
Die Abbildung 1a zeigt für die Länge 10 Grad Ost, dass die scheinbare Sternbahn (blauweiß gestrichelte Linie mit Minutenangaben) den mittleren Mondrand (weiß gepunktet), für den die geografische Breite der Streifung berechnet ist, um 00:36 Uhr MESZ gerade berührt. Zu sehen ist auch, dass es an dieser Beobachtungsposition wegen des tiefliegenden Mondterrains zu keiner Sternbedeckung kommen wird.

1 a Die scheinbare Sternbahn von SAO 75715 (blauweiß gestrichelte Linie)
bei Beobachtung genau von der vorhergesagten Grenzlinie, mit 6-facher Mondhöhendehnung, rote Begrenzungslinien bei +-3 km

Die roten Begrenzungslinien zeigen an, wie sich, bedingt durch die Mondparallaxe, die scheinbare Sternbahn verschiebt, wenn man die vorausberechnete Position um 3.000 Meter nach Nordwesten bzw. Südosten verlässt (jeweils senkrecht zur Richtung der Streifungslinie). So ist erkennbar, dass man sich bei diesem Ereignis mindestens ca. 3.000 Meter südöstlich der vorhergesagten Linie aufstellen muss, um ein mehrfaches kurzes Verschwinden und Wiedererscheinen des Sterns hinter dem Mondrand zu sehen.

1 b Die scheinbare Sternbahn von SAO 75715 mit 12-facher
Mondhöhendehnung, rote Begrenzungslinien bei +-2 km

In dieser Grafik ist das Mondrandprofil in 6-facher Überhöhung dargestellt, weshalb auch die Krümmung der scheinbaren Sternbahn grafisch erforderlich ist. Auf diese Weise kann besser beurteilt werden, wann und wie viele Bedeckungsereignisse im Einzelnen zu erwarten sind. Beobachter auf verschiedenen Stationen erleben somit sehr unterschiedliche Kontaktzeiten.
Einen weiteren Einfluss auf die zu beobachtenden Kontakte hat auch die Höhe des Beobachtungsortes, für die die aufzusuchende Beobachtungsposition korrigiert werden muss.

1 c Auf die Erd-
oberfläche projiziertes Mondrandprofil (Hintergrundquelle: Google Earth). Linienabstand: 100 Meter.

Journal für Astronomie Nr. 94 | 41

Sternbedeckungen

Die Abbildung 1b zeigt die voraussichtliche Situation bei einer Ablage von ca. 3.800 Meter südöstlich der vorhergesagten Grenzlinie, wo mit insgesamt 14 Kontakten des Mondrandes mit dem Stern gerechnet werden kann. Die roten Begrenzungslinien zeigen hier eine Ablage von +-2.000 Metern bei einer 12-fachen Überhöhung des Mondrandprofils.
Die Abbildung 1c stellt das Mondrandprofil in seiner tatsächlichen Höhe dar, wie es sich auf das Hamburger Stadtgebiet nicht

weit vom Hamburger Planetarium entfernt projiziert (Hintergrundquelle: Google Earth). Die Entfernung zwischen den gelben Linien, hinter denen der Stern bedeckt ist, beträgt jeweils 100 Meter. An den Rändern ist die jeweils zu erwartende Anzahl von Kontakten zwischen Mond und Stern eingetragen. Entlang der blauen Linien sind ähnliche Kontakte zu erwarten. Entlang der gesamten Streifungslinie über Deutschland sind jedoch andere Kontaktzeiten zu erwarten, da sich der Positionswinkel der engsten Annäherung wie auch

die Libration des Mondes ändern und so das projizierte Profil verändern. SAO 75715 ist ein sehr enger Doppelstern mit jeweils 8,2 mag gleich hellen Komponenten in einem Abstand von 0,1'' bei einem Positionswinkel von ca. 220 Grad . Hierdurch ist es möglich, dass manchmal nur eine der beiden Komponenten hinter dem Mondrand verschwindet, was den Stern in solchen Momenten ,,flackern" lassen kann.

Ereignis 2: 12.09.2025

Am frühen Morgen des 12. September kann sich das Frühaufstehen auf einer Linie beginnend südlich von Saarbrücken und Kaiserslautern über Lampertheim, Wörth am Main, Karlstadt, Schweinfurt, Coburg, Bad- Lobenstein und südlich von Chemnitz bis nach Görlitz wirklich lohnen. Dort wird ab 05:30 Uhr MESZ der 6,8 mag helle Stern SAO 75671 von einem besonders zerklüfteten Mondrand mit einer großen Anzahl von Kontakten streifend bedeckt.
Die Abbildung 2 zeigt die zu erwartende Streifungssituation erneut bei einer Länge von 10 Grad Ost. Bei einer Entfernung von ca. 1.700 Metern südlich der für den mittleren Mondrand gerechneten Linie kann bis zu 9-mal hintereinander das Verschwinden und Wiedererscheinen des Sterns verfolgt werden. Der Mond ist noch zu 75% beleuchtet, so dass in diesem Fall der Ter-

2 Die scheinbare Sternbahn von SAO 75671, 6-fache Mondhöhendehnung, rote Begren-
zungslinien bei +-3 km

minator durch Streulicht die Beobachtung etwas erschweren könnte.
SAO 75671 ist ein enger Doppelstern mit zwei fast gleich hellen Komponenten in einem Abstand von 0,5'' bei einem Posi-

tionswinkel von ca. 280 Grad . Hieraus kann ein etwas zeitversetztes Verschwinden und Wiedererscheinen beider Komponenten erwartet werden, was auch visuell wahrzunehmen ist.

42 | Journal für Astronomie Nr. 94

Sternbedeckungen

Ereignis 3: 12.09.2025
Der äußerste Südosten Bayerns bietet eine gute halbe Stunde vor Mitternacht des gleichen Tages im Bereich Berchtesgaden eine sehr sehenswerte Streifung des 6,8 mag hellen SAO 76183. Da der Mond mit einem relativ flachen Profil eine Zeit lang den Stern fast parallel passiert, kann es bis zu 20 Kontakten kommen.
Die Abbildung 3 zeigt die scheinbare Sternbahn auf 13 Grad östlicher Länge bei einer Breite, die um etwa 3.070 Meter von der für das mittlere Mondniveau vorausberechneten Linie nach Südosten verlagert ist. Von dieser Beobachtungsposition aus, die bereits um die dortige Geländehöhe von ca. 700 Meter korrigiert ist, kann der Stern bis zu 10-mal nacheinander bedeckt werden. Die roten Begrenzungslinien deuten den Versatz der scheinbaren Sternbahn in einem Abstand von +-3.000 Meter von der dargestellten Streifungslinie an. Das Profil ist 6-fach überhöht abgebildet.

3 Die scheinbare Sternbahn von SAO 76183, 6-fache Mondhöhendehnung,
rote Begrenzungslinien bei +-3 km

SAO 76183 ist ein enger Doppelstern mit einer nur 9,8 mag hellen Komponente in einem Abstand von 0,3'' bei einem Positionswinkel von ca. 170 Grad . Hieraus kann ein etwas zeitversetztes Verschwinden und Wiedererscheinen beider Komponenten

erwartet werden, was eventuell auch visuell wahrzunehmen ist.

Ereignis 4: 19.10.2025
Für sonntägliche Frühaufsteher dürfte die Streifung am 19. Oktober ein besonderer Leckerbissen sein. Sie findet zwar horizontnah statt und ist besser in den östlichen Teilen Deutschlands ab ca. 10 Grad östl. Länge zu verfolgen, findet aber ab 06:31 Uhr MESZ an der nur noch zu 4% beleuchteten Mondsichel knapp 2 1/2 Tage vor Neumond statt. Vom zerklüfteten Südrand des Mondes bedeckt wird der 7,1 mag helle SAO 138521. Die gesamte Streifungslinie beginnt in Lingen (Ems) und verläuft südlich an Hannover, Braunschweig und Magdeburg sowie nördlich von Wittenberg vorbei bis in die Gegend südlich von Cottbus.

4 Die scheinbare Sternbahn von SAO 138521, 6-fache Mondhöhendehnung,
rote Begrenzungslinien bei +-3 km

Die Abbildung 4 zeigt für eine Länge von 10 Grad Ost bei 6-fach überhöhtem Mondrandprofil und roten Begrenzungslinien bei +-3.000 Metern 12 Kontaktzeiten an, die ca. 1.900 Meter südlich der vorausberechneten Streifungslinie zu erwarten sind.

SAO 138521 ist nicht als Doppelstern bekannt. Nicht selten wurden allerdings bei Sternbedeckungen durch ein zeitversetztes Verschwinden und Wiedererscheinen des Sterns Doppelsterne entdeckt. Zu beobachten wären dann anstelle einer schlagartigen Bedeckung u. U. auch ein langsa-

meres oder nur teilweises Verschwinden und Wiederauftauchen des Sternlichtes.

Journal für Astronomie Nr. 94 | 43

Sternbedeckungen

Das ESOP
- Die Tagung zu astronomischen Bedeckungsereignissen in Europa
von Martina Haupt

Auf Initiative von Dr. Wolfgang Beisker und Hans-Joachim Bode fand im November 1981 das erste ESOP in Hannover statt. Die an den antiken, griechischen Fabelschreiber Aesop erinnernde Abkürzung ESOP steht für das ,,European Symposium on Occultation Projects" (dt.: Europäisches Symposium für Bedeckungs-Projekte). Beim ESOP kommen Beobachter, Auswerter und Wissenschaftler zusammen, um von ihrer Arbeit zu berichten.

Schwerpunkte der Arbeiten sind Sternbedeckungen durch Kleinplaneten oder den Mond, Sonnenfinsternisse oder gegenseitige Bedeckungen und Verfinsterungen von Jupiter- und Saturnmonden. Da solche Beobachtungen ein weites geografisches Netzwerk an Beobachtern erfordern, war das einmal im Jahr stattfindende ESOP von Anfang an international ausgerichtet. Aus diesem Grunde werden die Vorträge in englischer Sprache gehalten.
Während des kalten Krieges wurde das ESOP abwechselnd in einem Land des politischen Ostens bzw. des politischen Westens abgehalten. Diese, niemals schriftlich fixierte, Regel wurde auf dem ESOP III in der damaligen Tschechoslowakei aufgestellt und ermöglichte es allen Teilnehmern, trotz der zur Zeit des eisernen Vorhangs eingeschränkten Reisefreiheit, den Kongress wenigstens alle zwei Jahre zu besuchen. Veranstaltungsorte vergangener Tagungen waren unter anderem Warschau, Pilsen, Krakau, Prag, Rom, Barcelona oder Paris.
Das ESOP findet in der Regel am letzten August-Wochenende statt und beginnt am Freitagabend mit einem zwanglosen Beisammensein. Am Samstag und am Sonntag findet dann das eigentliche Symposium

1 Gruppenbild der Teilnehmer am ESOP 2024 vor dem Planetarium Stuttgart
(Bild: Andreas Eberle)

statt. Parallel zum Vortragsprogramm gibt es ein Alternativprogramm für die mitreisenden Partnerinnen und Partner der Tagungsteilnehmer. Abgerundet wird das Treffen durch ein zweitägiges Rahmenprogramm, das den Teilnehmern Gelegenheit zum weiteren Gedankenaustausch bietet, aber auch zu astronomischen Stätten der Vergangenheit und Gegenwart führt.
Angeregt durch die Symposien entstanden internationale Beobachtungs- und Auswertungsprojekte, an denen sowohl Berufs- als auch Amateurastronomen beteiligt sind. Ein Beispiel ist das Projekt ,,Lucky Star" der Universität Paris. Bei diesem Projekt wurden TNOs (Trans-Neptunian Objects; dt.: Objekte jenseits des Neptun) durch die Beobachtung von Bedeckungsereignissen erforscht.

wissenschaftlich gemeinnütziger, eingetragener Verein mit über 100 Mitgliedern ist. Inhalt der Vereinsarbeit ist die Beobachtung und Auswertung von Bedeckungen und Finsternissen durch Himmelskörper unseres Sonnensystems.
Inzwischen blickt das ESOP auf eine Erfolgsgeschichte von mehr als vier Jahrzehnten zurück: Vom 23. bis 27. August 2024 fand das 43. ESOP in Stuttgart statt. Ausgerichtet wurde die Tagung in Kooperation mit der Sternwarte Stuttgart und dem Planetarium Stuttgart. Das 44. ESOP findet vom 22. bis 24. August 2025 in der polnischen Stadt Pozna statt. Eingeladen sind alle an den Inhalten des Symposiums interessierten Sternfreundinnen und Sternfreunde, unabhängig von einer Mitgliedschaft in der IOTA/ES.

Ausgetragen wird die Tagung von der IOTA/ES (International Occultation Timing Association/European Section), die ein

44 | Journal für Astronomie Nr. 94

Sternbedeckungen

SODIS
- Das Portal zum Melden von Sternbedeckungen durch Kleinplaneten
von Sven Andersson

Seit 1996 wurden die Sternbedeckungen durch Kleinplaneten von Eric Frappa [1] gesammelt, bearbeitet und weitergemeldet. Ende Juli 2022 gab Eric Frappa bekannt, dass er diesen Dienst zum Jahresende 2022 einstellen wird.

Ein modernes System zum Melden der Sternbedeckungen war schon lange überfällig. Nun musste innerhalb eines knappen halben Jahres eine Lösung gefunden werden.

Der europäische Verein IOTA/ES wollte diese Aufgabe selbstverständlich übernehmen. Mehrere Personen wurden gefragt, ob sie ein Datenbanksystem programmieren würden. Schließlich sagte Erik Tunsch zu, diese Aufgabe zu übernehmen. Ein Name war schnell gefunden - SODIS [2, 6]. Der Name ist die Abkürzung von Stellar Occultation Data Input System. Ende Oktober 2022 hatte Erik eine erste Version programmiert. Ideen flossen ein, so dass wir schon im November mit reellen Daten üben konnten.
Am 1. Januar 2023 begannen wir die europäischen Bedeckungsbeobachtungen zu sammeln und zu exportieren, damit die Daten in die zentrale Datenbank von Occult4 [3] aufgenommen werden konnten.
Die Abbildung 1 zeigt den Datenfluss. Der Beobachter lädt sein Beobachtungsformular und die geforderten Dateien (CSVLichtkurve usw.) zu SODIS hoch. Nach dem Absenden der Beobachtung wird automatisch das Reviewer-Team informiert. In den meisten europäischen Ländern gibt es pro Land mehrere Reviewer. Durch sie wird die Beobachtung überprüft, eventuell beim Beobachter nachgefragt und letztendlich die Beobachtung abgeschlossen. Damit sind die Daten weder durch den Beobachter noch den Reviewer veränderbar.

Als letzter Schritt erfolgt der Export eines Bedeckungsereignisses mit allen Beobachtungen als eine XML-Datei. Diese Datei kann direkt in das Programm Occult4 eingelesen werden. Nach der Bearbeitung in Occult4 wird das Bedeckungsereignis zu Dave Herald [3] geschickt und in die Occult4-Datenbank übernommen. Von dort gehen die astrometrischen Ergebnisse zum Minor Planet Center (MPC) [10], die Lichtkurven zu VizieR [9] und weitere Auswertungen zum NASA PDS [11].
Die Webseite ,,CORA" von Mike Kretlow [4] lädt die Daten von SODIS automatisch herunter und stellt sie dar.
Die SODIS-Webseite ist in mehrere Seiten unterteilt. Unter ,,Home" (Abb. 2) sind alle Beobachtungen aufrufbar, eine einfache Suchfunktion ist vorhanden. Benutzer, welche sich mit ihrem Account eingeloggt haben, können auch die Daten der einzelnen Beobachtungen einsehen.
Für Fragen zu SODIS gibt eine Hilfedatei, welche man über die Seite ,,Help" abrufen kann. Parallel zu SODIS wurde ein Forum [5] eingerichtet. Für dringende Fragen gibt

1 SODIS-Funktionsübersicht
(Grafik (C) Christian Weber)
es auch die Emailadresse sodis@iota-es.de. Für den Beobachter am wichtigsten ist die Seite ,,Report" (Abb. 3). Hier wird der Beobachtungsbericht hochgeladen, ergänzt und abgeschickt. Die Dateivorlage für den Beobachtungsbericht und Beispiele finden sich im Forum [5]. Um Fehler zu vermeiden, empfehlen wir dringend, die Datei mit dem Programm ,,Occultwatcher" [7] oder mit der Steuersoftware der DVTI-Kamera [8] ausfüllen zu lassen.
Die Seite ,,Review" ist nur für das ReviewerTeam sichtbar und dient dem Überprüfen und Abschließen der Beobachtung.
Für die Administratoren ist die Seite ,,Admin" aufrufbar. Dort gibt es die Benutzerverwaltung und die Möglichkeit, alle Beobachtungen aufzurufen.
Unter dem Avatarsymbol kann der Benutzer seine Accountdaten einsehen und ändern. Zusätzlich sind alle Beobachtungen des Benutzers aufgelistet und einsehbar.

Journal für Astronomie Nr. 94 | 45

2 Oben: SODIS-Startseite

3 Unten: Reportseite mit eingelesenem Beobachtungsbericht

46 | Journal für Astronomie Nr. 94

Sternbedeckungen

Wenn man nicht in SODIS eingeloggt ist, sind neben den Seiten ,,Home", ,,Help" noch ,,Login" und ,,Register" sichtbar. Unter ,,Login" gibt man Benutzernamen und Passwort ein, um sich einzuloggen. Die Seite ,,Register" dient der einmaligen Registrierung und zum Festlegen von Benutzernamen und Passwort. Der Zugang wird anschließend von einem Administrator zeitnah freigeschaltet.
Die Tabelle 1 gibt die Anzahl in SODIS gemeldeter Beobachtungen nach zwei Jahren im praktischen Einsatz an.
Für die Entwicklung und den Betrieb von SODIS verlieh die IOTA dem SODIS-Team den ,,Homer F. Daboll Award 2024" (Abb. 4). Zum SODIS-Team gehören Erik Tunsch, Konrad Guhl, Christian Weber, Wolfgang Beisker, Gregor Krannich und Sven Andersson.
Sehr wichtig ist auch das Reviewer-Team, welches die vielen Beobachtungen überprüft. Auch ihnen gebührt diese Auszeichnung!

4 Homer F. Daboll Award 2024

Tabelle 1
Anzahl bisher in SODIS gemeldeter Beobachtungen

Jahr

2023

2024

Beobachtungen

2761

3301

davon positiv 923

1401

negativ 1838

1900

Verhältnis pos./neg. 0,5

0,73

Literatur- und Internethinweise (Stand 13.02.2025):

[1]

[2]

[1] E. Frappa Sciences, 1996-2022: ,,EURASTER", https://ericfrappa.com/

euraster/

[2] SODIS: Startseite, https://sodis.iota-es.de

[3] D. Herald, 2012-2025: ,,Occult v4.x.x", www.lunar-occultations.com/

[3]

[4]

iota/occult4.htm

[4] M. Kretlow: ,,CORA, Startseite", https://astro.kretlow.de/cora/

[5] SODIS: Forum, https://forum.iota-es.de/

[6] S. Andersson, K. Guhl, E. Tunsch, 2023: ,,The Stellar Occultation Data

[5]

[7]

Input System", JOA 13, No. 1, 2023-01, pp. 22-25

[7] H. Pavlov: ,,OccultWatcher", www.occultwatcher.net

[8] Camera with Time Insertion: ,,DVTI+Cam", https://dvticam.com/home

[9] Astronomical Database VizieR: ,,VizieR", https://vizier.cds.unistra.fr/

[8]

[9]

viz-bin/VizieR

[10] IAU: ,,Minor Planet Center", https://minorplanetcenter.net/

[11] NASA: ,,Planetary Data System PDS", https://pds.nasa.gov/

[10]

[11]

Journal für Astronomie Nr. 94 | 47

Sternbedeckungen

Was ist die IOTA, was macht IOTA/ES?
von Konrad Guhl

Da die IOTA und die IOTA/ES in Beiträgen in diesem VdS-Journal für Astronomie erwähnt werden, soll hier kurz der Hintergrund und die Bedeutung beider Organisationen vorgestellt werden. Die Beobachter von Sternbedeckungen wurden in den USA von dem US-amerikanischen Astronomen David W. Dunham angeleitet und mit Ephemeriden versorgt. Das Medium war ab Sommer 1974 die Zeitschrift Occultation Newsletter (ON), über dessen Geschichte im Beitrag von Oliver Klös in diesem Heft berichtet wird. Dr. David Dunham gründete im Mai 1975 eine beitragsfinanzierte Organisation mit dem Namen ,,International Occulation Timing Association", abgekürzt IOTA. Die Mitglieder sind bezahlte und unbezahlte Astronomen, die sich mit Sternbedeckungen und Finsternissen beschäftigen. Die Hauptaktivität lag zu dieser Zeit in der Beobachtung von streifenden Sternbedeckungen, zu denen die IOTA die Ephemeriden bereitstellte und die Mitglieder-Expeditionen organisierte. Damit sollte das Profil des Mondrandes besser vermessen werden. Von Beginn an versuchte Dunham Partner in anderen Kontinenten zu finden, um die Zahl der Beobachtungen zu erhöhen. Neben Partnern in Japan und Neuseeland fand er bereits im Mai 1975 mit Hans-Joachim Bode (1945-2017) einen Partner für den Versand der Vorher-

sagen und zum Aufbau eines Netzwerkes in Europa. Namentlich genannt wurden Norwegen, Schweden, Finnland und Nordrussland. Dunham leitete die IOTA bis 2013. In dieser Zeit wandelten sich die Aktivitäten: Die meisten der Beobachtungen sind nun der Bedeckung von Sternen durch kleine Planeten gewidmet.
Bereits im Juni 1976 stellte Hans-Joachim Bode seine Postadresse für die Europäische Sektion der IOTA/ES zur Verfügung und übernahm den Versand der gedruckten Vorhersagen. Seit 1978 gibt es die Organisation von Kampagnen zur Beobachtung von Sternbedeckungen durch Kleinplaneten durch die IOTA/ES. Seit 1981 wird die jährlich durchgeführte Tagung ESOP (siehe Beitrag von M. Haupt in diesem Heft) von der IOTA/ES abgehalten. Kurios ist, dass der nach deutschem Recht eingetragene Verein IOTA/ES erst im Januar 1985 gegründet wurde. Der Verein ist heute wegen seiner Wissenschaftlichkeit als gemeinnützig anerkannt.
Heute ist die IOTA/ES die Heimat für Beobachter von Bedeckungsereignissen in ganz Europa. Ca. 50% der Mitglieder wohnen außerhalb Deutschlands. Deshalb sind die Publikationen und Veranstaltungen i. d. R. in englischer Sprache. Natürlich wird

jedem Sternfreund, der sich in deutscher Sprache an die IOTA/ES wendet, geholfen. Der Verein gibt das ,,Journal for Occulation Astronomy" heraus, das viermal im Jahr erscheint. Er organisiert Workshops für Softund Hardware und hat alle 2 Monate einen virtuellen ,,Round table"-Abend im Internet. Die IOTA/ES betreibt einen Materialfond für ihre Mitglieder, zu dem auch ein transportables 50-cm-Teleskop gehört. Der Verein organisiert Beobachtungskampagnen und Expeditionen und wurde in einem ERP-Projekt der europäischen Union als Partner geführt. Die Beobachtungsresultate gehen in internationale Datenbanken, u.a. beim Minor Planet Center, ein.
Die IOTA-Familie umfasst heute neben IOTA und IOTA/ES die LIADA für Südamerika, IOTA-India, IOTA/East Asia und IOTA/Middle East.
Sie finden uns unter www.iota-es.de

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Sternbedeckungen

50 Jahre ,,Occultation Newsletter" und ,,Journal for Occultation Astronomy"
von Oliver Klös

Im Juli 1974 startete die regelmäßige Publikation des ,,Occultation Newsletter", kurz ON, nachdem David Dunham, der Gründer der International Occultation Timing Association (IOTA) in den USA, immer mal wieder Informationen zu kommenden Sternbedeckungen durch den Mond in Rundschreiben veröffentlicht hatte. In einem Abstand von wenigen Monaten sollten die Beobachter über Ergebnisse und Vorhersagen zu Sternbedeckungen informiert werden. Den Löwenanteil davon tippte David Dunham selbst in die Schreibmaschine, fügte handgezeichnete Mondrandprofile hinzu, die durch streifende Sternbedeckungen am Mondrand ermittelt worden waren. Kleine Karten mit Pfadvorhersagen für Bedeckungen durch Asteroiden druckte er aus und klebte sie per Hand in die Kopiervorlagen des Occultation Newsletter (Abb. 1). Auch die Gemeinschaft der Sternbedeckungsbeobachter in Europa wurde durch die International Occultation Timing Association/European Section (IOTA/ES) unter der Leitung von Hans-Joachim Bode mit dem Newsletter auf dem Postweg versorgt.
Neben diesen Vorhersagen und Beobachtungsberichten waren neue technische Möglichkeiten, wie zum Beispiel das Empfangen von Zeitsignalen für die Messungen der Bedeckungen, immer wieder ein Thema im Occultation Newsletter. Neue Sternkataloge und Doppelsterne wurden vorgestellt und die ersten Schritte von Amateurastronomen in die Welt der Computer begleitet. Hierzu schrieb Joan Dunham eine ganze Reihe von Artikeln unter dem Titel ,,Astronomy and Personal Computers".
Die Blütezeit des Occultation Newsletter war Anfang der 1990er-Jahre mit einem Umfang von über 400 Seiten im Volume Nr. 6 erreicht. Danach ging die Seitenzahl zurück. Immer mehr Beobachter und Be-

1 Über viele Jahre hinweg war der Occultation Newsletter die Quelle für Informationen
über Sternbedeckungen und wurde in den USA publiziert.

obachterinnen hatten Zugang zum Internet und eine eigene E-Mail-Adresse. Der Austausch in der Gemeinschaft verlagerte sich vom Newsletter in die Mailing-Listen. Ganz schwierig wurde es ab dem Jahr 2000. Die Veröffentlichung des Newsletters wurde wegen fehlender Inhalte immer unregelmäßiger, der Umfang schrumpfte weiter und fand mit Vol. 12, Nr. 1 einen unrühmlichen Tiefpunkt, als nur eine nach der Größe sortierte Liste der Objekte im Sonnensystem die Ausgabe über sieben Seiten füllte. Die letzte Ausgabe erschien im Juli 2009.
Neustart Es stand eine Entscheidung an. Sollte man ganz auf eine eigene Publikation verzichten? Die Leitung der IOTA/ES war der Meinung, dass dies nicht passieren sollte und übernahm die Federführung von der IOTA. So wurde im Dezember 2010 unter dem neuen Namen ,,Journal for Occultation Astronomy", kurz JOA, ein neues Kapitel aufgeschlagen. Während in den ersten

Jahren in den USA noch eine gedruckte Version des JOA erstellt wurde, entschied die IOTA/ES von Anfang an, das JOA nur noch als PDF zu vertreiben. Mit dem IOTA/ES-Mitglied Michael Busse stand ein professioneller Grafiker bereit, das Layout der neuen Publikation zu gestalten. Man sieht den ersten Ausgaben an, dass noch einiges experimentiert wurde. So variierten die Covergestaltung und der inhaltliche Aufbau immer wieder mal. Leider verstarb Michael Busse Anfang 2019 und der Autor dieses Artikels übernahm das Layouten der zukünftigen Ausgaben. Die Gestaltung von Michael Busse blieb in den meisten Teilen erhalten.
Nun ist das JOA im fünfzehnten Jahrgang und erscheint zuverlässig viermal im Jahr (Abb. 2). Unter ,,Call for Observations" finden die Leser und Leserinnen spezielle Aufrufe zu Ereignissen. Des Weiteren füllen Berichte von erfolgreichen Beobachtungen, technische Artikel zu Hard- und

Journal für Astronomie Nr. 94 | 49

Sternbedeckungen

2 Cover des Jour-
nal for Occultation Astronomy 2025-01, das einen Beitrag zur Beobachtung einer Sternbedeckung durch den Asteroiden (65803) Didymos brachte.

Die Redaktion und zusätzliche ,,Reviewer" begutachten die eingereichten Beiträge und geben Hilfestellung. Falls eine Überarbeitung notwendig ist, folgt nach dieser der Layout-Prozess. Der Beitragende erhält eine Vorschau auf den fertigen Artikel und hat dann immer noch die Möglichkeit, kleine Änderungen vorzunehmen. In der Endphase geht dann die gesamte Redaktion auf Fehlersuche. Hier ist besonders Alex Pratt aus Leeds in England hervorzuheben, der den Texten den letzten Schliff in britischem Englisch gibt und dabei trotzdem immer den Stilen der Autoren und Autorinnen treu bleibt.
Der Occultation Newsletter im digitalen Archiv Sollte der ON in Vergessenheit geraten? Auf keinen Fall!

Software und eine Porträt-Reihe über Objekte jenseits des Jupiter die Ausgaben. Vereinsnachrichten, Berichte zu den jährlichen Meetings in den USA oder über das ESOP in Europa bilden die Aktivitäten der IOTA und ihrer Partnerverbände ab.

(344) Desiderata aus dem JOA 2024-02 ist in dieser Ausgabe des VdS-Journals für Astronomie ein weiteres Beispiel gegeben.

Viele langjährige Mitglieder der IOTA und IOTA/ES sammelten die zugesendeten Kopien des Newsletters in Ordnern, doch so richtig genutzt wurden die dort vermit-

Eure Beiträge sind gesucht Das JOA lebt von den Artikeln aus der Gemeinschaft. Auch wenn das Journal in englischer Sprache erscheint, sollte man sich nicht davon abhalten lassen, einen Beitrag beizusteuern. Er kann auch in Deutsch abgeliefert werden oder mittels einer Software übersetzt worden sein. Das muss kein langer, hochwissenschaftlicher Artikel sein, sondern auch Berichte über einzelne Beobachtungen sind willkommen. So schrieb Sirko Molau im JOA 2020-01 sehr unterhaltsam, wie Zeitdruck bei der Beobachtung einer Sternbedeckung sich auswirken kann. Mit dem Abdruck einer deutschen Übersetzung eines Berichts über die doppelte Bedeckung durch den Asteroiden

3 Originale Kopiervorlagen mit aufgeklebten Karten fanden sich im Nachlass des IOTA/ES-
Präsidenten Hans-Joachim Bode. Sie ermöglichten gute Scans für die PDF-Dateien im Archiv des Occultation Newsletter Heritage Projects.

50 | Journal für Astronomie Nr. 94

Sternbedeckungen

telten Informationen nicht mehr. Auf der Internetseite der IOTA [1] in den USA sind alle Newsletter als PDF-Dateien aufrufbar. Doch leider waren die eingescannten Seiten oft nicht lesbar und auch nicht nach Stichworten durchsuchbar. Somit entstand in der IOTA/ES im Jahr 2018 das ,,Occultation Newsletter Heritage Project" [2]. Dazu wurden die besten auffindbaren Kopien, teilweise die originalen Kopiervorlagen aus dem Nachlass des verstorbenen IOTA/ ES-Präsidenten Bode, eingescannt und mittels Texterkennung auch durchsuchbar gemacht (Abb. 3). Mitglieder der IOTA/ ES, der IOTA und sogar das Hubble Space Telescope Institute steuerten Ausgaben aus ihren Archiven bei. Es dauerte vier Jahre, bis alle Ausgaben für die weltweite Gemeinschaft in der IOTA und alle an Astronomiegeschichte Interessierten wieder verfügbar

waren. Der Occultation Newsletter ist frei erhältlich auf der Webseite der IOTA/ES [2].
Ausblick Der größte Teil des Austauschs in der Gemeinschaft läuft heute immer noch über Mailinglisten. Doch wie auch das VdSJournal für Astronomie kann ein Journal immer noch eine dauerhafte Quelle für Informationen sein. Das JOA lebt von seinen Artikeln und von den Menschen, die sie liefern. Die Mitglieder der IOTA, der IOTA/ ES und der Royal Astronomical Society of New Zealand (RASNZ) unterstützen dabei mit ihren Mitgliedsbeiträgen die Erstellung des JOA und machen es möglich, auch in der Zukunft vier Ausgaben zu produzieren und kostenfrei für alle zur Verfügung zu stellen [3].

Internethinweise (Stand Januar 2025): [1] IOTA - International Occultation
Timing Association: https:// occultations.org/
[2] The Occultation Newsletter Heritage Project: https://www.iota-es.de/ on_heritage.html
[3] Digitales Archiv des Journal for Occultation Astronomy: www.iotaes.de/joafree.html

Bedeckungsereignisse beobachten
von Nikolai Wünsche

Bedeckungen sind Ereignisse, bei denen ein Himmelskörper durch seine Bewegung um die Sonne einen anderen, weiter entfernten Himmelskörper für einen irdischen Beobachter zeitweise verdeckt. Am häufigsten sind Bedeckungen von Sternen - ,,Sternbedeckungen" - durch den Erdmond, Klein-, Zwerg- oder große Planeten sowie deren Monde.
Aktuell im Fokus stehen Sternbedeckungen durch Kleinkörper des Sonnensystems. Mit Hilfe von Bedeckungsbeobachtungen kann man die Form, Größe und Position z. B. von Kleinplaneten oder Planetenmonden mit einer Genauigkeit vermessen, die mit keiner anderen erdgebundenen Technik möglich ist. Ein Ringsystem und mehrere Monde von Kleinplaneten wurden so entdeckt! Das ist eines der wenigen Gebiete, auf de-

nen man auch als ,,Amateur"-Astronom, als ,,Citizen-Scientist", wissenschaftlich wertvolle Daten gewinnen kann, die in die aktuelle Forschung einfließen. In den letzten Jahrzehnten hat sich auf diesem Gebiet eine sehr enge, weltweite Partnerschaft zwischen Profi- und Nicht-Profi-Astronomen entwickelt, die einen erheblichen Erkenntnisgewinn zu Kleinkörpern unseres Sonnensystems bewirkt.
Welche Bedeckungsereignisse man auch immer beobachtet - vollständig ist die Beobachtung deshalb erst, wenn man deren Ergebnis ,,gemeldet" hat. Die Daten werden gesammelt und in weltweite Datenbanken geladen. Dort stehen sie der Forschung zur Verfügung. Für alle Arten von Ereignissen gibt es Ansprechpartner, die nicht nur die Daten sammeln und weiterleiten, sondern

auch helfen. Die Software für Vorhersagen und Auswertung ist kostenlos.
Sternbedeckungen durch den Mond Hier verschwindet ein Stern scheinbar schlagartig hinter dem Mondrand, um später auf der anderen Seite wieder aufzutauchen. Tabellarische Vorhersagen für den eigenen Standort rechnet man mit der vielseitigen Software ,,Occult v4" [1].
Das Verschwinden, die ,,Eintritte" am dunklen Rand sind sehr leicht zu beobachten, da man den Stern und oft auch den dunklen Mondrand vorher im Bild hat.
Mit den Ergebnissen der Beobachtungen wurde früher u. a. die Ungleichmäßigkeit der Erdrotation überwacht und T (= TT - UT1) bestimmt [16]. Heute verlagert sich

Journal für Astronomie Nr. 94 | 51

Sternbedeckungen

der Zweck dieser Beobachtungen auf andere Themen.

Zeichnet man Sternbedeckungen am Mondrand mit sehr hoher Zeitauflösung auf (mindestens 100 Bilder je Sekunde), gibt es gar keine ,,schlagartigen" Bedeckungen mehr. Beugungseffekte, scheinbare Sterndurchmesser oder Mehrfachsterne sorgen für einen nicht schlagartigen Helligkeitsabfall.

1 Lichtkurve einer Sternbedeckung durch den Mond. Der stufenweise Helligkeitsabfall
verrät: Stern XZ 77687 ist ein Doppelstern.

Wissenschaftliche Ziele heute sind u. a. - die Bestimmung scheinbarer Stern-
durchmesser von nahen Riesensternen, - die Entdeckung bzw. Vermessung sehr
enger Doppel- oder Mehrfachsternsysteme (Abb. 1).
Diese Ereignisse werden weltweit gesammelt. Europäische Beobachter schicken ihre Ergebnisse an die E-Mail-Adresse LunOccult@IOTA-ES.de.
Sternbedeckungen durch Kleinplaneten Dabei verdeckt ein Kleinplanet für Sekunden einen Stern. Da der Kleinplanet meist viel lichtschwächer als der Stern ist, sieht man fast immer nur das kurze Verschwinden des Sterns (Abb. 2). Am eigenen Standort sichtbare Ereignisse kann man sich durch den ,,OccultWatcher" (OW) [2] anzeigen lassen.
Auswertung und Publizieren der Beobachtung Primär geht es bei der Auswertung darum, - herauszufinden, ob es überhaupt eine Be-
deckung am eigenen Standort gab, - falls ja, den genauen Zeitpunkt des Ein-
und des Austritts zu bestimmen und - auf sonstige Auffälligkeiten zu achten:
Ist der Stern vielleicht ein unentdeckter Doppelstern, hat der Kleinplanet einen Mond, einen Ring, eine Atmosphäre?

Die Daten, seien es ein ADV-Video oder eine Menge FITS-Bilder, werden mit einer Software untersucht. Zur Auswahl stehen ,,Tangra" [3] mit dem Add-on ,,AOTA" (zu ,,Occult" gehörend) oder die beiden Programme ,,PyMovie" und ,,PyOTE" [4]. Für beide Softwarepakete gibt es Anleitungen und Videoworkshops [5, 6].
Die Ergebnisse meldet man mithilfe von SODIS [7], dem Webportal der IOTA/ES zur Speicherung und Evaluation von Beobachtungsmeldungen. Nachdem die Resultate geprüft wurden, gehen sie an eine weltweite Datenbank und stehen der Forschung zur Verfügung. Für SODIS sind Anleitungen auch in Deutsch verfügbar. Außerdem gibt es ein Forum [8], in dem man sich austauschen und auch Hilfe erhalten kann.
Dauer und Zeit eines Ereignisses sind an jedem Beobachtungsort ein wenig anders: Je nach Standort des Beobachters sieht jeder einen anderen Schnitt durch den Kleinplaneten. Fügt man alle Beobachtungen zusammen, entstehen die bekannten ,,Chords" (Abb. 3), Schnitte durch den Kleinplaneten, aus denen man dessen Größe und Form ermitteln kann.
Mit der Beobachtung eines Bedeckungsereignisses durch mehrere Beobachter kann man ein 2D-Modell erzeugen. 3D-Modelle

von Kleinplaneten wurden bisher hauptsächlich aus Rotationslichtkurven errechnet. Gelingen im Laufe der Zeit mehrere Beobachtungen von Bedeckungen durch einen Kleinplaneten, kann man aus diesen 2D-Modellen genaue 3D-Modelle generieren, die präziser als die fotometrisch gewonnenen Modelle sind. Das ist übrigens ein aktuelles Forschungsprojekt der IOTA/ES.
Gegenseitige Jupiter- oder Saturnmondereignisse Gegenseitige Bedeckungen und Verfinsterungen der Monde ereignen sich nur ca. alle 7 (Jupiter) bzw. 15 Jahre (Saturn), wenn die Erde die Äquatorebene der Planeten durchläuft. 2025/2026 ist es wieder soweit!
Beobachtungen dieser Ereignisse sind für die Wissenschaftler im Institut für Himmelsmechanik und Ephemeridenberechnung (IMCCE) in Frankreich [9] von großem Interesse. Das IMCCE stellt Vorhersagen, technische Ratschläge und Tutorials bereit. Auch Beobachtungsergebnisse meldet man an das IMCCE. Einige Zeit nach der Beobachtungskampagne werden die Ergebnisse vom IMCCE veröffentlicht und man sieht, welche Informationen aus den eigenen Beobachtungen gewonnen wurden.

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Sternbedeckungen

2 Ein Stern von 13,7 mag wurde für 0,7 Sekunden durch einen Kleinplaneten verdeckt. Auf dem mittleren Bild fehlt er.

Teleskope Man braucht keine riesigen Instrumente. Auch mit kleinen Teleskopen (ab 10 cm Öffnung) kann man sinnvoll beobachten - es gilt die alte Binsenweisheit: ,,Jedes Fernrohr hat seinen Himmel." Nach oben gibt es keine Grenze: Je mehr Öffnung, desto größer ist die Anzahl der beobachtbaren Ereignisse.

Die Bauart des Teleskops spielt keine Rolle. Eine stabile Montierung mit guter Nachführung ist allerdings Pflicht.

Visuelle Beobachtung Sich eine Bedeckung durch einen Kleinplaneten live im Teleskop anzuschauen, ist spannend: Es hat etwas Magisches, wenn ein Stern durch einen nicht sichtbaren Kleinplaneten für zwei Sekunden verschwindet und dann wieder aufleuchtet!

Sternbedeckungen durch den Mond kann man sehr leicht visuell beobachten. Man sieht, wie sich der Mond scheinbar auf den Stern zubewegt und der Stern plötzlich verschwindet. Bei [10] findet man eine Anleitung für den Einstieg.
Der entscheidende Punkt bei Bedeckungsbeobachtungen ist die genaue Zeitnahme. Die Genauigkeit von Zeitangaben soll nicht schlechter als +- 20 ms sein. Mit visuellen Beobachtungen ist das leider unmöglich. Für eine wissenschaftliche Verwertung der Daten braucht man eine Kamera.
Astrokameras Zur Beobachtung von Bedeckungsereignissen genügen monochrome Kameras mit kleinen Sensoren. Das schließt die alten,

3 Am 12.12.2023 bedeckte der Kleinplanet (319) Leona den Stern Beteigeuze - ein außer-
gewöhnliches Ereignis! 71 Beobachter von der Türkei bis nach Portugal sowie in Florida beobachteten erfolgreich, wie Beteigeuze für 10 Sekunden verschwand. Jede farbige Linie entspricht einer Beobachtung und ist ein Schnitt durch den Kleinplaneten.

analogen Astro-Videokameras ein, die über einen ,,Video Time Inserter (VTI)" genaue Zeitstempel auf jedes Bild setzen, bevor sie digitalisiert im PC gespeichert werden.
Für den Einstieg sind sie eine gute Wahl: Die genaue Zeitbestimmung ist dank VTI einfach und ziemlich narrensicher. Nach-

teilig ist, dass diese Kameras nur eine Helligkeitsauflösung von 8 Bit erlauben. Damit rauscht die Lichtkurve stärker und man kann Ereignisse mit einem Helligkeitsabfall schwächer als ca. 0,3 mag nicht registrieren. Eine digitale Guiding- oder Planetenkamera (auch ohne Kühlung) mit ,,Global Shutter" ist ebenfalls gut geeignet. Vorteil der di-

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Sternbedeckungen

gitalen Astrokameras ist, dass sie meistens eine Helligkeitsauflösung von 12 Bit haben. Ihr großer Nachteil ist, dass eine genaue Zeitmessung eine Menge an Knowhow erfordert. Das wird in [11] näher erläutert.
Kameras mit GPS-Modul Es geht auch einfacher: Kameras mit eigenem GPS-Modul setzen die Zeitstempel selbst hoch genau auf jedes Einzelbild. Da sie außerdem eine 12-Bit-Auflösung haben, sind sie die erste Wahl für die Beobachtung von Bedeckungsereignissen.

Zurzeit gibt es zwei solcher Kameras auf dem Markt, die ,,DVTI+CAM" [12] und die ,,QHY174 GPS" [13]. Wer regelmäßig Bedeckungsereignisse beobachtet, kommt auf die Dauer nicht an einer dieser Kameras vorbei.
Fazit Bedeckungsereignisse zu beobachten, lohnt sich. Man verbindet den Spaß an astronomischen Beobachtungen mit dem Gewinnen von Erkenntnissen und ist eingebunden in eine globale Gemeinschaft

von Astronomen. Bedeckungsereignisse kann man auch unter dem hellen Himmel in Ortschaften beobachten. Selbst das immer unbeständigere Wetter stört weniger als bei anderen astronomischen Betätigungsfeldern. Wenn wir dein Interesse geweckt haben, freuen wir uns! Hast du Fragen, helfen dir die IOTA/ES [14] und die Fachgruppe Sternbedeckungen [15] der VdS gerne weiter!

Internethinweise (Stand 16.02.2025):

[1]

[2]

[1] D. Herald: ,,Software Occult v4.2024": http://lunar-occultations.com/iota/

occult4.htm

[2] Software OccultWatcher 5.0: https://www.occultwatcher.net/ [3] Software Tangra 3: http://www.hristopavlov.net/Tangra3/

[3]

[4]

[4] IOTA: Software PyOTE, https://occultations.org/sw/pymovie/

WinPyMoviePyOTE-Install-2023-01-12.zip

[5] IOTA/ES: ,,User Guides and Tutorials for Occultation Observations",

https://iota-es.de/guidelines.html

[5]

[6]

[6] IOTA: ,,Software for Predicting the circumstances of occultations",

https://occultations.org/observing/software/

[7] IOTA/ES: ,,Datenbank SODIS": https://sodis.iota-es.de/ (einmalig

Registrierung erforderlich)

[7]

[8]

[8] IOTA/ES: ,,Documents about SODIS for download",

https://iota-es.de/sodis/sodis_docu.html

[9] IMCCE: ,,Campagne d'observations des phenom�nes mutuels des satellites

de Saturne et de Jupiter", https://www.imcce.fr/recherche/campagnes-

[9]

[10]

observations/phemus/phemu

[10] IOTA/ES: ,,Einstieg in die visuelle Messung von Sternbedeckungen durch

Asteroiden", https://iota-es.de/guidelines/Einstieg_in_die_visuelle_Messung_

von_Sternbedeckungen_durch_Asteroiden.pdf

[11]

[12]

[11] IOTA/ES: ,,Zeitmessung mit Kameras": https://iota-es.de/guidelines.html

[12] Kamera DVTI+CAM: https://dvticam.com/home

[13] QHYCCD: ,,Kamera QHY174GPS",

www.qhyccd.com/qhy174gps-imx174-scientific-cooled-camera/

[13]

[14]

[14] IOTA/ES: Homepage, https://iota-es.de/

[15] VdS e.V., Fachgruppe Sternbedeckungen:

https://sternfreunde.de/astronomie-als-hobby/die-vds-fachgruppen/

sternbedeckungen/

[15]

[16]

[16] Wikipedia: ,,Delta T", https://de.wikipedia.org/wiki/Delta_T

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Sternbedeckungen

Zwei Sternbedeckungen durch Asteroid (344) Desiderata am 27. Januar 2024
von Oliver Klös
Der Hauptgürtel-Asteroid (344) Desiderata bedeckte am 27. Januar 2024 zwei Sterne über Europa. Beide Ereignisse konnten vom selben Standort aus erfolgreich beobachtet werden. Das erste Ereignis war eine Einzelbeobachtung, das zweite wurde von fünf zusätzlichen Stationen positiv beobachtet. Bei der zweiten Bedeckung wurde ein Schattenprofil von 123 km x 100 km von (344) Desiderata ermittelt.

Der Asteroid (344) Desiderata hat einen Durchmesser von etwa 128 km [1] und gehört zum Hauptgürtel zwischen Mars und Jupiter. Sternbedeckungen durch dieses Objekt wurden zwischen den Jahren 2004 und 2023 16-mal beobachtet. Die bisher beste Beobachtung wurde am 8. Februar 2016 mit vier positiven und einer negativen Sehne auf Beobachtungsstationen von Joan & David Dunham (IOTA) in den USA aufgezeichnet. Eine weitere Bedeckung durch diesen Asteroiden wurde am 25. Januar 2024 in Spanien erfolgreich beobachtet, mit drei positiven Sehnen, gemessen von Deborah Smith (zwei Sehnen) und Ferran Casarramona [2].
Nur zwei Tage nach der Beobachtung in Spanien bot sich am Abend des 27. Januar die großartige Gelegenheit, zwei Bedeckungen durch diesen Asteroiden vom selben Ort aus zu beobachten, wobei zwischen den beiden Ereignissen eine Zeitspanne von etwa 218 Minuten lag. Die Vorhersagen anhand der Daten des Gaia-Katalogs und JPL Horizons zeigten meinen Heimatort innerhalb der Schattenpfade. Aufgrund der Schwäche der Zielsterne und insbesondere des schwachen Helligkeitsabfalls während des ersten Ereignisses sollten diese Bedeckungen jedoch Herausforderungen darstellen.
Es war meine erste Beobachtung nach etwa drei Monaten. Schlechtes Wetter hatte wochenlang alle Beobachtungsversuche zu-

1 Lichtkurve des ersten Ereignisses (blau), analysiert von Dr. Christian Weber (IOTA/ES,
SODIS) mit Tangra 3.7.5. Die Lichtkurven von zwei Vergleichssternen sind dargestellt: UCAC4 657-052123 (mV = 12,6, gelb) und UCAC4 657-052121 (mV = 13,7, grün).

nichtegemacht. Die Wettervorhersage für diesen Abend war stabil, also baute ich das 10 Zoll LX200 Classic auf und bereitete die Aufnahme des ersten Ereignisses mit einer Kamera QHY174M-GPS vor. SharpCap [3] auf einem Notebook mit SSD wurde für die Aufnahmen von FITS-Dateien mit einer ,,Region of Interest" von (800 x 600) px mit 2x2-Binning verwendet. Die Brennweite des Teleskops verkürzte ich mit einem AlanGee-Telekompressor auf etwa 1.600 mm.
Die Transparenz des Himmels war geteilt. Der westliche Himmel war recht klar, im Osten versperrten viel Dunst und einige dünne Wolken den Blick auf die Sterne. Nur wenige helle Sterne konnten für das Alignment im AltAz-Modus des Teleskops genutzt werden. Aldebaran und Beteigeuze wählte ich aus. Aufgrund des geringen Abstands zwischen den beiden Sternen auf der Himmelsebene war dies jedoch kein perfektes Paar für die Ausrichtung des Teleskops. Selbst mit dem High-Precision-

Pointing-Modus des LX200 war eine gewisse Fehlausrichtung zu erwarten. Der erste Versuch war nicht zufriedenstellend. Das Alignment war zu schlecht. Der Himmel klarte im Osten etwas mehr auf und Beteigeuze wurde durch Prokyon als Alignmentstern ersetzt. Diesmal schwenkte das LX200 sehr nahe an das Zielgebiet heran, so dass nur einige kleinere Korrekturen notwendig waren. Die Belichtung wurde auf 1 s gesetzt, die Verstärkung in SharpCap auf 340 und die Aufnahmedauer auf 120 s eingestellt, gerade noch rechtzeitig für das erste Ereignis.
Nach der Aufnahme führte ich eine Analyse mit Tangra [4] durch. Der Helligkeitsabnahme in der Lichtkurve war sichtbar (Abb. 1). Die wesentlich schwieriger zu beobachtende Bedeckung der beiden Ereignisse - kleinerer Helligkeitsabfall während der Bedeckung, schwächerer Zielstern - war somit erfolgreich aufgezeichnet worden. Die Bedeckung nahe der Zentrallinie dauerte 8,0 Sekunden mit einem Fehler von

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Sternbedeckungen

2 Warten auf die zweite Bedeckung. Der
fast volle Mond beleuchtet den Dunst am Beobachtungsort. Die GPS-Antenne der Kamera QHY174M-GPS auf einem Mast ist direkt rechts vom 10-Zoll- LX200-Classic zu sehen.

+-0,5 s. Die gemessene Dauer stimmte gut mit der vorhergesagten maximalen Dauer überein. Nach der Bedeckung maß ich mit einem Sky Quality Meter (SQM-L) [5] eine Himmelshelligkeit von 19,3 mag/arcsec2 im Zenit. Dies ist ein typischer Wert für meinen Standort, der 18 Kilometer Luftlinie vom internationalen Flughafen Frankfurt am Main entfernt liegt.
Die Transparenz des Himmels verbesserte sich, als die Temperatur in den mehr als zwei Stunden zwischen den beiden Ereignissen um etwa zwei Grad sank (Abb. 2). Nach der erfolgreichen ersten Bedeckung war ich recht sicher, dass auch das zweite Ereignis positiv verlaufen würde. Nur technische Probleme oder das Wetter konnten die Beobachtung vereiteln.
Während des Wartens auf das Ereignis nahm ich mehrere kurze Bildsequenzen auf, um die Bahn des Asteroiden zwischen

dem ersten und dem zweiten Zielstern zu verfolgen (Abb. 3). Für die zweite Messung verwendete ich eine viel kürzere Belichtungszeit von 0,4 s und eine geringere Verstärkung von 323, da der hellere Zielstern auch höher am Himmel stand als der erste. Das Licht des fast vollen Mondes erhöhte die Himmelshelligkeit im Zenit auf 18,6 mag/arcsec2. Die zweite Bedeckung verlief reibungslos und war leicht ,,live" auf dem Notebook-Bildschirm zu verfolgen, sie dauerte 3,8 Sekunden +-0,2 s [9] (Abb. 4).
Alle Aufzeichnungen wurden am nächsten Tag ausgewertet und zur Überprüfung an das Stellar Occultation Data Input System (SODIS) [10] gesendet. Es war ein wenig enttäuschend, dass ich der einzige Beobachter bei der ersten Bedeckung war. Eine weitere Station auf Occult Watcher [11] war zwar gemeldet, doch wurde diese mit ,,keine Beobachtung" markiert. Für die zweite (344)-Desiderata-Bedeckung gingen je-

3 Links: Die Bewegung von (344) Desiderata zwischen den beiden Zielsternen wurde mit einer kurzen Bildersequenz mit einer Belichtung
von jeweils einer Sekunde nachverfolgt. Die Positionen des Asteroiden sind um 19:43 Uhr UT (a), 20:30 Uhr UT (b) und 21:21 Uhr UT (c) dargestellt. Von jeder Sequenz wurde ein Einzelbild ausgerichtet, derotiert und zum endgültigen Bild gestapelt. Rechts: Karte des Sichtfelds der Kamera (rotes Rechteck) mit beiden Zielsternen innerhalb des Feldes. Die Sternnummern stammen aus dem UCAC4-Katalog [6]. Die V-Magnituden basieren auf Daten von APAAS [7]. Die Bahn von (344) Desiderata zwischen 14:00 und 24:00 Uhr UT ist mit Markierungen für jede Stunde dargestellt. Das Kreuz markiert die Position des Asteroiden um 19:43 Uhr UT. Karte erstellt mit Guide 9.1 [8]
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Sternbedeckungen

doch positive Meldungen ein. Letztendlich waren bei dieser Bedeckung sechs positive Sehnen gemessen worden.

Diese zweite Bedeckung am 27. Januar 2024 durch (344) Desiderata ergab ein Schattenprofil von 123 km x 100 km mit einem mittleren Durchmesser von 111 km (Abb. 5), während die erste Bedeckung nur eine einzige Sehne ergab. Solche Einzelsehnen von großen Asteroiden können nicht einmal eine gute astrometrische Position liefern.
Meine persönliche Schlussfolgerung Dennoch ist diese einzige positive Beobachtung in meinem persönlichen Archiv von Bedeutung. Die doppelte Bedeckung durch (344) Desiderata war für mich ein

4 Lichtkurve des zweiten Ereignisses (blau), analysiert mit Tangra 3.7.5.
Vergleichs- bzw. Guidingsterne: UCAC4 657-052113 (mV = 11,9, grün) und UCAC4 657-052123 (mV = 12,6, gelb).

besonderes Ereignis. Zwar beobachte ich Asteroidenbedeckungen schon seit mehr als 20 Jahren, aber dies war das erste Mal,

dass ich zwei Bedeckungen durch denselben Asteroiden vom selben Ort aus in derselben Nacht beobachtet habe. Manchmal

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Sternbedeckungen

übertrifft der Spaß am Beobachten die wissenschaftliche Arbeit.
Der Autor dankt Karel Hal�, Ji� Kubanek, Jan Manek, Miroslav Polacek und Ji� Polak für die Messung der zweiten Bedeckung durch (344) Desiderata und dem SODISTeam Gregor Krannich und Dr. Christian Weber für die Überprüfung der Beobachtungsberichte.
(Der Artikel basiert auf dem Beitrag ,,Two Occultations by (344) Desiderata on 2024 January 27 - An Observer's Report" aus dem Journal for Occultation Astronomy, Vol. 14, No. 2 (2024-02), und wurde vom Autor für die Veröffentlichung im VdS-Journal für Astronomie übersetzt und editiert.)

5 Vorläufiges Schattenprofil aus den sechs positiven Beobachtungen der Stern-
bedeckung von UCAC4 657-052122 durch (344) Desiderata am 27.01.2024. Die positiven Beobachtungen wurden durchgeführt von Ji� Polak (1), Ji� Kubanek (2), Miroslav Polacek (3), Karel Hal� (4), Jan Manek (5) und Oliver Klös (6). (Quelle: Collaborative Occultation Resources and Archive - CORA [9])

Internethinweise (Stand 17.02.2025):

[1]

[2]

[1] D. Herald, Datenbank mit Asteroidendurchmessern in Occult V4:

http://lunar-occultations.com/iota/occult4.htm

[2] D. Herald, Datenbank der Beobachtungen von Sternbedeckungen durch

Asteroiden, Occult V4: http://lunar-occultations.com/iota/occult4.htm

[3]

[4]

[3] R. Glover, SharpCap software, www.sharpcap.co.uk/

[4] H. Pavlov, Tangra software, www.hristopavlov.net/Tangra3/

[5] Sky Quality Meter-L, www.unihedron.com/projects/sqm-l/

[6] N. Zacharias et al.: ,,The Fourth U.S. Naval Observatory CCD Astrograph Catalog",

[5]

[6]

https://irsa.ipac.caltech.edu/data/UCAC4/ucac4.html

[7] APAAS: ,,The AAVSO Photometric All-Sky Survey", www.aavso.org/apass

[8] B. Gray: ,,Project Pluto - Guide", www.projectpluto.com/

[9] M. Kretlow, 2024: ,,CORA - Occultation of UCAC4 657-052122 by (344)

[7]

[8]

Desiderata, 2024 Jan 27", https://astro.kretlow.de/cora/events/sodis/

2024-01-27/UCAC4%20657-052122/(344)%20Desiderata/

[10] Software SODIS: ,,Stellar Occultation Data Input System", https://sodis.iota-es.de/

,,

[9]

[10]

[11] H. Pavlov: Occult Watcher 5.0", www.occultwatcher.net/

[11]

58 | Journal für Astronomie Nr. 94

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Amateurteleskope/Selbstbau

Ein Traum wird wahr: Mein Weg zur eigenen Sternwarte
von Harald Becher

Die eigene Sternwarte, welcher Hobbyastronom hat nicht schon einmal darüber nachgedacht? Für viele bleibt es ein ferner Traum, weil die räumlichen Gegebenheiten dies oft nicht erlauben. Für andere gestaltet sich die Umsetzung vielleicht als zu herausfordernd, oder man hat einfach keine Idee, wie man so etwas umsetzen soll. Natürlich gibt es Lösungen ,,von der Stange", die oft wenig flexibel sind und finanziell ein Alptraum sein können. Für diejenigen, die den Traum noch leben und sich aber mit der Umsetzung nicht sicher sind, kann dieser Artikel eine Anregung bieten; er zeigt, wie ich dies realisiert habe. Keine fertige Lösung, sondern individuell passend, in die Gegebenheiten integriert.

Wie war mein Weg zu einer eigenen Sternwarte? Ich betreibe fast ausschließlich Astrofotografie, die Beobachtung spielt nur eine untergeordnete Rolle. Ich habe, wie sicher viele Hobbyastronomen, mein Equipment immer neu aufgebaut, sobald der Himmel klar war. Fotografisch so zu arbeiten, bedeutet einen nicht zu unterschätzenden zeitlichen Aufwand: Ausrüstung an Ort und Stelle bringen, das Dreibein ausrichten und nivellieren, Pol suchen, Equipment anschließen und so weiter. Da ist schnell eine Stunde Zeit vergangen. Oft spielt dann das Wetter doch nicht so mit wie vorhergesagt. Das erzeugt schnell Frust. Der erste logische Schritt für mich war, das Stativ fest an Ort und Stelle im eigenen Garten zu belassen, inklusive der eingenordeten Montierung. Doch was passiert, wenn es regnet, schneit oder die Sonne brennt? Meine schnelle Lösung war eine atmungsaktive Gartenmöbelabdeckung. So verringerte sich bereits ein Teil des Aufbauaufwandes. Was für eine Erleichterung. Meine anfänglichen Bedenken, ob die Montierung dies länger übersteht, hatte ich schnell der Bequemlichkeit geopfert. Mit Erfolg, die Montierung läuft

1 Stahlsäule mit Teleskop auf Betonsockel
auch nach ständigen zwei Jahren draußen einwandfrei. Einzig das Stativ im Rasen störte noch. Also sollte ein festes Stativ in der Vegetationszone entstehen.
Hier waren die Überlegungen zunächst auf den optimalen Standort konzentriert, bezüglich meines nicht allzu großen Grundstückes mit dichter Bebauung rundherum. Hierbei half mir ein Laserentfernungsmesser mit Winkelfunktion. Dann stellte sich die Frage nach einer betonierten Säule oder einer Stahlsäule auf Betonsockel. Die Wahl fiel auf einen unbewehrten Betonsockel und eine separate Stahlsäule. Der Grund war der einfachere Rückbau für den Fall, dass ich in der Zukunft etwas ändern möchte

(Abb. 1). Die Säule war ein Geschenk meines Freundes Carsten, der eine Stahlbaufirma betreibt (Henze Stahltechnik in Berlin). Das war nochmals eine Verbesserung. Was blieb, war das Aufbauen der Optiken. Spätestens nach dem Wechsel vom noch recht handlichen Ritchey-Chretien-Teleskop mit acht Zoll Öffnung zum etwas schnelleren zehnzölligen Newton-Teleskop wurde der Wunsch nach einem festen Schutzbau immer stärker. Somit fiel die Entscheidung für den Bau einer Schutzeinrichtung.
Zunächst erfolgten Vorüberlegungen und Recherchen, was in Frage kommt. Da gibt es Anbieter fertiger Rolldachhütten und Anbieter von Stahlhäuschen, die einfach

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Amateurteleskope/Selbstbau

über das Teleskop geschoben werden. Die Stahlvariante fiel schnell heraus, da mir die Optik und das Handling nicht gefallen haben. Die Rolldachhütte war schon recht teuer und es wurde vom Hersteller eine Bodenplatte aus Beton verlangt. Zudem gibt es nur feste Größen und nur die Variante Satteldach. Aufbau und Dach mussten ebenfalls hinzugekauft werden. Ohne Befähigung zu Eigenleistungen bewegte sich das deutlich über der gesetzten Budgetgrenze.
Die Nachfrage im VdS-Kollegenkreis ergab weitere interessante Varianten, wie z. B. den Umbau einer Baumarkthütte. Die Nachfrage beim Landratsamt, ob ich eine Sternwarte auf die Grundstücksgrenze bauen dürfe, wurde abgewiesen. Begründung: Es handle sich um einen Aufenthaltsraum und der dürfe nicht an der Grenze stehen. Also war Kreativität gefragt. Eine zweite Nachfrage, ob denn ein Schutzbau oder eine Gerätehütte zulässig sei, brachte Erfolg. Dies sei gemäß der bayerischen Bauordnung erlaubt, sofern ich deren Bestimmungen einhielte, bekam ich zur Antwort. Diese Randbedingungen führten dann zur Entscheidung, eine Hütte vom Schreiner bauen zu lassen, abgestimmt auf meine individuellen Bedürfnisse und Gegebenheiten. Aus der Sternwarte wurde eine Gerätehütte (mit aufschiebbarem Dach). Ich erstellte eine detaillierte Baubeschreibung für eine ,,2,5 m x 2,5 m Gerätehütte" und stellte eine Ausschreibung auf MyHammer ein. Ein örtlicher Schreiner machte ein vernünftiges Angebot und wurde mit dem Bau beauftragt. Der Einbau der Elektrik sowie das Streichen der Hütte erfolgten in Eigenleistung. Das Trapezblech mit Dämmung für das Dach war ebenfalls vorhanden und wurde integriert. Zur genauen geometrischen Auslegung der Hütte sollten folgende Parameter erreicht werden und wurden vor Ort mit dem Handwerker besprochen, festgelegt und nachgemessen:

Durchgangshöhe Tür: 180 cm, Dachkantenhöhe: 190 cm über Betonsockel, maximale Einschränkung Sicht-Horizont: 20-25 Grad, Innenmaße der Hütte: 2,3 m x 2,3 m. Betonsockel: 50 cm x 50 cm, entkoppelt vom Hüttenboden und bündig zu diesem. Anschluss der Ausleger an die vorhandene Garage, Gesamthöhe kleiner als 3,0 Meter.
Die nun fertige Hütte hat diese Maße auch erreicht. Die Höhe der oberen Dachkante im offenen Zustand beträgt 188 cm über dem Holzboden. Die Differenz ergibt sich aus der Dicke der Bodenplatte der Metallsäule. Die horizontale Entfernung zum Mittelpunkt der Säule beträgt 115 cm und die Höhe der Säule mit AZ-EQ6-Montierung 165 cm (Mitte Teleskopauflage, Polstellung). Damit erreiche ich je nach Lage des Teleskops einen Mindestsichtwinkel von 20 Grad bis 25 Grad . Dies ist hinreichend, da ich sonst nur Nachbargebäude im Visier

2 Unterbau der
Sternwarte
3 Nachträglich
gegossene Fundamente
hätte. Die Atmosphäre stört auch immer mehr, da der Lichtweg der Objekte durch sie hindurch länger und damit die Intensität zunehmend reduziert wird. Auch die atmosphärische Dispersion nimmt immer stärker zu.
Aber nun zur eigentlichen Ausführung des Baus. Zunächst wurde der Unterbau erstellt. Hierzu wurden eine Tragschicht und die Umrandung vom Auftragnehmer hergestellt. An den späteren Teleskopplatz wurde ein frostsicherer, unbewehrter Betonsockel geschalt und 50 cm x 50 cm x 80 cm gegossen. Anschließend wurde das Pflaster mit 8 cm dicken Standardsteinen ausgelegt (Abb. 2). Danach wurde die Hütte vorgefertigt angeliefert und auf das Pflaster gestellt. Hier musste ich erstmals eingreifen, da der Handwerker eigenmächtig entschieden hatte, auf die Punktfundamente zu verzichten und stattdessen nur in die

Journal für Astronomie Nr. 94 | 61

Amateurteleskope/Selbstbau
5 Dachkinematik 4 Der Blick ins Innere zeigt die Konstruktionsmerkmale

6 Newton-Teleskop in Parkposition bei geschlossenem Dach

7 Erstbetrieb der Sternwarte

Pflastersteine geschraubt hat. Diese waren auch nicht gesandet und hätten damit leicht verrutschen können. Also ließ ich die Sockel und die Pflasterarbeiten nachbessern (Abb. 3). Zusätzlich war die Hütte nun an Edelstahlhalteankern verschraubt und gesichert. Zwischen Pflaster und Hütte sind zusätzlich Hartgummi-Unterlagen gegen Staunässe eingebaut. Somit steht die Sternwarte ,,schwebend" über dem Pflasteruntergrund. Die Hütte ist mit 10 cm x 10 cm Fichtenvollholz als Rahmen und 24 mm dicken Nut/Federbrettern für die Wände auf-

gebaut. Dies ist im Vergleich zu den meisten Baumarkthütten sehr solide ausgeführt (Abb. 4). Das Dach wurde als Schrägdach gebaut und steigt in Aufschieberichtung an. Somit ist gewährleistet, dass das geöffnete Dach nicht zusätzlich den Sichtwinkel beeinträchtigt. Es gleitet auf zwei Schienen eines gewöhnlichen, oft für Grundstückszufahrten verwendeten Schiebetors (Abb. 5). Die in der Baubeschreibung spezifizierte maximale notwendige Kraft zum Öffnen von 200 N wurde bei der Abnahme deutlich unterschritten.

Die Säule wurde danach von mir selbst eingenordet und anschließend mit vier M10-Schwerlastankern am Betonsockel befestigt. Beim Aufbau des Teleskops gab es dann kurz eine Schrecksekunde, ob die Dachhöhe für den 10-Zoll-Newton in Parkposition ausreichen würde. Das hatte ich
8 First Light für die Dreiecksgalaxie M 33
(Sharpstar 94EDPH, f = 517 mm, mit SV705C Planetary Camera von SVBONY)

62 | Journal für Astronomie Nr. 94

Amateurteleskope/Selbstbau

9 Abgedecktes Teleskop

in der Planung der Dachausführung nicht als wichtig erachtet. Zur Versteifung des Daches hat der Schreiner ohne Rücksprache ein Kreuz zur Stabilisierung eingebaut. Dies hatte ich so nicht bedacht. Zum Glück ist dies jedoch kein Problem, wie die Parkposition des Teleskops zeigt (Abb. 6). Auch ein 14-Zoll-Teleskop würde Platz finden. Zum Schluss wurden Tür und Fußboden eingebaut und die Drückergarnitur mit Schloss angebracht. Zwischenzeitlich erledigte ich den zweifachen Anstrich mit Dauerschutzlasur. Danach installierte ich die elektrischen Anschlüsse mit je zwei Aufputz-Außensteckdosen an der Säule und Außenwand der Hütte. Eine Beleuchtung und eine Blindleitung zur optionalen weiteren Elektrifizierung sind ebenfalls vorhanden. Zudem habe ich einige Regalbretter als Stauraum eingebaut, ohne die Größe der Hütte maßgeblich einzuschränken. Hierzu verwendete ich 20 cm breite Fichtenholzbretter aus dem Baumarkt. Die Hälfte der Dicke ,,verschwindet" elegant zwischen dem Tragrahmen. Nach Hinweisen einiger VdS-Astrokollegen habe ich noch Stahlwolle zwischen Hütte und Pflaster sowie in den Trapezblechausschnitten eingebracht, um etwaige unerwünschte Besucher fernzuhalten. Ein wenig besorgt bin ich noch wegen Wespen- oder Hornissennester. Hier hilft hoffentlich regelmäßiges Stören.
Die Sternwarte ging am 01.11.2024 bei kurzzeitig klarem Himmel erstmals in den

Testbetrieb (Abb. 7). Ziel war die Dreiecksgalaxie M 33. Als Testequipment fungierte mein kleiner Apochromat (Sharpstar EDPH94) und eine ungekühlte Kamera mit Sony-Sensor IMX585. Die Belichtungszeit betrug leider nur eine Stunde (Abb. 8).
Was war das für ein Gefühl - das fertig aufgebaute Instrumentarium einfach nur einzuschalten, das Dach zu öffnen und direkt loszulegen - großartig!
Nach den ersten kalten Novembernächten im Betrieb kam es dann zu beschlagenem Hauptspiegel des Newton. Die Nässe musste zunächst mittels Haartrockner entfernt werden. Eine Messung ergab 90% Luftfeuchte. Um Abhilfe zu schaffen, wurde wieder der VdS-Kollegenkreis befragt und schließlich ein Lüftungsgitter mit 12V-PCLüfter und Feuchtigkeitsregelung eingebaut. Zusätzlich steht noch ein Entfeuchter in der Hütte und das Teleskop ist mittels atmungsaktiver Folie abgedeckt (Abb. 9). Diese Maßnahmen haben das Problem beseitigt. Das Dach morgens noch ein paar Stunden offenzulassen hilft ebenfalls. Häcksler und Rasenmäher haben auch ein Zuhause gefunden und dienen als ,,Alibi". Ich freue mich auf die künftige Nutzung meiner ,,Gerätehütte mit aufschiebbarem Dach".
Projekt abgeschlossen, was bringt die Zukunft? Ein Dachantrieb ist in der Über-

legung, hier käme ein Rollladen-Antrieb mit Gurt in Frage oder auch eine Schiebetormechanik mit Zahnstange. Solange das Dach aber gut zu öffnen ist, ist das eher eine Frage der Bequemlichkeit als der Notwendigkeit. Eine größere Montierung steht ebenfalls auf dem Wunschzettel. Damit könnte ich zusätzlich zum Newton noch den 94-mm-Refraktor montiert lassen und würde mir den Umbau sparen, sofern großflächige Objekte fotografiert werden sollen.
1 Rechts: NGC 2170; Teleskop: ,,Ganymed",
Öffnung 610 mm, Primärfokus 1.816 mm, Privats ternwarte ,,Capella Observatory", Neroth in der Eifel; Kamera: ZWO ASI094 Pro ohne weitere Filter; Belichtungszeit: 52 x 5 min. Die Gesamtbelichtungszeit liegt somit bei 4 h 20 min. Das Bildfeld beträgt 55` x 44`, Norden ist rechts und Osten oben. Bildautoren: Josef Pöpsel, Stefan Binnewies und Frank Sackenheim

64 | Journal für Astronomie Nr. 94

Astrofotografie
Neues aus der Fachgruppe Astrofotografie
- Das Astrofoto des Jahres 2023
von Thorsten Zilch Platz 1
Journal für Astronomie Nr. 94 | 65

Astrofotografie

Platz 2

2 Das Galaxienpaar NGC 4038/39 entstand
zwischen dem 18.05.2021 und 23.05.2023 auf der ,,IAS", der Internationalen Amateursternwarte e.V., auf der Astrofarm Hakos in Namibia. Teleskop: Newton-Reflektor mit 810 mm Öffnung und 3.055 mm Brennweite; Kamera: ZWO ASI6200MM PRO; Belichtungszeit L 45 x 15 s, R 42 x 15 s, G 21 x 15 s, B 33 x 15 s, H 24 x 15 s. Das quadratische Bildfeld misst 21,6`; Norden ist auf etwa 11 Uhr. Bildautor: Klaus Eikmeier

66 | Journal für Astronomie Nr. 94

3 Dunkelwolken im Sternbild Cepheus.
Teleskop: Apochromat TS Photoline 130 mm / 910 mm; Kamera: ZWO ASI294MM; Belichtungszeit: 9 Stunden in Luminanz und je 1 Stunde in R, G und B. Die Belichtungen erfolgten am 20., 22. und 24.08.2023 in Flensburg. Das Bild zeigt Norden rechts und Osten oben, bei etwa 89` x 59` Gesichtsfeld. Bildautor: Karsten Bahr

Platz 3

Astrofotografie Journal für Astronomie Nr. 94 | 67

Astrofotografie

Für die Wahl zum ,,Astrofoto des Jahres 2023" standen von 52 Kalenderwochen des Jahres 2023 in Summe 48 informativ aufbereitete und dargestellte ,,Astrofotos der Woche" zur Verfügung. Die Fachgruppe Astrofotografie hatte die hiermit verbundene jährliche Aufgabe, die drei besten Astrofotos zu wählen. Die Wahl führte zu folgender Nominierung (siehe Kasten).
Herzlichen Glückwunsch den Gewinnern, aber auch herzlichen Dank an die vielen treuen Einsender. Nicht zu vergessen ist der Dank an unsere fleißigen FG-Mitglieder und FG-Freunde beim Belichten und natürlich beim Wählen! Die drei Siegerbilder sind an dieser Stelle noch einmal abgebildet. Ihr AdW-Team der FG Astrofotografie

Platz 1: Stefan Binnewies, Woche 03 - NGC 2170 im Monoceros - was ist da eigentlich los???
Platz 2: Klaus Eikmeier, Woche 38 - Die Antennengalaxien NGC 4038/39: Der Prototyp einer Galaxienverschmelzung
Platz 3: Karsten Bahr, Woche 47 - Ein Ring aus Dunkelwolken und Reflexionsnebeln im Cepheus

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Astrofotografie

Supernovae im zweiten Halbjahr 2024
von Manfred Mrotzek

Im VdS-Journal für Astronomie 91 hatte ich helle Supernovae des Frühjahrs 2024 vorgestellt. Auch in den restlichen Monaten des Jahres 2024 konnten etliche hellere Supernovae am Himmel beobachtet werden. Eine Auswahl werde ich im Folgenden präsentieren.

Wer sich für Supernovae interessiert, kann sich die aktuellen Informationen auf der Webseite des Transient Name Servers (TNS) [1] oder der von David Bishop gepflegten Webseite der neuesten Supernovae [2] holen. Supernovae sind nicht nur deshalb interessant, weil sie den Tod von Sternen markieren und man (insbesondere die Fachastronomen) aus den Lichtkurven und Spektren eine Menge über die abgelaufenen Prozesse lernen kann, sondern auch weil sie kurzzeitige Änderungen im Aussehen von Galaxien sind, deren Gestalt sich über die Dauer unserer Lebenszeit nicht verändert. Weitere Informationen zu den Galaxien finden sich in den bekannten Datenbanken Simbad [3] und NED [4].

1 SN2024iss in LEDA 1846725 am 15.05.2024, Teleskop: APO 127 mm, f = 952 mm, Kamera:
ASI 1600MM (monochrom), Belichtung: 50 x 60 s, Ort: Groß Schwülper (Bild: Jürgen Burghard)

SN2024iss in LEDA 1846725 war insofern bemerkenswert, als dass auf den meisten Aufnahmen nur die Supernova, aber nicht die kleine und lichtschwache und von der Supernova völlig überstrahlte Heimatgalaxie sichtbar war. SN2024iss wurde am 12.05.2024 von dem Suchprogramm GOTO der ESO gefunden, bei dem vier 40-cm-Teleskope auf La Palma Ausschau nach Helligkeitsveränderungen am Himmel durch Gravitationswellen halten. Dabei gehen natürlich auch Supernovae ins Netz. SN2024iss war eine Kernkollaps-

2 SN2024kjb in IC4566 am 29.06.2024,
Teleskop: Takahashi Epsilon 180ED, f = 770 mm (mit Extender), Kamera: ASI 6200MM Pro (monochrom), Belichtungszeit: 80 x 90 s, Ort: Bad Berka (Bild: Jens Mascher)

Journal für Astronomie Nr. 94 | 69

Astrofotografie

3 SN2024llc in UGC 1118 am 04.10.2024, Teleskop: TEC140, f = 750 mm (mit Reducer), Kamera:
Atik 460EX (monochrom), Belichtung: 12 x 180 s, Ort: Buxtehude (Bild: Manfred Mrotzek)

Lichtjahren Entfernung und eine hübsche Spiralgalaxie mit weit ausladenden Armen. SN2024kjb war vom Typ Ia, bei dem ein Weißer Zwerg in einem engen Doppelsternsystem von seinem Partnerstern Materie abzieht, bis er die 1,4-fache Sonnenmasse erreicht, schlagartig instabil wird und seine gesamte Masse in einer thermonuklearen Explosion in Energie umwandelt.
SN2024llc in UGC 1118 war eine Kernkollapssupernova vom Typ II, die am 16.06.2024 vom Supernovasuchprogramm ASAS-SN entdeckt wurde. Sie erreichte am 12.07.2024 ihre maximale Helligkeit von 15,6 mag. Anfang Oktober hat Manfred Mrotzek die mittlerweile nur noch 17,5 mag schwache Supernova abgelichtet (Abb. 3). Die Heimatgalaxie UGC 1118 leuchtet aus einer Entfernung von etwa 145 Millionen Lichtjahren. Wir sehen sie unter einem flachen Winkel fast in Kantenlage. Ihre Winkelausdehnung beträgt 2,6 Bogenminuten. Damit hat sie einen Durchmesser von etwa 110.000 Lichtjahren und etwa die Größe der Milchstraße.

4 SN2024pxl in NGC 6384 am 30.07.2024, SC-Teleskop: Meade 16 Zoll, f = 3.280 mm,
Kamera: veTEC571M (monochrom), Belichtung: 40 x 30 s, Ort: Grafenau (Lkrs Böblingen) (Bild: Markus Kempf)

supernova vom Typ IIb und bei ihrer Entdeckung bereits 14,6 mag hell. Drei Tage später erreichte sie ihre maximale Helligkeit von 13,3 mag. Jürgen Burghard hatte das Glück, die Supernova in ihrem größten Glanz ablichten zu können (Abb. 1). LEDA 1846725 befindet sich knapp 1 Grad nördlich des Coma-Galaxienhaufens und ist eine in Längsrichtung nur 19 Bogensekunden messende Zwerggalaxie in etwa 55 Millionen Lichtjahren Entfernung.

SN2024kjb in IC 4566 wurde am 04.06.2024 ebenfalls von GOTO (s. SN2024iss) gefunden. Die Supernova war bei ihrer Entdeckung nur 19,5 mag hell, steigerte sich aber bis zum 21.06.2024 auf 15,3 mag. Diese Helligkeit hatte sie auch noch eine gute Woche später, als Jens Mascher in einer der kürzesten Nächte des Jahres SN2024kjb in ihrer attraktiven Umgebung fotografierte (Abb. 2). IC 4566 ist Mitglied einer Galaxienkette in 250 Millionen

SN2024pxl in NGC 6384 wurde am 23.07.2024 vom amerikanischen Programm ZTF entdeckt, das den Himmel nach Helligkeitsveränderungen absucht und sich für Novae, Supernovae und Mikrogravitationslinseneffekte in der Milchstraße interessiert. Eine Woche nach ihrer Entdeckung gelang Markus Kempf ein Porträt von NGC 6384 samt Supernova (Abb. 4). SN2024pxl war bei ihrer Entdeckung schon 17,7 mag hell, erreichte am 09.08.2024 ihre maximale Helligkeit von 15,6 mag und war vom Typ Ia-02cx. Der Untertyp 02cx, benannt nach der Supernova SN2002cx, bei der man diese Art von Lichtkurven und Spektren erstmalig beobachtete, ist sehr hell im Roten und Infraroten. Außerdem ist die Expansion der Explosionswolke nur etwa halb so groß wie bei gewöhnlichen

70 | Journal für Astronomie Nr. 94

Astrofotografie

Supernovae vom Typ Ia, und die absolute Maximalhelligkeit ist im Blauen und Visuellen fast zwei Magnituden schwächer als bei gewöhnlichen Typ Ia-Supernovae, d. h. Supernovae vom Untertyp 02cx sind von Anfang an sehr rot, während gewöhnliche Typ-Ia-Supernovae zunächst blau sind und erst später rot werden. Bei 2002cx waren die Astronomen noch ratlos, welcher Explosionsmechanismus die beobachteten Phänomene vollständig erklären konnte.

5 SN2024uqg in IC 1865 am 12.10.2024, Teleskop: TEC140, f = 750 mm (mit Reducer),
Kamera: Atik 460EX (monochrom), Belichtung: 20 x 180 s, Ort: Buxtehude (Bild: Manfred Mrotzek)

In einem 2018 erschienenen Handbuch über Supernovae wusste man bereits von mehr als 50 Supernovae dieses außergewöhnlichen Untertyps, der teilweise auch Typ-Iax genannt wird. Man war mittlerweile zu der Überzeugung gelangt, dass bei diesem Untertyp das wahrscheinlichste Szenario so aussieht: Ein Weißer Zwerg aus Kohlen- und Sauerstoff sammelt auf seiner Oberfläche nicht eine Wasserstoff-, sondern eine Heliumschicht von seinem Partnerstern an, die bei Erreichen der Chandrasekhar-Grenze von etwa 1,4 Sonnenmassen zündet und dadurch zwar die Fusion von Kohlenstoff und Sauerstoff initiiert, aber den Weißen Zwerg nicht unbedingt komplett zerreißen muss. Es handelt sich im Unterschied zu einer Explosion um eine Deflagration (bei brennbaren Gasgemischen auch Verpuffung genannt), bei der die Fusion durch die bei der Fusion entstehende Hitze weiter fortschreitet, aber nicht die Schallgeschwindigkeit des Weißen Zwergs erreicht. Bei einer Explosion würde eine Stoßwelle die Fusionsfront mit Überschallgeschwindigkeit vorantreiben.
SN2024uqg in IC 1865 wurde ebenfalls vom Suchprogramm ZTF entdeckt, und zwar am 05.09.2024 bei einer Helligkeit von 19,0 mag. Sie war vom regulären Typ Ia, bei dem nach dem gängigen Modell ein Weißer Zwerg eine thermonukleare Explosion erleidet (s. SN2024kjb).

6 SN2024vfo in UGC 690 am 04.10.2024, Teleskop: TEC140, f = 750 mm (mit Reducer),
Kamera: Atik 460EX (monochrom), Belichtung: 20 x 180 s, Ort: Buxtehude (Bild: Manfred Mrotzek)

Knapp drei Wochen später erreichte sie ihre Maximalhelligkeit von 16,7 mag, um danach wieder langsam an Helligkeit zu verlieren. Auf Manfred Mrotzeks Auf-

nahme (Abb. 5) von Mitte Oktober war sie nur noch 17,5 mag hell. IC 1865 gehört zu einem Haufen von fast 100 Galaxien in 340 Millionen Lichtjahren Entfernung.

Journal für Astronomie Nr. 94 | 71

Astrofotografie

SN2024vfo in UGC 690 wurde am 11.09.2024 vom Japaner Koichi Itagaki bei einer Helligkeit von 18,8 mag entdeckt. Die Kernkollapssupernova vom Typ II wurde nur wenig heller und erreichte am 04.10.2024 ihre Maximalhelligkeit von 18,0 mag. Just an diesem Tage belichtete Manfred Mrotzek die hübsche, 240 Millionen Lichtjahre entfernte Spiralgalaxie UGC 690, in deren Außenbereich SN2024vfo sichtbar war (Abb. 6).

7 SN2024xav in NGC 1275 am 12.10.2024, Teleskop: TEC140, f = 750 mm (mit Reducer),
Kamera: Atik 460EX (monochrom), Belichtung: 20 x 180 s, Ort: Buxtehude (Bild: Manfred Mrotzek)

SN2024xav in NGC 1275 wurde am 30.09.2024 vom Suchprogramm GOTO (s. SN2024iss) der ESO entdeckt. Eine Woche später erreichte die Kernkollapssupernova vom Typ IIP ihre größte Helligkeit von 17,0 mag. Das P in der Typbezeichnung signalisiert, dass die Lichtkurve ein Plateau aufweist, so dass sie auf der wenige Tage später entstandenen Aufnahme von Manfred Mrotzek (Abb. 7) noch in ihrem größten Glanz leuchtet.

8 SN2024abfl in NGC 2146 am 28.12.2024, SC-Teleskop: Celestron 11 Zoll, f = 2.000 mm,
Kamera: veTEC571C (color), Belichtung: 50 x 180 s, Ort: Groß Schwülper (Bild: Jürgen Burghard)

NGC 1275 ist die zentrale Galaxie im Galaxienhaufen Abell 426, auch Perseus-Galaxienhaufen genannt. Sie erscheint als Elliptische Galaxie. Elliptische Galaxien haben jedoch keinen Gasvorrat mehr, aus dem sich massereiche und damit kurzlebige Sterne bilden können. Kernkollapssupernovae sind aber der Tod von solchen nur einige zig Millionen Jahre alten massereichen Sternen. Wie passt das zusammen? Interessanterweise hat man um NGC 1275 viele H-Gebiete, blaue Sternhaufen und Staub entdeckt. Die blauen Sternhaufen folgen weitgehend den Strukturen des ionisierten Wasserstoffs, sind also mit ihnen assoziiert. Sie sind genau wie die Staubwolken Vordergrundobjekte, die sich mit hoher Geschwindigkeit auf NGC 1275 zubewegen. Berechnungen haben ergeben, dass sie Objekte in einer gasreichen Spiralgalaxie von etwa der Größe unserer Milchstraße sind, die von der Schwerkraft von NGC 1275 angezogen wird. Kürzlich (auf einer kosmologischen Zeitskala, d. h. vor einigen zig Millionen Jahren) hat es durch Stoßwellen, hervorgerufen durch den Zusammenprall des Gases der einfallenden Galaxie mit dem heißen Gas innerhalb des Galaxienhaufens,

72 | Journal für Astronomie Nr. 94

Astrofotografie

eine Phase heftiger Sternentstehung massiver Sterne (die blauen Sternhaufen) gegeben. (Näheres ist in [5] nachzulesen.) Und einer dieser massereichen Sterne ist als SN2024xav explodiert. Die Supernova ist also genaugenommen gar nicht in NGC 1275 aufgetreten, sondern in der namenlosen Galaxie, die auf NGC 1275 zustürzt und mit ihr verschmelzen wird.
SN2024abfl in NGC 2146 war ebenfalls eine Kernkollapssupernova vom Typ II, die am 15.11.2024 wieder einmal vom japanischen Amateurastronomen Koichi Itagaki entdeckt wurde. Zwei Tage später war ihre Helligkeit auf 16,5 mag angestiegen und verharrte danach monatelang bei etwa 17 mag. Das ist etwas überraschend, denn die letzte Supernova vom Typ II in NGC 2146, SN2018zd (übrigens auch von Herrn Itagaki entdeckt), explodierte ganz in der Nähe und erreichte eine Maximalhelligkeit von 13,3 mag. Wie viele andere Astrofotografen auch ließ sich Jürgen Burghard die Gelegenheit nicht entgehen, die durch Staubwolken und verdrehte Spiralarme ungewöhnlich strukturierte Galaxie NGC 2146 mit SN2024abfl Ende Dezember 2024 abzulichten (Abb. 8).

Internethinweise (Stand 19.02.2025): [1] [1] IAU: ,,Transient Name Server (TNS)",

www.wis-tns.org/search [2] D. Bishop: ,,Latest Supernovae",
www.rochesterastronomy.org/ [2]

supernova.html

[3] Simbad, https://simbad.u-strasbg.

fr/simbad/sim-fid [4] Nasa Extragalactic Database (NED), [3]

https://ned.ipac.caltech.edu/forms/

byname.html

[5] A.P.-Y. Yu et al., 2015: ,,The high-velocity system: infall of a giant low-surface- [4]

brightness galaxy toward the center

of the Perseus cluster", Astrophys.

J. 814, p. 101, (2015/December-1),

https://iopscience.iop.org/article/

[5]

10.1088/0004-637X/814/2/101/pdf

Wir begrüßen neue Mitglieder

Mitgl.-Nr. Name

Mitgl.-Nr. Name

22178 22179 22180 22181 22182 22183 22184 22185 22186 22187 22188 22189 22190 22191 22192 22193 22194 22195 22196 22197 22198 22199 22200 22201 22202

Heinemann, Matthias Banse, Karl-Heinz Valler, Michael Ehehalt, Dr.Jörg Dedeoglu, Ismail Martens, Ulrich Popp, Günther Sturk, Dr. Holger Lampe, Harald Lindner, Dr. Jörg Koch, Jürgen Sieber, Karl-Wolfgang Siepe, Dr. Peter Hohn, Thomas Seelig, Sven Kalinke, Andreas Schulz, Markus Buchwald, Dr. rer. medic. Dirk Bluhm, Thorsten Franzrahe, Dr. Ing. Harald Matter, Jona Bramer, Klaus Ludwig, Walther Akemann, Bernd Nürnberger, Reinhard

22203 22204 22205 22206 22207 22208 22209 22210 22211 22212 22213 22214 22215 22216 22217 22218 22219 22220 22221 22222 22223 22224 22225 22226 22227

Kausche, Christian Scheurer, Mathias Schneider, Jerome Hefter, Marc Brinker, Werner Przybysz, Leszek Schillai, Dominik Volck, Friedrich Panfil, Thomas Adam, Manuel Liska, Dipl.-Ing. Christian Ganßer, Dipl.-Ing. Roland Martens, Thorsten Diefenbacher, Lilly Grade, Simon Müller, Armin Stephan Matus, Nina Plack, Arno Schober, Dr. Daniel Pirschtat, Dipl.-Ing. Bernd Braig, Andreas Ibrahim, Hani Andreas Konermann, Daniela Wick, Stefan Lattasch, Martin

Mitgl.-Nr. Name
22228 Stutz, Michael 22229 Roß, Miriam 22230 Schröder, Tim 22231 Gelda, Niklas 22232 Nurboja, Lorik 22233 Gehle, Christof 22234 Burzywoda, Christian 22235 Kroker, Rolf 22236 Hubertz, Johannes 22237 Wetzel, Andreas 22238 Kordas, Dr. Norbert 22239 Theis, Thomas 22240 Sielex, Dr. Klaus 22241 Thiel, Robert 22242 Beuscher, Bernd 22243 Reher, Anna-Sophia 22244 Wannhoff, Majken 22245 Arwers, Winfried 22246 Matthias, Olaf 22247 Purol, Holger 22248 Junger, Stefan 22249 Gerhardt, Niklas 22250 Hohmann, Roland 22251 Raupach, Dr. Rainer

Journal für Astronomie Nr. 94 | 73

Astronomische Vereinigungen

Ein DINO wird 50 oder
wie ein Lübecker Riesenfernrohr nach Neumünster kam
von Marco A. Ludwig

Wer heutzutage einen Blick unter die große Sternwartenkuppel der vhs-Sternwarte Neumünster wirft, ist meist überrascht. Dort ragt ein beeindruckender Gigant aus Stahl fast vier Meter in die Höhe. Das Riesenteleskop mit dem Namen ,,DINO" ermöglicht Neumünsteraner Amateurastronomen seit 13 Jahren einen beeindruckenden Blick in die unendlichen Weiten des Alls. Eingeweiht wurde es jedoch vor genau 50 Jahren an der Sternwarte Lübeck.

Egal ob Mondkrater, Saturnringe, Jupiter-

monde oder auch planetarische Nebel,

Supernovaüberreste sowie Staubbänder in

fernen Galaxien: Für das Riesenteleskop

der vhs-Sternwarte Neumünster ist das alles

kein Problem. Mit einem Spiegeldurchmes-

ser von 48 cm und einer Brennweite von 2

Metern gehört es auch heute noch zu den 1 Sternwartenleiter Marco Ludwig am DINO der vhs-Sternwarte Neumünster. (Bild: Privat)

leistungsstärksten Fernrohren Schleswig-

Holsteins. Über viele Jahre galt es sogar als

das größte Fernrohr des Landes. Dieser Ta- Lübeck. Unter der Sternwartenkuppel der Installation eines modernen, vielseitig ein-

ge freuen sich die Amateurastronomen der Kepler-Schule war ein leistungsfähiges setzbaren Instruments wurde immer lauter.

Sternwarten Lübeck und Neumünster über Spiegelteleskop der Hamburger Firma Bu- Anfang der 1970er Jahre, als in Neumünster

den 50. Geburtstag dieses ,,Altmetalls" mit tenschön installiert. Prof. Dr. Peter Baron gerade die größte Sternwarte Schleswig-

dem Gewicht eines Kleinwagens. Aber wo- von der Osten-Sacken, der damalige Leiter Holsteins aufgebaut wurde, fiel die Ent-

her stammt dieses Gerät zur Erkundung des der Sternwarte Lübeck und leidenschaft- scheidung. Mit Hilfe der Volkshochschule

Alls eigentlich, und wie kam es von der Stadt licher Astronom, war jedoch unzufrieden Lübeck, zu der die Lübecker Sternwarte

an der Trave in die Stadt an der Schwale?

mit der Qualität der Mechanik. Für an- damals gehörte, sollte nun ein neues Spie-

spruchsvolle wissenschaftliche Beobach- gelteleskop mit knapp einem halben Meter

Die Geschichte des DINOs begann bereits tungen und astrometrische Messungen war Durchmesser (Öffnung: 19 Zoll, f/4,2) auf

Ende der 1960er Jahre an der Sternwarte diese schlicht zu ungenau. Der Ruf nach der einer stabilen Mechanik beschafft werden.

Dafür nahm die Stadt Lübeck rund 100.000

Neues aus der Fachgruppe Astronomische Vereinigungen

DM in die Hand. Das Stuttgarter Unternehmen Wachter benötigte rund drei Jahre für die Herstellung und Installation des Spiegelteleskops. Die Spiegeloptik stammte von der

Wie ein DINO umgezogen, vor der Verschrottung bewahrt und stattdessen zum

Firma Lichtenknecker. Dieses System hat

Star in einer neuen Stadt geworden ist, beschreibt anschaulich der Sternwartenleiter

Wachter nur drei Mal produziert. Ein wei-

Marco Ludwig aus Neumünster in Schleswig-Holstein. Ähnlich viele Jahre kann

teres Teleskop dieser Baureihe steht u. a. in

eine amateurastronomische Zeitschrift aufweisen: ,,Sternzeit" feiert ihr 50-jähriges

der Sternwarte der türkischen Stadt Izmir.

Jubiläum. Die Redaktionen von VdS und Sternzeit arbeiten seit vielen Jahren

gedeihlich zusammen. Wir freuen uns mit ihnen und gratulieren!

Eingeweiht wurde das neue Hauptfern-

Astrid Gallus

rohr der Lübecker Sternwarte am 26. No-

vember 1974. Durch die besondere Bau-

74 | Journal für Astronomie Nr. 94

Astronomische Vereinigungen

2 Prof. Dr. Peter Baron von der Osten-Sacken
am 48-cm-Teleskop in Lübeck. (Bild: Archiv Sternwarte Lübeck)

weise als Newton-Cassegrain-Optik war es den Amateurforschern sogar möglich, das Teleskop wahlweise mit zwei oder mit sechs Metern Brennweite zu betreiben. Hierzu musste lediglich der Fangspiegel ausgetauscht werden. Als Newton mit zwei Metern Brennweite wurde das gebündelte Licht seitlich durch den Okularauszug ausgeworfen. Mithilfe eines anderen Fangspiegels wurde das gebündelte Licht zurück in Richtung Hauptspiegel reflektiert und konnte durch ein zentrales Loch betrachtet werden. Dies erwies sich als besonders hilfreich bei der Messung von Sternhelligkeiten oder der Betrachtung von Doppelsternen.
Das neue Lübecker Großteleskop setzte Maßstäbe. Und auch wenn das Gerät dank der Pflege der Lübecker Sternfreunde immer wieder instandgesetzt und modernisiert wurde, so entwickelte sich die Teleskoptechnik im Laufe der Jahrzehnte doch enorm weiter. Als die Possehl- und die Drä-

gerstiftung dem Arbeitskreis Sternfreunde Lübeck e.V., dem neuen Trägerverein der Sternwarte Lübeck, Mittel für ein neues Teleskopsystem bewilligten, musste man sich auch Gedanken über den Verbleib des liebgewonnenen ,,Altmetalls" machen. Eine Verschrottung käme für ein so hochwertiges Teleskop nicht in Frage. Bei guter Pflege könnte es auch Jahrzehnte später noch spannende Blicke ins All ermöglichen. Zudem hatten im Laufe der Zeit Tausende Lübecker die Gelegenheit, einen Blick durch das Spiegelteleskop zu werfen, und haben es auf diese Weise schätzen gelernt.

So erhielt der Neumünsteraner Sternwartenleiter Marco Ludwig im Sommer 2010 einen Anruf aus Lübeck. Torsten Lohf überraschte ihn mit den Worten: ,,Eure Kuppel passt perfekt zu unserem Teleskop!" Zu dem Zeitpunkt befand sich unter der Neumünsteraner Sternwartenkuppel das 1971 eingeweihte Spiegelteleskop mit einem Durchmesser von nur 25 cm. Anders als das Lübecker Gerät war das Neumünsteraner Teleskop schwer in die Jahre gekommen und kaum noch betriebsfähig. Das alte Lübecker Teleskop wäre für Neumünster ein technologischer Quantensprung.
Kosten sollte das Lübecker Fernrohr 5.000 Euro - ein echter Freundschaftspreis. Allerdings hatte der erst 2009 gegründete Förderverein Sternwarte Neumünster e.V. gerade erst für die Renovierung des alten Seminarraums gesorgt und entsprechend keine Rücklagen mehr. Auch die Volks-

3 Ein Abschiedsbild unter der Lübecker Stern-
wartenkuppel (Bild: Archiv Sternwarte Lübeck)

4 In über 1.000 ehrenamtlichen Arbeitsstunden
wurde die Neumünsteraner Sternwartenkuppel für den DINO vorbereitet. (Bild: M.A. Ludwig)

5 Die Montage des Teleskops in
Neumünster 2011. (Bild: J. Kahlhöfer)
Journal für Astronomie Nr. 94 | 75

Astronomische Vereinigungen

6 Der Krebsnebel M 1, aufgenommen
im DINO. (Bild: M.A. Ludwig und J. Falk)

Elektronik so modernisiert, dass jetzt auch Astrokameras der neuesten Generation direkt am Teleskop angeschlossen werden können. Geht es nach den Neumünsteraner Astronomen, könnte dieses Fernrohr noch mindestens weitere 50 Jahre das All erkunden.

hochschule hatte mangels leerer Stadtkassen abgewunken. In Neumünster war man sich jedoch einig: Dieses Teleskop würde perfekt in die große Sternwartenkuppel passen und könnte künftig viele Neumünsteraner für die Astronomie begeistern. Und so gab es nur wenige Wochen nach dem Anruf aus Lübeck einen weiteren historischen Anruf bei Sternwartenleiter Ludwig: Ein anonymer Spender hatte die erforderliche Summe an den Förderverein überwiesen.
Hochmotiviert machte man sich in Neumünster ans Werk. Zunächst holte ein Konvoi aus mehreren PKW mit Anhängern die bis zu 200 kg schweren Einzelteile des Teleskops und der Montierung nach Neumünster. Anschließend wurde die Sternwartenkuppel entkernt und mit viel ehrenamtlichem Engagement neu ausgestattet. Dabei investierte das Team der vhs-Sternwarte mehr als 1.000 ehrenamtliche Arbeitsstunden. Auch zahlreiche Neumünsteraner Firmen, wie die Volker Thullesen GmbH, Zander Metallbau oder der Baustoffhandel C. J. Wigger u.v.a. unterstützten mit Baumaterial. Gemeinsam mit den Lübecker Sternfreunden wurden die Einzelteile wie-

der zu einem funktionierenden Teleskop zusammengebaut.
Bei der ,,Einnordung" des Teleskops, das heißt, bei der genauen Ausrichtung der Stundenachse parallel zur Erdachse, wurde eine vollkommen neue Methode angewandt, die erst kurz vorher in Neumünster entwickelt worden war. Sie ist inzwischen als ,,Einnorden mit Excel" oder als ,,Lüthen-Kahlhöfer-Methode" international bekannt [1, 2]. Die dazu erforderliche ExcelTabelle und eine genaue Anleitung stehen auf der Internetseite der vhs-Sternwarte zur Verfügung [3].
Nach einem Neuanstrich von Kuppel und Teleskop bauten die ehrenamtlichen Sternkieker in letzter Minute noch einen Fußboden ein, damit am 5. November 2011, rechtzeitig zum 40. Geburtstag der vhsSternwarte, die Einweihung des neuen alten Teleskops gefeiert werden konnte.
Seither haben Tausende Besucher einen Blick auf und in manchen Fällen auch durch den ,,DINO" werfen dürfen. Erst kürzlich hat der Chefelektriker der Sternkieker die

Und woher der Name DINO kommt, ist auch schnell erzählt: Nach der Anfrage der Lübecker Sternwarte hatte Sternwartenleiter Ludwig beim renommierten Hamburger Amateurastronomen Hartwig Lüthen um eine Beurteilung des Lübecker Teleskops gebeten. Dieser bezeichnete das Teleskop als ,,Dinosaurierfernrohr" und empfahl den Neukauf vergleichbarer Technologie. Da man in Neumünster jedoch keine 100.000 Euro für ein solches Projekt hatte, freut man sich noch heute über diesen DINO, der nicht ausgestorben ist. Offiziell steht die Abkürzung jedoch für ,,Deepsky Instrument of the Neumünster Observatory".
Literatur- und Internethinweise (Stand 19.02.2025): [1] J. Kahlhöfer, 2012: ,,Einnordung einer
Montierung nach Strichspuraufnahmen - Auswertung mit einem Tabellenkalkulationsprogramm", VdS-Journal für Astronomie 43, S. 114; https://journal. sternfreunde.de/Jpdf/VdS-Journal_43. pdf
[2] Wikipedia: ,,Einnorden mit Excel", https://de.wikipedia.org/wiki/ Einnorden_mit_Excel
[3] J. Kahlhöfer: ,,Einnorden mit Excel": www.sternwarte-nms.de/artikel/ einnorden-mit-excel/

76 | Journal für Astronomie Nr. 94

Astronomische Vereinigungen

01/2025 ISSN 0721-8168

50 Jahre STERNZEIT
von Peter Fuchs

sternzeit Zeitschrift astronomischer Vereinigungen
Jubiläumsausgabe

16. November 1974: auf einer Regionaltagung in Solingen treffen sich Vertreter von fünf astronomischen Vereinigungen. Und ein Beschluss wird gefasst: lasst uns eine gemeinsame Zeitschrift herausgeben!
So begann die Erfolgsgeschichte von STERNZEIT.
Im Januar 1975 erschien die erste Ausgabe, damals noch unter dem Titel ,,Mitteilungen der astronomischen Vereinigungen aus Bonn, Dortmund, Gummersbach, Moers, Solingen". Sie umfasste 16 Seiten und enthielt u. a. Artikel über die ,,Auswertung der Mondfinsternis vom 4./5. Juni 74" (Gerd Grasshoff, Moers) sowie über ,,Planetoid 433 Eros in Opposition" (Ralf-Jürgen Dettmar, Bonn).
Die zweite Ausgabe trug dann bereits den Namen STERNZEIT, umfasste 24 Seiten und hatte eine Auflage von 800 Exemplaren. Gedruckt wurde beim Studentenwerk der Uni Bochum. Acht Vereine zeichneten als Herausgeber.

Preis vorrangig für astronomische Vereine zu liefern, damit diese nicht unbedingt eine eigene Vereinszeitschrift herausgeben müssen. Ab einer Abnahmemenge von 10 Exemplaren pro Ausgabe wird der Selbstkostenpreis in Rechnung gestellt. Dazu kommen natürlich die Kosten für den Versand und Ausgaben, die im Rahmen der Selbstorganisation von STERNZEIT anfallen. Aber der Grundgedanke ist seit der Gründung derselbe geblieben.
Im Laufe der Jahre stieg die Anzahl der Vereine, welchen aus den eben genannten Gründen die Vorteile von STERNZEIT einleuchteten, bis auf 37 an (Anfang 2007).
Nun blieben naturgemäß nicht alle Vereinigungen immer dabei. Manche lösten sich auf, manche nutzten andere Informationsquellen, z. B. das ständig steigende Angebot im Internet. Im Laufe der 50 Jahre waren 66 Vereinigungen zeitweise oder dauerhaft Bezieher von STERNZEIT - mit Bonn, Dortmund und Solingen sind immer noch drei der Gründungsvereine dabei.

Wir über uns 50 Jahre Sternzeit
Astro-Forschung Habitable Exoplaneten
Kalendermathematik Der Mond im Julianischen Kalender
Zurzeit umfasst die aktive organisatorische Stammmannschaft rund 10 Personen, welche die Posten der Redaktion (einer ist immer der Chefredakteur), des Layouts, der Einzelabonnentenbetreuung, der Finanzen, des Webmasters sowie des Lektorats und der Anzeigenbetreuung abdecken.
Seit der Ausgabe 2/2001 ist STERNZEIT auch im Internet präsent (www.sternzeitonline.de) .

Ab der Ausgabe 2/1981 wurden viele Hefte als Themenhefte herausgegeben (erstes Themenheft: Jupiter) und von Einzelpersonen oder Vereinigungen verantwortlich betreut. Das damalige Redaktionsteam (vorrangig Hartmut Unger / Dortmund und Klaus Seidensticker / Bonn) trat nur noch koordinierend auf.
Zu Beginn des neuen Jahrtausends und zum 25-jährigen Jubiläum hatte STERNZEIT meist 40 bis 44 Seiten Umfang, eine Auflage von 1.800 Exemplaren und 29 Herausgebervereine. Dazu kamen rund 100 Einzelabonnenten. Zwischenzeitlich wurde aus der Koordination ein Chefredakteur, dem ein Redaktionsteam zuarbeitete. Ziel der Zeitschrift war und ist es, gedruckte Informationen zu einem möglichst günstigen

In den letzten 10 Jahren ist eine große Konstanz bei den Kennzahlen eingetreten. Die Zahl der Herausgebervereine liegt bei 26 bis 27, die Auflage bei rund 1.400 Exemplaren und die Seitenzahl jeder komplett farbig gedruckten Ausgabe bei 52 Seiten. Die Zahl der Einzelabonnenten ist im zurückliegenden Jahrzehnt stetig gestiegen und liegt jetzt bei rund 260.
Eine Vielzahl von ehrenamtlich tätigen Personen hat STERNZEIT in den 50 Jahren geprägt und begleitet oder tut es immer noch. Ihnen allen gilt der Dank für unermüdliche Arbeit, welche letztlich bis heute zu dem Fortbestand und der Weiterentwicklung einer Idee von 1974 geführt hat.

Wer möchte, kann sich dort neben der Auflistung der derzeitig aktiven Mannschaft und der beteiligten Herausgebervereine u. a. auch die Titelseiten und Inhaltsangaben aller STERNZEIT-Ausgaben anschauen, die unser Webmaster im Archiv zusammengestellt hat.
Zum guten Schluss: Seit 1/1995 hat auch die VdS eine eigene Rubrik in jeder Sternzeit-Ausgabe. Somit feiern wir mit 30 Jahren Verbundenheit zur VdS auch hier ein kleines Jubiläum! Unter ,,VdSternzeit" wird über Aktivitäten innerhalb der VdS berichtet. So sind die Sternzeit-Leserinnen und -Leser über alles Wichtige aus Deutschlands Dachorganisation unterrichtet.

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Astrophysik & Algorithmen

Erleben wir 2025 einen Saturn ohne Ringe?
von Uwe Pilz

Die kurze Antwort lautet: Nein.
Jetzt folgt die lange Antwort: Um den Saturn ohne jeden Hinweis auf die Ringe zu sehen, muss die Erde durch die Bahnebene der Ringe gehen. Dieses Ereignis hängt von zwei zyklischen Bewegungen ab, der Lage der Ringebene in Bezug auf die Sonne und der Position der Erde in Bezug auf die Bahnebene des Saturn. Ich habe versucht, dies in der Abbildung einigermaßen maßstäblich zu zeichnen.
Die Saturnbahn ist gegen die Ekliptik um 2,5 Grad geneigt, zweimal im Jahr steht die Erde in der Bahnebene des Ringplaneten. Dies ist die blaue Kurve. Die Ringebene ist hingegen viel stärker geneigt, um 26,7 Grad mit einer Periode von 29,4 Jahren. Das ist die Umlaufzeit des Saturns um die Sonne, in der Zeichnung rot.

Die Erde wechselt also zur Zeit unsichtbarer Ringe von einer Seite der Ringebene auf die andere. Dabei kann es zu einer Kreuzung kommen oder zu dreien. Eine ungerade Anzahl muss es jedenfalls sein, das ist ja klar. Beide Fälle habe ich in der Skizze dargestellt.
Nur eine Kreuzung der Kurven gibt es, wenn die eine Kurve aufwärts und die andere abwärts verläuft. Dies ist dann der Fall, wenn sich diese Kurven zur Konjunktion kreuzen. Das Ereignis ist dann nicht oder nur schwer zu beobachten.

Eine Dreifach-Konjunktion entsteht bei gleichem Durchlaufsinn, also beide Kurven aufwärts oder abwärts. Die Kreuzung erfolgt infolge der unterschiedlichen Neigungen der Kurven. In diesem Fall erfolgt der mittlere Transit in der Nähe der Opposition.
Insgesamt sind Dreifach-Kreuzungen etwas häufiger, 51% der Fälle. Dieses Mal erlebten wir jedoch nur eine Einfach-Kreuzung am 23. März. Der Saturn stand dann nur 10 Grad von der Sonne entfernt. Im November werden die Ringe nochmals recht schmal, bleiben aber sichtbar. Den Ringschatten auf dem Saturn wird man auch sehen.
1 Saturnozentrische
Breite der Erde (blau) und heliozentrische Lage der Ringebene (rot)

Berechnung der Positionen künstlicher Erdsatelliten mit der Python-Bibliothek ,,Skyfield"
von Klaus Rohe
In diesem Artikel über die Python-Bibliothek ,,Skyfield" wird am Beispiel der Internationalen Raumstation (ISS) gezeigt, wie man die Position von künstlichen Erdsatelliten bestimmt. Skyfield verwendet zu diesem Zweck ein mathematisches Modell, das in [1] detailliert beschrieben ist. Dieses Modell ist in der Python-Bibliothek ,,sgp4 2.23" implementiert [7]. Es wird von Skyfield zur Berech-

1 Quellcode des Python-Skripts
ISS_rising_setting.py. Berechnung, wann die ISS für den Ort Glonn in Oberbayern in den nächsten zwei Tagen ab dem Zeitpunkt des Skriptaufrufs sichtbar bzw. unsichtbar sein wird.
78 | Journal für Astronomie Nr. 94

Astrophysik & Algorithmen

nung von Satellitenpositionen verwendet. Dieses Modell erfordert die Beschreibung der Satellitenbahn zu einem bestimmten Zeitpunkt durch Daten, die normalerweise im so genannten Two-Line Element Format (TLE) vorliegen. Diese werden in [2] ausführlich beschrieben. TLEs werden von Organisationen wie CelesTrak zum Download bereitgestellt [8]. TLE-Daten sind in der Regel nur eine oder zwei Wochen genau. Das ist das Datum, an dem sie erstellt wurden.

Die Klasse EarthSatellite, die von der Klasse VectorFunction abgeleitet ist, wird von Skyfield zur Verfügung gestellt, um Berechnungen für die Bahndaten von Satelliten durchzuführen [3]. Zwei häufig verwendete Methoden sind in der Tabelle 1 aufgeführt.

Berechnung der Sichtbarkeit der ISS für einen bestimmten Ort Das Python-Skript ISS_rising_setting.py, dessen Quellcode in der Abbildung 1 zu sehen ist, berechnet, wann die ISS für den Ort Glonn in Oberbayern in den nächsten zwei Tagen ab dem Zeitpunkt des Skriptaufrufs sichtbar bzw. unsichtbar sein wird. In Zeile 2-3 werden die benötigten Klassen importiert. In Zeile 5 wird ein Timescale-Objekt erzeugt [4] und in Zeile 6 die aktuelle Zeit, d. h. der Zeitpunkt, zu dem das Skript ausgeführt wird, in der Variablen t0 gespeichert. Die Variable t1 wird in Zeile 7 auf die Zeit t0 + 2 gesetzt, d. h. 2 Tage nach dem Zeitpunkt, zu dem das Skript ausgeführt wurde. In Zeile 8 wird die Zeitzone von Glonn in der Variablen tz gespeichert. In Zeile 10 wird die Datei mit den aktuellen TLEs von der angegebenen URL geladen, lokal gespeichert und der Variablen satellites zugewiesen. Im Funktionsaufruf der Methode tle_file bedeutet reload=False, dass die Datei nur heruntergeladen wird, wenn sie lokal nicht vorhanden ist. In Zeile 13 werden die JPL-Ephemeriden, die zur Berechnung

2 Ausschnitt der Ausgabe des Skripts ISS_rising_setting.py

der Sonnenposition benötigt werden, der Variablen eph zugewiesen. In Zeile 15 wird der Inhalt der Datei stations.txt im Dictionary by_name gespeichert und in Zeile 16 werden die TLEs für die ISS der Variablen iss vom Type skyfield.sgp4lib.EarthSatellite zugewiesen. Die Zeilen 17-18 dienen der Ausgabe der entsprechenden Informationen auf stdout. In Zeile 20 wird die geografische Position von Glonn in der Variablen glonn gespeichert. Sie ist vom Typ skyfield. toposlib.GeographicPosition. Zeile 21 dient der Ausgabe der entsprechenden Informationen auf stdout. Zeile 24 ist die wichtigste Zeile im Skript, dort wird die Methode find_events(...) des Objekts iss aufgerufen, die in der Tabelle 1 beschrieben wird. Die Methode liefert ein Array von Zeitpunkten, hier gespeichert in der Variablen t mit den zugeordneten Ereignissen, gespeichert in der Variablen events, welche die Werte 0, 1 oder 2 annehmen kann, 0: ISS hat die in der Variablen alt_deg in Zeile 23 gespeicherte

Höhe überschritten, 1: ISS hat die maximale Höhe (Kulmination) erreicht, 2: ISS hat die Höhe alt_deg unterschritten. In Zeile 25 wird noch ein Dictionary mit dem Namen sichtbar definiert, das zur Vereinfachung der Ausgabe der berechneten Ereignisse in der for-Schleife (Zeilen 27-33) dient. Die for-Schleife, die in Zeile 27 beginnt, iteriert durch eine Liste von Tupeln, die aus einem Skyfield Time-Objekt bestehen, das in der Variablen ti gespeichert ist, und einer ganzen Zahl 0-2, die in der Variablen event gespeichert ist. In Zeile 28 wird berechnet, ob die ISS von der Sonne beschienen wird, indem die Methode is_sunlit des Objekts skyfield.positionlib.ICRF aufgerufen wird, das von der Methode at eines Objekts skyfield. sgp4lib.EarthSatellite zurückgegeben wird. Die Methode is_sunlit benötigt JPL-Ephemeriden als Parameter, um die Sonnenposition zu berechnen und zu entscheiden, ob die ISS von der Sonne angestrahlt wird. Die Zeilen 29-32 dienen der Formatierung der

Journal für Astronomie Nr. 94 | 79

Astrophysik & Algorithmen

Ausgabe nach stdout in Zeile 33. Die Abbildung 2 zeigt einen Ausschnitt der Ausgabe des Skripts.

Berechnung der Position der ISS im Horizontsystem für einen bestimmten Ort Das Python-Skript ISS_alt_az.py, dessen Quellcode in der Abbildung 3 zu sehen ist, berechnet für den Ort Glonn in Oberbayern die Koordinaten der ISS im Horizontsystem für den 24.12.2024 im Zeitraum 06:52:30 UTC bis 07:01:30 UTC (Zeile 6-7 in Abb. 3). In Zeile 9 wird ein Array von Skyfield Time-Objekten erzeugt, indem der Zeitraum t0 bis t1 mit der linspace-Methode des Timescale-Objekts in 10 Zeitpunkte zerlegt wird. Bis zur Zeile 21 werden die gleichen Skyfield-Mechanismen wie im Skript ISS_rising_setting.py verwendet. In Zeile 22 wird ein Objekt difference = iss glonn erzeugt. Dies ist der Positionsvektor vom Objekt glonn (Zeile 20) zur ISS. Das Objekt iss ist vom Typ skyfield.sgp4lib. EarthSatellite, das Objekt glonn ist vom Typ skyfield.toposlib.GeographicPosition, beide sind Unterklassen von skyfield.vectorlib.VectorFunction und unterstützen die Addition und Subtraktion von Vektoren. Das Ergebnis der Subtraktion difference ist vom Typ skyfield.vectorlib.VectorSum, ebenfalls eine Unterklasse von skyfield.vectorlib.VectorFunction und erbt damit die Methode at(...) zur Positionsberechnung. Die for-Schleife in Zeile 23 iteriert über das Array t_arr und ruft für jedes Time-Objekt t in t_arr die Methode at(t) des Objekts difference auf. Dieser Aufruf gibt ein Objekt vom Typ skyfield.positionlib.ICRF zurück, von dem aus die Methode altaz aufgerufen wird, die schließlich die Koordinaten Höhe, Azimut und Entfernung für die ISS im Horizontsystem liefert. Diese werden den Variablen alt, az und distance zugewiesen. In Zeile 25 wird die Zeit in einen String umgewandelt, der die Zeitzone von Glonn be-

3 Quellcode des Python-Skripts ISS_alt_az.py. Berechnung der Koordinaten der ISS
im Horizontsystem für den Ort Glonn in Oberbayern für den 24.12.2024 im Zeitraum 06:52:30 UTC bis 07:01:30 UTC.

4 Ausgabe des Skripts ISS_alt_az.py

rücksichtigt, die in Zeile 8 der Variablen tz zugewiesen wurde. In Zeile 26 werden dann Datum und Uhrzeit sowie die zugehörigen Koordinaten durch Aufruf der Funktion print in formatierter Form nach stdout ausgegeben. Die Abbildung 4 zeigt die Ausgabe des Skripts. Die Entfernung der ISS zum Beobachtungsort wird in km ausgegeben, dazu hat das distance-Objekt vom Typ sky-

field.units.distance das Attribut km (s. Abb. 3, Zeile 26).
Wenn man sich für die Position des Satelliten relativ zu den Fixsternen bzw. Sternbildern interessiert, kann man die Rektaszension und Deklination abfragen, entweder relativ zu den festen Achsen des ICRF (International Celestial Reference Frame

80 | Journal für Astronomie Nr. 94

Astrophysik & Algorithmen

Tabelle 1

Beschreibung von zwei häufig benutzten Methoden der Klasse skyfield.sgp4lib.EarthSatellite

Name der Methode
find_events(topos, t0, t1, altitude_degrees=0.0)
at(t)

Beschreibung
Suche zwischen den Zeitpunkten t0 und t1 nach Überflügen dieses Satelliten über den Ort topos (angegeben durch die geografischen Koordinaten) in einer Höhe von mindestens altitude_degrees Grad über dem Horizont. Liefert ein Tupel (t, events), dessen erstes Element ein Array von Skyfield-Zeitobjekten und dessen zweites Element ein Array von Ereignissen (events) ist: � 0 Satellit hat die angegebene Höhe überschritten. � 1 Satellit hat seinen Höhepunkt erreicht und beginnt wieder zu sinken. � 2 Satellit sinkt unter die angegebene Höhe.
Methode, welche von der Klasse VectorFunction geerbt wurde. t ist ein Skyfield-Zeitobjekt oder ein Array von Zeitobjekten. Die Art der Position, die zurückgegeben wird, hängt von dem Wert ab, der für das Zentrum des betreffenden Koordinatensystems angegeben wurde.

[5]) oder in einem dynamischen Koordinatensystem, für das man die Epoche angeben muss.
Mit diesem Artikel ist die Einführung in die Python-Bibliothek Skyfield abgeschlossen. Ich konnte in diesen drei Artikeln nur einen Überblick über die Möglichkeiten geben, die Skyfield bietet, die aber meiner

Meinung nach für Amateurastronomen interessant sind, die eigene Berechnungen von Ephemeriden etc. durchführen wollen. Wer sich intensiver mit Skyfield beschäftigen möchte, dem werden die ausführlichen Beispiele auf der Skyfield-Website [9] sehr gute Dienste leisten. Wenn man bei bestimmten Problemen mit Skyfield nicht weiterkommt, kann man auf der Internet-

plattform Stack Overflow [6] entsprechende Fragen stellen, die in der Regel schnell beantwortet werden.

Literatur- und Internethinweise (Stand 20.02.2025):

[1]

[3]

[1] D. A. Vallado et al., 2006: "Revisiting Spacetrack Report #3", https://celestrak.org/

publications/AIAA/2006-6753/

[2] K. Rohe, 2017: ,,Bahnberechnungen von Satelliten mit den Two-Line Elements

(TLE)", VdS-Journal für Astronomie 62, S. 17-19 [3] Skyfield-Bibliothek: "Earth Satellites", https://rhodesmill.org/skyfield/

[5]

[6]

earth-satellites.html

[4] K. Rohe, 2025: ,,Berechnungen der Positionen von Himmelskörpern mit der

Python-Bibliothek Skyfield", Journal für Astronomie 93, S. 69

[7]

[8]

[5] Wikipedia: "International Celestial Reference Frame", https://de.wikipedia.org/

wiki/International_Celestial_Reference_Frame

[6] Stack Overflow: "Skyfield", https://stackoverflow.com/questions/tagged/skyfield

[7] Python-Bibliothek: "Modell sgp4 2.24", https://pypi.org/project/sgp4/ [9] [8] CelesTrak: "TLEs zum Download", https://celestrak.org/ [9] Skyfield-Website: https://rhodesmill.org/skyfield/

Journal für Astronomie Nr. 94 | 81

1 Ein Höhepunkt des
Phänomens mit 10 Haloarten. Besonders seltene Arten: Sonnenund Untersonnenbogen, Tapes Bögen, Infralateralbögen und konkaver Parrybogen

Eisnebelhalos am 13. Dezember 2024 auf dem Erzgebirgskamm
von Wolfgang und Claudia Hinz

Halos entstehen durch Lichtbrechung und -spiegelungen an Eiskristallen. Je nach Lage der Eissäulchen oder -plättchen in der Luft können mehr als 50 unterschiedliche Haloarten entstehen. Am häufigsten treten sie in Cirruswolken auf.
Im Winter können Halos auch direkt am Erdboden entstehen, wenn mit Feuchte gesättigte Luft auskristallisiert. Das passiert bei sehr kalten Temperaturen unter -10 Grad C beispielsweise in Flussniederungen. Zusätzliche Kondensationskeime können die Entstehungstemperatur stark verändern, ebenso wie orografische Hebungsprozesse an Bergkämmen und -sätteln. Insofern findet man Eisnebelhalos häufig in Skigebieten mit Kondensationskerne liefernden Schneekanonen, aber auch an Pässen, über die mit Staub angereicherter Nebel aus Tälern fließt, der an der höchsten Stelle in Eiskristalle zerfällt und sich nachfolgend auflöst.

Ähnliche Bedingungen herrschen auch am Erzgebirgskamm. Das Pultschollengebirge verläuft von sächsischer Seite her allmählich nach oben und ,,bricht" dann am Kamm in das bis zu 1.000 Meter tiefere Egertal auf böhmischer Seite ab. Im Böhmischen Becken bildet sich bei Hochdruckwetterlagen oft Nebel, der über Tage, manchmal sogar über Wochen hinweg erhalten bleibt. Durch zahlreiche Kraftwerke wird dieser mit Kondensationskeimen angereichert. Die sehr kalte, mit Feuchte gesättigte und durch die Kraftwerke sehr staubhaltige Luft aus dem Böhmischen Becken besitzt gegenüber der wärmeren Luftmasse am Kamm eine höhere Dichte und folglich einen höheren Luftdruck. Fließt diese über den Erzgebirgskamm, dann gefriert aufgrund von Hebungsprozessen und Druckausgleich an den zahlreichen Kondensationskeimen der Wasserdampf des Nebels zu winzigsten Eiskristallen. Die hohe Anzahl an Kondensationskeimen fördert die Bildung von Eiskris-

tallen auch bei höheren Temperaturen, da in der übersättigten Luft ziemlich schnell und verhältnismäßig viele Wassertröpfchen anfrieren.
Insofern kann man bei Süd- bis Südostwinden mit etwas Glück zwischen dem böhmischen Keilberg (1.244 m) und dem sächsischen Fichtelberg (1.215 m) ab circa -2 Grad C prächtige Eisnebelhalos beobachten, die in dieser Artenvielfalt einzigartig in Mitteleuropa sind. Schneekanonen spielen hier kaum eine Rolle, denn aufgrund des Böhmischen Windes treiben die Kristalle aus dem Nebel über den Gipfel. Anders in tieferen Lagen wie Tellerhäuser oder Oberwiesenthal, wo sich aus den winzigen Wassertröpfchen der Schneekanonen bei Windstille zusätzlich Kristalle entwickeln können. Dennoch wurden im FichtelbergKeilberg-Gebiet schon immer Eisnebelhalos dokumentiert, auch weit vor dem Einsatz von Schneekanonen.

82 | Journal für Astronomie Nr. 94

Atmosphärische Erscheinungen

Am 11. Dezember bildete sich im Böhmischen Becken Nebel durch das umfangreiche Hoch ERNST, welches in tieferen Lagen im mittleren und östlichen Erzgebirge für Glatteis bildenden Sprühregen sorgte. Immer wieder zeigten sich auf den Webcams kurze Haloerscheinungen, allerdings lag die Nebelobergrenze sehr hoch und ließ kaum die Sonne hindurch.

2 Weiterer Höhepunkt des Phänomens. Mit sinkender Sonnenhöhe wandelt sich der konkave
Parrybogen zum seltenen konvexen Bogen und kurzzeitig waren beide Formen zu sehen.

Freitag, 13. Dezember, unser Glückstag! Die Nebelobergrenze war auf etwa 1.000 Meter abgesunken und schon kurz nach Sonnenaufgang zeigten sowohl die Webcams als auch Fotos einiger Beobachter vor Ort eindrucksvolle Halos.

Ausgangslage in Neklid gegen 12 Uhr: -2/ -3 Grad C. Zerfallende Nebelfetzen der Nebeldecke über dem Böhmischen Becken zogen von Südosten gegen den Erzgebirgskamm. Wir fuhren gegen Mittag in das Erzgebirgische. Was uns da erwartete, raubte uns den Atem - ein glitzerndes, dreidimensionales Halophänomen. In alle Richtungen leuchteten Eiskristalle auf, und es war sehr schwierig, den Glitzerpunkten die entsprechenden Haloerscheinungen zuzuordnen.

3 Blick in den Zenit. Sehr seltene Haloarten: Sonnen- und Untersonnenbogen,
Wegeners Gegensonnenbogen

Journal für Astronomie Nr. 94 | 83

Atmosphärische Erscheinungen

4 Die Aufnahme zeigt den
Gegensonnenbereich mit Sonnen- und Untersonnenbogen, Wegeners Gegensonnenbogen und ,,V"-förmig den Trickers Gegensonnenbogen. Die Sonnenhöhe betrug 5,5 Grad .

5 Bestaunt wurden vor allem die
seltenen Bögen, wie Sonnen- und Untersonnenbogen sowie der Infralateralbogen.

Tabelle 1

Alle am 13.12.2024 auf dem Erzgebirgskamm aufgetretenen Erscheinungen
- insgesamt 18 Haloarten mit 25 Erscheinungen! [1]

EE 01 EE 02/03 EE 05/06 EE 08/09 EE 11 EE 12 EE 13 EE 18 EE 21 A/B

- 22 Grad -Ring - Linke/Rechte Nebensonne - Oberer/Unterer Berührungsbogen - Obere/Untere Lichtsäule - Zirkumzenitalbogen - 46 Grad -Ring - Horizontalkreis - Rechte 120 Grad -Nebensonne - Supralateralbogen

EE 22 A/B EE 27 A/C EE 44 EE 56 EE 57 EE 60 A/C EE 61 EE 62 EE 77

- Infralateralbogen - Parrybogen - Untersonne - Wegeners Gegensonnenbogen - Trickers Gegensonnenbogen - Tapes Bögen - Sonnenbogen - Untersonnenbogen - Moilanenbogen

84 | Journal für Astronomie Nr. 94

Atmosphärische Erscheinungen

6 Die größte Helligkeit wird erreicht! In den funkelnden
Eiskristallen besonders hervorzuheben: untere Lichtsäule, unterer Berührungsbogen und Untersonne sowie der konvexe Parrybogen.

Literatur- und Internethinweise (Stand 20.02.2025):

[1] Arbeitskreis Meteore e.V.: ,,Haloarten", https://

www.meteoros.de/themen/halos/haloarten

[1]

[2] Arbeitskreis Meteore e.V.: ,,30.01.2014 -

Neklid", www.meteoros.de/themen/halos/

halophaenomene/neklid-2014

[3] C. Hinz (unter Mitwirkung von W. Hinz, G.

[2]

Franze, M. Barth und S. Bach), 2017: ,,Optische

Erscheinungen und andere ungewöhnliche

Wetterphänomene auf der Wetterwarte Fich-

telberg", Berichte d. Deutschen Wetterdiens-

tes, Bd. 250, Offenbach; https://www.dwd.de/ [3]

DE/leistungen/pbfb_verlag_berichte/l_einzel-

baende/berichte250.html

[4] W. Hinz, C.Hinz, 2015: ,,Antarktische Eisne-

bel- und Polarschneehalos - Januar/Februar

2024 am Erzgebirgskamm", VdS-Journal für

[4]

Astronomie 52, S. 78-82; https://journal.stern-

freunde.de/Jpdf/VdS-Journal_52.pdf

[5] Fichtelbergwetterseite: ,,Fichtelberg im Erz-

gebirge und Umgebung", https://fichtelberg-

[5]

wetter.wordpress.com/2024/12/15/freitag-

der-13-ein-absoluter-gluckstag

7 Die größte Helligkeit der unteren Lichtsäule
und des unteren Berührungsbogens wird erreicht. Man kann die Schlaufenbildung des Berührungsbogens mit sinkender Sonnenhöhe deutlich nachvollziehen.
Journal für Astronomie Nr. 94 | 85

Erst später auf den Fotos konnten wir vor allem im Gegensonnenbereich die Bögen auch sicher zuordnen. Insgesamt waren die in der Tabelle 1 aufgeführten Haloarten mit bloßem Auge erkennbar.

während wir diesmal eine Andauer von 30 Minuten und mehr registrierten. Insgesamt war das Phänomen mindestens 3 Stunden lang zu sehen (mit kurzer Pause von ca. 10 Minuten).

8 Die Haloarten entstehen in den gut sicht-
baren Eiskristallen unmittelbar vor dem Beobachter. Besonders der Moilanenbogen in etwa 9 Grad Sonnenabstand bildet sich gut ab.

Für uns war es das zweitgrößte Halophänomen nach 2014, als sich 20 Haloarten und 23 Erscheinungen gleichzeitig zeigten [2]. Allerdings waren die damaligen seltenen Erscheinungen nur sehr kurz zu sehen,

Am Abend erzeugte auch der hochstehende Mond zahlreiche eindrucksvolle Haloerscheinungen, u. a. auch den Zirkumhorizontalbogen. Einige Fotos sind auf der Fichtelbergwetterseite zu finden.

Impression

Galaxientanz
Das wechselwirkende Galaxienpaar UGC 1810/1813 (= ARP 273) liegt im Sternbild Andromeda; Ausschnittvergrößerung, Bildfeld 13,2' x 12,2', Norden oben, 300-mm-Reflektor (Ritchey-Chretien), mit Reducer Effektivbrennweite 2000 mm, Kamera: Moravian G49000 (KAF 9000), in vier Februarnächten 10 h belichtet (3 h RGB, 7 h Luminanz), Bild: Danny Scharnhorst.

Deep Sky

Visuelle Beobachtung von Emissionsnebeln in der Großen Magellanschen Wolke
von Robin Hegenbarth
In Ausgabe 82 des VdS-Journals für Astronomie gab es einen Artikel von Peter Riepe, Stefan Binnewies und Rainer Sparenberg über die Emissionsnebel der Großen Magellanschen Wolke [1]. Dort wurde ein Foto der Großen Magellanschen Wolke gezeigt, das mit Hilfe des Optolong-L-eNhanceFilters aufgenommen wurde, so dass die H- und [OIII]-Emission von Nebeln besonders deutlich dargestellt wurde (s. Abb. 3 und 4 in [1]).

Dieser Artikel spornte mich dazu an, die gezeigten Emissionsnebel während zweier Reisen in den Weihnachtsferien von Südafrika aus zu beobachten. Ich war gespannt, welche der Objekte mit meinem Reiseteleskop visuell in Reichweite waren und wie viele Details ich dabei erkennen konnte.
Die in diesem Artikel beschriebenen Beobachtungen wurden an zwei verschiedenen Standorten durchgeführt. Der eine Standort befindet sich an einem küstennahen Platz an der Garden Route (150 m ü. NN). Richtung Norden gibt es dort Lichtverschmutzung, aber Richtung Süden befindet sich nur der Indische Ozean. Die visuelle Grenzgröße ist in mondlosen klaren Nächten i.d.R. etwa 6,3 mag etwas südlich des Zenits. Der andere Standort ist an der Weltevrede Fig & Guest Farm, einem Feigenanbaugebiet etwa 25 km westlich von Prince Albert in der Karoo-Halbwüste, etwa 470 m ü. NN. Dort gibt es ein Chalet namens Fonteinskop, das von den Hauptgebäuden der Farm abgelegen ist und an dem es keinen elektrischen Strom und damit auch kein direktes Licht gibt (Stand Anfang 2024) - exzellente Bedingungen für astronomische Beobachtungen [2]. Die visuelle Grenzgröße im Zenit wurde dort zu 7,3 mag bestimmt.
Standorte im südlichen Südafrika eignen sich gut für Beobachtungen der Großen

1 Beobachtungsplatz auf der Weltevrede Fig & Guest Farm westlich von Prince Albert,
Südafrika

Magellanschen Wolke, weil diese bei der dortigen geografischen Breite von 34 Grad Süd immerhin 54 Grad über dem Horizont im Süden steht. Am 1. Januar kulminiert sie dort ungefähr um 23 Uhr Ortszeit.
Für die hier gezeigten Beobachtungen wurde ein 8-Zoll-Reisedobsonteleskop (f/6) bei Vergrößerung 120x und mit UHC-Filter benutzt. Das Teleskop wird in der Abbildung 1 vor dem oben genannten Chalet gezeigt. Einigen dieser Objekte waren damit sogar hinlänglich detaillierte Strukturen zu entlocken. Auch wenn es zur Beobachtung Offener Sternhaufen vorteilhaft gewesen wäre, ohne Filter zu beobachten, wurden die Beobachtungen meist mit Nebelfiltern durchgeführt, weil es hier in erster Linie um die Emissionsnebel ging. Um die Beobachtungen zu dokumentieren, wurden Notizen angefertigt sowie Bleistiftzeichnungen in einem Hahnemühle Grey Book [3] auf grauem Papier mit verschiedenen Bleistiften (B8, Kaltgrau V und Kaltgrau III). Dies

hat den Vorteil, dass man kontrastarme Nebelstrukturen realistischer zeichnen kann als auf weißem Papier mit härterem Bleistift. Anschließend wurden die Zeichnungen eingescannt und mit Adobe Photoshop invertiert sowie kosmetisch nachbearbeitet. Die in diesem Artikel vorgestellten Beobachtungen wurden auf den Bereich der Großen Magellanschen Wolke beschränkt, der in [1] in Abbildung 4 beschriftet wurde. Darüber hinaus gibt es einige weitere Emissionsnebel, die für 8 Zoll Öffnung visuell in Reichweite sind, aber dies würde den Rahmen dieses Artikels sprengen.
Teilweise weichen die Objektbezeichnungen auf den gezeigten Zeichnungen von den in [1] genannten ab. Zur Vergleichbarkeit werden in diesen Fällen mehrere Bezeichnungen genannt. I.d.R. werden hier NGC-Nummern verwendet, sofern das Objekt im NGC-Katalog gelistet ist, oder Henize-Nummern. Bei den Letzteren handelt es sich um Einträge in einem Ka-

Journal für Astronomie Nr. 94 | 87

Deep Sky

talog von Emissionsnebeln in der Großen Magellanschen Wolke, der von Karl Henize im Jahr 1956 zusammengestellt wurde [4]. Viele Quellen, u. a. auch [1], kürzen diese Bezeichnungen mit dem Buchstaben N gefolgt von einer Nummer ab, während in diesem Text die Schreibweise Henize gefolgt von der jeweiligen Nummer verwendet wird.
Im Folgenden werden die vom Autor visuell beobachteten Objekte beschrieben sowie die entsprechenden Skizzen gezeigt. Bezüglich der physikalischen Eigenschaften dieser Objekte sei auf [1] sowie [5] verwiesen. Die in den Abbildungen 2 und 3 gezeigten Objekte wurden von dem Standort

2 Zeichnungen der Emissionsnebel NGC 2030 (a), Henize 48/49 (b), Henize 51 (c),
Henize 138 (d), Henize 119 (e) und NGC 2018 (f)

an der Garden Route aus beobachtet, die in der Abbildung 4 gezeigten Objekte von dem Standort in der Karoo-Halbwüste aus.
Der Emissionsnebel NGC 2030 erschien als rundes, diffuses nebliges Gebiet, (a) in der Abbildung 2, in das eine gemottelte Sternansammlung eingebettet ist. Davon wurden 4 Sterne aufgelöst.
Der Nebelkomplex Henize 48/49, (b) in der Abbildung 2. Darin wurde eine etwa in Nord-Süd-Richtung angeordnete Ansammlung fünf separater nebliger Flecken

beobachtet. NGC 1945 = Henize 48E erschien als länglicher, krummer, recht schwacher Nebelfleck, der schwierig zu beobachten war. Henize 48D erschien klein, rund und kompakt, Henize 48B rund, schwach sowie mit mehreren aufgelösten Sternen. Diese gehören wohl zum Sternhaufen RSL 458. Henize 48A erschien ebenso als runder Nebelfleck mit mehreren aufgelösten Sternen, Henize 49B klein, kompakt, rund und etwas einfacher als die anderen Komponenten dieses Komplexes. Laut Simbad handelt es sich bei diesem um den Supernovaüberrest SNR B0525-66.0 [6].

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Deep Sky

Der Emissionsnebel-Komplex NGC 1968, (c) in der Abbildung 2, auch als Henize 51 bekannt. Hier wurden mehrere schwache Nebelfetzen zwischen Offenen Sternhaufen gemeinsam im Gesichtsfeld beobachtet.
Die Emissionsnebel Henize 138 und Henize 138A, (d) in der Abbildung 2. Henize 138 erschien relativ großflächig, elongiert, diffus und lichtschwach; Henize 138A als kleiner runder Nebelfleck, auch als DEM L 174 bezeichnet.
Der Emissionsnebel Henize 119, (e) in der Abbildung 2. Hierin ist der Offene Sternhaufen NGC 1910 eingebettet. Dieser Komplex aus Nebel und Sternhaufen ist möglicherweise das Zentrum der Großen

3 Zeichnungen der Emissionsnebel um NGC 2029 (a), NGC 1935 (b), Henize 144 (c)
und NGC 1874 (d)

Magellanschen Wolke [5]. Der Stern S Doradus, ein leuchtkräftiger blauer Veränderlicher und einer der leuchtkräftigsten Sterne der Großen Magellanschen Wolke, befindet sich ebenfalls im Gesichtsfeld. Dort war ein deutliches nebliges Knäuel erkennbar, das einige Sterne enthielt. Auf südwestlicher Seite schloss sich ein gebogenes Nebelfilament an. Auf nördlicher Seite war ein gerades Nebelfilament erkennbar, das vom ,,Kern" losgelöst erschien. Neben dem Zentrum befand sich eine kleine gemottelte Struktur bei Beobachtung ohne Filter. Dies ist der Offene Sternhaufen NGC 1910. Der Stern S Doradus steht gegenüber auf der anderen Seite des südwestlichen Nebelfilaments. Etwas abgesetzt in südlicher

Richtung war der Offene Sternhaufen RSL 357 erkennbar.
Der Emissionsnebel NGC 2018 (Henize 206) erschien als eine hufeisenförmig gebogene Nebelstruktur mit einer deutlichen Aufhellung in der Mitte, (f) in der Abbildung 2. Auf der südlichen Seite war davon abgesetzt ein kleiner diffuser, schwieriger Fleck (Henize 206B).
Der Nebelkomplex aus NGC 2020, NGC 2029, NGC 2032, NGC 2040 und Henize 57A ist in Abb. 3a dargestellt. Diese Strukturvielfalt an Nebeln muss man gesehen haben, sehr beeindruckend! NGC 2040

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erschien als kleiner kompakter Nebelfleck mit hellem innerem Bereich, NGC 2029 und NGC 2032 mit sehr beeindruckendem Strukturreichtum: drei helle Balken, von denen der mittlere auf der östlichen Seite scharf abgegrenzt ist. Der östliche Balken erschien etwas schwächer. Die beiden westlichen waren über einen weiteren Balken miteinander verbunden. Das alles war eingehüllt in eine schwache diffuse Nebelmasse. NGC 2020 erschien als donutförmiger Nebel, ein Kreisring mit Loch in der Mitte, die westliche Seite davon etwas heller. Henize 57A erschien als länglicher Nebelfleck, auf der östlichen Seite etwas heller, nach Westen diffus auslaufend. Der hellere Bereich war in eine gemottelte Sternansammlung eingebettet.
Der Nebelkomplex um NGC 1935 ist in der Abbildung 3 (b) dargestellt. Es handelt sich um einen sehr beeindruckenden Nebelkomplex mit vielen hellen Filamenten und Knoten. Der Hauptbereich um NGC 1929, NGC 1935 und NGC 1936 war in einen diffusen, schwachen und größeren Nebel eingebettet. Beobachtete Nebelteile: NGC 1934, NCG 1929, NGC 1935, NGC 1936, IC 2128, Henize 44G, Henize 44H, Henize 44E, Henize 44L, Henize 44M.

4 Zeichnungen der Emissionsnebel direkt um den Tarantelnebel NGC 2070 (a)
sowie südlich davon (b)

Der Emissionsnebel Henize 144 erschien als eine hufeisenförmig gebogene Nebelstruktur, (c) in der Abbildung 3. Südlich etwas abseits lag der Offene Sternhaufen NGC 1983, in dem 5 Sterne aufgelöst wurden, westlich davon der Sternhaufen NGC 1953: diffus, rund und klein.
Der Nebelkomplex um NGC 1874 ist unter (d) in der Abbildung 3 dargestellt. Hier wurden zwei kometenähnliche, länglich diffuse Gebilde beobachtet, die auf der südlichen Seite heller waren. Der westliche ,,Schweif " hatte eine Aufhellung an einem Ende. Der östliche Schweif hatte Aufhellungen an beiden Enden, die NGC-Nummern tragen (NGC 1876, NGC 1880). Etwas seitlich versetzt lag eine separate kleine Aufhellung (NGC 1874), etwas südöstlich ein kleiner asymmetrischer Nebel Henize 114A sowie der gemottelt erscheinende Offene Sternhaufen NGC 1894. Der Tarantelnebel NGC 2070 verdient mit seiner direkten Umgebung eine separate Darstellung, (a) in der Abbil-

dung 4. Hier gilt: Eine Zeichnung sagt mehr als 1000 Worte. Mit Vergrößerung 120x kamen die einzelnen Nebelfilamente und Lücken dazwischen sehr gut zur Geltung, wie Nebelblasen und dazwischen Bereiche, die von Sternwinden freigeblasen wurden, sehr beeindruckend. In die Abbildung wurden bewusst nur wenige markante Sterne eingezeichnet, um die Nebelstrukturen für sich wirken zu lassen. Im südwestlichen Bereich des Tarantelnebels wurde noch der Nebelfleck NGC 2060 beobachtet, der in seinem Zentrum flächig und homogen wirkte. Bei NGC 2100 handelt es sich um einen gemottelt wirkenden Offenen Sternhaufen. Östlich des Tarantelnebels wurde der Emissionsnebel Henize 164 mit einem aufgehellten Zentrum beobachtet, das unsymmetrisch zum diffusen Außenbereich lag.
Südlich des Tarantelnebels schließt sich eine Vielzahl von Emissionsnebeln an, (b) in der Abbildung 4. Der Nebelkomplex aus NGC 2074 und Henize 158A wirkte dreigeteilt: Im Südwesten ein großer gebogener heller Nebelfleck, etwa

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in der Form einer Cashewnuss, östlich davon zwei Filamente, das mittlere gebogen und das äußere gerade. Weiter südlich befindet sich der Emissionsnebel NGC 2080, ein runder Nebelfleck, mit flächigem hellem Zentrum und schwachem Außenbereich. Noch weiter südlich schlossen sich NGC 2079 und NGC 2083 an, ein Nebelkomplex mit gebogenem Hauptteil (NGC 2083), an dessen südlichem Ende eine Aufhellung war (Henize 159G). Von dort weiter Richtung Osten wurden die beiden Nebel Henize 163, ein flächiger Nebel mit etwas hellerem Zentrum in einem schwachen Halo, das recht schwierig war, sowie Henize 168 beobachtet, ein kleiner diffuser Nebel mit kleiner Aufhellung in der Mitte. Südlich von NGC 2079 wurde der runde, diffuse und schwache Nebel Henize 175 beobachtet.
Fazit Zusammenfassend lässt sich feststellen, dass selbst mit einem Teleskop von 8 Zoll Öffnung mit Nebelfiltern an geeignet dunklen Standorten eine Vielzahl von Emissionsnebeln der Großen Magellanschen Wolke beobachtbar ist. Bei einigen dieser Nebel sind damit sogar recht detaillierte Strukturen erkennbar. Vielleicht fühlen sich ja einige zum Nachbeobachten am Südhimmel angespornt oder beginnen ganz allgemein ebenso visuelle Beobachtungsprojekte nach dem Studium von Astrofotos.

Literatur- und Internethinweise (Stand 21.02.2025):

[1] P. Riepe, S. Binnewies und R. Sparenberg (2022):

[2]

,,Die Emissionsnebel der Großen Magellanschen Wolke",

VdS-Journal für Astronomie 82, 52-58

[2] Weltevrede Fig & Guest Farm: www.figfarm.co.za/

accommodation/fonteinskop/ [3] Hahnemühle Grey Book: www.hahnemuehle.com/de/ [3]

kuenstlerpapiere/skizze-zeichnen/skizzenbuecher/p/

Product/show/19/851.html ,,
[4] K. G. Henize (1956): Catalogues of H-Emission Stars

and Nebulae in the Magellanic Clouds", Astrophys. J. Suppl. Ser. 2, pp. 315-344; https://articles.adsabs.har- [4]

vard.edu//full/1956ApJS....2..315H/0000315.000.html ,,
[5] J. Kanipe (2023): Annals of the Deep Sky - A Survey

of Galactic and Extragalactic Objects, Volume 9: The

Magellanic Clouds", Willmann-Bell [6] SIMBAD: ,,SNR B0525-66.0", https://simbad.u-strasbg.fr/ [6]

simbad/sim-basic?Ident=lha+120-n+49b& submit=SIM-

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Deep Sky

IC 4587 - die Galaxie bei T Coronae Borealis
von Klaus Wenzel

Zurzeit (Ende Februar 2025) wartet alles auf den Ausbruch der wiederkehrenden Nova T CrB. Viele Teleskope rund um die Erde suchen diese Himmelsregion momentan auf, um den Ausbruch nicht zu verpassen.

Wenn dieser kurze Bericht erscheint, fand der erwartete Ausbruch möglicherweise bereits statt. Unabhängig davon durchlebt T CrB nach dem Hauptausbruch wahrscheinlich einen weiteren kleineren Helligkeitsanstieg (Sekundär-Maximum) bis etwa 8 mag, ungefähr 150 Tage nach dem ersten Maximum. Zumindest zeigte der Stern bei den vorangegangenen zwei Ausbrüchen (1866 und 1946) - ein solches Verhalten. Deshalb sollte diese besondere Nova auch nach dem Hauptmaximum weiter Ziel vieler Teleskope sein.

Neben der Nova können visuelle Beobachter mit mittleren Teleskopen noch die relativ unscheinbare Galaxie IC 4587 aufsuchen, die nur 5 Bogenminuten nordöstlich von T CrB zu finden ist. Man kann hier die Beobachtung eines der größten visuellen Beobachter aller Zeiten - Eduard E. Barnard (1857-1923) - nachvollziehen, der diese Galaxie visuell bei der Beobachtung von T CrB zufällig am 40-Zoll-Yerkes-Refraktor entdeckte.
Bei IC 4587 handelt es sich um eine kleine runde Galaxie (Hubble-Typ E/S0) mit einer scheinbaren visuellen Helligkeit von etwa 14,5 mag und einem Durchmesser von etwa 0,5 Bogenminuten. Mit einer Rotverschiebung von z = 0,044 dürfte die Entfernung bei etwa 600 Millionen Lichtjahren anzusetzen sein.
Entdeckung durch E. E. Barnard Wir schreiben das Jahr 1903, Edward E. Barnard, Astronom am Yerkes-Observatorium in der Nähe von Chicago, nahm sich die alte Nova T CrB vor, die 1866 immer-

1 T CrB mit IC 4587, CCD-Aufnahme (8 x 40 s) vom 13.02.2024 am Newton 208 mm /
812 mm in Dachsternwarte in Wenigumstadt (Bildgröße ca. 25 x 15 Bogenminuten). Bild: Klaus Wenzel

hin die 2. Größe erreichte. Diese Nova war nicht nur eine der hellsten bisher beobachteten Novae, sondern auch die erste, von der während des Ausbruchs ein Spektrum durch William Huggins (1824-1910) visuell beobachtet wurde. Durch ihre große Ruhehelligkeit um die 10 mag ist sie auch in der Bonner Durchmusterung durch Friedrich W. Argelander (1799-1875) als BD +26 Grad 2765 enthalten. Gründe genug für Barnard, sie visuell mit dem 40-Zoll-Refraktor in Augenschein zu nehmen. Ziel der Beobachtungen, die er zwischen dem 27. April 1903 und dem 11. September 1906 durchführte, waren die Helligkeit und die Farbe der Nova sowie eine eventuelle Eigenbewegung.

Umfeld von T CrB. Barnard beschrieb diese Entdeckung folgendermaßen:
"While examining the star, I found a faint nebula in the field with it following. The nebula is of the 14th or 15th magnitude, and is from 5'' to 10'' in diameter, without any nucleus."
Weitere Beobachtungen des neuen Nebels zur Feststellung der exakten Position folgten schon in der nächsten Nacht, am 28. April 1903, und am 11. September 1906. Die Beobachtungsergebnisse von T CrB sowie die Entdeckung des neuen Nebels veröffentlichte er schließlich im April 1907 im Astrophysical Journal [1].

Vermutlich bereits bei seiner ersten Beobachtung des Feldes am 27. April 1903 entdeckte er einen kleinen Nebel im direkten

Visuelle Beobachtungen Seit 2006 steht T CrB auf meinem Beobachtungsplan und wird hauptsächlich visuell

92 | Journal für Astronomie Nr. 94

Deep Sky

2 Historische Aufnahme vom 8. Mai 1905
von T CrB mit IC 4587. IC 4587 ist auf dieser Aufnahme nicht von einem schwachen Stern zu unterscheiden. Aufgenommen am Heidelberger Bruce-Teleskop von Max Wolf [2]. Die Belichtungszeit betrug 2 Stunden und 8 Minuten.
3 Skizze des Feldes um T CrB (markiert)
mit der Galaxie IC 4587, die als kleiner runder Nebel links oberhalb von T CrB erkennbar ist. (Newton 317 mm / 1.500 mm, V = 212x). Bild: Klaus Wenzel

mit meinem Newton 317 mm / 1.500 mm für Helligkeitsschätzungen anhand von Vergleichsternen beobachtet. Bei der Beobachtung vom 15.04.2007 fertigte ich auch eine Skizze des Feldes am 12,5-Zöller an, die IC 4587 als kleines, rundes Nebelfleckchen nordöstlich der etwa 10 mag hellen Nova T CrB zeigt. Als Beschreibung notierte ich:
,,Nur indirekt, sehr schwach sichtbar, klein, rund, ohne Verdichtung zum Zentrum (V = 212x)."
Eine weitere Beobachtung mit dem gleichen Instrument folgte am 07.06.2010 mit ähnlichem Ergebnis. Am 19.05.2014 benutzte ich meinen 16-Zoll-Newton 406 mm / 1.800 mm. Mit diesem größeren Teleskop war der Nebel auch bei direkter Beobachtung, zwar schwach, aber relativ einfach sichtbar, aber ebenfalls ohne Struktur oder helleres Zentrum (V = 300x). Nach diesen Beobachtungserfahrungen sollte IC 4587 bei besserem Himmel (meine Dachsternwarte liegt am Ortsrand mit leider einigen störenden Straßenlampen) auch mit 200 mm Öffnung erreichbar sein.

Literatur- und Internethinweise (Stand 25.02.2025): [1] E. E. Barnard, 1907: "Nova T Coronae of 1866", Astrophys.
J. 25, p. 279-282; https://articles.adsabs.harvard.edu//full/ 1907ApJ....25..279B/0000282.000.html [2] Univ. Heidelberg: "Bruce-Teleskop", Platten-Onlinekatalog, www.lsw.uni-heidelberg.de/clickable/Bruce.php
Journal für Astronomie Nr. 94 | 93

Deep Sky

Eine Galaxie, eine Supernova und zwei Sterne mit hoher Eigenbewegung
von Klaus Wenzel

Am 09.12.2024 entdeckte (wie so oft) der japanische Supernovaspezialist Koichi Itagaki mit seinem 35-cm-Spiegelteleskop (f/11) eine 16 mag helle Supernova in der Balkenspirale NGC 5945.
Da NGC 5945 im Sternbild Bootes positioniert ist, war diese Supernova (SN 2024aduf ) ein Objekt für Frühaufsteher. Erst am 15.12.2024 klarte es mehr schlecht als recht auf, und ich konnte einen ersten Beobachtungsversuch (6-ZollNewton, f/6) starten. Heraus kam eine wenig ansehnliche Aufnahme, welche die Supernova mit einer Helligkeit von 16 mag zwischen dem Kern der Galaxie und einem unmittelbar nördlichen, deutlich helleren Stern zeigte. Doch beim Vergleich mit einer älteren POSS-I-Aufnahme fiel eines sofort auf: Im unmittelbaren Umfeld der Galaxie waren zwei Sterne, deren Position sich auf meiner Aufnahme im Vergleich zur POSS-Aufnahme merklich verändert hatte. Grund genug, sich die Sache etwas näher anzusehen.
Die Galaxie NGC 5945 Trotz einer Helligkeit von etwa 13 mag entging NGC 5945 den beiden Herschels und wurde erst relativ spät, am 12. Juni 1880, von Edouard Stephan (1837-1923, bekannt durch Stephan's Quintett) mit dem 78-cm-Foucault-Reflektor in Marseille entdeckt. Dies ist leider auch der Grund, weshalb diese interessante Galaxie in weiteren historischen Beobachtungen, wie z. B. in Birr Castle, fehlt. Stephan beschrieb die Galaxie folgendermaßen: Schwach, relativ groß, heller zum Zentrum, ein schwacher Stern unmittelbar ,,north preceding", also nordwestlich. Irrte sich da Stephan? Die Beschreibung könnte sich auf einen der beiden Sterne mit hoher Eigenbewegung beziehen, aber dieser stand zu Stephan's Zeit nicht nordwestlich, sondern nordöstlich.
Bei NGC 5945 handelt es sich um eine Balkenspirale (SBab). Die Länge des Balkens beträgt
94 | Journal für Astronomie Nr. 94

1 Die Region um NGC 5945 mit Supernova SN 2024aduf und den beiden Sternen mit
hoher Eigenbewegung. CCD-Aufnahme des Autors vom 27.12.2024 am Newton 208 mm / 812 mm, 8 x 60 s, Bildgröße ca. 20` x 12`, Norden oben, Osten links. (Bild: Klaus Wenzel)
2 Aufnahme von NGC 5945 aus dem POSS I vom 31.03.1955 (links).
Rechts die CCD-Aufnahme von Klaus Wenzel vom 27.12.2024: Deutlich ist im Vergleich mit der POSS-Aufnahme von 1955 die im Text beschriebene Eigenbewegung der beiden Sterne erkennbar. Zusätzlich ist in der rechten Aufnahme die Supernova zwischen Kern und dem Eigenbewegungsstern LSPM J1529+4255 mit einer Helligkeit von 16,9 mag erkennbar.

Deep Sky

etwa 65.000., die Entfernung circa 253 Mio. Lichtjahre. Die Galaxie gehört zu einer Galaxiengruppe mit NGC 5943, NGC 5947 sowie den beiden wechselwirkenden Galaxien NGC 5934 und NGC 5935. Eine sehr schöne Aufnahme mit Beschreibung der Region findet sich in [1].

3 Der kontinuierliche Helligkeitsabfall in Form einer Lichtkurve der Typ-Ia-Supernova
SN 2024aduf nach CCD-Beobachtungen in der Dachsternwarte des Autors sowie einer Remote-Beobachtung am COAST-Teleskop in Teneriffa. (Bild: Klaus Wenzel)

Visuelle Beobachtung von NGC 5945 Dieser Galaxiengruppe stattete ich bereits am 09.05.1999 einen Besuch mit meinem Newton 317 mm / 1.500 mm ab. Bei einer Vergrößerung von 170fach konnten alle 5 Galaxien gesehen und bei direkter Beobachtung relativ einfach identifiziert werden. NGC 5945 beschrieb ich in meinem Beobachtungsbuch folgendermaßen:
,,Direkt sichtbarer, runder großer Nebel mit leicht hellerem Zentrum. Nördlich am Rande des diffusen Außenbereiches ist ein sehr schwacher Stern indirekt erkennbar. Ein hellerer Stern südlich der Galaxie, und ein weiterer, etwas weiter entfernt im Nordwesten."
Bei den nördlich und südlich beschriebenen Sternen dürfte es sich um die beiden Eigenbewegungssterne handeln, was mir damals aber noch nicht bekannt war. Die Sterne erschienen mir visuell vermutlich relativ schwach, da es sich um rötliche Sterne (verm. Rote Zwerge) handelt. Eine Zeichnung habe ich von dieser Beobachtung leider nicht angefertigt. Ich hatte dieser Gruppe leider auch keinen weiteren visuellen Besuch mehr gewidmet. Erst 20 Jahre später, am 23.05.2019 nahm ich die Region mit meinem Newton 208 mm / 812 mm in Verbindung mit einer Canon-EOS1300-DSLR-Kamera auf, aber auch hier fiel mir die Eigenbewegung der beiden Sterne noch nicht auf.
Die Eigenbewegungssterne (High Proper Motion Stars) Der Stern im nördlichen Halo von NGC 5945 wurde erst relativ spät entdeckt

und fehlt in vielen klassischen Katalogen (Gliese, Giclas). Die Bezeichnung LSPM J1529+4255 verweist auf den Katalog von Sebastien Lepine und Michael Shara, der 2005 im Astronomical Journal veröffentlicht wurde [2]. Er umfasst 61.977 Sterne mit einer Eigenbewegung von mindestens 0,15'' im Jahr. LSPM J1529+4255 (vgl. Abb. 1) hat sich seit den Aufnahmen des POSS I (1953) um etwa 15'' in nordwestliche Richtung (PW 317 Grad ) bewegt. Die visuelle Helligkeit liegt bei 14,5-15,0 mag.
Der südliche Stern G 179-33 ist ein Objekt des Lowell Proper Motion Survey, der von H. L. Giclas, R. Burnham, R. Burnham jr. und N. Thomas 1971 am Lowell-Observatorium veröffentlicht wurde [3]. Der Stern mit einer Eigenbewegung von 0,69'' im Jahr bewegt sich nach Südosten, in einem Positionswinkel von 146 Grad , also genau entgegengesetzt wie LSPM J1529+4255. Die visuelle Helligkeit liegt bei etwa 14 mag.
Die Supernova SN 2024aduf Nach der Entdeckung durch Itagaki am 09.12.2024 konnte Claudio Balcon am 11.12.2024 die Supernova als Typ Ia mit einer Rotverschiebung von z = 0,01823 klassifizieren. Es handelte sich um einen Weißen Zwerg, der durch Massenakkretion von einem engen Begleiter die Obergrenze von 1,4 Sonnenmassen überschritten hatte und explodierte.
Das Maximum dürfte kurz nach Itagakis Entdeckung mit etwa 15,5 mag erreicht

worden sein. Bei meiner ersten Beobachtung am 15.12.2024 lag die Helligkeit bei 16 mag und fiel dann kontinuierlich weiter ab, so wie es bei einer Typ-Ia-Supernova zu erwarten war. Bis zum 27.12.2024 konnte ich trotz der anhaltend schlechten Wetterlage immerhin 5 erfolgreiche Beobachtungen durchführen, welche diesen Helligkeitsabfall gut dokumentieren (Abb. 3). Eine letzte Beobachtung erhielt ich remote am 07.01.2025, aufgenommen am COAST-Teleskop in Teneriffa, mit einer Helligkeit von 17,5 mag [4].
Literatur- und Internethinweise (Stand 03.03.2025): [1] M. König, S. Binnewies, 2018: ,,Bild-
atlas der Galaxien", Kosmos Verlag, Stuttgart [2] S. Lepine, M. Shara, 2005: "A catalog of northern stars with annual proper motions larger than 0,15 (LSPMNorth catalog)", Astron. J. 129, pp. 1483-1522 [3] H. L. Giclas, R. Burnham, R. Burnham jr., N. Thomas, 1971: "Lowell Proper Motion Survey, Northern Hemisphere, The G Numbered Stars", Lowell Observatory, Flagstaff, Arizona [4] The Open University: www.telescope. org

Journal für Astronomie Nr. 94 | 95

Geschichte

Das Steinbeil von Günserode

- Darstellung eines lunaren Kalenders?
von Holger Filling

Angeregt durch den spektakulären Fund der Himmelsscheibe von Nebra, der sich im Jahr 2024 zum 25. Mal jährte, und ihrer astronomischen Deutung als 3.600 Jahre alter Mondkalender stellte sich mir die Frage, ob es nicht auch noch ältere Zeugnisse mit Hinweisen auf astronomische Beobachtungen in vorgeschichtlicher Zeit in Deutschland geben könnte. Bei meiner Suche nach entsprechenden Artefakten stieß ich auf die so genannten ,,Prunkäxte" vom sächsischen Typus aus der Salzmünder Kultur, welche auf etwa 3500 v. Chr. datiert werden. Bei den Prunkäxten handelt es sich um eine Objektgruppe von sehr geringer Anzahl, deren Fundorte sich zudem in relativer Nähe zum Fundort der Himmelsscheibe von Nebra befinden.

Ein völlig erhaltenes Stück besitzt das Museum für Völkerkunde in Berlin, welches dort als Einzelstück unter der Inventarnummer ,,Ig 3421" registriert wurde. In der Literatur wurden bezüglich der Fundorte und -umstände jedoch häufig Gerüchte verbreitet, so dass bis heute eine eindeutige Identifizierung der Äxte mit Schwierigkeiten behaftet ist. Als Fundort für das Objekt im Völkerkundemuseum wird die Ortschaft Günserode im Landkreis Artern genannt, welche in der Nähe des sagenumwobenen Kyffhäusers in Thüringen liegt und sich nur ca. 40 km westlich vom Fundort der Himmelsscheibe befindet. Die erstmalige Veröffentlichung ist in der im Jahr 1909 in Würzburg von A. Götze, P. Höfer und P. Ziesche publizierten Schrift ,,Die vor- und frühgeschichtlichen Altertümer Thüringens" auf S. 187 sowie Tafel VI, Abb. 88 zu finden [1]. Nach J. Lechler (1894-1969) [7] handelt es sich bei der verwendeten Gesteinsart um Grauwacke, einen grünlichen Tonschiefer, während es sich nach O. F. Gandert (1927) [2] um einen geschieferten Amphibolit handelt. Egal um welche der beiden Gesteinsarten es sich hierbei

1 Abbildung der Tabelle und Vorderseite des Steinbeils von Günserode

auch handeln mag, ist wegen ihrer geringen Festigkeit nicht davon auszugehen, dass es sich um ein geeignetes Material für die Herstellung von Äxten für den handwerklichen Gebrauch handelt. Offensichtlich wurden die mit aufwändigen Verzierungen versehenen Prunkäxte auch nicht im Sinne einer Axt verwendet, da sie nur geringfügige Gebrauchsspuren aufweisen. Es liegt die Vermutung nahe, dass es sich hierbei vielmehr um Gegenstände für rituelle oder kultische Handlungen handelt. Die Frage ist nun, ob es sich bei den in den Stein geritzten Kreisringen und Strichen um ein frühes astronomisches Wissen handeln könnte, ähnlich wie bei den goldenen Intarsien auf der Himmelsscheibe von Nebra. Allerdings konnte ich nur einen Hinweis dafür finden, dass die entsprechende Untersuchung bei den Prunkäxten auch von Fachastronomen durchgeführt wurde [6], überwiegend beschäftigen sich Hobbyarchäologen und Amateurastronomen seit etwa 20 Jahren mit dieser Frage.

2 Abbildung der Unter- bzw. Rückseite des
Steinbeils von Günserode

96 | Journal für Astronomie Nr. 94

Geschichte

Die Länge des Steinbeils von Günserode beträgt 16,5 cm, die größte Breite 4,2 cm und die Höhe bzw. Dicke in der Mitte 2,9 cm. Auf der Oberseite befinden sich 12 flach eingedrehte Kreisringe, die sich zu drei oberhalb und zu acht unterhalb des Schaftloches längs des Randes verteilen (Abb. 1). Die Räume zwischen den Kreisen sind nicht regelmäßig durch schräge Striche gefüllt. Es handelt es sich um 2 einzelne Striche und 8 Strichgruppen zu je 3 Strichen. Von den 12 Kreisringen lassen sich nur bei 4 Kreisringen Striche zuordnen, entsprechend ist bei 8 Kreisringen eine direkte Zuordnung der Striche nicht möglich. Es liegt der Verdacht nahe, dass die Zahl 8 eine besondere Bedeutung gehabt haben könnte. Der Verdacht wird durch 8 weitere Kreisringe, die sich auf der Unterseite befinden, erhärtet. Von diesen 8 Kreisringen befinden sich 3 oberhalb und 5 unterhalb des Schaftloches (Abb. 2).
Beschreibung des Schemas der eingedrehten Kreisringe und Striche auf der Oberseite des Steinbeils von Günserode und ihre mögliche astronomische Deutung Es liegt die Vermutung nahe, dass hier der rudimentäre Versuch unternommen wurde, die 12 siderischen Umläufe des Mondes zu ca. 271/3 Tagen = 328 Tage an die 12 synodischen Monate des Mondjahres zu je 291/2 Tagen = 354 Tage anzugleichen, weil die Differenz von 354 - 328 = 26 ist, was wiederum genau der Anzahl der Striche von 2 x 1 + 8 x 3 = 26 entspricht. Das Muster der Ornamentik des Steinbeils ergibt das folgende Schema (s. Tabelle in Abb. 1): Die Summe der Differenz beträgt -5 Tage, der Mittelwert -5 / 12 - 0,4 Tage je Lunation, was einer zeitlichen Abweichung von genau -5 / 12 x 24 Stunden = -10 Stunden entspricht. Die Summe der Differenz beträgt dem Betrag nach 18 Tage, der Mittelwert 18 / 12 = 1,5 Tage. Der Zahl 8 ist

damals durch das Einfügen von 8 x 3 Korrekturtagen offensichtlich eine besondere Bedeutung zugekommen. Durch die Wahl von 26 Korrekturtagen (Strichen) wird der mittlere Fehler auf 1,5 Tage reduziert.
Beschreibung des Schemas der eingedrehten Kreisringe auf der Unterseite des Steinbeils von Günserode und ihre mögliche astronomische Deutung Die Zahl 8 spielt auch bei dem Ausgleich von Mond- und Sonnenkalender eine Rolle. Sofern die 8 Kreisringe auf der Rück- bzw. Unterseite des Steinbeils als Gemeinjahr zu 3651/4 Tage interpretiert werden, dann ergibt sich die Summe von 8 x 3651/4 Tage = 2.922,0 Tage.
Deutet man die auf der Unterseite sich oberhalb des Schaftloches befindenden 3 Kreisringe als Schaltmondjahre mit 13 Mondmonaten, dann ergibt sich 3 x 13 x 29,5 Tage = 1.150,5 Tage. Die 5 sich auf der Rückseite unterhalb des Schaftloches befindenden Kreisringe stellen dann vermutlich die verbleibenden 5 normalen Mondjahre mit 12 Mondmonaten dar. In 5 Jahren ergeben sich somit 5 x 12 x 29,5 = 1.770,0 Tage, zusammen also1.150,5 Tage + 1.770,0 Tage = 2.920,5 Tage in 8 Mondjahren. Dieser Kalenderzyklus wird auch Okta�teris genannt. Interessant ist, dass man auch hier eine Differenz von 2.922,0 Tage - 2.920,5 Tage = 1,5 Tagen erhält.
Ein direkter Zusammenhang mit dem synodischen Umlauf der Venus ist auf dem Steinbeil von Günserode nicht nachweisbar. Allerdings entspricht der Zeitraum von 2.922 Tagen nahezu 5 synodischen Umläufen der Venus von je 584 Tagen (5 x 584 = 2.920 Tage). Die Abweichung zu 8 Kalenderjahren beträgt 2.922 Tage - 2.920 Tage = 2 Tage. Beim Mondkalender bleibt ein kleinerer Rest von 2.920,5 Tage - 2.920 Ta-

ge = 0,5 Tage. Wenn man von dem Rest im Sonnenkalender den Rest im Mondkalender abzieht, erhält man erstaunlicherweise wieder: 2 Tage - 0,5 Tage = 1,5 Tage. Kann das alles nur reiner Zufall sein?
Literaturhinweise: [1] A. Götze, P. Höfer, P. Ziesche, 1909:
,,Die vor- und frühgeschichtlichen Altertümer Thüringens"; Würzburg [2] O. F. Gandert, 1927: ,,Neue Funde reichverzierter Streitäxte von sächsischem Typus"; in: Jahresschriften Vorgesch. Sächs.-Thüring. Länder 15 (1927), S. 37-42 [3] U. F. Ickerodt, 2004: ,,Der Fund eines Fundes - Das Fragment einer Prunkaxt in einer spätlat�nezeitlichen Abfallgrube"; in: Archäologie in Sachsen-Anhalt 2 (2004), S. 30-38 [4] M. Kerner, 2006: ,,Megalithische Kalendarik"; in: Bronzezeitliche Astronomie - Die Bronzescheibe von Nebra, S. 13 ff, Mantis Verlag, Gräfelfing [5] M. Kerner, 2007: ,,Die Steinbeile der Salzmünder Kultur"; in: Vom Steinbeil zum Pantheon - Kulturgeschichte der Kalendarik, S. 9 ff, Mantis Verlag, Gräfelfing [6] Th. Schmidt-Kaler, R. Koneckis. 2008: ,,Neolithische Kalender auf den Prunkä xten der Salzmünder Kultur"; in: Acta Praehistorica et Archaeologica, S. 69-83, Museum für Frühgeschichte, Berlin [7] J. Lechler, 1921: ,,Nachweise und Zusammenfassungen aus dem Arbeitsgebiete der Vorgeschichtsforschung. Band 1, Vom Hakenkreuz, die Geschichte eines Symbols", S. 13 Abbildung, Kabitsch Verlag, Leipzig

Journal für Astronomie Nr. 94 | 97

Geschichte

Erstes Online-Meeting der Fachgruppe Geschichte der Astronomie
von Petra Mayer

Am 01.02.2025 trafen sich zum ersten Mal zwölf Sternfreunde der Fachgruppe Geschichte der Astronomie zu einem OnlineMeeting. Nachdem im November 2024 Torsten Eisenschmidt die Fachgruppenleitung übernommen hatte, organsierte er dieses erste Treffen einmal ungewohnt für die Fachgruppe online.
Themenbereiche in der ersten Sitzung sollten sein: dass die Teilnehmer in eigener Sache von ihren Recherchen erzählen und mit den anderen teilen, Buchtipps aus der Astronomie-Geschichte vorzustellen, die anstehende Teilnahme an der Würzburger Frühjahrstagung der VdS und die Vorstellung der zukünftigen Neuerungen der Fachgruppe auf der Tagung zu diskutieren, die eigene Fachgruppentagung im November dieses Jahr in Mannheim vorzustellen, Organisatorisches zur Gestaltung der neuen Website und den neuen Platz zum Austauschen der Mitglieder im VdS-Forum zu zeigen und zu erklären.

Rainer Sparenberg stellte seine in Gotha an der Rohrbach-Sternwarte gewonnenen 360-Grad-Aufnahmen vor, die einen hervorragenden Blick in die Kuppel und auf das Teleskop darin boten. Auch der Erlebnisbericht der letzten Fachtagung in Gotha von Wolfgang Meirich wurde angesprochen.
Anschließend zeigte Torsten Eisenschmidt einen Brief, in dem auf das Buch ,,Der Himmel ist unter uns" von Wolfgang Thiele und Herbert Knorr eingegangen wurde. Das Buch mit seinen 600 Seiten ist ein dicker Schinken und man braucht wohl einige Zeit, um es zu lesen. Der Inhalt handelt von Forschungsergebnissen, die die steinzeitliche Übertragung des nördlichen Himmels auf den Boden Südwestfalens, dort auf ca. 10.000 m2, beschreiben. Auch soll dieses Buch ein eher bescheidenes, nicht so reißerisches Thema haben. Petra Mayer hingegen fragte in die Runde, ob jemand den Inhalt des Buches ,,Die Signaturen der Sphären" von Hartmut Warm kenne. Es

war allen Teilnehmern unbekannt. Auch Torsten Eisenschmidt verwies danach noch auf ein Buch aus der Reihe ,,Acta Historica Astronomiae" mit Beiträgen der Astronomischen Gesellschaft zur Astronomie-Geschichte. In Vol. 58 [1] beschreiben Dietrich Lemke und Kalevi Mattila ,,Freunde im Norden - Max Wolfs Verbindungen zu Astronomen im Ostseeraum". Maximilian Franz Joseph Cornelius Wolf war ein deutscher Astronom, Begründer und Direktor der Badischen Landessternwarte Heidelberg-Königstuhl, Professor in Heidelberg und Entdecker vieler Asteroiden. Er gilt auch als Pionier der galaktischen Astrofotografie. Und da in diesem Jahr die Fachtagung der Fachgruppe Geschichte der Astronomie in Mannheim stattfinden soll, wäre es angebracht, dort über die Person Max Wolf zu referieren.
Zum Thema ,,Zeit in der Astronomie" wusste Pierre Leich als Kenner von Simon Marius einiges beizutragen: die ,,MariusKI"

1 Screenshot Forum der VdS, Thema Geschichte der Astronomie
98 | Journal für Astronomie Nr. 94

Geschichte

[2] in Kooperation mit der Simon-Marius-Gesellschaft e.V. von der Hochschule Ansbach entwickelt, zur öffentlichen Inszenierung der historischen Persönlichkeit Simon Marius' im Rahmen des Simon-Marius-Jubiläumsjahres 2024. Auf Basis eines Sprachmodells soll dem User ein natürliches Gespräch mit der historischen Figur Simon Marius simuliert werden. Der Einsatz einer spezifischen Wissensbasis soll den Nutzern ermöglichen, mehr über die Wissenschaft seiner Zeit, seine Lebenswelt und den damaligen Erkenntnisstand zu erfahren. Die ,,MariusKI" soll der Öffentlichkeit auf der Website des Vereins sowie als interaktives Exponat präsentiert werden. Dazu nannte Pierre Leich noch Termine, die auf den Internetseiten der Simon-Marius-Gesellschaft zu finden sind [3, 4].
Dann zeigte Torsten Eisenschmidt das Forum der VdS und den neuen Bereich der Geschichte der Astronomie (Abb. 1), auf der Christian Seidl postete, dass er im Oktober eine Ausstellung in der tschechischen Nationalbibliothek zu historischen astronomischen Texten aus dem 15. bis zum 17. Jahrhundert besuchte. Der Ausstellungskatalog in tschechischer Sprache ist online zu finden. Auch gibt es im Forumsbereich eine Verlinkung zu weiteren historischen Themen, unter anderem zum in Gotha von Joachim Jendersie restaurierten Repsoldschen Äquatorial [5, 6]. Torsten regte an, dass das Forum gut genutzt werden kann, um vor allem Neuigkeiten und Aktivitäten zu posten. Torsten und Petra sind dabei, die Erstellung der neu gestalteten Homepage voranzutreiben. Sie zeigten anschließend auf der alten Homepage, welche Bereiche neugestaltet werden sollen. Die Mitglieder können sich zukünftig mit eigener Vita und Selbstporträt vorstellen.
Das Online-Meeting endete mit großer Zustimmung, ein weiteres Meeting zu veranstalten. Der Termin war für den 03.05.2025 um 10 Uhr geplant. Alle Teilnehmer verabschiedeten sich und wünschten sich eine gute Zeit bis zum nächsten Online-Treffen.

[1]

Literatur- und Internethinweise (Stand 23.02.2025):

[1] D. Lemke, K. Mattila, 2016: ,,Freunde im Norden - Max

Wolfs Verbindungen zu Astronomen im Ostseeraum", [2] Acta Historica Astronomiae, Vol. 58, Hrsg. W. R. Dick u.

J. Hamel, Akademische Verlagsanstalt, Leipzig; s.a.:

www.simon-marius.net/pix/content/5/2016-12_

Mitteilungen-zur-Astronomiegeschichte_41.pdf

[3]

[2] P. Leich: ,,Marius-Portal",www.simon-marius.net/ki

[3] ART & Friedrich e.V.: ,,Termine 2025", https://art-und-

friedrich.de/termine.php

[4] P. Leich: ,,Termine 2025", www.pl-visit.net/time

[4]

[5] J. A. Repsold, 1863: ,,Beschreibung des Aequatoreals

der Sternwarte zu Gotha", Astronomische Nachrichten

59 (14) S. 209; https://articles.adsabs.harvard.edu//full

/1863AN.....59..209R/0000114.000.html

[5]

[6] J. Jendersie, 2008: ,,Die Wiederherstellung des Gothaer

Äquatorials", www.metallrestaurierung-thueringen.de/

restaurierung-gothaer-aequatorial.html [6]

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Journal für Astronomie Nr. 94 | 99

Kleine Planeten

Nach wem wurde Kleinplanet (743) Eugenisis benannt?
- Ist das ,,Dictionary of Minor Planet Names" von Lutz D. Schmadel fehlerfrei?
von Erwin Schwab

Wonach wurde Kleinplanet Eugenisis benannt? Wenn man einem KleinplanetenExperten diese Frage stellen würde, wäre die Antwort folgende: Schaue doch einfach im Internet nach oder im Standardwerk ,,Dictionary of Minor Planet Names" von Lutz D. Schmadel. Das tat ich. Man erfährt schnell, dass dieser Kleinplanet von Franz Kaiser am 25. Februar 1913 in Heidelberg entdeckt wurde. Aber man findet in diesem Fall keinen Widmungstext!
Im Standardwerk von Lutz D. Schmadel steht übersetzt [1]: Es sei eine Kombination aus zwei griechischen Wörtern, nämlich ,,eu" für gut und ,,genesis" für Geburt bzw. Entstehung. Als Informantin wird die Tochter des Entdeckers Dr. Marie-Louise Kaiser genannt und der Hinweis, dass ein Zusammenhang mit der Geburt derselben bestünde. Die Interpretation ist wohl, dass es sich bei der Geburt der Tochter um die ,,Gute Geburt" handele. Weshalb klang dies für mich nicht plausibel? Dieser Kleinplanet heißt Eugenisis nicht Eugenesis! Ein Buchstabe ist der feine, aber entscheidende Unterschied. Wenn ein Schreibfehler bei der Benennung des Kleinplaneten unterlaufen wäre, hätte man das damals sicher korrigiert, was offensichtlich nicht der Fall gewesen ist.
Mir ist bereits vor vielen Jahren eine Analogie aufgefallen, welche zum Kleinplaneten (728) Leonisis führt, der 1912, also ein Jahr vor (743) Eugenisis entdeckt wurde. Seinerzeit hatte ich mangels Zeit und auch sicher deshalb, weil für mich die Angaben im Schmadel-Werk immer wie ,,in Stein gemeißelt" galten, keine Nachforschungen betrieben.

Im letzten Jahr bekam ich den Hinweis von Frau Klaudia Einhorn von der KuffnerSternwarte in Wien, dass auch das Schmadel-Werk nicht frei von Fehlern sei und somit kein unantastbares Heiligtum ist. Denn darin steht unter (914) Palisana, dass Johann Palisa den Kometen 1879 V entdeckt hätte. Frau Einhorn offenbarte mir, dass das nicht stimmt. Denn dieser Komet wurde von seinem Bruder Alois entdeckt, was Veröffentlichungen in historischen Fachzeitschriften belegen.
Das hat mich motiviert, bezüglich Eugenisis zu recherchieren. Ein weiterer Ansporn war, dass ich seit 2000 Mitglied des Physikalischen Vereins mit Sitz in Frankfurt am Main bin und die Benennung des (728) Leonisis unmittelbar etwas mit diesem Verein zu tun hat. Die Namensgebungen von (728) Leonisis und (743) Eugenisis fanden statt, lange bevor es das heutige Minor Planet Center (MPC) sowie die Working Group Small Bodies Nomenclature WGSBN in den USA gab und bevor Herr Schmadel (1942-2016) geboren wurde. Nämlich zu Vorkriegszeiten, als das Frankfurter Planeteninstitut, welches (so wie das heutige MPC) Berechnungen von Kleinplanetenbahnen durchführte. Damals teilte sich dieses Institut die Arbeit mit den Astronomischen Recheninstituten in Heidelberg und in Berlin. Das Frankfurter Planeteninstitut existierte von 1913 bis 1939 und war im Gebäude des Physikalischen Vereins untergebracht [2].
Die ursprüngliche Veröffentlichung der Namensgebung des (728) Leonisis findet man in den Astronomischen Nachrichten von 1914 [3], diese lautet folgendermaßen: ,,Der Planet 728 (1912 NU) hat mit Zu-

stimmung des Entdeckers Dr. J. Palisa gelegentlich der Feier des 70. Geburtstages von Herrn Geheimrat Dr. Leo Gans, des Vorsitzenden des Physikalischen Vereins zu Frankfurt a. M., den Namen Leonisis erhalten; der Physikalische Verein führt eine Isis in seinem Wappen. M. Brendel."
Der Physikalische Verein feierte 2024 sein 200-jähriges Jubiläum und trägt bis heute die ägyptische Gottheit Isis als Emblem (Abb. 1). Der Kleinplanet (728) Leonisis wurde also von Martin Brendel benannt, dem damaligen Leiter des Frankfurter Planeteninstituts. Beim Blick in die Historie des Physikalischen Vereins fällt auf, dass Leo Gans (die Person nach der (728) Leonisis benannt wurde) sich im Zeitraum von 1898 bis 1916 alternierend den Vereinsvorsitz teilte mit Eugen Hartmann! Ebenso waren beide Vorsitzende maßgeblich an der Errichtung des 1908 fertiggestellten Neubaus beteiligt, in dem das Frankfurter Planeteninstitut untergebracht war [4].
Warum sollte Martin Brendel dem einen Präsidenten einen Kleinplaneten vermacht haben und dem anderen nicht? Zudem klingt die Kombination Eugen + Isis durchaus plausibler als Eu + Genesis. Ich suchte in alten Fachzeitschriften nach Hinweisen und stellte bald fest, dass Herr Schmadel bei der Erstellung seines Werkes wohl vor ähnlichen Herausforderungen stand wie ich. Im Circular zum Berliner Astronomischen Jahrbuch sowie in den Astronomischen Nachrichten wurden meist nur die neuen Namen bekanntgegeben, aber ganz selten mit einem erläuternden Widmungstext dazu! Für Leonisis fand ich den oben wiedergegebenen Text. Für (743) Eugenisis fand ich nur die Bekanntmachung der Benen-

100 | Journal für Astronomie Nr. 94

Kleine Planeten

nung in den Astronomischen Nachrichten [5], aber ganz ohne Widmungstext. Die Bekanntmachung lautet: ,,Von den älteren Planeten sind folgende benannt: 717 Wisibada, 738 Alagasta, 743 Eugenisis, 745 Mauritia, 763 Cupido, 931 Whittemora, 998 Bodea, 999 Zachia."
Es gibt noch ein Vorläuferwerk des Schmadelschen: ,,The Names of the Minor Planets", veröffentlicht 1955 vom Cincinnati Observatory, verfasst von Paul Herget, erster Direktor des MPCs von 1947 bis 1978. Darin ist unter (743) Eugenisis weder ein Text noch eine Bemerkung abgedruckt. Vermutlich hatte Paul Herget das gleiche Problem bei der Quellensuche wie später Schmadel und ich. Da ich in der Fachliteratur keine Informationen zur Namensgebung des (743) Eugenisis fand, weitete ich meine Suche auf damalige Tageszeitungen aus und war erfolgreich! In vier online zugänglichen Tageszeitungen standen ähnliche Formulierungen [6, 7, 8, 9]. Der hier wiedergegebene und abgebildete Text (Abb. 1) ist aus ,,Israelisches Familienblatt" vom 07.10.1926: ,,Die Internationale Planetenkommission, die ihren Sitz in Frankfurt a. M. hat, beschloß, zwei Planeten nach den verdienstvollen Förderern der Frankfurter Sternwarte zu benennen. Der eine Stern wird den Namen Mauritius nach Moritz Oppenheim, der zweite den Namen Eugenisis nach Professor Eugen Hartmann führen. Eugenisis ist ein Analogon zu Leonisis, der nach Geheimrat Leo Gans vor längerer Zeit getauft wurde."
Die Erwähnung der Benennung des ,,Mauritius" nach Moritz Oppenheim führt uns übrigens zu einem weiteren möglichen Fehleintrag im Schmadel-Werk, worüber ich hier aber nicht berichten werde. Für mich gibt es keinen Zweifel daran, dass (743) Eugenisis im Jahr 1926 zu Ehren von

1 Das Israelische Familienblatt vom 07.10.1926 (Bild: Erwin Schwab)

Dr.-Ing. Eugen Hartmann (1853-1915) benannt wurde, höchstwahrscheinlich ebenso vom Leiter des Frankfurter Planeteninstituts Martin Brendel mit Zustimmung des Entdeckers Franz Kaiser, so wie es bei (728) Leonisis der Fall war.
Nach Kontaktaufnahme mit dem Kleinplaneten-Namensgebungs-Gremium der IAU, dem WGSBN, antwortete mir Gareth Williams mit der Bemerkung (übersetzt ins Deutsche): ,,Diese Art von Durcheinander zeigt, dass die Entscheidung von Paul Herget, Widmungstexte zu den Namensgebungen zu verlangen, als das MPC eingerichtet wurde, eine gute Idee war."

sidenten des Physikalischen Vereins, der direkt nach der Gründung vor 200 Jahren Vorsitzender wurde [2, 10].
Literatur- und Internethinweise (Stand 23.02.2025): [1] L. D. Schmadel, 2012: Dictionary of
Minor Planet Names, sixth Edition, S. 70 [2] V. Heinrich, E. Schwab, 2011: ,,Vom Kleinplaneten (728) Leonisis zum (224831) Neeffisis", VdS-Journal für Astronomie 39 (4/2011), S. 95; https://journal.sternfreunde.de/ Jpdf/VdS-Journal_39.pdf

Im Fall des (743) Eugenisis verwies er mich mit der Begründung, ,,since this is a historical naming, this is better communicated to ...", an den Heidelberger Astronomen Gernot Burkhardt, der schließlich aufgrund meiner Recherche in der Datenbank des Schmadel-Werkes ,,Dictionary of Minor Planet Names" folgende Ergänzung hinzufügte: ,,Erwin Schwab proposed in an email dated 2024-12-18 that the name Eugenisis is composed from Eugen and Isis just as (728) Leonisis. Eugen Hartmann was at the time of discovery president of the Physical Society at Frankfurt a.M. (Germany) which has an Isis as emblem."
Mit rund 100-jähriger Verspätung ist nun der Widmungstext, so wie ihn Herr Brendel vielleicht formuliert haben könnte, aufgenommen worden.

[3] Astronomische Nachrichten, 1914: Band 197, S. 415
[4] H. Fricke, 1974: ,,150 Jahre Physikalischer Verein", S. 143
[5] Astronomische Nachrichten, 1928: Band 232, S. 259
[6] Berliner Börsen-Zeitung vom 24.09.1926, S. 12
[7] Kölnische Zeitung vom 23.09.1926, S. 2
[8] Wiener Morgenzeitung vom 9.10.1926: Heft 2737
[9] Israelisches Familienblatt vom 7.10.1926, Nr. 40, S. 9
[10] IAU: Minor Planet Circular 72202; www.minorplanetcenter.net/ iau/ECS/MPCArchive/2010/ MPC_20100923.pdf

Seit 2010 gibt es übrigens noch den Kleinplaneten (224831) Neeffisis, benannt nach Christian Ernst Neeff, dem allerersten Prä-

Journal für Astronomie Nr. 94 | 101

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.

Für die Sommerausgabe kommen üblicherweise die wenigsten Bilder von kosmischen Begegnungen herein. Die Ekliptik steht tief im Süden und die kurzen, beziehungsweise weißen Nächte erschweren auch die Jagd nach Kleinplaneten bei Deep-Sky-Objekten. Den beiden Bildautoren Rainer Baule und Wolfgang Bodenmüller gelangen trotzdem Aufnahmen, die wir heute vorstellen können.

1 Der Kleinplanet (386) Siegena und NGC 6772, aufgenommen von Rainer Baule am
25.08.2024 mit einem 6-zölligen Newton f/5 und einer Canon-6D-Kamera mit UHC-S-Filter.

Der Wahl-Siegener Rainer Baule ist ein großer Fan des Siegerlandes und kombiniert das mit seinem Hobby, indem er tolle Bilder im TWAN-Style aufnimmt, wie man auf seiner Homepage [1] sehen kann. Beim Lesen der ,,Kosmischen Begegnungen" in der Ausgabe 90 des VdS-Journals für Astronomie stach ihm ein Beobachtungsvorschlag sofort ins Auge: Im August sollte die Bahn des Asteroiden (386) Siegena nahe an den Planetarischen Nebel NGC 6772 heranführen. Der Name Siegena klang verdächtig nach Siegen und nach einer Recherche bestätigte sich sein Verdacht, dass (386) Siegena tatsächlich nach der Stadt Siegen benannt wurde [2]. Die Benennungsvorschriften der damaligen Zeit forderten weibliche Namen für neue Kleinplaneten. Daher findet man bei den niedrigen Nummern viele verweiblichte Namen von z. B. geografischen Bezeichnungen. Der Vorrat an weiblichen Gottheiten war ja begrenzt. Diese Regel wurde später aufgehoben, so

dass man Namen nicht mehr verändern muss, damit sie himmlisch werden.
Rainer Baule plante also für die Nacht vom 25. auf den 26. August 2024 eine Serie von 60 Bildern. Leider gab es eine Panne, so dass die Serie nach 7 Minuten abgebrochen wurde (Abb. 1). Das verhinderte zwar die Ausbildung einer Strichspur,

2 Eine Strichspur
des Kleinplaneten (386) Siegena, aufgenommen von Rainer Baule am 19.08.2024 mit einem 6-zölligen Newton und einer Canon-6D-Kamera.
aber der relativ helle Asteroid ist dennoch leicht als helles Sternchen zu identifizieren. Den Kleinplaneten (386) Siegena konnte er aber ein paar Tage vorher als Strichspur aufnehmen (Abb. 2). Dieses Bild zeigte zwar keine kosmische Begegnung im klassischen Stil, aber schaffte es in die Lokalpresse [3]. Eine tolle Aktion, um ein wenig Werbung für die Astronomie zu machen!

102 | Journal für Astronomie Nr. 94

Kleine Planeten

Der Planetarische Nebel NGC 6772 befindet sich im Sternbild Adler. Damit war die kosmische Begegnung auch aus unseren Breiten noch relativ gut zu fotografieren. Am Himmel ist er 12,7 mag hell und ca. 1,4 Bogenminuten groß. Er dürfte rund 3.000 bis 4.000 Lichtjahre von uns entfernt sein. Entdeckt wurde er 1784 von Wilhelm Herschel [4]. Ansonsten ist relativ wenig über das Objekt im Netz zu finden.

Der Kleinplanet (386) Siegena wurde 1894 vom deutschen Astronomen Max Wolf in Heidelberg entdeckt. Sein Kollege Heinrich Kreutz (Entdecker der Kreutz-Kometenfamilie) schlug vor, den Kleinplaneten nach seiner Heimatstadt Siegen zu benennen. Siegena ist ein großer Hauptgürtelasteroid mit einem Durchmesser von ca. 170 km. Die Albedo liegt bei ca. 0,069 sehr niedrig und ist typisch für C-Klasse-Asteroiden. Für eine Umrundung der Sonne benötigt er 4,92 Jahre [5]. Zum Zeitpunkt der Aufnahme war (386) Siegena 12 mag hell und rund 296 Millionen Kilometer von der Erde entfernt.
Weiter südlich, im Sternbild Schütze, fand die zweite kosmische Begegnung statt. Unser Serienbildautor Wolfgang Bodenmüller loggte sich dafür remote in Utah/USA ein, um sie zu fotografieren. Diesmal kam eine Farbkamera zum Einsatz, um die Begegnung vom Kleinplaneten (15) Eunomia mit dem Offenen Sternhaufen NGC 6716 zu dokumentieren. Statt der üblichen Strichspur stellte Wolfgang die Bewegung des Kleinplaneten hier als Sternenkette mit drei Positionen dar (Abb. 3). Im Bild ist sie links oberhalb der Bildmitte zu finden [6].
NGC 6716 ist mit ca. 100 Millionen Jahren ein relativ junger Sternhaufen, der rund 2.500 Lichtjahre von uns entfernt ist. Seine scheinbare Helligkeit am Himmel beträgt 7,5 mag und in einem Feld von 7 Bogenminuten befinden sich bis zu 150 mögliche Haufenmitglieder [7]. Entdeckt wurde

3 Der Kleinplanet (15) Eunomia und NGC 6716, remote aufgenommen von
Wolfgang Bodenmüller mit einem 6-zölligen Apo f/7,4 und einer QHY268C-Kamera.

NGC 6716 im Jahr 1830 von John Herschel, dem Sohn von Wilhelm Herschel [8]. Dem visuellen Beobachter zeigt der Haufen ein interessantes Sternenmuster. Die hellsten Sterne bilden die Form eines Zierfisches [9]. Fotografisch ist das Muster schwerer zu erkennen, aber in unserem Bild würde der Fisch auf den ,,Kleinplaneten-Wurm" zuschwimmen, Petri Heil!
Bei (15) Eunomia handelt es sich um einen Hauptgürtelasteroiden der S-Klasse. Der rund 230 km große Brocken weist eine Albedo von 0,25 auf und reflektiert durch das silikatreiche Material deutlich mehr Licht als die dunkle (386) Siegena. Zum Zeitpunkt der Aufnahme war er 10 mag hell und rund 350 Millionen Kilometer von der Erde entfernt. Für eine Umkreisung der Sonne benötigt (15) Eunomia 4 Jahre und 109 Tage. Entdeckt wurde sie 1851 vom italienischen Astronomen Annibale de Gasparis [10]. Benannt hat er sie nach einer der Töchter von Zeus und Themis. Die Töchter aus dieser Verbindung sind die Horen, die das geregelte Leben der Menschen überwachen, indem sie das Leben eines Menschen an einem Webstuhl weben und damit bestimmen. Eunomia war in dieser Schar für das Recht und die Ordnung verantwortlich und daher bei den Griechen die Göttin von Recht und Gesetzgebung [11].

Kosmische Begegnungen finden täglich statt. Die Tabelle auf Seite 104 enthält eine kleine Auswahl interessanter Begegnungen zwischen Kleinplaneten und Deep-SkyObjekten, die von uns erstellt wurde. Damit soll Ihnen Ihr Weg zum persönlichen Bild einer kosmischen Begegnung erleichtert werden.
Eine Möglichkeit, sich täglich über aktuelle kosmische Begegnungen zu informieren, finden Sie auf der Homepage von Klaus Hohmann [12]. Dort kann sich der interessierte Astrofotograf in dem von Klaus geschriebenen Tool kosmische Begegnungen anzeigen lassen. Interaktiv hat man die Möglichkeit, verschiedene Parameter wie die Helligkeit des DeepSky-Objektes oder die Helligkeit des Kleinplaneten selbst auszuwählen, um eine passende Konjunktion für sich zu finden.
Wir möchten Sie im Namen der Fachgruppe Kleine Planeten der VdS bitten, Ihre kosmische Begegnung einzusenden, um zukünftige Ausgaben des VdS-Journals für Astronomie mit Ihren Bildern zu bereichern. Schicken Sie die Bilder per E-Mail mit dem Betreff ,,Kosmische Begegnung" an ries@sternwarte-altschwendt.at.

Journal für Astronomie Nr. 94 | 103

Kleine Planeten

Literatur- und Internethinweise (Stand 23.02.2025):

[1]

[3]

[1] Siegen Night Skies 2.0: "Siegerland bei Nacht", http://blog2.siegennight-skies.de/

[2] L. D. Schmadel: "Dictionary of Minor Planet Names", Springer Verlag

[3] Siegen Night Skies 2.0, 2024: "Siegena über Siegen", http://blog2. [4] [5]

Bitte vergessen Sie nicht,

siegen-night-skies.de/uncategorized/siegena-ueber-siegen/

das Aufnahmedatum, die [4] Wikipedia: "NGC 6772", https://de.wikipedia.org/wiki/NGC_6772

fotografierten Objekte [5] Wikipedia: "(386) Siegena", https://de.wikipedia.org/wiki/(386)_Siegena [6] [7] üller: Fotogalerie: Kleinplanet 15 Eunomia nahe NGC 6716",

und die Daten des Tele- [6] W. Bodenm "

skops bzw. der Kamera

https://portfolio.fotocommunity.de/wolfgang-bodenmueller/photo/48934093

mitzuteilen. Der Autor [7] N. A. Grice, D. W. Dawson, 1990: "The Open Cluster NGC 6716", Publ.

eines ausgewählten Bildes Astron. Soc. Pacific 102, pp. 881-887; https://articles.adsabs.harvard. [8] [9]

wird anschließend aufge-

edu/pdf/1990PASP..102..881G

fordert, eine unkompri- [8] Wikipedia: "NGC 6716", https://de.wikipedia.org/wiki/NGC_6716

mierte Version des Bildes [9] Freunde der Nacht, Homepage: "Musterwürdige Offene Sternhaufen",

für den Druck zur Verfü- www.freunde-der-nacht.net/beobachtungsprojekte/sternmuster/ [10] [11]

gung zu stellen.

musterwürdige-sternhaufen/

[10] Wikipedia: "(15) Eunomia", https://de.wikipedia.org/wiki/(15)_Eunomia

[11] Wikipedia: "Eunomia (Mythologie)", https://de.wikipedia.org/wiki/Eunomia_

(Mythologie)

[12]

[12] K. Hohmann: "Astrofotografie: Kosmische Begegnungen", http:// astrofotografie.hohmann-edv.de/aufnahmen/kosmische.begegnungen.php

Tabelle 1

Ausgewählte interessante kosmische Begegnungen im 3. Quartal 2025

Datum
20.07.2025 26.07.2025 02.08.2025 23.08.2025 22.09.2025 23.09.2025

Uhrzeit
24:00 24:00 22:00 24:00 24:00 24:00

Kleinkörper

mag

(42195) 2001 DO17 15,8

(13860) Neely

15,2

(3702) Trubetskaya 15,3

(4478) Blanco

16,0

(4997) Ksana

14,7

(444) Gybtis

10,4

Objekt

Art

NGC 6818

PN

M 17

GN

NGC 6603

OC

NGC 7009

PN

M 74

Gx

NGC 7757

Gx

mV

Abstand

9,3

9'

6

3'

11,1

2'

8

9'

9,1

3'

12,4

3'

Abkürzungen: OC - Offener Sternhaufen, PN - Planetarischer Nebel, GN - Emissionsnebel, GC - Kugelsternhaufen, Gx - Galaxie

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104 | Journal für Astronomie Nr. 94

Kometen

Kometenbeobachtung in den 1970er Jahren
- oder wie aus M 74 ein Komet wurde
von Wolfgang Kriebel

Winterlich kalt dürfte es an diesem 29. Januar 1970 nicht gerade gewesen sein, als ich, mit 18 Jahren noch ein absolut unbedarfter Astrobeginner, auf der Terrasse meines Elternhauses in der Hollywoodschaukel liegend mit meinem 7x50-Quelle-(Revue)Fernglas den Sternenhimmel durchstreifte und dabei auf ein nebliges Objekt stieß.
Hier der originale Tagebuch-Eintrag vom 29.01.1970 aus dem schon reichlich zerfledderten Astrotagebuch:
,,Gigantischer Erfolg!!!! Und wieder einmal spielte der Zufall eine große Rolle!! Gegen 19:00 fand ich den Spiralnebel M 74. Seit fast einem Jahr endlich wieder ein M-Objekt! Ich wollte M 74 gar nicht finden!! Zufällig den Himmel abgesucht und M 74 gefunden! Ich wusste zuerst gar nicht, was das für ein nebliges Objekt ist! Rannte in die Wohnung, suchte in ,,Mein Messier-Buch" die betreffende Stelle heraus, und siehe da, da stand M 74! Wenn man bedenkt, dass er eine Helligkeit von ca. +9,5 hat, eine großartige Leistung! Man bedenke: Mit dem Feldstecher 7x50 in aufgehellter Stadtumgebung!! Und mühelos gesehen!!! Groß! Im Fernrohr (ein 60mm/710mm-Quelle-Refraktor) deutlichst zu sehen, rund und sehr, sehr, sehr, sehr, sehr groß!! Von Lichtschwäche (laut Vehrenberg) kaum etwas zu bemerken. RIESIGE FREUDE!!"
Tja, soweit der Original-Tagebucheintrag vom 29.01.1970. Monate später wurde dann, nach einigem Briefwechsel und weiteren zusammengetragenen Infos, aus M 74 der Komet Tago-Sato-Kosaka 1969g. Aufklärungsarbeit leistete damals auch der Schweizer Hans Rohr, der Generalsekretär der Schweizerischen Astronomischen Gesellschaft, mit dem ich in brieflichem Kontakt stand. Die genauen Umstände, die zur Aufklärung des Sachverhalts führten, kann ich heute nicht mehr ganz genau nach-

vollziehen, sicher ist jedoch, dass es einige Zeit dauerte, bis die Angelegenheit geklärt werden konnte. Der Komet hatte zum Zeitpunkt meiner Sichtung eine Helligkeit von ca. 5 mag. Von einer Schweifsichtung ist nichts vermerkt in meinem Tagebuch. Das war mein erster beobachteter Komet. Ein Zufallsprodukt sozusagen ...
Schon am 29.03.1970 gelang mir, diesmal ohne große Identitäts- oder Identifikationsprobleme, eine Sichtung des Kometen Bennett 1969i mit dem bloßen Auge: ,,Sehr hell, 5 bis 6 Vollmonddurchmesser Schweiflänge. Ein eindrucksvoller Anblick!"
Und dann kam der 4. März 1976: Ein wunderbar klarer Morgenhimmel und ich stand auf dem Fußballplatz meines Heimatvereins (bei dem ich kurz zuvor noch selbst aktiv war), etwa 100 Meter von meiner Wohnung entfernt. Der Platz grenzte im Osten direkt an einen kleinen Wald, dahinter ein paar Kilometer entfernt verläuft die B 11 nach Landshut. Die Original-Beschreibung aus meinen Kometen-Aufzeichnungen lautet: ,,Die bisher schönste Kometenerscheinung, die von mir beobachtet wurde! Ungleich eindrucksvoller als Komet Bennett 1969i. Besonders kurios und spektakulär verlief die Erstsichtung dieses Kometen am 4.3.1976. Mit dem 7x50 suchte ich die ungefähre Gegend ab, in der der Komet in Erscheinung treten sollte, wurde jedoch stark durch eine diffuse Lichtquelle behindert, die meiner Meinung nach von der Stadt Landshut oder von Fahrzeugen auf der B 11 ausging. Nach einigen Minuten wurde ich jedoch skeptisch; ist das vielleicht schon der aufgehende Kometenschweif? Ja! Er war es! Einer der schönsten Momente meiner bisherigen Astrotätigkeit! Ein unbeschreiblicher Anblick, wie sich dann der Kometenkopf (Koma) zwischen den Bäumen des Waldes klar abzeichnete und höher stieg!"

Der grandiose Anblick des Kometen West mit seinem ,,gebogenen" Schweif steht mir immer noch klar vor Augen. Bis heute meine unangefochtene Nr. 1 bei den Kometen, vor C/1996 B2 (Hyakutake) und HaleBopp!
Es folgten viele weitere Kometen, die Bahnverläufe wurden mit Transparentpapier aus dem Atlas Stellarum übertragen, um sie für die Beobachtung mit dem Zenitprisma zu verwenden. Die Beobachtungen gingen dann auch an die Fachgruppe Kometen und die Astrosite Groningen. Einige Zeit versuchte ich, alle erreichbaren Kometen zu beobachten, allein schon das Einzeichnen der Kometenbahnen und Erstellen der Aufsuchkarten bereitete mir großes Vergnügen. Irgendwann kamen die Veränderlichen Sterne hinzu und eine intensivere Beobachtung der Deep-Sky-Objekte.
Kometen beobachte ich aber weiterhin und mit großem Vergnügen!

Journal für Astronomie Nr. 94 | 105

Planeten

Saturns Ringe 2024/25
- Annäherung an die Kantenstellung
von Maciej Libert

Saturn wurde im Sommer 2024 erneut zu einem interessanten Beobachtungsobjekt. Auffällig war sofort, dass sich die Neigung der Saturnringe zur Erde stetig verringerte und die Ringe ihrer Kantenstellung entgegenstrebten. Zur Opposition am 8. September 2024 betrug der Öffnungswinkel der Ringe noch 3,5 Grad , bis zum 23. März 2025 würde die Ringebene nahezu exakt von der Kante sichtbar sein. Während dieser Phase erscheinen die Ringe zunehmend schmaler, bis sie für einige Wochen kaum noch zu erkennen sind.
In der Mailingliste der VdS-Fachgruppe Planeten wurden in diesem Zeitraum zahlreiche hochaufgelöste Aufnahmen erstellt, die die Veränderungen detailliert dokumentieren. Diese Bilderstrecke gibt einen Überblick über die wichtigsten Beobachtungen.
Eine auffällige Veränderung im Vergleich zur letzten Saturn-Saison war die verstärkte Helligkeit oberhalb der Ringe. Dieses Phänomen ist auf die veränderte Reflexion der Sonnenstrahlen zurückzuführen: Da das Licht die Ringe in einem sehr flachen Winkel trifft, wird es verstärkt in Richtung der Erde reflektiert. Dies führte zu einer Auf-

hellung der Äquatorregion des Planeten, die besonders um die Zeit der Opposition sichtbar wurde.
Die Kantenstellung der Ringe beeinflusst auch die Sichtbarkeit der Saturnmonde. Normalerweise überstrahlen die weit geöffneten Ringe viele schwächere Begleiter, doch in den vergangenen Monaten waren Monde wie Dione, Enceladus und Tethys deutlich zu beobachten.
Ein besonders seltenes Ereignis wurde seit Oktober 2024 mehrfach dokumentiert: Der Schattenwurf von Titan auf Saturn. Dieses Phänomen tritt nur etwa alle 14,7 Jahre auf, wenn die Erde in die Ebene der Saturnringe blickt. Die letzte von Europa aus sichtbare Konstellation dieser Art fand 1980 statt, da die Titan-Ereignisse in den Jahren 1995 und 2009 für europäische Beobachter ungünstig lagen. Im November und Dezember 2024 fanden zudem mehrere Titan-Transite statt, die trotz schwieriger Wetterbedingungen gut dokumentiert werden konnten. Weitere bedeutende Ereignisse waren die Okkultationen von Saturn durch den Mond am 21. August 2024 und am 4. Januar 2025, bei denen der Ringplanet vollständig durch

unseren Erdtrabanten verdeckt wurde. Eine solche Saturn-Mond-Bedeckung, bei der die Ringe langsam hinter der Mondscheibe verschwinden, gehört zu den spektakulärsten Live-Ereignissen, die der Himmel zu bieten hat. Eine vergleichbare Okkultation wird für Beobachter in Europa erst im nächsten Jahrzehnt wieder stattfinden.
Die Zeit um die flache Ringstellung gilt eigentlich als eine Phase, in der häufiger Speichenphänomene in den Ringen beobachtet werden und sich vermehrt Stürme auf der Planetenoberfläche bilden. Beide Phänomene konnten jedoch kaum oder gar nicht dokumentiert werden.
Am 23. März 2025 erreicht die Neigung der Ringe mit 0 Grad ihr Minimum, bevor sie sich in den folgenden Monaten wieder vergrößert. Bis zum Jahresende 2025 werden sie erneut mit mehreren Grad geöffnet sein.
Aber erleben wir 2025 tatsächlich einen Saturn ohne Ringe? Man schaue sich dazu einmal den Beitrag von Uwe Pilz in diesem Heft in der Rubrik ,,Astrophysik & Algorithmen" an.

1 26.06.2024, 01:37 Uhr UT, Celestron 11,
ADC, Baader Q-Barlow 1,3x, ZWO ASI462MC. Bild: Thomas Wahl

2 09.07.2024, 02:03 Uhr UT, 10-Zoll-Refrak-
tor der Volkssternwarte München, ADC, ZWO ASI462MC. Bild: Bernd Gährken

3 15.07.2024, 16-Zoll-Dobson bei f/12
(Abbe-Barlow), ZWO ADC, ZWO ASI178MM mit Rotfilter und ZWO ASI 178MC. Bild: Ralf Burkart

106 | Journal für Astronomie Nr. 94

Planeten

4 18.07.2024, 02:04 Uhr UT, 16-Zoll-Dob-
son bei f/12 (Abbe-Barlow), ZWO ADC, ZWO ASI178MM mit Rotfilter und ZWO ASI 178MC. Bild: Ralf Burkart

5 18.07.2024, 02:20 Uhr UT, Celestron
14, Barlow 2x (f/24), ZWO ASI290MM. Bild: Rudolf A. Hillebrecht

6 20.07.2024, 01:31 Uhr UT, 16-Zoll-Dob-
son bei f/12 (Abbe-Barlow), ZWO ADC, ZWO ASI178MM mit Rotfilter und ZWO ASI 178MC. Bild: Ralf Burkart

7 20.07.2024, 23:14 Uhr UT, 14-Zoll-New-
ton, Baader FFC, ZWO ASI190MM. Bild: Thomas Winterer

8 21.07.2024, Maksutov 150 mm / 1.800
mm, Barlow 2x, ALCCD5L-IIc. Bild: Silvia Kowollik

9 21.07.2024, 03:01 Uhr UT, Takahashi
Mewlon 250 CRS, Player One Uranus-C. Bild: Michael Büchner

1 0 25.07.2024, 02:10 Uhr UT, Saturn mit
Schatten von Rhea (im Bild unten links), Meade LX200 12-Zoll-SCT, ZWO ASI224MC. Bild: Torsten Lietz

1 1 29.07.2024, Maksutov 150 mm / 1.800 mm,
Barlow 2x, ALCCD5L-IIc. Bild: Silvia Kowollik

1 2 29.07.2024, Celestron 11, ADC, ZWO
ASI533MC. Bild: Jürgen Burghard

1 3 29.07.2024, 23:56 Uhr UT, 300-mm-
Newton, ADC, Barlow 3x, ZWO ASI290MM. Bild: Robert Reitsam

1 4 30.07.2024, 03:00 Uhr UT, Meade 2080,
ADC, Barlow 2x, ZWO ASI178MC. Bild: Reinhard Braden

1 5 31.07.2024, Meade 2080, ADC, Barlow
2x, ZWO ASI178MC. Bild: Reinhard Braden
Journal für Astronomie Nr. 94 | 107

Planeten

1 6 01.08.2024, 03:00 Uhr UT, Celestron 11,
ZWO ASI 178MM. Bild: Oliver Schneider

1 7 01.08.2024, 03:30 Uhr UT, 10-Zoll-
Newton f/5, Televue Powermate 5x, ZWO ASI 178MC. Bild: Rainer Kleibrink

1 8 03.08.2024, Meade LX200 16 Zoll EMC,
ADC, Baader Q-Barlow 1,3x, ZWO ASI462MC. Bild: Thomas Wahl

1 9 03.08.2024, 00:36 Uhr UT, 16-Zoll-
Dobson bei f/12 (Abbe-Barlow), ZWO ADC, ZWO ASI178MM mit Rotfilter und ZWO ASI 178MC. Bild: Ralf Burkart

2 0 05.08.2024, 00:30 Uhr UT, Celestron
11, Barlow 2x, ZWO ASI533MC. Bild: Jürgen Burghard

2 1 06.08.2024, 02:33 Uhr UT, 16-Zoll-
Dobson bei f/12 (Abbe-Barlow), ZWO ADC, ZWO ASI178MM mit Rotfilter und ZWO ASI 178MC. Bild: Ralf Burkart

2 2 10.08.2024, 22:52 Uhr UT, 16-Zoll-In-
finity-Dobson (f/4,15), Televue Powermate 2,5x, ZWO ADC, Alccd5L-II. Bild: Thomas Staufer

2 3 11.08.2024, 8 Zoll Meade 2080, ADC,
Barlow 2x, ZWO ASI 178MC. Bild: Reinhard Braden

2 4 12.08.2024, Celestron 11, Pierro-Astro-
ADC, ZWO ASI715MC. Bild: Oliver Schneider

2 5 13.08.2024, 02:00 Uhr UT, 300-mm-
Newton f/5,3, Barlow 3x, ADC, Baader-RGBFilter, ZWO ASI290MM. Bild: Robert Reitsam

2 6 16.08.2024, Celestron 11, Pierro-Astro-
ADC, ZWO ASI715MC. Bild: Oliver Schneider

2 7 19.08.2024, Celestron 11, Barlow 2x,
ZWO ASI533MC. Bild: Jürgen Burghard

108 | Journal für Astronomie Nr. 94

Planeten

2 8 01.09.2024, 8-Zoll-Newton,
ZWO ASI462MM. Bild: Wolfgang Bischof

2 9 06.09.2024, 21:52 Uhr UT, 7-Zoll-
Starfire-Refraktor, Barlow 2,3x, QHY5III462C. Bild: Jörg Dubiel

3 0 07.09.2024, 23:58 Uhr UT, Takahashi
Mewlon 250 CRS; Player One Uranus-C. Bild: Michael Büchner

3 1 12.09.2024, 20:22 bis 20:55 Uhr UT, Saturn mit Schattenwurf von Rhea, Celestron 14, Rotfilter, ZWO ASI290MM.
Bild: Rudolf A. Hillebrecht

3 2 14.09.2024, 00:30 Uhr UT, Celestron 11, ADC,
ZWO ASI715MC. Bild: Oliver Schneider

3 3 14.09.2024, 23:56 Uhr UT, bis 15.09.2024, 00:15 Uhr
UT, 16-Zoll-Dobson bei f/12 (Abbe-Barlow), ZWO ADC, ZWO ASI178MM mit Rotfilter und ZWO ASI 178MC. Bild: Ralf Burkart

Journal für Astronomie Nr. 94 | 109

Planeten

3 5 05.10.2024, 8 Zoll Meade 2080, ADC,
Barlow 2x, ZWO ASI 178MC. Bild: Reinhard Braden

3 6 22.10.2024, 8 Zoll Meade 2080, ADC,
Barlow 2x, ZWO ASI 178MC. Bild: Reinhard Braden
3 4 21.09.2024, 20:06 und 20:19 Uhr UT, Saturn mit Schatten-
wurf von Rhea, 7-Zoll-Starfire-Refraktor, Barlow 2,3x, QHY5III462C. Bild: Jörg Dubiel

3 7 25.10.2024, 16-Zoll-Dobson bei f/12 (Abbe-Barlow),
ZWO ADC, ZWO ASI178MM mit Rotfilter und ZWO ASI 178MC. Bild: Ralf Burkart
110 | Journal für Astronomie Nr. 94

3 8 25.10.2024, 22 Uhr UT, Celestron 11,
ADC, ZWO ASI715MC. Bild: Oliver Schneider

Planeten
3 9 27.10.2024, 18:56 bis
20:15 Uhr UT, Celestron 14, Baader-Methanband-Filter, Astrolumina-R-Filter, ZWO ASI290MM. Bild: Rudolf A. Hillebrecht

4 0 27.10.2024, Saturn mit Monden, 16-Zoll-Dobson bei f/12 (Abbe-Barlow),
ZWO ADC, ZWO ASI178MM mit Rotfilter. Bild: Ralf Burkart

4 1 27.10.2024, 19:05-19:47 Uhr UT, Takahashi Mewlon
210, Pierro Astro ADC MKIII. ZWO ASI715MC. Mittel aus 11 Filmen zu je 90 s. Bild: Sven Melchert
Journal für Astronomie Nr. 94 | 111

Planeten

4 2 31.10.2024, 20:32 Uhr UT, 16-Zoll-Dobson bei f/12 (Abbe-Bar-
low), ZWO ADC, ZWO ASI178MM mit Rotfilter und ZWO ASI 178MC. Bild: Ralf Burkart

4 4 04.11.2024, Maksutov 150 mm / 1.800 mm,
Barlow 2x, ALCCD5L-IIc. Bild: Silvia Kowollik

4 3 02.11.2024, Saturn mit Monden, Celestron 14, Barlow 2x, ZWO ASI290MM. Bild: Rudolf A. Hillebrecht

112 | Journal für Astronomie Nr. 94

4 5 Oben links: 07.11.2024, 19:16 Uhr UT, Saturn mit Schatten von
Dione, 300-mm-Newton, Gutekunst-ADC, Barlow 3x, ZWO ASI290MM. Bild: Robert Reitsam
4 6 Oben rechts: 26.11.2024, 8-Zoll-Newton, APM-Barlow
2,7x, ADC, ZWO ASI178MC. Bild: Markus Vertesich
4 7 Links: 27.11.2024, Maksutov 150 mm / 1.800 mm,
Barlow 2x, ALCCD5L-IIc. Bild: Silvia Kowollik

Planeten

Saturn mit Titanschatten
von Bernd Flach-Wilken

Interessante astronomische Konjunktionen und Ereignisse in den Monaten November bis März sind aufgrund der Wetterbedingungen in Mitteleuropa schwer zu beobachten. Meist ist der Himmel bedeckt, und sogar kleine Wolkenlücken, die für nur wenige Minuten einen guten Himmelsanblick erlauben, sind rar gesät.
Wetterglück brauchte also jeder, der sich an die Beobachtung der Ende 2024 stattfindenden Titanschattendurchgänge vor der Planetenkugel des Saturn machen wollte. Diese waren seit 45 Jahren erstmals wieder von Europa aus beobachtbar! Es fanden mehrere davon statt, wobei der Titanschattendurchgang vom 20.11.2024 recht

günstig zu beobachten sein sollte. Viele mir bekannte Beobachter hatten jedoch Wetterpech - aber hier an meinem Beobachtungsplatz in Wirges klarte der Himmel gegen 21:20 Uhr unerwartet teilweise auf. Länger als fünf Minuten dauerte diese ,,Erleuchtung" nicht.
Bei sehr schlechtem Seeing gelang ein ,,Schnappschuss" des Ringplaneten, welcher visuell blickweise die Cassiniteilung erkennen ließ. Der Titanschatten selbst ließ sich mehr erahnen denn zweifelsfrei erkennen.
Eine schnell aufgenommene Videosequenz mit der Schwarzweißkamera ZWO ASI174MM bei 10 m Brennweite am Ce-

lestron 14 EdgeHD mit einem Baader FFC ergab nach Stacking in AutoStakkert!3 mit einer Verwendungsrate von 50% dieses recht unscharfe Saturnportrait (Abb. 1), das leider weit unter den instrumentellen Möglichkeiten blieb, aber immerhin einen Eindruck dieses allzu seltenen Himmelsereignisses bietet.
Anmerkung der Redaktion: Neben dem Schattendurchgang am 20. November 2024 konnten auch die Ereignisse am 22. Dezember 2024 und am 7. Januar 2025 beobachtet werden. Wir zeigen daher weitere Aufnahmen im Rahmen dieses Beitrags.

1 Saturn mit dem Schatten seines Mondes Titan am 20.11.2024
gegen 21:20 Uhr MEZ. Celestron 14 EdgeHD mit Baader FFC und ZWO ASI174MM. Bild: Bernd Flach-Wilken

2 Zweite Aufnahme des Titanschattens am 20.11.2024: In Mün-
chen waren die Wetterbedingungen schlecht, nur durch gelegentliche Wolkenlücken war das Ereignis zu verfolgen. Auch das Seeing war eher mau. Das beste Ergebnis lieferte an der Volkssternwarte München nicht der 80-cm-Spiegel, sondern der 10-Zoll-Refraktor. Bild: Bernd Gährken

3 Der Titanschatten am 22.12.2024 um 20 Uhr: Ab 18:50 Uhr war
der Schatten immer zu sehen, wenn Saturn mal aus den Wolken kam. Von 19 bis 20 Uhr war alles dicht, nach 20:30 Uhr war die Durchsicht gut, das Seeing grausam. Bild: Josef Laufer

Journal für Astronomie Nr. 94 | 113

Planeten

4 Titanschatten am 07.01.2025:
Am Abend gab es in München passend zum Schattenwurf des Titan ein Wolkenloch. Das Seeing war katastrophal. ADC und Schärfe konnten nur grob ,,nach Gefühl" eingestellt werden. Bild: Bernd Gährken

114 | Journal für Astronomie Nr. 94

5 Oben links: Titanschatten am 07.01.2025: Aufnahme um
19:01 Uhr von Josef Laufer. Meade 16 Zoll im Primärfokus, in Wolkenlücken mehr schlecht als recht scharfgestellt.
6 Oben rechts: Titanschatten am 07.01.2025: Auch Rudolf A. Hille
brecht hatte mit den Wetterbedingungen zu kämpfen. Celestron 14 fokal, ZWO ASI290MM. Die letzten vier Aufnahmen wurden zu einer rauschärmeren gestackt und eine Farbversion davon erstellt.
7 Links: Titanschatten am 07.01.2025: Andreas Eberle schrieb: ,,Das
Seeing war absolut gruselig und das ist sicher mein schlechtestes Saturnbild - aber eben mein einziges, auf dem man das extrem seltene Ereignis eines Schattendurchgangs von Titan sieht." Aufgenommen mit einem Newton 300 mm / 1.590 mm (Orion Optics UK CT12L) und Okularprojektion bei f = 4.300 mm mit QHY 5-III-462 M/C.

Planeten

Mond bedeckt Saturn am 4. Januar 2025
von Stefan Binnewies

Das erste Astrohighlight 2025 war für mich die Saturnbedeckung durch den Mond am 4. Januar. Ab 16 Uhr kündigte sich eine wolkenarme Zone von Köln und Bonn kommend entlang der Sieg nach Osten ziehend an. Gegen 17 Uhr klarte es bis auf geringe Dunstschwaden auf. Ich hatte im Garten meine Montierung zusammen mit einem 4-Zoll-Traveller-Refraktor von Astrophysics aufgebaut und daran eine Canon EOS R6 Mark II mit 2-fach-Konverter

angeschlossen. Kurz vor der Bedeckung zog der Dunst komplett weg, das aschfarbene Erdlicht mit der Mondsichel und der winzige Saturn daneben waren freisichtig zu erkennen, darüber ein feiner Nachthimmel. Es entstand das Eintrittsbild mit 1/8 s Belichtung. Später wurde es allerdings wieder dunstig, der Mond überstrahlte das Erdlicht, doch das Seeing war richtig gut. Unter diesen Bedingungen entstand das Austrittsbild mit einer Belichtungszeit

1 Mond und Saturn, jeweils kurz vor und
nach der Bedeckung am 04.01.2025 in einer Bildmontage. Bild: Stefan Binnewies
von 1/3 s. Der Dunst wurde durch eine anschließende Kontraststeigerung des Bildes unterdrückt und beide Bilder wurden zusammenmontiert (Abb. 1).
Anmerkung der Redaktion: Von Werner Probst und Johannes Reese erreichten uns weitere Dokumentationen des Ereignisses. Wir präsentieren diese in den Abbildungen 2 und 3.

Journal für Astronomie Nr. 94 | 115

Planeten
2 Saturn kurz vor der Bedeckung durch den Mond,
um 18:35 Uhr am 4. Januar 2025. Teleskop: Apochromat Tele Vue-NP127is (f/5,2), Belichtungszeit 1/50 s bei ISO 800. Aufnahmeort: Kärnten, leichte Bewölkung. Bild: Werner Probst
3 04.01.2025, Ort: Hannover-Anderten. Johannes Reese
schreibt: Die Wolken zogen sich im richtigen Moment zurück. Da habe ich Glück gehabt. Kamera: Canon EOS 250D mit Tamron-Objektiv 1:6,3/400 mm, Belichtung 1/30 s bei ISO 3200.
116 | Journal für Astronomie Nr. 94

Remote-Sternwarten

Aus der VdS-Fachgruppe Remote-Sternwarten:
Betrieb und Organisation nach 18 Monaten
von Kai-Oliver Detken

Die Fachgruppe Remote-Sternwarten [1] ist die jüngste ihrer Art der Vereinigung der Sternfreunde e.V. (VdS) und besteht seit Herbst 2021. Ziel war es, eine RemoteSternwarte für die VdS aufzubauen und in Betrieb zu nehmen, um u. a. ein jüngeres Publikum auf der einen Seite und neue Mitglieder auf der anderen Seite zu gewinnen. Im April 2023 wurde die Remote-Sternwarte nach entsprechender Planung dann in Namibia auf der Astrofarm Hakos aufgebaut, und nach einem viermonatigen Testbetrieb konnte bereits im September das ,,First Light" für die gesamte Fachgruppe erfolgen, die inzwischen aus fast 150 Mitgliedern besteht. Nach 18 Monaten ist daher der Zeitpunkt gekommen, ein erstes Fazit zu ziehen, wie Betrieb und Organisation funktioniert haben und wie die nächsten Ziele aussehen.

Das aktuelle Beobachtungskonzept der VdS-Remote-Sternwarte sieht vor, dass der Betreiber komplette Zugriffsrechte auf den Rechner vor Ort besitzt und damit auf alle Komponenten der Sternwarte (Abb. 1). Denn ein Verwaltungsprogramm, wie es die großen Anbieter wie iTelescope [2] oder Telescope Live [3] verwenden, sind teilweise selbst geschrieben oder nicht kostenfrei verfügbar. Außerdem sollte auch ein gewisses Maß an Live-Atmosphäre beim Beobachten entstehen, was über eine Weboberfläche nicht ermöglicht werden kann. Durch den uneingeschränkten Zugriff ergeben sich aber auch Gefahren bei der Benutzung, wodurch nicht allen Mitgliedern ein solcher gewährt werden kann. Daher wurde in der ersten Testphase von April bis September 2023 eine so genannte Power-User(PU)-Gruppe gegründet, die aus erfahrenen Sternfreunden besteht, die

teilweise bereits eigene Remote-Projekte realisiert hatten. Diese PU-Gruppe besitzt Anfang 2025 15 Mitglieder und ist für die Betreuung von Beobachtungsabenden sowie die Pflege des Equipments zuständig. Sie ist dabei nicht als starre Einheit zu verstehen, sondern kann nach Bedarf aus den Reihen der Fachgruppenmitglieder erweitert werden.
Mit den Rechten eines Power-Users (PU) gehen auch einige Pflichten einher. Zwar kann ein PU eigene Beobachtungstermine in den gemeinsamen Nextcloud-Kalender der Fachgruppe eintragen, aber er sollte auch regelmäßig Beobachter betreuen, die entsprechende Anfragen gestellt haben. Grundsätzlich kann immer nur ein Antrag gestellt werden, um möglichst vielen Mitgliedern die Chance der Beobachtung bieten zu können. Der PU ist auch für

1 Blick auf den Sternwarten-Rechner und die genutzten Programme

Journal für Astronomie Nr. 94 | 117

Remote-Sternwarten

2 Programmablaufplan einer Beobachtungsanfrage

den ordnungsgemäßen Umgang mit dem Equipment und das Schließen des Rolldachs verantwortlich. Letzteres muss am nächsten Morgen rechtzeitig vor Sonnenaufgang erfolgen, da es in der Umgebung von Hakos Affen gibt, die sehr neugierig auf geöffnete Sternwarten reagieren und so einen erheblichen Schaden anrichten könnten. Zudem finden jeden Monat PUTreffen mittels Videokonferenz statt, um sich über die Technik, neue Themen und den Status auszutauschen. Im Gegensatz dazu trifft sich die gesamte Fachgruppe nur quartalsweise - also alle drei Monate.

Um eine Beobachtung vornehmen zu können, stellt das Fachgruppenmitglied nun eine Beobachtungsanfrage über eine Excel-Liste, die auf der gemeinsamen VdSNextcloud liegt, auf die alle Mitglieder Zugriff haben. Eine freie Nacht sucht man sich über den Nextcloud-Kalender heraus und schreibt eine E-Mail-Anfrage an die entsprechende Mailingliste. Dort wird in einem kleinen Kreis entschieden, ob der Antrag Sinn macht (z. B. ob das gewünschte Objekt sich in ausreichender Höhe am Himmel befindet) und eine Verfügbarkeitsanfrage an die PUs gestellt, um den

Support für die Nacht gewährleisten zu können. Wenn der begleitende PU abgeklärt ist, bekommt der Antragssteller eine Bestätigung des Termins, und das Datum wird im Nextcloud-Kalender geblockt. Die weitere Organisation der Nacht übernimmt nun der zugewiesene PU. Der Programmablaufplan in der Abbildung 2 verdeutlicht die Organisation.
Wenn der Beobachtungsabend gekommen ist, treffen sich der PU und der Beobachter mittels Video-Call über die Open-SourceSoftware Jitsi Meet [4] miteinander. Das Bild des Sternwarten-Rechners wird dabei geteilt, so dass der Antragssteller direkten Einfluss auf die Aufnahmeparameter oder bei der Auswahl des Bildausschnitts (Abb. 3) nehmen kann. Er gibt dem PU damit direkte Anweisungen für die Aufnahme, die dann innerhalb der Live-Session vom PU unter

3 Festlegung des Ausschnitts des zu beobachtenden Objekts in N.I.N.A.
118 | Journal für Astronomie Nr. 94

Remote-Sternwarten

4 Eingabe der Aufnahmedaten in den Legacy Sequencer von N.I.N.A.

Aufsicht des Beobachters eingegeben werden. Meistens tauscht man sich auch aus und hilft sich gegenseitig.
Auch möglich sind so genannte Gruppenbeobachtungen, die ich auch schon begleiten durfte. Das heißt, es finden sich Fachgruppenmitglieder zusammen, legen ein oder mehrere Objekte gemeinsam fest und werten danach die Daten jeweils separat aus. Das spart verschiedene Bobachtungsabende zum gleichen Objekt und macht auch Spaß, da man gegenseitig voneinander lernen kann. Auch gab es bereits eine Live-Session mit den Mitgliedern der VdSSternwarte aus Stuttgart, die ein sehr positives Echo erzielte. Dies soll auch mit anderen (Jugend-) Gruppen wiederholt werden. Bisher gab es daher zu dieser Vorgehensweise nur positive Rückmeldungen aus der Fachgruppe - es fühlten sich alle abgeholt.
Eine Beobachtung mit professionellen Remote-Sternwarten ist auf jeden Fall anonymer: Es werden die Aufnahmeparameter in ein Web-Interface eingegeben und der Beobachtungszeitpunkt festgelegt, bevor die Daten dann auf einem Server zur Verfügung stehen. Im Gegensatz dazu sind hier alle Beobachter direkt miteinander in

Kontakt und man bekommt sogar die Umgebungsgeräusche der Sternwarte über die zweite Videokamera, die ein Mikrofon besitzt, mit übertragen - ist sozusagen live dabei.
Um einen Beobachtungsabend starten zu können, werden die USB-Ports über die Pegasus-Astro-Unity-Platform-Software des Pegasus-Hubs freigeschaltet und die Montierung angesteuert. Anschließend wird das Rolldach aufgefahren, was entweder über die Software HAKOS Remote Observatories geschehen kann oder über die Aufnahmesoftware Nighttime Imaging 'N' Astronomy (N.I.N.A.) [5]. Letztere wird genutzt, um die Aufnahmesequenzen zu steuern. Dabei kommt entweder der Legacy Sequencer oder der Advanced Sequencer zur Anwendung. Der Vorteil des Advanced Sequencer ist, dass das Rolldach auch automatisiert am Ende der Sequenz heruntergefahren werden und der Beobachter im Vorfeld die Aufnahmedaten bereits vorbereiten kann. Die Sache hat aber auch einen Haken: Die Automatisierungsskripte des Advanced Sequencers laufen nicht immer fehlerfrei durch, weshalb des Öfteren auch das Rolldach nicht geschlossen werden konnte und die Teleskope sich nicht

in der Parkposition befanden. Daher muss sich ein PU trotzdem den Wecker morgens stellen, um den Ablauf zu überwachen. Aus diesem Grund hat der Legacy Sequencer auch noch seine Berechtigung, denn mit ihm kann man schrittweise sehr übersichtlich die Aufnahmedaten mit dem Beobachter zusammen eintragen (Abb. 4), und am Ende der Session parkt er automatisch die Montierung und wärmt die Astrokamera wieder auf. Nur das Dach muss dann noch manuell zugemacht werden.
Die Remote-Verbindung zum Sternwarten-Rechner wird mit der Open-SourceSoftware RustDesk [6] vorgenommen. Gestartet war die Fachgruppe zuerst mit AnyDesk, während TeamViewer aufgrund seiner aktuellen Preispolitik ausschied. Zwar kann man TeamViewer nichtkommerziell kostenfrei nutzen, es werden aber zu lange Verbindungen überwacht und abgeschaltet. Daher ist es nur zu Redundanzzwecken noch im Einsatz. Ein Wechsel von AnyDesk wurde hingegen notwendig, weil es damit immer wieder zu lange Verzögerungszeiten während des Testbetriebs gab. RustDesk läuft hingegen auf einem eigenen Server in Deutschland, da man es selbst installieren kann. Von diesem Server gibt es ei-

Journal für Astronomie Nr. 94 | 119

5 Fertige Aufnahme der linsenförmigen Ringgalaxie NGC 1291, Teleskop: TS-12-Zoll-Newton-Astrograf, Belichtung: 2
min (RGB) und 5 min (L), Bildanzahl: 61, Gesamtbelichtungszeit: ca. 3 Stunden.

ne verschlüsselte Direktverbindung auf den Sternwarten-Rechner. Die Remote-Sessions haben nun einen sehr geringen Delay. Bei Bandbreiten-Problemen wird nur die Bildqualität der Übertragung schlechter, aber die Bedienung kann nach wie vor verzögerungsfrei erfolgen. Da die Internetverbindung nach Namibia nicht immer stabil ist - ein nicht zu unterschätzender Vorteil.
Am nächsten Morgen werden alle Aufnahmedaten dann automatisch mit der VdS-Nextcloud synchronisiert, so dass sie vom Beobachter heruntergeladen werden können. Der Download wird extra nicht während der Nacht durchgeführt, um die anderen Sternwarten nicht bandbreitentechnisch zu beeinflussen. Die RAW-Bilder im FITS-Format stehen im Anschluss jedem Fachgruppenmitglied zur Verfügung. Alle Objekte werden in einer Beobachtungsliste gesammelt, um einen Überblick zu bekommen und ggf. nicht immer wieder die gleichen Objekte aufzusuchen. Fertige Aufnahmen (Abb. 5) lassen sich auch auf die Fachgruppen-Webseite [1] in eine Fotogalerie hochladen. Daraus haben sich bereits einige Gemeinschaftsprojekte entwickelt, um beispielsweise auch länger belichtete Ergebnisse zu erzielen.

Zusammenfassend kann man sagen, dass die Remote-Sternwarte aktuell halbautomatisch betrieben wird, um den Beobachter stärker in den Betrieb einzubinden und ein Live-Erlebnis zu vermitteln. Dies lässt sich aber nur weiterverfolgen, wenn es weiterhin ausreichend engagierte Power-User gibt. Um einen höheren Automatisierungsgrad bemüht sich derzeit die Software-Gruppe, die gerade ein Programm für Beobachtungsanfragen und automatische Kalendereintragungen selbst schreibt. Ein Leitfaden für neue Mitglieder ist seit dem First Light vorhanden, und ein Betriebshandbuch mit einer detaillierten Beschreibung aller Hard- und Software-Komponenten konnte ebenfalls

fertiggestellt werden. Regelmäßige ZoomMeetings mit der gesamten Fachgruppe (quartalsweise) und den PUs (monatlich) halten den Kontakt untereinander aufrecht und geben Raum für Verbesserungsvorschläge. Gemeinsame Treffen gab es auch schon auf dem ATT in Essen und der BoHeTa in Bochum. So haben sich neue Astro-Bekanntschaften zwischen einigen Mitgliedern entwickelt. Auch konnten durch das Projekt einige Neumitglieder gewonnen werden. In Zukunft ist mittelfristig sogar eine zweite Remote-Sternwarte geplant. Die Fachgruppe ist daher mit diesem Projekt noch lange nicht am Ende ihrer Aktivitäten angekommen, sondern hat gerade erst so richtig angefangen.

Internethinweise (Stand 25.02.2025):

[1] VdS-Fachgruppe Remote-Sternwarten,

[1]

[2]

https://remotesternwarten.sternfreunde.de

[2] Remote-Teleskop-Anbieter iTelescope,

www.itelescope.net

[3] Remote-Teleskop-Anbieter Telescope Live, [3]

[4]

https://telescope.live

[4] Videokonferenz-Software Jitsi Meet:

https://meet.jit.si

[5] Astrofotografie-Imaging-Suite N.I.N.A.:

[5]

[6]

https://nighttime-imaging.eu

[6] Open-Source-Software RustDesk:

https://rustdesk.com/de/

120 | Journal für Astronomie Nr. 94

Remote-Sternwarten

Fachgruppe Remote-Sternwarten
- Astrofoto des Quartals IV / 2024

Die so genannten ,,Power User" der VdS-Fachgruppe RemoteSternwarten wählen jeweils für das vergangene Quartal ein besonderes Foto aus der Galerie der Aufnahmen von der VdS-Remote-Sternwarte [1] aus. Damit sollen die Ergebnisse der Sternwarte der breiten VdS-Gemeinschaft nähergebracht werden und die FG-Mitglieder motiviert werden, ihre mit der Sternwarte erhaltenen Ergebnisse auch auf die Galerie der Fachgruppe hochzuladen.
Für das letzte Quartal 2024 ist das Bild der Wolf-Lundmark-Melotte-Galaxie (PGC 143) [2] von Robin Hegenbarth (Operator: Kai-Oliver Detken) ausgewählt worden. Ein herzlicher Glückwunsch an Robin. Neben der Auswahl einer nicht so häufig fotografierten Galaxie und der guten Bildbearbeitung überzeugen

die Darstellung und Hinweise auf weitere im Bild enthaltene Objekte. Aber lassen wir dazu den Autor selbst im Folgenden zu Wort kommen. Bernd Christensen

Internethinweise (Stand 25.02.2025):

[1]

[1] VdS-Fachgruppe Remote-Sternwarten:

,,Galerie", https://remotesternwarten.

sternfreunde.de/beobachtung/galerie/

[2] VdS-Fachgruppe Remote-Sternwarten: [2]

,,Wolf-Lundmark-Melotte-(WLM)-Galaxie

PGC 143", https://remotesternwarten.

sternfreunde.de/2024/10/23/wolf-lund-

mark-melotte-galaxie-wlm-pgc-143/

Das Astrofoto des Quartals IV / 2024
- Die Wolf-Lundmark-Melotte-Galaxie PGC 143
von Robin Hegenbarth

Dieses Bild der Wolf-Lundmark-MelotteGalaxie (PGC 143) wurde am 23.10.2024 an der VdS-Remotesternwarte auf der Farm Hakos/Namibia aufgenommen (Abb. 1). Operator des Teleskops und der Kamera war Kai-Oliver Detken. Die Bildbearbeitung wurde durch Robin Hegenbarth durchgeführt. Als Aufnahmeteleskop diente ein TS12-Zoll-Newton-Astrograf mit 1.391 mm Brennweite und als Kamera eine Lacerta Deep Sky Pro 2600 (Mono). Belichtet wurde 30 x 5 Minuten Luminanz sowie jeweils 30 x 2 Minuten Rot, Grün und Blau, also in Summe 5,5 Stunden.
Es handelt sich um eine irreguläre Zwerggalaxie, die sich in etwa 3 Millionen Lichtjahren Entfernung von uns befindet und zu unserer Lokalen Gruppe von Galaxien gehört [1]. Mit einer Winkelausdehnung von 11,5' x 4,0' und einer scheinbaren Helligkeit von 11,1 mag erscheint sie recht ausgedehnt und flächenlichtschwach, und sie befindet

sich bei einer recht weit südlichen Deklination von -15 Grad 28' [2]. Daher ist die VdS-Remotesternwarte am dunklen und südlichen Standort Hakos/Namibia prädestiniert für fotografische Aufnahmen dieser Galaxie.
Etwas westlich des Hauptkörpers der Galaxie befindet sich der gravitativ zu ihr gehörige Kugelsternhaufen WLM GC-1 [3], der mit 16,1 mag relativ hell für einen extragalaktischen Kugelsternhaufen ist. In der Ausschnittvergrößerung rechts unten ist er markiert.
Auch wenn sich die Galaxie etwa 14 Grad südlich der Ekliptik befindet, ziehen regelmäßig Kleinplaneten in ihrem Vordergrund vorbei. Im Aufnahmezeitraum befanden sich mit 2006 SO123, 2001 TP154, 1999 AR4, 2017 AO40, 1999 GG21 und (28245) Cruise mehrere Kleinplaneten im Aufnahmefeld der Kombination aus Teleskop und Kamera, deren scheinbare Helligkeiten

etwa im Bereich 17 bis 20 mag lagen [4]. Diese Kleinplaneten sind in verschiedenen Ausschnittvergrößerungen unterhalb der Hauptaufnahme abgebildet. Da die Bilder in den verschiedenen Farbkanälen hintereinander aufgenommen wurden, erscheinen sie auf dem Bild als Strichspuren mit roten, grünen und blauen Abschnitten, woraus man auf ihre Winkelgeschwindigkeiten und Bewegungsrichtungen während der 5,5 Stunden Gesamtbelichtungsdauer schließen kann.
Die Einzelaufnahmen wurden mit der Software Siril 1.2.2. mit einem Skript von Erik Westermann [5] kalibriert und gestreckt sowie zu einem LRGB-Bild kombiniert. An diesem wurden mit der Software GraXpert 3.0.0 Gradienten und Rauschen reduziert, und anschließend wurde mit Adobe Photoshop CS 5 das Histogramm gestreckt.

Journal für Astronomie Nr. 94 | 121

Remote-Sternwarten

1 Die Wolf-Lundmark-Melotte-Galaxie PGC 143. Daten s. Text. Bild: Robin Hegenbarth

Literatur- und Internethinweise (Stand 25.02.2025):

[1]

[2]

[1] A.W. McConnachie et al., 2005: ,,Distances and metallicities for 17

local group galaxies", Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 356, pp. 979-997;

https://arxiv.org/abs/astro-ph/0410489

[2] Datenbank Simbad: ,,PGC 143", https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/

[3]

[4]

sim-basic?Ident=pgc+143&submit=SIMBAD+search

[3] A. Huey, 2024: ,,Observing Local Group Members", v4 (2024),

www.faintfuzzies.com/Files/LocalGroup%20v4.pdf

[4] IAU; Minor Planet Center: ,,MPChecker", www.minorplanetcenter.net/

cgi-bin/checkmp.cgi

[5]

[5] E. Westermann, 2023: "Mastering LRGB Astrophotography Processing

with Siril: A Comprehensive Guide", https://remoteastrophotography.

com/2023/08/mastering-lrgb-astrophotography-processing-with-

siril-a-comprehensive-guide

122 | Journal für Astronomie Nr. 94

Sonne

Sonnenaufnahmen mit hoher spektraler Auflösung
von Michael Wynands

Ich beschäftige mich schon seit einigen Jahren mit Astrofotografie und es macht immer noch Spaß. Allerdings bedeuten die Sommermonate um die Sonnenwende herum eine kleine Zwangspause, und auch so

mancher Sonnentag nach einer bewölkten Nacht weckt das Interesse, mal wieder unsere Sonne anzuschauen. Aber trotz einiger Weißlichtbeobachtungen wollte der Funke nicht so richtig überspringen.

Es gibt zwar viele schmalbandige Filter für die Sonnenbeobachtung (z. B. H-Filter), je nach gewünschter Wellenlänge, fertige Teleskope mit eingebautem oder vorgeschaltetem Etalon und unterschiedlichen

1 Sonne am 30.05.2024 im Licht der H-Linie. Die Protuberanzen wurden hervorgehoben.

Journal für Astronomie Nr. 94 | 123

Sonne

2 Darstellung der Form der Ha-Linie im Sonnenspektrum, erstellt mit
SHG Main 4.3 von Douglas Smith (mit freundlicher Genehmigung)

Öffnungen - alles zu Preisen, die man schon als ,,astronomisch" bezeichnen kann. Diese Lösungen sind bewährt und haben sicherlich ihre Vorteile, aber mir fehlte da immer die Flexibilität. Man ist auf eine bestimmte Wellenlänge und Bandbreite festgelegt und kann das nur durch den Kauf eines weiteren Filters ändern.
Im Sommer 2023 bin ich dann auf die Seite des französischen Astronomen Christian Buil gestoßen [1], den einige, die sich für Spektroskopie interessieren, vielleicht als Autor der Software ISIS kennen. Das Projekt, das er 2021 ins Leben gerufen hat, fand zuerst in Frankreich Anklang, ist aber inzwischen international bekannt, wurde im VdS-Journal für Astronomie Nr. 88 von Sabine Maurer [5] und bei einem Vortrag von Bernd Gährken vorgestellt, der auch auf seiner Homepage nachzulesen ist [8]. Im Gegensatz zu oben genannten Filtern ermöglicht ein Spektroheliograf keine direkte Beobachtung durch ein Okular. Dafür bekommt man aber ein Instrument mit hoher Flexibilität, da alle Wellenlängen des sichtbaren Spektrums (und etwas darüber hinaus) zugänglich sind. Auch die spektrale Auflösung ist um den Faktor 3 bis 6 höher als bei bezahlbaren Filtern. Der Spektroheliograf, den Christian Buil vorstellt, ist im Prinzip nichts Neues: Das Licht einer Optik wird auf einen Spalt fokussiert, von einem

Kollimator parallelisiert und trifft dann auf ein Gitter, welches das Licht in seine Wellenlängen zerlegt. Dieses Licht wird dann von einem Objektiv auf den Sensor einer Kamera fokussiert, die das Bild der Spektrallinien des einfallenden Lichts zeigt. Da die Wellenlänge des vom Gitter in Richtung Kamera reflektierten Lichts gemäß der Gittergleichung von dessen Winkel zum einfallenden Lichtstrahl abhängt, kann man durch Drehen des Gitters jeden Teil des Spektrums ansteuern.
Wie es der Zufall wollte, besaß ich bereits eine Kamera mit dem Sensor, der laut Christian am besten für den Sol'Ex geeignet ist: den monochromen IMX178, der in meiner ASI178mmc verbaut ist. Damit erreicht der Sol'Ex in der Standardkonfiguration eine Auflösung von 0,063 �/Pixel. Da die spektrale Auflösung des Sol'Ex mit dem 10-m-Spalt 0,16 � beträgt, liegt man mit dieser Kamera über dem Nyquist-Kriterium (Pixelgröße 0,5 � Auflösung). Seit Kurzem gibt es einen weiteren Spalt für den Sol'Ex. Diese Platte hat zwei Spalte, die jetzt 6,5 mm statt 4,5 mm lang sind und eine Breite von 10 m und 7 m haben. Mit dem 7-m-Spalt steigt die Auflösung des Sol'Ex auf 0,11 �. Hier braucht man dann einen Sensor mit 2 m großen Pixeln, um das Nyquist-Kriterium zu erfüllen, z. B. den monochromen IMX678.

Mich reizt am Sol'Ex besonders, dass man viele Komponenten selbst mit dem 3DDrucker fertigen und das Spektrohelioskop dann in Eigenregie zusammenbauen kann. Wer keinen 3D-Drucker hat, kann die Druckteile aber auch fertig kaufen. Da ich selbst einen Drucker habe, lag die Eigenproduktion natürlich nahe. Zu den gedruckten Teilen kommen noch ein paar optische Komponenten, die man z. B. beim Anbieter Shelyak im Set bekommt, hinzu kommt noch ein helikaler Fokussierer. Ein extra Energy-Rejection-Filter (ERF) ist nicht nötig, zur Dämpfung der Sonnenstrahlung reicht ein Hoya-ND-4- oder -ND-8-Filter vor dem Objektiv völlig aus. Der Spalt im Sol'Ex ist mit 4,5 mm recht kurz. Damit das projizierte Sonnenbild nicht breiter als dieser Spalt wird, sollte die Brennweite des Objektivs maximal etwa 460 mm betragen. Ich nutze ein älteres Sigma APO 400 mm, das ich günstig bekommen konnte. Da das Licht durch den Spalt quasi eindimensional ist, muss man den Spalt über die Sonne ,,scannen", um ein zweidimensionales Bild der Sonnenscheibe zu erhalten. Während dieses Scans wird ein Video eines Ausschnitts des Spektrums, der die gewünschte Spektrallinie enthält, aufgenommen. Aus diesem Video kann man dann mit passender Software, z. B. der frei verfügbaren INTI, ein Bild der kompletten Sonnenscheibe im Licht dieser Spektrallinie rekonstruieren. Ich scanne die Sonne mit der achtfachen siderischen Geschwindigkeit. Damit es möglichst wenige Verzerrungen gibt, die von der Software ausgeglichen werden müssen, sollte die Belichtungszeit der Einzelbilder genau auf die Scangeschwindigkeit abgestimmt sein. Die Formel zur Berechnung der optimalen Belichtungszeit findet man auf der Projektseite. Die alternative, ebenfalls frei erhältliche Software JSol'Ex bietet aber auch einen praktischen Rechner dafür [2]. In meiner Konfiguration komme ich auf eine Belich-

124 | Journal für Astronomie Nr. 94

Sonne

3 Doppler-Bild der H-Linie am 30.05.2024. Die Offsets zum Zentrum der H-Linie (6562,808 �) betragen +-0,58 �, entsprechend +-26 km/s.

tungszeit von 7 ms, was einer Bildrate von 142,8 fps (frames per second = Bilder pro Sekunde) entspricht. Diese Werte sind natürlich abhängig von der Optik und den Beobachtungsbedingungen und dienen hier nur als Beispiel, um die Größenordnung zu verdeutlichen.
Nachdem ich die Kamera montiert hatte, konnte ich mein erstes Spektrum sehen und die ersten Bilder der Sonnenscheibe erstellen. Was mir sofort aufgefallen ist, war der hohe Kontrast, mit dem die Strukturen auf der Sonne dargestellt wurden (Abb. 1).

4 Doppler Bild einer
Fleckengruppe und eines Filaments über der Sonnenoberfläche in der H-Linie. Offsets zum Linienzentrum +-0,41 �, entsprechend +-19 km/s. Rund um die Sonnenflecken ist absinkendes Material zu erkennen, rechts von der Mitte sieht man ein Filament, welches offensichtlich rotiert. Erkennbar daran, dass es oben blau und unten rot ist.

Journal für Astronomie Nr. 94 | 125

Sonne

5 Doppler-Bild der Natrium-Linie vom 02.05.2024. Offsets zum Zentrum der Na-D1-Linie (5896 �) sind (überschlägig) +-0,09 �,
entsprechend +-4 km/s.

Die Nachteile will ich aber auch nicht verschweigen: Da die Sonnenscheibe durch Bewegung der Montierung ,,gescannt" wird, kann man kein ,,Lucky Imaging" verwenden. Ein Scan dauert in meiner Konfiguration 16 Sekunden. Somit ist diese Technik anfällig für Luftunruhen. Außerdem stellt sie hohe Anforderungen an den Gleichlauf der Montierung und die Stabilität des gesamten Aufbaus, um Schwingungen zu vermeiden. Es hat sich aber gezeigt, dass das Stacken mehrerer Scans das Ergebnis deutlich verbessert. Normalerweise mache ich zehn Scans der Sonnenscheibe und

stacke die resultierenden Bilder dann mit Autostakkert oder dem bereits erwähnten JSol'Ex. Die Qualität der Bilder nimmt dabei deutlich zu, sehr schlechte Bedingungen lassen sich damit aber nicht kompensieren. Auch die Darstellung zeitlicher Abläufe im Zeitraffer ist nur schwer zu realisieren.
Die hohe spektrale Auflösung ermöglicht es, verschiedene Effekte im Sonnenlicht zu untersuchen. Am anschaulichsten ist wohl der Dopplereffekt. Wenn man sich die H-Linie im Spektrum anschaut (Abb. 2), fällt auf, dass sie keine scharf abgegrenzte

Linie ist, sondern eher ein mehrere Pixel breites Band mit leicht ausgefransten Rändern. Wenn man den Spalt über die Sonne bewegt, sind oft Bereiche zu erkennen, die besonders weit aus der Linie herausragen. Hier treten also besonders hohe Geschwindigkeiten auf. Wenn man die Software nun so einstellt, dass sie die Bildinformationen nicht aus dem Zentrum der Linie, sondern ein paar Pixel rechts und links davon nimmt, erhält man Informationen über die Bewegung des Gases auf der Sonne. Diese Bewegung zeigt sich in der Rot- bzw. Blauverschiebung der H-Linie bei 6562,808 �.

126 | Journal für Astronomie Nr. 94

Sonne

6 Sonne am 30.05.2024 im Licht der Helium-D3-Linie bei 5876 � nach Abzug des umliegenden Kontinuums.

Eine große Hilfe ist dabei die Version 4.2 der frei verfügbaren Software SHG von Douglas Smith [3]. Mit der Funktion ,,Pixel offset live" kann man Pixel für Pixel durchs Spektrum wandern und sich dabei direkt eine kleine Vorschau des resultierenden Bildes ansehen. Wenn man sich beispielsweise um jeweils elf Pixel aus dem Zentrum der H-Linie bewegt, beträgt der errechnete Offset 0,69 �.
Mit der Näherungsformel für den Dopplereffekt

nach v umgestellt ergibt sich
und mit den in der Software ermittelten Werten ergibt sich:
v = ((6562,808 � / 6563,507 �) - 1) c = -31,9 km/s
bzw. der positive Betrag, wenn man die andere Richtung auf der Wellenlängenskala betrachtet.
Natürlich sind diese Werte nicht absolut genau, da verschiedene Faktoren hineinspielen. Zum einen ist die Rotationsachse der

Sonne um 7,5 Grad gegen die Ekliptik geneigt, so dass ein Scan der Sonne in Deklinationsrichtung nicht exakt von Pol zu Pol verläuft. Zum anderen kommt bei Beobachtungen abseits des Meridians noch die anteilige Bahngeschwindigkeit der Erde als systematischer Fehler in die Berechnung hinzu.
Grau ist alle Theorie, und Bilder (Abb. 3 und 4) sagen bekanntlich mehr als tausend Worte. Die Ergebnisse dieses Verfahrens lassen sich ziemlich einfach visuell darstellen. Dazu weist man dem rotverschobenen Bild den Rotkanal und dem blauverscho-

Journal für Astronomie Nr. 94 | 127

Sonne

7 Sichtbare Aufhellung in der
Helium-D3-Linie bei 5876 � am 28.07.2024. Der vertikale Streifen ist ein Sonnenfleck.

8 Vergleich von drei Aufnahmen zum gleichen Zeitpunkt in den Linien He-D3 (5876 �), H (6563 �) und Ca-K (3934 �).
Einige Details wurden auf allen drei Aufnahmen in gleicher Weise markiert.

benen Bild den Blaukanal zu. Der Grünkanal wird dann aus dem Mittelwert von Rot- und Blaukanal berechnet. In dem so erzeugten Farbbild tritt die Bewegung des Gases auf der Sonne entlang der Sichtlinie deutlich hervor und vermittelt einen guten Eindruck von den dynamischen Prozessen. Man kann diesen Ablauf mit verschiedenen Offsets abseits der H-Linie durchführen und sich so einen Überblick über die Geschwindigkeitsverteilung auf der Sonne verschaffen. Bei geringeren Offsets wird sogar die Rotation der Sonne sichtbar: Der Teil, der sich auf uns zu bewegt (also auf uns zu rotiert), ist blau-, der Teil, der sich von uns wegdreht, ist rotverschoben (Abb. 3 und 5).
Besonders hervorzuheben ist hier die Arbeit von Cedric Champeau [2], der mit seiner frei verfügbaren Software JSol'Ex die Möglichkeit geschaffen hat, all diese Abläufe per Skript zu automatisieren. Dadurch lassen sich schnell und einfach verschiedene Doppler-Bilder erzeugen, ohne

lange manuell Farbkanäle zusammenzufügen. Die Software ermöglicht auch das automatische Stacken von Bildern sowie die Erstellung von Mosaiken, was bei der Verwendung von Optiken mit höheren Brennweiten nötig wird. Dabei sollte man beachten, dass zur Rekonstruktion des Sonnenbildes der Rand der Sonne sichtbar sein muss. Daran orientiert sich die Software bei der Berechnung des Bildes.
Die Möglichkeit, Bilder per Skript berechnen zu lassen, ist auch bei der Abbildung der Sonne im Licht der Helium-D3-Linie sehr hilfreich (Abb. 6). Diese Linie ist nämlich sehr schwach und im Sonnenspektrum kaum zu sehen. Sie wird erst durch die Subtraktion des umliegenden Kontinuums deutlich sichtbar. In ihrer Doktorarbeit zeigt Tine Libbrecht 2019 [6], dass Helium durch harte UV-Strahlung aus der Sonnenkorona ionisiert wird, die quasi auf die Sonnenoberfläche ,,herunterscheint". Durch die Rekombination von Elektronen mit dem ionisierten Helium bildet sich in der

oberen Chromosphäre, ca. 2.000 km über der Photosphäre, eine leuchtende Schicht, die man auch direkt sehen kann, wenn man mit dem Spalt des Sol'Ex an den Sonnenrand fährt. Besonders faszinierend finde ich kleine Aufhellungen in diesen Bildern, die man sogar direkt im Spektrum erkennen kann (Abb. 7). Gerade der Vergleich mit Bildern in anderen Wellenlängen zeigt interessante Zusammenhänge (Abb. 8). Aus der genannten Dissertation lässt sich ableiten, dass kleinräumige EUV-Quellen (extreme ultraviolet sources) im Wellenlängenbereich von 10 nm bis 120 nm, ausgelöst beispielsweise durch magnetische Rekonnektion, oder koronale Löcher dafür verantwortlich sein könnten. Die kleinen, punktförmigen Aufhellungen im Helium-Bild korrelieren in vielen Fällen mit dunklen Strukturen in den H- und Ca-K-Bildern. Allerdings zeigen sie keine eindeutige Entsprechung in den anderen Wellenlängen. Diese Diskrepanz deutet für mich auf unterschiedliche Entstehungsmechanismen hin, wobei die dunklen Strukturen möglicherweise

128 | Journal für Astronomie Nr. 94

Sonne

9 Sonne am 30.05.2024 im Licht der Ca-K-Linie mit sichtbarer Supergranulation

durch kühlere, dichtere Plasmabereiche verursacht werden, während die punktförmigen Aufhellungen auf lokale Energiefreisetzungen hindeuten könnten. Obwohl ich die zugrundeliegenden physikalischen Prozesse noch nicht vollständig verstanden habe, bin ich fasziniert von diesen Strukturen. Es ist denkbar, dass Forschende bereits Erklärungen für diese Phänomene haben, gefunden habe ich sie bisher jedoch nicht. Die Möglichkeiten des Sol'Ex habe ich noch

nicht ausgeschöpft, daher hoffe ich, weitere Beobachtungen mit höherer räumlicher Auflösung machen zu können.
Auch Bilder, die im Licht der Kalziumlinien entstehen, zeigen faszinierende Details (Abb. 9). Hier ist beispielsweise die Supergranulation gut zu erkennen, auch Protuberanzen sind (wie auch im Helium-Bild) gut sichtbar, müssen aber durch die Bearbeitung hervorgehoben werden.

Aber auch damit sind die Möglichkeiten des Sol'Ex noch nicht ausgeschöpft. Wenn man das Sol'Ex um zwei zirkulare Polarisationsfilter erweitert, kann man unter Nutzung des Zeeman-Effekts ein Magnetogramm der Sonne erstellen. Der ZeemanEffekt [7] führt dazu, dass sich die Spektrallinien des Eisens in der Gegenwart starker Magnetfelder aufspalten. Dies geschieht durch die unterschiedliche Ausrichtung der Elektronen im Magnetfeld. Durch sie treten

Journal für Astronomie Nr. 94 | 129

Sonne

Unterschiede in den angeregten Energiezuständen der Elektronen auf. Deswegen haben die emittierten Photonen auch etwas unterschiedliche Energien bzw. Wellenlängen und sind zudem polarisiert. So erscheint die Spektrallinie doppelt, wobei eine der Linien links-, die andere rechtszirkular polarisiert ist. Mit den beiden Polarisationsfiltern lassen sie sich getrennt voneinander aufnehmen. So kann indirekt auf die Gegenwart und Stärke der Magnetfelder auf der Sonne geschlossen werden. Auch kann man versuchen, mit der FeXIV-Linie (13-fach ionisiertes Eisen!) bei 5303 � die Korona der Sonne außerhalb einer Sonnenfinsternis zu beobachten.

Wie man sieht, ist das Sol'Ex also ein Instrument, das sich besonders gut für diejenigen eignet, die sich intensiver mit der Physik der Sonne beschäftigen möchten. Die damit erstellten Bilder sind zwar in ihrer Qualität und räumlichen sowie zeitlichen Auflösung nicht mit denen von schmalbandigen Filtern vergleichbar, aber diese Vielseitigkeit macht diesen Nachteil meiner Meinung nach für alle, die an physikalischen Phänomenen interessiert sind, wieder wett.
Ich möchte noch erwähnen, dass man das Sol'Ex mit geringem Aufwand in ein Star'Ex umbauen bzw. zu einem solchen erweitern kann. Damit wird Spektroskopie auch am

Nachthimmel möglich. Das dafür angebotene Set mit den notwendigen optischen Komponenten enthält Spalte unterschiedlicher Breite, die Aufnahmen mit verschiedenen Brennweiten und spektralen Auflösungen ermöglichen. Die daraus resultierenden wissenschaftlichen Betätigungsfelder erweitern die Möglichkeiten der Amateurastronomie, ohne dass man dafür ,,professionelle" Preise zahlen müsste.

Literatur- und Internethinweise (Stand 29.01.2025):

[1]

[2]

[1] C. Buil: Sol'Ex-Projektseite, https://solex.astrosurf.com/sol-ex-presentation-en.html

[2] C. Champeau: JSol'Ex-Projektseite Github, https://github.com/melix/astro4j

[3] D. Smith: ,,Solar disk reconstruction from spectroheliograph (SHG)", https://github.

com/thelondonsmiths/Solex_ser_recon_EN

[3]

[4]

[4] Sol'Ex & Star'Ex Mailingliste/Forum, https://groups.io/g/Solex-project

[5] S. Maurer, 2024: ,,Sol'Ex, der Spektroheliograph für jedermann", VdS-Journal für

Astronomie 88 (1/2024), S. 30-32

[6]

[7]

[6] T. Libbrecht, 2019: ,,The diagnostic potential of the He I D3 spectral line in the solar

atmosphere", Doctoral Thesis in Astronomy at Stockholm University, Sweden,

www.diva-portal.org/smash/get/diva2:1295682/FULLTEXT01.pdf

[7] Wikipedia: ,,Zeeman-Effekt", https://de.wikipedia.org/wiki/Zeeman-Effekt

[8]

[8] B. Gährken, 2023: ,,Sol�Ex-Experimente Juni 2023", www.astrode.de/sonwe116.htm

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Veränderliche

Die 19. Veränderlichen-Beobachtungswoche der BAV an der VdS-Sternwarte in Kirchheim
von Oliver Domann
Die 19. Veränderlichen-Beobachtungswoche der BAV fand vom 24. August bis 1. September 2024 an der VdS-Sternwarte Kirchheim in Thüringen statt. Teilgenommen haben Gerhard Bösch, Oliver Domann, Gerd-Uwe Flechsig, Eyck Rudolph, Volker Wickert und Guido Wollenhaupt.

Im Vordergrund dieser VeränderlichenBeobachtungswoche stand wieder der Erfahrungsaustausch bezüglich der Ausrüstung, der Beobachtung und der Auswertung der selbst erstellten Fotoserien. Es gab zum Glück auch in dieser Woche sternklare Nächte in Kirchheim, bei denen wir gute Aufnahmeserien gewinnen konnten. Daraus ließen sich in gewohnter Weise Lichtkurven erstellen und Minimum- bzw. Maximum-Zeitpunkte der Stern-Helligkeiten ermitteln, welche dann auch über die BAVInternetseite hochgeladen wurden.
Erfolgreich waren wir bei der Beobachtung der RR-Lyrae-Sterne EZ Lyr und AA Aql, beide vom Typ RRAB. Auch konnte Volker Wickert erfolgreich V0608 Peg fotometrieren.
Im VdS-Journal für Astronomie Nr. 90 wurde auf Seite 75 eine Liste von interessanten Begegnungen von Asteroiden mit anderen astronomischen Objekten veröffentlicht. Hieraus war zu entnehmen, dass am 26.08.2024 der Asteroid (386) Siegena am planetarischen Nebel NGC 6772 vorbeiziehen sollte. Dies weckte unser Interesse, und es gelang Eyck Rudolph und Guido Wollenhaupt, den sich bewegenden Punkt in der Nähe von NGC 6772 auf dem Monitor sichtbar zu machen. Diesen Vorbeiflug können wir also bestätigen.

ist wirklich beeindruckend. Die Vorstellung begann mit einer kurzen Darstellung der Geschichte des Planetariums. Danach wurde der aktuelle Sternenhimmel über Jena gezeigt und gut verständlich erklärt. Anschließend wurde mit modernster Projektor-Technik ein Film über die VoyagerMissionen der NASA gezeigt. Die VoyagerSonden wurden im Jahre 1977 gestartet, um die äußeren Gasplaneten unseres Sonnensystems zu erforschen. Es war eine sehr informative und professionelle Präsentation.
Am 30.08.2024 zog es uns nach Eisenach, und wir besichtigten das Bach-Haus. Dies ist ein Museum über das Leben und die Musik von Johann Sebastian Bach, der in Eisenach im Jahre 1685 geboren wurde. In der Abbildung 2 wird gezeigt, wie man sich das Zimmer vorstellt, in dem Johann Sebastian Bach komponiert hat. Ein weiterer Ausflug führte uns nach Erfurt, wo wir traditionell ein Mittagessen im Restaurant Bombay einnahmen. Danach ging es zur Krämerbrücke, wo leckeres Eis auf uns wartete.

1 Das Zeiss-Planetarium in Jena am
29. August 2024. Bild O. Domann
Diese Beobachtungswoche ging wieder viel zu schnell vorbei, aber es war sehr interessant, erholsam und einfach nur schön.
Ganz herzlich möchte ich mich bei allen Beteiligten bedanken, welche die Beobachtungswoche 2024 ermöglicht haben. Ein besonderer Dank geht an die Sternwarte Kirchheim für die sehr herzliche Gastfreundschaft!
Auch für das Jahr 2025 ist eine BAV-Beobachtungswoche geplant (16. - 24. August 2025), die sicherlich wieder viele hilfreiche Tipps und Tricks bereithalten wird. Ich freue mich schon sehr darauf.

Tagsüber unternahmen wir verschiedene Ausflüge. Am 29. August 2024 buchten wir eine Vorstellung im Zeiss-Planetarium in Jena (Abb. 1). Es wurde am 18. Juli 1926 eröffnet und soll laut Wikipedia das weltweit betriebsälteste Großraum-Projektions-Planetarium sein. Es befindet sich in einem sehr guten Zustand und die Größe

2 Zimmer im Bach-
Haus in Eisenach. Bild O. Domann

Journal für Astronomie Nr. 94 | 131

VdS vor Ort / Tagungsberichte

41. Bochumer Herbsttagung (BoHeTa):
Besucher aus dem All und die Jagd nach dem Ribbeck-Meteoriten
von Kai-Oliver Detken

Im Jahr zuvor (2023) gab es ein rundes Jubiläum zu feiern. Kein Grund für Peter Riepe, die nächste Bochumer Herbsttagung 2024 ausfallen zu lassen. Die 41. BoHeTa [1] machte daher da weiter, wo die letzte aufgehört hatte. Nur war dieses Mal eine Rekordzahl von ca. 200 Sternfreunden nach Bochum angereist. Auch der traditionelle gemütliche Abend nach der Veranstaltung war mit ungefähr 60 Teilnehmern so gut besucht wie noch nie. Einige Sternfreunde saßen sogar bis nach Mitternacht zusammen und fachsimpelten oder freuten sich an der netten Gemeinschaft. So wurde es ein sehr langer Tag, der wie immer eine Fülle von Informationen barg.
Nach einer kurzen Einführung von Peter Riepe und Prof. Dr. Ralf-Jürgen Dettmar von der Ruhruniversität Bochum (RUB), die mit stehenden Ovationen begleitet wurden (Abb. 1), ging es gleich los mit dem ersten Vortrag von Ralf Burkart [2] aus Kempen. Sein Thema waren Bewegtbilder der Sonnenoberfläche im H-Licht. Der Redner ist Mitglied der VdS-Fachgruppe Planeten und einer der besten Planetenfotografen weltweit. Seit ein paar Jahren hat er für sich das Feld der Sonnenfotografie entdeckt und postet seitdem qualitativ hochwertige Videoanimationen und Bilder der Sonne auf der Planeten-Mailingliste. Für die Bewegtbilder werden von ihm 20-Sekunden-Videos verarbeitet, die dann zu einem Gesamtvideo zusammengestellt werden. Dafür wird ein DayStar-Quark-Sonnenfilter verwendet. Ein großer Aufwand, der den Teilnehmern in Form eindrucksvoller Videos bewusst wurde.
Anschließend ließ Dr. Kai-Oliver Detken [3] aus Grasberg, Autor dieses Berichts, die letzte Sonnenfinsternis (SoFi) in Nordamerika noch einmal vor den Augen des Auditoriums ablaufen (Abb. 2). Er flog mit zwei Astrovereinsmitgliedern dazu nicht

1 Stehende Ovationen für die Organisatoren der BoHeTa. (Bild: Maciej Libert)

in die USA, wie viele andere Sternfreunde, sondern nach Mexiko, um dort auch die Pyramiden der Azteken und Maya besichtigen zu können. Spannend war während der SoFi mal wieder das Wetter, da sich ein Wolkenband entlang des Totalitätspfades gebildet hatte. Die SoFi ließ sich durch die leichten Wolkenschichten aber trotzdem gut beobachten. Anschließend gab es noch folgende Besichtigungen: a) Mexiko-Stadt, b) die Sonnen- sowie die Mondpyramide von Teotihuacan, c) die Pyramide des Tlahuizcalpantecuhtli in Tula, d) die Stadt Puebla, e) den Puebla-Vorort Cholula mit der größten Pyramide der Welt und f) den Maya-Tempel in der Ruinenstadt Uxmal auf der Halbinsel Yucatan.
Daniel Spitzer [4] aus Münster berichtete über sein Vorgehen zur Falschfarbenkomposition bei der visuellen Beobachtung. Er zeichnet seine beobachteten Objekte ausschließlich, kann aber in der Regel dabei keine Farbe erkennen und demnach auch nicht zu Papier bringen. Daher ist es schwierig für ihn, farbige Bilder zu erstellen. Als Visueller sieht er aber folgende

Möglichkeiten, um das zu ändern: R/G/B-, Linien- oder Polarisationsfilter nutzen. Damit müssen viele Zeichnungen eines Objekts erstellt werden, um eine Information über die jeweils darin erreichte Farbstärke zu erlangen. Der Aufwand erhöht sich beträchtlich und es kommt dabei teilweise zu sehr farbigen bzw. poppigen Ergebnissen.
Vor der ersten Pause präsentierte dann noch Elmar Schmidt aus Bad Schönborn seinen Vortrag zur Kalibration astronomischer Helligkeitsmessungen ohne Vergleichsobjekte. Dafür stellte er zuerst ein Messgerät zur Ermittlung der Leuchtdichte vor und erläuterte Radiometrie und Fotometrie. Zu dem Thema ist der Referent bei einer Mondfinsternis auf Hawaii im Jahr 2018 gekommen. Dabei wurde die Leuchtdichte des Mondes während der Finsternis ermittelt. Anschließend ließ ihn die Thematik nicht mehr los, und Verrechnungsschritte für die Messungen wurden erstellt. Dabei ist zu beachten, dass die Extinktion für eine Rayleigh-Atmosphäre herausgerechnet werden muss. Am Mond wurden inzwischen so viele eigene Messungen

132 | Journal für Astronomie Nr. 94

VdS vor Ort / Tagungsberichte

2 Vorstellung des SoFi-Referenten Kai-Oliver Detken durch Peter
Riepe (links). (Bild: Maciej Libert)

3 Prof. Dr. Peter C. Slansky und Bernd Gährken freuen sich auf
ihren Vortrag zur Beteigeuze-Bedeckung. (Bild: Maciej Libert)

vorgenommen (89% eines Umlaufs), dass keine Vergleichsobjekte mehr notwendig sind, um eine Helligkeitsmessung durchzuführen. Nach der Pause ging es dann mit einem Doppel-Referentenvortrag weiter. Prof. Dr. Peter C. Slansky [5] und Bernd Gährken [6] aus München berichteten über die Bedeckung von Beteigeuze durch (319) Leona am 12. Dezember 2023 (Abb. 3). Dafür reisten sie mit einer Gruppe nach Andalusien in Spanien. Aus der Gesamtgruppe wurden drei Teilgruppen gebildet, um dem Wetter ein Schnippchen schlagen zu können: Team West mit S. Voltmer, Team Mitte mit P. Slansky, M. Libert und M. Hanke sowie Team Ost mit B. Gährken und J. Michelberger. Von den drei Standorten gab es dann verschiedene Messkurven, so dass auch Unterschiede zwischen beiden Objekten erkannt werden konnten. Eine spannende Fragestellung war dabei: welches Objekt hat letztendlich den größeren Winkeldurchmesser? Herausgefunden wurde, dass Beteigeuze viel größer als (319) Leona war, um einiges größer als erwartet (ca. 30%). Wegen des schlechten Wetters in Europa, das selbst den Spanieneinsatz spannend gestaltete, gab es wenige Aufnahmen des Ereignisses und entsprechend wenige Veröffentlichungen zu dem Thema.
Im anschließenden Vortrag von Peter Bresseler [7] aus Hamburg ging es um einen

4 Das Auditorium lauscht gespannt den Ausführungen von Peter Bresseler.
(Bild: Maciej Libert)

neuen bipolaren Nebel im Cygnus (Abb. 4). Er scannt den Himmel regelmäßig nach Planetarischen Nebeln ab, die er entweder zufällig auf den eigenen Aufnahmen oder bei systematischer Durchmusterung entdeckt. Hinzu kommt noch die eigene Durchmusterung des Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Bresseler hat bereits 15 Planetarische Nebel entdeckt und fand dann bei der Durchmusterung von Fotoplatten ein Herbig-HaroObjekt (HHO), was für ihn ein neues Betätigungsfeld ergab. So konnte bereits ,,Bres 1" im September 2023 entdeckt werden, Entfernung ca. 5.000 Lichtjahre. Ziel ist es letztendlich, einen eigenen Katalog neuer Objekte zu erstellen - eine sehr anspruchsvolle Aufgabe.

Mit Messmethoden der Lichtverschmutzung griff dann Dr. Andreas Hänel aus Georgsmarienhütte ein Thema auf, dass allen Sternfreunden auf der Seele liegt. Denn die Lichtverschmutzung nimmt weltweit immer weiter zu. Allein in Europa nimmt die Sichtbarkeit der Sterne pro Jahr um 6,5% ab. Das zumindest ist der visuelle Eindruck über die Bortle-Skala bei der Sichtbarkeit der Milchstraße. Die dunkelsten Orte in Deutschland sind nach Erfahrung des Referenten die Insel Pellworm und die Hallig Hooge in Schleswig-Holstein. Zum Glück wird die Lichtverschmutzung bei dem Aufbau neuer Lichtanlagen teilweise bereits mitberücksichtigt. Leider gibt es hierzu

Journal für Astronomie Nr. 94 | 133

VdS vor Ort / Tagungsberichte

aber noch keine entsprechenden Gesetze. Danach wurden von Dr. Carolin Liefke die Gewinner des diesjährigen Förderpreises der Amateur- und Schulastronomie der Reiff-Stiftung bekanntgegeben. Zu nennen sind der Amateur-Astronom David Wemhöner aus Markkleeberg bei Leipzig, der seine Begeisterung für die Astronomie in die Schulen trägt, oder die Jugendgruppe ,,Astro-Club des Physikalischen Vereins" in Frankfurt am Main, die in Eigenregie in Spanien das remote steuerbare Teleskop RESPECT-S für spektroskopische Messungen errichtet hat. Die Arbeitsgruppe ,,Astronomie und Elektronik" an der Realschule Durmersheim unter der Leitung von Jürgen Linder von der Sternwarte Durmersheim und der Amateurastronom Ralf Kratzke waren die weiteren Preisträger.
Nach der sich anschließenden Kaffeepause wurde es dann Zeit für den traditionellen Reiff-Fachvortrag von Prof. Dr. Addi Bischoff aus Münster. Er handelte von Meteoroiden, die kontinuierlich als Kleinkörper in die Erdatmosphäre eintreten und dann als Meteoriten auf der Erdoberfläche auftreffen. Sie sind Zeugen der Entstehung der ersten, festen Materie unseres Sonnensystems und wahrscheinlich auch die Bauelemente aller terrestrischen Planeten, weshalb sie für die Wissenschaft so interessant sind. Der Vater der Meteoritenforschung war der deutsche Physiker und Astronom Ernst Florens Friedrich Chladni. Er wurde von seinen Fachkollegen oftmals verspottet, da gefundene Meteoriten-Exemplare damals nicht als außerirdische Gesteinsbrocken gedeutet wurden. Heute sind mehr als 70.000 Meteorite registriert, wovon ca. 7.600 unklassifiziert bleiben. Als aktuelles Beispiel wurde neben anderen Meteoritenfunden der Ribbeck-Meteorit vom 21. Januar 2024 vorgestellt, der über 200 Fundstücke hervorbrachte und zur Klasse der Aubrite gehört.
Im Reiff-Amateurvortrag schilderte Andreas Möller vom Arbeitskreis Meteore e.V. [8] aus Berlin die Jagd nach den Bruch-

stücken des Ribbeck-Meteoriten. Die Feuerkugel des Asteroiden 2024 BX1 war im Januar 2024 vorhergesagt worden, was bei einem Meteoriteneinschlag sehr selten der Fall ist und hier erst zum achten Mal überhaupt stattfand. Die Einschlagswahrscheinlichkeit lag daher bei 100% und diverse Kameras nahmen den Einschlag auf. Anhand dieser Aufnahmen konnte man danach ungefähr berechnen, wo die Bruchstücke heruntergekommen waren. Das Team vom Arbeitskreis Meteore e.V. schwärmte also aus und fand bei leichter Schneedecke erst einmal nichts. Als dann in Polen ein erster Sucher fündig wurde, verlegte man die Suche weiter östlich, zur Stadt Nauen und ihrem Ortsteil Ribbeck. Dabei wurde Feld für Feld systematisch durchkämmt, bis man endlich mehrfach fündig wurde. Die Suche dauerte mehrere Monate an und wurde trotz schlechten Wetters durchgeführt. Das Streufeld besaß dabei eine Ausdehnung von 10 x 1,5 Kilometern! Die Ribbeck-Meteorite werden seit März 2024 im Museum für Naturkunde in Berlin ausgestellt. Weitere Stücke sind im Planetarium Wolfsburg und im Astronomie-Museum Sonneberg zu sehen.

Danach stand die Bedeckung des Sterns UCAC4 440-126076 durch Neptun vom 09. Oktober 2024 auf dem Programm. Laut Gaia-Katalog DR3 hat der Stern eine Helligkeit von 11,4 mag, wohingegen Neptun auf 8,8 mag kommt. Der Stern wäre nach Ausführung des Referenten Dr. Wolfgang Beisker aus München nur um ca. 3% abgedunkelt worden, was für eine Beobachtung schlecht ist. Er kam daher auf die Idee, den Planeten im Infraroten zu beobachten, da Neptun dann wesentlich dunkler ist.
Abschließend gab es dann noch etwas für das Auge: Dr. Georg Dittie [9] aus Bonn präsentierte in einem 4k-Fisheye-Video den unglaublichen Polarlichtsturm vom 10. Mai 2024. Diesen hatte er zufällig mit seiner All-Sky-Kamera aufgenommen. Vorher erläuterte er noch die verwendete Kameratechnik.
Die BoHeTa 2024 endete mit 30-minütiger Verspätung. Danach machten sich 60 Teilnehmer auf den Weg zum gemütlichen Tagungsausklang in einem nahen CampusRestaurant.

Internethinweise (Stand 28.02.2025):

[1]

[2]

[1] BoHeTa, Homepage: www.boheta.de

[2] Ralf Burkart, Homepage:

https://astrofotografie.ralf-kreuels.de

[3] Kai-Oliver Detken, Homepage:

[3]

[4]

www.detken.net

[4] Daniel Spitzer, Instagram-Seite:

www.instagram.com/daniel.spitzer.art

[5] Peter C. Slansky, Homepage:

[5]

[6]

http://peter-slansky.de

[6] Bernd Gährken, Homepage:

https://astrode.de

[7] Peter Bresseler, Homepage:

[7]

[8]

www.pixlimit.com

[8] Arbeitskreis Meteore e.V., Homepage:

www.meteoros.de

[9] Georg Dittie, Homepage: [9] www.thermografie.de

134 | Journal für Astronomie Nr. 94

VdS vor Ort / Portrait

Aus der Arbeit der VdS-Sternwarte Kirchheim
von Jürgen Schulz

Seit 1992 bietet die Volkssternwarte Kirchheim (Thüringen) interessierten VdS-Mitgliedern die Möglichkeit, als Gastbeobachter zu Vorzugskonditionen unsere Sternwarte inkl. der Teleskope bis 50 cm Öffnung für eigene Beobachtungen zu nutzen. Bis heute gab es 8.679 Aufenthaltstage von VdS-Mitgliedern. VdS-Gastbeobachter können seit vielen Jahren sämtliche Teleskope der Sternwarte nutzen inkl. unserer Kameras. Erfahrenen Amateuren stellen wir für anspruchsvolle Programme wie die Erforschung von Exoplaneten auch unser 60cm-GoTo-Teleskop zur Verfügung. Damit wurde das Spektrum der Beobachtungsmöglichkeiten gegenüber den vertraglichen Regelungen wesentlich erweitert.

1 Die Zugvorrichtung am Schneckenrad des 30-cm-Teleskops

Im VdS-Journal für Astronomie haben wir wiederholt über die VdS-Sternwarte berichtet, z. B. [1, 2], zuletzt als Schwerpunktthema im Heft 81 [3]. Seiher gab es weitere 259 Personenanmeldungen. 370 Manntage war die VdS-Sternwarte durch Gastbeobachter belegt. Die BAV führte drei Beobachtungswochen durch. Eine Tagung der Fachgruppe Kometen und drei Wochenendtreffen der VdS-Fachgruppenreferenten fanden statt. Mehr als 90% der Gastbeobachter waren VdS-Mitglieder.
In die Erweiterung der Beobachtungsmöglichkeiten und die Verbesserung unserer Instrumente und der Infrastruktur haben wir auch in den letzten Jahren viel Arbeit und Geld investiert. Das kommt auch unseren Gastbeobachtern zugute.
30-cm-Teleskopkomplex Die fotografische Ertüchtigung unserer 40 Jahre alten Selbstbaumontierung war einer der Schwerpunkte. Das Schneckenrad aus Bronze konnte damals nur gefräst, aber nicht geschliffen werden. Die Stahl-Schnecke wurde auf der Drehbank gefertigt. Um die gröbsten Unebenheiten zu beseitigen, hatten wir die Schnecke am Schnecken-

rad mit einem langsam laufenden Motor über Stunden ,,eingeschliffen". Für die visuelle Beobachtung war das ausreichend. Auch für die Himmelsfotografie mit kurzen Brennweiten reichte die mechanische Genauigkeit. Die viele Jahre zuverlässig arbeitende FS-2-Steuerung von Michael Koch erlaubte leider keine dauerhafte Speicherung der PEC, so dass per Leitrohr entweder mühsam manuell nachgeführt oder eine Guiding-Kamera eingesetzt werden musste. Deep-Sky-Fotografie mit längeren Brennweiten scheiterte aber regelmäßig am mechanischen Spiel zwischen Schnecke und Schneckenrad, das bei Lastwechsel und Wind zu Doppelsternen führte. Peter Riepe brachte uns dann in gemütlicher Runde zum Abschluss eines Fachgruppentreffens auf die Idee, nach dem Vorbild seines Melle-Teleskops das Schneckenrad über Umlenkrollen durch ein Gewicht mit konstanter Kraft im Uhrzeigersinn zu ziehen, so dass es sich permanent spielfrei im Kontakt mit der Schnecke befindet. Die daraus resultierende erhöhte Reibung erforderte eine neue Motoreinheit. Die neue One-Step-Steuerung erlaubt nun auch die Kompensation des periodischen Schneckenfehlers (PEC). Die Abbildungen 1 und

2 Das 30-cm-Teleskop erhielt eine
neue Motoreinheit.

Journal für Astronomie Nr. 94 | 135

VdS vor Ort / Portrait

3 Die neuen Justiereinheiten an den drei Füßen unserer
Montierung des 30-cm-Teleskops

4 Die neue Frequenzumrichtersteuerung zur Schonung des
Seilzugs des Schiebedachs des 30-cm-Teleskops

2 zeigen die installierte Technik. Neue Justiereinheiten (Abb. 3) an den drei Füßen unserer Montierung sorgen zudem für bequemes präzises Scheinern. Eine neu installierte Frequenzumrichtersteuerung sorgt für die Schonung des Seilzugs bei der Bewegung des Schiebedachs (Abb.4).
50-cm-Teleskopkomplex Ein zweites, seit Langem geplantes umfangreiches Projekt ist die Erweiterung unseres 50-cm-Newton in der Kuppel um einen f/15-Nasmyth-Cassegrain-Fokus. Für die Herstellung des Cassegrain-Gegenspiegels konnten wir Peter Große, einen erfahrenen Optiker von Carl-Zeiss Jena, gewinnen. Für den Prüfprozess während der Hyperbolisierung in seiner Werkstatt im Keller seines Eigenheimes stellten wir unseren Haupt-

spiegel sowie einen 50-cm-Planspiegel zur Verfügung. Bei dieser Gelegenheit hat Peter Große den Hauptspiegel, der aus der Hand des bekannten Astrooptikers Alfred Wilke in Falkensee-Finkenkrug stammt, auf Herz und Nieren geprüft und für gut befunden. Besonderen Wert haben wir auf eine komfortable Lösung zum schnellen Umbau zwischen Newton und Cassegrain gelegt. Dabei konnten wir auf unsere Erfahrung beim Bau unseres 30-cm-Teleskops in den 70er Jahren zurückgreifen. Ein präzise, konzentrisch zur optischen Hauptachse ausgerichtetes Trägerrohr am Fangkreuz mit zwei Innen-Konen erlaubt den Wechsel der Spiegel, ohne dass eine Nachjustierung erforderlich ist. Die Kollimation des NewtonFangspiegels und des Cassegrain-Gegenspiegels erfolgten einmalig über die Justage

ihrer Fassungen. Der Cassegrain-Spiegel ist über einen spielfreien Linearantrieb auf der optischen Achse motorisch verschiebbar, wodurch ein großer Fokussierbereich ohne Shifting zur Verfügung steht und Kameras oder Spektrografen fest angeflanscht werden können. Die Abbildungen 5 und 6 zeigen die neue Technik.
Durch den Umbau der Montierung auf Absolut-Encoder an beiden Achsen können die Objekte jetzt ohne Referenzsterne schnell und sicher aufgesucht werden.
Unsere aplanatische Kühn-Slevogt-Kamera 300 mm / 900 mm wurde ebenfalls modernisiert. Durch den 3D-Druck eines Adapters können wir diese ursprünglich für 8 cm x 8 cm Fotoplatten konstruierte Großfeld-

5 Der Linearantrieb für den Cassegrain-Spiegel des 50-cm-Teleskops
136 | Journal für Astronomie Nr. 94

6 Der Nasmyth-Cassegrain-Fokus
des 50-cm-Teleskops

VdS vor Ort / Portrait

Astrokamera jetzt mit modernen CMOSSensoren von QHY betreiben. Die Abbildung 7 zeigt eine QHY600 im Fokus.

Kuppeldrehung und Spaltöffnung werden jetzt ebenfalls von Frequenzumrichtern gesteuert. Der sanfte Anlauf der Motoren schont die Mechanik und vermeidet Erschütterungen. Die Stromversorgung der Kuppel erfolgt nun über die Montierung (Abb. 8). Damit ist die Voraussetzung für eine künftige automatisierte Remotesteuerung geschaffen.

Investiert haben wir auch in unsere IT-Infrastruktur. Ein einheitliches WLAN-Netz sorgt in allen Gebäuden für eine gute Internetanbindung. Wir hoffen auf einen baldigen Glasfaseranschluss mit hoher Bandbreite.

7 Eine CMOS-Kamera QHY600 im Fokus der
Kühn-Slevogt-Großfeld-Astrokamera

8 Die Kuppelstromversorgung des 50-cm-
Teleskops erfolgt über die Montierung.

Ausblick Die Sonne ist im Aktivitätsmaximum besonders interessant. Für ihre Beobachtung im Weißlicht, H und Kalzium-K soll 2025 ein Sonnenobservatorium an unserer Sternwarte errichtet werden. Ursprünglich als Heliostat geplant, haben wir uns dann doch für eine Goto-Montierung entschieden, die in einer Shell-Kuppel in vier Metern Höhe installiert wird. Die Wahl fiel auf eine Planewave

L-500, die drei parallel ausgerichtete Refraktoren mit den entsprechenden Filtern tragen soll. Jedes Teleskop wird mit einer QHY533-Kamera bestückt. Diese Konfiguration ermöglicht die Parallelbeobachtung der Sonne in den drei Spektralbereichen. Kuppel und Teleskop werden remote betrieben. Die Abbildung 9 zeigt den geplanten Sonnenturm.

Literatur- und Internethinweise (Stand 03.03.2025): [1] J. Schulz, 2005: ,,VdS-Sternwarte Kirchheim - Bilanz
und Ausblick", VdS-Journal für Astronomie 18, S. 92; www.journal.sternfreunde.de/Jpdf/VdS-Journal_18.pdf
[1]

9 Konstruktion des geplanten Sonnenturms

[2] J. Schulz, 2008: ,,30 Jahre Volkssternwarte Kirchheim - 15 Jahre VdS-Sternwarte", VdS-Journal für Astronomie 25, S. 6; https://journal.sternfreunde.de/Jpdf/ VdS-Journal_25.pdf [2]
[3] J. Schulz, 2022: ,,30 Jahre VdS-Sternwarte Kirchheim", VdS-Journal für Astronomie 81, S. 8
Journal für Astronomie Nr. 94 | 137

ANDROMEDA DREIECK

KEPHEUS

DRACHE

JAGDHUNDE GROSSER BÄR

EIDECH SE

FISCHE Neptun Saturn

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 2025 23 Uhr MESZ

STEINBOCK

SCHILD

Pluto SCHÜTZE

SÜD

WAAGE SKORPION

Antares

SÜDWEST
Vereinigung der Sternfreunde e.V. www.sternfreunde.de

Mondphasen im August 2025

1. Viertel 1.8.

Vollmond 9.8.

Letztes Viertel 16.8.

Ereignisse im August

01. 14:41

Erstes Viertel

01. 21:40

Mond bedeckt SAO 182676 (6,5 mag), Austritt

01. 22:39

Mond erdfern, 29,61'

03. 23:00

Mond 3,1 Grad SW Antares (1,1 mag)

05. 00:00

(2) Pallas (9,4 mag) 37' NW beta Delphini (3,6 mag)

und 24' N zeta Delphini (4,7 mag)

06. 02:00

max. Libration Mond-NW, 7,8 Grad

06. 23:48

delta Cep im Max

09. 09:55

Vollmond

10. 23:34

RR Lyr im Max

10. 23:44

RZ Cas im Min

12. 04:00

Mond 7,0 Grad W Saturn (0,8 mag) und 7,3 Grad W Neptun

(7,8 mag)

12. 04:45

Venus (-4,0 mag) 52' S Jupiter (-1,9 mag), NO-Horizont

12. 05:25

Merkur (1,5 mag) Beginn Morgensichtbarkeit, NO-

Horizont

12. 13:07

Maximum Meteorschauer Perseiden, bis zu 100/h,

ganze Nacht

13. 05:14

Mond bedeckt SAO109238 (6,5 mag)

13. 23:05

U Oph im Min

14. 20:05

Mond erdnah, 32,18'

14. 22:47

RR Lyr im Max

16. 00:36

streifende Sternbedeckung durch d. Mond (N-Rand)

an SAO 75715 (7,3 mag), Linie Prüm - Rheinbach -

Bonn - Lüdenscheid - Werl - Bielefeld - Verden(Aller) -

Hamburg - Hohwacht, genaue Zeit abh. v. Standort

16. 07:12

Letztes Viertel

16. 23:10 17. 04:00 18. 23:51 19. 02:00 20. 05:00
20. 05:40
21. 05:30
22. 05:30 22. 22:36 23. 08:06 26.
27. 20:45 27. 23:38 29. 04:00 29. 17:36 30. 21:21 31. 08:25 31. 19:00
31. 21:30 31. 22:52

Neumond 23.8.

Erstes Viertel 31.8.

RZ Cas im Min Mond 6,0 Grad W Plejaden U Oph im Min max. Libration Mond-SO, 7,5 Grad Mond 6,2 Grad NW Venus (-3,9 mag) und 5,3 Grad NO Jupiter (-2,0 mag), NO-Horizont Merkur (-0,3 mag) in größter westl. Elongation, 18,6 Grad , Morgensichtbarkeit, NO-Horizont Mond 7,6 Grad NW Merkur (-0,4 mag, 7,06'') und 9,3 Grad O Venus (-3,9 mag, 12,90''), NO-Horizont Mond 6,0 Grad O Merkur (-0,5 mag, 6,87''), NO-Horizont RZ Cas im Min Neumond (6) Hebe (7,6 mag) in Opposition zur Sonne, Sternbild Aquarius Mond 3,1 Grad S Spica (1,1 mag), W-Horizont RR Lyr im Max (1) Ceres (8,1 mag) 1,5 Grad NW theta Ceti (3,6 mag) Mond erdfern, 29,67' Mond bedeckt 4 Sco (5,6 mag) Erstes Viertel Meteorschauer Aurigiden, ca. 10/h, 66 km/s, ganze Nacht Mond 4,6 Grad SO Antares (1,1 mag) RR Lyr im Max

Zusammengestellt von Werner E. Celnik, mit Beiträgen von Andreas Barchfeld (Veränderliche Sterne), Eberhard Riedel (streifende Sternbedeckungen), Oliver Klös (Sternbedeckungen durch Mond und Kleinplaneten).

138 | Journal für Astronomie Nr. 94

PERSEUS

Algol

KASSIOPEIA

EIDECHSE

KEPHEUS Deneb

DRACHE

SCHWAN

Wega

HERKULES

BOOTES

NÖRDL. KRONE

Gemma

ANDROMEDA DREIECK WIDDER

LEIER

FISCHE

PEGASUS

FÜCHSCHEN PFEIL

Albireo

SCHLANGE (KOPF)

DELFIN

Atair

ADLER

CH WALFIS

FÜLLEN

Mira Neptun Saturn

SCHLANGE (SCHWANZ)

SCHLANGENTRÄGER

WASSERMANN

SÜDOST

Fomalhaut SÜDL. FISCH

Sternkarte exakt gültig für 15. September 2025 23 Uhr MESZ
Mondphasen im September 2025

STEINBOCK

SCHILD

SÜD

Pluto SCHÜTZE

SÜDWEST
Vereinigung der Sternfreunde e.V. www.sternfreunde.de

Quellen: Datendienst US Naval Observatory, Berechnungen der BAV (A. Barchfeld), Berechnungen der IOTA/ES (Eberhard Riedel [GRAZPREP]), Berechnungen von O. Klös mit "Occult" mit Daten von JPL Horizons und Gaia EDR3, International Meteor Organization (www.imo.net) eigene Recherchen mittels GUIDE (Project Pluto).

Vollmond 7.9.

Letztes Viertel 14.9.

Neumond 21.9.

Erstes Viertel 30.9.

Ereignisse im September

03. 02:00 04. 22:05 05. 06:05
06. 01:00
07. 20:09
07. 22:39 07. 23:18 08. 22:00
10. 14:09 10. 23:20 12. 05:30

max. Libration Mond-NW, 8,1 Grad RR Lyr im Max Merkur (-1,5 mag) Ende Morgensichtbarkeit, O-Horizont (6) Hebe (7,8 mag) 1,5 Grad NW NGC 7293 (Plan. Neb., 7,3 mag), Sternbild Aquarius Vollmond, totale Mondfinsternis, Mond geht total verfinstert auf U Sge im Min Mond bedeckt phi Aqr (4,2 mag) Mond 3,2 Grad N Saturn (0,6 mag) und 1,6 Grad NW Neptun (7,8 mag) Mond erdnah, 32,50' eta Aql im Max streifende Sternbedeckung durch d. Mond (N-Rand) an SAO 75671 (6,8 mag), Linie südl. Saarbrücken - südl. Kaiserslautern - Lampertheim - Wörth/Main -

Karlstadt - Schweinfurt - Coburg - Bad Lobenstein -

südl. Chemnitz - Görlitz, genaue Zeit abh. v. Standort

12. 06:07

Mond bedeckt epsilon Ari (4,7 mag, 3-fach-Stern),

Austritt

12 22:47

Mond in den Plejaden, Bedeckungen mehrerer heller

Sterne

12. 23:23

streifende Sternbedeckung durch d. Mond (N-Rand)

an SAO 76183 (6,8 mag), Linie durch Berchtesgaden,

genaue Zeit abh. v. Standort

13. 03:08-05:23 Io: Transit u. Schatten vor Jupiter

13. 04:49

Europa: Ende Transit vor Jupiter

13. 23:43

RR Lyr im Max

14. 12:33

Letztes Viertel

14. 23:51

Mond bedeckt 136 Tau (4,6 mag, Doppelstern),

Austritt, tief am NO-Horizont

15. 03:09-06:01 Kallisto: Schatten vor Jupiter

16. 02:00

max. Libration Mond-SO, 8,2 Grad

16. 06:00

Mond 6,0 Grad NW Jupiter (-2,1 mag, 35,53'')

17. 22:56

RR Lyr im Max

19. 05:51

Mond 3,4 Grad NW Venus (-3,9 mag) und 4,1 Grad NW Regulus

(1,4 mag)

19. 14:07-15:24 Mond bedeckt Venus (-3,9 mag, 11,48''), Taghimmel,

genaue Zeiten abh. v. Standort

19. 15:21

Mond 24' N Regulus (1,4 mag), Taghimmel

20. 02:15-05:03 Europa: Transit u. Schatten vor Jupiter

20. 05:02

Io: Beginn Transit u. Schatten vor Jupiter

20. 23:54

AI Dra im Min

21.

Saturn (0,6 mag, 19,45'') in Opposition zur Sonne,

Sternbild Pisces

21. 03:00

(1) Ceres (7,7 mag) 57' N eta Ceti (3,4 mag)

21. 21:54

Neumond

21. 22:09

RR Lyr im Max

22. 20:19

Herbstanfang, Herbsttagundnachtgleiche

23.

Neptun (7,8 mag, 2,36'') in Opposition zur Sonne,

Sternbild Pisces

26. 11:46

Mond erdfern, 29,41'

26. 23:46

AI Dra im Min

27. 20:15

Mond 1,5 Grad S Antares (1,1 mag), SW-Horizont

29. 02:38-04:53 Io: Transit u. Schatten vor Jupiter

29. 04:40

Ganymed: Ende Transit vor Jupiter

30. 01:54

Erstes Viertel

30. 23:48

RR Lyr im Max

JouJronuarlnfüarl fAüsrtArosntroomnoiemNier. N94r. 94| |113399

FUHRMANN

PERSEUS Algol

Aldebaran

Plejaden
Uranus STIER

R WIDDE

DREIECK

EDA ANDROM

KASSIOPEIA FISCHE

KEPHEUS Deneb

SCHWAN

Wega

HERKULES

LEIER

EIDECHSE

PEGASUS

Albireo FÜCHSCHEN
PFEIL

DELFIN FÜLLEN

Atair

ADLER

SCHLANGENTRÄGER

Mira WALFISCH
ERIDANU S
SÜDOST
Sternkarte exakt gültig für 15. Oktober 2025 23 Uhr MESZ
Mondphasen im Oktober 2025

Neptun Saturn

WASSERMANN

SCHILD

SÜDL. FISCH Fomalhaut BILDHAUER
SÜD

STEINBOCK

Pluto
SÜDWEST
Vereinigung der Sternfreunde e.V. www.sternfreunde.de

Sternbedeckungen durch Kleinplaneten angegeben für Dauern länger als 3,0 s oder Sterne heller als 8,0 mag, Sternbedeckungen durch den Mond angegeben für Sterne heller als 6,5 mag und gültig für 10 Grad ö.L. und 50 Grad n.Br., ,,Max. Libration Mond-O" bedeutet, dass das Mare Crisium sich weit weg vom westlichen Mondrand (Mond-Osten) befindet. Alle Zeitangaben sind gültige Uhrzeiten (Sommerzeit bereits berücksichtigt) und für Standort bei 10 Grad ö.L. und 50 Grad n.Br., falls nicht anders angegeben.

Vollmond 7.10.

Letztes Viertel 13.10.

Neumond 21.10.

Erstes Viertel 29.10.

Ereignisse im Oktober

01 02:00

max. Libration Mond-NW, 8,4 Grad

02.

(1) Ceres (7,6 mag) in Opposition zur Sonne,

Sternbild Cetus

02. 23:37

AI Dra im Min

04. 23:01

RR Lyr im Max

06. 02:31

Mond 2,9 Grad NW Saturn (0,7 mag) und 4,0 Grad W Neptun

(7,8 mag)

06. 03:16-06:48 Io: Transit u. Schatten vor Jupiter

06. 03:28

Ganymed: Ende Schatten vor Jupiter

06. 05:32

Ganymed: Beginn Transit vor Jupiter

07. 05:47

Vollmond

08. 14:40

Mond erdnah, 32,96'

08. 22:14

RR Lyr im Max

10. 04:16

Kallisto: Beginn Verfinsterung

10. 06:00

Mond 1,6 Grad W Plejaden

11. 23:36

Mond bedeckt SAO 77295 (6,3 mag, Doppelstern),

Austritt

12. 06:19

Mond bedeckt SAO 77625 (5,6 mag, Doppelstern),

Austritt

13. 02:00

max. Libration Mond-SO, 8,9 Grad

13. 04:23

Ganymed: Beginn Schatten vor Jupiter

13. 05:10

Io: Beginn Transit u. Schatten vor Jupiter

13. 20:13

Letztes Viertel

14. 00:28

Mond 3,6 Grad N Jupiter (-2,2 mag) und 3,0 Grad S Pollux

(1,2 mag)

14. 23:20

AI Dra im Min

15. 00:55-03:11 Io: Transit u. Schatten vor Jupiter

15. 02:01-04:53 Europa: Transit u. Schatten vor Jupiter

15. 05:03

(536) Merapi bedeckt Stern TYC 2457-01323-1

(9,7 mag) für 9,4 s, Hell.-Abfall um 4,7 mag,

Sternbild Gemini

16. 01:00

(1) Ceres (7,7 mag) 55' N NGC 246 (Plan. Neb.,

10,9 mag), Sternbild Cetus

16. 02:58

Mond bedeckt 8 Leo (5,7 mag, Doppelstern),

Austritt, NO-Horizont

140 | Journal für Astronomie Nr. 94

17. 05:00

Mond 5,3 Grad O Regulus (1,4 mag)

17. 23:52

RR Lyr im Max

19. 03:09-06:57 Kallisto: Transit vor Jupiter

19. 07:00

Mond 6,2 Grad O Venus (-3,9 mag, 10,59''), O-Horizont

19.

streifende Sternbedeckung durch d. Mond (S-Rand)

an SAO 138521 (7,1 mag), Linie Lingen/Ems - südl.

Hannover - südl. Braunschweig - Magdeburg - nördl.

Wittenberg - südl. Cottbus

20. 01:11

(1974) Caupolican bedeckt Stern HIP 1900 (7,4

mag) für 1,07 s, Hell.-Abfall um 10,6 mag, Sternbild

Pisces

20. 23:12

AI Dra im Min

21. 14:25

Neumond

21.

Maximum Meteorschauer Orioniden, ca. 20/h,

66 km/s, ab 21 Uhr

21. 23:05

RR Lyr im Max

22. 01:31-05:03 Io: Transit u. Schatten vor Jupiter

22. 01:58-04:48 Europa: Transit u. Schatten vor Jupiter

24. 01:16

Ganymed: Ende Verfinsterung

24. 01:29

Mond erdfern, 28,99'

24. 03:20-06:37 Ganymed: Bedeckung durch Jupiter

25. 20:00

(6) Hebe (8,9 mag) 3,3' SO NGC 7252 (Gal.,

11,1 mag), Sternbild Aquarius

25. 22:18

RR Lyr im Max

26. 23:03

AI Dra im Min

27. 01:33

Kallisto: Ende Verfinsterung

27. 03:00

Umstellung von Sommerzeit MESZ auf MEZ, Uhr

um 1 Stunde auf 2 Uhr zurückstellen

28. 01:59

(4505) Okamura bedeckt Stern HIP 35796

(6,4 mag) für 2,1 s, Hell.-Abfall um 10,3 mag,

Sternbild Gemini

29. 01:00

max. Libration Mond-NW, 8,3 Grad

29. 02:24-05:55 Io: Transit u. Schatten vor Jupiter

29. 03:34-06:24 Europa: Transit u. Schatten vor Jupiter

29. 17:21

Erstes Viertel

31. 01:07-04:16 Ganymed: Verfinsterung

Vorschau

Vorschau auf astronomische Veranstaltungen
ab Juli 2025
zusammengestellt von Werner E. Celnik aus vorliegenden Informationen (Angaben wie immer ohne Gewähr)

Bitte informieren Sie sich beim Veranstalter, ob die Veranstaltung, an der Sie interessiert sind, auch tatsächlich stattfindet, und wenn ja, in welcher Form.

VEREINIGUNG DER STERNFREUNDE

Aktuelle Informationen im Terminkalender

der

VVdERESINIGuUNnG ter
DER STERNFREUNDE

www.vds-astro.de

Juli 2025
MO, 21.07. - FR, 08.08.2025
Internationales Sommerpraktikum am Haus der Astronomie Ort: Haus der Astronomie, Königstuhl 17, 69117 Heidelberg. Veranstalter: Haus der Astronomie. www.haus-der-astronomie. de/en/what-we-do/internships/summer-internship
MI, 23.07. - SO, 27.07.2025
Raffaels Starparty 2025 Teleskoptreffen. Ort: Campingplatz Neu Göhren, Bootsanleger und Campingplatz, 19294 Neu Göhren, www.bootsanleger-neugoehren.net/

August 2025

FR, 01.08. - DO, 21.08.2025
International Astronomical Youth Camp (IAYC) 2025 Ort: Klonie, Ellertsweg 4, 9535 TA Ellertshaar, Niederlande. Veranstalter: International Workshop for Astronomy e.V. (IWA). www.iayc.org.

SA, 02.08. - SA, 16.08.2025

VEREINIGUNG

VEREINIGUNG

DER STERNFREUNDE

DER STERNFREUNDE

Astronomisches Sommerlager ASL 2025

Ort: Schullandheim Bauersberg, Bauersbergstraße 110, 97753

Bischofsheim an der Rhön. Veranstalter: VEGA e.V.

https://vega-astro.de/

DI, 19.08. - SO, 24.08.2025
23. Amateur-Teleskoptreffen Burgwald (ATB) Ort: Burgwald, 35288 Wohratal Hertingshausen. Veranstalter: Astronomie-Gruppe Lahn-Eder. Anmeldung erforderlich. www.astronomie-lahn-eder.de/index.php?inc=atb2025

DO, 21.08. - SO, 24.08.2025
Mecklenburger Teleskoptreffen (MTT) 2025 Ort: Campingplatz am Garder See, Lohmen. Veranstalter: Astronomischer Verein Rostock e.V., www.astronomieverein.de/index. php?seitenname=Teleskoptreffen

DO, 21.08. - SO, 24.08.2025
16. Hunsrücker Teleskoptreffen (HuTT) Ort: Reibsteinhütte, Hauptstraße, 55490 Gehlweiler.

Veranstalter: Nils Füllenbach. Anmeldung erforderlich: huttanmeldung@gmx.de
FR, 22.08. - SO, 24.08.2025
WestHavelländer AstroTreff (WHAT) 2025 Ort: Sportplatz Gülpe, Pareyer Straße 8-13, 14715 Havelaue. Veranstalter: Förderverein Sternenpark Westhavelland e.V., www.sternenpark-westhavelland.de/veranstaltungen/ sternfreundetreffen-what/. info@sternenpark-westhavelland.de
FR, 22.08. - SO, 24.08.2025
37. Swiss Star Party Ort: Parkplatz Stierhütte, Gurnigel, CH-3099 Rüeggisberg, Schweiz. Veranstalter: Radek Chromik. radek.chromik@starparty.ch
SA, 23.08. - SO, 24.08.2025
44th European Symposium on Occultation Projects (ESOP) Ort: Adam Mickiewicz University, Pozna, Polen. Veranstalter: International Occultation Timing Association/European Section (IOTA/ES), Polish Amateur Astronomers Society. https://esop44.iota-es.de/
DO, 28.08. - SO, 31.08.2025
Bayerisches Teleskop-Meeting (BTM) 2025 Ort: Osterberg, Osterberg 1, 85137 Pfünz. Veranstalter: Astronomiefreunde Ingolstadt. www.astronomie-ingolstadt.de/btm/
FR, 29.08. - SO, 31.08.2025
13. Schleswig-Holsteiner Teleskoptreffen (SHT) Ort: Hof Viehbrook, Viehbrooker Weg 6, 24619 Rendswühren. Veranstalter: vhs-Sternwarte Neumünster. sht@sternwarte-nms. de, www.sternwarte-nms.de/veranstaltungen/teleskoptreffen-sht/
September 2025
MI, 17.09. - SO, 21.09.2025
Sankt Andreasberger Teleskoptreffen (STATT) 2025 Ort: Sternwarte Sankt Andreasberg, Clausthaler Straße 11, 37444 Sankt Andreasberg. Veranstalter: Sternwarte Sankt Andreasberg. auskunft@sternwarte-sankt-andreasberg.de, www.sternwarte-sankt-andreasberg.de/statt

Journal für Astronomie Nr. 94 | 141

Vorschau
DO, 18.09. - SO, 21.09.2025
Teleskoptreffen Pfälzerwald TTPW 2025 Ort: Alter Sportplatz des ASV 1927, Diemerstein, 67098 Bad Dürkheim. Veranstalter: Biosphärenreservat PfälzerwaldNordvogesen. Anmeldung bis 5. September. https://ttpw.de
DO, 18.09. - SO, 21.09.2025
26. Herzberger Teleskoptreffen (HTT) Ort: Elsterland-Sternwarte, Dorfstraße 118, 04916 JeßnigkSchönewalde. Veranstalter: AstroTeam Elbe-Elster e.V. info@herzberger-teleskoptreffen.de, www.herzberger-teleskoptreffen.de
DO, 18.09. - SO, 21.09.2025
Internationales Heide Teleskoptreffen (IHT) 2025 Ort: Töpferhof Hohenwoos, Ziegelei 1, 19303 Tewswoos. Veranstalter: Astrogarten Niels Kloth. www.astrogarten.de/IHT.htm
FR, 19.09.2025
Earth Night 2025 Ort: überall. Veranstalter: Paten der Nacht. www.earth-night.info/
FR, 19.09. - SA, 20.09.2025
24. Astronomietage ,,Mirasteilas" Ort: Wiese Chinginas, Chinginas, CH-7153 Falera, Schweiz. Veranstalter: Sternwarte Mirasteilas. www.mirasteilas.net/
FR, 19.09. - SO, 21.09.2025
Almberg Teleskop Meeting (ATM) 2025 Ort: Almberg, 94078 Annathaler Wald. Veranstalter: Andreas Hattinger, Hans Thiele, Winfried Seeliger. www.almberg-treffen.de/
SO, 21.09. - SO, 28.09.2025
41. Internationales Teleskoptreffen (ITT) Ort: Emberger Alm 2, A-9771 Berg im Drautal, Österreich. Veranstalter: Sattlegger's Alpenhof. www.embergeralm.com/ internationales-teleskoptreffen-itt_D.html
FR, 26.09. - SO, 28.09.2025
Teleskoptreffen Hoher Berg (TTHB) Ort: Hoher Berg Syke, Zum Hohen Berg, 28857 Syke. Veranstalter: Astrogruppe ,,Hoher Berg" Syke. www.astrotreff.de/forum/index.php?thread/298421teleskoptreffen-am-hohen-berg-bei-syke-bremen

Ort: Biber Ferienhof, Diemitz Schleuse 5, 17252 Diemitz. Veranstalter: Michael Danielides. https://sternenpark-mv.de/Teleskoptreffen.html

FR, 03.10. - SO, 05.10.2025

VEREINIGUNG

VEREINIGUNG

DER STERNFREUNDE

DER STERNFREUNDE

ASPEKT 2025

- Tagung der VdS-Fachgruppe Spektroskopie und Fachgruppen-

Mitgliederversammlung

Ort: Office Center Erkrath, Niemannsweg 11-15, 40699 Erkrath

Unterfeldhaus. Veranstalter: VdS-Fachgruppe Spektroskopie.

Verbindliche Anmeldung an fg-spektroskopie@ktkmail.de,

https://spektroskopie.vdsastro.de/startseite.html

SA, 04.10. - FR, 10.10.2025
World Space Week 2025 Ort: überall. Veranstalter: Vereinte Nationen. www.worldspaceweek.org/

SA, 11.10. - SO, 19.10.2025
Astronomietage Ostfriesland (ATO) 2025 Ort: Wiesmoor/Zwischenbergen, Mittelweg 38, 26639 Wiesmoor. Veranstalter: Astronomie Club Ostfriesland e.V. https://astronomie-club-ostfriesland.de/?page_id=18

FR, 24.10. - SO, 26.10.2025

VEREINIGUNG

VEREINIGUNG

DER STERNFREUNDE

DER STERNFREUNDE

37. VdS-Tagung und VdS-Mitgliederversammlung

Ort: Bürgerhaus Hofheim-Marxheim, Ahornstraße 11,

65719 Hofheim am Taunus. Veranstalter: Vereinigung der

Sternfreunde e.V., Sternwarte Hofheim. Die VdS-Tagung und

Mitgliederversammlung 2025 findet - organisiert anlässlich

des 25-jährigen Bestehens der Sternwarte Hofheim - in

Hofheim am Taunus statt. Am Freitagabend findet ab 18 Uhr

ein gemütliches Beisammensein statt. Am Samstag findet ab 10

Uhr die VdS-Tagung und VdS-Mitgliederversammlung statt,

anschießend gibt es ein gemeinsames Abendessen. Am Sonntag

kann der Astropark Trebur besichtigt werden, anschließend

Ausflug zur Sternwarte Hofheim (mit Sonnenbeobachtung) und

gemeinsames Mittagessen optional mit Besichtigung des Bahai-

Tempels.

Weitere Informationen:

https://sternfreunde.de/37-vds-tagung-und-

mitgliederversammlung

FR, 24.10. - SO, 26.10.2025
15. Stuttgarter CCD-Workshop Info und Kontakt: www.sternwarte.de/ccd-workshop

Oktober 2025
FR, 03.10. - SO, 05.10.2025
Teleskoptreffen auf dem Biber Ferienhof 2025

142 | Journal für Astronomie Nr. 94

Hinweise