VdS-Journal

Inhaltsverzeichnis des VdS-Journals 95

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 95

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Journal für Astronomie Nr. 95 | 3

Sonnenfinsternis in Spanien: technische Aspekte

Zum Schwerpunktthema
Totale Sonnenfinsternis 2026 in Spanien
von Maciej Libert

1 Totale Sonnenfinsternis in Monclova,
Oase Poza Azul (Mexiko), am 08. April 2024, Kamera: Canon 90Da, Objektiv: Sigma 70-200 mm F2,8 EX DG OS und Sigma-2,0fach-EX-APO-DG-Telekonverter, Brennweite: 400 mm, Öffnungsverhältnis: 1/5,6 bis 1/45, Filter: OWB-Astronomik und Hoya 77 mm HMC-NDX400, Belichtung pro Bild: 1/5000 s (Finsternisverlauf) bis 1/100 s (Totalität), ISO: 100 ASA, Bild: K.-O. Detken

Am 12. August 2026 wird (neben der ebenfalls gut erreichbaren Westküste Islands) der Norden Spaniens Schauplatz eines seltenen und beeindruckenden Himmelsereignisses: einer totalen Sonnenfinsternis. Dieses Phänomen tritt auf, wenn sich der Mond zwischen Erde und Sonne schiebt und dabei das Sonnenlicht vollständig blockiert, wodurch für kurze Zeit der Tag zur Nacht wird.
Der Mondschatten trifft über dem Nordpolarmeer auf die Erde, zieht über Grönland und Island und erreicht schließlich am späten Nachmittag die Nordküste Spaniens. Von dort aus läuft er weiter südöstlich über Kastilien bis zum Mittelmeer, wo der Schatten östlich der Balearen bei Sonnenuntergang die Erde verlässt. In Städten wie A Coru�a, Valencia, Zaragoza, Palma und Bilbao wird die totale Phase des Ereignisses zu beobachten sein. Madrid und Barcelona liegen jedoch knapp außerhalb des Totalitätspfads und erleben daher nur eine partielle Verfinsterung.

In Alcossebre, einer Küstenstadt am Mittelmeer, beginnt die partielle Phase der Finsternis um 19:36 Uhr Ortszeit, wobei die Sonne etwa 15 Grad über dem Horizont steht. Die totale Phase setzt um 20:30 Uhr ein und dauert etwa 1:39 min. Da dieses Ereignis kurz vor Sonnenuntergang stattfindet, bietet es einen besonders spektakulären Anblick, wenn die verfinsterte Sonne nahe am Horizont steht.
Historisch gesehen ist dieses Ereignis von großer Bedeutung für Spanien, da die letzte totale Sonnenfinsternis auf dem Festland am 30. August 1905 stattfand. Daher wird erwartet, dass zahlreiche Touristen aus aller Welt anreisen, um dieses seltene Schauspiel zu erleben. In Regionen wie Castell�n bereiten sich lokale Behörden bereits darauf vor, Besucher mit speziellen Veranstaltungen und Beobachtungsplätzen zu empfangen.
Für eine erfolgreiche Beobachtung ist die Wahl des Standortes entscheidend. Während die Küstengebiete aufgrund möglicher Bewölkung am Nachmittag eine ge-

wisse Unsicherheit bergen, bieten höher gelegene Regionen im Landesinneren, wie Teile Kastiliens, vermutlich bessere Bedingungen. Es ist jedoch zu beachten, dass die Sonne während der Totalität in diesen Gebieten nur etwa 9 Grad über dem Horizont steht, was die Sichtbarkeit beeinflussen kann.
Sicherheit steht bei der Beobachtung einer Sonnenfinsternis an erster Stelle. Es ist unerlässlich, geeignete Schutzbrillen zu verwenden, um Augenschäden zu vermeiden. Normale Sonnenbrillen sind hierfür nicht ausreichend. Zudem sollten Beobachter ihre Ausrüstung rechtzeitig vorbereiten und sich über lokale Gegebenheiten informieren, um das Ereignis optimal genießen zu können.
In diesem Schwerpunktthema geben die Autoren wertvolle Hinweise zur Vorbereitung auf dieses einmalige Himmelsschauspiel, insbesondere zur Dokumentation desselben.

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Sonnenfinsternis in Spanien: technische Aspekte

Die erste totale Sonnenfinsternis auf europäischem Festland seit über 25 Jahren
Planungsvorschläge für die SoFi 2026
von Kai-Oliver Detken

Totale Sonnenfinsternisse (SoFi) sind ganz besondere Himmelsspektakel, die immer mehr Begeisterte in ihren Bann zu ziehen scheinen. Besonders die SoFi-Ereignisse in den USA in den Jahren 2017 und 2024 lockten Millionen Besucher nach Nordamerika. Da sich seit 1999 allerdings keine totale Sonnenfinsternis mehr in Europa gezeigt hat, war eine Beobachtung bisher immer mit einem recht großen Reiseaufwand verbunden. Umso wichtiger war es, gut vorbereitet eine solche Reise anzutreten. Im Jahr 2026 wird es nun zum ersten Mal seit über 25 Jahren auf dem europäischen Festland eine totale SoFi zu sehen geben, und auch hier sollte man sich entsprechend vorbereiten, da man dafür nach Spanien reisen müsste. Alternativen wären Grönland, Island oder Sibirien (s. Abb. 1). An dieser Stelle versuche ich daher, entsprechende Tipps und Vorschläge zu geben, denn auch

ich werde 2026 mal wieder versuchen, das Himmelsspektakel zu beobachten.
Totale Sonnenfinsternisse sind aus meiner Sicht die spektakulärsten Himmelsereignisse, die wir erleben können. Phänomene wie Mondschatten, Perlschnur- und Diamantring-Effekt und die Sonnenkorona lassen sich dabei beobachten (s. die Abbildung im vorangegangenen Beitrag). Das sehen anscheinend auch andere Menschen so, denn es hat sich ein regelrechter SoFi-Tourismus entwickelt. Neben spezialisierten Reisebüros [1] werben inzwischen auch Kreuzfahrtlinien wie u. a. AIDA, Windrose und ,,Mein Schiff " bereits damit. Daher sollte man sich früh genug mit dem Thema beschäftigen. Beliebte Ziele wie die USA boten in der Vergangenheit zwar ausreichend Ausweichmöglichkeiten, da der Kernschatten über den gesam-

ten Kontinent zog, waren aber trotzdem so ausgebucht, dass die Hotelpreise nahe dem Kernschatten teilweise in astronomische Höhen schossen, wenn man zu spät dran war. Als ich im August 2022 in Namibia eine Astrofarm besuchte, traf ich dort auf andere Sternfreunde, die zur totalen Sonnenfinsternis in die USA im April 2024 reisen wollten und damals sogar bereits über 1,5 Jahre im Voraus gebucht hatten. In unserem Verein gab es zu diesem Zeitpunkt noch nicht mal eine grobe Planung. Als wir dann die Reisevorbereitungen im Oktober 2023 aufnahmen, waren bereits viele Hotels ausgebucht oder schlichtweg sehr teuer. Wir wichen daher auf Mexiko aus, das im Gegensatz zu den USA nicht so stark von Touristen frequentiert wird. Anders verhält es sich bei ringförmigen Sonnenfinsternissen, die nicht so viel Aufmerksamkeit auf sich ziehen. Hier lassen sich noch kurz vor

1 Pfad der totalen Sonnenfinsternis am 12. August 2026 [2]

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Sonnenfinsternis in Spanien: technische Aspekte

2 Durchschnittliche Wolkenbedeckung in Spanien im August (in %), gemessen von
Satelliten zwischen 2002 und 2020. Daten: CM SAF/EUMETSAT [3]

Beginn einige Hotels und Flüge finden. So konnten wir im Oktober 2023 ohne Probleme ein ,,verlängertes" Wochenende in San Antonio verbringen, um die ringförmige Sonnenfinsternis mit anderen Beobachtern zu genießen.
Neben dem größten Erlebnis des Maximums lassen sich vier charakteristische Merkmale nennen, die eine totale Sonnenfinsternis ausmachen: a) Erster Kontakt: Der Neumond berührt
erstmals die Sonnenscheibe. Es beginnt die partielle Phase. b) Zweiter Kontakt: Der Neumond bedeckt vollständig die Sonnenscheibe (totale Finsternis) oder befindet sich vollständig vor der Sonnenscheibe (ringförmige Finsternis). Es beginnt die totale bzw. ringförmige Phase. c) Dritter Kontakt: Der Neumond gibt wieder Teile der Sonnenscheibe frei (bei totaler Finsternis) oder befindet sich

nicht mehr vollständig vor der Sonnenscheibe (bei ringförmiger Finsternis). Es wird wieder zur partiellen Phase gewechselt. d) Vierter Kontakt: Der Neumond berührt letztmals die Sonnenscheibe, danach ist die Finsternis beendet.
Da nur in der Totalitätszone die Phänomene einer totalen Sonnenfinsternis zu sehen sind, muss der Beobachtungsort sorgfältig ausgewählt werden, denn diese Zone ist nur einige hundert Kilometer (max. 273 km) breit. Beobachtet man außerhalb dieser Zone, verpasst man das Spektakel und sieht nur eine partielle SoFi. In den USA zur Sonnenfinsternis 2017 war mir bei der Suche nach einem wolkenfreien Beobachtungsplatz aufgefallen, dass bereits viele Leute vor der Totalitätszone angehalten und sich neben dem Highway platziert hatten. Die hatten den Verlauf des Kernschattens nicht mit einbezogen und verpassten daher die

Hauptattraktionen. Die Totalitätszone wird entlang ihrer Mitte von der Zentrallinie in einen nördlichen und südlichen Teil geteilt. Je mehr man sich von diesen Grenzlinien zur Zentrallinie hinbewegt, desto länger dauert die Totalität an. Die längste Totalität wird daher auf der Zentrallinie stattfinden, da hier der Mondschatten am längsten braucht, über diesen Ort hinwegzuziehen. Die Dauer der Totalität an einem Ort wird außer von den Abständen von Sonne, Erde und Mond auch von der Bahngeschwindigkeit des Mondes und von der Geschwindigkeit der Erdrotation bestimmt. Dabei dauert die Totalität tendenziell im Bereich des Äquators am längsten, da dort die Erdoberfläche dem Mondschatten am schnellsten nachläuft und auch eine geringere Entfernung zum Mond hat, womit der Kernschatten tendenziell größer ist. Die Totalitätsdauer kann dabei bis zu 7,5 min dauern. Dies wird am 16. Juli 2186 der Fall und daher für heute lebende Menschen unerreichbar sein. Meistens sind es eher ein paar Minuten, so wie in Spanien im August 2026, wenn etwas weniger als zwei Minuten erreicht werden, je nachdem, wo man sich aufhält. Als weiteres astronomisches Highlight kann man diesmal in der Nacht nach der Sonnenfinsternis den Sternschnuppenstrom der Perseiden ohne jegliche Störung durch Mondlicht beobachten.
Neben der Totalitätszone spielen noch die Wettervorhersagen der letzten Jahre eine wesentliche Rolle. Die Prognosen sollte man sich im Vorfeld auf jeden Fall ansehen, da man sonst von Wolken überrascht werden könnte. Es kann natürlich trotzdem zu Wetterereignissen kommen, auf die man nicht vorbereitet ist. So zog zur Sonnenfinsternis im April 2024 in Nordamerika ein Tief ausgerechnet entlang der gesamten Zentrallinie auf, so dass die Wüstenabschnitte größtenteils bewölkt waren, während andere Bereiche mit schlechteren

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Sonnenfinsternis in Spanien: technische Aspekte

Wetterprognosen (z. B. die Niagarafälle in Kanada/USA) einen wolkenfreien Himmel zeigten. Man kann daher auch in der Wüste mit normalerweise sehr guten Wetterprognosen nicht von klarem Wetter ausgehen und sollte daher immer einen Plan B in der Tasche haben, um notfalls den Standort schnell wechseln zu können. Die Nichtbeachtung wurde mir zur SoFi in Australien am 14. November 2012 zum Verhängnis, da wir eigentlich in die nahgelegenen Berge von Cairns fahren wollten, um die aufgehende Sonne optimal sehen zu können. Leider hatten die Ranger sämtliche Parkplätze gesperrt, um ein Verkehrschaos zu vermeiden, weshalb wir am Strand Stellung bezogen. Und ausgerechnet dort zog eine Wolkenbank während der Totalität vor die Sonne. Ein Standortwechsel kam dann aufgrund der vielen Beobachter und voller Straßen nicht mehr in Frage.
Die Sonnenfinsternis am 12. August 2026 (Abb. 1) beginnt um 18:59 Uhr (alle Zeiten in MESZ) über der Laptew-See und der fast unbewohnten Halbinsel Taimyr in Nordsibirien. Anschließend überquert der Mondschatten den Atlantischen Ozean in Richtung Grönland, das er um 19:14 Uhr erreicht. Danach wandert er weiter über den Nordatlantik und trifft die Küste Islands um 19:44 Uhr. Der Totalitätspfad erfasst die Westküste der Insel und damit die Hauptstadt Reykjavik. Damit verlaufen zwei Drittel seines Weges über dem Meer. Erst nach über 7.000 Kilometern trifft er um 20:26 Uhr erstmals das europäische Festland. Innerhalb von nur 5 Minuten legt er dann die letzten 1.000 Kilometer seines Pfades von der Nordküste Spaniens bis zu den Balearischen Inseln im Mittelmeer zurück. Da die Sonne um 21:31 Uhr untergeht, steht sie allgemein in Spanien sehr tief am Himmel. An der Nordküste Spaniens steht die Sonne 10 Grad über dem Horizont und am Balearen-Meer nur noch 4 Grad. In allen Fällen

muss daher eine freie Sicht nach Westnordwest gegeben sein. Das Ende der partiellen Phase ist daher nur an Spaniens Nordküste zu beobachten. Auf den Balearen geht bereits die verfinsterte Sonne unter - der vierte Kontakt ist dort nicht mehr zu erkennen. Aber eine verfinsterte Sonne knapp über dem Meeresspiegel zu sehen, ist auf jeden Fall auch ein interessantes Bild. Zudem sind die Wettervorhersagen an der Nordküste Spaniens schlecht (50:50-Chance), wie die Abbildung 2 zeigt. Besser sieht es im Inland oberhalb von Zamora oder Madrid oder auf den Balearischen Inseln aus. Hinzu kommt, dass die SoFi mitten zur Hauptreisezeit in den Sommerferien stattfindet. Es werden daher nach vorsichtigen Schätzungen allein bis zu zwei Millionen Spanier unterwegs sein. Dazu kommen die ausländischen Finsternis-Touristen. Man sollte daher Unterkünfte und Mietwagen rechtzeitig buchen.

Zur Vorbereitung empfiehlt es sich immer, die Webseiten von ,,Mr. Eclipse" Fred Espenak [4, 5] anzusehen. Fast sämtliche Vorhersagen, die man im Internet findet, basieren auf den Berechnungen des amerikanischen Astrophysikers. Da in den nächsten Jahren drei Sonnenfinsternisse in Spanien sichtbar sein werden, ist auch das Buch von Jan Hattenbach und Daniela Pujado Lizama [6] zu empfehlen. Und weil mit größeren Besucherströmen gerechnet werden muss, wird auch eine spanische Portalseite zur SoFi aufgebaut [7]. Genug Möglichkeiten also, sich umfassend vorzubereiten.

Literatur- und Internethinweise

(Stand 21.05.2025):

[1]

[2]

[1] South America Classic Tours:

www.sonnenfinsternis-reisen.eu

[2] Solar-Eclipse-Seite von Andreas Möller:

www.solar-eclipse.info

[3] Homepage von Jay Anderson: Wetter

[3]

[4]

zu Sonnenfinsterns-Ereignissen:

www.eclipsophile.com

[4] Vorhersagen Sonnen- und Mondfinsternisse

von Fred Espenak: www.eclipsewise.com [5] [7] [5] Homepage von Fred Espenak rund um das

SoFi-Thema: www.mreclipse.com

[6] J. Hattenbach, D. Pujado Lizama,

2025: ,,Sonnenfinsternis Guide Spanien

2026/2027/2028. Planung, Ausrüstung,

Beobachtung und Fotografie", Oculum-

Verlag, Erlangen 2025

[7] Webseite der Federaci�n de Asociacio-

nes Astron�micas de Espana:

www.eclipse-spain.es

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Sonnenfinsternis in Spanien: technische Aspekte

Ablauf, Beobachtung und Fotografieren einer totalen Sonnenfinsternis
von Günther Bendt

Pro Jahr können im Idealfall zwei totale Sonnenfinsternisse auftreten. Nimmt man die partiellen Sonnenfinsternisse hinzu, sind Sonnenfinsternisse an sich sogar häufiger als Mondfinsternisse.
Während Mondfinsternisse von allen gesehen werden können, die dabei auf den Mond schauen, sind Sonnenfinsternisse nur für Personen sichtbar, die sich im Schattenkegel des Mondes aufhalten. Da nur ca. 20% der Erdoberfläche von Menschen dichter bevölkert sind (die übrigen 80% entfallen auf weitgehend unbewohnte Meere, Wüsten, Tundren, Urwälder und Gebirge), zieht der Schattenkegel des Mondes bei einer Sonnenfinsternis im statistischen Mittel eher über Regionen hinweg,

in denen es wenige bis gar keine Zuschauer gibt. Es kommt in einem Jahrzehnt daher nur einige Male vor, dass man eine totale Sonnenfinsternis von einer verkehrstechnisch gut erreichbaren und erschlossenen Region aus beobachten kann.
Solange man selbst noch keine totale Sonnenfinsternis erlebt hat, macht man sich keine realistische Vorstellung davon, was sich dabei ereignet. Es ist ein Ereignis, das sich mit nichts angemessen vergleichen lässt, was man je zuvor gesehen und erlebt hat, und es ist auch keines, welches man sich ,,einfach mal anschauen" kann. Adalbert Stifter, der im 19. Jahrhundert eine totale Sonnenfinsternis in Wien beobachtete, beschrieb sie als ,,eine herzzermalmende

1 Sonnenfinsternis am 02.07.2019 um
16:35 Uhr kurz vor dem 2. Kontakt. Beobachtungsort bei Almirante la Torre in Chile, in den Bergen an der D215 auf 1318 m über NN. Die Sonne steht tief über der Küstenkordillere. Die Lichtstimmung ist düster, wie kurz vor einem schweren Gewitter, dennoch ist der Himmel wolkenlos und tief dunkelblau. Man kann Farben wahrnehmen, doch sie sind kraftlos. Am rechten Bildrand sieht man fern einige Beobachter. Kamera: Panasonic DMC-GF7, Brennweite 12 mm, 1/320 s, f/3,5, ISO 160, manuell aus der Hand belichtet. Bild: Günther Bendt.
Erfahrung, die ernsten Männern Tränen in die Augen trieb". Das weist darauf hin, dass es während einer totalen Sonnenfinsternis schwerfallen oder unmöglich werden kann, in cooler Abgeklärtheit sein Beobachtungsprogramm abzuspulen. Somit ist es wichtig, sich auf das Erlebnis vorzubereiten, damit man diese Momente tatsächlich mit offenen Augen genießen und zugleich fotografieren/filmen kann, ohne zu sehr in Stress zu geraten ...

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Sonnenfinsternis in Spanien: technische Aspekte
Anmerkung der Redaktion
Manchmal ist das VdS-Journal für Astronomie wie ein Sachbuch: viel Text, wenige Abbildungen ... So auch auf den folgenden Seiten. Günther Bendt hat einen interessanten und fesselnden Artikel geschrieben, der sehr viele wertvolle Hinweise für die Beobachtung und Dokumentation einer totalen Sonnenfinsternis enthält. Lassen Sie sich das nicht entgehen! Andreas Zunker

Der Beginn der Sonnenfinsternis Bei einer totalen Sonnenfinsternis ,,berührt" der Mond die Sonne erstmals an ihrem westlichen Rand, da der Mond von West nach Ost um die Erde wandert. Dieser Moment ist völlig unspektakulär, aber wichtig: Er zeigt an, dass es losgeht.
Man nennt diesen Moment den ,,1. Kontakt". Poetische Astronomen bezeichnen diesen Augenblick als einen ,,Todeskuss", den die Sonne vom Mond empfängt ...
Die Phase der zunehmenden Verfinsterung Von nun an schiebt sich der Mond langsam vor die Sonne. Da die Winkeldurchmesser von Mond und Sonne von der Erde aus gesehen ungefähr gleich groß sind, muss der Mond um seinen Durchmesser weiter nach Osten vor die Sonne wandern, um die Sonne vollständig zu verdecken. Da die Umlaufgeschwindigkeit des Mondes relativ zur Erde ca. 1 km/s beträgt, würde es bei ruhender Sonne ca. 3.475 Sekunden dauern, bis der Mond sich vollständig vor die Sonne geschoben hat: Das sind ca. 58 min. Da die Sonne jedoch sehr langsam in derselben Richtung wie der Mond über den Himmel wandert, braucht der Mond einige Minuten länger, bis er die Sonne vollständig verdeckt.
Die Phase der zunehmenden Verfinsterung vergeht zunächst scheinbar langsam ...
Während dieser Zeitspanne verliert um uns herum das Licht der Sonne zunächst fast unmerklich und dann zunehmend an Kraft. Die Farben in unserer Umgebung werden allmählich matter. Die Stimmung der Landschaft ringsum verändert sich immer mehr in einer unwirklichen, düsteren und vorher nie gesehenen Weise, die Spannung steigt.

Ist der Himmel klar, kann man 45 Minuten nach dem 1. Kontakt erstmals mit dem bloßen Auge wahrnehmen, dass sich die gewohnt runde Scheibe der Sonne in eine Sichel verwandelt hat. Vorher überstrahlt die gleißend helle Sonne die Neumondscheibe vollkommen. Wer von Anfang an immer wieder mal durch seine SoFi-Brille auf die Sonne schaut, kann die beginnende Verfinsterung der Sonne bereits wenige Minuten nach dem 1. Kontakt erkennen und das Fortschreiten der Verfinsterung verfolgen.
Sicherheitshinweise Die Phase der zunehmenden Verfinsterung der Sonne ist der risikoreichste Zeitraum für den Beobachter.
Mit aufgesetzter SoFi-Brille kann man das Fortschreiten der Verfinsterung der Sonne gut verfolgen, doch bei aufgesetzter SoFi-Brille kann man die Veränderung des Charakters der umgebenden Landschaft nicht wahrnehmen, so dass man die SoFiBrille immer wieder absetzt, um sich umzuschauen. Je schmaler die Sonnensichel wird, desto verführerischer wird es, ohne SoFi-Brille auf die verbleibende Sonnensichel zu blicken.
Direktes Sonnenlicht wird von der Augenlinse auf der Netzhaut gebündelt und kann dort nach relativ kurzer Einwirkung zu lokalen Verbrennungen der Netzhaut bis hin zur partiellen Erblindung führen. Wir sind zwar von Natur aus mit einem Schutzreflex ausgestattet, der verhindert, dass das direkte Sonnenlicht längere Zeit auf die Netzhaut gelangen kann: Fällt Sonnenlicht ins Auge, empfindet man das als unangenehm, kneift die Augen zu oder wendet den Kopf ab. Bei der totalen Sonnenfinsternis möchte man sich aber die Sonne ansehen und unterdrückt daher diesen Schutzreflex: Man blickt bewusst in die Sonne. Da die Netzhaut nicht schmerzempfindlich ist, spürt

man im Moment der Schädigung der Netzhaut (noch) nichts.
Daher darf man mit bloßem Auge nie ohne Sonnenfinsternisbrille in die Sonne schauen! Man darf nie ohne Objektivsonnenfilter durch eine Kamera, ein Fernglas oder Fernrohr auf die Sonne schauen!
Das matter werdende Licht in der Landschaft ringsum erinnert an einen Sonnenuntergang. Das Licht wird zunehmend rötlich (vgl. die Abbildungen 1 und 2). Bei einer Sonnenfinsternis kommt das rötliche Licht jedoch nicht von einer rötlich im Horizontdunst sinkenden Sonne, sondern ringsum vom fernen Rand des Mondschattens hinter dem Horizont. Dieses Licht wirft keine Schatten. Der unverfinsterte Teil der Sonne leuchtet bei einer Sonnenfinsternis nach wie vor mit seiner normalen Flächenhelligkeit.
Unterschätzen Sie die Kraft des Sonnenlichtes nicht!
Bei der Beobachtung meiner ersten totalen Sonnenfinsternis (1999) unterschätzte ich das Risiko und schaute hin und wieder für einige Sekunden ohne SoFi-Brille auf die schmale Sonnensichel: Danach hatte ich 48 Stunden lang ein lästiges, kleines, sichelförmiges Nachbild zentral im Gesichtsfeld, tagsüber grau, bei geschlossenen Augen orange auf schwarzem Hintergrund ...
Hinweise zum Fotografieren Wenn man in dieser Phase die Sonne fotografieren will, muss man vor das Objektiv ein Neutralfilter setzen, welches das Sonnenlicht auf ein Sechstausendstel (ND3,8) bzw. auf ein Hunderttausendstel (ND5) abschwächt. Mit solchen Filtern kann man die Sonne mit sehr kurzen Belichtungszeiten (~1/2.000 s bei ISO 100) fotografieren (s. zweite Tabelle in [1]).

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Sonnenfinsternis in Spanien: technische Aspekte

Beim Fotografieren der partiell verfinsterten Sonne ist es ratsam, den Autofokus abzuschalten und das Sonnenbild manuell zu fokussieren. Das Abschalten ist wichtig, weil der Autofokus bei der anschließenden totalen Phase versagt. Die Automatik interpretiert während der Totalität die dann sichtbare Sonnenkorona als Unschärfe und versucht, diese ,,Unschärfe" durch Änderung des Fokus zu korrigieren, was ihr logischerweise nicht gelingen kann: Das Ergebnis sind ruinierte Aufnahmen ...
Trainieren Sie das manuelle Fokussieren an Ihrer Ausrüstung vorher an der unverfinsterten Sonne in Ruhe und mit montiertem Sonnenfilter (Vorsicht vor der Sonne!!). Wenn Sie auf diese Weise die Einstellung für die optimale Schärfe bestimmt haben, kennzeichnen Sie die zugehörige Stellung am Fokussierring oder am Okularauszug durch eine helle Markierung, die Sie auch bei schlechten Lichtverhältnissen gut erkennen können.
Tabelle 1
Maximale Belichtungszeit tmax ohne Nachführung bei unterschiedlichen
Objektivbrennweiten f für die Abbildung ohne Bewegungsunschärfe

f / mm
16 28 35 50 135 180 240 300 500 1.000

tmax / s
10 5 4 3 1 0,8 0,6 0,5 0,3 0,2

Wenn Ihre Kamera mit Live-View ausgestattet ist, ist das manuelle Fokussieren damit besonders einfach und präzise.
Bei der Fotografie der Sonne sollten Sie die Belichtungsautomatik sowie die ISO-Automatik ausschalten, weil anderenfalls der Hintergrund um die Sonne zu hell dargestellt wird, wodurch der Kontrast des Bildes leidet. Belichten Sie gemäß der Tabelle 1.
Bedenken Sie, dass Sie während der Sonnenfinsternis nicht allein sind. Neben Ihnen sind viele andere Menschen, die ihre Geräte aufgebaut haben, daher halten Sie so viel Abstand, dass Sie während der Beobachtung nicht behindert werden und niemanden behindern. Manche Menschen sind während der Totalität in einem Ausnahmezustand, in dem sie mehr Platz um sich brauchen. Dem Platzbedarf sollten Sie Rechnung tragen ...
Man braucht für die Fotografie ein Stativ auf einem festen Untergrund. Ziehen Sie am Stativ und Stativkopf alle Schrauben und Klemmungen fest an, damit sich während der Sonnenfinsternis keine Kameras und Stativköpfe lockern, Kameras wegkippen oder Stativbeine einschieben können, was besonders während der Totalität stört. Um zu verhindern, dass Stativbeine im Verlauf der Beobachtung in den Boden einsinken, können Sie kleine Brettchen als Unterlage für die Beine benutzen. Damit leichte Stative stabiler stehen, kann man eine mit Steinen gefüllte Stofftasche unter den Stativkopf hängen. Benutzen Sie einen KabelFernauslöser, damit Ihre Aufnahmen nicht verwackeln.
Während dieser Phase der fortschreitenden partiellen Verfinsterung nach dem 1. Kontakt dreht sich die Erde gemächlich um ca. 14 Grad weiter nach Osten, dadurch wandert die Sonne während der fortschreitenden Phase

der partiellen Verfinsterung im Gesichtsfeld der Kamera. Je länger die Brennweite des Objektivs, desto rascher wandert sie und umso öfter muss man wieder nachjustieren, damit die Sonne in der Mitte des Gesichtsfeldes bleibt. Sehr nützlich ist bei dieser Tätigkeit ein Sonnensucher, mit dem man die korrekte Ausrichtung der Kamera ständig kontrollieren kann, ohne dabei auf die Sonne zu schauen.
Sicherheitshinweise Beobachtet man die Sonne mit einem Fernglas, muss auf beiden Objektiven je ein Objektivsonnenfilter aufgesetzt sein, das diese vollständig abdeckt. Man darf nicht mit SoFi-Brille durch ein ungeschütztes Fernglas auf die Sonne schauen: die Folie der SoFi-Brille könnte in der Wärme des von der Fernglas-Optik konzentrierten Lichtes weich werden, was ihre optische Leistung beeinträchtigt. Im ungünstigsten Fall könnte sie schmelzen und das volle Sonnenlicht durchlassen!
Kurz vor Beginn der totalen Phase zeigen alle Schatten zunehmend scharfe Ränder und werden matt.
Alle Lichtflecke in den Schatten der Bäume erscheinen als kleine, scharfe Sicheln: Jede dieser Sicheln ist ein Abbild des noch unverfinsterten Sonnenbereichs (Lochkameraeffekt).
Im Westen zieht wie eine düstere Gewitterwand der Mondschatten auf und wächst langsam in den Himmel. Von diesem Moment an geht alles sehr schnell, und es passiert vieles gleichzeitig.
Die Sonne wird rasch zu einer nur noch nadeldünnen, gleißenden Sichel. Ist der Himmel klar, wird die Umgebung plötzlich ringsum in eilig wabernde Schatten getaucht, die an Reflexe von ziehenden

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Sonnenfinsternis in Spanien: technische Aspekte

kleinen Wellen auf dem Boden eines Gewässers erinnern (,,fliegende Schatten"). Zugleich wandern die Enden der dünnen Sichel aufeinander zu. Das Licht wird noch schwächer. Es wird plötzlich kühler und ein Wind beginnt zu wehen.
Handeln: Jetzt (!) muss man die SoFi-Brille abnehmen und die Filter von den Objektiven der Teleskope und Kameras abnehmen und griffbereit weglegen.
Schaut man nach Westen, sieht man vielleicht den Schatten des Mondes als dämmerige Wand mit mehr als 3.600 km/h übers Land heranrasen.
Derweil zerfällt die Sonnensichel in lauter kleine Punkte, denn die Sonne scheint jetzt nur noch durch die Täler zwischen den Mondbergen (dieses Phänomen nennt man ,,Baily`s Beads", dt.: ,,Bailysche Perlen" oder ,,Perlschnur-Phänomen").
Unmittelbar darauf schrumpft die Sichel in Sekunden zu einem gleißenden Lichtfunken zusammen (dem ,,Diamantring") und verlischt.
Dies ist der Moment des 2. Kontakts: Die totale Phase der Sonnenfinsternis beginnt. Für ein paar Sekundenbruchteile kann man am unteren Mondrand den schmalen, lachsroten Streifen der Chromosphäre erkennen. Im selben Moment verschwindet das Licht aus dem Himmel, und beginnend vom oberen Rand der schwarzen Neumondscheibe erscheint die Korona. Sie erscheint im wahrsten Sinne des Wortes, springt innerhalb von Sekunden um die ganze Neumondscheibe herum in die Wahrnehmung, dehnt sich aus und bildet einen Lichtkranz unbeschreiblicher, betörender und kühler Zartheit um den schwarzen Mond, in vielen radial angeordneten,

sanften Streamern weich und immer weiter ausgreifend, bis zu mehreren Sonnendurchmessern.
Dieser Anblick kommt so unvermittelt und der Wechsel zu diesem Anblick ist manchmal so überwältigend, dass man völlig gebannt alles vergisst, was man eben noch vorhatte. Fotografieren? Kamera neu einstellen? Filter abnehmen? Das geht nicht: man muss ja auf die Sonne gucken. Vielleicht sieht man plötzlich am Himmel auch Sterne und Planeten: Spica, Sirius, Venus, Saturn. Man bekommt mit einem Schlag all die Wunder zu sehen, die die Sonne unter ihrem gleißenden Licht seit Anbeginn der Zeiten am Taghimmel verborgen hält ...
Fotografieren bei Totalität Auf diesen Moment muss man sich vorbereiten!
Ein Element dieser Vorbereitung ist es, sich vor Augen zu halten, dass man bei der SoFi am 12.08.2026 in Spanien maximal 1 Minute 50 Sekunden Totalität hat (auf der Zentrallinie in Nordspanien!). Man muss sich vorher überlegen, ob man in diesen 1:50 min Aufnahmen machen möchte und was man fotografieren will, sowie vorausplanen, welche Handgriffe man dafür ausführen muss und wie man die erforderlichen Einstellungen im Dunkeln vornehmen kann.
Jeder Handgriff muss entsprechend eingeübt sein. Durch vorheriges Üben sollte man erreichen, dass die eigenen fotografischen Aktivitäten während der Totalität maximal 1:00 min in Anspruch nehmen und einem somit ca. eine knappe Minute zum Schauen bleibt. Durch das Üben bekommt man die Sicherheit, dass man seine Ziele in der angesetzten Zeit realisieren kann und dass man alles auch sehen kann, obwohl man während der kostbaren Momente der Totalität fotografiert: Das beruhigt im Moment

der Totalität die Nerven, die Hände und den Geist.
Optimal ist es, wenn die Aufnahmen während der Totalität vollautomatisch erfolgen. Ein wichtiger Bestandteil der Vorbereitung besteht darin, während der partiellen Phase die Kamera der Sonne gut nachzuführen, und dass man dabei sicherstellt, dass der Fokus nicht verstellt wurde. Während der Totalität wird es so finster, dass man Beschriftungen an Objektivringen und LCDAnzeigen an Kameras und Uhren nicht mehr ablesen kann!
Der Anblick der total verfinsterten Sonne ist überwältigend. Adalbert Stifter hat es schön beschrieben: ,,Es war der Moment, da Gott redete und die Menschen horchten." Manche fangen an zu weinen, andere kreischen wie am Spieß, andere stehen und schauen gebannt und stumm ...
Blickt man im Fernglas und im Fernrohr auf die verfinsterte Sonne, erkennt man am Mondrand lachsrote Protuberanzen, die mit dem bloßen Auge nicht zu sehen sind. Um einen herum liegt die Landschaft düster unter der verfinsterten Sonne. Um die Sonne ist der Himmel am dunkelsten, zum Horizont hin wird er etwas heller. Jenseits des Horizonts liegt in der Ferne orangegelbes Licht.
Das absolute Highlight am Himmel ist die Korona der Sonne. Die ist immer da, aber wahrnehmen und fotografieren kann man sie nur bei einer totalen Sonnenfinsternis (oder mit einem Koronografen)!
Hinweise zur Korona Die hellsten Teile der Korona dicht am Sonnenrand haben nur ein Millionstel der Helligkeit der Sonne. Die schwachen Ränder der Korona wiederum haben nur ein Fünfzehntausendstel der Helligkeit der inneren Korona.

Journal für Astronomie Nr. 95 | 11

Sonnenfinsternis in Spanien: technische Aspekte

2 Sonnenfinsternis am 02.07.2019 um 16:35 Uhr während der Totalität, wenige Sekunden nach dem Moment in Abb. 1. Es wurde plötzlich
so dunkel wie ca. 45 Minuten nach Sonnenuntergang. Am rechten Rand sind die fernen Beobachter noch schemenhaft erkennbar, und von jenseits des Horizonts ringsum ist mattes Licht aus der fernen Randregion des Mondschattens zu sehen. In dieser Weitwinkelaufnahme kann die Kamera den dunklen Mond in der umgebenden Korona nicht auflösen. Große Steine im Vordergrund werden matt vom kühlen Licht der Korona beleuchtet, und nichts wirft mehr einen Schatten. Ort und Aufnahmedaten wie in Abb. 1. Bild: Günther Bendt.

Sind unsere Augen gut an die Dunkelheit angepasst, können wir die komplette Korona trotz dieser riesigen Helligkeitsunterschiede wahrnehmen, weil unser Auge diese Dynamik bewältigt.
Kameras schaffen das nicht, ihr Dynamikbereich ist viel geringer. Will man die innere Korona mit der korrekten Helligkeit fotografieren, sind die äußeren Bereiche völlig unterbelichtet und bleiben auf dem Foto unsichtbar. Belichtet man die Aufnahme so, dass die äußeren Randbereiche der Korona korrekt belichtet werden, ist der innere Bereich der Korona vollkommen überbelichtet. Unter idealen Bedingungen kann die Korona bis zu 10 Sonnenradien um die Sonne reichen.

Für die Fotografie der Korona muss die Kamera auf einem Stativ montiert sein, damit die Aufnahmen bei der erforderlichen langen Belichtungszeit nicht verwackeln. Benutzt man eine Spiegelreflexkamera mit Teleobjektiven oder Teleskope zur Fotografie, sollte man Spiegelvorauslösung einsetzen, damit die Erschütterung beim Spiegelschlag nicht zu verwackelten Aufnahmen führt. Die zweite Tabelle in [1] liefert eine Übersicht über Blenden und Belichtungszeiten in Abhängigkeit von der ISO-Zahl der Kamera bzw. des Films zur Fotografie unterschiedlicher Objekte während der totalen Sonnenfinsternis.
Nach der Mitte der Totalität erreicht die Korona infolge der zunehmend besseren Dunkelanpassung des Beobachters ihre

größte mit bloßem Auge wahrnehmbare Ausdehnung. Dann wird die Korona am rechten (westlichen) Rand der Neumondscheibe heller. Kurz glimmt es dort rot auf (die ,,Chromosphäre") und dann sticht ein gleißender Lichtfunke zwischen zwei Bergen am Mondrand in den Himmel (,,Diamantring"). Im selben Moment wird die Korona unsichtbar.
Diesen Moment nennt man den 3. Kontakt: Die totale Phase ist vorbei!
Nach Osten sieht man vielleicht den Schatten des Mondes über den Himmel und am Horizont davonjagen. Immer mehr Lichtfunken flammen am Mondrand auf (,,Baily`s Beads") und verschmelzen zu einer dünnen Sichel, die rasch länger wird. Plötz-

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Sonnenfinsternis in Spanien: technische Aspekte

lich erscheinen ringsum wieder fliegende Schatten. Von nun an gibt der Mond die Sonne langsam wieder frei.
Handeln: Jetzt wird es Zeit, die Sonnenfilter wieder auf die Objektive zu setzen. Außerdem muss man die SoFi-Brillen wieder aufsetzen, bevor man auf die Sonne schaut!
Ringsum wird es heller. Die Farben um uns beginnen wieder zu leuchten, die Sterne am Himmel sind verschwunden. Im Osten entschwindet der düstere Schatten. Die Spannung löst sich, man schaut sich um.
Etwa eine Stunde nach dem 3. Kontakt verlässt der Mond die Sonnenscheibe endgültig. Diesen Moment nennt man den 4. Kontakt.
Wer das erlebt hat, wird bald Pläne für die Beobachtung seiner nächsten totalen Sonnenfinsternis schmieden.
Weitere Hinweise zum Fotografieren der Sonnenfinsternis Beim Fotografieren und Filmen einer Sonnenfinsternis gilt die grundsätzliche Regel, der eingesetzten Kamera nicht mehr zuzumuten als dem eigenen Auge.
Geht die Kamera durch die Einwirkung der Sonne kaputt, kann man sie ersetzen, aber eine durch unachtsame Behandlung der Kamera verpasste Gelegenheit bekommt man nicht wieder.
Bildgröße Die Größe des Sonnenbildes hängt von der Brennweite des eingesetzten Objektivs ab. Hier gilt die Faustregel
Durchmesser des Sonnenbildes = Brennweite des Objektivs / 100 . Die erste Tabelle in [1] zeigt die Größe des Bildausschnitts bei verschiedenen Objek-

tivbrennweiten für digitale Vollformatkameras (Full Frame) und Kameras mit CropSensor (z. B. im APS-C-Format). Weiter oben auf dieser Webseite gibt es auch Bildbeispiele dazu.

ra der ISO-Wert 50 eingestellt werden. Der kleinste mögliche ISO-Wert an der Canon 350 D ist ,,100". Mit einem Filter ND5 können Aufnahmen der partiellen Phase mit 1/1.000 s gemacht werden.

Bei Aufnahmen mit Teleobjektiv oder Teleskop ist ein Kabelauslöser sinnvoll.
Je länger die Brennweite, desto länger muss in der Regel bei konstanter ISO-Zahl belichtet werden. Beachten Sie, dass bei längeren Brennweiten und fehlender Nachführung die maximal sinnvolle Belichtungszeit durch die Bewegung der Kamera aufgrund der Erdrotation, wie in der Tabelle 1 gezeigt, begrenzt wird. Diese Werte gelten streng genommen nur für die klassische Astrofotografie. Bei der Fotografie der Korona kann man die maximale Belichtungsdauer auf den doppelten Wert setzen, ohne dass die Schärfe des Bildes durch die Wirkung der Erdrotation merklich gestört wird. Bei einer Objektivbrennweite von 500 mm beträgt die maximale zulässige Belichtungszeit während der Totalität somit ca. 0,6 s.
Die zweite Tabelle in [1] dient der Abschätzung der richtigen Belichtungszeit, abhängig von ISO-Wert, Öffnungsverhältnis und dem abzubildenden Phänomen.
Beispiel 1: Ich möchte mit einer Canon 350 D an einem Teleskop von 420 mm Brennweite und einem Öffnungsverhältnis von 1:6 fotografieren. Während der partiellen Phase verwende ich als Sonnenfilter Baader-Astro-Solarfolie ND5. Ich möchte die partielle Phase fotografieren.

Beispiel 2: Anschließend möchte ich kurz vor der Totalität das Filter abnehmen und Aufnahmen der Baily`s Beads und des Diamantrings machen, danach eine Aufnahmereihe der Korona.
Sinnvoll ist hierbei eine Aufnahmereihe mit steigenden Belichtungszeiten.
Ohne Filter werden Baily`s Beads und Diamantring bei ISO 100 mit 1/4.000 s leicht überbelichtet. Am frühen Morgen / späten Abend ist der Himmel jedoch etwas dunstig, und bei niedrigem Stand der Sonne macht sich die atmosphärische Extinktion in diesem Falle positiv bemerkbar, so dass man diese Momente mit 1/4.000 s fotografieren kann.
- Die Chromosphäre lässt sich mit 1/4.000 s fotografieren.
- Protuberanzen lassen sich mit 1/2.000 s fotografieren.
- Die innerste Korona lässt sich mit 1/100 s fotografieren.
- Die Korona bis zum halben Sonnenradius lässt sich mit 1/30 s fotografieren.
- Die Korona bis zu einem Sonnenradius lässt sich mit 1/8 s fotografieren.
- Die Korona bis zu zwei Sonnenradien lässt sich mit 1/4 s fotografieren.
- Die Korona bis zu vier Sonnenradien lässt sich mit 1/2 s fotografieren.

Welchen ISO-Wert und welche Belichtungszeiten muss ich wählen? Da später Baily`s Beads fotografiert werden sollen und die kürzeste Belichtungszeit der Kamera 1/4.000 s ist, müsste an der Kame-

Die erste Tabelle in [1] zeigt, dass bei einer Brennweite von 400 mm an einer Digitalkamera mit Crop-Sensor das Bildfeld 2,3 Grad x 3,4 Grad beträgt. Da die Sonne einen Winkeldurchmesser von 0,5 Grad hat, reicht das Bild

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Sonnenfinsternis in Spanien: technische Aspekte

der Sonnenkorona mit dem verwendeten Teleskop und ISO 100 bei 0,5 s Belichtung bis zum Bildfeldrand.
Man muss einüben, die Belichtungszeit von 1/1.000 s (für Beispiel 1) ohne hinzuschauen (,,blind") auf 1/4.000 s zu erhöhen, das Filter abzunehmen und sicher wegzulegen, die Aufnahme zu machen und dann rasch hintereinander mit 1/2.000 und 1/1.000 s eine Aufnahme zu machen, ohne die Kamera auf dem Stativkopf zu verdrehen. Dann muss man die Spiegelvorauslösung einschalten und innerhalb der nächsten Minute je drei Aufnahmen der Korona mit 1/500, 1/100, 1/15, 1/4, 1/2 und 1 s machen. Innerhalb der Minute bewegt sich die Sonne aufgrund der Erdrotation um 0,25 Grad weiter durch das Bildfeld.
Man muss zudem die Sonne während der Totalität im zentralen Bereich des Bildfelds halten.
Hinweise zu Videoaufnahmen der Sonnenfinsternis Das Filmen der Sonnenfinsternis mit der

HD-Videokamera ist unproblematisch. Die Videokamera muss fest auf einem Stativ montiert sein. In der Regel installiert man die Videokamera huckepack auf dem zum Fotografieren verwendeten Gerät und startet und stoppt sie während der Sonnenfinsternis nach Bedarf.
Das Objektiv der Videokamera muss während der partiellen Phase mit Sonnenfilterfolie geschützt werden, die während der Totalität abgenommen und anschließend wieder aufgesetzt werden muss.
HD-Videokameras kommen im Automatik-Modus mit den Bedingungen der Sonnenfinsternis gut zurecht. Absolut beeindruckend können Aufnahmen der Änderungen der Himmelsfarben sein, die beim 2. und 3. Kontakt auftreten können: so etwas lässt sich nur mit Video angemessen festhalten.
Vorteilhaft sind ungezoomte Videos mit der Sonne und mit Landschaft und Menschen. Widerstehen Sie der Versuchung, während der Totalität zu zoomen oder die Kamera

anzufassen: Das führt nur zu verwackelten Aufnahmen, die Sie wegen Zeitmangels aber nicht wiederholen können! Benutzen Sie möglichst auch keine Funk- oder IR-gesteuerten Fernbedienungen, denn die können während der Aufnahme durch andere Geräte in der Umgebung gestört werden, und diese Störungen könnten Sie von Ihrer Beobachtung der Totalität ablenken. Für diese Beobachtung haben Sie nur wenig Zeit: Nutzen Sie diese entsprechend.
Internethinweis (Stand 21.05.2025): [1] F. Espenak, 2020: ,,How to Photo-
graph a Solar Eclipse", www.mreclipse.com/SEphoto/SEphoto.html
[1]

Eclipse Orchestrator - Automatisiert zur perfekten Finsternisaufnahme
von Maciej Libert und Dirk Hansen

Eine totale Sonnenfinsternis, wie sie am 12.08.2026 auf dem spanischen Festland zu sehen sein wird, ist ein außergewöhnliches Naturschauspiel, das weltweit Menschen in seinen Bann zieht. Für Fotografen stellt dieses Himmelsereignis jedoch eine besondere Herausforderung dar: Die kurze Phase der Totalität und die sich ständig ändernden Lichtverhältnisse erfordern eine akribische Planung und technische Vorbereitung. Hier setzt ,,Eclipse Orchestrator" (EO) an, eine Windows-Software, die präzise die Steuerung der Kamera während der Finsternis übernimmt und es ermöglicht, jede Phase exakt und in bester Qualität festzuhalten. Durch ein zuvor erstelltes Skript löst EO die Kamera sekundengenau aus und stellt

automatisch die optimalen Belichtungszeiten ein. Dies minimiert die Fehlerquelle menschlicher Reaktionszeit und sorgt dafür, dass der Fotograf sich ganz auf das Erlebnis der Finsternis konzentrieren kann. Besonders hilfreich ist in diesem Zusammenhang die umfassende deutschsprachige Anleitung von Dirk Hansen, der auf seiner Website [1] eine Vielzahl an Informationen, technischen Tipps und bebilderten Schrittfür-Schritt-Anleitungen zusammengestellt hat. Seine langjährige Erfahrung mit der Software und der Finsternisfotografie macht diese Sammlung zu einer wertvollen Ergänzung für alle, die sich gut vorbereiten möchten, und ist die Grundlage dieses Artikels.

Installation und Versionen von Eclipse Orchestrator EO ist in zwei Varianten erhältlich: einer kostenlosen Free-Version und einer erweiterten Pro-Version. Die Free-Version bietet grundlegende Funktionen zur Erstellung und Verwaltung von Skripten, während die Pro-Version zusätzliche Features wie LiveView-Unterstützung, Spiegelvorauslösung und eine verbesserte Kamera-Ansteuerung über ein Shutter-Kabel bereitstellt. Die Pro-Version kostet 109 US-Dollar und ist besonders für ambitionierte Fotografen empfehlenswert (Abb. 1).
Die Installation beider Versionen erfolgt unkompliziert über die Herstellerseite.

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Sonnenfinsternis in Spanien: technische Aspekte

1 Benutzeroberfläche
des Eclipse Orchestrator Pro

Nach dem Download und dem kurzen Setup-Prozess kann die Software direkt gestartet werden. Wichtig ist allerdings die Überprüfung der Kamera-Kompatibilität, da nicht alle Modelle unterstützt werden. Besonders ältere Canon- und NikonDSLRs sind gut integriert, während spiegellose Modelle teilweise nur eingeschränkt nutzbar sind. Ein Testlauf mit der eigenen Ausrüstung ist daher unbedingt zu empfehlen. Wer plant, eine neue Kamera speziell für diesen Zweck anzuschaffen, sollte sich frühzeitig über Erfahrungen anderer Nutzer informieren oder die Kompatibilitätsliste auf der Website des Herstellers einsehen. Die Tabelle 1 gibt einen schnellen Überblick über die Unterschiede zwischen den beiden Versionen.
Hardware, Konfiguration und erste Schritte EO allein reicht nicht aus, um eine Sonnenfinsternis erfolgreich zu fotografieren - die Wahl der richtigen Ausrüstung ist ebenso entscheidend (Abb. 2). Neben einer kompatiblen Kamera, einem Teleobjektiv oder Teleskop mit passendem Sonnenfilter und einem Windows-Notebook sind für den Einsatz des EO ein zuverlässiges Shutter-Kabel oder ein DSUSB-Gerät für eine

verzögerungsfreie Auslösung sowie eine stabile Stromversorgung unabdingbar. Ein Akku-Dummy für die Kamera und eine leistungsstarke Powerbank oder ein externer Akku mit Netzteilfunktion haben sich in der Praxis bewährt. Wer längere Belichtungsreihen während der Totalität plant, sollte zusätzlich eine motorisierte Nachführung nutzen. Diese gewährleistet, dass die Sonne während des gesamten Ablaufs präzise im Bildausschnitt bleibt.
Nach Aufbau und Anschluss der Hardware beginnt die Konfiguration innerhalb der Software. Über das Menü werden die Koordinaten des ausgewählten Beobachtungsortes sowie das Datum der Finsternis eingetragen. EO berechnet daraufhin automatisch die Kontaktzeiten. Weitere Parameter wie der Sonnenradius (empfohlen: 959,98'') und Korrekturen für atmosphärische Refraktion können angepasst werden. Auch die Aktivierung des Mondrand-Profiles zur präziseren Phasenberechnung ist möglich. Für eine realistische Planung empfiehlt es sich, zusätzlich lokale topografische Daten und eventuelle Hindernisse (wie z.B. Horizontlinie oder Bebauung) zu berücksichtigen. Hierbei leistet Google Earth gute Dienste. Besonders hilfreich für

die konkrete Aufnahmeplanung sind dann die umfangreichen Tools von Fred Espenak [2] und Xavier Jubier [3, 4]. Ihre interaktiven Karten, Visualisierungen und präzisen Zeitberechnungen ermöglichen eine exakte Planung des Beobachtungsstandorts und der Finsternisphasen.
Skripterstellung: Wizard oder manuell Das Herzstück der Software ist der sogenannte Script Wizard. Mit seiner Hilfe lassen sich strukturierte Abläufe zur automatisierten Kamerasteuerung erstellen. Für jede Phase der Finsternis können ISO-Wert, Blende und Belichtungszeit individuell definiert und exakte Zeitpunkte zugewiesen werden. Die Software berücksichtigt die berechneten Kontaktzeiten und erlaubt es, Belichtungsreihen in feinen Abstufungen zu planen - etwa von 1/8.000 s bis zu mehreren Sekunden. Eine besonders hilfreiche Funktion ist die Integration von Audiohinweisen, etwa zur Erinnerung, den Sonnenfilter vor Totalität zu entfernen. Auch Hinweise wie ,,Letzter Check" oder ,,Zweite Kamera starten" lassen sich einbauen und erleichtern die Koordination vor Ort. Nach Fertigstellung lässt sich das Skript speichern und simulieren - so können potenzielle Fehler im Vorfeld erkannt

Journal für Astronomie Nr. 95 | 15

Sonnenfinsternis in Spanien: technische Aspekte

absolvieren. Dieser kann bereits Monate vor der eigentlichen Finsternis unter realen Lichtverhältnissen durchgeführt werden - beispielsweise bei Sonnenuntergang - um die Funktionsweise des Systems unter Zeitdruck zu erproben.

Grundsätzlich ist es ratsam, verschiedene Skripte zu entwickeln - beispielsweise für gutes Wetter mit geplanter Belichtungsreihe, für durchziehende Wolken mit schnellerem Wechsel sowie ein Notfallskript für Minimalaufnahmen.

2 Für die Nutzung des Eclipse Orchestrator notwendige Hardware

und korrigiert werden. Die Simulation sollte unbedingt mehrfach durchlaufen werden, um sicherzustellen, dass zwischen den einzelnen Aufnahmen ausreichend Pufferzeit für das Speichern bleibt, sich keine Auslösebefehle überschneiden und das gesamte Skript zuverlässig alle geplanten Bilder ausführt. Ein wichtiges Werkzeug zur Skriptanalyse ist der Visualizer. Dort werden die im Skript enthaltenen Kamera-Auslösungen über den gesamten Finsternis-Verlauf auf einer Zeitachse grafisch dargestellt. Auch das während der Simulation erstellte Protokoll kann Hinweise auf mögliche Probleme geben.

Vorlagen, Praxistipps und Zusammenfassung EO liefert einige standardisierte Skriptvorlagen mit, die sich als Ausgangsbasis für individuelle Anpassungen eignen. Darüber hinaus sind im Netz bewährte Beispiele und Erweiterungen verfügbar, die sowohl für Einsteiger als auch für erfahrene Anwender nützlich sein können. Wer eine Reise nach Spanien zur Finsternis plant, sollte sich bereits mehrere Monate im Voraus mit der Technik vertraut machen und mindestens einen vollständigen Testlauf mit dem eigenen Setup unter realistischen Bedingungen
Tabelle 1

Ein weiterer wichtiger Aspekt ist die sorgfältige Dokumentation des Aufbaus und der gewählten Einstellungen. Eine übersichtliche Checkliste mit Angaben zum Setup, zu den verwendeten Kameraeinstellungen, den berechneten Zeiten sowie zur Sonnenposition erleichtert nicht nur den strukturierten Aufbau am Beobachtungsort, sondern schafft auch die nötige Sicherheit, um das Ereignis selbst entspannt und bewusst genießen zu können.
Neben Eclipse Orchestrator existieren auch alternative Lösungen für die automatisierte Steuerung von Kameras bei Sonnenfinsternissen. Dazu zählt etwa das kostenlose Tool SETnC (Solar Eclipse Timer & Camera Control), das auf einem ähnlichen Prinzip ba-

Erfahrene Nutzer haben darüber hinaus die Möglichkeit, ihre Skripte manuell im CSV-Format zu bearbeiten. Diese Variante erfordert ein gewisses Maß an technischem Verständnis, bietet dafür aber maximale Flexibilität - etwa bei der Vorbereitung alternativer Abläufe für unterschiedliche Wetterlagen oder Standorte. Auch individuelle Formate für Bildbenennung oder das gezielte Auslösen mehrerer Kameras parallel lassen sich auf diese Weise umsetzen. Anwender, die tiefer in die Skriptlogik einsteigen wollen, finden auf der oben genannten Website [1] hilfreiche Beispiele und Erläuterungen zu diesem Thema.

Vergleich der Free-Version und der Pro-Version von Eclipse Orchestrator

Funktion
Anzahl fotografierbarer Phänomene Nutzung des Script Wizards Live-View-Unterstützung Spiegelvorauslösung Bulb-Modus Nutzung von Shutter-Kabeln Preis

Free-Version
2 eingeschränkt nein nein nein nein kostenlos

Pro-Version
unbegrenzt vollständig ja ja ja ja 109 US-Dollar (einmalig)

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Sonnenfinsternis in Spanien: technische Aspekte

siert, jedoch eine etwas andere Bedienlogik nutzt. Fortgeschrittene Anwender setzen auch auf individuelle Raspberry-Pi-Projekte, bei denen Skripte selbst programmiert und auf die eigene Ausrüstung abgestimmt werden können. Diese Optionen erfordern zwar mehr technisches Know-how, bieten aber ebenfalls große Flexibilität.

Abschließend lässt sich sagen: Eclipse Orchestrator ist ein bewährtes Werkzeug, das die fotografische Planung und Durchführung einer Sonnenfinsternis erheblich erleichtert. Wer rechtzeitig beginnt, seine Ausrüstung kennt und mit der Software vertraut ist, kann der Finsternis 2026 mit großer Gelassenheit und Vorfreude entgegensehen - und hat beste Chancen auf hochwertige Aufnahmen, die diesen seltenen Moment für immer festhalten. Die umfassende Informationssammlung von Dirk Hansen auf [1] ist dabei eine große Hilfe. Dort finden sich nicht nur technische Hinweise, sondern auch zahlreiche Abbildungen, bebilderte Tutorials und praxisnahe Tipps, die aus vielen Jahren Erfahrung resultieren.

3 Ablaufdiagramm für die Nutzung des Eclipse Orchestrator (aus [1])

Internethinweise (Stand 21.05.2025):

[1]

[2]

[1] D. Hansen: ,,Sonnenfinsternis-Fotografie", www.total-solar-eclipse.de

[2] F. Espenak: ,,NASA Eclipse Web Site", https://eclipse.gsfc.nasa.gov/solar.html

[3] F. Espenak: ,,Predictions für Solar and Lunar Eclipses", www.eclipsewise.com [3] [4] [4] X. M. Jubier, ,,Solar and Lunar Eclipses", http://xjubier.free.fr/en/index_en.html

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Sonnenfinsternis in Spanien: technische Aspekte

Sonnenfinsternisse selbst berechnen
von Uwe Pilz

In den nächsten Jahren lassen sich drei zentrale Finsternisse von Europa aus beobachten. Viele von uns werden selbst eine Expedition organisieren. Damit stellt sich die Frage nach dem zu wählenden Beobachtungsort. Neben den klimatischen Verhältnissen und der Erreichbarkeit tritt damit der lokale Finsternisverlauf in den Fokus.

Sonnenfinsternisse werden klassisch mit Hilfe der so genannten Besselschen Elemente berechnet. Das sind eine Art Bahnelemente nur für die Finsternis. Eine Einführung und die ganze Theorie dazu bringe ich in den nächsten Journalen. Mit diesem ersten Aufsatz will ich jedem die Möglichkeit geben, selbst Berechnungen anzustellen.

Ich stelle zwei Python-Programme zur Verfügung [1]: Einmal die Ausgabe des zentralen Pfades und dann die Berechnung lokaler Gegebenheiten. In beiden Fällen muss man die zur Finsternis passenden BesselElemente einfügen. Eine Liste von 1950 bis 2100 ist unter [1] abrufbar. Aktuell sind die Elemente der Finsternis vom 12. August 2026 hinterlegt. Die Zentrallinie lässt sich danach sofort ausgeben.
Erratum

1 Geografische Koordinaten in OpenStreetMap und im Python-Programm

Für den lokalen Verlauf benötigt man noch die Koordinaten des Beobachtungsplatzes. Man kann diese einfach von Google Maps oder OpenStreetMap ausgeben lassen und sogar via Zwischenablage kopieren (Abb. 1).

Bitte beachten: Das Programm rechnet mit astronomisch üblichen Koordinaten, östliche Länge ist negativ. Maps gibt westliche Länge negativ aus.
Das Programm berechnet dann zunächst Angaben zur maximalen Finsternis am Beobachtungsort und gibt danach eine Tabelle für den Verlauf aus. Hier wird für jede Zeitminute eine Rechnung durchgeführt.

Im Artikel ,,Die Entwicklung des Kometen C/2023 A3 (TsuchinshanATLAS) nach dem Perihel" in Heft 94 auf Seite 21 ist die Beschreibung zur Abb. 7 nicht korrekt. Das verwendete Gerät war ein 12-ZollDobsonteleskop bei V = 92x und nicht wie fälschlich angegeben ein 15x70-Fernglas.

Internethinweis (Stand: 21.05.2025): [1] U. Pilz, 2025: ,,Berechnung von
Sonnenfinsternissen", https:// fg-astrophysik.vdsastro.de/ prg95.html

Wir bitten Christian Harder um Entschuldigung für die Verwechslung.

[1]

18 | Journal für Astronomie Nr. 95

Neues aus der Fachgruppe Amateurteleskope/Selbstbau
Personeller Wechsel in der Fachgruppe In der Fachgruppe hat es einen personellen Wechsel gegeben. Der bisherige Fachgruppenleiter Andreas Berger ist beruflich sehr stark eingespannt, so dass er kaum noch Zeit fand, sich für die Fachgruppe zu engagieren. Andreas trat mit dem Monat April 2025 zurück. Ihm sei für die langjährige Tätigkeit in dieser Position herzlich gedankt. Er wird die Fachgruppe aber auch weiterhin mit seinem profunden Fachwissen begleiten und die Diskussionen in der Signal-Gruppe unterstützen.
In seine Fußstapfen tritt der langjährige Webmaster der Fachgruppe, Hubert Hermelingmeier. Er übernimmt jetzt auch die Koordination der Fachgruppe. Hubert Hermelingmeier ist seit vielen Jahrzehnten Amateurastronom und hat seine Sternwarte mit den Teleskopen selbst gebaut oder modifiziert und verfügt damit über langjährige Erfahrung im Selbstbau. Die Redaktionsarbeit für das Journal für Astronomie liegt weiter in den Händen von Peter Riepe.
Wir laden alle Interessenten ein, in der Fachgruppe mitzuwirken, insbesondere Personen mit Elektronikkenntnis können den Fachbereich deutlich erweitern und bereichern.
Neue Signal-Gruppe FG-AT Seestar & Co Die automatisch arbeitenden Teleskope Seestar & Co erfreuen sich zunehmender Beliebtheit. Gleichzeitig gibt es in den einzelnen Fachgruppen viele Fragen zur Handhabung und Technik, die anwendungsübergreifend von Interesse sind. Wir möchten diesen Sachverhalt aufgreifen und eine Signal-Gruppe einrichten, in der Fragen zur Technik der Handhabung dieser Teleskope diskutiert werden können. Die Ergebnisse der Beobachtung können weiterhin in den einzelnen themenspezifischen VdS-Fachgruppen diskutiert werden.
Für den Beitritt in die FG Amateurteleskope/Selbstbau und/oder die Signal-Gruppe FG-AT-Seestar & Co wendet Euch an den neuen Fachgruppenkoordinator Hubert Hermelingmeier. Die Kontaktdaten sind auf der VdS-Webseite zu finden:
https://sternfreunde.de/astronomie-als-hobby/die-vds-fachgruppen/ amateurteleskope-selbstbau/
Zum Schluss wünschen wir allen Sternfreunden weiterhin viel Spaß mit ihren Teleskopen und dem vielseitigen Zubehör. Und wenn dann auch einmal bei dem einen oder anderen ,,Bastler" Neues oder Wissenswertes entstanden ist - wir nehmen immer gern Eure Anregungen oder bebilderten Erfahrungsberichte für unser Journal entgegen.
Hubert Hermelingmeier und Peter Riepe

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Amateurteleskope/Selbstbau
Die Montierung Celestron Advanced GT mit neuem Antrieb
von Roland Wiemann
schraubt werden. Die Konsolen der neuen Antriebe konnten ohne zusätzlichen Aufwand mit den vorhandenen Bohrlöchern montiert werden. Im nächsten Schritt wurden die Zahnriemenscheiben und die Riemen montiert (Abb. 2). Die Motorhalterungen sind in Langlöchern verschraubt, so dass die Riemen einfach zu spannen sind (Abb. 3). Unterstützung zur Montage fand ich durch ein entsprechendes Tutorial bei Youtube [2] und in den entsprechenden Inter-

1 Die Montierung in Originalzustand

Ich habe in meiner Sternwarte [1] eine ältere parallaktische Montierung des Typs Celestron Advanced GT. Diese war mit einem Friktionsantrieb ausgerüstet. Neben den Vorteilen, die dieser Antrieb bietet, störten mich die Geräusche - aber vor allem der Schlupf, der sich beim Ansteuern der Objekte negativ auswirkte. Ein Mitglied unserer Astrogruppe hat mir dazu geraten, diesen Antrieb durch einen Zahnriementrieb zu ersetzen. Dieses schien für mich machbar zu sein, weil es einen fertigen Bausatz für diese Montierung im Handel dazu gibt. Den passenden Bausatz für beide Achsen bekommt man bei der Firma AliExpress (schnell im Internet googeln ...) oder auch bei eBay. Der Bausatz OnStep umfasste alle erforderlichen Komponenten inklusi-

ve der Steuerungsbox und Kabel für den Anschluss des Tablets oder Laptops. Onstep ist von dem chinesischen Hersteller Terrans Industry. Ich habe die Lite-Version für exos2- bzw. EQ5Montierungen eingesetzt (baugleich).
Nachdem die Bauteile eingetroffen waren, habe ich den bestehenden Antrieb von meiner Advanced-GTMontierung einfach abgebaut und verkauft (Abb. 1). Die OnStep-Bausätze mussten dann nur noch mit jeweils einer Schraube an die Plätze der zuvor demontieren Antriebe ver-
2 Der fertig montierte Riemen-
trieb an der Stundenachse der Montierung

20 | Journal für Astronomie Nr. 95

Amateurteleskope/Selbstbau

3 Der Zahnriementrieb an der Deklinationsachse

4 Die konfigurierte Steuerbox: Die Anschlüsse müssen
nur noch gesteckt werden.

netforen [3]. Ich war echt erstaunt, wie gut die Antriebe funktionieren. Die mitgelieferte kleine

Literatur- und Internethinweise (Stand 22.05.2025):

Steuerung kann man sowohl über WiFi (wireless [1] R. Wiemann, 2021: ,,Meine Low-Budget-

fidelity) [4] als auch über Bluetooth und USB

Sternwarte", VdS-Journal für Astronomie

mit den Endgeräten verbinden (Abb. 4). Ich bin

76 (1/2021), S. 67-69; https://selbstbau. [1]

[2]

mit der Funktion sehr zufrieden, das Alignment

vdsastro.de/gebaeude#Wiemann

funktioniert einwandfrei und die Objekte lassen [2] N. Ye: ,,Onstep EXOS2 v4 lite Telescope

sich einfach ansteuern.

Controller Install instructional", You-

tube-Tutorial, www.youtube.com/

Zu dem Antrieb wird auch eine entsprechende

watch?v=KCLHg1gu6eM

[3a]

[3b]

Software zur Verfügung gestellt. Die Bedienung [3] groups.io wiki, Diskussionsforen zum

ist für meinen Geschmack etwas gewöhnungsbe-

Bausatz: https://onstep.groups.io/g/main/

dürftig. Mit etwas Übung komme ich damit jetzt

wiki/3865 und https://onstep.groups.io/g/

auch gut zurecht. Insgesamt hat sich die Investi-

main/wiki/29973

tion von ca. 120 Euro sehr gelohnt. Meine kleine [4] Wikipedia: ,,Die Handelsmarke Wi-Fi der [4]

[5]

Sternwarte ist für mich wieder etwas attraktiver

Wi-Fi-Allianz", https://de.wikipedia.org/wiki/

geworden.

Wi-Fi

[5] Chat-Gruppe der FG Amateurteleskope/

Begleitet wurde der Umbau durch Diskussionen

Selbstbau, in https://selbstbau.vdsastro.de/

und Anregungen in der Signal-Gruppe der VdS-

gruppe/

Fachgruppe Amateurteleskope/Selbstbau [5].

Journal für Astronomie Nr. 95 | 21

Amateurteleskope/Selbstbau

Selbstbau und Kalibrierung eines Doppelstrahl-Polarimeters
von Nicolaus Steenken
Polarimetrie wird bisher nur von wenigen Amateurastronomen zur Beobachtung von astronomischen Objekten eingesetzt. Das ist erstaunlich, da Polarimetrie in der Profiastronomie seit den 1960ern eine immer wichtigere Untersuchungsmethode geworden ist, mit der insbesondere die Umgebung von variablen Sternen relativ unkompliziert erforscht werden kann. Polarisation deutet häufig auf asymmetrische Strukturen in der Sternumgebung hin, z. B. auf Scheiben, Spiralen, unentdeckte Begleiter oder auf eine Stoßfront in der interstellaren Materie. Eine variable Polarisation ist noch interessanter, weil sie Hinweise auf zeitliche Veränderungen dieser asymmetrischen Strukturen liefert. Wenn man die variable Polarisation im Zeitablauf als Polarisationskurve dargestellt, kann man z. B. den Zusammenhang mit dem Pulsationszyklus des Sterns oder der Rotationsperiode des Doppelsterns untersuchen. Damit können theoretische Modelle und Vorhersagen zu diesen Systemen überprüft werden.

1 Optischer Aufbau des Doppel-
strahl-Polarimeters mit WollastonPrisma, Lambda-Halbe-Plättchen und Filter. Das Polarimeter wird zwischen Teleskop und Kamera montiert.

Der Amateurastronom hat gegenüber dem Profi den Vorteil, an seiner Sternwarte längere Messreihen über Wochen, Monate oder Jahre durchführen zu können. Der Hauptgrund für das geringe Interesse der Amateurastronomen an der Polarimetrie liegt vermutlich darin, dass aktuell kein astronomisches Polarimeter auf dem Markt erhältlich ist. Die Hoffnungen, dass die seit etwa zehn Jahren für industrielle Anwendungen entwickelten Kameras mit einem Polarisationssensor [1] diese Lücke schließen, haben sich bisher nicht erfüllt. Tests an polarisierten Standardsternen im Rahmen einer Dissertation [2] und durch Amateurastronomen z. B. [3] ergaben zu hohe Fehlerbandbreiten für die astronomische Forschung von +-1% oder mehr. Die Variabilität der Polarisation der meisten interessanten astronomischen Objekte liegt jedoch deutlich unter 1%, wie beispielsweise meine po-

2 Polarimeter, montiert in einer Holzbox zwischen Teleskopanschluss (links)
und Astrokamera (rechts)

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Amateurteleskope/Selbstbau

larimetrischen Messungen des Wolf-RayetSterns HD 4004 (WR1) zeigten [4]. Dieser Beitrag soll fortgeschrittene Amateurastronomen motivieren, sich an den Selbstbau eines Doppelstrahl-Polarimeters zu wagen und damit interessante wissenschaftliche Beobachtungen zu unternehmen.

3 Halterung für
Wollaston-Prisma und Lambda-HalbePlättchen (Konstruktionszeichnung erstellt mit Autodesk Fusion)

Optischer Aufbau eines Doppelstrahl-Polarimeters Das optische Herzstück dieses bereits 1952 zum ersten Mal von W. A. Hiltner vorgestellten Polarimeters ist ein WollastonPrisma als Strahlteiler zwischen Teleskop und Detektor bzw. später Kamera [5]. Das Prisma wird aus einem Doppelspat-Kristall hergestellt und teilt das einfallende Licht in zwei polarisierte Strahlen. Auf dem Kamerachip wird ein Stern damit zweimal abgebildet, und zwar einmal der horizontal polarisierte Teil des Lichtes und daneben der vertikal polarisierte Lichtanteil des Sterns. Dabei werden die beiden Bilder

eines unpolarisierten Sterns gleich hell abgebildet. Im Sonderfall eines Sterns, dessen Licht zu 100% polarisiert ist, würde natürlich nur ein Bild entstehen. Der Helligkeitsunterschied zwischen den beiden Sternbildern enthält also die Information über die Polarisationsstärke des Sterns. Um jede beliebige Polarisationsrichtung des polarisierten Sternlichtes zu bestimmen, müsste man das Wollaston-Prisma in verschiedene Richtungen drehen und dann jeweils die

Helligkeitsverhältnisse der beiden abgebildeten Sternbilder zueinander messen. Da das Drehen des Wollaston-Prismas im Strahlengang fehleranfällig und technisch kompliziert wäre, wird in einem Doppelstrahl-Polarimeter ein Lambda-HalbePlättchen (LHP) vor das Wollaston-Prisma montiert, mit dem die Polarisationsebene des Teleskopbildes in vier verschiedene Winkelpositionen gedreht werden kann (0 Grad , 45 Grad , 90 Grad und 135 Grad ).

4 Polarimeter ohne Abdeckung. An die Holzbox ist teleskop-
seitig die Aluplatte geschraubt. In eine kreisförmige Öffnung in der Aluplatte wird der Visual Back eingeschraubt. In der Box ist die Halterung für das LHP und das Wollaston-Prisma links und rechts zwischen Holzleisten fixiert. Dahinter ist das motorisierte Filterrad in die Holzbox eingesteckt und liegt zur weiteren Stabilisierung auf einer Holzplatte auf.

5 Motor und Zahnriemen an der Unterseite des Polarimeters
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Amateurteleskope/Selbstbau

drucktem Kunststoff mit Öffnungen eingebaut werden. Für die Fassung des Prismas und die Zahnriemenscheibe werden 3-DObjektdateien auf meiner Internetseite [6] zur Verfügung gestellt, die man bei einem 3-D-Druckservice ausdrucken lassen kann. Dort findet man auch eine Liste der verwendeten Bauteile und eine genauere Beschreibung zum Selbstbau der mechanischen Komponenten.

6 Das Polarimeter, an einem Celestron-
11-Teleskop montiert
Der optische Aufbau des Polarimeters ist in der Abbildung 1 dargestellt. Bevor das Licht in das Polarimeter geleitet wird, wird es durch eine achromatische Linse parallel gerichtet. Der Lichtstrahl wird dann in dem Wollaston-Prisma aufgespalten und durchläuft noch optional einen Farbfilter. Danach wird das Licht wieder mit einer achromatischen Linse als Objektiv auf den Kamerachip fokussiert.
Der Aufbau des Doppelstrahl-Polarimeters ist vergleichsweise einfach, zumindest im Vergleich zu dem vieler Spektrometer. Die mechanische Herausforderung besteht hauptsächlich darin, ein LHP mit einer Genauigkeit von etwa 1 Grad während einer Beobachtungsserie in die vier verschiedenen Winkelpositionen zu drehen. Die anderen optischen Komponenten sind fixiert und können fest entlang der optischen Achse eingebaut werden. Als Teleskope für die Polarimetrie eignen sich symmetrisch aufgebaute Optiken wie Schmidt-Cassegrainoder Ritchey-Chretien-Teleskope, nicht jedoch Newton-Teleskope mit einem 45 Grad geneigten Fangspiegel im Strahlen-

7 Nordausrichtung mit roter Markierung
am Teleskop
gang. Wollaston-Prisma und achromatische Lambda-Halbe-Plättchen sollten qualitativ hochwertige optische Elemente von professionellen Herstellern sein, um Enttäuschungen zu vermeiden.
Der freie optische Durchmesser des Wollaston-Prismas beträgt bei dem hier beschriebenen Aufbau 12,5 mm (0,5 Zoll), was für Teleskope bis 30 oder sogar 35 cm Öffnung nach meiner Erfahrung ausreicht. Die Beschaffungskosten für die Bauteile des Polarimeters liegen bei ca. 3.300 Euro, vorausgesetzt, Teleskop mit Nachführung und eine gekühlte Astrokamera sind bereits vorhanden. Sofern man eine monochrome Astrokamera verwendet, sollte in dem Polarimeter ein motorisiertes Filterrad eingeplant werden, um die Messungen in verschiedenen Spektralbereichen nacheinander machen zu können.
Mechanischer Aufbau Die zentralen optischen Elemente des Polarimeters - also das Wollaston-Prisma und das drehbare LHP - müssen stabil in eine dafür konstruierte Halterung aus 3-D-ge-

Um die Drehung des LHPs auf die vier vorgegebenen Winkelpositionen einzustellen, wird der Motor über die USB-Schnittstelle an den PC angeschlossen und über die ASCOM-Schnittstelle in Betrieb genommen. Der verwendete Schrittmotor dreht die Achse in 5.760 Schritten um 360 Grad . Die unterschiedliche Zahl der Zähne der Zahnriemenscheiben mit 20 Zähnen am Motor und 60 Zähnen bewirkt eine Untersetzung von 1:3. Für eine 360 Grad -Drehung des LHPs benötigt man demgemäß 5.760 x 3 = 17.280 Schritte. Die korrekte Einstellung der 0 Grad -Winkelposition, der Schrittzahlen und Drehpositionen kann man sehr genau an der Winkelanzeige der Rotationskäfighalterung überprüfen und ggf. korrigieren. Wichtig ist auch, dass der Zahnriemen ohne Schlupf und Ruckeln über die beiden Zahnriemenscheiben läuft. Zur späteren Berechnung der Polarisation und des Polarisationswinkels muss die Polarisationsebene auf 0 Grad /45 Grad /90 Grad /135 Grad einstellbar sein. Da eine Drehung des LHPs um einen bestimmten Winkel zu einer doppelt so hohen Drehung der Polarisationsebene führt, muss das LHP auf die vier Winkelpositionen 0 Grad /22,5 Grad /45 Grad und 67,5 Grad gedreht werden. Da der Schrittmotor 48 Schritte für 1 Grad benötigt, benötigt man jeweils 1.080 Schritte, um das LHP in 22,5 Grad -Schritten auf die vier Positionen zu drehen bzw. 4.320 Schritte, um es wieder auf die 0 Grad -Position zurückzudrehen. Um die noch offene Oberseite der Holzbox vor Licht und Staub zu schützen,

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Amateurteleskope/Selbstbau

hat sich ein leicht abnehmbarer Holzdeckel aus dünnem Schichtholz bewährt.

Montage am Teleskop und Kalibrierung Das Polarimeter mit Kamera wiegt ca. 2,5 kg und kann jetzt an das Teleskop geschraubt, getestet und kalibriert werden. Die international gebräuchliche Einstellung in der Polarimetrie für die Kalibrierung ist, dass die 0 Grad -Einstellung des LHPs, also die obere Seite, auf den Himmelsnordpol zeigt. Zunächst dreht man die Oberseite des Polarimeters nach Augenmaß in Richtung des Himmelsnordpols. Ein stabiler Zeiger an einer Seitenwand des Polarimeters zeigt in Richtung der Rückseite des Teleskops. Man markiert die erste Ausrichtung durch einen farblich abgesetzten Aufkleber am Teleskop. Zur genaueren Nordausrichtung empfiehlt es sich, im nächsten Schritt einen polarisierten Standardstern mit bekanntem Polarisationswinkel zu messen und den gemessenen Wert mit dem Standardwert zu vergleichen. Ich verwende dazu oft den 5 mag hellen Stern Phi Cassiopeiae mit einer Polarisation von 3,3% und einem Polarisationswinkel (PA) von 92,3 Grad bei Verwendung eines Grünfilters. Nun macht man Aufnahmen des Kalibriersterns in allen vier Winkelpositionen des LHPs. Am besten belichtet man eine Serie von 30 bis 100 Einzelaufnahmen pro Winkelposition und dreht erst danach das LHP eine Position weiter. Die Belichtungszeit ist so zu wählen, dass kein Pixel der Sternabbildung mehr als 75% der maximalen Helligkeit erreicht. Allerdings darf man auch nicht zu kurz belichten, um ein gutes Signal-Rausch-Verhältnis von deutlich über 100 zu erreichen. Wie in der Astrofotografie üblich, werden die Einzelaufnahmen mit Dark-, Flat- und Bias-Aufnahmen korrigiert. Danach ermittelt man die Helligkeiten der beiden Sternabbildungen mit einer Fotometrie-Software wie z. B. AstroImageJ. Nun kann man die Stokes-Parame-

8 Das Doppelstrahl-Polarimeter bildet den Stern Phi Cassiopeiae (hellster Stern im Bild)
und alle anderen Sterne durch Aufspaltung in die horizontal und in die vertikal polarisierten Lichtanteile zweimal ab. Aus der Helligkeitsdifferenz der beiden Sternabbildungen lässt sich die Polarisation berechnen.

ter Q und U mithilfe einer Kalkulationstabelle berechnen. Man bestimmt sie, indem man das Verhältnis der Helligkeiten der beiden Bilder eines Sterns, nämlich des horizontal polarisierten (fh) und des vertikal polarisierten Bildes (fv) jeweils bei den vier verschiedenen Drehwinkeln der Polarisationsebene, nämlich für = 0 Grad , 45 Grad , 90 Grad und 135 Grad misst. Die Winkelposition des LHPs beträgt dabei 0 Grad , 22,5 Grad , 45 Grad und 67,5 Grad , da das LHP den Drehwinkel der Polarisationsebene jeweils verdoppelt. Man erhält für jede

Winkelposition das Verhältnis der Helligkeiten der beiden Sternabbildungen:
Danach berechnet man den Mittelwert N aus allen Einzelaufnahmen. Anschließend kann man die Stokes-Parameter berechnen:

9 Bauteile des Polarimeters und ungefähre Preise (inkl. MwSt.)

Journal für Astronomie Nr. 95 | 25

Amateurteleskope/Selbstbau

In einem letzten Rechenschritt werden die Polarisationsstärke P und der Polarisationswinkel PA berechnet:
Die Polarisationsstärke wird in Prozent und der Winkel PA wird in Grad angegeben. Weicht der berechnete Winkel für Phi Cassiopeiae stark von dem Standardwert 92,3 Grad ab, prüft man zunächst, ob man fh und fv vertauscht hat. Bei einer Abweichung des berechneten Winkels wird das Polarimeter so am Teleskop gedreht, dass die Differenz kleiner wird. Nach einigen Messungen erreicht man so normalerweise eine Genauigkeit von +-1 Grad . Hier sind allerdings einige Geduld und Tüftelei gefordert. Die berechnete Polarisationsstärke mit Grünfilter sollte für Phi Cassiopeiae bei 3,3% liegen. Wenn der Wert deutlich davon abweicht, liegt dies möglicherweise an einer im Teleskop oder im Polarimeter entstandenen ,,instrumentellen" Polarisation.
Zur Ermittlung der instrumentellen Polarisation eignen sich Standardsterne mit NullPolarisation wie Theta Ursae Majoris oder

HD 21447. Sollte die berechnete Polarisation des Null-Polarisations-Sterns nicht nahe bei 0% sein, stammt sie ziemlich sicher vom Instrument selbst. Eine instrumentelle Polarisation kann korrigiert werden, indem man von den gemessenen Stokes-Parametern Qm und Um eines Objekts die instrumentelle Polarisation Qip und Uip abzieht

und anschließend P und PA des Objekts ohne die instrumentelle Polarisation berechnet [7].
Mit dem fertig kalibrierten Polarimeter kann man nun den Nachthimmel im polarisierten Licht erkunden.

Literatur- und Internethinweise (Stand: 22.05.2025): [1] Sony Semiconductor Solutions Group, 2024: "Polarization [1]
Image Sensor Technology Polarsense", www.sony-semicon. com/en/technology/industry/polarsens.html 2] D.V. Vorobiev, 2017: "Imaging Polarimetry with Polarization-Sensitive Focal Plane Arrays", https://ridl.cfd.rit.edu/ products/theses%20and%20senior%20projects/Dmitry%20 [2] Vorobiev%20Imaging%20Polarimetry%20with%20Polarization-Sensitive%20Focal%20Plane%20Array.pdf [3] E. Wischnewski, 2024: ,,Polarisationskamera", BAV-Rundbrief 2024, Nr. 2, S. 71 [4] N. Steenken, 2025: "Optical Polarimetry of WR 1 Consistent [6] with a CIR and 17 Day Rotation", Research Notes of the American Astronomical Society, 2/2025 [5] D. Clarke, 2010: "Stellar Polarimetry", Wiley-VCH Verlag, S. 141 [6] N. Steenken, Homepage: www.sternwarte-freimann.de/ [7] N. Steenken, 2023: ,,Pulsierender Stern mit Bugwelle", Sterne und Weltraum 11/2023

Zum Thema Smart-Teleskop Seestar S50
von Rolando Dölling

Im VdS-Journal für Astronomie 91, Seiten 45-47, las ich einen recht negativen Bericht zu dem neuen kleinen automatischen Teleskop Seestar S50. Hierzu möchte ich unbedingt eine Gegendarstellung abgeben.
Seit einigen Jahren habe ich die Möglichkeit, junge Menschen, zum Teil sogar deren Eltern, aber auch Studenten von der Astronomie zu begeistern. Ich nehme die Möglichkeit hierzu in meiner Sternwarte in Hechingen und nach den Vorlesungen bei Studenten an der Hochschule in AlbstadtSigmaringen und der Hochschule Reutlingen wahr.
In manchen Nächten konnte ich neben meinem Hauptinstrument den kleinen Seestar

aufstellen und benutzen. Die Bedienung ist so einfach und das Ergebnis so gut, dass gleich zwei Besucher den Seestar spontan gekauft haben und wie sie mir berichten, sehr zufrieden sind: ,,... es öffnete sich bei mir plötzlich der Himmel", sagte mir eine Beobachterin. Sie habe ein Erlebnis gehabt, welches sie sich seit ihrer Kindheit wünscht. Sie sei ganz und gar nicht technisch versiert, sogar eher ängstlich bei technischen Apparaten, aber der kleine Seestar habe sie so beeindruckt, dass sie jetzt Spaß an der Astronomie und Beobachtung gefunden habe. Das kleine vollautomatische Teleskop ermöglicht mit wenigen Handgriffen den Blick auf Galaxien, Planeten, Mond, Sterne, Doppelsterne, Sonne, Sternhaufen, Dunkelnebel. Auch erwähnungswert ist die

Tatsache, dass der kleine Seestar mich bei einer Reise nach Argentinien begleitet hat. Es hat keinerlei Probleme gemacht, ihn als Handgepäck im Flieger über die verschiedenen Zollstellen beim Ein- und Auschecken mitzunehmen. Dank eines Dualbandfilters für die [OIII]- und H-Linien ist es auch möglich, selbst bei zunehmendem Mond oder in Städten mit starker Lichtverschmutzung immer noch einige Galaxien und schwache Strukturen zu erkennen. Einige Bilder habe ich aus eigener Erfahrung bei einem SQM-Wert von 17,84 mag pro Quadratbogensekunde machen können. Es ist verblüffend, was man noch sieht! Die Große Magellansche Wolke, Messier 2 und viele andere Deep-Sky-Objekte konnte ich mitten in einer Großstadt Argentiniens,

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Amateurteleskope/Selbstbau

San Juan, mit dem Seestar belichten. Dieser Dualbandfilter kann automatisch oder manuell aktiviert werden, somit erhält man auch die Möglichkeit, Schmalband-Astrobilder nach Bedarf zu erstellen. Kometen sind sehr einfach und schnell zu finden und zu fotografieren und man kann täglich ihre Veränderungen während des kurzen Sonnenumlaufs verfolgen. Ein gutes Beispiel zeigte letztes Jahr C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS), dessen Schweif und seine Veränderungen, nachdem er die Sonne umrundet hatte und weit von der Sonne entfernt war, immer noch gut zu erkennen waren. In Argentinien konnte ich auch die partielle Sonnenfinsternis am 02.10.2024 gemeinsam mit Freunden und Familie mit meinem ersten Newton beobachten, und, ganz nebenbei, konnten das auch alle live via Seestar über mein iPad im Großformat erleben. Sonnenflecken wurden vom

1 Die Plejaden M 45, erstellt mit Seestar S50, Bild: Rolando Dölling

Mond bedeckt und wieder freigegeben - ein großartiges Erlebnis. Auch mein Vater, der mit 92 Jahren nicht mehr gut durch das Okular des alten Newtons sehen konnte, vermochte alles sehr gut über den großen TV-Bildschirm zu verfolgen, extra für ihn direkt vom Seestar übertragen. So haben alle ihren Spaß gehabt. Als Finale hat die Seestar-Software, direkt nach Beendigung der Timelapse mit 1 Bild pro 30 s und nach über 3 Stunden Beobachtung, einen kurzen Film erstellt und in ein Format umgewandelt, welches direkt jedes Handy oder jeder PC lesen konnte. So habe ich auch meinen Enkelkindern und Freunden in Deutschland bereits wenige Minuten nach der Beobachtung dieses schöne Erlebnis über WhatsApp mitteilen können. Außerdem

sind Ereignisse wie Sternbedeckungen oder die Beobachtung der Venusphasen ein Kinderspiel.
Natürlich will ich die Erstellung von aufwändigen hochaufgelösten Bildern und Videosequenzen mit großen Teleskopen nicht schlecht machen, selbst besitze ich mehrere große Teleskope und eine kleine Sternwarte (s. VdS-Journal für Astronomie 58) und ich weiß auch, wie toll das ist. Aber dieser kleine Seestar hat etwas Besonderes. Damit möchte ich ausdrücken, dass es diesen ,,Aha-Effekt" gibt, den man hat, wenn man zum ersten Mal ein Objekt ohne große technische Kenntnisse in der Astrowelt sieht. Und das ist jetzt für viele möglich, deren Budget oder deren technische, elek-

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Amateurteleskope/Selbstbau

trische, elektronische und/oder Softwarekenntnisse nicht groß sind. Ihnen eröffnet sich mit dem kleinen Teleskop eine Welt, die bisher verborgen war.
Ich könnte hier an dieser Stelle noch viele weitere positive Berichte aufführen. Alle, denen ich den Seestar und dessen intelligente Software gezeigt habe, sind restlos begeistert. Die Begeisterung führte so weit, dass manche sogar Mitglied bei der VdS werden wollten. Ich lieh ihnen einige meiner VdS-Journale und andere Astro-Zeitschriften, darunter auch das Heft 91.
Jetzt kommt der Schock: Mich haben drei der fünf Personen, denen ich das Journal 91 geliehen hatte, angesprochen, weil sie es gar nicht gut fanden, was in dem Artikel über Seestar S50 geschrieben wurde. Sie wollten jetzt nicht mehr Mitglied in der VdS werden, weil diese Zeitschrift ja gar nicht zukunftsorientiert sei und eine vorgefertigte Meinung habe. Natürlich vergaßen sie, dass die Journal-Redaktion nicht unbedingt die Meinung der Autoren teilt. Sie gaben mir die Zeitschriften zurück.

Zum Glück ist deren Begeisterung an der Astronomie selbst weiterhin da. Ich bin gerade dabei, diese ,,Seestar-Fan-Gruppe" anhand von Peter Riepes Grundlagenbeschreibung in die Astrofotografie einzuführen und zeige ihnen die richtigen Einstellungen, damit mehr aus den RAW-Bildern des Seestars herausgeholt werden kann. Die Software des Seestars ermöglicht dem Benutzer u. a. auch größere Himmelsbereiche zu fotografieren als die Brennweite theoretisch erlaubt. Es ist sogar auch möglich, das Bildfeld zu rotieren und bis zu 2x zu vergrößern, ohne an Auflösung in der Bildqualität zu verlieren. Das geschieht, indem einfach mehr Bilder durch gezielte (automatische) Bewegungen mit Korrekturen durchgeführt werden, es erstellt ein Mosaik vollautomatisch. Auch werden dabei schlechte Bilder, welche die Qualität des Endbildes nicht verbessern, aussortiert. Nebenbei besitzt die Software auch eine automatische Objekterkennung, die auf Wunsch ins Bild übertragen werden kann, und eine AstroSoftware ähnlich wie Stellarium, RedShift oder andere. Die RAW-Bilder haben auch etwas Besonderes, weil sie in dem astronomisch üblichen FITS-Format geschrieben werden. Nach Fertigstellung werden sämt-

liche astrofotografisch und astronomisch relevanten Informationen dort integriert und gespeichert wie z. B. die Pixelgröße des Bildes, Sensorchiptyp, Farbcodierung, astronomische Koordinaten des Bildausschnittes, GPS-Koordinaten des Teleskops (des Bildes), Belichtungszeiten u. v. m. Ein Bild im JPG-Format wird dazu automatisch generiert.
Auch die Anzahl der User von Seestar hat sich stark vermehrt. Allein in Baden-Württemberg gibt es über 40 Seestar-User. Meine persönliche Erfahrung ist ebenfalls sehr positiv, der Support ist traumhaft und mit einem Kaufpreis von 450 US-Dollar ein absolut machbares Unterfangen.
Gerne kann ich Interessierten meine Bilder im RAW-Format zur Verfügung stellen und mehr Informationen geben. Zögern Sie bitte nicht, wenn Sie Fragen haben, mich direkt zu kontaktieren: rolando.doelling@ vds-astro.de.
Ich hoffe, mit diesem Beitrag eine überzeugende Gegendarstellung zu der SeeStar-Beurteilung in Journal für Astronomie 91 gegeben zu haben.

Perspektiven für den Einstieg in die Astronomie: Smart-Teleskope und Motivation
von Christian Humpel

Mit Interesse habe ich die beiden Artikel von Udo Siepmann [1] und Gerd Althoff [2] gelesen. Hier wird diskutiert, ob Smart-Teleskope das Ende der Astrofotografie sind bzw. ob Hobbyastronomie noch attraktiv ist. Als bisher Forschender an der Medizinischen Universität Innsbruck möchte ich mich im bevorstehenden Ruhestand nicht mehr den Mikrometern, sondern den Lichtjahren widmen [3] und als Hobbyastronom auch Neues erforschen. Zwar bin ich bisher ein absoluter Neuling in der Astronomie, bald jedoch wird sich die Frage stellen: ,,Welches Teleskop will ich mir kaufen, was brauche ich und was will

ich machen?" Und da tendiere ich stark zu einem Smart-Teleskop. Warum, möchte ich hier erörtern.
Die beiden Artikel waren für mich interessant, da die Skepsis gegenüber diesen Smart-Teleskopen anscheinend sehr groß ist. Für einen ersten Start habe ich mir vor drei Jahren ein Dwarf II gekauft (Abb. 1).
1 Das Smart-Teleskop Dwarf II, auf der
Terrasse aufgestellt (Gewicht 1,2 kg; Brennweite f = 100 mm; Apertur D = f/4,2 = 24 mm; Bildfeld 3 Grad ; Kamerachip mit 8 Megapixeln)

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Amateurteleskope/Selbstbau

2 Die Andromedagalaxie M 31, aufgenommen am 30.10.2024 in Innsbruck, Belichtung 999 x 15 s bei Gain 100.
Abbildungsfehler werden deutlich.

Das Dwarf II ist ein preiswertes (430 Euro) und leichtes (1,2 kg) Smart-Teleskop mit einem Öffnungsverhältnis von 1:4,2 mit einer 8-Megapixel-Kamera (Sensor Sony IMX415). Es ermöglicht einem Neuling, schnell in die Thematik Deep-Sky-Fotografie einzusteigen. Ich habe mir anfangs einen Überblick über die 110 Messierobjekte verschafft, diese auch zum Großteil bereits fotografiert, wie etwa die Andromedagalaxie M 31 (Abb. 2), aber auch einen Kometen (Abb. 3) oder den Planetarischen Nebel M 27 (Abb. 4 und 5). Eindeutig ist das Dwarf II ein gutes Smart-Teleskop für den Einstieg, und ich bin in gemessenen sechs bis sieben Minuten aufnahmebereit. Was will man mehr für den Anfang?!
Warum also diese Skepsis den Smart-Teleskopen gegenüber? Wenn ich mir das Bild von Uwe Petzl ansehe [4], muss ich sagen: ,,WOW, das ist schon eine tolle Qualität, aufgenommen auf einem Vespera II (Vaonis)." Mir stellt sich aber die Frage: ,,Welches Teleskop kaufe ich mir in drei Jahren?" Ich tendiere zu einem Smart-Teleskop, das meine Bedürfnisse erfüllen sollte: Es sollte

leicht und schnell aufgebaut sein, sich selbst kalibrieren, mit einer App leicht steuerbar, es braucht Bluetooth und WLAN, es soll die Ziele schnell und genau ansteuern und nachführen sowie eine hohe Lichtempfindlichkeit haben, um Deep-Sky-Objekte zu sehen und zu fotografieren.
Ich beobachte den Markt nun seit fünf Jahren und es vergeht kein Jahr, dass nicht ein besseres Gerät auf den Markt kommt, mit einer besseren Optik (d. h. höheres Auflösungsvermögen, lichtstärker durch ein größeres Öffnungsverhältnis) sowie verbesserter Kameratechnik (Sensor, Software zur Bildbearbeitung). Ich komme noch aus der Zeit, in der es keinen PC gab (Jahrgang 1962), und kaufte mir in den 1980er Jahren einen 16-bit-Heimcomputer Texas TI-99/A4 und danach zahlreiche andere PCs. Nach wenigen Jahren waren alle technisch überholt. Gleiches habe ich erlebt mit Schallplatten, CDs, DVDs, Super-8-Filmen und Zelluloidfilmen. Das liegt an der heutigen schnellen Zeit. Wann und für was entscheide ich mich also? Im Moment glaube ich, dass das Celestron Origin (Öffnungs-

verhältnis 1:2,2 bzw. Apertur f/2,2) wohl am interessantesten für Deep-Sky-Fotografie wäre, aber wer weiß, was bald noch Besseres kommt.
Wenn ich nun ein Teleskop besitze, stellt sich als nächstes die wichtige Frage: ,,Was kann ich wo sehen?" Mittels entsprechender Computer-Apps (z. B. Stellarium, SkyGuide, SkyTonight, Planetarium), ist es relativ einfach zu sehen, wann wo welches Ziel zu finden ist. Smart-Teleskope ermöglichen es, das gewählte Ziel auf Knopfdruck selbst anzusteuern. Es werden sogar verschiedene ,,Ziele der Nacht" angeboten, womit man eigentlich keinerlei Kenntnisse des Sternenhimmels braucht. Das alles klingt relativ langweilig und wenig attraktiv. Im Dwarf II öffnet man den Atlas, sucht die Himmelsrichtungen und findet alle Ziele sofort, kann eines anklicken und schon fährt das Teleskop dorthin und zeigt es an - zumindest, wenn es zu der Zeit auch am Himmel steht. Um jedoch etwas tiefer einzusteigen und das entsprechende Ziel zu finden, muss man mindestens wissen, was die äquatorialen Koordinaten Rekt-

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Amateurteleskope/Selbstbau

3 Der Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-Atlas) im Ophiuchus, aufgenommen mit dem
Dwarf II am 21.10.2024 in Innsbruck. Belichtung 20 x 10 s mit Gain 80.

aszension und Deklination des Zielobjekts bedeuten. Auch diese sind relativ einfach im Internet oder mit einer App zu finden. Mit Hilfe spezieller Webseiten kann man dann auch die Daten für das Erscheinen und die Position von Kometen oder anderen Objekten finden und manuell in sein Teleskop eingeben. So gelang es mir auch, den Kometen C/2023 A3 zu finden und zu fotografieren (Abb. 3).

Wow, ich habe die Andromedagalaxie gesehen und mit dem Dwarf II fotografiert (Abb. 2)! Meine Frau meinte nur: ,,Was ist da Besonderes? Das kann ich mir besser auch im Internet ansehen." Ja, da hat sie recht! In der Tat können wir im Prinzip Aufnahmen aller bekannten Sternenbilder, Galaxien oder Deep-Sky-Objekte in bester Auflösung, Farbqualität und Tiefe aus dem Internet herunterladen. Das Thema

der beiden oben genannten Berichte ist die Astrofotografie und auch ich glaube, dass dies ein faszinierender Teil der Astronomie ist. Aber gibt es das perfekte Bild? Ist nun das Smart-Teleskop das Ende oder eher der Beginn für Astrofotografen? Wie der Artikel von Herrn Petzl zeigt, kann ein SmartTeleskop schnell wunderschöne Bilder ganz einfach machen! Aber das schönste Bild ist immer noch individuell, dem einen gefällt es, dem anderen nicht. Astrofotografie wird also nie aussterben, egal mit welchem Teleskop. Und das beste Bild ist immer noch eine hohe Kunst.
In dem Zusammenhang frage ich mich aber auch, ob nicht Remote-Teleskope [5, 6] eine Alternative wären, um noch einfacher und schneller Bilder zu machen, ohne ein teures Teleskop zu kaufen. Wenn man auf die Homepages der ,,Remote-Anbieter" schaut, dann ergeben sich hier faszinierende Möglichkeiten, mit besten Teleskopen, Kameras und weiterem interessanten Zubehör, dazu bei besten Wetterbedingungen noch bessere Bilder zu machen. Der Nachteil jedoch ist, dass die Kosten relativ hoch sind (bis zu 200 Euro pro Monat und mehr) und man für noch hochwertigere Bilder schon kräftig in die Tasche greifen muss.

4 Originalbild des Hantelnebels Messier 27 im Sternbild Vulpecula, aufgenommen am
05.11.2024 in Innsbruck, 999 x 15 s belichtet bei Gain 80.

Wenn es nun gelungen ist, das schönste Bild zu machen, was mache ich dann damit? Genügt es mir, dass ich es gesehen habe und im stillen Kämmerlein mich freue, oder möchte ich es publik machen. Eine sehr gute Möglichkeit ist, dies in einem örtlichen Verein vorzustellen und zu diskutieren, eine andere auf seiner eigenen Homepage für die Öffentlichkeit offenzulegen. Die Erstellung einer Homepage ist heutzutage keine große Hexerei mehr. Computerfirmen bieten schon einfache Werkzeuge, um mit ,,drag and drop" Bilder und Texte zu erzeugen und hochzuladen, so wie auf meiner eigenen Homepage [3]. Sollte ich jedoch

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Amateurteleskope/Selbstbau

wissenschaftliche Daten produzieren, muss ich sie auch wissenschaftlich korrekt publizieren. Dies kann entweder als gut nachvollziehbarer Amateurbericht oder in einer wissenschaftlichen Zeitschrift erfolgen.

Hobby Astronomie: Beginn oder Ende? Ich komme nochmals zurück zu dem Artikel von Gerd Althoff [2] und die 10 Gründe, das Hobby Astronomie zu beenden. Ich glaube nicht, dass Wetter, Licht- und Luftverschmutzung, Starlink-Verunreinigungen und Umweltschutz Gründe genug sind, das Hobby nicht auszuüben. Wie ist es nun mit Leistungsdruck, Egoismus und Überfluss? Als langjähriger Forschender an einer Universität stellt sich mir die Frage: Was kann ich als Hobbyastronom wissenschaftlich beitragen und wo sind meine Grenzen? Ich kann nur das machen, was finanziell tragbar ist und örtlich möglich ist in Bezug auf Lichtverschmutzung und Sichtbarkeit der Sternbilder und Qualität meiner Bilder. In der Tat kommt ein billiges Smart-Teleskop hier schnell an seine Grenzen, etwa in Bezug auf die stellare Auflösung (Abb. 5, Ausschnitt aus Abb. 4). Was ist aber nun mit einem teuren Smart-Teleskop, wie z. B. dem neuen Celestron Origin für ca. 5.000 Euro möglich? Kürzlich wurden mit diesem Teleskop am Veränderlichen BL Cam fotometrisch Magnitudenänderungen von 0,25 mag nachgewiesen [7]. Das deutet Perspektiven auch für Exoplanetentransits an.
Zusammengefasst ist ein Smart-Teleskop perfekt für Einsteiger, um den Himmel kennenzulernen, um schnell und einfach Standardobjekte zu fotografieren, aber auch, um zu erkennen, ob Astronomie ein Hobby werden könnte. Sollte man mehr wollen, braucht man definitiv ein besseres erweiterbares Teleskop.

5 Vergrößerter Ausschnitt um M 27 aus Abb. 4. Die Abbildungs- und Auslesefehler
werden überdeutlich. Oben links der Veränderliche V452 Vulpeculae (roter Punkt), um den ein Exoplanet kreist (siehe auch Text).
Danksagung Ich bedanke mich bei Peter Riepe für die intensive Korrektur meines Artikels.

Literatur- und Internethinweise (Stand 23.05.2025):

[3]

[1] U. Siepmann, 2024: ,,Neue Trends in der Astrofotogra-

fie - ist die Trivialisierung das Ende unseres Hobbys?",

VdS-Journal für Astronomie 91, S. 45ff

[2] G. Althoff, 2023: ,,Zehn Gründe dafür, jetzt das Hobby

Astronomie aufzugeben ...", VdS-Journal für Astronomie

[5]

84, S. 70ff

[3] C. Humpel: Homepage (im Aufbau), www.humpel.at

[4] U. Petzl, 2024: ,,Erste Aufnahmen mit einem Smart-Tele-

skop ", VdS-Journal für Astronomie 91, S.44ff

[5] Telescope Live: ,,Online Access to a Global Network of

[6]

10 Robotic Telescopes", https://app.telescope.live/login

[6] iTelescope: ,,Experience 24 Online Telescopes in Real-

Time", www.itelescope.net

[7] Werbeseite von Astroshop.de für das Celestron Origin:

www.astroshop.de/magazin/produkttests/teleskop-

[7]

tests/das-celestron-origin-im-einsatz-fuer-die-

wissenschaft/i,1728

Journal für Astronomie Nr. 95 | 31

Astrofotografie
Das Smart-Teleskop Seestar S50 im EQ-Modus
von Harald Becher
Das Seestar S50 ist ein Smart-Teleskop und arbeitet in alt-azimutaler Aufstellung. Ich habe einen kleinen Umbau vorgenommen. Das S50 wird jetzt im äquatorialen Modus (EQ-Modus) betrieben. Es ist quasi parallaktisch eingerichtet, so dass es wie auf einer Deutschen Montierung arbeitet. Das Seestar hat für den Alt/Az-Modus ja beide Achsen motorisiert. Was fehlt, ist die Ausrichtung zum Pol. Den Rest macht dann

32 | Journal für Astronomie Nr. 95

2 Das Seestar S50 äquatorial montiert
die Software (Abb. 1). Um das zu bewerkstelligen, benötigt man eine Einstellmöglichkeit. Entweder eine Polhöhenwiege oder, wie in meinem Fall, einen etwas besseren Neigekopf. Der sollte eine 3/8-Zoll-Schraube bieten und mindestens 5, besser 8 kg Tragkraft haben. Ich habe mir nur einen Fluid-Videokopf besorgt und auf das Originalstativ montiert (Abb. 2). Eine Einstellung von 0,5 Grad ist genau genug und reicht tatsächlich für Einzelbelichtungszeiten von 10 s - mehr habe ich nicht getestet. Die Ausrichtung erfolgt über die Seestar-App. Man bekommt nach der initialen Grobausrichtung genau gesagt, wie weit man noch neigen und drehen muss (per Platesolving). Wichtig ist, dass ein Bein des Stativs nach Norden zeigt, damit es nicht umkippt.
1 Erläuterungen zum EQ-Modus
aus der Seestar-App

Astrofotografie

An die Mailingliste der Fachgruppe Astrofotografie konnte ich dann erfreut Vollzug melden: - Seestar S50 im EQ-Modus funktioniert
prima, - keine Rotation und kaum Ausschuss, - es dithert sogar. Mein Hinweis an die Seestar-Nutzer, die so etwas noch nicht probiert haben: Es lohnt sich!

Im März 2025 gelang mir dann eine erste Langzeitbelichtung im EQ-Modus (Abb. 3). Ziel war das Galaxienpaar M 81 / M 82. Belichtet wurde insgesamt 900 x 10 s, immerhin 2,5 Stunden. Die Bildbearbeitung erfolgte mit PixInsight, aber mit Siril fürs Stacken. Das geht bedeutend schneller als mit PixInsight.

3 M 81 und M 82, im März 2025 mit dem Seestar S50 2,5 Stunden im EQ-Modus
belichtet (Bild: Harald Becher).

PN G059.1-00.7 (Kronberger 9):
Planetarischer Nebel oder nicht? (Teil 1)
von Manfred Mrotzek
Mitte 2023 postete Peter Knappert auf der Mailing-Liste der FG Astrofotografie seine Aufnahme des Emissionsnebels Sh2-86 mit dem offenen Sternhaufen NGC 6823 (Sternbild Füchschen) darin [1]. Das Bildfeld war deutlich größer als der Nebel selbst und zeigte in der Nähe einen weiteren kleinen und mir bislang völlig unbekannten Emissionsnebel. Das Objekt wurde in Aladin [2] schnell gefunden, und Simbad [3] identifizierte es als Planetarischen Nebel mit der Bezeichnung Lan 21.

1 Falschfarbenbild (H+[N II], [O III], [O III])
des Emissionsnebels Sh2-86 mit offenem Sternhaufen NGC 6823, Reflexionsnebel NGC 6820 und Planetarischem Nebel PN G059. 1-00.7 (Kronberger 9) um den Weißen Zwerg Lan 21. Aufnahme mit Apochromat TEC140 mit Reducer (f = 750 mm), Atik 460EX, (H + [NII]): 24 x 600 s, [OIII]: 24 x 600 s, Filter (H + [NII]) HWB 6 nm und [OIII] 12 nm von Astronomik.

Journal für Astronomie Nr. 95 | 33

Astrofotografie

2 Links: Ausschnitt aus Abb. 1. Rechts: (H + [NII]). Eingezeichnet sind der Weiße Zwerg (gelbes Kreuz), die Konturen der
(H + [NII])-Emission (rot) und die Achse durch den schwachen, äußeren Nebelteil (türkis).

Einen Katalog Planetarischer Nebel mit dem Namen Lan kannte ich bisher nicht. Und in der Tat enthält dieser Katalog keine Planetarischen Nebel, sondern UV-helle Sterne. H. H. Lanning hatte 1973 eine Liste von 82 leuchtschwachen, aber UV-hellen Sternen der galaktischen Ebene veröffentlicht [4]. Der Stern Nr. 21 war ein Weißer Zwerg. 2006 veröffentlichten Matthias Kronberger und weitere Mitglieder der Deep Sky Hunter eine Liste von mutmaßlichen offenen Sternhaufen, die sie auf den Durchmusterungen des DSS und 2MASS entdeckt hatten [5]. Mit aufgeführt wurde auch ein mutmaßlicher Planetarischer Nebel um Lan 21, der seitdem Kronberger 9 heißt. Korrekterweise müsste Simbad also Lan 21 als Weißen Zwerg und Kronberger 9 bzw. PN G059.1-00.7 als Planetarischen Nebel listen, aber die Astronomen sind manchmal sehr konservativ: Weil der Zentralstern zuerst entdeckt worden war, blieben der Name und die Koordinaten, und nur der Objekttyp wurde in Planetarischer Nebel geändert.
Im Sommer 2023 hatte ich bei nächster Gelegenheit den Emissionsnebel um Lan 21 mit Schmalbandfiltern im Licht der

Wasser- und Sauerstofflinien aufgenommen, wobei mein H-Filter auch noch die dicht dabei liegenden Stickstofflinien durchlässt. Die Asymmetrie des Nebels, die mir auch schon auf Peters Bild auffiel, bestätigte sich, aber das Bild rauschte noch sehr. Deshalb habe ich im folgenden Sommer 2024 den Nebel erneut belichtet und mit den Daten aus beiden Jahren ein besseres Ergebnis erzielt. Die ungewöhnliche Form des Nebels wurde nun klarer sichtbar. Um den Weißen Zwerg leuchtet

vor allem Sauerstoff, der ionisierte Wasserstoff (+[NII]?) verteilt sich in Richtung Nordosten (Abb. 1).
Der Astrometriesatellit Gaia hat die Eigenbewegung und Parallaxe von Lan 21 bestimmt. Der Stern bewegt sich 9 Millibogensekunden/Jahr nach Westen und 18,9 Millibogensekunden/Jahr nach Süden. Das ist fast ein Verhältnis von 1:2 gegenüber der Nord-Süd-Richtung. Wenn man die Längsachse durch das Gebiet des ionisierten Was-

Tabelle 1

Planetarischer Nebel und Zentralstern bewegen sich gemeinsam in eine Richtung

Bezeichnung alternative Bezeichnung Beweg. in Rektasz./ Beweg. in Dekl./

(mas/yr)

(mas/yr)

PK 104-29.1 PK 120-05.1 PK 124+10.1 PK 128-04.1 PK 136+05.1 PK 205+14.1

Jones 1 Sh2-176 HDW 1 Simeisz 22 HFG 1 Abell 21

3,06 n.v. 18,9 5,70 7,95 -2,93

0,88 n.v. -11,5 -4,18 -4,88 -8,48

(mas/yr = Millibogensekunden pro Jahr, n.v. = keine Daten in Simbad vorhanden)

34 | Journal für Astronomie Nr. 95

Astrofotografie

serstoffs einzeichnet (Abb. 2 rechts), entspricht sie genau der Bewegungsrichtung des Weißen Zwergs. Dieser Stern scheint also einen Planetarischen Nebel mit sich zu schleppen.
Planetarische Nebel, in denen sich nicht nur die Zentralsterne, sondern die gesamten Nebel in eine bestimmte Richtung bewegen, gibt es durchaus. Die Tabelle 1 listet einige Beispiele.

Tabelle 2

Nebel ohne Stoßfronten

Bezeichnung alternative Bezeichnung

PK 111+11.1 PK 120+18.1

DeHt 5, DHW 5 Sh2-174

Beweg. in Rektasz./ (mas/yr)
-11,7 n. v.

Beweg. in Dekl./ (mas/yr)
-18,8 n. v.

(mas/yr = Millibogensekunden pro Jahr, n.v. = keine Daten in Simbad vorhanden)

Wenn man sich die Nebel in Aladin oder auf Fotos ansieht, stellt man fest, dass sie alle eine Stoßfront in Bewegungsrichtung ausgebildet haben. Die Nebel stoßen offenbar mit dem interstellaren Medium zusammen, was an der Vorderkante der Nebel zu einer Verdichtung und Stoßionisation führt. Die Vorderkante ist deutlich heller als die Seiten und insbesondere die Kante, die der Bewegungsrichtung des Weißen Zwergs entgegengesetzt ist. In dieser Richtung läuft der Nebel häufig sogar diffus aus. Im Gegensatz dazu zeigen die Nebel in Tabelle 2 keine Stoßfronten.
Für die Letzteren hat David Frew in seiner Dissertation [6] gezeigt, dass es sich bei ihnen nicht um Planetarische Nebel, sondern um Strömgren-Sphären handelt, d. h. ein Weißer Zwerg durchquert eine Gaswolke und ionisiert seine Umgebung. Da Wasserstoff eine längere Rekombinationszeit als Sauerstoff hat, zieht der Weiße Zwerg häufig eine Schleppe leuchtenden Wasserstoffs nach sich.
Die fehlenden Stoßfronten in Bewegungsrichtung sind eines von mehreren Kriterien, die erfüllt sein müssen, um gemäß Frew einen Planetarischen Nebel auszuschließen. Weitere Kriterien für einen Planetarischen Nebel, die aber allesamt für Kronberger 9 bzw. Lan 21 noch nicht untersucht

wurden, sind: - Der Nebel muss sich radial ausdehnen,
d. h. die Bewegung der Gasmassen im Nebel muss radial nach außen und nicht in zufällige Richtungen orientiert sein. - Die Geschwindigkeit der Gasmassen im Nebel muss zu den üblichen Expansionsgeschwindigkeiten passen. - Die Entwicklungsstufe des Weißen Zwergs muss passen.

Könnte man sich der Frage nach der Natur von Kronberger 9 auch anders nähern, ohne Untersuchungsergebnisse zu den vorgenannten Kriterien zu haben?
Das werde ich im 2. Teil dieses Artikels versuchen.

Literatur- und Internethinweise (Stand 23.05.2025):

[1]

[1] P. Knappert: Homepage, www.black-forest-

astrophotography.de/Knappert_Astrofotografie/

EmissionNebula/NGC6823-UNC10-QHY268m-

[2]

PeterKnappert.html

[2] Aladin: http://aladin.cds.unistra.fr/AladinLite/

[3] Simbad: ,,Lan 21 -- Planetary Nebula", http://simbad.

u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=lan+21&submit=

[3]

submit+id

[4] H. H. Lanning, 1973: ,,A finding list of faint UV-bright

stars in the galactic plane", Publ. Astron. Soc. Pac. 85,

pp. 70-84,, https://iopscience.iop.org/article/ 0.1086/

[4]

129406/pdf

[5] M. Kronberger et al., 2006: ,,New galactic open

cluster candidates from DSS and 2MASS imagery",

Astron. Astrophys. Vol. 447921-928 (2006/3-1),

[5]

www.aanda.org/articles/aa/pdf/2006/09/aa4057-05.pdf

[6] D. J. Frew, 2008: ,,Planetary Nebulae in the Solar

Neighbourhood: Statistics, Distance Scale and Luminosity Function", Thesis, S. 239ff, http://outters.fr/wp/wp- [6]

content/uploads/2015/12/Frew_thesis_2008_final.pdf

Journal für Astronomie Nr. 95 | 35

Astrofotografie

Die Bildfelddrehung bei azimutalen Montierungen
von Helmut Metz

Der wichtigste Vorteil einer azimutalen Montierung gegenüber dem parallaktischen Aufbau ist die statisch günstigere Lage der Achsen. Zum Nachführen eines Objektes muss bei diesem Montierungstyp das Teleskop um die Azimut- und Höhenachse mit variablen Drehgeschwindigkeiten bewegt werden. Eine solche komplexe Aufgabe konnte erst nach dem Aufkommen von Computern zufriedenstellend gelöst werden.
Will der Sternfreund mit seinem azimutal montierten Teleskop langbelichtete fotografische Aufnahmen machen, so bekommt er es mit einem weiteren Nachteil zu tun, nämlich der Bildfelddrehung. Dies wird in der Abbildung 1 verdeutlicht. Die Objekte bewegen sich auf kreisförmigen Bahnen um die Bildfeldmitte, siehe auch die Abbildung 2. Je weiter das Objekt von der Bildmitte entfernt ist, desto größere Strecken legt es während der Belichtungszeit zurück. Auf den fotografischen Aufnahmen manifestiert sich die Bewegung in Form von strichförmigen Sternen. Die längsten Striche kriegt man in den Bildfeldecken.
Autoguiding mit Hilfe eines Leitsterns macht bei azimutalen Montierungen keinen Sinn, weil er sich höchst selten im Bildmittelpunkt befindet und das Bildfeld um ihn rotiert. Dadurch würde sich die Bildfeldrotation auf einer Seite des Bildes noch stärker bemerkbar machen. Auch stünde diese Methode dem Einsatz eines Feld-Derotators entgegen. Die Smart-Teleskope scheinen sich bei der Nachführung auf die Präzision ihrer Mechanik bei den kurzen Brennweiten und Belichtungszeiten zu verlassen.

Sensor mit Hilfe eines so genannten FeldDerotators [1] um die optische Achse, oder man begnügt sich mit einem kleinen Gesichtsfeld und relativ kurzen Belichtungszeiten. Die zweite Methode wird von vielen preiswerten Smart-Teleskopen mit Gesichtsfeldern um die 1 Grad x 1 Grad und Belichtungszeiten von maximal 30 s genutzt. Diese Smart-Teleskope machen ,,die Not zur Tugend", indem sie das Objekt viele Male nacheinander fotografieren und die Bildfelddrehung zwischen den Einzelbildern mit Software ausgleichen, bevor sie diese schließlich zu einem Ergebnisbild mit langer Gesamtbelichtungszeit addieren.
Im Folgenden beschreibe ich die Einsatzgrenzen eines typischen (azimutal montierten) Smart-Teleskops mit 1,3 Grad x 0,7 Grad Gesichtsfeld, bei einer Belichtungszeit von 10 s. Als Pixelgröße der üblicherweise fest verbauten Kamera des Smart-Teleskops nehme ich 2,9 m an. Die Einsatzgrenzen einer solchen azimutal montierten Teleskop-Kamera-Kombination ergeben sich aus der Tatsache, dass die Winkelgeschwindigkeit der Bildfelddrehung von Azimut und Höhe des beobachteten Objekts und der geografischen Breite des Beobachtungsortes abhängt. Die Winkelgeschwindigkeit kann man mit folgender

Formel berechnen:
Wobei = Bildfelddrehung in Grad/s = Himmelsdrehung = 360 Grad /1 Sterntag
= 0,004178075 Grad /s = 15,04''/s = geografische Breite des
Beobachtungsortes A = Azimut h = Höhe über dem Horizont
Die Auswertung der Formel zeigt, dass die Winkelgeschwindigkeit der Bildfelddrehung in der Nähe des Zenits (h 90 Grad ) sehr schnell wird, es also ausgerechnet dort eine ,,No-go-area" für die Fotografie auf azimutalen Montierungen gibt. Dagegen hat man überhaupt keine Bildfelddrehung, solange man in Richtung Ost oder West fotografiert.
In der Abbildung 3 ist der Betrag der Bewegung eines Objektes in einer Bildecke nach 10 s Belichtungszeit beim gegebenen Gesichtsfeld für Standorte auf drei verschiedenen geografischen Breiten farbig kodiert. In den grün bis gelbgrün gefärbten Himmelsarealen ist die Bildfelddrehung hinnehmbar, während sie in den gelben, orangen und roten Bezirken zumindest in

Man kann die Bildfelddrehung mit zwei verschiedenen Methoden vermindern: Entweder man dreht die Kamera bzw. den

1 Bildfelddrehung einer auf azimutaler Montierung nachgeführten Aufnahme
am Beispiel des Sternbilds Orion.

36 | Journal für Astronomie Nr. 95

Astrofotografie

den Bildecken deutlich sichtbar wird. Da sich das Objekt in einer Bildecke schräg zur rechteckigen Anordnung der Pixel des Sensors bewegt, habe ich als willkürliche Grenze für ,,noch hinnehmbare Bewegung im ganzen Gesichtsfeld" den Wert 0,7 Pixel / 10 s (gelbe Farbe) festgelegt.
Für die gelb bis orange gefärbten Gebiete bedeutet das aber nicht, dass die gesamte Aufnahme unbrauchbar ist, sondern nur eine mehr oder weniger große Zone außerhalb eines Gebiets um den Bildmittelpunkt (s. Abb. 2). Das brauchbare Gesichtsfeld wird hier also wegen der Bildfelddrehung eingeengt. Will man in diesen schwierigen Himmelsarealen fotografieren, so kann den Verlust an brauchbarem Gesichtsfeld kompensieren, indem man Mosaike macht. Das ist zwar aufwändiger, aber die Software einiger Smart-Teleskope hilft bei der Planung und Aufnahme lückenlos angeordneter Astrofotos.
Die Abbildung 3 zeigt die Bildfelddrehung für einen Standort in unseren Breiten. Die grauen Linien entsprechen den Tagbögen von Objekten der angegebenen Deklination. Generell lässt sich sagen, dass man

Objekte auf Deklinationen südlich von +60 Grad unter Ausnutzung des vollen Gesichtsfeldes fotografieren kann, solange man sich dem Meridian nicht zu sehr annähert. Objekte nördlich davon sind in dieser Hinsicht schwieriger und sollten eher in ihrer unteren Kulmination aufgenommen werden.

2 Kreisförmige Bewegung der auf den Kamerasensor abgebil-
deten Sterne durch die Bildfelddrehung und das geschätzte noch brauchbare Gesichtsfeld (schematisch).

Vergleicht man die drei Abbildungen miteinander, so sieht man, dass Beobachter in den polnahen Regionen unseres Planeten (Mitte) es mit deutlich weniger Bildfelddrehung zu tun haben als wir. Die Situation verschärft sich hingegen, je weiter sich der Beobachter dem Äquator annähert. Auf 20 Grad geografischer Breite (rechts) sind mit azimutaler Montierung nachgeführte Aufnahmen bei 1,3 Grad x 0,7 Grad Gesichtsfeld nur innerhalb eines Deklinationsbereichs von +-50 Grad mit vergleichsweise schwacher Bildfelddrehung möglich.

Internethinweis (Stand: 23.05.2025): [1] Feld-Derotator: https://eu.
primalucelab.com/-arco-2/arco2-camera-rotator-and-fieldde-rotator.html
[1]

3 Gesamtdarstellung des Himmels auf drei verschiedenen nördlichen geografischen Breiten mit Tagbögen verschiedener Deklination
(graue Linien). Die Farben geben die maximale Wanderung eines Sterns auf dem Kamerasensor nach 10 s Belichtungszeit an. Grün = deutlich weniger als 0,7 Pixel, gelb = etwa 0,7 Pixel, rot und weiß = mehr als 0,7 Pixel. Links: 51 Grad Breite, Mitte: 70 Grad Breite, rechts: 20 Grad Breite.
Journal für Astronomie Nr. 95 | 37

Astrofotografie

Messier 85 und NGC 4394
- Doppelgalaxie oder Galaxiengruppe?
von Harald Becher und Peter Riepe

Informationen zur Aufnahme Am 6. und 7. März 2025 entstand auf Harald Bechers Gartensternwarte eine Serie von Belichtungen der Galaxien um Messier 85 (Abb. 1). Das Teleskop dazu war ein 10-Zoll-Newton mit GPU-Komakorrektor bei 1,25 m Brennweite. Als Kamera wurde eine OGMA AP26MC mit gekühltem Sensor IMX571 von Sony eingesetzt, dazu ein LRGB-Filtersatz von Optolong. Das Teleskop sitzt auf einer parallaktischen Skywatcher-Montierung des Typs EQ8-R. Die Nachführung erfolgte mit einem Sucherfernrohr SvBony SV106, welches bei 50 mm

Öffnung und 190 mm Brennweite ein weitwinkeliges Feld zeigt. Als Kamera für das Autoguiding wurde eine ZWO ASI220MM Mini verwendet.
Insgesamt wurden Luminanzaufnahmen von 5 Stunden und RGB-Aufnahmen von je 2 Stunden belichtet, die Einzelbelichtungen zu 3 Minuten. Als Software zur Bildbearbeitung wurde zunächst PixInsight verwendet, und zwar wurde nach dem Stacking erst eine Gradientenentfernung mittels verschiedener PixInsight-Tools durchgeführt.

Als nächstes wurde jeder Kanal noch mit ,,BlurXterminator" bearbeitet. Dieses Programm führt eine auf ,,Künstlicher Intelligenz" basierende Deconvolution durch. Ob und mit welcher Genauigkeit die KI dabei den mathematischen Grundlagen der Deconvolution folgt, können wir nicht klären. Anschließend wurde das RGB-Bild gebildet und mittels spektroskopischer Kalibrierung auf den Galaxientyp von M 85 (S0) farbkorrigiert. Die Galaxienfarbe auf dem zu kalibrierenden Bild wird der theoretisch berechneten spektrometrischen Sternfarbe dieses Galaxientyps angeglichen, wobei eine

1 Die Galaxien M 85 und NGC 4394, Aufnahmedaten im Artikeltext. Bild: Harald Becher
38 | Journal für Astronomie Nr. 95

Astrofotografie

durchschnittliche Spiralgalaxie die Weißreferenz liefert. Auch wenn das anhand der Gaia3-Daten geschieht, darf man ein wenig skeptisch sein, denn die S0-Galaxien variieren in ihren Farben ja doch stark, je nachdem, ob sie mit anderen Partnern wechselwirken oder frei im Raum stehen oder ob sie einen geringen oder hohen rötenden Staubanteil aufweisen. Das bedeutet nämlich im Einzelfall einen erhöhten Streuanteil.
Mittels ,,NoiseXterminator" wurden dann Luminanzbild (L) und RGB-Bild einer leichten Rauschreduzierung von 60%

unterzogen. Es folgte für L und RGB ein manuelles ,,generalisiertes hyperbolisches Strecken". Das L-Bild wurde dabei an den Luminanzanteil des RGB-Bildes mittels ,,Histogramm Transfer" angeglichen, um anschließend eine neutrale Addition zum LRGB-Bild sicherzustellen. Die abschließende Farbkalibrierung des Hintergrundes und der Hell/Dunkel-Bereiche geschah dann noch in Affinity Photo.
Doppelgalaxien Einer der ersten und eifrigsten Astronomen, die sich mit Galaxien und Galaxien-

gruppen befassten, war Fritz Zwicky. Im Laufe der Jahre 1961 bis 1968 erstellte er mit vier Kollegen den ,,Catalogue of Galaxies and Clusters of Galaxies" [1]. Diesen Zwicky-Katalog nahm sich später Edwin L. Turner vor, um in Verbindung mit dem Palomar Observatory Sky Survey 156 Galaxienpaare näher zu untersuchen. Im Turner-Katalog ist Messier 85 (NGC 4382) mit ihrer Nachbarin NGC 4394 als Galaxienpaar Nr. 66 A/B gelistet [2]. Im Umfeld zeigen sich ein paar kleinere Galaxien. Gehören diese zum System M 85/NGC 4394, oder handelt es sich um entfernte Hinter-

2 Wie Abb. 1, dazu die Katalogbezeichnungen einiger heller Umfeldgalaxien

Journal für Astronomie Nr. 95 | 39

Astrofotografie

3 In den Ansichten a bis d wurden Helligkeit und Kontrast gesteigert, um die Folgen der gravitativen Wechselwirkung
benachbarter Gruppenmitglieder zu demonstrieren.

grundgalaxien? Dieser Frage gehen wir nun mit etwas vereinfachter Betrachtung nach.
Die Entfernung von M 85/NGC 4394 Edwin Hubble entdeckte, dass Galaxien in ihrem Spektrum eine mehr oder weniger ausgeprägte Rotverschiebung ihrer Linien aufweisen. Es zeigte sich: Je entfernter die Galaxien, desto größer die Rotverschiebung, die sich im Sinne des Dopplereffekts als ,,Galaxienflucht" erklären lässt. Diese Galaxienflucht wurde als Expansion des Universums interpretiert. Aus der Rotverschiebung kann die Fluchtgeschwindigkeit der Galaxien berechnet werden. Der Astronom spricht ,,physikalischer" von der Radialgeschwindigkeit und gibt ihr als Messgrö-

ße den Buchstaben v. So hat beispielsweise M 85 gemäß der Datenbank Simbad die Radialgeschwindigkeit v = 769 km/s, NGC 4394 hat v = 917 km/s.
Im expandierenden Universum wächst v proportional zur Galaxienentfernung d. Mit der Proportionalitätskonstante, die als ,,Hubble-Konstante" Ho bezeichnet wird, lautet das Hubble-Gesetz:
v = Ho d Die ,,Hubble-Konstante" wird heute auf Ho = (74,4 +- 3,0) km/s/Mpc veranschlagt [3]. Das bedeutet, dass v mit jedem Megaparsec (Mpc) an weiterer Entfernung um 74,4 km/s zunimmt. In 10 Mpc Entfernung wären das v = 744 km/s. Dieses ,,Hubble-Ge-

setz" gilt aber etwa nur bis zu maximal 700 Mpc Distanz. Für größere Distanzen muss eine kosmologische Korrektur erfolgen. M 85 ist eine chaotisch verwirbelte S0-Spiralgalaxie, NGC 4394 eine Balkenspirale des Typs SBb. Beide gehören zum VirgoGalaxienhaufen. Ihre Radialgeschwindigkeiten weisen einen Unterschied von 148 km/s auf (s. o). Solche Unterschiede sind in Galaxienhaufen normal, denn die Einzelgalaxien bewegen sich im Haufeninneren wie Mücken in einem Schwarm durcheinander. NGC 4293, eine weitere Galaxie des Virgohaufens, liegt etwa 1 Grad westlich von M 85. Ihre Radialgeschwindigkeit beträgt v = 891 km/s. Und NGC 4450, ca. 1,3 Grad südöstlich von M 85, kommt sogar auf v = 1966

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km/s. Dieses ,,Durcheinandersausen" erschwert die Entfernungsbestimmung nach dem Hubble-Gesetz. Für das System M 85 / NGC 4394 nehmen wir daher den Mittelwert von 843 km/s für das Galaxienpaar als sinnvoll an. Damit ergibt sich (zunächst) eine Entfernung von 11,33 Mpc (rund 37 Millionen Lichtjahre).
Die NASA Extragalactic Database gibt für M 85 (im Zeitraum nach 1985) 26 verschiedene Distanzmessungen an, die mit verschiedenen Messmethoden gewonnen wurden. Aus den moderneren nach 1990 ergibt sich ein Mittelwert von rund 55 Millionen Lichtjahren. Wir sehen: Für relativ nahegelegene Galaxien können (a) gemessene Distanzen und (b) nach dem HubbleGesetz berechnete Distanzen schon merklich variieren.
Weitere Gruppenmitglieder? Für die Beantwortung dieser Frage ist die genaue Entfernung von M 85 und NGC 4394 belanglos. Haben M 85 und NGC 4394 noch weitere Galaxien in ihrer unmit-

telbaren Umgebung? Anders gefragt: Gibt es eventuell einige Begleitgalaxien, so dass das Galaxienpaar in Wirklichkeit Zentrum einer kleinen Galaxiengruppe ist? Dazu bitte in die Umgebung der Doppelgalaxie schauen (Abb. 2). Größere Galaxien sind nicht vorhanden, aber etliche kleinere. Das ist auch zu erwarten, denn der chaotische Haloaufbau von M 85 aus Sternströmen und Gezeitenschweifen zeigt, dass hier die kannibalische Akkretion von Zwerggalaxien aus der Umgebung eine große Rolle gespielt haben muss.
Alle in der Abbildung 2 eingezeichneten Galaxien sind mit ihren wichtigsten bekannten Daten in der Tabelle 1 eingetragen. Direkte Begleitgalaxien von M 85 und NGC 4394 sollten ähnliche Radialgeschwindigkeiten haben wie das Galaxienpaar, unter Berücksichtigung der bereits erwähnten Streubreite. Schauen wir uns in Spalte 4 die Werte der Radialgeschwindigkeiten genauer an. Ein Vergleich mit den schon oben erwähnten Werten von M 85 und NGC 4394 zeigt, dass IC 3292 mit

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01.07.25 08:09
v = 695 km/s etwas darunter liegt. LEDA 40512 liegt bereits deutlich höher. Und SDSS J122641.71+180813.5 liegt voll im Geschwindigkeitsbereich. Bei LEDA 40512 könnte man skeptisch sein, aber sie gehört - wie alle in diesem Absatz genannten Galaxien - klar zum System M 85 und NGC 4394. Denn ihr Typ ist dEn, eine elliptische Zwerggalaxie mit Nucleus (Kern), morphologisch nahe verwandt mit dem M 31-Begleiter M 32. Der Typ dE kann nicht als Hintergrundgalaxie isoliert im Raum stehen, denn dE-Galaxien sind durch starke Wechselwirkung mit ihren Muttergalaxien entstanden, so LEDA 40512 mit M 85. Vom Bild her ist das auch sofort plausibel.
Anders sieht es aus bei SDSS J122454.58+ 181200.9 und SDSS J122616.47+180601.7 mit v = 37.437 km/s und 15.463 km/s. Das sind Hintergrundgalaxien. Es verbleiben noch zwei unscheinbare Galaxien mit unbekannter Radialgeschwindigkeit, MATLAS-1377 und LEDA 40567. Beide sind jedoch auch Zwergellipsen, so dass sie wahrscheinlich zum System M 85/NGC

Journal für Astronomie Nr. 95 | 41

Astrofotografie

4394 gehören. Eine kleine Rechnung zeigt: MATLAS-1377 hat im Bild gemessene 10,5'' Winkeldurchmesser. In einer Distanz von 37 Millionen Lichtjahren wäre das ein wahrer Durchmesser von ca. 1.880 Lichtjahren. Im Vergleich dazu hat M 32 einen wahren Durchmesser um 3.600 Lj. Das passt zufriedenstellend. Wäre nun die in der NED angegebene Entfernung vom M 85 tatsächlich 55 Millionen Lichtjahre, dann käme der Durchmesser von MATLAS-1377 schon auf etwa 2.800 Lichtjahre. Diese Überlegungen sind natürlich kein Beweis, aber die Natur von MATLAS-1377 als dE-Zwergbegleiter von M 85 liegt schon recht nahe. Und für Leda kann man jetzt eine ähnliche Rechnung aufmachen. Auch hier darf man eine begründete Mitgliedschaft im System M 85/NGC 4394 vermuten.
Damit kommt das System M 85/NGC 4394 auf fünf sehr wahrscheinliche und zusätzlich auf zwei weitere mögliche Begleit-

galaxien. Die Natur als Doppelgalaxie hat ausgedient, es handelt sich um eine kleine Galaxiengruppe.

Auswirkungen die gravitative Wechselwirkung auf die Form, die Ausdehnung und die Dynamik des Systems hat.

Zum Schluss haben wir die Abbildung 3 eingebaut. Sie soll dem Leser in vier Teilansichten mit gesteigerter Helligkeit und Kontrast eindrücklich zeigen, welch starke

Literatur- und Internethinweise (Stand 24.05.2025):

[1] F. Zwicky et al., 1961-1968: ,,Catalogue of Galaxies and

Clusters of Galaxies", Publ.: California Institute of Technology,

Pasadena, Vol. 1-6

[2] E. L. Turner, 1976: ,,Binary galaxies. I. A well-defined statistical

sample", Astrophys. J. 208, p. 20-29

[3] R. B. Tully et al., 2013: ,,Cosmicflows-2: the data", Astron.

[4]

J. 146, p. 86

[4] Astronomische Datenbank Simbad: https://simbad.cds.

unistra.fr/simbad/

[5] W. Steinicke: ,,Revised New General Catalogue and Index

[5]

Catalogue", www.klima-luft.de/steinicke/ngcic/rev2000/

Explan.htm#3.1

Tabelle 1

Galaxien aus der Umgebung von M 85 und NGC 4394, nach Rektaszension geordnet. Rektasz. in h, min und s, Dekl. in Grad , ' und `` aus der Datenbank Simbad [4]

Galaxie
IC 3292 SDSS J12...00.9 MATLAS-1377 M 85 LEDA 40512 LEDA 40567 NGC 4394 SDSS J12...01.7 SDSS J12...13.5

Rektasz. (J2000) Dekl.
12 24 48,4 +18 11 42 12 24 54,6 +18 12 01 12 24 59.4 +18 18 12 12 25 24,1 +18 11 28 12 25 24.1 +18 08 23 12 25 42.5 +17 59 26 12 25 55.6 +18 12 50 12 26 16.5 +18 06 02 12 26 41.7 +18 08 14

V/mag
14,8 (a) 17,09 (b) 18,63 (b) 9,1 (a) 16,21 (b) 18,74 (b) 10,9 (a) 18,01 (b) 17,1 (b)

v/(km/s)
695 37.437 unbek. 769 1224 unbek. 917 15.463 701

Typus
dS0 Ring? dE S0 dEn dE SBb irreg. dsph-n?

zur Gruppe?
ja nein möglich ja ja möglich ja nein ja

Die scheinbare visuelle Helligkeit V wurde dem Revised NGC/IC (a) von Wolfgang Steinicke [5] entnommen. Für die lichtschwachen LEDA- und SDSS-Galaxien wurden die Helligkeiten g und r aus dem SDSS (b) in V-Helligkeiten nach Lupton (2005) transformiert. Weitere Details werden im Text beschrieben.

42 | Journal für Astronomie Nr. 95

Atmosphärische Erscheinungen

Abweichende Polarlichtarten
von Claudia Hinz

Wir befinden uns aktuell im Maximum des 25. Sonnenfleckenzyklus. Fast 50 Polarlichtnächte wurden allein 2024 in Deutschland registriert [2]. Oft wurde das Polarlicht nur fotografisch nachgewiesen, aber mehrfach bot es bis weit in südliche Breiten ein ungewöhnlich helles nächtliches Himmelsschauspiel. Mehrfach gab es auch ungewöhnliche Sonderformen, die zwar namentlich bekannt sind, aber deren Hintergründe kaum jemand kennt. Da diese für die Polarlichtforschung sehr wichtig sind, sollen sie näher erklärt werden.

Polarlichter sind noch immer Gegenstand von Forschungen. Zum einen bieten sie ein natürliches Labor zum Studium der Plasmaphysik und zum zweiten hilft das Polarlichtverständnis, um Satelliten, Kommunikationssysteme und Stromnetze vor solarbedingten Störungen zu schützen, die erhebliche Auswirkungen auf moderne Technologien und Infrastrukturen haben können. So wurden beim größten geomagnetischen Sturm der Geschichte, dem so genannten Carrington-Ereignis in der Nacht vom 1. zum 2. September 1859, die gerade

eingeführten Telegrafenleitungen lahmgelegt. Das damalige Polarlicht war selbst in Rom, Havanna und auf Hawaii sichtbar. Auch die starken koronalen Massenauswürfe von 1989 und 2003 führten durch Ausfall von Transformatoren zu großflächigen Stromstörungen. Heutige Stromausfälle hätten in unserer technologisierten Welt folgenschwerere Auswirkungen und müssen deshalb nach Möglichkeit verhindert werden.

1 Beispiele für die Auswirkungen starker Sonneneruptionen auf die Gesellschaft. Quelle: ESA/Science Office
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Atmosphärische Erscheinungen

2 Entwicklung eines STEVE am 07.10.2024 in Kap Arkona auf Rügen. Quelle: kap-arkona.panomax.com/peilturm

Aufgrund der potenziell negativen Auswirkungen (Abb.1) gehören die geomagnetischen Stürme sowie die Veränderung des Erdmagnetfeldes (wandernder magnetischer Pol) zu einem wichtigen Forschungszweig, denn noch immer fehlt wichtiges Grundverständnis, etwa bei der Entstehung von Sonnenflares und koronalen Massenauswürfen (CME's). So beobachten Satelliten rund um die Uhr die Sonne und zeichnen Eruptionen auf. Zudem werden dynamische Vorgänge in der Korona, Protuberanzen, Flares, aktive Gebiete, Sonnenflecken, magnetische Feinstrukturen etc. untersucht.
Aber auch das Polarlicht selbst wird intensiv beobachtet und erforscht, um Rückschlüsse auf atmosphärische Prozesse zu ziehen. Denn es ist sozusagen ein chemischer ,,Fingerabdruck" der Lichtemission, welche durch die Kollisionen von energiereichen geladenen Teilchen mit Atomen und Molekülen in der oberen Erdatmosphäre entsteht. Besonders abweichende Polarlichtarten sind für die Wissenschaft interessant, denn durch diese wurde ent-

deckt, dass manche Polarlichtemissionen nicht nur von Partikeln aus Sonnenstürmen entstehen, sondern auch von Protonen aus der Magnetosphäre der Erde, die entlang des Magnetfelds nach unten strömen. Ein Beweis ist die Tatsache, dass die polarlichterzeugenden Teilchen oft hundert- oder tausendmal mehr Energie haben als die von der Sonne auf die Erde treffende Plasmawolke.
Zudem besteht die magnetische Umgebung von Sonne und Erde aus einer komplexen Plasmaumgebung, in der komplizierte Prozesse ablaufen. Plasma ist ein ionisiertes Gas aus freien Elektronen und Ionen, das stark auf elektromagnetische Felder reagiert. Es macht etwa 99% der sichtbaren Materie im Universum aus, ist aber im Vergleich zu den anderen drei Materiezuständen (fest, flüssig, gasförmig) noch nicht gut verstanden. Eine sehr wichtige Methode zum Verständnis dieser Plasmaprozesse ist die Messung der dabei entstehenden Polarlichtemissionen. Die daraus resultierenden Erkenntnisse helfen nicht nur, die verschiedenen Polarlichtformen zu verstehen, son-

dern können auf die gesamte Plasmaphysik angewendet werden, von Sternen, Supernovae und dem interstellaren Raum in der Astrophysik über Blitze, Fusionsreaktoren bis hin zu Ionentriebwerken in Raumfahrzeugen.
Näher am Boden interagiert das Polarlicht mit der Erdatmosphäre und beeinflusst deren chemische Zusammensetzung und Temperatur. Durch das Studium des Polarlichts erhalten Forscher Einblicke in atmosphärische Prozesse, beispielsweise, wie Energie von der Sonne in die Erdatmosphäre übertragen wird und wie sich dies auf die Chemie der Atmosphäre auswirkt. Zudem können die atmosphärischen Lichtemissionen auch Hinweise auf Veränderungen der oberen Atmosphäre geben.
Insofern ist es nicht nur wichtig, dass Beobachter und Wissenschaftler eng zusammenarbeiten, was durch verschiedene Beobachtungsprojekte [1] gefördert wird. Auch das Erkennen ungewöhnlicher Polarlichter ist von Wichtigkeit, weshalb sie hier vorgestellt werden sollen.

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Atmosphärische Erscheinungen

3 Lattenzäune und Fragmente, aufgenommen am 14.09.2024 in Kilpisjärvi, Nordwest-Finnland. Bild: Claudia Hinz

STEVE Das Akronym STEVE steht für ,,Strong Thermal Emission Velocity Enhancement" und bezeichnet ein weißliches bis nur schwach farbiges schmales Band, welches sich über mehrere Tausend Kilometer in Ost-West-Richtung über den Himmel erstreckt (Abb. 2). Die Leuchterscheinung tritt typischerweise nach starker Polarlichtaktivität äquatorwärts des Polarlichtovals auf, also in einer Region mit verringerter Elektronendichte. Die Lebensdauer liegt meist zwischen 30 Minuten und einer Stunde, bei mehr oder weniger gleichbleibender Intensität.
STEVE wurde erstmals 2016 diskutiert und 2018 die erste Beschreibung veröffentlicht [3, 4]. Die Erscheinung wird nicht durch Partikelniederschlag erzeugt, wie das Polarlicht, sondern entsteht durch extrem schnelle und heiße Plasmaströme in der Ionosphäre, welche die Energie für die Emission liefern. Noch sind bei der Entstehung viele Fragen offen, vor allem auch der Zusammenhang zu den häufig gleichzeitig auftretenden ,,Lattenzäunen" und dem SAR-Bogen [5].

SAR-Bogen In derselben Region wie STEVE wird seit 1997 ein weiteres Phänomen untersucht, das so genannte SAR (,,Stable Auroral Red"). Der schwache, rote und relativ unveränderliche Polarlichtbogen erstreckt sich wie STEVE in Ost-West-Richtung über den gesamten Himmel. Er entsteht durch eine schwache Emission roten Lichtes in der Ionosphäre und ist mit bloßem Auge meist nicht erkennbar. Jedoch wurden einige neuere Fälle mit sehr hellem SAR-Bogen dokumentiert, die zusammen mit STEVE auftraten. Auch die Lage am Südrand des Polarlichtovals, die große Längenausdehnung sowie die Langlebigkeit der Erscheinung ist der von STEVE sehr ähnlich.
Fragmente und Lattenzaun (,,Picket Fence") Beide Erscheinungen ähneln sich im Aussehen und erscheinen als zaunartige grüne Vertikalstrukturen, die fast rechtwinklig zur magnetischen Feldlinie verlaufen (Abb. 3). Normalerweise sind Polarlichtemissionen entlang der Magnetfeldlinien gerichtet, deshalb geben diese Erscheinun-

gen den Forschern große Rätsel auf. Während Fragmente meist allein oder in der Nähe von Polarlichtbögen polwärts und innerhalb des Polarlichtovals beobachtet werden, treten Lattenzäune hauptsächlich im Bereich von STEVE auf [4]. Insofern könnten die Entstehungsmechanismen unterschiedlich sein.
RAGDA RAGDA (,,Red Arc with Green Diffuse Aurora") zeichnet sich durch tiefrote Bögen aus, die zusammen mit grünen Flecken auftreten, welche ihre Helligkeit stark, oft auch pulsierend verändern. In einigen Fällen bildeten sich oberhalb der grünen Flecken Strahlen, die nach nur wenigen Minuten wieder verblassten.
Dieses Phänomen erscheint südlich des Polarlichtovals und wird von Protonen aus dem Sonnenwind ausgelöst, die mit Atomen in der Atmosphäre kollidieren und eine Kettenreaktion in Gang setzen. Elektronen werden abgespalten, aktivieren andere Teilchen und lösen so das zweifarbige Polarlicht mit den manchmal kurzlebigen

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Atmosphärische Erscheinungen

4 RAGDA mit roten Strahlen und SAR-Bogen im Hintergrund. Aufgenommen am 11.05.2024 um 01:24 Uhr in Schwarzenberg/Erzgebirge.
Bild: Claudia Hinz

Strahlen aus. Während das diffuse Grün dann verschwindet, hält der rote Bogen an. Die Strahlen, die auch beim großen Polarlicht in der Nacht vom 10. zum 11. Mai 2024 mehrfach in Deutschland beobachtet wurden (siehe DMG-Mitteilungen 3/2024), wurden bis dahin erst zweimal dokumentiert. In beiden Fällen waren die Strahlen diffuser und nicht so scharf definiert (Abb. 4). Auch hier ist noch Forschungsarbeit nötig. Auf jeden Fall führen die Strahlen dazu, dass das diffuse Grün verschwindet, während der rote Bogen weiter anhält. Die grünen Flecken und die roten Strahlen zeigten sich in Deutschland (mit Unterbrechungen) immerhin über eine Stunde und wären damit der dritte Fall einer Beobachtung dieses Phänomens und das bisher südlichste Auftreten.
Dünen (,,Dunes") Diese sehr seltene nächtliche Himmelsemission zeigt sich als wellenförmiges Feld paralleler Strukturen, die meist in diffuses grünes Polarlicht eingebettet sind (Abb. 5).

Es handelt sich im Allgemeinen um eine schwache Polarlichtform, die mit bloßem Auge kaum erkennbar ist und sich am besten auf länger belichteten Fotos offenbart.
Die ersten Dünen wurden während des geomagnetischen Sturms am 7. Oktober 2015 in Finnland dokumentiert. Weitere Beobachtungen zeigten, dass diese bei Auftreten über ein großes Gebiet hinweg sichtbar sind und mehrere Stunden andauern können. Das bisher größte untersuchte Dünenereignis erstreckte sich über ein Gebiet von über 1.500 km in Ost-West-Richtung und dauerte langsam driftend mindestens vier Stunden an. Als Höhe wurde mithilfe der Triangulationsmethode 100 km ermittelt. Nach aktuellem Kenntnisstand entstehen die Dünen durch eine großflächige atmosphärische Welle, die sich an der Grenze zwischen Mesosphäre und Thermosphäre bildet. Diese Welle verändert die atomare Sauerstoffkonzentration, die abwechselnd dichte grüne und weniger dichte (,,leere") Emissionsbänder erzeugt. Bei gleichzei-

tigem diffusem grünem Polarlicht (auch ,,Dünenschelf " genannt) entstehen parallele hellere und dunklere Bänder, wobei die horizontale Bewegung der atmosphärischen Welle die Drift der Dünen erklärt. Auch andere Wellen, wie etwa atmosphärische Schwerewellen, könnten solche Polarlichtmuster erzeugen [6].
Sicher gibt es inzwischen noch weitere abweichende Polarlichtarten, allerdings habe ich mich auf jene beschränkt, die leicht zu identifizieren sind, bevorzugt auf der Nordhalbkugel am südlichen Rand des Polarlichtovals auftreten und bei denen damit eine große Chance besteht, sie auch in unseren Breiten beobachten zu können. Wer ungewöhnliche Polarlichtformen entdeckt, sollte seine Bilder unbedingt der Wissenschaft zur Verfügung stellen, ohne das Phänomen genau benennen zu müssen. Wichtig sind genaue Aufnahmedaten der Fotos, um diese richtig zuordnen zu können.

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Atmosphärische Erscheinungen

5 Waagerechtes Feld von Dünen, aufgenommen am 07.08.2018 in Laitila in Südwest-Finnland. Bild: Pirjo Koski

Literatur- und Internethinweise (Stand 25.05.2025):

[1] Meldestellen ungewöhnlicher Polarlichter für die Wissenschaft: (a) Projekt Solarmax: www.solarmaxmission.com

[1a]

[1b]

(b) Skywarden, Finnland: www.taivaanvahti.fi

(c) Aurorasaurus: www.aurorasaurus.org

[2] A. Möller: ,,Polarlicht-Archiv für Deutschland", www.polarlicht-archiv.de

[3] Y. Nishimura et al., 2022: "Interaction Between Proton Aurora and Stable Auroral [1c]

[2]

Red Arcs Unveiled by Citizen Scientist Photographs", J. Geophys. Research:

Space Physics, Vol. 127, Iss. 7, https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/

full/10.1029/2022JA030570

[4] A. Interrante, 2020: "Aurora-chasing citizen scientists help discover a new

[3]

[4]

feature of STEVE", phys.org, Retrieved 2020-11-14,

https://phys.org/news/2020-11-aurora-chasing-citizen-scientists-feature-steve.

html

[5] J. Semeter et al., 2020: "The Mysterious Green Streaks Below STEVE", AGU

[5]

[6]

Advances, Vol. 1, Issue 4, Dec 2020: https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/

doi/epdf/10.1029/2020AV000183

[6] M. Grandin et al., 2021: "Large-Scale Dune Aurora Event Investigation Combining

Citizen Scientists' Photographs and Spacecraft Observations", AGU Advances,

Vol. 2, Issue2, June 2021: https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/

full/10.1029/2020AV000338

Journal für Astronomie Nr. 95 | 47

Astronomische Vereinigungen

Vorwort zur Rubrik Fachgruppe Astronomische Vereinigungen
Mehr als 150 Sternwarten, Planetarien und Astronomievereine sind Mitglied in der VdS, anschaulich auf der von Harald Steinmüller aktualisierten VdS-Deutschlandkarte dargestellt. Da wächst die Neugierde, gleich loszufahren und einen Besuch abzustatten. Viel Besuch hatten auch die Sternwarten und Astronomievereine am Tag der Astronomie am 29.03.2025, der mit der partiellen Sonnenfinsternis - je nach Wetterlage - ein besonderes Schmankerl darbot, wie die hier vorgestellten Berichte anschaulich darstellen.
Astrid Gallus

,,First Light" für unsere aktualisierte VdSDeutschlandkarte 2025 mit Sternwarten, Planetarien und Astronomievereinen

Liebe Leserinnen und Leser,

auf der folgenden Seite blickt Ihnen unsere aktualisierte Deutschlandkarte entgegen! Ist Ihre Sternwarte auch dabei? Oder Ihr Astro-Verein? Ihr Planetarium? Sehen Sie genau hin! Falls Ihre Sternwarte fehlen sollte, wenden Sie sich bitte an Harald Steinmüller (harald.steinmueller @sternfreunde.de).
Auf dieser Deutschlandkarte sind alle Sternwarten, Planetarien und Vereine eingetragen, die Mitglied in der VdS sind. Die Karte bietet eine perfekte Übersicht, wo überall in Deutschland die Möglichkeit besteht, eine Sternwarte zu besuchen oder Kontakt zu einem Astronomieverein aufzunehmen.
Es gibt 160 VdS-Sternwarten und Astro-Vereine in Deutschland, die sich wie ein Netz über die Karte verteilen. Die Karte zeigt, wo Astronomie in Deutschland passiert! Vielleicht sogar ganz in Ihrer Nähe? Und Sie wussten es noch gar nicht? Na, dann wird es jetzt aber Zeit für einen Besuch!
Die unterschiedlichen Symbole auf der Grafik repräsentieren ortsfeste Sternwarten (blau), Planetarien (grün) und Astronomievereine ohne feste Beobachtungsstation (orange). Der QR-Code

Zur Suche nach speziellen Vereinen oder Orten kann man in der interaktiven Karte die Kategorien an- oder abwählen und einen Suchbegriff eintragen. Durch das Einzoomen in die Karte wird der Standort der jeweiligen Sternwarte / des Planetariums / des Astronomievereins im Detail genauer erkennbar. Probieren Sie es einfach mal aus!
Unsere VdS-Deutschlandkarte hatte ihr ,,First Light" als Rollup auf dem ATT in Essen 2025. Alle in der Karte gekennzeichneten Sternwarten, Vereine und Planetarien können das Rollup in der Originalgröße von 200 cm x 100 cm über die Geschäftsstelle der VdS erwerben und ihre Vereinsräume damit schmücken.
Als VdS-Mitgliedsverein kann man übrigens auch das AstronomieEinsteigerbrevier vergünstigt erwerben, genauso wie die Drehbare Sternkarte der VdS: Ein lohnender Mehrwert für jede VdS-Sternwarte oder jeden Verein, die ihren Vereinsmitgliedern oder ihren Besuchern ein sinnvolles Werkzeug bieten möchten. Demnächst werden auch SoFi-Brillen im Angebot sein. Ein Blick auf unsere Webseite gibt hierzu Hinweise.
Für das Mitwirken an der Karte möchten wir an dieser Stelle unseren herzlichen Dank an Gerrit Grutzek (interaktive Karte) und an Sven Melchert (Rollup und Grafik) aussprechen.

führt zu unserer interaktiven Karte, die weiterführende Links zu den Internetseiten der Vereinigungen enthält.

Astrid Gallus und Harald Steinmüller

48 | Journal für Astronomie Nr. 95

Astronomische Vereinigungen in der
Vereine mit Sternwarten Vereine mit mobilen Teleskopen Planetarien

Glücksburg

Astronomische Vereinigungen

Zur Online-Karte: Norderney Wittmund

Kiel

Kiel

Neumünster

Wilhelmshaven Nordenham

Tornesch Hamburg
Hamburg

Demmin Lübz

Papenburg

Lilienthal Bremen

Südheide

Neuenhaus

Damme Minden

Braunschweig Helmstedt

Potsdam

Berlin
Berlin Dahlewitz

Bad Salzuflen

Wolfenbüttel

Münster

Ubbedissen

Goch

Borken Recklinghausen

Paderborn Holzminden

St. Andreasberg

Duisburg

Essen

Dortmund Hattingen

Menden

Göttingen

Krefeld

Hagen

Mönchengladbach Erkrath Ennepetal

Halver

Düsseldorf Remscheid

Solingen

Hückelhoven

Köln

Marburg

Kassel

Gudensberg

Bad Zwesten

Marburg

Kirchheim (VdS-Sternwarte)

Weimar Jena

Bonn

Vogelsberg

Limburg a. d. Lahn

Solms

Fulda Suhl

Wetterau

Krausnick Herzberg (Elster)
Doberlug-Kirchhain

Halle Eilenburg

Riesa RadebergBautzen Görlitz

Radebeul Gera Crimmitschau Dresden

Zwickau

Chemnitz

Pirna Sohland a. d. Spree Zittau

Schneeberg

Schalkenmehren

Hofheim

Glauburg

Wiesbaden

Frankfurt Freigericht

Geisenheim

Heusenstamm

Mainz

Rüsselsheim

Hettstadt

Bad Kreuznach

Trebur Darmstadt

Würzburg

Trier Nonnweiler

Heppenheim Wertheim

Weikersheim

Coburg Hof
Nürnberg Ursensollen

Dieterskirchen

Saarlouis

Zweibrücken

Waghäusel

Nürnberg

Cham Neumarkt/Opf.

Herxheim-Hayna Wörth
Durmersheim
Bühl

Karlsruhe Pforzheim
Bühl Schömberg Tübingen

Heilbronn
Kornwestheim Stuttgart
Donzdorf Reutlingen

Aalen Heidenheim Streitheim

Chamerau Regensburg
Ingolstadt

Ortenau

Rosenfeld

Laupheim

Diedorf St. Ottilien Germering

Forstinning

Singen

Überlingen Ottobeuren Waldburg

Buchloe

München Berg
Königsdorf

Unterreit

Winzer

Friedrichshafen

Immenstadt

Journal für Astronomie Nr. 95 | 49

Astronomische Vereinigungen

SoFi-Fans in Neumünster sichtlich begeistert
von Marco Ludwig

In ganz Schleswig-Holstein haben am Sonnabend, dem 29. März 2025, zahlreiche Menschen einen Blick gen Himmel geworfen, um unter besten Wetterbedingungen die partielle Sonnenfinsternis zu beobachten. In Neumünster hatten die Sternkieker der vhs-Sternwarte eine öffentliche Beobachtung angeboten, die zahlreiche Besucher begeisterte.

Passend zum bundesweiten Astronomietag hatte auch die vhs-Sternwarte Neumünster zur Beobachtung der partiellen Sonnenfinsternis eingeladen. Vor der Stadthalle hatten die Sternkieker zahlreiche Spezialfernrohre aufgebaut, um interessierten Neumünsteranern einen sicheren Blick auf die teilweise verfinsterte Sonne zu bieten. Eine Sonnenfinsternis bildet sich immer dann, wenn Sonne, Mond und Erde auf einer gedachten Linie stehen. Am Sonnabend hatte der Mond dabei in Neumünster knapp 22% der Sonne bedeckt. Mit bloßem Auge war dies nicht sichtbar und sollte auch nicht versucht werden, da das helle Sonnenlicht Augenschäden hervorrufen kann.

1 Besucher vor der Stadthalle Neumünster. Bild: Sternwarte Neumünster

Die Neumünsteraner Astronomen waren jedoch mit passenden Sonnenfiltern an ihren Teleskopen und speziellen ,,SoFi"-Brillen ausgestattet. Der siebenjährige Emmo Köten hatte bereits von seiner Klassenlehrerin an der Rudolf-Tonner-Schule von der bevorstehenden ,,SoFi" gehört. Er fand das Himmelsschauspiel ,,richtig, richtig cool".

Ihm gefiel besonders, dass man durch die verschiedenen Teleskope die Sonne mal in Grün und mal in Rot sehen konnte. Gemeinsam mit seinem Vater Ali schaute er auch durch die SoFi-Brille und meinte, ,,da konnte man die Sonne noch mal ganz anders sehen".

2 Die partielle
Sonnenfinsternis im Maximum um 12:15 Uhr. Bild: Sternwarte Neumünster

Auch die Neumünsteraner Sternkieker waren begeistert von der Resonanz. Insgesamt waren rund 150 Besucher an der Stadthalle

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WALAIPORN SANGKEAW / GETTY IMAGES / E+

Astronomische Vereinigungen

zu Gast. Viele freuen sich schon jetzt auf die nächste ,,SoFi" am 12. August 2026. Diese wird in Teilen Spaniens sogar als seltene totale Sonnenfinsternis zu sehen sein. In Schleswig-Holstein dürfte die Sonne dann immerhin zu rund 85% verschwinden.
3 Emmo Köthen am Teleskop. Bild: Sternwarte Neumünster

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Astronomische Vereinigungen

Sternfreunde beobachten die partielle Sonnenfinsternis
- am Tag der Astronomie 2025 in der Sternwarte Hofheim
von Thomas Grohmann und Andreas Klug
Wenn in Hofheim am 29. März auch nicht die Sonne vom Himmel strahlte, so taten es aber umso mehr die Gesichter der Besucherinnen und Besucher, wenn die Sonne in den wenigen Wolkenlücken ihr ,,angeknabbertes" Aussehen offenbarte.

Etwa 20 interessierte Erwachsene und Kinder kamen zur Sternwarte, um die teilweise Verfinsterung der Sonne durch die Mondscheibe zwischen 11:20 und 13:00 Uhr zu beobachten. In den Wolkenphasen gab es viele Gelegenheiten, über eigene Erlebnisse von Finsternissen zu berichten, ein wenig über das Hobby Astronomie und die Arbeit der Sternwarte zu erzählen und über die kommenden totalen Sonnenfinsternisse in Spanien in den Jahren 2026, 2027 und 2028 zu informieren.

1 Partielle Sonnenfinsternis am 29.03.2025 in Hofheim. Bild: Andreas Klug

Als dann unser Vorsitzender mit den versprochenen Finsternis-Schutzbrillen kam, waren alle Besucher gerne bereit, uns den Spaß zu bereiten und so zu tun, als wäre der Himmel für das Schauspiel gerade völlig unerwartet aufgerissen.

Zum Hintergrund der partiellen Finsternis: Weil der Kernschatten des Mondes die Erde bei rein partiellen Finsternissen - wie wir sie heute erlebt haben - nördlich oder südlich verfehlt, liegt der Punkt der maximalen Finsternis entweder im nördlichen oder südlichen Polarbereich. Aus diesem Grund sind partielle Finsternisse stets auf eine der beiden Erdhemisphären beschränkt. So wurde bei der aktuellen Finsternis die maximale Verfinsterung über Grönland und Neufundland erreicht. Dort blieb von der Sonne nur eine schmale Sichel übrig. Von Kontinental-Europa aus hingegen erschien die Sonne nur ,,angeknabbert"; der Bedeckungsgrad in Hofheim lag bei ca. 17%. Wie viel von der Sonne vom Mond bedeckt wurde und von wann bis wann die Finster-

2 Besucher und Mitglieder während der partiellen SoFi auf der Sternwarte Hofheim.
Bild: Thomas Grohmann

nis dauerte, hing davon ab, von wo aus man sie beobachtete. Es galt: Je weiter westlich und je weiter nördlich, desto größer der Bedeckungsgrad.
Jeweils samstagsabends ab 20:00 Uhr lädt die Sternwarte, die dieses Jahr ihr 25-jähriges Bestehen feiert, zu Beobachtungsaben-

den vor Ort ein, bei denen es unzählige Sterne und viele weitere spannende Himmelsobjekte zu sehen gibt.
Auf der Homepage www.sternwartehofheim.de wird ab 18:00 Uhr je nach Wetterlage die Öffnung der Sternwarte bekanntgegeben.

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Astronomische Vereinigungen

Astronomietag 2025 in Peine
von Reiner Guse

Zum Astronomietag hatte der Astrostammtisch Peine und die Astronomie-Arbeitsgemeinschaft des Ratsgymnasiums Peine in die Sternwarte des Gymnasiums zur Beobachtung der partiellen Sonnenfinsternis eingeladen. Dort war neben direkten Beobachtungen durch Teleskope auch die Projektion der Finsternis mit einem Beamer in einen Vortragsraum vorgesehen, damit möglichst zahlreiche Besucher dieses Ereignis gleichzeitig verfolgen konnten.
Noch am Morgen des 29. März war der Himmel stark bewölkt und die Wettervorhersage prognostizierte erst nach der Finsternis eine Auflockerung. Trotzdem war alles für eine Beobachtung vorbereitet und ab 11:00 Uhr waren die Türen für Besucher geöffnet. Bereits zu diesem Zeitpunkt erschienen zahlreiche Interessenten und rüsteten sich mit Sonnenfinsternisbrillen aus, die wir ihnen zur Verfügung stellten. Pünktlich um 11:25 Uhr taten sich dann große Wolkenlücken auf und von diesem Zeitpunkt an konnten die Besucher das Ereignis fast ohne Unterbrechungen auf dem Bildschirm, durch Teleskope, als Projek-

tion mit dem Solarscope oder durch eine Sonnenfinsternisbrille beobachten. Diese verschiedenen Angebote wurden von den inzwischen zahlreich erschienenen Besuchern begeistert angenommen und es entstanden dadurch auch keine Warteschlangen. Im Vortragsraum konnte man dann

1 Auf der Stern-
warte Ratsgymnasium in Peine zu Beginn der Finsternis. Bild: Wolfgang Meirich
die Ursache für so eine Finsternis an einem Modell nachvollziehen. Insgesamt wurden über 100 Besucher gezählt und sowohl die Mitglieder des Astrostammtisches als auch die Schülerinnen und Schüler der Astronomie AG waren glücklich und zufrieden über diesen Verlauf.

2 Partielle Sonnenfinsternis am 29.03.2025 in Peine zu den im Bild angegebenen Zeiten, Aufnahme mit 80-mm-TS-Refraktor (f/6)
und Kamera QHY294c. Bild: Reiner Guse
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Astronomische Vereinigungen

Partielle SoFi und Astronomietag in Köln
von Rudolf Tonn

Auch die Volkssternwarte Köln nahm am letzten Astronomietag teil. Wir boten am 29.03.2025 zwischen 11:00 und 13:00 Uhr rund 350 Gästen gratis die Möglichkeit, die Sonnenfinsternis LIVE und sicher durch geschützte Teleskope, Ferngläser und Brillen zu beobachten.

Das geschah bei gutem Wetter simultan im Observatorium auf dem Dach des Schillergymnasiums in Köln-Sülz, zusätzlich mit mobilen Instrumenten der Vereinsmitglieder auf der Terrasse um die Kuppel herum und auch noch unten auf dem Schulhof vor dem Gebäude.

1 15x60-Weißlicht-Fernglas mit Sonnensucher auf dem Schulhof,
im Hintergrund die gleißende Sonne. Bild: Dominik Stockem

2 Betreuer und
Gäste am H-Teleskop mit 60 mm Öffnung auf dem Schulhof. Bild: Dominik Stockem

3 Gäste mit Filtern
und Schutzbrillen auf der Außenterrasse des Observatoriums. Bild: Marco Dresbach-Runkel
4 Höhepunkt der Bedeckung, aufgenommen durch
das ,,Smart Telescope" SEESTAR S50. Bild: Sharon Bramers
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1 Viele Besucher in Erwartung der partiellen Sonnenfinsternis.
Bild: Peter Rost

2025: Astronomietag in der Volkssternwarte Kirchheim
von Kerstin Rätz

Viel los war auch zum diesjährigen Astronomietag wieder an der Sternwarte Kirchheim! Pünktlich um 11:25 Uhr waren die Teleskope ausgerichtet auf die Sonne, um die partielle Sonnenfinsternis zu verfolgen und den Besuchern zugänglich zu machen. Nur eins war nicht bereit - das Wetter! Zwar regnete es nicht, trotzdem versteckten sich Sonne und Mond hartnäckig hinter den

Wolken. So trat Plan B in Kraft: Wir ließen die Sonnenfinsternis im Saale stattfinden in Form einer Direktübertragung aus Dänemark mit weiteren Blicken über andere Beobachtungsstationen weltweit. Bei gutem Wetter hätte man an dieser Stelle eine Direktübertragung vom hiesigen Fernrohr in den Vortragsraum erleben können. Das von Peter Rost im richtigen Moment ge-

2 Wie sich Erde und Mond um die Sonne
bewegen, konnten die Jüngsten bei Kerstin Rätz am Modell selbst ausprobieren. Bild: Peter Rost
schossene Foto der verfinsterten Sonne mit Wolken als Sonnenfilter (Abb. 3) stellt eine Rarität dar!
Aber die Besucher konnten sich moderne und historische Instrumente der Sternwarte ansehen und sich auch über kleine Teleskope für eigene Beobachtungen zu Hause (finanziell machbar oder Selbstbau) informieren.

Anhand eines kleinen Modells Sonne-Erde-Mond wurde schon für die kleinsten Besucher ersichtlich, warum Tag und Nacht wechseln, wie die Jahreszeiten zustande kommen und wie eine Sonnen- oder Mondfinsternis funktioniert. Erde und Mond selbst drehen zu lassen, bereitete den Jüngsten größten Spaß. Da hier aber die Größenverhältnisse ganz und gar nicht naturgemäß dargestellt werden konnten, konnte man sich gleich am Nachbartisch eine Vorstellung davon machen, wie es sich mit den Größen von Sonne und den Planeten wirklich verhält!

3 Zum richtigen Zeitpunkt die Kamera parat hatte Peter Rost - die Wolken
dienten als Sonnenfilter.

Um über die aktuelle, kaum beobachtbare partielle Sonnenfinsternis hinwegzutrösten, gab es dann noch eine totale

56 | Journal für Astronomie Nr. 95

Astronomische Vereinigungen

4 So fand die partielle Sonnenfinsternis eben im Saale statt - Direkt-
übertragung aus Dänemark und von anderen Beobachtungsstationen. Bild: Peter Rost

5 Manfred Rätz nahm die Gäste mit auf SoFi-Expedition nach
Amerika. Bild: Kerstin Rätz

6 Kirchheimer Sonnenuntergänge sind
einzigartig! Bild: Peter Rost

Sonnenfinsternis - nämlich im Vortrag von Manfred Rätz über die Sonnenfinsternis-Expedition der Gruppe vom Verein der Sternwarte Kirchheim im April 2024 in die USA mit Eindrücken von der Reise durch zahlreiche imposante Nationalparks und geografische Highlights. Da nicht nur Gäste unserer Sternwarte, sondern auch Vereinsmitglieder diese Sonnenfinsternis noch einmal ,,erleben" wollten, musste dieser Vortrag sogar 2x gehalten werden.

Ein faszinierender Sonnenuntergang gab uns eine Vorahnung auf einen Himmel, der am Abend doch noch den Blick zu den Sternen freigeben sollte. Dann konnten die Besucher die Kirchheimer Fernrohre doch noch in Aktion sehen. Objekte am sich verabschiedenden Winter- und aufsteigenden Frühlingssternhimmel konnten beobachtet werden, allen voran Jupiter mit seinen vier hellsten Monden, Mars und Uranus, aber auch Sternhaufen, Nebel und Galaxien.

Das war wieder einmal ein erfolgreicher Astronomietag - die etwa 100 Besucher der Sternwarte Kirchheim werden sich gerne daran erinnern.

7 Beobachtungen mit dem 60-cm-Spiegelteleskop. Bild: Peter Rost

Journal für Astronomie Nr. 95 | 57

Astronomische Vereinigungen

100 Jahre ,,Hohmann-Bahnen"
von Wolfgang Both

Im November 1925 erschien im Münchner Oldenbourg-Verlag ein schmales Buch, das aus raumfahrttechnischer Sicht eine geniale Ergänzung zu Oberths zwei Jahre zuvor erschienenem Werk ,,Die Rakete zu den Planetenräumen" darstellt. In seiner Arbeit ,,Die Erreichbarkeit der Himmelskörper" befasste sich der Bauingenieur Walter Hohmann (Abb. 1) mit der Frage, wie man die Flugbahnen künstlicher Himmelskörper mathematisch beschreiben könnte. Insbesondere interessierte ihn das Problem der energetisch günstigsten Flugbahn. Diese Frage ist heute noch virulent: Wie viel Treibstoff ist für eine geplante Menge Nutzlast erforderlich, um das Ziel zu erreichen? Neben der Optimierung dieses Verhältnisses ist die Gestaltung der Flugbahn entscheidend. Über viele Formeln und Ableitungen kam Hohmann zum Schluss, dass sich eine solche Flugbahn durch eine Ellipse beschreiben lässt. Das wird Astronomen nicht überraschen, fliegen doch unsere Erde und die anderen Planeten auf solchen Bahnen um die Sonne. Seit Kepler (1609) hat sich diese Erkenntnis Bahn gebrochen und unser Weltbild verändert.
Walter Hohmann wurde am 14. Juli 1880 in Hardheim/Odenwald als Sohn des Arztes Rudolph Hohmann geboren. Die Familie übersiedelte 1885 nach Südafrika, wo sein Vater die Praxis eines Kollegen übernahm. Hier bekam Walter eine vorrangig englischsprachige Schulausbildung, legte sein Abitur dann aber 1900 in Würzburg ab. An der Technischen Hochschule München nahm er ein Studium im Bauingenieurwesen auf, das er 1904 erfolgreich mit dem Diplom abschloss. Danach hatte er Arbeitsstellen in verschiedenen Bauingenieurbüros in Wien, Breslau und Hannover. Im Jahr 1912 wurde er leitender Statiker im Hochbauamt Essen. In diesem Jahr begann er auch seine Berechnungen zu den Flugbahnen künstlicher Himmelskörper. Anregung war

1 Portrait Walter Hohmann (Quelle: Ley -
Die Möglichkeit der Weltraumfahrt, S. IX)
das Buch seines Cousins Wilhelm Trabert über kosmische Physik. Er trug erstmal die Grundlagen zusammen: Welche Parameter bestimmen den Start von der Erdoberfläche in den freien Raum? Wie kann man der Erdanziehung entfliehen? Und wie kann man gefahrlos wieder landen? Und wie gestaltet sich dann der Flug zum Mond oder den anderen Planeten?
Als Ingenieur nahm er für weitere Berechnungen einige Vereinfachungen der Keplerschen Gesetze vor. So reduzierte er die Planetenumläufe auf Kreisbahnen in einer Ebene. Damit bewegten sie sich in gleichförmiger Geschwindigkeit um die Sonne. Zum Dritten sollte die Erdanziehung nach dem Start vernachlässigbar sein. Damit war die Gravitationsfrage im Freiflug ein Zweikörperproblem Flugkörper-Sonne. Mit den ersten Ergebnissen seiner Berechnungen war er aber unzufrieden, so dass er 1917 von vorne anfing. Diese Arbeit konnte er

1919 abschließen. Der Erste Weltkrieg und ein mehrmonatiger Kriegsdienst hatten die Studien verzögert. Außerdem hatte er 1915 geheiratet, 1916 kam der Sohn Rudolf auf die Welt. Und er hatte eine Doktorarbeit ,,Über das Zusammenwirken von altem und neuem Beton in Eisenbetontragwerken" begonnen. Diese konnte er 1920 erfolgreich an der Technischen Hochschule Aachen verteidigen. Seine Arbeit ,,Über die Erreichbarkeit des Mondes und der Planeten" lag derweil in der Schublade - die Zeit war noch nicht reif für eine solche Publikation. Dies ergab sich erst, als Oberths theoretische Ausarbeitung über die Weltraumfahrt in München erschien. Zuvor hatte der KOSMOS-Verlag sein Manuskript abgelehnt. Nun sah Hohmann eine neue Möglichkeit und schrieb den Oldenbourg-Verlag an. Umgehend erhielt er eine positive Antwort aus München. Sowohl Max Valier als auch Hermann Oberth fungierten als Gutachter und gaben wertvolle Hinweise
2 ,,Die Erreichbarkeit der Himmelskörper"
(1925)

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Astronomische Vereinigungen

zum Manuskript. Insbesondere der Verweis auf flüssige Treibstoffe hatte einen deutlichen Einfluss. Hohmann hatte noch (wie Goddard) mit den Parametern von Pulverraketen gerechnet. Mit dem Einsatz der neuen Treibstoffe und ihrer deutlich höheren Ausströmgeschwindigkeit verringerten sich die Flugzeiten erheblich. Grundsätzlich stimmten beide Gutachter dem Ansatz und den Ergebnissen Hohmanns zu, so dass die Arbeit Ende 1925 in die Buchhandlungen kam (Abb. 2 und 3).

Das Buch gliedert sich in fünf Kapitel. Im ersten geht es um den Start von der Erde ins All, im zweiten dann um die Rückkehr auf die Erde. Im dritten Kapitel behandelt er den Flug im All zwischen den Himmelskörpern. Im vierten Kapitel steuert er auf die anderen Planeten oder den Mond zu. Und im letzten Kapitel betrachtet er die Möglichkeit der Landung auf ihnen. Alle Kapitel sind mit mathematischen Formeln gespickt, die den physikalischen Sachverhalt beschreiben. Und in allen wird die Frage der energetisch günstigsten Flugbahn diskutiert. Wie bereits erwähnt, lassen sich die Flugbahnen durch Ellipsen beschreiben. Tabellen und Bahnkurven illustrieren die abstrakten Formeln. Dabei unterscheidet Hohmann mehrere Möglichkeiten. Die Flugbahn kann - eine die Planetenbahnen beidseitig tan-
gierende Ellipse - eine die innere Bahn tangierende und die
äußere Bahn schneidende Ellipse - eine die innere Bahn schneidende und die
äußere Bahn berührende Ellipse sein. Die Abbildung 4 illustriert diese Varianten für das Beispiel Flug zur Venus. In der Abbildung 5 (Tabelle) sind die verschiedenen Flugparameter für diese Varianten zusammengetragen, die die jeweiligen Flugzeiten ergeben. Danach benötigt die Route A 146 Tage, während Flugbahn C mit 69 Tagen nur halb so viel Zeit braucht. Die zweite Tabelle (Abb. 6) zeigt aber, dass die

3 Zeichnung 1925, Deckblatt Hohmann (Quelle: Familienarchiv Hohmann)
4 Mögliche Flug-
bahnen Erde-Venus (Quelle: Hohmann - Fahrtrouten, Fahrtzeiten, Landungsmöglichkeiten, S. 184)

Journal für Astronomie Nr. 95 | 59

Astronomische Vereinigungen

5 Tabelle mit Flugzeiten der
Bahnen A-E (Quelle: Hohmann - Fahrtrouten, Fahrtzeiten, Landungsmöglichkeiten, S. 185)

6 Tabelle mit Startgewichten für die Flugbahnen A-E (Quelle: Hohmann - Fahrtrouten,
Fahrtzeiten, Landungsmöglichkeiten, S. 186)

Flugroute A die geringste Startmasse erfordert, während die zeitliche Verkürzung für Route C mit einem Hundertfachen an Masse erkauft wird. Route A ist die mit sich anschmiegenden Flugbahnen (Kreuzungswinkel 0 Grad ) und geringen Geschwindigkeitsänderungen an die Umlaufgeschwindigkeit des jeweiligen Planeten. Hier sind also nur kleine Korrekturstöße aus den Triebwerken erforderlich, um eine sanfte Annäherung zu erreichen. In den anderen Fällen sind weitere Stöße zum Einschwenken auf die Planetenbahn und den Orbit nötig, was einen höheren Energieaufwand bewirkt. Damit hatte er die Flugbahn mit dem minimalen Aufwand identifiziert. Zu beachten ist aber in jedem Fall die Konstellation der Planeten beim Start zueinander. Nur bei einer günstigen Position unter Beachtung der Flugdauer ergibt sich ein optimales Startfenster. Des Weiteren hatte Hohmann eine Begrenzung der Beschleunigung auf 30 m/s2 festgelegt, um die Gesundheit der Raumfahrer nicht zu gefährden. Anders als Oberth befasste er sich aber nicht mit technischen Einzelheiten oder gar der Konstruktion einer Rakete. Sein Fokus lag auf Flugbahnen und Flugzeiten.

In seinem Beitrag in Willy Leys Sammelwerk ,,Die Möglichkeit der Weltraumfahrt" (1928) zu ,,Fahrtrouten, Fahrzeiten und Landungsmöglichkeiten" machte sich Hohmann auch Gedanken, wie man die Landung auf dem Mond oder anderen Himmelskörpern gestalten könnte. Hierzu griff er einen Vorschlag des Schriftstellers Otto Willy Gail aus dessen Buch ,,Der Stein vom Mond" (1926) auf, der schrieb, dass man eine kleine Rakete als ,,Beiboot" verwenden solle. Diese Idee würdigte Wernher von Braun später gegenüber Hohmann, da sie für die Lander bei den Apollo-Mondmissionen Anwendung fand. Ebenso wie seine Überlegungen für die Flugbahnen in den Orbit und aus dem Orbit zum Mond.
Hohmann pflegte eine lebenslange Bekanntschaft mit Max Valier. Für ihn führte er zahlreiche Berechnungen zu dessen Idee eines Raketenflugzeugs aus. Mit der Gründung des ,,Verein für Raumschiffahrt" im Juli 1927 wurde er von Valier folgerichtig als Mitglied in den Vorstand eingeladen. Valier war mehrmals bei ihm und seiner Familie in Essen, wo er auch sein Rückstoßauto vorführte.

Seine Arbeit machte ihn bald über die Grenzen Deutschlands hinaus bekannt. So wurde er 1927 zur ersten internationalen Weltraumausstellung in Moskau eingeladen. Sein Buch kam 1928 in die Nominierungsliste für den REP-Hirsch-Preis und wurde 1929 vom Komitee lobend erwähnt. Ende 1931 schied er aus dem VfR-Vorstand aus, blieb aber weiterhin in Kontakt. Auch im Nachfolgeverein, der ,,Gesellschaft für Weltraumforschung", wurde Hohmann Mitglied.
Beruflich lief es für ihn schwierig. Mit dem Machtantritt der Nationalsozialisten wurde sein Beamtenverhältnis zwar bestätigt. Da er aber nicht der NSDAP beitreten wollte, blieb ihm ein beruflicher Aufstieg verwehrt. Zu deutlich war seine Distanz zum Nazi-Regime. In den Folgejahren änderte sich sein Arbeitsfeld von städtischen Großbauten hin zu Luftschutz- und Bunkeranlagen. Nachdem Essen als Waffenschmiede zur Zielscheibe alliierter Bomber wurde, konnte er nurmehr die Statik beschädigter Gebäude prüfen. Die Zerstörung seiner Stadt lastete schwer auf ihm, er bat um Pensionierung. Er erkrankte, wurde dienstunfähig geschrieben. Unter den katastrophalen Lebensbedingungen wurde er nicht mehr gesund und verstarb völlig entkräftet am 11. März 1945. Die Raumfahrtgemeinde ehrte ihn 1970 mit der Benennung eines Mondkraters. Die von Walter Hohmann berechneten Flugbahnen erhielten in der Fachwelt die Bezeichnung ,,Hohmann-Bahnen". Ihre Berechnung ist heute Bestandteil des Physikstudiums. In Essen wurde die Sternwarte nach ihm benannt.

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Geschichte

Gedanken zum Stern von Bethlehem
- eine Fortsetzung
von Steffen Stolle

In diesem Jahr feiern die Astronomen ein ganz besonderes Jubiläum: Vor 1.500 Jahren erhielt der römische Abt Dionysius Exiguus den Auftrag zur langfristigen Bestimmung der Termine des christlichen Osterfestes. Mit einer neuen Methode berechnete er auch das Geburtsjahr von Jesus Christus und schlug vor, es als Jahr Nr. 1 einer neuen Zeitrechnung festzulegen. Diese Idee setzte sich nach und nach durch, und heute ist die Zählung ,,nach Christus" weltweit verbreitet. Aber immer noch wird die Frage diskutiert, ob sich der Mönch vielleicht geirrt hat. Der folgende Beitrag basiert auf der Annahme, dass Dionysius richtig gerechnet hat. Ob er die Schlussfolgerungen für korrekt hält, muss jeder Leser selbst entscheiden.

Bevor man den vorliegenden Text liest, ist es ratsam, sich noch einmal den ersten Teil der ,,Gedanken zum Stern ..." im VdS-Journal für Astronomie 86 vorzunehmen [9]. (Für VdS-Mitglieder sind auf der Website des Vereins alle Hefte frei zugänglich - ein guter Grund für einen Beitritt.)
Am Dreikönigstag ziehen Sternsänger von Haus zu Haus und segnen die Bewohner. Voran tragen sie einen Stern - den Stern von Bethlehem. Hat dieser Stern einen astronomischen Hintergrund? Dieser Frage bin ich im ersten Teil des Artikels nachgegangen und habe herausgefunden, dass es vor gut 2.000 Jahren durchaus Himmelserscheinungen gab, die zur Entstehung der biblischen Weihnachtsgeschichte geführt haben können. Zwei Annahmen hatte ich vorangestellt: - Die Geburtsgeschichte von Jesus Chris-
tus, wie sie das Neue Testament beschreibt, ist eine Legende, die die Erhöhung der historischen Person von Jesus zum Ziel hat. - Die Wanderung der Weisen (Magier) aus dem Morgenland nach Bethlehem fand nicht in der realen Welt statt. Es handelt sich bei der Erzählung vom Zug der Magier (der ,,Könige") um das Gleichnis einer gedachten Reise der Sterndeuter durch den Fixsternhimmel. Auf der Grundlage dieser Annahmen und mit der These, dass Saturn der Stern von Bethlehem sei, konnten einigen Bibelstellen konkrete Himmelsbilder zugeordnet

werden. Über den Stern ist aber nicht alles gesagt worden. Es muss eine weitere Geschichte erzählt werden.
Wir sind nun mitten im Geschehen und stellen uns vor, dass wir mit den Magiern dem Stern von Bethlehem folgen, also dem Saturn. Dazu müssen auch wir eine Zeitreise unternehmen. Wer dafür einen Baedeker benötigt, öffnet am besten das freie Astronomieprogramm Cartes du Ciel oder Sky Chart und stellt für den Ort Jerusalem das Datum ,,1. August des Jahres 1" ein (als Reisegeschwindigkeit wird eine Schrittlänge von 5 Tagen empfohlen; Äquatorialkoordinaten wählen und Zwillinge heranzoomen).
Saturn stand bei den Zwillingen und er bewegte sich vor den Fixsternen von West nach Ost. Am 14. Oktober kam er zum Stillstand. Auch im Matthäus-Evangelium wird von einem Stillstand gesprochen. Die Sterndeuter kamen zu Herodes, dem Herrscher von Jerusalem, und fragten ihn nach dem neugeborenen König der Juden, also nach dem Jesuskind. Herodes, der keine Antwort darauf hatte, schickte sie davon. Sie sollten weiter nach dem Kind forschen. Im Bibeltext steht dann: ,,Als sie das vom Könige gehört hatten, machten sie sich auf den Weg; und siehe, der Stern (...) ging vor ihnen her, bis er endlich über dem Orte stehen blieb, wo sich das Kind befand."
Jetzt wurde Saturn rückläufig, er begann, seine Oppositionsschleife zu ziehen. Nach-

dem er schließlich wieder rechtläufig wurde, erreichte er am 1. Juni des Jahres 2 u. Z. den Ort der Ekliptik, an dem er bereits bei seinem ersten Stillstand zu finden war. Und hier ,,war auch das Kind".
An diesem Abend war in der Dämmerung genau unter der Venus das erste Licht des neuen, soeben ,,geborenen" Mondes als ganz schmale Sichel zu sehen. Venus stand dabei mitten im Krebs, also dicht bei der Krippe, dem Sternhaufen Praesepe. Ein von vielen Religionen verbreitetes Thema wurde hier in das Neue Testament aufgenommen und dort verarbeitet. Es beschreibt, wie die Venus (in diesem Fall Maria) den Mond zur Welt bringt [1]. Das alles stand bereits im ersten Teil meiner ,,Gedanken zum Stern von Bethlehem", musste aber an dieser Stelle kurz wiederholt werden, damit die Fortsetzung verständlich wird.
Die Reise der Weisen aus dem Morgenland war damit aber noch nicht beendet. Sie sahen bekanntermaßen nicht nur das Kind, sondern beschenkten es auch. Dazu schrieb der Evangelist Matthäus: ,,Sie traten in das Haus ein und sahen das Kind bei seiner Mutter Maria, fielen vor ihm nieder und brachten ihm ihre Huldigung dar; dann taten sie ihre Schätze auf und gaben ihm Geschenke: Gold, Weihrauch und Myrrhe." Wenden wir uns den hervorgehobenen Worten zu. Als erstes traten die Magier in ein Haus ein. Da wir uns vorstellen, dass wir mit den Magiern am Himmel reisen und dem Stern, also Saturn folgen, sollten wir uns fragen, ob es am Firmament irgendwelche Häuser gibt. Der Begriff ,,Haus" ist uns aus der Astrologie bekannt. Vor 2.000 Jahren gab es keine Trennung zwischen Astronomie und Astrologie. Die Aufgabe der Sternenkundigen bestand darin, aus den Konstellationen der Sterne und Planeten künftige Ereignisse vorherzusagen.

Journal für Astronomie Nr. 95 | 61

Geschichte

Legende ein, bei der himmlische Mächte eine Rolle spielen. Der dreimalige Hinweis, dass Maria das Kind in Windeln wickelte, bevor sie es in eine Krippe legte, muss ihm wichtig gewesen sein.

1 Saturn läuft vom Sternzeichen Zwillinge in das des Krebses.

Sie beobachteten und berechneten dazu vor allem die Positionen der Wandelsterne entlang der Ekliptik. Diesen Kreis hatten sie bereits in zwölf gleich große Abschnitte eingeteilt, die jeweils den bekannten Sternbildern des Tierkreises zugeordnet waren. Diese Sektoren des Ekliptikkreises wurden von den Sterndeutern als ,,Häuser" bezeichnet. Das Häusersystem, das die moderne Astrologie benutzt, wurde später entwickelt [2]. Wenden wir uns unserem Problem zu und schauen auf eine Sternkarte (Abb. 1).
Darauf ist die scheinbare Bahn des Saturn vom März des Jahres 1 u. Z bis zum Juli des Jahres 3 u. Z. als rote Linie abgebildet. Während dieser Zeitspanne bewegte sich Saturn aus dem Sternbild Zwillinge kommend in das Sternbild Krebs. Er überschritt dabei den 90. Längengrad der Ekliptik. An dieser Grenze (grüne Linie) lief er vom Zeichen Zwillinge in das Zeichen Krebs. Das geschah kurz vor dem ersten Stillstand. (Man könnte es so interpretieren, dass Sa-

turn spionieren wollte, was in der Zukunft geschehen wird.) Dann wurde Saturn rückläufig und überschritt, nachdem er wieder rechtläufig war, endgültig die Grenze zum Zeichen des Krebses. Er kam an die Stelle, an der er bereits beim ersten Stillstand war; die Venus gebar den Mond; und bei Matthäus sahen die Magier das Kind mit seiner Mutter Maria (siehe oben). Der kleine Hinweis, dass die Magier in ein Haus eintraten, kann also sehr gut mit den Vorgängen am Fixsternhimmel in Einklang gebracht werden. Dieses Haus wird in den volkstümlichen Krippenspielen als elende Hütte oder Stall dargestellt, kann aber auch als Himmelshaus betrachtet werden.
Nun fielen die Weisen vor dem Kind nieder und beschenkten das Kind. Zuvor war das Kind aber in Windeln gewickelt worden. Bei dem Evangelisten Matthäus steht davon nichts. Jedoch berichtet auch Lukas über das Leben und Wirken von Jesus Christus. Und auch er bettet seine Erzählung in eine

Hier geht es um das eingewickelte Kind, das Wickelkind. Das Wickeln von Neugeborenen ist eine uralte Praxis, die wahrscheinlich schon in der Altsteinzeit angewendet wurde. Selbst im Alten Testament berichtet der Prophet Ezechiel vom Salzen und Wickeln Neugeborener. Hygienische Gründe wird es dafür nicht gegeben haben. Es wäre sehr umständlich, den gesamten Körper des Kleinkindes mehrmals am Tag aus- und einzuwickeln. Bei Wikipedia findet sich eine Erklärung für diesen seltsamen Brauch: ,,Wickeln scheint Teil antiker Geburtsriten gewesen zu sein. Neben der auch rituell zu verstehenden Funktion, dem Kind eine Form zu geben, sollte es ermöglichen, dass bereits das Neugeborene aufrecht stehen konnte und so aus einem animalischen Wesen auf magisch-symbolische Weise ein Mensch wurde." [3] Folgen wir diesen Gedanken und suchen das Mensch gewordene Kind am Himmel.
An dieser Stelle muss nun weiter ausgeholt werden. Was hat uns bisher vorangebracht? Die scheinbaren Bewegungen von Jupiter (siehe Teil 1) und Saturn am Fixsternhimmel wurden analysiert. Dabei zeigte sich, dass insbesondere der Stillstand oder der Vorbeigang (Konjunktion) eines Planeten an einem Fixstern bzw. exponierten Ekliptikpunkt betrachtet werden musste. Wir behalten diese Arbeitsweise bei und werden sehen, dass der ,,Wunderstern" eine weitere Überraschung bereithält.
Wir gehen jetzt genau so vor wie beim Auffinden des Kindes, welches als Neumondsichel zu sehen war. Dabei entdeckten wir das Neugeborene am 1. Juni 2 u.Z. an der Stelle

62 | Journal für Astronomie Nr. 95

Geschichte

der Ekliptik, an der Saturn bereits am ersten Stillstand war. Jetzt fahnden wir nach dem Wickelkind, das heißt, Saturn sollte den Ort aufsuchen, an dem Maria (Venus) zur Zeit ihrer Niederkunft stand, denn dort, örtlich wie zeitlich, legte sie das eingewickelte Kind in die Krippe. Damit ist die Zielkoordinate klar: Am 1. Juni 2 u.Z. stand Venus kurz nach Sonnenuntergang bei = 101 Grad 17'.

Saturn allerdings benötigte für den Weg dorthin etwa ein Jahr. Hier angekommen, überstrich er im Lauf einer weiteren Oppositionsschleife diesen Ekliptikbereich dreimal (Abb. 2). Wir müssen also eine Auswahl treffen. Dazu bietet sich der zweite Vorbeigang während der Rückläufigkeit an.

Wann jedoch war der zweite Vorbeigang? Schauen wir dazu auf die Tabelle 1, die für drei Tage die ekliptikalen Längen von Saturn anzeigt. Saturn war rückläufig, somit nahm seine ekliptikale Länge Tag für Tag ab. Unseren gedachten Zielpunkt erreichte er am 5. Januar.

2 Die Karte zeigt die Positionen von Saturn und Venus am 1. Juni 2 u.Z.
Saturn hat den Ekliptikpunkt als Ziel, an dem die Venus steht.

Mit einer geringen Abweichung von 5 Bogenminuten (das sind 0,08 Grad) können wir aber auch den 6. Januar als Treffer betrachten.

Dieses Datum überrascht. Noch heute ist der 6. Januar ein wichtiger kirchlicher Feiertag, nämlich das katholische Hochfest der Erscheinung des Herrn, das auch in der evangelischen Kirche und den anderen christlichen Konfessionen begangen wird. Das Hochfest Epiphanias ist den meisten als ,,Heilige Drei Könige" bekannt. An diesem Tag sollten der Legende nach die drei Weisen aus dem Morgenland dem Christkind ihre Gaben gebracht haben. Und tatsächlich zeigte sich das Kind am 6. Januar 3 u.Z. nach Sonnenuntergang am Himmel. Es war das gleiche Gestirn, das am 1. Juni des Vorjahres von der Venus geboren worden war.

3 In der Nacht vom 6. zum 7. Januar des Jahres 3 u.Z. lief der Vollmond an der Krippe
vorbei. Er wurde ,,in die Krippe gelegt".

Journal für Astronomie Nr. 95 | 63

Geschichte

Diesmal war es aber der volle Mond (Abb. 3) - das Neugeborene hatte eine Wandlung vollzogen. Aus dem ganz kleinen, animalischen Wesen war ein Mensch geworden. Das Geschehen am gestirnten Himmel wurde im Neuen Testament auf die Erde herabgeholt und umschrieben. Hirten und Magier fanden in einer Hütte das Kind, das sie bewunderten. Und die Magier haben den Mensch gewordenen Jesusknaben beschenkt. Beim Fest der ,,Erscheinung des Herrn" kann nun eindeutig gesehen werden, welches Symbol dem Herrn zugeordnet wurde, und tatsächlich kann das Wort ,,erscheinen" auch wörtlich genommen werden. Letztlich fragt man sich, wann der legendäre Jesus Christus wirklich geboren wurde. Drei Antworten sind möglich: 1. Jesus Christus kam in dem Jahr zur Welt,
in dem der Erzengel Gabriel (Planet Jupiter) Marias Empfängnis ankündigte (Teil 1 des Artikels). Auf Grund des Zeugungstermins musste er zur Wintersonnenwende geboren werden. Dieses Jahr ist das erste der Christlichen Zeitrechnung. 2. Die Magier sahen das neugeborene Kind am 1. Juni des Jahres 2 u.Z. 3. Das Mensch gewordene Kind beschenkten sie am 6. Januar 3 u.Z. - in Gegenwart auch der Hirten.
Die Westkirche folgt der Idee der Zeugungsgeschichte und wählte als Weihnachtsdatum den 25. Dezember. In der Ostkirche wird der 6. Januar bevorzugt [6]. Aus dieser Sicht lässt es sich über das rechte Geburtsjahr streiten.
Der oben erwähnte römische Abt Dionysius Exiguus nahm als Berechnungsgrundlage den Tag der Auferstehung von Jesus Christus, der nach Auffassung kirchlicher Autoritäten auf einen 25. März fiel. Also ermittelte er die Jahre, bei denen Ostern auf den 25. März fiel. Von dieser Liste wählte er jenes aus, das zu den gegebenen histori-

schen Hinweisen passte. Da das Alter von Jesus zur Zeit seiner Hinrichtung bekannt war, konnte Dionysius zurückrechnen und das Jahr der Geburt des Messias bestimmen [7]. Interessanterweise kommt er auf das gleiche Jahr wie wir mit der Theorie der Zeugungsgeschichte.
Heute sind die Berechnungen des Dionysius unumstößliche Grundlage unserer

Jahreszählung. Auch das von uns verwendete Astronomieprogramm richtet sich danach. Damit und mit der These, dass im Jahr 1 u.Z. der astralen Legende nach Jesus Christus geboren wurde, fanden wir viele Parallelen zwischen den Bibeltexten und dem himmlischen Geschehen. Handelt es sich hier um eine unwahrscheinliche Reihe von Zufällen?

Literatur- und Internethinweise (Stand 29.05.2025):

[1] E. Zehren, 1957: ,,Das Testament der Sterne", F. A. [3]

Herbig Verlagsbuchhandlung, Berlin-Grunewald

[2] W. Koch, W. Knappich, 2021: ,,Horoskop und Himmels-

häuser", Chiron Verlag, Tübingen

[3] Fran�ois Mauriceau, 1797, von der Wikipedia-Seite

,,Wickeln (Kind)", https://de.wikipedia.org/wiki/

[8]

Wickeln_(Kind)

[4] F. Boll, 2018: ,,Sternglaube und Sterndeutung: die

Geschichte und das Wesen der Astrologie", Inktank

publishing, S. 20

[5] W. Papke, 1993: ,,Die geheime Botschaft des Gilga-

mesch", Weltbild Verlag, Augsburg, S. 184

[6] A. Strobel, 1985: ,,Der Stern von Bethlehem - Ein Licht

in unserer Zeit?", Flacius Verlag, Fürth

[7] W. Seggewiß, 2001: ,,Für die Mär vom Stern von

Bethlehem", Sterne und Weltraum 12/2001

[8] P. Chevalley: Planetariumsprogramm ,,Cartes du Ciel /

Sky Chart", freie Software, www.ap-i.net/skychart/en/

start

[9] S. Stolle, 2023: ,,Gedanken zum Stern von Bethlehem",

VdS-Journal für Astronomie 86 (3/2023), S. 74

Tabelle 1
Datum
04.01.0003 05.01.0003 06.01.0003

Daten des 2. Vorübergangs

ekliptikale Länge von Saturn am Datum (links) um 12 Uhr MEZ
101 Grad 22' 101 Grad 17' 101 Grad 12'

Venus am 01.06.0002 u.Z. nach Sonnenuntergang
101 Grad 17' 101 Grad 17' 101 Grad 17'

64 | Journal für Astronomie Nr. 95

Geschichte

Rezension:
Uranographia 1801 (J. E. Bode)
Albireo Verlag, Köln 2024, Preis 169 (inkl. MwSt. und Versand)

Dies ist bereits meine vierte Rezension einer Publikation aus dem Albireo Verlag. Bei den vorangegangenen handelte es sich um C. F. Goldbach, Neuester HimmelsAtlas 1799 (VdS-Journal für Astronomie 50, 2014), Atlas Coelestis von Johann Gabriel Doppelmayr (Heft 55, 2015) und Johann Hieronymus Schroeters Mondatlas 1791(Heft 69, 2019). Seit 2013 hat der Mastermind des Kölner Verlags, Karl-Peter Julius, die große Zahl von historischen Werken als Faksimile herausgegeben (auf der Webseite findet man 54 Produkte).
Für seine neueste Publikation hat er ein Prunkstück der Astronomiegeschichte ausgewählt: Johann Elert Bodes Uranographia

von 1801. Was den Namen angeht, knüpft der Berliner Astronom an Johann Bayers Uranometria von 1603 an. Bodes monumentales Werk war sein zweiter Himmelsatlas, nach der ,,Vorstellung der Gestirne" von 1782 (in der Ausgabe von 1805 ebenfalls als Faksimile bei Albireo erhältlich). Die gewohnt perfekte Reproduktion wird ergänzt durch ,,Die 12 schönsten Karten der Uranographia" (69 ) und ein von Karl-Peter Julius verfasstes, 74-seitiges Begleitbuch ,,Johann Elert Bodes Uranographia" (29 ). Beide Produkte sind auch einzeln erhältlich.
Die neue Ausgabe der Uranographia ist vom Original kaum zu unterschieden - bis auf den Preis (für Letzteres zahlt man heu-

te über 25.000 ) und das Format. Da eine Einzelseite des Bode-Atlas stattliche 90 cm x 60 cm misst, hat man sich beim Verlag für ein handlicheres Format von 50 cm x 38 cm entschieden. Trotz dieser Reduktion ist der lateinische Text gut lesbar und selbst kleinste Eintragungen auf den 20 Karten sind deutlich sichtbar. Dargestellt sind 102 Sternbilder mit den klassischen Figuren, also deutlich mehr als die heute festgelegten 88, sowie mehr als 15.000 Sterne bis zur 7. Größenklasse (darunter auch zahlreiche Doppelsterne). Zusätzlich sind, nach Angaben des Verlags, 2.000 Nebel und Sternhaufen verzeichnet; der Großteil wurde von William Herschel entdeckt (tatsächlich sind es ,,nur" 1.800 aus dessen ersten beiden

1 Aus Uranographia: Karte VII

Journal für Astronomie Nr. 95 | 65

Geschichte

Der gute Eindruck des Begleitbuchs wird

etwas getrübt durch einige inhaltliche und

redaktionelle Fehler. Hier wäre ein Lektorat

hilfreich gewesen. Das ändert aber nichts

an meinem Fazit. Die neueste, wie immer

beeindruckende historische Publikation

aus dem Albireo Verlag sollte in keiner as-

tronomischen Bibliothek fehlen (man muss

allerdings einen geeigneten Platz finden).

2 Aus Uranographia: Karte XIV, sie zeigt das Zentrum des Virgo-Galaxienhaufens

Die Uranographia dürfte nicht nur dem

historisch interessierten Leser Freude be-

reiten, sondern überdies auch zum eigenen

Katalogen). Wie üblich ist die Auflage be- kongress in Gotha vorstellte, war Jer�me Beobachten anregen.

grenzt: Es gibt nur 399 handnummerierte de Lalande sichtlich beeindruckt. Sogleich

Exemplare der Uranographia. Der Käufer wünschte der berühmte Pariser Astronom, Wolfgang Steinicke

bekommt also ein exklusives Produkt - zu dass eine von ihm kreierte Konstellation,

einem mehr als angemessenen Preis!

der ,,Heißluftballon" der Gebrüder Mont-

golfier, in den Atlas

Bode hatte seinerzeit ein 140-seitiges Be- aufgenommen wür-

gleitbuch zur Uranographia publiziert. Ein de. Bode war nicht

solches gibt es auch diesmal, allerdings mit begeistert. Man einig-

anderem Inhalt. Karl-Peter Julius liefert eine te sich aber schließ-

ausführliche Darstellung des historischen lich darauf, dass er im

Hintergrunds. Zunächst wird die Person Gegenzug ebenfalls

Bode vorgestellt, ein vielbeschäftigter und ein neues Sternbild

populärer Astronom. Anschließend geht es einführen durfte. Der

um die Vorläufer der Uranographia (leider Berliner Astronom

wird die unveröffentlichte ,,Uranographia entschied sich für

Britannica" von John Bevis aus dem Jahr Gutenbergs ,,Buch-

1750 nicht erwähnt), die mühsame Finan- drucker Werkstatt".

zierung und Produktion, die Käufer (hier Lalandes exakte Be-

gibt es eine interessante Aufstellung der obachtungen waren

Vorbestellungen) sowie die internationale übrigens die Quelle

Resonanz. Ein Exemplar kostete damals 80 für die meisten Ster-

Goldthaler, was etwa einem Drittel des Mo- ne in der Uranogra-

natsverdiensts eines gutverdienenden Bür- phia - Bode war ihm

gers entsprach. 50 Exemplare gingen übri- also etwas schuldig.

gens an den Preußischen König Friedrich Später verschwanden

Wilhelm III; Bode hatte bereits 1787 dessen beide Sternbilder (in

Großonkel, Friedrich den Großen, mit ei- der Uranographia

nem Sternbild geehrt (,,Honores Friderici"). ,,Globus Aerostati-

cus" bzw. ,,Officina

Karl-Peter Julius erzählt im Begleitbuch Typograhica") wieder

auch interessante Anekdoten. Als etwa aus den Himmels

Bode 1798 erste Karten seiner Uranographia auf dem europäischen Astronomen-

atlanten.

3 Aus dem Begleitbuch der Uranographia: Seite 39

66 | Journal für Astronomie Nr. 95

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Kleine Planeten

Kosmische Begegnungen
von Klaus Hohmann und Wolfgang Ries

Ab und zu findet man auf Astroaufnahmen von Deep-Sky-Objekten kurze Strichspuren. Der Verursacher ist meist ein Kleinplanet, der sich während der Belichtungszeit ein kleines Stück auf seiner Bahn um die Sonne weiterbewegt hat. Für viele Astrofotografen sind solche zufälligen kosmischen Begegnungen eine Bereicherung des Bildes. Besonders dann, wenn man nach einiger Recherche herausfindet, wer der Verursacher der Strichspur war.
Aber kosmische Begegnungen lassen sich auch gezielt aufnehmen. Dazu gibt es zwei Tools im Internet, mit denen sich solche Ereignisse anzeigen lassen. Seit vielen Jahren pflegt Klaus Hohmann dankenswerterweise auf seiner Homepage [1] ein selbst geschriebenes Tool, mit welchem man sich kosmische Begegnungen anzeigen lassen kann. Interaktiv hat man die Möglichkeit, verschiedene Parameter wie die Helligkeit des Deep-Sky-Objektes oder die Helligkeit des Kleinplaneten selbst auszuwählen, um ein passendes Ereignis zu finden.

Eine zweite Internetanwendung stellt Klemens Waldhör [2] zur Verfügung. Unter [3] lassen sich Listen von am Himmel sichtbaren Kleinkörpern des Sonnensystems erstellen, wobei es auch möglich ist, den Standort auf der Erde festzulegen. In einem zweiten Schritt kann man diese Liste auf kosmische Begegnungen mit Deep-SkyObjekten eingrenzen.
Diese neue zweite Anwendung möchte ich heute ein wenig näher vorstellen und die Gelegenheit nutzen, den Aufbau dieses Artikels etwas umzugestalten. Mit den beiden Hilfsmitteln ist es ja einfach, sich für ein bestimmtes Datum und auch für diverse Remote-Standorte kosmische Begegnungen korrekt anzeigen zu lassen. Daher werde ich in Zukunft die kleine Liste an Beobachtungsvorschlägen nicht mehr erstellen. Außerdem haben sich die Bildzusendungen in letzter Zeit erhöht und der Platz ist mit der Präsentation der Leserfotos besser genutzt. Nun zur neuen Internet-App [3] von Klemens Waldhör, der bereits in der Ausgabe

83 hier mit einer kosmischen Begegnung vertreten war. Er ist Professor für Wirtschaftsinformatik an der Hochschule für Ökonomie und Management am Standort Nürnberg und befasst sich daher beruflich unter anderem mit KI-Anwendungen. Daher hat er auch in seinem Tool auf dieses Hilfsmittel zurückgegriffen, um seine Anwendung zu erstellen. Wer sich die Mühe macht, die oben angeführte URL in seinem Internetbrowser einzugeben, falls er die Papierausgabe des Journals in Händen hält, bekommt die Seite wie in der Abbildung 1 angezeigt. Am Ende des Eingabefeldes ist einer von mehreren Buttons ,,Hilfe anzeigen" zu finden. Dort kann man klicken, um sich die einzelnen Eingabefelder kurz und prägnant erklären zu lassen.
Man kann sich verschiedene Kleinkörper des Sonnensystems anzeigen lassen. Kometenfreunde können die Werte nach ihren Bedürfnissen eingeben. Ich werde hier ein paar Anmerkungen geben, wie man sich Kleinplaneten und in weiterer Folge kos-

1 Eingabemaske der App, erstellt von Klemens Waldhör
68 | Journal für Astronomie Nr. 95

Kleine Planeten

mische Begegnungen anzeigen lassen kann. Ins erste Feld solle man ,,a" für Asteroiden eingeben. Der Wert für die minimale Elevation hängt davon ab, wie hoch der Asteroid und damit die kosmische Begegnung mindestens über den Horizont steigen muss, um fotografiert zu werden. Hier kann man also schon die mögliche Liste kürzen, indem man sich unerreichbare Begegnungen gar nicht anzeigen lässt.

Etwas kniffliger wird es mit der minimalen Beobachtungszeit. Während Kometen oft kurz vor der Dämmerung aufgenommen werden, da sie in der Nähe der Sonne meist am hellsten sind, sollte man Asteroiden eher in Oppositionsnähe fotografieren. Da sind sie am hellsten und hinterlassen am Himmel auch schnell eine Strichspur. Kleinplaneten am abendlichen Westhimmel oder morgens am Osthimmel sind relativ langsam unterwegs und dementsprechend kurz sind die Strichspuren. Daher hier einen hohen Wert eintragen. Für den Sommer vielleicht 120 Minuten, für den Rest der Jahres 180 oder noch mehr. Der Wert für die maximale Helligkeit bezieht sich auf die Helligkeit des Asteroiden, die erreicht werden muss, um in der Liste aufgeführt zu werden. Bei 15 mag werden z. B. alle Kleinplaneten heller als 15 mag berücksichtigt. Der Wert für die minimale heliozentrische Distanz ist nur für die Kometenbeobachter von Bedeutung. Den Wert kann man also stehen lassen. Bei den Ortsangaben kann man entweder den Stationscode eingeben, falls man einen hat, oder die irdischen Koordinaten. Daher ist es möglich, sich auch eine Liste für Astroreiseziele oder Remote-Sternwarten anzeigen zu lassen. Für mitteleuropäische Beobachter ist der vorab eingestellte Ort Bamberg hinreichend genau.
Jetzt kann man auf den Button ,,Daten abrufen" klicken. Das Programm erstellt nun eine Liste aller Kleinplaneten, die am

2 Krebsnebel M 1 und C/2017 K2, aufgenommen von Klemens Waldhör am 18.01.2025
mit einem 8-zölligen RASA und einer ASI2600-MC-Kamera (Bildausschnitt)

gewünschten Datum heller als der eingestellte Wert sind und die mindestens die gewünschte Zeit höher als der ausgewählte Wert über dem Horizont stehen.
Um nun eine Liste von kosmischen Begegnungen zu erhalten, wählt man unter den Buttons erst einmal den Wert für ,,Distanz (Grad)" aus, und bestimmt damit, wie weit der Kleinplanet vom Deep-Sky-Objekt entfernt sein darf. Das hängt natürlich vom Gesichtsfeld des Equipments ab. Ich empfehle aber, auf 0,1 oder 0,2 Grad zu gehen, damit die Liste nicht zu lang wird. Außerdem sind nahe Begegnungen spektakulärer. Ich empfehle, sich dann die in Frage kommenden kosmischen Begegnungen in einem Planetariumsprogramm anzeigen zu lassen. In der Regel kann man dort die MPCOrbs, also die aktuellen Kleinplanetendaten updaten, damit sie korrekt angezeigt werden. Aber die hellen nummerierten Asteroiden sind auch ein paar Jahre ohne Update relativ nahe an den angezeigten Positionen. Wenn dann das Wetter auch noch mitspielt,

steht der Aufnahme einer kosmischen Begegnung nichts mehr im Wege.
Neue Bilder kosmischer Begegnungen Nach so viel Theorie nun der erfreuliche Teil, die Bilder der kosmischen Begegnungen. Die heutigen Aufnahmen stammen von Gerhard Balda und Klemens Waldhör, die schon Bildautoren waren, sowie den beiden Newcomern Burkhard Kowatsch und Wolfgang Strickling.
Klemens hat mir nicht nur die Internetanwendung geschickt, sondern auch eine kosmische Begegnung des Kometen C/2017 K2 PANSTARRS mit M 1, die er am Abend des 18. Januar 2025 in der Nähe von Nürnberg fotografierte (Abb. 2). Zufällig hat Burkhard Kowatsch diese Begegnung von seinem Standort südlich von Stuttgart ebenfalls aufgenommen (Abb. 3) und mir fast zeitgleich gemailt. Burkhard war hier im VdS-Journal für Astronomie schon öfter mit seinen Planetenaufnahmen oder einem

Journal für Astronomie Nr. 95 | 69

Kleine Planeten

3 Krebsnebel M 1, C/2017 K2 und einige Kleinplaneten, aufgenommen von Burkhard Kowatsch
am 18.01.2025 mit einem 12-zölligen Newton bei f/3,7 und einer TS2600CP-Kamera

Bericht über seine Gartensternwarte vertreten. Seine Astroleidenschaft begann vor fast 40 Jahren als Teenager. Seither saugt er alles auf, was mit Astronomie zu tun hat und betätigt sich auf vielen Feldern vom Spiegelschleifen bis zur Astrofotografie. Burkhard nahm sich schon länger vor, bei den kosmischen Begegnungen mitzumachen. Mit seinem M-1-Bild [4] samt Kometen ist ihm ein würdiger Einstieg gelungen, zumal man auch noch einige lichtschwache Strichspuren von Kleinplaneten im Bild entdecken kann. Über den Krebsnebel brauche ich nichts mehr zu schreiben, außer, dass sich Klemens sehr viel mit Supernovae beschäftigt. Bei dieser hier kam er leider um fast 1.000 Jahre zu spät ;-).
Der Komet C/2017 K2 wurde 2017 vom automatischen Suchprogramm PANSTARRS entdeckt [5]. Zum Zeitpunkt der Aufnahme war er knapp 15 mag hell und über eine Milliarde Kilometer von der Erde entfernt. Zu sehen ist er in den Bildern als kleine wolkige Strichspur unterhalb von M 1. Wer

sich das Bild von Burkhard am Bildschirm anschaut, kann fast ein Dutzend Strichspuren von Kleinplaneten finden, von denen die hellsten Brocken 17,4 mag hinterlassen haben. Die schwächsten kratzen an der 20-mag-Grenze.
Gerhard Balda [6], eine Teleskopbaulegende aus der Steiermark, versorgt mich regelmäßig mit Bildern. Zur Jahreszeit passend kann ich hier seine Bilder vom Perseus-Galaxienhaufen mit dem Hauptgürtelasteroid (27259) 1999 XS136 (Abb. 4) sowie seine Aufnahme der Galaxie IC 1613 mit (66989) 1999 XZ102 (Abb. 5) zeigen. Beide Bilder entstanden mit der Livestacking-Methode in SharpCap, wobei er für den Galaxienhaufen seinen 22-Zoll-Newton bei Graz verwendete und IC 1613 mit einem 16-ZollNewton in Kärnten aufgenommen wurde.
Der Perseus-Haufen befindet sich, wie der Name schon sagt, im Sternbild Perseus und ist rund 240 Millionen Lichtjahre von uns entfernt. Er umfasst ca. 500 bis 1.000 Gala-

xien, von denen NGC 1275 mit 11,7 mag am hellsten ist [7]. Am 13. Oktober 2023 befand sich der Kleinplanet (27259) 1999 XS136 in der Nähe des Haufens. Im Bild ist er am rechten Rand zu finden. Er war damals 16,8 mag hell und 276 Millionen Kilometer von der Erde entfernt. Der rund 8 km große Brocken wurde 1999 vom amerikanischen Amateurastronom Charles W. Juels in seinem Fountain-Hills-Observatorium entdeckt. Juels war mit 475 Entdeckungen ein sehr erfolgreicher Kleinplanetenjäger [8].
Gerhards zweites Bild zeigt die irreguläre Zwerggalaxie IC 1613, die zur Lokalen Gruppe von Galaxien gehört. Sie befindet sich im Sternbild Walfisch und ist am Himmel ca. 15 Bogenminuten groß und 9,3 mag hell [9]. Im Bildfeld befand sich auch der lichtschwache (66989) 1999 XZ102. Der rund 9 km große Brocken war damals ca. 18 mag hell und rund 222 Millionen Kilometer von der Erde entfernt [10].
Das letzte Bild des heutigen Artikels stammt von Wolfgang Strickling [11]. Der Zahnarzt ist aktives Mitglied des Arbeitskreises der Volkssternwarte Recklinghausen [12], beobachtet und fotografiert aber meistens

70 | Journal für Astronomie Nr. 95

4 Perseus-Galaxienhaufen und (27259) 1999 XS136, aufgenommen von Gerhard Balda am 13.10.2023
mit einem 22-zölligen Newton f/4,4 und einer ASI2600-MM-Kamera

von seiner eigenen Dachsternwarte aus. Auch unser nächster Stern, die Sonne, hat es ihm angetan. Highlights sind dabei seine vielen Reisen zu Sonnenfinsternissen auf viele Kontinente der Erde. Sein erstes Bild [13] für die kosmischen Begegnungen entstand am 12. Januar 2025 und zeigt (511) Davida bei den drei Galaxien NGC 936, NGC 941 und UGC 1945 (Abb. 6). Die Bedingungen waren suboptimal, trotzdem gelang Wolfgang ein tolles Einstandsbild! NGC 936 ist die hellste Galaxie im Bildfeld. Man könnte sie für eine Balkenspirale halten, aber sie ist eine linsenförmige Galaxie vom Hubble-Typ SB0/a und enthält im Gegensatz zu Spiralen kaum noch Gas. Am Himmel ist diese Welteninsel 10,2 mag hell und rund 65 Millionen Lichtjahre von uns entfernt, sie ist das größte Mitglied der NGC-936-Gruppe, zu der auch die links davon stehende NGC 941 gehört. Hierbei handelt es sich um eine 12,2 mag helle Balkenspirale, die deutlich kleiner als NGC 936 ist [14]. Unterhalb der beiden befindet sich noch die kleine Galaxie UGC 1945. Sie ist 14,6 mag hell und weiter entfernt als die NGC-936-Gruppe.

5 IC 1613 und (66989) 1999 XZ102, aufgenommen von Gerhard Balda am 18.12.2023
mit einem 16-zölligen Newton und einer ASI2600-MM-Kamera

Journal für Astronomie Nr. 95 | 71

Kleine Planeten

6 NGC 936 und (511) Davida, aufgenommen von Wolfgang
Strickling am 12.01.2025 mit einem 10-zölligen Newton f/4,8 und einer Kamera Canon R6 Mark II

Star der Aufnahme ist (511) Davida, die eine 11,2 mag helle Strichspur zog. Bei ihr handelt es sich um einen Asteroiden des äußeren Hauptgürtels. Sie ist der siebtgrößte Himmelskörper im Asteroidengürtel mit einer ovalen Form und einem mittleren Durchmesser von ca. 270 km. Für die Umrundung der Sonne benötigt sie 5 Jahre und 230 Tage. Zum Zeitpunkt der Aufnahme war sie rund 334 Millionen Kilometer von der Erde entfernt. Entdeckt wurde (511) Davida vom amerikanischen Astronomen Raymond Smith Dugan, der sie nach David Peck Todd benannte, der Professor für Astronomie und Direktor des Observatoriums am Amherst College war [15]. Wie damals üblich, wurde die weibliche Form des Namens verwendet. Gut, dass der gute Direktor drei Namen zur Auswahl hatte und man sich für David entschied, um ihn zu ehren.
Wir möchten Sie im Namen der Fachgruppe Kleine Planeten der VdS bitten, Ihre kosmische Begegnung einzusenden, um zukünftige Ausgaben des VdS-Journals für Astronomie mit Ihren Bildern zu bereichern. Schicken Sie die Bilder per Mail mit dem Betreff ,,Kosmische Begegnung" an ries@ sternwarte-altschwendt.at. Bitte vergessen Sie nicht, das Aufnahmedatum, die fotografierten Objekte und die Daten des Teleskops bzw. der Kamera mitzuteilen. Der Autor eines ausgewählten Bildes wird anschließend aufgefordert, eine unkomprimierte Version des Bildes für den Druck zur Verfügung zu stellen.

Internethinweise (Stand 27.05.2025):

[1]

[2]

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

[2] K. Waldhör: Homepage, www.waldhor.com/

[3]

[4]

[3] K. Waldhör: "Suche nach Kometen, Kleinplaneten und NEOs für ein Datum" www.waldhor.com/astronomie/ephemworker/jplabfragesmallobjects.html

[4] B. Kowatsch: " [5] [6] M1 und C/2017 K2 (PANSTARRS) mit 300-mm-Newton und TS2600CP", https://www.astrotreff.de/gallery/index.php?image/18260-m1-

und-c-2017-k2-

panstarrs-mit-300mm-newton-und-ts2600cp/

[5] Wikipedia: "C/2017 K2 (PANSTARRS)", https://de.wikipedia.org/wiki/C/2017_K2_ [7] [8] (PANSTARRS)

[6] G. Balda: Facebook-Profil, www.facebook.com/profile.php?id=100010756876226

[7] Wikipedia: "Perseushaufen", https://de.wikipedia.org/wiki/Perseushaufen [8] Wikipedia: "Charles W. Juels", https://en.wikipedia.org/wiki/Charles_W._Juels [9] [10] [9] Wikipedia: "IC 1613", https://de.wikipedia.org/wiki/IC_1613 [10] NASA/JPL: "Small-Body Database Lookup: 66989 (1999 XZ102)", https://ssd.jpl.

nasa.gov/tools/sbdb_lookup.html#/?sstr=66989&view=OPD [11] W. Strickling: "Astro-Homepage", www.strickling.net/astro.htm#Wolfgang [11] [12] [12] Arbeitskreis Volkssternwarte Recklinghausen: "Recklinghäuser Astrostammtisch",
www.strickling.net/avrhome.htm

[13] W. Strickling: "(511) Davida bei den drei Galaxien NGC 936, NGC 941 und UGC 1945 [13] [14] am 12.01.2025", www.strickling.net/NGC%20936%20+941%20+511Davida,%20

2.5h%202025-01-13.jpg

[14] Wikipedia: "NGC 936", https://de.wikipedia.org/wiki/NGC_936 [15] Wikipedia: "(511) Davida", https://de.wikipedia.org/wiki/(511)_Davida [15]

72 | Journal für Astronomie Nr. 95

Meteore

Rückblick auf das AKM-Treffen 2025 in Bad Kissingen
von Linda Plagmann
,,In der Astronomie ist alles im Wesentlichen schon bearbeitet, nur speziell mathematische Begabung und besondere Einrichtungen auf Sternwarten können zu neuen Erkenntnissen führen, zudem bietet die Astronomie keine Gelegenheit zu körperlicher Betätigung." Alfred Wegener, ca. 1910, zu einem Kollegen

Ganz so einfach ist es dann doch nicht, bewiesen die Teilnehmerinnen und Teilnehmer des AKM-Treffens (AKM = Arbeitskreis Meteore e.V.) vom 21. bis 23. März 2025 in der Jugendherberge Heiligenhof in Bad Kissingen. Für viele Prominente war dieser Kurort einst der ,,Place to be". Unter anderem wurde er von Königin Elisabeth von Österreich sowie von Alfred Nobel besucht und gehört heute zum UNESCOWeltkulturerbe.
Zahlreiche Mitglieder des AKM, ein zukünftiges Mitglied und Vereinsgäste aus dem gesamten Bundesgebiet kamen im März an diesem Ort zusammen, um sich über aktuelle Entwicklungen in der Himmelsbeobachtung auszutauschen, neue Projekte vorzustellen und über faszinierende Naturphänomene zu diskutieren. Die Bandbreite reichte von Meteoren und Radioastronomie über Polarlichter bis hin zu Halos und unaussprechlichen Kometen. Bereits am Freitagabend begann die Veranstaltung mit einem gemeinsamen Abendessen, gefolgt von der offiziellen Eröffnung durch Sirko Molau. Den thematischen Auftakt bildete ein Rückblick von Andreas Möller auf die Polarlicht-Highlights des Jahres 2024 in Deutschland. Wolfgang Hinz berichtete von schlaflosen Nächten in Skandinavien, wo fast jede zweite Nacht ein Polarlicht-Highlight zu sehen war. Passend dazu schlug zeitgleich die PolarlichtVorhersage-App an. Leider erschwerte die Lichtglocke über Bad Kissingen jede Beobachtung. Nur ein einzelnes Beweisbild mit stark beleuchtetem Stadthimmel erreichte die AKM-WhatsApp-Gruppe.

1 Blick in den
Tagungsraum vom Moderationstisch aus.

Nach dem ersten Networking und der Klärung der Getränkekosten ließen die Mitglieder den ersten Abend gemütlich ausklingen. Alte Freundschaften wurden gepflegt, neue Bekanntschaften gemacht, und alle waren gespannt auf die kommenden Tage.
Der Samstag stand ganz im Zeichen der vielfältigen Themen, mit denen sich der AKM beschäftigt. Nach einem Frühstück in der Kantine, abgeschottet von WLAN und Mobilfunk, eröffnete Jürgen Rendtel im Se-

minarraum den Tag mit einem Überblick über die Meteorströme der Draconiden und Leoniden. Anschließend zeigte Georg Dittie die Vielfalt und Tücken verschiedener AllSky-Kameras. Überraschenderweise erwies sich ein günstiges Modell von AliExpress als durchaus brauchbar für die Meteorbeobachtung.
Sirko Molau stellte seinen ,,Health Checker" für das AllSky7-Netzwerk vor, ein Gadget, das Kameradefekte frühzeitig erkennt. Er gab außerdem hilfreiche Tipps für

2 Mehr als 40 Interessierte fanden den Weg zum AKM-Treffen nach Bad Kissingen
und sorgten für einen Teilnehmerrekord.

Journal für Astronomie Nr. 95 | 73

Meteore

3 Alexander Haußmann referiert über Meteorbeobachtungen im VLF-Bereich
mit seiner selbstgebauten Antenne.

eine erfolgreiche AliExpress-Bestellung, von denen jeder profitieren kann.
Ulrich Sperberg hielt einen Vortrag über Alfred Wegener und dessen Leben. Aus diesem Vortrag stammt auch das großartige Anfangszitat.

Es folgte ein Workshop von Nikola Strah und Alexander Haußmann, die Methoden zur Meteorbeobachtung im VLF-Bereich präsentierten. Mit einer selbstgebauten Antenne und dem dazugehörigen Equipment im Garten konnten erste Erfolge erzielt werden.

Björn Kattentidt stellte ein Konzept vor, wie Drohnen großflächig zur Meteoritensuche, beispielsweise in Ribbeck, eingesetzt werden können. Da sich nach der Sichtung der Daten nicht schnell genug ein geeignetes Objekt fand, soll das Projekt durch den Einsatz von maschinellem Lernen erweitert werden.
Im Anschluss wurden sowohl ein Gruppenfoto vor Ort als auch ein Online-Gruppenbild aufgenommen. Das analoge Gruppenfoto wurde später mithilfe der neuen ChatGPT-Generation in verschiedenen Stilen technisch ,,optimiert". So kam auch die KI bei unserem Treffen nicht zu kurz.
In der Mittagspause bestand die Gelegenheit, die Umgebung der Jugendherberge

4 Das obligatorische Gruppenfoto - dieses Mal fast unmerklich mit einer KI nachbearbeitet.
74 | Journal für Astronomie Nr. 95

Meteore

zu erkunden. Wege wie der ,,Weg der Zeit" oder der ,,Weg zur Besinnung" führten durch den Wald und an kleinen Wichtelhäusern vorbei. Der ,,Weg zur Besinnung" bot eine gute Gelegenheit, um vom Geist wieder in den Körper zu finden.

Am Nachmittag präsentierte Elmar Schmidt neueste Beobachtungen zu Zirkumhorizontalbögen und Frank sowie Sabine Wächter berichteten von einer spektakulären Luftspiegelung im böhmischen Becken. Nach einer Kaffeepause mit Kuchen zeigte Alexander Keul online, wie herausfordernd, aber möglich die Erfassung von Kugelblitzen mit dem AllSky7-System sein kann.

5 Unser neuestes AKM-Mitglied beweist, dass Wissenschaft und Kunst
sehr gut zusammenpassen.

Unser neues Mitglied Chantal Anders widmete sich dem Thema Polarlichtfotografie, begleitet von faszinierenden Aufnahmen aus Deutschland und Dänemark. Bernd Gährken berichtete daraufhin von Polarlichtern beim ITV 2024.

Kurz danach durfte der AKM mit Lars Dettmar ein weiteres neues Mitglied begrüßen, das während einer Pause, zur Freude aller Beteiligten, gekonnt für die musikalische Untermalung auf dem Jugendherbergsklavier sorgte.
Der Abend begann mit dem Quiz ,,W.I.D.A." (Wer ist der AKM-Ahnungsbär?) unter Einsatz der Quiz-Funktion in Zoom, bei dem besonders erfahrene Mitglieder ihr Wissen unter Beweis stellten und Preise gewinnen konnten. Den feierlichen Abschluss bildete eine ,,Best Of "-Bilderschau, bei der jede Teilnehmerin und jeder Teilnehmer persönliche Highlights des vergangenen Beobachtungsjahres präsentieren konnten, begleitet wurde das Ganze von Musik, anregenden Gesprächen und gemütlichem Beisammensein.

6 Drei ,,Veteranen" des AKM (Jürgen Rendtel, Wolfgang Hinz und Ina Rendtel)
nach dem gemeinsamen Abendessen.

Am Sonntag folgten weitere spannende Vorträge: Elmar Schmidt berichtete über die Tagsichtbarkeit schmaler Mondsicheln in Bezug zur Helligkeit der Venus als Morgenstern. Claudia Hinz sprang online für ihren Mann Wolfgang ein, der sich leider entschuldigen musste. Sie zeigte das zweitbeste Eisnebel-Halophänomen, das beide im Dezember 2024 auf dem Erzgebirgskamm erleben durften (siehe den zugehörigen Beitrag im letzten VdS-Journal für

Astronomie). Bernd Gährken beleuchtete die Entstehung des Madna-Kraters und zeigte eindrucksvolle Bilder einer besonderen Reise.
Danach sprang Claudia Hinz wiederholt ein und referierte über die kontinuierliche Halobeobachtung 2024. Dabei wurde auch das bevorstehende Ende der über 40-jährigen Halo-Beobachtungsreihe im AKM angekündigt, ein emotionaler Moment,

Journal für Astronomie Nr. 95 | 75

Meteore

7 Nicht nur die KI kann sich mal irren.
der gleichzeitig ein Aufruf zur Fortführung dieser Arbeit war. Es folgte ein Vortrag von Frank und Sabine Wächter über die Kometenjagd und die Sichtung des Kometen C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS), dessen Name nur vereinzelt ausgesprochen werden konnte.

Andreas Möller präsentierte seine Reise zur Mondfinsternis in den USA von Las Vegas bis nach Salt Lake City und zeigte faszinierende Bilder des Himmelsereignisses.
Mit einem gemeinsamen Mittagessen klang dieses inspirierende Wochenende aus, das die Leidenschaft, die Vielfalt der Menschen und ihrer Präferenzen, das Fachwissen und den Gemeinschaftsgeist der AKM-Community sichtbar machte.

Für mich als neues Mitglied des AKM war das Treffen in Bad Kissingen geprägt von spannenden Einblicken, viel Humor, intensiven Gesprächen, fundiertem Fachwissen, engagiertem Networking und einer rundum positiven Atmosphäre. Ich bin gespannt auf den nächsten Input und freue mich schon jetzt auf das folgende Treffen, das uns im März 2026 nach Göttingen führen wird.

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Radioastronomie

Bericht vom Treffen der Fachgruppe Radioastronomie 2025
von Helge Wyrowski
Nach Potsdam im Jahre 2024 fand das jährliche Treffen der Fachgruppe Radioastronomie vom 25. - 27. April 2025 an der Walter-Hohmann-Sternwarte (WHS) in Essen statt. Nach einem kurzen Stadtrundgang in der Essener Innenstadt und einem gemütlichen Beisammensein am Freitagabend wurde die Gruppe von 15 Personen am Samstagmorgen im Vortragssaal der Sternwarte vom Vorsitzenden der WHS, Dr. Thomas Payer, begrüßt.

Danach begann der inhaltliche Teil mit dem Vortrag von Dr. Wolfgang Herrmann vom Astropeiler Stockert zum Erde-Venus-Erde-Experiment von Dwingeloo und Astropeiler. Das Experiment zielte darauf ab, ein Signal zur Venus zu schicken, welches von dort reflektiert wieder auf der Erde empfangen werden sollte. Hierbei sollte getestet werden, ob ein solches Signal überhaupt stark genug ist, um es mit den zur Verfügung stehenden Mitteln (25-Meter-Radioteleskop am Stockert) zu empfangen. Der Nachbarplanet Venus stand am 22. März 2025 in unterer Konjunktion mit einem Abstand von 41,1 Millionen Kilometern (= 0,2747 AE) günstig zur Erde und sollte mit einem Hochfrequenzsignal bei 1.299,5 MHz bei einer Signallaufzeit von 280 Sekunden als Reflektor dienen. Der Referent schilderte die Herausforderungen der Vorbereitung, den Vortest am Mond (trotz geringer Auflösung konnte eine Strukturkarte der Mondoberfläche erstellt werden) und Probleme mit der niederländischen Netzagentur. Der 25-Meter-Spiegel in Dwingeloo sendete Signale in der Betriebsart CW (kontinuierliches Signal, das auch in der Morsetelegrafie verwendet wird) an die Venus mit einer Leistung von 1 kW, was einer vorherigen Genehmigung bedurfte. Das Radioteleskop am Stockert konnte das an der Venus reflektierte Signal tatsächlich empfangen. Leider fiel die Senderendstufe der holländischen Kollegen nach vier Signalsendungen aus, da

1 Die Teilnehmer des Essener Fachgruppentreffens vor dem 3-m-Radioteleskop der Walter-
Homann-Sternwarte. Bild: Dr. Thomas Payer

bei solch hoher Sendeleistung einige elektrische Bauteile an die Grenze der Belastbarkeit kamen. Das spannende Experiment soll bei der nächsten Gelegenheit im Oktober 2026 wiederholt werden.
Johannes Hubertz präsentierte seine Experimente mit GNU Radio, einem Open-SourceProgrammbaukasten für Software Defined Radio (SDR) zur digitalen Signalverarbeitung. Mit Hilfe von flowgraphs (Signalverarbeitungsblöcken) und Parametern können Signale simuliert oder verarbeitet werden. Die flowgraphs sind in C++ und Python geschrieben. Hubertz verglich die Module mit einem ,,Lego-Kasten", denn durch Kombination von verschiedenen flowgraphs kann die Signalverarbeitung beliebig gestaltet werden. Hubertz stellte seine Arbeit konkret an einem Modul vor, das HI-Spektren mit einem RTL-SDR aufzeichnet und speichert.

Hermann Fenger-Vegeler sprach über seine Langzeitbeobachtungen des Pulsars PSR B0329+54 an dem 9-Meter-Spiegel der Radiostation in Kiel-Rönne bei 1.310 MHz. Dort hatte er remote den Pulsar im Sternbild Giraffe seit 2024 regelmäßig beobachtet. Die erfassten Daten der topozentrischen und baryzentrischen Perioden wurden nach astrometrischen Gesichtspunkten ausgewertet. Seine Motivation für die weitergehenden Messungen war der ,,Römer-Delay", der anhand historischer Betrachtungen erklärt wurde, und die Frage, ob dieser Effekt aus den vorliegenden Daten nachvollzogen werden kann. Es zeigte sich, dass bei gegebener Lichtgeschwindigkeit und der ekliptikalen Position des Pulsars sowohl die Astronomische Einheit als auch die Exzentrizität und die Erdbahngeschwindigkeit recht gut aus den Daten bestimmt werden können.

Journal für Astronomie Nr. 95 | 77

Radioastronomie

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Anschließend stellte Dr. Klaus Henning seine radioastronomischen Messungen am Mond mit einfachen Mitteln vor. Als Setup benutzte er eine Satellitenschüssel mit einem Durchmesser von einem Meter, die auf einer astronomischen Montierung befestigt wurde. Im Fokuspunkt der Parabolantenne wurden verschiedene LNBs (Low Noise Blockconverter, also Signalumsetzer, die verwendet werden, um die von der Satellitenschüssel empfangenen Hochfrequenzsignale umzuwandeln) installiert. Als Empfänger verwendete er einen SDRPlay RSP 1 B zusammen mit einem passendem Software-Plugin und dem SDR-UnoProgramm. Er erläuterte die Bestimmung der Mondoberflächentemperatur und ging auf die Eigenschaften des Regoliths sowie auf atmosphärische Dämpfungseffekte ein.
Nach der Mittagspause erläuterte der Gastreferent Norbert Redeker vom Deutschen Amateur-Radio-Club (DARC) mit seinem Vortrag Möglichkeiten, Störungen durch
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elektronische Geräte (z. B. Schaltnetzteile und Solaranlagen) zu beseitigen. Störungen können durch Netzfilter, Ferritkerne oder Drosselspulen reduziert werden. Für die Teilnehmer waren seine Ausführungen interessant, denn mit Störungen (RFI) durch z. B. Radar, Satelliten usw. hat eigentlich jeder Radioastronom zu kämpfen. Störungen können entweder durch eine Kreuzpeilung selbst aufgespürt werden oder, wenn alles nicht hilft, durch eine Meldung an die Bundesnetzagentur, die weitere Messungen vornehmen kann. Dabei sind bestimmte Frequenzbänder der Radioastronomie vorbehalten, auf deren Frequenz keine anderen Teilnehmer senden dürfen.
Abschließend stellte Vanessa Schultz vom Astropeiler Stockert ihre Sonnenbeobachtungen mit einem einfachen Interferometer vor, das aus 3 ,,Ofenrohren" besteht. Sie setzte für ihre Messungen zwei SDR vom Typ Adalm Pluto ein. Schultz berichtete über Aufzeichnungen von Sonnenausbrü-

chen. Mitte Februar zog der Aufbau in das Argelander-Institut für Astronomie nach Bonn um. Hier wurden dann Messungen während der partiellen Sonnenfinsternis am 29. März 2025 mit dem Ofenrohr-Interferometer vorgenommen.
Bei bestem Wetter konnten die Teilnehmer in den Pausen die Antennen und optischen Teleskope auf dem Gelände besichtigen. Da die Sonne schien, beobachteten die Teilnehmer am Meade-150-ED-Apochromaten die Sonne im Weißlicht. Hier waren deutlich zahlreiche Sonnenflecken zu erkennen. Mit dem Coronado-Sonnenteleskop waren Protuberanzen und Fackeln zu sehen. Die Sternwarte Essen verfügt über eine recht große bikonische Breitbandantenne für die Messung von Sonnenausbrüchen im Bereich 20 bis 80 MHz (Teil des e-Callisto-Netzwerks). Ein ,,Sternschnuppen-Detektor" horcht auf einen speziellen Sender unter dem Horizont in den Niederlanden. Genutzt wird eine HB9CV-Antenne für 50 MHz Empfang, aufgezeichnet werden die Funkechos des in die Ionosphäre eintretenden Materials. Die Sternwarte plant, den bisherigen Radiospiegel gegen ein größeres Modell auszutauschen. Es ist aber noch nicht geklärt, ob die alte Montierung als Stativ erhalten werden kann oder durch eine gänzlich neue Montierung ersetzt wird.

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Abgerundet wurde die Veranstaltung mit einem geführten Stadtrundgang im Stadtteil Essen-Werden und anschließender Einkehr in eine Pizzeria. Das Treffen in Präsenz ergänzte die regelmäßig stattfinden ZoomMeetings der Fachgruppe in hervorragender Weise. Es blieb stets Zeit, um sich über neue Projekte auszutauschen. Großer Dank gebührt den Gastgebern Beatrix Woyth und Jochen Pleßmann von der WHS für die Vorbereitung, Bewirtung und Begleitung während der Tagung. Außerdem wurde der langjährige Fachgruppenredakteur Frank Theede mit großem Applaus verabschiedet. Er war verantwortlich für die redaktionelle Betreuung von 41 Beiträgen der Fachgruppe Radioastronomie im VdS-Journal für Astronomie. Neuer Fachgruppenredakteur ist Dr. Klaus Henning.

78 | Journal für Astronomie Nr. 95

Remote-Sternwarten

Foto des Quartals
von Bernd Christensen
Die so genannten ,,Power User" der Fachgruppe ,,Remote-Sternwarten" wählen jeweils für das vergangene Quartal ein besonderes Foto aus der Galerie der Aufnahmen von der VdSRemote-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 erste Quartal 2025 ist ein Bild des Sternentstehungsgebietes Bernes 142 im Sternbild Chamäleon [2] von Johannes Teupen (Operator: Kai-Oliver Detken) ausgewählt worden. Ein herzlicher Glückwunsch an Johannes. Neben der Auswahl eines nicht so häufig fotografierten Molekülwolkengebietes überzeugt die gute Bildbearbeitung. Aber lassen wir dazu im Folgenden den Autor selbst zu Wort kommen.

Internethinweise (Stand 28.05.2025): [1] VdS-Fachgruppe Remote-Sternwarten:
,,Galerie", https://remotesternwarten. sternfreunde.de/beobachtung/galerie/
[2] VdS-Fachgruppe Remote-Sternwarten: ,,Bernes 142 * Chameleon Molecular Cloud", https://remotesternwarten. sternfreunde.de/2025/02/28/bernes142-chamaeleon-molecular-cloud/

Das Sternentstehungsgebiet Bernes 142
von Johannes Teupen

Sternentstehungsgebiete haben schon immer mein Interesse geweckt. Bei der Durchmusterung der Südhalbkugel nach solchen Gebieten bin ich dann eher zufällig auf das Gebiet Bernes 142 im Sternbild Chamäleon

gestoßen, unweit des Himmelssüdpols.Das Bild habe ich an der VdS-Sternwarte auf der Farm Hakos in Namibia am 28.02.2025 aufgenommen, als Operator hat mir Kai-Oliver Detken wertvolle Hilfe geleistet. Die

Koordinaten der Bildmitte sind: 18h 25m 39s, -77 Grad 49' 05''. Aufgenommen habe ich das Objekt mit folgendem Equipment: Teleskop: Takahashi Epsilon 160 ED Kamera: Lacerta DeepSkyPro 2600C

1 Sternentstehungsgebiet Bernes 142, unweit des Himmelssüdpols, Teleskop: Takahashi Epsilon 160 ED, Ort: VdS-Sternwarte in Namibia.
Bild: Johannes Teupen. Weitere Details, s. Text.
Journal für Astronomie Nr. 95 | 79

Remote-Sternwarten

Montierung: Filter:
Software:

10Micron GM3000 Astronomik L-1 UV/IR Block, 2 Zoll Pleiades Astrophoto Pixinsight; Russel Croman Noise-XTerminator; GraXpert

Das Bild stellt nur einen kleinen Teil der sehr großen Molekülwolke dar, die mit einer Entfernung von ca. 500 Lichtjahren eher zu den näher gelegenen Sternentstehungsgebieten gehört.

Der helle Bereich im unteren Teil des Bildes ist im Cederblad-Katalog als Ced 110 gelistet. Es handelt sich um einen Reflexionsnebel. Seine bläuliche Farbe bezieht er von dem hellen Stern HD 97048. Dieser beleuchtet den Reflexionsnebel vor der dunklen Wolke.

HD 97048 oder CU Chamaeleontis ist ein Herbig-Ae/Be-Stern in 603 Lichtjahren Entfernung im Sternbild Chamäleon. Er ist ein veränderlicher Stern, eingebettet in eine Staubwolke mit einer Sternentstehungsstätte und ist selbst umgeben von einer Staubscheibe.
Seine Helligkeit variiert zwischen 8,38 und 8,48 Magnituden. Das Spektrum zeigt ausgeprägte veränderliche Emissionslinien, die auf eine den Stern umgebende Hülle hinweisen.
HD 97048 gehört zur Sternassoziation Chamaeleon T1 und ist noch in die dunkle Molekülwolke eingebettet, aus der er sich bildet [1]. Er ist ein Vor-Hauptreihenstern, der seine Energie noch aus seiner Kontraktion bezieht. Er ist mit einem Spektraltyp

von A0 oder B9 etwa 2,5-mal größer als die Sonne und die Temperatur in seiner äußeren Hülle beträgt rund 10.500 K. Das führt zu einer Leuchtkraft von ca. 33 Sonnenleuchtkräften.
Es handelt sich bei diesem Bild um 91 Einzelaufnahmen zu je 300 s. Die Gesamtbelichtungszeit beträgt 7 Stunden 35 Minuten.
Internethinweis (Stand 29.05.2025): [1] Wikipedia: ,,HD 97048", https://
en.wikipedia.org/wiki/HD_97048

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Partielle Sonnenfinsternis am 29. März 2025
- die VdS-Bilderstrecke
von Maciej Libert und Sven Melchert
Sonnenfinsternis am Samstag - dieses arbeitnehmerfreundliche Himmelsschauspiel wurde leider vielerorts von Wolken getrübt. Nur im Nordwesten waren die Beobachtungsbedingungen besser. Trotzdem haben uns einige erfolgreiche Aufnahmen der Finsternis erreicht, und manchmal dienten die Wolken nicht nur als natürlicher Sonnenfilter, sondern sorgten auch für eine besondere Stimmung. An alle Einsender vielen Dank für ihre Aufnahmen und besonders an die Wettergeplagten, dass sie es trotzdem versucht haben!
Kurz zur Erinnerung: im Norden wurden etwas mehr als 20 Prozent vom Mond bedeckt, im Süden nur knapp zehn Prozent. In Mitteleuropa begann die Finsternis gegen 11:25 Uhr MEZ, erreichte um 12:10 Uhr ihre maximale Bedeckung und endete kurz vor bzw. nach 13 Uhr.
1 Erster Kontakt der partiellen Sonnen-
finsternis, aufgenommen am Niederrhein: Die Sequenz zeigt den Mondrand kurz vor und beim Eintritt in die Sonnenscheibe im H-Licht - aufgenommen mit einem 152-mm-FH-Refraktor, Daystar Quark und ZWO ASI178MM bei ca. 2.500 mm Brennweite. Dank ruhiger Bedingungen waren bereits vor dem ersten Kontakt Protuberanzen sichtbar. Besonders markant: eine Mondberg-Silhouette am Rand, die sich als Krater ,,Casatus E" identifizieren ließ. Aufnahmen: Ralf Burkart

Sonne Journal für Astronomie Nr. 95 | 81

Sonne

82 | Journal für Astronomie Nr. 95

2 Stefan Binnewies konnte
im Bergischen Land den Verlauf der Finsternis in voller Länge verfolgen. Ab 11:15 Uhr MEZ wurde alle zehn Minuten eine Aufnahme gemacht. Canon EOS R6 Mark II mit 300-mm-Objektiv und Telekonverter 2x, ISO 400, Belichtungszeit jeweils 1/4000 s.
3 Die partielle Sonnenfinster-
nis, aufgenommen um 12:11 Uhr MEZ im visuellen Spektrum mit einem 8-Newton bei 1200 mm Brennweite und einer ZWO ASI533MC Pro. Die Farbdarstellung basiert auf einem Mittelwert-Weißabgleich - orientiert am Spektraltyp G2, der der Sonnenfarbe entspricht. Trotz nachlassenden Seeings zum Ende hin sind Granulationsstrukturen und das Mondrandprofil noch gut erkennbar. Foto: Wolfgang Bischof

Sonne
4 Sonnenfinsternis um 11:41
Uhr MEZ in H-alpha: Coronado ST90/800, ZWO ASI1600MM, 100 Frames, 70 % Verwendung und geschärft mit PSS, Gimp. Trotz anfangs dichter Wolken gelang es Jürgen Burghard in Schwülper, mehrere Phasen der Sonnenfinsternis festzuhalten. Besonders eindrucksvoll: die H-alpha-Aufnahme, in der der Mond eine Protuberanz allmählich verdeckt. Der Versuch, den Austritt im Kalziumlicht zu dokumentieren, scheiterte leider an aufziehenden Wolken. Dennoch blieb das Ereignis insgesamt erfolgreich - auch dank spontaner Nachbarschaftsbeobachtung mit Sonnenfinsternisbrillen. Bild: Jürgen Burghard
5 Sonnenfinsternis um
12:00 Uhr MEZ: FraunhoferRefraktor 150 mm / 1.200 mm, Herschelkeil, ZWO ASI1600MM, 100 Frames, 51% Verwendung und geschärft mit PSS, Gimp. Bild: Jürgen Burghard
Journal für Astronomie Nr. 95 | 83

Sonne

6 Partielle Sonnenfinsternis am
29.03.2025 um 12:13 Uhr in Baldovana (45 Grad 53` 55`` N, 09 Grad 01` 04" O, 1.110 m NN), Kamera: Nikon D850, Objektiv: Nikkor 800 mm f/8,0, Telekonverter 1,4x, 1/250 s bei Blende 22 und ISO 200. Bild: Patricio Calderari

7 Bei klaren Bedingungen konnten rund 100 Gäste am Telescopium der Astronomischen Vereinigung Lilienthal (AVL) die Finsternis beob-
achten. Die Phasenaufnahme entstand mit einer Canon 90D und 400-mm-Teleobjektiv samt ND-Filter. Bild: Kai-Oliver Detken
84 | Journal für Astronomie Nr. 95

Sonne

8 Das Maximumbild entstand mit einem ED70-Refraktor,
Baader-U-Filter (350nm) und ZWO ASI183MC Pro. Bild: Kai-Oliver Detken
9 Während der öffentlichen Beobachtung an der Volks-
sternwarte Paderborn-Schloss Neuhaus gelang es Wolfgang Dzieran, ein vorbeifliegendes Passagierflugzeug exakt vor der teilweise verfinsterten Sonne zu erfassen - festgehalten mit einer Vespera-Station.

1 0 Die partielle Sonnenfinsternis ließ sich in Bremer-
haven bei strahlend blauem Himmel ganz entspannt vom heimischen Balkon aus beobachten und fotografieren. Zum Einsatz kam eine Canon EOS R6 Mark II mit Objektiv RF 100-500mm - aufgenommen bei 500 mm Brennweite und Blende f/7,1. Bild: Martina Hanke

Journal für Astronomie Nr. 95 | 85

Sonne
1 1 Die Finsternis konnte in der
Nordeifel bei nahezu durchgehend klarem Himmel vollständig verfolgt werden. Die Aufnahmen entstanden überwiegend in Sonnenprojektion mit einem 80-mm-Fraunhofer-Refraktor, ergänzt durch Eindrücke mit einer Lochkamera und gelegentlichen H-Beobachtungen am Coronado. Aufnahmen: Paul Hombach
1 2 + 1 3 Bei nahezu idealen
Bedingungen konnte die Finsternis mit einem Lunt LS60T und einer ZWO ASI178MM im H-Licht beobachtet und aufgezeichnet werden. Aus zahlreichen 30-sekündigen Sequenzen wurde ein Zeitraffer erstellt. Die hier gezeigten Aufnahmen sind als nachträglich kolorierte Collage arrangiert, ergänzt durch eine monochrome Auswahl von drei Einzelbildern mit unterschiedlichen Phasen (folgende Seite). Die Sonne präsentierte sich insgesamt ruhig, zeigte jedoch einige markante Protuberanzen, die während der Bedeckung eindrucksvoll vom Mondrand überlagert wurden. Aufnahmen: Maciej Libert
86 | Journal für Astronomie Nr. 95

Sonne Journal für Astronomie Nr. 95 | 87

Sonne

88 | Journal für Astronomie Nr. 95

1 4 Hier dienten Wolken als Filter,
das Bild ist trotzdem scharf: Sabine Mauer hat die Sonnenfinsternis mit einer Olympus-OM-1-Kamera, Objektiv M.Zuiko Digital ED 100-400 mm F5.0 - 6.3 IS, Telekonverter 2x, ISO 80, Blende 16 und einer Belichtungszeit von 1/16.000 s (!) festgehalten.
1 5 Panik in Stuttgart: Nur wenige
Sekunden blieben, um das Bild in einer kurzen Wolkenlücke zu fokussieren, die Belichtungszeit anzupassen und auf den Auslöser zu drücken. Refraktor 123 mm / 738 mm, BaaderHerschelkeil, Solar-Continuum-Filter, Nikon Z6 Mark II, ISO 200, 1/6 s. Aufnahme: Sven Melchert

Sonne
1 6 Uwe Petzl nahm die partiell
bedeckte Sonne um ca. 12:15 Uhr ungefähr zur Zeit der maximalen Bedeckung auf. Beobachtungsort war Kefferhausen (Eichsfeld/ Thüringen). Aufnahmedaten: Canon EOS R6 Mark II + RF800mm F11 IS STM + EXTENDER RF2x + fotografische Sonnenfilterfolie auf normalem Fotostativ; Belichtungszeit 1/2.000 Sekunde bei ISO 100 und Blende 22; Nachbearbeitung mit Luminar Neo.
1 7 Ralf Schäfer in Dortmund fotografierte den Finsternisverlauf um 11:23 Uhr, 11:39 Uhr, 12:13 Uhr (Maximum),
12:48 Uhr und 13:01 Uhr MEZ mit einem Refraktor Astro Professional APO 130 mm / 900 mm, Glassonnenfilter ND 5.0 und Nikon Z5, Belichtung jeweils 1/500 s bei ISO 200.
1 8 Die Aufnahme von Udo
Siepmann in Mülheim/Ruhr zeigt die Finsternis zum Zeitpunkt des Maximums um 12:11 Uhr MEZ. Optik: Lunt LS60 Blockfilter B1200, Kamera: ZWO ASI 174MM.
Journal für Astronomie Nr. 95 | 89

Sonne 90 | Journal für Astronomie Nr. 95

1 9 Finsternis im Kalzium-
licht um 12:14 Uhr MEZ: Frank Slotosch verwendete ein Objektiv von Beroflex mit 500 mm Brennweite und Blende 8, einen Solar-Discover-Kalziumfilter mit 0,5 nm Halbwertsbreite von Antlia und als Kamera eine QHY5III174M.
2 0 Die partielle Sonnen-
finsternis am 29.03.25 um 12:32 MEZ. Das Maximum ist leider hinter der dichten Bewölkung verborgen geblieben. Trotzdem war Jan Wilhelm in Ladenburg (Baden-Württemberg) froh, zusammen mit den Kindern überhaupt etwas von dem Ereignis gesehen zu haben. Auf der Sonnenscheibe zeigten sich auch einige Sonnenflecken. Aufnahmedaten: Canon EOS R6II mit Teleobjektiv RF100-500 L IS USM, Telekonverter 2x, Filter ND1000, Blende 22, ISO 100, Belichtung 1/5.000 s.

Sternbedeckungen

Streifende Sternbedeckungen durch den Mond im 4. Quartal 2025
von Eberhard Riedel

Im November und Dezember finden drei sehenswerte streifende Sternbedeckungen durch den unbeleuchteten Südrand des Mondes statt. Die Landkarte zeigt die Grenzlinien dieser Ereignisse quer über Deutschland, die der mittlere Mondrand während des Vorbeizuges am Stern beschreibt. Von jedem Punkt in der Nähe dieser Linien ist zum richtigen Zeitpunkt das oft mehrfache Verschwinden und Wiederauftauchen des Sterns zu verfolgen. Der Abstand zu den beleuchteten Mondstrukturen ist jeweils ausreichend groß, so dass die Streifungen bereits mit kleineren bis mittleren Fernrohren zu beobachten sind. Die nachfolgenden Erläuterungen und Grafiken verdeutlichen die genauen Umstände jedes Ereignisses.

de Sternbahn grafisch in verschiedensten Vergrößerungen dargestellt werden, um so den besten Beobachtungsstandort auswählen zu können. Letzterer muss auch unter Berücksichtigung der Höhe optimiert werden, weil diese einen Einfluss auf den Blickwinkel zum Mond hat. Hierzu können höhenkorrigierte Grenzlinien automatisch in eine Google Earth-Karte übertragen werden, mit der es dann einfach ist, die besten Beobachtungsstationen festzulegen.
Die Software kann kostenlos unter www. grazprep.com heruntergeladen und ins-

talliert 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 3 Streifungsereignisse im November und Dezember 2025

Alle Grafiken sind für Meereshöhe gerechnet. Bei deutlich höher gelegenen Beobachtungsstationen muss deren Höhe unbedingt in die Berechnung einbezogen werden, um eine genügend genaue Vorhersage zu erhalten (zur Software s. u.).

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 erwarten-

Journal für Astronomie Nr. 95 | 91

Sternbedeckungen

Ereignis 1: 01.11.2025

Am frühen Abend des 1. November zieht ab ca. 19:32 Uhr MEZ der zu 81% beleuchtete zunehmende Mond mit seinem zerklüfteten dunklen Südrand am 4,2 mag hellen Stern Aquarii (SAO 146585) vorbei. Die Streifung beginnt in Bitburg und folgt einer Linie über Meckenheim, Bonn, Iserlohn, Beckum, Sulingen, Zeven, Uetersen und Neumünster bis Kiel.

Die Abbildung 1a zeigt für die Länge 10 Grad Ost, dass die scheinbare Sternbahn (blauweiß gestrichelte Linie mit Minutenangaben) den mittleren Mondrand (weiß gepunktet) tangential berührt. Bei der Beobachtung von der Zentrallinie aus (hier berechnet für Meereshöhe) kann das dreimalige Verschwinden und Wiedererscheinen des Sterns beobachtet werden. Die Tabelle im Bild gibt dabei die ungefähren Kontaktzeiten an. Die roten Begrenzungslinien geben den durch die Mondparallaxe verursachten Versatz der scheinbaren Sternbahn an, wenn man sich 5.000 Meter beidseits von der Zentrallinie entfernt (jeweils senkrecht zum Verlauf der Zentrallinie gerechnet). Dadurch wird abschätzbar, wie weit man sich von der für den mittleren Mondrand gerechneten Linie entfernen muss, um mehrere Bedeckungen des Sterns sehen zu können. Da die Randstrukturen des Mondes hier in 6-facher Überhöhung dargestellt sind, verläuft die scheinbare Sternbahn gekrümmt.

1 a Die scheinbare Sternbahn von Aquarii (SAO 146585) (blauweiß gestrichelte Linie) bei
Beobachtung genau von der vorhergesagten Grenzlinie, mit 6-facher Mondhöhendehnung, rote Begrenzungslinien bei +-5.000 Meter.
1 b Die scheinbare Sternbahn von Aquarii (SAO 146585) bei Beobachtung abseits
der vorhergesagten Grenzlinie, mit 6-facher Mondhöhendehnung, rote Begrenzungslinien bei +-5.000 Meter.

Die Abbildung 1b stellt die Streifungssituation dar, wie sie sich nur 235 Meter nordwestlich der vorausberechneten Linie darstellt. In diesem Abstand sind bereits 10 Kontakte zwischen dem Mondrand und dem Stern zu erwarten.

Aquarii ist nicht als Doppelstern bekannt. Nicht selten wurden allerdings bei Sternbedeckungen durch ein zeitversetztes Verschwinden und Wiedererscheinen des Sterns Doppelsterne entdeckt. Zu beobachten wären anstelle einer schlagarti-

gen Bedeckung u. U. auch ein langsameres oder nur teilweises Verschwinden und Wiederauftauchen des Sternlichtes.

Ereignis 2: 02.11.2025
In der gleichen Nacht wie bei Ereignis 1 wartet kurz nach Mitternacht auf Beobachter in Baden-Württemberg und Bayern eine weitere streifende Sternbedeckung

am Südrand des Mondes. Auf einer Linie von Sasbach am Kaiserstuhl über Loßburg, Filderstadt, Ellwangen (Jagst) und Gunzenhausen bis nach Vohenstrauß wird der 6,8 mag helle Stern SAO 146659 ab ca. 00:23 Uhr MEZ bedeckt.

Die scheinbare Sternbahn in der Abbildung 2a zeigt beispielhaft für die Länge von 10 Grad Ost auf der Linie des mittleren Mondrandes, dass es dort nur zu einem einmaligen Verschwinden und Wiedererscheinen des Sterns hinter einem prominenten Mond-

92 | Journal für Astronomie Nr. 95

berg kommt. Die roten Begrenzungslinien zeigen den parallaktischen Versatz des Mondes bei einer Bewegung von +-5.000 Metern auf der Erdoberfläche.
Um mehrere Kontakte sehen zu können, muss man sich weit nach Nordwesten ,,in das Profil hinein" begeben. Dieses zeigt beispielhaft die Abbildung 2b, die für eine Ablage von knapp 3.000 Meter gerechnet ist. Besonders die enge Häufung zu Beginn der Streifung entlang einer dort flachen, aber dennoch unebenen Mondoberfläche dürfte spannend sein. SAO 146659 ist ebenfalls nicht als Doppelstern bekannt.
2 a Die scheinbare Sternbahn von SAO
146659 bei Beobachtung genau von der vorhergesagten Grenzlinie, 6-fache Mondhöhendehnung, rote Begrenzungslinien bei +-5.000 Meter.
2 b Die scheinbare Sternbahn von SAO
146659 bei Beobachtung abseits der vorhergesagten Grenzlinie, 6-fache Mondhöhendehnung, rote Begrenzungslinien bei +-5.000 Meter.

Sternbedeckungen

Ereignis 3: 28.12.2025

Eine ähnliche Situation bietet sich am späten Abend des 28. Dezember, allerdings mit einem ganz anderen Mondrandprofil und nur für Beobachter in Schleswig-Holstein. Die Linie verläuft von der Nordsee bei St. Peter-Ording bis zur Ostsee bei Eckernförde. Ab 22:20 Uhr MEZ wird der 6,5 mag helle Stern SAO 92304 ebenfalls vom Südrand des zu 61% beleuchteten zunehmenden Mondes gestreift.

Die Abbildung 3 zeigt die Situation bei 9 Grad Ost mit einer Ablage von ca. 3.600 Metern nördlich der Zentrallinie, wo mit 14 Kontakten gerechnet werden kann. Die roten Begrenzungslinien zeigen den Versatz der scheinbaren Sternbahn bei einer Bewegung von +-3.000 Meter, so dass man abschätzen kann, dass von anderen Beobach-

3 Die scheinbare Sternbahn von SAO 92304, 6-fache Mondhöhendehnung,
rote Begrenzungslinien bei +-3.000 Meter.

tungsstationen wegen der relativ steilen Mondstrukturen (6-fach überhöht dargestellt) ebenfalls zahlreiche Kontakte mög-

lich sind. SAO 92304 ist ebenfalls nicht als Doppelstern bekannt.

Journal für Astronomie Nr. 95 | 93

VdS-Nachrichten

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.

Planetenwege Die Webseite der VdS, zu finden unter www.sternfreunde.de, bietet neben der Übersicht unserer Fachgruppen, aktuellen Himmelsereignissen und der Deutschlandkarte unserer Mitgliedssternwarten, Vereine und Planetarien noch ein ganz besonderes Schmankerl: Die wahrscheinlich größte und umfangreichste Sammlung und Übersicht von Planetenwegen in Deutschland, Europa und der Welt! Udo Dreher hat sie zusammen- und der VdS zur Verfügung gestellt. Klicken Sie sich da mal rein, es ist wirklich spannend zu sehen, wo überall und in welch unterschiedlicher Form Planetenwege erstellt wurden. Auch gibt die Übersicht Anregung für den einen oder anderen Ausflug ganz in Ihrer Nähe oder für die Planung der nächsten Reise.
VdS-Sommerparty für neue Mitglieder Der Vorstand hatte erstmals die Idee, alle Neumitglieder des Jahres zu einem Treffen einzuladen. Zweck ist das gegenseitige Kennenlernen und die Möglichkeit, ein

Netzwerk untereinander

aufzubauen. So fand am

02.08.2025 in unserer Ge-

schäftsstelle in Bensheim

die erste Sommerparty ,,Sterne und Wein" der VdS

2 Gute Stimmung bei der Sommerparty.

statt! Die neuen Mitglieder Bild: Heike Mehlinger

hatten die Möglichkeit,

den Vorstand und einige

Fachgruppenleiter persönlich kennenzu- Mitglieder die passenden Sonnenfinster-

lernen, und die Fachgruppen konnten für nis-Brillen in unserer Geschäftsstelle er-

ihr schönes Hobby im Speziellen werben. werben. Der Vorstand hat eine gründliche

Der hübsche Garten der Geschäftsstelle Prüfung verschiedener Folien-Materialien

bot die passende Kulisse für gute Gesprä- unternommen und sich für eine sehr hohe,

che und Verabredungen. Es schloss sich wahrscheinlich die höchste Qualität ent-

sogar ein ganz unerwarteter Kreis: Unter schieden. Mit dieser SoFi-Brille kann die

den Gästen fand sich der ehemalige Physik- Sonne auch abgesehen von Sonnenfinster-

lehrer eines unserer Vorstandsmitglieder! nissen weiterhin beobachtet werden, zum

Der harmonische und abwechslungsreiche Beispiel zum Studieren von Sonnenflecken.

Abend verlief so erfolgreich, dass diese Idee Freuen Sie sich auf Ihre erste VdS-SoFi-

im nächsten Jahr fortgesetzt werden soll.

Brille! Erhältlich ab Januar 2026.

VdS-SoFi-Brillen Wenn im nächsten Jahr der Reigen mehrerer Sonnenfinsternisse im südlichen Europa ansteht, können VdS-Sternwarten und

Wichtige Astro-Termine Einige wichtige Termine werfen ihre Schatten voraus und sollten rechtzeitig im Terminkalender reserviert werden: Die Würzburger Frühjahrstagung findet am Samstag, 14.03.2026 statt und erstmals wird es wieder eine Astromesse im Süden der Republik geben: Samstag, 27.06.2026 in Friedrichshafen am Bodensee. Die VdS ist vor Ort!

VdS-Terminkalender Sie planen eine astronomische Veranstaltung, die überregional für Amateurastronomen interessant ist? Der VdS-Terminkalender stellt den Termin Ihrer Sternwarte/ Ihres Astrovereins bundesweit vor. Einfach anmelden unter termine@sternfreunde.de

1 Uwe Pilz begrüßt die Gäste der VdS-Sommerparty. Bild: Dominik Elsässer

Sie sehen - bei der VdS ist immer etwas los! Bis zum nächsten Mal - Ihre VdS!

94 | Journal für Astronomie Nr. 95

VdS-Nachrichten

3 Der romantische Garten unserer Geschäftsstelle in Bensheim. Bild: Heike Mehlinger

Wir begrüßen neue Mitglieder

Mitgl.-Nr.
22252 22253 22254 22255
22256 22257 22258 22259 22260 22261 22262 22263 22264 22265 22266

Name

Vorname

Strauß

Joachim

Hibbing

Harald

Nullmeyer

Jörg

Arbeitskreis Sternfreunde Lübeck e.V. (Sternwarte Lübeck)

Schwinn

Jens

Wynands

Michael

Kesting

Alexander

Meyer

Hubertus

Hofmann

Patrick J.

Güssregen

Stefan

Koboldt

Gerd

Fischbach

Dirk

Dirschauer

Claudia

Koch

Martin

Bruhn

Markus

Mitgl.-Nr.
22267 22268 22269 22270 22271 22272 22273 22274 22275 22276 22277 22278 22279 22280 22281

Name

Vorname

Hempel

Niels

Stoll

Bernhard

Helpenstein

Sophie

Prevosti

Juan

Voß

Katharina

Koch

Andreas

Geyer

Philipp

Genewein

Tim

Pagenkopf

Thorsten

Rabe

Hans-Joachim

Murswieck

Christoph

Reiche

Lars Lukas

Studt

Ralf

Kur- und Tourismusservice Pellworm

Weidler

Tobias

Journal für Astronomie Nr. 95 | 95

Castor Pollux

ZWILLINGE

FUHRMANN

Beteigeuze ORION

Aldebaran

Rigel

Capella

KASSIOPEIA

KEPHEUS

Algol

PERSEUS
Plejaden Uranus STIER

DREIECK WIDDER

ANDROM EDA

FISCHE

EIDECHSE

Deneb PEGASUS

Wega

LEIER

SCHWAN

Albireo

FÜCHSCHEN PFEIL

DELFIN

Atair

FÜLLEN

ADLER

Mira WALFISCH

Neptun Saturn

WASSERMANN

SÜDOST

ERIDANUS

Sternkarte exakt gültig für 15. November 2025 22 Uhr MEZ
Mondphasen im November 2025

BILDHAUER SÜD

STEINBOCK FomalhautSÜDL. FISCH SÜDWEST
Vereinigung der Sternfreunde e.V. www.sternfreunde.de

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

Vollmond 5.11.

Letztes Viertel 12.11.

Neumond 20.11.

Erstes Viertel 28.11.

Ereignisse im November

01. 19:32
01. 00:14
01. 00:15
01. 21:55 02. 01:00 02. 00:23
03. 00:24
03. 01:00 03. 22:57 05. 04:17-06:32 05. 06:10 05. 14:19 05. 23:30 06. 18:30 06. 22:46-02:13 07. 05:06 07. 21:46 10. 06:15
10. 22:23 10. 23:56 11. 01:00 11. 21:23 12. 06:28 13. 01:00 13. 02:02-05:58 14. 00:39-04:03

Beginn streifende Sternbedeckung durch d. Mond (S-Rand) an phi Aqr (=SAO 146585, 4,2 mag), Linie Bitburg - Meckenheim - Bonn - Iserlohn - Beckum Sulingen - Zeven - Uetersen - Neumünster - Kiel Mond bedeckt sigma Aqr (4,8 mag, weiter Doppelstern), W-Horizont Mond bedeckt 58 Aqr (6,4 mag, Doppelstern), W-Horizont AI Dra im Min Mond 6,4 Grad W Saturn (0,9 mag, 18,86'') Beginn streifende Sternbedeckung durch d. Mond (S-Rand) an SAO 146659 (6,8 mag), Linie Sasbach/ Kaiserstuhl - Loßburg - Filderstadt - Ellwangen (Jagst) - Gunzenhausen - Vohenstrauß (4448) Phildavis bedeckt Stern TYC 1317-00137-1 (9,3 mag) für 3,0 s, Hell.-Abfall um 6,7 mag, Sternbild Orion Mond 6,4 Grad W Neptun (7,8 mag, 2,34'') RR Lyr im Max Io: Transit u. Schatten vor Jupiter Europa: Beginn Schatten vor Jupiter
Vollmond Mond erdnah, 34,00' Mond 1,5 Grad O Plejaden Io: Transit u. Schatten vor Jupiter Ganymed: Beginn Verfinsterung AI Dra im Min Mond 4,3 Grad NW Jupiter (-2,4 mag) und 3,2 Grad S Pollux (1,2 mag) Ganymed: Ende Schatten vor Jupiter Ganymed: Transit vor Jupiter max. Libration Mond-SO, 8,9 Grad RR Lyr im Max
Letztes Viertel Mond 53' O Regulus (1,4 mag) Kallisto: Bedeckung durch Jupiter Io: Transit u. Schatten vor Jupiter

96 | Journal für Astronomie Nr. 95

14. 03:11
15. 05:55
15. 22:05-03:15 15. 22:30 16. 21:48 17. 06:20 17. 19:00
17. 23:12-02:22 18. 03:36-06:54 18. 07:00 20. 03:48 20. 07:47 20. 19:00
21.
21. 02:03-05:35 21. 02:32-05:51 21. 23:28 22. 22:02-00:18 22. 22:25 23. 00:42-05:40 25. 03:10-06:22 25. 07:11 25. 07:12
27. 01:00 27. 19:03 27. 23:29 28. 07:59 28. 20:56 29. 18:30
29. 22.54-02.05 30. 03:18-06:09 30. 23:29

Mond bedeckt 59 Leo (5,0 mag, Doppelstern), Austritt Mond bedeckt SAO 138420 (6,1 mag, Doppelstern), Austritt Europa: Transit u. Schatten vor Jupiter Io: Ende Transit vor Jupiter delta Cep im Max Mond 2,1 Grad SW Spica (1,1 mag) Maximum Meteorschauer der Leoniden, ca. 15/h, 71 km/s, ab 23 Uhr Ganymed: Schatten vor Jupiter Ganymed: Transit vor Jupiter Mond 10,8 Grad W Venus (-3,9 mag, 10,06''), SO-Horizont Mond erdfern, 29,09'
Neumond (6) Hebe (9,3 mag) 4,0' SO NGC 7377 (Gal., 11,0 mag), Sternbild Aquarius Uranus (5,6 mag, 3,81'') in Opposition zur Sonne, Sternbild Taurus, 4,3 Grad S Plejaden Kallisto: Schatten vor Jupiter Io: Transit u. Schatten vor Jupiter HU Tau im Min Io: Transit u. Schatten vor Jupiter RZ Cas im Min Europa: Transit u. Schatten vor Jupiter Ganymed: Schatten vor Jupiter Ganymed: Beginn Transit vor Jupiter Merkur (2,1 mag) Beginn Morgensichtbarkeit, SOHorizont, Venus als Aufsuchhilfe max. Libration Mond-W, 7,6 Grad Mond bedeckt iota Aqr (4,3 mag, Doppelstern) X Tri im Min
Erstes Viertel eta Aql im Max Mond 2,6 Grad N Saturn (1,1 mag) und 4,3 Grad W Neptun (7,9 mag) Io: Transit u. Schatten vor Jupiter Europa: Transit u. Schatten vor Jupiter beta Per (Algol) im Min

LUCHS

Pollux Castor

KREBS

ZWILLINGE Jupiter

KLEINER HUND
Procyon

Beteigeuze

GIRAFFE Capella

KASSIOPEIA

FUHRMANN
STIER Aldebaran ORION

Algol PERSEUS

ANDROMEDA DREIECK

Plejaden Uranus

WIDDER

FISCHE

HSE EIDEC

SCHWAN PEGASUS

EINHORN
GROSSER HUND Sirius SÜDOST

Rigel HASE

Sternkarte exakt gültig für 15. Dezember 2025 22 Uhr MEZ
Mondphasen im Dezember 2025

WALFISCH
ERIDANUS CHEMISCHER OFEN
SÜD

Neptun Saturn
WASSERMANN
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) und eigene Recherchen mittels GUIDE (Project Pluto).

Vollmond 5.12.

Letztes Viertel 11.12.

Neumond 20.12.

Erstes Viertel 27.12.

Ereignisse im Dezember

01. 21:12

AI Dra im Min

03. 23:08

U Cep im Min

04. 04:15

Mond in den Plejaden, Bedeckungen mehrerer

heller Sterne

04. 12:09

Mond erdnah, 33,32'

04. 21:16

RZ Cas im Min

05. 00:14

Vollmond

05. 00:18-03:37 Ganymed: Bedeckung durch Jupiter

05. 21:00-00:13 Ganymed: Verfinsterung

06. 20:11

(7287) Yokokurayama bedeckt Stern HIP 16341 (4,7 mag)

für 1,95 s, Hell.-Abfall um 12,1 mag, Sternbild Eridanus

07. 00:47-03:51 Io: Transit u. Schatten vor Jupiter

07. 21:00

Mond 4,0 Grad NO Jupiter (-2,6 mag) und 4,7 Grad SO Pollux

(1,2 mag)

07. 21:04

AI Dra im Min

07. 23:35

Mond bedeckt SAO 79864 (6,4 mag, Doppelstern),

Austritt

08. 03:17-07:15 Kallisto: Transit vor Jupiter

08. 07:25

Merkur (-0,5 mag) in größter Elongation West, 20,7 Grad ,

Morgensichtbarkeit, SO-Horizont

08. 22:48

U Cep im Min

09. 01:00

max. Libration Mond-SO, 8,2 Grad

09. 20:29

(352) Gisela bedeckt Stern TYC 1277-01491-1 (9,8 mag)

für 3,7 s, Hell.-Abfall um 2,2 mag, Sternbild Taurus

10. 06:45

Mond 1,1 Grad W Regulus (1,4 mag)

10. 08:40-09:32 Mond bedeckt Regulus (1,4 mag), genaue Zeiten abh.

v. Standort, Taghimmel

10. 20:40-23:32 Europa: Transit u. Schatten vor Jupiter

10. 23:34

RW Tau im Min

11. 00:15

(19306) Voves bedeckt Stern TYC 637-01208-1 (9,8 mag)

für 4,1 s, Hell.-Abfall um 8,5 mag, Sternbild Aries

11. 21:52

Letztes Viertel

13. 18:00-06:00 Meteorschauer Geminiden, ca. 150/h, 35 km/s,

ganze Nacht

13. 22:28

U Cep im Min

14. 02:41-05:36 Io: Transit u. Schatten vor Jupiter

14. 06:45

Mond 5,0 Grad W Spica (1,1 mag)

15. 21:09-00:02 Io: Transit u. Schatten vor Jupiter

15. 21:32

RR Lyr im Max

16. 03:12-06:56 Kallisto: Verfinsterung

16. 06:46

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

17. 07:09

Mond erdfern, 29,46'

17. 21:48-01:50 Europa: Transit u. Schatten vor Jupiter

18. 22:08

U Cep im Min

20. 02:43

Neumond

20. 04:58

Ganymed: Beginn Verfinsterung

21. 01:00

max. Libration Mond-NW, 6,7 Grad

21. 04:35-07:20 Io: Transit u. Schatten vor Jupiter

21. 16:03

Wintersonnenwende, Winteranfang

21. 18:00-06:00 Meteorschauer Ursiden, ca. 10/h, 33 km/s,

ganze Nacht

22. 02:05

(12690) Kochimiraikagaku bedeckt Stern HIP 33584

(6,3 mag) für 6,3 s, Hell.-Abfall um 4,9 mag, Sternbild

Monoceros

22. 23:03-01:46 Io: Transit u. Schatten vor Jupiter

23. 18:58

Mond bedeckt eta Cap (4,9 mag, Doppelstern), tief am

SW-Horizont

23. 20:48-00:06 Ganymed: Transit und Schatten vor Jupiter

23. 22:01

beta Per (Algol) im Min

25. 00:24-04:06 Europa: Transit u. Schatten vor Jupiter

25. 02:09

(676) Melitta bedeckt Stern TYC 765-00273-1 (9,8 mag)

für 1,37 s, Hell.-Abfall um 10,0 mag, Sternbild Canis Minor

26. 22:00

Mond 4,2 Grad NW Saturn (1,2 mag, 17,25'')

27. 07:40

Merkur (-0,5 mag) Ende Morgensichtbarkeit, SO-

Horizont

27. 20:10

Erstes Viertel

27. 22:47

(255) Oppavia bedeckt Stern HIP 24379 (6,9 mag) für

5,4 s, Hell.-Abfall um 7,6 mag, Sternbild Auriga

28. 05:45

(3106) Morabito bedeckt Stern TYC 860-00141-1 (9,4

mag) für 3,0 s, Hell.-Abfall um 7,8 mag, Sternbild Leo

28. 22:20

Beginn streifende Sternbedeckung durch d. Mond

(S-Rand) an SAO 92304 (6,5 mag), Linie St. Peter-Ording -

Eckernförde

29. 01:00

max. Libration Mond-SW, 7,1 Grad

30. 00:33

Mond bedeckt SAO 92810 (6,4 mag)

30. 00:57-03:30 Io: Transit u. Schatten vor Jupiter

30. 19:41

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

30. 23:02-03:23 Ganymed: Transit u. Schatten vor Jupiter

31. 18:30

Mond 2,7 Grad O Plejaden

31. 19:25-21:56 Io: Transit u. Schatten vor Jupiter

JoJuorunranlaflüfrüAr sAtsrotrnoonmomieieNNr. r9. 595 | | 97

GROSSER BÄR

GIRAFFE

KASSIOPEIA

LÖW IN E E KLE R
LÖWE Regulus

LUCHS

Capella

Castor Pollux
KREBS Jupiter

FUHRMANN ZWILLINGE

WASSERSCHLANGE Alphard
SÜDOST

KLEINER HUND
Procyon

Beteigeuze

EINHORN
Sirius
GROSSER HUND

Aldebaran ORION
Rigel HASE

Sternkarte exakt

gültig für 15. Januar 2026

22 Uhr MEZ

SÜD

Mondphasen im Januar 2026

Algol PERSEUS

ANDROMEDA DREIECK

Plejaden
Uranus STIER

WIDDER

PEGASUS FISCHE

WALFISCH

Neptun Saturn

ERIDANUS

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 3.1.

Letztes Viertel 10.1.

Ereignisse im Januar 2026

01. 03:01-06:21 Europa: Transit u. Schatten vor Jupiter

01. 21:13

Kallisto: Beginn Verfinsterung

01. 22:45

Mond erdnah, 33,70'

03. 0:00-06:30 Maximum Meteorschauer Quadrantiden,

bis zu 110/h

03. 11:03

Vollmond

03. 18:15

Erde im Perihel, Sonne 32,52'

04. 00:03

Mond 3,2 Grad N Jupiter (-2,7 mag) und 4,0 Grad SW

Pollux (1,2 mag)

06. 02:51-05:13 Io: Transit u. Schatten vor Jupiter

06. 22:00

Mond 2,9 Grad SO Regulus (1,4 mag)

07. 03:01-06:38 Ganymed: Transit u. Schatten vor Jupiter

07. 21:20-23:39 Io: Transit u. Schatten vor Jupiter

08. 01:00

max. Libration Mond-O, 7,0 Grad

09. 10:40

Mars in Konjunktion mit der Sonne

10. 09:00

Jupiter (-2,7 mag, 46,6'' in Opposition

zur Sonne, Sternbild Gemini

10. 16:48

Letztes Viertel

11. 03:00

Mond 3,0 Grad SO Spica (1,1 mag)

11. 18:51-21:47 Europa: Transit u. Schatten vor Jupiter

13. 04:41-06:57 Io: Transit und Schatten vor Jupiter

13. 21:47

Mond erdfern, 29,07'

14. 23:07-01:30 Io: Transit und Schatten vor Jupiter

15. 01:00

max. Libration Mond-N, 6,7 Grad

15. 07:00

Mond 5,5 Grad W Antares (1,1 mag), SO-Horizont

16. 17:33-19:58 Io: Transit und Schatten vor Jupiter

18. 00:12

Ganymed: Ende Verfinsterung

18. 19:12

Kallisto: Ende Verfinsterung

98 | Journal für Astronomie Nr. 95

Neumond 18.1.

Erstes Viertel 26.1.

18. 20:52

Neumond

18. 21:05-00:23 Europa: Transit u. Schatten vor Jupiter

22. 00:51-03:24 Io: Transit und Schatten vor Jupiter

23. 18:15

Mond 5,2 Grad NO Saturn (1,2 mag) und 3,3 Grad N

Neptun (7,9 mag)

23. 19:16-21:53 Io: Transit und Schatten vor Jupiter

25. 04:12

Ganymed: Ende Verfinsterung

25. 23:21-02:59 Europa: Transit u. Schatten vor Jupiter

26. 05:47

Erstes Viertel

26. 22:10-02:06 Kallisto: Transit u. Schatten vor Jupiter

27. 01:00

max. Libration Mond-SW, 6,9 Grad

27. 23:39

Mond in den Plejaden

29. 02:35-05:19 Io: Transit und Schatten vor Jupiter

29. 22:47

Mond erdnah, 33,17'

30. 21:01-23:47 Io: Transit und Schatten vor Jupiter

31. 05:00

Mond 3,0 Grad N Jupiter (-2,6 mag, 45,78'')

Beobachterforum

Supernovae im Frühjahr 2025
von Manfred Mrotzek

Dieser Beitrag setzt die in den Heften 91 [1] und 94 [2] begonnene Reihe über Supernovae fort. Eine Auswahl der im Frühjahr 2025 sichtbaren Supernovae möchte ich hier in der Reihenfolge ihrer Entdeckung vorstellen. Die meisten von ihnen dürften bei Erscheinen dieses Journals bereits bis unter die Sichtbarkeitsgrenze verblasst sein. Viele der hier vorgestellten Supernovae waren vom Typ Ia, bei dem nach dem Standardmodell ein Weißer Zwerg in einem engen Doppelsternsystem von seinem zum Riesen aufgeblähten und sein Roche-Volumen ausfüllenden Partnerstern Masse akkretiert. Hat der Weiße Zwerg die 1,4-fache Sonnenmasse erreicht, zündet eine thermonukleare Explosion, bei der er seine gesamte Masse in Energie umwandelt und

von ihm außer der kurzzeitig leuchtenden Explosionswolke nichts übrig bleibt.
SN2024aecx in NGC 3521 In der bekannten Spiralgalaxie, unter dem Bauch des Löwen auf dem Himmelsäquator gelegen, war SN2024aecx eine Kernkollapssupernova vom Typ Ic, bei dem ein sehr massereicher Stern kurz vor seinem Ende sowohl seine Wasserstoff- als auch seine Heliumatmosphäre durch einen starken Sternwind abbläst und viel Masse verliert. Die restliche Sternmasse von geschätzt mindestens 8 Sonnenmassen reichte dennoch für einen Kernkollaps aus, der zu einem Neutronenstern oder einem stellaren Schwarzen Loch führt. SN2024aecx wurde am 16.12.2024 bei einer Helligkeit von be-

reits 14,5 mag vom amerikanischen Asteroidensuchprogramm ATLAS gefunden. Die hohe Helligkeit bei der Entdeckung erklärt sich aus der Nähe zum Kern im hellsten Teil der Galaxienscheibe. Anfang Januar erreichte die Supernova ihre größte Helligkeit von 13,9 mag. Harald Becher nutzte diese Gelegenheit zu einer Aufnahme von NGC 3521 samt Supernova (Abb. 1).
SN2024aeee in NGC 2523 Die Galaxie ist auch als Arp 9 bekannt. SN2024aeee wurde am 17.11.2023 vom Japaner Shinichi Ono mit einem 9,5-ZollSchmidt-Cassegrain-Teleskop in einem Arm der Galaxie gefunden. Der Supernovatyp II, eine Kernkollapssupernova, ist an dieser Position nicht überraschend. Um

1 SN2024aecx in NGC 3521 am 11.01.2025, Teleskop: 10-Zoll-
Newton, f = 980 mm, Kamera: OGMA AP26mc (monochrom), Belichtung 20 x 180 s, Ort: Reichertshofen, Bild: Harald Becher

2 SN2024aeee in NGC 2523 am 30.12.2024, Teleskop: C11,
f = 2.000 mm, Kamera: veTEC571c (color), Belichtung: 30 x 180 s, Ort: Groß Schwülper, Bild: Jürgen Burghard
Journal für Astronomie Nr. 95 | 99

Beobachterforum

3 SN2025gj in NGC 2986 am 01.-02.02.2025, Teleskop: Seestar S50, f = 250 mm,
Kamera: eingebaut mit Sensor Sony IMX462c (color), Belichtungszeit: 655 x 10 s, Ort: Grafenau/Lkrs. Böblingen, Bild: Markus Kempf
100 | Journal für Astronomie Nr. 95

den Jahreswechsel erreichte sie ihre maximale Helligkeit von 15,3 mag. Jürgen Burghard fotografierte SN2024aeee ebenfalls mit einem Schmidt-Cassegrain-Teleskop in ihrem größten Glanz (Abb. 2).
SN2025gj in NGC 2986 wurde am 08.01.2025 vom amerikanischen Programm DLT40 entdeckt. DLT40 steht für Distance Less Than 40 Mpc. Im Rahmen dieses Programms wird mit einem 40-cmTeleskop auf dem Cerro Tololo in Chile täglich der gesamte Himmel nach Supernovae in Galaxien bis zu einer Entfernung von 40 Mpc (130 Millionen Lichtjahre) abgesucht. Bei ihrer Entdeckung war die Typ-Ia-Supernova SN2025gj nur 17,9 mag hell, wurde aber mit 13,7 mag die bislang hellste Supernova des Jahres 2025 (Stand: Anfang Mai). Die Aufnahme von Markus Kempf (Abb. 3) ist in zweierlei Hinsicht bemerkenswert. Erstens steht die Galaxie im Sternbild Hydra bei einer Deklination von -21 Grad und damit oftmals schon im horizontnahen Dunst, und zweitens wurde die Aufnahme mit einem in der letzten Zeit immer populärer gewordenen robotischen Kleinstteleskop, einem Seestar S50, gewonnen.
SN2025bvm in NGC 4156 wurde am 17.02.2025 vom Programm ATLAS bei einer Helligkeit von 18,8 mag gefunden. Die nächste Helligkeitsmessung, die ich fand, ist vom 10.03., und am 30.03. soll sie noch 15,8 mag hell gewesen sein. Es ist sehr ungewöhnlich, dass eine so helle
4 SN2025bvm in NGC 4156 am 28.04.-
01.05.2025, Teleskop: Lacerta Newton 150 mm, f = 600 mm, Kamera: ZWO ASI222MM PRO (monochrom), Belichtung: L 130 x 120 s, R 141 x 120 s, G 102 x 120 s, B 150 x 120 s, Ort: Füllersdorf/NÖ, Aufnahme wurde beim Stacken 1,3-fach gedrizzelt. Bild: Walter Schramböck

Beobachterforum

5 SN2025coe in NGC 3277 am 27.03.2025, Teleskop: Meade 16-Zoll-
SCT, f = 3.280 mm, Kamera: Touptek IMX571M (monochrom), Belichtung: 120 x 30 s, Ort: Grafenau/Lkrs. Böblingen, Bild: Markus Kempf

6 SN2025fvw in NGC 5957 am 28.03.2025, Teleskop:
Refraktor TEC140, f = 750 mm (mit Reducer), Kamera: Atik 460EX (monochrom), Belichtung: 21 x 180 s, Ort: Buxtehude. Bild: Manfred Mrotzek

und gut am Himmel stehende Supernova so selten gemessen wurde. Ausgehend von der rudimentären Lichtkurve und dem typischen Verhalten von Typ-Ia-Supernovae dürfte sie in den ersten Märztagen ihre maximale Helligkeit erreicht haben. Sie könnte 15 mag hell geworden sein, was aber leider nicht durch Daten bestätigt werden kann.
Die Entfernungsangaben, die man zu NGC 4156 findet, sind auch stark streuend. Aus der Rotverschiebung folgt eine Distanz von 310 Millionen Lichtjahren, andere schon mehrere Jahrzehnte alte Schätzungen verorten die Galaxie nur etwa 50 Millionen Lichtjahre von uns entfernt. Letzterer Wert mag auf der irrigen Annahme beruhen, dass NGC 4156 eine Begleitgalaxie von NGC 4151 sei, die etwas über 50 Millionen Lichtjahre entfernt ist. NGC 4151 ist besonders auf tiefen Aufnahmen wie der von Walter Schramböck (Abb. 4) ein wahrer Hingucker, weil erst dann ihre weit geschwungenen schwachen Arme und äußere Scheibe hervortreten. Auf Walters Aufnahme ist

auch ein Sternstrom von NGC 4156 zur nördlich gelegenen Galaxie LEDA 2151005 und darüber hinaus erkennbar. Hier findet offenbar eine gravitative Wechselwirkung statt, die auch für den dritten Arm und damit die Asymmetrie von NGC 4156 ursächlich sein dürfte.
SN2025coe in NGC 3277 ist ein ganz spezieller Fall. Entdeckt wurde sie am 24.02.2025 bei einer Helligkeit von 17,8 mag vom japanischen Amateur Koichi Itagaki und zwar 5,25 Bogenminuten vom Zentrum der nur 4 Bogenminuten messenden Scheibengalaxie und damit weit von ihr entfernt. Diese Distanz entspricht 115.000 Lichtjahren ohne Berücksichtigung der radialen Entfernungskomponente. SN2025coe wurde als Supernova vom Typ II klassifiziert, also dem Kernkollaps eines Sterns von mindestens 8 Sonnenmassen. Massereiche Sterne haben bekanntlich ein kurzes Leben, je massereicher, desto kürzer. Ein Stern mit 8 Sonnenmassen könnte es innerhalb seiner Lebenserwartung bis zum

Explosionsort geschafft haben, wenn er kurz nach seiner Geburt durch eine Begegnung mit dem zentralen Schwarzen Loch der Galaxie auf eine Geschwindigkeit von 600 km/s oder mehr beschleunigt worden wäre. Diesen Wert erreichen z. B. Sterne, die die Milchstraße mit hoher Geschwindigkeit verlassen [3].
Nach einigen Tagen änderte sich das Spektrum der Supernova und wurde als Typ Ib-pec klassifiziert. Damit wäre der Vorgängerstern noch wesentlich massereicher und kurzlebiger gewesen. Kurz darauf änderte sich das Spektrum erneut: Es zeigte keine Absorptionslinien von Wasserstoff mehr, dafür aber kräftige Linien von Kalzium. Dieser Typ von Supernovae wird IbCa rich genannt, ist recht selten und wartet noch mit weiteren Besonderheiten auf: Die Supernovae treten in Galaxien mit alten Sternen auf, sie erreichen wesentlich geringere Helligkeiten als der Typ Ib, ihre Lichtkurven fallen sehr schnell wieder ab, und sie treten in Entfernungen von typischerweise

Journal für Astronomie Nr. 95 | 101

Beobachterforum

7 SN2025iew in LEDA 46164 am 01.-02.05.2025, Teleskop: Skywatcher Newton 130 mm PDS, f = 650 mm,
Kamera: ZWO ASI523MC PRO (color), Belichtung: 273 x 120 s, Ort: Füllersdorf/NÖ, Bild: Walter Schramböck

30 kpc und mehr, also rund 100.000 Lichtjahren von ihren Heimatgalaxien auf. Für die Astronomen sind sie ein Rätsel. Allgemein wird vermutet, dass ein Weißer Zwerg involviert ist. Seine Lebensdauer reicht auf jeden Fall, um den Explosionsort ohne Kunstgriffe zu erreichen. Die bislang vorgeschlagenen Szenarien, was genau und wie stattgefunden hat, haben aber alle irgendwelche Schwächen.
All das konnte bei SN2025coe auch beobachtet werden. Sie erreichte am 07.03.2025 ihre maximale Helligkeit von 14,6 mag und wurde dann rapide dunkler. Ende März war sie nur noch 18 mag hell. Die Scheibengalaxie NGC 3277 vom Hubble-Typ SA(r) ist nur etwa 75 Millionen Lichtjahre entfernt. In dieser Entfernung hätte die Supernova, wäre sie vom regulären Typ Ib gewesen, einige Größenklassen heller sein müssen,

zumal an ihrer Position kein vorgelagerter und lichtdämpfender Staub zu erwarten ist. SN2025coe war bei den Astrofotografen sehr populär. Ich habe von den ganzen Bildern das von Markus Kempf (Abb. 5) ausgewählt, weil man auf ihm auch schön einen hufeisenförmigen Bereich um den Kern erkennen kann, in dem sich vermehrt massereiche Sterne bilden. Diese Erscheinung wird auch durch das (r) in der Klassifikation ausgedrückt.
SN2025fvw in NGC 5957 wurde am 26.03.2025 vom Japaner Koichi Itagaki entdeckt und war eine Supernova vom Typ Ia. Ich habe sie gut einen Tag später am 28.03. ablichten können (Abb. 6), als ihre Helligkeit von 17,8 sicherlich schon um eine Magnitude geklettert war. Und sie kletterte weiter und erreichte am 10.04.2025 mit 13,8 mag ihren größten Glanz. Anfang Mai

war die Helligkeit erst um eine Magnitude gefallen. NGC 5957 befindet sich gut 85 Millionen Lichtjahre entfernt von uns und scheint relativ einsam im Sternbild Schlange zu stehen, gehört aber noch zum VirgoHaufen.
SN2025iew in LEDA 46164 macht nicht so sehr viel her. Sie ist eine Kernkollapssupernova vom Typ II am Rand einer Spiralgalaxie in Kantenlage. Das europäische Programm GOTO entdeckte sie am 23.04.2025 bei einer Helligkeit von 18,8 mag. Die Galaxie ist je nach Messmethode zwischen 300 und 400 Millionen Lichtjahre entfernt. Interessanter ist die Nachbarschaft von LEDA 46164: Gut ein halbes Grad weiter im Norden glänzt der Kugelsternhaufen NGC 5053, und westlich von ihr leuchten IC 858 und IC 859, zwei auf den ersten Blick langweilig erscheinen-

102 | Journal für Astronomie Nr. 95

Beobachterforum

de Elliptische Galaxien. Aber weit gefehlt: Auf tiefen Aufnahmen wie der von Walter Schramböck (Abb. 7) ist zu erkennen, dass beide Galaxien einen gemeinsamen Halo haben und sich am östlichen Ende ein Gezeitenschweif nach Norden erstreckt. Hier findet anscheinend die Verschmelzung einer oder mehrerer Galaxien mit den beiden großen statt. Sie haben die gleiche Rotverschiebung wie LEDA 46164 und dürften sich damit in der gleichen Entfernung befinden.
An dieser Stelle möchte ich meinen herzlichen Dank allen Astrofotografen aussprechen, die mir ihre Aufnahmen für diesen Artikel zur Verfügung gestellt haben, aber auch denen, die fleißig diese kurzzeitigen

Veränderungen im Aussehen der Galaxien bildlich festhalten. Eine sehr schöne Übersicht über die aktuell sichtbaren Supernovae ist die von David Bishop gepflegte Internetseite [4], die verschiedene Daten-

quellen auswertet, die Informationen zusammenträgt und viele weiterführende Links enthält.

Literatur- und Internethinweise (Stand 01.06.2025):

[1] M. Mrotzek, 2024: ,,Supernovae im Frühjahr 2024",

VdS-Journal für Astronomie 91 (4/2024), S. 118-123

[2] M. Mrotzek, 2025: ,,Supernovae im 2. Halbjahr 2024",

VdS-Journal für Astronomie 94 (3/2025), S. 67-71

[3]

[3] M. Mrotzek, 2008: ,,Superschnelle Sterne mit der

Videokamera erwischt", VdS-Journal für Astronomie 25

(I/2008), S. 68-72, https://journal.sternfreunde.de/Jpdf/

VdS-Journal_25.pdf

[4]

[4] D. Bishop: ,,Latest Supernovae",

www.rochesterastronomy.org/supernova.html

Nachweis von Kleinplanetenmonden mit Amateurmitteln
von Bernd Gährken

In den letzten Jahren wurden einige Asteroidenmonde entdeckt, doch der Nachweis ist mit Amateurmitteln schwierig. Eine direkte Abbildung ist wegen der kleinen Abstände nicht möglich, doch fotometrisch kann es gelingen, wenn der Mond ausreichend groß ist. Besitzt der Mond 10% des Durchmessers seines Mutterkörpers, so liegt seine Helligkeit bei gleicher Albedo nur bei etwa 1% des Mutterkörpers. Bei 33% des Durchmessers sind es immerhin schon 10%, also ungefähr 0,1 mag. Wären im Idealfall beide Himmelskörper gleich groß, dann würde sich bei einer Bedeckung auf der Sichtlinie die Helligkeit halbieren, was etwa 0,8 mag entspricht.
Bei Wikipedia gibt es eine Liste der bisher gefundenen Kleinplanetenmonde [1]. Wenn man diese Liste durchackert, finden sich einige Objekte, die ausreichend groß sind. Doch das reicht nicht, denn das Gesamtsystem muss ausreichend hell sein und der Knoten des Asteroidenmondsystems muss zur Sonne zeigen, um Verfinsterungen zu ermöglichen. Zeigt der Knoten zur

Erde, so gibt es Bedeckungen mit vergleichbarer Amplitude.
Leicht erreichbare, helle Asteroiden gibt es etwa bis zur Ordnungszahl 1000. Dadurch wird die Ziel-Liste stark zusammengestrichen. Bis zur Nummer 1000 sind nur 8 Kleinplanetenmonde aufgeführt, deren Durchmesser 10% des Mutterkörpers übersteigt.
Ephemeriden zu den Kleinplanetenmondbedeckungen gibt es beim russischen Sternberg-Institut (Abb. 2), [2]. Dort sind 16 Kleinplaneten gelistet mit einer Nummer unter 1000. Die Schnittmenge aus beiden Tabellen besteht aus den Kleinplaneten (22) Kalliope, (90) Antiope, (317) Roxane und (617) Patroclus (Tab. 1). Die nächste Nummer, die wieder passend in beiden Tabellen vertreten wäre, ist der 17-mag-Asteroid (3749) Balam.
Balam ist ein interessanter Sonderfall, da er gleich zwei große Monde besitzt. Balam II liegt jedoch nah am Rand der Hill-Sphäre. Die Bahn ist instabil und die Bedeckungs-

wahrscheinlichkeit ist extrem gering. Bei (3749) Balam I und (617) Patroclus gibt es die nächsten Mondereignisse ab Herbst 2029. Alle Balam-Bedeckungen sind jedoch für Deutschland unbeobachtbar. Für (22) Kalliope sind Mondbedeckungen schon ab September 2025 vorhergesagt. Die Amplitude liegt aber nur bei etwa 0,03 mag.
(90) Antiope und (317) Roxane waren Anfang 2025 ,,aktiv". (90) Antiope (Abb. 3) stand im Winter 2024/25 günstig in den Zwillingen und wurde daher als erstes anvisiert [3]. Der Asteroid hatte zu der Zeit etwa 12 mag. Zur Fotometrie reichte eine DSLR mit einem Teleobjektiv. Da es sich um ein Binärsystem handelt, bei dem der Mond fast so groß ist wie der Hauptkörper, kann es im Idealfall recht große Amplituden geben. Oft gibt es jedoch nur partielle Verfinsterungen und Bedeckungen und die Amplitude ist eher klein.
Bei der Messung am 04.02.2025 erfolgten Bedeckung und Verfinsterung (Occultation/Eclipse) in nur wenigen Minuten

Journal für Astronomie Nr. 95 | 103

Beobachterforum

1 Ergebnis der Messung (Lichtkurve erstellt mit Muniwin [5]) aus der Nacht des 04.02.2025. Je Messpunkt wurden 24 Bilder zu 1 min
Belichtungszeit gemittelt. Verwendet wurde eine Canon EOS M, 135-mm-Objektiv f/2,8.

Abstand (Abb. 4). Der Grund liegt im geringen räumlichen Abstand der beiden fast gleichgroßen Himmelskörper, der von Oberfläche zu Oberfläche nur etwa einen Durchmesser beträgt (Tab. 1). Für die Fotometrie wurden je 24 Bilder zu einer Minute Belichtungszeit gemittelt. Der Asteroid stand nahe am Wendepunkt seiner Bahn und hatte bei nur 135 mm Brennweite eine ausreichend geringe Winkelgeschwindigkeit. Leider stand der Asteroid bei den ersten vier Summenbildern zu nah an einem Stern und der Beginn der Bedeckung konnte nicht gemessen werden. Ab der Mitte des

Transits war jedoch eine brauchbare Messung möglich. Die Amplitude lag bei 0,15 mag. Die partielle Phase lag also bei etwa einem Sechstel des maximal denkbaren Wertes (Abb. 1).
Die Sichtbarkeit von Mondereignissen im Antiope-System ist zyklisch. Die Messung fiel in den Zyklus von Anfang 2024 bis Mitte 2025. Der nächste Zyklus startet im August 2029.
Roxanes Mond Olympias zeigt wegen der geringen Bahnneigung gegenüber der Ek-

liptik fast durchgängig Mondereignisse mit einer Amplitude von maximal 0,07 mag. Allerdings ist die Umlaufzeit mit 12 Tagen recht lang und jedes Jahr gibt es nur ein paar Ereignisse, die von Deutschland aus gut beobachtbar sind.
Permanente Mondereignisse mit großer Amplitude sind auch von (12008) Kandrup und (4492) Debussy bekannt. Wenn man da ein paar Nächte investiert, kann man dies nachweisen. Offizielle Ephemeriden wurden nicht gefunden. Beide Systeme rotieren im Bereich um 30 Stunden. (809) Lundia,

Tabelle 1
(22) Kalliope (90) Antiope (317) Roxane (617) Patroclus (3749) Balam I (3749) Balam II

Größenangaben zu Kleinplaneten und ihren Monden

mittlerer Asteroidendurchmesser
167 km 88 km 19 km 140 km 4 km 4 km

Monddurchmesser in Relation zum Asteroiden (A.)
17 % 94 % 27 % 88 % 42 % 46 %

Abstand zum Hauptkörper in A.-Durchmessern
1:7 1:2 1:13 1:5 1:5 1:72

Helligkeitsbereich Gesamtsystem (gerundet)
11-13 mag 11-13 mag 11-13 mag 15-16 mag 16-18 mag 16-18 mag

104 | Journal für Astronomie Nr. 95

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(939) Isberga, (1089) Tama, (1313) Berna, (854) Frostia und (1139) Atami gelten ebenfalls als hellere Doppelasteroiden mit großer Amplitude, doch hier sind die Verfinsterungen nur auf Teilabschnitten der Bahn zu sehen.
Eine Orientierung bietet die Seite von Raoul Behrend [4]. Dort findet man verschiedene Lichtkurven mit dem Datum der Beobachtung. Mit Hilfe der Umlaufzeit kann man selbst errechnen, wann der erfolgversprechende Bahnabschnitt wieder erreicht wird.
4 Ereignisephemeriden für Antiopes Mond
für die Nacht vom 04.02.2025

2 Die Eingaben auf der Seite
des Sternberg-Instituts sind etwas unübersichtlich, doch dieser Screenshot hilft weiter.
3 Strichspur von (90) Antiope
am 29./30.01.2025, 23:34 bis 01:16 Uhr UT, 10-Zoll-Refraktor (f/16) der VStw München, Kamera ZWO ASI1600.

Internethinweise (Stand 01.06.2025):

[1]

[2]

[1] Wikipedia: ,,Liste der Kleinplanetenmonde", https://de.wikipedia.org/wiki/

Liste_der_Monde_von_Asteroiden

[2] Sternberg-Institut: ,,Ephemerides of the satellites of asteroids", www.sai.msu.ru/neb/nss/html/multisat/nssAsthe.htm

[3]

[4]

[3] B. Gährken: ,,Asteroidenmond Antiope", https://astrode.de/antiope.htm

[4] R. Behrend: ,,Petite selection d'objets � faire et pas � faire" (Kleinplanetenlicht-

kurven), https://obswww.unige.ch/~behrend/page_cou.html [5] D. Motl, 2011: ,,C-MUNIPACK" (Fotometrie-Software Muniwin), [5]

https://c-munipack.sourceforge.net/

Journal für Astronomie Nr. 95 | 105

Beobachterforum

Der Mond bedeckt die Plejaden

Am 1. April 2025 bedeckte der Mond wieder einmal die Plejaden. Ein solches Ereignis ist nicht selten, da die Ekliptik zwischen Plejaden und Hyaden verläuft, bekannt als das ,,goldene Tor der Ekliptik". Auf seiner Bahn, die um 5,2 Grad gegen die Erdbahn geneigt ist, bedeckt der Erdbegleiter dann auch hin und wieder die Plejaden nördlich der Ekliptik. Besonders schön war, dass der Mond bei dieser Bedeckung zunehmend war. Er lief also mit der unbeleuchteten Nachtseite in den Sternhaufen hinein.

Thomas Rox, Mitglied der Stammtischrunde Niederrhein und Mitglied der FG Astrofotografie, fand in Mülheim/Ruhr gute fotografische Bedingungen vor. Er hatte seine Kamera des Typs Fujifilm X-T5 mit einem Zoom-Objektiv Fujinon 100-400 mm auf f = 360 mm eingestellt und auf ein feststehendes Stativ gesetzt - ohne Nachführung also. Bei ISO 1600 nahm er im erwarteten Bedeckungszeitraum alle 30 Sekunden ein Bild mit 1 s Belichtungszeit auf. Die untenstehenden vier Bilder entstanden kurz vor

bis gerade zur Bedeckung des 3,7 mag hellen B6-Riesensterns Electra im Abstand von 60 s um 22:49, 22:50, 22:51 und 22:52 Uhr MESZ. Der Beginn der Bedeckung von Electra ereignete sich in Mülheim offensichtlich zwischen zwischen 22:51 und 22:52 Uhr MESZ.
Redaktion/P.R.

1 Der Mond bedeckt hier in vier Phasen den hellen Plejadenstern Electra, Aufnahmedaten im Text, Bild: Thomas Rox.
106 | Journal für Astronomie Nr. 95

2 Bevor der Mond vor die Plejaden trat, verschwanden beide hinter dem Nachbarhaus von Sven Melchert in Stuttgart.
Ein Bild musste trotzdem sein, aufgenommen mit 300mm-Objektiv und Nikon Z6II.
Sonnenuntergang hinter dem Monte Cervino
Patricio Calderari fotografierte am 31. März 2025 den Sonnenuntergang vor dem Monte Cervino, der etwa 106 km von seinem Beobachtungsort Baldovana/Schweiz entfernt ist. Im Frühjahr und im Herbst gibt es nur einen Tag, an dem dieses Ereignis eintritt. Natürlich muss das Wetter schön sein, ohne Wolken oder andere Hindernisse in der Sichtlinie, und das ist nicht selbstverständlich. Kamera: Nikon D850, Objektiv: Nikkor 800 mm f/8,0, Telekonverter, Belichtungen jeweils 1/200 s bei f/22 und ISO 400 zwischen 19:38 und 19:39 Uhr MESZ. Redaktion/P.R.
1 Die Sequenz lief innerhalb einer Minute ab. Nach Sonnenuntergang zeigte sich die Atmosphäre so leuchtend wie im Bild rechts.
Journal für Astronomie Nr. 95 | 107

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Die verschwundene Burg bei Mondaufgang
von Sabine Mauer

Hier möchte ich etwas zeigen zum Thema ,,Burgen und Astronomie". Schon lange habe ich mir einen Kalendereintrag vorgemerkt für einen Fototermin mit den ,,feindlichen Brüdern". Das sind die Burgen Sterrenberg und Liebenstein am Rhein über Kamp-Bornhofen, gegenüber von Bad Salzig. Termin: 21:25 Uhr, dann sollte der aufgehende Mond hinter Burg Sterrenberg erscheinen.
Um 20:15 Uhr war ich bereit. Zuvor hatte ich mich in meine ,,Polarausrüstung" gewandet (dicke Jacke, gefütterte Hose, Heizsohlen, Taschenwärmer und Taschenlampe). Beim Warten auf den Mond über der Marksburg hatte ich schon einmal 60 Minuten gefroren, weil es nicht so hingehauen hatte wie erhofft. Das sollte mir nicht noch einmal passieren. Als ich aus dem Haus trat, war der Mond schon da. Das wunderte mich jetzt nicht, aber er war schon sehr

hoch, ob das noch klappen würde? Reicht der zeitliche Puffer? Egal! Wer nicht wagt, der nicht gewinnt.
Auf der Fahrt an den Rhein verflog meine Skepsis nicht. Es kam ein Gefühl von Stress auf, dass ich es knapp verpassen könnte. Bei einer Abbiegung traf ich die falsche Entscheidung und wurde prompt bestraft, denn ich musste auf der Fahrt zum geplanten Fotoplatz ein fast zugefrorenes Auto vorlassen, welches dann auf der engen Straße mit 50 Sachen vorwärts kroch. Mit 70 km/h hätte ich fahren können ... Vier Kilometer ging es so weiter.
Mein ausgesuchter Platz war zu weit weg doch ich sah einen Weg, den ich am Bordstein als Fußgängerweg erkannte - oder auch nicht? Das Schöne an einem alten Auto ist, dass man nicht gleich weinen muss, wenn man mal härter am Bordstein

aufsetzt ... Auto schnell am Straßenrand abgestellt und den Weg entlang zu einem geeigneten Platz. Schnell das Stativ aufgebaut und die Kamera bereit gemacht. Ein feiner Schimmer Mondglanz breitete sich hinter der Burg aus. Es wird klappen ...
Doch wo ist denn die Burg? Dort wo die Burg war, war irgendwas Seltsames, fast gruselig anmutend. Etwas Wolkiges, im Zentrum schwarz und seltsam konturlos, schien sich um den Berg zu winden. Sterrenberg schien in eine Singularität gesaugt worden zu sein. Liebenstein daneben war komplett normal, so wie man es von einer Burg erwartet. Es sah so aus, als hätte ein Künstler bei einem Ölgemälde versucht, die Burg Sterrenberg wegzuwischen. Total surreal. Zunächst dachte ich, dass mir der Termin im heranziehenden Nebel oder Wolken einfach absäuft. Ich wollte zunächst die Burg vor dem Mondaufgang ablichten,

1 16.01.2025, 21:08:21 Uhr MEZ, Burg Sterrenberg? Brennweite 50 mm, Blende 2,8, ISO 400, 2 s
108 | Journal für Astronomie Nr. 95

2 16.01.2025, 21:15:38 Uhr MEZ, Burg Sterrenberg im Nebel vor dem Mond. Brennweite 115 mm, Blende 2,8, ISO 400, 0,8 s

3 16.01.2025, 21:16:34 Uhr MEZ, Burg Sterrenberg im Nebel neben dem Mond. Brennweite 55 mm, Blende 2,8, ISO 400, 1,3 s

um dann später den Mond einzufügen. Das war so nicht mehr möglich wegen fehlender Burg. Trotzdem habe ich die Belichtung getestet. Meine nebenstehenden Aufnahmen zeigen es.
Und beim Sichten der ersten Bilder erkannte ich des Rätsels Lösung. Ja, es ist Nebel dort oben, aber auch der aufgehende Mond mit Mondlicht kann Schatten erzeugen.

Hier sah ich den Burgfried im Schatten der Burg selbst, den das Mondlicht in den Nebel projizierte. Ich hatte es also mit dem ,,Feriendomizil des Brockengespenstes" zu tun. Wolfgang Hinz von der FG Atmosphärische Erscheinungen schreibt dazu an Peter Riepe: ,,Sehr interessante Bilder! Sabine hat auch den Hintergrund auf den Punkt gebracht! Der Zufall spielte da auch eine große Rolle. Zur richtigen Zeit am richtigen

Ort. Kann man als ,Schatten nach oben` bezeichnen."
Nützlicher Link der FG Atmosphärische Erscheinungen: https://glorie.de/licht-und-schatten/

Journal für Astronomie Nr. 95 | 109

Beobachterforum

110 | Journal für Astronomie Nr. 95

Komet C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS)
Ein Nachklapp zur Bilderstrecke im VdS-Journal 94: Franz Schmalz fotografierte den prachtvollen Kometen am Abend des 14. Oktober 2024 um 19:53 Uhr im Schwarzwald bei Wolfach. Mit einer Canon-EOS-RP-Kamera und 300-mm-Objektiv bei Blende 5,6 und ISO 1600 wurde drei Sekunden lang belichtet. Die Aufnahme zeigt trotz der relativ kurzen Belichtungszeit sogar den Gegenschweif des Kometen.
Sonne im Smartscope
3. August 2025, 12:04 Uhr MESZ. Der Himmel über Rheinberg zeigte endlich wieder einmal wolkenfreie Stellen. Werner Celnik nahm schnell sein SmartTeleskop DWARF 3 zur Hand (Öffnung 30 mm, Brennweite 150 mm), stattete es mit einem Glas-Sonnenfilter der Dichte ND 5 aus und ließ das Gerät bei ISO 200 fünfmal 1/5000 s lang belichten. Selbst mit diesem kleinen Gerät sind die Sonnenflecken erstaunlich detailliert.

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Jupiter im Januar
Am Abend des 31. Januar 2025 klarte es bei Burkhard Kowatsch in Bondorf überraschend auf. Nach einem Blick durch das Okular erschien das Seeing recht gut. Schnell wurde aus der Spontanbeobachtung eine Planetenaufnahme. Aufnahmeinstrument war ein 300-mmONTC-Newton, die Brennweite wurde mit einem Baader-FFC auf 4400 mm verlängert. Zur Korrektur der atmosphärischen Dispersion kam ein ADC MK3 von Pierro Astro zum Einsatz. Als Kamera diente eine QHY462C. Damit wurde ein Video von 90 s Länge aufgenommen, in Autostakkert!4 mit 25% Verwendungsrate verarbeitet und mit Registax 6 geschärft.
Leuchtende Nachtwolken über Uelzen
Am späten Abend des 23. Juni 2025 konnte Andrea Sittig-Kramer beim nächtlichen Blick aus dem Dachfenster die weißlich schimmernden Wolken über Uelzen am nördlichen Horizont entdecken. Sofort fuhr sie mit ihrer Fotoausrüstung zum Elbe-Seitenkanal. Auf einer Fußgängerbrücke außerhalb der Lichtglocke von Uelzen hat man einen guten Blick in Richtung Nordwesten. Der helle Stern in der rechten oberen Bildmitte ist Kapella. Aufnahme mit Canon EOS 5D Mark II, Objektiv Canon EF 24-70 mm (bei f = 70 mm), ISO 800, Blende 3,5, Belichtungszeit 2 Sekunden.
Journal für Astronomie Nr. 95 | 111

Rezensionen
Supernova in NGC 7331
Am 14. Juli 2025 wurde in der rund 50 Millionen Lichtjahre entfernten Galaxie NGC 7331 eine Supernova entdeckt. Diese Supernova ist vom Typ Ia, der zur extragalaktischen Entfernungsbestimmung eine wichtige Rolle einnimmt. Rainer Kleibrink hat die Galaxie samt der Supernova mit ca. 12 mag am 10.08.2025 mit vier Stunden Belichtungszeit aufgenommen. Teleskop: ,,red dwarf "-Newton mit 8 Zoll Öffnung und Blende 4; Kamera: QHY 268C; Montierung: 10Micron GM 1000 HPS.
Venus und Jupiter in den Zwillingen
Am Morgen des 12. August 2025 sind Jupiter und Venus in knapp einem Grad Abstand aneinander vorbeigezogen. Die zwei strahlenden Planeten standen mitten im Sternbild Zwillinge, das in der Aufnahme von Carolin Liefke vollständig abgebildet ist. Nikon D750 mit Objektiv f = 70 mm, Blende 5,6, ISO 1600, Belichtungszeit eine Sekunde.
112 | Journal für Astronomie Nr. 95

Rezensionen

Von tanzenden Galaxien, Dunkler Materie und anderen kosmischen Rätseln
- Neue Erkenntnisse aus der Wissenschaft
von Marcel S. Pawlowski
Finanzbuch Verlag 2025, ISBN 978-3-95972-788-4 (Druck), ISBN 978-3-98609-540-6 (eBook)

Der Autor, Marcel S. Pawlowski, ist seit Juli 2021 Gruppenleiter am Leibniz-Institut für Astrophysik in Potsdam und forscht über das Thema ,,Kosmische Choreographien". Seine Forschungsschwerpunkte sind Zwerg- und Satellitengalaxien, Galaxiendynamik und Galaxienentwicklung [1].
Das Buch ist in 4 Teile mit insgesamt 12 Kapiteln und einem Epilog gegliedert und beschreibt auf 301 Seiten, wie die neuesten astronomischen Beobachtungen, Entdeckungen und theoretischen Untersuchungen von Galaxien, Satellitengalaxien und Zwerggalaxien das gängige CDM- (Lambda Cold Dark Matter)-Standardmodell der Entstehung des Universums vor Probleme stellen und gegebenenfalls durch andere Modelle, wie z. B. MOND [2], ergänzt oder ersetzt werden müssen. In einem Glossar werden die wichtigsten Begriffe zu den im Buch behandelten Themen verständlich erklärt. Ein umfangreicher Anmerkungsteil, in dem auch aktuelle Fachartikel zitiert werden, schließt das Buch ab. Leider fehlt ein Stichwortverzeichnis.
Der erste Teil gibt eine allgemeinverständliche Einführung in das Thema und beschreibt, wie die Entstehung von Galaxien im Computer simuliert wird und welche Probleme dabei auftreten. Der zweite Teil befasst sich mit Zwerggalaxien und zeigt die Schwierigkeiten auf, die beim Vergleich der Ergebnisse von Computersimulationen, die auf der Annahme kalter Dunkler Materie beruhen, mit Beobachtungsdaten auftreten. Am Ende dieses Teils wird diskutiert, wie alternative Modelle der Dunklen

Materie diese Probleme lösen könnten. Der dritte und umfangreichste Teil befasst sich mit der Messung von Rotationskurven von Galaxien und deren Interpretation. Hier wird auch ausführlich beschrieben, wie MOND (Modified Newtonian Dynamics) [2] hilft, die Schwierigkeiten bei der theoretischen Erklärung der Rotationskurven zu überwinden. Der vierte Teil befasst sich mit der beobachteten Bewegung und Verteilung der Satellitengalaxien um ihre Muttergalaxien und dem Einfluss von Gezeitenkräften. Es wird diskutiert, wie diese Daten mit den verschiedenen theoretischen Modellen in Einklang gebracht werden können und dass derzeit keines dieser Modelle zufriedenstellend ist.
Im Epilog des Buches wird klargestellt, dass noch viele weitere Beobachtungen von Galaxien und ihren Satellitengalaxien notwendig sind, um zu klären, welches theoretische Modell ihre Entstehung am besten beschreibt. Der Autor schreibt dazu: ,,In der wissenschaftlichen Methode haben wir jedoch ein Verfahren, um die ausstehenden Antworten zu erhalten. Nicht von heute auf morgen, aber Schritt für Schritt."
Aus meiner Sicht bietet das Buch eine sehr gut lesbare, teilweise humorvolle, verständliche und fachlich ausgewogene Einführung in die Thematik der Dynamik von Galaxien. Gut finde ich auch, dass an einigen Stellen einfache mathematische Formeln verwendet werden, um astrophysikalische Zusammenhänge zu verdeutlichen.
Klaus Rohe

Internethinweise (Stand 28.02.2025): [1] Leibniz-Institut für Astrophysik
Potsdam: ,,Dr. Marcel Pawlowski", www.aip.de/de/ members/marcel-pawlowski/
[1]
[2] A. Müller: ,,Lexikon der Astrophysik M 5, MOND (MOdified Newtonian Dynamics)", www.spektrum.de/astrowissen/ lexdt_m05.html#mond [2]

Journal für Astronomie Nr. 95 | 113

Rezensionen

Videokurs Polarlicht
- Dein Weg zur bleibenden Erinnerung Online-Selbstlernkurs
Workshop von Katja Seidel
Zugang zum Online-Kurs: s. QR-Code am Schluss, Preis: 99 Euro

Den Großteil meines astronomischen Wissens habe ich mir mit Hilfe von Fachbüchern angelesen. Ein Videokurs hingegen war für mich Neuland auf diesem Gebiet. Als ich jedoch zufällig in der denkwürdigen Nacht vom 10. auf den 11. Mai 2024 Polarlichter im Norden Spaniens erleben und fotografieren durfte [1], hat mich dies für den Online-Selbstlernkurs von Katja Seidel inspiriert. In knapp 12 Stunden vermittelt sie darin ihr Wissen aus 10 Jahren Polarlichtjagd in Deutschland und im hohen Norden. Ich habe mir den Kurs angeschaut und hatte anschließend die Gelegenheit, die Erstellerin zu den Hintergründen und ihrer Motivation zu befragen.
Warum ein OnlinekursSelbstlernkurs? Im Vergleich zu einem Buch bietet ein Videokurs ganz andere Möglichkeiten der Wissensvermittlung. Angelehnt an ein Seminar lassen sich Sprache, Musik und visuelle Eindrücke abwechslungsreich verknüpfen. Bei den Polarlichtern hat dies insbesondere in puncto bildlicher Möglichkeiten große Vorteile, denn diese sind nicht nur auf Momentaufnahmen in Form von Fotos beschränkt, sondern auch Bewegungen können mit Hilfe von Zeitraffern oder sogar Echtzeitvideos gezeigt werden. Letzteres kommt dem realen Eindruck für das menschliche Auge wohl bei Weitem am nächsten. Zudem sind komplexere Sachverhalte - wie beispielsweise die Entstehung von Polarlichtern und die Auswertung verschiedener Satellitendaten zur Vorhersage - in animierten Grafiken anschaulicher zu vermitteln. Ein enormer Vorteil gegenüber einer Beschreibung im Buch liegt außerdem in der Erklärung von Apps und Programmen. In Printmedien braucht es hierfür Screenshots mit klei-

nen Nummern, die sich dann in einem erklärenden Text wiederfinden. Häufig sehr viel besser nachvollziehbar sind hingegen Videotutorials, die jeden Schritt und dessen Auswirkungen im Bewegtbild zeigen - sei es für Polarlicht- und Wetterapps oder eine Bildbearbeitungssoftware.

Ziele des Kurses Der Onlinekurs versteht sich nicht als reiner Fotokurs, sondern soll allen helfen, die auf eigene Faust auf Polarlichtjagd gehen wollen. Denn egal, ob man professionelle Fotos oder lediglich Smartphone-Aufnahmen anstrebt oder aber das Naturschauspiel einfach nur visuell genießen möchte, die Grundvoraussetzung ist für alle gleich: man muss zur richtigen Zeit am richtigen Ort sein. Dies kann man entweder dem Zufall überlassen, mit viel Geduld und langen Wartestunden jede Nacht herangehen, oder aber die Chancen mit einer gezielten Vor-

bereitung und dem Verständnis der Vorhersagemöglichkeiten deutlich verbessern. Denn eine echte Polarlichtshow, die Gänsehaut verursacht und einem die Freudentränen in die Augen treibt, dauert meist nur wenige Minuten. Verpasst man diese, weil man schon im Bett liegt oder nur alle 30-60 Minuten mal kurz hinausschaut, erlebt man meist nur die eher unspektakulären und längeren Phasen davor oder danach. Eine minutengenaue Vorhersage ist hier leider nicht möglich, auch wenn einige PolarlichtApps dies suggerieren.

Foto eines späten Polarlichts um 01:30 Uhr (Bild: Katja Seidel)

114 | Journal für Astronomie Nr. 95

Rezensionen

Aufbau und Erstellung des Kurses Der Kurs ist logisch in verschiedene Module und Lektionen aufgeteilt. Jedes Modul beschäftigt sich dabei mit einem Oberthema - wie beispielsweise der Vorhersage von Polarlichtern, der Vorbereitung einer Reise in den hohen Norden oder der Polarlichtfotografie. Den Rahmen bildet dabei eine klassische Präsentation, welche die Teilnehmer durch den Kurs führt. Für einen abwechslungsreichen Medienmix wurden aus tausenden Bildern sowie vielen Zeitraffern und Echtzeitvideos aus fast 10 Jahren Polarlichtjagd die passenden Praxisbeispiele gewählt. Was in einem Printmedium der Buchsatz ist, ist im Onlinekurs dessen Aufnahme und der Videoschnitt. Dabei ist Katja Seidel im Großteil des Kurses durch eine spezielle Screencast-Software ,,sichtbar", die gleichzeitig den Bildschirm inkl. Maus- und Tastatureingaben, ihre Stimme per Mikrofon und ein Video von ihr über eine externe Kamera aufgenommen hat. Alle Elemente konnten anschließend exakt positioniert, beschnitten, vergrößert sowie bei Bedarf ein- und ausblendet werden. Genutzt wurde dafür die Software ScreenFlow für den Mac, die neben den wichtigsten Videoschnittfunktionen auch eine externe Medienbibliothek zur musikalischen Untermalung von Fotoshows, Zeitraffern oder Echtzeitvideos bietet. Nach dem finalen Videoschnitt aller Lektionen konnten die Videos in hoher Auflösung

aus ScreenFlow exportiert werden, um sie schließlich über die Online-Lernplattform Mentortools bereitzustellen. Darüber lässt sich der Kurs auf beliebigen Endgeräten anschauen, sofern eine Internetverbindung besteht. Großer Vorteil ist die Möglichkeit, Änderungen und Ergänzungen des Kurses zentral für alle bisherigen und zukünftigen Teilnehmer einpflegen zu können. Zu jeder Lektion gibt es zudem umfangreiche Lektionsnotizen mit weiterführenden Informationen und Links. Sogar Untertitel und ein Transkript der gesprochenen Inhalte lassen sich während der Videowiedergabe einblenden. Letzteres ermöglicht sogar eine Volltextsuche innerhalb des Videos.
Mein Fazit Katja Seidels Entscheidung, ihr Wissen über die Polarlichtjagd in Videoform zu bringen, war aus meiner Sicht goldrichtig. Zwar lese ich auch sehr gern Bücher, finde aber gerade den Medienmix bei diesem Thema sinnvoll. Insbesondere die Erklärungen komplexer Abläufe und die praktische Nutzung spezieller Polarlichtapps konnte ich im Bewegtbild sehr viel besser nachvollziehen. Und auch wenn die Kurslänge zunächst etwas abschrecken mag, so entspricht der Umfang doch dem eines typischen Fachbuchs. Für beides sollte man sich ausreichend Zeit nehmen und vor allem die gezeigten Inhalte wie die Appnutzung auch selbst einmal vor der Reise praktisch üben.

Der fast 12-stündige Kurs bietet qualitativ hochwertige Inhalte mit einem hohen Praxisnutzen. Möchte man auf eigene Faust Polarlichter jagen, lohnt sich die Investition von 99 auf jeden Fall, um bestmöglich vorbereitet auf die Reise zu gehen. Ein kostenloser Schnupperkurs mit beispielhaften Lektionen vermittelt einen ersten Eindruck von dieser Art des Lernens. Für mich war es sicherlich nicht der letzte Online-Selbstlernkurs. Vor einer konkreten Reise zu den Polarlichtern in den Norden werde ich auf jeden Fall mein Wissen und meine Neugier mit dem Kurs auffrischen.
Michael Schomann
Internethinweise (Stand 28.2.2025): [1] M. Schomann, vimeo: ,,Polar-
lichter im Norden Spaniens in der Nacht vom 10. auf den 11. Mai 2024": https://vimeo. com/957749598 [2] Katja Seidel, Infos und Einblicke zum Online-Kurs: https://nachtlichter.de/videokurs-polarlicht

Journal für Astronomie Nr. 95 | 115

Vorschau

Vorschau auf astronomische Veranstaltungen
ab Oktober 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 www.vds-astro.de
DER STERNFREUNDE

Oktober 2025

SA, 18.10.2025
Hofer Sternfreundetreffen 2025 Ort: Sternwarte Hof, Egerländerweg 25, 95032 Hof. Zeit: 9-18 Uhr. Veranstalter: Förderverein der Sternwarte Hof e.V. Sternfreundetreffen mit hochkarätigen Vorträgen als Forum zum Gedankenund Erfahrungsaustausch sowie zum Knüpfen und Intensivieren von Kontakten unter Gleichgesinnten. Info: www.sternwarte-hof.de

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 Mitgliederver-

sammlung 2025 findet - organisiert anlässlich des 25-jährigen

Bestehens der Sternwarte Hofheim - in Hofheim am Taunus statt.

Am Freitagabend findet ab 18 Uhr ein gemütliches Beisammen-

sein statt. Am Samstag findet ab 10 Uhr die VdS-Tagung und VdS-

Mitgliederversammlung statt, anschießend gibt es ein gemeinsa-

mes Abendessen. Am Sonntag kann der Astropark Trebur besich-

tigt 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 Ort: Sternwarte Stuttgart, Zur Uhlandshöhe 41, 70188 Stuttgart. Seit vor ca. 30 Jahren die ersten Schritte ins astronomische Digitalzeitalter begannen, begleitet der alle zwei Jahre stattfindende ,,CCD-Workshop" sowohl Anfänger als auch Experten bei allen Belangen rund um die digitale Himmelsfotografie. Info: www.sternwarte.de/ccd-workshop

FR, 31.10. - SO, 02.11.2025

VEREINIGUNG

VEREINIGUNG

DER STERNFREUNDE

DER STERNFREUNDE

19. Fachtagung der FG Geschichte der Astronomie

Ort: Karl-Friedrich-Gymnasium, Roonstraße 4-6, 68165

Mannheim. Zeit: Sa, 8:30-17:30 Uhr. Veranstalter: VdS-Fach-

gruppe Geschichte der Astronomie. Erzählt und vorgetragen

werden Geschichte(n) über Personen, Epochen, Instrumente und

Weltbilder, spannend und lehrreich für alle Sternfreunde. Mit

Posterpräsentationen und Ausstellung. Leitthema: Die Geschichte der Astronomie in der Kurpfalz. Fr-Abend: Treffen am anderen Ort und Vortrag. So: Besichtigungsprogramm. Details zu Vorträgen und Postern, Zimmerkontingent, Programm, Referenten, Teilnahmegebühr: https://geschichte.fg-vds.de/. Anm.: Torsten Eisenschmidt, Tränkstr. 20, 06279 Farnstädt, Tel. 03477661397, fg-geschichte@sternfreunde.de

November 2025

VEREINIGUNG

SA, 08.11.2025 VEREINIGUNG

DER STERNFREUNDE

DER STERNFREUNDE

42. Bochumer Herbsttagung (BoHeTa)

Ort: Ruhr-Universität Bochum, Universitätsstr. 150, 44801

Bochum. Zeit: 09:00-18:30 Uhr. Veranstalter: VdS-Fachgruppe

Astrofotografie. Vortragsprogramm aus allen Bereichen der Ama-

teurastronomie, außerdem der Reiff-Vortrag und die Verleihung

der Reiff-Förderpreise für Amateur- und Schulastronomie. Ein

wesentlicher Aspekt der Tagung ist das gemeinsame Miteinander,

die diversen persönlichen Gespräche in den Pausen, im Foyer,

beim Mittagessen und beim gemütlichen Tagungsausklang.

Beitragsanmeldungen sind erwünscht! E-Mail: fg-astrofotografie@

sternfreunde.de, Info: http://boheta.de/

DO, 13.11. - SO, 16.11.2025
2. Teleskoptreffen Süd - Herbst (TTSH) Ort: Campingplatz Lauberg, Hinter Lau 7, 72587 Römerstein. Veranstalter: Hannes Hase-Bergen. Der Herbst-Ableger des Teleskoptreffen Süd - das nun späteste Teleskoptreffen im Jahr mit langen Nächten unter dem dunklen Himmel der Schwäbischen Alb mit bester Südsicht und guter Campingplatz-Infrastruktur. Info: http://amateurastronomie.com/astrostu/teleskoptreffen/lauberg/ index.htm

Dezember 2025
Bis Redaktionsschluss lagen keine Termine vor.

Januar 2026
Bis Redaktionsschluss lagen keine Termine vor.

116 | Journal für Astronomie Nr. 95

Hinweise

VdS-Fachgruppenredakteure

Fachgruppe

Name

Vorname

Amateurteleskope/Selbstbau Riepe

Peter

Astrofotografie

Riepe

Peter

Astronomische Vereinigungen Gallus

Astrid

Astrophysik & Algorithmen Rohe

Klaus

Atm. Erscheinungen

Hinz

Wolfgang

Dark Sky

Dr. Hänel Andreas

Geschichte

Mayer

Petra

Jugendarbeit VEGA e. V.

Riesner Robin

Kleine Planeten

Lehmann Gerhard

Kometen

Dr. Pilz Uwe

Meteore

Dr. Molau Sirko

Planeten

Melchert Sven

Radioastronomie

Dr. Henning Klaus

Remote-Sternwarten

Dr. Christensen Bernd

Sonne

Zunker Andreas

Spektroskopie

Dr. Piehler Georg

Sternbedeckungen/IOTA-ES Dr. Bredner Eberhard

VdS-Volkssternwarte

Dr. Schulz Jürgen

Veränderliche (BAV)

Bannuscher Dietmar

Visuelle Deep-Sky-Beobachtung Bannuscher Dietmar

Straße

PLZ

Lortzingstr. 5

44789

Lortzingstr. 5

44789

Singgasse 43

67150

Adolf-Kolping-Str. 10a 85625

Oswaldtalstr. 9

08340

Am Sportplatz 7

49124

83024

Kasseler Str. 11

28215

Persterstr. 6h

09430

Pöppigstr. 35

04349

Abenstalstraße 13 b 84072

Lindenspürstr. 27

70176

10409

Obere Leberklinge 18 97877

Mörikeweg 14

75015

Bechtolsheimer Weg 26 55278

Ginsterweg 14

59229

Arnstädter Str. 49

99334

Burgstr. 10

56249

Burgstr. 10

56249

Ort

E-Mail

Bochum

redaktion-selbstbau@sternfreunde.de

Bochum

redaktion-astrofotografie@sternfreunde.de

Niederkirchen redaktion-astronomische-vereinigungen@sternfreunde.de

Glonn

redaktion-computerastronomie@sternfreunde.de

Schwarzenberg redaktion-atmosphaere@sternfreunde.de

Georgsmarienhütte redaktion-darksky@sternfreunde.de

Rosenheim

redaktion-geschichte@sternfreunde.de

Bremen

redaktion-jugendarbeit@sternfreunde.de

Drebach

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Seysdorf

redaktion-meteore@sternfreunde.de

Stuttgart

redaktion-planeten@sternfreunde.de

Berlin

redaktion-radioastronomie@sternfreunde.de

Wertheim

redaktion-remote@sternfreunde.de

Bretten

redaktion-sonne@sternfreunde.de

Friesenheim

redaktion-spektroskopie@sternfreunde.de

Ahlen-Dolberg redaktion-sternbedeckungen@sternfreunde.de

Kirchheim

juergen.schulz@sternfreunde.de

Herschbach

redaktion-veraenderliche@sternfreunde.de

Herschbach

redaktion-deepsky@sternfreunde.de

VdS-Fachgruppenverantwortliche

Fachgruppe

Name

Vorname Straße

Amateurteleskope/Selbstbau Hermelingmeier Hubert Anreppener Str. 32

Astrofotografie

Riepe

Peter Lortzingstr. 5

Astronomische Vereinigungen Steinmüller Harald Bergstraße 65

Atm. Erscheinungen

Hinz

Wolfgang Oswaldtalstr. 9

Astrophysik & Algorithmen Dr. Pilz

Uwe

Pöppigstr. 35

Dark Sky

Dr. Hänel

Andreas Am Sportplatz 7

Geschichte

Eisenschmidt Torsten Tränkstraße 20

Jugendarbeit / VEGA e. V.

Riesner

Robin Kasseler Straße 11

Kleine Planeten

Dr. Liefke

Carolin Königstuhl 17

Kometen

Dr. Pilz

Uwe

Pöppigstr. 35

Meteore

Dr. Molau

Sirko Abenstalstr. 13 b

Planeten

Libert

Maciej Neue Straße 8

Radioastronomie

Woyth

Beatrix Franz-Arens-Straße 22

Remote-Sternwarten

Dr. Detken

Kai-Oliver Zu den Stauwiesen 18

Sonne

Zunker

Andreas Mörikestraße 14

Spektroskopie

Dr. Piehler

Georg Bechtoldsheimer Weg 26

Sternbedeckungen/IOTA-ES Dr. Bredner Eberhard Ginsterweg 14

VdS-Volkssternwarte

Dr. Schulz

Jürgen Arnstädter Str. 49

Veränderliche (BAV)

Dr. Thomas Axel

Johann-Plattner-Str. 1

Visuelle Deep-Sky-Beobachtung Spitzer

Daniel Industriestr. 22

PLZ Ort

E-Mail

33129 Delbrück

fg-selbstbau@sternfreunde.de

44789 Bochum

fg-astrofotografie@sternfreunde.de

87724 Ottobeuren

fg-astronomische-vereinigungen@sternfreunde.de

08340 Schwarzenberg fg-atmosphaere@sternfreunde.de

04349 Leipzig

fg-computerastronomie@sternfreunde.de

49124 Georgsmarienhütte fg-darksky@sternfreunde.de

06279 Farnstädt

fg-geschichte@sternfreunde.de

28215 Bremen

fg-jugendarbeit@sternfreunde.de

69117 Heidelberg

fg-kleine-planeten@sternfreunde.de

04349 Leipzig

fg-kometen@sternfreunde.de

84072 Seysdorf

fg-meteore@sternfreunde.de

27576 Bremerhaven

fg-planeten@sternfreunde.de

45139 Essen

fg-radioastronomie@sternfreunde.de

28879 Grasberg

fg-remote@sternfreunde.de

75015 Bretten

fg-sonne@sternfreunde.de

55278 Friesenheim

fg-spektroskopie@sternfreunde.de

59229 Ahlen-Dolberg fg-sternbedeckungen@sternfreunde.de

99334 Kirchheim

juergen.schulz@sternfreunde.de

55268 Nieder-Olm

fg-veraenderliche@sternfreunde.de

04229 Leipzig

fg-deepsky@sternfreunde.de

Kontaktadressen

Vereinigung der Sternfreunde e.V. Geschäftsstelle

Vorsitzender

Dr. Pilz

Uwe

Homepage

Darmstädter Straße 57 Pöppigstr. 35

64625 Bensheim 04349 Leipzig

service@sternfreunde.de uwe.pilz@sternfreunde.de www.sternfreunde.de

Journal für Astronomie Nr. 95 | 117

Hinweise

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auslaufen kann und kündigen Sie diesen selbst beim Verlag. Dann teilen Sie uns den Start-Termin für Ihr Abo über die VdS mit. Wenn Sie zur Abwicklung weitere Fragen haben, rufen Sie uns an oder mailen Sie uns. Wir helfen Ihnen gerne weiter.
Sie möchten ,,SuW" kündigen? Eine Kündigung ist monatlich möglich. Bitte teilen Sie uns mit, mit welcher Ausgabe das Abonnement enden soll und berücksichtigen dabei 14 Tage Bearbeitungszeit.
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vorliegen. Eine nachträgliche Rechnungsänderung im Frühjahr erfordert einen enormen Zeit- und Kostenaufwand sowohl bei uns als auch beim Verlag und ist nicht mehr möglich! Sollten wir Ihre Bescheinigung zum genannten Termin nicht haben, so verlieren Sie im Folgejahr Ihren Anspruch auf den ermäßigten Beitrag! Neumitglieder reichen uns die Bescheinigung bitte zum Beginn der Mitgliedschaft ein.
Und so erreichen Sie uns: VdS-Geschäftsstelle Darmstädter Straße 57 64625 Bensheim E-Mail: service@sternfreunde.de Telefon: 06251 8291346 Mobil: 0157 31377445
Wenn es für Sie gut läuft, dann sind auch wir zufrieden.
Für Ihre Unterstützung herzlichen Dank!
Annika Elsner VdS-Geschäftsstelle

Antwort Vereinigung der Sternfreunde e.V. Darmstädter Straße 57 64625 Bensheim

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