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Inhaltsverzeichnis VdS-Journal Nr. 98
1 Editorial
Saturn: Kantenstellung und Mondereignisse
4 Saturns Ringe in der Kantenstellung 2024/2025: Einführung
8 Saturn: beobachtbare Phänomene und fotografische Herausforderungen
12 Saturn von Juni 2025 bis Januar 2026
18 Saturn und Titanereignisse
22 Spektakel um Titan - aller guten Dinge sind drei
24 Saturn und seine Monde
Amateurteleskope/Selbstbau
27 Starhopping war gestern - Platesolving ist heute
Astrofotografie
29 TBG-N1 - ein neuer großer Planetarischer Nebel am Nordhimmel Teil 2: Auswertungen und Ergebnisse
Astronomische Vereinigungen
36 Vorwort zur Fachgruppe Astronomische Vereinigungen
36 Das Astronomie Netzwerk Weser-Ems (ANWE)
37 Bau einer barrierefreien Schiebedachhütte mit Teleskop und eines WCs für Menschen mit Einschränkung an die Sternwarte Neumarkt im Jahr 2025
Astrophysik & Algorithmen
39 Besondere Phasen partieller Sonnen- und Mondfinsternisse
41 Sonnenfinsternisse - lokale Verhältnisse
Atmosphärische Erscheinungen
42 Der Zirkumhorizontalbogen - Teil 2: Statistik für Mitteleuropa und Besonderheiten
47 Polarlichtbeobachtung in Island
48 Das Polarlicht vom 19. und 20.01.2026 - eine Rückschau
Dark Sky
54 Polarlicht"verschmutzung" im Südschwarzwald
Deep Sky
57 Xi Bootis - Ein bemerkenswerter Doppelstern
Geschichte
60 19.Tagung der Fachgruppe Geschichte der Astronomie in Mannheim
Kleine Planeten
65 Asteroid "2025 TP5" vom 15.10.2025
67 Kosmische Begegnungen
Kometen
71 Der Periheldurchgang des Kometen C/2025 A6 (Lemmon)
76 Der Komet C/2025 R2 (SWAN)
80 Vor 30 Jahren: Der große Komet Hyakutake 1996 B2 - Ein Beobachtungsbericht
Radioastronomie
86 Meteor-Radioastronomie mit einfachen Mitteln - Teil 2: Automatische Meteorzählung mit dem Radio Meteor Detector (RMD)
Remote-Sternwarten
92 Das Foto des Quartals
92 Galaxie NGC 55 im Sternbild Sculptor
94 Perspektiven für den Einstieg in die Astronomie:
Die Nutzung kommerzieller Remote-Teleskope für den Einsteiger
Smart-Teleskope
99 M 42 mit dem Seestar S50
99 Wie weit kann man mit einem Seestar sehen?
Sternbedeckungen
103 Streifende Sternbedeckungen durch den Mond im 3. Quartal 2026
106 Nova M 31 2025-10a (AT 2025abao) - eine außergewöhnliche Nova im Andromedanebel
Veränderliche
95 Die 20. BAV-Beobachtungs- und Urlaubswoche
in Kirchheim
99 ASASSN-24fw - Verfinsterung eines Sterns
VdS-Nachrichten
110 Werner Braune ist verstorben
110 Wir begrüßen neue Mitglieder
111 Autorenverzeichnis
VdS vor Ort/Tagungsberichte
112 42. Bochumer Herbsttagung (BoHeTa): Smart-Teleskope, Planetarische Nebel und Neuentdeckungen
115 Himmelsvorschau August 2026 -Oktober 2026
Beobachterforum
118 Supernovae im zweiten Halbjahr 2025
124 Aktivität der Sonne am 4. Februar 2026
Vorschau
125 Vorschau auf astronomische Veranstaltungen Juli bis Mitte Oktober 2026
Hinweise
128 Impressum
128 Ihr Beitrag im VdS-Journal für Astronomie
128 Autorenverzeichnis
Textinhalt des Journals 98
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Journal für Astronomie Nr. 98 | 3
Saturn: Kantenstellung und Mondereignisse
Saturns Ringe in der Kantenstellung 2024/2025: Einführung
von Maciej Libert
Saturns prachtvolle Ringe sind ein Wahrzeichen des Sonnensystems - umso spektakulärer ist es, wenn sie von der Erde aus gesehen nahezu verschwinden. In den Jahren 2024/25 blickte die Erde genau auf die dünne Kante von Saturns Ringsystem, was dazu führte, dass die Ringe für einige Zeit scheinbar unsichtbar wurden. Schon seit 2023/24 hat sich die Ringneigung stetig verringert; am 23. März 2025 wurde die exakte Kantenlage erreicht. Seither richtet sich unser Blick auf die bisher abgewandte Südseite des Ringsystems. Rund um die Kantenstellung eröffneten sich besondere Beobachtungsmöglichkeiten - ein ,,ringloser" Saturn, seltene Mondtransite und subtile Veränderungen in den Ringen selbst.
Geometrie der Kantenstellung Die periodische Kantenstellung der Saturnringe ist eine direkte Folge von Saturns Achsneigung und seiner langsamen Bewegung um die Sonne. Ähnlich wie bei der Erde ist auch Saturns Rotationsachse geneigt, nämlich um 26,7 Grad gegenüber der Senkrechten auf seiner Bahnebene. Da das Ringsystem genau in der Äquatorebene liegt, ändert sich sein Anblick von der Erde aus im Laufe eines Saturnjahres stetig. Über viele Jahre hinweg sehen wir die Ringe daher einmal von ihrer Nordseite, später von der Südseite. Ist einer der Saturnpole zur Sonne geneigt, erscheinen die Ringe weit geöffnet und hell. Liegt dagegen die Ringebene in Richtung Sonne, dann sehen wir die schmale Kante des Ringsystems (Abb. 1).
Der Zeitraum, in dem die Saturnringe aus irdischer Sicht nur unter einem extrem kleinen Öffnungswinkel erscheinen, wird als Kantenstellungsphase bezeichnet. Der Begriff ,,Kantenstellung" hingegen wird für den Zeitpunkt des exakten Durchgangs der Erde durch die Ringebene verwendet. Die Kantenstellungsphase entsteht, wenn
1 Schematische Darstellung der Bahn von Saturn um die Sonne. Der Saturnring ist um 27 Grad
gegen die Umlaufbahn geneigt. Ein Umlauf dauert 29,5 Jahre, sodass sich alle ca. 7,5 Jahre eine größte Ringöffnung und eine Kantenstellung abwechseln. (Grafik: VdS/Sven Melchert nach [1], Bilder Saturn: WinJUPOS).
sich die Erde auf ihrer Bahn so positioniert, dass ihre Blickrichtung durch die Ebene der Saturnringe verläuft. Während dieses Zeitraums ändert sich unsere Perspektive auf das Ringsystem grundlegend: Zunächst erscheinen die Ringe immer schmaler, dann sehen wir sie exakt von der Seite und anschließend zunehmend von der bislang abgewandten Ringseite. Dieser Wechsel vollzieht sich allmählich über mehrere Wochen, da sich die Erde kontinuierlich weiterbewegt und die Ringebene nicht schlagartig, sondern Schritt für Schritt aus einem neuen Blickwinkel sichtbar wird.
Beim Durchgang der Erde durch die Ringebene blicken wir exakt entlang der Ringkante. Die Ringe erscheinen dann als extrem feine Linie und können selbst in großen Teleskopen nahezu verschwinden.
Beim Äquinoktium befindet sich die Sonne selbst in der Ringebene. Die Ringe werden dann nicht mehr von oben oder unten, sondern frontal beleuchtet. In dieser Phase trägt vor allem das von der Saturnkugel auf die Ringe reflektierte Licht dazu bei, dass die Ringe überhaupt noch erkannt werden können.
In diesem Zusammenhang treten zwei verschiedene, aber eng miteinander verknüpfte Ereignisse auf. Zum einen der Durchgang der Erde durch die Ringebene, zum anderen die Saturn-Tagundnachtgleiche (Äquinoktium).
Diese beiden Ereignisse fallen nicht exakt zusammen, sondern liegen meist einige Wochen auseinander. Während der Durchgang der Erde durch die Ringebene den extrem schmalen visuellen Eindruck verursacht, führt die Tagundnachtgleiche da-
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Saturn: Kantenstellung und Mondereignisse
zu, dass die Ringe besonders lichtschwach erscheinen.
Ringkantenstellungen des Saturns treten in regelmäßigen Abständen von etwa 14 bis 15 Jahren auf. Ursache ist Saturns lange Umlaufzeit von rund 29,5 Jahren um die Sonne: Nur zweimal pro Umlauf stehen Sonne, Erde und Saturn annähernd so zueinander, dass die Ringebene aus irdischer Sicht nahezu exakt getroffen wird. Die letzte Kantenstellung ereignete sich im Jahr 2009, die nächste wird 2038/39 folgen. Ob eine Kantenstellung nur einmal oder mehrfach beobachtbar ist, hängt entscheidend von den gegenseitigen Stellungen von Erde und Saturn rund um das Saturn-Äquinoktium ab. Die Bahnebene von Saturn ist um etwa 2,5 Grad gegen die Erdbahnebene (Ekliptik) geneigt. Diese scheinbar kleine Abweichung bestimmt, ob die Erde die Ringebene lediglich einmal schneidet - wie im Fall von 2024/25 - oder ob es zu mehreren Durchgängen kommt. Für die Kantenstellung 2038/39 sind aufgrund dieser Geometrie mehrere Passagen der Erde durch die Ringebene zu erwarten, wodurch sich über viele Monate hinweg wiederholt extrem flache Ringansichten ergeben werden.
Verlauf der Kantenstellung 2024/25
Saturn 2024 - Ringe auf dem Weg zur Kante Im Verlauf des Jahres 2024 wurde Saturns Ringsystem sehr schmal (Abb. 4). Der Ringöffnungswinkel betrug zwischen 8 Grad zu Jahresbeginn über 2 Grad im Juni bis zu 5 Grad Ende 2024, verglichen mit über 26 Grad bei maximaler Öffnung um 2017. Im Teleskop zeigte sich Saturn daher mit einem ungewohnten Erscheinungsbild: Statt der breiten Ringfläche war nur noch ein schmaler, heller Streifen sichtbar. Feinstrukturen wie die Cassini-Teilung waren visuell kaum noch auszumachen.
2 Saturn am Taghimmel am 9. Mai 2025.
Das Bild basiert auf drei Videosequenzen, aufgenommen mit ZWO ASI290MM und ASI715MC; aus jeweils rund 100.000 Einzelbildern wurden etwa 60% verarbeitet und zu einem kombinierten Ergebnis zusammengeführt. Das Ringsystem ist visuell nicht erkennbar, da es nur etwa 2 Grad geöffnet ist und von der abgewandten Seite beleuchtet wird. Ring und Ringschatten erscheinen gemeinsam als dunkler, feiner Streifen durch die Mitte der Planetenscheibe. (Aufnahme: Rudolf A. Hillebrecht)
3 Saturn am Taghimmel am 13. Mai 2025. Aufnahme unter zeitweise sehr ruhigen atmo-
sphärischen Bedingungen; insbesondere eine der drei Videosequenzen zeigte bereits im Livebild eine außergewöhnlich scharfe Darstellung, bei der Ring und Ringschatten als feine Linie die Planetenscheibe teilten. Das verwendete R-Filterbild (Baader R) erwies sich als besonders detailreich. Nach der Bildbearbeitung ließ sich das Ringsystem trotz seiner extremen Lichtschwäche und der Tageslichtbedingungen eindeutig nachweisen; die entsprechende Struktur erscheint konsistent in allen drei Videostacks. Eine leichte Verkürzung des linken Ringabschnitts ist auf einen kleinen Staubfleck im Strahlengang zurückzuführen, der beim Stacken Teile des Rings überdeckte. (Aufnahme: Rudolf A. Hillebrecht)
Bei der Opposition am 8. September 2024 stand Saturn im Sternbild Wassermann die ganze Nacht über am Himmel und erreichte mit Ring einen scheinbaren Durchmesser von rund 41''. Der Ringschatten fiel als schmaler dunkler Streifen auf die nördliche Halbkugel, während er in den vergangenen
14 Jahren auf die südliche Halbkugel des Planeten gefallen war. Mit der zunehmenden Annäherung an die Kantenstellung traten zudem erste Mondphänomene auf, darunter vereinzelt Titandurchgänge und Schattenwürfe von Titan auf der Saturnscheibe.
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Saturn: Kantenstellung und Mondereignisse
15.06.2024: Der Ring ist nur 2 Grad geöffnet
08.09.2024: Saturn-Opposition 2024
23.03.2025: Erde passiert die Ringebene von Saturn
06.05.2025: Sonne kreuzt die Ringebene von Saturn
21.09.2025: Saturn-Opposition 2025
23.11.2025: Saturnringe fast in Kantenlage (0,4 Grad )
15.02.2026: Die Saturnringe öffnen sich wieder
04.10.2026: Saturn-Opposition 2026
4 Simulation der wechselnden Ringneigungen von Saturn 2024 - 2026 mit WinJUPOS
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Saturn: Kantenstellung und Mondereignisse
Frühjahr 2025 - Ringsystem unsichtbar Im Frühjahr 2025 erreichte Saturn die eigentliche Phase der Kantenstellung. Am 12. März 2025 stand der Planet in Konjunktion mit der Sonne und war dadurch für mehrere Wochen nicht beobachtbar. Am 23. März 2025 durchquerte die Erde die Ringebene Saturns - der Zeitpunkt der exakten Ringkantenstellung. In diesem Moment wechselte unsere Sicht erstmals von der Nordauf die Südseite des Ringsystems. Diese Ringseite war jedoch noch unbeleuchtet, da die Sonne die südliche Seite des Rings erst am 6. Mai erreichte (Saturn-Tagundnachtgleiche). Die Ringe lagen damit exakt in unserer Sichtlinie und wären theoretisch nur noch als feine Linie erkennbar gewesen. Praktisch blieb dies unmöglich, da Saturn nur rund zehn Grad von der Sonne entfernt stand, nahezu gleichzeitig mit ihr auf- und unterging und vollständig im hellen Dämmerungshimmel verborgen blieb.
Zwischen dem Durchgang der Erde durch die Ringebene und der Tagundnachtgleiche blickten wir somit auf die unbeleuchtete Südseite der Ringe. In dieser Phase war das Ringsystem visuell eigentlich nicht nachweisbar; selbst mit großen Teleskopen ließ sich allenfalls ein äußerst schwacher Schimmer erahnen. Da Saturn währenddessen weiterhin in unmittelbarer Sonnennähe stand, blieb diese geometrisch besonders interessante Phase weltweit nahezu unbeobachtbar.
Entsprechend existieren aus dieser Zeit nur sehr wenige dokumentierte Beobachtungen. Eine der seltenen Ausnahmen kurz nach dem Äquinoktium stammt von Rudolf Hillebrecht aus der VdS-Fachgruppe Planeten. Ihm gelang am 9. Mai 2025 eine Aufnahme, die Saturn quasi ohne sichtbares Ringsystem zeigt (Abb. 2). Bereits wenige Tage später, am 13. Mai 2025, konnte er mit einem C14-Teleskop erneut
beobachten und einen extrem schwachen Ringfaden nachweisen (Abb. 3) - trotz der weiterhin sehr geringen Ringhelligkeit und unter ungünstigen Bedingungen am hellen Taghimmel. Diese beiden Aufnahmen verdeutlichen eindrucksvoll, wie abrupt sich das Erscheinungsbild des Ringsystems unmittelbar nach der Tagundnachtgleiche verändert und wie schmal das Zeitfenster für solche Grenzbeobachtungen ist.
Am 6. Mai 2025 begann auf Saturn also der Herbst der Nordhemisphäre, und die zuvor dunkle Südseite der Ringe wurde erstmals seit über 15 Jahren wieder von der Sonne beschienen. Etwa ab Mitte Mai tauchte Saturn in der Morgendämmerung wieder am östlichen Horizont auf. Zunächst erschien das Ringsystem nur als äußerst feine Linie, die jedoch von Tag zu Tag an Helligkeit gewann.
Anfang Juni 2025 stand Saturn bereits deutlich weiter westlich der Sonne und war am Morgenhimmel wieder gut zu beobachten. Um die Quadratur am 22. Juni 2025, bei einem Winkelabstand von 90 Grad zur Sonne, öffnete sich der Ringwinkel kurzfristig auf etwa 4 Grad . Dadurch entstand ein deutlich räumlicher Eindruck: Die Planetenkugel warf erstmals wieder einen kleinen, keilförmigen Schatten auf das Ringsystem - ein Effekt, der nur für kurze Zeit sichtbar war und den Übergang zu einer langsam wieder ,,normaleren" Ringgeometrie markierte.
Spätsommer und Herbst 2025 - Neue Perspektive nach der Kantenstellung Nach der Kantenstellung im Frühjahr 2025 war der Seitenwechsel vollzogen. Im Laufe des Sommers vergrößerte sich der Ringöffnungswinkel zunächst leicht. Saturn zog durch das Sternbild Fische und erreichte am 21. September 2025 seine Opposition. In dieser Nacht stand er der Sonne genau
gegenüber, war die ganze Nacht sichtbar und erreichte eine Helligkeit von etwa 0,6 mag bei einem scheinbaren Gesamtdurchmesser von rund 40''.
Da die Ringe zu diesem Zeitpunkt weiterhin nur sehr flach in unserer Sichtlinie lagen, trugen sie nur wenig zur Gesamthelligkeit bei. Saturn erschien daher deutlich lichtschwächer als in Jahren mit weit geöffnetem Ringsystem. Im Teleskop zeigte sich der Ring lediglich als schmaler, heller Streifen neben der Planetenscheibe. Der Ringschatten fiel dabei auf die Nordhalbkugel von Saturn. Zur Opposition war er jedoch kaum sichtbar, da das Sonnenlicht nahezu senkrecht einfiel; einige Wochen vor und nach der Opposition trat er bei seitlicherem Lichteinfall wieder als feine dunkle Linie hervor.
Besonders reizvoll wurde die Erscheinung gegen Jahresende 2025. Durch die Bewegung der Erde änderte sich unsere Perspektive erneut, so dass der Ringöffnungswinkel im November stark abnahm. Am 23. November 2025 erreichte er mit weniger als 0,4 Grad beinahe wieder Kantenlage. Anders als im Frühjahr stand Saturn nun jedoch in günstiger Abendposition, so dass das erneute ,,Fast-Verschwinden" der Ringe tatsächlich verfolgt werden konnte. In kleineren Teleskopen wirkten die Ringe zeitweise vollständig verschwunden, während größere Instrumente den dünnen Ringfaden noch erkennen ließen - fotografisch war der jedoch auch mit kleinen Instrumenten weiterhin problemlos nachweisbar. Bis zum Jahresende 2025 blieb das Ringsystem extrem schmal - ein markanter Abschluss dieser Kantenstellungsphase.
Ausblick 2026 und darüber hinaus Zu Beginn des Jahres 2026 befand sich Saturn noch im Nachhall der Kantenstellung. Das Ringsystem war zwar wieder sichtbar, lag aus irdischer Sicht jedoch weiterhin in
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Saturn: Kantenstellung und Mondereignisse
einem flachen Winkel. Die Südseite der Ringe blieb dauerhaft die uns zugewandte Seite, und seit dem Minimum Ende November 2025 öffnete sich der Ringwinkel langsam, aber stetig. Entsprechend dominierten zunächst weiterhin ein geringer Helligkeitsbeitrag der Ringe, zarte Schattenwirkungen und ein insgesamt zurückhaltender Gesamteindruck.
Mit dem Wiedererscheinen Saturns am Morgenhimmel ab dem späten Frühjahr 2026 begann eine neue Beobachtungsphase. Der Ringöffnungswinkel nahm weiter zu, der gewohnte Anblick kehrte schrittweise zurück und Saturn gewann wieder an Auffälligkeit. Zur Opposition am 4. Oktober 2026 wird die Ringneigung rund 7 Grad (Südsei-
te) betragen - deutlich mehr als 2025, aber noch weit entfernt von dem Öffnungswinkel der kommenden Jahre. Gerade diese Übergangsgeometrie ist für viele Beobachter besonders reizvoll, da sich Erscheinungsbild und Schattenlagen noch spürbar von Monat zu Monat verändern.
In den folgenden Jahren wird sich das Ringsystem weiter öffnen, bis um 2032 wieder
eine maximale Neigung erreicht wird. Die nächste Kantenstellungsperiode folgt im Winter 2038/39 und wird aufgrund einer dreifachen Passage der Erde durch die Ringebene besonders lang andauern. Mindestens eines dieser Zeitfenster wird unter deutlich günstigeren Beobachtungsbedingungen stattfinden als 2025.
Internethinweis (Stand 23.01.2026): [1] Wiener Arbeitsgemeinschaft für Astronomie, 2023: ,,Hotspot:
Saturn in Kantenstellung 2025", www.waa.at/hotspots/planeten/ saturn-2025-kantenstellung/index.shtml#:~:text=Die%20 Kantenstellung%202025,werden%20f%C3%BCr%2044%20Tage%20 unsichtbar.
Saturn: beobachtbare Phänomene und fotografische Herausforderungen
von Maciej Libert
Bei sehr geringer Ringöffnung verändert sich Saturns Erscheinungsbild grundlegend: Statt der bekannten ,,Henkel" erscheint das Ringsystem nur noch als extrem dünner Lichtstrich entlang des Äquators, so dass Saturn zeitweise tatsächlich ringlos wirken kann. In dieser Phase sind auch Schatteneffekte am Ringsystem - einschließlich des Kugelschattens - visuell und fotografisch kaum oder gar nicht nachweisbar und treten erst mit zunehmender Ringöffnung wieder in Erscheinung.
Ohne den reflektierenden Beitrag der Ringe erscheint Saturn während der Kantenstellung deutlich lichtschwächer, typischerweise um etwa 1 bis 1,5 Größenklassen. Mit zunehmender Ringöffnung kehren klassische Details wie die Cassini-Teilung immer mehr zurück.
Während Saturns Ringsystem in der Kantenstellungsphase visuell zeitweise kaum noch wahrnehmbar war, bot die Astrofotografie zusätzliche, wenn auch begrenzte Möglichkeiten zur Dokumentation dieser extremen Geometrie. Moderne Kameras und Bildverarbeitungsverfahren erlauben es grundsätzlich, sehr schwache Kontraste sichtbar zu machen. Ob sich damit jedoch ein visuell vollständig verschwundenes Ringsystem zuverlässig nachweisen lässt, konnte während der Kantenstellung 2025 nicht eindeutig geklärt werden.
Der Grund dafür lag weniger in der Technik als in den ungünstigen Beobachtungsbedingungen: Die Phase minimaler Ringöffnung fiel nahezu vollständig mit der engen Sonnennähe Saturns zusammen. Systematische fotografische Tests waren
daher kaum möglich, so dass offenbleibt, inwieweit moderne Aufnahmetechniken unter besseren geometrischen Bedingungen weitergehende Nachweise erlauben würden. Diese Frage dürfte auch bei künftigen Ringkantenstellungen von Interesse bleiben.
Saturns Monde: Transite, Schatten und Bedeckungen Ein besonderer Reiz der Kantenstellungsphase liegt in den Mondereignissen im Saturnsystem. Ursache dafür ist die spezielle Geometrie dieser Jahre: Die größeren Saturnmonde - darunter Titan, Rhea, Dione und Tethys - umlaufen den Planeten nahezu in seiner Äquatorebene, also in derselben Ebene wie das Ringsystem. Bei weit geöffneten Ringen blicken wir schräg auf diese Bahnen; die Monde ziehen dann meist
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Saturn: Kantenstellung und Mondereignisse
ober- oder unterhalb der Planetenscheibe vorbei, so dass Transite und Schattenwürfe nicht auftreten.
Erst während der Kantenstellung ändert sich diese Situation grundlegend. Da Erde und Ringebene nahezu in einer Linie liegen, erscheinen die Mondbahnen aus unserer Perspektive stark zusammengedrückt und verlaufen scheinbar direkt vor und hinter der Saturnscheibe. Diese Projektion macht Mondtransite vor dem Planeten sowie Schattenwürfe der Monde auf Saturn überhaupt erst möglich - Phänomene, die außerhalb der Kantenstellungsjahre praktisch nicht beobachtbar sind.
Besonders deutlich zeigte sich dieser Effekt bei Titan, Saturns größtem Mond (Durchmesser etwa 5.150 km, Helligkeit rund 8,4 mag). Da Titan Saturn in rund 16 Tagen umrundet und seine Bahn nur um 0,3 Grad gegen die Äquatorebene geneigt ist, ergeben sich während der Kantenstellung zeitlich begrenzte Serien von Transiten und Schattenwürfen. Entscheidend ist dabei nicht nur die Geometrie, sondern auch der Zeitpunkt der Ereignisse: Transite und Schattentransite sind am besten dann beobachtbar, wenn sie in die Nachtstunden fallen und Saturn ausreichend hoch über dem Horizont steht.
1 Saturn mit Titan während des zweiten Transits am 8. Dezember 2025 um 20:26 Uhr UT
sowie mit den Monden Tethys und Rhea im Ringsystem. Die Aufnahme entstand im Antiatlas (Marokko) auf dem Gelände einer privaten Sternwarte eines lokalen Astroclubs, der den Beobachter eingeladen hatte, seinen Newton dort aufzubauen. Der Titantransit war bereits im Gange und wurde zunächst visuell verfolgt; aufgrund des außergewöhnlich guten Seeings kam anschließend die Kamera zum Einsatz. Trotz bereits sinkendem Saturn und nachlassender Luftruhe lieferten die späteren Aufnahmen die besseren Ergebnisse, begünstigt durch die fortschreitende Auskühlung der Optik. Das gezeigte RGB-Bild wurde aus 4 x R, 2 x G und 5 x B kombiniert und bewusst nur mild geschärft, um den natürlichen Eindruck der Ringe zu bewahren. (Aufnahme: Robert Reitsam)
Diese zeitliche Komponente erklärt, warum die letzte Kantenstellung im Jahr 2009 für Mitteleuropa trotz geeigneter Geometrie nahezu enttäuschend verlief: Kein einziger Titantransit und kein einziger Schattentransit war von hier aus sinnvoll beobachtbar. Die Kantenstellung 2025 erwies sich dagegen als deutlich günstiger. Zwischen Herbst 2024 und Frühjahr 2025 sowie erneut im Herbst und Winter 2025/26 fielen mehrere Titanereignisse in mitteleuropäische Nachtstunden, so dass sowohl Schattentransite als auch echte Transite beobachtet und dokumentiert werden konnten.
2 Derotiertes Bild des Saturn mit Titan vor der Planetenscheibe. Die Derotation erfolgte
über ein Aufnahmeintervall von 38 Minuten. Aufnahme mit einem 11-Zoll-SCT in RGB mit ZWO ASI462MC und ADC; Seeing etwa 5/10, Transparenz 3/5. Beobachter: Torsten Hansen, Aufnahmezeit: 22. November 2025, 20:09 Uhr UT.
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Saturn: Kantenstellung und Mondereignisse
entdeckt und später durch die Cassini-Mission intensiv untersucht wurden. Speichen treten bevorzugt rund um die Saturn-Tagundnachtgleichen auf und verschwinden bei höherer Sonnenstellung über der Ringebene. Als mögliche Ursache gilt der Einfluss von Saturns Magnetfeld, das feine, elektrostatisch aufgeladene Ringpartikel, die dadurch aus der Ringebene vertikal herausgehoben werden, in radiale Speichen anordnet.
3 Saturnringe mit Speichen. Aufgenommen vom Hubble Space Telescope am 22. Oktober
2023. (Credit: NASA, ESA, STScI, A. Simon / NASA-GSFC)
Visuell stellen diese Ereignisse dennoch hohe Anforderungen. Titan besitzt mit etwa 0,8'' einen vergleichsweise großen scheinbaren Durchmesser und hebt sich durch seine insgesamt dunkle Erscheinung von der hellen Saturnatmosphäre ab. Dadurch sind Titantransite - trotz der geringen Winkelausdehnung - visuell oft besser erkennbar als erwartet. Sein Schatten ist mit rund 0,7'' deutlich schwieriger wahrzunehmen und erscheint selbst in größeren Amateurinstrumenten lediglich als winziger dunkler Punkt. Fotografische Methoden erleichtern den Nachweis zusätzlich und ermöglichen eine sichere Dokumentation solcher Ereignisse.
Auch andere Monde können vereinzelt an ähnlichen Erscheinungen beteiligt sein. Rhea und Dione sind hell genug, ihre Transite bleiben jedoch selten. Iapetus besitzt zudem eine deutlich gegen die Ringebene geneigte Bahn, so dass entsprechende Ereignisse Ausnahmefälle darstellen. Zusätzlich treten um die Kantenstellung herum gelegentlich gegenseitige Bedeckungen und Verfinsterungen der Monde (sogenannte ,,mutual events") auf, die meist nur fotografisch oder fotometrisch nachweisbar sind.
Ringschatten, Speichen und Saturns Atmosphäre Während der Kantenstellungsphase treten einige besondere Phänomene in den Vordergrund, die mit Saturns Ringsystem und seiner Atmosphäre zusammenhängen. Besonders anschaulich ist der Ringschatten auf der Planetenkugel. In den Jahren vor 2025 wanderte dieser Schatten allmählich von der Südhalbkugel zum Äquator und verschwand dort zur Tagundnachtgleiche nahezu vollständig.
In den Wochen davor und danach war der Ringschatten als schmale dunkle Linie entlang des Saturnäquators zu erkennen. Nach der Kantenstellung liegt der Ringschatten nun auf der Nordhalbkugel, wird breiter und verlagert sich mit zunehmender Ringöffnung polwärts. Diese Entwicklung lässt sich über längere Zeiträume verfolgen und macht die geometrische Dynamik des Saturnsystems unmittelbar sichtbar.
Ein weiteres, eng mit der Äquinoktialzeit verknüpftes Phänomen sind die so genannten Speichen im Ringsystem. Dabei handelt es sich um radiale, dunkle Strukturen im BRing, die erstmals von den Voyager-Sonden
Auch zur jüngsten Äquinoktialphase wurden Speichen wieder beobachtet, unter anderem durch das Hubble-Weltraumteleskop (Abb. 3, [1]). Von der Erde aus bleiben sie jedoch äußerst schwer nachweisbar, da ihre Kontraste gering sind; selbst mit großen Öffnungen erscheinen sie allenfalls als diffuse Abschattungen. Ihr Auftreten verdeutlicht jedoch, dass Saturns Ringsystem vielfältigen, dynamischen Prozessen unterliegt.
Neben den Ringen lohnt sich während der Kantenstellungsphase auch ein Blick auf Saturns Atmosphäre. Zwar zeigt sie weniger ausgeprägte Kontraste als die Jupiters, dennoch sind helle und dunkle Zonen erkennbar. Saturn erscheint dabei meist in sanften Gelb- und Ockertönen mit einem leichten Helligkeitsgefälle vom Äquator zu den Polen. Größere Sturmereignisse wie die seltenen Great White Spots [2] treten nur alle paar Jahrzehnte auf; aktuell sind keine vergleichbaren Ausbrüche bekannt. Kleinere helle Wolkenstrukturen werden jedoch regelmäßig fotografisch dokumentiert.
Fazit Die Jahre 2024 bis 2026 markierten eine seltene Beobachtungsphase: Saturns Ringsystem zeigte sich aus extrem flacher Perspektive. Was zunächst wie ein Verlust erscheinen mag, erwies sich für geübte Beobachter als besondere Gelegenheit, den Ringplaneten unter ungewöhnlichen geometrischen
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Saturn: Kantenstellung und Mondereignisse
Bedingungen zu erleben. Licht- und Schatteneffekte, seltene Mondtransite und subtile Veränderungen im Ringsystem traten in dieser Zeit besonders deutlich hervor.
Zugleich machte die Kantenstellung anschaulich, dass das Sonnensystem kein statisches Gebilde ist. Selbst ikonische Erscheinungen wie Saturns breite Ringe unterliegen langfristigen Zyklen und verändern sich stetig. Für Amateurastronomen eröffnete diese Phase daher ein außergewöhnliches Beobachtungsfeld - von anspruchsvollen visuellen Eindrücken bis hin zur hochauflösenden Astrofotografie.
Mit dem allmählichen Wiederöffnen der Ringe ab 2026 kehrt Saturn zu einem vertrauteren Erscheinungsbild zurück, eine vergleichbar extreme Ringgeometrie wird sich erst 2038/39 erneut einstellen.
Die aktuelle Kantenstellung wird daher als besondere Epoche in Erinnerung bleiben - als die Zeit, in der Saturn fast ohne Ringe am Himmel stand.
Internethinweise (Stand 23.01.2026): [1] NASA Science: ,,Hubble Captures the Start of a New Spoke [1]
Season at Saturn", https://science.nasa.gov/missions/ hubble/hubble-captures-the-start-of-a-new-spoke-season-atsaturn/ [2] ESA, 2010: ,,Saturn's greatest storm" ESA/Web Portal, 14.12.2010, www.esa.int/About_Us/ESAC/Saturn_s_ [2] greatest_storm#:~:text=The%20Great%20White%20Spot% 20pictured,for%20more%20than%20three%20years
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Saturn: Kantenstellung und Mondereignisse
Saturn
von Juni 2025 bis Januar 2026
zusammengestellt von Sven Melchert
Diese Bilderstrecke zeigt Aufnahmen der Fachgruppe Planeten und setzt die Übersicht im VdS-Journal für Astronomie 94 ab Seite 106 fort. Zusammen wird so ein Beobachtungszeitraum von Juni 2024 bis Januar 2026 abgedeckt.
1 03.06.2025, 07:10 - 07:51 Uhr UT,
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2 20.06.2025, 02:54 Uhr UT, Celestron C14 bei f/22 mit ADC
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4 04.07.2025, 16-Zoll-Newton bei f/12,5, ZWO ASI178MC.
Bild: Ralf Burkart
12 | Journal für Astronomie Nr. 98
5 10.07.2025, 02:19 - 03:00 Uhr UT, 16-Zoll-Newton bei f/12,5, ZWO
ASI178MM mit Rotfilter und ZWO ASI178MC. Bild: Ralf Burkart
Saturn: Kantenstellung und Mondereignisse
6 Saturn mit Titan am 11.07.2025, 02:22 Uhr UT, Celestron C14 bei
f/22 mit ADC von Gutekunst, ZWO ASI462MC. Bild: Thomas Erzinger
7 Saturn mit Titan (links) und Tethys (rechts) am 18.07.2025, 02:52
Uhr UT, 16-Zoll-Newton bei f/13,6, ZWO ASI178MM mit Rotfilter und ZWO ASI178MC. Bild: Ralf Burkart
8 18.07.2025, 01:17 Uhr UT, 8-Zoll-Meade 2080 bei f = 2.800 mm,
ZWO ASI178MC. Bild: Reinhard Braden
9 Saturn mit Rhea am 08.08.2025, Celestron 11, ADC, ZWO
ASI715MC. Bild: Jürgen Burghard
1 0 10.08.2025, 23:55 Uhr UT, 8-Zoll-Meade 2080 bei f = 3.200 mm,
ZWO ASI178MC. Bild: Reinhard Braden
1 1 11.08.2025, 23:31 - 23:40 Uhr UT, Celestron 14, Barlow 2x, ZWO
ASI290MM mit Baader-RGB-Filtern. Bild: Rudolf Hillebrecht
1 2 11.08.2025, 8-Zoll-Newton bei f = 3.000 mm, Zeiss-Abbe-
Barlow, ZWO ASI178MM mit RGB-Filtern. Bild: Wolfgang Bischof
1 3 12.08.2025, 01:52 Uhr UT, 8-Zoll-Meade 2080 bei f = 3.200 mm,
ZWO ASI178MC. Bild: Reinhard Braden
Journal für Astronomie Nr. 98 | 13
Saturn: Kantenstellung und Mondereignisse
1 4 12.08.2025, 00:02 - 00:37 Uhr UT, Celestron 14, Barlow 2x, ZWO ASI290MM
mit Baader-RGB-Filtern und ZWO ASI715MC. Rechts mit CH4-Filter von 00:43 - 01:57 Uhr UT aufgenommen. Bild: Rudolf Hillebrecht
1 5 15.08.2025, 01:38 Uhr UT, Celestron 14, eADC,
Player One Astronomy Uranus-C. Bild: Maciej Libert
1 6 15.08.2025, 02:23 Uhr UT, ED-Refraktor 80 mm / 600 mm,
Barlow 3x, ZWO ASI290MM. Bild: Robert Reitsam
1 7 30.08.2025, Celestron 11, ADC, ZWO ASI715 MC.
Bild: Jürgen Burghard
1 8 07.09.2025, 8-Zoll-Newton, APM-Barlow 2,7x, ADC, ZWO
ASI178MC. Bild: Markus Vertesich
1 9 10.09.2025, 22:44 Uhr UT, Celestron 14 bei f = 8.000 mm. Bild:
Rudolf Hillebrecht
2 0 19.09.2025, 22:43 Uhr UT (zwei Tage vor der Opposition
am 21.9.), Celestron 14, eADC, Player One Astronomy Uranus-C. Durch den Oppositionseffekt erscheint der Ring deutlich heller. Bild: Maciej Libert
14 | Journal für Astronomie Nr. 98
2 1 19.09.2025, Celestron 14 bei f/22 mit ADC von Gutekunst,
ZWO ASI462MC. Bild: Thomas Erzinger
Saturn: Kantenstellung und Mondereignisse
2 2 21.09.2025 (Oppositionstag), 21:21 Uhr UT, Celestron 11,
Barlow 2x, ZWO ASI290MM. Bild: Rudolf Hillebrecht
2 3 24.09.2025, 22:06 Uhr UT, Celestron 11, ADC, ZWO ASI715MC.
Bild: Jügen Burghard
2 4 07.10.2025, 21:58 Uhr UT, Celestron 14 bei f/22 mit ADC von
Gutekunst, ZWO ASI462MC. Bild: Thomas Erzinger
2 5 18.10.2025, 21:36 Uhr UT, Maksutov 275 mm / 3.850 mm, Baa-
der-FFC bei 2x, ZWO ASI678MC. Bild: Jochen Stiess
2 6 20.10.2025, 21:53 Uhr UT, Newton 348 mm f/4,6 bei f = 4.800
mm, Baader-RGB-Filter, ZWO ASI290MM. Bild: Robert Reitsam
2 7 03.11.2025, 23:06 Uhr UT, Celestron 14 bei f/22 mit ADC von
Gutekunst, ZWO ASI462MC. Bild: Thomas Erzinger
2 8 04.11.2025, 8-Zoll-Newton, APM-Barlow 2,7x, ADC,
ZWO ASI178MC. Bild: Markus Vertesich
2 9 Rechts oben: 04.11.2025, 21:07 Uhr
UT, Celestron 11, Barlow 2x, ADC, ZWO ASI462MC. Bild: Bernd Gährken
3 0 Rechts: 04.11.2025, 21:10 Uhr
UT, Celestron 11, Barlow 2x, ADC, ZWO ASI462MC. Bild: Bernd Gährken
Saturn: Kantenstellung und Mondereignisse
3 1 05.11.2025, 21:40 Uhr UT, Celestron 11, ZWO ASI715MC.
Bild: Jürgen Burghard
3 2 13.11.2025, 19:10 Uhr UT, 10-Zoll-Refraktor, ADC, ZWO ASI462.
Bild: Bernd Gährken.
3 3 20.11.2025, 20:13 Uhr UT, Celestron 14, ZWO ASI715MC.
Bild: Rudolf Hillebrecht
3 4 21.11.2925, 19:52 Uhr UT, 8-Zoll-Newton, Zeiss-Abbe-Barlow,
ZWO ASI178MM, RGB-Filter. Bild: Wolfgang Bischof
3 5 23.11.2025, 22:04 Uhr UT, Newton 348 mm f/4,6 bei f =
4.780 mm, Baader-RGB-Filter, ZWO ASI290MM, derotiert über 26 min. Bild: Robert Reitsam
3 6 02.12.2025, 20:36 Uhr UT, Maksutov SkyMax 127 mm, ADC,
Barlow 2x, ZWO ASI662MC. Bild: Andreas Vogel
3 7 04.12.2025, 19:24 Uhr UT, 348-mm-Newton bei f = 4.750 mm,
R-Filter, ZWO ASI290MM. Bild: Robert Reitsam
16 | Journal für Astronomie Nr. 98
3 8 09.12.2025, 18:04 Uhr UT. Bild: Thomas Staufer
Saturn: Kantenstellung und Mondereignisse
3 9 11.12.2025, 8-Zoll-Newton, Zeiss-Abbe-Barlow,
ZWO ASI178MM, RGB-Filter. Bild: Wolfgang Bischof
4 0 15.12.2025, 17:30 Uhr UT, Celestron 14, ZWO ASI290MM mit
IR-Filter und ZWO ASI715MC. Bild: Rudolf Hillebrecht
4 1 Saturn mit Titan am 15.12.2025, Celestron 11 XLT,
ZWO ASI715MC. Bild: Kai-Oliver Detken
4 2 20.12.2025, 19:30 Uhr UT, Celestron 11, ADC, Barlowlinse,
ZWO ASI462MC. Bild: Bernd Gährken
4 3 30.12.2025, 17:23 Uhr UT,
Celestron 14, eADC, Player One Astronomy Uranus-C. Bild: Maciej Libert
4 4 19.01.2026, 7-Zoll-Starfire-
Refraktor (f = 1.600 mm), ZWO ASI290MM und ZWO ASI 715MC. Bild: Rudolf Hillebrecht
4 5 20.01.2026, Celestron 11 XLT, Barlow 2x,
ZWO ASI178MM mit RGB-Filter (Typ II C von Astronomik). Bild: Kai-Oliver Detken
Journal für Astronomie Nr. 98 | 17
Saturn: Kantenstellung und Mondereignisse
Saturn und Titanereignisse
zusammengestellt von Sven Melchert
Saturns größter Mond Titan umläuft seinen Planeten in einer um 0,33 Grad zum Saturn-Äquator geneigten Bahn. Ein Umlauf dauert 15,95 Tage. Daher kam es rund um die Kantenstellung der Saturnringe zu Schattenwürfen und Transiten von Titan auf den bzw. vor dem Saturnglobus. Auch in diesem Fall ergänzen die folgenden Aufnahmen die Übersicht im VdS-Journal für Astronomie 94 ab Seite 113 Waren es damals ausschließlich Schattenwürfe von Titan auf Saturn, konnten diesmal mehrere Durchgänge von Titan vor Saturn beobachtet werden.
1 Schattenwurf von Titan
auf Saturn am Taghimmel, 08.02.2025, 15:24 - 16:54 UT, Celestron 8, ZWO ASI290MM und ZWO ASI715MC (teils mit 685-nm-Filter). Bild: Rudolf Hillebrecht
18 | Journal für Astronomie Nr. 98
2 Durchgang von Titan vor Saturn,
06.11.2025, 21:23 Uhr UT, Celestron 11, ZWO ASI715MC. Bild: Jürgen Burghard
Saturn: Kantenstellung und Mondereignisse
3 Durchgang von Titan vor Saturn, 06.11.2025, 21:15 Uhr UT,
Maksutov 275 mm / 3.850 mm, ZWO ASI678MC. Bild: Jochen Stiess
4 Durchgang von Titan vor Saturn, 06.11.2025, 21:33 Uhr UT, 8-Zoll-
Newton, Barlow 2x, ZWO ASI462MC. Bild: Jörg Tomczak
5 Durchgang von Titan vor Saturn, 06.11.2025, 20:30 - 22:06 Uhr UT, Celestron 14, Baader-R-Filter, ZWO ASI290MM.
Bild: Rudolf Hillebrecht
6 Titan bei Saturn, 22.11.2025, 18:00 Uhr UT, 8-Zoll-Meade LXD75,
ZWO ASI715MC. Bild: Oliver Schneider
7 Titan vor Saturn, 22.11.2025, 18:40 Uhr UT, Takahashi Mewlon
210, ADC Pierro Astro, ZWO ASI715MC. Bild: Sven Melchert
Journal für Astronomie Nr. 98 | 19
8 Titan vor Saturn, 22.11.2025, 20:00 Uhr UT.
Bild: Rudolf Hillebrecht
9 Titan vor Saturn, 22.11.2025, 20:27,5 Uhr UT, 348-mm-Newton bei
f = 4.780 mm, ZWO ASI290MM mit RGB-Filtern. Bild: Robert Reitsam. Diese Aufnahme ist auch auf unserem Titelbild zu sehen.
1 0 Titan vor Saturn, 22.11.2025, 7-Zoll-Starfire-Refraktor, ADC,
ZWO ASI715MC. Das Farbbild wurde in Schwarzweiß konvertiert. Bild: Jörg Dubiel
1 1 Titan vor Saturn, 22.11.2025, 20:08 Uhr UT, 16-Zoll-Meade,
ToupTek SkyEye24AC. Bild: Marco Abeßer und Tobias Neumann
1 2 Titan vor Saturn, 22.11.2025, 16-Zoll-SCT, Barlow 1,5x,
Kamera mit Sensor IMX462. Bild: Markus Kempf
20 | Journal für Astronomie Nr. 98
1 3 Titan vor Saturn, 08.12.2025,
17:53 - 20:29 Uhr UT, Celestron 14, Barlow 2x, ZWO ASI462MC. Bild: Bernd Gährken
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Saturn: Kantenstellung und Mondereignisse
Spektakel um Titan
- aller guten Dinge sind drei
von Christian Harder
Saturnmond-Events konnte ich bisher visuell bei keiner vorherigen Gelegenheit beobachten. Umso schöner, dass es mir bei den letztjährigen Kantenstellungen doch gelang:
Im Herbst 2024 bereisten ein Astrofreund und ich erstmalig die Kanareninsel La Palma. Unser Privatquartier lag quasi um die Ecke von ATHOS. Ich hatte meinen bewährten 10-Zoll-Reisedobson inklusive diverser TeleVue-Delite-Okulare mit im Gepäck. Während unseres Aufenthaltes las mein Begleiter zufällig im Internet den spannenden Hinweis der ,,Oculum News" zu einem anstehenden Schattenwurf Titans auf der südlichen Polkalotte der Saturnkugel. Nun musste nur noch das Wetter mitspielen. Und es spielte sowas von mit, bei angenehmer Nachttemperatur von +14 Grad C. Der Saturn hatte gerade den Meridian in gut 52 Grad Höhe durchlaufen, da sah ich gegen 21:24 Uhr UT eine kaum merkliche, kleine dunkle Delle am Saturnrand. Mein Mitstreiter bestätigte auf Anfrage die Sichtung. Ich nutzte das mit einer Barlowlinse kombinierte 3-mm-Okular. Die so erzielte Vergrößerung lag bei ,,satten" 506x, d. h. einer Austrittspupille von rund 0,5 mm. Das Seeing war wie auf Bestellung in dieser Nacht erneut hervorragend, und das über Stunden hinweg. Langsam, aber stetig wanderte der Schattenwurf nun nach links in Richtung des Saturn-Südpols, um ihn gegen 21:52 Uhr UT zu passieren. Wir hatten noch weitere Minuten Zeit, dieses sehr seltene Schauspiel bis gegen 22:16 Uhr UT zu beobachten.
Im November 2025 bereiste ich mal wieder Namibia. Natürlich war ich dieses Mal gewappnet und checkte vorher mögliche anstehende Events rund um Titan. Ich hatte Glück, am vorletzten Abend war ein Transit zur besten Beobachtungszeit angekündigt. Nun musste nur noch das Wetter mitspielen.
1 04.11.2024, Las Tricias auf La Palma, Seeing U 1/2, 10-Zoll-Dobson mit f/4,
Vergrößerung 506-fach. Zeitpunkte im Bild: [1] 21:32 Uhr UT, [2] 21:52 Uhr UT, [3] 22:09 Uhr UT. Norden ist unten.
Und es spielte mit. Mehr als das, ich erwischte die bestmöglichen Bedingungen, die just nur an diesem einen Abend vorherrschten! Denn entweder ging in den Abendstunden leichter Wind, oder das Seeing war nur mäßig. An diesem 22. November aber war alles anders. Der sonst meist gegen 14 Uhr einsetzende und bis in die Nacht hinein vorherrschende Westwind schlief vor dem Event ein. Auch die Tage zuvor angesagte Bewölkung, ausgerechnet nur für diesen Samstag, blieb zum Glück aus. Weiterhin maß ich im Laufe der Nacht den höchsten SQM-L-Wert der gesamten Reise. So also stand ich an diesem Abend in freudiger Erwartung bei +21 Grad C am 20-ZollDobson und wartete auf das, was kommen sollte. Der Saturn schickte sich gerade an, in rund 70 Grad Höhe den Meridian zu überqueren. Endlich stand er bei 200-facher Vergrößerung ruhig im Okular, ohne das sonst mäßige Seeing, welches die schmalen Ringkanten üblicherweise ,,springen" ließ. Pünktlich um kurz vor 19:00 Uhr UT klebte
Titan scheinbar als Pickel am Saturnrand. Es dauerte aber bis ca.19:40 Uhr UT, bis ich das dunkle Mondscheibchen vor dem Saturn wahrnahm. Wie genial! Titan stand knapp über dem Ringschatten und etwas unterhalb des NEB (Abb. 2). Ich vergrößerte bis maximal 360-fach. Stetig zog der Mond über dem Wolkenmeer seine Bahn. Saturn verkippte nun zusehends im Okular, da er niederen Gefilden zustrebte. Das Seeing hielt sich aber, und so konnte ich bis 23:40 Uhr UT das Spektakel verfolgen. Saturn stand dann in nur noch 20 Grad Höhe und deutliche Chromasie zeigte sich an der zuvor in gelblich-braunen cremefarbigen Tönen beringten Kugel.
Von Deutschland aus spielte bei mir das Wetter entweder nicht mit oder ich habe die Ankündigung schlichtweg verschlafen. Just am Heiligabend 2025 fand ein erneuter Titan-Transit statt. Das winterliche Wetter mit einer Temperatur von -2 Grad C spielte mit und ich fand mich zeitig auf meinem Feldplatz
22 | Journal für Astronomie Nr. 98
Saturn: Kantenstellung und Mondereignisse
ein. Am Abend zuvor war das Seeing überraschend gut gewesen, so schwenkte ich nun noch optimistischer den Dobson auf Saturn. Titan stand schon rechts neben der Saturnkugel. Das Seeing war ok und ließ Vergrößerungen von über 200-fach am 13,5-Zoll-Dobson zu.
Gegen 18 Uhr, der Eintrittszeit, stand Saturn genau im Meridian in gut 33 Grad Höhe. Das Seeing war jetzt unstetig, ermöglichte aber kurzweilige klare Momente. Ich sah, wie sich Titan langsam scheinbar über den Rand der Kugel schob. Nach erfolgtem Eintritt sah ich dann erstmal nichts. Doch mich hatte der Ehrgeiz gepackt, und trotz der Kälte harrte ich am Okular aus und hoffte, in ruhigen Momenten noch den Mond vor der Planetenscheibe zu erhaschen. Es dauerte über eine Stunde, bis ich gegen 19:18 Uhr MEZ in kurzen Momenten einen blassen, undeutlichen Fleck erkennen konnte. Leider setzte leichter Wind ein, der die Luft in starke Unruhe versetzte. Ich musste jetzt kurze, beruhigte Augenblicke abpassen. Gegen 19:35 Uhr MEZ kamen sie dann und ich konnte den Mond zweifelsfrei erkennen (Abb. 3). So gelang es mir schließlich, so ein seltenes Event auch in heimischen Gefilden zu beobachten.
2 22.11.2025, 21:55 Uhr UT, Restcamp Capricorn in Namibia, Seeing U 3,
20-Zoll-Dobson mit f/3,6, Vergrößerung 360-fach. Norden ist oben.
3 24.12.2025, 18:35 Uhr UT, Feld nahe bei Jeersdorf in Deutschland,
Seeing U 4, 13,4-Zoll-Dobson mit f/4,1, Vergrößerung 346-fach. Norden ist oben
Internethinweis (Stand 01.03.2026): [1] P. Kiss, Homepage: ,,Deep-Sky Visual Impression - Astronomical
Drawings", zum Erzeugen und Ausdrucken von Schablonen für Saturnzeichnungen, https://deepeye.hu/en/saturnform.html
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Saturn: Kantenstellung und Mondereignisse
Saturn und seine Monde
zusammengestellt von Sven Melchert
Neben Titan wird Saturn von zahlreichen weiteren Monden begleitet, bis zu einer Helligkeit von 18,0 mag sind dies (Helligkeitsangaben in der Oppositionsnacht am 21.09.2025): Rhea (9,7 mag), Tethys (10,2 mag), Dione (10,4 mag), Japetus (10,9 mag), Enceladus (11,7 mag), Hyperion (14,2 mag), Phoebe (16,4 mag) und Helene (18,0 mag). Die Monde Atlas (18,0 mag), Pandora (16,0 mag) und Prometheus (16,0 mag) sind von ihrer Helligkeit her eigentlich erreichbar, doch ihre Bahnen liegen so nah am Saturnring, dass ein Nachweis praktisch unmöglich ist. Die Aufnahmetechnik ähnelt hier eher der Deep-Sky-Fotografie: Mit langen Belichtungszeiten werden die lichtschwachen Monde sichtbar gemacht, während Saturn selbst auf den Bildern stark überbelichtet erscheint.
1 Saturn mit den Monden (v.r.n.l) Dio-
ne, Enceladus, Mimas, Tethys und Titan, 10.08.2025, 01:43 Uhr UT, 12-Zoll-Meade LX200, ZWO ASI178MC. Es wurde eine Infrarot-Aufnahme für den Luminanz-Kanal sowie eine RGB-Aufnahme für die Farbe zu einem Bild verarbeitet. Bild: Torsten Lietz
2 Saturn und sein Mond-Zoo am
12.08.2025, Celestron 14, ZWO ASI1600MM, oberes Bild mit R-Filter, unteres mit L-Filter. Bild: Rudolf Hillebrecht
24 | Journal für Astronomie Nr. 98
3 Saturn und Rhea am 31.08.2025, Celestron
14 bei f/22, ADC von Gutekunst, ZWO ASI462MC. Bild: Thomas Erzinger
4 Saturn und seine Monde am 01.09.2025, 01:40 Uhr UT. Ein
Anlass der Aufnahme war die planetennahe Position von Phoebe - für diesen Mond mit einer Umlaufzeit von 550 Tagen und starker Bahnneigung eine Seltenheit. Als Inset dazu den Saturn mit kürzerer Belichtung, um die sonst in der Überstrahlung verschwindende Dione auch abzubilden. Celestron 14, ZWO ASI1600MM, 11 x 15 s. Bild: Rudolf Hillebrecht.
Saturn: Kantenstellung und Mondereignisse
5 Saturn mit Monden am
06.09.2025, 22:13 Uhr UT, 8-Zoll-Newton, APM-Barlow 2,7x, ADC, ZWO ASI178MC. Bild: Markus Vertesich
Journal für Astronomie Nr. 98 | 25
Saturn: Kantenstellung und Mondereignisse
6 Saturn und sein 18,5 mag schwacher Mond Helene in
maximaler Elongation am 13.11.2025, 20:50 - 21:00 Uhr UT, 80-cm-Cassegrain mit f/10 der Volkssternwarte München, Atik 414EX bei Bin 2x2, 215 x 2 s. Bild: Bernd Gährken
7 Saturn mit Monden einen Tag vor dem Titantransit am 21.11.2025, 20:16
Uhr UT, 8-Zoll-Newton, Zeiss-Abbe-Barlow (feff = 5.000 mm), ZWO ASI178MM mit Rotfilter. Bild: Wolfgang Bischof
8 Saturn mit Monden am Tag des Titantransits um
19 Uhr UT, Takahashi Mewlon 210, ADC von Pierro Astro, ZWO ASI715MC. Bild: Sven Melchert
9 Saturn mit Tethys und Rhea am 13.12.2025, 18:26 Uhr UT,
Celestron 11, ADC, QHY miniCAM8. Bild: Jürgen Burghard
1 0 Saturn mit vier seiner Monde
am 15.12.2025, Celestron 11 XLT, ZWO ASI715MC mit UV/IR-Sperrfilter. Bild: Kai-Oliver Detken
1 1 Saturn mit Rhea und deren Verfinsterung
am Ende, 20.01.2026 ab 17:46 Uhr UT, 10-ZollRefraktor der VStw. München bei f/16. Bild: Bernd Gährken
26 | Journal für Astronomie Nr. 98
Amateurteleskope/Selbstbau
Starhopping war gestern
- Platesolving ist heute
von Hubert Hermelingmeier
Die Dobsonbesitzer und Beobachter mit azimutalen Montierungen kennen es nur zu gut - schwache Deep-Sky-Objekte sind mit Peilern, Suchern oder per Starhopping nur schwer zu finden, das führt vermutlich oft zu Frustrationen. Die zunehmende Lichtverschmutzung verstärkt das Problem noch. Es gehört schon viel Übung dazu, entsprechende Objekte zu finden und zu beobachten. Einzelne Beobachter haben ihre eigenen Methoden entwickelt, um Deep-Sky-Objekte am Nachthimmel aufzusuchen.
Ich bin vor einigen Wochen auf die webbasierte App ,,AstroHopper" von Artyom Beilis gestoßen, die mir das Auffinden lichtschwacher Objekte am Nachthimmel sehr erleichtert [1]. Dazu muss das Smartphone parallel zur optischen Achse des Teleskops so auf dem Tubus befestigt werden, dass die Oberseite des Smartphones zur Teleskopöffnung zeigt. Ich habe mir dazu eine kleine Konsole aus Holzresten gebaut, die ich mit einem Klettband auf dem Tubus befestige (Abb. 1). Hier bietet sich natürlich auch ein 3D-Druck an [2].
Für das Aufsuchen von Objekten ist es günstig, am Teleskop eine kleine Vergrößerung zu wählen, weil dann das Gesichtsfeld groß ist und das gesuchte Objekt auch bei geringer Abweichung noch einfach zu finden ist.
Die Bedienung wird beim Starten der App zunächst in einer Schnellstartanleitung beschrieben. Zusätzlich gibt es aber auch ein ausführliches Handbuch [3]. Im ersten Schritt wird mit dem Peiler oder Sucher ein leicht einzustellender Stern oder Planet in der Nähe des zu beobachtenden Deep-Sky-Objektes aufgesucht und in die Mitte des Gesichtsfeldes eingestellt. Dies ist der Alignment-Stern. Ich wollte den of-
1 Die Konsole aus Holz auf dem Tubus des Dobsons
fenen Sternhaufen M 38 beobachten. Der Alignment-Stern war Capella, der hellste Stern im Fuhrmann. Mit dem Drücken des Buttons ,,Ausrichten" oben links wird das Alignment eingeleitet. Nun wird der im Gesichtsfeld eingestellte Stern Capella auf der Karte angetippt. Der Alignment-Stern zentriert sich dann auf die Bildschirmmitte (Abb. 2).
Im nächsten Schritt wird über das Suchfeld rechts oben das zu beobachtende Objekt, hier M 38, eingetragen. Wenn das Objekt in der Datenbank gefunden wurde, erscheint
eine grüne Linie mit einem Kreis, die in Richtung des gesuchten Objektes weist (Abb. 3). Jetzt wird das Teleskop in Richtung des gesuchten Objektes gedreht, bis das Objekt mitten im grünen Kreis platziert ist (Abb. 4). Das gesuchte Objekt sollte jetzt im Gesichtsfeld sein.
Unter ,,Einstellungen" (Zahnrad rechts oben) lassen sich weitere spezifische Vorgaben wie zum Beispiel die am Bildschirm gezeigten Größenklassen der eingeblendeten Sterne vornehmen. Hier können auch in der Vorbereitung der Beobachtungs-
Journal für Astronomie Nr. 98 | 27
Amateurteleskope/Selbstbau
2 Capella ist als Alignment-Stern
gewählt.
3 Die grüne Linie von Capella zu M 38 zeigt
die Bewegungsrichtung des Teleskops.
4 Das gefundene Objekt (M 38) ist in dem
Kreis und befindet sich im Gesichtsfeld des Teleskops.
nacht Objektlisten eingestellt werden. Das Smartphone muss für diese Nutzung der App allerdings über Kreisel- und Schwerkraftsensoren und vorzugsweise einen Kompass verfügen. Wenn die Anwendung nicht funktioniert, müssen ggf. die Sensoren kalibriert werden.
Artyom Beilis ist ein israelischer Hobbyastronom und Software-Entwickler, der an seinem städtischen Beobachtungsstandort mit der Starhopping-Methode nicht klarkommt. Das hat ihn zu der Entwicklung der Software geführt. Ihm sei für die kostenlose App gedankt. Außerdem sei noch auf ein Video von Nir Zonshine zum AstroHopper verwiesen [4].
Internethinweise (Stand: 02.03.2026): [1] [1] A. Beilis: ,,App AstroHopper",
https://artyom-beilis.github.io/
astrohopper.html
[2] Thingiverse: 3D-Druck-Datei für die [2] Konsole, www.thingiverse.com/
thing:6052282
[3] A. Beilis: ,,App AstroHopper",
Das Handbuch zur App,
[3]
https://artyom-beilis.github.io/
manual.html
[4] N. Zonshine: ,,AstroHopper -
App Tutorial", https://youtu.be/
[4]
AtArqBLWWJ8
28 | Journal für Astronomie Nr. 98
Sternhaufen, Gasnebel und
Galaxien beobachten
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TBG-N1 - ein neuer großer Planetarischer Nebel am Nordhimmel
Teil 2: Auswertungen und Ergebnisse
von Werner E. Celnik, Peter Riepe, Jürgen Kozok und Thorsten Zilch
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Im ersten Teil unseres Beitrags [9] haben wir die für uns höchst spannende Entdeckungsgeschichte, bei der wir nie wussten, was uns bei diesem Objekt noch erwarten würde, erzählt. Wir fanden zunächst im SDSS [10] ein schwaches, dreieckig geformtes nebelartiges Objekt, welches wir in der Gruppe ,,Tief belichtete Galaxien" (TBG) der VdS-Fachgruppe Astrofotografie mit langen Belichtungszeiten als Gemeinschaftsarbeit ablichten konnten. Das dreieckig geformte Objekt (,,TriangleNebel") stellte sich als hellster Teil eines schwächeren Nebels elliptischer Gestalt heraus (,,Cam-Nebel"), der sich wiederum am Rand eines noch viel schwächeren, blasenförmigen Nebels befindet (,,Shell-Nebel"). Alle drei zusammen bezeichnen wir
als TBG-N1. Wir zeigten Aufnahmen in H+[N II], [O III] und [S II] und wiesen nach, dass der Triangle- und der Cam-Nebel Emissionslinienobjekte sind. Wegen der äußerst geringen Helligkeit der Blase war letzterer Beweis hierfür nicht möglich.
Ein Beweis, der ebenfalls bisher nicht erbracht werden konnte, war, dass die drei beobachteten Nebelkomponenten tatsächlich Teile desselben Nebelobjektes sind, auch wenn sich das Gegenteil uns nach den bisherigen Untersuchungen als recht unwahrscheinlich darstellt. Aber noch sind viele Fragen offen.
Eine davon betrifft die räumliche Morphologie des Nebels. Woher kommt die mit
dem Cam-Nebel helle Asymmetrie am Rand eines potenziellen Planetarischen Nebels? Gibt es dort eine Stoßfront zum interstellaren Medium, welches dort vielleicht einen Bereich höherer Dichte aufweist, in den die Blase eindringt? Wir versuchen dieser Frage auf zwei verschiedenen Wegen nachzugehen.
Was sagen die im Internet einsehbaren Kataloge und Fachartikel zum interstellaren Staub und Gas im Gebiet um TBG-N1? Im NASA/IPAC Infrared Science Archive (IRSA) wurde die gesamte Milchstraße (auch der Bereich dünner Materie ober- und unterhalb der galaktischen Ebene) auf Staub hin untersucht. Wenn vorhanden, erscheint er als ,,warmer Staub" von 10 bis 20 Kelvin in
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Astrofotografie
Gesamtbelichtung in vier Nächten beträgt 24 Stunden. Die verwendeten Filter sind Kantenfilter, die nur für Wellenlängen jenseits der 850 nm durchlässig sind. Dunkelwolken verraten sich in NIR dadurch, dass im Inneren und/oder am Rand der Wolke ,,neue" oder im Visuellen sehr schwache Sterne auftauchen bzw. im NIR viel heller leuchten als im Visuellen. Dass diese Methode funktionieren kann, wurde z. B. in [13] durch praktische Ergebnisse von Amateurbeobachtungen bewiesen. Was sehen wir nun im NIR-Bild von TBG-N1 in der Abbildung 9? - Als erstes Ergebnis vom Nebel zunächst einmal gar nichts, was auch zu erwarten war, mangels heller Nebel-Linien in diesem Wellenlängenbereich. Bei den Sternen ergeben sich mögliche Auffälligkeiten, d. h. neue oder besonders rote Sterne, erst durch den Vergleich mit einer Aufnahme im visuellen Licht. Diese wird natürlich jetzt nachgeholt, denn als Sternfreunde möchten wir das Objekt auch ,,in Farbe" ablichten.
9 Das mit NIR-Filter aufgenommene Bild der Region von TBG-N1 zeigt keine Nebel-
Emission und keine auffällige Strukturierung, die auf die Existenz dichterer Staubwolken in dieser Himmelsregion hindeuten. Aufnahmen mit C14 bei f/7,7 und mit C14 HyperStar bei f/1,9, 24 Stunden belichtet mit Filter RG 850. (Bild: P. Remmel und W. E. Celnik)
Emission bei Wellenlängen von 100 m. In einer Zone von 15 Bogenminuten um TBGN1 ließ sich lediglich unstrukturierter, nahezu homogen verteilter Staub nachweisen, der auf dem gesamten Sichtweg lediglich eine Extinktion von 0,045 mag bewirkt [11]. Hier gibt es keine Stoßfronten. Gas wird in der Nähe von TBG-N1 aber doch gefunden: schnell einfallende Wolken aus neutralem Wasserstoff. Eine Kollision mit diesen Hochgeschwindigkeitswolken wäre denkbar. Die zugehörigen Messungen ihrer Radialge-
schwindigkeit zeigen jedoch, dass diese Wolken weit hinter TBG-N1 stehen [12]. Auch hier gibt es keine Kollisionsfronten.
Der zweite Weg besteht darin, selbst wieder beobachtungstechnisch aktiv zu werden: Um festzustellen, ob der Nebel sich in oder am Rand einer Dunkelwolke befindet, machen wir Aufnahmen im nahen Infrarot (NIR) mit zwei verschieden ausgestatteten C14, einmal in HyperStar-Version mit f/1,9 und das andere mit Reducer (f/7,7). Die
Wir belichten mit gekühlten CMOS-ColorKameras (Farbe) und Mono-Kameras (Luminanz), lediglich mit Filtern gegen Lichtverschmutzung. Die Gesamtbelichtung beträgt für Farbe 45 Stunden, für Luminanz knapp 17 Stunden (vgl. Tab. 1 in Teil 1).
Das Summenbild aus Farbe und Luminanz kombinieren wir mit allen bisherigen Bildergebnissen: H+[N II], [S II] und NIR werden dem Rot-Kanal zugeordnet, [O III] dem Grün- und Blau-Kanal. Die Abbildung 10 zeigt das Gesamtbild, das insgesamt 277 Stunden belichtet wurde.
TBG-N1 hebt sich im Licht von H+[N II] deutlich vom Hintergrund ab. Der TriangleNebel leuchtet hellrot im Licht von H+[N II] sowie [S II]. Der Cam-Nebel erscheint überraschenderweise zweigeteilt: Zum südöstlichen Objektrand hin dominiert die
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1 0 Das Gesamtbild des Nebels TBG-N1, zusammengesetzt aus Aufnahmen mit Color-Kameras sowie mit Mono-Kameras
in Kombination mit Filtern für H+[N II], [O III], [S II] und NIR. Gesamtbelichtung 277 Stunden bei einer mittleren Apertur von f/2. Beteiligte Fotografen (alphabetische Reihenfolge): W. E. Celnik, P. Köchling, M. Nischang, C. Reese, P. Remmel, Th. Zilch
Strahlung von H+[N II], zum nordwestlichen Rand hin, also Richtung Blasenzentrum, wird [O III] heller als H+[N II]. In der Blase gibt es schwach kontrastierte Filamente sowohl von H+[N II] als auch von [O III], die räumlich aber nicht zusammenfallen. Zum Rand des Cam-Nebels hin werden die Filamente deutlich lichtschwächer. Und: Im Zentrum gibt es einen hellen tiefblauen Stern! Ein möglicher Zentralstern des Nebels? Er steht jedenfalls ziemlich genau in der Mitte der 8,5 Bogenminuten durchmessenden kreisförmigen Blase. Zu diesem Stern kommen wir noch zurück.
Was ist mit NIR? Das einzige auffallende NIR-Objekt ist der tiefrote Stern bei den Koordinaten Rektasz. 07h 56min 49s und Dekl. +66 Grad 49' 58'' (2000.0), im SDSS bezeichnet als J075649.08+664958.4. Dieser Stern ist im Infraroten etwa 100-mal heller als im Visuellen und kommt mit dem NIR-Filter hell
heraus. Am südöstlichen Rand des Nebels jedoch sind keine besonders roten Sterne aufgetaucht. Wie zuvor in der IRSA-Untersuchung schließen wir daraus, dass TBG-N1 nicht in der Nachbarschaft einer Staubwolke steht, mit der eine Wechselwirkung in Form einer Stoßfront entstehen könnte.
Und was ist mit dem potenziellen Zentralstern? Der SDSS führt ihn unter der IDNummer J075820.02+664558.9. Die angegebenen Helligkeiten für g- und r-Filter im SDSS lassen sich gemäß Lupton (2005) in UBVR-Helligkeiten transformieren [14]. Demnach beträgt die scheinbare visuelle Helligkeit (mv) 17,42 mag. Für exakte wissenschaftliche Auswertungen empfiehlt sich der Gaia-Katalog. Man findet ihn in der Datenbank VizieR [15]. Dazu sind die Koordinaten (J2000.0), die genaue GaiaKatalogbezeichnung I/355/gaiadr3 und ein kleines Feld (gut: 10 arcsec) um die Objekt-
position in die VizieR-Maske einzutragen. Damit werden alle Gaia-Daten ausgegeben, allerdings im Gaia-System. Die (klassischen) Helligkeiten gemäß Johnson-Cousins UBVR erhält man aus Transformationsgleichungen in [16], noch etwas genauer als im SDSS. Das zeigte sich als sinnvoll für die spektrale Auswertung, z. B. Bestimmung der effektiven Sterntemperatur.
Was wissen wir jetzt? Aus der Gaia-Parallaxe von (0,9809 +- 0,0940) Millibogensekunden folgt eine Distanz von (1.019 +- 89) pc, was (3.324 +- 290) Lichtjahren entspricht. Ein Stern der scheinbaren Helligkeit von 17,42 mag in dieser Entfernung sollte (mit der in Gaia angegebenen interstellaren Extinktion) eine absolute visuelle Helligkeit (Mv) von ca. (7,1 +- 0,4) Mag besitzen, also nur das 0,13-fache der Sonnenleuchtkraft. Das ist typisch für einen Weißen Zwerg! Dies spricht also zunächst einmal dafür, dass
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Astrofotografie
den Rahmen sprengen und wir verzichten an dieser Stelle darauf. Die Abbildung 11 zeigt unten das Sternspektrum, oben das Spektrum des hellsten Nebel-Bereichs im Spalt, d. i. der Triangle-Nebel. Die Blase ist selbst für dieses große Instrument und trotz 3.000 s Belichtung viel zu schwach, um erfasst werden zu können.
1 1 Die beiden mit dem 6-m-Teleskop aufgenommenen Spektren. Oben: Nebelspektrum
des Triangle-Nebels, unten: Spektrum des Weißen Zwergsterns im geometrischen Zentrum von TBG-N1. Details dazu s. Text. (Bild: A. Moiseev und S. Kotov)
dieser Stern der Zentralstern ist. Aber der entscheidende Beweis dafür fehlt noch: Die Positionen von TBG-N1 und Stern stimmen zwar überein, aber auch die Entfernung und die Radialgeschwindigkeit? Die Gaia-Daten geben leider keinen Wert für die Radialgeschwindigkeit des Sterns an. Und die Radialgeschwindigkeit des ShellNebels ist ja auch noch völlig unbekannt. Hier sind wir mit unserem Latein am Ende (eigentlich), denn für die Messung der Radialgeschwindigkeiten solch schwacher Objekte werden viel größere Teleskope und höher auflösende Spektrografen benötigt als uns zur Verfügung stehen.
Peter nimmt deshalb erneut Kontakt zu Prof. Karachentsev auf. Es geht darum, ob es möglich ist, mit dem 6-m-Teleskop Spektren des Nebels und des Sterns zu gewinnen. Und tatsächlich: Wir erhalten sowohl ein Spektrum quer (ca. in O-W-Richtung) über den Triangle-Nebel und den Cam-Nebel und ein Sternspektrum! Der Spalt ist bei einer Breite von nur 1 Bogensekunde 6 Bogenminuten lang, die spektrale Auflösung entspricht 0,5 nm. Das Nebelspektrum wurde 3.000 Sekunden, das Sternspektrum 1.500 Sekunden belichtet. Die Beschreibung der Reduktion der spektralen Rohdaten zum Ergebnisspektrum würde hier
Zunächst zum Stern: Seine Radialgeschwindigkeit lässt sich ableiten zu (-70 +- 12) km/s. Der Stern selbst scheint jedoch etwas Besonderes zu sein, jedenfalls kein normaler Weißer Zwerg. Man sieht im Spektrum deutlich die Sequenz der Wasserstoff-Absorptionslinien der Balmer-Serie: H, H, H etc. Interessanterweise gibt es in der H- und H-Linie im Zentrum eine Emissionslinie, die wahrscheinlich von etwas erzeugt wird, was sich außerhalb der Sternatmosphäre befindet, z. B. eine zirkumstellare Hülle, eine Akkretionsscheibe oder ein Begleitstern. Die Effektivtemperatur in der Atmosphäre des Weißen Zwerges sollte dem Spektrum zufolge nach Berechnungen unseres Ko-Autors Klaus Werner bei etwa 85.000 K liegen. Das ist heiß genug, dass der Zentralstern mit seiner UV-Strahlung einen Planetarischen Nebel oder eine HII-Region zum Leuchten anregen kann. Spannend, aber wegen der fehlenden Entfernung nicht ausreichend für eine hundertprozentige Identifizierung als Zentralstern.
Im Spalt für das Nebelspektrum sind der Triangle-Nebel und der Cam-Nebel erkennbar. Das Spektrum stammt vom hellsten Teil des Nebels, vom Triangle-Nebel. Es zeigt die üblichen Emissionslinien eines leuchtenden Gasnebels: Die H- und H-Linien, die beiden [N II]-Linien links und rechts von H, und das [S II]-Dublett bei 673 nm Wellenlänge. Dazu noch eine He I-Linie und eine schwächere [N II]-Emission bei 575,5 nm. Am markantesten stechen die beiden [N II]-
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1 2 Kalibriertes (H+[N II])-Bild, Details s. Text. (Grafik: W. E. Celnik)
Linien bei H hervor. Sie sind zusammen etwa doppelt so stark wie die H-Linie! Aus dem Vergleich der Verhältnisse der Linienintensitäten H / [N II](654,8+658,3) und der Schwefellinien [S II]671,7 / [SII]673,1 leiten die Astronomen ab, dass es sich bei dem Nebel um einen Planetarischen Nebel handeln müsse, mit geringerer Wahrscheinlichkeit möglicherweise um einen Supernovarest. Immerhin. Aus dem Nebelspektrum ermitteln sie eine Radialgeschwindigkeit des Triangle-Nebels und des Cam-Nebels von (-67 +- 8) km/s. Die Zuordnung von TBG-N1 und Weißem Zwergstern scheint im Rahmen der Messunsicherheiten dadurch also gesichert. Die Elektronentemperatur des Nebels sollte bei 10-12.000 K liegen. Soweit die Auswertung der Spektren.
War dies nun alles? Nein. Da die Spektren professionell in absoluten physikalischen Einheiten kalibriert sind, hier also als Strahlungsfluss in (erg / cm2 / s / Å), können wir die Pixelwerte in unserem (H+[N II])Bild mit den Werten im Spektrum entlang des Spaltes über den Nebel vergleichen und kalibrieren, denn die räumliche Auflösung im Spektrum ist mit 1,6 arcsec bekannt.
Das Ergebnis sehen wir in der Abbildung 12. Die Bildinformation über H+[N II] in der Abbildung 5 wird hier erweitert durch eine farbig kodierte Intensitätsskala in physikalischen Einheiten. Der Cam-Nebel besitzt etwa 1/10 der Helligkeit des Triangle-Nebels und die Helligkeiten in der Blase von TBG-N1 nur etwa 1/100. Die beiden eingezeichneten roten Kreise zeigen die
Position des potenziellen Zentralsterns und den Durchmesser der Blase (8,5 arcmin) an. Dargestellt sind die Helligkeitsstufen bis hinunter zur tiefsten geschlossenen Isophote. Außerhalb davon begrenzt das Rauschen die Bildinformation.
Und wie groß ist nun die Flächenhelligkeit des Nebels? Theoretisch lässt sich aus dem nun bekannten Strahlungsfluss durch Vergleich mit der Solarkonstante und der scheinbaren Helligkeit der Sonne die Helligkeit in Größenklassen errechnen. Man kann es auch schätzen, wenn man weiß, dass die Flächenhelligkeit des SDSS bei etwa 26 mag/arcsec2 ihre Grenze hat. Nehmen wir die im SDSS gerade erfasste Helligkeit des Triangle-Nebels als die Grenze an, dann ist die Blase um etwa einen Faktor 100
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Astrofotografie
1 3 Die Lage von TBG-N1 relativ zur Galaxie NGC 2403. Norden ist ungefähr oben, die Bildfeldgröße ist 3,3 Grad x 2,4 Grad .
Aufnahme der Galaxie von Martin Nischang mit Teleskop RASA 200 mm / 800 mm, Kamera ASI6200MC-Pro, belichtet 4,8 Stunden in drei Nächten. Der sehr viel lichtschwächere Nebel TBG-N1 ist einmontiert.
schwächer, das entspricht 5 Größenklassen. Die Blase hat demnach eine Flächenhelligkeit in H+[N II] von ca. 31 mag/arcsec2. Das hätte vorher niemand von uns erwartet. Die oben erwähnte Rechnung führt übrigens zum selben Ergebnis.
Die Abbildung 13 zeigt die Lage von TBGN1 relativ zur Galaxie 2403, mit der alles seinen Anfang nahm. Der kritische Betrachter beachte: TBG-N1 ist in Wirklichkeit etwa 20 Magnituden schwächer als NGC 2403.
Ein Fazit So, das war ein heftiger Brocken. Es war auch das erste Mal, dass Mitglieder der TBG-Gruppe in der Fachgruppe Astrofotografie so tief in die Auswertung von Astroaufnahmen eingestiegen sind. Zwischen
den ersten und letzten Beobachtungen vergingen fast anderthalb Jahre. Zwei Jahre dauerten dann die Reduktion und Auswertung der Beobachtungen sowie Rücksprachen mit den Fachwissenschaftlern und die Formulierung einer wissenschaftlichen Veröffentlichung. Diese ist bei der referierten Fachzeitschrift ,,Astronomische Nachrichten" eingereicht worden und im Januar 2026 erschienen [17]. Der Online-Zugriff darauf ist frei.
Wir freuen uns, dass wir dieses wirkliche Langzeitprojekt hiermit zum Abschluss bringen können. Es hat gezeigt, dass Fachastronomen und Amateurastronomen effektiv zusammenarbeiten können und Ergebnisse erzielen können, die die eine Gruppe ohne die andere nicht hätte erreichen können.
Dazu noch eine Ergänzung: Unsere Kooperation erstreckte sich nicht darauf, dass wir als Amateure fertiges Bildmaterial an die Fachastronomen lieferten und die dann daraus einen wissenschaftlichen Artikel erstellten. Vielmehr liefen Aufnahmen und Auswertungen parallel, mit gegenseitigen Abstimmungen und Diskussionen über neue gefundene Aspekte. So ergab sich schließlich unsere gemeinsame Veröffentlichung.
Danksagung Zum Schluss danken wir, die vier Autoren dieses Journalberichts, all denjenigen Personen ganz herzlich, die am Zustandekommen unseres Artikels in den Astronomnischen Nachrichten (AN) mitgewirkt haben. Das sind unsere TBG-Kollegen, die als KoAutoren an den fotografischen Arbeiten
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beteiligt waren: Peter Köchling, Martin Nischang, Carsten Reese und Peter Remmel, Dank sagen wir insbesondere auch Prof. Dr. Igor. D. Karachentsev, der das Projekt an seine Kollegen Prof. Dr. Alexei Moiseev und Dr. Sergei Kotov sowie deren Kollegin Yulia Galata am Special Astrophysical Observatory der Russian Academy of Science weitergereicht hat. Die drei erarbeiteten am 6-m-Teleskop die optischen Aufnahmen sowie die Spektren zum Cam-Nebel und dem im Zentrum des Shell-Nebels gelegenen Zentralstern. Eine bedeutsame Hilfe war uns Frau Dr. Laura Magrini vom Astrophysikalischen Observatorium Arcetri (Florenz/Ialien). Sie war Gruppen-Ansprechpartnerin des AN-He-
rausgebers und hatte die organisatorischen Fäden sowohl während der Zusammenstellung unseres Artikeltextes als auch schlussendlich bei der LaTeX-Erstellung in der Hand. Ihre kritische Durchsicht unserer Beobachtungsergebnisse und deren korrekte Einordnung für die wissenschaftliche Publikation war vorbildlich. Einen dicken Dank - mit Schmunzeln - hat schließlich auch Prof. Dr. Klaus Werner von der Universität Tübingen verdient. Er trat zwar erst nach der BoHeTa 2025 unserem Autorenteam bei, aber das von ihm entwickelte Modell zur Bestimmung der Temperatur Weißer Zwerge ergab schließlich aus den spektralen Daten am 6-m-Teleskop die sicheren Werte für die Temperatur des Zent-
ralsterns von TBG-N1 und die Bestätigung seiner Anregungsfähigkeit für den PNKandidaten. Schließlich sei auch dem Referee Prof. Dr. Albert Zijlstra (University of Manchester) für seine kritische Durchsicht unseres Manuskripts gedankt, besonders für die dazu gegebenen wertvollen fachlichen Hinweise. Zu guter Letzt bedanken wir uns auch noch bei AN-Chief-Editor Dr. Matthias Steffen vom Astrophysikalischen Institut Potsdam für seine große Geduld.
[10]
Literatur- und Internethinweise (Stand 03.03.2026):
[9] W. E. Celnik, P. Riepe, J. Kozok, T. Zilch, 2026: ,,TBG-N1 - ein neuer großer Planetarischer Nebel
am Nordhimmel, Teil 1: eine Entdeckungsgeschichte", VdS-Journal für Astronomie 97, S. 46-52
[10] SkyServer: ,,Sloan Digital Sky Survey (SDSS) DR16", https://skyserver.sdss.org/dr16/en/home.
[11]
aspx
[11] NASA/IPAC Infrared Science Archive, http://irsa.ipac.caltech.edu/applications/DUST/
[12] T. Westmeier, 2018: ,, A new all-sky map of galactic high-velocity clouds from the 21-cm HI4PI
survey", Mon. Not. Roy. Astr. Soc. 474, p. 289-299, https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/
[12]
sim-ref?bibcode=2018MNRAS.474..289W
[13] W. E. Celnik, 2020: ,,Dunkelwolken im Nahinfraroten - Dobashi 3135", VdS-Journal für
Astronomie 75, S. 40-45
[14] Sloan Digital Sky Survey (SDSS) ,,Transformations between SDSS Magnitudes and UBVRcIc",
[14]
nach Lupton (2005), http://classic.sdss.org/dr7/algorithms/sdssUBVRITransform.
html#Lupton2005
[15] Ermittlung von Gaia-Messwerten über die Datenbank VizieR, https://vizier.cds.unistra.fr/
viz-bin/VizieR
[15]
[16] A. Ruelas-Mayorga et al., 2025: "Transformations between the Gaia GBP, G, and GRP and the
Johnson-Cousins photometric System", RAS Techn. & Instr. 4, p. 1-13, https://doi.org/10.1093/
rasti/rzaf037
[17] W. E. Celnik, P. Köchling, S. Kotov, J. Kozok, Y. Galata, L. Magrini, A. Moiseev, M. Nischang,
[16]
C. Reese, P. Remmel, P. Riepe, T. Zilch, K. Werner, 2026: ,,Discovery and Initial Investigation of
a New Low Surface Brightness Planetary Nebula Candidate at High Galactic Latitude", Astron.
Nachr. 2026, https://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/asna.70078 [17]
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Astronomische Vereinigungen
Vorwort zur Fachgruppe Astronomische Vereinigungen
Es gibt eine frohe Botschaft zu verkünden: Ein großer Zusammenschluss von fünf Hochschulen, dem DLR Bremen, einer Stiftung sowie folgenden elf astronomischen Vereinigungen:
- Astro-AG der Carl von Ossietzky Universität Oldenburg - Astronomische Vereinigung Oldenburger Sternfreunde - Astronomie Club Ostfriesland e. V. - Astronomischer Verein der Volkssternwarte Papenburg e. V. - Papenburger Sternwarte e. V. - Astronomischer Verein Wilhelmshaven-Friesland e. V.
- Olbers Gesellschaft e. V. Bremen - Förderverein Olbers Planetarium Bremen e. V - Bremerhavener Sternfreunde e. V. - Volkssternwarte Langwedel e. V. - Astronomische Vereinigung Lilienthal e. V.
haben sich als Astronomie Netzwerk Weser-Ems (ANWE) unserer Fachgruppe Astronomische Vereinigungen der Region Nord angeschlossen. Wir heißen sie herzlich willkommen! Einige der Sternwarten sind bereits Mitglied in der VdS. Über die Erweiterung freuen wir uns sehr und sind gespannt auf die zukünftigen Berichte aus dem hohen Norden! Hoffentlich lernen wir viele neue Mitglieder des Netzwerks ANWE auf dem nächsten FG-Treffen dann auch persönlich kennen!
Astrid Gallus
Das Astronomie Netzwerk Weser-Ems (ANWE)
von Andreas Schwarz
Die Unterschriften unter die Kooperationsvereinbarungen zur Gründung des Astronomie Netzwerks Weser-Ems (ANWE) am 18.11.2022 an der Carl von Ossietzky Uni-
versität Oldenburg und zur Erweiterung des ANWE am 24.10.2025 an der Hochschule Bremen waren nur kleine Formalitäten, aber großer Schritte für alle Betei-
ligten und die Gesellschaft in der Region Weser-Ems und weit darüber hinaus. Die Initiative zur Gründung des Astronomie Netzwerks Weser-Ems ging am 07.05.2022
1 Gründungsfoto der ANWE mit allen 18 Beteiligten (Bildautor: Hochschule Bremen / Luisa Windbrake)
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Astronomische Vereinigungen
von einem regionalen Astronomie-Treffen in der maritimen Wissenschaftsstadt Wilhelmshaven aus. Am 18.11.2022 gründeten drei Hochschulen und sieben astronomische Vereinigungen in Bremerhaven, Oldenburg, Ostfriesland, Papenburg und Wilhelmshaven-Friesland an der Carl von Ossietzky Universität das Astronomie Netzwerk Weser-Ems. Es hat seinen Sitz an der Jade Hochschule Wilhelmshaven/Oldenburg/Elsfleth in Wilhelmshaven.
Mit den Unterschriften am 24.10.2025 unter einer neuen Kooperationsvereinbarung wurde die Erweiterung des Astronomie Netzwerk Weser-Ems an der Hochschule Bremen um zwei Hochschulen, dem Deut-
schen Zentrum für Luft- und Raumfahrt, vier astronomischen Vereinigungen und einer astronomischen Stiftung in Bremen und Umgebung formell abgeschlossen. Des Weiteren wurde das Netzwerk auch inhaltlich erweitert. Zur Astronomie und Astrophysik kamen noch die Gravitationsphysik, die Geowissenschaften, die Raumfahrtwissenschaften, die Weltraumforschung und alle damit assoziierten Wissenschaften dazu.
Bereits am 28.02.2025 wurde diese Erweiterung durch Beschluss des Kooperationsrates des Astronomie Netzwerks Weser-Ems mit Beteiligung der bisherigen zehn und der designierten acht Verbundmitglieder beschlossen. Seitdem arbeiten fünf Hoch-
schulen, das DLR Bremen, elf astronomische Vereinigungen und eine astronomische Stiftung erfolgreich zusammen.
Wir freuen uns heute ganz besonders, an dieser Stelle mitteilen zu können, dass wir auch der VdS-Fachgruppe Astronomische Vereinigungen Region Nord beigetreten sind. Weitere Infos finden Sie auf unserer Webseite www.astronomie-whv-fri.de
Als Koordinator des Netzwerkes ANWE bin ich unter der Mailanschrift: Andreas. Schwarz@astronomie-whv-fri.de zu erreichen.
Bau einer barrierefreien Schiebedachhütte
mit Teleskop und eines WCs für Menschen mit Einschränkung an die Sternwarte Neumarkt im Jahr 2025
von Hans-Werner Neumann
Die Sternwarte Neumarkt wurde 1969 von einigen von der Astronomie begeisterten Neumarktern gegründet. In den Jahren danach wurden der Turm und später der Vortragsraum errichtet. Der Aufgang zur Plattform und zum Turm der Sternwarte erfolgt über steile, enge Treppen und ist für Menschen mit Knieproblemen oder anderen Einschränkungen nur sehr schwer oder gar nicht zu bewältigen. Daher hatten Gerald Reiser und Hans-Werner Neumann, die beiden Vorsitzenden der Sternwarte, schon im Jahr 2022 einen barrierefreien Anbau an die Sternwarte in Erwägung gezogen. Nach langen Vorplanungen begannen 2023 Verhandlungen mit Geldgebern, um dieses Projekt zu verwirklichen. Hohe Geld- und Eigenleistungen der Sternwarte, Zuschüsse durch die Stadt Neumarkt und das europäische Förderprogramm LEADER sowie
1 Sternwarte Neumarkt mit dem barrierefreien WC
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Astronomische Vereinigungen
Spenden von Banken und privaten Geldgebern ermöglichten schließlich, dass nach langwierigen Genehmigungsverfahren im März 2025 der Baubeginn erfolgen konnte. Umfangreiche Boden- und Aushubarbeiten waren wegen des stark abfallenden Geländes erforderlich. Eine behindertengerechte Toilette wurde errichtet, eine Beobachtungshütte aus Stahlbeton mit Rolldach sowie ein Abstellraum. Zwischen der Hütte und dem bestehenden Gebäude wurde ein Ökopflaster gelegt, mit drei Parkplätzen für Behinderten-Fahrzeuge.
2 Hubsäule mit
Teleskop
von der Firma Askar mit einer Öffnung von 20 cm und einer Brennweite von 1,40 m. Es wurde auf eine stabile 10Micron-Montierung gesetzt. Außerdem wurde auf dem Askar ein Heliostar-H-Sonnenteleskop montiert.
Am 10. Dezember 2025 fand in Anwesenheit vieler geladener Gäste die Eröffnung des barrierefreien Anbaus statt. Der Him-
mel meinte es gut: die Sonne strahlte, und mit dem Sonnenteleskop konnten die Besucher eine riesige Protuberanz mit einer geschätzten Länge von über 300.000 km bewundern. Das Lied an den Mond aus der Oper Rusalka und ein gemütliches Beisammensein rundeten die Feier würdig ab. Zahlreiche positive Rückmeldungen von Vertretern der benachbarten Sternwarten und von Behindertenorganisationen zeigten, dass die vielen Mühen des Anbaus nicht umsonst waren.
Zum Abschluss ein Zitat von Georg Kohlmann, Vorsitzender des Beirats für Menschen mit Behinderung: ,,Ich freue mich, dass die Sternwarte Neumarkt sich für diesen Umbau entschieden hat. Im Namen vom Beirat für Menschen mit Behinderung wünsche ich Ihnen und Ihrem Team alles Gute und hoffe, dass viele Menschen mit Handicap dieses Angebot zahlreich nutzen und annehmen."
(Alle Abbildungen von Hans-Werner Neumann, 1. Vorsitzender der Sternwarte Neumarkt)
Damit genügend Platz für Menschen mit eingeschränkter Beweglichkeit für die Beobachtung der Gestirne möglich ist, betragen die Maße der Beobachtungshütte 5,0 m x 5,5 m. Das Rolldach wird in Richtung Norden auf zwei Schienen über dem Abstellraum weggeschoben, damit ein ungestörter Blick nach Süden möglich ist. In der Hütte wurde eine Hubsäule mit einer Höhe von 80 cm auf einem stabilen Fundament angebracht, die sich um 70 cm nach oben heben lässt, so dass die Einblickhöhe beim Beobachten variabel eingestellt werden kann. Das Teleskop ist ein Apochromat
3 Beobachtungshütte mit Rolldach und Abstellraum
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Astrophysik & Algorithmen
Besondere Phasen partieller Sonnen- und Mondfinsternisse
von Friedhelm Dorst
Obwohl selbst partielle Finsternisse von Sonne und Mond für den lokalen Betrachter Seltenheits- und daher wohl auch Sehenswert haben, gelten sie im Zeitalter erschwinglicher transkontinentaler Reisemöglichkeiten zu ringförmigen bzw. totalen Ereignissen als vergleichsweise unspektakulär. Neben Beginn, Maximum und Ende einer Finsternis scheint es mithin keine ins Bewusstsein zu rufenden Momente zu geben, deren visuelle Kenntnisnahme oder gar fotografische Dokumentation von vorrangigem Interesse wäre. Aus der Perspektive des Gesamtverlaufs solcher Ereignisse
lohnt sich jedoch eine genauere Betrachtung in Hinblick auf geometrisch reizvolle bzw. auffällige Situationen.
Zu den geometrischen Eigenheiten der Überschneidung zweier Kreise gehört es, dass bei äußerer, wie innerer Berührung deren Graphen im Berührpunkt parallel bzw. antiparallel verlaufen und auf dem Wege dorthin auch zwangsläufig einmal der Schnittwinkel (hier für Sonnen- und Mondrand) von 90 Grad erreicht werden muss. Erst wenn dieser Schnittwinkel spitz zu werden beginnt, scheint auch in Anleh-
nung an das visuelle Erscheinungsbild der Mondsichel der Ausdruck ,,Sonnensichel" stimmig zu wirken. Der Zeitpunkt für das Eintreten des rechtwinkligen KreisbogenZweiecks kann aus der Finsternisphase p berechnet werden:
Hier ist r das scheinbare Radienverhältnis von Mond- und Sonnenscheibe.
Da der Wert von r bei den derzeitigen Bahnverhältnissen von Mond und Erde topozentrisch im Bereich von 0,901 bis 1,083 liegen
Journal für Astronomie Nr. 98 | 39
Astrophysik & Algorithmen
kann, ergibt sich als p-Spielraum entsprechend der Bereich 0,2775 < p < 0,3045, wobei als numerische Besonderheit das Wertepaar r = 1,05 und p = 0,3 erwähnenswert ist: Hier verschwinden alle weiteren Nachkommastellen. Erreicht wurde dies näherungsweise vor und nach der totalen Sonnenfinsternis vom 11. Juli 2010 auf der Osterinsel (vgl. Abb. S. 39, oben links). Bei der RingEklipse vom 20. Mai 2012 in Arizona wurde die 90 Grad -Phase bei p = 0,283 erreicht (Abb., oben Mitte). Im Mittel ist man mit p = 0,29 daher hinreichend nah an diesem herauszuhebenden Wertepaar 1,05 / 0,3.
Es kann festgestellt werden, dass bereits die bescheidene Magnitude um p = 30% für diesen geometrischen Sonderfall der 90 Grad -Phase ausreicht und dies aus einem noch anderen Grunde: Bei kleinem Abbildungsmaßstab (größere Bildentfernung) ist ein 30%-Wert von p für die Beurteilung der erreichten Rechtwinkligkeit des Schnittwinkels vollkommen hinreichend und bei präziser Überprüfung des geforderten Sachverhalts zeigt sich, dass die Rauheit des Mondrandprofils wie auch Luftunruhe den 90 Grad -Winkel stören können.
Einer deutlich größeren Magnitude hingegen bedarf ein weiterer Sonderfall: Der Maximalabstand der Sichelhörner! Im Falle einer sich anbahnenden ringförmigen Finsternisphase tritt dieser Moment ein, wenn der Mond mit seiner vollen Breite in die Sonne ragt und die Mondrandsilhouette einen Umfang von 180 Grad erreicht hat (Abb., oben rechts). Dieser Fall ist gegeben für
mit entsprechend 0,7334 < p < 1 für die hier zulässigen r-Werte.
Im Falle der sich anbahnenden totalen Finsternisse hingegen ändert sich in obiger Beziehung der Radikand:
(Zu den Berechnungen siehe [1]). Die Finsternismagnituden fallen nun in den Bereich 1 > p > 0,8334 bei ansteigendem r. Dabei erreicht der äußere Umfang der Sonnensichel 180 Grad , was für den Laien den Eindruck erwecken könnte, eine Mondsichel vor sich zu haben. Genau dies war mir am 30. Juni 1954 als 6-jährigem Jungen passiert, was mein Vater dann richtigstellte.
Bei Mondfinsternissen liegt das Radienverhältnis r von Erdkernschatten und Mondscheibe je nach Sonnen- und Mondentfernung zwischen den Werten 2,54 < r < 2,78, variiert also prozentual gesehen weniger stark. Daher genügt für den rechtwinkligen Schnitt von Mondrand und Kernschatten die gute Durchschnittsangabe p = 0,41 und für den halb sichtbaren Mondumfang der Mittelwert p = 0,60.
Bei Mondfinsternissen sorgt die diffus erscheinende Erdschattengrenze für eine Ermessenstoleranz, die die dortige numerische Beschränkung auf Prozentgenauigkeit voll rechtfertigt. Hinzu kommt als prinzipiell zu bedenkende Unsicherheit die heterogene Albedoverteilung der sichtbaren Mondscheibe, die die Wahrnehmung der Schattenkontur am Mondrand subjektiv zu beeinflussen vermag. Keine Rolle spielen in diesem Zusammenhang jedoch parallaktische Effekte, die zwar die geozentrische Mondmitte (und die dann nahebei befindliche Kernschattengrenze) so weit von der topozentrischen Mitte der Mondscheibe verschieben können, wie die Schattenwanderung in 1 Minute ausmacht, aber am (zur Beurteilung allein wichtigen) Mondrand geometrisch bedingt unwirksam bleiben. Die Bilder der Mondfinsternis vom 7. September 2025 (Abb., Mitte und rechts unten) zeigen die rechtwinkligen Sichelhörner bzw. den halben, außerhalb des Kern-
schattens der Erde liegenden Mondrand. Viele der Abbildungen wurden aus Videodateien entnommen. Wer mithin partielle Finsternisphasen mit Videotechnik dokumentiert, hat es einfach, die geometrisch attraktiven Aspekte noch nachträglich zu identifizieren.
Fazit Nicht nur ihrer Seltenheit und ihres ästhetischen Reizes wegen verdienen (und bekommen meistens auch) Finsternisse besondere Aufmerksamkeit - sie haben überdies u. a. mit der Phase rechtwinkliger Sichelhörner einen besonderen Aspekt zu bieten, der schon bei überraschend kleiner Finsternismagnitude auftritt und bei Sonnenfinsternissen flächenmäßig mehr als die Hälfte des gesamten Finsternisgebietes einbezieht.
Besonders Mondfinsternisphasen mit zur Hälfte sichtbarem Mondrand können von Laien leicht für normale Mondsicheln gehalten werden. Hier bieten sich somit Beobachtungsanreize (vornehmlich mit Fernglas) für die Richtigstellung dieser vordergründig naheliegenden - aber bei näherem Hinsehen bzw. bei Bedenken der dann nötigen Beleuchtungsgeometrie - offensichtlich falschen Deutung: Kein Schattenwurf der Krater wie bei echtem Sichelmond und, wenn auch weniger auffällig, kein elliptischer Terminator.
Literaturhinweis: [1] J. Meeus, 2004: "Mathematical
Astronomy Morsels III.", WillmannBell, Richmond, Kap. 20
40 | Journal für Astronomie Nr. 98
Astrophysik & Algorithmen
Sonnenfinsternisse - lokale Verhältnisse
von Uwe Pilz
Die in den vorhergehenden beiden Heften vorgestellten Besselschen Elemente können auch benutzt werden, um die lokalen Gegebenheiten zu berechnen. Hierzu wird die Zeit vorgegeben und muss nicht, wie beim globalen Verlauf, iterativ bestimmt werden. Um den gesamten Verlauf zu berechnen, sollte die Rechnung engmaschig ausgeführt werden, z. B. alle 10 Minuten.
Durch Angabe der Zeit sind die Werte in der Fundamentalebene ganz einfach zu berechnen. Dies ist zunächst der projizierte Ort des Beobachters auf dieser Ebene. Im publizierten Python-Programm [1] werden all diese Kenngrößen in der Funktion ,,magnitudePoswinkel" berechnet. Die Werte gelten für den gegebenen Zeitpunkt. Um den Maximumszeitpunkt zu bestimmen, ist eine kleine Iteration nötig, welche
die Erddrehung und damit die Lageänderung der Projektion des Beobachters berücksichtigt. Fünf Iterationen genügen, ich habe auf Genauigkeitstests verzichtet.
Die lokalen Verhältnisse müssen für den Maximumszeitpunkt und auch für die Zeiten danach und davor von der Fundamentalebene auf die Erdoberfläche zurückgerechnet werden. Das ist im Wesentlichen sphärische Geometrie, welche im PythonProgramm in der Funktion ,,ergebnisberechnung" vorgenommen wird. Dieses insgesamt recht kurze Programm eignet sich für schöne Übersichtsberechnungen. Einerseits kann man die Verhältnisse für den eigenen Wohnort berechnen, im gesamten Verlauf der Finsternis. Andererseits kann man die Rechnung des Maximumszeitpunkts für mehrere Orte, z. B. alle gro-
ßen Städte der Umgebung ausführen. Die Berechnungen werden zunächst im Äquatorsystem ausgeführt, der Positionswinkel P bezüglich der Nordrichtung gerechnet. Eine kleine Transformation bestimmt den Winkel Zm gegen den Zenit. Mit dem letzteren lässt sich der wirkliche Anblick am Himmel für einen Zeitpunkt darstellen (Abb. 1). Für die Darstellung des Verlaufs eignet sich das Äquatorsystem besser: Der Weg des Mondes vor der Sonne verläuft ja fast geradlinig, und das kann im Äquatorsystem auch so gezeichnet werden.
Internethinweis (Stand 03.03.2026):
[1] U. Pilz, ,,Berechnung von Sonnenfinsternissen", fg-astrophysik.vdsastro. de/prg95.html
1 Die Grafik für die Sonnenfinsternis am 12. August 2026 wurde mit dem vorgestellten Programm berechnet.
Journal für Astronomie Nr. 98 | 41
Atmosphärische Erscheinungen
Der Zirkumhorizontalbogen
- Teil 2: Statistik für Mitteleuropa und Besonderheiten
von Elmar Schmidt, Alexander Haußmann, Wolfgang Hinz, Karl Kaiser und Reinhard Nitze
Zunächst sei auf die vor Längerem gegebenen Basisinformationen über diesen Halo (abgekürzt ZHB) hingewiesen [1]. Eine Internetfotosuche für die Jahre 2001 - 2010 zeitigte weltweit ca. 240 Exemplare [2]. In unseren Breiten beschränkt sich das Auftreten von ZHB auf die Mittagsstunden im Sommer [3]. Die Abbildung 1 zeigt ein schönes Exemplar [4].
Ergänzend wurden nun die mit Fotos ins AKM-Forum [5] eingestellten ZHB für weitere zehn Jahre erfasst, nämlich 2015 2024. Zur Aufnahme in die nachfolgenden Statistiken wurde allerdings eine Beschränkung auf mitteleuropäische Orte über 45o N an geogr. Breite vorgenommen. In der Abbildung 2 erscheinen alle 275 ZHB jeweils tagesgenau. Die recht hohe Zahl macht deutlich, dass ZHB in unseren Breiten zwar keine häufigen, aber auch keine seltenen Halos sind. Auch wenn diese ,,Ernte" von mehreren Dutzend Fotografen eingebracht wurde, können kundige Einzelbeobachter z. B. in mittleren und südlichen Teilen Deutschlands, in der Schweiz und Österreich in jedem Sommer auf einige Exemplare hoffen. Der Autor Kaiser etwa hat - sicher auch begünstigt durch die Breite seines Wohnorts von nur 48,6o N - in den genannten zehn Jahren 48 fotografische ZHB-Sichtungen beigetragen.
1 ZHB über Burg Hohenzollern am 23.7.2023 (Sonnenhöhe 64,9 Grad ); über dem ZHB steht
noch ein Infralateralbogen (ILB), vgl. https://www.meteoros.de/themen/halos/haloarten/ ee22. (HDR-bearbeitetes Foto mit Genehmigung von Mandy Pacuku)
2 Kalendertägiges
Auftreten von 275 ZHB in den Jahren 2015 - 2024
Da ZHB erst für Sonnenhöhen ab ugf. 58o möglich sind, richten sie sich insoweit nach dem Sonnenstand. Mit 144 vor und 131 nach der Sommersonnenwende sind die hier berichteten ZHB tatsächlich so gut ,,austariert", dass ihre Verteilung vom 22. Juni symmetrisiert wird. Die mittlere kalendarische Erstreckung von (58 +- 6) Tagen streut hälftig um den 19. Juni, was angesichts der Schwankungen auf beiden Seiten aber auch nicht als signifikante Abweichung von rein sonnenhöhenbedingter Auftretenswahrscheinlichkeit anzusehen ist.
Die Abbildung 3 zeigt die Jahreshäufigkeit der vorgestellten ZHB dieser Studie im Vergleich mit den Meldungen der systematischen Halobeobachter im AKM. (Es ist aber von einem Überlapp der beiden Erhe-
bungen von etwa 50% auszugehen.) Angesichts der Schwankungsbreite und der nur jeweils flach gegenläufigen Regressionsgeraden (gestrichelte Linien) schreiben wir den Zeitreihen keinen signifikanten Trend
42 | Journal für Astronomie Nr. 98
Atmosphärische Erscheinungen
zu. Offen bleibt daher auch die Frage, ob die Häufigkeit von ZHB zu dem unterdurchschnittlichen Haloaktivitätsindex seit 2015 passt [6].
Die Abbildung 4 ist ein Histogramm bekannter Sonnenhöhen für 272 ZHB. Erwartungsgemäß zeigt sich darin der geometrisch-optisch bedingte Einsatz von Sichtungen bei knapp 58o. Deren obere Begrenzung bei 69o Sonnenhöhe ist hingegen ein Auswahleffekt durch den willkürlich auf Breiten über 45o N eingeschränkten Raum der Meldungen, in welchem höhere Sonnenstände schlicht nicht vorkommen. Die Helligkeit von ZHB nimmt bis zu einer Sonnenhöhe von 68o zu [7]. Dass sich das nicht in der Häufigkeitsverteilung in der Abbildung 4 widerspiegelt, hat damit zu tun, dass die Sonne selbst im südlichen Mitteleuropa nur an wenigen Tagen (und
an diesen auch nur nahe der Kulmination) so hoch am Himmel steht.
Horizontstellung und Farben von ZHB ZHB entstehen durch Lichtbrechung an bodenparallel schwebenden, plättchenförmigen Eiskristallen mit dem Prismenwinkel = 90o. In Erweiterung von [1] erhält man in Abhängigkeit von der Sonnenhöhe hS (= Winkel zur Kristallebene) und der Brechzahl n = n() von Eis für die Höhenwinkel
3 ZHB-Jahreshäufig-
keiten 2015 - 2024
von ZHB über dem Beobachterhorizont (ohne Berücksichtigung von terrestrischer Refraktion) folgende Beziehung [8]:
Die obige Gleichung gilt für Beobachter in oder nahe Meereshöhe und berücksichtigt den Umstand, dass die ,,ihren" ZHB erzeugenden Wolken durchaus beträchtliche Abstände a aufweisen können, und zwar umso größere, je niedriger sie über dem Horizont stehen. Infolge der Erdkrümmung sind die
4 Histogramm der Sonnenhöhen zu 272 ZHB dieser Studie
5 Rechts: Wellenlängen- und sonnenstandsabhängige Höhen-
winkel für die Spektralfarben in ZHB. Im Textfeld rechts von den Kurven aufgeführt sind die Sonnenhöhen hs0 und die Winkelspreizung zwischen 700 nm (,,R") und 435 nm (,,B")
Journal für Astronomie Nr. 98 | 43
Atmosphärische Erscheinungen
6 Farbstarker ZHB aus Neuburg/Donau am 15.06.2016 (Sonnenhöhe 64,1 Grad ).
(Foto mit Genehmigung von Daniel Eggert)
fernen Eiskristalle vom Beobachter weg gekippt und werden, weil in Südrichtung stehend, um den Neigungswinkel steiler vom Sonnenlicht getroffen. Dieser ,,Tilt" vergrößert die Sonnenelevation zum Kristall gegenüber der beim Beobachter gemäß
hs(a) = hs0 +
nach [9]. Die Tab. 1 enthält Beispieldaten für Wolken der Höhe 8 km und der Wellenlänge 610 nm. Die beiden letzten Zeilen sind numerisch unsicher, und die letzte enthält einen eigentlich ,,unzulässigen" Sonnenstand für ZHB. Infolge Erdkrümmung und Tilt treten sie dennoch mitunter auf. Beobachter von Alpenbergen konnten am Südhorizont ZHB unter lokal noch niedrigeren Sonnenhöhen verzeichnen [10].
kalen ZHB-Höhenwinkel hz () für einige mitteleuropäische Sommersonnenhöhen
berechnet.
Die Abbildung 5 zeigt die Resultate, also die Art und Größe der ZHB-Spektralfarbspreizung. (Auf eine Faltung mit dem endlichen Durchmesser der Sonne wurde verzichtet. Dieser verbreitert alle Einzelstrahlen nochmals um etwa 0,5o.)
Der Abbildung 5 ist zunächst die mit der Sonnenhöhe generell zunehmende Höhe
Das komplette Rechenwerk für diese wenig bekannten Umstände ist aufwändig und noch unpubliziert [8]. Mit den wellenlängenabhängigen Brechzahlen n() von -20 Grad C kaltem Eis [11, 12] gegen die von Luft in 8 km Höhe [13] wurden die lo-
7 Orangerötlicher ZHB bei lokaler Sonnenhöhe 58,35 Grad von Helgoland am 06.07.2022.
(Foto mit Genehmigung von Brigitte Rauch)
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Atmosphärische Erscheinungen
der ZHB am Himmel zu entnehmen. Dabei steht ihr blaues Ende jeweils in niedrigerer Höhe, also erwartungsgemäß in größerem Sonnenabstand. Der deutlichste Effekt ist aber die mit sinkender Sonnenhöhe stark zunehmende Dispersion (spektrale Breite) von ZHB. Dadurch erscheinen hochstehende Exemplare schmal, konzentriert und spektralfarbig - wobei die Flächenhelligkeit aufgrund anderer Einflüsse oberhalb der zur prismatischen Minimalablenkung führenden Sonnenhöhe von knapp 68o dennoch wieder abnimmt [7]. Niedrig am Himmel stehende ZHB zeichnen sich dagegen durch eine größere Winkelbreite und meist blassere Farben aus.
Die Abbildung 6 zeigt einen eindrucksvollen ZHB aus dieser Studie. Bei ihm werden von verschiedenen Wolkenteilen zwar noch alle Spektralfarben ,,geliefert", diese erscheinen aber durch die Verbreiterung und Luftperspektive schon pastellartig und dadurch ästhetisch reizvoller als in höherstehenden Exemplaren mit ihrem oft intensiveren, aber schmaleren Farbenband.
Besonderheiten grenzlagiger ZHB Für Sonnenhöhen in Richtung des Grenzwinkels für ZHB stehen die blauen Farbanteile von ZHB gemäß der Abbildung 5 deutlich niedriger über dem Horizont als die roten und unterliegen deshalb stärkerer Schwächung durch Absorption und Streuung.
Die Luftperspektive zu den immer weiter entfernten Cirren beeinflusst also den Farbeindruck für niedriger stehende ZHB. Unterhalb von 58o Sonnenhöhe sind blaue und grüne Wellenlängen zwar noch über den Horizont angehoben, werden aber infolge des langen Lichtwegs unmerklich. Solche ZHB erscheinen nur noch blass und rötlich.
8 Unregelmäßige Farben (mögliches ,,Tiltisieren", s. Text) eines schwachen ZHB
aus Lauenhagen bei Hannover am 07.07.2015, Sonnenhöhe 58,5 Grad . (Kontrastverstärktes Foto von Reinhard Nitze)
Die Abbildung 7 zeigt einen solchen ZHB. Es handelt sich um das bei niedrigster lokaler Sonnenhöhe fotografierte Tieflandexemplar dieser Studie [14]. Die dennoch recht gesättigte Färbung deutet auf ungewöhnlich klare Luft zu der etwa 70 km südlich der Fotografin, also über Wilhelmshaven stehenden Cirre hin.
Die hohe Dispersion in niedrigstehenden ZHB führt weiterhin dazu, dass die Ablenkwinkel sehr empfindlich von der Neigung der Eiskristalle abhängen. Vorstellbar ist auch, dass Höhenwinde die haloerzeugenden Plättchenkristalle anblasen und dadurch zum Pendeln oder Kippen bringen. Ersteres würde vornehmlich zum Ab-
Tabelle 1
Lokale Sonnenhöhe hs0
85 Grad 80 Grad 75 Grad 70 Grad 68 Grad 66 Grad 64 Grad 62 Grad 61 Grad 60 Grad 59 Grad 58 Grad 57 Grad
Wolkenabstand a ( = 610 nm) Tilt
15,2 km
0,14 Grad
15,9 km
0,14 Grad
17,1 km
0,15 Grad
19,5 km
0,18 Grad
21,0km
0,19 Grad
23,0 km
0,21 Grad
26,0 km
0,23 Grad
30,9 km
0,28 Grad
34,8 km
0,31 Grad
40,6 km
0,36 Grad
50,6 km
0,45 Grad
71,8 km
0,64 Grad
> 100 km
>1 Grad
Journal für Astronomie Nr. 98 | 45
Atmosphärische Erscheinungen
schwächen oder Auslöschen der Farben führen. Sollten aber die Kippwinkel der Eiskristallplättchen in der Cirre jeweils konstant sein, jedoch ortsabhängig variieren, könnten ZHB-Farben eher den Wolkenteilen folgen als dem Sonnenabstand. Damit würden die mitunter ,,verrührten" Farben von ZHB nahe der Sonnengrenzhöhe eine Erklärung finden. Die Abbildung 8 zeigt eine solche Erscheinung.
Wir stellen ein solches ,,Tiltisieren" (Tilt = Kippung) hier vorläufig zur Diskussion. Unser Kunstwort lehnt sich an das Irisieren von Wolken an. Dabei kommt es zu
ähnlich aussehenden Farben, allerdings auf Grund von Beugung und Interferenz an Aerosolteilchen jeweils einheitlicher Größe in verschiedenen Wolkenteilen [15]. Im Sonnenabstand von über 45 Grad wie für ZHB tritt diese Erscheinung aber in troposphärischen Wolken nur selten auf.
Die Autoren verdanken vielen weiteren aktiven ZHBFotografen wertvolle Beiträge, darunter insbesondere Claudia Hinz (34 Exemplare), Thomas Klein (21) und Michael Großmann (18), dessen Andenken dieser Artikel gewidmet ist.
[1]
Literatur- und Internethinweise (Stand 04.03.2026):
[1] E. Schmidt, A. Haußmann, C. Hinz, P. Zenko, 2015: ,,Der Zirkumhorizontalbogen - Teil I: Auftreten und
Häufigkeit", VdS-Journal für Astronomie Nr. 53, S.70-73, https://journal.sternfreunde.de/Jpdf/
VdS-Journal_52.pdf, (Interessierte können ein PDF des Artikels von den Autoren anfordern)
[3]
[2] E. Schmidt, A. Haußmann, C. Hinz, P. Zenko, 2010: "Chances and statistical survey of circumhorizon arc
sightings", 10th Intl. Meeting on Light and Color in Nature, St. Mary's City, Maryland, USA (unveröff.
Vortrag vom 18.06.2010)
[3] Arbeitskreis Meteore (AKM) e.V.: ,,Zirkumhorizontalbogen (EE23)", www.meteoros.de/themen/halos/
[4]
haloarten/ee23
[4] AKM e.V: Bildarchiv, ,,Zirkumhorizontalbogen über Burg Hohenzollern vom 23.07.2023", www.meteoros.
de/bildergalerie?snipe_gallery%5Bcat%5D=16&no_cache=1
[5] AKM e.V.: ,,Forum Halos und atmosphärische Erscheinungen", https://tinyurl.com/5fau4tvb
[5]
[6] W. Hinz, 2025: ,,Haloaktivität (relativ) von 1986 bis 2024", Meteoros Jg. 28, S. 60
[7] A. Haußmann, 2015: ,,Positions- und Intensitätsbetrachtung für den Zirkumhorizontalbogen"
(unveröffentlicht)
[8] A. Haußmann, 2015: ,,Der ZHB in radial orientierten Eiskristallen auf einer Kugelschale" (unveröffentlicht) [10]
[9] A. Haußmann, 2016: "Halos from oriented plate crystals located on a spherical shell around the Earth's
surface", 12th International Conference on Light and Color in Nature, Granada (unveröff. Vortrag vom
31.5.2016)
[10] C. Hinz: ,,Re: Zirkumhorizontalbogen 28.05.2015" (neuntes Foto, bei hs0 = 56,72o von der Zugspitze),
[13]
https://forum.meteoros.de/viewtopic.php?f=2&t=55616&p=202857#p202857
[11] S. G. Warren, 1984: ,,Optical constants of ice from the ultraviolet to the microwave", Applied Optics
Vol. 23, p. 1206
[12] W. Tape, 2006: ,,Atmospheric Halos and the Search for Angle X", American Geophysical Union,
[14]
Washington, DC, p. 82, eqn. 8.4
[13] Brechzahl von Luft: https://refractiveindex.info/?shelf=other&book=air&page=Ciddor, www.researchgate.
net/figure/ariation-of-refractive-index-with-altitude_fig1_224794092
[14] B. Rauch, 2022: ,,Re: Atmosphärische Erscheinungen im Juli 2022", https://forum.meteoros.de/viewtopic. [15]
php?f=2&t=60822#p238554
[15] AKM e.V.: ,,Irisierende Wolken", www.meteoros.de/themen/atmos/beugung-interferenz/irisierende-wolken
46 | Journal für Astronomie Nr. 98
Atmosphärische Erscheinungen
Polarlichtbeobachtung in Island
von Norbert Cnota
Am 18. Oktober 2025 besuchten meine Frau und ich den Gullfoss, einen atemberaubenden Wasserfall im Westen Islands. Wir entschieden uns, den Einbruch der Nacht auf dem Besucherparkplatz abzuwarten, da die Aurora-App uns hoffen ließ, an diesem abgelegenen und dunklen Ort vielleicht unsere ersten Polarlichter zu sehen.
Gegen 20:30 Uhr waren zunächst nur einige schwache Schleierwolken sichtbar, die sich jedoch schnell als die ersten Polarlichter entpuppten. Kurz darauf erlebten wir ein
wahres Polarlicht-Feuerwerk mit ,,Lattenzäunen und wehenden Vorhängen" in unglaublicher Intensität. Es war ein Gänsehautmoment!
Eilig richtete ich die Kamera ein - eine Canon R6 mit 28-mm-Objektiv bei Blende 2,8 - und hielt die Nordlichterscheinung bei ISO 2000 mit 3 Sekunden Belichtungszeit im Bild fest. Direkt unterhalb des linken, schwächeren Lichtschleiers erkennt man die Plejaden, etwas höher auch Aldebaran.
Anm. d. Red.: Dieser Beitrag passt gut als Ergänzung zu der Bilderstrecke in dieser Journalausgabe über das Polarlicht vom 19. Januar in Zentraleuropa, da es sich ebenfalls um ein sehr intensives Nordlicht handelt, jedoch drei Monate früher, mit einer völlig anderen Formgebung und zudem viel weiter nördlich aufgenommen. Vielen Dank an Norbert Cnota für seinen schönen Beitrag.
Peter Riepe
1 Nordlicht am Gullfoss-Wasserfall (Island), Aufnahmedaten im Text, Bildautor: Norbert Cnota
Journal für Astronomie Nr. 98 | 47
Atmosphärische Erscheinungen
Das Polarlicht vom 19. und 20.01.2026
- eine Rückschau
Dieser Bildbericht entstand aus der Kooperation der Fachgruppe Astrofotografie und der Fachgruppe Atmosphärische Erscheinungen. Ergänzend zu den Bildern blicken wir kurz zurück auf den Ursprung des Polarlichts und seine vielfältigen Erscheinungsformen in Deutschland und Österreich. Alle Bilder ohne Datum im Bildtext stammen vom 19./20.01.2026. Die beiden letzten Bilder (Abb. 15 + 16) dokumentieren einen ,,Nachläufer" am Abend des 20.01.2026.
Allen Einsendern sei herzlich gedankt, auch wenn wir aus Platzgründen nicht alle Bilder berücksichtigen konnten. Gute Unterhaltung beim Lesen!
Peter Riepe und Andreas Möller
Wie kam es zu den Polarlichtern? Am frühen Abend des 18.01.2026 um 19:00 Uhr MEZ ereignete sich eine starke solare Eruption in der Aktiven Region AR 14341 [1]. Diese wurde vom amerikanischen Satellitensystem Geostationary Operational Environmental Satellite (GOES) verzeichnet und als Röntgen-Flare (X-ray) der Klasse X1.9 klassifiziert. Die Eruption war so stark, dass eine riesige Menge geladener Sonnenmaterie als koronaler Massenauswurf (CME) ins Planetensystem geschleudert wurde. Der CME bewegte sich überaus schnell in
Richtung Erde und erreichte diese bereits nach nur 25 Stunden. Dementsprechend war die Geschwindigkeit des Sonnenwindes mit 1.200 km/s außergewöhnlich hoch. Als der CME am 19. Januar gegen 20:00 Uhr schlagartig mit der Erdatmosphäre kollidierte, traten an der Stoßfront die geladenen Teilchen in die Magnetosphäre ein und erzeugten dort starke geomagnetische Stürme. Dadurch wurde der Funkverkehr erheblich gestört und nachfolgend spektakuläre Polarlichter entfacht.
Glücklicherweise spielte das Wetter mit, und in weiten Teilen Deutschlands war der Himmel klar. Zusätzlich sorgte der Neumond für perfekte Beobachtungsbedingungen. Die nördliche Polarlichtzone, die als ovaler Ring den magnetischen Nordpol umgibt, war diesmal so ausgedehnt, dass das Polarlicht in Italien, Kroatien und sogar in Portugal beobachtet werden konnte [2]. Es zeichnete sich besonders durch grüne Schleier aus, die im Zenit zu sehen waren, sowie durch so genannte RAGDA (Red Arc with Green Diffused Aurora), überwiegend in südlicher Richtung in Form von schnell pulsierenden grünen Flecken [3]. Das Polarlicht gehörte zu den hellsten des 25. Sonnenzyklus und reiht sich direkt hinter die Polarlichter vom Mai und Oktober 2024 ein. Der DSCOVR-Satellit (Deep Space Climate Observatory) registrierte mit über 90 Nanotesla die bislang höchste Magnetfeldstärke des Sonnenwindes, die jemals gemessen wurde. Ohne Zweifel handelte es sich um eine nahezu perfekte Polarlichtnacht, die noch lange in Erinnerung bleiben wird.
1 Andreas Möller nahm das
Polarlicht um 21:25 Uhr MEZ in Wensickendorf (nördlich von Berlin) mit einer Nikon D750 auf, Objektiv Tamron SP 2470mm F/2,8. Er belichtete 4 s bei f = 24 mm, ISO 1600 und Blende 3,2.
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2 Auf der Sternwarte Gahberg
(Attersee, Oberösterreich) richtete Ernst Hanninger seine Canon R6 Mark II mit Canon RF 35 mm nach Norden und fertigte ab 21:30 Uhr MEZ ein Video an.
3 Blick über Weyregg auf den
Attersee um 22:00 Uhr MEZ. Wolfgang Gebetsroither verwendete eine Canon D70 mit 18-mmObjektiv und belichtete 2 s.
4 Olaf Haupt in Marktheiden-
feld verwendete ein iPhone 16 Pro Max. Automatikbelichtung gegen 22:00 Uhr MEZ.
Atmosphärische Erscheinungen Journal für Astronomie Nr. 98 | 49
5 Oliver Schneider nahm das
Polarlicht um 22:07 Uhr MEZ in Bad Salzuflen in Blickrichtung Osten auf. Kamera war eine Canon EOS RPa mit TamronObjektiv 17-35 mm bei f = 17 mm.
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6 Kai-Oliver Detken, Grasberg (bei Bremen),
gelang um 22:19 Uhr MEZ dieses Bild mit einer Canon EOS R6 MkII und Canon-Objektiv EF 2470 mm F2.8L II USM. Belichtungszeit 2 s bei voller Öffnung, f = 24 mm und ISO 3200.
7 Mit einer Pentax K-3 Mark III und Objektiv
Sigma 10-20 mm gelang Ulrich Teschke in Rheinberg am Niederrhein ein Video zwischen 21:19 und 23:30 Uhr MEZ im 30-s-Takt. Dieses Einzelbild daraus wurde um 22:34 Uhr MEZ 8 s belichtet bei f = 10 mm, ISO 1600 und Blende 3,5.
Atmosphärische Erscheinungen
8 Oben links: Das Polarlicht über Sonneborn/
Thüringen. ,,Es war klar zu erkennen und hat die Umgebung sichtbar aufgehellt", so Bildautor Michael Frank. Mit einem iPhone 17 Pro Max, freihändig gehalten, wurde um 22:35 Uhr MEZ 3 s belichtet.
9 Oben rechts: Das Polarlicht überstrahlte
um 22:35 Uhr MEZ sogar das helle Stadtzentrum von Dortmund (614.000 Einwohner). Fiona Zilch nahm es aus dem Ortsteil Benninghofen in Richtung Norden auf, rechts oben der Große Wagen. Mit einem iPhone 13 wurde 1/2 s bei ISO 3200 und f/1,6 belichtet.
1 0 In St. Veit im österreichischen Mühl-
viertel nahm Paul W. Koller zwei Videos vom Polarlicht auf. Diese Einzelaufnahme daraus wurde mit einer Kamera des Typs Sony Alpha 6700 und lichtstarkem Objektiv 1:1,2/16 mm gegen 22:36 Uhr MEZ bei ISO 6400 1/50 s belichtet.
1 1 Werner Neuhold erlebte das Polarlicht
in Mössna im Naturpark Sölktäler (Steiermark/Österreich). Er setzte seine EigenbauWebcam Raspberry Pi HQ mit 6-mm-Weitwinkelobjektiv ein und belichtete 29 s um 22:48 Uhr MEZ bei Gain 7,86.
Journal für Astronomie Nr. 98 | 51
Atmosphärische Erscheinungen
1 2 Auf der Kanareninsel La Palma
stellte Thomas Rox fest: ,,Mein gerade 60 s belichtetes Deep-Sky-Foto von NGC 1499 hat durch das Polarlicht kräftig an Farbe gewonnen." Immerhin ist der California-Nebel auf diesem Einzelbild auf der Grenze zwischen Grün und Rot erkennbar. Kamera war eine ZWO ASI2600MCPro mit einem 135-mm-Objektiv von Samyang.
52 | Journal für Astronomie Nr. 98
1 3 Michael Scheßl setzte eine
Olympus PEN E-PL9 mit einem manuellen Voigtländerobjektiv Nokton mit f = 10,5 mm bei Blende 0,95 ein und belichtete das Polarlicht um 23:20 Uhr MEZ 1,6 s bei ISO 2500.
1 4 Rainer Sparenberg wählte als
Vordergrundmotiv einen Baum im Schein des Polarlichts. Kamera: Canon R5 mit Objektiv Samyang 14 mm/2.8, in Dülmen/Hausdülmen um 23:19 Uhr MEZ mit Offenblende 1,3 s belichtet.
Atmosphärische Erscheinungen
1 5 Stefan Binnewies verpasste das Polar-
licht vom 19.01.2026 unter einer dichten Wolkendecke über dem Bergischen Land. Einen Tag später konnte er im Ebbegebirge/ Sauerland bei klarem Himmel einen ,,Polarlichtnachschlag" einfangen: 20.01.2026, 19:38 Uhr MEZ, Canon EOS R6 Mark II, 20-mm-Objektiv, Blende 4, 15 s belichtet bei ISO 3200.
1 6 Auch Jan Wilhelm konnte das Polar-
licht vom 19.01.2026 bei starkem Nebel nicht beobachten. Einen Abend später gab es im Kraichgau klaren Himmel und für wenige Minuten zwei kurze fotografische Polarlichtausbrüche. Canon EOS R6 Mark III, Objektiv 1:2,8/20 mm, 2 s belichtet bei ISO 6400 am 20.01.2026 um 20:37 Uhr MEZ.
Internethinweise (Stand 08.03.2026):
[1] Space Weather Prediction Center: ,,X-class flare activity observed - 18 January
[1]
[2]
2026",
https://www.swpc.noaa.gov/news/x-class-flare-activity-observed-18-january-2026
[2] A. Möller: ,,Polarlicht-Archiv für Deutschland: 2026-01-19/20",
www.polarlicht-archiv.de/events/2026-01-19/ [3] [3] Arbeitskreis Meteore e.V. (AKM): ,,Besondere Arten von Polarlicht",
www.meteoros.de/themen/polarlicht/besondere-arten-von-polarlicht
Journal für Astronomie Nr. 98 | 53
Dark Sky
von Andreas Hänel Polarlicht"verschmutzung" im Südschwarzwald
In der mondlosen Zeit im Januar 2026 wollte ich Messungen der Himmelshelligkeit im Biosphärengebiet Südschwarzwald machen. Die Region war für den dunklen Himmel bekannt, betrieb doch im Ort Falkau Dr. Hans Vehrenberg in den 1960er Jahren eine Sternwarte. Dort gewann er die Aufnahmen vom nördlichen Sternhimmel für sein ,,Mein Messier-Buch" und seine fotografischen Sternatlanten ,,Falkauer Atlas" und ,,Atlas Stellarum". Ich wählte den nahen Ort Bernau, der in einem Hochtal auf über 900 Metern Höhe liegt, und in dem nach einer lokalen Webcam gegen Mitternacht die Beleuchtung abgeschaltet wird.
Am 19. Januar wollte ich daher die Veränderung der Himmelshelligkeit über der Gemeinde messen, um den Einfluss der Abschaltung zu erfassen. In den Höhen des
Schwarzwaldes herrschte klarer Himmel, während der Oberrheingraben unter einer typischen Inversionsnebelschicht lag. Als Beobachtungsort diente der Parkplatz am Friedhof im Ortsteil Innerlehen, der etwa 300 Meter südlich der zentralen Kirche liegt und von wo sich ein guter Blick über den Ort in nördlicher Richtung bot. Die Messungen erfolgten im Zenit mit einem Sky Quality Meter SQM-L und wurden mit einer Digitalkamera mit Fischaugenobjektiv (Canon 6D Mark II mit Sigma 1:3,5 / 8 mm) dokumentiert. Die Kamera ist kalibriert und kann mit der Software Sky Quality Camera (SQC von Euromix) die Aufnahmen als Karten mit der Himmelshelligkeit (in Größenklassen/Quadratbogensekunden, mag/arcsec2) oder mit der Leuchtdichteverteilung (in Millicandela/Quadratmeter, mcd/m2) darstellen (Abb.1).
Auf den ersten Aufnahmen kurz nach 21:30 Uhr zeigte sich über den nördlichen Bergen des Tals ein rötlicher Schimmer, den ich zunächst für die Positionslichter von Windkraftanlagen hielt. Doch in dem Moment kamen bereits WhatsApp-Meldungen von Sternfreunden im Norden, die ein starkes Polarlicht meldeten. Und tatsächlich stieg das rote Polarlicht immer höher und wurde heller. Gegen 22 Uhr wurde die Kirchenanstrahlung abgeschaltet, doch anders als in den folgenden Nächten, in denen der Himmel nach der Abschaltung merklich dunkler wurde, wurde der Himmel durch die Polarlichter immer heller!
Zu der Zeit wurde aus Norddeutschland unter dem roten Polarlicht ein heller grüner Bogen gemeldet, der kam im Bernauer Tal erst etwa 20 Minuten später über die Berggipfel. Ab etwa 22:30 Uhr erstreckte sich das
1 Links die Aufnahme mit der Canon 6D Mark II und dem Fischaugenobjektiv Sigma 3,5 / 8 mm, am 19.01.2026 um 22:36
Uhr 30 s bei ISO 6400 belichtet. Rechts das mit der Sky Quality Camera Software abgeleitete Helligkeitsbild (in mag/arcsec2). In den hellsten grünen Teilen nahe dem Horizont des linken Bildes ist das Polarlicht etwa 17 mag/arcsec2 hell. Der Ring von 20 Grad Durchmesser simuliert das Messfeld eines SQM-L und liefert eine errechnete Helligkeit von 20,64 mag/arcsec2.
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2 Blick auf Bernau-Innerlehen vom Friedhof-Parkplatz in der Nacht vom 19. auf den 20.01.2026 mit dem Polarlicht (links) und in den Fol-
genächten (rechts). Oben vor 22 Uhr mit dem dominanten Streulicht durch die Kirchenanstrahlung, darunter zwischen 22 und 0 Uhr mit der öffentlichen (vor allem Straßen-)Beleuchtung und unten nach Abschalten der gesamten öffentlichen Beleuchtung.
rote Polarlicht über den ganzen nördlichen Himmel bis etwa zum Zenit. In den folgenden Minuten blitzten immer wieder grüne Flecken einer Protonen-Aurora etwa in doppelter Höhe des grünen Bogens auf, abwechselnd im Nordwesten und Nordosten. Beobachtern weiter im Norden erschienen diese Flecken in südlicher Richtung bis in das Sternbild Orion!
In der Folge wechselte ich die Beobachtungsorte, da ich weitere Vergleichsmessungen machen wollte. Nach 23 Uhr war
das Polarlicht nicht mehr so aktiv, lediglich der rote Schein erstreckte sich weiterhin über den nördlichen Himmel, auf den Fischaugenaufnahmen zeitweise bis über den Zenit. Die Polarlichter waren in dieser Breite ein faszinierendes Schauspiel, doch die Messungen der Himmelshelligkeit in der Nacht waren gestört (Abb. 2).
In der folgenden Nacht war die Aktivität geringer und die rote Färbung im Norden nur zeitweise auf einigen Fotos erkennbar. Aber für länger als zwei Stunden erstreckte sich
ein schwacher roter Bogen über den gesamten Himmel, ein SAR - Stable Auroral Red. (Abb. 3).
In der dritten Nacht gab es dann keine Polarlichter mehr und der Einfluss der Nachtabschaltung in Bernau konnte doch noch dokumentiert werden. Zunächst erzeugt die Kirchenanstrahlung erhebliches Streulicht, mit der Abschaltung gegen 22 Uhr wird es deutlich dunkler. Damit folgt die Gemeinde den Regelungen des badenwürttembergischen Naturschutzgesetzes,
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Dark Sky
dass alle Anstrahlungen ab 22 Uhr abzuschalten sind. Allerdings konnte in Orten der Umgebung beobachtet werden, dass das Gesetz nicht befolgt wird und die Kirchen noch lange nach 22 Uhr angestrahlt werden. Die Abschaltung der öffentlichen Beleuchtung in Bernau gegen Mitternacht hatte einen geringeren Einfluss auf die Nachthelligkeit. Während die Reduzierung der Helligkeit beim
Blick auf den Ort markant ist, beträgt die Reduzierung der Zenithelligkeit am Friedhofsparkplatz über den Verlauf des ganzen Abends nur etwa 40%.
Und natürlich sind Polarlichter keine (künstliche) Lichtverschmutzung, sie haben in diesem Fall nur die Messung der Reduzierung der Lichtverschmutzung erst einmal behindert ...
3 Der schwache rote Bogen, SAR -
Stable Auroral Red, erstreckte sich in der Nacht 20./21.01.2026 über den gesamten Himmel, wie auf den Fischaugenaufnahmen gut zu erkennen ist. Die Bilder entstanden an verschiedenen Standpunkten um Bernau um 21:16 und 22:27 Uhr (mit Spuren von Flugzeugen).
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Deep Sky
Xi Bootis
- Ein bemerkenswerter Doppelstern
von Heiko Wichmann
Anknüpfend an den Artikel ,,Die Umlaufbewegung des Doppelsterns Xi Bootis" von Wolfgang Vollmann im VdS-Journal für Astronomie 28 [1] von 2009, möchte ich diesen bemerkenswerten Doppelstern mit diesem Beitrag wieder in Erinnerung rufen. Xi Bootis (Abb. 1) ist ein relativ einfach zu trennender Doppelstern. Beide Komponenten weisen derzeit einen Abstand von rund 5'' zueinander auf, bei Helligkeiten von 4,76 mag für die A-Komponente und 6,95 mag für die B-Komponente [2]. Die Spektraltypen der beiden Sterne sind G7Ve (A) [3] und K5Ve (B) [4].
Weitere grundlegende Eigenschaften des Systems sind im oben genannten Artikel beschrieben. Der vorliegende Beitrag knüpft daran an und beleuchtet den aktuellen Stand der Untersuchungen, einschließlich einiger bemerkenswerter Ergebnisse der Gaia-Mission.
Entdeckt wurde der Doppelstern Xi () Bootis am 09. April 1780 von Sir William Herschel und unter der Bezeichnung H II 18 gelistet [5]. Später erhielt das System die Bezeichnung STF 1888 AB. Das Kürzel ,,STF" (in älteren Katalogen findet sich auch das Sigma-Symbol ,,") ordnet den Doppelstern Friedrich Georg Wilhelm Struve zu, der ab 1824 umfangreiche Messungen an zahlreichen Doppelsternen in Dorpat (heute Tartu, Estland) vornahm [6]. Die zugehörige ID im Washington Double Star Catalog (WDS) [7], der vom United States Naval Observatory (USNO) gepflegt wird, lautet 14514+1906.
1 Xi Bootis (STF 1888 AB) - ZWO ASI120MC, Apo 120 mm / 900 mm,
Epoche B2022.483, Bild: Heiko Wichmann
Xi Bootis (STF 1888 AB) ist dabei recht einfach aufzufinden, da er nicht weit von Arcturus (Arktur) entfernt liegt. Beide Objekte weisen eine Deklination von rund +19 Grad auf; mittels Star-Hopping lässt sich Xi Bootis von Arcturus aus somit sehr leicht errei-
2 Xi Bootis (STF 1888 AB) - Umgebung. Bild: Cartes du Ciel/SkyChart
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Deep Sky
lassen sich aufgrund der relativen Nähe des Systems die Fortschritte im Umlauf mit Amateur-Equipment sehr gut und genau erfassen (Tab. 1).
Die große Halbachse des Orbits beträgt laut dem WDS Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars rund 4,92''. Bei einer Entfernung von 6,75 Parsec entspricht dies etwa 33,2 AE, was etwas mehr ist als der Abstand des Neptuns von der Sonne.
3 Xi Bootis (STF 1888 AB) - Orbit-Messungen, Bild: USNO WDS 6th Orbit Catalog
chen. Der Kartenausschnitt in der Abbildung 2 zeigt Xi Bootis und dessen näheres Umfeld.
Seit 2022 vermesse ich Xi Bootis mindestens einmal jährlich. Selbst in diesem für visuelle Doppelsterne recht kurzen Zeitraum
Spannend ist auch ein Blick auf die Daten der ESA-Raumsonde Gaia. Man könnte bei einem physischen System ein ähnliches Eigenbewegungsmuster beider Komponenten erwarten, wie es bei vielen weiten Doppelsternen oder Common Proper Motion (CPM)-Paaren der Fall ist. Bei Xi Bootis zeigt sich jedoch ein anderes Bild: Die Unterschiede zwischen den Komponenten sind deutlich. Bereits die Bewegungsrichtung (Proper Motion Angular Difference)
Aufgrund der relativ kurzen Umlaufzeit von knapp 152 Jahren konnte bereits mehr als ein kompletter Umlauf beobachtet und vermessen werden (Abb. 3). Daher lässt sich der Orbit mittlerweile mit hoher Genauigkeit berechnen [8].
Seit dem Bericht im VdS-Journal für Astronomie von 2009 hat sich die B-Komponente auf ihrem Weg um die A-Komponente deutlich weiterbewegt. Während der Abstand zwischen beiden Komponenten im Jahr 2009.0 noch 6,13'' bei einem Positionswinkel (PA) von 309,4 Grad betrug, ist er bis 2026.0 auf 4,72'' geschrumpft; der Positionswinkel liegt nun bei 287,4 Grad (Abb. 4).
Das Periastron, der Punkt der größten Annäherung, wird im Jahr 2066 erreicht. Dann beträgt der Abstand nur noch 2,14'' bei einem Positionswinkel von 112 Grad .
Tabelle 1
Xi Bootis (STF 1888 AB) - Messergebnisse
Sep./arcsec Pos.Wi.
Epoche
Teleskop
Kamera
5,14
293,8 Grad
B2022.483
120/900 APO
ASI120MC
5,06
291,3 Grad
B2023.305
120/900 APO
ASI120MC
4,91
291,5 Grad
B2024.356
120/900 APO
ASI120MC
4,85
288,4 Grad
B2025.468
120/900 APO
ASI678MM
Tabelle 2
Gegenüberstellung der Geschwindigkeiten der Komp. A und B (J2016.0)
Geschwindigkeit
tangential radial
im Raum
A-Komponente
4,28 km/s 1,59 km/s 4,57 km/s
B-Komponente
7,22 km/s 2,31 km/s 7,58 km/s
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Deep Sky
der beiden Sterne unterscheidet sich derzeit um rund 36 Grad . Auffällig ist auch die Gegenüberstellung der Geschwindigkeiten (Tab. 2).
Tatsächlich ist dieses Verhalten bei engen Doppelsternen nicht ganz unerwartet, da die Orbitalbewegung die gemessene Eigenbewegung überlagert. Studien [9] weisen explizit auf dieses Phänomen hin.
Tabelle 3
Xi Bootis (STF 1888 AB) - Ephemeriden 2020 - 2040
Epoche Sep./arcsec Pos.Wi./Grad
2020.0 2021.0 2022.0 2023.0 2024.0 2025.0 2026.0 2027.0 2028.0 2029.0 2030.0 2031.0 2032.0 2033.0 2034.0 2035.0 2036.0 2037.0 2038.0 2039.0 2040.0
5,263 5,174 5,085 4,994 4,903 4,810 4,716 4,622 4,527 4,432 4,337 4,242 4,147 4,052 3,958 3,865 3,773 3,683 3,594 3,508 3,425
296,5 295,1 293,7 292,2 290,6 289,0 287,4 285,6 283,8 281,9 279,9 277,9 275,7 273,5 271,1 268,6 266,0 263,3 260,4 257,4 254,2
4 Xi Bootis (STF 1888 AB) - Orbit, Bild: Heiko Wichmann [10]
Zudem zeigen die Gaia-Daten für die BKomponente einen erhöhten RUWE-Wert von 1,51. Der RUWE (Renormalised Unit Weight Error) beschreibt die Qualität der astrometrischen Lösung. Eine gute Übereinstimmung zwischen dem Einzelsternmodell und den Messungen liefert einen Wert von etwa 1,0, wie bei der A-Komponente von XiBootis (1,10). Ein Wert über 1,4, wie bei der B-Komponente, könnte auf eine Doppelnatur der gemessenen Quelle hindeuten. Somit könnte es sich bei XiBootis möglicherweise sogar um ein Dreifachsystem handeln.
In diesem Zusammenhang wurden bereits 1943 kleine, systematische Störungen im Orbit von XiBootis A/B festgestellt [11], die auf einen möglichen, bislang unsichtbaren Begleiter mit einer Umlaufperiode von etwa 2,2 Jahren hindeuteten. Messungen der Radialgeschwindigkeit aus 1988 [12]
lieferten erneut Hinweise auf einen substellaren Begleiter um XiBootis B. Jedoch konnte bis heute eine dritte Komponente nicht direkt bestätigt werden.
Für aktive Beobachter von Doppelsternen sind in Tabelle 3 die Ephemeriden von Xi Bootis für den Zeitraum 2020 bis 2040 zusammengestellt.
Danksagung Diese Arbeit nutzt Daten der Mission Gaia der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) (www.cosmos.esa.int/gaia), die vom Gaia Data Processing and Analysis Consortium (DPAC) verarbeitet wurden. Die Finanzierung des DPAC erfolgte durch nationale Institutionen. Zudem wurden Daten aus dem Washington Double Star Catalog (WDS) verwendet, der vom U. S. Naval Observatory gepflegt wird.
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Deep Sky
Literatur- und Internethinweise (Stand 02.02.2026):
[1] W. Vollmann, 2009: ,,Die Umlaufbewegung des Doppelsterns Xi Bootis -
Doppelstern-Astrometrie mit der Webcam", VdS-Journal für Astronomie 28, S. 112,
https://journal.sternfreunde.de/Jpdf/VdS-Journal_28.pdf
[1]
[2]
[2] Stelle Doppie Database: ,,STF 1888 AB (Xi Boo)", https://www.stelledoppie.it/
index2.php?iddoppia=61029
[3] Simbad: ,,Xi Bootis A", https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-id?Ident=
GAIA+EDR3+1237090738916392704
[3]
[4]
[4] Simbad: ,,Xi Bootis B", https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-id?Ident=
GAIA+EDR3+1237090738916392832
[5] J. S. Schlimmer: ,,Doppelsterne im Sternbild Bootes", http://epsilon-lyrae.de/
Doppelsterne/Galerie/Bootes.html
[5]
[6]
[6] Wikipedia: ,,Friedrich Georg Wilhelm Struve", https://de.wikipedia.org/wiki/
Friedrich_Georg_Wilhelm_Struve
[7] USNO: ,,IAU Double Star Center", https://crf.usno.navy.mil/wds
[8] USNO: ,,Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars", https://crf.usno.navy.mil/
wds-orb6
[7]
[8]
[9] W. R. A. Knapp, 2019: ,,The `True` Movement of Double Stars in Space", J. of Double
Star Obs. Vol. 15 No. 3, www.jdso.org/volume15/number3/Knapp_464_488.pdf
[10] H. Wichmann: ,,Double Star Calculator - STF 1888 AB", www.stella-vega.de/ds/
archive/STF-1888-AB.html
[9]
[10]
[11] K. A. Strand, 1943: ,,The triple system Bootis", Publ. Astron. Soc. Pac. Vol.
55, No. 322, p. 28, https://articles.adsabs.harvard.edu//full/1943PASP...55...2
8S/0000028.000.html
[12] B. Campbell, G. A. H. Walker, S. Yang, 1988: ,,A search for substellar companions
[11]
[12]
to solar-type stars", Astrophys. J., P art 1 (ISSN 0004-637X), vol. 331, p. 902,
https://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1988ApJ...331..902C
19.Tagung der Fachgruppe Geschichte der Astronomie in Mannheim
von Petra Mayer und Torsten Eisenschmidt
Unsere letzte Jahrestagung fand in Mannheim vom 31.10. bis 02.11.2025 statt. Mannheim als astronomisch bedeutsamer Ort brachte mit dem Physiker und Astronomen Christian Mayer (1719-1783), den Brüdern Fritz Haber (1912-1998) und Professor Dr. Heinz Haber (1913-1990) bedeutende Persönlichkeiten hervor. In unseren Vorträgen sind ihr Wirken und ihre Arbeiten in und um Mannheim gewürdigt worden. Hier regierte Kurfürst Karl Theodor (1724-1799) in früherer Zeit die Kurpfalz. Die alte Sternwarte zeugt noch heute astronomisch und die Umgebung Mannheims vermessungstechnisch davon.
Am Freitagnachmittag trafen sich die Sternfreunde diesmal schon zu einem Einführungsvortrag, der von Prof. em. Dr. rer. nat. Dietrich Lemke vom MPIA Heidelberg gehalten wurde (Abb. 1). In seinem Vor-
1 Vortrag Prof. Dr. Dietrich Lemke,
Bild: Petra Mayer
60 | Journal für Astronomie Nr. 98
Geschichte
trag ,,Von der Kurpfalz zum Kosmos - ein astronomischer Streifzug durch fünf Jahrhunderte" wurden die Anfänge der Astronomie in Mannheim und Heidelberg bis zur heutigen Zeit spannend und anschaulich dargestellt. Anschließend trafen sich alle im Restaurant ,,Lemberg" zum Wiedersehen und regem Austausch untereinander bei ausgewählten Speisen und Getränken. Das Tagungsbüro öffnete am Samstagmorgen gegen 08:20 Uhr im Karl-FriedrichGymnasium in der Roonstraße, in dem am Tag zuvor schon der Einführungsvortrag stattfand. Eine Stunde später begrüßte der neue Fachgruppenleiter Torsten Eisenschmidt alle Teilnehmer zu dieser Tagung mit dem Leitthema ,,Die Geschichte der Astronomie in der Kurpfalz".
Gespannt waren die Anwesenden auf den ersten Vortrag von Dr. Kai Budde zum Thema ,,Die Mannheimer Sternwarte, Geschichte und Ausstattung". Bis zu seiner Pensionierung war er im ,,Technoseum" beschäftigt, in dem er im Jahr 2024 einen Katalog der astronomischen Instrumente und Archivarien des Museums verfasste. Über die Geschichte der alten Sternwarte Mannheim veröffentlichte er 2020 ein umfassendes Buch.
Der nächste Vortrag von Studiendirektor i. R. Manfred Gross (Abb. 2), der von 1980 bis 2017 die Fächer Mathematik, Physik und Astronomie am Karl-Friedrich-Gymnasium und am Staatl. Kolleg unterrichtete, handelte von ,,Astronomie am Gymnasium - Unterricht, Projekte und Begegnungen, mit einem Beitrag zu Prof. Dr. Heinz Haber". Einer der bekanntesten Absolventen des Gymnasiums war Prof. Dr. Haber, als ,,Weltraumprofessor" im deutschsprachigen Fernsehen bekannt.
Felix Becher unterrichtet seit 2020 Mathematik, Naturwissenschaft, Astronomie,
Technik und Physik und erarbeitete zusammen mit seinen Schülern verschiedene astronomische Projekte. In seinem Vortrag ,,Astronomie in Gegenwart und Zukunft" stellte er Linsenteleskope mit Abflussrohren aus dem Baumarkt mit selbst entwickelten Kameraadaptern vor und eine Holzbox, in der ein integriertes Modell zur Transitmethode steckt, um die Entdeckung von Exoplaneten im Klassenzimmer zu simulieren (Abb. 3).
Melanie Saverimuthu und Dr. Sarah Pister stellten anschließend zusammen das Technoseum von Mannheim vor. Ihre Themen waren ,,Einblicke in die neue Ausstellung des Technoseums mit Exponaten der alten Sternwarte und kuratorischen Ausblicken". Aktuell begleiten und erarbeiten sie zusammen die Ausstellung ,,Wissen - Science" im Technoseum. Hier sollen die Exponate den Besuchern als neues Ausstellungskonzept in Wissenschaftstheorie mit Astronomie verbindend präsentiert werden.
Von Prof. em. Dr. Gudrun Wolfschmidt ,,Von Herschel bis Hubble - über ,,Die Große Debatte" oder: wie man die Struktur des Universums erkannte" folgte der letzte Vortrag vor der Mittagspause (Abb. 4). Frau Dr. Wolfschmidt zeigte in der Zeitspanne vom 18. Jahrhundert bis in die 1920er Jahre, dass die Nebel, die zuerst als ,,Welteninseln", also Sternsysteme erkannt wurden, ab dem Jahr 1924 mit Edwin Powell Hubbles Entfernungsbestimmung (der Cephei-
2 Manfred Gross,
Bild: Petra Mayer
3 Felix Becher mit dem Modell zur
Transitmethode, Bild: Petra Mayer denmethode) den Beginn der modernen Kosmologie darstellten. Hubble veröffentlichte 1929 den Zusammenhang zwischen Rotverschiebung und Entfernung von Galaxien und lieferte den ersten empirischen Beweis für die Expansion des Universums. In der Mittagspause konnten die Teilnehmer die vielen Posterwände (z. B. Abb. 5) mit Beiträgen, Exponate wie ein Teleskop,
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Geschichte
5 Wandmodell von Gerhard Benna:
Sonnen- und Mondfinsternisse nach C. Ptolomäus, Foto: Michael Göller
historische Bücher und ein selbstgebautes Planetarium bestaunen. Schnell kamen alle bei einer warmen Karotteningwersuppe mit belegten Brötchen ins Gespräch.
Nach der Stärkung ging es mit einem Vortrag von Lutz Pannier ,,Arbeiten zwischen Stern und Uhr - Astrometrie vor 200 Jah-
62 | Journal für Astronomie Nr. 98
4 Prof. Dr. Gudrun
Wolfschmidt, Bild: Torsten Eisenschmidt
ren" weiter. Herr Pannier zeigte in dieser Zeit die Messinstrumente auf, mit denen die Astronomen fest verbunden mit ihren Mauerquadranten oder Passage-Instrumenten der klassischen Astronomie den Sternhimmel erkundet hatten. Dabei harrten sie stundenlang im Dunkeln der Nächte aus, egal wie kalt es draußen war.
Als Nächstes stellte Ulrich Sperberg in seinem Vortrag ,,Ein Brief von Palm Heinrich von Boguslawski an F. Arago", die im Brief beschriebene Rundreise des Palm Heinrich vor. Schwerpunkt bildete dabei die Entdeckung des Enckeschen Kometen am 20.08.1838 und die Reaktionen, die Boguslawski von seinen Fachkollegen erhielt.
,,Die wiederentdeckte Sternwarte auf Schloss Hohentübingen", die als Projekt zur Erfassung wissenschaftshistorisch relevanter Artefakte und Örtlichkeiten von Dr. Jürgen Kost in seinem Vortrag präsentiert wurde, umfasst ein unscheinbarer Rundbau als Teil einer alten Schloss-Sternwarte. Dem Astronomen Johann Gottlieb Friedrich Bohnenberger (1765-1831) ist dieses Bauwerk zugeschrieben worden, in dem ein völlig unversehrt gebliebener großer Reichenbachscher Multiplikationskreis wiederentdeckt wurde. Sensationell war, dass es weltweit kein zwei-
6 Dr. Thomas Frey
- Die Mannheimer Mire, Bild: Torsten Eisenschmidt
Geschichte
7 Die Alte Sternwarte,
Bild: Michael Göller
tes Instrument mehr an seinem ursprünglichen Aufstellungsort gibt. Sechs weitere fast baugleiche Instrumente sind an den Sternwarten in Ofen, Riga, Mailand, Paris, Mannheim und Neapel zu finden.
Am Sonntagvormittag fanden sich die Interessierten zu einer Führung mit Dr. Kai Budde an der Mannheimer Sternwarte ein und konnten die prachtvolle Turmsternwarte besichtigen (Abb. 7).
Nach der Kaffeepause erklärte Petra Mayer, wie die Autoren richtige Formate und Formen für ihre Beiträge für das VdS-Journal für Astronomie anwenden und wie diese Beiträge in der Redaktion weiterverarbeitet und zuletzt im Journal veröffentlicht werden.
Danach wurden wir von Edeltraut Metzinger mit Freude durch Mannheim geführt. Mit dem Besuch der astronomischen Sammlung im Technoseum (Abb. 8) unter Anleitung von Melanie Saverimuthu klang die Tagung aus.
Von Rolf Becker folgte der nächste Vortrag zum Thema ,,Astronomiegeschichte von Mannheim: Christian Mayer - Doppelsternforschung und der Streit mit den Jesuiten". Die gelehrten Maximilian Hell, Direktor der Universitätssternwarte Wien, und Christian Mayer, Kurfürstlicher Hofastronom zu Mannheim, stritten sich zu jener Zeit darum, ob die Doppelsterne nahe beieinanderstehen oder es sich um gravitativ gebundene Himmelskörper handelt.
Die nächste Tagung in Kassel vom 30.10. bis 01.11.2026 ist den ,,Frauen in der Astronomie" und der Erhaltung des astronomischphysikalischen Kabinetts gewidmet. Wir sind schon sehr gespannt!
Der letzte Vortrag von Dr. Thomas Frey ,,Die Mannheimer Mire" begeisterte die Zuhörer sehr (Abb. 6). In Mannheim ist die historische Nord-Mire für das Passageinstrument der Turmsternwarte bis heute erhalten geblieben. Sie steht versteckt an einer Stelle am Hafen. 1792 entwarf der damalige kurfürstliche Hofastronom Roger Barry das schmale steinerne Bauwerk, als Zielzeichen konnte man es von der Sternwarte aus anpeilen. Dieser Vortrag wurde von den Teilnehmern als spannendster bewertet, wofür Dr. Thomas Frey den Buchpreis der Tagung, ,,Im Himmel über Heidelberg", handsigniert von Dr. Lemke, erhielt.
Nach den Schlussworten von Torsten Eisenschmidt trafen sich die Teilnehmer nach der gelungenen Tagung zu einem gemütlichen Abendessen mit regem Austausch im Restaurant ,,Epirus".
9 Die Tagungsteilnehmer, Bild: Torsten Eisenschmidt
8 Fachsimpeln im
Technoseum, Bild: Torsten Eisenschmidt
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Geschichte
Fachgruppe Geschichte [1]
Einladung zur 20. Tagung in Kassel
Fr., 30.10. - So., 01.11.2026
Hessisches Landesmuseum [2] Brüder-Grimm-Platz 5 | 34117 Kassel
Das Kasseler Wochenende wartet auf mit Ausstellungen, Posterpräsentation, Wissensv ermittlung, Vorträgen und Führungen. Eingeladen sind alle Mitglieder der Vereinigung der Sternfreunde e.V. Darüber hinaus sind alle Gäste herzlich willkommen. Die Exponate des APK können am Fr., 30.10, ab 10 Uhr im Depot besichtigt werden - nur mit Anmeldung. Die Ausstellung der Fachgruppe öffnet im Innenhof der Dauerausstellung Vor- und Frühgeschichte Fr., 14:00 - 16:30 Uhr und exklusiv für Teilnehmer am Sa., 31.10. während der Pausen.
Programm Freitag, 30.10. 17:10 Uhr
Historischer Hörsaal, Einlass 16:45 Uhr, Begrüßung 17 Uhr Prof. em. Dr. Gudrun Wolfschmidt ,,Per aspera ad astra" - Frauen in der Astronomie Einführungsvortrag, Anmeldung empfohlen, ca. 170 Plätze
Samstag, 31.10. Historischer Hörsaal, Einlass 8:20 Uhr, Begrüßung 9:20 Uhr 9:30 - 17:45 Uhr Vortragsprogramm, Poster, Ausstellung und Gespräche
Zusätzlich zum Leitthema ,,Frauen in der Astronomie" nehmen wir den Erhalt der international bekannten Ausstellung des Astronomisch-Physikalischen Kabinetts (APK) in den Fokus.
1 Himmelsglobus von Jost Bürgi um 1582
Foto: A.B. (Wikimedia Commons)
Sonntag, 1.11. 10:30 Uhr 14:00 Uhr
Besichtigungsaktionen Wissenschaftsprogramm im Planetarium Stadtführung Kassel
Vollständiges Programm und Hinweise: https://geschichte.fg-vds.de/tagung.html
Veranstalter: Vereinigung der Sternfreunde e.V., FG Geschichte der Astronomie. Anmeldung bei Torsten Eisenschmidt: fg-geschichte@sternfreunde.de
Tagungsbeitrag:
[1]
[2]
Fr. - So. für VdS-Mitglieder: 40 , darin enthalten: Tagungsleitfaden, Vorträge,
Ausstellung und Catering am Sa., Eintritt in Museen und Führungen nicht enthalten.
Eintritt für Gäste am Fr., 30.10.: 5 , Ermäßigte: 2,50 . Änderungen vorbehalten.
Du bist in einer Astronomie-Jugendgruppe aktiv?
Oder wünschst du dir mehr Astro-Angebote für junge Menschen? Wir auch! Schau doch mal vorbei: www.sternfreunde.de/jugendarbeit
64 | Journal für Astronomie Nr. 98
Kleine Planeten
Asteroid ,,2025 TP5" vom 15.10.2025
von Manfred Simon
Immer schon hatte ich den Ehrgeiz, erdnahe Asteroiden auf ihrem schnellen Weg über den Himmel zu fotografieren. Beiträge von mir sind hierzu im VdS-Journal für Astronomie nachlesbar [1, 2] oder auch auf meiner Homepage anzusehen [3]. Richtig spannend wird die Jagd aber erst, wenn die ,,NEAs" (Near Earth Asteroids) sogar innerhalb der Mondbahn aufkreuzen. Deshalb war ich voller Freude, als ich am 15.10.2025 auf der Homepage von SpaceWeather [4] auf den Asteroiden 2025 TP5 aufmerksam wurde, der erst 2 Tage vorher vom ATLAS-System entdeckt worden war. Nur 0,3 Mondentfernungen sollte er uns in der gleichen Nacht nahekommen, mit einer Helligkeit von 12,6 mag. Und die Wetteraussichten? Sie waren für die Nacht leider
nicht eindeutig, die Wetter-App zeigte das Icon ,,Wolke mit Mondsichel" an.
Die Vorbereitungen Sogleich machte ich mich daran, mir die genauen Ephemeriden sowohl vom JPL der NASA [5] als auch vom MPEC [6] herunterzuladen, und zwar für Minutenschritte. Die Unterschiede waren unwesentlich und ich war froh, dass er von meinem Standort im Garten schon in der ersten Nachthälfte zu erreichen war. Dokumentieren wollte ich seine Spur am Himmel mit meiner Canon 1000Da, adaptiert an meinem SchmidtNewton (203 mm / 812 mm). Damit habe ich ein Bildfeld von rund 62 x 93 Bogenminuten2. Damit ich genügend Vorlaufzeit habe, legte ich mich auf 22 Uhr MESZ fest und
machte vom HNSky-Programm mit eingeblendetem Bildfeld 4 Screenshots mit den gekennzeichneten Ephemeriden um 21:58, 22:00, 22:02 und 22:04 Uhr MESZ. Diese 4 Bilder addierte ich dann wie bei richtigen Aufnahmen mittels des Programms Fitswork [7] mit dem Befehl ,,Maximum" und konnte so die Bahn einzeichnen. Nun wusste ich, dass er um 22 Uhr dieses Bildfeld von SSW kommend nach NNO kreuzen musste, und ich hatte zusätzlich das Sternmuster zum Anpeilen meines Aufnahmefeldes parat.
Der Abend kam, aber um 20 Uhr war der Himmel voller dichter Wolken. Soll ich wirklich aufbauen? Meine Montierung EQ6 steht immer gut abgedeckt und einge-
1 Der Kleinplanet 2025 TP5 als NEA am 15.10.2025 (Bild: M. Simon)
Journal für Astronomie Nr. 98 | 65
Kleine Planeten
nordet im Garten, aber die weiteren Vorbereitungen brauchen schon etwas Zeit. Was sagt die Wetter-App, wie ziehen die nächtlichen Wolken? Doch tief im Westen war es klar, der untergehende Arktur war gut zu sehen, sogar Alphekka in der Nördlichen Krone blitzte manchmal durch Wolken hindurch auf. Also baute ich alles auf (Rohr mit Kamera auf die Montierung, Campingtisch, Laptop drauf, 220V-Kabeltrommel und 6 Kabelverbindungen). Danach konnte ich an Alphekka in der Nördlichen Krone scharfstellen, denn Arkturus war schon hinter benachbarten Bäumen verschwunden. Es war ,,angerichtet" und ich schaltete alles aus.
Das Fotografieren Kurz vor 21:30 Uhr klarte auch der Nordhimmel auf. Mein anzupeilendes Feld befand sich hoch im NNO an der Grenze zwischen den Sternbildern Cassiopeia und Drache. Ich schaltete alles wieder ein, wählte als Referenzstern Caph im Himmels-W, zentrierte ihn, machte Probeaufnahmen und schärfte nochmals genau nach. Dann fuhr ich mit GoTo zu meinem vorgesehenen Aufnahmefeld für 22 Uhr, verglich es mit meinem HNSky-Bild vom Nachmittag
und stellte es etwa auf die Mitte der vorhergesagten Bahn ein. Nun war Warten angesagt, es war ja erst etwa 21:40 Uhr MESZ.
Um 21:58 Uhr drückte ich am Laptop auf den Auslöser-Button und machte 22 Aufnahmen mit je 20 s Belichtungszeit (ISO 1600, RAW- und jpg-Format). Zwischen den Aufnahmen sind immer Zwischenräume von 3 Sekunden zum Abspeichern der Bilder, somit dauerte die Aufnahmeserie gut 8 Minuten. Nun baute ich alles wieder ab, überspielte die Daten auf meinen Schreibtisch-PC mit großem Bildschirm und begann mit dem Auswerten.
Das Auswerten Auf den Einzelbildern war zunächst nichts zu finden. Erst als ich sie nach starker Aufhellung mit meiner HNSky-Vorlage blinken ließ, fand ich tatsächlich auf 9 meiner Bilder ganz feine Striche. Aber weder das Addieren dieser 9 Bilder mittels Fitswork (mit Maximum), noch mit DeepSkyStacker, war erfolgreich, denn da verschwanden die Striche total. Also fertigte ich aus 5 Einzelbildern entsprechende Ausschnitte über die ganze Breite und setzte diese übereinander zusammen (mit Fitswork, Button ,,Mosaik
machen"). Es war aufwendig, funktionierte aber, und das Bild war fertig. Zusätzlich vergrößerte ich einen Ausschnitt mit den 3 hellsten Strichen und platzierte diesen zusammen mit Erläuterungen an einer geeigneten Stelle des Bildes (mittels Paint). Wer sich mein Bild an einem großen Bildschirm anschaut (Link hierzu siehe [3]), wird über und unter dem eingezeichneten Ausschnitt auch noch die weiteren schwächeren Striche finden, vielleicht sogar am Smartphone beim Vergrößern?
In je 20 Sekunden legte der Asteroid 2025 TP5 am Himmel eine Strecke von 6,1 Bogenminuten zurück, deshalb sind die Striche trotz 12,6 mag des Asteroiden nur sehr schwach, er war ja mit 8,4 km/s unterwegs. Dabei war er von mir nur 91.400 km entfernt, näher konnte er mir gar nicht kommen. Er soll etwa 13-39 m groß gewesen sein (etwa wie der Tscheljabinsk-Meteor von Februar 2013), sein Perihel wurde mit 0,961 AE und sein Aphel mit 2,824 AE angegeben. Dies war bisher der nächste und kleinste Asteroid, dessen Spur ich fotografieren konnte. Und die aufwändigste und langwierigste Auswertung danach.
Literatur- und Internethinweise (Stand 05.03.2026):
[1]
[2]
[1] K. Hohmann, W. Ries, 2012: ,,Kosmische Begegnungen", Abb. 1, VdS-Journal für
Astronomie 42, S. 107, https://journal.sternfreunde.de/Jpdf/VdS-Journal_42.pdf
[2] M. Simon, 2013: ,,Auf der Jagd nach NEAs mit der DSLR", VdS-Journal für Astronomie
[3]
[4]
47, S. 76, https://journal.sternfreunde.de/Jpdf/VdS-Journal_47.pdf
[3] M. Simon, Homepage: ,,Faszination Astronomie", www.astro-manni.de/asteroiden.html
[4] T. Phillips: ,,spaceweather", www.spaceweather.com/
[5] NASA/JPL: ,,Small-Body Database Lookup, (2025 TP5)", https://ssd.jpl.nasa.gov/tools/
[5]
[6]
sbdb_lookup.html#/?sstr=2025%20TP5
[6] IAU: ,,Minor Planet Center, Minor Planet & Comet Ephemeris Service",
https://minorplanetcenter.net/iau/MPEph/MPEph.html
[7] K. Hohmann: ,,Fitswork - Bildverarbeitung für Astrofotografen",
[7]
www.fitswork.de/software/
66 | Journal für Astronomie Nr. 98
Kleine Planeten
Kosmische Begegnungen
von 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.
Der Sommer stellt die Fotografen von kosmischen Begegnungen vor besondere Herausforderungen. Erstens ist die Ekliptik, wo sich die meisten Kleinplaneten herumtreiben, tief am Südhorizont und zweitens sind die Nächte im Sommer kurz bzw. es wird gar nicht richtig finster. Daher gibt es üblicherweise für die Sommerausgabe die wenigsten Zusendungen. Vielleicht motiviert das den einen oder anderen, sich mal auf die Pirsch zu begeben. Diesmal kann ich Ihnen trotzdem zwei Aufnahmen vorstellen, wobei sich Heinz Schrenk von Deutschland
aus dieser Herausforderung gestellt hat und Frank Wiebking ein tolles Souvenir aus Namibia mitbrachte. Für beide ist es die Premiere bei den kosmischen Begegnungen. Eine weitere Möglichkeit für den Sommer wären Remoteteleskope, die in den letzten Jahren öfter mal für die Sommerausgabe in die Bresche sprangen.
Die meisten Bildeinsendungen waren Zufallstreffer, daher freute es mich, dass Heinz Schrenk die Anregung für sein Bild von den Beobachtungsvorschlägen dieser
1 a Der Kleinplanet (885) Ulrike und M 9, aufgenommen von Heinz Schrenk am 29.06.2025 mit einem
Riccardi-Honders RH 200 mm / 600 mm bei f/3 und einer QHY 268 Mono und Baader-Filtern.
Journal für Astronomie Nr. 98 | 67
Kleine Planeten
Zeitpunkt der Aufnahme war (885) Ulrike ca. 15 mag hell und rund 297 Millionen km von der Erde entfernt [4].
1 b Bildausschnitt aus Abb. 1a mit der Kleinplanetenspur
Artikelserie in der Ausgabe 93 erhielt. Er macht Astronomie seit fast 20 Jahren und lebt in der Umgebung von Trier in Rheinland-Pfalz. Nach den visuellen Anfängen betreibt er heute hauptsächlich Astrofotografie und hat sich eine eigene Sternwarte mit Rolldach in den Garten gebaut. Heinz ist Mitglied im Verein Sternwarte Trier, aber aktiver ist er im Astronomieforum Astrotreff unterwegs, wo er auch sein Bild [1] hochgeladen hat. Die Aufnahme in der Abbildung 1a zeigt die Begegnung von (885) Ulrike mit dem Kugelsternhaufen M 9. Den geringsten Abstand hätten die beiden am 27. Juni 2025 gehabt, aber das Wetter ließ erst zwei Tage später Aufnahmen zu. Das erwies sich als Glücksfall, da am 29. Juni die Strichspur von Ulrike zwar etwas weiter von M 9 entfernt entstand, aber vor der sternarmen Dunkelwolke Dobashi 256 [2] viel besser zur Geltung kommt als im dichten Sternengewimmel der Milchstraße (Abb. 1b).
Der Kugelsternhaufen M 9 gehört zu den weniger prominenten Messier-Objekten und befindet sich im Sternbild Schlangenträger. Er wurde 1764 von Charles Messier entdeckt und steigt bei Heinz rund 22 Grad über den Horizont. Seine Helligkeit wird mit 7,6 mag angegeben, wobei der interstellare Staub der Milchstraße die Hellig-
keit um ca. 1 mag dämpft. Der kompakte Kugelsternhaufen erscheint am Himmel ca. 3 Bogenminuten groß, aber Mitglieder lassen sich in einem Gebiet von ca. 11 Bogenminuten nachweisen. Das entspricht bei einer Entfernung von ca. 46.000 Lichtjahren einer tatsächlichen Ausdehnung von ca. 150 Lichtjahren [3]. Das Gebiet ist reich an Dunkelwolken, deren Kontrast zu den sternreichen Gebieten Heinz sehr schön in Szene gesetzt hat. Damit kommt auch die Strichspur von (885) Ulrike sehr gut zur Geltung. Der Asteroid des äußeren Hauptgürtels wurde 1917 vom russischen Astronomen Sergei Iwanowitsch Beljawski am Krim-Observatorium entdeckt. Auch Max Wolf in Heidelberg entdeckte den Brocken ein paar Tage später unabhängig von Beljawski. Später fand man heraus, dass es auch andere Beobachtungen gab, die bis ins Jahr 1906 zurückreichten. Der russische Astronom blieb den Regeln entsprechend Entdeckter und durfte den Namen vergeben. Beljawski war ein Fan der deutschen Literatur und daher war vermutlich Ulrike Sophie von Levetzow die Namenspatronin. Sie war die letzte große unerwiderte Liebe des Dichterfürsten Goethe. (885) Ulrike hingegen ist in die große Themis-Familie eingebettet, die rund 7.400 Mitglieder umfasst. Der rund 30 km große Brocken braucht für eine Umrundung der Sonne 5 Jahre und 166 Tage. Zum
Ein weiteres tolles Bild einer Milchstraßenregion zeigt uns Frank Wiebking. Er war bereits als Jugendlicher in den 80iger Jahren mit dem Astrovirus infiziert, aber nach einer akuten Phase ruhten seine Astroaktivitäten viele Jahre. Im Jahr 2020 stieg er wieder ins Hobby ein und widmet sich nun hauptsächlich der Astrofotografie. Dafür baute er eine eigene Sternwarte mit Kuppel auf die Garage. In seiner Heimatgemeinde westlich von Hannover gibt es meist einen Bortle-4-Himmel. Außerdem fliegt er regelmäßig nach Namibia, um sein Hobby unter idealen Bedingungen ausüben zu können. Über seine Erfahrungen dort veröffentlichte er einen Artikel in der Ausgabe 93. Eine weitere Astroexkursion führte ihn nach Norwegen zu den Polarlichtern. Augenzwinkernd meinte er, dass bei den vielen Polarlichtereignissen der letzten Jahre das eigentlich nicht nötig gewesen wäre. In der Heimat wird zwanglos mit drei weiteren Amateurastronomen regelmäßig gefachsimpelt und ab und zu zur Volkssternwarte nach Hannover gefahren.
Das Bild [5] entstand in der Nacht des 8. auf 9. Juni 2024 auf der Gästefarm Kiripotib und zeigt den Gas- und Staubnebelkomplex im Sternbild Südliche Krone (Abb. 2a). Frank verwendete das Bild bereits im oben erwähnten Artikel. Damals fiel ihm eine farbige Strichspur auf, aber er vermutete Bildfehler als Ursache. Nachdem er aber die Artikel der kosmischen Begegnungen gelesen hatte, kamen ihm Zweifel und er kontaktierte mich, ob da nicht ein Kleinplanet hinter den Artefakten stecken könnte. Mit den mitgemailten Daten stand dann rasch (760) Massinga als Verursacher fest, und ich kann es hier noch mal präsentieren. Erwähnenswert ist, dass die Aufnahme auch
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Kleine Planeten
2 a Der Kleinplanet (760) Massinga und NGC 6723/6729, aufgenommen am 07.06.2024 in Namibia von Frank Wiebking
mit einem 4-zölligen apochromatischen Refraktor mit Reducer bei f/4 und einer QHY-268-Mono-Kamera.
AAPOD2 am 3. Juli 2024 war [6], eine verdiente Auszeichnung, wie ich meine.
Im Zentrum der Aufnahme steht der Reflexionsnebelkomplex NGC 6729, bei dem eine riesige Molekülwolke durch den veränderlichen Stern R CrA beleuchtet wird. Daher ist auch der Reflexionsnebel veränderlich. Diese ätherischen Materieschwaden sind ca. 400 Lichtjahre von uns entfernt. Bei dem Kugelsternhaufen rechts der Mitte handelt es sich um NGC 6723, der sich bereits im Sternbild Schütze befindet. Am Himmel ist er 6,8 mag hell und ca. 11 Bogenminuten groß. Im Gegensatz zu den meisten Kugelsternhaufen gibt es dort viele junge metallreiche Sterne. Seine Masse beträgt ca. 350.000 Sonnenmassen und er befindet sich in einer Entfernung von ca. 28.000 Lichtjahren. Genauso wie bei M 9 im ersten Bild, wird das Licht durch Gas und Staub abgeschwächt [7].
Die Strichspur von (760) Massinga wird etwas durch die RGB-Filter und die modernen Bildbearbeitungsmethoden abgeschwächt. Die teils farbige Strichspur befindet sich am linken Bildrand, wobei der R-Kanal am wenigsten angegriffen wurde. Bei (760) Massinga handelt es sich ebenfalls um einen Asteroiden des äußeren Haupt-
2 b Bildausschnitt
aus Abb. 2a mit der Kleinplanetenspur
gürtels. Der Brocken ist ca. 70 km groß und war zum Zeitpunkt der Aufnahme 12,8 mag hell und rund 330 Millionen Kilometer von der Erde entfernt. Für einen Umlauf benötigt er 5 Jahre und 213 Tage. Im Gegensatz zu (885) Ulrike gehört (760) Massinga keiner Asteroidenfamilie an. Entdeckt wurde er 1913 vom deutschen Astronomen Franz
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Kleine Planeten
Kaiser in Heidelberg [8]. Auch hier gab es eine unabhängige Entdeckung. Auch dem Krim-Observatorium ging er ins Netz, aber in diesem Fall ging das Match zu Gunsten von Heidelberg aus. Namenspatron war der Astronom Adam Massinger [9], ein Berufskollege von Franz Kaiser in Heidelberg. Massinger entdeckte 7 Kleinplaneten und wurde 1914 zum Wehrdienst eingezogen, er fiel noch im selben Jahr bei Ypern. Der kleine Brocken ist damit vielleicht das himmlische Pendant des Mohns auf Flanderns Feldern.
Ich möchte 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.
Für die Planung Ihrer persönlichen kosmischen Begegnungen können wir Ihnen nun drei Hilfsmittel anbieten. Die interaktive Tabelle für kosmische Begegnungen auf der
Homepage von Klaus Hohmann [10]. Weiters das Internettool von Klemens Waldhör [11] und als Drittes den Deep Sky Browser [12] von Wolfgang Strickling, der auch für Android-Smartphones verfügbar ist.
Internethinweise (Stand 05.03.2026):
[1]
[2]
[1] H. Schrenk, 2025: " M 9, ein Kugelsternhaufen im Sternbild Schlangenträger mit Asteroid (885) Ulrike", Astrotreff, www.astrotreff.de/gallery/index.php?
image/20457-m9-ein-kugelsternhaufen-im-sternbild-schlangenträger-mit-
asteroid-885-ulrike/
[3]
[4]
[2] SIMBAD Astronomical Database: https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/
simbasic?Ident=Dobashi+256&submit=SIMBAD+search
[3] Wikipedia: " Messier 9", https://de.wikipedia.org/wiki/Messier_9 [4] Wikipedia: (885) Ulrike", https://de.wikipedia.org/wiki/(885)_Ulrike
[5]
[6]
"
[5] F. Wiebking, 2024: " NGC 6723, 6726, 6727, 6729 and friends", astrobin,
AAPOD2 07/03/2024, https://app.astrobin.com/i/ygzw12
[6] Wikipedia: " NGC 6729", https://de.wikipedia.org/wiki/NGC_6729
[7]
[8]
[7] Wikipedia: " NGC 6723", https://en.wikipedia.org/wiki/NGC_6723
[8] Wikipedia: " 760 Massinga", https://en.wikipedia.org/wiki/760_Massinga
[9] Wikipedia: " Adam Massinger", https://de.wikipedia.org/wiki/Adam_Massinger
[10] K. Hohmann: "Astrofotografie: Kosmische Begegnungen",
[9]
[10]
http://astrofotografie.hohmann-edv.de/aufnahmen/kosmische.
begegnungen.php
[11] K. Waldhör: " Suche nach Kometen, Kleinplaneten und NEOS für ein Datum", www.waldhor.com/astronomie/ephemworker/
[11]
[12]
jplabfragesmallobjects.html
[12] W. Strickling: "Wolfgang Stricklings Android App Seite", www.strickling.net/andorid.htm
70 | Journal für Astronomie Nr. 98
Der Periheldurchgang des Kometen C/2025 A6 (Lemmon)
von Uwe Pilz
Der Komet Lemmon wurde im Januar 2025 entdeckt. Im deutschen Sprachraum beobachtbar war er erst, nachdem er sich im Spätsommer von der Sonne gelöst hatte. Auf den Teleskoptreffen im September war er noch kein großer Hingucker, nur 10 mag und flach am Morgenhimmel. Das änderte sich rasch: Zum Monatswechsel in den Oktober wurde Lemmon zum Fernglaskometen mit leicht sichtbarem Ionenschweif, Schweifabrisse und Knoten im Schweif sind auf sorgfältig bearbeiteten Aufnahmen zu finden. Der Komet ließ sich auch mit kleinen Optiken (Teleobjektive und Smart-Teleskope) detailreich abbilden.
Spätestens am 20. Oktober überschritt er die Grenze zur Freisichtigkeit. Die Maximalhelligkeit von etwas mehr als 4 mag erreichte er um den 20. Oktober. Da Lemmon gut kondensiert war, konnte er sich auch gegen moderate Lichtverschmutzung durchsetzen. Die Sichtbarkeitsperiode für Beobachter im deutschen Sprachraum endete um den 10. November herum: Immer noch heller als 5 mag.
Kometen
1 20.09.2025, 02:20 Uhr UT, Öffnung 130 mm,
Belichtungszeit 17 min (Bild: Kamila Cymorek)
2 25.09.2025, 12:19 Uhr UT, Öffnung 106 mm,
Belichtungszeit 300 s (Bild: Michael Hauss)
3 01.10.2025, 04:45 Uhr UT, Öffnung 160 mm,
Belichtungszeit 1.800 s (Bild: Jörg-R. Kropp)
Journal für Astronomie Nr. 98 | 71
Kometen
4 02.10.2025, 02:25 Uhr UT, Öffnung 250 mm, Belichtungszeit 272 s
(Bild: Walter Kutschera)
5 16.10.2025, 18:05 Uhr UT, Öffnung 12 Zoll, V = 49x
(Bild: Robin Hegenbarth)
6 18.10.2025, 19:30 Uhr UT, Binokular 20x60
(Bild: Jürgen Breitung)
7 18.10.2025, 18:35 Uhr UT, Öffnung 80 mm, Belichtungszeit 775 s
(Bild:Frank Wächter)
72 | Journal für Astronomie Nr. 98
8 18.10.2025, 20:05 Uhr
UT, Öffnung 50 mm, Belichtungszeit 600 s (Bild: Rolando Dölling)
9 22.10.2025, 19:00 Uhr
UT, Öffnung 50 mm, Belichtungszeit 1.110 s (Bild: Thomas Fechner)
Kometen
1 0 24.10.2025, 18:10 Uhr UT,
Öffnung 10 Zoll, V = 56x (Bild: Christian Harder)
1 1 24.10.2025, 17:35 Uhr UT,
Öffnung 50 mm, Belichtungszeit 180 s (Bild: Markus Büchler)
1 2 26.10.2025, Öffnung 45 mm, Blaufilter, Belichtungszeit 2 x 20 min (Mosaik) (Bild: Michael Jäger)
1 3 27.10.2025,
18:36 Uhr UT, Öffnung 130 mm (Bild: Norbert Mrozek)
Journal für Astronomie Nr. 98 | 73
Kometen
74 | Journal für Astronomie Nr. 98
1 4 28.10.2025, 18:30 Uhr UT,
Öffnung 90 mm, Belichtungszeit 68 min (Bild: Thomas Schönpos)
1 5 28.10.2025, 18:50 Uhr UT,
Öffnung 38 mm, Belichtungszeit 6 s (Bild: Thorsten Böckel)
1 6 Spektrum am 31.10.2025,
Öffnung 35 mm, SA100-Gitter, Belichtungszeit 30 min (Bild: Uwe Pilz)
1 7 03.11.2025,
17:43 Uhr UT, Öffnung 50 mm, Belichtungszeit 570 s (Bild: Klemens Waldhör)
Kometen
1 8 03.11.2025,
17:53 Uhr UT, Öffnung 200 mm, Belichtungszeit 1.800 s (Bild: Stefan Beck)
1 9 05.11.2025,
16:55 Uhr UT, Öffnung 11 Zoll, Belichtungszeit 360 s (Bild: Steffen Fritsche)
Journal für Astronomie Nr. 98 | 75
Kometen
Der Komet C/2025 R2 (SWAN)
von Uwe Pilz
1 27.09.2025, 17:49 Uhr UT, Öffnung 80 mm, Belichtungszeit 150 s.
(Bild: Johannes Hildebrandt, Franz Gilles, Stefan Dylus)
Der ukrainische Amateurastronom Vladimir Bezugly entdeckte am 11. September 2025 auf Aufnahmen des SWAN-Instruments an der SOHO-Sonde einen Kometen 7. Größe! Dieser Komet kam nahezu aus Richtung Sonne und wurde deshalb erst spät entdeckt - bereits zu dieser Zeit ein Fernglaskomet. Anfang Oktober war er vom deutschen Sprachraum aus sichtbar, flach am Südwesthimmel. Zu dieser Zeit befand er sich im Helligkeitsmaximum von 5,5 mag, der Perihelzeitpunkt lag erst 3 Wochen zurück. In den folgenden Wochen näherte sich der Komet der Erde: Am 20. Oktober kam er unserem Heimplaneten ungewöhnlich nahe, Abstand nur 0,26 AE. Dadurch blieb die Gesamthelligkeit lange Zeit im Bereich von 6 mag. Ab Ende Oktober jedoch begann die Magnitude steil abzufallen. Zum Jahreswechsel betrug sie nur noch 14 mag.
Der Komet war gasreich und die Koma kräftig grün gefärbt. Der Gasschweif war lange Zeit schwer sichtbar. Erst im Dezember änderte sich diese Situation.
2 13.10.2025, 17:52 Uhr UT, Öffnung 30 cm,
Belichtungszeit 35 min (Bild: Uwe Wohlrab)
3 15.10.2025, 18:29 Uhr UT,
Öffnung 11 Zoll, Belichtungszeit 40 s (Bild: Steffen Fritsche)
76 | Journal für Astronomie Nr. 98
Kometen
4 17.10.2025, 19:49 Uhr UT,
Öffnung 60 mm, Belichtungszeit 46 min (Bild: Michael Buechner, Frank Niebling)
5 18.10.2025, 18:18 Uhr UT,
Öffnung 200 mm, Belichtungszeit 300 s (Bild: Stefan Beck)
6 18.10.2025, 19:30 Uhr UT,
Öffnung 35 mm, Belichtungszeit 300 s (Bild: Klaus Rosenplänter)
7 Spektrum am 18.10.2025, Dwarf-3-
Smartteleskop (35 mm) und SA-100-Gitter, Belichtungszeit 15 min. Die Lage der SwanBanden und die Natrium-D-Linie sind markiert. (Bild: Uwe Pilz)
8 24.10.2025, 19:04 Uhr UT,
Öffnung 55 mm, Belichtungszeit 70 min (Bild: Bernhard Hubl)
Journal für Astronomie Nr. 98 | 77
Kometen
9 25.10.2025, 18:10 Uhr UT, Öffnung 250 mm,
Belichtungszeit 130 s (Bild: Rainer Sparenberg)
1 0 25.10.2025, 19:07 Uhr UT, Öffnung 50 mm,
Belichtungszeit 60 s (Bild: Volker Kasten)
1 1 28.10.2025, 18:50 Uhr UT,
Öffnung 8 Zoll, Belichtungszeit 100 s (Bild: Thorsten Böckel)
1 2 07.11.2025, 17:44 Uhr UT, Öffnung 10 Zoll, Belichtungszeit 900 s
(Bild: Norbert Mrozek)
1 3 21.11.2025, 18:55 Uhr UT,
Öffnung 16 Zoll, Belichtungszeit 20 min (Bild: Roland Fichtl)
78 | Journal für Astronomie Nr. 98
Kometen
1 4 22.11.2025, 19:41 Uhr UT,
Öffnung 20 Zoll, V = 100x. Mit im Bild: NGC 7751 (13,1 mag). (Bild: Christian Harder)
1 5 22.11.2025, 18:05 Uhr UT,
Öffnung 14 Zoll, Belichtungszeit 83 min (Bild: Werner E. Celnik)
1 6 10.12.2025, 19:46 Uhr UT,
Öffnung 14 Zoll, Belichtungszeit 840 s (Bild: Michael Jäger, Gerald Rhemann)
1 7 13.12.2025,
18:50 Uhr UT, Öffnung 8 Zoll, Belichtungszeit 54 min (Bild: Helmut Dannbauer)
Journal für Astronomie Nr. 98 | 79
Kometen
Vor 30 Jahren: Der große Komet Hyakutake 1996 B2
- Ein Beobachtungsbericht
von Otto Guthier
In diesem Beitrag soll die Rede von einem ,,großen Kometen" sein, der vor exakt 30 Jahren am Sternenhimmel auftauchte und die Astronomen in Erstaunen versetzte.
Entdeckungsgeschichte Yuji Hyakutake, ein japanischer Amateurastronom, fand am 26. Dezember 1995 mit einem 25x150-Feldstecher einen Kometen im Sternbild Waage. Dieser Schweifstern erhielt die Bezeichnung 1995 Y1. Fünf Wochen später, am 30. Januar 1996, suchte er erneut nach Kometen und entdeckte nur vier Grad von der Position der Erstentdeckung entfernt, bei Rektaszension 14 h 31,2 min und Deklination -24 Grad 55' (2000.0), ein nebliges Objekt der 11. Größe.
Er ahnte damals nicht, dass diese Entdeckung seinen Namen weltbekannt machen würde. Der Komet erhielt die Bezeichnung 1996 B2 und sollte in den nächsten Wochen als einer der hellsten und spektakulärsten Kometen des 20. Jahrhunderts in Erscheinung treten.
Bahnverlauf Am 3. Februar 1996 veröffentlichte B. G. Marsden im IAU Circular 6303 eine erste Bahnberechnung. Sie zeigte, dass der Komet Anfang Mai 1996 in einer Entfernung von 0,22 Astronomischen Einheiten den sonnennächsten Punkt seiner Bahn erreichen würde. Aus weiteren, präzisen Positionsbestimmungen wurde das exakte Datum seines Periheldurchgangs auf den 1. Mai 1996, in einer Entfernung von 34 Millionen Kilometern von der Sonne, bestimmt. Die Bahnneigung betrug 125 Grad zur Ekliptik. Die Lage der Bahn am Himmel versprach eine gute Sichtbarkeit für Beobachter auf der Nordhalbkugel, zumindest für die Zeit vor dem Perihel. Durch die starke Annäherung an die Sonne sollte
es zu einer imposanten Helligkeitsentwicklung kommen. Ferner zeigte sich, dass der Komet am 25. März in einem Abstand von lediglich 15 Millionen Kilometern an der Erde vorbeiziehen würde. Zwei Tage später würde der Komet mit einer Deklination von +86 Grad dicht am Himmelspol stehen. Welch eine Sensation war da zu erwarten: Die enorme Erdnähe bei gleichzeitig zirkumpolarer Bewegung des Kometen versprach ein besonderes und sehr seltenes Schauspiel am Himmel.
Eigene Beobachtungen In der Nacht, als Yuri Hyakutake seinen 2. Kometen am 30. Januar entdeckte, beobachtete ich den Kometen 1996 B1 Szypanski mit meinem Refraktor 125 mm / 750 mm. Am darauffolgenden Tag gelang mir in den Morgenstunden die erste Sichtung des ,,ersten Hyakutake", Komet 1995 Y1, nicht ahnend dass ein weiterer Schweifstern mit dem gleichen Namen am Himmel stand.
Drei Wochen musste ich warten, ehe ich am 24. Februar den ,,zweiten Hyakutake" C/1996 B2 mit meinem Refraktor erspähte. Die Helligkeit des Kometen lag bei 7,8 mag; die Koma hatte einen Durchmesser von 4,2 Bogenminuten und wies eine zentrale Verdichtung auf. Zwei Tage später, am 26. Februar, gelang mir die erste Sichtung mit einem 10x50-Feldstecher. Die Größe der Koma betrug 6 Bogenminuten. Am 2. März, drei Tage vor Vollmond, zeigte sich 1996 B2 im 10x50-Binokular als auffälliges Objekt mit einer Helligkeit von 6,5 mag und einer recht kondensierten, 10 Bogenminuten großen Gashülle. In der darauffolgenden Nacht lag die Helligkeit bereits bei 6,3 mag. Am 14. März war sie auf 4,5 mag angewachsen, während die innere, kondensierte Verdichtung rund 4 Bogenminuten betrug. Einen Tag später
konnte ich erstmals einen 1,5 Grad langen Schweif erkennen; die Kopfhelligkeit schätze ich auf 4,3 mag und die Koma hatte eine Ausdehnung von 15 Bogenminuten. Die zentrale Kondensation des ,,false nucleus" lag bei ca. 9 mag.
Am 20. März bot Komet Hyakutake bereits ein eindrucksvolles Schauspiel: Ich schätzte ihn auf 2,3 mag und eine sehr kondensierte, ,,birnenförmige" Koma wies einen Durchmesser von 36 Bogenminuten (!) auf. Der Schweif mit mehreren Strahlen hatte eine Länge von zwei Grad.
Da für die darauffolgenden Tage die Wetteraussichten für die Rhein-Main-Region schlecht waren und am 25. März mit 0,1 AE die größte Erdnähe erreicht werden sollte, entschied ich mich für eine Fahrt in die Alpen. Zusammen mit Konrad Horn, Gerd Neumann, Axel Thomas und meinem Sohn Björn brachen wir am 23. März mit zwei Fahrzeugen und diverser Astro-Ausrüstung Richtung Südtirol auf und hofften, in den Alpen den Kometen in den Morgenstunden beobachten zu können. Aber Fehlanzeige, das Wetter spielte auch dort nicht mit. Am nächsten Morgen (nach unbequemer Nächtigung im Auto) entschieden wir uns für eine Fahrt über Bozen zum Bernina-Pass in Graubünden. Eine sichere Wettervorhersage war in der damaligen Zeit ohne Internetzugang schwierig, aber laut Prognose sollte in den Nachtstunden mit klarer Sicht zu rechnen sein. Nach einer abenteuerlichen Fahrt durch die italienischen Südalpen erreichten wir gegen 17 Uhr die 2.300 Meter hoch gelegene Passhöhe. Die letzten Cirren verzogen sich und nach einer stärkenden Mahlzeit im Bergrestaurant warteten wir gespannt auf den Aufgang des Kometen.
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Kometen
1 C/1996 B2 Hyakutake am 23.03.1996 mit Schmidtkamera 225/254/495 mm von P. Keller und G. Schmidtbauer.
Belichtet ab 23:01 UT, 8 Minuten auf Kodak Pro Gold 400. Indirekte Nachführung mittels Fadenkreuzokular nach Stättmayer. Aufnahmeort: Bernina-Pass/Schweiz, 2.300 m Höhe. (Bild: Otto Guthier)
Was wir dann erlebten, zählt für mich bis heute zu den eindrucksvollsten astronomischen Erlebnissen: Ab 19:45 Uhr schob sich eine fast 1,5 Grad (!) große, türkis bis bläulich leuchtende Koma über die schneebedeckten Berge der Bernina. Wir alle, die wir staunend bei klirrender Kälte (ca. -10 Grad Celsius) im Schnee standen, waren nicht in der Lage, diesen Moment mit der Kamera einzufangen. Zu gewaltig war dieses Schau-
spiel, das uns ehrfürchtig und staunend werden ließ. Erst später, gegen 21:00 Uhr, konnten wir unsere Instrumente bedienen und das Spektakel auf Film bannen (Abb. 1 und 2). Die Helligkeit des Kometen schätzten wir auf +0,8 mag und im Refraktor 125 mm / 750 mm zeigten sich zahlreiche Jets mit einem hellen Kern. Wir beobachteten die Nacht bis 04:30 Uhr durch und verfolgten das gewaltige Schauspiel. Mit bloßem Auge
konnten wir einen 32 Grad langen Schweif, der am Kopf eine 1,3 Grad große Koma aufwies, beobachten. Die Helligkeit dürfte nach Untergang des Mondes bei 0,0 mag gelegen haben. Tief beeindruckt traten wir in den Morgenstunden die Heimreise an.
Am 24. März hatten wir zu Hause auch eine klare Nacht. Trotz wenig Schlaf startete ich eine Beobachtungstour in den Oden-
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Kometen
2 Komet Hyakutake, aufgenommen am 24.03.1996 mit Olympus OM 1 mit 180-mm-
Teleobjektiv, Belichtung 8 Minuten auf Kodak Pro Gold 400, Ort: Bernina-Pass, 2.300 m Höhe (Bild: Konrad Horn und Gerd Neumann)
in jeder Nacht beobachten und bemerkte, dass die Helligkeit stetig zurückging und am letzten Tag noch 2,5 mag betrug. Die Schweiflängen schwankten in diesem Zeitraum zwischen 11 und 18 Grad. Eigentlich sollte das famose Schauspiel eine Fortsetzung erfahren, denn schließlich näherte sich der Komet mit rasanter Geschwindig-
wald. Komet Hyakutake wies erneut eine Schweiflänge von 36 Grad auf und näherte sich rasant dem Himmelspol. In der Nacht vom 26. auf den 27. März, der Komet hatte mit 86,6 Grad seine nördlichste Deklination erreicht, konnte ich unter besten Bedingungen einen ca. 60 Grad (!) langen Schweif verfolgen. Die Koma stand mit einer Helligkeit von +0,6 mag dicht bei Polaris, der leicht gekrümmte Schweif erstreckte sich über die Sternbilder Großer Bär bis in den südlichen Teil des Löwen (Abb. 3)! Zeitgleich gelang
Werner E. Celnik in Rheinberg am Niederrhein eine spektakuläre Aufnahme, die den Kometen dicht am Himmelspol mit einem Schweif zeigt, der bei 30 Grad Länge vom Kamera-Bildfeld abgeschnitten wird. (Abb. 4).
Ab dem 30. März war ein Skiurlaub mit der Familie in den Walliser Alpen geplant. Selbstverständlich gehörte die Astro-Ausrüstung zum Gepäck; das Abendprogramm stand im Zeichen des Kometen! Bis zum 7. April konnte ich den Kometen durchgehend
4 Komet Hyakutake am 27.03.1996, aufge-
nommen ab 02:40 UT mit Kleinbildkamera und 50-mm-Objektiv, 15 min belichtet bei f/2,4 auf Farbdiafilm Fujichrome ISO 100. Ort: Rheinberg. Die erfasste Schweiflänge beträgt 30 Grad . (Bild: Werner E. Celnik)
5 Komet Hyakutake am 15.04.1996. Instru-
ment: Schmidtkamera 225/254/495 mm. 10 min belichtet ab 20:59 UT auf TP 6415 hyp., Aufnahmeort: Gornergrat/Schweiz, 3.100 m Höhe. (Bild: Otto Guthier)
3 Visueller Anblick des Kometen Hyakutake. Skizze vom 26.03.1996 ab 22:15 UT. Ort: Tromm/Odenwald, 530 Meter Höhe.
(Bild: Otto Guthier)
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Kometen Journal für Astronomie Nr. 98 | 83
Kometen
6 Komet Hyakutake am 18.04.1996. Instrument: Schmidtkamera 225/254/495 mm.
8,5 Minuten belichtet ab 20:25 UT auf TP 6415 hyp., Aufnahmeort: Gornergrat/Schweiz, 3.100 m Höhe. (Bild: Otto Guthier)
keit der Sonne. Es war zu erwarten, dass die Helligkeit und die Dynamik des Schweifes erneut zulegen würden.
Nach Rückkehr wurde rasch mit weiteren Sternfreunden eine Exkursion auf den 3.100 Meter hohen Gornergrat bei Zermatt geplant. Die erste Beobachtung am 13. April zeigte den Kometen bei +1,9 mag mit einem rund 45 Grad langen Gasschweif. Auch am 14. April konnten wir
den Kometen ausgiebig bei besten Bedingungen beobachten. Am 15. April fiel uns bei 37-facher Vergrößerung im 125er Refraktor die sehr kondensierte Koma (DC 7-8) mit Jets und Enveloppen in einem äußerst aktiven Kernbereich auf. Der stark strukturierte, auffällig helle Gasschweif (Abb. 5) war auf 56 Grad angewachsen und ragte bis in den Großen Wagen. Die Helligkeit hatte auf +1,8 mag zugelegt. In der darauffolgenden Nacht hatte die Gas-
hülle im kernnahen Bereich eine kolossale Veränderung erfahren: Am ,,false nucleus" setzte ein deutlich sichtbarer, auffälliger, längerer Strahl an, der am Vortag nicht zu beobachten war. Die Koma wies nur wenige Strukturen auf. Die Schweiflänge war erneut auf 60 Grad (!) angewachsen.
Am 18. April schien die Helligkeit auf +1,9 mag leicht abgesunken zu sein; die Koma war fast sternenförmig (DC 8-9) und die Schweiflänge lag unverändert bei ca. 60 Grad. Auffällig war in dieser Nacht der schwächer gewordene Gasschweif und eine deutliche Zunahme des Staubschweifes. Beide Schweiftypen schienen aus der Perspektive getrennt zu sein (Abb. 6). Tags
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Kometen
darauf war die Kometenhelligkeit deutlich schwächer, sie lag bei +2,5 mag und der Schweif erreichte eine Länge von ,,nur noch" 40 Grad.
Von den eindrucksvollen Beobachtungen in den Alpen zurückgekehrt, startete ich am 21. April auf den 860 Meter hohen Feldberg im Taunus eine weitere, letzte Beobachtungstour. Komet Hyakutake hatte sich bereits deutlich dem Westhorizont genähert, seine Helligkeit dürfte bei +2,8 mag gelegen haben. Die Schweiflänge bestimmte ich im 10x50-Feldstecher auf 12 Grad.
Am 25. April, sechs Tage vor dem Perihel, gelang mir in der Abenddämmerung bei einer Horizonthöhe von ca. 4 Grad
ein letzter Blick auf den Kometen. Merkur stand 15 Grad entfernt und schien deutlich heller als der Komet. Immerhin war noch ein Schweifansatz von 3-4 Grad im 10x50Feldstecher auszumachen.
Dies war meine letzte von insgesamt 29 Beobachtungen und etlichen Aufnahmen dieses äußerst bemerkenswerten und prachtvollen Kometen. Nie zuvor - und auch bis heute nicht - konnte ich einen solch langen und beeindruckenden Kometenschweif zu Gesicht bekommen!
Nach dem Perihel am 1. Mai verschwand Hyakutake 1996 B2 für die Beobachter in den nördlichen Breiten. Die Beobachtungsaktivitäten unter den Kometenfreunden
ließ aber in den folgenden Wochen nicht nach, denn ein weiterer großer Schweifstern, Komet Hale-Bopp 1995 O1, näherte sich der Sonne und sorgte für Spannung unter den Kometenfreunden.
Nachtrag: Yuji Hyakutake verstarb am 10. Februar 2002 im Alter von nur 52 Jahren. Mit diesem Beitrag möchte ich an seinen großen Kometen erinnern.
Anmerkung: Mein Dank gilt Werner E. Celnik für das Scannen der 6x6Negative und für die aufwändige Bildbearbeitung.
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Radioastronomie
Meteor-Radioastronomie mit einfachen Mitteln
- Teil 2: Automatische Meteorzählung mit dem Radio Meteor Detector (RMD)
von BerndWallbaum
In einem Artikel von Robert Korn in Ausgabe 96 des VdS-Journals für Astronomie [1] wurde gezeigt, wie sich Meteore mithilfe der so genannten ,,Forward-ScatterTechnik" mit vergleichsweise einfacher Hardware nachweisen lassen. Beschrieben wurden dort der grundsätzliche Aufbau der Empfangsanlage, die Nutzung eines SDREmpfängers sowie die Beobachtung von Meteorechos im Wasserfalldiagramm der Software HDSDR, dazu auch die Erläute-
rung der gerade genannten Fachbegriffe. Die eigentliche Auswertung erfolgte bewusst analog: Meteore wurden visuell identifiziert und mit Stift und Papier gezählt.
Dieser Artikel knüpft direkt daran an. Ziel ist es zu zeigen, wie diese manuelle Zählung durch eine automatisierte Auswertung ersetzt und ergänzt werden kann. Hierzu kommt das Programm ,,Radio Meteor Detector (RMD)" [2] zum Einsatz, das Mete-
orereignisse zuverlässig erkennt, statistisch auswertet, archiviert und die Ergebnisse automatisch an das internationale RMOBNetzwerk (Radio Meteor Observing Bulletin) [3] übermittelt.
Motivation und Grundidee Die manuelle Auswertung besitzt zweifellos ihren Reiz und schärft den Blick für unterschiedliche Echoformen. Bei längeren Beobachtungszeiträumen oder beim 24/7-Be-
1 Typisches Meteorecho im Wasserfalldiagramm der SDR-Software HDSDR. Die unterschiedlichen Echoformen wurden
im ersten Teil dieser Artikelserie noch manuell identifiziert und gezählt.
86 | Journal für Astronomie Nr. 98
Radioastronomie
2 Schematischer Signalfluss einer automatisierten
Meteorradar-Station. Das von der Antenne empfangene HF-Signal wird über einen SDR-Empfänger verarbeitet, in HDSDR demoduliert und als Audiosignal an den Radio Meteor Detector (RMD) weitergegeben.
trieb (d. h. der Betrieb läuft 24 Stunden an 7 Tagen der Woche) stößt sie jedoch an Grenzen. Genau hier setzt RMD an: Das Programm analysiert fortlaufend das Audiosignal des SDR-Empfängers und erkennt charakteristische Signaländerungen, wie sie bei Meteorechos auftreten. Die automatisierte Zählung erlaubt nicht nur eine objektive und reproduzierbare Erfassung, sondern eröffnet auch die Möglichkeit, langfristige Zeitreihen zu erstellen, Meteorschauer statistisch auszuwerten und die eigenen Ergebnisse mit anderen Stationen weltweit zu vergleichen.
Einbindung in den bestehenden Aufbau Die Hardware entspricht im Wesentlichen dem im ersten Artikel beschriebenen Auf-
bau. Auch hier dient das französische Graves-Radar auf 143,050MHz als kontinuierliche Signalquelle. Antenne, Koaxialkabel und SDR-Empfänger bleiben unverändert. Neu ist lediglich die softwareseitige Erweiterung: SDR-Programme wie HDSDR (Abb. 1, es können aber auch andere SDRProgramme genutzt werden, zum Beispiel SpectrumLab) übernehmen weiterhin die eigentliche Hochfrequenz-Verarbeitung und stellen das demodulierte Audiosignal bereit. Dieses Audiosignal wird jedoch nicht nur akustisch oder visuell ausgewertet, sondern zusätzlich an RMD weitergereicht (Abb. 2). Technisch geschieht dies über die Windows-Soundarchitektur, indem der Audio-Ausgang von HDSDR als Eingang für RMD definiert wird.
Das Programm RMD RMD ist eine speziell für die Meteorradio-Beobachtung entwickelte Software, die vom RMOB kostenlos zur Verfügung gestellt wird. Sie läuft unter Windows und ist bewusst schlank gehalten, um auch auf stromsparenden Mini-PCs im Dauerbetrieb zuverlässig zu funktionieren. Die Software analysiert das Audiosignal im gewählten Frequenzbereich. Die Wahl des Frequenzbereiches hängt von den Einstellungen beim SDR-Programm ab. Wählt man zum Beispiel 143.048.500 Hz als Mittenfrequenz, dann befinden sich die Meteorechos im Bereich von ca. 1.500 Hz im Audiospektrum, da Graves auf der Frequenz 143.050.000 Hz sendet. In diesem Bereich erscheinen dann die dopplerverschobenen Reflexionen des Graves-Signals. RMD
3 Benutzeroberfläche des Programms Radio Meteor Detector (RMD) mit aktivem Spektrogramm.
Ein automatisch detektiertes Meteorecho ist durch den grünen Marker gekennzeichnet.
Journal für Astronomie Nr. 98 | 87
Radioastronomie
4 Darstellung einer einzelnen Beobachtungsstation innerhalb der RMOB-Onlineplattform.
Die stündlichen Meteorraten werden automatisch übermittelt, in Diagramme umgewandelt und mit anderen Stationen weltweit vergleichbar gemacht.
erzeugt aus dem Audiosignal ein eigenes Spektrogramm und sucht dort nach kurzzeitigen, signifikanten Signalspitzen.
Wie funktioniert die automatische Zählung? Der Kern der automatischen Meteorerkennung basiert auf mehreren Kriterien:
1. Signal-zu-Rausch-Verhältnis (S/N): Ein Meteorecho muss eine definierte Mindeststärke oberhalb des Hintergrundrauschens erreichen. Diese Schwelle kann über den Parameter ,,Detection Sensitivity" eingestellt werden. Die Erfahrung zeigt, dass es einige Zeit braucht, um den optimalen Schwellenwert einzustellen. Denn einerseits möchte man mit einer möglichst hohen Empfindlichkeit viele Meteorechos detektieren, anderseits kann eine zu hohe Empfindlichkeit auch zu falschen positiven Resultaten führen.
2. Zeitliche Dauer: Typische Meteorechos dauern von wenigen Zehntelsekunden bis zu mehreren Sekunden. Sehr kurze Impulse oder lang anhaltende, gleichförmige Signale werden entsprechend gefiltert.
3. Frequenzstruktur: Meteorechos zeigen charakteristische schmale Frequenzbänder mit teils leichter Drift. Schräg verlaufende Linien, wie sie häufig durch Flugzeuge oder Satelliten verursacht werden, können dadurch weitgehend ausgeschlossen werden.
4. Ereignis-Trennung: RMD erkennt einzelne Ereignisse auch dann zuverlässig, wenn sie zeitlich dicht aufeinander folgen.
Wird ein Ereignis erkannt, erhöht RMD den Zähler, speichert Zeitstempel und relevante Messgrößen (Dauer, maximale Frequenz, Signalstärke, Bandbreite) und legt bei längeren Echos zusätzlich ein Bild ab (Abb. 3).
Datenaufzeichnung und Archivierung Alle erkannten Meteore werden in lokalen Dateien gespeichert. Diese Dateien eignen sich hervorragend für eine spätere Weiterverarbeitung, etwa in Tabellenkalkulations- oder Statistikprogrammen. Zusätzlich können zu besonders intensiven oder langen Ereignissen automatisch Bilddateien erzeugt werden, die die charakteristische Struktur des Echos dokumentieren. RMD berechnet aus den Daten fortlaufend: - stündliche Meteorraten (UTC), - Tages- und Monatsdiagramme, - Langzeitstatistiken über mehrere Wochen
oder Monate.
Anbindung an das RMOB-Netzwerk Ein zentrales Merkmal von RMD ist die direkte Anbindung an das RMOB-Netzwerk. Die stündlichen Zählraten werden automatisch an den RMOB-Server übertragen und dort in einer öffentlich zugänglichen Datenbank gesammelt.
Dadurch lassen sich: - die eigenen Messergebnisse mit anderen
Stationen vergleichen, - großräumige Aktivitätsmuster erkennen, - Meteorschauer eindeutig identifizieren
und zeitlich einordnen.
Gerade bei starken Ereignissen wie den Geminiden oder Quadrantiden zeigt sich oft eine beeindruckende Übereinstimmung zwischen Vorhersagen und real gemessenen Raten - selbst mit vergleichsweise einfacher Amateur-Technik. Auf [3] sind auch die täglichen und monatlichen Zählungen der beteiligten Stationen in Form von Balkendiagrammen und Colorgrammen übersichtlich dargestellt (Abb. 4). Unter der Rubrik Datenarchiv lassen sich Zählungen bis 1993 zurück aufrufen.
Praktische Erfahrungen aus dem Dauerbetrieb Der kontinuierliche Betrieb einer automatischen Meteorradar-Station erfordert etwas Geduld und Experimentierfreude. Störquellen wie Schaltnetzteile, Monitore oder WLAN-Geräte können die Zählung verfälschen und machen mitunter zusätzliche Filtermaßnahmen notwendig. Ein besonders wichtiger Punkt aus der praktischen Erfahrung ist die Installation und Ausrichtung der Antenne. Die Ausrichtung hat einen erheblichen Einfluss auf die Anzahl der detektierten Meteore. Bereits kleine Änderungen im Azimut oder Höhenwinkel können zu deutlich unterschiedlichen Zählraten führen. Ziel ist es, die Antenne nicht direkt auf den Sender, sondern auf den zu erwartenden Reflexionsbereich in etwa 80 bis 120km Höhe auszurichten, der sich ungefähr auf halber Strecke zwischen Sender und Empfangsstandort befindet.
In der Praxis hat es sich bewährt, die Antenne schrittweise zu justieren und die resultierenden Meteorraten über mehrere Stun-
88 | Journal für Astronomie Nr. 98
Radioastronomie
Radioastronomie besitzt eine ganz eigene Faszination und lädt dazu ein, immer weiter zu experimentieren, zu optimieren und zu beobachten.
5 Automatisch mit meiner Empfangsstation ermittelte tägliche Meteorraten im Dezember
2025. Die deutlich erkennbaren Aktivitätsmaxima der Geminiden um den 14. Dezember und der schwächeren Ursiden um den 22. Dezember stimmen gut mit den astronomischen Vorhersagen überein.
den oder Tage miteinander zu vergleichen. Erst durch diesen iterativen Abgleich lässt sich eine optimale Ausrichtung finden. Eine korrekt eingestellte Antenne kann die Detektionsrate gegenüber einer nur grob ausgerichteten Installation um ein Vielfaches erhöhen.
Die Erfahrung zeigt jedoch: Sind Antenne, Frequenzeinstellung und Empfindlichkeit einmal sauber abgestimmt, arbeitet das System über Monate hinweg äußerst stabil. Besonders motivierend ist dabei der Blick auf die RMOB-Karte, auf der jede aktive Station sichtbar ist - und auf der es in Deutschland bislang noch vergleichsweise wenige Einträge gibt.
RMOB-Netzwerk einen Austausch über Ländergrenzen hinweg und macht die eigene Station zu einem kleinen, aber wertvollen Baustein in einem weltweiten Beobachtungsnetz.
Wer einmal die ersten automatisch gezählten Meteore gesehen - und gehört - hat, wird schnell feststellen: Diese Form der
Ergänzende Hinweise und persönliche Erfahrungen Im Zusammenhang mit der Interpretation der aufgezeichneten Meteorechos sei an dieser Stelle auf die Arbeiten von Erik Wischnewski verwiesen. In seinem Astronomical Bulletin Nr. 24 [4] beschreibt er den Versuch, die Formenvielfalt von Meteorechos zu klassifizieren. Die dort vorgestellten Beispiele zeigen eindrucksvoll, dass sich hinter den unterschiedlichen Echoformen - von kurzen, punktförmigen Bursts bis hin zu lang anhaltenden, komplex strukturierten Signaturen - unterschiedliche physikalische Prozesse in der Hochatmosphäre verbergen.
Auch die automatischen Auswertungen mit RMD bestätigen bekannte astronomische
Fazit und Ausblick Mit der Kombination aus HDSDR und RMD lässt sich die im ersten Teil beschriebene manuelle Meteorzählung sinnvoll erweitern und automatisieren. Die Technik bleibt dabei weiterhin überschaubar und für engagierte Einsteiger gut beherrschbar. Die automatische Auswertung ersetzt nicht das visuelle Beobachten der faszinierenden Echoformen im Wasserfalldiagramm, sondern ergänzt es um eine objektive, statistisch belastbare Datengrundlage. Gleichzeitig ermöglicht die Einbindung in das
6 Bernd Wallbaum und seine Ausrüstung, hier in einem Versuchsaufbau. Auf der
Skywatcher-Montierung HEQ5 wird die Sonne mit einer Sat-Schüssel (60 cm Durchmesser) und Satfinder beobachtet. Das Bild entstand bei einem Vortrag 2023 über Radioastronomie am Regionalen Bildungszentrum Kiel.
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Ereignisse. So ließ sich beispielsweise das Maximum der Geminiden deutlich in den Zählraten nachweisen. Zeitpunkt und Intensität der gemessenen Aktivität stimmten sehr gut mit den astronomischen Vorhersagen überein (Abb. 5).
Der Autor (Abb. 6, [5]) weist jedoch ausdrücklich darauf hin, dass der Weg zu einer zuverlässig arbeitenden Meteorradar-Station selten geradlinig verläuft. Rückschläge gehören dazu: fehlende Signale, unerklärliche Störungen oder zunächst enttäuschend niedrige Zählraten sind keine Seltenheit. Entscheidend ist, sich davon nicht entmutigen zu lassen. In vielen Fällen führen kleine Korrekturen - etwa an der Antennenausrichtung, der Empfindlichkeitseinstellung oder der Störunterdrückung - schließlich zum Erfolg.
Besonders ermutigend sind dabei gemeinsame Erfahrungen und der Austausch mit anderen Beobachtern. So gelang es beispielsweise einer mit mir in Verbindung stehenden astronomischen Vereinigung in Sachsen-Anhalt erst nach mehreren Jahren erfolgloser Versuche, mit meiner Unterstützung eine funktionierende Meteorempfangsstation in Betrieb zu nehmen - der Moment des ersten eindeutig detektierten Meteorechos war entsprechend eindrucksvoll. Diese Erlebnisse zeigen, dass Ausdauer, Neugier und der Austausch innerhalb der Community zentrale Bestandteile dieses faszinierenden Hobbys sind.
Literatur- und Internethinweise (Stand 05.03.2026): [1] R. Korn, 2026: ,,Meteor-Radioastronomie mit einfachen Mitteln:
Beobachtung von Meteoren mit einem Radio", VdS-Journal für Astronomie 96, S. 106-109 [2] Radio Meteor Detector (RMD), www.rmob.org/, Abschnitt ,,Softwares" [3] Internationales RMOB-Netzwerk (Radio Meteor Observing Bulletin), www.rmob.org/ [4] E. Wischnewski, 2022: ,,Radarechos von Meteoren", www.astronomie-buch.de/index_htm_files/Astronomical_ Bulletin_Nr_24.pdf [5] BerndWallbaum ist Mitglied beim Astro-Teame.V.Kiel, https://astro-rock.de/
[2]
[3]
[4]
[5]
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SPEKTRUM DER WISSENSCHAFT
Remote-Sternwarten
Das Foto des Quartals
von Bernd Christensen
Die ,,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 und die FG-Mitglieder motiviert werden, ihre mit der Sternwarte erhaltenen Ergebnisse auf die Galerie der Fachgruppe hochzuladen. Wir sehen dabei auch immer mehr Team-Arbeiten, denn zusammen erreicht man mehr!
Für das vierte Quartal 2025 wurde eine solche Team-Arbeit gekürt. Aufbauend auf den Daten von Johannes Teupen [2] hat Karsten Möller [3] mit zusätzlichen Daten in H und [O III] eine noch tiefere Bearbeitung gewagt und dabei insbesonde-
re die Sternentstehungsgebiete in NGC 55 noch sichtbarer gemacht. Und im Hintergrund sind unzählige Hintergrundgalaxien zu entdecken. Ein herzlicher Glückwunsch an Karsten und Johannes sowie an die beteiligten Power User, ohne die diese Ergeb-
nisse nicht möglich sind. Dieses Bild war zum Jahresanfang auch ein ,,Top Pick" auf Astrobin [4], eine weitere schöne Anerkennung dieser Arbeit. Aber lassen wir Karsten gleich dazu selbst zu Wort kommen.
[1]
Internethinweise (Stand 06.03.2026):
[1] VdS-Remote-Sternwarten: ,,Galerie", https://remotesternwarten. sternfreunde.de/beobachtung/galerie/ [2]
[2] J. Teupen, 2025: ,,NGC 55 * Galaxie im Sternbild Bildhauer",
https://remotesternwarten.sternfreunde.de/2025/10/24/
ngc-55-galaxie-im-sternbild-bildhauer/
[3]
[3] K. Möller, 2025: ,,NGC 55 als Ha-LRGB", https://
remotesternwarten.sternfreunde.de/2025/11/04/ngc-55-als-
ha-lrgb/
[4]
[4] J. Teupen, K.Möller, 2025: ,,NGC 55", astrobin, NGC 55 -
AstroBin
Galaxie NGC 55 im Sternbild Sculptor
von Karsten Möller
Bei Galaxien faszinieren mich die vielen unterschiedlichen Formen und Entstehungsgeschichten. Darüber hinaus sind Galaxien mit deutlich ausgeprägten Wasserstoffgebieten unglaublich fotogen und wecken mein Interesse gerade am Südhimmel.
Johannes Teupen hat die irreguläre Galaxie NGC 55 im Sternbild Bildhauer (Sculptor) mit dem 12-Zoll-Teleskop der VdS-Remote-Sternwarte aufgenommen [1]. Zusätzlich hat der Autor 4:05 Stunden Belichtung mit H- und 1:45 Stunden mit [O III]-Filter beigesteuert. Meine Anregung für die Schmalbandaufnahmen waren die beiden Aufnahmen von [2] und [3] mit extremer Abbildung.
NGC 55 ist eine von der Seite sichtbare Balken-Spiralgalaxie vom Hubble-Typ Sbm [4, 5]. Die Galaxie wird als Magellan-Typ klassifiziert und hat die gleichen morpho-
logischen Eigenschaften wie die große Magellansche Wolke als Begleiter unserer Heimatgalaxie. NGC 55 zeigt uns allerdings nicht die wahre Form als Aufsicht, sondern von der Seite als ,,Edge-on-Galaxie".
Das Bild zeigt die Sternentstehungsgebiete entlang der Scheibe und den etwas nach
unten von der Galaxienmitte verschobenen ,,Bulge" von NGC 55, was auf die irreguläre Form hinweist. Aufgrund der Aneinanderreihung der Sternentstehungsgebiete entlang der Scheibe spricht man im angloamerikanischen Raum auch von der ,,String of Pearls Galaxy".
[1] Literatur- und Internethinweise (Stand 06.03.2026):
[1] J. Teupen, 2025: ,,NGC 55 * Galaxie im Sternbild Bildhauer",
Galerie der FG Remote-Sternwarten, https://remotesternwarten.sternfreunde.de/2025/10/24/ [2]
ngc-55-galaxie-im-sternbild-bildhauer/
[2] W. Promper: Homepage, www.astro-pics.com/
[3] M. Hanson: Homepage, www.hansonastronomy.com/ngc-55 [3]
[4] Deep*Sky Corner: Homepage, https://deepskycorner.ch/obj/
ngc55.de.php
[5] M. König, S. Binnewies, 2018: ,,Bildatlas der Galaxien",
[4]
Kosmos Verlag
92 | Journal für Astronomie Nr. 98
1 Die Galaxie NGC 55 im Sternbild
Sculptor wurde am 30-cm-Teleskop der VdS-Remote-Sternwarte aufgenommen. Norden ist rechts. Informationen zum Bild siehe InfoKasten unten.
Informationen zum Bild
Teleskop: TS-12-Zoll-Newton-Astrograf Brennweite: 1.391 mm Öffnungsverhältnis: 1/4,56 Kamera: TS-Optics ToupTek Mono 2600MP G2 Gain: 100 (High Conversion Gain - HCG) Montierung: 10Micron GM3000 Autoguiding: 100-Sterne-Pointing-Modell ohne Autoguiding Reducer/Flattener: Komakorrektor 3 Zoll N-AGK3 Filter: Astronomik-Deep-Sky-RGB-FilterSet 2 Zoll Belichtungszeit: 18 Stunden Gesamtbelichtung Aufnahmesoftware: N.I.N.A. Version 2.3 Software: PixInsight 1.8.9, BlurXTerminator 2.0.4, NoiseXTerminator 2.3.3 Datum: insgesamt 3 Nächte im Oktober 2024 und 2025 Operator: Martin Nischang, Jan Beckmann
Remote-Sternwarten Journal für Astronomie Nr. 98 | 93
Remote-Sternwarten
Perspektiven für den Einstieg in die Astronomie:
Die Nutzung kommerzieller Remote-Teleskope für den Einsteiger
von Christian Humpel
In meinem Artikel im Journal für Astronomie Nr. 95 [1] habe ich den Einstieg in die Astronomie mit einem einfachen kleinen Smart-Teleskop, dem Dwarf II [2], beschrieben. In dem damaligen Artikel fokussierte ich mich auf den Hantelnebel Messier 27 und umliegende Sterne. Dabei stieß ich auf die Grenzen der Auflösung eines kleinen billigen Teleskops. Da ich plane, mir ein Teleskop zu kaufen, wollte ich zuerst testen, ob kommerzielle REMOTE-Teleskope eine Alternative zu einem Kauf sind. In diesem Artikel beschreibe ich meine Erfahrungen damit.
Nach einer Internet-Recherche habe ich mir zwei kommerzielle REMOTE-Anbieter näher angesehen: iTelescope [3] und TelescopeLive [4]. Bei iTelescope kann man gratis 2 Teleskope testen, eines in den USA und eines in Australien. Zusätzlich erhält man 20 ,,Points" (= 20 US$), mit denen man ,,einkaufen" kann. Danach sollte man
auf den Plan-40 umsteigen, das kostet 40 US$ pro Monat und man erhält 40 Points, wobei 1 zusätzlicher Point 1 US$ kostet. iTelescope bietet 24 Teleskope an, in den USA, Australien, Chile und Spanien. Zusätzlich muss man aber mit Kosten von 21118 US$ pro Stunde rechnen, je nachdem, welches Teleskop man verwendet. TelescopeLive ist ähnlich aufgebaut, nur wird hier über ,,credits" abgerechnet und es gibt den Plan BRONZE (6 /Monat + 5 credits/ Monat) oder Plan SILVER (24 /Monat + 20 credits/Monat, und 1 Woche gratis) und 1 weiterer credit kostet 1,50 . Man kann zwischen 10 Teleskopen in Chile, Spanien oder Australien wählen (Extrakosten 50135 credits pro Stunde).
Ich habe mich entschlossen, iTelescope zu testen, weil (1) dies sofort gratis zu testen geht, (2) ich den Nordhimmel ansehen will, (3) dazu Teleskope in den USA verwendbar sind und (4) es mir damit möglich ist,
bequem zwischen 8 und 12 Uhr vormittags Bilder (in Innsbruck) zu machen. TelescopeLive habe ich dann nicht getestet, da es für den Nordhimmel keine Teleskope in den USA gibt, sondern nur 3 in Spanien. Ich plane, Teleskope in Utah/USA (-8 Stunden Zeitverschiebung zu Österreich) zu verwenden, und zwar am ,,Utah Desert Remote Observatory at Great Basin Desert, Beryl Junction" (37,737 Grad Nord und -116,697 Grad West) auf einer Höhe von 1.570 Meter.
Im Folgenden beschreibe ich meine Erfahrungen mit iTelescope. Am 26. Juni 2025 um 12:00 Uhr MEZ startete ich meine Registrierung über ,,try for free" und ,,join now for free". Alles problemlos und schnell. Weiter dann zum ,,launchPad". Ich will ja das Teleskop in Utah/USA verwenden, und sehe 9 Teleskope zur Verfügung. Zur freien Testung ist nur das T68, das aber gerade besetzt ist. Nach 10 Minuten war das T68 dann frei und ich habe mich eingeloggt. Damit
94 | Journal für Astronomie Nr. 98
1 Eingabemaske bei
iTelescope: (links) Übersicht über die Teleskope in Utah mit Markierung des T68, (Mitte) Menüpunkte zur Steuerung und Eingaben und (rechts) Details für die Fotografie der Astrobilder z. B. anhand von Messier 27.
Remote-Sternwarten
komme ich zur Startseite mit dem Celestron RASA 11 mit Farbkamera (s. Tab. 1). Auf der linken Seite klicke ich den Punkt ,,Imaging plan" und ,,Deep Sky Objects" an (Abb. 1) und gebe als ,,Target" M 27 ein, die Koordinaten werden automatisch dargestellt (Abb. 1). Ich gebe als Belichtungszeit 240 Sekunden mit bin = 1 ein und drücke ,,acquire images now" (Abb. 1). Danach gehe ich wieder zurück zum Menü und sehe im Systemstatus das Protokoll, ganz oben meine Eingabedaten und darunter das Script in Minuten, um zu sehen, was das Teleskop gerade macht. Nach nicht mal 10 Minuten vom ersten Registrieren bis zum Output habe ich mein Bild von M 27 in einer E-Mail zugeschickt bekommen (Abb. 2). Das Bild zeigt M 27 in Farbe, relativ scharf, aber in hoher Auflösung nicht exzellent. Weiters lerne ich, dass es nicht möglich ist, sofort gratis nochmals Bilder zu machen, sondern man muss 18 Stunden warten und hat maximal 30 Minuten pro Session und nur 3 Sessions gratis.
Daher habe ich mich für den kostenpflichtigen Plan-40 angemeldet. Die Kosten betragen 39,95 US$ für 28 Tage. Man kann freie Teleskope 30 min verwenden, muss aber
3 Oben die Andromedagalaxie Messier 31
(Ausschnitt), aufgenommen mit dem T14 (120 s, RGB), und die 2 Galaxien von Messier 51, aufgenommen mit dem T24 (300 s, RGB).
2 Der Hantelnebel Messier 27,
aufgenommen mit dem gratis T68 von iTelescope (oben links, unbearbeitet, Sterne sind verzogen), nicht einmal 20 Minuten nach der ersten Registrierung. Im Vergleich dazu oben rechts, aufgenommen mit dem besseren T21 (bearbeitet mit Affinity Photo2). Der Nebel Messier 57 (unten links), aufgenommen mit dem T24 (Einzelbelichtungen RGB, jeweils 120 Sekunden) und der Nebel Caldwell 6 (Katzenaugennebel; unten rechts), aufgenommen mit T26.
Journal für Astronomie Nr. 98 | 95
Remote-Sternwarten
sehr gut für die schnelle Abarbeitung. Als zweiten Planetarischen Nebel habe ich den Ringnebel Messier 57 gewählt und mit dem T24 (RGB-Filter, jeweils 120 Sekunden) belichtet und wieder bearbeitet (Abb. 2 links unten). Zum Schluss wollte ich noch etwas Schwierigeres aufnehmen, den ,,Katzenaugennebel" Caldwell 6 oder NGC 6543 mit dem T26. Auch dieser Nebel war sehr schön erkennbar (Abb. 2 rechts unten).
4 Der Asteroid Pallas, markiert in Stellarium (oben links) und aufgenommen
im Vergleich mit dem gratis T68 von iTelescope (60 Sekunden, oben rechts) am 07.07.2025 sowie zu 2 Zeitpunkten (um 23:18 Uhr unten links und um 03:55 Uhr unten rechts), wo man den Asteroiden ,,springen" sieht (roter Pfeil). Die weiß gestrichelte Linie (sie verbindet die 3 Sterne HD199480, HD199698 und HD199647) und der grün eingekreiste Stern dienen zur Orientierung.
für hochwertige einen Stundensatz zahlen (s. Tab. 1). Alle Teleskope sind zu Vollmond 1 Woche für 1 Stunde gratis (aber da sind schon lange Wartezeiten) und die Bilder werden in der Cloud mit 10 GB gespeichert. Weiters kann man online reservieren für 8 Stunden. Am 2. Juli 2025 habe ich mich also für den Plan-40 entschieden, über Kreditkarte bezahlt, alles problemlos.
(Hantelnebel) mit dem T21 von iTelescope aufgenommen (Einzelbild mit RGB-Filter, jeweils 120 Sekunden). Die Qualität war
Ich wollte für mich testen: (1) Wie gut sind Planetarische Nebel zu fotografieren, (2) wie gut kann ich Galaxien darstellen, (3) kann ich einen Asteroiden fotografieren, (4) wie gut gelingt es, einen Planeten zu sehen und (5) gelingt es mir, den Jet in M 87 zu sehen? Als Erstes habe ich im Vergleich zum T68 (Abb. 2) wieder Messier 27
Alle Bilder habe ich mit Affinity Photo 2 bearbeitet [5]. Die Schritte in Affinity Photo 2 (Version 2.6.3 für MAC Mini M1) für das RGB-Bild waren: Öffnen der FITS-Einzelbilder und Umwandeln in RGB/8 und Format/ICC. Nach Auflösen der Gruppe, Aufhellen der ersten beiden Bilder und Umfärben der neuen Anpassungsebene für alle 3 Farben folgt die Korrektur des Kontrastes und der Transparenz und dann Helligkeit und Kontrast optimieren. Abspeichern des Bildes im TIFF-Format.
Im nächsten Schritt habe ich zwei bekannte Galaxien abgebildet, die Andromedagalaxie M 31 (je 120 Sekunden mit T14, RGB) und die beiden verschmelzenden Galaxien M 51 und NGC 5195 (RGB je 300 Sekunden mit T24, Abb. 3).
5 Saturn, aufgenommen
mit T24 von iTelescope (1 s mit Infrarot-Filter I, das beste Bild, genommen aus 5 Einzelbildern) am 14.07.2025. Auch wenn die Teleskope von iTelescope für Planetenbeobachtungen nicht optimal sind, ist das Bild doch recht gut gelungen. Zur Optimierung muss in Zukunft sicher eine Serie von bis zu 100 Bildern gestapelt werden.
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Remote-Sternwarten
6 Messier 87 (mit Jet), aufgenommen mit dem T26 (Luminanz, links) und mit Filter [O III] (Mitte und beide rechts),
wobei der Jet stark herausvergrößert wurde. Der Jet hat eine Länge von bis zu 5.000 Lichtjahren.
Um einen Asteroiden zu fotografieren, habe ich im Planetariumsprogramm ,,Stellarium" gesucht [6] und mich für Pallas entschieden. Am 7. Juli konnte ich um 12:00 Uhr MEZ Pallas (9,63 mag) fotografieren und mit Stellarium vergleichen. Eine Aufnahme mit T68 für 30 Sekunden hat ausgereicht, Pallas klar und scharf abzubilden (Abb. 4). Danach habe ich 2 Zeitpunkte, um 23:18 Uhr (Ortszeit) und um 03:55 Uhr (Ortszeit) abgebildet und Pallas ,,springen" gesehen (Abb. 4).
Beim Planeten habe ich mich für Saturn entschieden, um vor allem die Ringe zu sehen. Mit dem T24 in Sierra habe ich Saturn am 14. Juli um 12:00 Uhr MEZ mit verschiedenen Filtern fotografiert, wobei 1
Sekunde mit I-Filter (Infrarot, aus dem UBVRI-Filtersatz) das beste Ergebnis lieferte (Abb. 5).
Um die Teleskope bis ans Limit auszutesten, wollte ich noch abschließend M 87 mit dem Jet darstellen. Dazu habe ich M 87 am 21.07.2025 mit Luminanz (300 Sekunden) und 3 Schmalbandfiltern (H, [O III] und [S II]) für jeweils 120 Sekunden abgebildet. In der Tat ist diese 55 Millionen Lichtjahre entfernte Galaxie darstellbar und der Jet erahnbar (Abb. 6), wobei der Filter [O III] das beste Ergebnis lieferte.
Welche Probleme gibt es? Zuerst ist zu sagen, dass der Support sehr schnell und gut Hilfe liefert. Das System ist
digital steuerbar, daher kann es da schon einige Probleme geben (Systemupdate falsch, zu spät abgerechnet, Systeme offline), aber auch menschliche Fehler passieren (z. B. Monddiscount übersehen). Leider gibt es hier kein ,,Frühwarnsystem" und dann ist man im Minus und kann weder das Bild downloaden noch etwas anderes machen. Der Support hat mir immer schnell geholfen und auch Points zurückerstattet.
Zusammenfassung Die Registrierung, der Login und die Verwendung sowie der Output bei iTelescope ist schnell, sicher und einfach aufgebaut. Ich kann jedem Einsteiger raten, mit Plan-40 sich mal alle Messier Objekte anzusehen (mit one-click image). Danach muss man
Tabelle 1
Die Tabelle zeigt, welche US-Teleskope in Utah bzw. Sierra (T24* Kalifornien) von iTelescope zu verwenden sind. Die ungefähren Kosten bei Plan-40 (40 US$ pro Monat) abgerechnet pro 10-MinutenSession sind angegeben. Details siehe [3]. In der Tabelle ist auch die Auflösung der verwendeten
Teleskope angegeben sowie das Gesichtsfeld (FOV).
Nr
T02 T05 T11 T14 T20 T21 T24* T25 T26 T68
Teleskop
Öffnung: mm (Zoll)
Takahashi TOA-150 150 (5,9)
Takahashi Epsilon 250 250 (10)
Planewave CDK
510 (20)
Takahashi FSQ106
106 (4,2)
Takahashi FSQED
106 (4,2)
Planewave CDK
431 (17)
Planewave CDK
610 (24)
Planewave CDK 20
508 (20)
Planewave delta rho500 508 (20)
Celestron RASA 11 280 (11)
Kamera
arcsec/Pixel Pixelgröße/m FOV/arcmin Kosten/US$
QHY268C
0,7
4
60 x 49
4,3
SBIG ST-10XME
1,6
7
61 x 41
6,3
FLI-ProLinePL
0,8
9
36 x 54
17
ZWO2400c
3,5
9
239 x 239
8
SBIG 16903
2,3
6
156 x 234
8
FLI-PL6303E
0,96
9
33 x 49
9
Apogee U16M 16803 0,62
12
32 x 32
18
ZEUS 455M
0,45
4
36 x 24
36
ZWO ASI6200Mpro 1
4
78 x 54
44
ZWO ASI071 MC
1,6
5
60 x 87 gratis (1x/Tag)
Journal für Astronomie Nr. 98 | 97
Remote-Sternwarten
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sich sowieso entscheiden, was man will und welche Ziele man hat. iTelescope bietet (1) Zugriff auf Weltklasseteleskope, die man sich selber nicht leisten kann oder für die Terrasse oder den Garten zu groß sind, (2) wetterunabhängig zu arbeiten, da man auf 4 Kontinente zugreifen kann, (3) bequem am Vormittag vom Sessel aus zu arbeiten, (4) auch den Südhimmel zu beobachten, wenn man will.
Mein Fazit Tolle Ergebnisse in einem Monat, aber da ist sicher noch mehr drin, vor allem bezüglich Bildbearbeitung und Anzahl der Fotos und Belichtungszeiten. Ich denke, so wie es jetzt aussieht, werde ich mir kein eigenes Teleskop kaufen, sondern iTelescope weiter anwenden und meine Ergebnisse auf meiner eigenen Homepage präsentieren [7] oder einen Artikel im VdS-Journal für Astronomie einreichen. Alternativ werde ich auch das VdS-Remote-Teleskop in Namibia testen, welches mit einer Mitgliedschaft von 40 /Jahr deutlich kostengünstiger ist [8].
Danksagung Ich bedanke mich bei Bernd Christensen für Korrekturlesen und bei Wolfgang Ries für wertvolle Online-Diskussion über Asteroiden.
Euer Partner für
ASTROFOTOGRAPHIE
teleskop-express.de
Literatur- und Internethinweise (Stand 08.03.2026): [1] C. Humpel, 2025: ,,Perspektiven für den Ein-
stieg in die Astronomie: Smart-Teleskope und Motivation", VdS-Journal für Astronomie 95, S. 28-31 [2] Dwarf II, Smart Telescope, Dwarflab, https://dwarflab.com/en-eu/products/ dwarf-2-smart-telescope [3] iTelescope: "Experience 24 Online Telescopes in Real-Time", www.itelescope.net [4] Telescope Live: "Online Access to a Global Network of 10 Robotic Telescopes", https://telescope.live/home [5] Affinity Photo2: www.affinity.studio/de_de [6] Stellarium Astronomy Software Mobile Plus v1.15.0, Stellarium Labs S.R.L., https://stellarium.org/de/ [7] C. Humpel: Homepage, www.humpel.at [8] K.-O. Detken. 2025: "Aus der Fachgruppe Remote-Sternw arten: Betrieb und Organisation nach 18 Monaten", VdS-Journal für Astronomie 94, Seite 117-120, s. a. [9] [9] VdS-Fachgruppe Remote-Sternwarten: Homepage, remotesternwarten. sternfreunde.de
[2]
[3]
Faszination Weltall & Natur
[4]
[5]
[6]
[7]
[9]
Teleskop-Service Ransburg GmbH | Von-Myra-Straße 8 | DE-85599 Parsdorf info@teleskop-service.de | www.teleskop-express.de | +49 89 - 99 22 875 0
98 | Journal für Astronomie Nr. 98
Smart-Teleskope
M 42 mit dem Seestar S50
Axel Grau stellte uns eine schöne Aufnahme zur Verfügung, die ihm mit dem Seestar S50 am 10.02.2026 in Gummersbach-Dieringhausen gelang. Es war sein erstes Probeobjekt mit diesem Smart-Teleskop. Belichtet wurde insgesamt eine Stunde, die Einzelbilder jeweils 10 Sekunden. An Software kamen zum Einsatz: Siril und Fitswork.
Mit diesem Bildergebnis laden wir auch andere Sternfreunde ein, uns ihre mit Smart-Teleskopen gewonnenen Aufnahmen sowie die zugehörigen Aufnahmedaten zuzusenden. Auch kleine Berichte über Erfahrungen mit Smart-Teleskopen sind stets willkommen. Peter Riepe, Fachgruppen-Redaktion
1 Der Große Orionnebel M 42 mit M 43 als nördlichem
Anhängsel. Oben Sh2-279, eine Mischung aus H IIRegion und Reflexionsnebel mit starken blauen Farbanteilen. In Sh2-279 eingebettet ist der große, lockere offene Sternhaufen NGC 1977. Bild: Axel Grau
Wie weit kann man mit einem Seestar sehen?
von Martin Rothe
Seit etwa einem Jahr benutze ich für astronomische Beobachtungen und zur Fotografie ein Smart-Teleskop, ein ZWO Seestar S50. Die Möglichkeiten dieses vielseitigen Gerätes begeisterten mich. Nachdem ich zahlreiche Nebel, Galaxien und Kugelsternhaufen aufgenommen hatte, interessierte mich die Reichweite des Seestar. Was sind wohl die entferntesten Objekte, die man mit diesem kleinen Gerät erkennen kann?
Vorweg zu den verwendeten Quellen: Die angegebenen Helligkeiten - durchweg scheinbare visuelle Helligkeiten - stammen aus der astronomischen Datenbank Simbad [1]. Aus Simbad wurden auch die Radialgeschwindigkeiten v der Galaxien
verwendet. Mit ihnen erhält man die Entfernungen der Galaxien, indem v durch die Hubblekonstante Ho = 73 km/s/Mpc dividiert wird. Das ergibt die Entfernung in Mpc (Megaparsec). Die Umrechnung von Mpc in Lichtjahre ist simpel: 1 Mpc = 3,262 Millionen Lichtjahre. Für nahegelegene Galaxien der Lokalen Galaxiengruppe werden die Tabellenwerte aus [2] verwendet.
Die Andromeda-Galaxie M 31 ist nach allgemeiner Ansicht mit ca. 2,5 Millionen Lichtjahren das am weitesten entfernte Objekt, das man visuell ohne Hilfsmittel bei optimalen Bedingungen erkennen kann. Für das Seestar ist diese Galaxie natürlich kein Problem, nach wenigen Minuten
hat man ein gut belichtetes Bild auf dem Schirm und im Speicher.
Meine Entfernungsskala wollte ich aber mit einem anderen Objekt beginnen. Die Zwerggalaxie Leo I (Abb. 1) zählt zu den am weitesten entfernten Begleitern unserer Milchstraße. Mit einer Entfernung von etwa 815.000 Lichtjahren ist sie deutlich weiter entfernt als beispielsweise die Magellanschen Wolken (Große MW: ca. 163.000 Lj, Kleine MW: ca. 196.000 Lj). Da Leo I sehr nah an dem hellen Stern Regulus ( Leonis) steht, der mit starkem Lichteinfall stört, wurde sie erst im 20. Jahrhundert entdeckt und gilt mit ca. 10 mag als schwierig zu beobachten. Ich war überrascht, dass es
Journal für Astronomie Nr. 98 | 99
Smart-Teleskope
1 Zwerggalaxie
Leo I, 17 min belichtet am 28.02.2025, Norden oben, Osten links. Bild: M. Rothe
2 M 51 und IC
4263, 31 min belichtet am 16.04.2025, Norden oben, Osten links. Bild: M. Rothe
zeit von 31 Minuten ist auch die benachbarte Spiralgalaxie IC 4263 (14,57 mag) zu erkennen, für die eine Entfernung von 121 Millionen Lichtjahren angegeben wird.
In der Abbildung 3 ist eine Kette aus drei Edge-on-Galaxien zu sehen, v. l.: NGC 4222, NGC 4216 und NGC 4206. Sie stehen im Sternbild Jungfrau, nahe an der Grenze zum Sternbild Haar der Berenike, und gehören dem riesigen Virgo-Galaxienhaufen an. Das eigentliche Testobjekt ist hier die 17,17 mag lichtschwache IC 3078. Sie ist mit einer Entfernung von 857 Millionen Lichtjahren die am weitesten entfernte von allen sichtbaren Galaxien.
Ob man mit dem Seestar auch über 1 Milliarde Lichtjahre kommen könnte, womöglich auch einen Quasar abbilden könnte? Ich fand spannende Berichte über die Entdeckung dieser Energiemonster in den Tiefen des Weltalls: Nachdem man in den 1950er Jahren die Empfangsantennen der ersten Radioteleskope zum Himmel gerichtet hatte, entdeckte man dort viele starke Radioquellen. Doch die Winkelauflösung der Radioantennen war zu gering, um ein optisches Gegenstück der Strahlungsquellen zu identifizieren [3].
mir mit dem Seestar gelang, diesen Nebelflecken eindeutig vom überstrahlten Bild des Sternes abzugrenzen.
Etwa zehnmal weiter entfernt als M 31 ist die bekannte Doppelgalaxie M 51, die
Whirlpool-Galaxie (Abb. 2), bestehend aus NGC 5194 (8,36 mag) und der Begleitgalaxie NGC 5195 (9,55 mag). Mit diesen Helligkeitswerten und einer Distanz von 26 Millionen Lichtjahren ist sie ein einfaches Ziel für das Seestar. Bei einer Belichtungs-
Bei der Radioquelle 3C 273 kam der Mond zu Hilfe. 1961 sollte er diesen Radiostrahler mehrfach bedecken. Dieses Ereignis war allerdings nur auf der Südhalbkugel der Erde zu beobachten. Extra für diese Beobachtungen wurde das neue Radioteleskop von Parkes in Australien umgebaut und man musste einen Graben ausheben, damit die Schüssel weit genug zum Horizont abgesenkt werden konnte. Tatsächlich konnten mehrere Bedeckungen der Radioquelle beobachtet werden. Der Zeitpunkt des Verschwindens und Wiederauftauchens des Radiosignals wurde exakt gemessen. Da das Mondrandprofil sehr genau bekannt
100 | Journal für Astronomie Nr. 98
Smart-Teleskope
3 NGC 4216 und weitere Galaxien, 49 min belichtet am 28.12.2024,
Norden oben, Osten links. Bild: M. Rothe
4 Der Quasar 3C 273 und die Galaxie NGC 4409, 29 min belichtet
am 08.01.2025, Norden oben, Osten links. Bild: M. Rothe
war, gelang es, den Ausgangspunkt der Strahlung im optischen Bereich zu identifizieren. Darüber hinaus fiel auf, dass die Radiostrahlung von zwei getrennten Komponenten ausgeht. Schließlich wurde ein sternförmiges Objekt als Komponente B und ein schwächerer Jet als Komponente A identifiziert [3].
Im Spektrum der Objekte konnten die Linien der Balmerserie des Wasserstoffs identifiziert werden. Anhand der Rotverschiebung wurde eine Entfernung von etwa 2,1 Milliarden Lichtjahren ermittelt. Im optischen Bereich erscheint das Objekt mit etwa 14,83 mag vergleichsweise hell. Welche gewaltige Energiequelle mag da im Spiel sein?
Ein Objekt mit dieser Helligkeit kann mit dem Seestar leicht aufgenommen werden. Mittels Star-Hopping und dem Vergleich mit Sternkarten konnte ich das optische Gegenstück von 3C 273 auf der Aufnahme leicht finden (Abb. 4). Dabei half auch NGC 4409. Von einem normalen Stern unterscheidet sich das Abbild nicht - aber mit dem Wissen über seine wahre Natur freute ich mich über den neu erschlossenen Entfernungsbereich für mein Smart-Teleskop.
Noch viel weiter entfernt ist der Zwillingsquasar QSO 0957+561 im Sternbild Großer Bär (Abb. 5). Die Angaben seiner Entfernung schwanken stark, je nach Quelle. Eine Entfernung von 5 Milliarden Lichtjahren wird in [4] angegeben, Wikipedia nennt 9 Milliarden Lichtjahre [5]. Eine sehr seriöse
Quelle hat mir gut gefallen - die Webseite des verstorbenen Astronomen Udo Zlender [6]. Sie wird von Zlenders Freund weiter gepflegt. Darin wird eine Rotverschiebung z = 1,41 genannt, und aus der berechnet sich eine Entfernung von 9,173 Milliarden Lichtjahren.
Mit einer Helligkeit von 16,95 mag sollte dieses Objekt gerade noch im Bereich des Seestar liegen. Beim Aufsuchen hilft die Galaxie NGC 3079. Ich belichtete insgesamt 34 Minuten. Der Quasar ist auf der nicht weiter bearbeiteten Aufnahme deutlich zu erkennen. Wenn man die Aufnahme stärker vergrößert, hat man den Eindruck, dass er etwas in die Länge gezogen ist. Das Licht dieses Quasars wird durch eine Galaxie im Vordergrund, die wir auf unserer
Journal für Astronomie Nr. 98 | 101
Smart-Teleskope
5 Der Zwillingsquasar QSO 0957+561 und die Galaxie NGC 3079, rechts der vergrößerte Ausschnitt,
34 min belichtet am 08.01.2025, Norden oben, Osten links. Bild: M. Rothe
Aufnahme nicht sehen können, in zwei Komponenten aufgespalten. Die Galaxie ist Teil eines sehr dicht dabeistehenden Galaxienhaufens, welcher den Aufspaltungseffekt verstärkt. Der Abstand der beiden aufgespaltenen Komponenten beträgt 6'' - zu wenig, um mit dem Seestar ohne weitere Bearbeitung getrennt zu werden.
Von der Zeitschrift ,,Spektrum" wurde in einer Online-Ausgabe eine Aufnahme von Marcus Klingler veröffentlicht [7]. Bei einer
Belichtungszeit von über sechs Stunden mit einem Seestar S50 und Nachbearbeitung mit PixInsight erscheint der Doppelquasar deutlich getrennt.
Bei einer Entfernung von 9 Milliarden Lichtjahren bin ich vorläufig am Ende der Reichweite des Seestar angekommen. Denn es ist klar, dass diese Reichweite generell nicht durch die Objektentfernung vorgegeben ist, sondern von der Helligkeit der ausgesuchten Objekte abhängt. Aber immer
wieder staune ich, welche Bereiche man mit diesem kleinen Smart-Teleskop erschließen kann.
Literatur- und Internethinweise (Stand 08.03.2026):
[1] Astronomische Datenbank Simbad, https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-fid
[2] I. D. Karachentsev et al., 2004: "A catalog of neighboring galaxies", Astron. J. 127,
pp. 2031-2068
[1]
[3]
[3] CSIRO/Australien: ,,Parkes and 3C273, The identification of the first quasar",
www.parkes.atnf.csiro.au/people/sar049/3C273/
[4] Deep Sky Corner: ,,Zwillingsquasar (QSO 0957+561A/B)", www.deepskycorner.ch/
obj/qso0957+561.de.php [5] Wikipedia: ,,Q0957+561", https://de.wikipedia.org/wiki/Q0957%2B561
[4]
[5]
[6] U. Zlender, 2022: ,,Der Twin-Quasar QSO 0957+561 A/B", Stars and Telescopes,
Vistas in Astronomy, https://giga-parsec.de/wp21/der-twin-quasar-qso-0957561-
a-b/#more-2329
[7] M. Klingler, 2025: ,,Twin-Quasar Q0957+561a/B", Leserbilder Astronomie, Zeitschrift Spektrum, www.spektrum.de/alias/wunder-des-weltalls/
[6]
[7]
twin-quasar-q0957-561a-b/2251135
102 | Journal für Astronomie Nr. 98
Sternbedeckungen
Streifende Sternbedeckungen durch den Mond im 3. Quartal 2026
von Eberhard Riedel
Im August und September stehen drei sehenswerte und einfach zu beobachtende streifende Bedeckungen von Sternen durch den Mond auf dem Programm. Alle finden in der 2. Nachthälfte bei abnehmendem Mond am unbeleuchteten nördlichen Mondrand statt.
Die Landkarte zeigt die Grenzlinien dieser Ereignisse, die der mittlere Mondrand während des Vorbeizuges am Stern über Deutschland beschreibt. Von jedem Punkt in der Nähe dieser Linien ist zum richtigen Zeitpunkt das mehrfache Verschwinden und Wiederauftauchen des Sterns bereits in einem kleinen bis mittleren Fernrohr zu verfolgen.
können höhenkorrigierte Grenzlinien und Profilhöhen automatisch in eine Google Earth-Karte übertragen werden, mit der es dann einfach ist, die besten Beobachtungsstationen festzulegen.
Die Software kann kostenlos unter www. grazprep.com heruntergeladen und installiert werden (Password: IOTA/ES). 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 VdSFachgruppe Sternbedeckungen informiert ferner über Beobachtungs- und Aufzeichnungstechniken dieser eindrucksvollen Ereignisse.
Karte mit den Grenzlinien der 3 Streifungsereignisse
Grundlage der hier veröffentlichten Profildaten sind Laser-Messungen des amerikanischen Lunar Reconaissance Orbiters, die in ein dichtes Netz von librationsabhängigen Profilwerten umgerechnet wurden.
Um streifende Sternbedeckungen erfolgreich beobachten zu können, werden eine ganze Reihe präziser Informationen benötigt. Die europäische Sektion der International Occultation Timing Association (IOTA/ES) stellt diese Daten zur Verfügung. Kernstück ist die Software ,GRAZPREP` des Autors, die sowohl eine komplette und stets aktualisierte Auflistung aller interessanten Ereignisse als auch für jedes Ereignis die genauen Koordinaten der Grenzlinien und viele weitere Informationen liefert. Darüber hinaus können von jedem Standort aus das Profil des Mondes und die zu erwartende Sternbahn grafisch in verschiedensten Vergrößerungen dargestellt werden, um so den besten Beobachtungsstandort auswählen zu können. Letzterer muss auch unter Berücksichtigung der Höhe optimiert werden, weil diese einen Einfluss auf den Blickwinkel zum Mond hat. Hierzu
Journal für Astronomie Nr. 98 | 103
Sternbedeckungen
Ereignis 1: 02.08.2026
In der Nacht vom 1. auf den 2. August zieht kurz vor 2 Uhr MESZ der noch zu 89% beleuchtete Mond am 5,6 mag. hellen Stern SAO 146593 vorbei. Die Streifung beginnt in Lindau und läuft über Dillingen an der Donau, Nürnberg, Bayreuth, Hof, Grimma, Torgau und Königs Wusterhausen bis nach Schwedt (Oder).
Die Abbildung 1a zeigt für die Länge 11 Grad Ost, dass die scheinbare Sternbahn (blauweiß gestrichelte Linie mit Minutenangaben) den mittleren Mondrand (weiß gepunktet), für den die geografische Breite der Streifung berechnet ist, um 01:59:20 Uhr MESZ gerade berührt. Zu sehen ist auch, dass es an dieser Beobachtungsposition nur zu einer ca. 12 Sekunden langen Bedeckung des Sterns kommen wird.
1 a Die scheinbare Sternbahn von SAO 146593 (blauweiß gestrichelte Linie)
bei Beobachtung genau von der vorhergesagten Grenzlinie, mit 6-facher Mondhöhendehnung, rote Begrenzungslinien bei +-3 km
Die roten Begrenzungslinien zeigen an, wie sich, bedingt durch die Mondparallaxe, die scheinbare Sternbahn verschiebt, wenn man die vorausberechnete Position um 3.000 Meter nach Nordwesten bzw. Südosten verlässt (jeweils senkrecht zur Richtung der Streifungslinie). So ist erkennbar, dass man sich bei diesem Ereignis deutlich weiter in Richtung Südosten von der vorhergesagten Linie entfernen muss, um ein mehrfaches Verschwinden und Wiedererscheinen des Sterns hinter dem Mondrand zu sehen.
1 b Die scheinbare Sternbahn von SAO 146593 mit 6-facher Mondhöhendehnung,
rote Begrenzungslinien bei +-3 km
Das Mondrandprofil ist in 6-facher Überhöhung dargestellt, weshalb auch die Krümmung der scheinbaren Sternbahn grafisch erforderlich ist. Auf diese Weise kann besser beurteilt werden, wann und wie viele Bedeckungsereignisse im Einzelnen zu erwarten sind. Beobachter auf verschiedenen Stationen erleben somit sehr unterschiedliche Kontaktzeiten.
chende Beobachtungsposition korrigiert werden muss (zur Software s. Haupttext). Die Abbildung 1b zeigt die voraussichtliche Situation bei einer Ablage von ca. 3.600 Meter südöstlich der vorhergesagten Grenzlinie, wo mit bis zu 12 Kontakten des Mondrandes mit dem Stern gerechnet werden kann.
als 0,1''. Hierdurch ist es möglich, dass manchmal nur eine der beiden Komponenten hinter dem Mondrand verschwindet, was den Stern in solchen Momenten flackern lassen kann.
Einen weiteren Einfluss auf die zu beobachtenden Kontakte hat auch die Höhe des Beobachtungsortes, für die die aufzusu-
SAO 146593 ist ein sehr enger Doppelstern mit jeweils 6,4 mag gleichhellen Komponenten in einem Abstand von weniger
104 | Journal für Astronomie Nr. 98
Sternbedeckungen
Ereignis 2: 02.09.2026
In der Nacht vom 1. auf den 2. September findet kurz nach Mitternacht beginnend in Marktoberdorf über Landsberg am Lech, Vohburg an der Donau, Alberndorf und Heidenau bis nach Forst (Lausitz) eine weitere sehenswerte Streifung statt. Dort wird ab 00:35 Uhr MESZ der 7,4 mag helle Stern AD Arietis (SAO 92873) vom 75% beleuchteten Mond an einem besonders zerklüfteten Mondrandprofil streifend bedeckt, so dass am richtigen Standort mit einer großen Anzahl von Kontakten zu rechnen ist.
Die Abbildung 2 zeigt die zu erwartende Streifungssituation bei einer Länge von 12 Grad Ost. In einer Entfernung von ca. 1.300 Metern südöstlich der für den mittleren Mondrand gerechneten Linie kann bis zu 16-mal hintereinander das Verschwinden
2 Die scheinbare Sternbahn von AD Arietis (SAO 92873), 6-fache Mondhöhendehnung,
rote Begrenzungslinien bei +-3 km
und Wiedererscheinen des Sterns verfolgt werden. AD Arietis (SAO 92873) ist ein variabler Stern mit einem nur geringen Helligkeitswechsel (geringste Helligkeit
7,5 mag), so dass er trotz des Beleuchtungsgrades des Mondes auch in kleineren Fernrohren ohne Weiteres erkennbar ist.
Ereignis 3: 03.09.2026
Der äußerste Nordwesten Deutschlands bietet gleich in der darauffolgenden Nacht kurz vor 2 Uhr MESZ auf einer Linie von Geldern über Schüttorf, Oldenburg, Bremerhaven, Brunsbüttel und Rendsburg bis nach Damp eine weitere sehenswerte Streifung des 7,3 mag hellen SAO 75832. Da der Mond mit einem relativ flachen Profil eine Zeit lang am Stern fast parallel vorbeiläuft, kann es innerhalb kürzester Zeit zu 14 Kontakten und mehr kommen.
Die Abbildung 3a zeigt die scheinbare Sternbahn, wie sie auf 8 Grad östlicher Länge bei einer Breite, die um etwa 1.560 Meter von der für das mittlere Mondniveau vorausberechneten Linie nach Südosten verlagert ist. Die roten Begrenzungslinien deuten den Versatz der scheinbaren Sternbahn in einem Abstand von +-2.000 Meter von der dargestellten Streifungslinie an. Das Profil ist hier 12-fach überhöht abgebildet.
3 a Die scheinbare Sternbahn von SAO 75832, 12-fache Mondhöhendehnung,
rote Begrenzungslinien bei +-2 km
Die Abbildung 3b stellt das Mondrandprofil in seiner tatsächlichen Höhe dar, wie es sich in der Gemeinde Garrel auf die Erdoberfläche projiziert (Hintergrundquelle: Google Earth). Die Entfernung zwischen
den gelben Linien, hinter denen der Stern bedeckt ist, beträgt jeweils 50 Meter. An den Rändern ist die jeweils zu erwartende Anzahl von Kontakten zwischen Mond und Stern eingetragen. Entlang der blauen
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Sternbedeckungen
Linien sind ähnliche Kontakte zu erwarten. Entlang der gesamten Streifungslinie über Nordwestdeutschland sind jedoch andere Kontaktzeiten zu erwarten, da sich der Positionswinkel der engsten Annäherung wie auch die Libration des Mondes ändern, was das projizierte Profil variiert (zur Software s. o.).
SAO 75832 ist nicht als Doppelstern bekannt. Nicht selten wurden allerdings bei Sternbedeckungen durch ein zeitversetztes Verschwinden und Wiedererscheinen des Sterns Doppelsterne entdeckt. Zu beobachten wären dann anstelle einer schlagartigen Bedeckung u. U. auch ein langsameres oder nur teilweises Verschwinden und Wiederauftauchen des Sternlichtes.
3 b Auf die Erdoberfläche projiziertes
Mondrandprofil (Hintergrundquelle: Google Earth), Linienabstand: 50 Meter
Nova M 31 2025-10a (AT 2025abao)
- eine außergewöhnliche Nova im Andromedanebel
von Klaus Wenzel
In unregelmäßigen Abständen belichte ich immer wieder die Region um den Andromedanebel, da man dort neben klassischen Novae auch immer wieder Zwergnovae im Vordergrund dieser Galaxie beobachten kann [1, 2].
Eine solche Überwachungsaufnahme belichtete ich am 15.10.2025. Ziel war die Region um die Sternwolke NGC 206. Als einige Tage später auf Dave Bishops Internetseite [3] die Entdeckung von gleich zwei Novae in dieser Region (am 16.10. bzw. am 17.10.2025) auftauchte, staunte ich nicht schlecht. Ich holte sofort meine Aufnahme hervor, um sie in Augenschein zu nehmen. Und tatsächlich, ich konnte beide Objekte zwar am Limit, jedoch eindeutig identifizieren (Abb. 1).
Etwa 6 Bogenminuten nordwestlich von NGC 206 befand sich AT 2025aapj, eine klassische, schnelle extragalaktische Nova
mit einer Helligkeit von etwa 18,5 mag. Das 18 mag helle Objekt AT 2025abao (TCP J00384865+4046079) war gerade noch am rechten Bildrand zu erkennen und befand sich etwa 19 Bogenminuten westlich von NGC 206.
Auf Aufnahmen des SDSS (Sloan Digital Sky Survey) konnte man auf dieser Position einen extrem roten Stern von etwa 22 mag erkennen.
WNTR23bzdiq / WTP19aalzlk = AT 2025abao Der finale Ausbruch von AT 2025abao wurde von verschiedenen Beobachtern unabhängig entdeckt. Koichi Itagaki meldete den Ausbruch am 17.10.2025 mit 17,8 mag. Robert Fidrich (Hungarian Astronomica Association - HAA) bemerkte den Stern einen Tag später am 18.10.2025 und MASTER (Mobile Astronomical System of Tele-
scope Robots) schließlich am 19.10.2025. Auf dem Astronomical Transient Name Server (AT) ist als Entdecker von AT 2025abao übrigens die MASTER-Gruppe gelistet.
Nach ersten Spektralbeobachtungen vermuteten japanische Astronomen (K. Taguchi) der Koyoto University, dass es sich hier um eine leuchtkräftige Rote Nova handelt, also um die Verschmelzung von zwei Sternen [4].
Russische Astronomen (A. Skopal) vermuteten nach Beobachtungen der Sternwarte Kislowodsk, dass es sich um eine leuchtkräftige symbiotische Nova handelt [5].
AT 2025abao war aber nicht so unbekannt, wie es zunächst schien. Neben dem Satelliten Gaia (Gaia DR3 381143133083759232) wurde dieser Stern schon länger von Winter
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Veränderliche
1 Übersichtsaufnahme (18.10.2025) des Feldes westlich von NGC 206 (links) mit Newton 208 mm / 812 mm. Ganz rechts die im Ausbruch
befindliche Nova M 31 2025-10a (AT 2025abao). Bei AT 2025aapj handelt es sich um eine klassische Nova in M 31 während ihrer Maximalhelligkeit.
(The wide-field infrared transient explorer), einem robotisch betriebenen 1-m-Teleskop auf Mount Palomar überwacht. Hier wurde AT 2025abao als WNTR23bzdiq oder WTP19aalzlk geführt. Im November 2025 veröffentlichte diese Gruppe ihre umfangreichen Beobachtungsdaten im Astrophysical Journal (ApJ) [6]. Demnach beobachteten sie einen langsamen Anstieg der Helligkeit ab dem Jahr 2018 und einen kleinen Ausbruch (1 mag) von etwa 1.000 Tagen im Zeitraum 2021-2023. Einen weiteren Ausbruch von einer Größenklasse registrierten sie 2024. Aus ihren Daten leiteten sie ab, dass hier eine Sternverschmelzung (LRN - Leuchtkräftige Rote Nova) bevorsteht. Ihre Daten deuteten auf einen Primärstern in der AGB-Phase (Asymptotic Giant Branch) von (7 +- 2) Sonnenmassen hin. Als Entfernung wurde in dieser Arbeit von 0,77 Mpc, also etwa 2,5 Millionen Lichtjahren ausgegangen.
klassifiziert. Die Lichtkurve (Abb. 2) zeigt große Ähnlichkeit mit RR Telescopii, dem Prototyp dieser Objektklasse.
Der finale Ausbruch im Oktober 2025 Nach meiner Zufallsbeobachtung vom 15.10.2025 begann ich, nachdem die Entdeckungsmeldung von Itagaki auf [3] bekannt wurde, weitere Aufnahmen am 18. und am 20.10.2025 mit meinem Newton
208 mm / 812 mm in meiner Dachsternwarte zu belichten. Auf diesen beiden Aufnahmen konnte ich die Anfangsphase des Ausbruchs mit Helligkeiten von 17,6 mag (CV) und 16,7 mag (CV) dokumentieren. Die nächste Beobachtung gelang mir leider wetterbedingt erst am 28. Oktober 2025. Da staunte ich nicht schlecht, da die vermeintliche Nova mittlerweile 14,6 mag erreicht hatte (Abb. 3). Dies war damit die hellste Nova, die ich je in M 31 beobachtet hatte.
In der VSX-Datenbank der AAVSO wird diese Nova mittlerweile als Typ NC - also eine symbiotische extrem langsame Nova
2 Helligkeitsentwicklung von AT 2025abao von 1980 bis zum finalen Ausbruch nach
diversen zur Verfügung stehenden Aufnahmen u. a. POSS II, Calar Alto 0,8-m-SchmidtTeleskop (Kurt Birkle) sowie eigenen CCD-Aufnahmen.
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Veränderliche
3 Die Nova bricht aus: a) 18.10.2025, 17,6 mag, b) 20.10.2025, 16,7 mag, c) 28.10.2025, 14,6 mag, Bildausschnitt ca. 5` x 5`,
mit Newton 208 mm / 812 mm
Aufgrund der Helligkeit konnte ich hier sogar eine erfolgreiche visuelle Beobachtung mit meinem 12,5-Zoll-Newton durchführen.
zwei Berufsastronomen (Uli Bastian, Brian Skiff), die ich kontaktierte, vor der Veröffentlichung in AT favorisiert.
ein langsamer Anstieg der Helligkeit zu beobachten. Das Objekt ist nach wie vor tiefrot (Abb. 5).
In den nächsten Wochen stand diese Nova regelmäßig auf meinem Beobachtungsplan. AT 2025abao hatte vermutlich bereits das Maximum erreicht und hielt sich bis Mitte Januar auf einem Plateau mit geringen Helligkeitsschwankungen um die 15 mag. Zum Ende meiner Beobachtungsperiode begann um den 24. Januar 2026 herum, die Helligkeit zu fallen (Abb. 4).
Luminous Red Nova (LRN) oder extrem langsame Nova (NC)? Was für ein Objekt haben wir hier vor uns? In den beiden Astronomers Telegrams [4, 5] wurden ja zwei verschiedene Lösungen (LRN, NC,) bereits vorgeschlagen. Genau diese zwei Lösungen wurden auch von
Bei einer LRN (Luminous Red Nova) geht man von der Verschmelzung von zwei Sternen in einem engen Doppelsternsystem oder der Verschmelzung eines massenreichen Planeten mit seinem Stern aus (Stellar Merger). Optisch gekennzeichnet ist so eine Verschmelzung durch die tiefrote Farbe. Ein besonders prominentes Objekt ist hierfür der Stern V838 Mon, dessen Ausbruch im Januar 2002 beobachtet werden konnte. Dieses Ereignis wurde besonders durch das gut sichtbare Lichtecho, das vom Hubble-Teleskop (HST) spektakulär aufgenommen wurde, bekannt. Die Lichtkurve von V838 Mon zeigte zwei markante Spitzen (6 und 7 mag). Bis Mitte 2002 lag die Helligkeit wieder unter 15 mag. In den letzten Jahren war wieder
4 Lichtkurve von AT 2025abao vom Ausbruch im Oktober 2025 bis Ende Januar 2026 nach
eigenen Beobachtungen, ergänzt durch 4 Remote-Beobachtungen von PIRATE in Teneriffa. Ab dem 24.01.2026 ist ein Rückgang der Helligkeit erkennbar.
Bei den symbiotischen Novae besteht die eine Komponente aus einem AGB-Stern, also aus einem Roten Riesen, bei diesem kann es sich auch um einen LPV (Mira-Stern) handeln. In der Ruhephase erscheinen symbiotische Novae aufgrund des AGB-Sternes rot im Gegensatz zu den klassischen Novae (blau). Bei klassischen Novae handelt es sich beim Partner meist um einen entwickelten Hauptreihenstern. Die Abstände bei symbiotischen Sternen sind meist deutlich größer als bei kataklysmischen Sternen und entsprechend auch die Umlaufzeiten, die mehrere Jahre betragen können.
Hat der Weiße Zwerg in einem symbiotischen System eine geringe Masse <0,5 Sonnenmassen, kann sich eine extrem langsame Nova (NC) entwickeln. Bei diesen Novae steigt die Helligkeit zunächst extrem langsam um wenige Größenklassen an. Dieser Vorgang kann Jahre andauern. Dann kommt es zum eigentlichen Ausbruch, der einige Größenklassen innerhalb weniger Tage beträgt. Anschließend kommt es zu einem längeren Verweilen auf einem hellen Plateau nahe der Maximalhelligkeit. Diese Phase kann ebenfalls sehr lange (Jahre bis Jahrzehnte) andauern. Dann kehrt der Stern wieder langsam zu seiner Ruhehelligkeit zurück. Die Ursache hierfür ist wohl im geringen Massetransfer vom Roten Riesen zum Weißen Zwerg zu suchen.
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Veränderliche
5 V838 Mon am 08.02.2026, also etwa 24 Jahre nach dem Ausbruch
mit einer Helligkeit von 13,8 mag. Man beachte die rote Farbe des Sterns (8,3-Zoll-Newton).
6 Der symbiotische Stern V1329 Cyg oder HBV 475, aufgenommen
am 07.05.2022 am 8,3-Zoll-Newton. Der Stern ist nahe der Bildmitte deutlich an seiner roten Farbe erkennbar.
Klassische Beispiele hierfür sind RR Tel oder ASAS J174600-2321.3 [7]. Die langfristigen Lichtkurven dieser beiden Objekte weisen eine sehr große Ähnlichkeit mit der Lichtkurve von AT 2025abao auf.
Ein weiterer sehr interessanter symbiotischer Stern ist V1329 Cyg oder HBV 475 (Abb. 6). HBV 475 (Hamburg Bergedorf Variable, HBV) wurde von Lubos Kohoutek auf der Sternwarte Hamburg auf einer Platte, die mit dem 0,8-m-Schmidtspiegel
in Verbindung mit einem Objektivprisma belichtet wurde, in der Nacht vom 10. auf den 11. August 1969 aufgefunden [8]. Auf historischen Aufnahmen zeigt sich hier ein langsamer Anstieg von 1920-1969 von etwa 16 mag auf 12 mag. Heute zeigt dieser ebenfalls rote Stern Schwankungen zwischen 12 und 15 mag.
Um was für einen Typ es sich bei AT 2025abao handelt, wird sich nach weiteren Beobachtungen und Untersuchungen
in den nächsten Jahren endgültig klären. Viele Hinweise, nicht zuletzt die Lichtkurve, sprechen momentan für eine Nova vom Typ NC.
Man darf gespannt sein, ob AT 2025abao im kommenden Herbst, wenn M 31 wieder hoch am Himmel steht, immer noch auf einem erhöhten Helligkeitsniveau zu beobachten ist. Weitere Helligkeitsmessungen, um die Lichtkurve weiterzuführen, sind jedenfalls sehr erwünscht.
Literatur- und Internethinweise (Stand 10.03.2026):
[1] K. Wenzel, 2021: ,,Ausbruch von zwei alten Bekannten - AY Lac und Nova M 31
1967-c als UGWZ klassifiziert", BAV Rundbrief 1/2021, S. 46, www.bav-astro.eu/rb/
rb2021-1/46.html
[2] K. Wenzel, F. J. Hambsch, 2021: ,,Nova oder Zwergnova-Ausbrüche beim
Andromedanebel", BAV Rundbrief 4/2021, S. 230, www.bav-astro.de/Rundbriefe/ [1] [2] RB2021-4/230.pdf
[3] D. Bishop, Homepage: www.rochesterastronomy.org/novae.html
[4] K. Taguchi, 2025: "Spectroscopic Follow-up Observation of WNTR23bzdiq = TCP
J00384865+4046079 = AT 2025abao: a Luminous Red Nova in M31?", Astronomers
Telegram #17468, https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2025ATel17468....1T/abstract [3]
[4]
[5] A. Scopal et al., 2025: "Photometric and spectroscopic follow-up observations of
AT 2025abao: A luminous symbiotic nova in M31?", Astronomers Telegram #17476,
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2025ATel17476....1S/abstract
[6] V. R. Karambelkar et al., 2025: ,,The Slow Brightening of WNTR23bzdiq/
[5]
[6]
WTP19aalzlk: Possible Onset of Common -Envelope Evolution in an Asymptotic
Giant Branch Star?", arXiv.org, http://arxiv.org/abs/2505.09691
[7] S. Hümmerich et al., 2015: ,,The Courious Case of ASAS J174600-2321.3; an
Eclipsing Symbiotic Nova in Outburst?" (mit LK von RR Tel), arXiv.org, http://arxiv. [7] [8] org/abs/1501.05154
[8] L. Kohoutek, 1969: "HBV 475: a new peculiar emission object in Cygnus", IBVS 384,
http://ibvs.konkoly.hu/pub/ibvs/0301/0384.pdf
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VdS-Nachrichten
Nachruf
Werner Braune ist verstorben
Am 3. Februar 2026 verstarb der Ehrenvorsitzende der BAV Werner Braune im Alter von 84 Jahren.
Werner war mindestens seit 1956 mit der BAV verbunden, der Bundesdeutschen Arbeitsgemeinschaft für veränderliche Sterne e.V., die als Fachgruppe Veränderliche der VdS fungiert. Seine erste Lichtkurve von Z Vulpeculae stammt vom 5. August 1957.
Er war unermüdlicher Werber für die Veränderlichenbeobachtung noch bis vor gut zwei Jahren, sei es bei Aufrufen zu Kampagnen, Aufsteller von Programmen für langjährige Beobachtungsreihen, Betreuer von zum Teil monatlichen Treffen an der Wilhelm-Foerster-Sternwarte (Berlin), als BAV Rundbrief-Redakteur und natürlich auch als Planer von BAV-Tagungen und -Treffen in ganz Deutschland.
Insgesamt 38 Jahre war Werner Teil des BAVVorstandes, als 1. oder 2. Vorsitzender sowie als Geschäftsführer, ab 2010 dann Ehrenvorsitzender. Als solcher nahm er das Recht wahr, weiterhin an Treffen des Vorstandes teilzunehmen und dort wie auch im Verein selbst (über das BAV-Forum oder den Rundbrief ) die BAV zu inspirieren und zu fördern.
Werner kannte fast alle BAVer, zum Großteil persönlich durch Treffen oder Korrespondenz oder zumindest dem Namen
nach, bis in die letzten Jahre hinein schrieb er auch neue Mitglieder an, wenn sie Fragen hatten oder wegen Unterstützung zu deren Arbeiten.
Weitere Ämter versah Werner Braune im Verein und darüber hinaus: fast 22 Jahre Rundbrief-Redakteur mit aufwändiger Erstellung der Druckvorlagen zuhause und noch länger Versand aller BAV-Unterlagen, gute 28 Jahre BAV-Bibliothekar und zuvor auch damit befasst, überall ergänzte und betreute er.
Lange Jahre als Fachgruppenleiter ,,Veränderliche" in der VdS, erhielt Werner 2007 die VdS-Medaille für seine Verdienste in der Veränderlichenbeobachtung und deren Förderung.
Er selbst beobachtete immer visuell, zuletzt Beteigeuze und auch Beta Lyrae. Von den mehr als 90.000 Lichtkurven der BAV stammen gute 1.400 aus seiner Feder.
Für mich war Werner Mentor in Sachen Vorstandsarbeit, persönliche, erlebte BAVGeschichte und nicht nur wegen Übernahme einiger seiner Arbeiten immerwährender Ansprechpartner oder Diskutant.
Werner Braune im Juni 2011 während einer Vorstandssitzung der BAV, Bildausschnitt v. Dietmar Bannuscher
Längst waren wir nicht immer einer Meinung, aber grundsätzlich doch einig in dem weiteren, zukünftigen Weg der BAV. Unvergessen seine Gastfreundschaft bei Vorstandssitzungen in Berlin oder bei der Eröffnung des Astronomischen Jahres 2009, als wir zur Auftaktveranstaltung im Museum für Kommunikation eingeladen waren.
Und so vermisse ich einen mir wichtigen Menschen, immer aufgeschlossenen Ansprechpartner in Sachen Veränderliche. Und die BAV verliert ein über Jahrzehnte aktives, prägendes Mitglied. Wir werden oft und dankbar an Werner Braune denken. Dietmar Bannuscher
Wir begrüßen neue Mitglieder
Mitgl.-Nr. Name
22402 Sahan, Tolga
22391 Aigner, Michael
22403 Hirschfeld, Gerrit
22392 Koenigs, David
22404 Sander, Marco
22393 Fischer, Peter
22405 Kindler, Anke
22394 22395
Tschirpe, Robert Brodmann, Rainer
22406
Volkssternwarte Hochtaunus AG Orion e.V.
22396 Schorr, Stefan
22407 Gaviano, Antonello
22397 Sadiki, Kensa
22408 Würzner, Manfred
22398 Feldhoff, Jürgen
22409 Witteschus, Guido
22399 Wachweger, Dietrich
22410 Möbius, Falk
22400 Dickhardt, Andreas
22411 Friedhoff, Andreas
22401 Milady, Saeed
22412 Müller, Armin Stephan
22413 22414 22415 22416 22417 22418 22419 22420 22421 22422 22423 22424
Fasel, Jeremias Accialini, Thomas Rentzsch, Karsten Binder, Torsten Vogt, Hans-Michael Büchelmaier, Max Braun, Michael Schwedt, Stefan Pielartzik, Harald Spross, Theo Prellwitz, Edgar Seidel, Stefan
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VdS-Nachrichten