VdS-Journal

Inhaltsverzeichnis des VdS-Journals 99

Inhaltsverzeichnis VdS-Journal Nr. 99

1 Editorial

Astronomie mit dem bloßen Aug
4 Einleitung zum Schwerpunktthema "Astronomie mit dem bloßen Auge"Saturns Ringe in der Kantenstellung 2024/2025: Einführung
5 Wie lange dauert ein Sonnenuntergang?
9 Warum sich der Mond im Herbst so lange versteckt
10 Mondbeobachtung mit dem bloßen Auge
12 Wie vermessen! Beobachtung der Merkurschleife im Frühsommer
16 Beobachtung einer Perseiden-Staubschleppe
17 "Und sie verändern sich doch" - Veränderliche mit bloßem Auge verfolgen
20 Mehr als 40 Jahre Sonnenfleckenbeobachtung mit bloßem Auge - das A-Netz der Fachgruppe Sonne

Amateurteleskope/Selbstbau
24 Halterung für ein Smart-Teleskop am Dachfenster

Astrofotografie
26 Ein tiefer Blick in den Adlernebel - der Weg zu meinem ersten APOD
29 PN G059.1-00.7 (Kronberger 9): Planetarischer Nebel oder nicht? (Teil 2)
33 Uuml;berraschung bei M 106

Astrophysik & Algorithmen
35 Zwei einfache historische Instrumente für die freisichtige Astronomie
39 Sonnenfinsternisse - der globale Verlauf (Teil 2)

Atmosphärische Erscheinungen
40 Ratschbumm beim AKM in Göttingen - das 46. AKM-TreffenBesonderheiten

Deep Sky
44 Fachgruppen-News #99
44 A star‘s life - CRL 2688
45 Meine visuelle Beobachtung des gesamten NGC-Kataloges (7.840 Einträge)

Geschichte
50 Flamsteeds imaginärer Stern - Warum sich am 19.12.2026 ein Blick in den Stier lohnt
54 Otto Nögel (1907-1976): Zum 50. Jahrestag seines Todes - Eine Würdigung
58 Ein unveröffentlichtes Schreiben von Auguste Charlois an Georges Le Cadet

Kleine Planeten
61 Herta Geßner - die erste deutsche Kleinplaneten-Entdeckerin
65 Kosmische Begegnungen

Kometen
69 Bilderstrecke zum Kometen C/2025 R3 (PANSTARRS)
75 Vor 40 Jahren: Komet 1P/Halley im Perihel
82 Komet Halley und das erste Hochgebirgsobservatorium der Welt

Meteore
84 Der Meteoritenfall von Koblenz
87 Fund eines Eisenmeteoriten nach heller Feuerkugel in Polen

Mond
90 Mondfotografie als Hobby - und was braucht man noch?
94 Uuml;ber die scheinbar falsche Ansicht des Mondes

Radioastronomie
97 Die Messung der Lichtgeschwindigkeit durch Ole Römer - nachvollzogen anhand des Pulsars B0329+54
100 Ein Balkon-Radioteleskop in der Innenstadt

Remote-Sternwarten
106 Das Foto des Quartals
107 NGC 2442: eine außergewöhnliche Galaxie am Südsternhimmel

Smart-Teleskope
108 Smart-Teleskope: der scheinbar leichte Weg zu den Sternen
112 Meine ersten Ergebnisse mit dem Seestar S30 Pro in Namibia
115 Meine Erfahrungen mit einem Smart-Teleskop

Sternbedeckungen
118 Streifende Sternbedeckungen durch den Mond im 4. Quartal 2026
123 Totale Sternbedeckungen durch den Mond von Mitte Oktober 2026 bis Mitte Januar 2027

Veränderliche
125 Der Lichtwechsel von h Geminorum von 2018 bis 2026

VdS-Nachrichten
127 Wir begrüßen neue Mitglieder
128 Bericht aus dem Vorstand

VdS vor Ort/Tagungsberichte
130 Himmelsvorschau November 2026 -Januar 2027

Vorschau
133 Vorschau auf astronomische Veranstaltungen Oktober 2026 bis Januar 2027

Hinweise
136 Impressum
136 Ihr Beitrag im VdS-Journal für Astronomie
135 VdS-Fachgruppenredakteure und FG-Verantwortliche
135 Autorenverzeichnis

Textinhalt des Journals 99

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Journal für Astronomie Nr. 99 | 3

Astronomie mit dem bloßen Auge

Einleitung zum Schwerpunktthema ,,Astronomie mit dem bloßen Auge"
von Daniel Spitzer

In einer immer digitaler werdenden Welt scheint die visuelle Beobachtung immer mehr das Nachsehen zu haben. Auch die immer weniger werdenden Artikel auf den Seiten der Fachgruppe ,,Visuelle Deep-SkyBeobachtung" scheinen davon zu zeugen. Smart-Teleskope erleichtern den Einstieg in die Astrofotografie auf nie gedachte Weise. Hintergrundwissen über die Technik oder die Objekte sind nicht mehr nötig. Warum dann noch visuell beobachten, wenn die Ergebnisse sofort auf dem Smartphone sind, um sie dann auf Instagram zu posten? Als Amateurastronomen sind wir auch Amateurwissenschaftler. Die Wissenschaft steht und stand immer in einer Tradition. Fortschritte gab es immer dadurch, dass man etwas besser machen wollte. Daher ist es auch sinnvoll, einmal zurückzublicken, wie die beobachtende Astronomie angefangen hat: mit dem bloßen Auge, lange vor Galileo Galilei in einer lichtunverschmutzten Welt. Schon früh wurden Deep-Sky-Objekte wie der Andromedanebel (Messier 31) durch den persischen Astronomen Al-Sufi im 10. Jahrhundert entdeckt.
Auch wenn die Beobachtung mit dem Teleskop das übliche Vorgehen für die meisten von uns ist, sollten wir nicht vergessen, dass einige Objekte einfach zu groß für die typischen Gesichtsfelder sind: So ist die Beobachtung der kleinen Schildwolke (Abb. 1) dem bloßen Auge vorbehalten. Ebenso verhält es sich mit der Beobachtung von hellen veränderlichen Sternen. Das große Gesichtsfeld des bloßen Auges erst ermöglicht es, hinreichend viele Vergleichssterne zu finden und eine valide Schätzung vorzunehmen.

1 Zeichnung der kleinen Schildwolke mit dem Milchstraßenband im Hintergrund nach
Beobachtung mit dem bloßen Auge. Die quadratische Form konnte bei wiederholter Beobachtung bestätigt werden. Norden ist oben. (Bild: D. Spitzer)
zu versuchen. Man findet viele Challenges für Einsteiger oder Kinder: Wie viele Sterne sieht man in den Plejaden? Erkenne ich den Lichtwechsel von Algol? Erscheint der Orionnebel ,,nebelig" oder ,,sternig"? Wer trennt den engsten ,,Augenprüfer"?
Auch ohne teure Ausrüstung gibt es am Himmel viel zu entdecken - lassen Sie sich vom Schwerpunktthema inspirieren!

Ich kann jedem Leser - egal, ob Sie ein SmartTelekop, einen großen Dobson, eine umfangreiche Fotoausrüstung an einem 6-ZollApo oder nur ein kleines Fernglas besitzen - nur empfehlen, es mal ganz ,,unplugged"

4 | Journal für Astronomie Nr. 99

Astronomie mit dem bloßen Auge

Wie lange dauert ein Sonnenuntergang?
von Wolfgang Dzieran

Der folgende Beitrag behandelt fotografische Messungen, jedoch ist ein vergleichbares Vorgehen auch auf dem visuellen Weg möglich. Denken Sie bitte unbedingt bei Sonnenbeobachtungen an die entsprechenden Schutzmaßnahmen, wie z.B. eine SoFi-Brille.

An sonnigen Tagen zieht es an den Küsten oft unzählige Menschen an den Strand, um am Abend einen Sonnenuntergang zu beobachten, auch als Hobbyastronom ist man da gerne dabei. An einem 16. April sollte auf der Nordseeinsel Amrum der Sonnenuntergang um 20:31 Uhr MESZ stattfinden. Doch wie lange dauert ein Sonnenuntergang eigentlich?

1 Die Kamera zur Dokumentation des Sonnenuntergangs

Zunächst eine einfache Rechnung: Die Größe der Sonnenscheibe beträgt ungefähr einen halben Grad am Himmel. Die Erde dreht sich in 24 Stunden einmal um ihre Achse, also um 360 Grad. Der Tag hat 24 x 60 min = 1.440 min, die Erde dreht sich also in vier Minuten um einen Grad weiter. Das bedeutet wiederum für die Sonne: Sie braucht ca. zwei Minuten, um eine bestimmte Linie am Himmel zu überqueren. Diese gedachte Linie kann ja zum Beispiel der Meridian im Süden oder unser Horizont sein.
Berücksichtigen wir zusätzlich, dass die Erde die Sonne nicht auf einer perfekten Kreisbahn, sondern auf einer Ellipse umläuft, also im Sommer (Juli) etwas weiter entfernt ist als im Winter (Januar), ergibt eine etwas genauere Rechnung für uns im April, dass die Sonne jetzt zwei Minuten und acht Sekunden braucht, um unsere imaginäre Linie zu überqueren.
Doch ganz so einfach ist es nicht, denn wir müssen berücksichtigen, dass wir nicht am Äquator stehen, wo die Sonne z. B. am Frühlingsanfang exakt senkrecht den Horizont durchlaufen würde, sondern an

2 Die Sonne berührt den Horizont
der deutschen Nordseeküste. Hier sinkt die Sonne ,,schräg" ins Meer. Und das verlängert die Dauer eines Sonnenuntergangs deutlich. Noch weiter nördlich würde die Sonne noch flacher ins Meer sinken - und am Nordpol würde sie schon seit Frühlingsanfang ständig scheinen, dort gibt es bis zum Herbstanfang gar keinen Sonnenuntergang mehr.
Was macht also die geografische Breite aus? Mein Standort auf Amrum liegt bei 54,667 Grad Nord.

Auf der Webseite ,,Welt der Physik" [1] gibt es dafür eine schöne Berechnung mit Herleitung und Erklärung der notwendigen Formeln. Ich erspare Ihnen hier das Berechnen der Formeln und Einsetzen aller exakten Werte. Wenn ich mich nicht verrechnet habe, komme ich für den 16. April für meinen Standort auf Amrum auf eine Zeit von vier Minuten und 18 Sekunden für die tatsächliche Dauer des Absinkens der Sonnenscheibe unter den Horizont.

Journal für Astronomie Nr. 99 | 5

Astronomie mit dem bloßen Auge
3 Die Sonne ist unter dem Horizont fast verschwunden 4 Der Sonnenuntergang einige Tage später
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Das ist gut doppelt so lang wie in der ersten einfachen Überschlagsrechnung! Wird das stimmen? Machen wir doch einen Praxistest, eine kleine wissenschaftliche Beobachtung. Also: ab nach draußen an den Strand (Abb. 1).
Nach einigen Minuten hatte ich meine erste Bilderserie vom Sonnenuntergang im Kasten. Der Unterschied zwischen dem ersten (Abb. 2) und letzten Bild meiner Aufnahmeserie (Abb. 3) beträgt vier Minuten und sieben Sekunden. Ich denke, im Rahmen eines so einfachen Versuchsaufbaus und der Ungenauigkeit in der Auswertung (wann ,,berührt" die Sonne tatsächlich den Horizont?) können wir mit dem Ergebnis recht zufrieden sein.
Zwei Tage später war ich wieder am Strand zum Sonnenuntergang. Und diesmal sollte es richtig spannend werden! Der Sonnenuntergang war für 20:35 Uhr vorhergesagt. Der Sonnenuntergang begann pünktlich, etwa vier Minuten vor dem vorhergesagten tatsächlichen Verschwinden (Abb. 4). Doch dann wollte und wollte sie nicht untergehen. Bis auch der letzte Sonnenstrahl verschwunden war, hatte es diesmal etwas über sieben Minuten gedauert (Abb. 5)! Hatte ich vielleicht den Beginn des Sonnenuntergangs zu früh bestimmt?
Ich hatte Glück, auch am folgenden Tag blieb der Himmel klar und ich konnte einen weiteren wunderschönen Sonnenuntergang beobachten. Der Beginn des Sonnenuntergangs war jedoch nicht einfach zu bestimmen, es sah beinahe so aus, als wollte die Sonne gar nicht ins nasse Wasser fallen (Abb. 6). Doch auch dieser Sonnenuntergang dauerte gut sieben Minuten!
5 Letzte Spuren der Sonne über dem Meer

Astronomie mit dem bloßen Auge

Betrachtet man die Bilder vom letzten Sonnenuntergang, kann man sehen, wie der letzte Sonnenstrahl am Horizont langsam nach rechts (also in Richtung Norden) wandert. Mit bloßem Auge habe ich es zunächst nicht gesehen, sondern erst auf diesen Fotos erkannt: Vor dem Horizont befindet sich noch eine Sandbank (der ,,Jungnamensand"), auf der wohl ein paar Robben liegen. Geht man davon aus, dass diese sich nicht gleichzeitig nach links (also Richtung Süden) vorgerobbt haben, können wir sie als feste Marke nutzen und stellen fest: Um 20:37 Uhr befanden sie sich ziemlich genau in Richtung Sonne (Abb. 7). Vier Minuten später befinden sie sich deutlich weiter links der Sonne, etwa zwei Sonnendurchmesser (Abb. 8). Laut der Webseite ,,heavensabove" [2] befand sich die Sonne um 20:37 Uhr bei einem Azimut von 291 Grad , vier Minuten später hat sich die Erde um einen Grad gedreht und die Sonne befindet sich bei 292 Grad Grad und 1,5 Grad Grad unter dem Horizont. Eine weitere schöne Bestätigung, dass in der Tat der allerletzte Sonnenstrahl auch immer noch von unserer Sonne gekommen sein wird und nicht durch irgendeine andere Reflexion von Licht entstanden sein kann.

6 Die Sonne schwebt über dem Horizont

Doch woran liegt es nun, dass diese Sonnenuntergänge so unterschiedlich lang sein können, ja fast doppelt so lang dauern, wie sie eigentlich ,,dürfen"? Es gibt noch ein weiteres optisches Phänomen, das unsere Sonnenuntergänge beeinflusst. Das ist die optische Brechung der Lichtstrahlen in unserer Atmosphäre. Der Fachausdruck dafür lautet ,,atmosphärische Refraktion". Praktisch bedeutet dies, dass unser Bild der Sonne durch die Lichtbrechung der Erdatmosphäre in Horizontrichtung angehoben wird, wir also die Sonne tatsächlich noch sehen können, obwohl sie in Wirklichkeit schon unter dem Horizont versunken ist.

7 Robben auf der Sandbank als Landmarke (Markierung)

Diese Refraktion in der Erdatmosphäre wird von allen ernsthaften Sonnenauf- und -untergangsberechnungen berücksichtigt. Sie macht am Horizont laut Wikipedia [3] etwa 0,5 Grad bis 0,6 Grad Grad aus. Dies wird z. B. auf der Webseite von heavensabove deutlich, wenn sie angeben, dass im Moment des Sonnenuntergangs um 20:31 Uhr diese bereits -0,8 Grad Grad unter dem Horizont stehe. Eigentlich würde man doch exakt 0 Grad Grad erwarten? Bei diesen Berechnungen

wird immer vom ,,Sonnenmittelpunkt" ausgegangen, wenn dieser den Horizont überschreitet, gilt die Sonne als aufgegangen bzw. wenn dieser den Horizont unterschreitet, gilt die Sonne als untergegangen. Also ein halber Grad für die Refraktion plus ein Viertelgrad für den Sonnenradius, da liegt man mit -0,8 Grad Grad für den ,,wahren" Sonnenort im Moment des Sonnenuntergangs schon nicht ganz falsch.

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Astronomie mit dem bloßen Auge

Die hier beschriebenen Beobachtungen stammen aus dem Jahr 2019. Seitdem habe ich zahlreiche weitere Sonnenuntergänge beobachtet und ganz verschiedene Längen zwischen vier und sieben Minuten gemessen.

8 Die Verschiebung des Untergangspunktes im Vergleich zu Bild 7

Aber woher kommt der große Unterschied zwischen dicht aufeinander folgenden Tagen? Daran ist wohl schlicht das Wetter ,,schuld". Denn die atmosphärische Refraktion ist abhängig vom Luftdruck, so schreibt es z. B. ,,timeanddate": ,,Generell gilt: Je höher der Druck und je niedriger die Temperatur, desto länger ist das Sonnenlicht sichtbar" [4]. Aus Daten von ,,wetteronline" konnte ich entnehmen, dass der

Luftdruck an der Nordsee (Wetterstation auf Sylt) vom 16. zum 19. April von 1.023 hPa auf 1.034 hPa gestiegen war [5]. Die Luft-Temperatur auf der Insel war zwar auch etwas angestiegen, hier dürfte aber eher die Temperatur der Luft über dem Wasser der Nordsee entscheidend sein, welches sich jedoch innerhalb von drei Tagen nur sehr wenig geändert haben kann.

Inzwischen habe ich einen wissenschaftlichen Aufsatz mit dem Titel ,,Refraction near the horizon" von Bradley E. Schaefer und William Liller aus dem Jahr 1990 gefunden, in dem diese 144 verschiedene Messungen der Refraktion an sieben verschiedenen Orten gesammelt haben. Die Autoren kommen dabei zu dem Schluss: ,,Die Zeit des Sonnenaufgangs kann trotz der extremen Genauigkeit der modernen Positionsastronomie nur mit einer Genauigkeit von 4 Minuten vorhergesagt werden." [6]
Ich finde es sehr faszinierend, wenn man plötzlich merkt, dass eine scheinbar so einfache Sache wie ein Sonnenuntergang doch gar nicht so einfach exakt zu messen und zu beschreiben ist.

Literatur und Internethinweise (Stand 21.05.2026):

[1] R. Kayser, 2009: ,,Welt der Physik - Wie lange dauern Sonnenauf- und -untergänge?", [1]

[1]

[2]

www.weltderphysik.de/thema/hinter-den-dingen/dauer-sonnenaufgang-

sonnenuntergang/

[2] Heavens Above: ,,Sonne", www.heavens-above.com/sun.aspx

[3] Wikipedia: ,,Astronomische Refraktion", https://de.wikipedia.org/wiki/ Astronomische_Refraktion

[3]

[1]

[4]

[4] timeanddate: ,,Sonnenzeiten in einer Stadt - Hilfe", www.timeanddate.de/sonne/

hilfe

[5] wetteronline: ,,Wetter im Rückblick - 02.-30.04.2019", www.wetteronline.de/

wetterdaten/list?pcid=pc_rueckblick_data&gid=10020&pid=p_rueckblick_

[5]

[6]

diagram&sid=StationHistory&iid=10020&metparaid=PDLD&period=4&month=

04&year=2019

[6] B. E. Schaefer, W. Liller, 1990: ,,Refraction near the horizon", Publ. Astron. Soc. Pac.

102, pp. 796-805, https://iopscience.iop.org/article/10.1086/132705/pdf

[7]

[7] W. Dzieran: ,,Astroblog Bad Lippspringe", https://astroblog-lippspringe.blogspot.

com/

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Astronomie mit dem bloßen Auge

Warum sich der Mond im Herbst so lange versteckt
von Wolfgang Dzieran

Wenn es auf den Herbst zugeht, ist am Abend eine Beobachtung des Mondes gar nicht so einfach. Im Jahr 2025 hatten wir am 21. September Neumond, die erste Abendsichtbarkeit der Mondsichel sollte jedoch erst am 25. September erfolgen. Warum hält sich der Mond so lange ,,versteckt"? Woran liegt das?

Wahrscheinlich ist Ihnen schon aufgefallen, dass im Sommer die Sonne hoch am Himmel steht, der Vollmond jedoch eher flach über den Horizont seine Bahn zieht. In den Winternächten ist es jedoch genau umgekehrt: die Sonne gewinnt kaum an Höhe, während in den oft kalten Nächten der volle Mond dann sehr hoch am Nachthimmel leuchtet.
Dieses Wechselspiel lässt sich in jedem Jahr wieder beobachten. Wie die Jahreszeiten wird auch dies genau dadurch verursacht, dass die Achse, um die sich unsere Erde beim Lauf um die Sonne täglich herumdreht, nicht genau senkrecht zur Bahnebene steht, sondern um 23 1/2 Grad gekippt ist.
Wenn wir nun über den Mond hinaus ins Weltall zu den Sternen schauen, sehen wir, dass der Vollmond im Sommer in den Sternbildern Schütze oder Steinbock steht. Diese Sternbilder stehen bei uns in Mitteleuropa jedoch nicht sehr hoch über dem Horizont. Aber sie gehören zu den 13 astronomisch definierten Sternbildern, durch welche die Ekliptik verläuft. Die Ekliptik ist genau die Sonnenbahn durch die Sternbilder hindurch, auf der sich mehr oder weniger genau auch alle anderen Planeten und eben auch der Mond am Himmel bewegen. Je nach Jahreszeit ist die Erde der Sonne (und damit auch der Ekliptikebene) mal mehr, mal weniger zugeneigt. Im Sommer ist die nördliche Halbkugel der Sonne stärker zugeneigt, dann steht mit der Sonne

1 Eine fast liegende Mondsichel am 5. September 2021 um 06:01 Uhr, keine 48 Stunden
vor Neumond in 15 Grad Grad Höhe, wobei die Sonne noch 7 Grad Grad unter dem Horizont stand. (Bild: W. Dzieran)

auch die Ekliptik tagsüber hoch am Himmel. Im Nordwinter ist die südliche Halbkugel der Erde am Tage stärker der Sonne zugeneigt, dann steht über Australien oder Südafrika die Sonne in den Sternbildern Schütze oder Steinbock hoch am Himmel und damit dort auch die Ekliptik. Bei uns steht die Sonne im Winter nicht so hoch am Himmel, aber sie steht auch hier natürlich in den gleichen Sternbildern wie in Australien, eben im Schützen oder Steinbock.

untergangspunkt sehr steil ab, im Herbst dagegen verläuft sie nur flach über den Himmel.
Verläuft die Ekliptik steil (senkrecht) am Himmel, dann bedeuten 15 Grad Grad Abstand von der Sonne am Abend zum Zeitpunkt des Sonnenuntergangs auch einen scheinbaren Ort von bis zu 15 Grad Grad über der Sonne bzw. dem Horizont. Und damit auch einen Untergang eine Stunde später als die Sonne.

Zwischen einer niedrigstehenden Ekliptik am Abend im Sommer und einer hochstehenden im Winter bei uns muss es natürlich im Frühjahr und im Herbst Übergänge geben. Dabei gibt es zwischen diesen beiden Jahreszeiten einen großen Unterschied, der sich entscheidend auf die Sichtbarkeit des Mondes oder auch der Planeten auf der Ekliptik auswirkt. An Abenden im Frühjahr fällt die Ekliptik im Westen zum Sonnen-

Verläuft die Ekliptik jedoch nur flach über dem Horizont, dann können 15 Grad Grad Abstand von der Sonne bei Sonnenuntergang nur einen Höhenunterschied zum Horizont von ganz wenigen Grad bedeuten und damit die Sichtbarkeit sehr erschweren.
So konnte man am 20. März 2026, einen Tag nach Neumond, bei Sonnenuntergang eine schmale Mondsichel in 19 Grad Grad Höhe

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Astronomie mit dem bloßen Auge

finden, die beinahe zu liegen schien, da der Mond fast senkrecht über dem Sonnenuntergangspunkt stand. Der Mond war dann noch fast zwei Stunden lang zu sehen.
Am 13. September 2026, zwei Tage nach Neumond, war der Mond sogar scheinbar noch etwas weiter von der Sonne entfernt als am 20. März. Da die Ekliptik dann am Abend sehr flach verlief (und zusätzlich der Mond sogar etwas unterhalb der Ekliptikebene stand, hatte er im Moment des Sonnenuntergangs nur noch eine Höhe von knapp 2 Grad Grad über dem Horizont. Er ging dann auch schon wenige Minuten nach der Sonne unter. So kommt es, dass im Herbst der Mond nicht nur zu Neumond nicht zu sehen ist, sondern praktisch auch noch an mehreren Tagen danach.

Am Morgenhimmel ist es dagegen genau umgekehrt. Hier konnte man am 9. September, also kurz vor Neumond, erneut eine fast liegende Sichel sehen. Wieder stand die Mondsichel bei Sonnenaufgang knapp ca. 20 Grad Grad hoch am Himmel und fast senkrecht über der aufgehenden Sonne.
So kommt es, dass der zunehmende Mond im Frühjahr gut zu sehen ist, weil dann die Ekliptik am Abend steil in den Himmel aufragt, und im Herbst der abnehmende Mond am Morgenhimmel besonders gut zu beobachten ist.
Entsprechendes gilt auch für die Venus, die ja auch abwechselnd als Morgen- oder Abendstern leuchtet. Fällt die Sichtbarkeitsperiode als Abendstern in das Früh-

jahr (wie in 2026), so leuchtet sie dann besonders auffällig. Ebenso zum Ende des Jahres 2026, dann jedoch als Morgenstern.
Internethinweis (Stand 19.05.2026): [1] W. Dzieran: ,,Astroblog Bad Lippsprin-
ge", https://astroblog-lippspringe. blogspot.com/
[1]

Mondbeobachtung mit dem bloßen Auge
von Daniel Spitzer

Bei dem Begriff ,,Mond" denkt man als typischer Teleskopnutzer sofort an Krater, Rillen und Mondgebirge. Doch auch ohne Teleskop lassen sich schon einige Strukturen erkennen. An großflächigen Strukturen sind zunächst die Mondmaria zu nennen. Dabei handelt es sich vermutlich um große Einschlagsrelikte aus der Frühphase des Mondes, die sich mit Lava gefüllt haben. Mit dem bloßen Auge sind die Maria auffällige, große dunkle Flächen.
Krater lassen sich auf der Mondoberfläche nicht direkt beobachten. Da sich das Auswurfmaterial jedoch großräumig um den Einschlagsort verteilt hat, sind Mondkrater auf indirekte Weise erkennbar. Hier ist insbesondere der große Krater ,,Copernicus" im Oceanus Procellarum zu nennen. Durch die dunkle Oberfläche des Oceanus Procellarum wird ein hoher Kontrast zum hellen Auswurfmaterial des Kraters geboten.

Weit auffälliger als Oberflächenstrukturen ist der Lichtwechsel und die Librationsbewegung des Mondes. Letztere wird insbesondere deutlich, wenn man sich auf randständige Oberflächendetails, wie das Mare Crisum, konzentriert. Dieses erscheint manchmal als schmaler dunkler Streifen, der parallel zum Mondrand verläuft, manchmal aber auch als flächige Struktur, wie man es von den anderen Maria kennt.
Für mich war die Mondbeobachtung mit dem bloßen Auge eher eine Geburt aus der Not heraus. Bei meinem Umzug nach Münster vor 14 Jahren hatte ich nicht sofort mein Teleskop zur Verfügung, wollte aber beobachten. Eine schnelle Zeichnung des Mondes sollte hier Abhilfe schaffen, doch erfordert gerade die enorme Helligkeit oft eine erhöhte Konzentration bei der Detailerkennung und damit mehr Zeit. Die ,,schnelle Zeichnung" hatte sich also von

selber erledigt. Fortan habe ich versucht, daraus ein kleines Beobachtungsprojekt zu machen und begann bei jeder Möglichkeit, den Mond zu jeglicher Phase und Libration zu zeichnen, wobei die ersten und letzten 3 Tage vor und nach Neumond ausgespart wurden. Die Mondsichel ist da ohnehin so schmal, dass weder Librationseffekte noch Oberflächendetails erkennbar sind.
Meine Zeichentechnik hat sich in den letzten 14 Jahren nicht verändert: Zuerst wird mit einer alten CD als Schablone ein Kreis auf einem vanillefarbenen Fotokarton gezeichnet. Es vereinfacht die Positionierung der Oberflächendetails, wenn man durch das Loch der CD eine zarte Mittelmarkierung anbringt. Denkt man sich nun von Nord- zum Südpol eine Linie sowie senkrecht dazu einen Äquator von der Mittenmarkierung zu Mondrand bzw. Terminator, können Mondmaria, dunkle und helle Flä-

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Astronomie mit dem bloßen Auge

chen zielsicher zu Papier/Fotokarton gebracht werden. Die Oberflächendetails werden sodann mit Buntstiften in verschiedenen Grautönen angelegt. Der spätere Vergleich mit einem Mondatlas oder einer Software, etwa dem ,,Virtual Moonatlas", zeigen, dass man zwar einerseits viele Details erkennen kann, die Position relativ zueinander zeichnerisch wiederzugeben extrem schwierig ist. Bei der späteren Kontrolle überrascht es mich immer wieder, wie weit ich teilweise doch daneben lag, obwohl ich mich für einen versierten Zeichner halte.

Die Abbildung 1 zeigt den Mond kurz vor dem ersten Viertel. Die Maria erscheinen vergleichsweise zart und wenig kontrastreich. Dieser Effekt ist mir häufiger aufgefallen: Je schmaler die Mondsichel ist, desto kontrastärmer erscheinen die Dunkelflächen. Bei einer ungeplanten Mondbeobachtung, ohne Zeichenmittel am Taghimmel, erschienen die Oberflächenstrukturen kontrastreicher, weil das Mondlicht das Auge nicht so blendet, wie am Nachthimmel. Gerade bei vollerem Mond und einer größeren strahlenden Fläche benötigt das Auge länger, um vom hellen Mondlicht zur Umgebungsbeleuchtung des Zeichenpapiers zu wechseln.

Die Abbildung 2 zeigt den Mond zwischen dem ersten Viertel und Vollmond. Einige Oberflächendetails sind markiert. Sehr schwer greifbar sind die kleineren Strukturen in der Mitte der Mondoberfläche. Auch mehrfaches, konzentrieres Hinsehen half mir bisher nicht - die kleinen dunklen und hellen Flecken scheinen zu kochen, als wären es Seeing-Effekte.

1 Oben: Der Mond kurz vor dem ersten Viertel am 26.11.2025, Mondalter ca. 6,5 Tage 2 Unten: Der fast volle Mond am 15.04.2011, ca. 13,25 Tage nach Neumond

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Astronomie mit dem bloßen Auge

Wie vermessen! Beobachtung der Merkurschleife im Frühsommer
von Paul Hombach
Über die Grenzen und Möglichkeiten der Merkurbeobachtung habe ich an dieser Stelle schon berichtet [1]. Demnach liegen die Sichtbarkeiten Merkurs für Beobachter in nördlichen Breiten im ersten Halbjahr am Abendhimmel, im zweiten am Morgenhimmel. In diesem Zeitfenster ragt die Ekliptik mehr oder weniger steil über dem Horizont auf und rund um seine größten Elongationen von der Sonne (östlich = Abend, westlich = Morgen) kann Merkur in der Dämmerung erscheinen.

Eine typische Merkursichtbarkeit dauert, nimmt man beste Beobachtungsbedingungen und die Hilfe eines Fernglases an, ca. drei Wochen. In einer Kernzeit von bis zu zehn Tagen sind freisichtige Merkurbeobachtungen möglich, wobei im Idealfall Merkur bei einer Abendsichtbarkeit schon rund 20 Minuten nach Sonnenuntergang erspäht und dann insgesamt 55 Minuten gesehen werden kann [1].

1 Merkur am Abendhimmel des 18.06.2025, aufgenommen mit einer Lumix FZ-300
mit 600 mm Brennweite, leichter Ausschnitt. (Bild: P. Hombach)

Während einer Merkursichtbarkeit ändert sich die Position der Sonne entlang der Ekliptik kontinuierlich, was zu einer Änderung ihres Deklinationswertes führt - stärker in Nähe der Äquinoktien, geringer nahe der Solstitien (Sommer- und Wintersonnenwende). Die Änderung der Deklination führt zu einer mehr oder weniger bemerkbaren Verschiebung der Auf- und Untergangspunkte der Sonne am Horizont. Merkur, der die Erde alle 116 Tage auf seiner Innenbahn überholt, bewegt sich relativ zur Sonnenposition am irdischen Himmel (s. Anmerkung 1). Seine Position zum Horizont verändert sich rascher, wobei hier nicht der Untergangspunkt, sondern die Himmelsrichtung (oder genauer: das Azimut) über dem Horizont, wo er sichtbar wird, von Interesse ist. Verbindet man von Tag zu Tag die Stellen, an denen man Merkur in der Dämmerung gefunden hat, ergibt sich eine Bogen- oder gar Schleifen-

form. Die Gelegenheit, solch eine bogenförmige Veränderung der Positionen beim Sichtbarwerden über dem Horizont über Tage bzw. sogar Wochen nachzuvollziehen, bot sich im Frühsommer 2025.
Der Abendauftritt Merkurs im Juni 2025 Bei der Abendsichtbarkeit Merkurs im Juni 2025 handelte es sich um eine ,,Zweitsichtbarkeit". Zwischen zwei Abend- oder Morgensichtbarkeiten liegen jeweils rund vier Monate. Liegt z. B. eine Abendsichtbarkeit Merkurs mitten im Frühjahr, so kommt es davor und danach zu keiner (oder nur grenzwertigen) weiteren. Von Jahr zu Jahr wandern die Zeitpunkte einer vergleichbaren Abend- oder Morgensichtbarkeit 17 Tage im Kalender ,,nach vorne" (ausführlich beschrieben in [2]), finden also früher im Jahr statt. Im Jahr 2025 passten wieder zwei Abendsichtbarkeiten (s. Anmerkung

2) in das Beobachtungsfenster für mittlere Nordbreiten mit der ersten rund um die größte Elongation am 8. März und einer weiteren in der zweiten Junihälfte mit einem maximalen Sonnenabstand erst am 4. Juli. Diese fand zwar nahe der Sommersonnenwende bei schon wieder recht flacher Ekliptiklage statt, aber folgende Faktoren ermöglichten dennoch eine Sichtbarkeit: Erstens zog Merkur im Juni bis zu zwei Grad nördlich der Ekliptik seine Bahn, verbesserte also etwas die Steilheit. Zweitens übertraf sein Sonnenabstand schon ab dem 15. Juni den Maximalwert der Märzsichtbarkeit (da waren es 18 Grad - die MärzElongation fiel fast mit Merkurs Perihel zusammen, s. Anmerkung 3), um danach auf fast 26 Grad weiter zu wachsen. Drittens liegen bei Abenderscheinungen Merkurs dessen größte Helligkeiten vor der größten Elongation - bis zum 25. Juni war der Planet heller als die nullte Größenklasse.

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Astronomie mit dem bloßen Auge

Anmerkungen

Die Beobachtungen Eine erste Fernglassichtung gelang bereits am 12. Juni in nur 15,6 Grad Sonnenabstand, wobei Merkur allerdings recht hell war (Tab. 1). Bei einer Deklination von +25 Grad ging er deutlich westlich (rechts) der Stelle unter, an der die Sonne zur Sommersonnenwende untergeht. Meine Horizontsicht aus einem Dachfenster ist in diese Richtung nicht perfekt, aber gut genug, um Merkur bis in vier bis sechs Grad Höhe oberhalb der Botanik zu erwischen. Merkur hat mir im Juni 2025 regelrecht geholfen, meinen Nordwesthorizont zu vermessen, denn mit einem Programm wie z. B. Stellarium lassen sich Höhen und Azimute Merkurs den in meinem Beobachtungsbuch notier-

Anmerkung 1 Mit einem Planetariumsprogramm kann man simulieren, wie Merkur vor dem Hintergrund des Sternhimmels eine Schleife zieht - ähnlich wie von der Erde aus gesehen die äußeren Planeten Oppositionsschleifen drehen, wenn wir sie überholen. Von solch einer Schleife ist nur ein Bogen rund um die Umkehrpunkte Teil einer Merkursichtbarkeit.
Anmerkung 2 In den Jahren 2026 und 2027 wird es ebenfalls zwei Merkur-Abendsichtbarkeiten geben, mit der zweiten früher und damit günstiger als 2025. Bis 2028 ist diese Frühsommer-Sichtbarkeit dann ins erste Maidrittel gewandert und zur Hauptsichtbarkeit geworden. Analog kommt es in solchen Jahren zu je zwei Morgenauftritten Merkurs.
Anmerkung 3 Dieser Zusammenhang, dass für die Nordhalbkugel die eigentlich günstigen Sichtbarkeiten Merkurs im Februar / März am Abend bzw. August / September am Morgen stets mit kleinen, weil perihelnahen Maximalelongationen einhergehen, wird sich in den nächsten Jahrtausenden kaum ändern, da für eine 360-Grad-Periheldrehung Merkurs rund 225.000 Jahre nötig sind.

Tabelle 1

Die Beobachtungen während der Abendsichtbarkeit Merkurs im Juni 2025. Die berechneten Daten beziehen sich auf die Mitte der in der Zeitspalte genannten Minute,
da die Erstsichtung Merkurs am jeweiligen Tag nur minutengenau notiert wurde. Alle Beobachtungen erfolgten mit einem Canon-IS-Fernglas 12 x 36.

Datum
12.06.25 15.06.25 16.06.25 18.06.25 19.06.25 21.06.25 22.06.25 23.06.25 26.06.25 28.06.25 29.06.25 30.06.25 01.07.25 03.07.25 04.07.25

ab MESZ
22:12 22:17 22:13 22:23 22:18 22:25 22:24 22:34 22:34 22:32 22:37 22:28 22:30 22:28 22:29

Elongation
15 Grad 38' 18 Grad 14' 19 Grad 01' 20 Grad 29' 21 Grad 08' 22 Grad 41' 22 Grad 53' 23 Grad 32' 24 Grad 37' 25 Grad 14' 25 Grad 28' 25 Grad 39' 25 Grad 48' 25 Grad 56' 25 Grad 55'

mag
-0,82 -0,60 -0,53 -0,41 -0,35 -0,23 -0,18 -0,12 +0,03 +0,13 +0,18 +0,23 +0,29 +0,39 +0,45

Höhe
6 Grad 31' 7 Grad 11' 8 Grad 04' 7 Grad 15' 8 Grad 08' 7 Grad 25' 7 Grad 37' 6 Grad 16' 6 Grad 04' 6 Grad 02' 5 Grad 07' 6 Grad 07' 5 Grad 35' 5 Grad 12' 4 Grad 41'

Azimut
303 Grad 301 Grad 299,5 Grad 299,5 298 Grad 298 Grad 297 Grad 289 Grad 297 Grad 295 Grad 296 Grad 294 Grad 294 Grad 293 Grad 293 Grad

Deklination
+25 Grad 14' +24 Grad 50' +24 Grad 38' +24 Grad 09' +23 Grad 53' +23 Grad 15' +22 Grad 54' +22 Grad 33' +21 Grad 23' +20 Grad 33' +20 Grad 07' +19 Grad 42' +19 Grad 15' +18 Grad 23' +17 Grad 57'

Journal für Astronomie Nr. 99 | 13

Astronomie mit dem bloßen Auge

2 Merkur senkrecht über dem Posaunenengel der evangelischen
Kirche in Roetgen/Eifel am Abend des 21.06.2025. Kameradaten wie Abb. 1 (Bild: P. Hombach)

4 Auch am Abend des 28. Juni geht Merkur bereits deutlich östlich
des Kirchturms unter. Kameradaten wie Abb. 1 (Bild: P. Hombach)

3 Sequenz des Durchgangs Merkurs hinter dem Posaunenengel am 22.06.2025, jeweils stärkere Ausschnitte.
Kameradaten wie Abb. 1. (Bild: P. Hombach)

ten Zeiten zuordnen. Die prominenteste Landmarke an meinem Nordwesthorizont ist die evangelische Kirche Roetgen mit dem fotogenen Posaunenengel als Wetterfahne auf der Turmspitze. Bei Merkursichtbarkeiten, die im Mai oder Juni stattfinden, erreicht der Götterbote Deklinationen, die ihn aus meiner Fotoperspektive in die Nähe des Engels bringen. An Abenden des 16. und 18. Juni stand Merkur, als ich ihn mit dem Fernglas fand, jeweils senkrecht über dem Engel (Abb. 1 zeigt ihn etwas später weiter westlich). Dessen Koordinaten konnte ich somit zu 299,5 Grad Azimut und 6,5 Grad Höhe bestimmen. Immer wieder habe ich an einer Reihe klarer Abende

Merkur oberhalb der Kirchturmspitze aus der Dämmerung treten sehen und auch fotografiert (wie in Abb. 2). Da die Deklination des Planeten im Laufe der Sichtbarkeit kontinuierlich sank, war es nur eine Frage von Tagen, bis er den Posaunenengel genau treffen würde. Dieses fotografisch interessante Treffen der beiden ,,Götterboten" trat am 22. Juni ein. Bei einer Deklination von knapp 23 Grad kam es zu einem regelrechten ,,Engelsdurchgang", bei dem Merkur sogar kurzzeitig als Halsschmuck der Figur diente (Abb. 3). An diesem wie an anderen Abenden jener Merkursaison habe ich die Kamera jeweils im Zeitraffermodus betrieben und kleine Filmsequenzen erstellt. Am

23. Juni war Merkur nur kurz in einer Wolkenlücke zu finden, am 26. stand er deutlich links neben dem Kirchturm und ging schon hinter diesem unter (vgl. Abb. 4). Bis zum Ende der Sichtbarkeit gelangen weitere Merkurbeobachtungen, die allerdings zunehmend schwieriger wurden, da Merkur trotz größten Winkelabstandes zur Sonne jetzt immer südlicher als diese am Himmel stand und zudem blasser wurde. Immerhin bin ich durch diese Beobachtungen jetzt auch östlich des Kirchturms über die Baumhöhen in Grad am Horizont im Bilde - die Kenntnis des Horizontprofils am Beobachtungsstandort ist hilfreich. Merkur konnte ich letztmalig während dieser

14 | Journal für Astronomie Nr. 99

Astronomie mit dem bloßen Auge

Kampagne am 4. Juli beobachten und bis in gut drei Grad Höhe verfolgen. Das wird dann auch für jedes andere Gestirn möglich sein, das, wie Merkur an jenem Abend, eine Deklination von 18 Grad aufweist - sofern mir diese Sichtachse nicht irgendwann zuwächst.
Mit 15 Beobachtungen in 22 Tagen konnte ich diese Abendsichtbarkeit gut dokumentieren, während derer sich Merkurs Position von West nach Ost bewegte. Eine Schleife, die jahreszeitgemäß recht flach über dem Nordwesthorizont stattfand. Deshalb waren die Versuche, den innersten Planeten mit bloßem Auge zu erwischen, diesmal schwierig: Nur am 16., 19. und vor allem am 21. Juni gelang das, teils nur blickweise.
Vergleich mit dem Diagramm In Jahrbüchern oder auf Webseiten (z. B. hier [3], mit zahlreichen allgemeinen Infos zu Merkursichtbarkeiten) finden sich Diagramme, die die Merkurstellung über dem Horizont während einer Sichtbarkeitsphase zeigen. Da sich die Sonnenauf- oder -untergangszeiten im fraglichen Zeitraum ändern, sind solche Diagramme auf eine bestimmte Sonnenhöhe unter dem Horizont bezogen, typisch z. B. -6 Grad. Das entspricht Ende bzw. Beginn der bürgerlichen Dämmerung - das ist in etwa die Zeit, abends nach Merkur zu suchen bzw. die Zeit, wo er in der Morgendämmerung verblasst. Alternativ wird auch eine Stunde vor Sonnenaufgang oder nach Sonnenuntergang verwendet [1]. Da ich regelmäßig Vorlagen für Grafiken erstelle, die dann in meiner Planetenvorschau in ,,astronomie - DAS MAGAZIN" die Merkursichtbarkeiten illustrieren, hat Mit-Redakteur Sven Wienstein freundlicherweise ein Stellarium-Script so erweitert, dass die Positionen Merkurs (oder anderer Planeten oder mehrerer Objekte) in frei wählbaren Tagesschrittweiten für eine Sonnendepression von sechs Grad aus

5 Positionen Merkurs im Juni / Juli 2025
über dem Westnordwesthorizont. Schrittweite vier Tage, Sonne jeweils sechs Grad unter dem Horizont. Die Grafik wurde vom Autor in Stellarium mit der von Sven Wienstein zur Verfügung gestellten Scriptversion erstellt. (Bild: P. Hombach)
6 Die katholische Kirche Sankt Hubertus
am Osthorizont des Autors eignet sich ebenfalls für fotogene Experimente. Jeweils im April (hier am 23.04.2024) und August bekommt der Kirchturm kurz nach Sonnenaufgang ,,Sonnenöhrchen". Kameradaten wie Abb. 1 (Bild: P. Hombach)

dem Programm heraus zu berechnen sind. Er stellt diese Erweiterung der Community auf seiner Webseite frei zur Verfügung [4].
Ausblick in doppeltem Sinne Übrigens: Ich habe das Vergnügen, dank zweier Dachfenster über einen geradezu ,,ökumenischen Horizontblick" zu verfügen - was die evangelische Kirche im Nord-

westen, ist eine katholische im Nordosten! Dort wartet ein Hahn als Wetterfahne auf Merkur. Diesen Kirchturm nutze ich bereits zweimal jährlich für Sonnenaufgangsfotos, wenn die Sonnendeklination zwischen zwölf und dreizehn Grad beträgt. Ende August 2026, zum Finale der nächsten Merkur-Morgensichtbarkeit, gelingt mir vielleicht ein Merkur-plus-Hahn-Foto!

Literatur- und Internethinweise (Stand 29.05.2026):

[1]

[1] P. Hombach, 2020: ,,Die Grenzen der Merkursichtbarkeit", VdS-

Journal für Astronomie 74, S. 30, https://journal.sternfreunde.

de/Jpdf/VdS-Journal_74.pdf [2] P. Hombach, 2022: ,,Merkur finden - leichter als gedacht", [3]

astronomie - DAS MAGAZIN 25, S. 78

[3] A. Pikhard: ,,Planeten in Bewegung - Merkur 2026" https://

www.waa.at/hotspots/planeten/merkur/merkur2026.shtml

[4]

[4] S. Wienstein: ,,Stellarium Script: GotoSunDepressionFollowOb-

ject", https://github.com/Okulyt/GotoSunDepressionFollowObject

Journal für Astronomie Nr. 99 | 15

Astronomie mit dem bloßen Auge

Beobachtung einer Perseiden-Staubschleppe
von Uwe Pilz

Die Beobachtung von Meteoren ist eine Domäne der visuellen Beobachter. Ergänzt werden diese durch das Netz der so genannten ,,Allsky"-Kameras, aber das Rückgrat bilden Beobachter auf der Gartenliege.
Sternschnuppenströme entstehen aus erodierenden oder zerfallenen Kometen. Da die abgesprengten oder übrig bleibenden Partikel leicht unterschiedliche Geschwindigkeiten haben, verteilen sie sich im Lauf der Jahrtausende längs der ehemaligen Kometenbahn. Damit kann die Erde einmal im Jahr dieser Bahn nahekommen.
Natürlich üben die Planeten eine Anziehungskraft auf die Meteoroiden aus und

ziehen aus der Bahn Staubschleppen, ,,dust trails", heraus. Besonders stark wirkt der Jupiter. Diese kommen der Erdbahn dann gelegentlich näher als die ursprüngliche Kometenbahn. Die Erde kann dann einen solchen Schlauch kreuzen, was für kurze Zeit zu einer erhöhten Rate an Sternschnuppen führt.
Für den 11. August 2004 war ein solches Ereignis für die Perseiden vorausgesagt, gut beobachtbar am Abend. Gemeinsam mit meiner Frau habe ich dies beobachtet. Nur mit Isomatten und Schafsack ausgerüstet fuhren wir an einen dunklen Standort in der Dübener Heide und schauten dort einfach in den Himmel. Alle paar Minuten

war ein Perseid zu sehen, nicht heller als 3. Größe. Plötzlich begann das Feuerwerk! Ein heller Meteor nach dem anderen, heller als 1. Größe, fast in jeder Minute einer. Ein richtiger kleiner Sternschnuppensturm. Nach einer halben Stunde war das alles vorbei, und wieder gab es nur gelegentlich ein schwächeres Ereignis.
Für mich war es faszinierend, mit den eigenen Augen zu sehen, wie die Erde eine Staubschleppe durchquert hat. Für mich liegt die Faszination der Astronomie darin, dass man völlig unirdische, der Alltagserfahrung fernliegende Vorgänge im Weltall einfach sehen kann, sei es nun mit dem freien Auge oder einem Teleskop.

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Astronomie mit dem bloßen Auge

,,Und sie verändern sich doch"
- Veränderliche mit bloßem Auge verfolgen
von Dietmar Bannuscher

Man mag mir die Abwandlung der geflügelten Worte von Galileo in der Überschrift verzeihen, aber tatsächlich gibt es auch sehr helle Sterne, die ihr Licht (oft periodisch) ändern und ohne weitere optische Hilfsmittel live am Himmel zu sehen sind.
Meist genügen einige wenige Tage Beobachtung hintereinander, um den gesamten Verlauf des Lichtwechsels zu sehen. Hier in Mitteleuropa muss der geneigte Betrachter mitunter wetterbedingt allerdings etwas mehr Geduld mitbringen, um den ganzen Helligkeitswechsel zu erleben.

Innerhalb von nunmehr 7,18 Tagen schwankt eta Aquilae zwischen 3,48 und 4,39 mag. Cepheiden gelten als stabile Pulsations-Veränderliche, allerdings ändern sich in fast 250 Jahren auch bei ihnen mit der Zeit die Perioden. Gut im Sternbild Adler zu finden, kann unser Cepheide mit den passenden Vergleichssternen (siehe Karte Abb. 1) von Frühsommer bis in den Herbst hinein leicht einmal täglich abgeglichen werden.

beta Lyrae (b Lyr)
Ebenfalls 1784 entdeckte der Engländer John Goodricke, dass beta Lyrae ,,ständig seine Helligkeit ändert". Tatsächlich besteht beta Lyrae aus einem Doppelstern, dessen Partner sich elliptisch verformt fast berühren und der alle 12,91 Tage ein Minimum zeigt (eigentlich alle 6,45 Tage, s. u.). Auch saugt der ca. 12,5 Sonnenmassen schwere Nachbar Materie von seinem 8 Sonnenmassen haltenden Bruderstern, speichert sie für gewisse Zeit in einer Akkretions-

Dabei vergleicht man die Helligkeit des Veränderlichen mit meist zwei Vergleichssternen, wovon der eine heller und der andere dunkler als der Veränderliche selbst sein sollte.

Über die Zeit gesehen, kann so eine Lichtkurve entstehen, durchaus auch innerhalb von einer Nacht.

Die fünf hier behandelten Veränderlichen dürften den meisten Lesern zumindest dem Namen nach bekannt sein, sind sie doch (sehr) helle Sterne in unterschiedlichen Sternbildern. Vielleicht findet sich der eine oder andere Beobachter, der Gefallen an der Entdeckungsgeschichte dieser Objekte hat und sich das durchaus unterschiedliche Verhalten der Veränderlichen anschauen mag.

eta Aquilae (h Aql) Dieser Cepheide war der erste entdeckte Veränderliche seiner Art. Der Engländer Eduard Piggot fand ihn 1784 und stellte eine Periode von 5,4 Tagen fest (ohne die Ursache der Veränderlichkeit zu erkennen). Grundsätzlich zeigen sich Cepheiden als gelbe Überriesen und verändern die Helligkeit aufgrund von sehr regelmäßigem Pulsieren der oberflächennahen Schichten.

1 BAV-Karte von eta Aquilae

Journal für Astronomie Nr. 99 | 17

Astronomie mit dem bloßen Auge

2 BAV-Karte von beta Lyrae

3 BAV-Karte von beta Persei

scheibe, wodurch das System noch interessanter erscheint. Die Helligkeit ist quasi nie konstant (3,25 - 4,36 mag), das übliche Sekundärminimum bei Bedeckungssternen fällt hier nahezu gleich schwach aus wie das Hauptminimum (je nachdem, welcher der beiden o. g. Sterne gerade den Nachbarn komplett verdeckt).
Eingebettet in das wunderschöne Sternbild Leier, kann dieser Veränderliche vom Frühsommer bis in den Winter hinein verfolgt werden, es genügt eigentlich eine Helligkeitsschätzung pro Tag (siehe Karte Abb. 2).
beta Persei (b Per, Algol)
Schon in der Antike galt dieser Bedeckungsveränderliche als verrufen, bildet er doch ausgerechnet das Haupt der Medusa im Sternbild Perseus. Möglicherweise führten seine regelmäßigen Helligkeitseinbrüche zu dieser Darstellung, spätestens bei

den Arabern lautete sein Name wohl deswegen ,,Dämon".
In der Neuzeit hat Geminiano Montanari die Helligkeitsänderungen entdeckt, gute hundert Jahre später beobachtete John Goodricke 1783 seine noch bis heute gültige Periode. In rund 69 Stunden umkreisen sich hauptsächlich ein blauer und ein rötlich gelber Stern, sie sind gut 9,3 Millionen Kilometer voneinander entfernt (0,062 AE). Durch die unterschiedlichen Helligkeiten der beiden Partner ergibt sich ein tiefes Minimum, wenn nämlich der hellere Stern von dem schwächeren verdeckt wird. Steht der helle blaue Stern vor dem anderen Objekt, zeigt sich eine nur schwache Helligkeitsabsenkung (nicht mit dem bloßen Auge sichtbar). Als Prototyp der so genannten Algol-Sterne wechselt seine Helligkeit dann alle 2 Tage, 20 Std. und 48 Minuten von 2,1 (Normallicht) zu 3,4 mag und wieder zu-

rück und dies innerhalb von nur wenigen Stunden (siehe Karte Abb. 3).
delta Cephei (d Cep)
Und wieder erkannte John Goodricke ausgerechnet auch 1784 die Veränderlichkeit bei delta Cephei, zumindest sah er ihn ,,periodisch heller und schwächer werdend". Dieser Veränderliche gilt nun als Prototyp der Cepheiden (s. o. bei eta Aquilae). Direkt neben dem genannten Stern finden sich auch die passenden Vergleichssterne, sie bilden ein fast gleichschenkliges Dreieck. Somit kann dieser Veränderliche ,,bequem" mit bloßem Auge geschätzt werden. Innerhalb von 5,37 Tagen schwankt die Helligkeit zwischen 3,48 bis 4,37 mag. Aufgrund der sehr langlebigen Perioden und der Helligkeiten dieser Überriesen auch in weiten Fernen wurden sie bereits früh zu Entfernungsmessungen auch intergalaktisch herangezogen (siehe Karte Abb. 4).

18 | Journal für Astronomie Nr. 99

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Beteigeuze (a Ori)
Den hellen Schulterstern im Orion habe ich deshalb gewählt, weil er prominent und zudem auch veränderlich ist. Er zählt zu den so genannten Halbregelmäßigen oder auch Semiregulären. Deren Lichtwechsel ist eher langsam und nicht so ausgeprägt. Trotzdem sollte es über die Zeit gelingen, eine langsame Zu- und Abnahme festzustellen. Als Vergleichsterne bieten sich Aldebaran (a Tau, 0,8 mag) und Prokyon (a CMi, 0,3 mag) an. Normalerweise schwankt die Helligkeit von Beteigeuze zwischen 0,3 und 0,8 mag und dies über nicht ganz 400 Tage hinweg. Aber er kann auch anders, siehe sein bemerkenswertes Minimum im Februar 2020. Überhaupt ist die Umgebung sehenswert und er lässt sich mit bloßem Auge aufsuchen und dann auch gleich schätzen.
Noch eine Besonderheit: In der Antike soll Beteigeuze gelborange gewesen sein, jetzt ist er eher rot bzw. orangerot.
Nun wünsche ich viel Freude mit den hellen Veränderlichen, vielleicht gelingt eine Lichtkurve oder zumindest ein schönes Erlebnis unter dem Sternenzelt.
4 BAV-Karte von delta Cephei

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BAV 1990

Astronomie mit dem bloßen Auge

Mehr als 40 Jahre Sonnenfleckenbeobachtung mit bloßem Auge - das A-Netz der Fachgruppe Sonne
von Steffen Fritsche

Systematische Beobachtungen von großen Sonnenflecken oder Fleckengruppen mit dem bloßen Auge wurden bereits vor mehr als 2.000 Jahren von asiatischen Hofastronomen begonnen und bis in die Neuzeit durchgeführt. Das A-Netz setzt diese Tradition fort (s. [1], [2] u. [3]). Im A-Netz werden Beobachtungen von Sonnenflecken mit bloßem Auge (und einer geeigneten Lichtdämpfung) gesammelt und ausgewertet. (Achtung: Nie direkt in die Sonne schauen, bleibende Augenschäden könnten die Folge sein!) Viele Beobachter verwenden SoFi-Brillen oder einen Objektiv-Sonnenfilter. Ich persönlich habe gute Erfahrungen mit Schweißer-Schutzgläsern gemacht, mindestens DIN Schutzstufe 14 (oder höher) mit einseitiger Verspiegelung. Seit September 1994 beobachte ich damit die Sonne mit bloßem Auge und bestimme die A-Zahl. Dabei wird einfach gezählt, wie viele getrennte Flecken man durch das Filter erkennen kann.
Ich habe meine Sonnenfilter gut verteilt zu Hause, im Auto, am Arbeitsplatz und in der Sternwarte. Auch wenn ich es nicht schaffe, die Sonne mit meinem Fernrohr zu beobachten - ein Blick nur mit Filter geht immer! Das A-Netz gibt es seit 1984. Geleitet wurde es viele Jahre von Hans Ulrich Keller (Zürich). Vor mehr als 20 Jahren habe ich diese Aufgabe von ihm übernommen. In den 1990er Jahren und im Jahr 2000 haben bis zu 57 aktive Beobachter ihre Ergebnisse eingesendet. Inzwischen geht die Anzahl leider immer mehr zurück (Abb. 1). Es scheiden immer wieder langjährige, ältere Beobachter aus und es kommen leider nur sehr wenige neue Beobachter hinzu. Dabei ist die Teilnahme einfach und hat durchaus einen wissenschaftlichen Wert. Auch Profiastronomen greifen bisweilen auf unsere Ergebnisse zurück und nutzen sie zum Einordnen historischer Fleckenbeobachtungen [4].

1 Anzahl der Beobachter im A-Netz seit 1984

Aktuell gelingt es nicht mehr, an jedem Tag des Jahres eine A-Zahl zu bestimmen. Noch sind es zum Glück nur wenige Tage im Winter, die nicht mit wenigstens einer Beobachtung abgedeckt werden können. Neue Beobachter werden dringend gebraucht!
Die Beobachter senden ihre Ergebnisse zur Auswertung am besten per E-Mail oder tragen die Werte selbst im Onlineformular auf der Webseite der Fachgruppe Sonne ein [5].

Man findet das Onlineformular unter Dateneingabe/A-Netz.
Beobachtungsergebnisse Die Abbildung 2 zeigt die Ergebnisse des ANetzes seit 1984. Die durchgezogene Linie entsteht durch Glättung der Monatsmittel (gestrichelte Linie) nach der P-17-Methode [6]. Schon in dieser Darstellung erkennt man, dass sich die Sonnenaktivität gut mit sehr einfachen Mitteln detailliert verfolgen

2 Monatsmittel und gleitende P-17-Mittel des A-Netzes seit 1984

20 | Journal für Astronomie Nr. 99

Astronomie mit dem bloßen Auge

lässt. Auch wenn das Sonnenfleckenmaximum hinter uns liegt, gibt es immer wieder Flecken, die mit bloßem Auge sichtbar sind. Und zur vollständigen Beschreibung der Aktivität gehören auch Zeiten der wenig aktiven Sonne.

Im Frühjahr 2026 wurde der Abstieg noch einmal etwas gebremst. Mehrere kleine Flecken konnten von einigen Beobachtern erkannt werden, während andere Beobachter diese Flecken nicht sehen konnten. Durch die Mittelung über viele Beobachter ergibt sich aber ein gut nachvollziehbares Bild der Sonnenaktivität.
Vergleicht man die geglätteten Monatsmittel der Wolf 'schen Relativzahl des SONNENetzes mit denen des A-Netzes (Abb. 3), erkennt man die hervorragende Übereinstimmung. Da die Werte im A-Netz sehr klein sind, wurden sie einfach mit dem Faktor 100 multipliziert. Auch die Abbildung 4 stützt diese Übereinstimmung. Im direkten Vergleich der Monatsmittel beider Netze zeigt sich, dass auch bei kleinen Relativzahlen durchaus Sonnenflecken mit bloßem Auge sichtbar werden. Wie zu erwarten, gilt: Je höher das Monatsmittel der Wolf 'schen Relativzahl, desto höher ist auch das Monatsmittel im A-Netz.

3 Vergleich der gleitenden P-17-Mittel von A-Netz und SONNE-Relativzahlnetz seit 1984

30 Bogensekunden. Sie dürfte aber von vielen Faktoren abhängen, z. B. Wetterbedingungen, Visus des Beobachters, verwendeter Schutzfilter, Fläche und Form der Umbra und Penumbra usw. In [3] habe ich gezeigt, dass die Fläche des Sonnenfleckes mindestens etwa 200 MH (Millionstel der

Hemisphäre) betragen muss, um für die Beobachter mit dem bloßen Auge sichtbar zu werden.
Der Vollständigkeit halber sei erwähnt, dass während der Totalität einer totalen Sonnenfinsternis kurzzeitig auch andere

In der Abbildung 5 sind die Jahresmittel des A-Netzes dargestellt und zusätzlich der Anteil der fleckenfreien Tage eines Jahres. Beide Kurven sind natürlich gegenläufig. Bei hoher A-Zahl gibt es wenig fleckenfreie Tage im Jahr. Auch hier wird sichtbar, dass das Maximum der Sonnenaktivität überschritten ist.

Aber wann werden Sonnenflecken mit bloßem Auge eigentlich sichtbar? Dieser Frage wurde schon mehrfach nachgegangen. Unter anderem in [1] und [7]. Danach liegt die Sichtbarkeitsgrenze im Mittel bei

4 Direkter Vergleich der Monatsmittel von SONNE-Relativzahlnetz und A-Netz

Journal für Astronomie Nr. 99 | 21

Astronomie mit dem bloßen Auge

Phänomene der Sonne mit dem bloßen Auge sichtbar sind (große Protuberanzen, Korona).

Die Beobachtungen im Rahmen des A-Netzes erfordern keinen großen Aufwand und lassen sich in jeder freien Minute schnell durchführen. Man muss nur ein geeignetes Schutzfilter griffbereit haben. Sie können natürlich auch einfach die SoFi-Brille verwenden, die dem Journal für Astronomie Nr. 97 beilag! Wenn man dann regelmäßig beobachtet und auch bei nur selten sichtbaren Sonnenflecken im Minimum dabeibleibt, lassen sich in der Gruppe durch

5 Anteil der im A-Netz ermittelten Jahresmittel und fleckenfreien Tage
eines Jahres im Vergleich

Mittelwertbildung erstaunliche Ergebnisse erzielen. Bei Interesse oder wenn Sie Fragen haben, wenden Sie sich bitte an den Autor, am besten per E-Mail an: a-netz@vds-sonne.de.

Weitere Informationen findet man im Internet unter [5].

[1] Literatur- und Internethinweise (Stand 20.05.2026):

[1] S. Fritsche, 2011: ,,Sonnenbeobachtung ohne großen Aufwand - das A-Netz", VdS-Journal für

Astronomie 39, https://journal.sternfreunde.de/Jpdf/VdS-Journal_39.pdf

[2] S. Fritsche, 2013: ,,Sonnenbeobachtung mit bloßem Auge - das A-Netz", VdS-Journal für Astronomie

[2]

47, https://journal.sternfreunde.de/Jpdf/VdS-Journal_47.pdf

[3] S. Fritsche, 2020: ,,Die kleinste mögliche Öffnung - Beobachtung von Sonnenflecken mit bloßem

Auge", VdS-Journal für Astronomie 72

[4] R. Neuhäuser, M. Geymeier, R. Arlt, J. Chapman, 2020: ,,Comparison of telescopic and naked-eye

[4]

sunspots for the very small spots on February 15, 1900 and January 30, 1911", Astron. Nachr. 341,

S.366-383. https://doi.org/10.1002/asna.202013654

[5] VdS-Fachgruppe Sonne: Homepage, www.vds-sonne.de

[6] K. Reinsch, R. Beck, H. Hilbrecht, P. Völker,1999: ,,Die Sonne beobachten", Verlag Sterne und Weltraum, [5] Heidelberg

[7] H. U. Keller, A. Bulling, 1994: ,,Der Heilbronner Sehtest", SONNE 71, S. 210-213

22 | Journal für Astronomie Nr. 99

Astronomie mit dem bloßen Auge

Zwei einfache historische Instrumente für die freisichtige Astronomie
von Klaus Rohe

Der Mensch beobachtet seit jeher den Himmel, um die Zeit zu messen, die Jahreszeiten zu bestimmen und sich im Raum zu orientieren. Lange bevor es möglich war, mit optischen Teleskopen in die Tiefen des Universums vorzudringen, entwickelten viele Kulturen auf der ganzen Welt Instrumente, die freisichtig bedient wurden. Mit diesen Instrumenten wurden grundlegende Entdeckungen über die tägliche und jährliche Bewegung von Sonne, Mond und Sternen gemacht. Im Folgenden werden der Gnomon (Schattenstab) und der Quadrant vorgestellt. Es wird gezeigt, welche Aufgaben der praktischen Astronomie mit diesen Instrumenten gelöst werden konnten.
Der Gnomon (Schattenstab) - Der älteste Zeitmesser der Menschheit Man stelle sich vor, man steht in einer sonnenbeschienenen Landschaft und beobachtet, wie ein einfacher, senkrecht in den Boden gesteckter Stab einen Schatten wirft. Mit der Bewegung der Sonne wandert dieser Schatten langsam, aber stetig. Plötzlich wird aus dem unscheinbaren Holzstück ein präzises Instrument zur Messung der Zeit. Der Gnomon ist das älteste astronomische Instrument. Durch Beobachtung der Spitze seines Schattens lässt sich viel über die Bewegung der Sonne lernen. Der Gnomon wurde wahrscheinlich unabhängig voneinander in vielen verschiedenen Kulturen entdeckt. Auf jeden Fall wurden Gnomone im Griechenland des fünften Jahrhunderts v. Chr. zur Beobachtung der Sommer- und Wintersonnenwende und möglicherweise auch zur Zeitmessung verwendet. Mithilfe des Gnomons lassen sich der Ortsmeridian und die Schiefe der Ekliptik bestimmen. Beides sind wichtige Größen für weitere astronomische Untersuchungen.

sche Untersuchungen ist der Ortsmeridian. Dabei handelt es sich um eine gedachte Linie, die für einen bestimmten Ort auf der Erdoberfläche exakt von Norden nach Süden verläuft. Ein Magnetkompass ist zur Festlegung nur bedingt geeignet, da die magnetische Missweisung berücksichtigt werden muss. Zudem können Richtungsfehler durch Stromleitungen und ferromagnetische Gegenstände auftreten. Diese Aufgabe kann jedoch mit dem Gnomon sehr genau gelöst werden. Dazu zeichnet man einen Kreis um den Fußpunkt des Gnomons und markiert die Stelle, an der dessen Schatten

den Kreis am Vormittag berührt. Anschließend kennzeichnet man den Punkt, an dem der Schatten des Gnomons den Kreis am Nachmittag berührt. Die Nord-Süd-Richtung ist dann die Winkelhalbierende des Winkels, der durch den Fußpunkt des Gnomons und die beiden Punkte gebildet wird. Die Abbildung 1 veranschaulicht dieses Verfahren.
Bestimmung der Schiefe der Ekliptik mit dem Gnomon Die Schiefe der Ekliptik lässt sich mit dem Gnomon über seine Schattenlänge zum

Bestimmung der Nord-Süd-Richtung mit dem Gnomon Eine wichtige Bezugsgröße für astronomi-

1 Bestimmung der Nordsüdrichtung mit dem Gnomon

Journal für Astronomie Nr. 99 | 23

Astronomie mit dem bloßen Auge

wahren Sonnenmittag, d. h. zu dem Zeitpunkt, an dem die Sonne auf der Nordhalbkugel genau im Süden steht, am Tag der Sommer- bzw. Wintersonnenwende bestimmen. Grundsätzlich hat ein Himmelsobjekt, wenn es den Ortsmeridian überquert, die Höhe
h = 90 Grad -j + d
im Horizontsystem des Beobachters. Dabei ist j die geografische Breite des Beobachtungsortes und d die vorzeichenbehaftete Deklination des Himmelsobjekts im äquatorialen Koordinatensystem. Dies ist in den Abbildungen 2 und 3 skizziert. Eine sehr gut verständliche Einführung in die in der Astronomie gebräuchlichen Koordinatensysteme ist in [5] zu finden. Bei der Sommersonnenwende hat die Sonne die Deklination e, bei der Wintersonnenwende die Deklination -e, wobei e die aktuelle Schiefe der Ekliptik bezeichnet. Zurzeit gilt e 23,5 Grad . Nach Abbildung 3 kann man diesen Wert aus den Schattenlängen des Gnomons während des wahren Sonnenmittags zur Sommer- und Wintersonnenwende berechnen. Im Informationskasten (S. 23) wird erläutert, dass sich die Schiefe der Ekliptik nur aus der Länge des Gnomons und seiner Schattenlänge während der Sonnenwenden ableiten lässt.

2 Zusammenhang zwischen der Deklination der Sonne und ihrer
Höhe beim Meridiandurchgang mit der geografischen Breite

Der Quadrant Der Quadrant ist ein einfaches Instrument zur Messung der Höhe eines Himmelskörpers über dem Horizont. Er besteht aus einem Viertelkreis mit einer Gradteilung von 0 Grad bis 90 Grad , einer dazugehörigen Ablesevorrichtung, einem Visier und einem Senklot. Der zu messende Himmelskörper wird über das Visier mit dem Auge angepeilt. Die Stellung des herabhängenden Lotes am Viertelkreis gibt den Höhenwinkel an. Die Abbildung 4 zeigt einen vom Autor gebauten Quadranten und dessen Verwendung. Das Gerät wird auch als Pendelquadrant bezeichnet, da das herabhängende Lot an ein Pendel erinnert. Winkelskalen, die man zum Bau eines Quadranten benötigt, findet man in einigen Büchern zum Thema (z. B. [1] und [6]), aus denen sie kopiert werden können. Die Abbildung 5 zeigt den Quelltext einer Python-Funktion, die eine Winkelskala für einen Quadranten (0 Grad bis 90 Grad ) mit einer Schrittweite von 1 Grad als PDF-Dokument erzeugt. Damit können PDFDokumente für eigene Bastelprojekte produziert werden, wenn die oben genannten Bücher nicht zur Verfügung stehen. Wenn man mit dem Quadranten die Höhe des Polarsterns über dem Horizont misst, hat man damit die

3 Bestimmung der Schiefe der Ekliptik mit dem Gnomon 4 Benutzung eines selbstgebauten Quadranten

24 | Journal für Astronomie Nr. 99

Astronomie mit dem bloßen Auge

5 Quellcode einer Python-
Funktion zur Erzeugung eines PDF-Dokuments mit einer Quadranten-Skala
geografische Breite des Beobachtungsorts bestimmt. Es ist eine lehrreiche Übung, mit dem Quadranten die Höhe des Mondes zu messen und den gemessenen Wert mit dem geschätzten Wert zu vergleichen. Meistens wird man feststellen, dass die geschätzte Höhe zu groß ist. Wichtig: Man darf niemals durch die Visiereinrichtung des Quadranten in die Sonne blicken!
Eine Abwandlung des Quadranten ist das Seeastrolabium. Es ist ein alter nautischer Winkelmesser zur Bestimmung von Zenitdistanzen der Gestirne und wird auch Seeastrolab genannt. In der Abbildung 6 ist der Nachbau eines solchen Geräts zu sehen, das speziell zur Bestimmung der Sonnenhöhe konstruiert wurde. Um diese zu ermitteln, wird das Instrument senkrecht aufgehängt und die Alhidade - der drehbare Zeiger mit der Visiereinrichtung - so gedreht, dass die Sonne durch die Lochblende auf das Fadenkreuz scheint. Die Zenitdistanz beträgt hier ca. 38 Grad . Das Gerät wurde vom Verfasser mithilfe eines entsprechenden HolzBausatzes des DREIPUNKT-Verlags angefertigt [7].
6 Messung der Zenitdistanz der Sonne mit einem
Nachbau eines Seeastrolabiums

Journal für Astronomie Nr. 99 | 25

Astronomie mit dem bloßen Auge

Anmerkungen zu den Hinweisen
In [1] finden sich zahlreiche Anleitungen zu praktischen Experimenten auf dem Gebiet der freisichtigen Astronomie sowie Bauanleitungen für die benötigten Geräte. Im Anhang auf den Seiten 173 und 174 sind Winkelskalen für den Bau eines einfachen Quadranten abgedruckt, die kopiert werden können. Leider ist das Buch nur noch antiquarisch erhältlich.
In [2] wird die Orientierung im Gelände mithilfe der Beobachtung von Sonne, Mond und Sternen thematisiert. Die erforderlichen Kenntnisse aus der mathematischen Geografie und Astronomie sind leicht verständlich dargestellt. Im Anhang des Buches befinden sich Bastelvorlagen für eine Himmelsuhr und einen Mondkompass. Leider ist das Buch nur noch antiquarisch oder in Bibliotheken erhältlich.
In [3] wird ein umfassender Einblick in die Arbeit antiker Astronomen gegeben. Das Buch beschreibt die Entwicklung astronomischer Ideen vom alten Babylon bis ins Europa des 16. Jahrhunderts. Der Schwerpunkt liegt auf der griechischen Epoche, in der die geometrischen und philosophischen Konzepte entwickelt wurden, die die westliche Astronomie maßgeblich geprägt haben. Der Titel des Buches enthält das Wort ,,Praxis", um darauf hinzuweisen, dass nicht nur theoretisches Wissen vermittelt wird, sondern auch, wie es genutzt werden kann, um die Hypothesen des Autors zu prüfen und Beobachtungen so durchzuführen, wie sie in den antiken Texten beschrieben

werden. Jedes Kapitel endet mit einer Reihe von Übungsaufgaben, mit denen das erworbene Wissen getestet werden kann. Im Anhang finden sich zudem Vorlagen zum Bau eines Astrolabiums.
In [4] wird die Geschichte des Gnomons und dessen Nutzung aus geodätischer Sicht detailliert beschrieben.
[5] ist eine Einführung in die freisichtige Astronomie und richtet sich an Personen, die ein Verständnis für die tägliche Bewegung von Himmelsobjekten erlangen möchten. Behandelt werden unter anderem terrestrische und astronomische Koordinatensysteme, Sterne und Sternbilder sowie die relativen Bewegungen von Sonne, Mond und Erde. Dabei werden die Themen für Beobachter auf der nördlichen und der südlichen Hemisphäre erörtert. Zum Verständnis des Textes sind lediglich Addition und Subtraktion erforderlich. Der Anhang bietet eine ausführlichere mathematische Behandlung.
In [6] wird beschrieben, wie man sich mit einfachen Mitteln in der Umgebung orientiert und sicher von Ort A nach Ort B gelangt. Hierzu werden unter anderem Bauanleitungen für einfache astronomische Messgeräte wie den Quadranten, den Jakobsstab und das Kamal gegeben und beschrieben, wie man mit diesen navigiert.

Literatur- und Internethinweise (Stand 21.05.2026):

[1] W. Schroeder, 1982: ,,Praktische Astronomie für Sternfreunde. Einfache Berechnungen und Apparate

zum Selbstbau", Stuttgart, ISBN 13: 9783440049907

[2] A. Zenkert, 1997: ,,Gestirns-Kompass. Die Orientierung im Gelände nach Sonne, Mond und Sternen",

Thun, Frankfurt am Main, ISBN-13: 978-3-8171-1541-9

[3] J. Evans, 1998: "The history and practice of ancient astronomy", Oxford University Press,

ISBN: 9780195095395

[4] H. Minow, 2005: ,,Schattenmessung mit dem Gnomon", zfv 120, S. 248-252, https://geodaesie.info/

[4]

zfv/zfv-archiv/zfv-130-jahrgang/zfv-2005-4/schattenmessung-mit-dem-gnomon

[5] W. Millar, 2006: "The Amateur Astronomer's Introduction to the Celestial Sphere", Cambridge

University Press, ISBN: 9780521671231, hier insb. Kap. 2

[6] J. Lagan, 2017: "The Barefoot Navigator. Wayfinding with the Skills of the Ancients", London,

ISBN 13: 9781472944771

[7] Dreipunkt Verlag: ,,Bausatz Mariner's Astrolabe - Edelholz-Modellbausatz eines Seeastrolabiums", [7] www.dreipunkt-verlag.de/shop/baus%C3%A4tze-1-1/bausatz-mariner-s-astrolabe/#cc-m-

product-7356955759

26 | Journal für Astronomie Nr. 99

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Amateurteleskope/Selbstbau

Halterung für ein Smart-Teleskop am Dachfenster
von Oliver Schneider

Ich bin im Besitz eines Smart-Teleskops vom Typ ZWO Seestar S30 Pro. Dieses setzte ich mobil im Urlaub oder auch daheim ein. Wir wohnen in Bad Salzuflen, relativ nah am Ortszentrum, und haben eine große Dachterrasse. Leider ist dort das Gesichtsfeld durch ein direkt angrenzendes Nachbarhaus im Süden sehr eingeschränkt, da der Himmel dort erst ab einer Höhe von 35 Grad erreichbar ist. Trotzdem setze ich dort in jeder möglichen Nacht meine große Ausrüstung ein. Das sind derzeit ein NewtonTeleskop von 305 mm Öffnung und 1.186 mm Brennweite sowie parallel montiert ein

Celestron 11 mit HyperStar-Optik. Beide Teleskope sind mit astronomischen Monokameras und Filterrädern ausgerüstet und sitzen auf einer Alt-7AD-Montierung [1] mit einer TeenAstro-Steuerung. Erläuterungen zu dieser Steuerung sowie Beschreibungen von Hard- und Software findet man unter [2].
Gerade aber Kometen sind oftmals bei Sonnenaufgang oder -untergang - also in östlichen oder westlichen Himmelsrichtungen - am besten zu erreichen. Ich habe zwar mit meiner großen Ausrüstung eine

gute Horizontsicht, aber durch die relativ kleinen Gesichtsfelder der großen Optiken ist das Seestar klar im Vorteil, wenn die Kometen hell sind und einen langen Schweif haben. Das Seestar S30 Pro hat mit dem IMX585-Sensor bei 160 mm Brennweite ein Gesichtsfeld von 4,6 Grad und mit seiner Weitwinkelkamera, die ebenfalls über einen IMX585-Sensor verfügt, ein 63 Grad großes Gesichtsfeld. Somit ist das Seestar S30 Pro meines Erachtens allein aus fotografischer Sicht gut für Kometenbeobachtungen geeignet.

1 Der verwendete Saugheber, ein Wynn�s High Class Suction Plate 2 Die montierten Rohrschellen mit den Gewindestücken

3 Rechts der Schwalbenschwanzhalter. Links die Wechselplatte,
die am Smart-Teleskop angebracht
28 | Journal für Astronomie Nr. 99

4 Die an den Rohrschellen montierte Holzplatte mit dem
angeschraubten Schwalbenschwanzhalter

Amateurteleskope/Selbstbau

Meine Idee war nun, die nach Westen und Osten vorhandenen Dachfenster für das Smart-Teleskop zu nutzen, um möglichst nah an den Horizont zu kommen. Bei einem Treffen mit Freunden in Bremen haben wir uns Gedanken zum Befestigen der Halterung an einem Dachfenster gemacht. Warum nicht einen ,,Saugnapfheber" nutzen, den Glaser für das Einsetzen von Fenstern gebrauchen? Damit war die Idee geboren.
Ich habe dazu dann recherchiert und mich schließlich für einen Dreipunktheber mit drei 120 mm großen Vakuumtellern entschieden (Abb. 1). Dieser soll nach Herstellerangaben 170 kg heben können [3]. Auf dem Haltegriff des Hebers habe ich dann zwei Edelstahlrohrschellen mit 1 Zoll Durchmesser montiert (Abb. 2). Diese Schellen haben jeweils eine M8-Mutter, an der ich dann eine kleine Holzplatte mit einem Schwalbenschwanzhalter befestigt habe (Abb. 3 und 4). Durch den runden Griff des Saughebers kann ich nun durch Verdrehen der Schellen mit der Platte die Dachfensterneigung (45 Grad ) der Platte einstellen und somit in Waage bringen (Abb. 5).

5 45 Grad -Ausrichtung der Holzplatte mit
einem digitalen Winkelmessinstrument. So steht die Holzplatte nach Anbringung des Saughebers am 45 Grad geneigten Fensterglas waagerecht.
Ich kann nun sehr schnell das Fernrohr an das Fenster montieren und außerdem jetzt schnell von West nach Ost wechseln. Einzig die Scheibe hat nach Demontage ein paar Flecken, aber da ich bei uns die Fenster putze, ist das kein Problem.
Mein besonderer Dank geht an Arthur Weber, der mich auf die Idee gebracht hat.
7 Außenansicht der Konstruktion

6 Das montierte Smart-Teleskop, Blick
durch das geschlossene Dachfenster nach draußen

Der im Bild gezeigte digitale Neigungsmes-

ser ist sehr genau, ich verwende diesen u.

a. auch, um in der mobilen Astronomie die

Internethinweise (Stand 20.05.2026):

Montierung am Beobachtungsplatz in der Polhöhe grob voreinzustellen [5].

[1] O. Schneider: Homepage, www.balkonsternwarte.de

[1]

[2]

[2] ASTROOS: ,,Die Teleskopsteuerung Teen

Mit einer Mauerschnur wird die Konst-

Astro", www.astro-os.de/250-0-Erlaeuterung-

ruktion am Fenster gesichert, falls sich die

zur-Teleskopsteuerung.htmlTeen

Saugplatten am Heber lösen sollten. Um

[3] Saugnapfheber, www.amazon.de/dp/

[3]

[4]

die Beobachtung zu beginnen, montiere ich

B0DRNJZCC5?ref=ppx_yo2ov_dt_b_fed_

zunächst den Saugheber und setze dann das

asin_title

Smart-Teleskop, an dem die Wechselplatte

[4] Schwalbenschwanzhalter mit Wechselplatte,

verschraubt ist, in den Schwalbenschwanzhalter ein und schließe das Fenster (Abb. 6).

www.amazon.de/dp/B0D5MHQMF4?ref=ppx_

yo2ov_dt_b_fed_asin_title

[5]

Man erkennt, dass das Fernrohr waagrecht

[5] Digitaler Neigungsmesser, https://amzn.

steht und somit im Azimutmodus, der für

eu/d/0cNf1ayB

kurze Belichtungszeiten bei Kometen aus-

reicht, betrieben werden kann (Abb. 7).

Journal für Astronomie Nr. 99 | 29

Astrofotografie

Ein tiefer Blick in den Adlernebel
- der Weg zu meinem ersten APOD
von Peter Bresseler

Auf dem ATT 2025 kam ich mit Johannes Baader, Geschäftsführer der Firma BaaderPlanetarium, ins Gespräch. Unser Themenbogen spannte sich von der Remote-Tauglichkeit bestimmter Montierungen bis hin zu meinem Citizen-Science-Projekt, der Entdeckung nicht registrierter Emissionslinienobjekte auf Basis von online verfügbaren Surveys.
Bei der Schilderung meiner Projekterfahrungen auf der Südhemisphäre bot mir

Herr Baader an, in Leerlaufzeiten eine Remoteanlage in Chile zu nutzen [1]. Die Anlage verfügt über ein 1-m-Teleskop (PlaneWave CDK 1000) und wird auf dem Gelände von ,,Deep-Sky Chile" betrieben. Im Gegenzug bot ich gerne meine Unterstützung an, die noch relativ neue Anlage im Rahmen meiner Möglichkeiten softwareseitig zu optimieren.
Die Anlage wird primär mit der Steuersoftware PlaneWave Interface 4 (PWI4) betrie-

ben, ebenso kommt dort N.I.N.A. [2] zum Einsatz. N.I.N.A. ist bei den Astrofotografen verbreitet, da konnte ich entsprechenden Input liefern.
Studiert man das Datenblatt einer solchen Anlage, dringt man auch als erfahrener Amateur und Astrofotograf in eine andere Welt ein. Das 1-m-Teleskop von Plane Wave (PW1000) basiert auf einem offenen Gitterrohrdesign und wird in einer stabilen Gabelkonstruktion mit Direktantrieben

1 Adlernebel, PlaneWave CDK 1000 mit 6.000 mm Brennweite, aufgenommen am Baader Remote Observatory Chile. Farbbelichtung
nach der Hubble-Palette SHO: [S II]-Aufnahmen für den Rotkanal, Ha für den Grünkanal und [O III] für den Blaukanal, Belichtungszeit jeweils 50 Minuten. Kamera: Moravian C5A-100M CMOS. Die Sternfarben sind SHO-typisch.
30 | Journal für Astronomie Nr. 99

Astrofotografie

azimutal betrieben [3]. Es besitzt einen Meter Öffnung und sechs Meter Brennweite, damit eine Apertur von f/6 bzw. ein Öffnungsverhältnis von 1:6. Das optische Design entspricht dem eines Dall-KirkhamCassegrains mit Korrektor (CDK). Das PW1000 hat eine beugungsbegrenzte Auflösung über ein Feld von 100 mm und ermöglicht damit den Einsatz professioneller Kameras.
Forschungseinrichtungen, aber auch ambitionierte Amateure, gehören laut BaaderPlanetarium zur Zielgruppe. Konzipiert wurde das Teleskop von PlaneWave Instruments zur Erfassung und Überwachung von Satelliten im erdnahen Raum. Eine astrofotografische Nutzung sollte bei mir hingegen im Vordergrund stehen.
Im Gegensatz zu Amateurteleskopen besitzt das Teleskop einen doppelten Nasmyth-Fokus für die Parallelmontage von zwei Instrumenten, umschaltbar über einen Wechsler. Als Kamera nutzte ich die an Port1 installierte Moravian C5A-100M mit einer Pixelgröße 3,76 mm x 3,76 mm. Das Moravian-Filterrad wird mit einem LRGBFiltersatz sowie weiteren Baader-Filtern für Ha, [S II] und [O III] betrieben.
Der Remotezugriff auf die Anlage startet mit dem Aufbau eines VPN-Tunnels zum Remote-PC und danach direkt über die Remote-Desktop-Konsole von Windows. Danach erfolgt die Aktivierung der Stromzufuhr der einzelnen Komponenten und das Starten der zentralen Steuersoftware von PlaneWave PWI4 und N.I.N.A. In N.I.N.A. sind neben den Montierungskomponenten auch die Kamera, das Filterrad, die Autofokus-Einheit sowie die Steuerung zum Öffnen der Spiegelabdeckung eingebunden.
Nach Ende der Belichtungszeit fährt N.I.N.A. die Anlage in ihren Ausgangszu-

stand, fährt alle Geräte herunter und parkt die Anlage. N.I.N.A. und PWI4 werden beendet, die Stromzufuhr zur Anlage und den Geräten deaktiviert und der Tunnel geschlossen. Der Betrieb der Anlage erfolgt vollständig ferngesteuert über das Internet. So konnte ich schon im Juni einige meiner Entdeckungen auf das Vorhandensein von Emissionen wie [O III] und Ha untersuchen. Diesen Teil abgeschlossen, widmete ich mich Objekten, die ich aus Hamburg mit 53 Grad nördlicher Breite nicht erschließen kann, denn einerseits ist Hamburg mit dem 53. Breitengrad zu weit nördlich gelegen, auch ist der Blick tief südlich gelegener Objekte durch die Lichtglocke der Millionenstadt stark getrübt. Eines meiner fotografischen Ziele war der Adlernebel mit seinen so genannten ,,Säulen der Schöpfung".
Die ,,Säulen der Schöpfung" stellen eine besondere Region im Gebiet des Offenen Sternhaufens Messier 16 (NGC 6611) und seines umgebenden Nebels IC 4703 (LBN 67, Sh2-49) dar. Im Randgebiet südlich des Kerns von M 16 stellen die Säulen der Schöpfung den übrig gebliebenen Rest der ehemaligen mit Staub durchmengten Molekülwolke dar, aus der M 16 und IC 4703 zusammen entstanden sind. Dieser Rest wird gerade zerstrahlt, daher gibt es hier auch noch ,,sekundäre Sternentstehung", das sind neue Sterne der zweiten Generation.
Der Adlernebel selbst trägt die Bezeichnung IC 4703, wird aber gerne mit dem Offenen Sternhaufen M 16 gleichgesetzt. Er ist von der Sonne etwa 3.560 Lichtjahre entfernt. Der Adlernebel ist für Astrofotografen interessant, da er relativ hell ist und damit überschaubare Belichtungszeiten zu erwarten sind. Darüber hinaus ist diese Region um M 16 gespickt mit interessanten Hell- und Dunkelstrukturen, einem Sternhaufen und eben den Säulen der Schöpfung, die junge Sterne beherbergen. Locker

gestreut finden sich darin eingebettete, in sich gravitativ gebundene Bok-Globulen. Bok-Globulen sind sehr kompakte, isolierte Molekülwolken, benannt 1947 nach dem amerikanischen Astronomen Bart Bok, der erstmals vermutete, dass sie die Vorläufer von Protosternen sein könnten. Sie sind die kleinsten Erscheinungsformen von Dunkelnebeln mit einer Größe von weniger als 3 Lichtjahren Durchmesser und sind am leichtesten sichtbar, wenn sie sich als Silhouette vor Emissions- oder Reflexionsnebeln abzeichnen. Sie enthalten Gas und Staub und entwickeln sich zu isolierten Sternen, nicht zu Sternhaufen [4].
Markant zeichnen sich die Säulen teilweise als Silhouette vor einem hellen Nebelhintergrund ab und enthüllen die feinen Details der Oberflächenstruktur der Säulen, bedingt durch die ultraviolette Strahlung heißer Sterne des Sternhaufens NGC 6611. Hubble-Astronomen entdeckten, dass die Säulen mit einer Anzahl von 73 kleiner Beulen und Vorsprünge bedeckt sind, die sich in einigen Fällen fast vollständig von den Säulen gelöst haben [5]. Die typische Winkelgröße dieser Beulen und Vorsprünge beträgt nur um 0,5 Bogensekunden und ist für Amateure kaum auflösbar, in der Aufnahme mit dem PW1000 ist das andeutungsweise auszumachen.
Vor mehr als 20 Jahren haben Astronomen die mit Hubble gewonnenen Aufnahmen der Bok-Globulen untersucht. Heute, im Zeitalter moderner Weltraumteleskope wie dem James Webb Telescope [6] sind weitere Untersuchungen dieser Gas-Staub-Kugeln interessanter denn je. Denn nun können Details durch die Infrarotkameras in ihrem Inneren sichtbar gemacht werden, die zuvor verborgen blieben.
Die heruntergeladenen Dateien (FITSRAW) bearbeitete ich in PixInsight, und

Journal für Astronomie Nr. 99 | 31

Astrofotografie

2 Markante Bok-Globule, die am 1. August 2025 zu einem APOD führte, Aufnahmedaten wie Abb. 1

schon nach der ersten Inaugenscheinnahme war ich begeistert von der Detailauflösung der Aufnahme. Entlang der Säulen waren die Beulen und Vorsprünge erkennbar, in denen sich Protosterne befinden.
Die Bok-Globulen in ihren bizarren Formen hingegen waren locker gestreut in der Umgebung und gut durch Form und Kontrast zum Hintergrund auszumachen. Eine Bok-Formation fand ich dabei besonders interessant, denn die hat mich an einen laufenden Mann erinnert. So kam ich auf die Idee, den laufenden Mann aus der Aufnahme herauszuarbeiten und der Redaktion des ,,Astronomy Picture of the Day" (APOD, [7]) als Vorschlag zur Veröffentlichung anzubieten. Hin und wieder sende ich besonders gut gelungene Aufnahmen ein, aber nie bekam ich eine Rückmeldung. Die APOD-Redakteure Nemiroff und Bon-

nell halten sich insgesamt sehr bedeckt. Wenige Stunden nach meiner Einsendung schrieb mir Dr. Bonnell über seinen NASAAccount: ,,Hi Peter, can you tell me what the FOV of the image is? I'd like to estimate the size of the globule. Cheers, Jerry."
Ich stand gerade an der Kasse eines Supermarktes, als ich die E-Mail bekam und konnte nicht glauben, was ich las. Daraufhin eilte ich ziemlich schnell nach Hause und lieferte die gefragten Angaben. Danach war zwei Tage Funkstille, dann gab es am 1. August 2025 einen kurzen nüchternen Hinweis, dass meine Aufnahme zum APOD gekürt wurde und auf der APOD-Seite zu finden sei. Nun war Sekt angesagt!
Dr. Bonnell spannte in seiner Erklärung den Bogen über die Säulen der Schöpfung - das sind die hoch aufragenden Struktu-

ren aus interstellarem Gas und Staub mit Dimensionen von vier bis fünf Lichtjahren, in denen Sterne entstehen - bis hin zu den Bok-Globulen. Diese kleinen interstellaren Wolken aus kaltem molekularem Gas mit verdunkelndem Staub sind in Sternentstehungsgebieten mit Emissionsnebeln verstreut zu finden. In ihren dichten, kollabierenden Kernen bilden sich Sterne der zweiten Generation.
Mit einem Remote-Teleskop aus Chile heraus zu agieren, ist schon etwas Besonderes, denn die Ergebnisse sind systemseitig perfekt fokussiert und nachgeführt, d. h. unter Top-Bedingungen gewonnen. Sechs Meter Brennweite und ein Öffnungsverhältnis von 1:6 sind schon eine Hausnummer. Die Detailauflösung ist hoch, denn selbst bei 2-fachem Binning beträgt der Bildmaßstab etwa 0,26 Bogensekunden pro

32 | Journal für Astronomie Nr. 99

Astrofotografie

Pixel. Das lässt bildverarbeitungstechnisch eine Menge Spielraum für Bildschärfungsalgorithmen wie Deconvolution. Gewisse Bearbeitungsschritte wie die GradientenBearbeitung, eine harte Nuss für mich als Hamburger, entfallen hier komplett. Den-

noch sind die RAW-Dateien genauso zu bearbeiten im PixInsight-Workflow, wie man es von Haus aus kennt. Mit dem richtigen Know-how für Bildverarbeitung lassen sich hier Details gewinnen, die einzigartig sind und die ich euch mit diesem Beitrag präsen-

tieren wollte. Die weiteren Entwicklungen hierzu findet der Leser auf meiner Homepage [8].

Internethinweise (Stand 20.05.2026):

[1]

[2]

[1] Tochtergesellschaft Baader Observatory Solution, https://baader-os.com/

[2] Nighttime Imaging 'N' Astronomy (N.I.N.A.), https://nighttime-imaging.eu/

[3] PlaneWave Instruments, https://planewave.com/ [4] COSMOS - The SAO Encyclopedia of Astronomy: ,,Bok Globule",

[3]

[4]

https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/b/Bok+Globule

[5] ESO, 2001: ,,Pressemitteilung: The Eagle's EGGs", www.eso.org/public/

austria/news/eso0142/?lang

[5]

[6]

[6] NASA: ,,James Webb Space Telescope", https://science.nasa.gov/mission/

webb/

[7] P. Bresseler, 2025: ,,Astronomy Picture of the Day 01.08.2025: Small Dark

Nebula", https://apod.nasa.gov/apod/ap250801.html

[7]

[8]

[8] P. Bresseler: Homepage, https://pixlimit.com

PN G059.1-00.7 (Kronberger 9):
Planetarischer Nebel oder nicht? (Teil 2)
von Manfred Mrotzek

Im ersten Teil [10] wurde die Gestalt des Nebels Kronberger 9 um den Weißen Zwerg Lan 21 dargestellt und hingewiesen auf: (a) die Schleppe aus ionisiertem Wasserstoff, (b) die dezentrale Position des Weißen Zwergs auch zur [O III]-Emission, (c) seine Bewegungsrichtung und (d) nicht erkennbare Stoßfronten an den Nebelrändern. In diesem Teil will ich versuchen, mich der Frage nach der Natur von Kronberger 9 zu nähern, ohne Untersuchungsergebnisse zur Expansionsgeschwindigkeit des Nebels oder der Geschwindigkeitsverteilung der Gasmassen in ihm zu haben. Solche Untersuchungen sind für Amateure insbesondere bei so schwachen Nebeln nicht umsetzbar.

Keine Stoßfronten in der Bewegungsrichtung von Lan 21 können ja auch bedeuten, dass es dort keine interstellare Materie gibt, die die zuvor ausgeworfenen Gasmassen bremsen. Aber wie würde sich dann die Schleppe erklären? Die käme doch dadurch zustande, dass ein Teil der Hülle des Planetarischen Nebels durch interstellare Materie abgestreift wird und zurückbleibt. Und genau das gibt ja der visuelle Eindruck wieder. Aber wenn keine interstellare Materie für die Ausbildung einer Stoßfront da ist, dann ist auch nichts da, das abstreifen kann.
Der hellste, kreisförmige Teil von Kronberger 9 scheint auf meiner Aufnahme einen

Durchmesser von 1,5 Bogenminuten zu haben, was in der Entfernung von 1.280 Lichtjahren einem realen Durchmesser von 0,56 Lichtjahren entspricht. Planetarische Nebel dehnen sich bei fehlender Abbremsung durch interstellares Medium, und davon gehe ich wegen der fehlenden Stoßfronten aus, mit gleichförmiger Geschwindigkeit aus. Die typische Ausdehnungsgeschwindigkeit beträgt etwa 20-40 km/s [7, 8]. Gemessene Werte für Kronberger 9 gibt es nicht (s. o.). Aus Ausdehnungsgeschwindigkeit und Größe ergibt sich ein Alter des Nebels von 4.200 bis 2.100 Jahren. In 2.100 Jahren hat sich der Weiße Zwerg um etwa 44 Bogensekunden bewegt, bei einer Geschwindigkeit von 39 km/s, die

Journal für Astronomie Nr. 99 | 33

Astrofotografie

sich aus Eigenbewegung und Entfernung (Parallaxe) ergeben. Das entspricht zufällig dem Radius der [O III]-Emission. In 4.200 Jahren hätte er den doppelten Weg zurückgelegt und hätte sich zu Beginn etwa in der Mitte der HII-Schleppe befunden. Die obige Geschwindigkeit ist natürlich die Komponente in der Ebene senkrecht zu unserer Blickrichtung. Für die wahre Geschwindigkeit ist noch die unbekannte Radialgeschwindigkeit zu berücksichtigen.
Zwar hätte der Stern sich schon immer mit der jetzigen Geschwindigkeit fortbewegen und als Roter Riese Teile seiner Wasserstoffatmosphäre abblasen können, aber diese würden sich ohne Abbremsung durch interstellares Medium (s. o.) mit dem Stern mitbewegen und keine Schleppe bilden. Die Alternative wäre, dass der Stern plötzlich, als er zum Weißen Zwerg wurde, stark beschleunigt wurde und seinen angestammten Platz verlassen hat. Zentralsterne sind häufig Doppelsterne, und der Partnerstern könnte als Supernova explodiert sein, worauf sich der überlebende Weiße Zwerg mit seiner Bahngeschwindigkeit auf die Reise begeben hätte. Anzeichen einer Supernovaexplosion, d. h. Röntgenemission, sind aber nicht nachweisbar. Dieses Szenario möchte ich deshalb ausschließen.
Wie wahrscheinlich ist es überhaupt, dass am Ort von Kronberger 9 keine interstellare Materie vorhanden ist? Immerhin befindet er sich nur ein Dreiviertelgrad vom galaktischen Äquator entfernt und damit noch in der Scheibenebene der Milchstraße. Es ist für mich schwer vorstellbar, dass in der Milchstraßenscheibe - selbst zwischen den Spiralarmen - Regionen komplett frei von interstellarer Materie existieren. Somit sehe ich keine Möglichkeit, die fehlende Stoßfront und die vorhandene

Schleppe mit der Annahme, dass es sich bei Kronberger 9 um einen Planetarischen Nebel handelt, in Einklang zu bringen.
Also ist 9 Kronberger Gas, das von einem durch- oder vorbeiziehenden Weißen Zwerg ionisiert wird? Er erinnert stark an das Erscheinungsbild der Strömgren-Sphären aus Tabelle 2 (in Teil 1). Allerdings sollte bei einer Strömgren-Sphäre der ionisierende Weiße Zwerg im Zentrum der Sphäre stehen, zumindest im Zentrum der [O III]Emission. Das ist aber sowohl für Ha+[N II] als auch für [O III] definitiv nicht der Fall (Abb. 3 und 4). Der Weiße Zwerg steht eher am Rand der jeweiligen Ionisationsgebiete.
Wenn Lan 21 sich dagegen durch dünne und nicht isotrop verteilte Gasmassen bewegt, wären die HII-Nebelschleppe, die fehlenden Stoßfronten und wohl auch die dezentrale Position des Weißen Zwergs womöglich erklärbar. Eine Gasblase aus neutralem Wasserstoff und Sauerstoff würde von dem vorbeiziehenden Weißen Zwerg ionisiert, und was wir sehen, ist eine Art Strömgren-Sphäre. Allerdings habe ich in der Fachliteratur keine Hinweise auf die erforderlichen Gasmassen in der Entfernung von Lan 21 gefunden.
Mit dem Emissionsnebel Sh2-86 und den umliegenden Dunkelwolken sowie schwächeren Emissionsnebeln rund um Lan 21 scheint zwar genügend interstellare Materie vorhanden zu sein, die entweder im Fall eines echten Planetarischen Nebels zu einer Stoßfront oder im Fall eines durchreisenden Weißen Zwergs ionisiert werden kann. Dank Gaia kennen wir aber die Parallaxen der Sterne in NGC 6823 und damit ihre Entfernung und die von Sh2-86: 0,446 Millibogensekunden, was einer Distanz von rund 7.300 Lichtjahren entspricht. Das ist mehr als fünfmal so weit entfernt wie

Lan 21, für den Gaia eine Parallaxe von 2,55 Millibogensekunden bestimmt hat, woraus sich eine Distanz von rund 1.280 Lichtjahren ergibt. Die lokale Umgebung von Sh286 kann also mit Kronberger 9 nicht interagieren.
Bleibt zu klären, wie weit die Dunkelwolken und der schwache Emissionsnebel nordöstlich von Lan 21 entfernt sind. Das ist keine triviale Angelegenheit. Die erste Schwierigkeit ist, die Katalogbezeichnungen sowohl für die Dunkelwolken als auch das rötlich schimmernde Emissionsgebiet nordöstlich von Lan 21 zu finden. Dobashi hat einen Katalog von mehr als 7.600 Dunkelnebeln erstellt und die genauesten Koordinaten für Dunkelnebel. Der Dunkelnebel, den ich zwischen Lan 21 und Sh2-86 erkenne, ist nicht gelistet. Er wurde möglicherweise von Dobashi als Teil von Dobashi 2031 angesehen. Auch bei Barnard oder Lynds Dark Nebulae wurde ich nicht fündig. Keiner dieser Kataloge listet eine Dunkelwolke an diesen Koordinaten. Damit sind dann auch keine weiteren Daten wie z. B. die Entfernung erhältlich. Auf jeden Fall muss es Dunkelwolken in der Entfernung von Sh286 geben, denn der Stern (Cl* NGC 6823 HOAG 164), der sich im Rüssel abzeichnet, muss vor ihm stehen. Seine Parallaxe wurde von Gaia gemessen, und der Stern gehört eindeutig zu NGC 6823.
Auch die schwachen Emissionsnebel sind nirgends gelistet. Bleibt eigentlich nur noch der visuelle Eindruck der Sterndichten in Durchmusterungen wie DSS oder PanStarrs. Westlich von Lan 21 gibt es Regionen, in denen weniger Sterne sichtbar sind, was auf Absorption durch Staub deutet. Die Entfernung dieses Staubs ist ungewiss und möglicherweise viel größer als die Distanz zu Lan 21. Kronberger 9 scheint ein Vordergrundobjekt zu sein und absorbierender Staub nur weit im Hintergrund zu existie-

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Astrofotografie

3 Ha+[N II] aus Abb. 2 (s. dazu Teil 1 dieses Beitrags). Eingezeichnet
sind der Weiße Zwerg (gelbes Kreuz), die Konturen der Ha+[N II]Emission (rot) und die Achse durch den schwachen, äußeren Nebelteil (türkis).

4 [O III] aus Abb. 2. Eingezeichnet sind der Weiße Zwerg (gelbes
Kreuz) und die Konturen der [O III]-Emission (grün).

ren. Das könnte ein Indiz dafür sein, dass die interstellare Materie um Lan 21 keine sehr hohe Dichte hat.
2.100 bis 4.200 Jahre sind für einen Planetarischen Nebel ein recht geringes Alter. Für dieses Alter ist Kronberger 9 jedoch ungewöhnlich lichtschwach. Der Zentralstern ist mit 55.570 K [9] recht heiß und hat allemal das Potenzial, seine Umgebung zu ionisieren. Ein Planetarischer Nebel in der Entfernung von Lan 21 sollte deutlich heller sein. Wenn Lan 21 aber nur durch interstellare Materie geringer Dichte wandert, was ja zwischen den Spiralarmen der Fall ist, kann auch nur wenig ionisiert werden und wenig leuchten. Das sehe ich im Einklang mit den Befunden.
Zu guter Letzt kann man sich ja noch vorstellen, dass sich Lan 21 und Kronberger 9 in unterschiedlichen Entfernungen befinden, also nichts miteinander zu tun haben und sich nur zufällig am gleichen Ort am Himmel befinden. Dann erhebt sich aber die Fra-

ge nach der Ionisationsquelle für den Emissionsnebel. Trotz intensiver Suche habe ich in Aladin keinen genügend heißen Stern (z. B. einen Weißen Zwerg) im Nebel oder seiner Umgebung gefunden, der als UV-Quelle in Frage käme. Also wird Lan 21 wohl die Ionisationsquelle für Kronberger 9 sein.
Auch wenn einige notwendige Beweise (z. B. eine fehlende Expansionsgeschwin-

digkeit des Nebels) fehlen, legen die Erscheinungsform und Überlegungen zum Umfeld (Vorhandensein von interstellarer Materie am Ort von Kronberger 9) des Nebels doch nahe, dass es sich bei Kronberger 9 sehr wahrscheinlich nicht um einen Planetarischen Nebel handelt, sondern um Gasmassen, die von dem vorbeiziehenden Weißen Zwerg Lan 21 ionisiert werden.

Literatur- und Internethinweise (Stand 20.05.2026): [7] Wikipedia: ,,Planetarischer Nebel", https://de.wikipedia.org/ [7]
wiki/Planetarischer_Nebel [8] F. Gieseking, 1982: ,,Planetarische Nebel", Sterne und
Weltraum 02/1982, S. 68ff, www.spektrum.de/fm/976/ SUW_1983_02_S068-074.pdf [8] [9] S. Lepine et al., 2011: ,,Spectroscopic confirmation of UVbright white dwarfs from the Sandage two-color survey of the galactic plane", Astron. J. 141, p. 96, https://iopscience.iop. org/article/10.1088/0004-6256/141/3/96/pdf [10] M. Mrotzek, 2025: ,,PN G059.1-00.7 (Kronberger 9): Planetari- [9] scher Nebel oder nicht? (Teil 1)", VdS-Journal für Astronomie 95, S. 33

Journal für Astronomie Nr. 99 | 35

Astrofotografie

Überraschung bei M 106
von Peter Riepe

Vorweg: Die Überraschung bedeutet nicht, dass etwas Neues herausgefunden wurde. Überraschend ist vielmehr das Ergebnis, das aus einer kleinen, spontanen Kooperation zweier Mitglieder der Fachgruppe (FG) Astrofotografie hervorging.

Sabine Mauer beschloss am 16.04.2026, bei sehr guten Bedingungen die Galaxie M 106 aufzunehmen. Information dazu: Sie besitzt vermutlich die nächstgelegenste und bequemste Remote-Sternwarte der Welt, zwei Meter neben ihrem Bett auf dem heimischen Balkon gelegen. Also wurde das Celestron EdgeHD 8 (D = 203 mm und f = 2.000 mm) mit der ZWO ASI2600MC aufgebaut und danach per Bahtinov-Maske fokussiert. Es folgten Flats im Zenit. Noch am Abend, zum Ende der astronomischen Dämmerung, begann die Belichtung, gesteuert über die Planungsfunktion von ASIAIR. Um 3 Uhr morgens piepte Alexa, alles war sauber erledigt worden. Das Ergebnis: 67 x 180 s (= 3 h 21 min) bei f/10 belichtet (Abb. 1).

3 Südbereich von M 106, Ausschnitt aus Bild 1, für Vergleichszwecke schwarzweiß
wie als Luminanzbild wiedergegeben.

Sabine hatte vorher ihren Vereinskollegen Oliver Rieck von der Sternwarte Limburg per WhatsApp über ihre Foto-Absichten informiert. Oliver war sofort an einer Parallelbelichtung interessiert. Dazu nutzte er seinen 103-mm-Apochromaten mit f = 700 mm von seiner Balkonsternwarte aus. Bei Einzelbelichtungen von 180 s kam er auf 4,5 h. Damit war er aber noch nicht zufrieden und legte tags darauf noch einmal mehr als

1 M 106, Celestron EdgeHD 8 mit ZWO
ASI2600MC am 16./17.04.2026 von Sabine Mauer 3 h 21 min belichtet.

2 M 106, Askar 103, Apochromat f/6,8 mit
ZWO ASI533MC Pro, im gleichen Zeitrfaum wie Bild 1 von Oliver Rieck 7 h 54 min belichtet.

4 Südbereich von M 106, Ausschnitt aus Bild 2, ebenfalls Schwarzweißwiedergabe

Journal für Astronomie Nr. 99 | 37

Astrofotografie

wegen ihres Typs dSph (sphäroider Zwerg) höchst wahrscheinlich. LEDA 166131 als letzte ist mit einer Radialgeschwindigkeit von 0 km/s und ihres Typs dE (elliptischer Zwerg) sicherlich auch ein Begleiter von M 106.

5 Reproduktion aus [3], Westbereich von M 106 mit UGC 7356 und [KKH2011] S9 unten links
und mit unserem (der TBG-Gruppe) neu entdeckten Zwergbegleiter NGC 4258 DwA. Aufnahme von Mark Elvov, Apochromat TeleVue 101/540 mit Kamera QSI 683 ws, 20 h belichtet. Die Weitwinkelaufnahme ist im Original von 2012 mit vielen Umgebungsgalaxien markiert auf [2] zu sehen, dort Bild 6.

Die Zwerggalaxie [KKH2011] S9 ist in den Abbildungen 1 und 2 schwer erkennbar, aber recht gut in beiden Nahansichten. Man versteht sofort den Unterschied, dass nämlich Olivers längere Belichtungszeit eindeutig eine höhere Sterngrenzgröße zur Folge hat und insbesondere die Flächenobjekte heller wiedergibt.

3 h nach. Damit kam er insgesamt auf 158 x 180 s (= 7 h 54 min) und das bei lichtstärkeren f/6,8 (Abb. 2).
Mein Interesse an den beiden Aufnahmen war sofort geweckt, weil M 106 (NGC 4258) zahlreiche mögliche Begleiter besitzt, die 2011 von einer Gruppe sechs koreanischer Astronomen veröffentlicht wurden [1]. Die TBG-Gruppe der FG Astrofotografie [2] publizierte 2015 gemeinsam mit dem russischen Berufsastronomen Prof. Dr. Igor Karachentsev ein Paper zu beobachteten Begleitgalaxien benachbarter Scheibengalaxien [3]. Auch M 106 war eine der Zielgalaxien. Wir konnten alle Zwerge aus [1] nachweisen, entdeckten sogar einen neuen (NGC 4258 dwA) nordwestlich von M 106 (hier nicht mehr im Bild). Dieses Objekt hatten die Koreaner (mit denen Prof. Karachentsev Kontakt aufgenommen hatte) aus rein technischen Gründen übersehen.
Die Abbildung 3 zeigt einen Ausschnitt aus dem südlichen Nahbereich von M 106 aus Sabines Abbildung 1. Die entsprechende Nahansicht aus Olivers Abbildung 2 ist in Abbildung 4 zu sehen. Beide Aufnahmen wurden zur besseren Detailerkennbarkeit

in der Helligkeit etwa gleich stark angehoben. Vier mögliche Begleiter von M 106 sind beschriftet. Zunächst ist LEDA 4002249 wegen ihrer hohen Radialgeschwindigkeit von 5.593 km/s eine entfernte Hintergrundgalaxie. UGC 7356 hat eine Radialgeschwindigkeit von 132 km/s, was mit der von M 106 (507 km/s) einigermaßen verträglich ist. Sie wird daher als Begleiter von M 106 angesehen. Für [KKH2011] S9 liegt noch keine Radialgechwindigkeit vor, weder spektral noch eine davon unabhängig gemessene Entfernungsangabe. Dass sie als Begleitgalaxie aber zu M 106 gehört, ist wegen ihres geringen Winkelabstands und

Und worin besteht jetzt die anfangs genannte Überraschung? Ganz einfach: Mussten zum damaligen Nachweis solcher LSB-Objekte (LSB = Low Surface Brightness = geringe Flächenhelligkeit) die CCD-Detektoren 20 Stunden und länger belichtet werden (Abb. 5), so hat sich das bei den heutigen modernen CMOS-Sensoren total gewandelt. Sie haben deutlich höhere Empfindlichkeiten, so dass man die Aufnahmen nicht mehr so stark strecken muss, um die schwachen Signale gut erkennbar aus dem Rauschen zu differenzieren. Das führt dann natürlich auch zu einer besseren Detailwiedergabe.

Internethinweise (Stand Mai 2026):

[1]

[1] E. Kim, M. Kim, N. Hwang et al., 2011: ,,A wide-field survey

of satellite galaxies around the spiral galaxy M106", Mon.

Not. Roy. Astron. Soc. 412, pp. 1881-1894, https://ui.adsabs.

harvard.edu/abs/2011MNRAS.412.1881K/abstract

[2]

[2] Die TBG-Gruppe der VdS-Fachgruppe Astrofotografie: Home-

page, http://tbg.vdsastro.de/

[3] I. D. Karachentsev et al., 2015: ,,New Low Surface Bright-

ness Dwarf Galaxies Detected Around Nearby Spirals",

[3]

Astrophys. Bulletin 70, No. 4, pp. 379-391, https://arxiv.org/

pdf/1511.00955

38 | Journal für Astronomie Nr. 99

Astrophysik & Algorithmen

Sonnenfinsternisse
- der globale Verlauf (Teil 2)
von Uwe Pilz

Unsere Altvorderen haben Finsternisse auf dem Papier berechnet. Für uns mit Computern ist vieles einfacher. Aus diesem Grund kann ich in diesem Aufsatz eine Methode vorstellen, um den globalen Verlauf anzugeben, welche mit den bisherigen ,,Zutaten" auskommt und nur wenige zusätzliche ,,Gewürze" benötigt. Im Heft 97 habe ich einen ersten Teil zum globalen Verlauf verfasst [1].

Ausgangspunkt ist der lokale Verlauf, für den ich zum letzten Aufsatz [2] ein PythonProgramm publiziert habe [4]. Die Idee: Wenn man für ein dichtes Netz an Koordinaten jeweils die maximale Verfinsterung berechnet, dann kann man daraus die Grenzen des Finsternisgebietes angeben. Das ist natürlich ,,unnötig viel" Rechnerei, aber wir ersparen dadurch das Verstehen eines weiteren Stücks Theorie zu den Finsternissen.
Die Berechnung mit den Besselschen Elementen nimmt keine Rücksicht darauf, ob die Sonne über dem Horizont steht. Die Rechnung für einen vorgegebenen Ort würde auch Ergebnisse liefern, die auf der Nachtseite liegen, so als wäre die Erde durchsichtig. Aus diesem Grund habe ich zusätzlich die Sonnenhöhe berechnet. Dies erfordert weitere Berechnungen: Sonnenkoordinaten wenigstens mit einfacher Genauigkeit und die Schiefe der Ekliptik. All dies habe ich dem ,,Meeus" [3] entnommen.

1 Finsternis vom 10. Mai 1994, berechnet mit dem vorgestellten Programm

gang" symbolisiert. Bei mir ist er Magenta. - Ist die Verfinsterung größer 96%? Dann
wird die Zentrallinie gezeichnet, bei mir in Rot. - Ist die Verfinsterung kleiner 5%? Dann werden die ,,obere" und ,,untere" Grenze des Finsternisgebietes in Blau gezeichnet.
Auf ähnliche Weise zeichne ich noch eine 50-Prozent-Linie ein.

kann es passieren, dass man z. B. über die Zentrallinie hinwegfährt, ohne sie ,,zu erwischen". Wenn man viel feiner rechnet, dann kann man auch diese Prozentgrenzen enger stellen, die Linien werden dann schärfer. Das Programm liegt wie immer auf unserer Webseite [4] und ich publiziere es auch im Forum.

Die Prozentangaben des Programmes müssen etwas modifiziert werden, wenn man in einem gröberen Raster rechnet. Ansonsten

Das Programm, wie ich es publiziere, rechnet für ein Koordinatennetz von 1/4 Grad Abstand. Das dauert ein paar Minuten, gibt aber eine ganz ordentliche Karte. Für jeden dieser Punkte wird zuerst geprüft, ob die Sonne überhaupt über dem Horizont steht. Wenn ja, dann untersuche ich: - Steht die Sonne tief, kleiner 1 Grad, und
ist dennoch verfinstert, also der Bedeckungsgrad größer Null? Dann wird ein Punkt gesetzt, welcher ,,Finsternis bei Sonnenaufgang" bzw. ,,bei Sonnenunter-

Literatur- und Internethinweise (Stand 21.05.2026):

[1] U. Pilz, 2026: ,,Sonnenfinsternisse - der globale Verlauf",

VdS-Journal für Astronomie 97, S. 61-62

[2] U. Pilz, 2026: ,,Sonnenfinsternisse - lokale Verhältnisse",

VdS-Journal für Astronomie 98, S. 41

[3]

[3] J. Meeus, 1998: ,,Astronomical algorithms", Wilmann-

Bell, ISBN 0-943396-61-1, https://de.scribd.com/

document/444162160/Jean-Meeus-Astronomical-

algorithms-1998-pdf

[4]

[4] U. Pilz: ,,Berechnung von Sonnenfinsternissen",

https://fg-astrophysik.vdsastro.de/prg95.html

Journal für Astronomie Nr. 99 | 39

Atmosphärische Erscheinungen

Ratschbumm beim AKM in Göttingen
- das 46. AKM-Treffen
von Elmar Schmidt

Vom 20.-22. März 2026 hatte der Arbeitskreis Meteore e.V. zu seinem traditionellen Frühjahrstreffen eingeladen, diesmal in die Jugendherberge Göttingen. Ungefähr 45 Teilnehmer reisten dorthin an, etwa zehn nahmen online an der Veranstaltung teil.

Vom Seminarort erreichten die Anwesenden am Samstagnachmittag in einem 1 km langen sportlichen Spaziergang das Geophysikalische Universitätsinstitut am Warteberg. Unser Mitglied Nikola Strah aus Dransfeld hatte eine Führung durch die dort gelegene Erdbebenwarte vermittelt, welche zusammen mit dem ,,Magnethaus" des Mathematikerfürsten Carl Friedrich Gauß und seines Kooperanten Wilhelm Weber ehrenamtlich betreut wird.

1 Wiechert-Seismograf von 1902 (Bild: A. Möller)

Die seit 1902 tätige, älteste Erdbebenwarte der Welt wurde von dem Göttinger Physikprofessor Emil Wiechert begründet, welcher tonnenschwere und rein mechanische Seismografen konstruierte, die heute zwar durch kompaktere Geräte ersetzt sind, aber immer noch als empfindliche Referenz zu diesen mitbetrieben werden (Abb. 1). Besonders beeindruckend war ein Faksimile der Originalaufzeichnung des großen Bebens von San Francisco im Jahr 1906. Zur Exploration von Bodenschätzen diente die 4 Tonnen schwere Stahlkugel von Ludger Mintrop, deren Aufprall aus 12 m Höhe den Waldboden unter den AKMlern erzittern ließ.
Eine weitere frühe Leistung der Göttinger Geophysik war die Untersuchung geomagnetischer Störungen und solar-terrestrischer Beziehungen durch Julius Bartels, welcher damit zum Pionier des heute als Weltraumwetter bezeichneten Gebietes wurde und 1949 in Potsdam auch den KpWert zur Vorhersage von Polarlichtern schuf. Gründungsväter der Göttinger Magnetik waren aber die besagten Gauß und

Weber. Neben der Messung und Kartierung des Erdmagnetfeldes hatten sie schon festgestellt, dass sich dieses kurzzeitig ändert - und das vermutlich nicht vom Erdinnern ausgehend. An ihrem aus der Stadt zum Hainberg umgezogenen und ganz aus Holz gebauten Messlabor entstand auch das Gruppenfoto (Abb. 2).
Der gute Seminarbesuch hatte nicht nur mit dem aus fast ganz Deutschland günstig erreichbaren Tagungsort zu tun und hing auch nicht allein mit der nochmals (auf 125) gestiegenen Mitgliederzahl des AKM zusammen, von der ein knappes Drittel zugegen war. Was zum Seminarerfolg der beiden VdS-Fachgruppen im AKM (Atmosphärische Erscheinungen und Meteore) schon länger beiträgt, ist die frühzeitige Ankündigung von Termin und Vorträgen. Auch 2026 gab es wieder ein breites Themenspektrum zu Himmelsphänomenen, so auch abzulesen an der Best-of-Bilderschau am Samstagabend.

Gut aufgenommen werden auch Vor-OrtVersuche und Exponate. So demonstrierte Reinhard Nitze aus Barsinghausen u. a. mit Meteoriten seinen an Reif, Eiskristallen und Schneeflocken bewährten Mikrofotografieaufbau (Bild 4), und auch Alexander Haußmanns in der Luft schwebende Glasperlenbögen erstaunten wieder. Andreas Möller aus Berlin, Andre Knöfel aus Lindenberg und Frank und Sabine Wächter aus Radebeul hatten eine ansehnliche Sammlung teils brandaktueller Meteoriten sowie Impaktgesteine mitgebracht.
40 bzw. 47 Jahre Halobeobachtungen im AKM, darüber referierte Wolfgang Hinz. Der Inhalt umfasste die Geschichte der Beobachtungsreihe seit 1979. Eine elektronische Erfassung findet seit 1986 statt, so dass aus der mit 40 Jahren weltweit längsten Reihe fast 200.000 Halos in eine Datenbank eingegangen sind und aus dieser nach verschiedenen Kriterien wie Halotyp, Beleuchtungs- und Kristallart, tages- und jahreszeitlichem Auftreten usw. exzerpiert werden können. Bisher beteiligten sich ca.

40 | Journal für Astronomie Nr. 99

Atmosphärische Erscheinungen

bei das Wettergeschehen berücksichtigen und besondere Ereignisse und Phänomene identifizieren.

2 Gruppenfoto (Bild: A. Möller)
100 Beobachter. Vorgestellt wurden auch erste Ergebnisse und Anregungen zur Verbesserung des Haloschlüssels sowie internationale Aktivitäten, z. B. in Finnland [1].
Alexander Haußmann aus Hörlitz hatte sich dem speziellen Thema von Polarisation bei Halos zugewandt, zu denen es u. a. durch Reflexion und Doppelbrechung im Eis kommen kann. Die Effekte sind allerdings nicht sehr groß, und es gibt erst wenige Arbeiten dazu. Inzwischen gibt es einen CCD-Chip mit mikrooptisch integrierten Polfiltern verschiedener Orientierung, der eine instantane Bildaufnahme zur Polarisationsanalyse ermöglicht. Die zugehörigen Industriekameras sind schon für ca. 700 Euro erhältlich, allerdings gibt es noch wenige Angaben oder Evaluationen zu Genauigkeit, Kalibration und Signalauslesung.

ware HALOpy erstellen (lassen), mit der die systematischen Halobeobachtungen künftig vereinfacht und beschleunigt erfasst werden sollen [2].
Die zweite halobezogene KI-Anwendung Sirkos heißt HALOassist. Sie war etwas einfacher zu erzeugen und soll aus der Datenbank vor allem die monatliche Auswertung und Berichtserstellung automatisieren, da-

Ein dritter Vortrag Sirkos widmete sich dem Thema KI für Meteorbeobachter, welche das zweite Standbein des AKM ausmachen. Auch hier soll es zunächst um die Vereinfachung der bisherigen Prozesskette visueller Beobachtungen gehen, also den Ablauf Aufnahme/Diktat > Abschrift > Tabellierung. Dazu wurde ein Chat-Interface als Demonstrator für MCP in den VMDBServer meteorflux.org eingebaut.
Jürgen Rendtel aus Potsdam führte die Zuhörerschaft zurück auf die Praxis der visuellen Meteorbeobachtung im zurückliegenden Jahr. Die nur 10% der weltweit aktiven Meteorbeobachter aus dem AKM steuern übrigens 30% der weltweit gezählten Meteore bei! Aus ihren Daten konnten 2025 Feinstrukturen in den Leoniden ermittelt

Zurück zum riesigen Fundus systematischer Halobeobachtungen. Da sich zu dessen Weiterbetreuung noch kein Nachfolger für Wolfgang fand, hat sich Sirko Molau aus Seysdorf als Autor des 1992 ff. zunächst mit Pascal unter DOS laufenden Halo-Programms dem ihm inzwischen beruflich nahestehendem Thema des Einsatzes künstlicher Intelligenz (KI) zugewandt. Damit konnte er in einer Entwicklungszeit von 3-5 Wochen in Betaversion eine Python-Soft-

3 Sirko Molau dankt Ina Rendtel im Namen des Vereins für 35 Jahre Vorstandsarbeit mit
einer Meteoritenzeichnung (Bild: A. Möller)

Journal für Astronomie Nr. 99 | 41

Atmosphärische Erscheinungen

werden, und nach Anwendung eines Faktors 2 kamen die visuellen Beobachtungen der Perseiden bei Vollmond in Übereinstimmung mit den Daten aus Kameranetzwerken.

4 Fotostack
eines Marsmeteoriten von Andre Knöfel (Bild: R. Nitze)

Bernd Gährken aus München und Peter C. Slansky aus Kempen stellten Videometeore vor, die sie mit drei Kameras auf dem Calar Alto in Südspanien simultan einfingen. Dabei arbeitete eine im Weißlicht, zwei waren gefiltert, nämlich mit der Natriumlinie und im Grünen. Besonders erpicht waren sie dabei auf ,,green trains", das sind im Licht einer Sauerstofflinie grün nachleuchtende Plasmaspuren. Es zeigte sich, dass Meteore teilweise mit ,,unkorrelierter" Helligkeit in den drei Videos erschienen, was zu einer fünffachen Typisierung führte, deren Ursache den Beobachtern aber noch Kopfzerbrechen macht.
Nikola Strah stellte samt technischer Hinweise auf dafür einzusetzende Antennen sein Projekt vor, Meteorsignale direkt im ELF- und VLF-Radiobereich (also anders als beim Nachweis ihrer Plasmakanäle durch Streuung von Radarwellen) zu detektieren, zu korrelieren und zu verstehen. Es scheint klar, dass im VLF-Bereich (kHz) ionosphärische Störungen mitspielen. Neuland wäre der Beweis, dass es im Bereich akustischer Frequenzen (ELF bis unter 300 Hz) auch zur Elektrophonie kommen kann, also dem gelegentlichen Hören eines visuellen Meteors.
In einem weiteren Vortrag von Peter C. Slansky ging es um das Einstellen von GPSZeitsignalen auf die Audiospur von Videos etwa mit Meteoren und Sternbedeckungen. Hier sind die Unterschiede zwischen der TAI (Atomzeit) und der astronomisch relevanten UTC zu berücksichtigen, welche inzwischen 37 s ausmachen. Björn Kattentidt aus Neutraubling hatte übrigens etliche von

ihm komplett entwickelte Zeittaktgeber mitgebracht.
Ulrich Sperberg aus Salzwedel sammelte in Bibliotheken originale Berichte und Meldungen über eine ganze Reihe gut 100 Jahre zurückliegender Meteorbeobachtungskampagnen aus Gasballons in Frankreich, England, dem Deutschen und Russischen Reich. Aus heutiger Sicht handelte es sich dabei um eine teure und teilweise gefährliche Modeerscheinung mit geringem wissenschaftlichem Ertrag. Immerhin tat dabei sogar eine der ersten in Europa studierten Astronominnen mit, die US-Amerikanerin Dorothea Klumpke-Roberts.
Mit den GPS-Ortskoordinaten ausgewählter AllSky7-Kamerastandorte hat sich Bernd Klemt aus Bergisch-Gladbach befasst. In denen gibt es Streuungen mit Tagesgang von 2-3 m, mit weniger Satelliten gelegentlich auch dreimal größere. Die Ursachen sind wohl teils ionosphärisch, teils individuell empfängerseitig bedingt.
Handfestes wurde von Frank und Sabine Wächter gezeigt. Sie haben gleich mehrere Fundorte von Moldawiten im Bayrischen Wald, Böhmen und von ähnlichen Tektiten in der Lausitz kompiliert und teilweise auch besucht. Bei den zum Teil schmuckartig und meist grünlich durchscheinenden oder wie Achat gebänderten Gesteinen handelt es sich um teils hunderte Kilometer weiten Auswurf von den prähistorischen Großmeteoriteneinschlägen ins spätere Nördlinger Ries und Steinheimer Becken, welcher

schmelzflüssig oder gar plasmaartig in die Hochatmosphäre und den nahen Weltraum geschleudert wurde und beim Wiedereintritt zu glasigen Tropfen kondensierte.
Oberste Atmosphärenschichten sind dauerhafte Heimat von Polarlichtern, von denen es 2025 viele Bildberichte im AKM-Forum gab [3]. Dass beim Seminar darüber nicht berichtet wurde, mag damit zusammenhängen, dass sich die Vielzahl der Erscheinungen immer noch in Auswertung befindet. Andreas Möller gab aber eine instruktive Übersicht über Weltraummissionen zur Überwachung der Sonne und Vorhersage von Sonnenstürmen in der irdischen Magnetosphäre.
Sein zweiter Vortrag war eine Schnelleinführung in die bei ihm bewährten Methoden der Fotobildbearbeitung mit Photoshop Lightroom.
Bernd Gährken hat sich die Aufgabe gestellt, Elmsfeuer, das sind niederatmosphärische Koronaentladungen, in der Großstadt zu dokumentieren, wo sie etwa zweimal im Monat vorkommen. Spektral breitbandig ist das mangels Kontrastes gegen den aufgehellten Himmel nicht möglich. Bernd wählte und optimierte eine Filterlösung im UV-A bei 350 nm, und damit gelangen ihm nächtliche Nachweise an Blitzableitern eines Münchener Hochhauses.
Auch die klassische Himmelsbeobachtung kam nicht zu kurz. Georg Dittie betreibt in seinem Haus in Königswinter rund um

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Atmosphärische Erscheinungen

helligkeit erst ab einer Eindringtiefe von etwa 20% des Vollmonddurchmessers in den Halbschatten ab.

5 Mondhelligkeitsverlauf für mittl. Entfernungen Erde-Mond-Sonne. Unter dem Phasen-
winkel erscheinen Erde und Sonne vom Mond aus; die Vorzeichen zu-/abnehmend sind reine Konvention. Die blauen Kurventeile bis zum Erdlicht des Neumondes sind aus der Beleuchtung durch die Vollerde abschätzbar. Der braun eingezeichnete Verlauf einer Mondfinsternis ist schematisch.

die Uhr mehrere wettergeschützte Fisheyekameras. Die entstandenen Videos decken den Tages- und Nachthimmel zeitlich lückenlos ab und zeigen neben Wolkenzug und Flugverkehr Himmels- und Dämmerungsfarben, Polarlichter und Halos.
Um den hierzulande häufigen Wolken zu entgehen, sind Petra und Jörg Strunk im August 2025 aus Herford nach Namibia gereist, hatten aber das Pech, dass von fünf Nächten auf einer Astrofarm vier ausfielen, durch Wolken ...
Auch Elmar Schmidt aus Bad Schönborn reist seit 2007 an astronomische Spitzenstandorte, in seinem Fall, um totale Mondfinsternisse zu photometrieren. Seit 2022 wird er dabei von anderen AKMlern wie Carsten Jonas aus Gettorf, Maciej Libert

aus Bremerhaven und Andreas Möller unterstützt. Die Minimumhelligkeiten von inzwischen 15 Finsternissen korrelieren gut (r = -0,76) mit der Kernschattenmagnitude, das ist die Eindringtiefe des Mondes in die Umbra (Erdkernschatten), wie es Simulationen des die Atmosphäre streifenden und in den Erdschatten gelenkten Sonnenlichts erwarten lassen. Weitere starke Korrelationen wurden nicht gefunden, auch nicht zu einigen im Schrifttum als gesichert angesehenen Einflussgrößen wie Sonnenaktivität oder Erdabstand des Mondes. Ein Nebenergebnis aus den besten Lichtkurven von Mondfinsternissen war die Bestätigung der bislang nur vermuteten Erwartung, dass der so genannte Oppositionseffekt des Vollmondes die Abschwächung des Mondes im äußeren Halbschatten überkompensiert. Konkret nimmt die Mond-

Um Photometriedaten des Mondes zu kalibrieren und vergleichbar zu machen, müssen sie auf mittlere Abstände von Erde und Sonne und auf die Luftmasse 1 reduziert werden. In einem zweiten Vortrag stellte Elmar Schmidt über 400 so ausgewertete Messungen des Mondes in fast allen Phasen vor, welche Alexander Haußmann mit Polynomen längs ihrer Oberkante beschrieb. Deren Schärfe macht die Annahme plausibel, dass eine solche Hüllkurve auch für Tieflandmessungen einen ,,Idealmond" in puncto Helligkeit besser beschreibt als eine durch die Punktwolke gelegte Kurve (Abb. 5).
Wolfgang Dzieran aus Bad Lippspringe hat sich der Frage zugewandt, wie lange ein Sonnenuntergang dauert. An zwei nur zwei Tage auseinanderliegenden Abenden stellte er am Strand von Amrum fest, dass der erste Sonnenuntergang recht nahe an den durch Sonnengröße und Tagbogenrichtung gegebenen 4 min 18 s lag, der zweite aber fast 7 min dauerte, wenn man sein Ende am letzten sichtbaren Sonnenlichtfleck am Horizont festmacht. Solche Unterschiede hängen mit tagesabhängig variierender Strahlanhebung durch atmosphärische Refraktion zusammen (vgl. auch Artikel auf Seite 5).

Internethinweise (Stand 21.05.2026):

[1] Ursa Astronomical Association: ,,Skywarden observation service", www.taivaanvah- [1]

[2]

ti.fi/observations/browse/pics/0/observation_id

[2] HALO 3.3: "Programm zur Erfassung und Auswertung von Halobeobachtungen",

https://halopy.online [3] [3] AKM e.V., Forum für atmosphärische Erscheinungen, https://forum.meteoros.de/

viewforum.php?f=1

Journal für Astronomie Nr. 99 | 43

Deep Sky

Fachgruppen-News #99

Neben den üblichen Fachgruppenseiten im Folgenden hat unsere Fachgruppe das Schwerpunktthema im vorderen Teil des Heftes betreut. Bei Erscheinen dieses Heftes steht das ,,erste" Deep-Sky-Treffen nach längerer Pause unmittelbar bevor. Zur Erinnerung: Es findet vom 20. bis 22.11.2026 in Bebra statt (siehe auch Fachgruppen-News in Heft 96). Wer teilnehmen möchte, hat also noch ein wenig Zeit, sich anzumelden. Den Buchungslink für das Hotel finden Sie auf der Fachgruppenhomepage https://deepsky.vdsastro.de/de/DST.php. Zudem hat die Fachgruppe unter dem Pseudonym ,,FgDeepSky" im astrotreff einen eigenen Account Wir geben dort Schwerpunktthemen oder Veranstaltungen bekannt, die für die FG relevant sind und für die die Vorlaufzeit des VdS-Journals für Astronomie zu lang erscheint. Auch das DST wurde dort angekündigt und schon kurz danach gab es positive Resonanz und uns wurden erste Vorträge angemeldet.

Wolfgang Kriebel hat uns einen ersten kleinen Beobachtungsbericht für unser Projekt ,,A star's life" zugesendet und CRL 2688 beobachtet. Bitte beobachtet weiter und schickt uns Eure Ergebnisse!
Etwas ganz Besonderes ist unserem FG-Mitglied Christian Harder gelungen: Er hat es geschafft, den kompletten NGCKatalog zu beobachten! Christian, dafür unseren herzlichsten denkbaren Glückwunsch!!! Zu diesem Langzeitprojekt finden Sie seinen Bericht auf den folgenden Seiten.
Viel Spaß beim Lesen und Beobachten - man sieht sich auf dem DST! Euer Daniel

A star`s life - CRL 2688

Den ersten Bericht zu einer Beobachtung unseres Projektes ,,A star's life" hat uns Wolfgang Kriebel zugesandt. Er konnte den kleinen protoplanetarischen Nebel CRL 2688 beobachten und hat uns einen Auszug seiner Beobachtungsnotizen übermittelt. Machen Sie auch mit!

Eine Liste der Objekte finden Sie in Heft 96. Daniel Spitzer

23.08.2023 / C8: klein, sehr hell, direkt sichtbar, braucht starke Vergrößerung und am besten sehr ruhige Luft - erscheint als deutlich länglich-zweigeteiltes Nebelchen, wobei die nördliche Komponente die deutlich hellere ist.

Indirekt lässt sich der dunkle ,,Trennbereich" der beiden Nebelteile blickweise schon deutlich ausmachen! Hochinteressantes Objekt!

Ein helles, sehr einfaches Objekt - braucht keineswegs eine perfekte Durchsicht.

Durchsicht gut; Grenzgröße ca. 6,0 mag; Instrument: Celestron 8; verwendete Okulare: TeleVue Nagler 12 und 7 mm; Beobachtung ohne Filter. Wolfgang Kriebel

1 CRL2688 aus dem POSS II (rot), Ausschnittsgröße: 5` x 5`

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Deep Sky

Meine visuelle Beobachtung des gesamten NGC-Kataloges (7.840 Einträge)
von Christian Harder

Das Jahr 2003 brachte mit dem Erwerb eines 16-zölligen f/4-Newtons (Hauptspiegel - Dahlmark) inkl. NGC-miniMAX-Encodern den Umbruch. Bis zu diesem Zeitpunkt beobachtete ich visuell primär mit einem tollen Selbstbau-Volltubus 10 Zoll f/6 Newton (Quarz-Hauptspiegel - Lomo) wechselweise als Dobson oder nachgeführt auf meiner stationären Montierung. Zwischendurch nutzte ich auch eine Weile meinen größeren Selbstbau-12-Zoll-f/5,4Dobson (Floatglas-Spiegel - Oldham), der aber bedingt durch mechanische Defizite nicht zu überzeugen wusste. Als Brillenträger stieß ich im Okular-Angebot auf Einschränkungen. Ich nutzte für ,,Deep Sky" viele Jahre diverse Vixen-LVW-Okulare. Ein 12-mm-Nagler sowie das legendäre Leitz-30-mm-,,Panzerokular" rundeten das Sortiment ab. Das visuelle Beobachten lief eigentlich immer so nebenher, da ich damals, wenn es die Nächte hergaben, noch chemische Astrofotografie betrieb. Dies änderte sich, als die DSLR aufkamen und mit ihr das mir nachträglich lästige Stacken und Bearbeiten der Rohbilder am PC. In dieser Phase des Verschwindens der nicht mehr zeitgemäßen reinen Einzelbild-Fotografie stieg ich aus. Das besagte 16-Zoll-Optikset baute ich mit einem Tubus aus Pertinax neu auf. Aufgetriebene massive Rohrschellen ermöglichten zum einen das Ausbalancieren im Dobson-Modus wie auch eine mögliche Montage auf meiner, allerdings sichtlich überforderten Alt-5AD-Montierung. Der Dobson offenbarte mir im heimischen Garten unter damals noch richtig dunklem Landhimmel herrlich tiefgreifende DeepSky-Beobachtungen.
Erste Berührungen mit Katalogen Ich kam schnell nach Beginn meiner astronomischen Aktivitäten mit den Objekten des Messier-Katalogs in Berührung. Seit Ende der 70er Jahre observierte ich im elterlichen Garten mitten in Hamburg. In

1 Mein damaliger 16-Zoll-f/4-Newton mit Volltubus

der damaligen VdS-Materialzentrale entdeckte ich dann drei Bände mit Beobachtungsobjekten, die der Autor W. Meyer unter meinen vergleichbaren Bedingungen sämtlichst in Berlin auffand und beschrieb. Neben Messier-Objekten kam ich so nun auch mit helleren NGC-Objekten in Kontakt. Das eine oder andere Objekt versuchte ich mittels eines Schurig/Götz-Himmelsatlasses in meinem damaligen 6-Zoll-f/8Meade-Newton einzustellen. Nach einigen Jahren beschäftigte ich mich auch mit der Möglichkeit zur Durchführung der damals aufkommenden ,,Messier-Marathons". Ein avisierter Messier-Marathon blieb mir leider aufgrund der Wohnlage in Hamburg bis 1996 und nach dem späteren Umzug aufs Land vorenthalten. Entweder passte es in den möglichen mondfreien Nächten nicht mit dem Wetter oder die klaren Nächte in

der Woche waren für mich eingeschränkt durch die Arbeit.
Um den Beginn der 2000er erwarb ich dann die beiden Bände ,,Night Sky Observer's Guide" von Kepple/Sander. In der Zeit legte ich mir auch die beiden Bände Uranometria 2000 + Field Guide zu. Meine ersten Einträge in erstgenannten Bänden rühren aus dem Jahr 2004 und sind mehr oder weniger koordiniert. In den folgenden Jahren beobachtete ich alle gerade visuell erreichbaren Kometen. In dieser Zeit ,,sammelte" ich so quasi nebenbei ,,neue" NGC-Objekte ein.
Den optisch mäßigen 16-Zöller löste im Februar 2012 ein gebraucht erworbener 16-Zoll-Dobson f/4,5 (Optik - Pegasus) ab. Dieses Instrument war die eigentliche Initialzündung. Es entpuppte sich als leis-

Journal für Astronomie Nr. 99 | 45

Deep Sky

tungsfähiges, zerlegbares Instrument mit einer top Optik und begleitete mich fortan auf Reisen in südlichere Gefilde, wie die französische Provence oder auf die Insel Losinj in Kroatien (beide auf +44 Grad Breite). Das Schattendasein meiner Deep-Sky-Beobachtungen war jetzt beendet. Ich erfasste fortan systematisch südlicher stehende NGC-Objekte. In dieser Phase stieß ich im Internet zufällig auf die Herschel-400-Liste. Darüber hinaus fand ich auch eine ergänzende Herschel-II-Liste (ebenfalls mit 400 Einträgen) sowie eine Herschel-III-Liste (300 Einträge). Alle drei Listen beinhalten William Herschels Beobachtungen. Bei weiterer Recherche stieß ich auf W. Steinickes Homepage [1] auf eine ausdruckbare Herschel-2500-Liste. Die drei oben genannten kleineren Listen gingen quasi in ihr auf. Diese tabellarisch angelegte Liste war eine wunderbare Fleißarbeit, allerdings im Feldeinsatz recht unpraktisch. Umso erfreuter war ich kurz darauf, es war um 2012/13, die erst kürzlich erschienene Arbeit von Mark Bratton ,,The complete Guide to the Herschel Objects" zu erwerben. Dieses Buch enthält alle entdeckten Deep-Sky-Objekte von William Herschel (2.435 Einträge) und es bot sich förmlich an, diese Liste jetzt ernsthaft anzugehen. Unter Einbeziehung meiner südlicheren Urlaubsplätze sollten auch die tiefer stehenden Objekte erreichbar sein. So startete ich im April 2012 mit schon 954 gesehenen Objekten, um im Juni 2013 bei 1.215 Beobachtungen zu stehen. Zeitnah im September 2014 konnte ich die Herschel-2500- wie auch die Herschel-II- und -III-Listen in Kroatien abschließen. Ein Jahr zuvor hatte ich ebenfalls in Kroatien die Herschel-400Liste beenden können.
2014 erwarb ich von demselben Verkäufer des 16-Zöllers auch seinen 12-Zoll-f/5Dobson (Lomo-Optik). Dieses Instrument bestückte ich ebenfalls mit Encodern und

2 Der Dobson 20 Zoll f/3,6 in Nambia im Restcamp

spannte ihn so in das NGC-Projekt mit ein. Zwischenzeitlich begann ich auch, die ,,Slough-Liste" (466 Einträge) John Herschels, des Sohnes von William, abzuarbeiten, die ich zeitnah 2015 abschloss. John Herschels umfangreichere ,,Cape"-Liste (651 Einträge) ging später in meiner nun folgenden finalen Südhimmel-Phase auf.
Der ,,Rest" geht auch noch Man sollte meinen, der Herschel-2500 wäre jetzt der Abschluss meiner NGC-Beobachtungen. In mir breitete sich zwischenzeitlich erneut das Bedürfnis aus, endlich die Südhemisphäre zu bereisen. Diesen Wunsch erfüllte ich mir im Mai 2016 anlässlich des 50. Geburtstags. Im Gepäck nach Namibia hatte ich meinen eigens dafür gebauten Selbstbau-Reisedobson 8 Zoll f/5 (Optik - GSO), den Skyatlas 2000.0 in Einzelblättern sowie den genialen ,,Pocket Sky Atlas". Unter dem

Südhimmel suchte ich so sämtliche Objekte per Starhopping auf. Eine über 200 Objekte umfassende Liste war dank der vielen klaren Nachtstunden schneller abgearbeitet als erwartet. So schaute ich mir die ,,Showpieces" teilweise erneut an und erstellte von einigen Zeichnungen. Ich verlor mich beim Blick durchs Fernglas beim Abfahren der grandiosen Milchstraße. Der Südhimmel macht süchtig, so hatte ich im kommenden Jahr im April einen neu gebauten leistungsstärkeren 10-Zoll-f/5-Dobson zusammen mit einem TeleVue-24-mm-Panoptik- und einigen Delite-Okularen im Gepäck. Genial war auf dieser Reise das ,,Eintauchen" in die große Magellansche Wolke, kurz LMC. In ihr sind weit mehr als 250 NGCObjekte eingebettet. Ich nutzte die frühen Abendstunden, um die noch ausreichend hoch stehenden Objekte in der LMC aufzusuchen. Die Stunden vergingen wie im Flu-

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ge. Ich hockte gebückt und hangelte mich durch das weitverzweigte Labyrinth. Ärgerlich waren Momente, in denen ich gelegentlich an das Okular oder den leichten Tubus stieß und so das Objekt verlor. Dann hieß es erneut Anlauf nehmen und eintauchen. Diese sich wie Entdeckungen anfühlenden Beobachtungen waren unvergessliche Highlights des Projekts. Im Frühjahr war es zudem ein Genuss, die Galaxien in der Region Luftpumpe - Wasserschlange - Zentaur zu durchforsten. In Namibia durchlaufen sie im Frühjahr den Zenit, wohingegen sie bei uns ein Schattendasein fristen und selbst von Kroatien aus nur ansatzweise erreichbar sind. Zwar sind richtig helle Galaxien in der Region eher spärlich vertreten, aber ansonsten steht sie den Bereichen um den Großen Bären - Coma Berenices - Jungfrau kaum nach.
Im Mai 2018 reiste ich erstmalig nach Südafrika, Ziel war Hotties Astrofarm. Dort buchten wir günstig einen 16-Zollf/4,5-Dobson. Zudem durften wir ab und an einen Blick durch einen ebenfalls dort vorhandenen 20-Zoll-Lowrider-Dobson von Timm Klose werfen. Diese deutlich größeren Spiegel waren eine Offenbarung an zuvor schon gesehenen Objekten. So war der Kugelsternhaufen Omega Centauri formatfüllend im Gesichtsfeld eines WW-Okulares ein echter Hammer. In den Morgenstunden wurde es dort allerdings etwas feucht und unangenehm frisch. Meist hatten die anderen Mitbeobachter schon längst die Segel gestrichen, und so war ich oft allein auf dem Beobachtungsplatz. Ich schaute mir die tief stehenden, aber auch so schon eindrucksvollen Galaxien in der aufsteigenden Region Phoenix - Tukan - Skulptur - Fornax an.
Nebenher schloss ich so den Caldwell-Atlas (109 Einträge), die Benneton-Liste (130 Einträge), den Lacaille-Katalog (41 Ein-

3 Am 26.09.2023 stand der Komet 2P/Encke 2,5 Grad entfernt von der Galaxie NGC 2903
(links). 7,8-Zoll-Dobson, V=40x, in Deutschland

träge), die Melotte-Liste (245 offene Sternhaufen) und Erich Karkoschkas ,,Deep Sky Objects"-Liste ab.
Nach den drei Reisen unter den Südhimmel listete ich alle Sternbilder mit ihren noch verbliebenen nicht gesehenen NGCObjekten auf. So erst gewann ich einen Überblick über den derzeitigen Stand des Projekts. Beim Zwischenstand im Mai 2019 hatte ich auf der Habenseite 5.881 gegenüber 1.959 noch fehlenden Objekten. Es zeigte sich, dass oft hinter vielen Nummern keine Objekte standen, es waren schlicht Eintragungsfehler bzw. Falschpositionen. Hier und da waren aber auch Doppel- bzw. Mehrfachnummern vergeben.
Ein neu gebauter 21-Zoll-f/3,4-Dobson, bestückt mit Komakorrektor und den brillenträgerfreundlichen Baader-MorpheusOkularen hatte mittlerweile 2018 meinen 16-Zöller abgelöst. Diese Kombination war ein überraschend großer Sprung und so nicht von mir erwartet. In den anstehenden kurzen klaren Mai-Nächten klapperte ich bekannte ,,Standard"-Objekte ab. Die Detailfülle mit der neuen Ausrüstung ließ mich förmlich schwelgen. Mit der Fortsetzung der NGC-Beobachtungen wurde mir in der Folgezeit anhand der verbliebenen, durchweg lichtschwachen Galaxien Herschels beobachterische Leistung so richtig bewusst vor Augen geführt. Ihm standen

auf der einen Seite nur einfache Okulare und nicht besonders reflexionsstarke Metallspiegel zur Verfügung, die aber auf der anderen Seite unter dunkleren, reineren und so viel klareren Nächten, wie es sie heute in Europa kaum gibt, eingesetzt wurden.
Herschel entdeckte die NGC-Objekte. Hierbei nutzte er meistens seinen sehr gut gelungenen 18,7-Zöller. Die effektive Lichtsammelkraft dieses Instrumentes war aufgrund der angesprochenen Reflexionsarmut ungefähr mit heutigen 14-Zoll-Optiken gleichzusetzen. Ich dagegen biss mir beim reinen Nachbeobachten mit dem 21-Zöller an dem ein oder anderen Objekt, in Vorkenntnis ihrer Helligkeit und Position, unter dem verunreinigten und aufgehellten Himmel die Zähne aus. In den tieferen Lagen der Region Wassermann - Walfisch - Eridanus mit meist vorherrschendem Horizontdunst ,,soffen" die Galaxien förmlich ab. Ich begann mich zu fragen, ob ich so das Projekt überhaupt zu Ende bringen könnte. Immer wieder interessant zu beobachten waren Fehleinträge, die im ersten Moment Nebel zeigten, dann aber bei genauerer Betrachtung am Okular bei gutem Seeing und höherer Vergrößerung sich als eng zusammenstehende Sterne auflösten. Hier zeigte sich dann doch die vorhandene Grenze von Herschels benutztem Equpiment.

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Alle meine aufgezählten heimischen Teleskope verfügten über Encoder und Handboxen, durchweg NGC Max. Ich rief mittels Notebook und dem Guide-Programm das gewünschte NGC-Objekt auf. Dann programmierte und schwenkte ich den jeweiligen Dobson auf das Objekt und glich es so im Gesichtsfeld ab. Mit dieser Vorgehensweise gelang es mir, teilweise bis zu 50 NGC-Objekte in einer Nacht zu beobachten. Die Liste der noch aufzusuchenden Objekte schmolz quasi wie ein Schneemann in der Sonne. So lag ich im März 2020 bei 7.012 aufgesuchten und nurmehr 828 fehlenden NGCs.

Erneut wollte ich mich den noch fehlenden südlichen Objekten zuwenden. Möglichst viel Öffnung war notwendig, um die verbliebenen, durchweg schwächeren Objekte erfassen zu können. Es bot sich daher erneut an, bei Hottie im April 2020 einzuchecken. Dann kam Corona und ein schon gebuchter Flug samt Aufenthalt musste gecancelt werden ... Zwangsläufig sollte ich mich weiterhin auf die heimisch erreichbaren NGCs beschränken. Im Oktober 2021 stand ich bei 7.468 gegenüber 372 fehlenden Objekten. Anfang 2023 schließlich lag ich über 7.500, genauer bei 7.564 und nurmehr 276 fehlenden NGCs.

4 Am 14.10.2023 stand der Komet C/2020 V2 (ZTF) 22` entfernt von der Galaxie
NGC 300. 20-Zoll-Dobson, V=100x, in Namibia

Der Corona-Spuk war mitterweile durch und das Reisen wieder möglich. So ging es im Mai 2023 erneut nach Namibia. Zwischenzeitlich hatte sich in dem erneut gebuchten Restcamp einiges getan. Überraschenderweise hatte dort ein Sternfreund einen Explorer-20-Zoll-f/3,6-Dobson stationiert. Ein für mich wahrer Glücksfall. Nach Kontaktaufnahme mit dem Eigner erlaubte er mir spontan die kostenfreie Nutzung seiner Ausrüstung während meines anstehenden Aufenthaltes. Sämtliche verbliebenen NGC-Objekte waren so auf einmal in Reichweite gerückt. Folglich hat-

5 Am Morgen des 23.11.2025 stand der Komet 3I (Borisov) 15` entfernt von der Galaxie
NGC 4454 (links). 20-Zoll-Dobson, V=100x, in Nambia. Die Objekte standen nur 13 Grad über dem Horizont mitten im Zodiakallicht.

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te ich nach meiner Rückkehr 7.807 auf der Habenseite, bei nur noch überschaubaren 33 fehlenden Objekten. Sie waren leider zu dieser Jahreszeit nicht beobachtbar gewesen. So buchte ich 2023 eine zweite Reise im Oktober. Die noch fehlende Himmelsregion mit den verbliebenen NGCs am Herbsthimmel wollte ich eh schon immer mal ,,abgrasen". Angefixt zog ich die Session gleich in der ersten Nacht mit dem 20-Zöller durch. Am Morgen des 12.10.2023 schloss ich das NGCProjekt mit Blick auf die Galaxie NGC 1630 im Sternbild Eridanus als letztem Objekt ab.
Um den Bogen zu schließen, stellte ich mir eine Frage: Welches war eigentlich mein erstes gesehenes NGC-Objekt? Nach einigem Grübeln kam mir als wahrscheinlich der Andromedanebel (NGC 224) in den Sinn.
Fazit Glücklich und beseelt schrieb ich zuhause umgehend an Steve Gottlieb. Die Antwort kam prompt. Hier ein Auszug aus dem Statement von Steve Gottlieb, dem allerersten Beobachter des kompletten NGC-Katalogs, vom 23.10.2023:
,,Congratulations, Christian! I certainly appreciate the amount of time, effort, expense, and determination to complete this project. I started observing seriously by 1981, so it wasn't until 36 years later that I finally finished up the NGC. It sounds like you generally used smaller aperture telescopes than I did, since I had a 17.5'' Dob back in 1985 and a 24" Dob in 2012.

6 Button zum Herschel-2500-Projekt
Steve Gottlieb [2] beendete den kompletten NGC-Katalog im November 2017 nach 36 Jahren Beobachtens im Alter von 68 Jahren. Hierbei nahm er sich die Zeit und beschrieb von jedem Objekt seine visuellen Eindrücke.
Ich schloss 2023 nach rund 19 Jahren im Alter von 57 Jahren das Projekt ab, als wohl zweiter (?) Beobachter weltweit, ohne allerdings dabei die Objekte detailliert zu beschreiben.
Der heimische Himmel wurde gefühlt dauerhaft schlechter, d. h. diesiger und aufgehellter. Ein Blick auf damalige Bedingungen brachte ein kurzes Zeitfenster nach dem Vulkanausbruch auf Island 2010 und dem einhergehenden Flugverbot. Auf einmal hatte der Nachthimmel wieder die damalige Tiefe. Das Aufrüsten mit immer größerer Apertur erbrachte keinen dauerhaften Gewinn, zeigt doch mein 21-Zöller heute gefühlt kaum mehr als zu damaliger Zeit der 16-Zöller. Ein komplettes NGCProjekt der heimisch sichtbaren Objekte wäre für mich heute auf keinen Fall mehr wiederholbar.

Aussichten So wie heute Steve würde ich mich nicht mehr des Weiteren dem IC-Katalog zuwenden wollen. Ganz lassen konnte ich es aber doch nicht, schaute ich mir auf meiner Namibia-Reise im Juni 2024 sämtliche erreichbare Barnard-Dunkelnebel an. Mit meinem nun vor Ort dauerhaft stationierten 8,7-Zoll-Dobson erreichte ich 246 der 370 gelisteten Objekte. Seither genieße ich befreit die weiteren Astroreisen und schaue mir meist ,,Best of "-Objekte an. Interessiert mich dabei das ein oder andere Deep-SkyObjekt besonders, so bringe ich es zeichnerisch auf Papier. Als besonders reizvoll empfinde ich dabei nahe Begegnungen von Kometen mit Deep-Sky-Objekten.
Primär stelle ich allerdings immer wieder neu entdeckten wie auch periodisch auftauchenden Kometen nach. Sie sind zwar eigentlich nichts weiter als ,,schmutzige Schneebälle", die sich durch unser Sonnensystem bewegen, aber ihre mögliche und teils unvorhersehbare Dynamik macht die Beobachtung umso interessanter. Als Bonus kam letztjährig zudem der Sonnensystemdurchquerer 3I/Atlas als mein erstes gesehenes Objekt dieser Art hinzu.

As far as I know, you're the second person who has completed the entire NGC. If there are other amateurs, they haven't publicized their results online (in the United States) or contacted me personally. So, this is quite an accomplishment. Finishing the NGC is a fantastic feat and I am very impressed. Thanks for letting me know. Steve"

Internethinweise (Stand 21.05.2026): [1] [1] W. Steinicke: Homepage, www.klima-luft.de/
steinicke/ [2] S. Gottlieb: ,,Steve Gottlieb's NGC/IC/UGC
Notes", https://adventuresindeepspace.com/ [2] steve.ngc.htm

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Geschichte

Flamsteeds imaginärer Stern
- Warum sich am 19.12.2026 ein Blick in den Stier lohnt
von Christian Seidl

Wie beobachtet man einen Stern, den es eigentlich gar nicht gibt? Am 19.12.2026 bietet sich diese Gelegenheit, wenn Uranus unweit der Plejaden im Stier steht. Die Spurensuche dazu führt uns über 300 Jahre in die Vergangenheit und umfasst einige der großen Namen der Astronomiegeschichte: Flamsteed, Newton, Halley, Messier und Herschel.

Der Kalender zeigt den 13.12.1690, und John Flamsteed, königlicher Hofastronom am englischen Königshaus, geht wie gewohnt seiner Aufgabe nach, durchsucht den Himmel und erfasst die genaue Position der Sterne für seinen Katalog ,,Historia Coelestis Britannica". Rückblickend weiß man, dass in dieser gewöhnlichen Dezembernacht etwas recht Spektakuläres passiert, auch wenn es Flamsteed nicht bewusst gewesen ist. Er beobachtet den Uranus und zwar über 140 Jahre vor dessen offizieller Entdeckung durch Wilhelm Herschel. Nur: Er bemerkt es nicht. Er hält den Planeten für einen normalen Stern und trägt ihn mit dem Zeitvermerk 9 Uhr 41 Minuten und 49 Sekunden in seinen Sternenkatalog ein (Abb. 1). Später wird der Stern den Namen ,,34 Tauri" erhalten.
Wie konnte Flamsteed und anderen nach ihm so ein Fehler unterlaufen? Der preußische Astronom Johann Elert Bode bietet eine Erklärung - auch wenn er sich hier noch nicht konkret auf Flamsteed bezieht: ,,Nun ist aber die Frage, warum die Astronomen diesen Stern, der doch beynahe mit blossem Auge sichtbar ist, nicht schon längst entdeckt haben? [...] Dann kann es aber auch wol seyn, daß dieser neue Stern schon wirklich von diesem oder jenem beobachtet und ins Verzeichniss als ein Fixstern eingetragen worden, zumal da der Ort der kleinern Sterne gewöhnlich nur nach einzeln Beobachtungen bestimmt wird, und daher die eigene Bewegung desselben

1 Flamsteeds erster Vermerk einer unbewussten Uranusbeobachtung.
Quelle: John Flamsteed: ,,Historia Coelestis Britannicae. Tribus Voluminibus contenta. Volumen Secundum", 1725, S. 86. Bayerische Staatsbibliothek München, Res/2 Eph.astr. 10-2, urn:nbn:de:bvb:12-bsb10866143-9.

nicht so gleich kenntlich werden konnte." 1 Uranus bewegt sich mit nur 6,8 km/s visuell verhältnismäßig langsam vor dem Fixsternhintergrund, so dass er leicht für einen Fixstern gehalten werden kann. Erst sehr viel später wird man feststellen, dass Flamsteed wirklich Uranus beobachtet hat. Als man die angegebenen Koordinaten überprüft und dort zwar keinen Stern findet, im Abgleich mit den Ephemeriden für diesen Tag allerdings den inzwischen entdeckten Uranus verorten kann. Bode stellt diesen Zusammenhang in den Jahren 1784 und 1788 her; andere Astronomen werden folgen.2
Und irgendwann taucht dann eben auch die Bezeichnung ,,34 Tauri" für den falschen Stern auf. Diese Form der Bezeichnung mit einer arabischen Zahl wird üblicherweise als ,,Flamsteed-Nummer" bezeichnet. Die Zahlen in seinem System folgen der Rektaszension. Nur: Flamsteed hat diese Zahlen nie selbst in einer Publikation verwendet. Und somit stellt sich die Frage, wer es denn nun war, der dem falschen Stern den falschen Namen gegeben hat. Für eine Ant-

wort muss man Flamsteeds geistiges Erbe genauer unter die Lupe nehmen.
Bis heute ist Flamsteed vor allem auch für seine eindrucksvoll illustrierten Sternkarten aus dem ,,Atlas Coelestis" bekannt. Und natürlich findet sich sein vermeintlicher Stern auch darin (Abb. 2).
Über lange Zeit bleibt sein Werk die maßgebliche Referenz für Astronomen. So ist es auch nicht verwunderlich, dass sich seine Fehleinschätzung noch über Jahrzehnte auch in späteren Sternatlanten wiederfindet.
1776 überarbeitet und aktualisiert der französische Ingenieur Jean Fortin den Atlas unter dem Titel ,,Atlas Celeste" mit redaktioneller Hilfe durch Pierre Charles Le Monnier - ja, der von dem Mondkrater - und sogar Charles Messier persönlich. Der falsche Stern bleibt jedoch erhalten, allerdings noch immer ohne seine Bezeichnung als ,,34 Tauri" (Abb. 2).
Wir begegnen der Bezeichnung endlich bei Bode, der die Flamsteed-Nummern bereits

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Geschichte

1776 in seiner Sammlung astronomischer Tafeln einführt und natürlich später in seiner ,,Vorstellung der Gestirne" aus dem Jahr 1782 und dem dazugehörigen Tafelwerk (Abb. 3) verwendet. Auch im zugehörigen Sternenatlas findet sich Flamsteeds Stern noch, was natürlich angesichts Bodes früherer Erkenntnis, dass manche Astronomen Uranus für einen Fixstern gehalten haben müssen, beinahe schon ironisch erscheinen muss. Allerdings wird in späteren Auflagen immerhin schon das Symbol für Uranus ergänzt, bevor Bode den Zusammenhang dann eben in seinen Astronomischen Jahrbüchern deutlich formuliert (Abb. 4).

2 Ein Stern, der nicht existiert - hier in der Übernahme durch Jean Fontin;
Markierung vom Autor hinzugefügt. Quelle: Jean Fortin: ,,Atlas Celeste de Flamsteed", 3. Auflage 1776. Scan des Autors aus dem im Albireo-Verlag erschienenen Reprint.

Wann und wie genau sich die Bezeichnung ,,34 Tauri" durchsetzt - zumindest vorläufig -, scheint nicht abschließend geklärt. Wolfgang Steinicke erzählt dazu aber eine spannende astrogeschichtliche Anekdote:
,,Obwohl Flamsteeds Werke erst posthum 1725 und 1729 offiziell veröffentlicht werden, ist bereits im Jahr 1712 eine inoffizielle Version im Umlauf. Der Präsident der Royal Society, Sir Isaac Newton persönlich, hat so großen Druck auf ein anderes astronomisches Schwergewicht, Edmond Halley, ausgeübt, dass dieser kurzerhand eine frühe Fassung des Flamsteed'schen Katalogs auf den Markt bringt, sozusagen als Raubkopie. Bemerkenswert ist, dass diese Fassung noch die Flamsteed-Nummern enthält, die in der Endfassung dann fehlen werden. Allerdings werden die Sterne hier in Fünferschritten durchnummeriert, so dass die Zahl 34, wie etwa in ,,34 Tauri", hier nicht vorkommen konnte. Bode besitzt wohl ein Exemplar der unautorisierten Veröffentlichung durch Halley und verwendet es als Grundlage für seinen Sternenkatalog. In diesem Fall könnte er derjenige gewesen sein, der die Bezeichnung für den falschen Stern eingeführt hat."3

3 Bei Bode findet sich schließlich die Bezeichnung 34 Tauri für Uranus;
Markierung vom Autor hinzugefügt. Quelle: J. E. Bode: ,,Representation des Astres suivant l'Atlas Celeste de Flamsteed", 1782. Förderkreis Landessternwarte Heidelberg e.V. unter www.lsw.uni-heidelberg.de/ foerderkreis/bode/C17a.html.
4 Der falsche Stern hält sich konstant über mehrere Atlanten, wird in späteren
Auflagen aber zunehmend mit Hinweisen versehen. Markierung vom Autor hinzugefügt. Scan des Autors aus dem im Albireo-Verlag erschienenen Reprint.

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Geschichte

So hält sich der falsche Stern, den Flamsteed im Jahr 1690 postuliert, über fast einhundert Jahre recht konsequent, obwohl er nie wirklich existiert hat.
Aber wie beobachtet man nun einen Stern, der nicht wirklich existiert? Im Grunde muss es darum gehen, Uranus möglichst genau im gleichen Sternenumfeld zu sehen wie Flamsteed bei seiner Beobachtung. Für das Ziel einer rein visuellen Beobachtung mit Amateurmitteln sind korrekte und wissenschaftlich belastbare astrometrische Berechnungen deutlich zu komplex. Sie sind in diesem Kontext auch wenig zielführend, wenn man bedenkt, dass eine exakte Reproduktion der historischen Bedingungen aufgrund der Präzession und ihrer Auswirkungen auf das Verhältnis von Ekliptik und Fixsternhimmel gar nicht möglich ist. Wir beschränken uns also auf eine rein visuelle Annäherung.
Für die visuelle Nachstellung von Flamsteeds Anblick benötigen wir zunächst das genaue Datum und die genaue Uhrzeit seiner Beobachtung.
Das Datum ist aus Flamsteeds Sternkatalog recht deutlich abzulesen: 13.12.1690. Etwas versteckt findet sich allerdings in der rechten oberen Ecke noch der Hinweis ,,Styl. Vet." (Abb. 5) - ausgeschrieben ,,stilo veteri"; zu Deutsch: ,,nach alter Zeit". Und tatsächlich, wir befinden uns genau im Umbruch vom Julianischen zum Gregorianischen Kalender, den wir noch heute verwenden. Der Hinweis ,,nach alter Zeit" ist also ein Hinweis darauf, dass Flamsteed sich nach dem Julianischen Kalender richtet. Nach unserer Zeitrechnung müssen wir für das Jahr 1690 demnach 10 Tage aufschlagen. Wir befinden uns also eigentlich am 23.12.1690 nach unserem Kalender.

5 ,,Nach alter Zeit". Quelle: John Flam
steed: ,,Historia Coelestis Britannicae. Tribus Voluminibus contenta. Volumen Secundum", 1725, S. 86. Bayerische Staatsbibliothek München, Res/2 Eph.astr. 10-2, urn:nbn:de:bvb:12-bsb10866143-9.
Auch die Uhrzeit bedarf genauerer Betrachtung. Laut Vermerk habe er den Stern um 9:41 Uhr beobachtet. Zu diesem Zeitpunkt ist die Sonne aber selbst im Dezember in England bereits aufgegangen4 und Uranus ist längst hinter dem Horizont verschwunden. Es ist unklar, wie es zu diesem Fehler kommt. Möglicherweise handelt es sich um einen Übertragungsfehler, wie Caroline Herschel sie später noch häufiger bei Flamsteed finden wird. Sicher ist hingegen, dass es sich um eine gewöhnliche Uhrzeit handelt. Die Spalte ist mit dem Vermerk ,,Tempora per Horologium oscillatorium", etwa ,,Zeiten durch die Pendeluhr", überschrieben. Sie zeigt Uhrzeiten bis nach 20 Uhr - in 24-Stunden-Zählung. Dennoch interpretiert Bode die Uhrzeit als Nachweis für eine Beobachtung am Abend und vermerkt ,,[...], dass Flamsteed den 34sten Stern im Stier [...] des Abends gegen 10 Uhr bey seiner Culmination beobachtet habe" 5.
Zum Zwecke unserer visuellen Annäherung scheint es akzeptabel, Bode hier beim Wort zu nehmen und als Uhrzeit 21:41 Uhr GMT anzunehmen, was in etwa UTC ent-

spricht. Man kann nun also im Ephemeridentool ,,JPL Horizons" für genau diesen Zeitpunkt die exakten Koordinaten für Uranus bestimmen.
Hierbei stößt man aber auf ein drittes Problem, nämlich das Äquinoktium. Die bereits genannte Verschiebung des Fixsternhimmels aufgrund der Präzession muss man berücksichtigen, wenn man versucht, Uranus an der gleichen Stelle relativ zu den Fixsternen wiederzufinden. Für unsere Annäherung reicht allerdings ein gemeinsamer Bezugsrahmen aus, etwa das Äquinoktium J2000.0, da dies auch die Grundlage für die meisten modernen Sternkarten darstellt. Die Koordinaten von Flamsteeds Beobachtung müssen also auf diesen Referenzrahmen umgewandelt werden, was bei JPL Horizons automatisch mitgerechnet werden kann. Zudem erhöht es die Vergleichbarkeit, wenn man als Standort den Erdmittelpunkt wählt, also ,,geozentrisch". Die Parallaxenverschiebung ist dabei ebenfalls vernachlässigbar.
Mit den richtigen Einstellungen6 erhält man nun die folgenden Koordinaten:
Rektasz.: 04 h 01 min 12,57 s Dekl.: +20 Grad 29' 39,0'' (J2000.0; geozentrisch)
Nun gilt es eigentlich nur noch, die Ephemeriden für Uranus für die Gegenwart durchzugehen, bis man möglichst nahe an diese Koordinaten kommt. Auch hier kann man sich wieder mit einem Näherungswert behelfen: Da die Schwankungen in der Deklination immer nahe der Ekliptik erfolgen, kann man sich zunächst auf die Rektaszension fokussieren.
Befragt man nun beispielsweise die Datenbank von JPL Horizons für das Jahr 20267, findet man für den 19.12.2026 um 6:47 Uhr UTC, das entspricht 7:47 Uhr MEZ, eine

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Deckung in der Rektaszension; die Deklination weicht nur 26,1'' ab. Uranus steht nahezu exakt - in Relation zum Fixsternhimmel - wie bei Flamsteeds Beobachtung. Entfernungsmessungen zu benachbarten Sternen, bspw. mit Cartes du Ciel, bestätigen diese Einschätzung. Die Näherungen, die bei der Erarbeitung anstatt astrometrischer Berechnung billigend in Kauf genommen wurden, führen an dieser Stelle also zu einem akzeptablen Ergebnis.

Da der gewählte Zeitpunkt weniger als eine Stunde vor Sonnenaufgang liegt, empfiehlt es sich allerdings, sogar eine etwas höhere Abweichung in Kauf zu nehmen und die Beobachtung entsprechend früher zu beginnen.
Die Helligkeit liegt laut JPL Horizons bei 5,609 mag, was ebenfalls ziemlich genau der Magnitude bei Flamsteeds Bedingungen entspricht. Die Beobachtung kann al-

so bereits gut mit einem Fernglas erfolgen; aus städtischer Umgebung ist allerdings ein kleines Teleskop empfehlenswert.
Wer also mal einen Stern beobachten möchte, den es gar nicht gibt, an dem aber dennoch eine ganze Menge astronomischer Geschichte hängt, der sollte sich den 19.12.2026 notieren.

Literatur- und Internethinweise (Stand 05.06.2026):

[1] Albireo Verlag (Hg.), 2017: ,,Die große Flamsteed-Edition: Himmelskartographie nach John Flamsteed

von 1776 bis 1805", Köln [2] J. E. Bode, 1781: ,,Ueber einen im gegenwärtigen 1781sten Jahre entdeckten beweglichen Stern, den man [2]

für einen jenseits der Saturnsbahn laufenden und bisher noch unbekannt gebliebenen Planeten halten

kann"; In: Astron. Jahrb. f. 1784, Berlin S. 210ff; www.digitale-sammlungen.de/de/view/bsb10538313?

page=222,223 [3] J. E. Bode, 1782: ,,Representation des astres sur XXXIV planches en taille douce suivant l'atlas celeste de [3]

Flamseed [sic]"; Paris; Blatt 14; www.lsw.uni-heidelberg.de/foerderkreis/bode/C14a.html

[4] J. E. Bode, 1784: ,,Versuch eines Beweises, dass bereits Flamsteed im Jahr 1690 (so wie Tobias Mayer

im Jahr 1756) den neuen Planeten beobachtet."; In: Astron. Jahrb. f. 1787, Berlin, S. 243ff;

www.digitale-sammlungen.de/en/view/bsb10538414?page=253

[4]

[5] J. E. Bode, 1785: ,,Einige Bemerkungen über Uranus"; In: Astron. Jahrb. f. 1788, Berlin, S. 193ff;

www.digitale-sammlungen.de/en/view/bsb10538415?page=203

[6] J. Flamsteed, 1725: "Historia Coelestis Britannica. Tribus Voluminibus contenta. Volumen Secundum",

London; https://archive.org/details/historia-coelestis-britannica-vol-2/page/n7/mode/2up

[5]

[7] F. Freistetter, 2023: ,,Eine Geschichte des Universums in 100 Sternen", München, Hanser

[8] J. Hamel, 2002: ,,Geschichte der Astronomie", Stuttgart, Kosmos Verlag

[9] A. Latußeck, S. M. Hoffmann, 2017: ,,Ein nützliches Unternehmen: Jean Fortins Atlas Celeste und die

Entwicklung der Himmelsatlanten im 18. Jahrhundert", Köln, Albireo

[6]

[10] W. Steinicke, 2014: ,,William Herschel, Flamsteed Numbers and Harris`s Star Maps", JHA 45(3)

Fußnoten: 1 Bode, 1781: S.217f; 2 Bode, 1784: S.243ff und Bode (1785): S.193ff; 3 Steinicke, 2014: S.287f; 291; 4 www.timeanddate.de/sonne/grossbritannien/greenwich-
borough?month=12&year=1690; Zugriff: 10.10.25; 5 Bode, 1784: S.245; 6 https://ssd.jpl.nasa.gov/horizons/app.html#/; Zugriff: 10.10.25;
Folgende Einstellungen werden empfohlen; Ehemeris Type:

Observer Table; Target Body: Uranus; Observer Location: Geozentric [500]; Time Specification: Start=1690-12-23 21:41 UT, Stop=1690-12-23 21:42 UT, Step=1 (minutes); als Ausgabesettings genügen ,,Astrometic RA & DEC"; ,,Visual mag. & Surface Brght"; Reference Frame: ICRF; Calendar type: Gregorian; 7 https://ssd.jpl.nasa.gov/horizons/app.html#/; Zugriff: 10.10.25; Die Einstellungen können identisch zu 6 erfolgen, nur der Zeitraum muss entsprechend dem Bedarf angepasst werden.

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Geschichte

Otto Nögel (1907-1976):
Zum 50. Jahrestag seines Todes - Eine Würdigung
von Konrad Dennerl, Peter Frank, Bernhard Schwing und Gerhard Rambold

Fünfzig Jahre nach dem Tod von Otto Nögel erscheint es angemessen, sein Wirken erneut in Erinnerung zu rufen [1]. Für viele war er Lehrer, für andere Mentor, für manche der erste Zugang zur Astronomie als ernsthafte wissenschaftliche Tätigkeit. Diese Würdigung ist nicht als Nachruf gedacht, sondern als rückblickende Betrachtung aus dem Abstand eines halben Jahrhunderts. Sie folgt der Frage, was Otto Nögel für seine Schüler, für die regionale Wissenschaftskultur und für die Astronomie seiner Zeit bedeutete.

an Berechnungen mit Rechenschieber und Tabellen und an Gespräche, in denen mathematische Strenge und Interesse für den Himmel selbstverständlich zusammenkamen. Astronomie war für Nögel mehr als ein Schulfach oder ein Zeitvertreib. Sie war ein Zugang zu grundlegenden Fragen von Ordnung, Bewegung und Zeit. Diese Haltung prägte sowohl seinen Unterricht als auch seine außerunterrichtliche Arbeit. Er nahm sich Zeit, erklärte geduldig und legte zugleich Wert auf Genauigkeit und Eigenständigkeit.

Biografischer Rahmen Otto Nögel wurde 1907 in Landshut geboren. Schon in seiner Kindheit zeigte sich eine bemerkenswerte Begeisterung für die Astronomie. Im Alter von 11 Jahren baute er aus dem Brillenglas seines Vaters sein erstes Fernrohr, um den Sternenhimmel besser beobachten zu können - ein frühes Zeichen seiner praktischen Neugier und seines handwerklichen Talents. Nach dem Abitur am Humanistischen Gymnasium in Landshut im Jahr 1926 entschied sich Nögel, Astronomie, Mathematik und Physik an der Universität München zu studieren, wobei die Astronomie für ihn stets eine besondere Bedeutung hatte. Nach dem Studienabschluss trat er in den Schuldienst an der Oberrealschule Landshut ein, dem späteren Hans-Leinberger-Gymnasium, wo er über 40 Jahre, zuerst als Assessor und zuletzt als Studiendirektor, für Mathematik und Physik wirkte.
Bereits früh verband Nögel seine Lehrtätigkeit mit intensiver astronomischer Arbeit. In den Ferien arbeitete er als Assistent an der berühmten Sternwarte in Sonneberg, die zu jener Zeit eine zentrale Ausbildungsstätte für viele Astronomen war. 1937 errichtete er eine eigene private Sternwarte, die nach seinen Erzählungen mit jedem Umzug verbessert und professionalisiert wurde - bis

1 Porträt von Otto Nögel, vermutlich aus
den frühen 1970er Jahren
hin zur ,,echten" Sternwarte mit gemauerter Basis und Kuppel in Landshut-Englberg. Diese Sternwarte wurde später ein wichtiges Symbol für seine Leidenschaft und sein Engagement. Nögel errichtete zudem die Sternwarte des Gymnasiums Kloster Seligenthal in Landshut.
Bis 1952 war Nögel zudem als Mitarbeiter der Freiburger Zentrale für Sonnenbeobachtung tätig. Trotz der Unterbrechung durch den Zweiten Weltkrieg, als er im meteorologischen Dienst tätig war, blieb er den Naturwissenschaften treu und setzte nach dem Krieg seine astronomischen Arbeiten mit erneuter Energie fort.
Lehrer und Astronom Otto Nögel verstand sich nicht nur als Vermittler von Lehrstoff, sondern auch als Vermittler einer Haltung zur Wissenschaft. Genauigkeit, Geduld und das Bestreben, Phänomene wirklich zu verstehen, waren für ihn besonders wichtig. Viele seiner Schüler erinnern sich an Abende an der Sternwarte,

Handwerkliche Zusammenarbeit Bei der praktischen Umsetzung seiner instrumentellen Ideen war Otto Nögel nicht allein tätig. Eine wichtige Rolle spielte dabei sein Freund Anton Guttenberger aus Landshut, der beruflich im Bereich der Metallverarbeitung tätig war. Mit handwerklicher Erfahrung und technischem Geschick unterstützte er Nögel bei der Konstruktion und Umsetzung mechanischer Komponenten der Teleskope. Diese Zusammenarbeit fand in räumlicher Nähe zu Nögels Wirkort als Lehrer am Hans-Leinberger-Gymnasium Landshut statt, wo die Fachschule für Maschinenbau und die von Guttenberger vermittelten Kontakte wesentlich dazu beitrugen, die praktische Umsetzung seiner Ideen zu realisieren. Dort entstanden viele der benötigten Teile für die Konstruktion seines Protuberanzenfernrohrs. Diese enge Kooperation verdeutlicht, dass Nögels astronomische Arbeit nicht isoliert, sondern in einem lokalen Umfeld entstand, in dem wissenschaftliche Neugier, handwerkliche Präzision und gegenseitige Unterstützung zusammenwirkten.
Das Protuberanzenfernrohr Besondere Bekanntheit erlangte Otto Nögel in den späten 1940er Jahren durch die Entwicklung eines Fernrohrs zur Beobachtung solarer Protuberanzen. Mit diesem

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Geschichte

Instrument verfolgte er das Ziel, Erscheinungen der Sonnenatmosphäre sichtbar zu machen, die bis dahin fast nur in professionellen Observatorien oder bei seltenen totalen Sonnenfinsternissen beobachtet werden konnten [2]. Damit griff Nögel ein zentrales Desiderat der damaligen Sonnenbeobachtung auf und eröffnete engagierten Amateuren einen neuen Zugang zu einem anspruchsvollen Beobachtungsfeld. Die optische Konzeption des Fernrohrs basierte darauf, ein Objektiv zu verwenden, das möglichst frei von Kratzern, Bläschen oder Staub war und nur wenig Streulicht erzeugte. In dessen Brennpunkt wurde die gleißend helle Photosphäre der Sonne mit einer exakt passenden Kegelblende verdeckt und das dabei entstehende Beugungslicht mittels einer Hilfslinse (einem bikonvexen Brillenglas) und Irisblende unterdrückt. Dies ermöglichte eine ausreichende Kontrastierung der hauptsächlich im Licht des Wasserstoffgases leuchtenden Protuberanzen mit einem einfachen Rotfilter, ohne ein schmalbandiges und damals für Amateurastronomen unerschwingliches Interferenzfilter einsetzen zu müssen. Diese pragmatische Lösung ließ sich mit vergleichsweise einfachen Mitteln umsetzen und war von versierten Beobachtern realisierbar [25].
Eine erste funktionsfähige Version demonstrierte Nögel im Herbst 1949, als bei Vergrößerungen von etwa 80- bis 100-fach Protuberanzen sichtbar wurden [4]. Die Konstruktion war so ausgelegt, dass sie auf der Montierung seines vorhandenen 80-mm-Refraktors betrieben werden konnte; die Sonnennachführung erfolgte manuell über einen Feintrieb [5]. Die detaillierte Beschreibung des Instruments veröffentlichte Nögel Anfang der 1950er Jahre in der Zeitschrift Die Sterne [3]. Das Fernrohr war bewusst so konzipiert, dass es von Beobachtern mit handwerklichem

2 Otto Nögel vor seiner selbst errichteten Sternwarte, vermutlich
in den 1970er Jahren. (Bild: P. Frank)

Geschick nachgebaut werden konnte. In einer Zeit, in der entsprechende Geräte nicht kommerziell verfügbar waren, eröffnete diese Arbeit vielen erstmals die Möglichkeit einer regelmäßigen und systematischen Beobachtung der Sonnenatmosphäre außerhalb institutioneller Einrichtungen. In der Folge entstanden zahlreiche Nachbauten, unter anderem in Hamburg, Augsburg, Wien und Köln, häufig mit Objektivöffnungen zwischen 60 und 100 mm. Die Bedeutung dieser Entwicklung zeigte sich auch in ihrer späteren Rezeption. In den 1960er Jahren wurde das Protuberanzenfernrohr als praktikables Instrument des ambitionierten Liebhabers beschrie-

ben [6], während es in den 1970er Jahren bereits als leistungsfähiges Beobachtungsgerät anerkannt war [7, 8]. Diese zeitlich gestaffelte Diskussion macht deutlich, dass Nögels Entwurf eine frühe und tragfähige Grundlage für eine eigenständige Form anspruchsvoller Sonnenbeobachtung bildete. In den Jahren 1956/57 adaptierte Nögel das System für den Einsatz an der neu gegründeten Volkssternwarte München. Diese weiterentwickelte Version verfügte über eine Objektivöffnung von etwa 127 mm bei größerer Brennweite, wodurch das Spektrum weiter aufgefächert und der Kontrast gesteigert werden konnte. Das so genannte ,,Große Nögel-Protuberanzenfernrohr" ist

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Geschichte

3 Refraktor und Protuberanzenfernrohr an so genannter englischer Montierung,
vermutlich in den 1970er Jahren. (Bild: P. Frank)

in modernisierter Form bis heute dokumentiert. Das ursprüngliche System ist als historisches Instrument erhalten geblieben. Zeitlich steht Nögels Arbeit im Umfeld professioneller Sonnenbeobachtungen, auf die er selbst wiederholt Bezug nahm, etwa an Observatorien wie dem Wendelstein. Seine Leistung bestand jedoch darin, vergleichbare Beobachtungsprinzipien in eine praktikable, unabhängige Konstruktion zu überführen, die nicht auf institutionelle Infrastruktur angewiesen war. Auf diese Weise wirkte seine Entwicklung weit über den lokalen Rahmen hinaus und fand in unterschiedlichen Varianten Verbreitung. Zeitgenössische Berichte und spätere Rückblicke belegen die nachhaltige Wirkung dieses Instruments. Rudolf Kippenhahn, der später Direktor des Max-Planck-Instituts für Astrophysik wurde, schilderte die Beobachtungen mit dem von Nögel entwickelten Protuberanzenfernrohr als prägend für seine frühe astronomische Ausbildung. In der Rückschau steht das Nögel-Protuberanzenfernrohr exemplarisch für eine Phase der Nachkriegsastronomie, in der handwerkliche Kompetenz, optisches Verständnis und wissenschaftliche Neugier in der Ama-

teurastronomie eng miteinander verbunden waren [1, 9]. Das von Otto Nögel entwickelte Fernrohr stellt einen bedeutenden Beitrag zur instrumentellen Geschichte der Sonnenbeobachtung dar. Es verdeutlicht den engen Zusammenhang von handwerklicher Kompetenz, optischem Verständnis und wissenschaftlicher Motivation in der Amateurastronomie der Nachkriegszeit und verdient als solches eine eigenständige Würdigung im Rahmen der astronomischen Wissenschaftsgeschichte.
Wirkung auf Schüler und Umfeld Otto Nögels Wirkung zeigt sich weniger in einer langen Liste von Publikationen als vielmehr in den Menschen, die er geprägt hat. Einige seiner Schüler blieben der Astronomie beruflich oder privat verbunden, andere schlugen ganz unterschiedliche Wege ein. Gemeinsamer Nenner war eine frühe Begegnung mit wissenschaftlichem Denken, das von Genauigkeit, Neugier und Verantwortung getragen war.
Zu den Schülern, deren Tätigkeit eng mit der Astronomie verbunden blieb, zählt Franz Agerer, der sich später intensiv mit

der Beobachtung veränderlicher Sterne beschäftigte, über 200 neue entdeckte und eine wichtige Rolle bei der Fortführung der Lichtenknecker-Datenbank der BAV spielte. Dabei entwickelte er ein robotisch betriebenes Teleskop mit horizontaler Achse, das für den effizienten Wechsel zwischen vorgegebenen Himmelsfeldern ausgelegt war. Agerer steht für die nachhaltige Wirkung, die Nögels Unterricht und persönliche Förderung entfalten konnten. Obwohl er inzwischen verstorben ist, bleibt sein Name mit jener Schülergeneration verbunden, für die Otto Nögel nicht nur Lehrer, sondern auch Mentor war. Einer der Autoren erinnert sich an eine gemeinsame Teilnahme mit Otto Nögel an einer astronomischen Jahrestagung in Würzburg in den frühen 1970er Jahren. Die Erinnerung verweist auf Nögels anhaltendes Interesse am überregionalen fachlichen Austausch innerhalb der Amateurastronomie. Auch im Naturwissenschaftlichen Verein Landshut war Nögel über viele Jahre hinweg eine wichtige Persönlichkeit. Er engagierte sich sowohl fachlich als auch organisatorisch und trug dazu bei, astronomisches Wissen in der Region zu fördern. In seinen letzten Lebensmonaten blieb Nögel den Anliegen seiner Schüler verbunden. Es fiel ihm schwer, wenn er sie nicht mehr wie gewohnt unterstützen konnte. Sein Verständnis von Wissenschaft war von einer humanistischen Haltung geprägt, die individuelle Verantwortung und Gewissensentscheidungen respektierte.
Abschließende Betrachtung Fünfzig Jahre nach seinem Tod steht Otto Nögel für eine Form von Wissenschaft, die heute weniger verbreitet ist. Als sensibler Mensch, der die Bedeutung des Einblicks in die Geheimnisse des kosmischen Weltenbaus schätzte, war er Lehrer, Forscher und Vermittler zwischen der professionellen Astronomie und der interessierten Öffent-

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Geschichte

lichkeit. Diese Würdigung möchte an ihn erinnern und zugleich aufzeigen, wie wissenschaftliche Prägung oft dort entsteht, wo Begeisterung, Disziplin und persönliche Zuwendung zusammenkommen.

In Würdigung seiner Verdienste erhielt der Kleinplanet 617080 am 16. März 2026 von der IAU den Namen ,,Nögel".

Danksagung Wir danken Frau Susanne Nögel-Schmalhofer und Herrn Claus Schmalhofer für die wertvollen Informationen zu Otto Nögels Leben und Wirken und seiner Zusammenarbeit mit Anton Guttenberger.

Hinweis zur Entstehung dieser Würdigung: Die Autoren dieser Würdigung haben Otto Nögel als prägenden Mentor erlebt, dessen Begeisterung für die Astronomie ansteckte und Freude am Forschen vermittelte. Der vorliegende Text ist aus dieser gemeinsamen Erfahrung heraus entstanden. Er verbindet persönliche Erinnerung mit einer quellenbasierten Rückschau auf sein wissenschaftliches Wirken. Ziel ist es, zum 50. Jahrestag seines Todes an eine Persönlichkeit zu erinnern, die viele geprägt hat und deren Einfluss weit über die eigene Lebenszeit hinausreicht.

4 Otto Nögel am Ha-Teleskop des Sonnen-Observatoriums auf dem
Wendelstein, Sommer 1961. (Bild: P. Frank)

Literatur- und Internethinweise (Stand 22.05.2026):

[1] Naturwissenschaftlicher Verein Landshut e.V., 1976: ,,Erinnerung an Otto Nögel",

Berichte des Naturwissenschaftlichen Vereins Landshut 26, S. 150-151

[2] O. Nögel, 1952: ,,Ein Fernrohr zur Beobachtung der Protuberanzen für den Amateur",

Die Sterne 28, S. 135

[3] O. Nögel, 1955: ,,Das Protuberanzenfernrohr des Sternfreundes", Die Sterne 31, S. 1

[4] O. Nögel, 1962: ,,Das Protuberanzenfernrohr", Astro-Amateur, S. 59-64

[5] R. Brandt, 1964: ,,Das Protuberanzen-Fernrohr des Liebhabers", Die Sterne 40, S. 3-4

[6] W. Jahn, 1967: ,,Die Beobachtungsinstrumente des Amateurastronomen", in: G.D. Roth,

,,Handbuch für Sternfreunde" (2. Auflage), S. 36-38, Springer-Verlag, ISBN 978-3-662-42685-2,

ISBN 978-3-662-42962-4 (eBook), DOI 10.1007/978-3-662-42962-4

[7] R. Müller, 1967: ,,Die Sonne", in: G.D. Roth, ,,Handbuch für Sternfreunde" (2. Auflage), S. 291,

Springer-Verlag, ISBN 978-3-662-42685-2, ISBN 978-3-662-42962-4 (eBook),

DOI 10.1007/978-3-662-42962-4

[8] G. Nemec, 1971: ,,Das Protuberanzenfernrohr als Hochleistungsinstrument",

Sterne und Weltraum 10, S. 171; fortgesetzt in Sterne und Weltraum 11, S. 17

[9] O. Nögel, 2004: ,,Ein Fernrohr zur Beobachtung der Protuberanzen für den Amateur"

[9]

(Reprint aus Die Sterne 7/8 1952), SONNE 112, S. 103-106, https://vds-sonne.de/Archiv/

Sonne/so112.pdf

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Geschichte

Ein unveröffentlichtes Schreiben von Auguste Charlois an Georges Le Cadet
von Ulrich Sperberg
Vor kurzer Zeit gelang es dem Autor bei einer bekannten Onlineplattform, das nachfolgend beschriebene Schreiben von Auguste Charlois an Georges Le Cadet in seinen Besitz zu bringen. Der knappe Text enthält neben astronomischen Fakten auch eher persönliche Befindlichkeiten, was uns die Akteure abseits von wissenschaftlichen Veröffentlichungen immer auch persönlich ein Stück näherbringt.
Die Postkarte Die Postkarte trägt das Datum 5. April 1895. Es handelt sich dabei um eine französische Ganzsache (P11 II), die mit 10 Centimes vorfrankiert ist. Der Aufgabestempel trägt die Bezeichnung NICE und ALPES MARITIMES sowie das Datum 5. April 95 und davor 7E. Das ,,E" ist die Abkürzung für ,,i�me".

Der Inhalt der Postkarte im Original
Monsieur Georges Le Cadet Astronome a l�Observatoire de Lyon Observatoire de Nice 1895 Avril 5
Cher Monsieur, La plan�te BW (gr. 10,8), decouverte le 21 mars, se trouvait tout � fait sur le bord du cliche, elle en etait sortie le lendemain. C'est pour cette raison que je ne vous ai point communique la carte de cette region comme cela avait ete convenu entre nous.
J'ai ete force de garder le lit et la chambre depuis cette date des suites de la grippe et n'ai par consequent pu suivre cette plan�te. Vous m'obligenez beaucoup en m'adressant votre derni�re observation.
Les elements de BM ont ete calcules par M. Berberich, je ne poss�de pour BN que les observations : 1894 dec 29. 1895 Janv 21-22 (Nice), insuffisantes pour le calcul de l'ellipse.
Votre tout devoue A. Charlois
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1 Postkarte Auguste Charlois nach Lyon
(Archiv U. Sperberg)
7E steht also für ,,7�me" oder ,,septi�me" (siebente). Damit ist gemeint, dass die Post an diesem Tage zum 7. Mal abgeholt und bearbeitet wurde. Das sollte zwischen 8 und 9 Uhr abends gewesen sein. Auf der Rückseite ist dann, schlecht lesbar, ein K2-KreisStrichkreisstempel von LYON mit dem Zusatz DEPART und 2E, die Karte ist also zwischen 10 und 11 Uhr vormittags sicherlich am 6. April ins ca. 10 km südlich gelegene

Geschichte

St.-Genis-Laval weitergeleitet worden, wo sie wiederum mit einem K2-Kreis-Strichkreisstempel ST. GENIS LAVAL RHONE und 2E gestempelt wird, auch hier ist das Datum nicht erkennbar, es dürfte sich aber ebenfalls um den 6. April handeln.

Die mit blauem Kreidestift groß über die Adress-Seite geschriebene Notiz kann als rep[ ond] 9 Av aufgelöst werden; ,,beantwortet 9. April" und stammt somit vom Empfänger. Von wem der Zusatz mit Bleistift ,,o St-Genis-Laval" stammt, bleibt unklar, vielleicht von einem früheren Sammler.
Der Inhalt Im Kasten 1 ist der handschriftliche Inhalt im Original wiedergegeben. Im Kasten 2 die deutsche Übersetzung.
Inhalt der Postkarte in deutscher Übersetzung
Sehr geehrter Herr, Der Planet BW (Helligkeit 10,8), der am 21. März entdeckt wurde, befand sich ganz am Rande des Bildes; er war am nächsten Tag nicht mehr sichtbar. Aus diesem Grund habe ich Ihnen keine Karte dieser Region, wie es zwischen uns vereinbart war, zukommen lassen. Ich war gezwungen, seit diesem Datum in Folge der Grippe im Bett und im Zimmer zu bleiben und konnte daher diesen Planeten nicht verfolgen. Sie verpflichten mich sehr, indem Sie mir Ihre letzte Beobachtung zusenden. Die Elemente von BM wurden von Herrn Berberich berechnet, für BN habe ich nur die Beobachtungen: 29. Dezember 1894, 21.-22. Januar 1895 (Nizza), die für die Berechnung der Ellipse unzureichend sind.
Ihr ergebenster, A. Charlois

2 Große Kuppel des Observatoriums in Nizza, zeitgenössische Postkarte
(Archiv U. Sperberg)

Der Schreiber Auguste Charlois (1864-1910), geboren in La Cadi�re, besuchte die Secundarschule in Marseille. Ab 1880 war Charlois Assistent am Observatorium in Nizza. Er arbeitete mit Perrotin an der Längenmessung NizzaMailand-Paris. Sein Arbeitseifer und seine bemerkenswerten Rechenfähigkeiten führten dazu, dass Perrotin ihn mit der Suche nach neuen Planeten am Gautier-Äquatorial betraute, an dem er bis zu seinem tragischen Ende beobachtete. Charlois entdeckte zwischen 1869 und 1900 insgesamt 99 Asteroiden [1], was ihn zu einem der produktivsten Entdecker seiner Zeit machte. Seine Arbeit trug wesentlich zum Verständnis des Asteroidengürtels bei. 1910, im Alter von 46 Jahren, wurde er von seinem Schwager ermordet.

logischen Observatorium in Lyon anbot. Dort wurde er mit den praktischen Erfordernissen der Astronomie vertraut gemacht. Parallel studierte er an der �cole des Beaux-Arts in Lyon und später an der Faculte des Sciences. Bekannt wurde er auch

Der Empfänger Georges Le Cadet (1864-1933), eigentlich Georges Henri Pierre, geboren am 1. Februar 1864 in Lyon. Im Alter von 15 Jahren wurde er dem Direktor des Lyoner Observatoriums Charles Andre (1842-1912) vorgestellt, der ihm gleich eine Anstellung als Assistent am astronomisch-meteoro-

3 Portrait von Georges Le Cadet
(Quelle: Source gallica.bnf.fr / BnF, nichtkommerzielle Wiederverwendung frei)

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Geschichte

4 Zeitgenössische Postkarte des Observatoriums Lyon in St. Genis-Laval
(Archiv U. Sperberg)

durch seine Teilnahme an Ballonaufstiegen 1892 und den darauffolgenden Jahren. Die Ergebnisse fasste er in seiner Promotionsarbeit ,,�tude du champ electrique de l`atmosph�re" [2] zusammen. Ab 1906 Techniker und später Direktor des Observatoire central meteorologique de l�Indochine in Phu-Lien, Haiphong, Tongking. Für astronomische Beobachtungen stand ihm dort lediglich ein Äquatorial von 12 cm Öffnung zur Verfügung. Nach mehr als zwanzig Jahren kehrte er wieder nach Lyon zurück, wo er am 11. März 1933 verstarb [3].

Historisch-inhaltliche Einordnung Bei den aufgeführten Asteroiden handelt es sich nach heutiger Nomenklatur um die folgenden, von Charlois entdeckten: Planet BW ist (402) Chlo�, entdeckt am 21.03.1895 [4].
BM ist (397) Vienna, entdeckt am 19.12.1894 [5] und BN ist (398) Admete, entdeckt am 28.12.1894.
Bei Herrn Berberich, der die Bahn berechnete, handelt es sich um Adolf Joseph Berberich (1861-1920). Dieser studierte

1880-1884 Astronomie in Straßburg. Danach trat er als Hilfsarbeiter in das Astronomische Recheninstitut in Berlin ein, erhielt 1897 trotz des fehlenden akademischen Abschlussexamens auf Grund seiner Begabung eine feste Anstellung. Berberich entwickelte Methoden zur astronomischen Bahnbestimmung von kleinen Planeten und Kometen [6].
In den Jahren 1889 bis 1895 grassierte weltweit in verschiedenen Wellen die so genannte Russische Grippe [7], bei der es sich möglicherweise nicht um eine durch Influenza-Viren sondern durch Corona-Viren ausgelöste Erkrankung [8] handelte, die offenbar auch den Schreiber dieser Zeilen befallen hatte und ihn ans Bett fesselte.

Literatur- und Internethinweise (Stand 22.05.2026):

[2]

[1] M. Simonin, 1910: � Necrologie, Anzeige des Todes von Auguste Charlois �, Astron. Nachr. 184, S. 191

[2] G. Le Cadet, 1898: � Etude du Champ Electrique de l'Atmosphere �, Annales de l�Universite de Lyon,

Vol. 35, https://books.google.de/books?id=9XBEAQAAMAAJ&printsec=frontcover&hl=de&source=

gbs_ge_summary_r&cad=0#v=onepage&q&f=false

[3]

[3] J. P. Lagrula, 1935: � Georges Le Cadet �, Bulletin de la Societe Astronomique de France, Vol. 49,

p. 385-389, https://gallica.bnf.fr/ark:/12148/bpt6k9621038k/f405.item.zoom

[4] A. Charlois, 1896: � Memoires et observations. Observations des nouvelles plan�tes 1894 DK, BL, BM,

BN, 1895 BU, BW, BX, BY, BZ, JCA, CB �, Bulletin Astronomique, Serie I, vol. 13, pp.14-17

[6]

[5] A. J. Berberich, 1895: "Notation and Nomenclature of Asteroids", Astron. J. 15, #347, p. 88

[6] F. Hinderer, 1955: ,,Berberich, Adolf", in: Neue Deutsche Biographie 2 (1955), S. 62 [Online-Version],

www.deutsche-biographie.de/pnd116124768.html#ndbcontent

[7] A. J. Valleron, A. Cori, S. Valtat, S. Meurisse, F. Carrat, P. Y. Bo�lle, 2010: "Transmissibility and geographic [7]

spread of the 1889 influenza pandemic", PNAS 107, pp. 8778-8781, www.pnas.org/doi/full/10.1073/

pnas.1000886107

[8] L. Vijgen, E. Keyaerts, E. Mo�s, I. Thoelen, E. Wollants, P. Lemey, A. M. Vandamme, M. Van Ranst, 2005:

"Complete Genomic Sequence of Human Coronavirus OC43: Molecular Clock Analysis Suggests a [8] Relatively Recent Zoonotic Coronavirus Transmission Event", Journal of Virology 79, S.1595-1604,

https://journals.asm.org/doi/10.1128/jvi.79.3.1595-1604.2005

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Kleine Planeten

Herta Geßner - die erste deutsche Kleinplaneten-Entdeckerin
von Erwin Schwab

Es war das Jahr 2017, als mir auffiel, dass nach Herta Geßner noch kein Kleinplanet benannt wurde. Das wunderte mich, denn sie ist die erste Frau im deutschsprachigen Raum, die einen kleinen Planeten entdeckte. Als ich zu recherchieren begann, war ich sehr überrascht darüber, dass im Internet über sie wenig zu finden war. Nicht einmal in Wikipedia war ein Eintrag über Herta Geßner vorhanden.
Man konnte nur erfahren, dass sie den Kleinplaneten mit dem schönen Namen Frieden in Sonneberg entdeckte. Ebenso fand sie viele veränderliche Sterne, was ja Schwerpunkt der damaligen Sonneberger Forschung war. Darunter war jedoch keine Information, die mir noch unbekannt war. Nicht einmal Geburts- oder Todesjahr war bekannt. Schon gar nicht die Orte. Auch nicht, wann sie in Sonneberg angestellt wurde. Eine Abbildung, worauf sie zu sehen war, suchte man vergeblich. Für eine Benennung eines Kleinplaneten ist ein beschreibender Text Pflicht. Aber in einem Widmungstext für Herta Geßner hätte man zu diesem Zeitpunkt nicht einmal die Lebenszeitspanne angeben können.

1 Portraitfoto von Herta Geßner.
(Bild: Eberhard Splittgerber / Sternwarte Sonneberg, koloriert, retuschiert und hochskaliert von Erwin Schwab)

Damals, im Jahr 2017, kontaktierte ich Freimut Börngen, der aber auch keine weiteren Sachverhalte in Erfahrung bringen konnte, weshalb ich dieses Vorhaben erst mal ruhen ließ. Im Januar 2025 hatte ich wieder etwas Muße und kontaktierte die Sternwarte Sonneberg direkt, woraufhin Peter Kroll und Eberhard Splittgerber die dortigen Archive zu durchforsten begannen. Aus dem Mitarbeiterverzeichnis konnte der 22.09.1920 als Geburtstag, der 01.06.1956 als Tag der Anstellung und das Jahr des Renteneintritts 1985 entnommen werden. Beschäftigt war Geßner an der Sternwarte Sonneberg als Rechnerin. Sie hatte vermutlich nach dem Renteneintritt noch ein paar Jahre weiter-

2 Veröffentlichung der Entdeckungspositionen des Kleinplaneten (3642) Frieden
aus dem M.P.C. 5137, 1980 Feb. 1. (Bild: Minor Planet Center)

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Journal für Astronomie Nr. 99 | 61

Kleine Planeten

3 Schmidt-Kamera
der Sternwarte Sonneberg. (Bild: Erwin Schwab)

(706882) Hertageßner = 2010 VV20
Discovered 2010-11-03 by Schwab, E. at Tzec Maun, Mayhill. Herta Lisbeth Geßner (1920-1993) was a German computer from 1956 to 1985 at the Sonneberg Observatory. She discovered numerous variable stars and the minor planet (3642) Frieden, identified in 1980 on photographic plates exposed 27 years earlier by Woldemar Götz, making her the first German woman to discover a minor planet.

gearbeitet, denn ihre letzte Veröffentlichung war 1989 über RR-Lyrae-Sterne.
Die weiteren Nachforschungen wurden aufwändiger. Um herauszufinden, wann Geßner starb, musste Peter Kroll den Oberbürgermeister der Stadt Halle anschreiben. Es wurden die Leistungen von Geßner für die Wissenschaft hervorgehoben und auf das dadurch bestehende öffentliche Interesse hingewiesen sowie das Vorhaben erwähnt, einen Kleinplaneten nach ihr zu benennen. Im Januar 2026 kam dann die positive Antwort mit den gewünschten Daten, inklusive Bearbeitungsgebühr von 18 Euro. Die Nachforschungen ergaben, dass ihr voller Name Herta Lisbeth Geßner war, am 22.09.1920 wurde sie in Gößnitz geboren und sie verstarb am 06.09.1993 in Halle an der Saale.
Im Mai 2025 war ich Teilnehmer an der BAV-Tagung in Sonneberg und Eberhard Splittgerber überraschte mich mit einem Portraitfoto von Herta Geßner. Das originale Portraitfoto ist in Schwarzweiß. Das hier gezeigte Farbbild (Abb. 1) habe ich

nachträglich koloriert, hochskaliert und retuschiert. Eberhard, der Geßner noch persönlich kannte, hat das Resultat der Bildbearbeitung als authentisch abgesegnet. Eberhard erinnerte sich auch noch an Folgendes: ,,Mit Fräulein Herta Geßner verband mich jahrzehntelange Bekanntschaft. Wir waren beide Besitzer eines Motorrollers der Marke Schwalbe. Oftmals blieb aber einer der Kleinroller noch vor dem Sternwartentor liegen. Der Raum mit dem Blinkkomparator war direkt gegenüber meinem Büro, wo ich Fräulein Geßner immer sehen konnte, während sie Fotoplatten auswertete."
Im Sonneberger Jahresbericht 1956 ist festgehalten: ,,Neu eingestellt wurden Frau H. Lehnhausen und Frl. H. Gessner als Rechnerinnen." Der Einstellungstag 01.06.1956 verwirrte mich allerdings, da laut Angaben in den Internet-Datenbanken [1] der Kleinplanet (3642) Frieden = 1953 XL1 bereits am 04.12.1953 entdeckt wurde, also zweieinhalb Jahre zuvor. Ist denn das möglich? Ja, es ist möglich. Beim offiziellen Entdeckungsdatum handelt es sich immer um den Zeitpunkt der Aufnahme und nicht um

das Datum der eigentlichen Entdeckung, welche wesentlich später erfolgt sein kann.
Ich war dann aber doch verwundert darüber, wie viele Jahre nach der Belichtung der Fotoplatten Geßner fündig wurde. Die Veröffentlichung der Entdeckung fand ich im M.P.C. 5137 vom 01.02.1980 [2] (Abb. 2). Die Fotoplatten wurden von Woldemar Götz am 04.12., 06.12. und 09.12.1953 belichtet.
Götz war später, von 1986 bis 1991, Leiter der Sternwarte Sonneberg. Geßner entdeckte den Kleinplaneten Frieden also rund 27 Jahre nach der Belichtung der Fotoplatten! Damals liefen die Uhren anscheinend viel langsamer. Heutzutage bekommt man seine potenziellen Funde von den vielen Surveys vor der Nase weggeschnappt, wenn man die Bilder nicht unverzüglich auswertet und die Ergebnisse nicht sofort einreicht.
Seinen Namen erhielt der Kleinplanet schließlich 1988, als Sonneberg noch zur DDR gehörte, veröffentlicht im M.P.C

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Kleine Planeten

12808 vom 02.02.1988 [3]. Knapp vier Jahre nach dem Mauerfall starb Herta Geßner in Halle/Saale, 16 Tage bevor sie 73 Jahre geworden wäre.

Leider ist in keiner der Veröffentlichungen des Minor Planet Centers erwähnt, an welchem Teleskop die Entdeckungsaufnahmen gemacht wurden. In der Sternwarte Sonneberg waren mehrere Gerätschaften im Einsatz. Ebenso interessierte mich, bei welcher Gelegenheit Geßner fündig wurde, denn das Forschungsgebiet in Sonneberg waren nicht die kleinen Planeten, sondern veränderliche Sterne. Zwei Publikationen Geßners aus 1979, dem Jahr vor der Veröffentlichung der Entdeckung des (3642) Frieden, erregten meine Aufmerksamkeit, weil es darin um veränderliche Sterne im Sternbild Monoceros (Einhorn) ging. Denn bei der Entdeckung des (3642) Frieden befand sich dieser im gleichen Sternbild. In der früheren Veröffentlichung (eingegangen 02.02.1979) gab Geßner die Entdeckung zweier veränderlicher Sterne bekannt, S 10826 Mon und S 10827 Mon, welche sie mit der Schmidt-Kamera mit 50 cm Öffnung, 70 cm Spiegeldurchmesser und 172 cm Brennweite (Abb. 3) im Feld des bekannten Veränderlichen S Mon fand [4]. In der späteren Publikation (eingegangen 11.06.1979) wertete sie die Lichtkurven dieser aus [5], welche heute die Bezeichnung V0639 Mon und V0643 Mon tragen. Die 80 ausgewerteten Fotoplatten liegen im Zeitraum von 1952 bis 1954, das passt zeitlich. Ebenso liegen die Koordinaten des (3642) Frieden bei der Entdeckung in der Nähe der Veränderlichen.
Die Koordinaten der Objekte habe ich transformiert vom Äquinoktium B1950.0 nach J2000.0 und mittels der Software EasySky auf einer Sternkarte eingezeichnet. Als Plattenmitte habe ich den Veränderlichen S Mon angenommen, da dieser be-

4 Rekonstruiertes Entdeckungsfeld des (3642) Frieden mit Feldgröße 3,8 Grad x 3,8 Grad der
Schmidt-Kamera. Objektkoordinaten vom Äquinoktium B1950.0 nach J2000.0 transformiert. Eingezeichnet sind die Positionen des (3642) Frieden und der mutmaßlichen zweiten Entdeckung (2711) Aleksandrov = 1953 XM1 sowie die zwei entdeckten veränderlichen Sterne V0639 Mon und V0643 Mon. Das zentrale Objekt ist der Veränderliche S Mon. (Bild: Erwin Schwab)

reits bekannte Veränderliche wohl das ursprünglich geplante Beobachtungsobjekt war. Das Gesichtsfeld der Schmidt-Kamera, bei der Fotoplatten im Format 13 cm x 13 cm verwendet wurden, ist mit 3,8 Grad x 3,8 Grad berücksichtigt. Ergebnis: Alle Objekte sind innerhalb des Feldes (Abb. 4). Diese Erkenntnis hatte ich nach Sonneberg übermittelt und die Antwort des Mitarbeiters Mario Ennes kam prompt: Es wurden im Beobachtungsbuch der Schmidt-Kamera die Fotoplatten mit den Nummern 390, 396, 402, 405 den vier Messungen zugeordnet und festgestellt, dass die Mitte der Aufnahmezeitpunkte exakt denen entsprechen, die im M.P.C. 5137 vom 01.02.1980 veröffentlicht wurden. Die Felder trugen,

wie von mir vermutet, die Bezeichnung des zentralen Gestirns S Mon. Anscheinend gibt es noch weitere Fotoplatten 391, 397, 403, ebenso Felder des Veränderlichen S Mon im gleichen Zeitraum, auf denen die Kleinplanetenpositionen damals nicht vermessen wurden. Die Fotoplatten wurden aber noch nicht digitalisiert.
Nachdem alle nötigen Lebensdaten eingeholt waren, war die Benennung eines Kleinplaneten nur noch reine Formsache. Am schwersten fiel uns noch die Entscheidung über die Schreibweise, mit ß oder ss. Die authentische ist ß, aber mit ss wurde oftmals ihr Name als Autorin, sogar bei deutschen Werken geschrieben. Wir entschieden uns für ß.

Journal für Astronomie Nr. 99 | 63

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Für die erste Frau im deutschsprachigen Raum, die einen Kleinplaneten entdeckte, habe ich ein besonderes Objekt ausgewählt. Nämlich meinen einzigen Fund aus der Hilda-Klasse, welcher der größte meiner Entdeckungen ist, der nach normal sterblichen Personen benannt werden darf. Die Jupiter-Trojaner kommen dafür ja nicht in Betracht, obwohl diese, mangels noch nicht am Himmel kreisenden Helden des trojanischen Krieges, neuerdings auch nach Olympioniken benannt werden dürfen, was Geßner aber meines Wissens nicht war.
Der Kleinplanet (706882) Hertageßner trägt seit dem 23. Februar 2026 ihren Namen, veröffentlicht im WGSBN Bull. 6, #3.
Die Bezeichnung Rechner oder Rechnerin war damals üblich für jemanden, der die Daten auswertete. Im englischsprachigen Raum war ,,computer" die Tätigkeitsbeschreibung dieser Personen, so wie es auch im Widmungstext für Geßner steht. Die Datenanalyse-Gruppe am Harvard-Observatorium ist als die ,,Harvard Computers" bekannt geworden.
Durch beharrliche Nachforschungen konnten ein paar Lücken unseres Wissens über das Leben von Herta Geßner gefüllt werden und dank des gefundenen Portraits bleibt ihr Aussehen der Nachwelt erhalten. 47 Jahre nach dem plausiblen Entdeckungsjahr 1979 wurde die Entdeckerin des (3642) Frieden nun mit einem nach ihr benannten Kleinplaneten geehrt. Schade, dass sie dies selbst nicht mehr erleben konnte.

Literatur- und Internethinweise (Stand 23.05.2026): [1] IAU, Minor Planet Center database: ,,(3642) Frieden",
www.minorplanetcenter.net/db_search/show_object?utf8=%E2%9C%93& object_id=Frieden [2] Minor Planet Circular M.P.C. 5137, 1980 Feb. 1, www.minorplanetcenter. net/iau/ECS/MPCArchive/1980/MPC_19800201.pdf [3] Minor Planet Circular M.P.C. 12808, 1988 Feb. 2, www.minorplanetcenter. net/iau/ECS/MPCArchive/1988/MPC_19880202.pdf [4] H. Geßner, 1979: ,,2 neue Veränderliche im Sternbild Monoceros", Mitteilungen über Veränderliche Sterne, Sternwarte Sonneberg, MitVS 8, S. 98: https://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1979MitVS...8...98G [5] H. Geßner, 1979: ,,2 Veränderliche im Sternbild Monoceros", Mitteilungen über Veränderliche Sterne, Sternwarte Sonneberg, MitVS 8, S.118: https://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1979MitVS...8..118G

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

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.

In den Anfängen der Kleinplanetenentdeckungen war es üblich, sie mit weiblichen Namen zu benennen. Diese Tradition hielt sich über 90 Jahre. Erst der deutsche Astronom Max Wolf brach 1893 mit dieser Tradition, in dem er eine seiner vielen Entdeckungen (334) Chicago nannte, um die damals dort stattfindende Weltausstellung zu würdigen. Seit dem Erscheinen der ersten kosmischen Begegnungen mit Leserbeteiligung im Jahr 2007 hatten wir nur männliche Bildautoren. Ich freue mich, dass nun auch eine Astrofotografin zu diesem Kreis gehört und diese Tradition nach fast zwei Jahrzehnten ad acta gelegt werden kann.
Zu verdanken haben wir das Bianka Brodkorb und ihrer kosmischen Begegnung von (5372) Bikki mit dem Planetarischen Nebel NGC 1514 [1]. Sie ist 2021 in die Astronomie eingestiegen und begann mit der Planetenfotografie. Da sie an einem ländlichen Standort mit nur mäßiger Lichtverschmutzung wohnt, war der Einstieg in die visuelle Beobachtung der nächste Schritt in Sachen Astronomie. Inzwischen betreibt Bianka auch Deep-Sky-Fotografie mit großem Erfolg, wie man an dem tollen Bild sehen kann. Sie besucht regelmäßig Astronomietreffen und online ist sie im Forum Astrotreff unterwegs, wo sie auch ihre Ergebnisse postet.
Ihre kosmische Begegnung entstand über drei Nächte im Oktober 2025, wobei (5372)

1 NGC 1514 und (5372) Bikki, aufgenommen Mitte Oktober 2025 von Bianka Brodkorb
mit einem 10,5-zölligen Cassegrain f/11,5 und einer Kamera ASI 294MC Pro.

Bikki in den Nächten des 18. und 19. jeweils eine kleine Strichspur hinterließ. In der folgenden Nacht hatte er die Bühne um NGC 1514 bereits verlassen. Im Bild ist die erste Strichspur links zu finden und die der zweiten Nacht mittig am oberen Rand des Nebels.
Der Kristallkugelnebel NGC 1514 befindet sich im Sternbild Stier. Er wurde 1790 von Wilhelm Herschel entdeckt und spielt bei der Klärung der Natur der Planetarischen Nebel eine Schlüsselrolle. Bis dahin nahm Herschel an, alle Nebel am Himmel bestünden aus nicht aufgelösten Sternen. Nach seiner Beobachtung von NGC 1514 änderte er seine Meinung und er ging von einem ,,unbekannten leuchtenden Fluidum" aus, das den Zentralstern umgibt. Damit erkannte er im Prinzip die Natur der Planetarischen Nebel. Der Kristallkugelnebel ist rund 1.470 Lichtjahre von der Erde entfernt und strahlt am Himmel mit 10,9 mag.

Morphologisch erkennt man mehrere Schalen und bipolare Blasen, die ihm sein charakteristisches Aussehen geben. Dafür verantwortlich ist der Stern im Zentrum, der eigentlich ein Doppelsternsystem ist. Dabei umkreist der 90.000 Kelvin heiße Weiße Zwerg, der den Planetarischen Nebel NGC 1514 verursacht hat, einen viel kühleren A0-Stern in einer Entfernung von ca. 20 AU [2].
Nicht annähernd so weit entfernt umkreist (5372) Bikki unser Zentralgestirn. Der ca. 10 km große Hauptgürtelasteroid hat eine relativ runde Bahn, die ihn in einem Abstand von ca. 3 AE um die Sonne führt. Für einen Umlauf benötigt er 5,4 Jahre. Zum Zeitpunkt der Aufnahme war der kleine Brocken ca. 16,5 mag hell und 343 Millionen Kilometer von der Erde entfernt. Entdeckt wurde er 1987 von dem japanischen Amateurastronomenduo Kin Endate und Kazuo Watanabe am Kitami-Observatori-

Journal für Astronomie Nr. 99 | 65

Kleine Planeten

Planetenfotografie und seit kurzem auch den Kleinplaneten. Seine Anregungen für Projekte findet er im Internet, Fachzeitschriften oder sucht in seiner Planetariumssoftware nach lohnenswerten Zielen. So war auch seine tolle Aufnahme von Eros bei M 33 kein Zufall. Für die Darstellung der Bahn von Eros entschied er sich für eine ästhetische Punktspur und stackte dazu 12 Bilder aus einer umfangreicheren Serie von Aufnahmen, die über einen Zeitraum von etwas mehr als 3 Stunden lief.

2 M 33 und (433) Eros, aufgenommen am 05.01.2026 von Karl Eisensteiger
mit einem 5,2- zölligen Apo f/5,8 und einer Kamera ASI 071 MC.

Hellmuth und Wolfgang waren schon in der Ausgabe 97 mit einer Aufnahme vertreten. Auch sie planten die Begegnung von Eros mit M 33 lange im Voraus und buchten dafür Remotezeit in Utah. Von zuhause aus waren Aufnahmen geplant, aber der Wettergott meinte es an ihren Wohnorten nicht gut mit ihnen. Dafür lieferte das Remoteteleskop einen guten Bildersatz. Wie man sieht, ist in ihrer Aufnahme [6] Eros ein Stückchen weiter weg vom Zentrum der Galaxie als bei Karl. In den frühen Abendstunden in Utah, als die Serie entstand, war es bei uns schon ein paar Stunden nach Mitternacht.

um [3]. Der Namenspatron war Bikki Sunazawa, ein japanischer Künstler vom indigenen Volksstamm der Ainu, der sich als Maler, Bildhauer und Holzschnitzer betätigte, die Kunst dieses Volkes wieder populär machte und so vor dem Verschwinden bewahrte [4].
Am 5. Januar 2026 besuchte (433) Eros die Dreiecksgalaxie M 33. Da diese Begegnung zwei Tage nach Vollmond stattfand, blieb nur ein kleines Zeitfenster am Abend, bis sich der Mond störend auf die Aufnahmen auswirkte. Dieses nutzten Karl Eisensteiger sowie das Team Hans-Hellmuth Cuno und Wolfgang Bodenmüller für ihre tollen Aufnahmen.

Für Karl Eisensteiger ist es die erste Aufnahme, die er dieser Artikelserie zur Verfügung stellt [5]. Seit kurzem ist er in Rente und kann sich nun verstärkt unserem schönen Hobby widmen. Das Feuer für die Astronomie wurde bereits in seiner Jugend entfacht. So war er schon vor seiner Führerscheinprüfung Mitglied in der VdS und beobachtete visuell von der elterlichen Terrasse aus den Sternhimmel. Sein astronomischer Lebenslauf ging über das Engagement im Verein der Sternwarte Streitheim bis zur Sternwartenkuppel am eigenen Haus. Dort überwiegen die Vorteile des fix installierten Equipments die Einschränkungen durch die Lichtverschmutzung. Heute widmet sich Karl hauptsächlich der

Die Dreiecksgalaxie M 33 ist die zweithellste Galaxie, die man von unseren Gefilden aus sehen kann, und ist mit ca. 5,7 mag unter sehr dunklem Himmel mit freiem Auge als schwacher Nebelfleck zu erkennen. Charles Messier sah sie im Jahr 1764, aber es ist möglich, dass sie bereits über einhundert Jahre früher vom italienischen Astronomen Giovanni Battista Hodierna beschrieben wurde. Lord Rosse erkannte mit seinem 1,8-Meter-Spiegelteleskop die Spiralstruktur. Heutzutage ist das in etwas größeren Amateurteleskopen kein Problem, falls die Himmelsqualität stimmt. Edwin Hubble bestimmte mit Hilfe der Cepheiden schließlich ihre Entfernung. Sie ist damit die zweite Galaxie nach dem Andromeda-

66 | Journal für Astronomie Nr. 99

Kleine Planeten

3 M 33 und (433) Eros, remote aufgenommen am 05.01.2026 von Hans-Hellmuth Cuno und Wolfgang
Bodenmüller mit einem 4-zölligen Apo f/5 und einer Kamera STL 16803.

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nebel, bei der das gelang. Heute geht man davon aus, dass sie ca. 2,8 Millionen Lichtjahre von uns entfernt ist und zur Lokalen Gruppe gehört. Am Himmel ist sie ca. 70' x 40' groß, und demzufolge hätte die Spirale einen tatsächlichen Durchmesser von ca. 60.000 Lichtjahren. Das macht sie zur drittgrößten Galaxie in der Lokalen Gruppe [7]. Fotografisch auffällig ist die große H-alpha-Region NGC 604, im Spiralarm links oberhalb des Kerns, die besonders in der Farbaufnahme von Karl leicht zu identifizieren ist. Sie wurde 1784 von Wilhelm Herschel als erstes gesehen und noch als eigenständiges Objekt verzeichnet [8].
Über einhundert Jahre später, im Jahr 1898, wurde (433) Eros von dem deutschen Astronomenteam Gustav Witt und Felix Linke an der Berliner Urania entdeckt. Zeitgleich war er auch auf französischen Fotoplatten zu finden, die aber erst später ausgewertet wurden. Zum Zeitpunkt der Begegnung war Eros ca. 11,1 mag hell und 63 Millionen Kilometer von der Erde entfernt. Nein, das ist kein Tippfehler und ich habe keine Ziffer vergessen, falls Sie ein eifriger Leser dieser Artikelserie sind. (433) Eros gehört zu den Amor-Asteroiden. Das sind erdnahe Asteroiden, die aber die Erdbahn nicht kreuzen und damit keine Gefahr für uns darstellen. Eros ist in der Tat die erste Entdeckung, deren Bahn innerhalb der Marsbahn verläuft. Seine relativ exzentrische Bahn hat einen minimalen Abstand zur Sonne von 1,13 AE und maximal

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Kleine Planeten

1,78 AE. Daher ist auch seine Umlaufzeit von einem Jahr und 278 Tagen viel kürzer als die typischer Hauptgürtelasteroiden. Der ca. 16 km große Brocken gehört zu den S-Klasse-Asteroiden und hat daher mit 0,25 eine relativ hohe Albedo. Bekannt wurde Eros durch die NEAR-Mission der NASA, die erstmals einen Asteroiden umkreiste und auf ihm landete. Benannt wurde er nach dem griechischen Gott der Liebe und ist einer der ersten Kleinplaneten, die einen männlichen Namen erhielten [9]. Damit schließt sich der Kreis zum Artikelanfang.

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 unkompri-

mierte 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.

Literatur- und Internethinweise (Stand 23.05.2026):

[1]

[3]

[1] B. Brodkorb, 2025: ,,NGC 1514", Astrotreff, www.astrotreff.de/gallery/index.php?image/

21772-ngc-1514-7h-42m/

[2] R. Stoyan, 2024: ,,Atlas der Planetarischen Nebel, Band 1", Oculum Verlag, Erlangen, [4]

[5]

ISBN 978-3-949370-15-1

[3] IAU, Minor Planet Center: ,,(5372) Bikki", https://minorplanetcenter.net/db_search/

show_object?object_id=5372

[4] Wikipedia: ,,Bikki Sunazawa", https://en.wikipedia.org/wiki/Bikki_Sunazawa

[6]

[7]

[5] K. Eisensteiger, 2026: ,,Eros bei M33", Sternwarte Altschwendt: www.sternwarte-

altschwendt.at/M33_Eros_2026-01-05_Karl%20Eisensteger.jpg

[6] H.-H. Cuno, W. Bodenmüller, 2026: ,,Kleinplanet (433) Eros bei der Galaxie M 33",

fotocommunity, www.fotocommunity.de/photo/kleinplanet-433-eros-bei-der-

[8]

[9]

galaxie-m-33-wobodi/49977723

[7] Wikipedia: ,,Dreiecksnebel", https://de.wikipedia.org/wiki/Dreiecksnebel

[8] Wikipedia: ,,NGC 604", https://de.wikipedia.org/wiki/NGC_604

[9] Wikipedia: ,,(433) Eros", https://de.wikipedia.org/wiki/(433)_Eros [10] K. Hohmann: ,,Astrofotografie: Kosmische Begegnungen",

[10]

[11]

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/jplabfragesmallobjects.html

[12]

[12] W. Strickling: ,,Wolfgang Stricklings Softwareecke",

https://strickling.net/softwareecke.htm#DeepSky

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Kometen

Bilderstrecke zum Kometen C/2025 R3 (PANSTARRS)

Zwei Fachgruppen haben diese Bilderstrecke aus Einsendungen ihrer Mitglieder zusammengestellt: die FG Kometen und die FG Astrofotografie. Besonders erfreulich: Auch für Smart-Teleskope sind Kometen inzwischen lohnenswerte Aufnahmemotive. Wir wünschen eine interessante Rückschau auf diesen beeindruckenden Besucher aus der fernen Oortschen Wolke.
Und nicht zu vergessen: Vielen Dank allen Bildautoren. Sogar visuelle Aufzeichnungen wurden angefertigt - alle Achtung! Uwe Pilz und Peter Riepe

1 20.01.2026, 17:45 Uhr UT, 16-Zoll-Teleskop f/2,5, ZWO ASI6200MM,
RGB-Aufnahme, 5 x 3 min pro Filter belichtet. (Bild: Roland Fichtl)

Der Komet C/2025 R3 (PANSTARRS)
von Uwe Pilz
Am 8. September 2025 wurde mit dem 1,8-Meter-RC-Instrument des PanSTARRS-Surveys ein unscheinbarer Komet 20. Größe aufgenommen. Bereits 10 Tage später gelang Roland Fichtl von unserer Fachgruppe eine Aufnahme dieses Kometen.

Der Komet befand sich während der Sichtbarkeitsperiode lange im Pegasus. Im Februar war er deshalb tief am Abendhimmel zu finden, im März dann besser am Morgenhimmel. Von Mitte März bis Mitte April war die beste Beobachtungsperiode: Zum Ende der Nacht stand er in ausreichender Höhe am Morgenhimmel, wobei die Helligkeit zügig anstieg. Durch die Eigenheiten der Bahngeometrie bewegte er sich ab dem letzten April-Drittel in hoher Geschwindigkeit auf die Sonne zu und wurde am Nordhimmel unsichtbar.

PANSTARRS kam der Sonne besonders nahe: Am 20. April waren es nur 0,50 AE. Die größte Erdnähe erlebten wir fast zum selben Zeitpunkt, nämlich am 27. April, 0,49 AE. Durch dieses Zusammenfallen von Perihel und Perigäum war der Komet eine prachtvolle Erscheinung. Die Helligkeit stieg von Anfang April bis zum Ende der Sichtbarkeitsperiode von 7 auf 5 mag. Für uns im deutschen Sprachraum langte es nicht zur Freisichtigkeit, von anderen Weltgegenden aus war das möglich. Aber wir erlebten einen schönen Fernglaskometen.

2 18.03.2026, Köditz, 03:39
- 04:08 Uhr UT, RASA 11, Touptek SkyEye 62 AC, Gain 160, 25 x 1 min, erstellt mit AIRTOOLS, auf den Kometen zentriert (Bild: Steffen Fritsche)

Journal für Astronomie Nr. 99 | 69

Kometen
3 Oben: 27.03.2026, Amateursternwarte Schönebeck, 03:46 - 04:00 Uhr UT,
30-cm-Teleskop (Ritchey-Chretien), Fuji GFX, 72 x 10 s in Dämmerung belichtet bei ISO 6400 (Bild: Uwe Wohlrab)
4 Rechts: 08.04.2026, Haltern, Westruper Heide, ab 02:49 Uhr UT, Canon
EF 200 mm f/2.8 abgeblendet auf f/3,2 an einer CanonR5, 43 x 10 s belichtet (Bild: Rainer Sparenberg)
5 09.04.2026, Martinsberg (Niederösterreich), 02:45 Uhr UT, 12-Zoll-Newton f/4 (Lacerta), QHY 600, 2-faches Binning,
LRGB belichtet: 300/160/160/160 s. (Bild: Michael Jäger und Gerald Rhemann)
70 | Journal für Astronomie Nr. 99

Kometen

6 Links oben: 11.04.2026, Teneriffa, 05:13 - 05:58 Uhr UT,
Kombination von Aufnahmen mit drei Objektiven und drei Kameras: 1:2,0/110 mm, 13,4 min belichtet mit Canon 1300D, 1:2,5/85 mm, 3,3 min belichtet mit Canon 5DMkII und 1:2,8/135 mm, 14 min belichtet mit Nikon D5100 (Bild: Werner E. Celnik und Axel Thomas)
7 Rechts oben: 11.04.2026, Teneriffa, 05:33 - 05:52 Uhr UT,
Nikon D5100 mit 1:2,0/50 mm, 62 x 5 s in die Dämmerung hinein belichtet vom Stativ aus (Bild: Axel Thomas und Werner E. Celnik)
8 Rechts: 11.04.2026, 04:49 Uhr MEZ,
Seestar 50, 7 min belichtet. (Bild: Manfred Paetzel)

Journal für Astronomie Nr. 99 | 71

9 15.04.2026, Much-Heckberg,
ab 02:33 Uhr UT, Canon EOS R6 MkII, 200-mm-Objektiv f/4, 140 x 10 s belichtet bei ISO 3200 (Bild: Stefan Binnewies)
1 0 15.04.2026, 02:40 Uhr UT,
Takahashi Epsilon 130D, ZWO ASI2600MC Pro, 2 x 1 min belichtet. (Bild: Kamila Cymorek)
72 | Journal für Astronomie Nr. 99

Kometen

1 1 15.04.2026, 03:00 Uhr UT, 4-Zoll-Refraktor Skywatcher Esprit f/4,1 mit Touptek 2600 MP,
hiermit 5 x 60 s belichtet mit Luminanzfilter, RGB-Aufnahmen mit Takahashi Epsilon 130 D und Canon Ra, je 8 x 60 s pro Filter belichtet. (Bild: Norbert Mrozek)

1 2 15.04.2026, 04:00 Uhr UT,
Kometenspektrum, Dwarf-3-SmartTeleskop + SA-100-Gitter, Gesamtbelichtungszeit 15 min, Gain=60. (Bild: Uwe Pilz)
1 3 15.04.2026, Bad Oeynhausen,
Smart-Teleskop S30pro, 22 x 30 s. (Bild: Oliver Schneider)

Journal für Astronomie Nr. 99 | 73

Kometen

1 4 17.04.2026, Bräunisberg-Plateau (nordöstlich von Tuttlin-
gen), 02:30 - 03:00 Uhr UT, 12-Zoll-Dobson, Vergrößerung 49x - 168x, Lumicon-Comet-Filter, dazu 8x56-Feldstecher, LumiconComet-Filter. (Bild: Robin Hegenbarth)

1 5 17.04.2026, Astrofarm Hakos (Namibia), 03:57 - 04:03 Uhr UT,
Canon EOS R6 MkII mit Objektiv Canon EF 200 mm f/2.8L II USM, vom Stativ aus eine Serie von Einzelbildern angefertigt, jedes Einzelbild nur 2 s belichtet bei ISO 12.800, das Bild zeigt einen Stack aller Einzelbilder, siehe auch Titelbild. (Bild: Kai-Oliver Detken)

1 6 18.04.2026, remote aufgenommen in Castillejar (Spanien),
04:10 - 04:18 Uhr UT, TEC140, f = 700 mm, ZWO ASI6200MM, 4 x 2 min belichtet, dazu mit Askar 60/300, QHY 367c Pro, 4 x 2 min belichtet, PixelskiesAstro. (Bild: Michael Buechner und Frank Niebling)

74 | Journal für Astronomie Nr. 99

Kometen

Vor 40 Jahren: Komet 1P/Halley im Perihel
von Werner E. Celnik

Wer Kometen ,,mag", der kommt um 1P/ Halley nicht herum. Er gehört nun mal zu den ,,großen" Erscheinungen des 20. Jahrhunderts. Benannt wurde er nach dem Menschen, der anhand dieses Kometen als erster die Periodizität von Kometenbahnen (hier: 76 Jahre) erkannte [1]: Edmond Halley (1656 - 1742), was u. a. Isaac Newton zur Entwicklung seines Gravitationsgesetzes führte.

Als ich als Schüler Ende der 60er Jahre ein Astronomiebuch in die Hände bekam, in dem ,,der große Komet von 1910" vorgestellt wurde, wurde ich ein Fan. Mir wurde klar: Wenn Halley wiederkommt, dann würde ich dabei sein!
Erst viele Jahre später, in den 80ern, erhielt ich von einem der damals bekanntesten Kometenwissenschaftler, Prof. Jürgen Rahe, dem Initiator der ,,International Halley Watch", Direktor der Remeis-Sternwarte in Bamberg und Direktor des Programms zur Erforschung des Sonnensystems bei der NASA, das 600-seitige Buch ,,Atlas of Comet Halley 1910 II" [2]. Eine archivarische Fundgrube der Beobachtungen von 1835 und 1910.
Nach seinem spektakulären Periheldurchgang 1910 hatte 1P/Halley 1948 den sonnenfernsten Punkt auf seiner langgezogenen Ellipsenbahn erreicht und machte sich nun langsam wieder auf den Rückweg ins innere Sonnensystem. Er passierte die Sonnendistanzen von Neptun- und Uranusbahn und konnte bereits am 16.10.1982, noch jenseits der Saturnbahn in 11 AE Distanz, wiederaufgefunden werden, 3,5 Jahre vor seinem nächsten Periheldurchgang im Februar 1986. Als Instrument diente der 5-m-Spiegel auf dem Mt. Palomar, bestückt mit einer der ersten wissenschaftlich einsetzbaren CCD-Kameras. Die scheinbare visuelle Helligkeit betrug zu diesem Zeit-

1 1P/Halley zeigt am 11.01.1986 eine Gaswolke, die im Gasschweif nach hinten driftet.
Aufnahme mit Lichtenknecker-Flat-Field-Camera 1:3,5 / 500 mm auf Kodak Tri X Pan ISO 400. Komposit aus 4 Einzelbelichtungen zwischen 17:16 und 17:35 Uhr UT mit insgesamt 19 min Belichtung. Aufnahmeort: Ingelheim. (Bild: Otto Guthier)

punkt 24 mag. Die erste visuelle Sichtung gelang erst im Januar 1985 bei einer Helligkeit von 19,5 mag am 61-cm-Teleskop auf dem Mauna Kea. Nach seiner Konjunktion mit der Sonne tauchte 1P/Halley (nach seiner Wiederentdeckung auch 1982i oder P/1982 U1 genannt) im August 1985 mit 14 mag wieder am Morgenhimmel auf. Freisichtig mit 6 mag wurde der Komet erst Mitte November 1985. Am 10. Januar 1986 löste sich eine Gaswolke aus der Koma

und driftete im Gasschweif nach hinten, was von Mitteleuropa aus beobachtbar war (Abb. 1). Nach den letzten Beobachtungen mit 4 mag am Abendhimmel Ende Januar stand Halley am 6. Februar in Konjunktion mit der Sonne, 3 Tage vor seinem Periheldurchgang - recht ungünstige Beobachtungsbedingungen.
Aber mein Traum wurde wahr: Ich hatte inzwischen erfolgreich ein Studium der

2 Das frei stehende
Instrumentarium der Bochumer HalleyKampagne auf La Silla / ESO in Chile

Journal für Astronomie Nr. 99 | 75

Kometen

Bochumer Halley-Kampagne 1986

Technische Ausrüstung zur fotografischen Beobachtung von 1P/Halley

Teleskop zur visuellen Nachführkontrolle: FH-Refraktor 100 mm /1.000 mm

Nachführung:

Steuergerät, nebst visueller Kontrolle mit Nachführansatz GA3 u. Strichplatte

Montierung:

Alt 6AD, gebraucht gekauft

Hauptinstrument:

Lichtenknecker-Flat-Field-Camera 1:4 / 760 mm

Kameragehäuse am Hauptinstrument:

Canon A1, Format 36 mm x 24 mm

Bildfeld:

2,7 Grad x 1,8 Grad

Fokussierung:

Messerschneide, Eigenbau und Testaufnahmen

Eingesetzte fotografische Emulsionen:

Kodak 103a-E, 103a-F, Technical Pan 2415 auf 35-mm-Film (alle hypersensibilisiert), zusätzlich Farbdiafilm zur Dokumentation

Kameras an Gegengewichtsstange:

4 x Hasselblad 2000 FC/M (gebraucht) mit Planfilmadapter

mit Objektiven:

4 x Zeiss Planar f/2.0 T*, f = 110 mm (gebraucht)

Bildfeld:

28,6 Grad x 28,6 Grad

Eingesetzte fotografische Emulsionen:

Kodak IIIa-F, IIa-O (alle hypersensibilisiert) auf 1 mm dicken Glasplatten 62 mm x 62 mm

Wichtigste eingesetzte Filter:

Spezialanfertigungen, Einzelstücke: CN-Emission, Interferenzfilter bei 388 nm, CO+-Emission, Interferenzfilter bei 428 nm, Staub-Kontinuum, Kantenfilter OG 530, Gasschweif-Strukturen, Interferenzfilter bei 375-450 nm

Zum Hauptinstrument parallel montiert:

300-mm-Teleobjektiv (Pentacon) f/4 am Kleinbild-Kameragehäuse mit 103a-F und Farbdiafilm und Weitwinkelobjektive, jeweils Farbdiafilm

Physik und Astronomie in Bochum absolviert und (wie damals üblich) zeitlich befristete Arbeitsverträge im Astronomischen Institut der Ruhr-Universität Bochum. Die Deutsche Forschungsgemeinschaft (DFG) finanzierte meiner ins Leben gerufenen kleinen Halley-Arbeitsgruppe eine 21/2-monatige Beobachtungskampagne mit spezieller fotografischer Ausrüstung (s. Kasten u. Abb. 2). Zu den Mitgliedern unserer Gruppe gehörten neben mir P. Koczet, Prof. W. Schlosser, Prof. P. Svejda, R. Schulz und K. Weißbauer, die sich beim Aufenthalt zeitlich abwechselten. Die ESO genehmigte zuvor das Aufstellen unserer Instrumente auf ihrem Gelände auf dem rund 2.400 m hohen Berg La Silla in Chile.
Wir konnten die ersten Aufnahmen am 17.02.1986, nur 8 Tage nach dem Perihel, gewinnen, als der Komet sich in der hellen Morgendämmerung über die Andengipfel erhob. Zunächst nur die helle innere Koma, in den Folge-

3 Aufgang von 1P/Halley am 20.02.1986 über den
Andengipfeln, Aufnahme mit Brennweite 135 mm auf Farbdiafilm, 2 min belichtet auf Farbdiaflim Kodak P 800. Die hellen Sterne links oben sind alpha und beta Cap. Ort: La Silla, Chile
76 | Journal für Astronomie Nr. 99

Kometen

4 1P/Halley mit Schweifabriss, aufgenommen am 10.03.1986 um 00:26 UT.
RGB-Falschfarben-Komposit aus drei verschieden gefilterten Aufnahmen: R = Breitband-Rotfilter (8 min, zeigt den Staubschweif), G = CN-Filter bei 388 nm (110 min, zeigt die Koma), B = CO+-Filter bei 428 nm (110 min, zeigt den Gasschweif). Aufnahmebrennweite jeweils 110 mm (f/2). Fotoemulsion: Kodak III a-F (hypersensibilisert) auf 6x6-Glasplatten. Ort: La Silla, Chile

5 1P/Halley am 13.03.1986, aufgenommen mit 300-mm-
Teleobjektiv (f/4), 2 x 35 min belichtet auf Farbdiafilm Agfachrome RS 1000. Ort: La Silla, Chile

tagen dann auch Staub- und Gasschweife, die sich gegen die Dämmerung durchsetzen konnten (Abb. 3). Ein majestätischer Anblick! Im Laufe der Monate Februar und März bewegte sich 1P/Halley westwärts durch die Sternbilder Capricornus und Sagittarius, wobei sich die Perspektive der Schweife von der Erde aus gesehen stark veränderte (vgl. Abb. 3, 5, 7 und 8). Der zunächst extrem breit aufgefächerte Staubschweif wanderte in Richtung des geraden Gasschweifes. Bemerkenswert war ein Ereignis in der Nacht vom 9./10. März, ein so genannter ,,Schweifabriss", ein Ergebnis der Wechselwirkungen zwischen Sonnenwind und eingeschlossenem interplanetaren Magnetfeld und dem aus geladenen (ionisierten) Teilchen bestehenden Gasschweif (Abb. 4).
Am 2. März stand der Komet 2,3 Grad südlich des 3,1 mag hellen Sterns beta Cap, am 21. März befand er sich bereits am östlichen Rand des Milchstraßenbandes (vgl. Abb. 6), und am 2. April 6,5 Grad südöstlich des offenen Sternhaufens M 7. Danach zog Halley südlich des ,,Stachels im Scorpius" vorüber (Abb. 9).
6 1P/Halley am 21.03.1986 um 05:52 MEZ am östlichen Rand
der Milchstraße. 50-mm-Objektiv (f/2,8), 10 min belichtet auf Kodak-Ektachrome-P800/1600-Farbdiafilm (hypersensibilisiert). Die Aufnahme entstand auf Teneriffa, unten rechts ist der Horizont zu erkennen. (Bild: Axel Thomas und Ralph Muth)

Journal für Astronomie Nr. 99 | 77

Kometen

Man erkennt an diesen Daten schnell, dass es von Mitteleuropa aus zu dieser Jahreszeit kaum möglich war, den Kometen überhaupt zu sehen. Zahlreiche Sternfreunde reisten daher auf die Kanarischen Inseln oder nach Namibia, um Beobachtungen anzustellen.
An unserem Standort in Chile war eine visuelle Beobachtung allerdings völlig problemlos: 16 Grad Schweiflänge freisichtig. Das war der Staubschweif, der Gasschweif war wesentlich schwächer, erreichte auf unseren Aufnahmen Anfang April allerdings mehr als 30 Grad Länge und wurde durchs Gesichtsfeld der Kamera abgeschnitten.
Am 11. April befand sich Halley in größter Erdnähe, mit 0,42 AE = 63 Mio. km, ungefähr am westlichen Rand des Milchstraßenbandes, und erreichte mit 2 mag seine größte visuelle Helligkeit. Am 14. April stand er 1/2 Grad nördlich der hellen Galaxie NGC 5128 (vgl. Abb. 10 und 11) und 4,4 Grad
7 1P/Halley am 24.03.1986, aufgenommen mit einer Flat-Field-Camera
(Lichtenknecker) mit 760 mm Brennweite (f/4), 35 min belichtet auf Farbdiafilm Agfachrome RS 1000. Ort: La Silla, Chile

15 Monate auf der Spur des Halleyschen Kometen

Mit der fotografischen Sichtung des 12 mag hellen Kometen Mitte August 1985 in der spanischen Sierra Nevada mit einer Celestron-Schmidtkamera begann ich, auf Exkursion gemeinsam mit Jörg Stahlhut, meine Beaobachtungsserie des Kometen. Im Dezember 1985, nun bereits fünf Größenklassen hell, bewegte sich 1P/Halley in das Sternbild der Fische und wurde von Teneriffa aus am Observatorium von Iza�a mit dem bloßen Auge gesehen.
Einer der Höhepunkte war Deutschlands erster Sonderflug zum Halleyschen Kometen am 7. März 1986, geplant von Norbert Sommer und mir in Kooperation mit einer Fluggesellschaft. Von Hannover-Langenhagen aus ging der Rundflug bis in den Luftraum von Fulda und zurück. In rund 10.000 m Höhe konnte der Komet ohne Fernglas entdeckt werden. Mit einer 15 Bogenminuten großen Koma, an der ein zwei bis drei Grad langer Schweif ansetzte.
Jedoch stellte die Exkursion nach Namibia im März/April 1986, gemeinsam mit den Amateuren Jürgen Beisser und Norbert Sommer, den absoluten Höhepunkt meiner Halley-Beob-

achtungen dar. Auf Vermittlung von Walter Straube von der Farm Hohenheim (Hakos war erst in der Planung) nahm Gisela Schreiber zum ersten Mal Astrogäste auf ihrer KarakulzuchtFarm Tivoli auf, die sich damit als erste Astrofarm in Namibia etablierte. Die Abbildung 11 entstand dort am 14. April 1986 mit einer Celestron-Schmidtkamera. Der Komet ,,begegnete" der bekannten Radiogalaxie Centaurus A = NGC 5128. Es bot sich an, speziell bei diesem Motiv nicht auf den Kometenkern, sondern mit Leitrohr und visueller Kontrolle auf die Sterne nachzuführen. (Autoguiding etablierte sich erst 1989 mit der ST-4 von SBIG.)
Unglücklicherweise durchquerte der Komet die Milchstraße, so dass er mit vier Magnituden Helligkeit inmitten der hellen Sternwolken der Milchstraße weniger prachtvoll wirkte als erwartet.
Die letzte fotografische Beobachtung des Kometen erfolgte Ende November 1986 mit einem Schmidt-Cassegrain-Teleskop Celestron 11 in meiner damaligen Sternwarte in Solingen. Der Komet zeigte sich noch als 15 mag helles Wölkchen im Sternbild Crater. Bernd Koch

78 | Journal für Astronomie Nr. 99

Kometen

1P/Halley auf Teneriffa
Halleys Wiederkehr veranlasste uns, wie so viele Sternfreunde, einen Beobachtungsplatz in Teneriffa zu suchen, um den ungünstigen Beobachtungsbedingungen in Deutschland zu entgehen. Unser erster Morgen sah uns am Rande einer Straßenkehre in knapp 2.000 m Höhe, mit verschiedenen Kleinbild- und Mittelformatkameras auf meiner Wachter-Montierung Astronom I, bei kaltem, böigem Wind den Aufgang des Kometen hinter einem Berghang abwartend. Trotz eines pechschwarzen Himmels und einer sehr strukturierten Milchstraße war der Komet visuell eher enttäuschend.
Mit etwa 3 mag visueller Helligkeit, einem halben Grad breiten und 4 Grad langen, unstrukturierten Schweif knapp unterhalb der Milchstraße stehend war er aber trotzdem ein schöner Anblick. Das sah nicht jeder so. Die einzige ,,Nicht-Astronomin" in der Runde schälte sich aus dem warmen Auto, fragte, wo der Komet stand, und verschwand mit einem ,,Ach, das?" wieder im Auto ... Uns beeindruckte vor allen Dingen, hier einen Kometen zu sehen, der schon in babylonischen Keilschriften dokumentiert worden war. Axel Thomas

nördlich des Kugelsternhaufens Omega Centauri - visuell spektakulär!
Am 17. April endeten unsere Beobachtungen. Alle unsere Aufnahmen sind im ,,Planetary Science Archive" der ESA öffentlich zugänglich [3].

8 Gasschweif von 1P/Halley am 03.04.1986, aufgenommen mit
einer Flat-Field-Camera (Lichtenknecker) mit 760 mm Brennweite (f/4) und CO+-Filter bei 428 nm, 60 min belichtet auf Kodak 103a-E (hypersensibilisiert). Ort: La Silla, Chile

Mit zunehmenden Entfernungen von Sonne und Erde nahm die scheinbare Helligkeit schnell ab. Während Halley Ende April noch 5 mag vorweisen konnte, endete die Freisichtigkeit Mitte Mai. Die Aktivität war allerdings immer noch hoch, wie die Abbildung 12 vom 12. Mai zeigt. Zur Jahresmitte 1986 verschwand Halley dann in der Abenddämmerung.

Wie im dritten Absatz dieses Beitrags bereits erwähnt, wurde im Jahr 1982 von der ,,Internationalen Astronomischen Union" (IAU) eine Organisation ,,International Halley Watch" (IHW) ins Leben gerufen, um Beobachtungen von Wissenschaftlern und Amateuren rund um die Welt anzuregen, zu standardisieren, zu sammeln und zu archivieren. Auch dieses Archiv ist öffentlich zugänglich [4].

Höhepunkt der Kometenforschung war sicherlich der Besuch mehrerer Raumsonden bei 1P/Halley, insbesondere der Raumsonde Giotto, die am 14. März tief in die Koma eindrang und den

9 1P/Halley am Stachel des Skorpions, 04.04.1986,
50-mm-Objektiv (f/2,4), 15 min belichtet auf Farbdiafilm Agfachrome RS 1000. Ort: La Silla, Chile

Journal für Astronomie Nr. 99 | 79

Kometen

1 0 1P/Halley am 13.04.1986 östlich von NGC 5128 (Mitte rechts)
und Omega Centauri (unten rechts), 50-mm-Objektiv (f/2,4), 20 min belichtet auf Farbdiafilm Agfachrome RS 1000. Ort: La Silla, Chile

Kometenkern mit 68,7 km/s in nur 596 km Abstand passierte, allerdings dabei von Staubteilchen schwer getroffen und zerstört wurde [5]. Zuvor entstand aus einer Distanz von ca. 2.000 km das berühmte Bild des Kometenkerns (Abb. 13), welches eine erdnussförmige Struktur der Abmessungen (7-10) km x 15 km und mehrere Gasausströmungen (Jets) in Richtung Sonne zeigt.
Zum weiteren Verlauf des aktuellen HalleyOrbits: Nach der Konjunktion mit der Sonne erschien Halley am Morgenhimmel mit 12 mag und schwächer werdend. Im Februar 1988 gelang dem Amateurastronomen

Komet Halley - der berühmteste aller Schweifsterne
Seiner Wiederkehr im Jahre 1986 fieberte auch ich entgegen und errichtete gerade noch rechtzeitig meine neue Schiebedachsternwarte in Ingelheim. Am 7. September 1985 war es dann so weit: Ich erblickte mit meinem neu erstandenen Newton-Teleskop 250 mm / 1.250 mm erstmals den 13,2 mag hellen Kometen. Spannende Beobachtungsnächte schlossen sich an, die in meiner ersten großen Astroreise gipfelten: NAMIBIA!
Um den Kometen nach seinem Perihel am 9. Februar 1986 beobachten zu können, organisierten Hans-Joachim Bode (verst.) und ich eine VdS-Expedition (im Rahmen des internationalen Halley-Watch-Programms) für 45 Sternfreunde aus Deutschland. Auf sechs verschiedenen Gästefarmen (,,Astrofarmen" gab es damals in Namibia noch nicht) waren die Teilnehmer/innen in diesem wunderschönen Land untergebracht. Für fast drei Wochen konnten wir 1P/Halley ausgiebig beobachten und fotografieren - ein unvergessliches Erlebnis für alle Sternfreunde unter dem Kreuz des Südens.
Meine ausgiebige Beobachtungskampagne schloss sich am 25. Mai 1986, als ich 1P/ Halley nach 65 Beobachtungen das letzte Mal sah. Otto Guthier

1 1 1P/Halley passiert am 14.04.1986 die Galaxie NGC 5128 im Stern-
bild Centaurus. Aufnahme mit Celestron-Schmidt-Kamera 140 mm / 225 mm (f/1,65), 6 min belichtet auf hypersensibilisierten KodakTechnical-Pan-2415-Film (Format 36 mm x 24 mm). Aufnahmeort: Namibia. (Bild: Bernd Koch)

80 | Journal für Astronomie Nr. 99

Kometen

1 2 1P/Halley am 12.05.1986. Ein schmaler Gas- und ein breiter Staubschweif
liegen perspektivisch übereinander. Aufnahme mit Lichtenknecker-Flat-FieldCamera 1:3,5 / 500 mm auf Kodak Tri X Pan ISO 400. Komposit aus 3 Einzelbelichtungen zwischen 20:57 und 21:54 Uhr UT mit insgesamt 31,5 min Belichtung. Aufnahmeort: Ingelheim. (Bild: Otto Guthier)

David Levy die letzte visuelle Beobachtung am 1,5-m-Teleskop Mt. Catalina/Arizona, mit 17 mag in einer Distanz von 8 AE. Im Jahr 1990 erreichte ein sternartig erscheinender Halley nur noch 24 mag. Im März 2003, 17 Jahre nach seinem Periheldurchgang, gelangen am VLT der ESO die letzten Beobachtungen von 1P/Halley, in einer Entfernung von 28,1 AE bei 28 mag. Am 9. Dezember 2023 erreichte Halley sein Aphel in 35,1 AE und ist seitdem auf dem Rückweg ins innere Sonnensystem. Die Wiederentdeckung wird ca. 20 Jahre vor dem Perihel erwartet, also ca. 2041 [6].

Bei seinem nächsten Perihel im Juli 2061 stehen Erde und Komet auf derselben Seite der Sonne, im Gegensatz zu 1986. Er wird also sehr hell werden. Vor dem Perihel steht er am Morgenhimmel über den Plejaden, Ende Juli wird Halley in geografischen Breiten über 40 Grad abends und morgens zu sehen sein, bei einer scheinbaren Helligkeit von vermutlich 0 mag [6].
Ob ich mir vornehmen sollte, den Halleyschen Kometen noch einmal zu sehen? Unbedingt, denn dann wäre ich ja erst 108 Jahre alt ...

1 3 Die Raumsonde Giotto fotografierte
den Kern von 1P/Halley aus 2.000 km Distanz am 14.03.1986. (Bild: ESA/MPS License attribution CC BY-SA IGO 3.0, https://creativecommons.org/licenses/ by-sa/3.0/igo/)

Literatur- und Internethinweise (Stand 23.05.2026):

[1]

[2]

[1] E. Halley, 1705: ,,A synopsis of the astronomy of comets", Übers. d. Originals, J. Senex,

London, https://library.si.edu/digital-library/book/synopsisofastron00hall

[2] B. Donn, J. Rahe, J. C. Brandt, 1986: ,,Atlas of Comet Halley 1910II", NASA-SP-488,

https://ntrs.nasa.gov/citations/19870020802

[3]

[4]

[3] ESA: ,,Planetary Science Archive - 1P/Halley", https://psa.esa.int/psa/#/pages/search

[4] NASA Planetary Data System: ,,The International Halley Watch Archive",

https://pdssbn.astro.umd.edu/data_sb/missions/ihw/index.shtml

[5] Wikipedia: ,,Giotto (Raumsonde)", https://de.wikipedia.org/wiki/Giotto_(Raumsonde) [5] [6] [6] DLR, 2023: ,,Stichtag 9. Dezember 2023: Der Halleysche Komet kehrt zurück", www.dlr.

de/de/blog/archiv/2023/stichtag-9-dezember-2023-der-halleysche-komet-kehrt-zurueck

Journal für Astronomie Nr. 99 | 81

Kometen

Komet Halley und das erste Hochgebirgsobservatorium der Welt
von Axel Thomas

Wer sich auf einem Beobachtungsaufenthalt auf Teneriffa auch als Bergwanderer betätigen will, findet neben dem Hauptgipfel, dem Pico del Teide (3.715 m), mit dem Alto de Guajara (2.715 m) ein weiteres lohnendes Ziel. Der Guajara ist die höchste Erhebung der Caldera-Umrahmung (und damit der zweithöchste ,,Gipfel" der Insel), wobei verschiedene andere Felsköpfe im Kraterrand nur wenig niedriger sind. Der Aufstieg bietet grandiose Panoramablicke sowohl in die Caldera als auch auf den Atlantik, wo die Nachbarinseln oft fotogen aus einer geschlossenen Wolkendecke ragen.
Der Gipfel selbst ist eher ein kleines Plateau, auf dem sich die Reste einer rechteckigen Schutzmauer erheben (Abb. 1). Eine Schautafel erläutert, dass 1856 der schottische Astronom Charles Piazzi Smyth hier zeitweilig eine astronomische Beobachtungsstation errichtet hatte. Isaac Newton hatte postuliert, dass nur astronomische Beobachtungen im Hochgebirge in der Lage sein würden, die optische Leistung von Fernrohren wirklich auszunutzen [1]. Smyth gelang es, die Mittel für eine Expedition zur Beurteilung des Seeings in großer Höhe zu erhalten und baute als ersten Schritt die Station auf dem Guajara auf. Auch wenn Smyth seine Beobachtungen später vom Alta Vista am Teide in einer Höhe von 3.300 m weiterführte und dort überzeugend Newtons Annahmen bestätigen konnte, repräsentiert die Ruine auf dem Guajara doch die erste Hochgebirgssternwarte in der (Alten) Welt und damit den Anfang der heutigen Praxis, Sternwarten in großen Höhen zu errichten.
Nach Abreise von Smyth wurde der einfache Schutzbau nicht mehr genutzt, bis 1910 vom französischen Astronomen Jean Mascart für eine Beobachtungskampagne des Kometen Halley eine kleine hölzerne

1 Die Mauer des Smyth'schen Schutzbaus auf dem Guajara. Im Hintergrund der
Pico del Teide (Bild: Axel Thomas)

2 Mascart neben der Schutzhütte in den Mauerresten von Smyths Schutzbau. Im Hinter-
grund der 220 mm/2.500 mm-Refraktor. Aus [2], Verwendung frei wg. nicht-kommerzieller Nutzung.

Unterkunftshütte innerhalb der Mauern aufgebaut wurde (Abb. 2). Nachdem ein gemauerter Sockel zuerst zusammenbrach, konnte das Hauptinstrument, ein Refraktor mit 220 mm / 2.500 mm, im zweiten Anlauf montiert werden (Abb. 3). Trotz Problemen mit Ausrichtung der Montierung und ständigem Staub in der Luft gelang es Mascart, den Kometen Halley mit einer Serie von 64 Fotografien aufzunehmen (Abb. 4). Visuelle Beobachtungen der Koma wurden mit Vergrößerungen um 320x durchgeführt.

Mit bloßem Auge überstieg die Schweiflänge 120 Grad - Mascart selbst bezeichnete die Erscheinung von Halley als ,,magnifique".
Heute ist der Guajara ein vielbesuchter Aussichtspunkt. Trotzdem ein Wort der Vorsicht: der Guajara kann sowohl von der Caldera als auch von der außerhalb des Kraters gelegenen Ortschaft Vilaflor aus erwandert werden. Der Aufstieg - egal von welcher Seite aus - ist kein Spaziergang und erfordert Kondition und geeignete Ausrüs-

82 | Journal für Astronomie Nr. 99

Kometen
3 Der 220 mm/2.500 mm-Refraktor. Die geliehene
Montierung ließ sich konstruktiv bedingt nicht auf die Polhöhe von Teneriffa einstellen, so dass sie auf diese ungewöhnliche Weise auf einem provisorischen Sockel montiert werden musste. Aus [2], Verwendung frei wg. nicht-kommerzieller Nutzung.

tung. Manche Wanderführer veranschlagen bis zu 11 Stunden für den Weg von Vilaflor zum Gipfel und zurück! Stabiles Schuhwerk, Sonnenschutz, ausreichend Wasser, aber auch warme, wind- und regenfeste Kleidung sollten selbstverständlich sein. Wetterwechsel können auch unbemerkt auftreten, wenn man z. B. von Süden aus aufsteigt und durch die steil aufragende Kraterwand nicht erkennen kann, dass von Norden Wolken heranziehen, die den Gipfel in schneidenden Wind und heftige Regen- oder sogar Schneeschauer hüllen können. Hochgebirgssternwarten haben besondere Bedingungen ...

Literatur- und Internethinweise (Stand 24.05.2026): [1] I. Newton, 1704: "Opticks: or, a treatise of the reflexions,
refractions, inflexions and colours of light. Also two treatises of the species and magnitude of curvilinear figures", Nachdruck, Octavo, Palo Alto, Kalifornien, 1998 [2] J. Mascart, 1912: "Impressions et observations dans un voyage � Tenerife", Flammarion, Paris, https://fundacionorotava.org/pynakes/lise/masca_ voyag_fr_01_1910/9
[2]

4 Fotografien des Kometen Halley mit dem Refraktor (220
mm / 2.500 mm) vom (von oben) 04., 06. und 12.05.1910, jeweils mit Belichtungszeiten um eine halbe Stunde. Bilder vermutlich unterschiedlich vergrößert. Aus [2], Verwendung frei wg. nicht-kommerzieller Nutzung.
Journal für Astronomie Nr. 99 | 83

Meteore

Der Meteoritenfall von Koblenz
von Andreas Möller und Addi Bischoff

1 Die AllSky7-Kamera AMS50
zeichnete die Feuerkugel in Karlsruhe auf. (Bild: Uwe Baron)

und der Umgebung wurden mehrere Stücke des Meteoriten geborgen. Insgesamt wurden elf größere Fragmente gefunden, die zwischen 6 g und 161 g wogen. Das größte Fragment war etwa tennisballgroß.

Am 8. März 2026 um 18:55:05 Uhr Ortszeit erschien über Westdeutschland eine außergewöhnlich helle Feuerkugel am Himmel (Abb. 1). Ein Meteoroid trat über Nordfrankreich in die Atmosphäre ein und bewegte sich in Richtung Nordosten über die Eifel bis in die Region Koblenz. Der Eintrittswinkel war mit etwa 17 Grad sehr flach, und die Geschwindigkeit betrug ungefähr 16 km/s. Aufgrund der extremen Hitze und des hohen Staudrucks in der Atmosphäre zerbrach der Körper mehrfach, was sich in Form heller Lichtblitze äußerte. Die sichtbare Leuchterscheinung dauerte etwa sechs Sekunden und wurde von zahlreichen Augenzeugen beobachtet. Die International Meteor Organization (IMO) registrierte über 3.000 Augenzeugenberichte und sammelte umfangreiches Bild- und Videomaterial [1]. Somit war es die bisher am besten dokumentierte Feuerkugel der IMO. Viele Augenzeugen berichteten zusätzlich von lauten Detonationen. Auch die auffallend helle Meteorwolke (Abb. 2) war minutenlang sichtbar. Der Bolide wurde nicht nur visuell beobachtet, sondern auch von europäischen AllSky7-Kameras aufgezeichnet [2].

Kurz nach dem Erlöschen der Feuerkugel durchschlug ein Meteorit das Dach eines Wohnhauses in Koblenz-Güls und erzeugte ein etwa fußballgroßes Loch (Abb. 3), bevor er in einem Schlafzimmer landete. Es wurde niemand verletzt. Aufgrund der Feuerkugel und des Einschlags gingen zahlreiche Notrufe bei der ansässigen Polizei und Feuerwehr ein. Die Einsatzkräfte untersuchten das Gebäude und bestätigten später, dass es sich tatsächlich um einen Meteoritenfall handelte. Bei der Untersuchung des Hauses

Aufgrund der medienwirksamen Ereignisse machten sich neben Wissenschaftlern auch zahlreiche professionelle Meteoritenjäger und Amateur-Enthusiasten auf den Weg, um nach weiteren Bruchstücken des Koblenzer Meteoriten zu suchen. Es reisten Sucher aus Polen, Frankreich und den Vereinigten Staaten an. In der Tat gelang es, einige kleine Fragmente rund um das Haus zu bergen. Hierbei handelte es sich jedoch um winzige Meteoriten-Splitter, die meist wenige Gramm wogen. Außerhalb von Koblenz-Güls, im angenommenen Meteoritenstreufeld, in dem auch Addi Bischoff nach Bruchstücken suchte, konnten keine weiteren Fragmente gefunden werden. Ei-

2 Die Meteorwolke war noch lange am Abendhimmel sichtbar, hier in Insul.
(Bild: Daniel Effelsberg)

84 | Journal für Astronomie Nr. 99

Meteore

3 Der Meteorit durchschlug das Dach und landete
im Schlafzimmer des Mehrfamilienhauses. (Bild: Robert Bartkowiak)

nige Fragmente, die in unmittelbarer Nähe des Einschlagsorts gefunden werden konnten, wurden zum Verkauf angeboten. Auch das Team von Addi Bischoff, Markus Patzek und Jasper Berndt von der Universität Münster gelangte an ein paar Proben, an denen sie den Meteoriten untersuchen und klassifizieren konnten.
Leider wurden auch bis zum jetzigen Zeitpunkt (Stand April 2026) keine weiteren Meteorite gefunden. Dadurch, dass der Meteoroid in einem flachen Winkel in die Erdatmosphäre eingetreten ist, erstreckt sich das Streufeld über mehrere Dutzend Kilometer. Das erschwert die Suche enorm, da das Suchgebiet sehr groß und ungenau ist. Vom 20. bis zum 22. März 2026 fand das jährliche Treffen des Arbeitskreises Meteore (AKM) in Göttingen statt (s. Bericht in diesem Heft). Zum Treffen konnte ein 1,28-Gramm-Fragment des Koblenz-Meteoriten mit Schmelzkruste gezeigt werden. Auf dem Rückweg von Göttingen nach Berlin legte Andreas Möller in Begleitung einiger AKM-Mitglieder noch einen klei-

nen Umweg über Dresden ein. Ziel war das Felsenkellerlabor des Vereins für Strahlenschutz, Analytik & Entsorgung Rossendorf (VKTA). Der Felsenkeller in Dresden wurde 1857 erbaut und gehörte unter dem Namen ,,Eiswurmlager" zu einer ehemaligen Brauerei. Heute befindet sich im Felsenkeller ein Labor, das von einer 45 Meter dicken Felsschicht vor kosmischer Strahlung geschützt ist. Im Felsenkeller angekommen, wurden wir freundlich von Stig Bartel in Empfang genommen. Nach einer interessanten Führung durch die hochempfindlichen Messanlagen übergaben wir sechs Bruchstücke des Meteoriten (Abb. 4). So konnte bereits zwei Wochen nach dem Fall mit der Gamma-Spektroskopie-Messung begonnen werden, um kurzlebige kosmische Radionuklide nachzuweisen.
Währenddessen begann auch die Universität Münster mit den ersten Untersuchungen. Bei dem Gestein handelt es sich um ein silikatreiches Gestein, das in erster Linie aus Feldspäten (Plagioklasen) und Pyroxenen besteht. Der Anteil an metallischen

Phasen ist extrem gering. Während die Meteoritenfälle typischerweise zu über 80% aus so genannten Chondriten bestehen, handelt es sich bei dem Meteoritenfall von Koblenz-Güls um einen Achondriten. Die mikroskopische Untersuchung sowie die chemische Bestimmung der Zusammensetzung der Hauptphasen haben ergeben, dass es sich um einen so genannten Eukriten handeln muss (Abb. 5). Eukrite gehören zu den HED-Meteoriten (Howardite, Eukrite und Diogenite). Achondrite, wie unser neuer Meteorit, stammen von größeren Mutterkörpern, die in der Frühphase

4 Dieses 1,28-g-Bruchstück des Koblenz-Meteoriten wurde beim
AKM-Treffen in Göttingen gezeigt und wird derzeit im Felsenkellerlabor des VKTA untersucht. (Bild: Andreas Möller)

5 Koblenz-Eukrit mit einem extrem fragmentierten Gefüge und
zahlreichen Pyroxenen (gelbbraun). (Bild: Addi Bischoff)

Journal für Astronomie Nr. 99 | 85

Meteore

ihres Daseins einst aufgeschmolzen wurden. Unser ,,Koblenz" zeigt extreme Fragmentierungserscheinungen, die auf wiederholte Kollisionsvorgänge zwischen den Asteroiden zurückzuführen sind. Schließlich hat ein finaler Einschlag dazu geführt, ein Bruchstück von dem Mutterkörper abzuspalten und auf die Reise zur Erde zu schicken. Gesteinsobjekte der Gruppe der HED-Meteorite stammen möglicherweise vom Asteroiden (4) Vesta, einem der größten Körper im Asteroidengürtel, oder von den Vestoiden, einer Gruppe kleiner heller Asteroiden.
Der Meteorit besitzt derzeit noch keinen offiziellen Namen, da die Klassifikation noch nicht im Meteoritical Bulletin veröffentlicht wurde. Es ist jedoch wahrscheinlich, dass er den Namen ,,Koblenz" oder ,,Ko-

blenz-Güls" erhalten wird, da Meteorite üblicherweise nach dem Ort benannt werden, an dem sie gefunden wurden.
Abschließend lässt sich sagen, dass der Meteoritenfall von Koblenz-Güls am 8. März 2026 ein außergewöhnliches und wissenschaftlich bedeutendes Ereignis darstellt. Die weithin sichtbare Feuerkugel führte nicht nur zu zahlreichen Beobachtungen, sondern auch zu einem seltenen Einschlag in ein Wohnhaus - einem so genannten ,,Hammerfall". Die rasche Bergung und Analyse der Fragmente ermöglichte eine frühe Klassifikation als Eukrit und liefert wichtige Hinweise auf die Entstehung differenzierter Himmelskörper. Trotz intensiver Suche wurden keine weiteren Meteorite gefunden, was die Herausforderungen bei der Bestimmung von Streufeldern verdeutlicht.

Literatur- und Internethinweise (Stand 24.05.2026): [1] International Meteor Organization
(IMO): ,,Events in 2026" (über das Feuerkugel-Formular gemeldete Augenzeugenberichte), https://fireball.imo.net/members/ imo_view/event/2026/1467 [2] AllSky7 Fireball Network Archive: Videosammlung der Feuerkugel, aufgenommen von diversen AllSky7-Kameras, https://allsky7.net/ archive.html?date=20260308&time =175505

[1]

[2]

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Meteore

Fund eines Eisenmeteoriten nach heller Feuerkugel in Polen
von Andreas Möller

Am 17. April 2026 um 20:53:59 Uhr MESZ leuchtete eine helle und langsame Feuerkugel über Zentralpolen auf, die über sechs Sekunden lang sichtbar war (Abb. 1). Der Bolide erschien über den Woiwodschaften Großpolen und L�d und wurde von Augenzeugen aus Polen, Deutschland, Tschechien, Österreich, der Slowakei und der Ukraine beobachtet [1]. Besonders bemerkenswert ist der Zufall, dass das Ereignis genau während der 14. Meteoritenkonferenz der Polnischen Meteoritengesellschaft in Koluszki stattfand. Während des gemeinsamen Abendessens trafen die ersten Meldungen des polnischen Kameranetzwerkes Skytinel und erste Augenzeugenberichte ein. Auch das vom Arbeitskreis Meteore betriebene AllSky7-Kameranetzwerk konnte die Feuerkugel aufzeichnen. Insgesamt zeichneten 24 Stationen des SkytinelNetzwerks den Boliden auf - darunter zwei Stationen mit spezialisierten Spektrografen (SN38 in Chrzan�w Maly und SN47 in Zabierz�w Bocheski).

1 Die Kamerastation SN12 des Skytinel-Netzwerkes nahm die Feuerkugel in Koluszki auf.
(Bild: Pawel Walczak)
2 Der Meteorit erzeugte
beim Einschlag in den Boden ein Loch mit leicht elliptischer Form. (Bild: Pawel Walczak)

Mateusz mija, Gründer und Koordinator des Skytinel-Netzwerks, begann noch am selben Abend mit der Analyse und arbeitete bis drei Uhr morgens an der Auswertung der Daten. Vor seinem Eintritt in die Erdatmosphäre umkreiste der Meteoroid die Sonne mit einer Umlaufzeit von etwa 1,5 Jahren auf einer Bahn, die um 7 Grad gegen die Ekliptik geneigt war. Das Aphel betrug ca. 1,76 AE. Der Eintritt in die Atmosphäre erfolgte mit einer Geschwindigkeit von rund 13 km/s unter einem Winkel von 69 Grad . Da die Feuerkugel keine starke Fragmentierung zeigte und erst in 14 km Höhe erlosch, deutete alles auf einen besonders widerstandsfähigen Körper hin. Dr. Ernest wierczyski (Fundacja Astrum Narusa) analysierte die Spektraldaten und konnte den Meteoriten noch vor seiner Bergung als Eisenmeteoriten klassifizieren.

Bereits am Nachmittag des 18. April erreichten die ersten Mitglieder des Netzwerks das berechnete Fallgebiet. Der Geländeerkundung zufolge waren die Bedingungen günstig: Ein Teil der Felder war noch nicht bestellt, die Wintergetreidebestände waren niedrig, und die Landwirte gestatteten die Begehung. Am Sonntag, dem 19. April, durchsuchten 26 Personen mit Drohnen und Metalldetektoren einen Großteil des vorhergesagten Streufeldes.
Nach dem Wochenende begann eine enge Zusammenarbeit mit dem Astronomischen Institut der Tschechischen Akademie der Wissenschaften. Pavel Spurn�, Ji� Borovicka und Lukas Shrben� erhielten

Aufnahmen der Skytinel-Kameras und verglichen diese mit Daten der Stationen des European Network (EN) in Tschechien und der Slowakei. Am Mittwochmorgen, dem 22. April, teilten die Forscher ihre Massenschätzung mit: etwa 2,7 kg sollen die Erde erreicht haben [3]. Mit dieser neuen Information konnten Mateusz mija und Gabor Kvag� das Suchgebiet auf nur noch etwa 300 x 200 m2 eingrenzen. Noch am selben Tag machten sich erneut mehrere Suchtrupps auf den Weg.
Anna und Pawel Walczak, Betreiber der Skytinel-Station SN12 in Koluszki und zugleich Mitorganisator der Meteoritenkonferenz, entdeckten gegen 13:30 Uhr ein

Journal für Astronomie Nr. 99 | 87

Meteore

3 Detailaufnahme des frisch gefallenen Eisenmeteoriten.
(Bild: Szymon Kozlowski)

4 Nahaufnahme, die erstarrte Flusslinien auf der Oberfläche des
Meteoriten zeigt. (Bild: Szymon Kozlowski)

kleines, elliptisches Loch im Boden (Abb. 2). Aus einer Tiefe von etwa 40 cm bargen sie einen Eisenmeteoriten mit einer Masse von 2,896 kg [2]. Der Fundort lag in der Gemeinde Zadzim in der Woiwodschaft L�d. Er lag sowohl innerhalb des ursprünglichen als auch des eingeengten Streufeldes, nahe der zentralen Falllinie. Das bestätigt eindrucksvoll die Präzision der Berechnungen. Die Fundstelle wurde sorgfältig dokumentiert und der Meteorit anschließend mit Hilfe von Prof. Szymon Kozlowski von der Universität Warschau gereinigt.
Das gefundene Exemplar wurde durch den Flug durch die Atmosphäre stabilisiert und hat die Form einer dreieckigen orientierten Scheibe (Abb. 3). Die Abmessungen betragen etwa 14,5 x 11,5 x 6,5 cm�, und der Meteorit ist mit einer dunklen Schmelzkruste überzogen, auf der zahlreiche Fließlinien sichtbar sind, die von der Vorderseite zur leicht spitz zulaufenden Rückseite verlaufen (Abb. 4).
Am 26. April wurde am Nationalen Zentrum für Kernforschung in wierk mit der Messung kurzlebiger kosmischer Radionuklide begonnen. Anschließend wird seine chemische Zusammensetzung mithilfe des MARIA-Reaktors analysiert; abschließend wird ein 3D-Scan angefertigt. Nach den Untersuchungen wird ein Fragment des Meteoriten für mineralogische Analysen und die offizielle Klassifikation abgetrennt.

Die Finder haben bereits erklärt, den Meteoriten nach Abschluss der wissenschaftlichen Untersuchungen der Öffentlichkeit im Rahmen einer Museumsausstellung zugänglich zu machen.
Der Meteorit von Zadzim ist der erste Eisenmeteorit, der in Polen gefallen ist. Alle früheren polnischen Eisenmeteoriten waren Zufallsfunde aus längst vergangenen Fällen. Außerdem ist es bereits die dritte erfolgreiche Bergung eines frisch gefallenen Meteoriten in Polen mithilfe des SkytinelNetzwerks - nach Drel�w und Powitno im Jahr 2025. Die rasche Bergung nur fünf Tage nach dem Fall eröffnet außergewöhnliche Forschungsmöglichkeiten, von der Messung kurzlebiger Isotope über Ana-

lysen der chemischen Zusammensetzung bis hin zur Rekonstruktion der Geschichte dieses Körpers im Sonnensystem. Die Geschichte von ,,Zadzim" zeigt auf beeindruckende Weise, zu welchen Ergebnissen eine perfekte Kooperation zwischen Kamerabetreibern, Meteoritensuchern und Wissenschaftlern führen kann.
Hinweis: Dieser Artikel wurde mit unterstützender Verwendung von KI erstellt. Der Inhalt wurde vom Autor umfassend geprüft, fachlich überarbeitet und inhaltlich verantwortet.

Literatur- und Internethinweise (Stand 24.05.2026):

[1]

[1] International Meteor Organization (IMO): ,,Events on 2026"

(über das Feuerkugelformular gemeldete Augenzeugenberichte),

https://fireballs.imo.net/members/imo_view/event/2026/2842

[2] Skytinel: ,,Obserwacja spadku i odnalezienie nowego meteorytu

elaznego w Polsce" (Beobachtung des Falls und die Entdeckung [2]

eines neuen Eisenmeteoriten in Polen), https://skytinel.com/

obserwacja-spadku-i-odnalezienie-nowego-meteorytu-zelaznego-

w-polsce/

[3] Astronomisches Institut der Tschechischen Akademie der

Wissenschaften, Meteorphysik-Gruppe: Wissenschaftliche

[3]

Auswertung der tschechischen Akademie der Wissenschaften,

https://meteor.asu.cas.cz/cz/post/bolid_2026_04_17find/

88 | Journal für Astronomie Nr. 99

Mond
1 D Der Nordostbereich des Mondes. Unten der nördliche Teil des Mare
Serenitatis mit dem flachen Krater Posidonius, über dem sich der Lacus Somniorum anschließt. Das am Terminator liegende Gebirge, Montes Caucasus, zeigt nach oben auf die beiden Krater Eudoxus und den größeren Aristoteles. Rechts im Bild liegen die beiden Krater Hercules und Atlas horizontal nebeneinander. Zum Bildmaßstab: Posidonius hat etwa 95 km Durchmesser.
Journal für Astronomie Nr. 99 | 89

Mond

Mondfotografie als Hobby
- und was braucht man noch?
von Manfred Gentsch

Geeignetes Wetter, oder ,,clear sky", wie die Hobbyastronomen es gern nennen. Für die Vorhersagen gibt es die verschiedensten Apps. Mir hilft der örtliche Nachrichtendienst bei der Überprüfung der Wetterlage. Es können sich aber trotz mäßiger Prognose auch die berühmten Wolkenlöcher auftun. Eine Stunde lang fotografieren ist besser, als es nicht probiert zu haben.
Die Hardware sollte regelmäßig gewartet werden. Ein plötzlich einsetzendes Update der Software bringt nur unnötige Hektik in den Ablauf. Da ich ausschließlich den Mond fotografiere, habe ich nicht viele Stellschrauben zu bedienen. Eigentlich muss ich dann nur den Laptop anschließen und loslegen. Wenn das System auf dem Laufenden ist, gibt es keine Probleme. Wenn doch, ist ein Internetanschluss in der Sternwarte hilfreich. Oder man hat die Steuerung gleich ins Haus gelegt, dann verzichtet man aber auf die typische Umgebung mit möglicher Kälte, dem prüfenden Blick auf seine Ausrüstung und den stetigen Blick in den Sternenhimmel.
Für welche Ausstattung man sich entscheidet, wird jeder nach eigenem Belieben und dem erforderlichen Budget selbst entscheiden müssen. Das Angebot ist groß, und die Preise sind es ebenfalls. Gute beratende Händler, der Kontakt zu Gleichgesinnten in der VdS und ihren Foren sind vor einer Kaufentscheidung wertvoll. Gut ist es, wenn in der Nähe schon eine Sternwarte betrieben wird und ein Besuch vereinbart werden kann.
Nach den Aufnahmen draußen in freier Natur fiebert man den Ergebnissen entgegen. Im warmen Zimmer, mit noch laufender Nase und kribbelnden Fingern, eine erste Sichtung der Bilder. Meine Bilder werden mit einem Celestron Edge HD 9.25 und einer ASI178MM von ZWO aufgenommen.

Es müssen dann die mit FireCapture erstellten SER-Videos (3.000 Bilder) bearbeitet werden. Dies geschieht mit dem Programm AutoStakkert. Das Programm prüft die Bildqualität und stapelt sie. Von den besten Fotos werden 20% zur Weiterverarbeitung gespeichert. Die Auswahl und die Menge sowie verschiedene Einstellungen kann man je nach Wunsch einstellen. Je höher die Menge an Bildern ist, umso länger braucht mein PC an Zeit. Am Anfang habe ich noch bei jedem Arbeitsverlauf zugeschaut. Nun genieße ich meine Nachtruhe und am Morgen sind dann bis zu 35 Videos abgearbeitet worden (Batch).
Jetzt kommt der spannendste Moment der Verarbeitung. Wie scharf sind meine Aufnahmen denn nun wirklich? Mit dem Programm RegiStax werden die Bilder geschärft und abgespeichert. Hier möchte ich einmal meine Bewunderung für die drei Programmentwickler aussprechen. Ohne ihr Wissen und ihre Programmierfähigkeiten hätte ich wohl bis heute kein vernünftiges Foto hinbekommen. Und: Die drei Programme werden kostenfrei zur Verfügung gestellt.
Neben der Freude an der grundlegenden Mondfotografie kommt bei mir jetzt das kreative Element zum Tragen. Seit frühesten Zeiten habe ich gerne meine Fotos bearbeitet. Mein Weg war der mit Adobe Photoshop (Ps) und Lightroom (Lr). Schon bei der Tierfotografie bin ich durch etliche dieser kostenpflichtigen Versionen gegangen. Etliche Veränderungen und Handbücher musste ich überstehen. Aber es war Lesestoff für die Zeiten, wo sich der Mond eben nicht zeigte. Bei dem Ausprobieren kam vieles an Müll zustande - in der digitalen Fotografie kein Kostenfaktor mehr. Darum halte ich mich gerne an die Devise: ,,Was nicht gut ist, kommt in den Papierkorb!" Der gutmeinende Betrachter weiß

es zu schätzen. Nur bei historischen oder in absehbarer Zeit nicht wiederkehrenden Ereignissen darf die Messlatte doch einmal nicht ganz so hochgelegt werden.
Ein kritischer Blick auf die Qualität ist bei der Archivierung kostensparend. Meine Fotos speichere ich auf externen Festplatten und in einer Cloud. Dabei ist zu überlegen,
2 Norden liegt hier links. Links ragt der
Südteil des Mare Tranquillitatis ins Bild. Südlich der Bildmitte liegt das runde Mare Nectaris (ca. 340 km Durchmesser). An seiner Nordwestseite (unten) bilden drei fast gleich große Krater in etwa eine Reihe: Der auffälligste ist Theophilus (ca. 100 km Durchmesser). Er hat einen mehrteiligen Zentralberg. Mit überschneidendem Kraterwall folgt Cyrillus und etwas weiter Catharina. Am Bildrand unten erstreckt sich die gewundene Steilstufe Rupes Altai über 350 km zum Krater Piccolomini. Am Südrand des Mare Nectaris wurde der Krater Fracastorius zum Teil überflutet. Die Montes Pyrenaeus bilden den Ostrand des Mare Nectaris.
3 Norden liegt links. Der Ostbereich des
Mare Imbrium mit markanten Randgebirgen. Am linken, nördlichen Bildrand ist der Krater Plato angeschnitten zu sehen. Oben schließen sich daran die Montes Alpes mit dem Alpental an. Das Gebirge oben links, Montes Caucasus, ist von dem beherrschenden Gebirge am Südostrand, Montes Apenninus, durch eine fast glatte Ebene getrennt. Hier strömte einst von Osten her Magma aus dem Mare Serenitatis in das Mare Imbrium. Die drei Krater in der Bildmitte sind Archimedes (81 km Durchmesser) und die kleineren Aristillus und Autolycus. Am Bildrand rechts (Süden) zeigt der Krater Eratosthenes seinen stark terrassierten Innenwall.

90 | Journal für Astronomie Nr. 99

Mond Journal für Astronomie Nr. 99 | 91

Mond 92 | Journal für Astronomie Nr. 99

Mond

4 Der Südwestbereich der Mondvorderseite.
Oben rechts im Bild liegt Tycho. Größter Krater im Bild ist Schickard direkt am Terminator (212 km Durchmesser in der Länge), daran anschließend deutlich tiefer gelegen Phocylides mit dunklem Schatten seines Ostwalls. Von ihm aus etwa auf einem Viertel der Strecke zu Tycho liegt der in seiner Form sehr langgestreckte Krater Schiller (180 km Durchmesser).
5 Hier ist der östliche bis nordöstliche Mond-
bereich zu sehen mit dem Mare Crisium (556 km Durchmesser), welches in seiner Form eher einem Riesenkrater ähnelt. Nach links oben liegen folgende Krater in einer Reihe: Cleomedes (130 km Durchmesser), dann die kleineren Burckhardt und Geminus, schließlich wieder ein größerer Krater namens Messala (123 km Durchmesser). Am linken (westlichen) Mare-Rand fällt der strahlend helle Kleinkrater Proclus auf (27 km Durchmesser). Er zeigt weiter nach Westen eine Fahne aus hellem Auswurfmaterial.

was brauche ich wirklich für die Zukunft. Bei einem meiner SER-Videos sind es schon einmal 18 GB Speicherplatz. In zehn Jahren ist der Bestand ordentlich angewachsen. Da ist ein übersichtliches Archiv notwendig. Auf dieses Archiv kann ich zurückgreifen, wenn es Fragen zu meinen Fotos gibt.
Für Beurteilungen stelle ich die Aufnahmen in das Forum der VdS und zeige sie auch in der Mailingliste der Fachgruppe Astrofotografie. Von den dort vereinten Fotografen und Fotografinnen bekomme ich Rückmeldungen, die mir bei meinem Hobby hilfreich sind. Meine jetzt hier gezeigten Aufnahmen schöner Mondlandschaften entstanden mit der im Text erläuterten Technik und beschreiben die sichtbaren Mondformationen. Die Bildunterschriften erstellte Peter Riepe. Als sehr nützlich empfehle ich die Tabelle der wichtigsten benannten Mondkrater [1] mit weiterführenden Anklickmöglichkeiten, sehr ausführlich ist auch [2] mit verschiedenen Suchfunktionen.

Internethinweise (Stand 24.05.2026):

[1]

[1] J. Walker: ,,Fourmilab: Principal Lunar Craters",

www.fourmilab.ch/earthview/lunarform/cratallp.

html [2] S. van Ree: ,,www.Der-Mond.de, Die Faszination des [2]

Mondes", www.der-mond.de/mondkarte/formation/

mondkrater/posidonius/

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Mond
Über die scheinbar falsche Ansicht des Mondes
von Jürgen Kahlhöfer

1 Der Mond bei Nacht von schräg oben
beleuchtet. (Quelle: Stellarium)

2 Sonne und Mond am Tage auf gleicher
Höhe. (Quelle: Stellarium)

Das Phänomen Wenn die Sonne nachts unter dem Horizont steht, kann der Mond trotzdem noch von schräg oben beleuchtet sein. Müsste er dann nicht von schräg unten beleuchtet sein (Abb. 1)?
Ein Beispiel am Tage: 08.10.2020, 11:09 Uhr, Beobachtungsort Neumünster (ca. 54 Grad N, 10 Grad O). Die Sonne steht ungefähr im Südosten, der Mond im Westen, beide auf gleicher Höhe von 25 Grad . Nun bin ich mal naiv und denke: Die Sonne steht genau links vom Mond, dann müsste die helle Seite des Mondes links sein (Abb. 2).

liptik. Der Mond steht in der Nähe der Ekliptik, weil seine Bahn nur ca. 5 Grad gegen die Ebene der Ekliptik geneigt ist. Für das obige Beispiel habe ich ein Datum ausgesucht, an dem der Mond besonders nah bei der Ekliptik stand, mit einer ekliptikalen Breite von nur -0,23 Grad . Der Weg des Lichts von der Sonne zum Mond verläuft also ganz nah an der Ebene der Ekliptik. Wenn man in Stella-

rium mit der Komma-Taste die Darstellung der Ekliptik (gelbe Linie) einschaltet, kann man sich sofort vergewissern, dass die helle Seite des Mondes tatsächlich zur Richtung der Ekliptik ausgerichtet ist.
In der Abbildung 2 erscheint die Ekliptik als Kreisbogen - das liegt an der Projektion. In Stellarium ist als Standardvorwahl die ste-

Der Terminator müsste senkrecht stehen. Das tut er aber nicht. Der Terminator ist ca. 40 Grad nach rechts geneigt. Die helle Seite des Mondes ist links oben (Abb. 3). In der englischsprachigen Literatur ist dieses Phänomen als ,,Moon Tilt Illusion" bekannt.

Versuch einer Erklärung Ich möchte versuchen, dieses Phänomen ohne Formeln und Berechnungen nur anhand einiger Bildschirmfotos aus dem Programm Stellarium [1] plausibel zu machen. Die Sonne steht immer genau auf der Ek-

3 Ansicht des Mondes
zu der Situation von Abb. 2. (Quelle: Stellarium)

94 | Journal für Astronomie Nr. 99

Mond

reografische Projektion eingestellt. Diese ermöglicht sehr weite Gesichtsfelder bis zur übertriebenen Fischaugenansicht. Sie wird auch als planisphärische Projektion bezeichnet und zur Konstruktion von drehbaren Sternkarten verwendet. Der Weg des Lichts von der Sonne zum Mond muss aber geradeaus verlaufen. Eine kleine Ablenkung des Lichts durch eine große Masse (Relativitätstheorie) spielt hier keine Rolle.

Intermezzo: Ansicht des Horizonts in stereografischer Projektion Wir blicken erst mal auf den Horizont, weil uns dieser vertrauter ist als die Ekliptik. In der Abbildung 4 ist der Blick senkrecht nach oben gerichtet und eine Super-Fischaugen-Bildweite eingestellt. Wir sehen den Horizont (grün) als Vollkreis.

4 Ansicht des gesamten Himmels mit dem Horizont als Vollkreis.
(Quelle: Stellarium)

Nur wenn wir genau waagerecht zum Horizont blicken, oder wenn der Horizont in Stellarium auf der Höhe der Bildmitte verläuft, ist der Horizont eine gerade Linie. Zumindest gilt das für den idealen mathematischen Horizont und auf hoher See. Wenn wir mit einem weiten Bildfeld in irgendeine andere Richtung blicken, ist der Horizont ein großer Bogen, Teil eines Kreises. Es kommt hier auf den Winkel zwischen Projektionsebene und Horizontebene an (Abb. 5).

Ansicht der Ekliptik in stereografischer Projektion Genauso verhält es sich mit der Ansicht der Ekliptik. Nur wenn wir direkt auf die Ekliptik blicken, d. h. wenn die Ekliptik in Stellarium durch die Bildmitte verläuft, ist die Ekliptik eine gerade Linie (Abb. 6).

5 Horizont als Kreisbogen in stereografischer Projektion. (Quelle: Stellarium)

Man kann auch eine übertrieben weite Super-FischaugenAnsicht auf den Ekliptik-Nordpol (ENP) richten und damit die gesamte Ekliptik als Kreis darstellen. (Den ENP mit ,,Strg 3" einblenden und in die Bildmitte bringen, Erde und Atmosphäre ausschalten.) Wenn wir mit einem weiten Bildfeld in irgendeine andere Richtung blicken, ist die Ekliptik ein großer Bogen. Das hatten wir schon in der Abbildung 2.

Jetzt blicken wir im oben genannten Beispiel mal direkt auf die Ekliptik, so dass die Ekliptik in Höhe der Bildmitte verläuft - wir richten die Projektionsebene senkrecht zur Ebene der Ekliptik aus (Abb. 7).

6 Ekliptik als Gerade durch die Bildmitte. (Quelle: Stellarium)

Journal für Astronomie Nr. 99 | 95

Mond

7 Ekliptik als Gerade, Horizont als Kreisbogen bei stereografischer
Projektion. (Quelle: Stellarium)

9 Ekliptik und Horizont als parallele Linien bei perspektivischer
Projektion. (Quelle: Stellarium)

Projektionszentrum in der Mitte der Sphäre (blauer Punkt). Das passt zur klassischen Vorstellung, dass die Erde (und der Beobachter) sich in der Mitte der Himmelssphäre befinden. Was man zu sehen bekommt, entspricht praktisch dem Blick aus der Mitte der Sphäre auf die Ebene.

der Erdoberfläche von der Ebene der Ekliptik kann hier vernachlässigt werden.) Wenn die Ekliptik vor dem Beobachter oberhalb des Horizonts verläuft, muss sie hinter dem Beobachter unter dem Horizont liegen. Rechts und links vom Beobachter muss die Ekliptik den Horizont kreuzen.

8 Projektion einer Sphäre auf eine tangen-
tial anliegende Ebene. Lage des Projektionszentrums (PZ) und in Stellarium maximal mögliches Gesichtsfeld bei stereografischer (rot) und perspektivischer (blau) Projektion. (Bild: J. Kahlhöfer)
Nun ist die Ekliptik eine Gerade. Damit ist auch der Weg des Lichts von der Sonne zum Mond, nahe der Ebene der Ekliptik, eine Gerade. Aber leider wird der Horizont dabei zum großen Bogen. Das liegt wieder an der stereografischen Projektion. Für die Projektion einer Sphäre auf eine tangential anliegende Ebene liegt das Projektionszentrum (PZ) bei dieser Projektion an dem Punkt der Sphäre, der dem Berührpunkt der Ebene gegenüberliegt (roter Punkt in der Zeichnung, Abb. 8). Das ist aber nicht der Ort des Beobachters.
Ansicht in perspektivischer Projektion Realistischer wäre hier die Verwendung der perspektivischen (gnomonischen) Projektion, die man auch in Stellarium anwählen kann (Taste F4/Projektion). Dabei liegt das

Ein Gesichtsfeld von 180 Grad oder mehr wie in der Abbildung 4 ist bei dieser Projektion nicht möglich. Der gesamte Horizont müsste im Unendlichen liegen. Im Gesichtsfeld muss man sich also beschränken, aber der Abschnitt des Horizonts und der Ekliptik, den man zu sehen bekommt, ist immer gerade. Das gilt für alle Großkreise in der Sphäre.
Nun richten wir den Blick mal auf die Mitte zwischen Sonne und Mond. Horizont und Ekliptik erscheinen als zwei parallele gerade Linien (Abb. 9).
Stellarium zeigt den Mond bei dieser Bildweite nur als unscharfen Fleck. Die helle Seite des Mondes muss entlang der Ekliptik zur Sonne ausgerichtet sein. Dann steht er aber sehr schief zu den Linien des azimutalen Koordinatengitters.
Zur Erinnerung: Wir haben hier die Projektion eines Ausschnitts der Sphäre auf eine Ebene. In der Sphäre selbst sind Ekliptik und Horizont aber keine Geraden, sondern Großkreise. Der Beobachter befindet sich in der Horizontebene und auch fast genau in der Ebene der Ekliptik. (Der Erdmittelpunkt befindet sich genau in der Ebene der Ekliptik. Der Abstand des Beobachters auf

Wenn wir in Stellarium, ausgehend von der Einstellung dieses Bildes, das Bildfeld nach rechts Richtung Mond verschieben, fängt die Ekliptik sofort an zu kippen. Sie neigt sich rechts nach unten. Damit neigt sich auch der Terminator auf dem Mond, während der irdische Horizont waagerecht bleibt. Direkt am Mond haben wir für ein kleines Bildfeld wieder ungefähr die gleiche Ansicht wie in der Abbildung 3.
Fazit Bei der Projektion eines großen Ausschnitts der Himmelssphäre auf eine Ebene gibt es immer erhebliche Verzerrungen. Die helle Seite des Mondes ist immer ungefähr in Richtung der Ekliptik ausgerichtet. Die Ekliptik ist ein Großkreis in der Himmelssphäre. Sie verläuft in der Nähe des Mondes und genau durch die Sonne, aber auch durch zwei Punkte an der Himmelssphäre, die ungefähr dem Mond und genau der Sonne gegenüberliegen. Wenn man versuchen will, sich den Verlauf der Ekliptik ohne Hilfsmittel vorzustellen, sollte man diese beiden letztgenannten Punkte unbedingt noch dazu nehmen.
Internethinweis (Stand 24.05.2026): [1] [1] Software Stellarium: www.stellarium.org

96 | Journal für Astronomie Nr. 99

Radioastronomie

Die Messung der Lichtgeschwindigkeit durch Ole Römer
- nachvollzogen anhand des Pulsars B0329+54 (Teil 1)
von Hermann Fenger-Vegeler

Vor 350 Jahren gelang es erstmals, die Geschwindigkeit des Lichtes zu bestimmen. Grund genug, an diesen wichtigen Mosaikstein der naturwissenschaftlichen Revolution des 17. Jahrhunderts zu erinnern. Der erste Teil dieses Beitrags ist der Entdeckung durch Ole Römer und der angewandten Methodik gewidmet. Im zweiten Teil wird gezeigt, wie sich die so genannte Römer-Verzögerung anhand von Daten einer Langzeitbeobachtung des Pulsars B0329+54 nachvollziehen lässt. Diese Beobachtungen wurden mit dem 9-m-Radioteleskop der Funkamateurstation DL0SHF in Kiel-Rönne durchgeführt. Die Auswertung der Messdaten ergibt eine sehr gute Übereinstimmung mit dem bekannten Wert für die Lichtgeschwindigkeit. Die Römer-Verzögerung, auch als Römer-Delay bezeichnet, hat bis heute ihre Bedeutung bei einer ersten Positionsbestimmung von Pulsaren.
Die Amateurfunkstation DL0SHF - Kiel-Rönne Vorab ein paar Worte zur Radiostation in Kiel-Rönne. Es ist wirklich faszinierend, was sich seit den 80er Jahren in dem Dorf südlich von Kiel entwickelt hat. Aus einer gängigen Amateurfunkstation wurde im Laufe der Zeit eine der größten AmateurRadiostationen Deutschlands. Dies ist vor allem dem unermüdlichen Einsatz von Per Dudek zu verdanken, der mit vielen engagierten Freunden zusammen dieses Projekt aufgebaut hat und betreibt (Abb.1).
Die Station verfügt über mehrere Parabolspiegel-Antennen mit Durchmessern zwischen 4 und 9 m, die zum Satelliten-Empfang oder für die Erde-Mond-Erde-Kommunikation - kurz EME - genutzt werden. Die EME nutzt den Mond als Reflektor von Funksignalen von der Erde, mit dem Vor-

1 Luftbild der Amateurfunkstation DL0SHF. (Bild: Mit freundlicher Genehmigung
von Per Dudek)

teil, dass die reflektierten Radiowellen prinzipiell auf der gesamten, dem Mond zugewandten Erdhalbkugel empfangen werden können. Zwei Spiegel sind zurzeit im Einsatz als Bodenstation für die NASA-Satelliten ACE und bis vor kurzem StereoA, für den als Nachfolger jetzt der IMAP-Satellit eingesetzt wird. Diese Empfangsanlagen werden in einer erfolgreichen Kooperation mit der NASA und der Universität Kiel betrieben. Auch für die Zukunft ist eine langfristige Zusammenarbeit mit den Partnern vereinbart.
Für einen umfangreichen Überblick sei die Website der Station empfohlen [1]. Hier finden sich zudem viele weitere Informationen zu radioastronomischen Arbeiten, die mit dem 9-m-Spiegel bei 1310 und 1420 MHz durchgeführt wurden [2, 3]. Nach einer längeren Pause werden mit diesem Teleskop seit drei Jahren auch wieder Pulsare beobachtet. Daraus entwickelte sich das

Projekt zur Langzeitbeobachtung des Pulsars B0329+54 im Sternbild Giraffe, über das im zweiten Teil des Artikels berichtet wird.
Die Entdeckung der endlichen Lichtgeschwindigkeit Raum und Zeit, Gravitation, Elektromagnetismus, das Licht und damit letztlich alles in der Astronomie und der Physik sind mit einer Größe mit kleinem Buchstaben verbunden: der Lichtgeschwindigkeit c. Albert Einsteins berühmteste Formel, Energie ist Masse multipliziert mit dem Quadrat der Lichtgeschwindigkeit, verdeutlicht ihre zentrale Bedeutung. Heute ist der Wert der Lichtgeschwindigkeit im Vakuum mit 299.792.458 m/s definiert. Ihre erstmalige Bestimmung stellt daher einen bedeutenden Fortschritt der Wissenschaftsgeschichte dar. Ole Römer (1644-1710, dänischer Astronom und Naturforscher, aber in späteren Jahren auch als Bürgermeister

Journal für Astronomie Nr. 99 | 97

Radioastronomie

2 Ansicht Erdbahn und Jupiter mit Mond Io. (Bild: Hermann Fenger-Vegeler,
nach der originalen Grafik von Ole Römer [5])

von Kopenhagen politisch engagiert) leistete hierzu den entscheidenden Beitrag. Neben seinen astronomischen Arbeiten war er auch an der Entwicklung des heutigen Thermometers beteiligt und er erfand das Meridiankreisinstrument. Mit einer verbesserten Version dieses Instrumentes konnte James Bradley 1725 die Aberration des Lichtes bestimmen und erhielt daraus gut 50 Jahre nach Römer einen deutlich genaueren Wert für die Lichtgeschwindigkeit.
Entdeckung der endlichen Lichtgeschwindigkeit? Was im ersten Moment etwas befremdlich scheint, war zu Beginn des 17. Jahrhunderts ein ungelöstes Problem der Naturphilosophie, denn zur Zeit Ole Römers war es noch vollkommen unbekannt, mit welcher Geschwindigkeit sich das Licht ausbreitet. Und es gab durchaus gewichtige Stimmen, die für eine instantane, also unendlich schnelle Ausbreitung des Lichtes plädierten. Dazu gehörten führende geniale Köpfe, wie Rene Descartes (1596-1650) oder auch Giovanni Cassini (1625-1712). Andere, wie z. B. Galileo Galilei (1564-1642), führten bereits Experimente zur Bestimmung der Lichtgeschwindigkeit durch, scheiterten aber an der extremen Geschwindigkeit. Doch Galileis

Entdeckung der vier großen Jupitermonde im Jahr 1610 wurde zu einer wichtigen Wegbereitung der Bestimmung von c.
Jupitermonde als kosmische Uhren Diese Monde werden durch Jupiter regelmäßig verfinstert, da ihre Inklination zu dem Planeten sehr gering ist. Das gilt insbesondere für den Mond Io, der zudem mit dem kleinsten Abstand zu Jupiter, recht häufig - alle 1,8 Tage - durch dessen Kernschatten wandert. An diesen Verfinsterungen gab es bald ein reges Interesse, sind sie doch an verschiedenen Orten auf der Erde gleichzeitig zu beobachten. Somit ergab sich für die damalige Zeit eine vorzügliche Möglichkeit, Uhren unabhängig vom Standort zu synchronisieren, mit entsprechend großer Bedeutung für die Kartografie und die Navigation.
Giovanni Cassini, vielen bekannt als der Entdecker der Teilung im Saturnring, beschäftigte sich intensiv mit den Jupitermondfinsternissen. Er berechnete die Ephemeriden der Monde und veröffentlichte 1668 die ersten Finsternistabellen [4]. Ein Jahr später, 1669, wurde Cassini Leiter des Observatoriums in Paris.

Römers entscheidende Erkenntnis Wie kommt nun Ole Römer ins Spiel ? Ole Römer beschäftigte sich ebenfalls mit der Beobachtung der Jupitermonde. 1672 wurde er von Giovanni Cassini eingeladen, seine Beobachtungen an der Pariser Sternwarte fortzusetzen. Es war damals schon aufgefallen, dass es Abweichungen zwischen den Berechnungen und den tatsächlichen Finsternisereignissen gab. Ole Römer erkannte, dass diese Abweichungen periodischer Natur sind und auf die Bewegung der Erde um die Sonne einerseits und auf die endliche Geschwindigkeit des Lichtes andererseits zurückzuführen sind. Dabei fand er, dass das Licht die Strecke Sonne - Erde, also eine Astronomische Einheit, in 11 Minuten zurücklegt. Die Entfernung der Erde zur Sonne war damals noch nicht genauer bekannt. Etwas später errechnete Christian Huygens (1629-1695) daraus den ersten gültigen Wert der Lichtgeschwindigkeit zu: c = 212.000 km/s.
Das Messverfahren im Detail Die Abbildung 2 ist der originalen Grafik aus der Veröffentlichung von Ole Römer nachempfunden [5]. Auf der rechten Seite findet sich Jupiter, der von Io umkreist wird. Ein Umlauf UIo dauert ca. 1,8 Tage, wobei der Mond stets durch den Kernschatten Jupiters wandert. Warum sind die Finsternisse so regelmäßig? Dies liegt daran, dass die Bahn von Io so gut wie keine Exzentrizität aufweist. Die numerische Exzentrizität beträgt gerade 0,004 und auch die Inklination zum Jupiteräquator ist mit 0,04 Grad sehr gering.
Auf der linken Seite der Abbildung ist die Erdbahn skizziert. Die Erde kreist, hier ausgehend vom Punkt A, über B und C, D um die Sonne. Aus der angedeuteten Geometrie wird ersichtlich, dass von der Erde aus während der Jupiter-Konjunktion und auch zur Opposition, keine Finsternisse

98 | Journal für Astronomie Nr. 99

Radioastronomie

von Io beobachtbar sind. Auf dem Weg über A zum Schnittpunkt B werden nur Finsternis-Ende-Ereignisse sichtbar sein, nach der Konjunktion sind es dann nur die Eintritte in den Kernschatten. Da die Erde auf dem Weg zum Punkt B sich von Jupiter entfernt, muss das Licht, sofern es sich mit einer endlichen Geschwindigkeit ausbreitet, nach dem Austritt des Mondes aus dem Kernschatten, eine zusätzliche Strecke durchlaufen und trifft somit um ein Zeitschnipsel dtn später beim Beobachter ein. Die Umlaufzeit - also die Periode eines Umlaufs - verlängert sich scheinbar um diese Zeit dtn. Im umgekehrten Fall werden zwischen C und D die Strecken kürzer. Die Zeitschnipsel dtn sind dann negativ und die Verspätungen normalisieren sich wieder.
Das Verfahren ist also recht einfach, obwohl die himmelsmechanischen Problemstellungen nicht ganz ohne Anspruch sind. Ausgehend von einer Tabelle der Finsternisse wird im Punkt A die Zeit tA für das Ende der Finsternis genommen. Im Punkt B wird das Ende der Finsternis zum Zeitpunkt tB festgestellt. Da die Anzahl n der Umläufe für die Zeit
tAB = tB - tA

aus den Ephemeriden bekannt ist, ist auch die ,,wahre" Zeit aller Umläufe des Mondes gegeben. Die Verzögerung tVz ist dann
tVz = tAB - n UIo
wobei UIo die Umlaufzeit von Io ist. Anderseits ist tVz die Zeit, die das Licht für die Strecke AB benötigt, wenn es sich mit einer endlichen Geschwindigkeit ausbreitet. Daraus sich ergibt sich dann für ,,c"
tVz = AB / c bzw. c = AB / tVz
Für die weiteren Betrachtungen ist es wichtig festzuhalten: Die Umlaufzeit von Io lässt sich mit der Verfinsterung als Taktgeber recht genau bestimmen. Jeder Umlauf des Mondes verlängert sich auf dem Weg von Opposition zur Konjunktion um ein Zeitschnipsel dtn. Somit kann die Gesamtverzögerung in B auch durch die Summierung aller Zeitschnipsel ermittelt werden, also ist
tVz = Summe (dtn)
Diese Zeitdifferenzen ergeben die RömerVerzögerung und ändern sich periodisch mit dem Umlauf der Erde um die Sonne. Aufsummiert sind es maximal 17 Minuten zwischen Opposition und Konjunktion.

Danach werden die Differenzen negativ, bis zur folgenden Opposition tVz zu Null wird und der Zyklus erneut beginnt.
Bedeutung und moderne Anwendungen Der periodische Verlauf ist eine Folge des Erdumlaufs um die Sonne und der endlichen Lichtgeschwindigkeit. Dies lässt sich auch anhand anderer periodischer Signale beobachten. In der optischen Astronomie wären dies zum Beispiel schnelle Veränderliche wie etwa RR-Lyrae-Sterne. In Kiel-Rönne wurden die Messungen mit den Daten einer Langzeit-Beobachtung eines Pulsars nachvollzogen. Darüber wird im zweiten Teil dieses Beitrags berichtet.

Literatur- und Internethinweise (Stand: 25.05.2026):

[1] DL0SHF: ,,Die Satellitenstation in Kiel-Rönne ...", http://sat-bodenstation-roenne.uni-kiel.de/

[2] J. Köppen: DL0SHF, Menüpunkt: Radioastronomie-Pulsare", https://sat-bodenstation-

roenne.uni-kiel.de/

[1]

[2]

[3] K. Fenger: ,,Pulsarempfang an der Station DL0SHF", https://ra.fengers.de/Pulsare/

Pulsare_at_%20DL0SHF.html

[4] G. Cassini, 1668, Ephemerides Bononienses mediceorum siderum, s.a. www.abebooks.

com/first-edition/Ephemerides-Bononienses-Mediceorum-syderum-hypothesibus-tabu- [3]

[4]

lis/32371724979/bd

[5] O. Römer, 1676: ,,Demonstration touchant le mouvement de la lumi�re trouve par

M. Roemer de l'Academie des sciences", Journal des Scavants 1676, p. 233-236,

https://cral-perso.univ-lyon1.fr/labo/fc/ama09/pages_jdsc/pages/jdsc_1676_lumiere.pdf [5]

[6]

[6] Wikipedia: "Ole R�mer", https://de.wikipedia.org/wiki/Ole_R%C3%B8mer

Journal für Astronomie Nr. 99 | 99

Radioastronomie

Ein Balkon-Radioteleskop in der Innenstadt
von Volker Tympel

Nicht nur Lichtverschmutzung erschwert astronomische Beobachtungen. Besonders in Städten nimmt auch die elektromagnetische Störstrahlung stetig zu. Signale im Zentimeterbereich werden zunehmend überlagert, was den Nachweis galaktischer Emissionen deutlich erschwert. Dennoch ist er möglich.

Gut Ding will Wellen haben (Ein langer Weg zum 21-cm-Signal) Unterm Strich habe ich 50 Jahre gebraucht, um den 21-cm-Wellen des neutralen Wasserstoffs der Galaxis lauschen zu können. Ahnungslos, ohne Messtechnik, mit Fernsehempfänger und Eigenbautuner startete der erste Versuch als Teenager in den 70er Jahren im heutigen Brandenburg. Das hat natürlich nicht funktioniert. Von der schwenkbaren Antennengruppe mit vier langen Yagi-Antennen aus Alu-Gardinenschienen gibt es vielleicht noch Fotos in westlichen Archiven der ehemaligen Alliierten Militärverbindungsmissionen. Die waren immer schnell mit ihren WinderKameras zur Stelle, wenn es etwas Interessantes zu sehen gab. Ob Neugier oder Verwunderung wegen der merkwürdigen Antennen-Ausrichtung in den Himmel - Westempfang über die Ionosphäre? - war nicht zu klären. Sie waren auch schnell mit dem Gaspedal. Ich hatte leider keine Bilder gemacht, es gab halt noch keine Smartphones. Jahrzehnte später erfolgten ab und zu neue erfolglose Versuche. Die Messtechnik sollte nun zwar reichen, aber jetzt funken nicht nur Smartphones, sondern vieles andere in den Städten herum (Abb. 1). Der Störpegel hat in den letzten Jahren so zugenommen, dass ich als Funkamateur für Stratosphärenballon-Aktionen im 70-cmBand nur noch mit aufwändigen TopfkreisFiltern an die Rauschgrenzen kommen kann. Topfkreise waren auch mein nächster Plan für die 1420-MHz-Linie.

1 Spektrum von 1 MHz bis 1,9 GHz, aufgenommen mit DSA832E-TG und Drahtantenne
in Jena, Hold-Max über 15 Minuten.

Robustes Kraken-Futter (Kompakter Feed als Schlüsselkomponente) Dann kam der Google-Zufall mit einem Link zur Firma KrakenRF und ihrem Wasserstoff-Linien-Feed [1]. Bestellt, auspro-

biert, ja, da ist was, und vor allem, die erste Verstärkerstufe landet nicht im ,,Vollrausch" - nichtlineare und thermische Effekte können bei starken Signalen das Verstärkerrauschen breitbandig enorm anheben. Zwar

2 SAW-Filter-Durchgangsspektrum, nur Hochfrequenzspannungen kleiner 1320 MHz
oder größer 1510 MHz werden auf 1/10 abgesenkt, auch die KrakenRF-Feeds unterdrücken die Störung bei 1453 MHz nicht, im Vergleich der kleine interessierende Bereich von (1420,4 +- 0,5) MHz

100 | Journal für Astronomie Nr. 99

Radioastronomie

unterdrücken auch hier die eingebauten zwei akustischen Oberflächenwellen-Filter (oft SAW-Filter genannt, vom englischen Surface Acoustic Wave) benachbarte Datensender nicht wirklich (Abb. 2), aber der rauscharme Verstärker (LNA, für Low Noise Amplifier) vom Typ QPL9547 kommt mit den Störern recht gut zurecht [2]. Nach der eigentlichen Antenne, realisiert aus Leiterbahnen in ,,zweiseitiger Microstrip"Technik, geht es direkt über einen LC-Saugkreis in den ersten Verstärker (Abb. 3). Man leistet sich durchaus den ,,Rauschluxus" einer kleinen Schutzdiode. Nach der Verzehnfachung des Spannungssignals (+20 dB) im ersten QPL9547 geht es über einen SAW-Filter (etwa -3 dB) in den zweiten LNA, dem wieder ein SAW-Filter am Ausgang folgt. Nach sechs Metern 50-OhmKoaxialkabel (LMR-240-ähnliches, also etwa -2 dB) endet alles an einem SMA-Stecker. Nach den ersten Hinweisen auf Erfolg hatte ich gleich einen zweiten Feed nachgeordert. Das musste auch nicht mehr in den USA, sondern konnte bei der Firma Mouser erfolgen [3]. Zwei kleine WLAN-Spiegel (60 cm x 90 cm) hatte ich vorrätig und so ist auch eine Interferometer-Anordnung möglich. Die Stromversorgung (130 mA pro Feed) erfolgt mit 5 V über das Koaxialkabel. Ohne Rücksicht auf Impedanzen (Signal ist bereits mit 32 dB verstärkt) erfolgte die Zusammenschaltung der beiden Antennen in einer kleinen ,,T-Stück"-Box. Sollten die Phasenlagen nicht stimmen, weil vielleicht die Koaxialkabel unterschiedlich lang sind, lässt sich dies dort leicht ausgleichen.
Weiche Ware für den Rest (SDR und Software: Flexible Signalverarbeitung) Über einen dritten 1420-MHz-SAW-Filter direkt vor dem Empfängereingang geht es in den SDR-Empfänger (Software Defined Radio). Ich bevorzuge Mittelklasse-SDRs der Firma SDRplay [4]. Sie arbeiten mit 14

3 Geöffneter Feed mit Antenne, Impedanzanpassung und der Abschirmung des
Antennenverstärkers, darunter nicht sichtbar zwei LNA-Chips und zwei SAW-Filter.

4 System B für den Dauerbetrieb mit Z-Box CI327 als Windows-PC, SDR RSPdx und
SAW-Filter Nr. 3 am SDR-Eingang.

Bit Wandlungstiefe (SDR-Sticks meist nur mit 8 Bit) und es gibt eine Produktfamilie inklusive Zweifach-Empfängern. Die zugehörige SDRuno-Software unterstützt alle Modelle, ist aber für den Amateurfunk konzipiert. Software von Drittanbietern, wie der Spectrum Analyser von Steve Andrew, ermöglichen schon mal erste Versuche für die 21-cm Linie [5]. Da diese Software Elektronikbastler im Blick hat, lassen

sich Mittelungen nur über maximal 100 Spektren durchführen. Das ist ausreichend, um zu sehen, dass Signale von der Sonne und der Galaxis mit den Feeds empfangen werden können. Mehr Mittelungen wären schon besser. Man könnte jetzt nach einer geeigneteren Software suchen oder selbst mit einer Entwicklung beginnen. Da ich mich einige Jahre vom Software-Schreiben für die digitale Signalverarbeitung er-

Journal für Astronomie Nr. 99 | 101

Radioastronomie

5 Erstellte Software-
Applikation mit Parametern, Min-/Max-Werten und letztem abgespeicherten Spektrum.

nährt habe und SDRplay eine Schnittstelle zur Programmierung von Anwendungen (kurz API für Application Programming Interface) zur Verfügung stellt, habe ich nicht weitergesucht, sondern angefangen zu schreiben. Das SDRplay-API ist für Linux und Mac, aber auch Windows verfügbar. Windows und C++/C war meine Wahl. Einfach, da ich dort die meisten Erfahrungen habe, wissend, dass zeitkritische Aufgaben einiges an Systemreserven und Tricks benötigen. Die Softwareentwicklung erfolgte auf einem i7-Laptop mit 10 Prozessorkernen und 55 GFlops (Milliarden Gleitkommaoperationen pro Sekunde) Rechenleistung (im Weiteren: System A genannt), während für den Dauerbetrieb ein kleiner lüfterloser 4-Kerne-Mini-PC mit einem Celeron-Prozessor und 5,8 GFlops (System B, Abb. 4) benutzt wird.

hen. Bei obiger Hardware und Einstellung besitzt ein Datenpaket 1008 Wertepaare. Paare, da der SDR-Empfänger einen IQMischer benutzt. Beim IQ-Verfahren (InPhase-Quadrature-Verfahren) bleibt die Phaseninformation erhalten, das ist sehr nützlich, um später eindeutige Spektren zu erhalten. Fortlaufende Zählerstände erlauben es, Datenverluste zu erkennen. Die Callback-Funktion muss schnell sein, hier wird sie etwa 6.000-mal pro Sekunde aufgerufen. Im Wesentlichen erfolgt daher nur ein Datenkopieren in Pufferspeicher, die je 32.768 Werte aufnehmen können. Sind die Puffer voll, wird es interessanter. Ein eigener Ausführungsstrang (Thread) für die Signalverarbeitung wird gestartet, damit sich ein Prozessorkern um die Weiterver-

arbeitung kümmert und das fortlaufende Dateneinsammeln nicht gestört wird. Der Computer sollte schon mindestens 4 Kerne besitzen, um unter Windows das parallele Arbeiten zu ermöglichen. Rechenleistung wird auch für den nächsten Schritt benötigt: Der Übergang vom Zeitbereich in den Frequenzbereich mittels einer schnellen komplexen Fourier-Transformation. Genutzt wird dazu eine am Massachusetts Institute of Technology (MIT) von Matteo Frigo und Steven G. Johnson entwickelte CSoftwarebibliothek. Bekannt als FFTW, was für ,,Fastest Fourier Transform in the West" steht, da das MIT westlich von Italien liegt - Frigo ist Italiener [6]. Hier müssen 184 32k-Spektren pro Sekunde berechnet werden. System A benötigt pro Spektrum etwa

Bummeln geht jetzt nicht (SDR und Software: Flexible Signalverarbeitung) Ist das API in den eigenen Softwarerahmen integriert und die SDR-Hardware wird erkannt, beginnt die Phase der Parametrierung. Es gibt zwar nicht viele Beispielprogramme, aber der Kundendienst von SDRplay half bei Fragen weiter. Die hier vorgestellten Ergebnisse sind mit einem SDR vom Typ RSPdx bei einer Bandbreite von 5 MHz, Daten-Streaming mit 6 MS/s, Zero-IF Mode und maximaler Verstärkung erstellt worden. Die Datenübergabe an die Applikation erfolgt über so genannte Callback-Funktionen., d. h. dem API wird ein Zeiger (Pointer) auf eine eigene, nach API-Vorgaben erstellte C-Funktion übergeben. Diese Funktion wird immer aufgerufen, wenn neue Daten bereitste-

6 Die beiden Feeds in ihren Gitterspiegeln an einem Balkon in der Jenaer Innenstadt
montiert, ausgerichtet auf gleiche Höhe und 7 Grad westlich der Südrichtung.

102 | Journal für Astronomie Nr. 99

Radioastronomie

7 Über Sonnendurchgänge aufgenommene Interferenzmuster der beiden Antennen bei verschiedenen Abständen.

45 ms, B hingegen 450 ms. Das Verhältnis spiegelt sich auch später in der System-Auslastung wider. System B liegt da bei 45% mehr sollte man ihm im Dauerbetrieb auch nicht zumuten. Der gesamte Ablauf muss doppelt ausgelegt werden, damit die Callback-Funktion immer auf einen freien Pufferspeicher zugreifen kann. Alle Spektren werden in einem gemeinsamen SpektrenPuffer aufsummiert. Zeitgesteuert - für die Sonne jede Minute, für die Galaxis alle 15 Minuten - wird eine Arbeitskopie erstellt und der Spektren-Puffer gelöscht. Die Arbeitskopie wird zunächst von offensichtlich künstlichen Artefakten, wie Peaks mit einer Breite von nur einem Wert, bereinigt. Dann erfolgt eine gleitende Mittelung über 29 Werte, Medianfilter, eine Einschränkung der Bandbreite und letztlich sind aus 32.768 Spektralwerten 227 geworden. Nur noch kleine Driftkorrekturen, ein Ausgleich der

,,Null-Linie" und die Daten können abgespeichert werden. Die ,,Null-Linie" (Rauschen der Apparatur ohne Signal) wird aktuell aus den aufgesammelten Minimalwerten gewonnen, das ist notwendig, da die SAW-Filter eine kleine Welligkeit im Frequenzgang mit sich bringen (Abb. 5).
Fehlt nur noch der richtige Dreh (Messstrategie und Beobachtungen) Beide Antennen am Balkon fast perfekt in Südrichtung befestigt, parallel ausgerichtet, auf eine Höhe eingestellt und mit Hilfe der Erddrehung können die Messungen beginnen (Abb. 6). Die Sonne ist ein gutes Testobjekt und sollte beim Betrieb mit beiden Feeds klare Interferenzmuster liefern. Die Abbildung 7 zeigt Antennencharakteristiken für verschiedene Konfigurationen, wobei für die Sonnenmessungen der Mittelwert über das gesamte Spektrum von

1420 bis 1421 MHz bestimmt wird. Für die Galaxis-Messungen wurde im Weiteren ein Abstand der Feeds von 140 cm gewählt. Über den Doppler-Effekt erfolgte die Umrechnung von Frequenzen in Relativgeschwindigkeiten, weitere Korrekturen erfolgen hier noch nicht. Bei kleineren Höhenwinkeln schneidet man die Galaxis zweimal täglich, natürlich nicht senkrecht zur Ebene der Galaxis, wie in professionellen Veröffentlichungen (Abb. 8, 9). Eine Übereinstimmung mit der Literatur ist aber recht deutlich [7, 8]. Es ist sinnvoll, die Messung von mehreren Tagen miteinander zu vergleichen, um mögliche Artefakte in den Daten zu erkennen. Bleibt noch die Frage, ob nicht nur ein Feed reichen würde - im Prinzip ja (Abb. 10), aber zwei sind halt doppelt so interessant.

8 Durchgang der Galaxis bei einer galaktischen Länge von 30 Grad und 225 Grad am Jahresbeginn 2026 mit einem Winkel von 37 Grad
über dem Horizont. Darstellung der 15-Minuten-Messwerte über OriginPro als ,,Kontur". Zum Vergleich Diagramme aus [7].
Journal für Astronomie Nr. 99 | 103

Radioastronomie

9 Serie von Galaxis-Durchgängen mit Höhenwinkeln von 60 Grad - 80 Grad in Richtung Süden und einem Vergleich zu [7]
bei der galaktischen Länge von 70 Grad bzw. 180 Grad .

1 0 Vergleich: zwei bzw. ein Spiegel mit Höhenwinkel von 80 Grad Richtung Norden, bei einer galaktischen Länge von ca. 110 Grad .

Literatur- und Internethinweise (Stand: 25.05.2026):

[1] KrakenRF Inc: ,,Discovery Dish - A system for weather satellite reception and hydrogen [1]

[2]

line radio astronomy", www.crowdsupply.com/krakenrf/discovery-dish

[2] corvo.com: ,,QPL9547, 0.1 - 6 GHz Ultra Low-Noise LNA", www.qorvo.com/

products/p/QPL9547

[3] Mouser Electronics: ,,Alle Produkte - KrakenRF", www.mouser.de/c/?m=KrakenRF

[3]

[4]

[4] SDRplay: ,,Our Products", www.sdrplay.com/products/

[5] RSP Spectrum Analyser: Homepage, www.spectrumanalyser.co.uk/

[6] FFTW: Homepage, https://fftw.org/ [7] K. Schreyer et al., 2019: ,,Astropraktikumsversuch Radioastronomie",

[5]

[6]

www2.astro.uni-jena.de/Users/markus/Astropraktikum/Versuch-R.pdf

[8] T. R. Santo, S. A. Uddin, 2013: ,,Mapping the Spiral Structure of the Milky Way Galaxy at

21cm Wavelength Using the SALSA Radio Telescope of Onsala Space Observatory"; Int. J. Astron. 2013, pp. 37-42, e-ISSN: 2169-8856, DOI: 10.5923/j.astronomy.20130203.03, [7] [8]

http://article.sapub.org/10.5923.j.astronomy.20130203.03.html

104 | Journal für Astronomie Nr. 99

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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 TeamArbeiten, denn zusammen erreicht man mehr!
Das erste Quartal 2026 war sowohl vom Wetter her (Regenzeit und oft starke Be-

wölkung) als auch technisch (vermehrte Ausfälle des Steuerungs-PC) eine Herausforderung für die Beobachter und die Power User. Daher gab es nur fünf Beiträge in der Galerie im ersten Quartal. Diese hatten es allerdings alle in sich, schaut Euch z. B. mal ,,Die Hand Gottes" (CG4) der ,,Staubund Emissionsnebelgruppe" oder den Kopf des Möwennebels (Sh2-292) von Sven Junge an. Mit deutlicher Mehrheit wurde es dann aber NGC 2442 (,,Fleischerhakengalaxie") von Johannes Teupen [2] mit Markus Büchler als Power User. Ein herzlicher Glückwunsch an Johannes sowie an Markus. Aber lassen wir Johannes im folgenden Beitrag dazu selbst zu Wort kommen.

Internethinweise (Stand 26.05.2026): [1] VdS-Fachgruppe Remote-Stern-
warten: ,,Galerie", https:// remotesternwarten.sternfreunde. de/beobachtung/galerie/ [2] J. Teupen, 2026: ,,NGC 2442 * Meat Hook Galaxy", https:// remotesternwarten.sternfreunde. de/2026/02/17/ngc-2442-meathook-galaxy/

[1]

[2]

1 Nachtaufnahme der VdS-Sternwarte vom 18. April 2026 während einer Belichtung mit dem Takahashi-Epsilon in der Kohlensackregion.
106 | Journal für Astronomie Nr. 99

Remote-Sternwarten

NGC 2442: eine außergewöhnliche Galaxie am Südsternhimmel
von Johannes Teupen

Am 17. Februar 2026 hatte ich die Gelegenheit, zusammen mit dem Operator Markus Büchler die Galaxie NGC 2442 in Namibia remote aufzunehmen. Ihre merkwürdige Form und ihre Entstehung hatten mich schon immer interessiert.
NGC 2442 (auch ,,Fleischerhaken-Galaxie" genannt) ist eine Balken-Spiralgalaxie mit aktivem Galaxienkern vom HubbleTyp SBbc im Sternbild Fliegender Fisch am Südsternhimmel. Sie ist schätzungsweise 56 Millionen Lichtjahre von der Milchstraße entfernt und hat einen Durchmesser von etwa 120.000 Lichtjahren. Die Galaxie ist gekennzeichnet durch zwei asymmetrische Spiralarme [1].
Gezeitenkräfte haben die beiden Spiralarme im Laufe der Zeit so verformt, dass das Bild an einen Fleischerhaken erinnert. Die seltsame Form von NGC 2442 war auch Gegenstand eines Berichtes in der Rubrik

Wissen der ,,Frankfurter Rundschau" vom 23.01.2019 [2].
,,Die so genannte Fleischerhaken-Galaxie NGC 2442 hat ihre ungewöhnliche Form vermutlich durch eine Beinahe-Kollision mit einer anderen Galaxie erhalten. Der Übeltäter wurde aber noch nicht gefunden. Nun hat die Europäische Südsternwarte (ESO) neue Hinweise zum Tathergang. Die Astronomen haben verschiedene ältere Bilder der Galaxie verglichen, die vom Hubble-Weltraumteleskop und einem 2,2-Meter-Teleskop der Sternwarte La Silla in Chile aufgenommen wurden, das die ESO betreibt. Ergebnis: Die Forscher konnten die gewaltige Explosion eines Sterns am Ende seines Lebens, eine Supernova, im dickeren der beiden Spiralarme im Detail beobachten. Zudem zeigten sich überall in der Galaxie, aber besonders im längeren Spiralarm, rosa und rot leuchtende Sternentstehungsgebiete. Die Farbe stammt der

ESO zufolge von Wasserstoffgas, das von der Strahlung frisch entstandener Sterne zum Leuchten angeregt werde. Diese Episode der Sternentstehung sei höchstwahrscheinlich durch die Beinahe-Kollision mit derselben Galaxie hervorgerufen worden, die auch zu der Fleischerhakenform geführt habe."

Internethinweise (Stand 26.05.2026): [1] Wikipedia: ,,NGC 2442", https://
de.wikipedia.org/wiki/NGC_2442 [2] Frankfurter Rundschau, 2019:
,,Fleischerhaken-Galaxie fasziniert Astronomen", www.fr.de/ wissen/fleischerhaken-galaxiefasziniert-astronomen-11428841. html

[1]

[2]

Journal für Astronomie Nr. 99 | 107

Smart-Teleskope

Smart-Teleskope: der scheinbar leichte Weg zu den Sternen
von Jens Perkiewicz
Astrofotografie ist für viele von uns mehr als ein Hobby - sie ist Leidenschaft. Und wie das bei technischen Leidenschaften so ist: Mit den Jahren wächst nicht nur die Erfahrung, sondern meist auch der Gerätepark. Was vielleicht mit einem Teleskop und einer über einen T2-Adapter angeschlossenen DSLR begann, wird Schritt für Schritt erweitert - gekühlte Astrokamera, Leitrohr mit Autoguiding-Kamera oder eine monochromatische Kamera mitsamt Filterrad und Schmalbandfiltern kommt hinzu. Diesen Weg kennen vermutlich viele von uns - mich eingeschlossen.

Smart-Teleskope sind ein Trend, der genau in die entgegengesetzte Richtung arbeitet: Reduktion auf wenig Equipment und intuitive Bedienung per App. Die kleinen Geräte sind für Astrofotografie konzipiert und kompromisslos auf Bedienerfreundlichkeit ausgelegt. Als 2023 ein Smart-Teleskop von Suzhou ZWO Co. Ltd. zu einem überraschend moderaten Preis auf den Markt kam, sorgte das für Aufmerksamkeit. Anfang 2024 - länger konnte ich dem Kaufimpuls nicht widerstehen - hielt schließlich auch bei mir solch ein ,,Seestar S50" Einzug. Es war nicht als Ersatz für bestehendes Equipment gedacht, vielmehr als Ergänzung dazu.
Technisch handelt es sich bei dem Gerät um einen apochromatischen Refraktor mit 50 mm Öffnung und 250 mm Brennweite und damit mit einem Öffnungsverhältnis von 1:5. Um die Bauform kompakt zu halten, wird der Strahlengang über zwei Spiegel um 180 Grad umgelenkt, bevor das Licht auf einen Sony-IMX462-Farb-CMOS-Sensor trifft. Das 16:9-Format mit 1.920 x 1.080 Pixeln wirkt für Astrofotografen zunächst ungewohnt, passt aber zur konsequent auf Smartphone-Bedienung ausgelegten App. Der resultierende Bildmaßstab von rund 2,4 Bogensekunden pro Pixel ist für viele Deep-Sky-Objekte durchaus praxisgerecht.

1 Unser Trabant zur ,,blauen Stunde" am 19.03.2024 gegen 18:40 Uhr. (Bild: J. Perkiewicz)

In das Teleskop sind drei Filter integriert: ein Dunkelfilter für Kalibrieraufnahmen (Darks), ein UV/IR-Cut-Filter für reguläre Bilder sowie ein Dualband-Filter für Ha- und [O III]-Emissionen. Für die Sonnenbeobachtungen liegt ein externer Weißlichtfilter bei. Hierbei handelt es sich um einen ND-Folienfilter in einer simplen Kunststoffhalterung zur Befestigung vor der Frontlinse.
Warum aber ein Smart-Teleskop kaufen, trotz vorhandener Ausrüstung? Die Antwort ist ebenso simpel wie überzeugend: Komfort. Denn Objektansteuerung, Platesolving, Aufnahme, Live-Stacking und eine grundlegende Bearbeitung der Daten

laufen quasi automatisch ab. Das System bewegt sich damit irgendwo zwischen klassischer Astrofotografie und EAA (Electronically Assisted Astronomy). Die Installation von Treibern, Plattformen wie ASCOM oder anderer komplexer Software entfällt. Alles wird über eine zentrale, intuitiv bedienbare App gesteuert.
Meine ersten Tests mit dem Gerät galten dem Mond (Abb. 1) und der Sonne (Abb. 2). Nach sauberer Nivellierung des Stativs übernimmt das Seestar S50 das Auffinden und Zentrieren eines Objekts selbstständig. Egal ob Sonne, Mond oder halt Deep Sky - das Gerät findet, was es soll. Die Bedienung ist erstaunlich unkompliziert und auf hohen Komfort

108 | Journal für Astronomie Nr. 99

Smart-Teleskope

für den Anwender optimiert. Für Mond und Sonne lassen sich wahlweise Einzelbilder oder Videos aufnehmen, wobei ich Videos bevorzuge. Letztere verarbeite ich anschließend gern mit Programmen wie z. B. AutoStakkert! zu einem Summenbild weiter.

Zur Fotografie von Emissionsnebeln empfiehlt sich der Einsatz des integrierten Dualbandfilters, für Reflexionsnebel nimmt man den integrierten UV/IR-Cut-Filter. Die App schlägt den empfohlenen Filter aber abhängig vom gewählten Objekt vor - meist sehr zutreffend. Manuelle Eingriffe zur Änderung des vorgeschlagenen Filters bleiben jederzeit möglich. Klassiker wie der Orionnebel (M 42) oder der Pferdekopfnebel (Barnard 33) gelingen so im Handumdrehen in ansprechender Qualität - ideal für die Präsentation im Web, für Vorträge, als Hintergrundbild oder einfach als persönliche Erinnerung (Abb. 3 und 4). Selbstredend sind größere Ausdrucke wegen des kleinen Sensors in hoher Qualität nicht möglich. Einziger Ausweg wäre die Aufnahme eines größeren Himmelsareals mit der Mosaik-Funktion, was dann ein Bild mit deutlich mehr Pixeln je Bildseite ergibt. Dank aktueller Datenbank sind neben den bekannten und zu Recht beliebten KatalogObjekten (Messier, NGC) auch weniger alltägliche Ziele oder nur temporär interessante Objekte zugänglich. So konnte ich etwa den Kometen 12P/Pons-Brooks mit lediglich fünf Minuten Gesamtbelichtungszeit als kleines Andenken festhalten (Abb. 5). Dank des mobilen und flexiblen Equipments konnte ich dazu schnell auf einen Feldweg fahren und war mit An- und Abfahrt, Aufbau und Aufnahme keine 45 Minuten beschäftigt.
Natürlich bringt das Konzept Einschränkungen mit sich. Man erwirbt ein in sich geschlossenes System. Die Hardware und die App sind zwar aufeinander abgestimmt,

2 Die Sonne am 25.04.2024 mit der großen Sonnenfleckengruppe AR 3590.
Verwendet wurden 50% von 1.252 Einzelaufnahmen, 1,5-fach gedrizzelt mit Autostakkert!. (Bild: J. Perkiewicz)

aber auch vom Hersteller fix vorgegeben. Erweiterungen oder Modifikationen sind kaum möglich. Da z. B. keine 1,25-ZollAnschlüsse vorhanden sind, entfällt die Möglichkeit, den Himmelsausschnitt mit Reducer oder Barlow-Linse zu verändern. Auch der CMOS-Chip ist fest im Innern des Gehäuses verbaut und ein Wechseln der Kamera ist nicht möglich.
Die Nachführung erfolgt standardmäßig azimutal, was insbesondere bei längeren Belichtungszeiten oder langen Aufnahmereihen zu störender Bildfeldrotation führen kann. Ohne Polhöhenwiege ist dies mitunter sehr schnell in den Fotos sichtbar. Die geringe Öffnung des Teleskops setzt darüber hinaus physikalische Grenzen bei Lichtausbeute und Auflösung - und für Planetenbeobachtung sind solche Systeme nur bedingt bis nicht geeignet.
Fraglich ist auch der didaktische Aspekt: Vieles funktioniert einfach auf Knopfdruck und macht Astrofotografie für absolute Anfänger zwar komfortabel und simpel,

verhindert aber eventuell auch die Auseinandersetzung mit der Theorie hinter dem Hobby. Für viele Einsteiger kann aber genau das auch ein entscheidender Vorteil sein: schnelle und vorzeigbare Ergebnisse ohne viele Fehlschläge.
Und damit sind wir bei den Stärken. In kurzer Zeit lassen sich mit aktuellen SmartTeleskopen respektable Ergebnisse erzielen - ohne aufwendigen Aufbau und ohne große Frustration. Ergebnisse sind schnell vorhanden und werden mit wenigen Klicks auf Social Media mitgeteilt, was dem aktuellen Zeitgeist entspricht.
Für mich ist das kleine Teleskop gerade unter den wechselhaften Bedingungen bei mir am Niederrhein sehr wertvoll. Ich kann schnell und fast spontan auf eine Wolkenlücke reagieren. Kein aufwendiges Einnorden, keine Gegengewichte - wenige Minuten Aufbau genügen und die Fotosession läuft. Es ist leicht, mobil und flexibel einsetzbar. So konnte ich mit nur 15 Minuten Aufnahmezeit (bei 10 s pro Frame) in einer

Journal für Astronomie Nr. 99 | 109

Smart-Teleskope

3 Großer Orionnebel (M 42), aufgenommen am 31.01.2025
mit 85 Minuten Gesamtbelichtungszeit. (Bild: J. Perkiewicz)
größeren Wolkenlücke den Quasar TON 618 im Sternbild Jagdhunde aufnehmen (Abb. 6). Immerhin ein visuell nur 15,87 mag helles Ziel [1]. Auch hierfür kann also ein Smart-Teleskop genutzt werden. Für die gesamte Aufnahme des Quasars mit Aufund Abbau waren nicht viel mehr als 30 Minuten notwendig.
Für mich nimmt das Seestar S50 somit eine interessante Zwischenstellung ein: Es ersetzt für mich weder die klassische Astrofotografie noch die visuelle Beobachtung, sondern ergänzt beides. Als unkomplizierte EAA-Lösung macht es schlicht Freude, wenn sich etwa M 42 abends auf der Couch
110 | Journal für Astronomie Nr. 99

4 Der Pferdekopfnebel (Barnard 33) in der HII-Region IC 434,
oben der Flammennebel beim hellen Stern Alnitak. Die Aufnahme vom 31.01.2025 wurde lediglich 27 Minuten belichtet, unter einem Himmel der Qualität Bortle 5. (Bild: J. Perkiewicz)
5 Komet 12P/
Pons-Brooks am 27.02.2024, mit nur 5 Minuten Belichtungszeit festgehalten. Nachführung auf den Sternenhimmel. (Bild: J. Perkiewicz)

Smart-Teleskope

6 Der Quasar TON 618 (RX J1228.4+3128), am 01.04.2026 bei nur 15 Minuten Belichtungszeit im Azimutalmodus.
Links im Bild die Originalaufnahme, der Quasar ist in dem umrandeten Ausschnitt nur schwer zu sehen. Dieser Ausschnitt ist rechts vergrößert und korrekt gedreht mit Norden oben und Osten links. Helligkeit und Kontrast wurden im Ausschnittsbild angehoben, die Hintergrundshelligkeit jedoch beibehalten. TON 618 hebt sich deutlich ab (gelbe Markierung). Der Bildinhalt kann direkt visuell mit Online-Surveys abgeglichen werden. (Bild: J. Perkiewicz)

im Live-Stacking langsam auf dem Display aufbaut und immer mehr Details sichtbar werden.
Inzwischen ist eine Polhöhenwiege für den äquatorialen Betrieb des Seestar S50 erhältlich, wodurch die Bildfeldrotation ausgehebelt werden kann. Ein dazu notwendiger EQ-Modus ist mittlerweile in der App verfügbar. Auch ein Mosaik-Modus ist hinzugekommen und erlaubt damit die Aufnahme größerer Himmelsareale und auch andere Bildformate als das manchmal unpassende 16:9-Format. Die Möglichkeit, die FITS-Dateien als kalibrierte Rohdatenfiles zu speichern, ermöglicht zudem die manuelle Weiterbearbeitung der Daten - etwa in SIRIL oder PixInsight. Für SIRIL existieren mittlerweile eigene Scripte für die Weiterverarbeitung von Seestar-FITSDateien [2]. Dank ASCOM-Kompatibilität lässt sich das kleine Teleskop auch mit Software wie beispielsweise N.I.N.A. steuern - dies ermöglicht wesentlich mehr Eingriffe

des Benutzers in die Aufnahmeparameter und gestattet umfangreichere Sessions inkl. deren Vorplanung.
Für mich ist das Seestar S50 nicht als Ersatz für bewährte Technik zu sehen, sondern als niedrigschwellige, flexible Ergänzung - und als Werkzeug, das mich auch an einem durchschnittlichen Abend schnell unter die Sterne bringt.

Und nicht zuletzt zeigen engagierte Anwender bereits, dass mit Smart-Teleskopen mehr möglich ist als reine ,,Komfort-Astrofotografie" mit hübschen Bildern: Erste Projekte zur Fotometrie veränderlicher Sterne belegen das Potenzial dieser kompakten Geräte [3]. Die Communities, die um solche Teleskope entstehen, tun ihr Übriges, um die Grenzen auszureizen.

Internethinweise (Stand 26.05.2026):

[1]

[1] NASA/IPAC Extragalactic Database: (Nach Aufruf Eingabe

des Objektes, hier TON 618), https://ned.ipac.caltech.edu/

[2] C. Richard: ,,Processing ZWO Seestar images", https://siril. org/tutorials/seestar/ [2]

[3] M. Phillips: ,,Lightcurve of the week 262, HOYS with a See-

star? Seriously?", https://hoys.space/lightcurve-of-

the-week-262/ [3]

Journal für Astronomie Nr. 99 | 111

Smart-Teleskope

Meine ersten Ergebnisse mit dem Seestar S30 Pro in Namibia
von Herbert Schottek

Mit diesem kleinen Bericht möchte ich meine ,,ersten Gehversuche" mit dem Seestar S30 hier im VdS-Journal für Astronomie schildern. Deshalb vorweg ein paar kurze Informationen zu mir und zur Entstehung der Bilder. Ich bin 71 Jahre alt, Dipl.-Ing. der Chemie im Ruhestand und wohne in Moers am Niederrhein. Seit einem Jahr beschäftige ich mich mit Astronomie und Astrofotografie, bin also völliger Anfänger. Als VdSNeumitglied habe ich im Journal einen fortgeschrittenen Amateur-Astronomen gefunden: Werner E. Celnik aus meiner Nachbarstadt Rheinberg. So entstand ein Kontakt zu der Rheinberger Astro-Stammtischrunde, der ich nun auch angehöre.

Im Verein Krefelder Sternfreunde stieß ich auf Interesse an einer Astro-Fahrt nach Namibia. So fand ich Begleiter und im März 2026 ging unsere Namibiareise mit fünf weiteren Krefelder Sternfreunden los zur Astrofarm Hakos. Mein spezielles astronomisches Interesse gilt der Milchstraße, die ich auf Hakos dann auch gern aufnehmen wollte. Für diese Reise habe ich mir ein Seestar S30 Pro mit 30 mm Öffnung und 160 mm Brennweite bestellt. Ich hatte großes Glück, denn das Teleskop kam genau am Abreisetag an und zwar in dem Moment, als ich in mein Taxi zum Flughafen stieg. Also blieb keine Zeit zum Testen oder die Polhöhenwiege für den EQ-Modus mitzu-

nehmen. Deshalb sind die Bilder im Azimutalmodus entstanden, was sicher die unrunden Sterne in den Bildecken erklärt. Ich hatte schon befürchtet, nur Handy-Fotos machen zu können oder auf Leih-Teleskope angewiesen zu sein.
Alle gezeigten Aufnahmen habe ich mit dem Seestar S30 Pro gemacht. Die drei Milchstraßenbilder (Abb. 1 bis 3) wurden im Weitwinkelmodus ohne Filter aufgenommen. Vermutlich kommen deshalb HIIRegionen wie der Eta-Carinae-Nebel oder der Lagunen-Nebel im Schützen sowie die vielen blauen jungen Sterne farblich eher zu blass heraus. Den Eta-Carinae-Nebel habe

1 Die Milchstraße in den Sternbildern Schild (oben links) und Schütze (links unten) mit der hellsten Sternenwolke nahe dem galaktischen
Zentrum. Vom Schlangenträger (Mitte) erstrecken sich ausgedehnte Dunkelwolken bis zum Skorpion (rechts) mit dem hellen Stern Antares. Aufnahmedatum war der 22.03.2026, belichtet wurde 13 Minuten.
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2 Milchstraßenverlauf vom Schwanz des Skorpions (oben links) über Norma (Winkelmaß) mit der hellen Normawolke
und Lupus (Wolf) bis zum Centaurus. Am Bildrand unten Mitte liegen die beiden hellen Sterne alpha und beta Centauri im Dunkelwolkenband. Belichtet wurde 23 Minuten am 18.03.2026.
3 Das Paradestück der südlichen Milchstraße, links unten beginnend in den Sternbildern Centaurus mit alpha und beta Centauri,
13 Minuten belichtet am 22.03.2026. Das helle sternförmige Objekt oben auf gleicher Höhe ist der Kugelsternhaufen Omega Centauri. In der Bildmitte liegt der ,,südliche Kohlensack", eine markante Dunkelwolke. Direkt darüber schließt sich das Sternbild Crux (Kreuz des Südens) an. In der hellen Milchstraßenwolke südlich davon (rechts) leuchtet der Eta-Carinae-Nebel im Sternbild Carina (Schiffskiel).
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Smart-Teleskope 114 | Journal für Astronomie Nr. 99

ich separat aufgenommen, ebenfalls mit dem S30 Pro im normalen Tele-Modus, aber mit dem Dualbandfilter für die Emissionslinien Ha und [O III]. Das Einzelbild (Abb. 4) wurde in Photoshop bearbeitet. Meine Ergebnisse schickte ich dem Fachgruppenredakteur Peter Riepe. Er ermunterte mich dazu, meine ersten Ergebnisse hier mitzuteilen. Dabei hoffe ich, dass mein Interesse an der Milchstraße mit ihren Objekten vom Leser nachempfunden werden kann.
4 Der Nebel NGC 3372
um den Stern eta Carinae, 17 Minuten belichtet am 16.03.2026.

Smart-Teleskope

Meine Erfahrungen mit einem Smart-Teleskop
von Wolfram Lewe

Schon seit vielen Jahren interessiere ich mich für den Sternenhimmel. Meine Gerätschaften sind im Laufe der Zeit immer besser geworden. Begonnen hat alles in meiner Jugend, als ich mir das 7x50-Fernglas meines Vaters ausgeliehen habe, um den Mond und eine Mondfinsternis zu beobachten.
In dieser Zeit lernte ich den Sternenhimmel immer besser kennen. Mir war es immer wichtig, dass ich mich auch mit bloßem Auge am Sternhimmel ,,zurechtfinden" kann. Wie so oft, gab es dann durch Familie und Beruf wenig Zeit für dieses Interesse. Seit ca. 5 Jahren beobachte ich den Sternenhimmel wieder intensiver, sehr gern visuell, und zwar sowohl mit verschiedenen Fern-

gläsern auf einem Stativ als auch mit meinem 10-Zoll-Dobson. Für die Ferngläser hat mir ein Freund zudem eine Parallelogramm-Montierung gebaut. Im Mai 2025 entschied ich mich dann zum Kauf eines Seestar S50 und habe diesen Schritt noch keinen Tag bereut.
Da ich in einem Vorort einer kleineren Stadt lebe, kann ich viele Beobachtungen von meinem Garten aus machen (Abb. 1). Manchmal fahre ich aber auch mit meiner gesamten Ausrüstung zu dunkleren Beobachtungsplätzen in der Umgebung. Hier gesellen sich zuweilen auch andere Sternfreunde aus unserer Gruppe oder Gäste dazu.

Ich führe über die visuellen Beobachtungen ein kleines Tagebuch [1], um mich auch nach Jahren an den Beobachtungsabenden erfreuen zu können. Während der visuellen Beobachtung läuft mein Smart-Teleskop automatisch mit. Das erste Ergebnis ist dann bereits ein gestacktes Bild, das sich schon sehen lassen kann. Diese Bilder bearbeite ich direkt in der Nacht in der SeestarApp mittels AI-Denoise, einem Bildbearbeitungsprogramm des Seestar. Die Ergebnisse finde ich schon sehr beeindruckend. Ich habe mein Seestar 50 so eingestellt, dass die Einzelaufnahmen alle gespeichert werden. Im Nachgang der Nacht übertrage ich die Daten regelmäßig auf meinen PC und bearbeite sie dort mit GraXpert, Siril und

1 Sonnenbeobachtung mit meinem Dobson im Garten

2 Das parallaktisch aufgestellte Smart-Teleskop
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Smart-Teleskope

3 NGC 6960, der westliche Teil des Schleiernebels im Schwan
beim Stern 52 Cygni. Belichtungszeit 100 Minuten, minimale Nachbearbeitung direkt in der Seestar-App - Entrauschen und etwas Veränderung von Helligkeit und Kontrast.

4 Thors Helm NGC 2359, 5 Stunden Belichtungszeit,
Nachbearbeitung mit GraXpert und Siril

GIMP, um das Optimale herauszuholen. Ich finde es auch interessant zu vergleichen, was ich visuell erkennen kann und was mit dem Smart-Teleskop sichtbar wird. Im kalten Winter neige ich aber durchaus dazu, das Smart-Teleskop im Plan-Modus für die gesamte Nacht vorzubereiten und mich am nächsten Morgen über die Bilder zu freuen.
Die weitere Nachbearbeitung der Bilder mit den oben genannten Programmen kostet viel Zeit und es türmen sich riesige Datenmengen. Aber als Anfänger kann man sich auch schon sehr über die Ergebnisse freuen, die direkt aus dem Seestar herauskommen. Es lohnt sich auch sehr, die direkt im Seestar angebotene AI-Denoise-Funktion zu

nutzen. Sie vermindert das Bildrauschen und gilt trotz des Begriffs ,,AI" als akzeptable Methode der Bildbearbeitung, sofern sie angemessen verwendet wird.
Um bei längeren Belichtungszeiten die Bildfelddrehung zu vermeiden, habe ich das Smart-Teleskop mit einer klassischen Polhöhenwiege auf einem Fotostativ parallaktisch aufgestellt (Abb. 2 und [2 - 4]). Das Alignment funktioniert insbesondere bei der parallaktischen Montierung sehr einfach. Man stellt das Gerät in grober Richtung Norden auf. Das Gerät erkennt die exakte Position und gibt eine exakte Angabe, welche Rektaszension einzustellen ist. Jetzt startet man den Alignment-Prozess,

bei dem das Gerät völlig selbstständig drei Referenzsterne anfährt. Danach wird einem auf dem Smartphone die genaue erforderliche Restkorrektur angezeigt, z. B. noch 2,4 Grad nach links und 0,2 Grad nach unten. Dies stellt man mittels der Justierschrauben an der Polhöhenwiege sicher ein. Danach kann die Session beginnen - alles kinderleicht.
Ein Problem war es am Anfang, dafür zu sorgen, dass sich das Stromkabel nicht im Laufe der Nacht bei der möglichen 360 Grad -Drehung mit den Stativschrauben verheddert. Dies kann nämlich dann tragisch enden, wenn bei der vollständigen Drehung der USB-Anschlussstecker oder

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Smart-Teleskope

5 Der große Orionnebel M 42, ca. 2 Stunden Belichtungszeit mit
20-sekündigen Einzelbelichtungen. Nachbearbeitung mit GraXpert und Siril. Dies ist ein S50-Bild und kann damit nur als Mosaik aufgenommen werden. Mit einem Seestar S30 Pro klappt das wegen der Weitwinkeloptik ohne Mosaik-Modus.

die Anschlussdose Schaden nimmt. Großer Tipp: Ich nutze inzwischen keine 220-VoltKabeltrommel mehr, sondern habe mir stattdessen ein USB-Akkupack (26.800 mAh) gekauft. Dieses ist direkt unterhalb des Seestar am Stativ montiert und das neue, nur 80 cm lange und etwas starrere USB-Kabel sowie verkürzte Stativschrauben ermöglichen mir jetzt den sorgenfreien Betrieb in der Nacht inklusive völliger Stromnetzunabhängigkeit.
Mit dem Smart-Teleskop hat sich mein Hobby verändert - ich beobachte jetzt deutlich mehr. Wenn ich absehen kann, dass die Nacht klar ist, dann nutze ich diese auch voll aus - insbesondere in mondlosen Nächten. Also das Teleskop aufstellen, den Planmodus konfigurieren und es die ganze Nacht laufen lassen. So gesehen habe ich seit dem Kauf des Seestar deutlich mehr Beobachtungen gemacht als vorher.
Bei Anfängern besteht vielleicht zunächst der Wunsch, den Mond und die Sonne zu fotografieren - aber so vermeintlich einfache Objekte werden vom Gerät manchmal nicht auf Anhieb ,,gefunden", weil am Tage kein Alignment an den Sternen möglich ist. Das kann einen Anwender anfangs schon wirklich auf die Palme bringen. Das Gerät hat nicht genügend Brennweite für Planeten. Für den Mond und die Sonne (mit Sonnenfilter) reicht die Optik, für Planeten ist die Brennweite des Seestar aber nicht ausreichend. Die visuelle Beobachtung mit meinem 10-Zoll-Dobson mit bis zu 200-facher Vergrößerung ist für Mond und Planeten viel eindrucksvoller.
Der Anfänger hat meines Erachtens mehr Freude, wenn er stattdessen einfach DeepSky-Objekte fotografiert, die er vermutlich noch nie mit Teleskop oder Fernglas gesehen hat, z. B. die Galaxien M 51, M 101

oder die Kombination des Emissionsnebels IC 434 mit dem Pferdekopfnebel Barnard 33. Schon nach zwei bis drei Minuten Belichtungszeit kann man die Strukturen der Objekte deutlich erkennen. Ich war und bin absolut begeistert. Ebenso toll ist das Ergebnis bei der Beobachtung z. B. des Schleiernebels im Schwan (Abb. 3) oder des Emissionsnebels NGC 2359 (Thors Helm, Abb. 4). Ich bin schon sehr stolz auf dieses Ergebnis, da dieser Nebel sehr tief am Südhimmel steht und ich es dennoch geschafft habe, ihn auf das Bild zu bekommen und vernünftig nachzubearbeiten.
Ich bin absolut begeistert von meinem Seestar S50 und habe jetzt auch zusätzlich das Seestar S30 Pro bestellt, weil man damit viel größere Himmelsausschnitte erfassen kann, z. B. für die Fotografie großflächiger Objekte wie den Andromedanebel oder den Orionnebel (Abb. 5). Das Gerät liefert - auch wenn es von einem technischen

oder Astro-Laien bedient wird - wirklich erstaunlich gute Bilder. Aus meiner Sicht ist das Smart-Teleskop die perfekte Ergänzung zur visuellen Beobachtung. Es erschließen sich damit genau die Beobachtungsobjekte, die mir bisher komplett oder zum großen Teil verborgen geblieben sind. Insbesondere sind die Nebel zu nennen. Und genau die sind auf jeden Fall die größten und für mich auch die schönsten Objekte am Nachthimmel.

Literatur- und Internethinweise (Stand 27.05.2026): [1] H. Hermelingmeier, 2021: ,,Das Beobachtungsbuch - mein
Lesebuch für schlechtes Wetter", https://selbstbau.vdsastro. de/beobachtungspraxi#Beobachtungsbuch [2] H. Metz, 2025: ,,Die Bildfelddrehung bei azimutalen Montierun- [1] gen", VdS-Journal für Astronomie 95, S. 36-37 [3] H. Metz, 2025: ,,Die Bildfelddrehung bei azimutalen Montierungen", https://selbstbau.vdsastro.de/beobachtungspraxi# Bildfelddrehung [4] H. Becher, 2025: ,,Das Smart-Teleskop Seestar S50 im EQ- [3] Modus", VdS-Journal für Astronomie 95, S. 32-33

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Sternbedeckungen

Streifende Sternbedeckungen durch den Mond im 4. Quartal 2026
von Eberhard Riedel

Von Oktober bis Dezember sind in Deutschland noch neun sehenswerte streifende Sternbedeckungen durch den Mond zu beobachten, die alle am unbeleuchteten Südrand des Mondes stattfinden. Die Landkarte zeigt die Grenzlinien dieser Ereignisse quer über Deutschland, die der mittlere Mondrand während des Vorbeizuges am Stern beschreibt. Von jedem Punkt in der Nähe dieser Linien ist zum richtigen Zeitpunkt das oft mehrfache Verschwinden und Wiederauftauchen des Sterns zu verfolgen. Der Abstand zu den beleuchteten Mondstrukturen ist zumeist ausreichend groß, so dass die Streifungen bereits mit kleineren bis mittleren Fernrohren zu beobachten sind. Aufgenommen sind aber auch zwei streifende Bedeckungen des 3,9 mag hellen Sterns Maia (20 Tauri) während der beiden Passagen des Mondes durch die Plejaden in der Nacht vom 27. auf den 28. Oktober sowie vom 21. auf den 22. Dezember trotz eines Beleuchtungsgrades des Mondes von 95% bzw. 93%.

Kernstück ist die Software ,GRAZPREP` des Autors, die sowohl eine komplette und stets aktualisierte Auflistung aller interessanten Ereignisse als auch für jedes Ereignis die genauen Koordinaten der Grenzlinien und viele weitere Informationen liefert. Darüber hinaus kann von jedem Standort aus das Profil des Mondes und die zu erwartende Sternbahn grafisch in verschiedensten Vergrößerungen dargestellt werden, um so den besten Beobachtungsstandort auswählen zu können. Letzterer muss auch unter Berücksichtigung der Höhe optimiert werden, weil diese einen Einfluss auf den Blickwinkel zum Mond hat. Hierzu können höhenkorrigierte Grenzlinien automatisch in eine Google Earth-Karte übertragen wer-

den, mit der es dann einfach ist, die besten Beobachtungsstationen festzulegen.
Die Software kann kostenlos unter www. grazprep.com heruntergeladen und installiert werden (Password: IOTA/ES). Zusätzlich benötigte Vorhersagedateien sind dort ebenfalls herunterzuladen oder sind direkt vom Autor (e_riedel@msn.com) oder über die IOTA/ES (www.iota-es.de) zu beziehen. Weiterführende Informationen, z. B. über die Meldung der Bedeckungszeiten, sind dort ebenfalls erhältlich. Die VdS-Fachgruppe Sternbedeckungen informiert ferner über Beobachtungs- und Aufzeichnungstechniken dieser eindrucksvollen Ereignisse.

Karte mit den Grenzlinien der 9 Streifungsereignisse von Oktober bis Dezember 2026

Die nachfolgenden Erläuterungen und Grafiken verdeutlichen die genauen Umstände jedes Ereignisses. Alle Grafiken sind für Meereshöhe gerechnet. Bei deutlich höher gelegenen Beobachtungsstationen muss deren Höhe unbedingt in die Berechnung einbezogen werden, um eine genügend genaue Vorhersage zu erhalten.

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.

118 | Journal für Astronomie Nr. 99

Sternbedeckungen

Ereignis 1: 20.10.2026
Am Abend des 20. Oktober zieht ab ca. 21:25 Uhr MESZ der zu 70% beleuchtete zunehmende Mond mit seinem zerklüfteten dunklen Südrand am 7,3 mag hellen Stern SAO 164476 vorbei. Die Streifung beginnt in Freiburg im Breisgau und läuft diagonal durch ganz Deutschland über Bad Friedrichshall, Gerichtstetten, Ebenhausen, Wülfershausen an der Saale, Erfurt und Zerbst/Anhalt bis nach Torgelow. Die Abbildung 1 zeigt beispielhaft für die Länge 10 Grad Ost, dass die scheinbare Sternbahn (blauweiß gestrichelte Linie mit Minutenangaben in Weiß den mittleren Mondrand (weiß gepunktet) tangential berührt. Bei der Beobachtung von der Zentrallinie aus (hier berechnet für Meereshöhe) kann das viermalige Verschwinden und Wiedererscheinen des Sterns beobachtet werden. Die Tabelle gibt dabei die ungefähren Kontaktzeiten an. Die roten Begrenzungslinien geben den durch die Mondparallaxe verursachten Versatz der scheinbaren Sternbahn an, wenn man sich 3.000 Meter beidseits von der Zentrallinie entfernt (jeweils senkrecht zum Verlauf

1 Die scheinbare Sternbahn von SAO 164476 (blauweiß gestrichelte Linie) bei
Beobachtung genau von der vorhergesagten Grenzlinie, mit 6-facher Mondhöhendehnung, rote Begrenzungslinien bei +- 3.000 Meter

der Zentrallinie gerechnet). Dadurch wird abschätzbar, in welchen Abständen von der für den mittleren Mondrand gerechneten Linie mehrfache Bedeckungen des Sterns mit jeweils anderen Kontaktzeiten zu sehen sind. Da die Randstrukturen des Mondes hier in 6-facher Überhöhung dargestellt sind, verläuft die scheinbare Sternbahn gekrümmt.

SAO 164476 ist ein enger Doppelstern, so dass jeweils ein kurz zeitversetztes oder auch ein langsameres oder nur teilweises Verschwinden und Wiedererscheinen des Sterns zu beobachten sein dürfte. Hierfür lohnt sich eine Aufzeichnung mit Video.

Ereignis 2: 23.10.2026

In der Nacht vom 22. auf den 23. Oktober wartet in den frühen Morgenstunden auf Beobachter in Baden-Württemberg und Bayern eine weitere streifende Sternbedeckung am Südrand des zu 88% beleuchteten zunehmenden Mondes. Auf einer Linie nördlich von Offenburg über Sindelfingen, Stuttgart und Weißenburg in Bayern bis Furth im Wald wird der 5,6 mag helle SAO 146593 ab ca. 3 Uhr MESZ bedeckt.

Die scheinbare Sternbahn in der Abbildung 2 zeigt erneut beispielhaft für die Länge von 10 Grad Ost auf der Linie des mittleren Mondrandes, dass es dort bereits zu einem dreimaligen Verschwinden und Wiedererscheinen des Sterns kommt. Die roten Begrenzungslinien zeigen den parallaktischen Versatz des Mondes bei einer Bewegung von +- 3.000 Metern auf der Erdoberfläche.

2 Die scheinbare Sternbahn von SAO 146593 bei Beobachtung genau von der
vorhergesagten Grenzlinie, mit 6-facher Mondhöhendehnung, rote Begrenzungslinien bei +- 3.000 Meter

Um mehrere Kontakte sehen zu können, muss man sich weiter nach Norden ,,in das Profil hinein" begeben.

SAO 146593 ist ein sehr enger Doppelstern, was bei einer visuellen Beobachtung aber nicht erkennbar sein wird.

Journal für Astronomie Nr. 99 | 119

Sternbedeckungen

Ereignis 3: 28.10.2026
In der Nacht vom 27. auf den 28. Oktober kann erneut in Baden-Württemberg und Bayern eine streifende Bedeckung des 3,9 mag hellen Plejadensterns Maia (30 Tauri) verfolgt werden. Hierbei macht allerdings die große Nähe zum Terminator bei einem zu 95% beleuchteten abnehmenden Mond die Beobachtung schwierig.

Die Zentrallinie der Bedeckung läuft von Neuenburg am Rhein über Sigmaringen, Krumbach (Schwaben) und Freising bis nach Passau.
Die Abbildung 3 zeigt die Situation bei 10 Grad Ost mit einer Ablage von ca. 3.200 Metern nördlich der Zentrallinie, wo mit 18 Kontakten gerechnet werden kann. Die roten Begrenzungslinien zeigen den Versatz der scheinbaren Sternbahn bei einer Bewegung von +- 3.000 Metern.

3 Die scheinbare Sternbahn von Maia (20 Tauri) bei Beobachtung abseits der
vorhergesagten Grenzlinie, 6-fache Mondhöhendehnung, rote Begrenzungslinien bei +- 3.000 Meter
Maia ist ein sehr enger Doppelstern, was bei einer visuellen Beobachtung aber nicht erkennbar sein wird.

Ereignis 4: 17.11.2026
Am frühen Abend des 17. November zieht ab ca. 17:30 Uhr MEZ der zu 52% beleuchtete zunehmende Mond mit seinem dunklen Südrand am 7,5 mag hellen Stern SAO 164780 vorbei. Die Streifung beginnt in Kressbronn am Bodensee und läuft über Günzburg, Feucht, Plauen und Herzberg (Elster) bis nach Strausberg bei Berlin.

Die Abbildung 4 zeigt für die Länge 10 Grad Ost auf der Linie des mittleren Mondrandes, dass es dort bereits zu einem viermaligen Verschwinden und Wiedererscheinen des Sterns kommt. Die roten Begrenzungslinien zeigen den Versatz des Mondes bei einer Bewegung von +- 5.000 Metern auf der Erdoberfläche.

4 Die scheinbare Sternbahn von SAO 164780 bei Beobachtung genau von der
vorhergesagten Grenzlinie, 6-fache Mondhöhendehnung, rote Begrenzungslinien bei +- 5.000 Meter

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Sternbedeckungen

Ereignis 5: 28.11.2026
In den Morgenstunden des 28. November wartet auf Beobachter auf einer Linie von Niederkrüchten über Koblenz, Weinheim, Heilbronn und Ichenhausen bis Murnau am Staffelsee ab ca. 7 Uhr MEZ eine weitere streifende Sternbedeckung am Südrand des zu 82% beleuchteten abnehmenden Mondes. Der Stern ist der 7,1 mag helle SAO 79768.

Die Abbildung 5 zeigt, dass auf einer Länge von 8 Grad Ost auf der für den mittleren Mondrand gerechneten Linie der Stern dreimal verschwindet und wiedererscheint. Die roten Begrenzungslinien markieren einen Versatz von +- 5.000 Meter. Die Sonne steht in diesem Moment jedoch nur noch 9 Grad unter dem Horizont. Ab einer geografischen Länge von ca. 10 Grad Ost kann der Stern vor dem aufgehellten Himmel dann nicht mehr gesehen werden.

5 Die scheinbare Sternbahn von SAO 79768 bei Beobachtung genau von der
vorhergesagten Grenzlinie, 6-fache Mondhöhendehnung, rote Begrenzungslinien bei +- 5.000 Meter
SAO 79768 ist nicht als Doppelstern bekannt.

Ereignis 6: 29.11.2026
Am folgenden Morgen ist der Mond nur noch zu 72% beleuchtet und bedeckt ab ca. 6 Uhr MEZ auf einer Linie von Bocholt über Herne, Staufenberg, Greding und Landshut bis Mühldorf am Inn den 6,9 mag hellen SAO 98161.

In der Abbildung 6 ist bei der Länge von 10 Grad Ost die scheinbare Sternbahn bei einem Versatz von ca. 1.200 Metern nach Nordosten dargestellt, wo mit 8 Kontakten gerechnet werden kann.

SAO 98161 ist ein sehr enger Doppelstern, was bei einer visuellen Beobachtung aber kaum erkennbar sein wird.

6 Die scheinbare Sternbahn von SAO 98161 bei Beobachtung abseits der vorhergesagten
Grenzlinie, mit 6-facher Mondhöhendehnung, rote Begrenzungslinien bei +- 3.000 Meter

Journal für Astronomie Nr. 99 | 121

Sternbedeckungen

Ereignis 7: 22.12.2026
Kurz nach Mitternacht vom 21. auf den 22. Dezember wird Maia erneut streifend bedeckt, wobei wegen der Nähe zum Terminator bei einem Beleuchtungsgrad von 93% das Beobachtungsproblem kaum geringer ist als am 28.10. (s. Ereignis 3). Die Linie verläuft von Bitburg über TrabenTrarbach und Trebur bis nach Güntersleben, wobei die größten Chancen in den westlichsten Landesteilen bestehen.

Die Abbildung 7 zeigt daher die Streifungssituation bei einer Länge von 6 Grad 20' Ost und mit einer Ablage von der berechneten Grenzlinie von 980 Metern nach Norden. Dort kann es zu 8 Kontakten kommen. Die roten Begrenzungslinien markieren einen Versatz von +- 1.000 Metern.

7 Die scheinbare Sternbahn von Maia (20 Tauri) bei Beobachtung abseits der
vorhergesagten Grenzlinie, 6-fache Mondhöhendehnung, rote Begrenzungslinien bei +- 1.000 Meter

Ereignis 8: 28.12.2026
In der Nacht vom 27. auf den 28. Dezember ist kurz vor 02:30 Uhr MEZ eine nur im äußersten Südwesten Deutschlands auf einer Linie von Ettenheim über Elzach, Bad Dürrheim und Stockach bis südl. von Oberstdorf sichtbare Streifung des 7,4 mag hellen Sterns SAO 118171 zu verfolgen. Der Mond ist noch zu 78% beleuchtet.

Die Abbildung 8 zeigt auf einer Länge von 9 Grad Ost bis zu 8 Kontakte zwischen Mondrand und Stern, wenn man die vorhergesagte Linie ca. 2.750 Meter nach Südwesten, also aus dem Profil heraus verlässt.
SAO 118171 ist ein sehr enger Doppelstern, was bei einer visuellen Beobachtung aber nicht erkennbar sein wird.

8 Die scheinbare Sternbahn von SAO 118171 bei Beobachtung abseits der vorhergesagten
Grenzlinie, 6-fache Mondhöhendehnung, rote Begrenzungslinien bei +- 3.000 Meter

122 | Journal für Astronomie Nr. 99

Sternbedeckungen

Ereignis 9: 30.12.2026
Zum Abschluss des Jahres wartet am frühen Morgen des 30. Dezember noch eine leicht zu beobachtende streifende Bedeckung auf Beobachter in Norddeutschland. Auf einer Linie von Meldorf über Norderstedt, Schwarzenbek, Lenzen (Elbe), Potsdam und Ludwigsfelde bis nach Cottbus wird ab 03:15 Uhr MEZ der 7,4 mag helle Stern SAO 138464 vom 57% beleuchteten abnehmenden Mond mehrfach bedeckt.

Die Abbildung 9 zeigt für die Länge 10 Grad Ost auf der Linie des mittleren Mondrandes, dass es dort bereits zu einem fünfmaligen Verschwinden und Wiedererscheinen des Sterns kommt. Die roten Begrenzungslinien zeigen den Versatz des Mondes bei einer Bewegung von +- 3.000 Metern auf der Erdoberfläche.

9 Die scheinbare Sternbahn von SAO 138464 bei Beobachtung genau von der
vorhergesagten Grenzlinie, 6-fache Mondhöhendehnung, rote Begrenzungslinien bei +- 3.000 Meter
SAO 138464 ist nicht als Doppelstern bekannt.

Totale Sternbedeckungen durch den Mond von Mitte Oktober 2026 bis Mitte Januar 2027
von Eberhard Riedel

Eine Tabelle gibt Auskunft über die Bedeckungen aller Sterne bis zur Grenzhelligkeit 6,0 mag durch den Mond für vier Städte in Deutschland. Zur Abdeckung aller Himmelsrichtungen werden berücksichtigt Hamburg (dort für die Position des Planetariums), Berlin (dort für die ArchenholdSternwarte), Köln (etwa Stadtmitte) und München (dort für die Volkssternwarte).
Aufgeführt sind nur Kontakte am unbeleuchteten Mondrand, bei denen der Mond wenigstens 5 Grad über und die Sonne mindestens 6 Grad unter dem Horizont steht und der Beleuchtungsgrad des Mondes nicht über 80% beträgt. Ausnahmen bilden lediglich sehr helle Sterne ab der Größenklasse 3,0 mag, bei denen auch Kontakte am beleuchteten Mondrand und in Vollmondnähe beobachtet werden können.

Die Tabelle (Abb. 1) nennt links das Datum des Ereignisses und die SAO-, HIP- oder PPM-Nummer des bedeckten Sterns (die letzteren beiden gekennzeichnet durch ein kleines ,,H" bzw. ,,P") sowie dessen Helligkeit und den momentanen Beleuchtungsgrad des Mondes (+: zunehmender, -: abnehmender Mond). Mit ,,E" ist der Eintritt des Sterns am östlichen und mit ,,A" der Austritt des Sterns am westlichen Mondrand gekennzeichnet. Ein grauer Buchstabe kennzeichnet einen Kontakt am unbeleuchteten, ein gelber Buchstabe einen Kontakt am beleuchteten Mondrand.
Für jeden Standort sind die für die Rechnung verwendeten geografischen Koordinaten angegeben, so dass die genannten Kontaktzeiten, die durchgehend in MEZ genannt sind, in dieser Präzision nur für diese Beobachtungsposition gelten (bitte

beachten, dass die Zeiten am 16. Oktober wegen der noch geltenden Sommerzeit um 1 Stunde erhöht werden müssen!).
In der nächsten Spalte ist der Positionswinkel der Kontaktstelle des Sterns angegeben, der, ausgehend von 0 Grad (Richtung Himmelsnordpol), grundsätzlich gegen den Uhrzeigersinn gerechnet wird. ,,H Mond" und ,,H Sonne" bezeichnen jeweils die Höhe beider Gestirne über bzw. unter dem lokalen Horizont. Die rechte Spalte nennt den Bayerbzw. Flamsteed-Namen des Sterns.
Erkennbar ist, das einzelne Bedeckungsereignisse nicht in allen Städten zu sehen sind. Dieses liegt entweder an den unzureichenden Horizonthöhen von Sonne und Mond oder daran, dass lokal der Mond am Stern vorbeiwandert. Die unterschiedliche farbliche Unterlegung der Zellen mit den

Journal für Astronomie Nr. 99 | 123

Sternbedeckungen

1 Bedeckungen aller Sterne bis zur Grenzhelligkeit 6,0 mag durch den Mond für Hamburg,
Berlin, Köln und München. Details s. Text.

Kontaktzeiten soll die ungefähre Himmelshelligkeit in diesem Moment verdeutlichen.
Zur Beobachtung Die meisten Kontakte können mit kleinsten Instrumenten beobachtet werden. Schwieriger als die Eintritte des Sterns am östlichen Mondrand sind natürlich die Austritte am westlichen Rand zu beobachten. Um auch Austritte nicht zu verpassen, hilft die Kenntnis der genauen Kontaktzeit sowie der zu erwartende Positionswinkel am Mondrand, auf die das Fernrohr mit einem nicht zu großen Gesichtsfeld eingestellt werden kann. Sollte man eine gut ausgerichtete Montierung mit elektrischer Nachführung haben und auch den Eintritt des Sterns gesehen haben, so kann man

die Nachführung auf den bedeckten Stern einfach fortsetzen, wodurch der Stern zur berechneten 2. Kontaktzeit innerhalb des Bildfeldes erwartet werden darf.
Um für den eigenen bzw. einen beliebigen Standort präzise Informationen über alle anstehenden Sternbedeckungen und die sekundengenauen Kontaktzeiten zu erhalten, kann die Software ,,GRAZPREP" des Autors genutzt werden. Diese ist kostenlos unter www.grazprep.com downloadbar und kann unter Windows installiert werden (Password: IOTA/ES).
Zum Nutzen lunarer Sternbedeckungen Nach einer Zeit abnehmenden Interesses

an totalen Sternbedeckungen durch den Mond zeigt die Wissenschaft inzwischen wieder wachsenden Bedarf an der genauen Vermessung dieser Ereignisse, bei der gerade Amateure hilfreich sein können. Hierbei geht es insbesondere um die Erlangung genauerer Kenntnisse über Doppel- und Mehrfachsternsysteme. Für viele Amateure inzwischen erschwingliche Kameras sind zudem in der Lage, Aufnahmen mit sehr hoher zeitlicher Auflösung anzufertigen. Mit deren Hilfe können die mit dem bloßen Auge zumeist schlagartigen Kontakte eingehender analysiert werden.
Weiterführende Informationen, z. B. über die Meldung der Bedeckungszeiten, sind über die IOTA/ES (www.iota-es.de) erhältlich. Die VdS-Fachgruppe Sternbedeckungen informiert ferner über Beobachtungs- und Aufzeichnungstechniken.

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Der Lichtwechsel von h Geminorum von 2018 bis 2026
von Wolfgang Vollmann
Der Stern eta Geminorum zu Füßen des sterblichen Zwillings Kastor ist mit freiem Auge mit 3. Größe gut zu sehen. Schon seit 1865 (Johann Schmidt) ist ein halbregelmäßiger Lichtwechsel von 3,1 bis 3,5 mag visuell mit einer Periode von ~ 233 Tagen bekannt. Etwa alle 8,2 Jahre zeigte der Stern auch tiefere Helligkeitsminima bis zu 3,8 mag [3, 5].
In der Lichtkurve von eta Geminorum zeigen sich nicht nur die jährlichen Lücken, wenn die Sonne zu nah am ekliptiknahen Stern steht, sondern auch der Mond erschwert während einiger Tage jedes Monats die Beobachtungen.
Das System eta Geminorum Der hellste Stern im System ist ein Roter Riese vom Spektraltyp M3 III.
Ein enger Begleitstern mit 6,2 mag wurde von S.W. Burnham 1881 entdeckt. Er ist durch den großen Helligkeitsunterschied und der geringen Winkeldistanz (derzeit 1,9 Bogensekunden) nur schwer im Fernrohr beobachtbar.
Der Hauptstern wurde schon früh als spektroskopischer Doppelstern erkannt [4]. Die neueste Bahnbestimmung von Torres und Sakano [5] ergibt eine Umlaufperiode von 2.979 Tagen (~ 8,2 Jahre) auf einer exzentrischen Bahn. Die Bahn wurde durch Radialgeschwindigkeitsmessungen aus mehr als 100 Jahren ermittelt. Der Begleiter selbst ist im Spektrum nicht direkt sichtbar, was darauf hindeutet, dass er wesentlich lichtschwächer ist als der Rote Riese. Eta Geminorum ist etwa 380 Lichtjahre von uns entfernt.
h Gem als Bedeckungsveränderlicher Schon seit Langem wurde h Gem als langperiodischer Bedeckungsveränderlicher mit einer Periode von 8,2 Jahren gedeutet. Einige Be-
1 Eta Gem von Jan. 2018 bis Mai 2026. Die 510 Beobachtungen wurden mit
einer DSLR Canon 600D und Objektiv 1:2,8/28 mm mit Strichspuraufnahmen mit 10 Sekunden Belichtungszeit gewonnen. Jeder Messpunkt ist der Mittelwert einer Serie von 10 Fotos aus den Grünbildern, ausgewertet mit Muniwin. Als Vergleichsstern diente seit 2020 kappa Aurigae mit V = 4,338 mag. Die differenzielle Extinktion wurde streng berücksichtigt. Die Transformation von instrumentellen Grünhelligkeiten auf Johnson V wurde mit einer genäherten Korrektur mit den konstant angenommenen Farbindexunterschieden B-V durchgeführt. Die mittlere Genauigkeit einer Messung beträgt etwa 0,025 mag.

Veränderliche Journal für Astronomie Nr. 99 | 125

Veränderliche

2 Tiefes Minimum von eta Gem im Jahr 2020

verdunkelnden Struktur auf mindestens etwa 1,5 Astronomische Einheiten. Das entspricht ungefähr dem Abstand zwischen Sonne und Mars. Wahrscheinlich ist die Scheibe sogar größer und besitzt eine komplexe innere Struktur. Die Form der Lichtkurve deutet darauf hin, dass die Scheibe nicht vollständig homogen ist. Möglich sind dichtere und dünnere Regionen oder teilweise transparente Bereiche.

Die Arbeit diskutiert außerdem die physikalische Natur des Begleiters. Die verfügbaren Daten sprechen gegen einen massereichen hellen Stern. Vermutlich handelt es sich um einen Hauptreihenstern geringerer Masse, möglicherweise vom Spektraltyp A oder F, welcher von der Scheibe umgeben ist. Die Herkunft dieser Scheibe bleibt unklar. Sie könnte Material enthalten, das in früheren Entwicklungsphasen des Roten Riesen abgestoßen und anschließend vom Begleiter eingefangen wurde.

3 Phasendiagramm von eta Gem aus den Jahren 2018 bis 2026

obachter, z. B. Bela Hassforther [1], blieben allerdings aus guten Gründen skeptisch.
Die neue Arbeit von Torres und Sakano 2022 [5] umfasst auch das gut beobachtete Minimum 2020 sowie zahlreiche historische Beobachtungen seit 1874, die auch visuell von Amateurastronomen gemacht wurden.
Insgesamt konnten acht Verfinsterungsereignisse identifiziert werden, deren Zeitpunkte sehr gut mit der aus der Bahn bestimmten Umlaufperiode übereinstimmen. Damit wurde erstmals überzeugend bestätigt, dass h Gem tatsächlich ein bedeckungsveränderliches Doppelsternsystem ist.

Die Lichtschwächungen besitzen ungewöhnliche Eigenschaften. Sie dauern ungefähr 140 bis 160 Tage (~ 5 Monate) und verursachen eine Abschwächung von etwa 0,4 Größenklassen im sichtbaren Licht. Ein gewöhnlicher stellarer Begleiter könnte weder die große Dauer noch die Form der Verdunkelung erklären. Die Autoren kommen deshalb zu dem Schluss, dass der Begleiter von einer ausgedehnten Scheibe aus Staub oder Gas umgeben sein muss. Während des Umlaufs zieht diese Scheibe vor dem Roten Riesen vorbei und verdeckt einen Teil seiner Oberfläche. Aus der Dauer der Verfinsterung und der Bahngeschwindigkeit schätzen die Autoren die lineare Größe der

Die Autoren berechneten auf Basis ihres neuen Bahnmodells auch zukünftige Finsternisse genauer als bisher möglich. Das Zentrum der nächsten großen Verdunkelung wurde für den 1. Januar 2029 vorhergesagt. Da h Gem hell und leicht beobachtbar ist, bietet dieses Ereignis eine wichtige Gelegenheit für detaillierte fotometrische, spektroskopische und interferometrische Untersuchungen. Besonders interessant wären Beobachtungen im Infraroten, da sie Informationen über Zusammensetzung und Temperatur der Scheibe liefern könnten. Das System zeigte während der Beobachtungszeit, die eine Umlaufperiode des spektroskopischen Doppelsterns umfasste, deutlichen halbregelmäßigen Lichtwechsel von 3,1 bis 3,4 mag. Als Periode bestimmte ich aus diesen Daten mit Hilfe des AAVSO Vstar Tools [6] 229,6 Tage. Im Oktober 2020 ist eine auffallende Verdunkelung zu sehen, im Minimum mit 3,75 mag wesent-

126 | Journal für Astronomie Nr. 99

Veränderliche

lich schwächer als die sonstigen Beobachtungen während des Beobachtungszeitraums (Abb. 2).
Als Minimumstermin bestimmte ich JD 2459145 (22. Oktober 2020) mit einer Genauigkeit von +- 7 Tagen. Die Dauer des Minimums beträgt etwa 120 Tage (~ 4 Monate).

Phasendiagramm 2018 bis 2026 Die Lichtkurve in der Abbildung 3 wurde mit der gefundenen Periode von 229,6 Tagen gefaltet. Auffallend ist ein recht regelmäßiger Lichtwechsel zwischen 3,1 und 3,4 mag in den Jahren vor bzw. nach dem tiefen Minimum im Oktober 2020. Diese Beobachtungen sind mit kleineren blauen Punkten dargestellt.

Das Minimum im Oktober 2020 ist dagegen auffallend tief und die Beobachtungen von JD 2459086 bis 2459202 (24. August bis 18. Dezember 2020) sind getrennt als größere rote Punkte dargestellt. Bemerkenswert ist auch, dass die Beobachtungen außerhalb des 2020er-Minimums ihr Helligkeitsminimum zur gleichen Phase wie das Bedeckungsminimum zeigen.

Literatur- und Internethinweise (Stand 27.05.2026):

[1]

[2]

[1] B. Hassforther, 2007: ,,Eta Geminorum - wirklich ein Bedeckungsveränderlicher?",

BAV-Rundbrief 4/2007, S. 205, www.bav-astro.eu/rb/rb2007-4/205.pdf

[2] D. Böhme, W. Vollmann, D. Bannuscher, 2020: ,,Eta Geminorum im extrem tiefen

Minimum", BAVRundbrief 4/2020, S. 212, www.bav-astro.eu/rb/rb2020-4/212.pdf

[3] AAVSO International Variable Star Index: ,,eta Gem", www.aavso.org/vsx/index.

[3]

[4]

php?view=detail.top&oid=14666

[4] D. B. McLaughlin, S. E. A. van Dijke, 1944: ,,The Spectrographic Orbit and Light-

Variations of h Geminorum", Astrophys. J. 100, p. 63, https://scixplorer.org/

abs/1944ApJ...100...63M/abstract

[5] G. Torres, K. Sakano, 2022: ,,h Geminorum: an eclipsing semiregular variable star [5]

[6]

orbited by a companion surrounded by an extended disc", Mon. Not. Roy. Astron.

Soc. 516, Issue 2, https://arxiv.org/abs/2208.07375

[6] AAVSO: ,,VStar", www.aavso.org/VStar

Wir begrüßen neue Mitglieder

Mitgl.-Nr. Name

Mitgl.-Nr. Name

22425 22426 22427 22428 22429 22430 22431 22432 22433 22434 22435 22436 22437 22438 22439 22440 22441 22442 22443 22444 22445

Tahboub, Kariem Milicevic, Luka Stamm, Jochen Happel, Aaron Reim, Jürgen Heide, Henning Braun, Markus Stauber, Susanne Kopetzki, Sven Fitzner, Eberhard Herda, Marc Schlemminger, Zo� Schlemminger, Ava Baldauf, Erwin Beutler, Katharina Grams, Benno Montebaur, Alexander Dömer, Anne Dreiner, Klaus Arntz, Erik Scholz, Yvonne

22446 22447 22448 22449 22450 22451 22452 22453 22454 22455 22456 22457 22458 22459 22460 22461 22462 22463 22464
22465

Wendel, Benjamin Kraft, Martin Walger, Sophie Eckers, Christian Meier, Detlef Jungemann, Christoph Faber, Mitkaran Wagner, Eva Bosse, Felix Cirovic, Stanko Märtens, Michael Kalinke, Andreas Henle, Constantin Münster, Ingolf Bethke, Michael Johannes Emil Garbers, Robert Gansweid, Stephan Donat, Frank Cezinski, Marek
Regiomontanus-Sternwarte Nürnberg

Mitgl.-Nr.
22466 22467 22468 22469 22470 22471 22472 22473 22474 22475 22476 22477 22478 22479 22480 22481 22482 22483 22484 22485 22486

Name
Zach, Joachim Kloppenborg, Fiete Dietrich, Manfred Roll, Oliver Grollich, Peter Felder, Kurt Braun, Hans Clesle, Frank-Dieter Rupp-Heim, Gerhard Hiemer, Marcus Siegloch, Michael Schultz, Udo Schepp, Markus Galas, Gabriel Kraft, Tymon Känzig, Thomas Leu, Sylv�re Detari, Thomas Erk, Alexander Sengupta, Amit Gründer, Leo

Journal für Astronomie Nr. 99 | 127

VdS-Nachrichten

Bericht aus dem Vorstand

von Astrid Gallus

An dieser Stelle berichtet der Vorstand der VdS (Vereinigung der

Sternfreunde e.V.) über seine Arbeit der letzten drei Monate.

Eine zweite Remote-Sternwarte für die VdS! Eine große Neuigkeit kann der Vorstand an dieser Stelle verraten: Die Minor-Stiftung für Amateurastronomie hat der VdS ein zweites Remote-Teleskop gekauft! Das
1 - 3 Impressionen vom Sommerfest
in der Geschäftsstelle in Bensheim. Bildautorin: Astrid Gallus

Teleskop steht in den französischen Alpen, also in Europa, kann aber dennoch ein ordentliches Stück weit in den südlichen Himmel blicken. Die Fachgruppe Remote erstellt gerade ein Nutzungskonzept, auch im Hinblick auf die Einbeziehung anderer Fachgruppen. Das Ziel ist es, das Miteinander der VdS-Fachgruppen zu stärken.
Ein Aufruf an dieser Stelle: Wer hochwertiges Equipment (Teleskope, Kameras, Spektrografen und Zubehör) für die neu einzurichtende Remote-Sternwarte - gegen Spendenquittung - abzugeben hat oder eine Spende für die VdS in diesem Zusammenhang tätigen möchte, möge sich gerne an den Stiftungsvorstand und Schatzmeister der VdS, Andreas Klug, wenden: a.klug@klug-engelhard.de.
Neues von unserer Remote-Sternwarte in Namibia Unser Remote-Teleskop auf der HakosSternwarte in Namibia kann nach einem technisch bedingten Ausfall wieder in Betrieb genommen werden. Ein Bypass-Kabel machte es möglich.
Aber man beachte: Nur VdS-Mitglieder können Beobachtungszeiten an unseren Remote-Teleskopen beantragen. Es reicht nicht, Mitglied in einer Fachgruppe zu sein, sondern die eigene Mitgliedschaft in der VdS ist Voraussetzung hierfür.
Vorstandsarbeit Uwe Pilz hat Bernd Christensen (Beisitzer) gebeten, ihn in seiner Arbeit als Vorsitzender zu unterstützen. Der Vorstand hat in seiner Sitzung am 18.07.2026 daraufhin Bernd Christensen (Beisitzer) zum stellvertretenden Vorsitzenden neben Uwe Pilz (Vorsitzender) bestimmt. Beide teilen sich ihre Aufgaben und vertreten sich gegenseitig. Damit wurde dem Wunsch von Uwe Pilz entsprochen, der mehr Zeit für neue

Aufgaben in der zukünftigen Redaktionsarbeit benötigt.
Mailanschriften unserer Mitglieder Ja, wir sind nicht unbedingt ein junger Verein, obgleich wir ein attraktives Angebot für junge Mitglieder haben: Bis zum 30. Lebensjahr gewähren wir eine kostenfreie Mitgliedschaft! Das Journal gibt's dabei nicht als Hardware, sondern als PDF-Datei. Diesem Altersdurchschnitt ist wahrscheinlich die Tatsache geschuldet, dass nur knapp über die Hälfte unserer Mitglieder ihre Mailanschrift hinterlegt oder einfach nicht aktualisiert hat. Das ist natürlich für die Verwaltung eines Vereines nicht hilfreich und daran wollen, daran müssen wir arbeiten!
Bitte, hinterlegen Sie direkt auf unserer Webseite im Mitgliederbereich in EasyVerein Ihre Mailanschrift oder mailen Sie Ihre aktuelle Anschrift direkt an: service@sternfreunde.de.
VdS-Sommerparty für neue Mitglieder Die erfolgreiche Idee, alle Neumitglieder des Jahres zu einem Treffen einzuladen, wurde auch 2026 fortgesetzt. Am 18.07.2026 trafen neue Mitglieder nicht nur auf Vorstandsmitglieder, die vorher eine vierstündige Vorstandssitzung hinter sich gebracht hatten. Es kamen auch VdS-Mitglieder der näheren Umgebung dazu, um die ,,Neuen" kennenzulernen. Die neuen Mitglieder waren zum Teil aus Berlin und Saarbrücken angereist zu unserer Party ,,Sterne und Wein", die bei allerbestem Grillwetter im traumschönen Garten unserer Geschäftsstelle in Bensheim stattfand. Andreas Klug brachte dazu sein Sonnenteleskop, ein Heliostar-76Ha mit, welches eifrig genutzt wurde.
Sie sehen - bei der VdS ist immer etwas los! Bis zum nächsten Mal - Ihre VdS !

128 | Journal für Astronomie Nr. 99

VdS vor Ort / Tagungsberichte

Der Astronomietag 2026 in Bad Tölz
von Franz Xaver Kohlhauf

Das Wochenende des Astronomietages 2026 hatte bei uns hier in Bad Tölz für wirklich jeden etwas im Programm. Bereits am Freitagabend war das Tölzer Marionettentheater mit über 100 Besuchern gefüllt, um im Fachvortrag von Dr. Wolfgang Holota, dem Chefentwickler des NIRSpec-Spektrografen am James Webb Space Telescope, das Neueste aus der astronomischen Forschung mit diesem Instrument zu erfahren. Zudem bot er beeindruckende Rückblicke hinter die Kulissen der äußerst aufwändigen Entwicklung des Teleskopes.
Am Samstag brachte uns die Wettervorhersage (zunehmende Bewölkung) etwas ins Schleudern, denn entgegen der Vorhersage gab Petrus sein Bestes, um für uns den Himmel einigermaßen klar zu halten. Wir waren jedoch bereits auf einen bewölkten Astronomietag im Planetarium eingestellt und das Programm hatte bereits begonnen, so dass das Aufstellen der größeren Teleskope vor dem Planetarium nur mit dem Abbruch der Innenveranstaltung möglich gewesen wäre, und das ohne Garantie für weiterhin klaren Himmel. Aber Not macht ja bekanntlich erfinderisch, und so warfen die Besucher mit einem leicht zu transportierenden Dobson-Teleskop Blicke zum Mond und Jupiter. Das Interesse der Gäste war wieder groß und die Kurzvorträge sowie die Planetariumsführungen brachten Sternenfans jeden Alters wieder zum Staunen. Das macht Lust auf mehr, wann ist der nächste?
1 Vortrag zum JWST von Dr. Wolfgang
Holota im Marionettentheater in Bad Tölz.
2 Kurzvortrag aus der Reihe "Der Himmel
über uns" beim AT 2026 in Bad Tölz.
3 Improvisierter Blick zum Mond beim AT
2026 in Bad Tölz. (Alle Bilder: F. X. Kohlhauf)

Journal für Astronomie Nr. 99 | 129

Castor Pollux

Capella

KASSIOPEIA

KEPHEUS

ZWILLINGE

FUHRMANN

Beteigeuze ORION

Aldebaran

Rigel

Algol

PERSEUS
Plejaden Uranus STIER

DREIECK WIDDER

ANDROM EDA

FISCHE

Mira WALFISCH

Saturn Neptun

EIDECHSE

Deneb PEGASUS

Wega

LEIER

SCHWAN

Albireo

FÜCHSCHEN PFEIL

DELFIN

Atair

FÜLLEN

ADLER

WASSERMANN

SÜDOST

ERIDANUS

Sternkarte exakt gültig für 15. November 2026 22 Uhr MEZ
Mondphasen im November 2026

BILDHAUER SÜD

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

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

Letztes Viertel 1.11.

Neumond 9.11.

Ereignisse im November

01. 02:41-02:49 Jupitermonde: Io bedeckt Ganymed partiell,

Horizonthöhe 23 Grad

01. 21:28

Letztes Viertel

02. 02:00

Kette heller Objekte am Morgenhimmel: Regulus

(1,4 mag), Jupiter (-2,0 mag), Mars (0,9 mag), Mond

03. 01:16-03:33 Io: Transit u. Schatten vor Jupiter, bis 02:18 mit

Europa Transit

03. 02:00

Kette heller Objekte am Morgenhimmel: Regulus

(1,4 mag), Mond, Jupiter (-2,0 mag), Mars (0,9 mag)

04. 03:22-03:30 Jupitermonde: Ganymed bedeckt Io partiell,

Horizonthöhe 31 Grad

04. 22:57

X Tri im Min

06. 22:44

RZ Cas im Min

07. 05:12-05:24 Jupitermonde: Europa bedeckt Ganymed partiell,

Horizonthöhe 48 Grad

07. 06:00

Mond 3,6 Grad O Spica (alpha Vir, 1,1 mag) und 2,6 Grad O

Venus (-4,5 mag, 56,2'', 6,6%), O-Horizont

07. 22:12

RR Lyr im Max

08. 05:35-05:39 Jupitermonde: Io bedeckt Ganymed partiell,

Horizonthöhe 50 Grad

09. 01:00

max. Libration Mond-NO, 7,6 Grad

09. 06:00

Venus (-4,6 mag, 54,8'', 8%) 1,1 Grad W Spica (alpha Vir,

1,1 mag), SO-Horizont

09. 08:02

Neumond

10. 01:25

Algol im Min

10. 01:56-05:28 Io: Transit u. Schatten vor Jupiter

11. 06:13-06:21 Jupitermonde: Ganymed bedeckt Io partiell,

Horizonthöhe 53 Grad

11. 21:25

RR Lyr im Max

12. 01:56

Zeta Geminorum im Max

12. 05:04

Kleinplanet (209) Dido bedeckt Stern HIP 51902

(7,8 mag) für 6,2 s, Hell.Abfall um 6,6 mag

12. 06:30

Beginn Morgensichtbarkeit Merkur (0,8 mag), SO-

Horizont

13. 18:51

Mond erdfern, 29,46'

130 | Journal für Astronomie Nr. 99

Erstes Viertel 17.11.

Vollmond 24.11.

14. 02:51

RZ Cas im Min

14. 05:00

Zwergplanet (1) Ceres (8,0 mag, 0,6'') 0,4 Grad NW Stern

kappa Gem (3,6 mag)

14. 19:19

Mond bedeckt 52 Sgr (4,6 mag)

15. 04:33

Kleinplanet (22026) Lindabillings bedeckt Stern HIP

31290 (6,5 mag) für 1,44 s, Hell.Abfall um 12,4 mag

16. 02:59

Mars (0,7 mag, 7,2'') 1,2 Grad N Jupiter (-2,1 mag, 37,4'')

16. 03:48

Kallisto: Beginn Verfinsterung d. Jupiter-Schatten

17. 02:01-04:55 Europa: Transit u. Schatten vor Jupiter

17. 03:49-06:06 Io: Transit u. Schatten vor Jupiter

17. 12:48

Erstes Viertel

17. 17:30-17:37 Streifende Sternbedeckung Mond - SAO 164780

(7,5 mag), Linie Kressbronn am Bodensee - Günzburg

- Feucht - Plauen - Herzberg (Elster) - Strausberg

bei Berlin, genaue Zeit abh. v. Standort

17. 23:53

U Cep im Min

18. 00:45

Maximum Meteorschauer der Leoniden, bis zu 15/h,

71 km/s, ab 22:40 Uhr (17.11.) ganze Nacht

18. 21:35

RZ Cas im Min

19. 06:00

Venus (-4,8 mag, 47,3'', 17%) 1,7 Grad N Spica (alpha

Vir, 1,1 mag), SO-Horizont

20. 19:39

Mond 5,4 Grad NW Saturn (0,6 mag, 19,0'')

21. 01:00

Merkur (-0,6 mag, 6,7'', 60%) in größter Elongation

West (20 Grad ), Morgensichtbarkeit

22. 00:11-03:51 Ganymed: Verfinsterung d. Jupiter-Schatten

22. 01:00

max. Libration Mond-SW, 8,5 Grad

22. 01:54

RW Tau im Min

23. 02:37

Kleinplanet (4959)Niinoama bedeckt Stern HIP 34496

(8,3 mag) für 7,2 s, Hell.Abfall um 7,8 mag

23. 17:09-18:01 Mond bedeckt epsilon Ari (4,7 mag)

24. 02:02-07:10 Europa: Transit u. Schatten vor Jupiter

24. 05:42-07:10 Io: Transit u. Schatten vor Jupiter

24. 15:53

Vollmond

24. 18:30

Mond 4,1 Grad O Plejaden

25. 00:12-00:20 Jupitermonde: Kallisto wirft seinen Schatten auf Io,

ringförmige Verfinsterung, Horizonthöhe 13 Grad

25. 01:20

HU Tau im Min

weiter Seite 133

LUCHS

GIRAFFE

KASSIOPEIA

HSE EIDEC

SCHWAN

Pollux Castor

KREBS

ZWILLINGE

KLEINER HUND
Procyon

Beteigeuze

EINHORN
GROSSER HUND Sirius SÜDOST

Sternkarte exakt gültig für 15. Dezember 2026 22 Uhr MEZ

Capella

FUHRMANN STIER
Aldebaran ORION
Rigel

Algol PERSEUS

ANDROMEDA DREIECK

Plejaden Uranus

WIDDER

FISCHE

PEGASUS

ERIDANUS

WALFISCH

Saturn Neptun WASSERMANN

HASE

CHEMISCHER OFEN
SÜD

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

Mondphasen im Dezember 2026

Letztes Viertel 1.12.

Neumond 9.12.

Erstes Viertel 17.12.

Vollmond 24.12.

Letztes Viertel 30.12.

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

Ereignisse im Dezember

01. 07:08 03. 02:03-05:33
03. 02:40 05. 01:00 05. 06:30
05. 07:00
06. 22:52-24:00
07. 05:59-06:59
07. 22:34 08. 05:10
08. 23:02 09. 01:52 09. 23:00-06:34 10. 03:56-07:23 11. 07:45 11. 23:00-23:55
12. 22:14 13. 00:12-00:40
13. 00:45
14. 04:00
14. 15:00
14. 16:49-17:05
16. 23:58

Letztes Viertel Io: Transit u. Schatten vor Jupiter, bis 02:49 mit Ganymed-Transit Kallisto: Ende Verfinsterung d. Jupiter-Schatten max. Libration Mond-NO, 8,4 Grad Mond 7,2 Grad S Venus (-4,8 mag, 36,6'', 31%) und 7,5 Grad SO Spica (alpha Vir, 1,1 mag) Ende Morgensichtbarkeit Merkur (-0,6 mag, 5,2", 90%), SO-Horizont Jupitermonde: Europa bedeckt Ganymed partiell, Horizonthöhe 13 Grad Jupitermonde: Europa bedeckt Ganymed partiell, Horizonthöhe 51 Grad U Cep im Min Kleinplanet (4959) Niinoama bedeckt Stern TYC 1344-1282 (9,5 mag) für 3,4 s, Hell.Abfall um 6,3 mag X Tri im Min Neumond Ganymed: Transit u. Schatten vor Jupiter Io: Transit u. Schatten vor Jupiter Mond erdfern, 29,22' 3 Monde vor Jupiter: Kallisto, Europa, Io; dazu 2 Schatten U Cep im Min Jupitermonde: Europa bedeckt Ganymed ringförmig, Horizonthöhe 25 Grad Kleinplanet (587) Hypsipyle bedeckt Stern HIP 20548 (6,9 mag) für 1,12 s, Hell.Abfall um 8,3 mag Jupiter (-2,3 mag, 40,8'') im Stillstand, größte Annäherung an Regulus (alpha Leo, 1,4 mag), dann rückläufig Meteorschauer Geminiden, bis zu 150/h, 35 km/s, ganze Nacht Mond bedeckt 44 Capricorni (5,9 mag), Eintritt, genaue Zeit abh. v. Standort RW Tau im MIn

17. 02:10-07:30 17. 05:49-07:30 17. 06:42 17. 07:14-07:30
17. 21:54 17. 23:30 18. 18:00 19. 00:17-03:39 19. 01:00 19. 01:21-04:14 19. 01:30 19. 23:25 20. 04:44-05:24
21. 01:21
21. 21:50 21. 23:00-01:30 21. 23:32-00:32 22. 00:05-00:13
22. 00:13-00:22 22. 21:34 23. 06:30 23. 18:00 24. 01:48-02:12
24. 02:28 24. 05:02-05:34
24. 09:34 25. 06:30 25. 18:30
25. 22:29

Ganymed: Transit u. Schatten vor Jupiter Io: Transit u. Schatten vor Jupiter Erstes Viertel Ganymed bedeckt Io partiell vor Jupiter, Horizonthöhe 40 Grad U Cep im Min Mond 7,1 Grad NW Saturn (0,8 mag, 18,2'') Mond 8,7 Grad NO Saturn (0,8 mag, 18,2'') Io: Transit u. Schatten vor Jupiter max. Libration Mond-SW, 9,5 Grad Europa: Transit u. Schatten vor Jupiter Io überholt Europa vor Jupiter RZ Cas im Min Europa bedeckt Ganymed ringförmig, Horizonthöhe 52 Grad Kleinplanet (17230) 2000 CX116 bedeckt Stern HIP 35377 (7,9 mag) für 1,25 s, Hell.Abfall um 10,5 mag Wintersonnenwende, Winteranfang Mond in den Plejaden, zahlreiche Sternbedeckungen Mond bedeckt 19 Tau (4,3 mag) Streifende Sternbedeckung Mond - Maia (20 Tau) (3,9 mag), nur entlang Linie Bitburg - Traben-Trarbach - Trebur - Güntersleben, genaue Zeit abh. v. Standort Mond bedeckt Maia = 20 Tau (3,9 mag) U Cep im Min Mond 4,4 Grad SW Elnath (beta Tau, 1,7 mag) Mond 4,9 Grad SO Elnath (beta Tau, 1,7 mag) Jupitermonde: Io zieht streifend an Ganymed vorbei, Horizonthöhe 45 Grad Vollmond Jupitermonde: Ganymed bedeckt Io partiell, Horizonthöhe 51 Grad Mond erdnah, 33,46' Mond 6,2 Grad SW Pollux (beta Gem, 1,2 mag) Kleinplanet (18) Melpomene (10,6 mag) 0,2 Grad NW Stern delta Cap (2,9 mag) Algol im Min

weiter Seite 133

JoJuorunranlaflüfrüAr AstsrtornoonmomieieNNr.r9. 999 | |131131

GROSSER BÄR

GIRAFFE

KASSIOPEIA

LÖW IN E E KLE R

LUCHS

Capella

LÖWE
Jupiter Regulus

Castor Pollux
KREBS

WASSERSCHLANGE

KLEINER HUND
Procyon

FUHRMANN

ZWILLINGE

Beteigeuze

Aldebaran ORION

Alphard

EINHORN Sirius

Rigel

SÜDOST

GROSSER HUND

HASE

Sternkarte exakt

gültig für 15. Januar 2027

22 Uhr MEZ

SÜD

Mondphasen im Januar 2027

Algol PERSEUS

ANDROMEDA DREIECK

Plejaden
Uranus STIER

WIDDER

PEGASUS FISCHE

Saturn

Neptun

WALFISCH

ERIDANUS

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

Sternbedeckungen durch den Mond, angegeben für 10 Grad ö.L. und 50 Grad n.Br. ,,Max. Libration Mond-O" bedeutet, dass das Mare Crisium sich weit weg vom westlichen Mondrand (MondOsten) befindet. Alle Zeitangaben sind gültige Uhrzeiten (Sommerzeit bereits berücksichtigt) und für Standort bei 10 Grad ö.L. und 50 Grad n.Br., falls nicht anders angegeben.

Neumond 7.1.

Erstes Viertel 15.1.

Vollmond 22.1.

Letztes Viertel 29.1.

Ereignisse im Januar 2027

01 01:00 01. 03:30 02. 04:04-07:13 02. 04:19-07:14 03. 03:33 03. 06:30 03. 18:30-06:20
03. 22:32-01:40 04. 00:01 06. 21:43 07. 00:00
07. 09:08 07. 21:24 08. 23:11
09. 05:57-07:40
10. 22:01 11. 00:25-03:25 11. 03:59 11. 23:07 12. 18:17-18:22
12. 20:40-21:51 12. 20:40-00:31 12. 21:09 13. 04:00
13. 21:45

max. Libration Mond-NO, 9,3 Grad Mond 4,0 Grad S Spica (alpha Vir, 1,1 mag) Io: Transit u. Schatten vor Jupiter Europa: Transit u. Schatten vor Jupiter Erde im Perihel, Sonne 32,53' Mond 9,7 Grad SW Venus (-4,6 mag, 24,9'', 50%) Maximum Meteorschauer Quadrantiden, bis zu 80/h, 41 km/s Io: Transit u. Schatten vor Jupiter Ganymed: Beginn Verfinsterung d. Jupiter-Schatten RZ Cas im Min Zwergplanet (1) Ceres (6,8 mag) in Opposition zur Sonne, Sternbild Gemini Mond erdfern, 29,41' Neumond Kleinplanet (614) Pia bedeckt Stern TYC 769-189 (8,9 mag) für 2,5 s, Hell.Abfall um 5,4 mag Io: Transit u. Schatten vor Jupiter, ab 06:56 mit EuropaSchatten RW Tau im Min Io: Transit u. Schatten vor Jupiter Ganymed: Beginn Verfinsterung d. Jupiter-Schatten X Tri im Min Mond bedeckt SAO 146451 (5,9 mag), Eintritt, bis ca. 18:35, genaue Zeit abh.v. Standort Io: Transit u. Schatten vor Jupiter Europa: Transit u. Schatten vor Jupiter RZ Cas im Min Zwergplanet (1) Ceres (6,9 mag) 0,3 Grad N Stern tau Gem (4,4 mag) X Tri im Min

14. 02:28-07:04 14. 18:30 14. 20:30-00:15 14. 21:04 15. 21:34 17. 01:00 17. 21:00 18. 02:19-05:10 18. 03:00 18. 19:00 19. 20:47-23:36 19. 22:51-02:49 19. 23:16 20. 22:53
21. 22:00-03:35 21. 22:19 21. 22:47 21. 23:50 22. 13:17 23. 23:08
24. 22:12 25. 04:12-06:54 26. 22:41-01:20 27. 01:27-05:05 28. 06:07 29. 01:00 29. 01:58-06:52 29. 11:55 31. 21:56

Kallisto: Transit vor Jupiter Mond 6,0 Grad N Saturn (0,9 mag, 17,3'') Ganymed: Transit u. Schatten vor Jupiter X Tri im Min Erstes Viertel max. Libration Mond-SW, 9,9 Grad Algol im Min Io: Transit u. Schatten vor Jupiter Mond 5,0 Grad W Plejaden Mond 5,6 Grad O Plejaden Io: Transit u. Schatten vor Jupiter Europa: Transit u. Schatten vor Jupiter Mond 1,3 Grad S Elnath (beta Tau, 1,7 mag) Kleinplanet (597) Bandusia bedeckt Stern TYC 2973846 (9,8 mag) für 2,8 s, Hell.Abfall um 3,9 mag Ganymed: Transit u. Schatten vor Jupiter Mond 4,7 Grad S Pollux (beta Gem, 1,2 mag) Mond erdnah, 33,96' RW Tau im Min Vollmond Mond 1,7 Grad S Jupiter (-2,5 mag, 44,7'') und 6,2 Grad W Regulus (alpha Leo, 1,4 mag) Mond 6,1 Grad S Mars (-0,7 mag, 12,5'') Io: Transit u. Schatten vor Jupiter Io: Transit u. Schatten vor Jupiter Europa: Transit u. Schatten vor Jupiter Mond 3,5 Grad SW Spica (alpha Vir, 1,1 mag) max. Libration Mond-NO, 9,7 Grad Ganymed: Transit u. Schatten vor Jupiter Letztes Viertel HU Tau im Min

132 | Journal für Astronomie Nr. 99

Fortsetzung November

25. 06:45

Merkur (-0,7 mag, 6,1'', 73%) 2,2 Grad NW alpha Lib

(2,7 mag), SO-Horizont

25. 22:04

Mond erdnah, 33,67'

26. 00:00

Uranus (5,6 mag, 3,8'') in Opposition zur Sonne, 5,4 Grad

SO Plejaden

26. 00:10-03:42 Io: Transit u. Schatten vor Jupiter

26. 00:26

Mond 1,4 Grad S Elnath (beta Tau, 1,7 mag)

26. 22:39

Kleinplanet (1533) Saimaa bedeckt Stern HIP 20660

(6,7 mag) für 2,0 s, Hell.Abfall um 8,7 mag

27. 23:13

U Cep im Min

28. 00:38

Mond 4,5 Grad S Pollux (beta Gem, 1,2 mag)

28. 06:55-07:05 Streifende Sternbedeckung Mond - SAO 79768

(7,1 mag), Linie Niederkrüchten - Koblenz -

Fortsetzung Dezember

26. 01:43-06:38 26. 02:11-05:26 26. 03:50 27. 22:51-23:32 27. 23:00
27. 23:43 28. 02:25-02:29
28. 06:30 29. 00:26 30. 03:10-03:19

Europa: Transit u. Schatten vor Jupiter Io: Transit u. Schatten vor Jupiter Io-Schatten überholt Europa-Schatten vor Jupiter Mond bedeckt 31 Leo (4,4 mag) Mond 1,7 Grad S Regulus (alpha Leo, 1,4 mag) und 4,6 Grad SO Jupiter (-2,4 mag, 42,4'') Ganymed: Ende Verfinsterung d. Jupiter-Schatten Streifende Sternbedeckung Mond - SAO 118171 (7,4 mag), Linie Ettenheim - Elzach - Bad Dürrheim - Stockach - südl. Oberstdorf, genaue Zeit abh. v. Standort Mond 7,2 Grad SW Mars (-0,1 mag, 9,9'') Mond bedeckt 58 Leo (4,8 mag) Streifende Sternbedeckung Mond - SAO 138464

Vorschau

Weinheim - Heilbronn - Ichenhausen - Murnau am

Staffelsee, genaue Zeit abh. v. Standort

28. 21:30

RR Lyr im Max

28. 22:00

Zwergplanet (1) Ceres (7,7 mag, 0,7'') 0,1 Grad O Stern

76 Gem (5,3 mag)

29. 04:10

Ganymed: Beginn Verfinsterung d. Jupiter-Schatten

29. 05:55-06:08 Streifende Sternbedeckung Mond - SAO 98161

(6,9 mag), Linie Bocholt - Herne - Staufenberg -

Greding - Landshut - Mühldorf am Inn, genaue

Zeit abh. v. Standort

30. 06:00

Mond 2,4 Grad W Jupiter (-2,2 mag, 39,1"), 5,4 Grad W Regulus

(1,4 mag), 7,4 Grad W Mars (0,5 mag, 7,9")

30. 19:59 30. 23:43
31. 00:54-01:10
31. 06:11
31. 22:17 31. 22:39-22:51

(7,4 mag), Linie Meldorf - Norderstedt - Schwarzenbek - Lenzen (Elbe) - Potsdam - Ludwigsfelde - Cottbus, genaue Zeit abh. v. Standort Letztes Viertel Kleinplanet (982) Frankling bedeckt Stern HIP 15761 (8,6 mag) für 3,2 s, Hell.Abfall um 7,1 mag Jupitermonde: Ganymed wirft seinen Schatten auf Io, partielle Verfinsterung, Horizonthöhe 41 Grad Zwergplanet (1) Ceres (6,9 mag) 0,3 Grad S Planetarischer Nebel NGC 2371, Sternbild Gemini RZ Cas im Min Jupitermonde: Ganymed wirft seinen Schatten auf Io, partielle Verfinsterung, Horizonthöhe 22 Grad

Vorschau auf astronomische Veranstaltungen
Oktober 2026 bis Januar 2027
zusammengestellt von Werner E. Celnik aus vorliegenden Informationen (Angaben wie immer ohne Gewähr)

Bitte informieren Sie sich beim Veranstalter, ob die Veranstaltung, an der Sie interessiert sind, auch tatsächlich stattfindet, und wenn ja, in welcher Form.

VEREINIGUNG DER STERNFREUNDE

Aktuelle Informationen im Terminkalender
der VVdERESINIGuUNnG ter www.vds-astro.de
DER STERNFREUNDE

Oktober 2026
SA, 03.10. - SO, 11.10.2026
Internationales Teleskoptreffen (ITT) 2026 Ort: Emberger Alm, Emberger Alm 2, A-9771 Berg im Drautal, Österreich. Veranstalter: Sattlegger's Alpenhof. Eines der höchstgelegenen Teleskoptreffen mit herrlichem Sternhimmel. Auf der Emberger Alm in 1.800 m Höhe treffen sich Hobbyastronomen, Händler, Vortragende und andere Astronomie-Interessierte, um sich auszutauschen, zum gemeinsamen Beobachten und um Astrofotografie zu betreiben. Übernachtung in einem der Gasthöfe, Zelten auf der Wiese ist ebenfalls möglich. Info: www.embergeralm.com/internationales-teleskoptreffen-itt_D.html
SO, 04.10. - SA, 10.10.2026
World Space Week 2026 Ort: überall. Veranstalter: Vereinte Nationen. Die World Space Week wurde von den Vereinten Nationen anlässlich des Starts des ersten künstlichen Satelliten Sputnik 1 am 4. Oktober 1957 und des Inkrafttretens des Weltraumvertrages am 10. Oktober 1967 als internationale Feiertage der Wissenschaft und Technologie und ihres Beitrags zum Wohle der Menschheit ins Leben gerufen und wird in über 95 Ländern auf der ganzen Welt begangen. Sie steht in jedem Jahr unter einem besonderen Motto: 2026 ist es ,,RaketenRevolution". Info: www.worldspaceweek.org

SA, 10.10. - SO, 18.10.2026
Astronomietage Ostfriesland (ATO) 2026 Ort: Wiesmoor/Zwischenbergen, Mittelweg 38, 26639 Wiesmoor. Veranstalter: Astronomie Club Ostfriesland e.V. Der Astronomieclub Ostfriesland lädt alle Interessierten herzlich ein, gemeinsam die Wunder des Weltalls zu entdecken. Neben vielen Geräten zur praktischen Astronomie vor Ort sind verschiedene Vorträge und Workshops geplant. E-Mail: info@astronomieclub-ostfriesland.de, Info: https://astronomie-club-ostfriesland. de/?page_id=18
SA, 17.10.2026
Hofer Sternfreundetreffen 2026 Ort: Sternwarte Hof, Egerländerweg 25, 95032 Hof. Zeit: 09:0018:00 Uhr. Veranstalter: Förderverein der Sternwarte Hof e.V. Sternfreundetreffen mit hochkarätigen Vorträgen als Forum zum Gedanken- und Erfahrungsaustausch sowie zum Knüpfen und Intensivieren von Kontakten unter Gleichgesinnten. Info: www.sternwarte-hof.de
SA, 17.10.2026
Praktischer astronomischer Samstag (PaS) 2026 Ort: Sternwarte und Planetarium Neuenhaus, Veldhausener Straße 46, 49828 Neuenhaus. Veranstalter: Astronomischer Verein der Grafschaft Bentheim e.V. Immer am dritten Samstag im Oktober lädt der Astronomische Verein der Grafschaft Bentheim zu einer amateurastronomischen Fachtagung ins westliche Niedersachsen

Journal für Astronomie Nr. 99 | 133

Vorschau

nach Neuenhaus ein. Den Besucher erwarten abwechslungsreiche Vorträge sowie ein reger Erfahrungsaustausch. Präsentationen vom ,,alten Hasen" bis zum ambitionierten Einsteiger sowie ein breit gefächertes Vortragsspektrum lassen einen abwechslungsreichen Tag erwarten. Eintritt frei. E-Mail: info@avgb.de, Info: https://avgb. de/termine/praktischer-astronomischer-samstag-pas

FR, 30.10. - SO, 01.11.2026

VEREINIGUNG

VEREINIGUNG

DER STERNFREUNDE

DER STERNFREUNDE

20. Fachtagung der VdS-FG Geschichte der Astronomie

Ort: Kassel. Veranstalter: VdS-Fachgruppe Geschichte. Erzählt

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

Instrumente und Weltbilder, spannend und lehrreich für alle

Sternfreunde. Mit Posterpräsentationen und Ausstellung. Leitthema:

Frauen in der Astronomie. Mit Einführungsvortrag von Gudrun

Wolfschmidt am Freitagabend, Vortragsprogramm am Samstag und

Besichtigungen am Sonntag.

Info: http://geschichte.fg-vds.de

SA, 31.10.2026

VEREINIGUNG

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DER STERNFREUNDE

DER STERNFREUNDE

43. Bochumer Herbsttagung (BoHeTa)

Ort: Ruhr-Universität Bochum, Universitätsstraße 150, 44801

Bochum. Veranstalter: VdS-Fachgruppe Astrofotografie. Zur

Bochumer Herbsttagung treffen sich etwa 200 interessierte

Sternfreunde und erleben ein umfangreiches und sehr interessantes

Tagungsprogramm. E-Mail: fg-astrofotografie@vds-astro.de,

Info: http://boheta.de

November 2026
DO, 05.11. - SO, 08.11.2026
3. Teleskoptreffen Süd - Herbst (TTSH) Ort: Campingplatz Lauberg, Hinter Lau 7, 72587 Römerstein. Veranstalter: Hannes Hase-Bergen. Der Herbst-Ableger des Teleskoptreffen Süd - das nun späteste Teleskoptreffen im Jahr mit langen Nächten unter dem dunklen Himmel der Schwäbischen Alb mit bester Südsicht und guter Campingplatz-Infrastruktur. Info: http://amateurastronomie.com/astrostu/teleskoptreffen/ lauberg/index.htm
SA, 07.11. - SO, 08.11.2026
Amateur-Astronomen-Treffen (AAT) Ort: Pfarr- und Gemeindezentrum, Wachtbergstraße 4, A-4852 Weyregg am Attersee, Österreich. Veranstalter: Astronomischer Arbeitskreis Salzkammergut. Fortbildungs- und Informationsveranstaltung für Amateurastronomen mit dem Thema Teleskope, Zubehör und Astrofotografie. Aus dem Programm: Neueste Teleskope und Entwicklungen in der Teleskoptechnik und Optik, Teleskope für Kinder/Jugend/Schüler, Teleskope für Anfänger - zum Testen und Ausprobieren, bei Schönwetter Sonnenbeobachtungen, Gebrauchtmarkt für Teleskope und Zubehör. Eintritt frei. E-Mail: info@astronomie.at
FR, 13.11. - SO, 15.11.2026
21. Sächsisches Teleskoptreffen (STT) Ort: Jugendherberge Strehla, Torgauer Str. 33, 01616 Strehla.

Veranstalter: Sternenfreunde Riesa. Sternenfreunde, Sternwartenmitglieder und Hobby-Astronomen aus ganz Deutschland treffen sich zum alljährlichen Teleskoptreffen. Wir laden zum regen Erfahrungsaustausch und Fachgesprächen ein. Ab Freitag können die Teilnehmer anreisen. Es besteht die Möglichkeit, auf dem Zeltplatz zu campen, sowohl Wohnwagen, Wohnmobile und Zelte sind möglich. Auch die interessierte Bevölkerung ist herzlich willkommen. Ab Freitagabend wird der Nachthimmel mit den verschiedenen Teleskopen beobachtet. Samstag wird es tagsüber Sonnenbeobachtung, Vorträge und Workshops geben. Abends wird gegrillt. Info: www.sternenfreunde-riesa.de/projekte/ teleskoptreffen-stt/

SA, 14.11.2026
WAA-Jahrestagung 2026
Ort: Albert Schweitzer Haus, Schwarzspanierstraße 13, A-9 Wien, Österreich. Zeit: 14-21 Uhr. Veranstalter: Wiener Arbeitsgemeinschaft für Astronomie. Die Jahrestagung der Wiener Arbeitsgemeinschaft für Astronomie mit Fachvorträgen aus der astronomischen Forschung und verwandten Bereichen und Beiträgen der Mitglieder über ihre Arbeit und Projekte. Die Generalversammlung der WAA wird im Anschluss abgehalten. Info: www.waa.at/feat_program/prog_jahrestagung.shtml

FR, 20.11. - SO, 22.11.2026

VEREINIGUNG

VEREINIGUNG

DER STERNFREUNDE

DER STERNFREUNDE

Deep-Sky-Treffen (DST) 2026

Ort: Hotel Sonnenblick, Haus Sonnenblick 1, 36179 Bebra.

Veranstalter: Daniel Spitzer, Oliver Schneider und die VdS-FG

Deep Sky. Das Deep-Sky-Treffen in Bebra ist eine Veranstaltung

für Astronomie-Enthusiasten, die sich mit der Beobachtung

von ,,tiefen Himmelsobjekten" beschäftigen. Es wird von den

Fachgruppen Visuelle Deep-Sky-Beobachtung und Astrofotografie

der VdS organisiert und findet im Hotel Sonnenblick in Bebra

statt. Das Treffen bietet Vorträge und Diskussionen zu Themen wie

Astrofotografie und visueller Beobachtung über Deep-Sky-Objekte.

Es ist eine Gelegenheit für Hobbyastronomen, sich auszutauschen

und neue Erkenntnisse zu gewinnen.

Info: https://deepsky.vdsastro.de/de/DST.php

SA, 28.11.2026
29. Hattinger Astronomie- und Trödeltag (HATT)
Ort: Gebläsehalle der Henrichshütte, Werksstr. 31-33, 45527 Hattingen. Veranstalter: Volkssternwarte Hattingen e.V. Messe, Ausstellung und Gebrauchtmarkt für Amateurastronomen, Erfahrungsaustausch und Fachvorträge. Info: www.sternwarte-hattingen.de/hatt.htm

Dezember 2026
Bis Redaktionsschluss lagen keine Meldungen vor.

Januar 2027
Bis Redaktionsschluss lagen keine Meldungen vor.

134 | Journal für Astronomie Nr. 99

Hinweise