Interstellarum 60 • Oktober/November 2008 1 Inhalt

Editorial fokussiert

Liebe Leserinnen und Leser,

das große Interesse am ersten Themenheft Teleskope ist die erhoff - te positive Reaktion der Leserschaft, die uns in der Entscheidung be- stärkt, die Zeitschrift von sechs auf acht Hefte pro Jahr zu erweitern. Zahlreiche Bestellungen lassen darauf schließen, dass wir thematisch mit einer dem boomenden Teleskopmarkt gewidmeten Publikation ins Schwarze treff en könnten. Ungewohnt ist noch der veränderte Rhythmus – diesmal können Sie das nächste interstellarum-Heft schon in nur vier Wochen in Händen halten. Was wir für Sie vorbereitet haben, können Sie in unserer Vor- schau nachlesen (Seite 78).

Ronald Stoyan, Chefredakteur Einige Leser, darunter auch langjährige Abonnenten, haben den Wunsch geäußert, weiterhin nur sechs Hefte im Abonnement zu erhalten und auf die Themenhefte zu verzichten. Diese Möglichkeit können wir leider nicht anbieten, denn sie führte genau zum Gegenteil unseres Vorhabens: Ausdrückliches Ziel ist eine Erweiterung der bestehen- den Zeitschrift, nicht die Veröff entlichung von zusätzlichen Produkten außerhalb des Abonnements. Acht Hefte pro Jahr stellen dabei eine Kompromisslösung dar, weil uns eine Preissteigerung auf über 60 Euro bei zehn Heften zu hoch erschien. Acht Hefte sind aber nicht mit dem Monatsrhythmus vereinbar, sodass nur die Erscheinungsweise als Extra- Heft in Frage kam. Was mit einem nicht in das Abonnement eingebundenen Heft pas- sieren kann, mussten wir beim interstellarum-Jahrbuch »Das Astrono- mische Jahr« erleben: Nach hoff nungsvollem Beginn erreichten die Ver- kaufszahlen nicht annähernd das Niveau der Zeitschrift. Das Jahrbuch muss eingestellt werden und wird für 2009 nicht mehr erscheinen. Das 60. interstellarum-Heft geht auch mit einigen personellen Ver- änderungen einher. Stephan Schurig, seit Heft Nr. 16 interstellarum- Redakteur, verlässt die Zeitschrift. Die grafi sche Weiterentwicklung des Heftes, die die Vervielfachung der Aufl age ab 2001 erst möglich gemacht hat, ist zu großen Teilen seinem Einsatz zu verdanken, ebenso die Entwicklung des Online-Angebots der Zeitschrift. Die Layout-Auf- gaben hatte Stephan schon vor einem Jahr an Diana Hoh abgegeben, für den Internet-Auftritt der Zeitschrift zeichnet inzwischen Frank Haller verantwortlich. Ebenfalls verabschiedet hat sich unser langjähriger Autor und Ko- lumnist Ulrich Beinert. Seine Rubrik »Technik-Wissen« übernimmt der bekannte Astrofotograf Stefan Seip, der in diesem Heft auch mit der neuen Einsteigerkolumne »First Light« seinen Einstand feiert (Seite 66): Titelbild: Wie sähe die Milchstraße wohl Beginnende Astrofotografen können ihm ihre ersten Bildergebnisse aus, wenn wir sie von außen betrach- senden – unser Experte bespricht mögliche Fehlerursachen und gibt ten könnten? Aktuelle wissenschaftliche Verbesserungsvorschläge. Ergebnisse weisen darauf hin, dass die Galaxis nicht nur zwei große Spiralarme besitzt, sondern insgesamt vier (siehe Ti- Bleiben Sie uns treu! telgeschichte ab Seite 14). Das Bild zeigt die Grand-Design-Spirale von M 51, einer Ihr der schönsten ihrer Art am Himmel, foto-

grafi ert mit dem Hubble Space Telescope. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. STScI/AURA interstellarum 60 • Oktober/November 2008 1 Inhalt

Hintergrund aktuell auf www.interstellarum.de

Hauptartikel 14 Das neue Bild der Milchstraße Wie viele Spiralarme hat die Galaxis? Die interstellarum-Einsteigerseiten 19 Astro-Wissen: Wie entstehen die Spiralstrukturen der Galaxien? Schlagzeilen 10 Cassiopeia A – galaktische Supernova erstrahlt erneut Beobachtungen, Forschung, Szene 11 Ein sterbender Riese aktuell informiert alle 14 Tage Die Vielfalt einer Drei Super-Erden Finsternis 34 12 Raumfahrt aktuell: Venus Express tiefer gelegt

Himmel ausgewählte Angebote für interstellarum-Leser Ereignisse 20 Kleinplanet Vesta in Opposition Mond bedeckt Plejaden am 13. November 21 Saturnmondereignisse mit Rhea und Titan Einstieg ins Hobby Astronomie Merkur am Morgenhimmel Teil 4: Das erste Teleskop Sonnensystem Einstieg ins Hobby Astronomie 24 Sonne aktuell: Das Minimum Teil 5: Benutzung eines Teleskops Virtuell durchs lässt auf sich warten 25 Planeten aktuell: Duell Sonnensystem 39 der roten Flecken 26 Kometen aktuell: Die Suche Deep-Sky nach 85P/Boethin 46 Deep-Sky-Nächte für Sternhimmel Großstadtbeobachter 29 Astronomie mit bloßem In der Herbstmilchstraße Auge: Uranus zwischen M 39 und M 52 Astronomie mit dem Fernglas: Metis 50 Exotische Sterne 30 Objekt der Saison: M 33 Gamma-Ray-Burst 080319B 32 Objekt der Saison: NGC 404 52 Praxis-Wissen: Wie bestimmt man die Luftruhe? 32 Veränderlicher aktuell: δ Cephei Technik Praxis Produktvergleich Sonne Explosiver Komet 42 53 Die astronomische 34 Die Vielfalt einer A-Klasse Finsternis 6 30 Reisemontierung AstroTrac 4 Impressionen der Sonnenfi nsternis TT320 im Test 25 20 vom 1. August 2° M52 Astrofotografi e Planeten NGC 7510 59 Große Nebel – NGC 7429 39 Virtuell durchs 4° kleine Optik 1 4,5° Sonnensystem Fotografi e galaktischer HII- Die freie 3D-Simulation Celestia 3° Regionen mit dem Teleobjektiv NGC 7380 z O 480 4° Kometen NGC 723 63 Technik-Wissen: Wie 42 Explosiver Komet funktionieren Zenitspiegel, Zenitprisma und Amiciprisma? Cassiopeia Der Helligkeitsausbruch des Kometen 17P/Holmes

Deep-Sky-Nächte für Großstadtbeobachter 46 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. 9

2 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 Inhalt

Das neue Bild der 14 Milchstraße Wie viele Spiralarme hat die Galaxis?

Beobachtungen

Rückblick Produktvergleich: 65 Astro-Impressionen Die astronomische A-Klasse First Light 66 Den Sternen folgen Reisemontierung 51 Objekte der Saison 68 NGC 457 / M 76 AstroTrac TT320 im Test Galerie 72 Astrofotos unserer Leser

Service

Szene 76 Termine für Sternfreunde: Oktober/November 2008 Rezensionen 74 Titan Unveiled 75 Virtual Moon Atlas 6 Observing Comets Astromarkt 74 Kleinanzeigen

1 fokussiert 2 Inhaltsverzeichnis 6 Leserhinweise 78 Vorschau, Impressum Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 3 10 Hintergrund Ausbrüche konnten daher im Detail bisher bisher imDetail daher konnten Ausbrüche Abb. 1: Falschfarbenbild des Supernova-Überrestes Cassio- Supernova erstrahlt erneut A Cassiopeia Schlagzeilen inter verknüpfen. Überrest zeigt. Das kompakte türkise Objekt (im Kästchen) der ist Objekt türkise zeigt. DasÜberrest kompakte spektroskopisch untersuchten Supernova zu zu Supernova untersuchten spektroskopisch Optischen, während dieEmission im Infraroten warmenStaub im Greenwich, beobachtet wurde. Seit der Ein- Röntgenbereich (blau und grün), und (blau Röntgenbereich Weltraumteleskop dem Hubble an einem nahen Supernova-Überrest durch- nur im Röntgenbereich sichtbare Neutronenstern. mit schweren Elementen angereicherte Gas leuchten besonders im mit schweren leuchten Gas Elementen angereicherte besonders Infrarot (rot).mittleren Sterne unddas von der Supernova-Explosion im Optischen (gelb) undmitdemWeltraumteleskop im Spitzer Flamsteed, dem Royal ersten Astronomer in Es gab also bisher keine Möglichkeit, die Er- die Möglichkeit, keine bisher gabalso Es hat sich jedoch kein derartiger Ausbruch in in Ausbruch kein derartiger hat sichjedoch von John möglicherweise mussund haben Sternex- solchen einer Überreste kanntesten in dem er für wenige Tage Wochen oder eine Galaxie wie das Milchstraßensystem dasMilchstraßensystem wie Galaxie eine gebnisse der detaillierten Studien, die sich unserer Milchstraße ereignet. Supernova- ereignet. Milchstraße unserer be- der einer Aist Cassiopeia überstrahlt. E plosion, die um das Jahr 1680 stattgefunden umdasJahr1680 die stattgefunden plosion, nur in fernen untersucht Galaxien werden. als100 Sternen mehr Milliarden mit seinen führung moderner Beobachtungsmethoden Beobachtungsmethoden moderner führung führen lassen, mit den Eigenschaften einer einer Eigenschaften mitden lassen, führen peia A, ine Supernova ist der spektakuläre To- spektakuläre der ist Supernova ine deskampf eines massereichen Sterns, stellarum 60 aufgenommen mitdemRöntgensatelliten Chandra im • Oktober/November 2008 •Oktober/November von Susanne und Peter Friedrich »posthume« Spektroskopie der längst ver- längst der Spektroskopie »posthume« Spektralbereich gefunden: Sobald Verdich- Sobald gefunden: Spektralbereich »Lichtechos« iminfraroten solche Spitzer werden, geben sie ihre Wärmestrahlung für für ihreWärmestrahlung sie geben werden, Weltraumteleskops des mitHilfe wurden send Lichtjahre von der Erde entfernt und ist ist und entfernt Erde der Lichtjahrevon send Umgebung von Cassiopeia A entdeckten: Aentdeckten: Cassiopeia von Umgebung als elftausend Jahren explodierte, passierte passierte explodierte, Jahren als elftausend tungen im interstellaren Staub vom Licht- im interstellaren tungen Refl die über Lichtbündel einiger Umweg Der Lichtblitzes an Staub- und Gaswolken in der inder undGaswolken anStaub- Lichtblitzes jekte. Das Licht der Supernova, die vor mehr mehr vor die Supernova, DasLichtder jekte. endlichen Geschwindigkeit des Lichtes zu Lichteszu des Geschwindigkeit endlichen die Erde im17.die die gelang Jetzt Jahrhundert. Ob- untersuchten ambesten der eines daher die Erde erst heute erreichen. Bereits 2005 2005 Bereits erreichen. heute erst Erde die dass Verzögerungenderartigen sie geführt, blitz der Supernova erreicht und aufgeheizt aufgeheizt und erreicht Supernova der blitz mehrere Refl kurzlebige blassten Supernova, weil die Astronomen Der Überrest Cassiopeia A liegt nurelftau- Aliegt Cassiopeia Überrest Der exion an diesenexion Wolken hat aufgrund der

– galaktische

NASA, JPL-CALTECH, O. KRAUSE (MPIA) damaligen des exe Staubwolken (grau) in seiner Umgebung in einer Montage von Abb. 2: Der Supernova-Überrest CasA Supernova-Überrest 2:Der Abb. aus sechs über einenaus Zeitraum über sechs von drei Jahren aufgenommenen 650 Lichtjahren. 650 Der große KreisDer hat einen Radius Bogenminuten von 200 oder Blau erscheint. farbig Strahlung Lichtechos zeitlich veränderliche Zeitraum diesen unverän- Über zusammengesetzt. Einzelbildern derte Infrarotstrahlung erscheint grau,während dieaufgrund Infrarotstrahlung von derte Infrarot-Aufnahmen desWeltraumteleskops Spitzer. Das Bild ist entspricht dabei einem früheren, rotentspricht einem früheren, dabei einem späteren Zeitpunkt. vorherigem Verlust eines Großteils seiner sowohl Wasserstoff sowohl an den Staubverdichtungen nur gestreuten ursprünglichen, ausdem die aufzuspüren, äußeren wasserstoff äußeren Typ zumseltenen auf, Supernova die womit Licht der Supernova bestehen und deshalb deshalb und bestehen Supernova Licht der Hauptreihe am Ende seines Lebens, nach treten auf. Spektrum Inihrem Lichtechos halten. Nur für wenige Wochen, etwa so lan- so etwa Wochen, wenige Nurfür halten. einige Tage und Wochen im Infraroten ab. Da ge, wie die damalige Supernova etwa ihre ihre etwa Supernova damalige die wie ge, die gesamte spektroskopische Information Information spektroskopische gesamte die Lichtechos optischen schwächeren viel die Lichtfront laufenden nachaußen radial der Lage dieaktuelle Lichtechos die infraroten dadurch, dass ein massereicher Roter Über- über dieüber ursprüngliche Sternexplosion ent- markieren, konnten sie benutzt werden, um um werden, benutzt sie konnten markieren, riese mit etwa 20riese mit etwa Sonnenmassen auf der saß, be Helligkeit leuchtenmaximale diese IIb gehört. Solche Supernovae entstehen entstehen Supernovae Solche gehört. IIb Heliumlinien - alsauch reichen Hülle einen Kol- einen Hülle reichen (Mitte) mit interstellaren interstellaren mit (Mitte)

NASA, JPL-CALTECH, O. KRAUSE (MPIA)

Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Schlagzeilen

laps seines inneren, heliumreichen Kerns erfährt: Er kollabiert unter seiner eigenen Last und wirft dabei einen Teil der verbliebenen Hülle schlagartig ab. Zurück bleibt (wie in diesem Fall) ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch. Das abgeworfene Material enthält vor allem Helium und Wasserstoff und entfernt sich mit vielen Tausend Kilometern pro Sekunde in alle Richtungen. Es wechselwirkt dabei heftig mit der interstellaren Materie in der Umgebung, wobei das

(MPIA) hoch angeregte Gemisch aus stellarer und interstellarer Materie den

RAUSE Supernova-Überrest bildet. [Pressemitteilung MPIA 08-05-29, Sci- O. K ence 320, 1195 (2008)]

Abb. 3: Das Spektrum eines Lichtechos, verglichen mit dem Spektrum der typischen IIb-Supernova 1993 J. Sie stimmen im wesentlichen überein, deutlich sind die charakteristischen, breiten Emissionslinien des Wasserstoff s und Heliums zu erkennen.

Ein sterbender Riese Drei Super-Erden

Die Zahl der Planeten-Kandidaten, die man um andere Sterne gefunden hat, hat sich mittlerweile auf über 300 erhöht. Man muss bei den meisten Systemen von Kandidaten sprechen, da man, solange der Sichtwinkel unter dem man auf das System blickt nicht bekannt ist, nur eine Untergrenze für

15/08 die Masse angeben kann. Nur bei Pla-

HOTO neten, die für einen Erdbeobachter einen Transit vor ihrem Zentralgestirn ESO PR P zeigen, ist der Inklinationswinkel (in Laut Theorie stößt ein alternder Stern Der Rote Überriese WOH G64 in der Gro- diesen Fällen ca. 90°) und damit auch große Materiemengen in Form eines hef- ßen Magellanschen Wolke (links) ist von die Masse genau bekannt. Die meis- tigen Sternwinds aus. So entsteht allmählich einem gigantischen Staubtorus umgeben ten Planeten wurden durch eine Ver- eine dicke Hülle oder ein Materiering aus (künstlerische Darstellung, rechts). schiebung von Spektrallinien gegen- unterschiedlichen Molekülen und Staub. Be- über ihrer Ruheposition im Spektrum reits seit Jahrzehnten versuchen die Forscher früher vermutete. Die Ausdehnung des ge- der Sterne entdeckt. Diese Verschie- zu verstehen, wie genau massereiche Sterne samten Staubrings ist gewaltig: Allein der in- bung entsteht durch die gemeinsame in ihren späten Entwicklungsstadien derart nere Rand des Rings liegt bei 120AE, also dem Bewegung des Sterns und seines Pla- große Mengen von Material verlieren, bevor 120-fachen des Abstands der Erde von der neten oder seiner Planeten um den sie ihr Leben als Supernova beenden. Die Sonne. Die gesamte Ausdehnung des Stau- gemeinsamen Schwerpunkt. Je masse- vielleicht beste Möglichkeit dazu bietet die brings dürfte beinahe ein Lichtjahr messen. reicher ein Planet ist, umso größer ist Untersuchung der Hülle, die einen alten Stern Die Gesamtmasse des Sterns WOH G64 die Bewegung seines Zentralgestirns, umgibt. Um die für solch eine Beobachtung zum Zeitpunkt seiner Entstehung dürfte nach und je kürzer seine Umlaufszeit, umso notwendige Aufl ösung zu erhalten, wurden Modellrechnungen ungefähr 25 Sonnenmas- kürzer kann die Messreihe sein, um zwei der vier 8,2m-Teleskope des VLT kombi- sen betragen haben, von denen inzwischen ihn nachzuweisen. Dies ist der Grund, niert; das auf diese Weise entstandene Inter- 3–9 Sonnenmassen durch einen heftigen warum zu Beginn der Entdeckungen ferometer erreichte das Aufl ösungsvermö- Sternwind in den Staubring hinausgeblasen nur extrasolare Planeten mit einigen gen eines virtuellen 60m-Teleskops. Damit worden sind. In 1000 oder 10000 Jahren Jupitermassen in sternnahen Orbits wurde der Stern WOH G64 in der Großen Ma- wird der Stern als Supernova explodieren. gefunden wurden. Mittlerweile laufen gellanschen Wolke in zwei Frequenzbändern Angesichts der Masse von WOH G64 ist zu Messreihen seit Jahrzehnten mit im- im mittleren Infrarotbereich beobachtet und erwarten, dass diese Supernova ähnlich hell zum ersten Mal eine detaillierte Ansicht eines wird wie die Supernova 1987A und auf der Surftipps Sterns außerhalb unserer Milchstraße gewon- Südhalbkugel der Erde ebenfalls mit dem nen. Das ist ein wichtiger erster Schritt, um zu bloßen Auge zu sehen sein dürfte. Die Su- JPL/NASA: www.jpl.nasa.gov verstehen, wie sterbende Sterne in anderen pernova-Explosion wird den überwiegenden Space Telescope Science Institute: www.stsci.edu Galaxien sich von denen in unserer eigenen Teil der Masse von WOH G64 in den Raum ESO Presse Mitteilungen: unterscheiden. Der Überriese in der letzten schleudern – und damit Rohmaterial liefern www.eso.org/outreach/press-rel Phase seines Lebens, dessen Durchmesser für die Entstehung der nächsten Generati- Max-Planck-Gesellschaft: fast dem der Saturnbahn entspricht, wird on von Sternen. [Presseinformation der MPG www.mpg.de von einem dicken Staubring umgeben und SP/2008(112), ESO Science Release 15/08, As-

nicht von einer sphärischen Hülle, wie man tron. Astrophys. 484, 371] Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 11 Schlagzeilen

mer besseren Instrumenten, so dass auch Planeten mit der 2–10-fachen Erdmas- Raumfahrt aktuell se, sog. Super-Erden, entdeckt werden können. Der Stern HD 40307 wird gleich Venus Express tiefer gelegt von drei Super-Erden mit Massen von mindestens 4,2, 6,8, und 9,2 Erdmassen ine Serie von Bahnmanövern zwischen dem 13. Juli und 4. August hat den pla- und Umlaufszeiten von 4,3, 9,6, und 20,5 Enetennächsten Bahnpunkt des Orbiters Venus Express von ursprünglich 250km Tagen umkreist. Im Rahmen einer Unter- bis 400km Höhe auf nur noch 185km bis 300km verringert – und das ist vielleicht nur suchung von etwa 200 sonnennahen G- der erste Schritt von zunehmend kühneren Experimenten mit der ESA-Mission, die und K-Sternen, zu denen auch HD 40307 bereits in ihrer ersten Verlängerung ist. Störungen vor allem durch die Schwerkraft gehört, wurden bei 30%±10% der Sterne der Sonne sorgen dafür, dass das Perizentrum der elliptischen 24-Stunden-Bahn um neptunähnliche Planeten oder Super-Er- den Planeten ständig etwas schwankt, aber nun wurde in vier Schritten der Mittel- den mit Umlaufperioden unter 50 Tagen wert systematisch verringert. Abwechselnd sorgte jeweils eine Triebwerkszündung gefunden. [ESO Science Release 19/08, im Apozentrum dafür, dass dieser mit 66000km fernste Bahnpunkt noch etwas wei- arXiv:0806.4587 (2008)] ter vom Planeten weg rückte, tags darauf sorgte ein zweites Manöver für eine Absen- kung des Perizentrums. In diesen beiden Punkten lässt sich ein Orbit besonders effi zient verändern: Nur wenige Minuten oder gar Sekunden Zündung sind nötig, um die Bahn- höhe um mehrere Kilometer zu ver- ändern. Mit der ersten großen Änderung der Bahn des Venus Express seit Mai 2006 – deren 24-Stunden-Pe- riode dabei nicht verändert wurde – verfolgt die ESA gleich fünf wissenschaftliche Ziele, und vor allem der Teilchendetektor ASPERA und das Magnetometer MAG profi tieren: z Die räumliche Verteilung neutraler und geladener Teilchen kann nun über einen größeren Höhenbe- reich untersucht werden. z Die Sonde dringt jetzt tiefer in

die Ionosphäre der Venus ein, ESA/MPS/DLR/IDA deren Obergrenze zwischen Dieses Falschfarbenbild der Venus wurde 225km und 240km schwankt. mit der Venus Monitoring Camera (VMC) von z Das Magnetfeld der Ve- Venus Express aufgenommen und zeigt die nus kann genauer unter- Südhalbkugel vom Äquator (rechts) bis zum /08 B

19 sucht werden, sowohl der Südpol (links im Bild).

HOTO planetennahe Bereich des von außen (durch den Sonnenwind) induzierten Feldes als auch ESO PR P ein vielleicht existierendes Feld, das der Planet selbst erzeugt. Radialgeschwindigkeitskurven für die z Der Nachweis von Strahlung, die auf Gewitterblitze zurückgehen könnte und drei entdeckten Supererden. Dazu wer- die der Venus Express bereits aus größerer Höhe registrierte, wird verbessert. den die Verschiebungen der Spektral- z Und der Orbiter reibt sich nahe des Perizentrums bereits so stark an der oberen linien im Spektrum des Zentralgestirns Venusatmosphäre, dass sich eine kumulative Abbremsung durch Verfolgung sei- gemessen und entsprechend der Um- ner Bahn messen lässt, was wiederum die Dichte der Hochatmosphäre verrät. laufperiode des Planeten aufgetragen. Unterhalb von 200km Bahnhöhe steigt die Reibung deutlich an, und um ihren Die Störungen durch die jeweils anderen subtilen Eff ekt nachzuweisen, wurde die Bahn des Venus Express während ihrer Ab- zwei Planeten werden abgezogen. senkung immer wieder mit den großen Antennen von New Norcia (ESA) und des Deep Space Network (NASA) verfolgt. Noch nicht genehmigt ist eine spätere erneute Absenkung des Perizentrums: Dann würde die Atmosphärenreibung so stark, dass sie auch die Beschleunigungsmesser an Bord des Orbiters registrieren würden. Man hätte es dann mit so genanntem Aerobraking zu tun, bei dem die Reibung Energie raubt und die Bahn – kontrolliert – schrumpfen lässt. Wenn überhaupt, dann wird dieses riskante Experiment aber erst in einer erneuten Missionsverlängerung nach dem Mai 2009 gewagt. Daniel Fischer Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

12 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. interstellarum 60 • Oktober/November 2008 13 Rubrik

Das neue Bild der Milchstraße

Wie viele Spiralarme hat die Galaxis?

VON DANIEL FISCHER

»Die Milchstraße verliert zwei Arme«, »Zwei Spiralarme degradiert« oder gar »Die amputierte Milchstraße«: Schrill waren die Schlagzeilen, die Anfang Juni aus einer großen Astronomentagung in den USA drangen. War nun endlich geklärt, dass wir – zur allgemeinen Überraschung – in einer Spiralgalaxie mit zwei Armen (und einem gewaltigen zentralen Balken) wohnen? Im Gegenteil: Auf derselben Tagung wurden, leider nicht annähernd so stürmisch, ebenso überzeugende Belege für die bekannte vierarmige Spiralstruktur präsentiert! Wie kann das alles zusammen passen – und wie sieht unsere Milchstraße tatsächlich aus, die uns von oben zu betrachten verwehrt ist?

chon gut 150 Jahre ist es her, dass ralen schienen eher zu Wolken in unserer schel gepfl egt hatte – Details dieser Spirale die ersten Astronomen darüber spe- Milchstraße zu passen, in denen Gas zu- herauslesen könne [2]. Skulierten, die Milchstraße könnte sammenströmt und bald ein neuer Stern ein spiralförmiges Sternsystem sein. Be- entsteht – eine populäre Alternativdeu- Ist unsere Milchstraße reits Wilhelm Herschel hatte 1785 aus der tung der kosmischen »Nebelfl ecke«. Viele eine Spiralgalaxie? Verteilung der Fixsterne am Himmel ge- Jahrzehnte blieb die Natur der »Spiralne- schlossen, dass wir uns in einer linsenför- bel« unklar, und erst Anfang des 20. Jahr- Doch Fortschritte ließen lange auf sich migen Struktur befi nden, und sein Sohn hunderts setzte sich die Erkenntnis durch, warten, sehr lange: Fast ein Jahrhundert John vermutete in manchen nebelhaft en dass unsere Milchstraße nur eine Galaxie verging, und noch 1950 konnte Otto Stru- Deep-Sky-Objekten vergleichbare gigan- unter vielen ist (von denen zwei Drittel der ve die Frage »Ist unsere Milchstraße eine tische Sternsysteme in großer Entfernung 1500 hellsten eine Spiralstruktur besitzen). Spiralgalaxie?« nicht eindeutig beantwor- von unserem eigenen. Als der dritte Earl Doch die erste Arbeit, in der – in Analogie ten [3]: Auch die umfassende Stellarstati- of Rosse mit seinem Riesenteleskop bei zu Rosses Zeichnungen – die Milchstraße stik durch Jacobus Kapteyn Anfang des einem Dutzend dieser Objekte – zum Bei- als Spiralgalaxie interpretiert wurde, war Jahrhunderts hatte letztlich keinen Durch- spiel Messier 51 – eine ausgeprägte Spi- schon 1852 erschienen [1]. Und bald wa- bruch gebracht. Das Hauptproblem war ralstruktur fand, wurde dies noch nicht ren detaillierte Überlegungen gefolgt, wie der Staub zwischen den Sternen, der wei- als ein zwingendes Argument für ihre man aus Sternzählungen in verschiedenen ter entfernte Sonnen schwächer erschei-

extragalaktische Natur gesehen. Die Spi- Richtungen – wie sie schon der alte Her- nen oder gar verschwinden lässt: Diese Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

14 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 Rubrik

Abb. 1: Wie sieht unsere Milchstra- AMERON -C ße von oben aus? Das linke Modell TEIMAN

, S mit zwei dominanten und zwei un-

ALTECH bedeutenden Armen basiert auf der Häufi gkeit alter Sterne in unterschiedlichen Sichtlinien in nahen Infraroten NASA/JPL-C und zeigt auch einen kürzlich gefun- denen zweiten inneren »3-Kiloparsec- Arm« und einen sehr ausgeprägten zentralen Balken, den noch kein an- deres Modell derart dominierend sah; die Sonne sitzt unterhalb des Zentrums. Das rechte Modell mit vier Armen geht auf die Emission zweier interstellarer Gase im fernen Infraroten zurück, die in den Armen besonders konzentriert sein sollten. Echte Bildsegmente frem- der Galaxien, insbesondere einer Hub- ble-Aufnahme von M 51, wurden hier mit mehreren Grafi kprogrammen ge- mäß dem besten Modell (Abb. 9) zu- sammengefügt. Die inneren Arme und der Balken sind hier weggelassen, aber einen moderaten Balken darf man sich dazu denken.

Extinktion verfälscht das Erscheinungsbild der Milchstraße am Himmel derart, dass Rückschlüsse auf ihre komplette dreidimensionale Struktur allein aus Sternzahlen im sichtbaren Licht schlicht unmöglich sind. Doch mit den rasanten Fort- schritten der beobachtenden Astronomie nach dem zweiten Weltkrieg keimte Hoff nung auf: Gab es etwas in Spiralarmen, das man trotz des Staubes nachweisen und benutzen konnte, um ihren Verlauf nachzuzeichnen? Den ersten Durchbruch brachte Baades Entdeckung, dass bei der Andromeda-Galaxie die leuchtkräft igen O- und B-Sterne in den Spiralarmen liegen. Und dieselben Sterne ließen sich auch in der Milchstraße fi n- den und mit Entfernungen versehen: Im Jahre 1952 begannen sich zum ersten Mal, Spiralarme in Sonnennähe abzuzeich- nen [8]. Auch HII-Regionen, die durch solch heiße Sterne zum Leuchten anregt werden, eignen sich zum Kartieren der nahen Arme. Spätestens in 15000 Lichtjahren Distanz aber bildet die interstellare Absorption eine regelrechte Mauer [5], und im sichtbaren Licht reicht der Blick in der Galaktischen Ebene gar ESTERHOUT /W nur 1000 Lichtjahre weit. ERR /K ORT O Radioteleskope durchleuchten die Galaxis Abb. 2: Eine klassische Karte der Milchstraße, erstellt vor genau Praktisch zeitgleich, im Frühjahr 1951, wurde jedoch ein 50 Jahren: Gezeigt ist die Verteilung des neutralen Wasserstoff s, wobei ganz neues Fenster in den Kosmos geöff net: Radioastronomen der Abstand von der Erde aus dem Dopplereff ekt der 21cm-Radiolinie in den USA und den Niederlanden wiesen zum ersten Mal die mittels eines angenommenen Rotationsmodells der Galaxis berech- Strahlung des neutralen Wasserstoff s bei einer Wellenlänge net wurde. Schemenhaft wird eine Spiralstruktur erkennbar, bei der

von 21cm nach [4]. Diese kuriose Emission, die auf das gele- aber viel Interpretationsbedarf besteht. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 15 gentliche Umkippen des Elektronenspins lung sowohl im Kontinuum wie auch in im Wasserstoff atom zurückgeht, hat einen der 21cm-Linie just da am höchsten, wo Vor- und einen Nachteil: Sie durchdringt der Blick von der Sonne aus entlang einer Staub und Gas der Milchstraße problemlos, Tangente an einem der Arme fi el. Noch 30 doch es gibt keinerlei direkte Möglichkeit, Jahre später ist dieses Bild der Milchstraße die Entfernung zu der strahlenden Quelle – nunmehr vom Hubble-Typ Sc – für viele zu messen. Da die Spektrallinie aber scharf Astronomen geradezu ihr Standardmodell. defi niert ist, fällt ihre Dopplerverschie- Vor zehn Jahren galten die Radiokarte von bung auf, wenn sich der »Sender« gegenü- 1958 und die H II-Karte von 1976 als die ber der Erde bewegt. Benötigt wird also ein besten Versuche, die Milchstraße zu ver- Rotationsmodell der Milchstraße (die sich stehen, deren Typ heute zwischen Sb und

EORGELIN innen schneller dreht als außen), um die Sc angesiedelt wird, überdies mit Anzei- /G Dopplermessungen in Entfernungen um- chen für einen zentralen Balken. EORGELIN G zuwandeln: Hier sind allerlei Annahmen erforderlich, und in bestimmten Rich- Eine unsymmetrische Abb. 3: So enthüllt sich die Spiralstruk- tungen liefert die Umrechnung auch kein vierarmige Spirale? tur der Milchstraße anhand von HII-Re- eindeutiges Ergebnis [5]. Bis heute ist das gionen, beobachtet im optischen Spek- Problem gleich geblieben: Der Wasserstoff Die Forschung ging weiter: Ein halbes tralbereich (Kreise) und im Radiobereich liefert ein nahezu globales Bild (außer vom Jahrhundert nach der ersten 21cm-Karte (Quadrate): Eine symmetrische vierarmige Raum direkt hinter dem Milchstraßen- wurde ein neues Bild der Wasserstoff ver- Struktur scheint am besten zu passen. Mit zentrum), doch es ist verschwommen und teilung publik, das bis in größere Distanz 1 ist der Sagittarius-Carina-Arm bezeichnet, voll potenzieller systematischer Fehler. Di- vom galaktischen Zentrum (80000 Licht- 2 der Scutum-Crux-Arm, 1' der Norma-Arm rekte Entfernungsmessungen zu einzelnen jahre) reichte [15] und durch unscharfe und 2' der Perseus-Arm. Schraffi ert sind in Objekten der Milchstraße sind praktisch Maskierung geschärft war (Abb. 4) – das dieser ebenfalls klassischen Karte von 1976 nur in der Umgebung der Sonne möglich. symmetrische Bild der Arme wollte indes jene Bereiche der Arme, die für die stärkste Das Ziel muss sein, mit beiden Techniken nicht recht dazu passen (Abb. 4 unten). Radiokontinuums- wie Neutralwasserstoff e- zum selben Bild der Spiralstruktur zu ge- Besser ließ sich eine dezidiert unsymme- mission sorgen, die am Ort der Sonne (S) langen. trische vierarmige logarithmische Spirale gemessen wird. den Radiomessungen anpassen, mit dop- Vierarmiges Standardmodell pelt so großem Öff nungswinkel wie bei den meisten früheren Spiralrekonstrukti- Abb. 4: Moderne Messungen des neu- Die Fortschritte in den 1950-er Jahren onen in der Literatur (Abb. 4 oben). Eine tralen Wasserstoff s in der Milchstraße, waren rasant: Schon zwei Jahre nach dem weitere Methode, um die Galaxis mit Ra- bis in ihre Außenbereiche: oben die Ober- ersten Nachweis der 21cm-Strahlung gab dioteleskopen zu kartieren, bedient sich fl ächendichte, unten mittels unscharfer es grobe Karten der ganzen Milchstraße, der starken Emission von Kohlenmonoxid: Maskierung herausgearbeitete Über- und und bis 1958 waren sie erstaunlich präzise Wiederum über den Dopplereff ekt wird Unterdichte. geworden (Abb. 3) [7]: Die Galaxis schien aus spektralen Verschiebungen der Lini- in der Hubble-Klassifi kation vom Typ Sb en die Entfernung bestimmt. Der jüngste zu sein, also eine Spirale ohne Balken mit Erfolg der CO-Beobachter [21] ist der einem strukturlosen Kernbereich und gut Nachweis eines kleinen Spiralarms auf der defi nierten Armen [6]. Zwar erkannten »Rückseite« des galaktischen Zentrums, die Radioastronomen in dem Bild mehre- der das genaue Spiegelbild des schon in re lange, durchgehende Strukturen, aber den 1950er Jahren entdeckten »expandie- manch optischer Astronom hatte seine renden 3-kpc-Arms« auf unserer Seite der Zweifel an deren Realität und zeichnete lie- Milchstraße ist und wie dieser am Ende ber eigene Arme anhand der hellen Sterne des zentralen Balkens ansetzt (Abb. 5). [8]. Die Techniken waren an ihre Grenzen Aber für die aktuelle Kontroverse um die gestoßen, und die nächsten Jahre tat sich Zahl ihrer großen Spiralarme sorgen zwei nicht viel – bis 1976 ein ziemlich klares Methoden, die letztlich wieder an Her- Bild einer vierarmigen Spirale veröff ent- schels Idee erinnern: Ausgewertet und mit licht wurde, das auf der räumlichen Ver- Modellen verglichen wird – ohne Kennt- teilung von HII-Regionen fußte [9]. Eine nis der Entfernungen – die Verteilung von Unzahl Messungen war hier verarbeitet, Gaswolken bzw. Sternen am Himmel – al- Distanzen zu hunderten anregenden Ster- lerdings im Infraroten (IR), wo der kos- nen und Radialgeschwindigkeiten von über mische Staub ähnlich gut durchdrungen 1000 ionisierten Wasserstoff wolken, so- wird wie im Radiobereich. wohl anhand der roten Hα-Linie wie auch EILES

/H einer Radiolinie bestimmt und zu einem Oder doch nur zwei? LITZ

/B Rotationsmuster der Milchstraße zusam- EVINE

L mengeführt worden. Das Ergebnis waren Erste Sternzählungen im IR-Licht schie- zwei symmetrische Arm-Paare (Abb. 3), nen noch gut zu einer vierarmigen Spirale

und erfreulicherweise war die Radiostrah- zu passen, [10] doch dann wurde das Bild Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

16 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 Abb. 5: Welche Spiralstruktur passt besser zu der neuen Kartierung des neutralen Wasserstoff s? Links eine neuartige vierarmige Spirale, die den Daten angepasst wurde, rechts das alte – symmetrische – Modell, das auf Beobachtungen an HII-Regionen basiert; wo die Kurven durchgezogen sind, gilt es als verlässlich, weiter außen ist es extrapoliert. Es passt nicht wirklich [15].

verwirrend: Ferninfrarote Emission inter- im Unterschied zum Bild im sichtbaren straße präsentiert, wie auch schon eini- stellaren Gases bei 240μm lieferte die alt- Licht: Kann es sein, dass Gas und Sterne ge Jahre zuvor [13]: Auch hier hatten die bekannten vier Arme – aber im K-Band, unterschiedlichen Dichtemustern folgen? Autoren nach den bekannten Arm-Tan- wo man vor allem Sterne sieht, zeichne- Den nächsten großen Fortschritt brachte genten gesucht – und sie alle gefunden! ten diese eine zweiarmige logarithmische das Spitzer Space Telescope, Ende 2003 Sie hatten sich ebenfalls der Messungen Spirale! [11] Genauer gesagt: Dort, wo gestartet und mit großen infraroten Him- eines NASA-Satelliten bedient, des Cos- man eine Tangente an zwei der vier Arme melsdurchmusterungen beschäft igt. Eine mic Background Explorer, der nicht nur erwarten sollte, war die Zahl der Sterne davon war GLIMPSE, die einen Katalog Kosmologie betrieben sondern u.a. auch nicht erhöht, was sich bald bestätigen mit Millionen Punktquellen in Richtung Himmelskarten im Ferninfraroten gelie- sollte. [12] Zweiarmige Spiralen sind auch der inneren Milchstraße und damit ein fert hatte. Ausgewertet wurde die Emis- in der Mehrheit, wenn man andere Ga- detailliertes Bild der Sternverteilung lie- sion von [CII] und [NII] bei 128μm bzw. laxien im K-Band beobachtet, zuweilen ferte – und wieder passte eine zweiarmige 205μm: In diesen verbotenen Linien kühlt Spirale besser [14], denn der Sagittarius- sich interstellares Gas besonders gut ab, Arm machte sich einfach nicht bemerk- und so sollten sie die Spiralarme beson- bar. Außerdem verstärkten sich frühere ders deutlich nachzeichnen. Die zu er- Hinweise auf einen substanziellen Balken wartenden Tangenten sind alle klar zu im galaktischen Zentrum, so dass sich ein erkennen (Abb. 7): Unter allen Modellen neues großes Bild der Milchstraße anbot passt klar ein vierarmiges mit asymme- (Abb. 1 links): zwei Arme, die an den En- trischen Armen (Abb. 8), 2-, 3- und mehr- den eines langen Balkens beginnen [16]. als-4-armige scheiden aus – und damit Dank einer Pressekonferenz auf der 212. die meisten der in den letzten 50 Jahren Tagung der American Astronomical Soci- publizierten rund 70 (!) unterschiedlichen ety im Juni 2008 in St. Louis [18] wurde es Ideen. Erscheint unsere Milchstraße von quasi über Nacht in den Medien bekannt. außen also völlig anders (Abb. 1 rechts) als Die beiden »verschwundenen« Arme seien in der Spitzer-Version? Sicher dürft e ein- schon noch da, wurde erklärt, aber dort zig sein, dass die Milchstraße im Licht der A F C hätte wohl die Sternentstehung nicht recht alten Sterne (Spitzer) anders aussieht als funktioniert: Von oben betrachtet, sähe wenn man Gas (COBE) und junge Sterne MITHSONIAN -S die Galaxis eindeutig zweiarmig aus; auch betrachtet: »Das ist etwas, was man verste- ARVARD

H die Symmetrie der beiden 3kpc-Arme hen muss,« sagt Tom Steiman-Cameron passe dazu. von den »Vierarmigen«, der »sehr über- Abb. 6: Das Paar der inneren »3-Kilopar- rascht war«, dass das Spitzer-Teleskop den sec-Arme« der Milchstraße in schema- Junge versus alte Sterne Sagittarius-Arm nicht sehen kann. tischer Darstellung; derjenige hinter dem Galaktischen Zentrum wurde erst jetzt klar Fast unbeachtet von den Medien, da Eine wichtige Erkenntnis nachgewiesen, der vordere schon vor 50 ohne Pressekonferenz, wurden jedoch auf Jahren. Die Symmetrie dieser Arme gilt auch genau derselben Tagung auf einem Poster Der erstaunliche Widerspruch zwischen als weiterer Beleg für einen zentralen Balken [17] schlagkräft ige Argumente für die dem Bild der Milchstraße im Licht junger

unserer Milchstraße. gewohnte vierarmige Gestalt der Milch- und alter Sterne: Das ist, auf den Punkt ge- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 17 Hauptartikel OLLENBACH /H OLFIRE OLLENBACH /W /H AMERON OLFIRE -C /W TEINMAN S AMERON -C TEINMAN S

Abb. 7: Messung und Modellierung der interstellaren Gasemission; Abb. 8: Das ist das prinzipielle Gesicht unserer Milch- ganz unten die Anteile der [CII]-Emission verschiedener Spiralarme zur Ge- straße – wenn man die Emission interstellaren Gases samtstrahlung, die COBE in verschiedenen Richtungen maß (das Bild für [N zugrunde legt, wie sie der COBE-Satellit maß: Unter zahl- II] sieht praktisch gleich aus). [] losen getesteten Spiralmodellen passt dieses am besten.

bracht, die eigentliche Sensation der AAS- Und wir werden endlich wissen, in was für state of aff airs, Astrophysics and space Tagung und nicht, dass die Milchstraße einer Galaxie wir eigentlich leben. science library 319, 793 (2004) die Hälft e ihrer Arme »verloren« hätte! [14] Benjamin, R. A. et al.: First GLIMP- Schon testen Gasdynamiker, ob in der- [1] Alexander, S.: The Milky Way – a SE results on the stellar structure of the selben Galaxie ein 2- und ein 4-armiges spiral, Astron. J. 2, 101 (1852) Galaxy, Astrophys. J. 630, L149 (2005) Muster koexistieren können. »Es mag auch [2] Proctor, R. A.: A new Theory of the [15] Levine, E. S., Blitz, L., Heiles, C.: The andere Gründe geben, warum der Sagit- Milky Way, MNRAS 30, 50 (1869) Spiral Structure of the Outer Milky Way in tarius-Carina-Arm in den Spitzer-Daten [3] Struve, Is the Milky Way a Spiral Hydrogen, Science 312, 1773 (2006) nicht auft aucht, aber in fast jeder anderen Galaxy? Sky & Tel. 9, 263 [1950] [16] Benjamin, R. A.: The Spiral Structure of the Studie der Spiralstruktur klar auft ritt«, [4] Oort, J. H.: Measures of the 21-cm Line Galaxy: Something Old, Something New…, sagt Steiman-Cameron: »Wie auch im- Emitted by Interstellar Hydrogen, Vistas ASP Conference Series 387, 375 (2008) mer, wenn man die Milchstraße von au- in Astronomy 1, 607 (1955) [17] Steiman-Cameron, T. Y., Wolfi re, M., Hollenbach, D.: ßen betrachten würde, sind es die jungen, [5] Oort, J. H.: Die Spiralstruktur des Milch- The Geometry of the Galaxy’s Spiral Arms, Poster heißen, blauen, staubigen Spiralarme, die straßensystems, Mitteilungen der Astro- 18.09 auf der 212. AAS-Tagung, St. Louis, (2008) leicht zu sehen sind. Bei allem, was man nomischen Gesellschaft 7, 83 (1956) [18] Clavin, W.: Two of the Milky Way’s spiral arms go aus früheren Studien weiß, ist es schwer [6] Becker, An Analysis of the Milky Way, missing, JPL News Release 2008-094 (2008) zu glauben, dass dies auf den Sgr-Car- Vistas in Astronomy 2, 1515 (1956) [19] Aguilar, D. A., Pulliam, C.: Milky Way Arm nicht zutrifft .« Steiman-Cameron ist [7] Oort, J. H., Kerr, F. J., Westerhout, G.: The galactic mapping project fi nds surprisingly slow aber zuversichtlich, dass man die Spitzer- system as a spiral nebula, MNRAS 118, 379 (1958) stars, CfA Press Release 2008-12 (2008) und COBE-basierten Modelle wie auch [8] Struve, O.: The Spiral Structure of the Milky [20] Bailer-Jones, C. A. L.:What will Gaia tell us alle früheren Erkenntnisse über die Spi- Way, Sky & Telelescope 18, 364 (1959) about the Galactic disk? Proceedings of IAU ralstruktur der Milchstraße unter einen [9] Georgelin, Y. M., Georgelin, Y. P.: The Spiral Symposium No. 254; arXiv0806.2575 (2008) Hut bringen können wird. Und ganz neue Structure of Our Galaxy Determined from H II [21] Dame, T. M., Thaddeus, P.: A new spiral arm Datenqualität winkt schon am Horizont: Regions, Astron. Astrophys. 49, 57 (1976) of the galaxy: the far 3-Kpc arm, Astrophys. J. So verspricht der GAIA-Satellit der ESA [10] Ortiz, R., Lépine, J. R. D.: A model of the Letters im Druck, arXiv0807.1752 (2008) im kommenden Jahrzehnt dramatisch ge- Galaxy for predicting star counts in the nauere Entfernungen zu O- und B-Sternen infrared, Astron. Astrophys. 279, 90 (1993) und damit die absoluten Entfernungen [11] Drimmel, R.: Evidence for a two-armed spiral in Der Autor dankt R. Benjamin und zumindest der sichtbaren Teile der Spi- the Milky Way, Astron. Astrophys. 358, L13 (2000) T. Steiman-Cameron für detaillierte E- ralstruktur [20] erheblich zu verbessern. [12] Drimmel, R., Spergel, Three-dimensio- Mail-Interviews. Fünfzig Jahre nach der ersten »guten« Kar- nal structure of the Milky Way disk: The te der Milchstraße ist noch vieles so unklar Distribution of Stars and Dust beyond 0.35 wie einst. Aber angesichts der wachsen- Rsolar, Astrophys. J. 556, 181 (2001) den Datenfülle und auch -vielfalt liegt die [13] Steiman-Cameron, T., Wolfi re, M., Hollenbach, große Synthese vielleicht nicht mehr fern. D.: Spiral structure of the Milky Way: The Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

18 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 Wissen

von Peter und Susanne Friedrich ASTROWISSEN Wie entstehen die Spiralstrukturen der Galaxien? rund

ies ist eine Fragestellung, die bis heute in der Astrophysik tere Sternentstehung in der Nachbarschaft auslöst, wodurch g Dnicht abschließend beantwortet ist. Galaxien rotieren in der sich die fortpfl anzende Sternentstehung als Welle durch die Regel diff erentiell mit einer nach außen abnehmenden Winkelge- Galaxie bewegt. Deren Rotation erzeugt dann die Spiralstruktur. schwindigkeit. Eine z.B. vom Zentrum ausgehende radiale Struk- Allerdings ergeben sich in diesem Modell sehr strukturreiche tur würde daher mit der Zeit zu einer spiralförmigen Verteilung Galaxienscheiben. Meist besitzen sie keinen einzigen Arm, der auseinander gezogen. Ein Spiralarm, der stets aus den selben sich weiter als 30° verfolgen lässt. Typischerweise sind in diesen Sternen und Gaswolken bestünde, würde sich jedoch bereits nach Modellgalaxien keine zwei symmetrische gegenüberliegende Hinter wenigen Umläufen (etwa 108 Jahren) vollständig aufwickeln – und Arme zu sehen, sondern Arme und Teile von Armen sind über somit verschwinden. Um die beobachteten Galaxien mit Spiral- die Scheibe verteilt. armen zu erklären, muss man annehmen, dass sich Spiralarme ent- Eine off ene Frage ist auch die Zeitskala, auf der Spiralarme weder nach dieser Zeitspanne neu bilden oder aber dass es sich exis tieren. Nach der Theorie von Lin und Shu stellen diese Dichte- um dynamische Strukturen wie wellenartige Störungen in einer wellen nur eine, wenn auch die stärkste Störung in einer Gala- ursprünglich rotationssymmetrischen Galaxie handelt. xienscheibe dar. Im Laufe der Zeit stellt sich demnach zwischen Obwohl sich Bertil Lindblad bereits in den 1920er Jahren mit diesem Problem befasst hatte, führten erst die Arbeiten von Lin und Shu [1] zu einer quantitativen Beschrei- bung der Phänomene. Sie nehmen an, dass Sterne und interstellares Gas durch Gravitationswechselwir- kung in Gegenwart der diff erentiellen Rotation eine Dichtewelle aufrecht erhalten. Durch die Erhöhung der Massendichte in der Welle wird eine entsprechende spiralförmige Störung im Gravitationspotential erzeugt, die nun wiederum auf die Bewegung der Sterne und damit auf die Sternverteilung wirkt. Da sich

eine Dichtewelle relativ zur Materie A bewegen kann, braucht sie nicht an I PRC05-12 der diff erentiellen Rotation teilneh- C men und wird daher auch nicht auf- STS gewickelt. Danach würde die Sonne Die Grand Design Spirale M 51. Solche Strukturen ergeben sich nach der Dichtewellen-Theorie. etwa alle 100 Mio. Jahre eine solche Dichtewelle durchlaufen, wofür sie etwa 10 Mio. Jahre braucht. Verstärkung und Dämpfung ein Gleichgewicht ein, so dass die Spi- Die Tatsache, dass sich junge stellare Objekte und interstellare ralstruktur ad infi nitum bestehen bleibt. Oder aber existieren Spi- Materie auf die Spiralarme konzentrieren, lässt sich in diesem ralstrukturen nur in einer Übergangsphase, die sich nach einigen Bild damit erklären, dass durch die sich relativ zu Sternen und galaktischen Umläufen aufl ösen und die »Grand Design«-Spiralen Gaswolken bewegende Dichtewelle Gaswolken komprimiert als amorphe, zerfetzte Spiralen mit wenig Struktur hinterlassen? werden, kollabieren und anschließend Sterne bilden. An der Während man heute Magnetfelder als Ursache der Spiralstruk- Stelle, wo die Dichtewelle »gerade« durchgelaufen ist, sollte man tur ausschließt, kann man bei der Dichtewellen-Theorie und dem also ein Band heller blauer Sterne und HII-Regionen beobachten. Modell der Stochastic Self-Propagative Star Formation keine Dahinter sollten etwas ältere Sterne und Sternhaufen folgen, Präferenzen angeben. Beobachtungen in der Milchstraße lassen während die alte Sternpopulation fast gleichförmig verteilt sein sogar den Schluss zu, dass beide Theorien mehr oder weniger zur sollte. Genau dies wird beobachtet. Erklärung der Details notwendig sind. Allerdings ist nicht geklärt, wodurch solche Dichtewellen ausgelöst werden. Viele der »Grand Design«-Spiralen wie M [1] Lin, C. C., Shu, F. H.: On The Spiral Structure Of Disk 51 besitzen Begleiter oder Balken, so dass vermutet wird, dass Galaxies, Astrophys. J. 140, 646 (1964) diese die Dichtewellen antreiben [2]. Das Modell der Stochastic [2] Kormendy, J., Norman, C. A.: Observational Constraints on driving Self-Propagative Star Formation (SSPSF) kann möglicherweise mechanisms for spiral density waves, Astrophys. J. 233, 539 (1979) keine solchen Spiralen erklären, aber kleinräumige Strukturen [3] Danforth, C.: The Origins of Spiral Arms, casa. colorado. wie Sporne und Filamente und irreguläre Systeme. Im Wesent- edu/~danforth/science/spiral (1998) lichen geht es davon aus, dass ein Sternentstehungsgebiet wei- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 19 Ereignisse

Himmelsereignisse im Oktober/November 2008

Kleiner Planet groß in Szene Kleinplanet Vesta in Opposition

Vesta in Opposition ihren Oppositi- tionsdauer zu 10h 40min bestimmt werden,

300h min 230h min 200h min onspunkt erreicht wobei der Lichtwechsel ungleichmäßig er- und dabei mit ei- schien und man auf eine sehr unterschied- m 10° 10° ner Helligkeit von lich refl ektierende Oberfl äche schloss. Dies m l x 6 ,4 beobachtet bestätigten Aufnahmen vom Hubble Space x2 werden kann. Ve- Telescope in den 1980er Jahren, die einen Pisces sta steht dabei im rund 460km (!) großen Einschlagskrater am Sternbild Walfi sch Vesta-Südpol zeigen. Bei Untersuchungen

30.9. n etwa 2,5° westlich des sehr markanten Refl exionsspektrums

5° 5° des Sternes Kaf- von Vesta zeigte sich, dass einige Meteorite 10.10. a faljidhmah (γ Cet) in irdischen Sammlungen sehr ähnliche 20.10. gg und kulminiert Spektren zeigen – man vermutet daher, 30.10. a 9.11. 19.11. 29.11. um Mitternacht dass diese Achondrite, die nach ihren Klas- in rund 40° Höhe sen der Howardite, Eukrite und Diogenite Cetus über dem Hori- auch »HED-Clan« genannt werden, von Ve- d zont. sta stammen und der große Krater auf Ve- 0° 0° Vesta wurde sta deren Ursprung ist. Außerdem hat man N am 29. März 1807 einige kleinere Asteroiden entdeckt, die O h min h min h min fst9,0m 300 230 200 von Heinrich Ol- ebenfalls diese signifi kanten Refl exions- bers in Bremen spektren besitzen. Auch da vermutet man, Nur fünf Asteroiden erreichen in ih- entdeckt und von Carl Friedrich Gauß auf dass wir in diesen Asteroiden Überreste rer Oppositionsstellung Helligkeiten, die den Namen getauft, da Gauß maßgeb- der kosmischen Katastrophe sehen, die es auch Besitzern von sehr kleinen Tele- lich an der ersten Bahnberechnung be- Vesta einmal erlitten hat. Man bezeichnet skopen oder Ferngläsern erlauben, diese teiligt war. Für die Wissenschaft ist Vesta die mehr als 200 Asteroiden daher auch als zu beobachteten, denn sie werden dabei in vielerlei Hinsicht ein spannendes For- Vestoiden. Neue Erkenntnisse versprechen heller als 7m. Neben (1) Ceres, (2) Pallas, (3) schungsobjekt: In den siebziger Jahren des sich die Wissenschaftler aus der Dawn-Mis- Juno und (7) Iris ist das (4) Vesta, die zum vergangenen Jahrhunderts konnte durch sion, die im vergangenen Jahr gestartet ist Monatswechsel Oktober/November 2008 fotometrische Untersuchungen die Rota- und auf ihrem Weg zum Asteroiden Ceres auch für mehr als ein halbes Jahr Vesta abintensiv untersuchen soll. Im Herbst 2011 ), NASA ), NASA TY TY

wird die Sonde bei Vesta erwartet. VERSI VERSI

NI NI André Knöfel U U OUTHERN OUTHERN S S EORGIA EORGIA (G (G ER ER

Die Oberfl äche Vestas nach Aufnah- ELLN ELLN Z Z EN EN

B men des Hubble Space Teleskops (a) B und des Keck-Teleskops (b).

Mond bedeckt Plejaden am 13.11.2008 Mond bedeckt Plejaden am 13. November

Am Abend des 13. November kommt es zu einer zentralen Begegnung von Vollmond und Plejaden. Dabei werden zwischen 19:00 MEZ und 22:00 MEZ fast alle helleren Plejadensterne bedeckt. Die hellsten sind Maia (20 Tauri) mit 3m,8, die allerdings wie auch 16 Tauri

nur für südöstliche Beobachtungsorte (Wien) bedeckt Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

20 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 Ereignisse

wird, Alkyone (η Tauri) Saturnmondereignisse Astronomische Ereignisse im Oktober/ mit 3m,0 und Atlas (27 November 2008 Tauri) mit 3m,8. Mond und mit Rhea und Titan 6.10. 22:53:02 MESZ Merkur in Unterer Kon- Plejaden stehen im Os- junktion ten und steigen im Lau- Ereignisse mit Rhea und Titan 7.10. 11:04:17 MESZ Mond Erstes Viertel fe der Begegnung von Datum Beginn Ereignis etwa 15° auf über 40° 8.10. 06:52:12 MESZ Rhea VA 9.10. 23:00:00 MESZ Goldener Henkel (Mond- Jura) zu sehen über dem Horizont auf. 15.10. 05:25:26 MESZ Rhea DE Bei der Beobachtung mit 14.10. 22:02:31 MESZ Vollmond Himmel 24.10. 04:58:34 MESZ Rhea SE bloßem Auge und einem 21.10. – Orioniden (ORI), Dauer: Fernglas werden die Ple- 24.10. 06:34:53 MESZ Rhea DE 2.10.–7.11., ZHR: 23 jadensterne wegen der 2.11. 04:56:14 MEZ Rhea SE 21.10. 13:54:41 MESZ Mond Letztes Viertel Vollmondhelligkeit voll- 11.11. 03:05:34 MEZ Rhea SA 22.10. 04:05:59 MESZ Mond passiert M 44 1° 12' kommen überstrahlt. 11.11. 03:58:10 MEZ Rhea DA südlich Lediglich in größeren Teleskopen bei höherer 11.11. 05:53:38 MEZ Rhea SE 22.10. 12:02:48 MESZ Merkur in größter westlicher Elongation 18,3° Vergrößerung sind die 13.11. 03:07:04 MEZ Titan BE 29.10. 00:13:55 MEZ Neumond Bedeckungen der einzel- 18.11. 02:33:38 MEZ Rhea BE nen Sterne nachzuvoll- 29.10. 16:43:41 MEZ Vesta erreicht größte 20.11. 03:57:12 MEZ Rhea SA ziehen. Die Bedeckung Helligkeit 6m,5 20.11. 04:57:17 MEZ Rhea DA der Plejaden durch den 30.10. 02:40:41 MEZ Vesta in Opposition 20.11. 06:50:44 MEZ Rhea SE Mond ist nur eines von 6.11. 05:03:27 MEZ Mond Erstes Viertel vielen Ereignissen einer 27.11. 03:34:02 MEZ Rhea BE 6.11. 20:06:00 MEZ Mond passiert Neptun 0° seit dem Jahr 2006 lau- 29.11. 03:17:19 MEZ Titan BE 21' nördlich fenden Reihe. Zu solchen 29.11. 04:48:59 MEZ Rhea SA Serien kommt es immer 8.11. 22:41:59 MEZ Mond passiert Uranus 3° 12' nördlich dann, wenn die Knoten 29.11. 05:54:59 MEZ Rhea DA der Mondbahn zur Ek- 13.11. 07:17:23 MEZ Vollmond liptik so positioniert sind, Die Ringkantenstellung von Saturn im Jahr 2009 rückt 13.11. 20:35:59 MEZ Mond bedeckt Plejaden dass unser Trabant den näher, und parallel nehmen auch Anzahl und Häufi gkeit der 15.11. 19:01:04 MEZ Mond bedeckt 139 Tau richtigen Abstand zur Ereignisse der Saturnmonde zu. Im Oktober wird erstmals 4m,9 Ekliptik aufweist. Da die der zweitgrößte Saturnmond Rhea davon betroff en, im No- 15.11 23:30:00 MEZ Mond passiert M 35 1° 55' Knoten selbst nicht fest vember kommt es zu den ersten Ereignissen mit Titan. Am nördlich sind, sondern entlang 20.11. ist ein kompletter Schattenvorübergang von Rhea zu 17.11. Leoniden (LEO), Dauer: der Ekliptik wandern, fi n- sehen – das Schattenpünktchen misst allerdings nur 0,2", 10.11.–23.11., ZHR: 15+ den solche Bedeckungs- die Beobachtung bleibt deshalb großen Teleskopen vorbe- serien nur in mehrjäh- halten. Leichter zu sehen sind die beiden Bedeckungsenden 19.11. 22:30:47 MEZ Mond Letztes Viertel rigem Abstand statt. von Titan am 13.11. und 29.11., wenn der größte Saturnmond 20.11. 00:18:00 MEZ Mond passiert α Leo 2° 21' wieder aus dem Planetenschatten auftaucht. Ereignisse der südlich Peter Friedrich anderen Saturnmonde sind für jeden Tag im interstellarum- 24.11. 04:35:59 MEZ Mond passiert α Vir 3° 11' Jahrbuch »Das Astronomische Jahr 2008« tabelliert. südlich Peter Friedrich 25.11. 17:52:00 MEZ Merkur in Oberer Konjunktion Merkur am Morgenhimmel 27.11. – Mira im Maximum 27.11. 17:54:39 MEZ Neumond Zur einzigen guten Morgensichtbarkeit Merkur am Morgenhimmel Auszug aus: Das Astronomische Jahr 2008, interstellarum Jahrbuch; von Merkur im Jahr 2008 kommt es in der Zeiten bezogen auf Mitte des deutschen Sprachraums (Nürnberg) Zeit vom 12. Oktober bis zum 3. Novem- ber. Die Ekliptik steigt zu dieser Jahreszeit steil über dem morgendlichen Ost- bis Süd- werden kann. Wie immer zur größten Elon- osthorizont auf, so dass Merkur bei Son- gation zeigt sich der Planet als »Halbmer- nenaufgang schon eine Höhe von bis zu kur«, was aber angesichts des 7,3" großen 16° erreicht hat. Der sonnennahe Planet er- Merkurscheibchens und der Horizontnähe reicht am 22. Oktober mit 18,3° seine größte im Teleskop nur bei gutem Seeing zu erken- westliche Elongation. Die Beobachtung des nen ist. Beobachtet man Merkur über den dann –0m,5 hellen Planeten ist allerdings ganzen Sichtbarkeitszeitraum, so kann man nur vor Sonnenaufgang möglich. Die gün- auch feststellen, wie er sich von der Sichel- stigste Beobachtungszeit liegt zwischen 40 gestalt Mitte Oktober zur fast voll beleuch- und 60 Minuten vor dem Sonnenaufgang, in teten Scheibe wandelt. Dabei nimmt auch der die Bürgerliche Dämmerung noch nicht die Helligkeit auf –0m,9 zu. begonnen hat und Merkur zwischen 7° und Peter Friedrich

10° hoch über dem Osthorizont aufgespürt Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 21 22 Himmel Das Sonnensystem Sonnensystem inter So Sa Fr Do Mi Di Mo So Sa Fr Do Mi Di Mo So Sa Fr Do Mi Di Mo So Sa Fr Do Mi Di Mo So Sa Fr Do Mi Di Mo So Sa Fr Do Mi Di Mo So Sa Fr Do Mi Di Mo So Sa Fr Do Mi Di Mo So Sa Fr Do Mi Dämmerungsdiagramm imOktober/Nobember 2008 30.11. 29.11. 28.11. 27.11. 26.11. 25.11. 24.11. 23.11. 22.11. 21.11. 20.11. 19.11. 18.11. 17.11. 16.11. 15.11. 14.11. 13.11. 12.11. 11.11. 10.11. 31.10. 30.10. 29.10. 28.10. 27.10. 26.10. 25.10. 24.10. 23.10. 22.10. 21.10. 20.10. 19.10. 18.10. 17.10. 16.10. 15.10. 14.10. 13.10. 12.10. 11.10. 10.10. Dämmerungsdiagramm stellarum 60 9.11. 8.11. 7.11. 6.11. 5.11. 4.11. 3.11. 2.11. 1.11. 9.10. 8.10. 7.10. 6.10. 5.10. 4.10. 3.10. 2.10. 1.10.

Neptun Orioniden (ORI),Orioniden Dauer:2.10.–7.11.,ZHR:23 Leoniden (LEO), Dauer:10.11.–23.11.,ZHR:15+

• Oktober/November 2008 •Oktober/November Aufgang

Merkur Untergang Vesta erreicht größte Helligkeit 6,516:43:41MEZ Mond Erstes Viertel 11:04:17MESZ Saturn Untergang 1717h77hh MEM MEZEZ 18h1 hhM MESM MESZSZS

Mars Untergang Merkur inOberer Konjunktion Mond Letztes Viertel Neumond 1919h9h9 ME MEZEZE 2020h0h MME MESZSSZ Venus Untergang m Mond bedeckt139 Tau 4,9

2211h ME MEZEZE 2222h MESESZSZS Mond passiert Neptun0°21'nördlich Mond passiert Mond bedecktPlejaden JupiterJu Untergang Mond passiert M441°12'südlich Mond passiert Vollmond m 2323h ME MEZEZE 2244h MESESZSZS Merkur inUnterer Konjunktion Goldener Henkel (Mond-Jura) sichtbar Zeitumstellung MESZ/MEZ Mond passiert α Mond passiert Vir 3°11'südlich Mond passiert Uranus 3°12'nördlich Mond passiert 4 1°12'südlic im Oktober/Novemberim 2008 Mond passiert M351°55' nördlich Mond passiert Merkur ingrößter westlicher Elongation 18,3°12:02:48MESZ 1hMhMEZM Z 2h2 ME MESZESEESZZ Mond passiert αLeo 2°21'südlich Mond passiert Neumond h Mond ErstesMo Viertel NeptunN Untergang d

33hh MEZM Z 4h4 M MESZESZE Z SaSaturnaturnn AAufgang Vesta inOpposition Mond Letztes Viertel 13:54:41MESZ

Letztes Uranus Untergang

5hVollmond MEZZ 6h M MESZEESZ

Viertel Mira imMaximum

13:54:41 Merkur Aufgang 77hh MEZMEZ 8h8 ME MESZESZE Z

SZ Mars Aufgang 1.12. 30.11. 29.11. 28.11. 27.11. 26.11. 25.11. 24.11. 23.11. 22.11. 21.11. 20.11. 19.11. 18.11. 17.11. 16.11. 15.11. 14.11. 13.11. 12.11. 11.11. 10.11. 9.11. 8.11. 7.11. 6.11. 5.11. 4.11. 3.11. 2.11. 1.11. 31.10. 30.10. 29.10. 28.10. 27.10. 26.10. 25.10. 24.10. 23.10. 22.10. 21.10. 20.10. 19.10. 18.10. 17.10. 16.10. 15.10. 14.10. 13.10. 12.10. 11.10. 10.10. 9.10. 8.10. 7.10. 6.10. 5.10. 4.10. 3.10. 2.10. 29 28 27 23 22 21 20 2

Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Sonnensystem

Der Lauf der Planeten im Oktober 2008

+25° 19. +20° 21. 17. +15° Saturn +10° 23. 15. +5° 0° Sonne 25. 13. –5° Uranus Mars 27. –10° Venus 1. –15° 11. Neptun Merkur –20° Jupiter 29. –25° 9. 31. 3. 7. 5. morgens sichtbar ganze Nacht sichtbar abends sichtbar Der Lauf der Planeten im November 2008

+25° 15. +20° 17. 13. +15° Saturn +10° 19. +5° 11. 0° Merkur 21. –5° Uranus 9. Neptun –10° 23. Mars –15° Sonne 7. Jupiter Venus –20° 25. –25° 5. 27. 3. 29. 1. morgens sichtbar ganze Nacht sichtbar abends sichtbar

Die Planeten auf ihren Bahnen im Oktober/November 2008

M E G

U C

R A

R S

Jupiter P Merkur Saturn

Das innere Sonnensystem

Venus Das äußere Sonnensystem

L R I Erde B Uranus Q A

Mars SC Neptun P O CA SGR Zeitraum 1.10.–30.11. Die Planeten im Fernrohr im Oktober/Novmeber 2008

Merkur Jupiter

6.10. 4m,9 0,6% 10,2" 27.10. –0m,8 72,6% 6,1" 10.11. – 0m,9 96,0% 5,0" 24.11. –1m,2 100,0% 4,6"

Io Kallisto Ganymed Europa Venus Saturn

Titan

6.10. –3m,9 84,9% 12,3" 24.11. –4m,1 71,8% 15,8" 3.11. 1m,1 99,8% 16,8" 3.11. –2m,1 99,2% 36,1"

Mars Uranus Neptun

m m m m N 6.10. 1,6 99,0% 3,8" 24.11. 1,4 100,0% 3,8" 3.11. 5,8 100,0% 3,6" 3.11. 7,9 100,0% 2,2" O W 0" 10" S Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 23 Sonnensystem Sonne aktuell Das Minimum lässt auf sich warten

ie Meldung sorgte für Aufsehen und Besorgnis in Wissenschaft- Surftipps lerkreisen: Auf der Fachtagung zum Thema »Solar Variability, D Phillips, T.: Was läuft falsch auf der Sonne? www.astrolabium. Earth's Climate and the Space Environment« Anfang Juni im amerika- net/archiv_science_nasa/science_nasa_juli2008/11-7-2008. nischen Bundesstaat Montana stellte Saku Tsuneta vom japanischen php National Astronomical Observatory Ergebnisse vor, die mit der Son- Deiters, S.: Ruhige Sonne fasziniert Wissenschaftler, nensonde HINODE gewonnen wurden und die scheinbar auf ein sehr www.astronews.com/news/artikel/2008/06/0806-013.shtml langes und tiefes Sonnenfl eckenminimum hindeuten. Es wurden Kehse, U.: Pause auf der Sonne, Befürchtungen laut, die Sonne könnte vor einem kleinen Maunder- www.wissenschaft.de/wissenschaft/news/292106.html

Relativzahlen und Flecken mit bloßem Auge

Re A 250 2,0 Datenquellen: alle Angaben als Monatsmittel Relativzahlen (ab 5/2005) - http://sidc.oma.be A-Netz - www.vds-sonne.de Hα Relativzahlen - www.interstellarum.de 200 1,6

150 1,2

100 0,8 Aktivität gesamt Aktivität Nordhemisphäre Aktivität Südhemisphäre Abb. 1: Kleiner Sonnenfl eck am 16.6.2008, 15:57 MESZ, 3"-Re- A-Netz (bloßes Auge) Aktivität H-α fraktor bei 1200mm Brennweite, Herschelprisma, Fuji Finepix S5700. 50 0,4 Erich Kopowski

0 0 Abb. 2: Hα-Details vom 16.6.2008, 15:51 MEZ, 3"-Refraktor bei 642121086421210864212108 5000mm Brennweite, Coronado Solarmax 60 + 2020 Telezentrik, 20052006 2007 2008 Fuji Finepix S5700. Erich Kopowski

Minimum stehen: Von 1645 bis 1715 war die Fleckenzyklus und es habe schon früher Zy- bewegt sich damit aber durchaus noch im Fleckentätigkeit der Sonne schon einmal klen gegeben, in denen die Phase der inak- Rahmen der Toleranz. Was außerdem ge- nachweisbar für 70 Jahre nahezu zum Erlie- tiven Sonne deutlich mehr als die zwei bis- gen die These eines neuen Maunder-Mini- gen gekommen und aufgrund der Tatsache, her beobachteten Jahre gedauert habe. Der mums spricht, ist die Tatsache, dass bereits dass seit etwa zwei Jahren keine nennens- Grund für die aufgetretene Panik, so Hatha- Flecken des neuen Zyklus beobachtet wur- werte Flecken- und Hα-Tätigkeit auf der Son- way weiter, liege darin begründet, dass man den, zuletzt Anfang Mai. ne beobachtet werde, schloss man auf ein sich an die Länge der früheren Minima nicht Selbst wenn noch einige Monate mit sehr ähnliches, bevorstehendes Szenario. mehr richtig erinnert. Er hat alle Fleckenzy- geringer Sonnenaktivität vergehen sollten Dem widerspricht David Hathaway, Son- klen seit 1749 untersucht und ist dabei zu – darauf deuten aktuelle Prognosen derzeit nenphysiker vom Marshall Space Flight dem Ergebnis gekommen, dass die durch- hin – ist weiter davon auszugehen, dass um Center der NASA, allerdings ganz ener- schnittliche Länge eines Fleckenzyklus 131 die Jahre 2012 bis 2014 das nächste Flecken- gisch. Das, was gerade beobachtet wird, sei Monate ±14 Monate beträgt. Der gegen- maximum eintritt. ein ganz normaler Vorgang im Verlauf eines wärtige Zyklus dauert bereits 142 Monate, Manfred Holl Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

24 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 Sonnensystem Planeten aktuell Duell der roten Flecken

upiter stand in den vergangenen Abb. 1: Jupiter am 22.6.2008 um JWochen im Fokus der Planeten- 1:25:00 MESZ mit den drei roten beobachter. Drei rote Flecken sollten Flecken. 16"-Newton bei 7000mm, sich nahezu gleichzeitig begegnen: DMK 21AF04.AU, IR-RGB Astrono- der seit 150 Jahren beobachtete mik-Filter. Thomas Winterer, Claudia Große Rote Fleck (GRF), das aus den Winterer Himmel vor 60 Jahren entstandenen ehemals drei weißen Flecken (WOS) zusam- wären. Der kleine neu entdeckte mengeschmolzene Oval BA, sowie Fleck geriet jedoch in die Mühlen ein erst im Februar auf Amateur- zwischen beiden Antizyklonen: Am aufnahmen entdeckter kleiner roter Rand des GRF angekommen, zog Fleck. Letzterer zog bereits vor der ihn die Rotation des großen Flecks Begegnung die Aufmerksamkeit auf mit einer Dauer von 4,5 Tagen auf sich, beanspruchte er doch diesel- dessen Südseite mit und transpor- be Breite und damit Strömungszone tierte ihn auf die andere Seite des wie der GRF. Jedoch passte seine GRF. Zwischen GRF und WOS-BA Geschwindigkeit nicht zur Strömung wurde der Fleck aufgerieben: Einige am Südrand des SEB – statt sich in Teile trieben auf der anderen Seite Richtung größerer Längen zu be- des GRF im selben Driftsinn wie vor- wegen, lag die Driftrate bei –0,2° bis her weiter, andere blieben gefan- –0,4° pro Tag: Ein Zusammentreff en gen in der Rotation des GRF. mit dem GRF war also unvermeidlich. Dokumentiert wurde diese Be- Gleichzeitig näherte sich auch WOS- gegnung durch Amateurbeo- BA BA mit –0,3° pro Tag dem GRF – ein bachter auf der ganzen Welt – ein derartiges Zusammentreff en dreier lebendiges Gegenbeispiel für die 5. STB 7. 2. Wirbelsysteme war zuvor noch nicht Behauptung, Amateur-Planetenbe- 30. 9. 27. 22. STrZ beobachtet worden. obachtung sei heute nutzlos. GRF SEB-S Wie erwartet passierte WOS-BA Ronald Stoyan 9. störungsfrei den GRF – dies ge- schieht aufgrund der unterschied- Abb. 2: Ausschnitt aus Abb. 1 mit lichen Driftraten beider Objekte der Umgebung des GRF vor Beginn regelmäßig etwa alle zwei Jahre, der Begegnung. Pfeile zeigen die SEB-N ohne dass Auswirkungen auf einen Bewegung der Flecken in den da- der beiden Stürme zu beobachten rauf folgenden Tagen.

a bc d

efgh

Surftipps Abb. 3: Sequenz der Begegnung der drei roten Flecken im Juni/ Aktuelle Jupiteraufnahmen: Juli 2008. Isao Miyazaki www.pvol.ehu.es/index.jsp?action=iopw a) 20.6.2008; b) 27.6.2008; c) 30.6.2008; d) 2.7.2008; e) 5.7.2008; Auswertung der BAA: www.britastro.org/jupiter/2008report04.htm f ) 7.7.2008; g) 9.7.2008; h) 15.7.2008 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 25 Sonnensystem Kometen aktuell Die Suche nach 85P/Boethin

m Herbst 2007 kam es zur intensivsten im Sternbild Skorpion aufzufi nden. Boethin konnte aber seither nicht mehr beobach- ISuchaktion nach einem astronomischen war als weiteres Ziel für die Kometensonde tet werden. Daher wäre eine Wiederentde- Objekt aller Zeiten: Beteiligt waren die »Deep Impact« nach ihrem erfolgreichen ckung und Beobachtung des Kometen bis Himmel zehn größten Teleskope der Erde, darun- Rendezvous mit 10P/Tempel im Juli 2005 zum Jahresende 2007 notwendig gewesen, ter das Subaru 8,2m-Teleskop, das VLT mit ausgewählt worden. Die Sonde wurde in- um die nicht exakt genug bestimmte Bahn drei 8,2m-Teleskopen, das Gemini 8,1m- zwischen in »EPOXI« umbenannt und für des Kometen für den Vorbeifl ug der Sonde Teleskop und zusätzlich das Spitzer-Welt- weitere Aufgaben programmiert. Sie soll im Dezember 2008, zu verbessern. Leider raumteleskop. Das Ziel dieser aufwändigen während der mehrere Jahre dauernden An- hatte die groß angelegte Suche keinen Er- Suche war der periodische Komet 85P/ fl ugphase Sterne mit extrasolaren Planeten folg – der Komet blieb unauffi ndbar und Boethin, zu diesem Zeitpunkt mehr als 5AE beobachten. als neues Zielobjekt für »EPOXI« wurde der von der Erde entfernt und als sternförmiges 85P/Boethin wurde am 4. Januar 1975 von Komet 103P/Hartley ausgewählt, der nun Objekt 23. Größenklasse erwartet. Den- Leo Boethin auf den Philippinen entdeckt. im Oktober 2010 angefl ogen werden soll. noch waren die Astronomen zuversichtlich, Bei seiner ersten Wiederkehr 1986 erreichte Einige Astronomen vermuten, 85P könnte den Kometen im Bereich der Milchstraße er überraschend eine Helligkeit von 7m,5, zerbrochen sein, und da er bis Mitte des Jahres 2008 nicht wiederentdeckt werden C/2008 A1 (McNaught) am Abendhimmel konnte, wird diese Annahme immer wahr- Hercules scheinlicher. Sollte Boethin doch noch ge- a funden werden, könnte er allerdings diesen 30.11. Herbst und Winter auch für Amateure ein lohnendes Objekt werden. Das Perihel wür- de für den 16. Dezember erwartet, die Erd- 25.11. nähe für den 23. Dezember und 85P könnte b dann etwa 7m,0 erreichen. Im Oktober und g k 20.11. November würde die Bahn des Kometen durch die Sternbilder Schütze, Steinbock und Wassermann führen und Boethin wäre 15.11. gut am Abendhimmel zu beobachten. Die prognostizierte Helligkeit würde Anfang Oktober 10m,0 betragen, Ende November 10.11. könnte sie auf etwa 7m,5 angestiegen sein. M14 Die erste Kometenentdeckung des Jah- l 5.11. res 2008 gelang Robert McNaught mit dem s e 0,5m-Schmidt-Teleskop in Siding Spring M12 (Australien) am 10. Januar 2008, fast genau M10 w ein Jahr nachdem sein berühmter Komet Ophiuchus 30.10. C/2006 P1 durch sein Perihel gegangen d e war. Das Objekt 14. Größenklasse war die 40. Entdeckung McNaughts, der gebürtige x 25.10. m Schotte ist damit der mit Abstand erfolg- z reichste, menschliche Kometenentdecker. h

M 107 20.10. Surftipps Libra Monats- und Jahresübersichten, Aufsuchkarten, Bilder: 15.10. www.kometarium.com Aktuelle Neuigkeiten, Bilder, q Beobachtungen: kometen.fg-vds.de b Aufsuchkarten, 10.10. g 1 Beobachtungshinweise: www.ki.tng.de/~winnie/kometen/ Scorpius einstieg.html a d s Geschichtliches zu Komet 85P/ t 5.10. Boethin: cometography.com/ pcomets/085p.html p interstellarum-Newsletter: O N www.oculum.de/interstellarum/ e 1.10. r newsletter.asp m

fst7,0 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

26 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 Sonnensystem

C/2008 A1 (McNaught) kommt am 29. ändert sich wenig an den Untergangszeiten 7,7AE. Zunächst wurde er als ungewöhn- September in Sonnennähe und wird An- – McNaught versinkt weiterhin recht genau licher Asteroid eingestuft, erst rund zwei fang Oktober langsam über den mitteleuro- um 20 Uhr MEZ am westlichen Horizont – Monate später gelang der Nachweis einer päischen Horizont steigen. Nach der erfreu- durch die nun immer früher endende Däm- Koma. Es war Broughtons zweite Kome- lichen Helligkeitsentwicklung im Sommer merung bleibt der Komet nun aber immer- tenentdeckung nach P/2005 T5. Der Komet zu schließen, als er noch am Südhimmel hin gut zwei Stunden lang sichtbar. Eine durchlief sein Perihel in nur 2,4AE Entfer- stand, könnte er nun etwa 6m,0 hell sein. Lei- interessante Begegnung fi ndet am 3. No- nung am 15. September 2008, dennoch der wird der Sonnenabstand nur zwischen vember statt, wenn der Schweifstern nahe sollte er im Oktober und November eine 35° und 45° betragen und der Schweifstern am Kugelsternhaufen M 10 vorüberziehen maximale Helligkeit von etwa 10m,0 errei- damit ein Objekt des frühen Abends blei- wird. Die Helligkeit nimmt stetig weiter ab, chen. Er steht dabei sehr günstig am Nacht- ben. Zu Monatsbeginn steht McNaught im bis Ende November wird der Komet nur himmel und ist zirkumpolar im Bereich der Sternbild Waage und geht mit Ende der noch etwa 8m,5 hell sein. Sternbilder Giraff e und Luchs zu fi nden. astronomischen Dämmerung um etwa 20 Ein weiteres interessantes Objekt für Ko- Aktuelle Informationen zu allen beo- Uhr MESZ unter. Bis zum Monatsende ist der metenbeobachter entdeckte der austra- bachtbaren helleren Kometen fi nden Sie Komet in den Schlangenträger gewandert lische Amateurastronom John Broughton wie gewohnt im interstellarum-Newsletter. und die Beobachtungszeit verlängert sich bereits am 17. Juli 2006 mit einem 0,25m- auf immerhin 90 Minuten. Die Helligkeit Spiegelteleskop: C/2006 OF2 (Broughton) Burkhard Leitner wird gleichzeitig auf etwa 7m,0 abgesunken war zu diesem Zeitpunkt 18m,2 schwach und sein, der Komet entfernt sich jetzt zuneh- befand sich noch weit außerhalb der Jupi- mend von Erde und Sonne. Im November terbahn in einer Sonnenentfernung von

Kometen im Oktober/November Name Entdeckung Perihel Erdnähe Beobachtungsfenster erwartete Helligkeit C/2008 A1 (McNaught) 10.1.2008 29.9.2008 (1,07AE) 4.9.2008 (1,32AE) Oktober bis Dezember 6m C/2006 OF2 (Broughton) 17.7.2006 15.9.2008 (2,43AE) 9.12.2008 (1,77AE) Juli bis Februar 10m 85P/Boethin 4.1.1975 16.12.2008 (1,15AE) 23.12.2008 (0,87AE) September bis März 7m Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 27 Rubrik

Der Sternhimmel im Oktober/November 2008 1. Oktober: 23:00 MESZ NORDEN 1. November.: 20:00 MEZ für 50° nörd. Br., 10° öst. L.

Himmel

raMaior Ursa

ae Venatici Canes

M 51 M

M 81 M

M 82 M

M 35 M

M 101 M

M 37 M

M 38 M Bootes

uriga M 36 M

raMinor Ursa pella

Camelopardalis

realis

Polaris Bo

1502 Corona

Taurus

Mel 20

1647 o

1499 ac

Dr M 13 M

M 103 884/869

Aldebaran Perseus

Cepheus

erpens

M 92 M M 52 S

M 34

Algol Cassiopeia457 Mel 25 Mel

M 45 Plejaden 7510

Hercules OSTEN 7243 M 39

752

T Sommerdreieck Wega riangulum Ekliptik M 31 Deneb

M 32

Lac

Lyra M 33 7209 erta Mirach 7000 WESTEN Aries Cygnus M 56 Andr M 12 omeda Vulpecula

Ophiuchus IC 4665 IC M 71 Cr 399

6633 M 10 M 27 Sagitta

Herbst M 14 viereck Delphinus IC 4756 M 15 Mira Pegasus Atair Aquila Pis ces

M 16 M 2 M 11 M 17

Cetus Aquarius Scutum M 24 Uranus Algedi

Neptun M 25 Jupiter M 22 Capricornus 253

–1m 7293 0m M 55 Formalhaut x m Gx 1 Piscis Austrinus o 2m OC m g GC 3 Microscopium 4m n GN 5m SÜDEN p PN

Name Empfehlung für Typ R. A. Dekl. Helligkeit Größe Entfernung DSRA/Uran. Uranus bloßes Auge Planet 23h 20min 55s (1.11.) –5° 4' 9" (1.11.) 5m,7–5m,8 3,7"–3,5" 2864–2976 Mio. km 23 (9) Metis Fernglas Asteroid 2h 50min 24s (1.11.) +11° 18' 8" (1.11.) 8m,5–9m,4 171–195 Mio. km 16 M 33 Teleskop Gx 1h 33,9min +30° 48' 5m,7 71'×42' 2,74 Mio. Lj 8 NGC 604 Teleskop GN 1h 34min 33s +30° 47' 11m,5 (b) 2' 2,74 Mio. Lj 8 NGC 404 Teleskop Gx 1h 9,4min +35° 43,1' 10m,0 3,9'×4,3' 10,8 Mio. Lj 8 δ Cephei Digital Kamera Vr 22h 29min 10s +58° 24' 55" 3m,5–4m,4 5,366341d 891Lj 7 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

28 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 Sternhimmel

Herbstliche Herausforderungen

Astronomie mit bloßem Auge Uranus

uch wenn die späte Entdeckung des Uranus 2008 Uranus durch W. Herschel im Jahre 1781 A h min h min h min h min h min 23 30 23 20 23 00 22 50 es anders vermuten lässt – der drittgrößte 23 10 Planet des Sonnensystems ist bereits mit

dem bloßen Auge erkennbar. –4° –4° Aufgrund seiner langen Umlaufperiode 1.10. 10.10. von etwa 84 Jahren und der damit ver- 30.10. bundenen langsamen Verschiebung zwi- 20.10. 96

schen den Feldsternen fällt die Planeten- j natur kaum auf. Nachteilig für Mitteleuropa –6° –6° wirkte sich seit einigen Jahrzehnten die Po- sition in den südlichen Bereichen der Ekliptik Aquarius l aus. Seitdem Uranus 1988 den südlichsten Punkt durchschritten hat, verbessern sich –8° –8° die Sichtbarkeitsbedingungen jedoch all- mählich wieder. 2008 erreicht er für die Mitte y2 y1 Deutschlands bereits wieder eine Kulminati- y3

onshöhe von 35° und ab 2012 kehrt Uranus – 10° – 10° mit der Überschreitung des Himmelsäqua- tors an den Nordhimmel zurück. Obwohl die Oppositionsstellung 2008 bereits am 13. N O September erfolgte, ist die Abnahme der h min h min h min h min hmin m 23 30 23 20 23 10 23 10 22 50 Helligkeit aufgrund der enormen Entfer- fst9,5 – 12° nung weitaus geringer ausgeprägt als z.B. mindestens 6m,5 aufweisen. Da im Gegen- östlich von χ Aqr fi ndet sich der m5 ,5-Stern bei Jupiter oder Mars. So schwankt der Wert satz zur nebligen Erscheinung vieler De- 96 Aqr, auf den sich Uranus im Laufe des nur zwischen 5m,7 Anfang Oktober und 5m,8 ep-Sky-Objekte Verwechselungsgefahr mit Monats Oktober zu bewegt und mit dem Ende November. Durch die Verlagerung der einem Feldstern besteht, ist auch eine ge- er nahezu den gesamten November über Sichtbarkeit an den Abendhimmel und die naue Aufsuchkarte, die alle mit bloßem ein enges Paar bildet. Dies könnte eine in- längeren Nächte bestehen nun sogar ange- Auge sichtbaren Sterne zeigt, notwendig. teressante Gelegenheit bieten, Uranus als nehmere Beobachtungsbedingungen. Startpunkt ist das Dreieck aus den Sternen λ schwächere Komponente dieses »Doppel- Für eine erfolgreiche Sichtung sollte Aquarii, χ Aquarii und dem markanten Drei- sterns« sicher zu identifi zieren. der Himmel im Zenit eine Grenzgröße von ergestirn ψ1/ψ2/ψ3 Aquarii. Etwa 1,5° nord- Matthias Juchert

(9) Metis 2008/9 28.1. Astronomie mit dem 300h min 230h min o 18.1. s Fernglas Metis 15° 15° 8.1.

Aries 29.12. ie sich aus mikroskopisch kleinen Staubparti- Wkeln Planeten formen, wird mit aufwändigen 30.9. 9 19.12. 10.10. Computersimulationen und Beobachtungsprojekten 20.10. 9.12. 30.10. 9.11. 19.11. 29.11. erforscht. In der Planetenentstehung ist ein erstes m x Zwischenstadium erreicht, wenn sich aus der Zusam- 10° 10° menballung winziger Staubteilchen ein Gesteinsbro- l x cken von Kilometergröße gebildet hat. Massereiche Objekte dieser so genannten Planetesimale können sogar bis zu 500km groß werden. Wenn ein Kör- Cetus per dieser Größe durch weitere Kollisionen aufge- n schmolzen wird, kann durch den Einfl uss der eigenen 5° 5° Schwerkraft der Prozess der Diff erenzierung in Gang a gesetzt werden. Dabei sinken die schweren Elemente N O h min g h min m 300 230 ins Innere, während sich die leichteren chemischen fst10,0 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 29 Sternhimmel

Verbindungen (Silikate) weiter außen abla- Überrest des Kerns: ein Kernfragment aus Sternbilds Widder, dicht an der Grenze zum gern. Nach der Ausbildung einer Kern- und Nickel und Eisen eines diff erenzierten As- Walfi sch. In der Nacht des 4. November Mantelregion weist der Gesteinsbrocken teroiden, der vor einer Jahrmilliarde durch steht er in Opposition zur Sonne und bleibt einen für terrestrische Planeten typischen eine Kollision vollständig zerstört wurde. die ganze Nacht beobachtbar. Der 4m,3 hel- Aufbau auf: Er ist diff erenziert. Diese Vor- Aus diesem gewaltigen Ereignis blieb Metis le Stern μ Ceti, an dem der 190km große stufen der Planetenentstehung lassen sich als größtes Bruchstück übrig. Asteroid ca. 1° nördlich vorbei läuft, dient heute als diff erenzierte Kleinkörper im As- Bereits Anfang September kann Metis als gute Aufsuchhilfe. Bei einer typischen teroidengürtel fi nden. mit einem 10×50-Fernglas als Lichtpunkt Opposition bleibt Metis meist nur ein Licht- Himmel Wie Spektralanalysen von (9) Metis und 10. Größenklasse entdeckt werden. Für vier punkt der 9. Größenklasse, doch mit 8m,5 (113) Amalthea zeigten, sind diese Astero- Monate bleibt dieser interessante Astero- fällt diese Sichtbarkeitsperiode besonders iden vermutlich Überreste desselben Mut- id bis ins neue Jahr hinein mit einem gän- hell aus; die letzte noch hellere Opposition terkörpers. Während Amalthea aus dem gigen Fernglas sichtbar. Dabei befi ndet er liegt schon elf Jahre zurück. Mantel stammen soll, gilt Metis eher als ein sich die ganze Zeit im südlichen Teil des Nico Schmidt

Objekt der Saison M 33

er herbstliche Galaxienhimmel fi ndet M 33/NGC 404 Dseinen Höhepunkt in den beiden gran- diosen, zur Lokalen Gruppe gehörenden 148h min 132h min 116h min 100h min 2° Spiralen M 31 und M 33. Während der An- 36° NGC 404 36° dromedanebel M 31 dabei vor allem durch b Mirach schiere Größe und Helligkeit besticht, ist Andromeda es bei M 33 der enorme Reichtum an beobachtbaren Details, der diese Galaxie zu 34° 34° einem der faszinierendsten Ziele des gesamten gestirnten Himmels macht. Triangulum M 33 rangiert in Punkto scheinbarer Hel- ligkeit nach den Magellanschen Wolken und 32° 32° 78 s der Andromedagalaxie an vierter Stelle un- ° 82 ter den Galaxien der Lokalen Gruppe und gilt 2 M33 – mit Ausnahme von M 81 – als das fernste NGC 604 NGC 588 Pisces Objekt, das mit freiem Auge beobachtet 30° t 30° a NGC 595 werden kann. Allerdings ist die Galaxie auch NGC 592 148h min 132h min 116h min 100h min unter exzellenten Bedingungen visuell sehr 68 fst9,0m unauff ällig, und so nimmt es nicht wunder, dass sie in vorteleskopischer Zeit noch un- tation, Parallaxe und Eigenbewegung von M 33 besitzt bei einer Gesamthelligkeit bekannt war. Erste Hinweise auf einen Nebel M 33 nachzuweisen glaubt (und damit das von 5m,7 eine scheinbare Ausdehnung von 71' im Bereich des Sternbildes Dreieck fi nden Objekt unserer galaktischen Umgebung zu- × 42', was einem wahren Durchmesser von sich in den Schriften des sizilianischen Astro- ordnet), allerdings nur zwei Jahre später von etwa 60000Lj entspricht. Ihre recht off ene nomen Hodierna, wobei allerdings die Iden- Edwin Hubble widerlegt wird, der über die Struktur und die nur wenig ausgeprägte tifi kation von M 33 unsicher bleibt. Sicher ist Beobachtung von Cepheiden die extraga- zentrale Wölbung weist sie als Spirale vom hingegen die Beobachtung von M 33 durch laktische Natur des Objekts beweist [1, 2]. Typ Sc oder Scd aus. Die Galaxie weist zwei Charles Messier im August 1764: Er sieht mit Glaubt Hubble allerdings noch an eine Ent- Haupt- und mehrere Nebenspiralarme auf seinem 3"-Spiegel einen »Nebel […] von fernung von knapp unter 1 Million Lichtjahre, und besitzt eine Gesamtmasse zwischen 10 weißlichem Licht und beinahe regelmäßiger hat sich mittlerweile ein Wert von 2,6 bis 2,8 und 40 Mrd. Sonnenmassen. Im Zentrum Dichte, jedoch ein bisschen heller innerhalb Mio. Lichtjahren als Standard etabliert [3]. befi ndet sich ein 14m heller Sternhaufen 2/3 seines Durchmessers« – eine Beschrei- Zwar wurde dieser Wert durch eine kürzlich von knapp 85000 Sonnenmassen, der zwei bung, die den Anblick der Galaxie im kleinen erschienene Studie eines Bedeckungsverän- Sternpopulationen von 40 Mio. und 1 Mrd. Teleskop treff end wiedergibt. Der außeror- derlichen in Frage gestellt [4], mittlerweile Jahren Alter enthält [6]. Ein superschweres dentliche Detailreichtum von M 33 wird we- durchgeführte Messungen an Wassermasern schwarzes Loch, wie es in den Zentren von M nige Jahre danach von den Herschels notiert; in der Galaxie deuten jedoch darauf hin, dass 31 und der Milchstraße vorhanden ist, konn- 1849 entdeckt Lord Rosse die Spiralstruktur der Standardwert doch korrekt sein dürfte te bis jetzt allerdings noch nicht nachgewie- der Galaxie. [5]. Letztgenannte Studie erbrachte übrigens sen werden [7]. M 33 zeigt wie viele Galaxien Der Gelehrtenstreit ob der galaktischen auch den erstmaligen direkten Nachweis der der Lokalen Gruppe eine Blauverschiebung oder extragalaktischen Natur von M 33 ku- Rotation und Eigenbewegung der Galaxie, ihrer Spektrallinien und bewegt sich mit muliert in den 20er Jahren des vorigen Jahr- wobei die erhaltenen Werte um mehrere knapp 40km/s auf die Milchstraße zu [5]. hunderts, als zunächst der niederländische Größenordnungen geringer sind als jene, die Unter den vielen prominenten Sternent-

Astronom Adriaan van Maanen eine Ro- van Maanen nachzuweisen vermeinte. stehungsgebieten in M 33 sticht vor allem Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

30 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 die im nördlichen Arm gelegene Region NGC 604 heraus. Sie gehört mit einem Durchmes- ser von 1500Lj zu den größten bekannten HII-Regionen überhaupt. In ihrem Zentrum befi nden sich über 200 heiße junge Sterne mit Massen zwischen 15 und 120 Sonnen- massen, die den Nebel bereits erodiert und eine zentrale Höhlung geschaff en haben. Das Alter des gesamten Komplexes beträgt etwa 3 Mio. Jahre [8]. Die Galaxie enthält mindestens 800 Veränderliche, darunter etwas mehr als ein Dutzend blaue Überriesen- sterne (engl.: luminous blue variables, LBVs), die Maximumshelligkeiten von bis zu 14m,5 aufweisen und damit zu den am leichtesten beobachtbaren Einzelobjekten der Galaxie gehören. Trotz der großen Anzahl an jungen Sternen wurde bislang jedoch noch keine Supernova in M 33 beobachtet. Aufgrund der geringen Flächenhelligkeit hängen die Sichtbarkeit von M 33 und die Erreichbarkeit von Strukturen innerhalb der Galaxie kritisch von den Beobachtungsbe- UBL

dingungen ab. Obwohl in Punkto Gesamt- H helligkeit etwas heller als M 13, stellt die ERNHARD freisichtige Beobachtung von M 33 eine B Herausforderung an Beobachter und Him- Die Spiralstruktur von M 33 kommt nicht nur auf tiefen Fotos zur Geltung, sondern ist mel dar und gelingt zweifelsfrei nur unter unter dunklem Himmel auch visuell zu sehen. extrem gutem Himmel mit einer Grenzgrö- ße größer als 6m,8. M 33 erscheint dann bei indirektem Sehen als geisterhafter, ellip- larme sowie die Regionen NGC 588, 592 [2] Hubble, E.: Cepheids in spiral nebu- tischer Nebelfl eck knapp 4° westnordwest- und 595 als schwache Nebelfl ecken an. Mit lae, The Observatory 48, 139 (1925) lich von α Tri. Im Fernglas erscheint M 33 un- steigender Öff nung off enbart sich eine Viel- [3] McConnachie, A. W. et al.: Distances ter diesen Bedingungen auff ällig und zeigt zahl weiterer Assoziationen und Nebelge- and metallicities for 17 Local Group ga- bereits ansatzweise den nördlichen Arm; in biete [9], die teilweise auf Schmalbandfi lter laxies, MNRAS 356, 979 (2005) stadtnahen Gegenden hingegen bleibt die reagieren und M 33 ein ungewöhnlich fein- [4] Bonanos, A. Z. et al.: The fi rst direct distance Galaxie auch in größeren Instrumenten ein gliedriges und fantastisch strukturreiches determination to a detached eclpising bina- diff user, lichtschwacher Nebelschimmer. Aussehen verleihen. Mit großen Teleskopen ry in M 33, Astrophys. J. 652, 313 (2006) Sind die Bedingungen gut bis hervorra- ab 14" Öff nung zeigt NGC 604 eine hufei- [5] Brunthaler, A. et al.: The geometric distance gend, bietet bereits ein 5-Zöller Raum für senförmige Gestalt; mit 20" sind hingegen and proper motion of the Triangulum Ga- ausgedehnte Beobachtungen, wobei eine bereits die hellsten Sterne bzw. Sterngrup- laxy (M 33), Science 307, 1440 (2005) möglichst niedrige Vergrößerung anzura- pierungen im dunklen Zentralbereich des [6] Long, K. S., Charles, P. A., Dubus, G.: Hubble ten ist. Der nördliche Spiralarm erscheint Emissionsnebels erreichbar. Beobachter ab Space Telescope spectroscopy of the nucle- kompakter und heller als sein südliches 16" Öff nung können sich zudem an den us of M 33, Astrophys. J. 569, 204 (2002) Pendant und gipfelt in der 11m,3 hellen und mehr als 20 Kugelsternhaufen und off enen [7] Gebhardt, K. et al.: M 33: a galaxy with no super- 1' durchmessenden HII-Region NGC 604 10' Sternhaufen heller als 17m versuchen, die massive black hole, Astron. J. 122, 2469 (2001) nordöstlich des Zentrums, die unter Ein- zurzeit in M 33 bekannt sind [10]. [8] Gonzalez Delgado, R. M., Perez, E.: The massive satz eines Schmalbandfi lters bereits mit stellar content of the HII region NGC 604 and 2,5" Öff nung erreichbar ist. Der südliche Matthias Kronberger its evolutionary state, MNRAS 317, 64 (2000) Hauptarm erscheint fl eckiger und diff user [9] Jiang, L. et al.: Multicolor photometry of 145 of the und erreicht seine größte Helligkeit etwa [1] van Maanen, A.: Investigations of proper motion. H II regions in M 33, Astron. J. 124, 3179 (2002) 10' südwestlich des Kerns. Zwischen diesen Tenth paper: Internal motion in the spiral nebula [10] Sarajedini, A., Mancone, C. L.: A catalog of star clus- beiden Armen deuten sich weitere Spira- Messier 33, N.G.C. 598, Astrophys. J. 57, 264 (1923) ter candidates in M 33, Astron. J. 134, 447 (2007) Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 31 Sternhimmel

Objekt der Saison NGC 404

as Aufsuchen von Deep-Sky-Objekten 1784, in der ihm neben NGC 404 noch 15 wei- Stern fordert jedoch ihren Tribut: In einem Dkann eine nicht zu unterschätzende He- tere Erstbeobachtungen gelangen. Die Gala- normalen Fernglas wird es selbst unter op- rausforderung für den Beobachter darstellen. xie war prädestiniert für Herschels Suchstra- timalen Bedingungen kaum gelingen, ei- Trotz ausgefeilter Methoden wie Starhopping tegie, denn er zentrierte als Bezugspunkt nen Blick auf das Objekt zu ergattern, denn sowie exakter Sternkarten muss der Weg immer einen hellen Stern, von dem aus er aufgrund der niedrigen Vergrößerung ver- zum Objekt der Begierde oft hart erkämpft die unbekannten Nebel vermessen konnte. schmilzt das matte Leuchten der Galaxie mit werden. Doch es gibt auch dankbare Objekte, In seiner Beschreibung vermerkte er, dass die dem Glanz Mirachs. Somit sind Teleskope wie die Galaxie NGC 404 im Sternbild Andro- Galaxie recht hell erschien, obwohl sich der die Instrumente der Wahl. Unter sehr gu- meda. Durch ihre Lage nur 9' nordwestlich strahlend helle β And mitten im Gesichtsfeld ten Bedingungen bestehen selbst mit 2" bis des 2m-Sterns Mirach oder β Andromedae seines 18,7"-Teleskops befand. Lord Rosse 3"-Teleskopen Chancen, einen Blick auf die lässt sie sich direkt über ihren Leitstern an- erlag bei seinen Beobachtungen im 19. Jahr- Galaxie zu erhaschen [5]. Hierzu sollte der steuern und wird treff ender Weise auch als hundert der Täuschung, die Galaxie in Einzel- helle Stern jedoch möglichst außerhalb des »Geist von Mirach« bezeichnet. sterne aufl ösen zu können. Diese Aufl ösung Gesichtsfelds positioniert werden und auch gelang jedoch erst vor wenigen Jahren mit eine entsprechend hohe Vergrößerung zum Hilfe des HST und moderner CCD-Technik. Einsatz kommen. Ab 6"–8" Öff nung ist die Am Himmel fi ndet sich NGC 404 etwa auf Galaxie selbst bei Aufsuchvergrößerung und halbem Weg zwischen M 31 und M 33, was mit Mirach im Feld gut erkennbar. Bisweilen immer schon die These einer möglichen Zu- suchen die Beobachter die Galaxie im wei- gehörigkeit zur Lokalen Gruppe genährt hat. teren Umfeld und sind dann überrascht, wie Lange Zeit herrschte große Unsicherheit be- kompakt das Paar aus Stern und Galaxie in züglich der Entfernung und so fi nden sich in Wirklichkeit ist. NGC 404 erscheint dann als der Literatur Werte zwischen 5 und 35 Millio- mittelgroßer, rund-ovaler Nebel ohne wei- nen Lichtjahren. Erst in jüngerer Vergangen- tere Details und ist auch mit direktem Sehen heit konnte durch Tonry et al. [2] mit Hilfe der gut erkennbar. Ab etwa 12" Öff nung sind bei Oberfl ächenhelligkeitsfl uktuation der heute hoher Vergrößerung weitere Details erkenn- akzeptierte Wert von 10,8 Millionen Licht- bar. Insbesondere der helle, stellare Kern jahren berechnet werden. Dieser Wert wur- wird von vielen Beobachtern bemerkt. Die de wenig später von Karachentsev et al. [3] Diff erenzierung von Halo und Zentralgebiet durch Vermessung des Riesenasts bestätigt. gestaltet sich schon schwieriger und stellt

URVEY Somit liegt NGC 404 knapp außerhalb der bereits den höchsten Detaillierungsgrad der S KY S Lokalen Gruppe und stellt eine isoliert gele- ansonsten gleichförmigen Galaxie dar.

IGITIZED gene S0-Galaxie dar. Del Río et al. [4] weisen D auf den ungewöhnlich hohen Gasgehalt der Matthias Juchert Die Galaxie NGC 404 liegt unmittelbar ne- Galaxie hin und erklären diesen durch den ben dem hellen Stern β And. Zusammenstoß mit einer irregulären Zwerg- [1] Steinicke, W.: Historic NGC, www.klima-luft. galaxie, der sich vor etwa 1 Milliarde Jahren de/steinicke/ngcic/Historic_NGC.txt (2008) Die Entdeckung von NGC 404 geht auf Wil- ereignet hat und bei dem die Zwerggalaxie [2] Tonry, J. L. et al.: The SBF Survey of Gala- helm Herschel zurück, der die Galaxie in der völlig zerstört wurde. Morphologisch präsen- xy Distances. IV. SBF Magnitudes, Colors, and Nacht des 13. September 1784 auff and. 1784 tiert sich uns die Galaxie nahezu in Draufsicht Distances, Astrophys. J. 546, 681 (2001) war das erste Jahr, in dem sich Herschel inten- (face-on), wobei neben dem auff allend hel- [3] Karachentsev, I. D. et al.: The very local Hub- siv den Deep-Sky-Objekten des Herbsthim- len Kern auf hochaufl ösenden Aufnahmen ble fl ow, Astron. Astrophys. 385, 21 (2002) mels widmen konnte. Das Wetterglück hatte auch markante Staubstrukturen in Zentrums- [4] Del Río et al.: High-Resolution H I Observations er off enbar auf seiner Seite. Immerhin gelan- nähe hervortreten. of the Galaxy NGC 404: A Dwarf S0 with Abun- gen ihm in sage und schreibe 14 Nächten des Die außergewöhnliche Nähe zum 2m-Stern dant Interstellar Gas, Astron. J. 128, 89 (2004) Monats September Neuentdeckungen, die Mirach und das damit verbundene einfache [5] O'Meara, S. J.: Deep-Sky Companions: Hidden heute eine NGC-Bezeichnung tragen [1]. So Aufsuchen machen die Galaxie zu einem Treasures, Cambridge University Press (2007) war es auch in der Nacht des 13. September häufi g besuchten Schaustück. Die Nähe zum

Veränderlicher aktuell δ Cephei

Cephei ist wegen seiner Helligkeit, sei- Zunächst ist er der Namensgeber der Ce- der Leuchtkraft eines Cepheiden und sei- δ ner Amplitude, seiner Periode und seiner pheiden, einer Veränderlichenklasse, die es ner Periode. An der Verfeinerung dieser so leichten Auffi ndbarkeit ein typischer Einstei- ermöglicht hat, das Universum zu vermessen genannten »Perioden-Leuchtkraft-Relation« gerstern für die Beobachter von Veränder- und Aussagen zum Alter und der Expansi- wird auch heute noch intensiv gearbeitet: lichen Sternen. Das heißt aber nicht, dass es on des Universums zu machen. Wie zuerst Je genauer sie bekannt ist, desto genauer ein langweiliger Stern ist, mit dem sich zu von Henrietta Swan Leavitt 1912 nachge- kennen wir die Entfernung zu entfernten Ga-

beschäftigen nicht lohnt. wiesen, besteht eine Abhängigkeit zwischen laxien. Nicht zufällig war eines der »key-pro- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

32 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 Rubrik

jects« des Hubble-Weltraumteleskops (HST) die Bestimmung der Hubble-Konstanten mit einer Genauigkeit von 10% anhand von Ce- pheiden [1]. δ 2002 ist es mit dem Hubble-Teleskop erstmals gelungen, eine verlässliche trigonome- trische Parallaxe zu einem Cepheiden zu bestimmen, und dieser Cepheide war δ Cephei, der Namensgeber [2]. Das Team um G. H. Be- nedict arbeitete dabei mit einem der drei Fine Guidance Sensors, die in der Hauptsache der Lageregelung des Teleskops dienen, aber für astrometrische Studien ideal geeignet sind. Das Ergebnis war die bis dahin in dieser Ge- IENERROITHER nauigkeit nicht erreichbare Parallaxe von 3,66 W ETER Millibogensekunden, was einer Entfernung P von 891 Lichtjahren entspricht. Abb1: δ Cephei ist einer der hellsten Sterne des Sternbilds Cepheus. Einige Jahre später ist es wiederum mit δ Cephei gelungen, die Baade-Wesselink-Me- oder anderen Schwankungen unterworfen [2] Benedict, G. H. et al.: Astrometry with the Hubble thode rein empirisch zu eichen [3]. Bei der ist, beispielsweise aufgrund des Lichtzeit-Ef- space telescope: a parallax of the fundamental dis- Baade-Wesselink-Methode wird die Größen- fekts bei Cepheiden, die sich in Doppelstern- tance calibrator δ Cephei, Astron. J. 124, 1695 (2002) änderung eines Sterns, die sich spektrosko- systemen befi nden. δ Cephei gehört zu den [3] Merand A. et al.: The projection factor of delta Cephei. pisch anhand der Radialgeschwindigkeit er- Cepheiden, deren Periode sich verkürzt [4]. A calibration of the Baade-Wesselink method using mitteln lässt, in Beziehung gesetzt zu der Für δ Cephei reicht zwar auch das bloße the CHARA Array, Astron. Astrophys 438, L9 (2005) interferometrisch messbaren Durchmesser- Auge, um verwertbare Beobachtungen zu [4] Turner, D. G.: Monitoring the Evolution of Ce- änderung. Bei Kenntnis einer Konstanten, des gewinnen, reizvoll ist es aber, sich mit neuen pheid Variables, 1998, Journal of the American so genannten Projektionsfaktors, folgt daraus Techniken an bekannten Objekten zu versu- Association of Variable Star Observers 26, 101 die Entfernung. Die Radiusänderungen der chen. Für den Helligkeitsbereich von δ Ce- [5] IRIS, Download und Infos: www.as- Cepheiden waren bis dahin nur aufgrund der phei ist eine einfache Digicam der Preisklasse trosurf.com/buil/us/iris/iris.ht Helligkeits- und Farbvariationen und physika- 100€ bis 150€ vollkommen ausreichend. Zur lischer Sternatmosphärenmodelle geschätzt. Bearbeitung und Messung der Aufnahmen Durch direkte Messungen der Radiusände- bietet sich die freie Software IRIS an [5]. Die rungen von δ Cephei konnte der Projektions- Lichtkurve zeigt, was eine Canon IXUS 70 faktor bestimmt und die Baade-Wesselink- bei δ Cephei erreichen kann. Sicherlich ist Methode auf eine solide Basis gestellt werden. die Streuung der Helligkeiten größer als bei Der gemessene mittlere scheinbare Durch- einer digitalen Spiegelrefl exkamera und mit messer beträgt gerade einmal 1,475 Millibo- dem Ergebnis einer CCD-Kamera gar nicht gensekunden mit der sehr geringen Unsi- zu vergleichen. Beeindruckend ist dennoch, cherheit von nur 0,004 Millibogensekunden. dass mit einer einfachen Kamera, die heute in Aus der bekannten Entfernung folgt, dass δ den meisten Haushalten vorhanden ist, schö- Cephei einen durchschnittlichen Radius von ne und auswertbare Lichtkurven gewonnen 43 Sonnenradien hat. werden können. Für Veränderlichenbeobachter ist es ein Béla Hassforther Abb. 2: Originalaufnahme (oben) und wichtiges Ziel, den genauen Zeitpunkt der Lichtkurve (links) von δ Cephei, ermit- Maxima bei den Cepheiden zu bestimmen. [1] Freedman, W. L.: The Hubble Space Telescope telt mit einer Digicam (Canon IXUS 70). Von einigen Vertretern kennt man die Maxi- Key Project on the Extragalactic Distance Sca- Jeder Punkt ist das Mittel der Messungen ma der letzten 150 Jahre und kann ermitteln, le, astro.u-strasbg.fr/howfar/freedman.html aus rund 6 Aufnahmen, die jeweils 15s bei ob sich die Periode verkürzt oder verlängert Blende 2,8 in der Weitwinkeleinstellung bei 5,8mm Brennweite aufgenommen wurden. Eine Nachführung ist bei dieser Kombina- tion von Belichtungszeit und Brennweite nicht erforderlich. Die Verarbeitung und das Ausmessen der Aufnahmen wurde mit der freien Software IRIS durchgeführt. Die gezeigte Lichtkurve besteht aus 23 Wer- tepaaren, für die also fast 140 Aufnahmen gewonnen werden mussten. Anzustreben sind mindestens 40 Wertepaare, was innerhalb einer Beobachtungssaison kein Pro- blem darstellt. Reduziert wurden die Beo- bachtungen mit einer Periode von 5,3663

Tagen auf einen gemeinsamen Zeitraum. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 33 Rubrik OOPER C EN B

Die Vielfalt einer Finsternis

Impressionen der Sonnenfi nsternis vom 1. August

VON DANIEL FISCHER

Von Flugzeugen oder Eisbrechern aus, in einer russischen Großstadt oder in den Steppen und Wüsten Zentrala- siens: Wohl selten war die Auswahl so groß gewesen für die Beobachtung einer totalen Sonnenfi nsternis wie am 1. August 2008, wobei freilich kein Ort wirklich leicht (oder kostengünstig) zu erreichen war. Die Wetterstatistik hatte zwischen »fast unmöglich« zu Beginn des Totalitätsstreifens in Nordkanada und dem nordpolaren Eismeer über »50:50« in Sibirien bis zu »fast garantiert« in Nordwestchina variiert – aber wie schon bei der letzten totalen Sonnenfi nsternis vor zwei Jahren war am entscheidenden Tag fast die gesamte Zone.

icht nur in der klimatologisch dem allgegenwärtigen schwülen Dunst Abb. 1: Trotz schlechter Wetterstati- bevorteilten Region Westchina/ dieser Jahreszeit zum Trotz. Über allem stiken konnte die Sonnenfi nsternis ge- NOstmongolei, sondern auch im schwebten zudem zwei Flugzeuge voller sehen werden. Diese digitale Serienauf- Raum Nowosibirsk in Sibirien und selbst Sonnenfi nsternisbeobachter, ein großes nahme der Sonnenfi nsternis entstand über im fast immer wolkenverhangenen Eis- aus Deutschland 7° vom Nordpol ent- dem wetterverwöhnten Ob-See in Russ- meer konnte die Sonnenkorona vielerorts fernt und ein kleines aus Kanada, das land. Links die auff ällige Venus, näher an der ohne Beeinträchtigung betrachtet wer- acht zu allem entschlossene Beobachter Sonne Merkur. den, zusammen mit oft dramatisch in- im letzten Moment gechartert hatten: tensiven Himmelsfarben. Und auch am Zumindest am Beginn des Totalitäts- Ende der Finsterniszone in der Mitte streifens war es doch nicht klar gewor- Chinas war die Totalität nur wenige Grad den. Aber auch die letztlich erfolgreichen über dem Horizont überraschend deut- Bodenbeobachter in Asien hatten viel- lich – wenn auch stark gerötet – zu sehen, fach zittern müssen. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

34 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 Sonne

Nordpol, 9:45 UT

Abb. 2: Fraglos der bequemste Weg, sich von Deutschland aus der Sonnenfi nsternis zu nähern, war der spezielle Beobachtungsfl ug, der schräg durch die Totalitätszone schnei- den und die Zeit im Kernschatten merklich verlängern würde. Finsternisfl üge bieten na- IEDMAIR hezu 100% Wettersicherheit und den transpa- R rentesten denkbaren Himmel, aber die Qualität OLFGANG der Fensterscheiben und die Möglichkeit zum W Einsatz größerer Optik lassen oft zu wünschen übrig. Der Blick auf den Kernschatten auf der Erde aus 10km Höhe ist einmalig, der Blickwin- kel aus den kleinen Fenstern typischer Passa- gierjets dagegen eingeschränkt.

Abb. 3: Der Mondschatten über der Arktis, aufgenommen beim deutschen Finsternisfl ug – und zwar von der sonnenabgewandten Seite des Flugzeugs aus. IEDMAIR R OLFGANG W

Nördliches Eismeer, 10:05 UT

Abb. 4: Klare Sicht auf die Sonnenfi nsternis an Bord eines russischen Eisbrechers in der Barents-See auf dem Rückweg vom Nordpol. Für andere arktische Kreuzfahrer verschwand die Finsternis allerdings im Nebel, den die Abkühlung durch den Mondschatten noch ver- stärkte. TAIGER S LIVIER O

a b Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 35 Sonne

Sibirien, 10:50 UT ÜTHEN L ARTWIG H

Abb. 5: Ein Komposit der Sonnenkorona aus 24 Aufnahmen aus Kochenowo nahe Nowosibirsk mit 1/500s bis 2s Belichtungszeit, die mit einem 500mm-Objektiv und Blende 8 sowie einer mit der Software »Eclipse Orchestrator« automatisch gesteuerten Canon EOS 350Da entstanden. Komponiert wurde mit Fitswork und primär einer Larson-Sekanina-Filterung; das eingefügte Mondgesicht ist ein Stack aus vier 2s-Aufnahmen.

MATTHIAS KLEINKE, CHRISTOPH ROLLWAGEN MATTHIAS KLEINKE, CHRISTOPH ROLLWAGEN

Abb. 6: Eine langbelichtete Einzelaufnahme der Korona; der In- Abb. 7: Innere Korona und Protuberanzen, kurz nach dem nenbereich geht dabei – auf Digitalaufnahmen – zwangsläufi g in 2. Kontakt – die Spitze einer besonders großen Protuberanz die Sättigung. Aufgenommen mit einer Canon EOS 350D an einem auf der anderen Seite lugt bereits hervor. Aufnahmedaten wie

72/432mm-Apochromat mit Komakorrektor. Abb. 6. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

36 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 Sonne

Xinjiang/China, 11:05 UT EE L RTHUR A EE L RTHUR A DANIEL FISCHER

Abb. 8: Kurz vor dem zweiten Kontakt in Weizixia ist die Son- Abb. 9: Doppelter Diamantring beim zweiten Kontakt, nensichel durch einen »Naturfi lter« zu sehen, bevor sie sich dazu zahlreiche kleine Protuberanzen: aufgenommen in rechtzeitig von dieser wohl meistverfl uchten Wolke Chinas befrei- Nordwestchina mit einem 4,1"-Refraktor bei 864mm Brenn- en konnte. Panasonic DMC-TZ2-Kompaktkamera mit 10-fachem weite, EOS Canon D40. optischem Zoom. Abb. 10: Zahlreiche Protuberanzen kurz nach dem EE L 2. Kontakt, aufgenommen in Nordwestchina mit einem RTHUR A 4,1"-Refraktor bei 864mm Brennweite, EOS Canon D40.

Abb. 11: Die große Protuberanz kurz vor dem 3. Kontakt. 4,1"-Refraktor bei 864mm Brennweite, EOS Canon D40. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 37 Partielle Finsternis in Mitteleuropa

PETER WIENERROITHER

Abb. 12: Reihenaufnahme der partiellen Sonnenfi nsternis mit einem Teleobjektiv bei 120mm, Canon EOS 5D, ISO 100, Baader Solar- Filter, Komposit, 5min-Intervall.

Im deutschen Sprachraum herrschte weitgehend durchwach- senes Wetter, das stark an den 11.8.1999 erinnerte. Die meisten Bilder aus dem Leserkreis zeigen deshalb die Sonne nur hinter Wol- ken. Einige Sternfreunde hatten jedoch mehr Glück.

Abb. 13: Partielle Phase mit detailreichem Mondrandprofi l um ILKEN

-W 11:53 MESZ, aufgenommen mit einem 7"-Refraktor und 1600mm LACH F Brennweite (Foliensonnenfi lter) und einer Pentax K20D Digitalkamera ERND B bei ISO100 und 1/1250 s Belichtungszeit.

Abb. 14: Die Finsernis im Komplettdurchlauf ohne Wolkenstörung, aufgenommen mit einem 4"-Refraktor bei 800mm Brennweite. Herschelprisma, Nikon D2X bei ISO125. JÖRG MOSCH Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

38 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 Planeten VIRTUELL DURCHS SONNENSYSTEM Die freie 3D-Simulation Celestia

VON ULRICH DICKMANN

Haben Sie sich schon einmal gefragt, wie der Saturn aussehen würde, wenn Sie auf dem Abb. 1: Vom Hubble Raumfahrzeug Cassini oder einem Gesteinsbrocken der Saturnringe säßen? Oder hätten Space Telescope einen Sie gerne den Abstieg der Sonde Huygens auf den Saturnmond Titan aus nächster Nähe Blick in die Sterne: Die mit eigenen Augen verfolgt? Würden Sie gerne einmal den Mondschatten auf der Erde aus 3D-Weltraumsimulation »Celestia« macht diesen dem All während einer Sonnenfi nsternis mit den Augen der Besatzung der ISS sehen? Sie Traum wahr. meinen, solche Anblicke würden Ihnen niemals zuteil werden? Doch, denn das alles, und noch viel mehr, ist möglich mit der 3D-Weltraumsimulation »Celestia«!

ie vom Amerikaner Chris Laurel Planeten und Monden unseres Sonnensy- im Jahr 2001 initiierte Soft ware stems oder in ferne Galaxien unternehmen Dliegt inzwischen in der Version zu können. 1.5.1 für die Betriebssysteme Windows, Li- nux und Mac in verschiedenen Sprachen Am Monitor ins All vor. Als OpenSource-Projekt (GNU GPL) ist sie frei und kostenlos im Internet ver- Schon beim Start des Programms fl iegt fügbar und wird schon seit Jahren von den man ausgehend von der Sonne zur Erde Weltraumagenturen ESA und NASA für be- und verweilt dort in einem Orbit über stimmte Zwecke eingesetzt (siehe Surft ipps). ihr. Mit etwas Fantasie wird der Compu- Diese Tatsache macht deutlich, dass es sich termonitor zum Fenster eines imaginären um eine seriöse und wissenschaft lich ernst- Raumschiff s und ob der hohen grafi schen haft e Soft ware handelt und nicht etwa um Qualität der Darstellung glaubt man, sich ein PC-Game, wie der Begriff »3D-Simula- wahrhaft ig im All zu befi nden und auf tion« möglicherweise suggerieren könnte. unsere blaue Kugel mit vorüber ziehenden Auch namhaft e Astronomiezeitschrift en il- Wolken und die hauchzarte von Streulicht lustrieren gelegentlich ihre Beiträge mit Ab- gefärbte Atmosphäre zu blicken. Das volle bildungen, die mit Celestia generiert wur- Darstellungspotential kann die Soft ware den und in so manchen wissenschaft lichen freilich nur ausspielen, wenn eine einiger- Abb. 2: Die Darstellung der Himmels- Fernsehsendungen stößt man auf erklären- maßen hochwertige Grafi kkarte im Com- körper lässt sich mit vielen Optionen be- de Celestia-Sequenzen. Doch obwohl das puter »werkelt«. Mit Hilfe der Nummernta- einfl ussen. Programm selbst raumfahrttechnischen sten oberhalb des Tastenfeldes gelangt man Ansprüchen genügt, ist es auch von interes- schnell zu den weiteren Planeten unseres anhand der umliegenden Merkmale in- sierten Weltraumenthusiasten und Ama- Sonnensystems. Die Oberfl ächentexturen terpretierend aufgefüllt, können aber auch teurastronomen leicht zu bedienen. Man der Planeten, Monde, Asteroiden und ande- deutlich als unerforschte Bereiche struktur- muss kein Astrophysiker sein oder ein As- ren Objekte wurden meist aus Realbildern los dargestellt werden. Wer mag, kann sogar tronautentraining absolviert haben, um mit erstellt, sofern diese verfügbar sind. Unbe- auf beliebigen Objekten landen und sich so

Celestia dreidimensionale Ausfl üge zu den kannte Gebiete (z.B. auf Merkur) wurden zum Beispiel ein Bild davon machen, wie Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 39 Rubrik

Abb. 3: Begeben Sie werden die Örter der Objekte in unserem sich zu den Saturn- Sonnensystem gemäß der VSOP87-Th e- Ringen und werden Sie orie hinreichend genau berechnet. Wer ein Teil des Ringsystems, es noch präziser möchte, kann alternativ das den Planeten um- auch DE405- oder 406-Ephemeriden des kreist. Jet Propulsion Laboratory der NASA (JPL) in Celestia einbinden. versen Katalogen wie Präzise Trajektorien von Raumsonden, HIP, HD, SAO und an- Planeten, Satelliten, Kometen oder Aste- deren. Die Stern-Daten- roiden können mit so genannten SPICE- bank kann aber auch Kernels der Navigation and Ancillary In- auf bis zu 2 Millionen formation Facility (NAIF) ebenfalls von Sterne ergänzt werden. Celestia verarbeitet werden. Das Informa- Durch den modularen tionssystem »SPICE« unterstützt Wissen- Aufb au ist es nämlich schaft ler bei der Planung und Auswertung jederzeit möglich, das von wissenschaft lichen Beobachtungen Programm mit so ge- durch Raumsonden und dient den Raum- nannten Add-Ons (Zu- fahrtingenieuren bei der Planung und sätze zum Programm) Ausführung von Missionsaktivitäten. Wer beliebig zu erweitern es nicht ganz so wissenschaft lich und ge- und an die eigenen In- nau wissen muss, ist aber auch mit der teressensgebiete anzu- »normalen« Genauigkeit der Objektpositi- passen. Das fängt mit onen sehr gut bedient. wesentlich höher aufl ö- senden Oberfl ächentex- Unterwegs im Weltraum turen an und hört noch lange nicht mit der Inte- Wer sich nun zum Beispiel den Saturn gration von Raumschif- genauer ansehen möchte, begibt sich mit fen aus Sciecne-Fiction- zwei Tastenanschlägen dort hin und na- Filmen auf. Auch selbst vigiert sich mit der Computermaus ober- laufende Touren mit erhalb der Saturnringe (Abb. 3). Nach dem Abb. 4: Drehen Sie mit der Raumsonde Cassini ein Paar klärenden Untertiteln Einspielen eines speziellen Cassini-Add- Runden um Saturn… werden als Add-Ons Ons kann man alternativ auch mit die- angeboten. Insbesonde- sem Raumfahrzeug seine Runden um den der Mars aus Sicht seines Mondes Deimos re die Touren, die praktisch wie ein Film Saturn ziehen (Abb. 4) oder sich gar eine aussieht. Mit Celestia kann man praktisch ablaufen, werden gerne von Sternwarten über 60minütige Vorführung der Cassini- überall landen; sei es auf einem Solarpa- und Schulen als lehrreicher Bestandteil Mission inklusive des Abstiegs der Sonde neel des Weltraumteleskops Hubble (Abb. 1) von Führungen oder im Unterricht ein- Huygens auf Titan ansehen (Abb. 5, Add- oder auf einem der drei planetaren Begleiter gesetzt. Für die Add-Ons steht eine ge- On auf der deutschen Celestia-Website). des Sterns Gliese 581. sonderte Download-Zentrale im Internet Wer Celestia lieber als ein imaginäres Celestia selbst braucht beim Betrieb keine bereit (siehe Surft ipps). Raumschiff verstehen möchte, kann sich Internetverbindung, es sei denn, man möch- Mittels Tastenkombinationen oder über mittels bestimmter Tasten (zur Kontrolle te über die angezeigten Objekte mehr erfah- zahlreiche Menüs lässt sich das Erschei- der Schub- und Bremsdüsen, Rollwinkel- ren. Über das Kontextmenü des jeweiligen nungsbild des Weltraums in Celestia den verstellung, Neigungswinkel usw.) oder Objekts kann man dazu eine entsprechende eigenen Wünschen anpassen. So können mit einem angeschlossenem Joystick frei Internetseite (SIMBAD oder nineplanets. zum Beispiel Wolken, Atmosphären und durch den Weltraum bewegen und so sein org) mit ausführlichen Informationen zum Ringschatten oder Orbitlinien, Objekt- »eigenes Raumschiff « kommandieren. Es Objekt aufrufen. und Sternbildnamen ein- oder abgeschal- gibt fast nichts, was sich mit dem Pro- tet werden, man kann bestimmen, ob gramm nicht visualisieren lässt. Mit dem Erweiterungen und Anpassungen Raumschiff e, Galaxien, Nebel und ande- integrierten Finsternis-Sucher lassen sich re Objekte überhaupt angezeigt werden sämtliche Finsternisse im Sonnensystem Celestia verfügt in der Basisinstallati- sollen (Abb. 2) oder zu welchem Zeit- berechnen und natürlich auch anzeigen. on über mehr als 112500 Sterne aus di- punkt die Szene dargestellt wird. Dabei Eindrucksvoll lässt sich beispielsweise quasi aus nächster Nähe beobachten, wie drei Mondschatten über den Jupiter wandern Systemvoraussetzungen und gleichzeitig der Mond Io vom Mond Ganymed beschattet wird (Abb. 6). Neben Prozessor: mind. 800 MHz (besser mehr) einem Sonnensystem-Browser, in dem die Arbeitsspeicher: mind. 128 MB (empfohlen: ab 512 MB) Objekte des gerade aktiven Systems mit- Grafi kkarte: mind. 128 MB Grafi kspeicher, OpenGL-Unterstützung ab 1.4 tels einer Baumstruktur ausgewählt wer- (empfohlen: 2.0) den können, verfügt Celestia auch über

einen Stern-Browser, der die Auswahl und Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

40 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 Rubrik

Sortierung von Sternen in einer Liste nach Abb. 5: …oder begleiten bestimmten Kriterien ermöglicht (Absolu- Sie die Sonde Huygens bei te und scheinbare Helligkeit, Entfernung, ihrem Abstieg zur Oberfl äche Spektralklasse, nahe oder ferne Sterne, des Titan. Sterne mit oder ohne planetarische Beglei- ter usw.). Dass die uns am Himmelsgewöl- und Celestia präsentiert sich be zweidimensional erscheinenden Stern- seit Version 1.5.0 nach dem bilder tatsächlich nicht auf derselben Ebene Start sofort in der Lande- liegen lässt sich mit Celestia anschaulich sprache des Betriebssystems. deutlich machen, wenn die Sternbildlini- Auf der deutschen Celestia- en aktiviert sind und man sich aus unserer Website fi nden Sie zusätzlich Milchstraße entfernt. Celestia beschränkt eine speziell auf die deut- sich natürlich nicht nur auf unser Sonnen- sche Sprache angepasste system oder unsere Milchstraße. Wer mag, Version, die mittels eines kann ferne Galaxien besuchen oder zu ein- deutschsprachigen Installa- drucksvollen Nebeln reisen und sich die- tionsassistenten leicht über se dreidimensional aus unterschiedlichen die Originalversion instal- Perspektiven und in schillernden Farben liert werden kann und eine ansehen (Abb. 7, erfordert entsprechende verbesserte und umfang- Add-Ons). reichere deutschsprachige Unterstützung bietet. Dort Nach der Installation fi nden Sie auch zahlreiche deutschsprachig deutschsprachige Add-Ons.

Mit einer Downloadgröße von etwa 20MB ist das Setup-Programm für Celes- tia auch für Analog- oder ISDN-Verbin- dungen noch akzeptabel. Das englischspra- chige Setup ist schnell und einfach erledigt

Surftipps

Celestia-Website (engl.): Abb. 6: Während Io von www.shatters.net/celestia/ Ganymed verfi nstert wird, Deutsche Celestia-Website: sieht man auf Jupiter die www.celestia.info Schatten von Io, Ganymed Add-On-Zentrale: und Kallisto. www.celestiamotherlode.net Mars Express Seite der ESA: Abb. 7: Der Boomerang- www.esa.int/SPECIALS/Mars_ Express/SEM4GC374OD_1.html Nebel als kältester bekannter Celestia bei der NASA: Ort im Universum lässt sich learn.arc.nasa.gov/planets/ als Add-On in Celestia einspielen. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 41 Rubrik Explosiver Komet Der Helligkeitsausbruch des Kometen 17P/Holmes

VON WOLFGANG VOLLMANN

MICHAEL JÄGER

Abb. 1: Ein explosiver Gast: Komet 17P/Holmes Im Spätherbst und Winter bescherte Komet 17P/Holmes den Beo- am 5.11.2007, zwei Wochen nach dem drama- bachtern ein grandioses Schauspiel. Es begann mit einem Hellig- tischen Helligkeitsausbruch. Die innere Koma ist keitsausbruch von 15 Größenklassen am 24. Oktober 2007, in den mit dem Larson-Sekanina Filter bearbeitet, um De- tails zu zeigen (vgl. Kasten). Das Verfahren zur Ad- Wochen danach verblasste der Komet langsam, während seine dition normaler Aufnahmen mit durch den Filter Größe gleichzeitig gewaltig zunahm. Wie hat sich das Erschei- bearbeiteten Aufnahmen wurde von Michael Jäger nungsbild des Kometen im letzten halben Jahr geändert und was entwickelt. 200/540- Astrograph, Sigma 6303 CCD- konnten Amateure beobachten? Kamera.

it freiem Auge erschien der Ko- Himmel noch mit freiem Auge zu erken- Beobachter die Methode von J. B. Sidg- met in den ersten Tagen nach nen war. Im März 2008 verglichen man- wick: Zuerst wird Helligkeit und Durch- Mdem Ausbruch sternartig. An- che Beobachter den nun extrem schwie- messer des scharf gestellten Kometen ge- fang November begannen einige Beobach- rig mit freiem Auge sichtbaren Kometen nau gemerkt. Danach wird das Fernglas/ ter den Kometen als kleines Nebelchen zu schon mit dem Gegenschein [5, 6], der Fernrohr so unscharf gestellt, dass die sehen, danach wurde die Kometennebel- schwachen, mehrere Grad großen Auf- Vergleichssterne denselben scheinbaren wolke mit freiem Auge immer größer und hellung des Zodiakallichts gegenüber der Durchmesser wie der scharf gestellte Ko- blasser, auch eine zentrale Verdichtung Sonne. met aufweisen. Bei mehrmaligem scharf- war nun zu erkennen. Am 14.11.2007 war unscharf-stellen und vergleichen der der Komet als etwa vollmondgroße, zen- Gesamthelligkeit des Kometen Helligkeit ist eine Schätzung der Gesamt- tral verdichtete Wolke deutlich mit freiem helligkeit auf wenige Zehntel Größenklas- Auge sichtbar. In den folgenden Wochen Hat nun die Gesamthelligkeit des Ko- sen genau möglich. [3] dehnte sich der Komet weiter aus und ver- meten so stark abgenommen oder hat Bei einem hellen Kometen wie 17P/ blasste zunehmend, vor allem bei aufge- sich das Kometenlicht nur auf eine größe- Holmes im Helligkeitsausbruch ist ein helltem Himmel. Mitte Februar 2008 war re Himmelsfl äche verteilt? Die Helligkeit kleines 8×30-Fernglas zur Helligkeitsbe- der Komet so groß und blass geworden, eines sternartig erscheinenden Kometen stimmung ausreichend. Bald musste aber dass er nur unter sehr klarem dunklem lässt sich auch visuell gut mit Sternen ver- auf einen kleinen »Refraktor« mit 28mm gleichen, etwa wie bei der Helligkeitsschät- Objektivdurchmesser und 100mm Brenn- Surftipps zung eines Veränderlichen Sterns; das ge- weite bei 3-facher Vergrößerung gewechselt lingt mit etwas Übung auf ca. 0m,1–0m,2 werden, den ich aus einem alten Teleobjek- Aufsatz von Sekanina: www.cfa. genau [2]. Bei einem fl ächig erscheinenden tiv und einem 30mm-Okular gebastelt hatte harvard.edu/icq/sek_icq30_3.pdf Kometen ist die Helligkeitsschätzung viel – nur so ließen sich die Vergleichssterne auf

schwieriger. Am häufi gsten verwenden den zunehmend größer werdenden Kome- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

42 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 Kometen

tendurchmesser unscharf stellen! Mit der Sidgwick- Kometenfotos mit dem Methode wurde auf diese Art die Gesamthelligkeit Larson-Sekanina-Filter des Kometen zwischen dem In den Wochen nach dem Helligkeitsausbruch war die Koma visuell im Fernrohr nicht immer gleich- 26.10.2007 und 11.2.2008 er- mäßig hell zu sehen. In Richtung Sonne zeigte sich der Komarand etwas heller und es gab auch klei- Praxis mittelt. Die Ergebnisse sind ne Helligkeitsvariationen in der Koma selbst, die sich aber mit einem 200mm-Newton bei Vergröße- in Abb. 2 dargestellt – wei- rungen zwischen 27× und 208× nicht genau fassen ließen. tere Helligkeitsschätzungen Viel detaillierter zeigen CCD-Aufnahmen diesen Bereich, vor allem wenn sie mit Hilfe des Larson- vieler Beobachter weltweit Sekanina Algorithmus [10] bearbeitet wurden (siehe auch [15]). Dieser Algorithmus eignet sich zur Ver- liefern ein sehr ähnliches stärkung radialer und kreisförmiger Helligkeitsgradienten, wie sie z.B. bei einem Kometen mit runder Ergebnis [4]. Koma, sternartigem Kern und einer vom Kern ausgehenden schwach hellen radialen Struktur, etwa einem nach außen gerichtetem Staubstrahl, auftreten. Dabei geht man folgendermaßen vor: Absolute Helligkeit 1. Das Originalbild sollte ein genügend großes Signal-zu-Rausch- Verhältnis und einen großzügigen Bildmaßstab besitzen. Natürlich erscheint der 2. Bestimmung des Orts des sternartigen Kerns auf ein Pixel oder besser Komet schwächer, wenn 3. Drehung des Originalbildes im Uhrzeigersinn um den im 2. Schritt ermittelten Punkt er sich von uns entfernt. 4. Drehung des Originalbildes gegen den Uhrzeigersinn um den im 2. Schritt ermittelten Punkt Am 24.10.2007 (Beginn des 5. Mittelwert der beiden gedrehten Bilder aus dem 3. und 4. Schritt berechnen. Das ergibt ein Helligkeitsausbruchs) war Bild mit verdoppelten Sternen und gleichmäßigerer Koma, das heißt radiale Strukturen wer- 17P/Holmes 1,64 Astro- den etwas »weggemittelt«. Nach dem Mitteln können die Bilder aus 3. und 4. gelöscht werden. nomische Einheiten (AE), 6. Subtrahieren des gemittelten Bildes aus 5. vom Originalbild also 245 Millionen Kilo- aus 1. Das Ergebnis ist jetzt ein Rotationsdiff erenzbild! Dabei meter von der Erde entfernt wird die (gleichmäßige) Koma nahezu vollständig wegsubtra- – gegen Ende der Sichtbar- hiert, eventuell vorhandene schwache radiale Strukturen in keitsperiode, ein halbes der Koma vom Originalbild bleiben aber erhalten! Die dop- Jahr später am 24.4.2008, pelten Sterne aus dem gemittelten Bild aus 5. erzeugen zwei schon mehr als doppelt so dunkle, doppelte Sterne, die versetzt um den Drehwinkel weit nämlich 3,80AE (569 den hellen Stern als Bildverarbeitungsartefakt begleiten. Millionen Kilometer). Al- 7. Helligkeit und Kontrast skalieren, damit a lein dadurch sank seine Details besser erkennbar werden. scheinbare Helligkeit auf 8. Ähnlich funktioniert ein Diff erenzbild mit verschobenem Mittel- weniger als ein Viertel ab. punkt für tangentiale und kreisförmige Strukturen in der Koma. Komet Holmes erreichte Am 31.10.2007 entstand von 22:29 bis 22:37 MEZ die erste Abbil- am 4. Mai 2007 seine Son- dung (a). Es ist ein Komposit aus 24 je 10s belichteten Aufnahmen mit nennähe (Perihel), seit- einem 130mm-Refraktor mit 484mm Brennweite und CCD-Kamera her entfernt er sich von SBIG ST237A, zentriert und addiert auf den Kometen mit Astrome- der Sonne und wird auch trica. Norden ist oben. b dadurch schwächer. Zwi- Bei Anwendung des Larson-Sekanina-Filters wurde ebenfalls auf schen dem 24.10.2007 und den Kometenkern zentriert. Danach wurden die Einzelbilder im und 24.4.2008 nahm die Son- gegen den Uhrzeigersinn rotiert. Die zweite Abbildung (b) zeigt das nenentfernung des Kome- Ergebnis bei einer Rotation um ±4°: Drei helle radiale Strahlen gehen ten von 2,44 auf 3,21AE zu vom Kometenkern etwa Richtung »5 Uhr« aus. Die Sterne erhalten wie (von 364 auf 480 Millionen durch den Filter üblich zwei dunkle »Begleiter« als Bildverarbeitungs- Kilometer). Artefakt. Die nächste Version (c) zeigt das Ergebnis bei einer Rotation Um die Helligkeit eines um ±8°: Die hellen radialen Strahlen sind gut zu sehen. Es erscheinen Kometen unabhängig von auch Fontänen in der Koma, die vom Kern ausgehen und in Sonnen- c seiner wechselnden Entfer- richtung am Rand der Koma »umdrehen«. Diese Staubfontänen sind nung von Erde und Sonne auch besonders gut auf der Aufnahme von Michael Jäger (Abb. 1) zu zu ermitteln, wird eine so sehen. Die letzte Abbildung (d) ist um ±12° rotiert: Die Fontänen er- genannte »absolute Hellig- scheinen jetzt noch etwas deutlicher. keit« defi niert. Mit dieser Die Bilder zeigen sehr schön die Staubstrukturen in der Koma, die Helligkeit würde uns der sich auch aus den Aufnahmen am Stadtrand von Wien mit Hilfe der Komet bei einem Abstand digitalen Bildverarbeitung »herausholen« lassen. Angeregt dazu wur- von jeweils 1AE von Sonne de ich durch die Aufnahmen von Richard Berry [11], dem Mitautor des und Erde erscheinen. Sie be- benutzten Programms AIP4WIN [12] und durch Michael Jäger [13], der d rechnet sich aus der Formel: diese Technik in einem Vortrag im Januar 2008 in Wien präsentierte. Absolute Helligkeit (H10) = Gesamthelligkeit – 5 log Vier verschieden bearbeitete Aufnahmen (Brennweite 484mm) von Komet 17P/Holmes: a) unbear- Erdabstand (AE) – 10 log beitetes Originalbild; b) mit Larson Sekanina Filter, rotiert um ±4° ; c) mit Larson Sekanina Filter, rotiert um Sonnenabstand (AE). ±8° ; d) mit Larson Sekanina Filter, rotiert um ±12° Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 43 Kometen

Abb. 2: Visuelle Gesamthelligkeit des Kometen 17P/Holmes vom 26.10.2007 bis 11.2.2008 geschätzt mit der Sidgwick- Methode.

Daraus kann man zu einem bestimmten Termin die aktuelle Helligkeit ableiten, sofern absolute Helligkeit und Entfernung bekannt sind. Den Abstand des Kometen von Sonne und Erde zu einem bestimmten Zeitpunkt ermittelt man am bequemsten mit einem guten Sternkartenprogramm wie z.B. Cartes du Ciel. [7] Interessant ist, dass die absolute Hellig- keit H10 des Kometen 17P/Holmes vom Be- ginn des Helligkeitsausbruchs bis zumindest Februar/März 2008 konstant blieb! Aus 29 Helligkeitsschätzungen zwischen dem 26.10.2007 und dem 11.2.2008 ergab sich ein Wert von –2M,1 mit einer Streu- ung von nur 0m,2. Die Kometenhelligkeit stieg also beim Ausbruch auf diesen Wert an und blieb über mindestens viereinhalb Monate gleich – gesehen aus 1AE Entfer- nung von Erde bzw. Sonne! Sollte der Ko- met diese Helligkeit halten, könnte er An- fang September 2008 am Morgenhimmel immer noch mit einer Helligkeit von 7m sichtbar sein. Wahrscheinlich hat sich die Koma dann aber schon so weit ausgedehnt, dass es selbst unter sehr dunklem Himmel nur mehr äußerst schwierig (oder unmög- lich?) sein wird, den Kometen zu sehen bzw. aufzunehmen.

Ausdehnung der Koma Abb. 3: Entwicklung des Komadurchmessers des Kometen 17P/Holmes. Der beobachtete Winkeldurchmesser ist mit der Kometenentfernung auf lineares Maß in Kilometer Auch 17P/Holmes war wie andere helle umgerechnet. Beobachtungen bis Anfang Januar 2008 sind dunkel gezeichnet und mit Kometen im Fernrohr auch bei höherer einer linearen Ausdehnung (Gerade) darstellbar, die Beobachtungen nachher erfassen of- Vergrößerung prächtig. Neben einem fenbar nur mehr einen Teil der immer mehr verdünnten Koma und sind hell dargestellt. schwachen nahezu sternartigen Kern, dem so genannten »falschen Kern« – der echte Kern mit einem Durchmesser von wenigen Kilometern ist in einer hellen Staubhülle verborgen – zeigte die Koma des Kometen einen ziemlich deutlichen Rand. In Abb. 1 vom 5.11.2007 zeigt der Komet eine große bläuliche Gaskoma, die auch für einige Wochen im Fernglas erkennbar war. Darin ist gelblich die Staubkoma eingebettet, die im Fernrohr einen sehr deutlichen Rand zeigte, also nicht diff us immer schwächer wurde wie sonst sehr oft bei anderen Ko- meten. Den Durchmesser des Randes der Koma bestimmte ich durch möglichst genaues Einzeichnen in einen vorbereiteten Stern-

Abb. 4: Komet 17P/Holmes, Komposit- aufnahme vom 5. und 10.3.2008. Der ÄGER

J Komet passiert den California-Nebel NGC ICHAEL

1499. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. M

44 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 Kometen

kartenausdruck [7] und durch Schätzen des Durchmessers im Verhältnis zur Ent- Die Helligkeit der Zentralregion fernung von zwei Sternen. Auch für die Messung der Winkelentfernung dieser An 15 Abenden beobachtete ich mit der CCD Kamera an einem 130mm-Refraktor Sterne am Himmel bietet Cartes du Ciel bei einer Brennweite von 484mm. Mein Ziel war die genaue Ortsbestimmung, die [7] Hilfe. Das Verfahren lieferte gerade bei zwischen dem 31.10.2007 und dem 5.4.2008 gut gelang. Die Ergebnisse sind in meh- 17P gute Werte (siehe Abb. 3)! reren Veröff entlichungen [14] nachzulesen. Bis Anfang Januar 2008 war die Staub- Die Software Astrometrica ermittelt auch die Helligkeit der Zentralregion des koma auf diese Art gut zu schätzen und Kometen. Die Helligkeitsmessungen der ungefi lterten Aufnahmen sind nicht di- zeigt eine gleichmäßige Zunahme des rekt mit denen anderer Beobachter vergleichbar. Aber da sie alle mit dem gleichen Durchmessers von 1,1' pro Tag, was in der Fernrohr unter den gleichen Bedingungen gewonnen wurden, sind sie zumindest Kometenentfernung 90000 Kilometer pro untereinander vergleichbar. Tag (1km/s) entspricht. Auch verschiedene Im Diagramm sind die Helligkeitsmessungen der Zentralregion des Kometen andere Autoren ermittelten eine Abström- 17P/Holmes in Größenklassen im Lauf der Zeit dargestellt. Die Messungen streuen geschwindigkeit von 0,5km/s vom Kern recht stark um eine halbe Größenklasse oder mehr. Dennoch ist zu erkennen, dass [8, 9] – das gleiche Ergebnis wie bei den die Zentralregion des Kometen 17P/Holmes seit dem enormen Helligkeitsausbruch einfachen visuellen Durchmesserschät- Ende Oktober 2007 kontinuierlich schwächer wurde. Im Rahmen der Messgenauig- zungen! keit (ca. 0m,5) sind keine weiteren größeren Helligkeitsausbrüche nachweisbar. Der Wie groß und durchsichtig die Kome- Komet wurde also 2007/2008 nicht wie im Jahre 1892/93 zwei Monate nach dem tenkoma mittlerweile geworden war, ist in ersten Helligkeitsausbruch nochmals um mehrere Größenklassen heller. Abb. 4 zu erkennen: Sie zeigt 17P bei der Passage des California-Nebels im Perseus (NGC 1499) am 5. und 10.3.2008.

Zusammenfassung

Komet 17P/Holmes war sowohl visuell mit einfachsten Hilfsmitteln als auch mit CCD-Aufnahmen ein bemerkenswertes Objekt und es bleibt weiter spannend, wie sich der Komet in den folgenden Monaten verändert – im April 2008 war er nur noch auf CCD-Aufnahmen erkennbar, der Kern- bereich nur noch 16m–17m hell. Über die Ursache des enormen Helligkeitsausbruchs gibt es viele Spekulationen, aber noch keine Gewissheit. Die gut unterstützte Hypothese von Zdenek Sekanina [16] geht von einer ex- plosionsartigen Freisetzung eines größeren Teils von Kometenmaterial aus. Der genaue ÄGER Mechanismus dieser Explosion ist aller- J ICHAEL

dings noch nicht aufgeklärt. M

[1] Leitner, B.: Komet Holmes – Überraschung am Abb. 5: Komet 17P/Holmes am 8.12.2007 um 19:10 MEZ. Seit November 2007 bildete Herbsthimmel, interstellarum 56, 39 (2008) sich eine parabelförmige Grenze der Staubkoma auf der sonnenzugewandten Seite (oben) [2] Braune, W.: Das Beobachten Veränderlicher aus. Auf der sonnenabgewandten Seite (unten) ist deutlich das »Ausfransen« und Aufl ösen Sterne, www.bav-astro.de/visuelle/index.html der Staubkoma zu erkennen. Vom Kern Richtung unten ist auch die helle lanzettförmige [3] Bortle, J.: How to Estimate a Comet's Bright- Staubstruktur sichtbar, die visuell vor allem im Fernglas das Erscheinungsbild des Kometen ness, www.skyandtelescope.com/obser- im Dezember 2007 prägte. 114/320-Mini-Astrograph, 5×100s, 180s (je RGB). ving/objects/comets/3304211.html [4] Seichi Yoshida: 17P/Holmes (2007), www.ae- rith.net/comet/catalog/0017P/2007.html [9] The International Comet Quarterly: The 1892/3 [13] Jäger, M.: Vortrag vor dem Österreichischen [5] Wikipedia, Die freie Enzyklopädie: Gegen- and 2007 Outbursts of Comet 17P/Holmes, www. Astronomischen Verein am 19.1.2008 schein, de.wikipedia.org/wiki/Zodiakallicht cfa.harvard.edu/icq/17P_outburst.html [14] Minor Planet Center Electronic Circulars, www. [6] Beobachtungsberichte auf der Kometen-Mailing- [10] Larson, S. M.; Sekanina, Z.: Coma morphology cfa.harvard.edu/iau/services/MPEC.html liste: tech.groups.yahoo.com/group/comets-ml and dust-emission pattern of periodic Comet [15] Hattenbach, J.: Tiefer Himmel für we- [7] Cartes du Ciel: astrosurf.com/as- Halley. I – High-resolution images taken at nig Geld, interstellarum 56, 61 (2008) tropc/cartes/index.html Mount Wilson in 1910, Astron. J. 89, 57 (1984) [16] Sekanina, Z.: Exploding Comet 17P/ [8] Kronk, G.: Cometography: 17P/Holmes, www. [11] Berry, R.: www.wvi.com/~rberry/astrono- Holmes. ICQ 30, 3 (2008) cometography.com/pcomets/017p.html my/cometholmes/cometholmes.htm [12] Berry, R., Burnell, J.: Handbook of Astronomical

Image Processing, Willmann-Bell, Richmond (2005) Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 45 Deep-Sky Deep-Sky-Nächte für Großstadtbeobachter Praxis

In der Herbstmilchstraße zwischen M 39 und M 52

VON KARL-PETER JULIUS

Der Herbst ist die Zeit der Off enen Sternhaufen. Die Messier-Objekte M 39 im Sternbild Schwan und M 52 in der Cassiopeia zählen auch unter Stadtastronomen zu den beliebtesten Herbstobjekten dieser Art. Wer sie beobachtet, sollte nicht versäumen, auch jenen Sternhaufen einen Besuch abzustatten, die sich quasi auf dem Weg von M 39 zu M 52 befi nden. Hier verläuft der Galaktische Äquator, ein Himmelsabschnitt, der das Grenzgebiet der Sternbilder Cygnus, Lacerta, Cepheus und Cassiopeia durchläuft und einen Blick in die Tiefen unserer galaktischen Heimat erlaubt. Die heutige Beobachtungstour ist vor allem deswegen reizvoll, weil man hier auf eine Fülle von Sternhaufen triff t, deren Entfernungen zu uns erheblich diff erieren und die die unterschiedlichsten scheinbaren und realen Helligkeiten und Größen aufweisen. Auch Einsteiger können diese Vielfalt beobachten – und dies sogar bei mäßigen Sichtverhältnissen.

M 39: ein »City-Sternhaufen« ein Weitfeld-Okular, so entfaltet sich der sterne NGC 7209. Bei derart kleinen Stern- Sternhaufen besonders prächtig. Insge- haufen bewährt sich übrigens der Einsatz M 39 ist Ausgangspunkt der Beobach- samt blickt man auf eine Sternansamm- eines Zoom-Okulars. Zwar erreicht es in tungstour mit einem 4"-Refraktor. Der lung, deren wirklicher Durchmesser neun der Regel nicht ganz die Qualität eines mit gut viereinhalb Größenklassen recht Lichtjahre beträgt, eine Strecke, die un- guten Okulars mit Festbrennweite, man helle Sternhaufen liegt ca. 12° nordöstlich gefähr der Entfernung unserer Sonne zu kann aber recht schnell und bequem die von Deneb, dem auff allend leuchtkräft igen Sirius entspricht. M 39 ist damit ein ver- Vergrößerung ermitteln, die schließlich Überriesen, der das nördliche Ende des hältnismäßig kleiner Sternhaufen, der im den schwachen Haufen sichtbar werden Schwans markiert und daher auch von Okular nur deswegen so groß erscheint, lässt. So auch bei NGC 7209: Ab 50-facher wenig geübten Beobachtern problemlos weil er mit einer Distanz von rund 1000 Vergrößerung gibt sich, unter Umständen am herbstlichen Großstadthimmel auszu- Lichtjahren unserem Sonnensystem rela- erst mit indirektem Sehen, eine haufen- machen ist. Um M 39 zu fi nden, kann man tiv nahe steht. ähnliche Ansammlung schwächster Licht- versuchen, mit dem Sucher den nordöst- punkte zu erkennen, wobei vier hellere lichen Bereich von Deneb nach einem auf- NGC 7209 und 7243: von Sterne herausragen. fallenden Nebelfl eck zu durchmustern. Ist Messier geschmäht Wenn man von NGC 7209 weiter in dies wegen der Aufh ellung des Himmels nordöstliche Richtung schwenkt, erkennt nicht möglich, empfi ehlt es sich – vielleicht Dreimal so weit entfernt, nämlich je- man im Sucher im Abstand von knapp 4° zunächst mit einem Fernglas – von Deneb weils 3000 Lichtjahre, sind die beiden zwei Sterne der vierten bzw. fünft en Grö- aus über 57, ξ, 68 und ρ bis zu π2 Cygni zu Sternhaufen NGC 7209 und NGC 7243. ßenklasse, von denen der hellere, östlich springen, allesamt Sterne der dritten bis Sie stehen ca. 9°–11° östlich von M 39 gelegene die Bezeichnung 4 Lacertae trägt. vierten Größe, die einen großräumig nach und gehören damit schon dem Sternbild Ziemlich exakt in der Mitte beider Sterne Nordwesten geöff neten Halbkreis bilden. Lacerta an. Der südliche von beiden, NGC liegt NGC 7243, ein Sternhaufen mit einer M 39 liegt westlich von ρ und π2 Cygni 7209, erscheint wegen der großen Distanz Helligkeit von 6m,4 und einer Größe von 20'. und bildet mit beiden Sternen in etwa ein schwächer (7m,7) und vor allem kleiner (15') Selbst bei mäßigen Sichtverhältnissen und gleichschenkliges Dreieck. als M 39, besitzt jedoch mit 30 Lichtjahren mit geringer Vergrößerung lässt sich der M 39 ist dank seiner scheinbaren Grö- den dreifachen realen Durchmesser. Trotz Haufencharakter dieser Sternansamm- ße und der Leuchtkraft seiner Mitglieder seiner geringen scheinbaren Größe ist lung erkennen. Bei 50× entpuppt er sich ein vorzügliches »City-Objekt«. Auch bei der Haufen relativ leicht aufzufi nden: Zu- als ein ideales »City-Objekt«, das an Glanz mäßigen Sichtverhältnissen erkennt man nächst fährt man von M 39 3° südlich zu- und Leuchtkraft einem Messier-Sternhau- schon mit geringer Vergrößerung drei rück auf ρ Cygni, schwenkt dann im rech- fen durchaus ebenbürtig erscheint. Gleich- kettenförmig angeordnete Sterne, die den ten Winkel 5,5° nach Osten und erkennt wohl liegen zwischen der Entdeckung von Haufen dominieren, sowie einige schwä- eine markante Formation von drei 5m bis M 39 durch Charles Messier im Oktober chere Lichtpunkte, die zum Teil recht at- 6m hellen Sternen. Gut 1,5° nördlich davon 1764 und dem Auffi nden von NGC 7243

traktive Paare bilden [1]. Verwendet man liegt dann inmitten locker verteilter Feld- durch Wilhelm Herschel im Jahre 1788 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

46 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 6 30 a 4 h 25 20 23 9 Cepheus Rubrik 2,5° M52 NGC 7510 n 12 NGC 7429 33 2° 1 2,5° l m

2,5° d NGC 7380 z 14 OS 480 2,5° NGC 7235 e 13 Cassiopeia

Cygnus

7° 51 43 2 b w

9 p1

3 a 7 NGC 7243 5 M39 11 4 p2 59 63 Deneb 55 Lacerta 4° 60 a 5 3° NGC 7209 71 4 57 2 56 5,5° r 1,5° x

68 6 11 75 15 n 2 10 6 o 14 16 13 77 74 s 1° fst9,0m

immerhin 24 Jahre. Vielleicht ist die Tat- us-Arm unserer Milchstraße. NGC 7235 Abb. 1: Die Herbstmilchstraße zwischen sache, dass NGC 7243 von Messier »über- ist daher auch ein sehr schwieriges Objekt, Deneb und Kassiopeia. sehen« wurde, ein Indiz dafür, dass er bei dem die Amateurliteratur bislang wenig der Suche nach den kometenähnlichen Aufmerksamkeit geschenkt hat. Allerdings Haufens aufzuspüren, muss man von ε Ce- Nebeln ganz gezielt nach bestimmten Ob- liegt der kleine, dem Sternbild Cepheus phei knapp 4° nordöstlich auf den Verän- jekten fahndete – oder aber schlichtweg zugehörige Sternhaufen in einem mar- derlichen δ Cephei (3m,4–4m,2) schwenken ein Beweis für die mäßige Qualität seiner kanten Feld hellerer Feldsterne, was seine und dann 3° östlich zu einer als langge- Instrumente: Der Franzose entdeckte M Aufsuche etwas erleichtert. Man braucht strecktes Dreieck formierten Sterngruppe. 39 mit einem nicht-achromatischen Hand- von NGC 7243 nur ca. 7° nördlich schwen- Der südlichste Stern dieses Dreiecks ist fernrohr, dessen Qualität selbst heutigen ken bis man auf eine unübersehbare Kette der Doppelstern OΣ 480, der sich bereits Billigferngläsern unterlegen war [2], Wil- aus drei Sternen trifft . Bei geringer Ver- bei 40× sehr gut in die beiden 7m,6 und helm Herschel dagegen benutzte bei seinen größerung erkennt man nordwestlich von 8m,6 hellen Komponenten trennen lässt. Himmelsdurchmusterungen einen Refl ek- ε Cephei, dem mittleren, 4m,2 hellen Stern Mit zunehmender Vergrößerung off enbart tor mit einer Öff nung von 18,7"! dieses Trios, einen Stern neunter Grö- sich dann ein prächtiger Sternhaufen, der ßenklasse, an dem NGC 7235 »klebt«. Bei schließlich mit 142× das gesamte Okular NGC 7235 und 7380: in den 50-facher Vergrößerung ist ε Cephei noch ausfüllt. Dass man NGC 7380 trotz der Tiefen des Herbsthimmels am südöstlichen Okularrand sichtbar und riesigen Distanz auch von der Stadt he- das Auffl ackern einzelner Lichtpünktchen raus beobachten kann, liegt an seiner im- Mit dem Besuch des nächsten Sternhau- deutet an, dass sich im Zentrum des Ge- mensen realen Größe. Die Angaben hierzu fens nähert man sich immer mehr dem sichtsfeldes ein Sternhaufen befi ndet. Man schwanken allerdings von 25Lj [4] bis hin Galaktischen Äquator und taucht zugleich sollte also hoch vergrößern, um möglichst zu 66Lj [5]. noch tiefer in unsere Milchstraße ein: viele Sterne der rund 100 Mitglieder [3] NGC 7235 ist mit 7m,7 ähnlich schwach wie aufzuspüren. NGC 7429 und 7510: NGC 7209, erscheint aber mit 6' erheblich Das Licht des nächsten Sternhaufens, unbekannte Größen kleiner – kein Wunder, denn der Stern- NGC 7380, ist zu uns ebenfalls über 10000 haufen liegt über 10000 Lichtjahre entfernt Jahre unterwegs. Um die Mitglieder des Auch über den Off enen Sternhaufen

und befi ndet sich damit bereits im Perse- 1787 von Karoline Herschel entdeckten NGC 7429, die nächste Station auf den Weg Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 47 Deep-Sky

Abb. 2: Sechs Sternhaufen in der Herbstmilchstraße: a) M 39, b) NGC 7209, c) NGC 7243 (4"-Refraktor, 50×), d) NGC 7235, e) NGC 7380, f) NGC 7429, g) NGC 7510, h) M 52 (6"-Newton, 120×). Zeichnungen von Lambert Spix.

zu M 52, ist wenig bekannt, außer dass er relativ spät (1829) durch John Herschel entdeckt wurde und von uns rund 6300 Lichtjahre entfernt ist [3]. Den 15' großen Haufen erreicht man, indem man vom nördlichen a b Stern des soeben erwähnten Drei- ecks 2,5° nordöstlich schwenkt. Ex- akt zwischen den dann auft auchen- den Sternen sechster Größenklasse liegt eine Sternansammlung, die sich allerdings erst bei hoher Vergröße- rung als solche zu erkennen gibt. Mit 111-facher Vergrößerung blitzen bei indirektem Sehen einige nadelfeine Punkte auf, die einen Sternhaufen al- lenfalls erahnen lassen. Interessant ist dieses Objekt trotzdem, denn an seinem Rand liegt ein Doppelstern, der sich bereits bei 40× in eine starke A- und in eine schwache B-Komponente trennen lässt. d c NGC 7510 ist dagegen sehr viel bekannter, was wohl auch an seiner markanten Gestalt liegt, die häufi g als knoten- oder pfeilförmiges Drei- eck beschrieben wird [6]. Der Off ene Haufen steht präzise auf dem Ga- laktischen Äquator und ist mit 7m,9 und 3' Durchmesser noch ein wenig lichtschwächer und kleiner als die bisher besuchten Objekte. NGC 7510 erreicht man von NGC 7429 aus, indem man 2° nordöstlich schwenkt bis zwei Sternenpaare im Okular auft auchen, die als Doppelsterne mit groß- em Abstand erscheinen. Mit zunehmender Vergrößerung wird zwischen f e diesen beiden Pärchen tatsächlich eine knotenförmige Ansammlung von Lichtpunkten erkennbar, die sich schließlich bei 142× in acht bis zehn Einzelsterne aufl öst.

M 52: empfi ndliche Schönheit

Das Ziel der heutigen Tour entlang des Galaktischen Äquators, der Of- fene Sternhaufen M 52, liegt bereits im Sternbild Cassiopeia, ist aber von NGC 7510 gut zu erreichen. Hilf- reiche Dienste leistet dabei der 5m- Stern 4 Cassiopeiae, der sich bei einem nordöstlichen Schwenk um gh

2,5° auff allend in den Sucher oder ins Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

48 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 Deep-Sky

Deep-Sky-Objekte in der Herbstmilchstraße Name Typ Sternbild R. A. Dekl. Helligkeit Größe/Abstand DSRA/Uran. M 39 OC Cyg 21h 32,2min +48° 27' 4m,6 30' 7/86 NGC 7209 OC Lac 22h 05,1min +46° 29' 7m,7 25' 7/87 NGC 7243 OC Lac 22h 15,1min +49° 54' 6m,4 21' 7/87 Praxis NGC 7235 OC Cep 22h 12,4min +57° 16' 7m,7 4' –/57 NGC 7380 OC Cep 22h 47,6min +58° 04' 7m,2 20' 7/58 OΣ 480 DS Cep 22h 46,1min +58° 04' 7m,6/8m,6 30,7" –/– NGC 7429 OC Cep 22h 56,0min +59° 58' – 14' /58 NGC 7510 OC Cep 23h 11,1min +60° 34' 7m,9 4' 7/58 M 52 OC Cas 23h 24,8min +61° 36' 6m,9 16' 7/58(15) niedrig vergrößernde Okular schiebt. M schon auf marginale Aufh ellungen sehr 52 liegt knapp 1° südlich von 4 Cas. Ver- sensibel. In einer sternklaren Nacht mit [1] Lamprecht, J.: Objekt der Saison M 39, gleicht man M 52 mit dem Ausgangsob- einer visuellen Grenzgröße von über 4m interstellarum 42, 26 (2005) jekt M 39, so erscheint der 1774 von Mes- erscheint M 52 mit 25-facher Vergröße- [2] Stoyan, R.: Atlas der Messier-Objekte, sier entdeckte Haufen halb so groß (16') rung als ein kleines Nebelfl eckchen, das Oculum-Verlag, Erlangen (2006) und um knapp zweieinhalb Größenklas- sich bei 110-facher Vergrößerung in 15 [3] Archinal, B. A., Hynes, S. J.: Star clusters, sen schwächer (6m,9) als M 39, was nicht bis 20 unterschiedlich helle Lichtpunkte Willman-Bell, Richmond, VA (2003) zuletzt daran liegt, dass M 52 mit 4600 aufl ösen lässt. Bei starker Lichtverschmut- [4] Finlay, W. H.: Concise Catalogue of Deep-sky Lichtjahren gut fünf Mal so weit entfernt zung oder unter Mondlicht ist dagegen Objects, Springer-Verlag, London (2003) liegt [2]. Obwohl der Haufen mit rund 170 häufi g nur ein schwaches Y-förmiges Ge- [5] Crossen, C., Rhemann, G.: Sky Mitgliedern ein recht sternreiches Objekt bilde von vier Sternen erkennbar, wobei Vistas, Springer Verlag, Wien (2003) darstellt, lässt er sich am Großstadthim- ein gelblich-orangefarbener Stern im Süd- [6] Stoyan, R.: Deep Sky Reiseführer, mel nicht leicht identifi zieren und reagiert westen dominiert. Oculum-Verlag, Erlangen (2004) Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 49 Deep-Sky

Von der Supernova Exotische Sterne zur Hypernova Um genau 7:12:49 MEZ registrierte das Weltraumteleskop Swift bereits sei- Gamma-Ray-Burst 080319B nen zweiten Gammastrahlenausbruch (Gamma Ray Burst, GRB) des Tages. Bei GRBs handelt es sich um kurze Strahlungsausbrüche im Bereich der VON NICO SCHMIDT hochenergetischen Gammastrahlung. In einem typischen Gammablitz wird 1019 (10 Trillionen) Mal mehr Energie Die Galaxie M 33 ist mit einer Entfernung von 3 Millionen Lichtjahren das freigesetzt als in der Sonne – allein in entfernteste mit dem bloßen Auge noch sichtbare Himmelsobjekt, das in einer Sekunde; dabei dauern die meis- den Herbstmonaten unter sehr dunklem Himmel (indirekt) beobachtbar ten Bursts nur eine Sekunde bis zu ein paar Minuten. Damit sind sie die ist. Doch die Sternexplosion der absoluten Superlative, die am Morgen energiereichsten Explosionen im Uni- des 19. März 2008 aufblitzte, setzte einen neuen Entfernungsmaßstab. versum. Was sich hinter diesen kurz- Für einen kleinen Moment leuchtete ein neuer Stern am Himmel auf, zeitigen Strahlungsausbrüchen verbirgt, dessen Licht durch das halbe Universum gereist war und dennoch als ca. versucht man seit ihrer Entdeckung vor rund 40 Jahren zu verstehen. Heute m 5 ,5 heller Lichtpunkt im Bootes sichtbar wurde! Mit einer Entfernung weiß man, dass Supernovae des Typs von 7,5 Milliarden Lichtjahren war das kosmische Leuchtfeuer tausend- Ib/c mit jenen intensiven Ereignissen fach weiter entfernt als M 33 – Deep-Sky-Beobachtung erreichte eine im Gammabereich verknüpft sein kön- neue Dimension. nen. Hinter einer Ib/c-Supernova, die in bestimmten Fällen als Hypernova [1] in Erscheinung treten kann, verbirgt sich der gewaltige Sterntod eines sehr massereichen Sterns mit 30 Sonnenmassen und mehr. Das Spektrum dieser Stern- explosionen ist gekennzeichnet durch das Fehlen von Wasserstoffl inien, was darauf schließen lässt, dass die Vor- gängersterne Wolf-Rayet-Sterne waren, die zuvor in heft igen Sternwinden ihre Wasserstoffh ülle abgestoßen haben. Übrig bleibt ein heliumreicher Stern der Spektralklasse O mit hunderttau- sendfacher Sonnenleuchtkraft . Ausgelöst wird die Supernova, wenn der Sternkern direkt zu einem Schwar- zen Loch kollabiert. Dieses bildet zwei Plasmastrahlen aus, die aus der Materie des noch kollabierenden Wolf-Rayet- Sterns gespeist werden [2]; er wird quasi von innen ausgehöhlt. An den Polen

IGITAL durchstoßen die eng gebündelten Jets D

ORKS binnen weniger Sekunden die Ober- W KY fl äche des Sterns [3], der gerade in ei-

NASA, S ner leuchtenden Hypernova zerrissen wird und die Himmelsbühne verlässt. Abb. 1: An den Polen eines blau leucht- In diesen beinahe lichtschnellen Mate- enden Wolf-Rayet-Sterns durchbrechen riestrahlen entsteht die typische Gam- ultra-relativistische Jets die Oberfl äche des mastrahlung, die, wenn die Jetachse Sterns: der Beginn einer gewaltigen Stern- zur Erde orientiert ist, als das kurze explosion. Aufl euchten eines Gammablitzes sichtbar wird. Anschließend an das kurze Maximum der Gammastrahlung, entsteht das so genannte Nachglühen (Af- terglow) und kann vom Röntgen- bis zum langwelligen Radiobereich des

elektromagnetischen Spektrums nach- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

50 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 Deep-Sky gewiesen werden. Die Aft erglow-Emission entsteht durch Wechselwirkung des hoch- relativistischen Plasmas mit umliegender Sternmaterie oder dem interstellaren Me- dium und kann bis zu Monaten in unterschiedlichen Spektralbereichen sichtbar bleiben. Für die Astrophysiker hat das Nachleuchten große Bedeutung, denn mit ihm lässt sich die Entfernung des GRBs direkt bestimmen.

Heller als 10 Millionen Galaxien MMLER I

Nach der vom GCN (Gamma Ray Burst TEFAN , S

Coordinates Network) an jenem Mitt- WIFT wochmorgen ausgehenden Alarm-Mel- a b NASA, S dung wurde mit zahlreichen Teleskopen das Nachleuchten im Bereich der Röntgen- Abb. 2: Mit dem Röntgenteleskop (a) und Ultraviolet/Optical Telescope (b) des Sa- bis zur Infrarotstrahlung untersucht. Und telliten Swift entstanden diese beiden Aufnahmen des Rekord-GRBs 080319B. wie bereits wenige Stunden später berich- tet wurde, gelang mit automatischen Ka- merasystemen, darunter das so genannte Der Gamma Ray Burst 080319B »Pi of the Sky« am Las Campanas-Obser- Name Typ Sternbild R. A. Dekl. Helligkeit Entfernung vatorium in Chile, das Unglaubliche: Die GRB 080319B GRB Bootes 14h 31min 41,07s +36° 18' 9,7" 5m,3 7,5 Mrd. Lj Teleskope hatten zufällig die richtige Him- melsregion im Blickfeld, um den Gamma Ray Burst vor (!), während und nach dem tungen des Aft erglows die Entfernung des GRBs bestimmt werden. Mit einer Rotver- Aufb litzen aufzuzeichnen. Mit den Auf- schiebung von 0,937 ereignete sich der visuell sichtbare Gammastrahlenausbruch in nahmen ließ sich die Entwicklung eines unglaublichen 7,5 Milliarden Lichtjahren Entfernung. Aus dem resultierenden Entfer- sehr hellen optischen Lichtblitzes verfol- nungsmodul von 43m,89 [5], ergibt sich seine absolute Helligkeit von –38M,6. Und damit gen. GRB 080319B war der erste »naked- übertrifft er die leuchtkräft igste Supernova (2005ap mit –22M,7) und lässt sogar den eye Gamma Ray Burst« – im Frühlings- hellsten Quasar (3C 454.3 mit –31M,4) hinter sich. In Vielfachen der Sonnenleuchtkraft sternbild Bootes war er kurzzeitig als ein ausgedrückt: Der GRB 080319B strahlte insgesamt 250 Billiarden Mal heller als die Son- 5m,8-Stern sichtbar! Die bessere zeitliche ne! Ein einzelner Stern leuchtete für einen winzigen Augenblick heller als 10 Millionen Aufl ösung der TORTORA-Kamera regis- Milchstraßen. trierte sogar 5m,3 [4]. Für etwa eine halbe Minute war der spektakulär helle Gam- Die Suche nach der Supernova mastrahlenausbruch mit dem bloßen Auge sichtbar, für mehr als zwei Minuten hätte Astrophysiker hoff en jetzt Hinweise auf die Supernova zu fi nden, die hinter dem ex- man ihn sogar im Fernglas beobachten tremen Gammastrahlenausbruch vom 19. März 2008 steckt. Zwischen dem Ausbruch können. Und in der folgenden Nacht war einer Supernova und dem Erreichen des Helligkeitsmaximums, d.h. bis das Licht die ab- mit CCD-Kameras an 8"- und 10"-Telesko- gestoßenen Hüllen durchdringt, vergehen je nach Leuchtkraft etwa zwei Wochen bis drei pen das Nachglühen noch optisch nach- Monate, in denen die Helligkeit allmählich zunimmt. Im Fall des Rekord-GRBs könnte weisbar. das Maximum auch erst Ende Juli auft auchen [6]. Versteckt in der Lichtkurve des Nach- Etwa eine Stunde nach der Entdeckung leuchtens sollte spätestens dann ein erstes Anzeichen der mit dem Gamma Ray Burst konnte bereits am VLT durch Beobach- assoziierten gewaltigen Supernova erkennbar sein. Wir dürfen ebenfalls gespannt sein, welche interessanten Einblicke uns das erst kürzlich gestartete Gammastrahlen-Weltraumteleskop GLAST in die gigantischsten Explosionen im Universum ermöglichen wird.

[1] Paczyński, B.: GRBs as Hypernovae, arXiv:astro-ph/9712123v1 (1997) [2] Woosley, S. E.: Gamma-ray bursts from stellar mass accreti- on disks around black holes, Astrophys. J. 405, 273 (1993) [3] MacFadyen, A., Woosley, S. E.: Collapsars – Gamma-Ray Bursts and Explosions in »Failed Supernovae«, Astrophys. J. 524, 262 (1998) [4] Racusin, J. L. et al.: GRB 080319B: A Naked-Eye Stellar Blast from the Distant Universe, eingereicht bei Nature, arXiv:0805.1557v1 (2008) [5] Bloom, J. et al.: Observations of the Naked-Eye GRB 080319B: Implications of Nature's Brightest Explosion, eingereicht bei Astrophys. J., arXiv:0803.3215v2 (2008) [6] Dado, S., Dar, A., De Rújula, A.: Is there anything spe- cial about GRB 080319B?, arXiv:0804.0621v1 (2008) Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 51 Wissen

von Uwe Pilz PRAXISWISSEN Wie bestimmt man die Luftruhe?

ie Beobachtung von Mond, Planeten, ßertes, aber ruhiges und scharfes Bild im durch die Leistungsfähigkeit des Fernrohrs, Praxis DDoppelsternen und vielen Planeta- Okular. In den meisten Nächten wird die sondern durch die Luftruhe der Atmo- rischen Nebeln erfordert ein hoch vergrö- Grenze der Vergrößerungsfähigkeit nicht sphäre bestimmt. Schon ein Instrument

Beugungsfi gur eines unscharf eingestellten Sterns bei Luftruhe (links). Bei mäßig unruhiger Luft beginnt die Figur zu wabern (Mitte). Sehr unruhige Luft ver- hindert, dass die feinen Beugungslinien erkennbar bleiben (rechts).

mit 150mm Öff nung lässt sich an vielen Abenden nicht ausnutzen. Die Ursache für die unruhigen Bilder sind Turbulenzen, Tab. 1: Luftruhe nach Antoniadi also die Vermischung von wärmerer mit I perfektes Bild, ohne die geringste Bildunruhe kälterer Luft. In den dadurch entstehenden II leichte Wallungen, aber Phasen der Ruhe, die wenigstens einige Sekunden lang sind Luftschlieren wird das Licht unterschied- III mittelmäßiges Luftruhe, auff älliges Bildzittern lich gebrochen. Es ergibt sich ein Hüpfen von Sternen und ein Wabern der Planeten- IV schlechtes Seeing, ständig störendes Wabern scheiben, die sog. Richtungsszintillation V sehr schlechtes Seeing, welches kaum das Anfertigen einer grobe Skizze zulässt (Seeing). Ein anderer Eff ekt ist schon mit dem freien Auge zu sehen und äußert sich Tab. 2: Luftruhe nach Kafalis im Funkeln der horizontnahen Sterne, der 0 auch über sehr lange Zeiträume völlig unveränderliche Beugungsfi gur (Helligkeits-)Szintillation. perfekt (Austrittspupille AP 0,5mm) Zur vollständigen Beobachtungsdoku- 1 stillstehende Beugungsfi gur, nur ganz selten schwaches Zappeln (AP 0,7mm) mentation gehört eine Einschätzung des Seeings. Sie gestattet es, die eigenen Beo- 2 häufi ges Zappeln der Beugungsfi gur, deren Gesamtform bleibt jedoch erhalten (AP 1mm) bachtungen zu werten und den sinnvollen 3 Beugungsfi guren wabern, sind aber noch deutlich erkennbar (AP 1mm) Vergrößerungsbereich für den Beobach- 4 Beugungsmuster kaum noch zu sehen (AP 1mm) tungsabend zu bestimmen. Es existieren 5 gleichmäßig beleuchtete wabernde Scheibe, ohne jede Beugungsmuster verschiedene Skalen zur Einschätzung der Luftruhe. Bei der von Eugène Antonia- 6 auch bei Anwendung gering vergrößernder Okulare sind keine Beugungsmuster sehr schlecht zu erkennen di eingeführten Skala wird der Zustand der Atmosphäre am Bild im Okular ein- geschätzt. Sie ist vom verwendeten In- Tab. 3: Luftruhe nach Pickering strument und der benutzten Vergröße- 1 sehr schlecht Stern ist zwei Mal so groß wie der Durchmesser des dritten Beugungsringes mit rung abhängig, welche mit angegeben 13", falls der Ring überhaupt gesehen werden kann. werden müssen. Am eigenen Instrument 2 sehr schlecht Sterne sind gelegentlich größer als der Durchmesser des dritten Beugungsringes sollte deshalb stets eine feste Vergröße- (6,7"). rung, z.B. 150× benutzt werden. Die von 3 schlecht bis sehr Das Bild ist etwa so groß wie der Durchmesser des dritten Beugungsringes (6,7") Instrument und Vergrößerung abhängige schlecht und in der Mitte heller. Skala von Stathis Kafalis bezieht sich auf 4 schlecht Das zentrale Sternscheibchen (Airy disk) ist oft zu sehen. Teile der Beugungsringe den sehr stark unscharf eingestellten Po- (Bögen) sind an hellen Sternen zu erkennen. larstern [1]. Die Defokussierung, sollte bei 5 günstig Das zentrale Sternscheibchen ist immer zu sehen. Bögen der Beugungsringe sind jeweils identisch sein gleich sein. Im Ge- oft sichtbar an hellen Sternen. gensatz dazu benutzte William Pickerung 6 günstig bis gut Das zentrale Sternscheibchen ist immer zu sehen. Kurze Bögen der Beugungsringe die Beugungsringe an einem 5"-Refraktor sind immer sichtbar. zur Beurteilung der Luftruhe, womit eine Abschätzung in Bogensekunden möglich 7 gut Das zentrale Sternscheibchen ist manchmal scharf begrenzt. Beugungsringe sind ist. Da die Größe der Beugungsringe von als lange Bögen oder vollständige Kreise zu sehen. der Öff nung des Instrumentes abhängig 8 gut bis hervorragend Das zentrale Sternscheibchen ist immer scharf begrenzt. Die Beugungsringe sind ist, muss diese ebenfalls vermerkt werden. als vollständige Kreise oder lange Bögen zusehen, aber in Bewegung. 9 hervorragend Der innerste Beugungsring ist ruhig. Die äußeren Ringe sind gelegentlich in Ruhe. [1] Kafalis, S., Pilz, U.: Wie funktioniert eigentlich… 10 hervorragend/ Das ganze Beugungsbild ist vollständig ruhig. die Bestimmung der Luftruhe? Magellan 1 (2002) perfekt Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

52 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 Rubrik Die astronomische A-Klasse Reisemontierung AstroTrac TT320 im Test

VON SIGHARD SCHRÄBLER

Eindrucksvolle Deep-Sky-Aufnah- men lassen sich nur unter wirklich dunklem Himmel anfertigen, die Ausrüstung muss daher reisetaug- lich sein. Ist die Masse des Astroge- päcks auf einer Fernreise auf etwa 10kg begrenzt, dann wird es schwierig, eine geeignete Montierung zu fi nden. Richard Taylor von Astrotrac Limited beschreitet mit seiner ein- achsigen Scherenmontierung inno- vative Wege. AstroTrac ist eine Art Plattform, die den Himmel anhält, indem sie für eine Kamera oder ein kleines Teleskop die Erddrehung ausgleicht. Software und moderne Elektronik erlauben dabei eine Ver- einfachung der traditionellen Me- chanik.

stronomische Kleinantriebe arbeiten Abb. 1: Kreuz des Südens mit Kohlensack, aufgenommen in Padang Bai, Bali, Indonesien meist mit Schnecke und Schnecken- auf 8° südlicher Breite am 2.4.2008. Mond nach letztem Viertel, knapp über dem Horizont, Arad. Deep-Sky-Aufnahmen erfor- 85mm-Objektiv f/1,8 abgeblendet auf f/2,3, Kamera EOS 20Da mit Timer TC-80 N3, Emp- dern dabei eine Drehgeschwindigkeit von fi ndlichkeit ISO 3200, 4×2min belichtet, Dunkelbilder wurden automatisch nach jeder Auf- einer Umdrehung pro siderischem Tag (23h nahme abgezogen, Überlagerung der Rohbilder im CR2-Format. 56min 4s oder 86164s), entsprechend einer Winkelgeschwindigkeit von 15" pro Sekun- einen durchgehenden Betrieb über zwei von anfangs 6177:1 ist groß genug, um auf de. Hohe Genauigkeit und Gleichmäßigkeit Stunden; die Montierung beginnt ihren störende Zwischengetriebe gänzlich ver- der Nachführung sind wichtig, denn jede Betrieb aus Stabilitätsgründen erst bei 5°. zichten zu können. Eine Spindeldrehung Bogensekunde Abweichung kann bei län- Die Konstruktion führt nur angenähert dauert etwa 14s, ein Mikroschritt des Mo- geren Brennweiten schon zu unerwünschten zu einer Kreisbewegung mit konstanter tors von 0,5° (180 Vollschritte bzw. 720 Mi- Strichspuren führen. Je größer das Schne- Winkelgeschwindigkeit. Durch Mitzählen kroschritte pro Umdrehung) bewegt die ckenrad, desto genauer, aber auch desto der Spindeldrehungen ist die aktuelle Po- Montierung eff ektiv um ca. 0,3". Die Mi- schwerer und teurer wird die Nachführung. sition bekannt, somit kann die nichtline- kroschrittfrequenz ist mit ca. 50Hz groß are Übersetzung auf elektronischem Wege genug, um keine störenden Schwingungen Das AstroTrac-Prinzip kompensiert werden – Mikrocontroller- anzuregen und andererseits klein genug Technik macht es möglich. Der Motor für eine angenehme Rückspulzeit von 110s An dieser Stelle setzt das Konzept des beschleunigt dabei seine Geschwindigkeit mit 64-facher Nachführgeschwindigkeit. AstroTrac an: Statt eines riesigen Schne- auf dem gesamten Weg um (1 – cos(35°/2) Das Prinzip der Scherenmontierung er- ckenrades von 60cm Durchmesser ist nur / cos(5°/2)) = 4,6%. innert stark an die Scharnier- oder Holz- ein Segment davon realisiert, das sich Die Größe des virtuellen Rades und die klappen-Montierung (auch »Astrofrust« mit einer scherenartigen Bewegung öff net. geringe Steigung der Gewindespindel von oder engl. »barn door«). Solche Montie- Um eine teure Verzahnung zu vermeiden, nur 0,3mm pro Umdrehung bringen einen rungen sind bauartbedingt wenig belast- kommt ersatzweise ein linearer Spindel- weiteren Vorteil mit sich: Der antreibende bar, denn die Entfernung von Stativ bis Gewindetrieb zum Einsatz. Die maximale Schrittmotor kann direkt mit der Spin- Kugelkopf ist groß im Verhältnis zum

Scherenöff nung ist mit 35° groß genug für del verbunden werden, die Übersetzung Lagerdurchmesser. Meist kommen dünne, Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 53 Produktvergleich

Drift aufgrund verbleibender Aufstel- Kurzbeschreibung lungsfehler? Kann die elektronische Geschwindigkeitssteuerung eine kon- z Einachsige Scherenmontierung mit Schrittmotor-Spindeltrieb zur Nachfüh- stante Nachführgeschwindigkeit über rung von Kameras mit Weitwinkel-Objektiven bis hin zu kleinen Teleskopen volle zwei Stunden aufrecht erhalten? z Bedienung: Montage auf einem Kamerastativ mit Neigekopf oder fester Polwie- z Reisetauglichkeit: Mitnahme im ge, Ausrichten mit Hilfe des Polsuchers, Ausklappen und Start-Taste drücken. Fluggepäck nach Bali und Überset- Weitere Bedientasten zum Rückspulen der Spindel und zum Abschalten der zen nach Lembongan (8° südliche Technik Spindelbeleuchtung und des Warngeräuschs beim Erreichen der Endposition. Breite), Deep-Sky-Aufnahmen unter z Befestigung über 3/8"-UNC Fotogewinde auf beiden Seiten, zusätzlich drei südlichen Sternen. Die Aufnahme- Gewindebohrungen M3, 3×120° auf Teilkreis mit 32mm Radius brennweite beträgt zwar nur 85mm, z Masse 1340g, Tragfähigkeit bis zu 10kg durch die Äquatornähe gerät die z Abmessungen 85mm × 44mm × 437mm (zusammengeklappt) Aufstellung jedoch zu einem Balan- z Versorgung 7–14V DC, 0,25A bei 12V ceakt mit maximaler Kragarmbela- z Periodischer Fehler kleiner als 6" (4σ), aufstellungsbedingter Driftfehler stung. Um das Balanceproblem zu typisch 0,15" pro Sekunde (~1% der Erddrehung) lösen wurde eigens eine feste Polwie- z Bis zu 90s fehlerfreie Belichtungszeit in der Nähe des Himmelsäquators für eine ge mit Gegengewichten konstruiert. digitale Spiegelrefl exkamera mit 7,4μm-Pixeln und 360mm Objektivbrennweite z Betriebsdauer ohne Rückspulen bis zu 2 Stunden. Rückspulen Betrieb unter großer Belastung mit 64-facher Geschwindigkeit in 110s z Preis: 625€, Polsucher mit Strichplatte für Nord- und Südhimmel 175€ Die Leistungsfähigkeit einer Montie- z zusätzlich benötigt werden Stativ, Polwiege, Versorgung, Kugelkopf rung lässt sich am besten am Himmels- und astrofotografi sche Kameraausrüstung äquator testen, hier ist die scheinbare Himmelsbewegung mit 15" pro Sekunde am größten. Es bietet sich an, im Winter ein Gebiet in der Nähe der Gürtelsterne interstellarum-Produktvergleich des Orions oder im Frühjahr den Stern Wirklich neutrale Aussagen über Teleskope und Zubehör – das wünschen sich Regulus im Löwen (+12° Deklination) zu viele Sternfreunde. Die vielfach veröff entlichten, fälschlicherweise als »Test« ausge- fotografi eren. gebenen Erfahrungsberichte in Zeitschriften und dem Internet sind nicht dazu ge- Der Testaufb au besteht aus einem eignet. Oft hat man den Eindruck, dass Händlerinteressen die Artikel prägen. massiven Manfrotto-Stativ mit Video- interstellarum geht einen anderen Weg: In Zusammenarbeit mit den Herstellern Schwenk/Neigekopf 501 als Polwiege, der und Händlern entstehen Produktvergleiche, die eine Relativierung der Aussagen AstroTrac-Montierung, einem großen Lin- erlauben. Bewusst wird auf subjektive Wertungen verzichtet und dem Leser selbst die Möglichkeit gegeben, anhand der geschilderten Eigenschaften sich für eines der Abb. 2: AstroTrac TT320 auf fester Pol- Produkte zu entscheiden. wiege für 50° Breite (Nord und Süd) und Mehr über unsere Test-Grundsätze und bereits erschienene Berichte können Sie schwerem Stativ. Für das Nachführen von auf www.interstellarum.de nachlesen. Kameras mit Normalobjektiven genügt auchauch eeinin deutdeutlichlich lleichtereseichteres StatStativ.iv.

nicht spielfreie Klavierband-Lager zum Testarrangementngement Einsatz. Scharniermontierungen können daher trotz des ähnlichen Antriebsprin- Der AstroTractroTrac TT320 musste seine Fä- zips und einer ähnlichen Geometrie selten higkeiten in dreidrei DisziplinenDisziplinen zeizeigen:gen: mehr als 2kg Nutzlast tragen. Die AstroT- z Betrieb unter großer Belastung: Wie rac-Scherenmontierung ist in dieser Hin- lange kannann man einen kleinen Re- sicht viel günstiger aufgebaut: Ein axial fraktor mit Kamera ffehlerfreiehlerfrei in einem spielfrei vorgespanntes Kegelrollen-Lager Areal deses HimmelsäquatorsHimmelsäquators nachfüh- mit 75mm Durchmesser in Verbindung ren? Erwartungsgemäßwartungsgemäß ist ein dreiz- mit einem Abstand Stativ–Kugelkopf von ölliger RRefraktorefraktor scschonhon zu scschwerhwer ffürür nur 24mm versprechen hohe Tragfähigkeit. die Reisemontierung.semontierung. Gelingt es den-den- Laut Datenblatt kann die Montierung bis noch unternter leichter Windlast unverunver-- zu 10kg Nutzlast aufnehmen – und das bei wackeltete AufnahmenAufnahmen anzuanzufertigen?fertigen? einem Eigengewicht von nur 1340g. Ist das z Messungng des Nachführfehlers mit der wirklich möglich? In diesem Fall würde Webcamm bei 1m Brennweite: Ist der der AstroTrac sogar zehnfach schwereren Antriebb mit FeingewindespindelFeingewindespindel Montierungen Konkurrenz machen. Man frei vomm könnte gemäß dieser Aussage damit ein Perio- 8"-Cassegrain oder einen lichtstarken Re- dischenn fraktor mit 130mm Öff nung nachführen. Feh- ler? Wiee

groß istt ddieie Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

54 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 Produktvergleich

Abb. 3: Nordamerika-Nebel NGC 7000, aufgenommen in der Nähe von Frankfurt am Main mit einem 3"-Refraktor bei 360mm Brennweite. Auf die 3"-Frontlinse wurde behelfsmäßig ein 2"-Hα-Filter gelegt. Ka- mera EOS 20Da, Empfi ndlichkeit ISO 3200, 25×75s belichtet und über- lagert. hof Kugelkopf 3675, dem Pentax 75 SDHF-Refraktor mit 0,72×-Red- ucer (360mm f/4,8), sowie einer digitalen Spiegelrefl exkamera Canon EOS 20Da mit Pixeln von 7,4μm Kantenlänge. Zunächst zeigt sich der Aufb au den Anforderungen nicht gewach- sen, immer wieder kommt es zu Strichspuren, jedoch ist nicht der AstroTrac, sondern der Videokopf die Schwachstelle. Videoköpfe sind darauf ausgelegt, auch halb zugespannt noch eine gedämpft e Bewe- gung zuzulassen, damit es beim Filmen zu einem sanft en Schwenk kommt. Genau diese Funktion führt bei Verwendung des Video- kopfes als Polwiege zu den Strichspuren: Langsam senkt sich der massive Videokopf unter der vereinten Last von Teleskop und Kame- ra. Die einseitige Belastung ausgleichende Gegengewichte sind nicht vorgesehen. Man muss die Schrauben also sehr fest anziehen. Je größer die Masse und je länger die Brennweite der Optik, desto leichter kommt es zu Strichspuren. Drift , Periodischer Fehler und Verwackeln durch Windlast sind die wesentlichen Fehlerursachen. Bei sehr genauer Polausrichtung und Windstille gelingen mit dem beschriebenen Aufb au punktförmige Aufnahmen des Orionnebels mit bis zu 90s Belichtungszeit. Da im Experiment alle Aufnahmen der Serie gleich gut gelingen, spielt der periodische Fehler off ensicht- lich keine Rolle.

Messung des Nachführfehlers

Um den Nachführfehler sichtbar zu machen, wurde die Brennweite des kleinen Refraktors mit einer Barlow-Linse auf 1000mm verlängert. Die Kleinbildkamera weicht einer Webcam der Bauart ToUCam 740k mit Pixeln von 5,6μm Kantenlänge. In dieser Konfi guration wird ein Abbildungsmaßstab von 1,16"/Pixel erreicht, das theoretische Aufl ö- Abb. 4: Spiralgalaxie M 101 mit Nachbargalaxie NGC 5474 (un- sungsvermögen der dreizölligen Optik liegt bei 1,52". ten). Deutlich ist die Auswirkung einer früheren Begegnung mit M Zur Messung des Nachführfehlers eignet sich insbesondere der 101 zu erkennen, der Kern der kleineren Galaxie erscheint verscho- »Drift Explorer« in der Soft ware K3CCD. Die Aufb ereitung der Mes- ben. Belichtung 26×80s bei ISO 1600 mit 3"-Refraktor bei 360mm sdaten übernimmt ein Skript in der Programmiersprache Matlab. Brennweite und 5×60s bei ISO 3200 mit 300mm-Teleobjektiv bei Von der gemessenen Positionsabweichung über der Zeit in x- und y- f/5,6. Richtung des Bildsensors, die dank Korrelationsprinzip in K3CCD Sub-Pixel-Aufl ösung erreicht, interessiert nur der Betrag. Aus dessen zeitlichem Verlauf folgt durch statistische Auswertung die Drift (Stei- gung der Ausgleichsgeraden) und der Periodische Fehler (Vierfaches der Standardabweichung σ enthält 95% der Abweichungen von der Ausgleichsgeraden). Aus der Fast Fourier Analyse erhält man zusätz- lich die zeitliche Fehlerperiode. Das Ergebnis einer der Messreihen zeigt exemplarisch die Abbildung im Kasten zur Genauigkeit. Die Messungen bestätigen die praktischen Versuche. Der periodische Fehler fällt mit knapp 6" für eine statistische 4σ-Bewertung sehr klein aus. 20" bis 50" sind für zehnfach schwerere Deutsche Mon- tierungen der Normalfall. Die Periode des Fehlers von 14s entspricht der visuell beobachteten Drehgeschwindigkeit der Spindel. Entschei- dend für die maximale Belichtungszeit ist jedoch der Drift fehler. Da alle Messreihen mit geringer, mittlerer und fast voll geöff neter Sche- renstellung zu ähnlich guten Ergebnissen bezüglich der Drift kommen, kann man sagen, dass diese kleine Reisemontierung ihre Mo- torgeschwindigkeit den geometrischen Verhältnissen korrekt anpasst und über die vollen zwei Stunden gleich gut nachführt. Mögliche Ursachen für den verbleibenden Drift fehler sind eine falsche Geschwindigkeit, Refraktion der Atmosphäre und in den meis-

ten Fällen schlichtweg ungenaue Aufstellung. Es lohnt sich daher auf Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 55 Produktvergleich

jeden Fall, den Polsucher mitzubestellen, Die erforderliche Genauigkeit auch wenn er nicht billig ist, denn ohne Polsucher wird man die Montierung kaum Um die maximale Belichtungszeit für ein Areal des Himmelsäquators abzulei- so gut aufstellen, dass der Drift fehler unter ten, muss zunächst der zulässige Nachführfehler abgeschätzt werden. Dabei darf 0,15"/s bleibt. Um mit dem Polsucher genau ein Stern während der unkorrigierten Nachführzeit nicht weiter wandern als ausrichten zu können, müssen mindestens über ein »eff ektives« Pixel. Das Verhältnis von Bogensekunden am Himmel und zwei Sterne mit den Passmarken der Strich- μm auf dem Chip entspricht für kleine Winkel einfach der Brennweite der Optik, platte zur Deckung gebracht werden. Technik allerdings müssen dafür die Winkel noch von Radianten in Bogensekunden umgerechnet werden. Es folgt demnach: Reisetauglichkeit zulässige Abweichung = eff ektive Pixelgröße / Brennweite × 180 / π·60·60" Im dargestellten Beispiel wurden für die Kombination aus EOS 20Da (eff ek- Mit dem AstroTrac im Handgepäck ist tive Pixelgröße 4×7,4μm) und einem Refraktor von 360mm Brennweite eine zu- Ihnen die Aufmerksamkeit der Sicherheits- lässige Abweichung von 17" berechnet. Daraus folgt (siehe orange farbigen Pfeil) kontrolleure am Flughafen gewiss, Ver- eine mögliche Belichtungszeit gemäß dieser Messung von bis zu 105 Sekunden gleichbares hat man noch nie unter dem bei optimaler Aufstellung. Röntgenapparat gesehen. Es könnte hilf- reich sein, die Anleitung mitzunehmen, um Auswertung des Nachführfehlers in K3CCD und Matlab. Bei nicht exakt ausgerichteter letzte Zweifel auszuräumen, dass es sich Montierung driftet ein Stern (hier: Regulus) mit konstanter Geschwindigkeit. Die Schwan- nicht um eine Waff e handelt. Nach einer kungen um die Mittelposition kennzeichnen den periodischen Fehler, der hier 5,97" Vorführung dürfen Sie die Nachführung beträgt und sich etwa alle 13,95s wiederholt. schließlich mit in die Kabine nehmen. Bali und Lembongan liegen auf gut 8° südlicher Breite, und im Frühjahr steht der schönste Teil der südlichen Milch- straße von Skorpion bis Achterschiff hoch am Himmel, meist hüllt sich der südliche Pol in Äquatornähe jedoch in Wolken. Da die meisten Aufnahmen in Südrich- tung geplant sind, muss insbesondere der Azimut der Polausrichtung stimmen. Die unkritische Elevation folgt für bewölkten Pol aus der vorgegebenen Schräge der festen Polwiege. Die fl ache Oberfl äche der Polwiege muss dazu grob eine Parallele zum Horizont bilden, alternativ leistet eine Wasserwaage auf der Polwiege gute Dienste. Aufpassen muss man nun bei der Inbetriebnahme der Montierung: Auf der Südhalbkugel wird sie ungewohnter Weise rechtsherum ausgeklappt, die Gravur auf Abb. 5: Die beleuchtete Strichplatte im AstroTrac Sucher: Durch grobe Ausrichtung der Deckplatte erinnert daran. Der Pol- anhand der Sternbilder und Feinausrichtung gemäß den Passmarken gelingt die Aufstel- sucher zeigt für den südlichen Himmels- lung auch ohne Kenntnis von Datum und Uhrzeit. pol zwei kreuzförmige Marken für Sterne des Sternbildes Oktans und – sehr hilf- reich für die Orientierung – zusätzlich die Richtung zum Kreuz des Südens bzw. zum hellen Stern Achernar, auch bekannt als α Eridani, nahe der Grenze zum Sternbild Hydrus. Wenn es draußen richtig dunkel wird, ist die mitgelieferte Beleuchtung allerdings auch auf der kleinsten Stufe noch deutlich zu hell. Außerdem verschiebt sich die Lage der Sterne geringfügig gegenüber

Surftipps

AstroTrac Homepage: www.astrotrac.com K3CCD-Software: www.pk3.org/Astro/ index.htm?k3ccdtools.htm Homepage des Autors: de.geocities.com/Astrourlaub2008/ Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

56 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 Produktvergleich

Abb. 6: Milchstraße im Skorpion mit Sternhaufen NGC 6231 (rechts) und Katzenpfoten-Nebel NGC 6334 (oben), Daten wie Abb. 1, jedoch 7×2min ohne Filter und 5×2min durch ein 15nm Hα- Filter belichtet. der Strichplatte, wenn man das Auge relativ zum Okular bewegt. Man ach- te daher auf einen mittigen Einblick in den Sucher. In der Anleitung steht, man betreibe den AstroTrac mit 12V Gleichspan- nung. Erfreulicherweise genügen aber schon die 7,4V des Li-Ionen-Akkus einer Canon EOS-Kamera. Die Ak- kus der Bauart BP-511A besitzen ein eigenes, kameraunabhängiges Sicher- heitsmanagement. Die mittlere Strom- aufnahme der Kamera während der Langzeitbelichtung ist etwa zwei Mal größer als die der Nachführung. Es ist daher gefahrlos möglich, die Nachfüh- rung aus den Akkus zu speisen. Das ist ein großer Vorteil, denn der Akku ermöglicht bei 25°C bis zu 3×2h Nach- führbetrieb. Entsprechende Reserveak- kus und das passende Ladegerät hat man auf Reisen ohnehin dabei. Das Ladegerät besitzt die passenden Kon- taktfedern, um den Akku anzuzapfen. Es muss lediglich um ein zusätzliches Kabel zum TT320 ergänzt werden. Es Astrogepäck mit AstroTrac bleibt zu erwähnen, dass mit einem Anzahl Ausrüstung Gewicht Eingriff in das Ladegerät dessen Ga- rantie erlischt. 1× AstroTrac TT320 1340g Für Temperaturen unter 0°C sind 1× AstroTrac Polsucher 130g Li-Ionen-Akkus mit wasserbasierten 1× Kamera Canon EOS 20Da + Li-Ionen-Akku + CF-Karte 770g Elektrolyten allerdings nicht die beste 1× modifi ziertes Ladegerät CB-5L 120g Wahl. Aus dem Warmen kommend 1× Serien- & Langzeittimer TC-80N3 83g friert der Elektrolyt im Akku bei –5°C nach ca. 50 Minuten ein, der Strom- 3× Li-Ionen-Akku BP511A 7,4V, 1390mAh für Kamera und Nachführung 243g fl uss kommt reversibel zum Erliegen, 1× Objektiv 15mm f/2,8 Fisheye 336g bis es wieder wärmer wird. 1× Objektiv 35mm f/1,4 + Blende 691g 1× Objektiv Nikkor 85mm f/1,8 + Adapter + 15nm Hα-Filter + Blende 508g Fazit 1× Gitzo Carbon-Stativ, 5 Elemente 980g Die AstroTrac-Montierung kann 1× Eigenbau-Polwiege 565g begeistern – noch nie zuvor sind mit 1× Linhof Kugelkopf 3675 (Typ III) 1018g einer so leichten Ausrüstung derar- 2× Gegengewichte 1160g tig tiefe Astroaufnahmen gelungen. Auch wenn diese Reisemontierung 1× Zubehör für die Sensorreinigung 300g plus Zubehör nicht billig ist, so muss 1× mobile Festplatte EPSON P-3000 + Sternkarten digital gespeichert 455g man doch anerkennen, dass sie auf- 1× passendes Ladegerät A351H + Kabel 212g grund ihrer genialen Konstruktion 1× LED-Taschenlampe 156g den Gleichlauf und die Tragfähigkeit 5× Fototaschen und wasserdichte Beutel 1250g einer viel größeren, klassischen Mon- tierung bietet. Die Montierung erfüllt 1× Fernglas Pentax 8×42 802g zudem den Grundsatz, dass an einem 1× Refraktor 75 SDHF + Rohrschelle + 0,72× Reducer + EOS-Adapter 2,5kg guten Design nicht zu viel Ding sein Summe Gesamtes Astrogepäck 13,6kg

darf. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 57 Rubrik

Abb. 8: Das Zentrum der Milchstraße liegt hinter dichten Dunkelwolken, die sichtbares Licht nicht zu durchdringen ver- mag. Die Dunkelwolke auf der rechten Seite erstreckt sich bis in die Gegend des Sterns Antares im Skorpion und ist als Pfeifen- Nebel bekannt, Daten wie Abb. 1, jedoch 4×2min belichtet.

genügt ein Alu-Winkel, ein Frästeil oder eine verschraubte Holzkonstruktion als guter Ersatz für teure und wenig geeignete Video-Schwenk-Neigeköpfe. Die benöti- gten Verstellelemente für Azimut und Ele- vation des Pols sind bereits am Stativ vorhanden. In Äquatornähe und für schwere Instrumente empfi ehlt sich aus Balance- gründen der Einsatz von Gegengewichten an der Polwiege. Zur Versorgung eignen sich insbesondere die in der Kamera verwendeten Li-Io- nen-Akkus. Obwohl die Mindestspannung von 7,4V deutlich unter den geforderten 12V liegt, lässt sich der TT320 bis zu 3×2 Stunden mit dem zur Canon EOS 20Da gehörenden Akku BP-511A (Kapazität 1390mAh) betreiben. Der Polsucher sollte auf jeden Fall mitbestellt werden, denn ohne genaue Ausrichtung ist der Drift - fehler deutlich größer als die erreichbaren 0,15" pro Sekunde.

Literatur [1] Stubinitzky, J.: Eine einfache Montierung für Astrofoto-Einsteiger, interstellarum 24, 66 (2002) [2] Beinert, U.: Technik-Wissen: Wie lang kann belichtet werden, um noch punktförmige Sterne zu erhalten? interstellarum 58, 65 (2008) [3] Martin, A., Kleemann-Böker, K.: CCD-Astronomie in 5 Schritten, Oculum-Verlag, Erlangen (2004) Abb. 7: Der ρ Ophiuchi-Komplex und Unter großer Last gibt eher die Polwiege [4] Roth, G. D.: Handbuch für Sternfreunde, Band Stern Antares im Skorpion, keine Region als die Montierung nach, daher wird eine 1 Technik und Theorie, 4. Aufl age, Springer- zeigt mehr Farbe am Himmel als diese. Da- feste Polwiege passend zur geographischen Verlag, Berlin-Heidelberg-New York (1989) ten wie Abb. 1, jedoch 8×2min belichtet. Breite empfohlen. Für eine feste Polwiege Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

58 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 Astrotografi e Große Nebel – kleine Optik Fotografi e galaktischer HII-Regionen mit dem Teleobjektiv

VON JÜRGEN STEIN

Die ausgedehnten Sternentstehungsgebiete in unserer Galaxis sind für den Astrofotografen besonders interessant: Schwach leuchtende Gasnebel, Dunkelwolken, und junge Sternhaufen bilden die sichtbaren Bereiche solcher Gebiete und dehnen sich am Himmel oftmals über ein Mehrfaches des Vollmonddurchmessers aus. Bei Verzicht auf maximale Aufl ösung können diese Objekte mit mittelgroßen CCD-Kameras und gewöhnlichen Teleobjektiven fotografi ert werden. Schmalbandfi lter verbessern die Abbildungsleistung der Objektive und enthüllen Details der meist lichtschwachen Gebilde.

iesige Wolken, die aus Wasserstoff , Helium und Staub bestehen, be- Rvölkern die Ebene unserer Galaxie. In manchen wird das Wasserstoff gas von heißen Überriesen in ihrer Umgebung zum Leuchten im rötlichen Licht der Hα- Linie angeregt, in anderen refl ektiert nur der Staub das Licht naher Sterne, da deren Strahlung nicht energiereich genug ist, um den Wasserstoff anzuregen. Diese Nebel erscheinen meist blau. Vor dieser schwach leuchtenden Kulisse zeichnen sich nicht leuchtende Wolken als Dun- kelnebel ab. Im Wechselspiel zwischen Gravitati- onskraft und Strahlungsdruck bilden sich bizarre Gebilde, die reizvolle Motive für den Astrofotografen darstellen. Einzelob- jekte oder Gruppen von Gas- und Dun- kelnebeln dehnen sich dabei nicht selten über Bereiche von 3°–5° oder mehr Grad am Himmel aus. Um diese Objekte auf CCD zu bannen bedarf es keiner großen Teleskope – Teleobjektive mit Brennwei- ten von etwa 100mm bis 200mm sind die erste Wahl.

Geeignete Ausrüstung Abb. 1: Der Rosettennebel im Hα-Licht. Trotz eines Durchmessers von 1,5° wirkt der Ne- Aufgrund ihrer hohen Empfi ndlichkeit bel bei einer Brennweite von 180mm geradezu klein. Aufgenommen im Rhein-Main-Gebiet, eignen sich Schwarz/Weiß-CCD-Kameras 4×10 Minuten belichtet mit ST-2000XM und Hα-Filter, Nikon-Objektiv 180mm, Blende 4. hervorragend für die Fotografi e solcher, meist lichtschwacher Objekte – zu mög- xionsnebeln ist diese Technik natürlich Surftipps lichen Alternativen siehe Kasten. Da HII- nicht anwendbar. Die große Ausdehnung Regionen den größten Teil ihrer Strahlung der Objekte wirft dagegen bei Verwen- Homepage des Autors: im sichtbaren Spektralbereich im Licht dung der CCD-Technik einige Probleme www.ccdastrophoto.com der Hα-Linie abgeben, ist die Verwendung auf: Ein Himmelsbereich, der sich über Bicolor-Technik: www.starrywonders. eines schmalbandigen Hα-Filters sehr ein Vielfaches des Vollmonddurchmessers com/bicolortechnique.html empfehlenswert. Es lässt praktisch die ge- erstreckt, muss auf einem vergleichsweise Weitfeldfotografi e: samte Strahlung des Objektes durch und kleinen elektronischen Sensor abgebildet www.skyandtelescope.com/howto/ astrophotography/ blockiert die Strahlung aus anderen Wel- werden. Dazu können unterschiedliche

lenlängenbereichen vollständig. Bei Refl e- Aufnahmetechniken angewendet werden Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 59 Astrofotografi e

CCD-Techniken zur Abbildung großer Himmelsfelder Technik »Herkömmliche« CCD-Fotografi e mit Mosaiktechnik mit mittelgroßem Chip und Weitwinketechnik mit mittelgroßem großformatigem Chip und Astrographen Astrographen Chip und Teleobjektiv Beispiel CCD-Sensor* KAI 11002M, 4008×2672 Pixel, Pixelgrö- KAI2020, 1600×1200 Pixel, Pixelgröße: KAI2020, 1600×1200 Pixel, ße: 9μm 7,4μm Pixelgröße:7,4μm Beispiel Optik Flatfi eld-Astrograph 500mm Brennweite Astrograph 500mm Brennweite Teleobjektiv 180mm Brennweite Aufl ösung 3,7" 3,1" 8,5" Technik Feld 4,2° × 2,8° 1,4° × 1,0° 3,8° × 2,8° Anzahl Aufnahmefelder für ein ca. 3°× 1mindestens 91 3° großes Feld Vorteile hohe Aufl ösung und Abbildungsqualität preiswerte Optik, hohe Lichtstärke, einfache Nachführung Nachteile Ausrüstung sehr teuer lange Gesamtbelichtungszeit, hoher geringe Aufl ösung, Farbfehler der Optik Aufwand bei der Bildbearbeitung, verzer- (Reduktion durch Schmalbandfi lter) rungsfrei abbildende Optik erforderlich *Die in der Tabelle genannten CCD-Sensoren stellen Beispiele dar, andere Sensoren sind genauso gut oder besser verwendbar. Die Werte gelten für S/W-Kameras, die über den gesamten Spektralbereich empfi ndlich sind.

gelten, sind sie aus astronomischer Sicht Weitwinkeloptiken. Die erzielten Aufl ö- sungen liegen bei jeder der genannten Techniken unterhalb des Seeing bedingten Wertes von etwa 2" pro Pixel. Somit wird bei jeder Technik etwas Aufl ösung ver- schenkt, am meisten bei der Weitwin- keltechnik, die hier ihren größten Nach- teil hat. Gasnebel sind meistens schwach strukturiert und weisen nur wenige feine Details auf, so dass ein solcher Aufl ösungs- verlust oft noch tolerierbar ist. Hochwer- tige, gut korrigierte Kleinbild- oder Mit- telformat-Optiken sind recht preisgünstig, insbesondere, wenn es sich um gebrauchte Objektive mit manuellem Fokus handelt. Die astrofotografi sche Eignung eines Ob- jektivs muss durch entsprechende Tests ermittelt werden. Dabei bringen schmal- bandige Filter weitere Vorteile: Viele Te- leobjektive sind für astronomische Zwecke im Hinblick auf ihre Abbildungsleistung nicht hinreichend korrigiert. Dies gilt insbesondere für Farbfehler aufgrund unzurei- chender apochromatischer Eigenschaft en der Optiken. Eine Verbesserung kann man durch Abblenden um ein oder zwei Blen- denstufen erreichen. Bei Verwendung von Abb. 2: Der Pferdekopfnebel B33 in seiner nebelreichen Umgebung porträtiert. 7×10 Mi- Schmalbandfi ltern werden diese Abbil- nuten belichtet, übrige Daten wie in Abb. 2. dungsfehler praktisch bedeutungslos und es kann bei voller Öff nung fotografi ert (siehe Tabelle): Die üblichen Optiken im Die Verwendung von Teleobjektiven mit werden. Brennweitenbereich von etwa 500mm er- Brennweiten im Bereich von etwa 100mm fordern CCD-Chips im Kleinbild-Format. bis 200mm in Kombination mit mittel- Wichtige Verbindungen Mit kleineren Sensoren können die ausge- großen S/W-CCD-Chips ermöglicht es dehnten Objekte bei solchen Brennweiten dagegen, solch große Himmelsbereiche Zur Verbindung zwischen Kamera und nicht mehr mit nur einer Aufnahme auf- mit nur einer einzigen Aufnahme abzu- Teleoptik wird ein spezieller kurz bauender genommen werden. Die Mosaiktechnik bilden. [1] Die Gesamtbelichtungszeit und Adapter benötigt, der für einige Kamera- muss angewendet werden, bei der mehrere der Aufwand in der nachgelagerten Bild- Objektivkombinationen im Fachhandel überlappende Aufnahmen einer Himmels- bearbeitung halten sich in erträglichen bezogen werden kann. Dieser Adapter region erstellt und im Computer zu einem Grenzen. Auch wenn solche Objektive im muss auch die Möglichkeit bieten, ent-

einzigen Bild zusammengesetzt werden. normalen Fotogebrauch als Teleobjektive sprechenden Farb- oder Schmalbandfi lter Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

60 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 Astrofotografi e in den Strahlengang hinter dem Objektiv zu bringen, da Objektivfi lter sehr teuer sind. Eventuell kann ein Alternativen zu S/W-CCD-Kameras entsprechender Adapter unter Berücksichtigung des Hersteller-spezifi schen Abstandes von Objektivbefesti- Bei der Verwendung Digitaler Spiegelrefl exkameras oder Color-CCD- gungsring zur Brennebene im Eigenbau erstellt werden. Kameras müssen einige Besonderheiten beachtet werden: Sensoren Für die Befestigung des Instrumentariums auf einer solcher Kameras sind in einem speziellen Raster aufgebaut, der sog. parallaktischen Montierung kann je nach Kamera- Beyer-Matrix. Dabei bildet eine Gruppe von jeweils vier Pixeln, die mit modell ein vorhandener Fotoanschluss verwendet wer- unterschiedlichen Mikrofi ltern versehen sind (1× rot, 1× blau, 2× grün), den. Um die Kamera relativ zur Rektaszensions- und einein Superpixel.Superpixel. AuflAufl ösungösung undund EmpfiEmpfi ndlichkeitndlichkeit desdes ChipsChi sind damit Deklinationsrichtung drehen zu können, sollte zusätz- z.B. im Hα-LicHα-Lichtht deutlichdeutlich reduziert.reduziert. Teleobjektive,Teleobjektive, diedie an ssolchen Kame- lich ein entsprechender Fotoadapter oder Stativkopf auf ras verwendet werden,werden, solltenso daher in der Montierungsplatte befestigt werden. eineme breiten Spek- In der Praxis tralbereich gut korri- Der Betrieb einer Kamera-Objektiv-Kombination giert sein, unterscheidet sich praktisch nicht von dem einer CCD- umum Luminanz Kamera an einem astronomischen Teleskop. Kritisch (L)-(L)- undund hherkömmliche ist jedoch die Fokussierung: Ein Streifen Klebeband, FarbaufnahmenFarbaufnahmen (RGB-Aufnah- der vor der Sonnenblende angebracht wird, erzeugt ein men)men) zuzulassen, nunur wenige Tele- Beugungsmuster, mit dem exakt scharf gestellt werden ooptikenptiken sind dafürdafür (entsprechend(e kann. Der Schärfebereich ist aufgrund des großen Öff - aabgeblendet)bgeblendet) geeignetgeeignet.. nungsverhältnisses extrem klein, die Fokussierung erfordert äußerste Sorgfalt. Bei längeren Aufnahmeserien ist der exakte Fokus immer wieder zu überprüfen. Die Bearbeitung der Ergebnisse erfolgt analog zu CCD-Aufnahmen, die bei längeren Brennweiten gewonnen wurden. Besondere Aufmerksamkeit muss den Sternabbildungen gewidmet werden: Aufgrund der geringen Aufl ösung werden schwächere Sterne nur noch auf einige wenige Pixel – im Extremfall auf nur ein Pixel – abgebildet. Sie erscheinen dann nicht mehr rund, sondern wirken unnatürlich kantig. Hier kann z.B. die Drizzle-Technik [2] helfen, die die Aufl ösung der Aufnahme im Nachhinein steigert. Einfacher ist es, die Bilder zur Bearbeitung entsprechend zu vergrößern und dann entsprechende Glättungsfi lter auf die Stern- abbildungen anzuwenden.

Fazit

Die Fotografi e ausgedehnter Himmelsregionen mit herkömmlichen Teleoptiken erlaubt es dem Astrofoto- grafen, auch ausgedehnte Himmelsregionen auf einen vergleichsweise kleinen CCD-Sensor abzubilden. Hα- Filter – für die Fotografi e schwach leuchtender Gas- nebel ohnehin empfehlenswert – steigern die Abbil-

Abb. 3: Himmelsausschnitt im Sternbild Cassiopeia, der reich an unterschiedlichen Objekten ist: Fast im Bild- zentrum steht der Bubble-Nebel NGC 7635, nordöstlich davon der dichte Sternhaufen M 52. Nördlich und nordwestlich von NGC 7635 werden weitere schwache Ne- belbereiche sichtbar, deren hellster Teil der kompakte und schalenförmig strukturierte NGC 7538 ist. Südlich dieser Objekte sieht man die Filamente von Sharpless 157, in die zahlreiche Dunkelnebel und kleinere Stern- haufen eingebettet sind. Der helle und sehr kompakte Sternhaufen am nordwestlichen Arm von Sharpless 157 ist NGC 7510. 7×10 Minuten belichtet bei Blende 2,8, üb-

rige Daten wie in Abb. 2. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 61 Astrofotografi e

dungsleistung solcher Objektive erheblich. In Kombination mit anderen Schmalband- Bicolor-Technik fi ltern sind auch Farbaufnahmen mög- lich. Die Detailaufl ösung ist zwar begrenzt, Diese Bildbearbeitungs-Technik wurde von Steve Cannistra (siehe Surftipps) dafür sind die Optiken vergleichsweise eingeführt und erfordert nur zwei Schmalbandaufnahmen für die Erstellung einer preisgünstig und die Aufnahmetechnik Farbaufnahme, die einer echten RGB-Farbaufnahme ähnelt. Die Bicolor-Methode aufgrund der kurzen Brennweiten einfach hat im Gegensatz zu anderen »Falschfarbentechniken« den Vorteil, Sternfarben zu beherrschen. weitgehend zu erhalten, bzw. weiße Sterne ohne starke farbige Halos zu produzie- ren. Dazu wird einer Hα-Aufnahme der rote Kanal und einer [OIII]-Aufnahme der [1] Mandel, S.: Wide-Field Imaging with CCD Ca- blaue Kanal zugewiesen. Der grüne Kanal wird durch Multiplikation der [OIII]-Auf- meras, Sky & Telescope 103 No. 2, 117 (2002) nahme mit der Hα-Aufnahme erzeugt. [2] Wasshuber, M.: Kurze Brennweite – große Aufl ösung, Die Drizzle-Technik für Astrofo- tografen. interstellarum 52, 60 (2007)

Abb. 4: Trotz optischer Einschrän- kungen des Teleobjektivs oder der am Beobachtungsort vorhandenen Himmel- saufhellungen muss auf Farbaufnahmen nicht verzichten werden: Eine Hα- und eine [OIII]-Aufnahme wurden nach dem Bicolor- Verfahren (siehe Kasten) kombiniert. Die HII- Region IC 1396 ist fast in voller Größe abgebildet, sie hat einen Durchmesser von 3°. Im Inneren befi ndet sich der Stern HD 206267 vom Spektraltyp O5, der den gesamten Ne- bel zum Leuchten anregt. Er ist Bestandteil eines jungen Sternhaufens im Zentrum von IC 1396. Von Westen ragt der Elefantenrüs- sel-Nebel vdB 142 in die HII-Region hinein. Zahlreiche weitere dunkle Globulen und Staubstreifen weisen auf stark verdichtete Materie hin. Der helle Stern am nördlichen Bildrand ist μ Cephei, einer der hellsten und größten Sterne unserer Milchstraße. Bicolor- Aufnahme, zusammengesetzt aus 7 Hα- Aufnahmen, je 10 Minuten belichtet und 7 [OIII]-Aufnahmen, je 5 Minuten belichtet bei Blende 2,8, übrige Daten wie in Abb. 2.

Abb. 5: Dass sich die Mosaiktechnik auch mit hochwertigen Teleobjektiven erfolg- reich anwenden lässt, zeigt diese Aufnah- me: Die HII-Regionen IC 1805 und IC 1848 im Sternbild Cassiopeia sind hier komplett abgebildet. Das Bildfeld wurde aus 6 Einzel- bildern zusammengesetzt und umspannt ein Feld von 5,1° × 4,6°. Neben den beiden riesigen HII-Regionen sind zahlreiche weitere Objekte zu erkennen, unter ihnen der Stern- haufen NGC 1027 zwischen den beiden Gas- nebeln gelegen und die kompakte und helle Nebelstruktur NCG 1795 am nordwestlichen Rand von IC 1805. Unterhalb von IC 1805 sind interessanterweise die beiden der lokalen Gruppe nahe gelegenen Galaxien Maff ei I und II zu erkennen, die erst 1968 auf Infrarot- Durchmusterungen im Band der Milchstraße entdeckt wurden. Mosaik-Aufnahme aus 6 Hα-Aufnahmen jeweils 6×10 bzw. 7×10 Mi- nuten belichtet, Gesamtbelichtungszeit 6h

20min. Blende 2,8, übrige Daten wie Abb. 2. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

62 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 Wissen

von Ulrich Beinert TECHNIKWISSEN Wie funktionieren Zenitspiegel, Zenitprisma und Amiciprisma?

as klassische Bild eines Fernrohrs ist jedoch immer noch seitenverkehrtes Bild Orientierung auf Mond und Planeten wird Technik Deine zum Himmel ragende Röhre, im Vergleich zum Anblick mit bloßem somit erheblich erleichtert. durch die der Beobachter vom hinteren Auge. Eine Besonderheit stellt das Pentapris- unteren Ende aus die Sterne beobachtet. Eine Abwandlung des Zenitprismas ist ma dar. Es ist ein fünfseitiges Prisma, bei Doch Refraktor, Maksutov- und Schmidt- das Amiciprisma. Hier ist die lange Kante dem zwei unverspiegelte Seiten als Ein-und Cassegrain-Teleskope lassen sich nur mit des Prismas nicht fl ach, sondern dachför- Austrittsfl ächen sowie zwei verspiegelte einem kleinen, aber wichtigen Hilfsmit- mig ausgeführt, weshalb es auch als Dach- Seiten als Refl exionsfl ächen benutzt wer- tel auch ergonomisch benutzen. Damit kantprisma bekannt ist. Es erlaubt die auf- den. Bleiben die Refl exionsfl ächen unver- der Beobachter nicht unter das Fernrohr rechte und seitenrichtige Beobachtung: spiegelt, werden wegen des steilen Licht- kriechen muss, um ins Okular zu blicken, Lichtstrahlen, die sich links und rechts der einfalls nur 4% des Lichts refl ektiert und gibt es optische Bauteile, die den Strah- Senkrechten des Prismas befi nden wech- das Prisma eignet sich in Kombination mit lengang in eine beobachterfreundliche seln durch die zusätzliche optische Fläche einem Neutraldichtefi lter zur Sonnenbeo- Lage umlenken. die Seite, bevor sie aus dem Prisma wieder bachtung. Eine dem Amici-Prisma ähnliche In der Grundausstattung vieler Einstei- austreten. Die resultierende Bildorientie- Dachkant-Variante des Pentaprismas wird gergeräte sind ein Zenitprisma oder ein rung entspricht dem Anblick mit bloßem häufi g im Sucher von Spiegelrefl exkame- Zenitspiegel enthalten. Sie werden in der Auge. Das Lesen von Sternkarten und die ras verwendet. Regel mit einem Umlenkwinkel von 90° Wie bei jedem optischen Bauteil kön- hergestellt. Aber es gibt auch andere Abb. 1: Zenitprismen gibt es in verschie- nen auch Zenitspiegel und -prisma das Umlenkwinkel, der üblichste davon ist denen Ablenkungswinkeln, z.B. mit 90° Bild verschlechtern. Je mehr optische 45°. (oben) oder 45° (unten). Flächen das Bauteil hat, desto größer ist z Beim Zenitspiegel befi ndet sich in die Gefahr solcher Bildfehler. Der Zenit- einem Gehäuse ein planer und per- spiegel hat eine optische Fläche, Pris- fekt polierter Oberfl ächenspiegel. men dagegen mindestens drei. Während z Das Zenitprisma hat keine verspiegel- beim Spiegel lediglich optische Fehler ten Flächen, sondern ist ein Dreikan- auftreten können, birgt ein Prisma zu- tblock aus plan poliertem Glas mit sätzlich noch die Gefahr von Farbfehlern. einem 90°- und zwei 45°-Winkeln Da der Strahlengang im Fernrohr am Ort (im Falle eines 90°-Prismas). Ein- und des Prismas nicht ganz parallel ist, fällt Austrittsfl ächen sind die Flächen, die das Licht nicht senkrecht auf dessen im 90°-Winkel zueinander stehen. Eintrittsfl äche und wird dadurch an Ein- Da das Material des Prismas eine und Austrittsfl äche je nach Wellenlänge höhere Brechzahl hat als die Luft, unterschiedlich gebrochen. Durch diesen werden Lichtstrahlen an der langen Dispersion genannten Eff ekt kommt es Kante des Prismas totalrefl ektiert. zu Farbfehlern. Je größer das Öff nungs- Refraktoren, Maksutov- und Schmidt- verhältnis, desto stärker ist er, da der Cassegrain-Teleskope erzeugen ein auf Eintrittswinkel der Lichtstrahlen in das dem Kopf stehendes, seitenverkehrtes Prisma stärker von der Senkrechen ab- Bild (entspricht einer um 180° gedrehten weicht. Auch in der Teleskopoptik bereits Mond- oder Sternkarte). Mit Zenitspiegel vorhandene Farbfehler werden u.U. noch oder -prisma entsteht ein zwar aufrechtes, verstärkt.

Abb. 2: Das Fernrohr (Refraktor, Maksutov- oder Schmidt-Cassegrain) liefert ein auf dem Kopf stehendes, seitenverkehrtes Bild (hier der Buchstabe »F«). Mit Zenitspiegel (a) entsteht durch Refl exion an der verspiegelten Oberfl äche ein aufrechtes, aber immer noch seitenverkehrtes Bild. Das gleiche Ergebnis liefert das Zenitprisma (b) durch Totalrefl ektion der Lichtstrahlen an der langen Kante des Prismas. Durch den Dachkantschliff an der langen Kante des Amiciprismas (c) entsteht ein aufrechtes, seitenrichtiges Bild.

abc Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 63 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

64 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 Rückblick Astro-Impressionen

Mond mit Saturn, Mars und Regulus am 6.7.2008. Canon EOS 400D. Fred Borngartz

Nachleuchtspur etwa 10 Minuten nach dem Aufl euchten eines –7m Der aufgehende Mond über Wangerooge bei Ebbe, hellen Boliden am 2.7.2008 um 1:45 MESZ. 80mm-Teleobjektiv, Canon EOS fotografi ert vom trocken gefallenen Katamaran »Lor-

350D, 800 ASA, 15s. Anke Morbitzer bas«. Ulrich Schatka Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 65 First Light Den Sternen folgen

VON STEFAN SEIP

ür den Auft aktbeitrag der neuen Ru- Aufnahmen lichtschwacher Deep-Sky-Ob- Langzeitbelichtungen. Bei vielen Montie- brik »First Light« hat Guido Conen jekte wie Gasnebel, Galaxien oder Stern- rungen kann diese mit einem Polsucher Feinige seiner Astrofotos zugeschickt. haufen sind lange Belichtungszeiten not- durchgeführt werden, oder es bleibt die Herr Conen beschäft igt sich nach einer wendig, um die Objekte abzubilden. Wird recht komplizierte Methode nach Schei- längeren Pause wieder mit der Astronomie die Kamera der Himmelsdrehung nicht ner. und neuerdings auch der Fotografi e von oder nicht korrekt nachgeführt, werden Wer bereits eine Digitalkamera sein Deep-Sky-Objekten. Dazu steht ihm eine die Sterne strichartig verformt dargestellt Eigen nennt, kann auch diese nutzen um digitale Spiegelrefl exkamera (Canon EOS und die Aufnahme ist verdorben. eine Montierung einzunorden. Man be- 300D) sowie eine spezielle Astrokamera Um längere Belichtungszeiten zu reali- nötigt nur einen Stern im Süden und eine (Meade Deep Sky Imager) zur Verfügung. sieren, ist eine parallaktische Montierung Soft ware, die die Abweichung der Positi- Manche seiner Fotos zeigen bei genauerem erforderlich, bei der eine Achse parallel zur on eines Sterns von einer Aufnahme zur Hinsehen etwas längliche Sternabbilder Erdachse ausgerichtet werden muss. Das nächsten grafi sch darstellen kann: MaxIm, aufgrund einer nicht perfekten Nachfüh- bedeutet, diese Achse muss exakt auf den CCDOPS und K3CCDTools seien stellver- rung während der Belichtungszeit. Himmelspol zeigen, in dessen Nähe der tretend genannt. Bekanntlich verursacht die Eigenrota- Polarstern steht. Das korrekte Aufstellen 1. Die Montierung muss grob (nach tion der Erde, dass sich der Sternenhim- einer parallaktischen Montierung wird als Schätzung) eingenordet werden. mel langsam über unseren Köpfen von »Einnorden« bezeichnet und ist eine der 2. Das Fernrohr wird nach Süden Ost nach West dreht. Bei fotografi schen Grundvoraussetzungen für erfolgreiche auf einen Stern in etwa 40° Höhe (Himmelsäquator) ausgerichtet. Abb. 1: Dieser Bildausschnitt des Orionnebels zeigt strichförmige Sterne, wie sie durch 3. Die Kamera wird so angeschlossen, eine schlecht eingenordete Montierung bei langen Belichtungszeiten entstehen können. dass die Pixelzeilen zur Stundenachse, die Pixelspalten zur Deklinationsach- ONEN C se parallel laufen. Um das zu erreichen, UIDO G lässt man die Stundenachse der Mon- tierung mit hoher Geschwindigkeit laufen (z.B. 16-fache Sterngeschwin- digkeit) und belichtet währenddessen wenige Sekunden lang. Die Kamera muss nun so lange gedreht werden, bis die sichtbaren Sternspuren auf dem Chip exakt den Pixelzeilen folgen. 4. Nun stellt man einen helleren Stern ein und startet die Soft ware, um im Nachführmodus (Guiding) die Drift dieses Sterns darzustellen, während die Kamera kontinuierlich Aufnah- men macht. Wichtig ist, dass kein Guiding stattfi ndet, d.h. dass die dazu notwendigen Kabel ausgesteckt sind.

Mitarbeit

Ihre ersten Astrofotos sind nicht so gelungen, wie Sie es sich vorgestellt haben? Sie wollen wissen, was Sie bei Aufnahmetechnik und Bildbearbeitung verbessern können? Senden Sie uns Ihre ersten Fotoversuche! Die Bilder werden von unserem Experten Stefan Seip begutachtet. Anhand Ihres Bildes werden Verbesserungsmöglichkeiten aufgezeigt und beispielhaft gezeigt, was in Ihrer Auf- nahme steckt. Machen Sie mit und senden Sie uns Ihre Aufnahmen! Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

66 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 Rubrik

Abb. 2: Diese Aufnahme entstand bei 16-facher Sterngeschwindigkeit und drei Sekunden Be- lichtungszeit: Die Sterne bewegen sich exakt den Pixelzeilen entlang. In diesem Fall ist die Kamera im richtigen Winkel am Teleskop angeschlossen.

Abb. 3: In der Praxis sehen die Kurven nicht ganz so glatt aus: links ein reales Beispiel einer nicht korrekt eingenordeten Montierung, rechts nach einer EIP deutlichen Verbesserung der Einnordung. S TEFAN S EIP S TEFAN S Bei einer perfekt eingenordeten und nachführenden Montierung würde die Abweichung in x-Richtung (Rektaszen- sion) und y-Richtung (Deklination) auf Null bleiben. Das wird in der Praxis jedoch nicht der Fall sein: Die Abweichung in y-Richtung repräsentiert den Drift des Sterns in Deklination. Es wird anfangs eine ansteigende oder abfallende Gera- de zu sehen sein. Durch Korrekturen der Azimuteinstellung der Montierung kann erreicht werden, dass die Gerade schließ- lich horizontal verläuft und damit opti- miert ist. Die Abweichung in x-Richtung stellt sich in der Praxis als eine mehr oder weniger sinusförmige Kurve dar, die sich im Idealfall weder nach oben, noch nach unten »aufschaukelt«. Die Sinuskurve ergibt sich durch den periodischen Schnecken- fehler, einer mechanischen Gangungenau- igkeit, der alle herkömmlichen Schnecken- antriebe unterliegen. Ziel ist es, durch Korrekturen der Polhöhe zu erreichen, dass die Sinuskurve auf Dauer horizontal verläuft , ohne nach oben oder nach unten auszubrechen. Da die Messungen der Sternpositionen beim Guiding subpixelgenau erfolgen, können entsprechende Abweichungen und Abb. 4: 45 Sekunden Belichtungszeit Surftipps Trends sehr rasch erkannt werden. Durch reichten Guido Conen, um mit seiner immer kleiner werdende Korrekturen in Canon EOS 300D und einem 10"-Newton- Homepage des Bildautors: Azimut und Polhöhe lässt sich die Ein- Teleskop bei f/4,7 diese Aufnahme des Ori- www.einsteiger-astronomie.de nordung in relativ kurzer Zeit optimieren. on-Nebels zu gewinnen, bei der die Nach- Homepage von Stefan Seip: Danach ist zumindest ein häufi ger Grund führung perfekt funktionierte. www.astromeeting.de für strichförmige Sterne bei Langzeitbe-

lichtungen aus dem Weg geräumt. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 67 OdS Objekte der Saison

Die Objekte der Saison: Leser beo- Die Objekte der Saison der nächsten 6 Ausgaben bachten. Ziel dieses interaktiven Projekts Ausgabe Name Typ Sternbild R.A. Dekl. Einsendeschluss ist es, Beschreibungen, Zeichnungen, Nr. 61, Dez./Jan. 2009 M 38 OC Aur 05h 28,6min +35° 50' 20.9.2008 Fotos und CCD-Bilder von Deep-Sky- IC 410 GN Aur 05h 22,6min +33° 31' Objekten zusammenzuführen. In jeder h min Ausgabe werden im Abschnitt »Him- Nr. 62, Feb./Mär. 2009 M 46 OC Pup 07 41,8 –14° 49'' 20.11.2008 mel« zwei Objekte vorgestellt, zu denen M 47 OC Pup 07h 36,6min –14° 30' jeweils ein Jahr später die Beobachtun- Nr. 63, Apr./Mai 2009 M 106 Gx CVn 12h 19,0min –47° 18' 20.1.2009 gen veröff entlicht werden. Senden Sie NGC 4449 Gx CVn 12h 28,2min –44° 06' uns Ihre Ergebnisse – wir drucken eine Nr. 64, Jun./Jul. 2009 M 12 GC Oph 16h 47,2min –01° 57' 20.3.2009 Auswahl der Bildresultate und Beschrei- NGC 6210 PN Her 16h 44,5min +23° 48' bungen ab. Weitere Informationen und h min Daten zu den Objekten der Saison fi n- Nr. 65, Aug./Sep. 2009 M 27 PN Vul 19 59,6 +22° 44' 20.5.2009 den Sie im Internet unter www.interstella- M 71 GC Sge 19h 53,8min +18° 47' rum.de/ods.asp, ebenso eine Möglichkeit, Nr. 66, Okt./Nov. 2008 M 33 Gx Tri 01h 33,9min +30° 48' 20.7.2009 Resultate direkt online einzusenden. NGC 404 Gx And 01h 09,4min +35° 43'

NGC 457

CCD-Aufnahme, 12"-Newton bei 1380mm, ST10XME, 17×120s (L), 5×300s (R), 5×300s (G), 5×450s (B), Astronomik LRGB-Filter. Andreas Rörig

Digitalfoto, 4,5"-Refraktor bei 805mm, mod. Canon 20D, ISO 800 ASA, 14×5min Sekunden, interner Dunkelbildabzug. Rainer Sparenberg Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

68 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 OdS

CCD-Aufnahme, 4,5"-Newton bei 440mm, ST2000XM, 30×3min (L), 5×3min (je RGB). Michael Deger Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 69 OdS

NGC 457

16×70-Fernglas: fst 5m,0; der Sternhaufen ist sehr deutlich zu sehen. Heute sehe ich die Männchenfi gur (»ET«) sehr deutlich und sie geht mir nicht mehr aus dem Kopf: im Südosten ist φ Cas und noch ein hellerer Stern (die Augen). Einige Sterne bilden die ausgebreiteten Arme, eine Sternkette etwa von Nordosten nach Südwesten. Im Nordwesten bilden zwei Sterne die Füße. Ich zähle 20 Sterne, die zum Haufen zu gehören scheinen. φ Cas ist gelb zu sehen, dieser Eindruck ist noch stärker bei größerer Öff nung und Vergrößerung. Wolfgang Vollmann 70/700-Refraktor: fst 5m,0; der Eulenhaufen hat seinen Namen zu Recht verdient. Sehr leicht kann mit die Form eines fl iegenden Vogels mit weit ausgebreiteten Flügeln nachvollziehen. Auff ällig ist dabei die orange Farbe des hellsten Sterns des Haufens (Auge), im Vergleich zu den restlichen weißen Sternen. 28–56×. Frank Lange 102/500-Refraktor: fst 5m,1; erinnert an ET mit Augen, Körper und Armen. Im gleichem Gesichtsfeld ist auch NGC 436 zu sehen, wie ein kleiner Fleck nordwestlich von NGC 457. 20×. Rony De Laet 200/800-Newton: sehr schöner Haufen. Voll aufgelöst. Die Form erinnert an eine Eule mit ausgebreiteten Flügeln. Zwei helle Sterne im Süden bilden die Augen. Im Osten steht ein auff älliger orange gefärbter Stern. Im Haufen sind verschieden helle Sterne, es sind aber vor allem helle Sterne zu sehen. 57×. Gerd Kohler 200/1200-Refraktor: fst 5m,3; lockerer Off ener Sternhaufen. Eulenform sehr schön erkennbar, φ Cas gelblich und zweite Komponente SAO 22187 bläulich weiß, Haufensterne sind wesentlich lichtschwächer. 49×. Guido Wollenhaupt Beobachtungen

CCD-Aufnahme, 8"-SCT bei 1280mm, ST7, 5×60s. Heino Niebel CCD-Aufnahme, 12"-Newton bei 1200mm, Starlight SXV-H9, 20×30s (L), L-Filter. Martin Bässgen

M 76

10×50-Fernglas: Bortle 3; nur stellar. Erfordert indirektes Sehen. 10×. Uwe Pilz 102/660-Refraktor: fst 5m,0; bei 17× nicht einfach zu sehen: sehr kleiner Nebelfl eck, etwa rund, bei indirektem Sehen. 73× zeigt den Nebel länglich und etwa hantelförmig: zwei etwa kugelförmige Nebelgebilde in Kontakt, lange Achse etwa nach Positionswinkel 160°. Schön! Wolfgang Vollmann 105/1470-Cassegrain: fst 4m,8; M 76 zeigt zwei Teile mit einigen Flecken darin. 60–120×. Rony De Laet 200/800-Newton: Schon ohne Filter ist der Nebel sehr deutlich zu sehen. Mit [OIII]-Filter und indirektem Sehen ist der Nebel länglich, ca. 2:1, und hat eine Hantelform. Dunkler Einschnitt in der Mitte. Beide Hanteln haben eine ovale Form und sind strukturiert. Mit dem [OIII]- Filter ist der Nebel etwas schwächer als ohne Filter. [OIII]; 170×. Gerd Kohler 120/1020-Refraktor: detailreiches Objekt bei 102× und 170×; besonders die Westseite des länglichen Barrens erscheint hell mit zwei besonders hellen sternartigen Stellen; Ostseite schwächer, aber auch hier Verdichtungen; mit UHC-Filter werden die hellen Stellen noch heller, aber kein Detail kommt dazu; Ausnahme: mit Filter sind bei schwacher Vergrößerung die schwachen Ausläufer zu sehen; auf der Ostseite nach Norden, auf der Westseite nach Süden. Ronald Stoyan 200/1200-Newton: fst 5m,3; dunkler Himmel sehr wichtig, weil schwierig zu fi nden, Hantelform dann aber deutlich erkennbar, wesentlich kleiner als der »echte« Hantelnebel. 98×. Guido Wollenhaupt 320/1440-Newton: Bortle 3; ohne Filter: sehr hell. Der Nebel hat die Form eines Zylinders, mit einer kleinen Einbuchtung an den Längssei- ten. Das Südwestende ist deutlich heller. Mit [OIII]-Filter werden die äußeren Anhängsel sichtbar. Sie setzen an den Nord- und Südkanten an und ziehen sich bogenförmig um den Nebel herum. Sehenswert. [OIII]; 144×. Uwe Pilz 360/1780-Newton: Zentralteil-Details ähnlich der Beobachtung mit dem 120mm-Refraktor; die beiden Loops sind sehr hell und auff ällig, v.a. der nördliche endet in einer recht hellen Kondensation; der schwache Stern an der Südwestkante des Nebels kann ohne Filter deutlich gesehen werden; 200×, UHC. Ronald Stoyan Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

70 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 OdS

M 76

Digitalfoto, 8"-Newton bei 960mm, EOS 300D, ISO 400, 8×5min, CCD-Aufnahme, 6"-Newton bei 880mm, StarlightXpress MX7C, Idas LPSII-Filter. Oliver Aders 6×3min, kein-Filter. Torsten Güths

Digitalfoto, 10"-Newton, Canon EOS 20Da, 1600 ASA, 14×5min. CCD-Aufnahme, 8,2"-Astrograph bei 1762mm, SBIG ST2000, 90min Thomas Tuchan (L), 40min (R), 17min (G), 22min (B). Siegfried Bergthal

Zeichnung, 12"-Newton bei 200×, UHC, fst 5m,9. Hubert Schupke

Zeichnung, 4,2"-Cassegrain bei 60× bis 120×, fst 4m,8. Rony De Laet Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 71 72 Beobachtungen Astrofotos unserer Leser unserer Astrofotos Galerie inter Bearbeitet mitImagePlus undPhotoshop. Der Große Orionnebel. Große Der stellarum 60 • Oktober/November 2008 •Oktober/November Digitalfoto, 4"-Refraktor bei 400mm, CanonEOS 20D (mod), Digitalfoto, 400mm, ISO 27×7,5min, bei 800, 4"-Refraktor 5×2min, 8×1min, 4×30s, 12×10s. Fabian Neyer Fabian

Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Galerie

Die Region um γ Cygni. CCD-Aufnahme, 200mm-Teleobjektiv bei f/4, Canon EOS 350Da, 3×4min. Mario Richter, Walter Gröning

Nebelgebiet in Sagittarius mit NGC 6559, IC 4685 und IC 1274-5. 10"-Astrograph bei 840mm, FLI 8300, 14×400s (R), 15×400s (G), 14×400s (B). Gerald Rhemann Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 73 Rezensionen Titan Unveiled

quelineque Mitton. In den frühen 8080ere Jahren erreichten uns die ererstens Eindrücke von dieser ffremdartigenre Welt. Die Missi-

Service oonn Cassini-Huygens, ihr Start 11997,9 die Ankunft am Saturn im Jahr 2004, der Abstieg der HHuygens-Sonde 2005 und ddie darauff olgenden wissen- sschaft lichen Ent¬deckun¬gen ssind ihre weiteren Kapitel. In sspannender Weise, mit viel Hintergrund¬informationen und zahlreichen Illustrati- onen geben die Autoren einen umfassenden Einblick in die bisherige Erforschung des einzigartigen Himmels- körpers Titan.

Die Geschichte der Erforschung Thomas Rattei des Saturnmonds Titan – des einzigen Mondes unseres Sonnensy- stems mit einer Atmosphäre – ist Ralph Lorenz, Jacqueline Mit- noch jung. Ihre ersten Kapitel, auf- ton: Titan Unveiled – Saturns geschlagen vor allem durch die Mysterious Moon Explored: Raumfahrtmissionen Voyager und Saturn's Mysterious Moon Ex- Cassini, erzählt dieses Buch des plored. Princeton University Press Astronomen Ralph Lorenz und 2008, ISBN 978-0691125879, 296 der Wissenschaft sjournalistin Jac- S., ca. 26€

Kleinanzeigen Verkaufe für GM-8 oder G-11 Montierung eine Gegengewichtsstange Preis 45,- € zzgl. 5,90€ Versand innerhalb Deutschland. Stange wurde auf 30mm abgedreht • E-Mail: [email protected], Tel.: , E-Mail: hyakutake@free- net.de Verkaufe Skywatcher-Spiegelteleskop 150/750 ca. 1/2 Jahr alt auf EQ-3-2 Montierung in sehr gutem Zustand inklusive 6×30 Sucher und 2 Super Okularen 1,25" mit 25 und 10 mm Brennweite. Preis VB 200,-€. PLZ85649 • Ludwig Stafner, Tel.: 0172/8212661, E-Mail: [email protected] Verkaufe Refraktor (Apo von TMB: 105/650), auf einem Berlebachstativ (UNI 29) mit Stativkopf 2D-Perfekt montiert mittels einer Giro III mount; dazu Zenitspiegel und Peilsucher. Komplettpreis: 1800,-€. E-Mail: luloe@t- online.de oder 02405/896814 • norbert duengfelder, Tel.: 02405896814, E- Mail: [email protected] Verkaufe Neuwertiges MEADE Teleskope LX 200 aus Berufl ichen Gründen das Gerät ist nur 1mal Benutzt worden. Neupreis 4850,-€ VK 4450 VB Com- puter Steuerung. 1 Sonnenfi lter Farbfi ltersatz mit 6 Farbfi ltern Stative mit Pohlhöhenaxe 7 Okularen 3 fach Barlow-Lenz und vieles mehr Das zubehör beindendt sich in 2 Alukoff ern. SELBSTABHOLER • Peter Taucher, Tel.: 069-26316438, E-Mail: [email protected] Verkaufe Dobson Teleskop "Meade Lightbridge", 10 Zoll,inkl. 30mm Weit- winkel Okular, 13mm Hyperion Okular, 5mm Hyperion Okular, Telrad Fin- der Neupreis komplett 990,-€, Zustand absolut neuwertig, Verkaufspreis 680,-€ • Kontakt unter 06825/404052 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

74 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 Rezensionen Virtual Moon Atlas 6

Pünktlich zum 6. Geburtstag des Virtu- al Moon Atlas haben die Autoren im Mai 2008 neue Versionen der populären Soft - ware bereitgestellt. Drei neue Programm- pakete mit abgestuft em Funktionsumgang können im Internet kostenfrei herunterge- laden werden: »3.5b Light« (6 MB), »3.5b Expert« (14 MB) und »4.0 Pro« (422 MB). Die Soft ware kann auf Windows-PCs oder -Emulatoren (Mac, Linux) installiert werden, wobei die Ansprüche an die Hard- wareausstattung mit der Programmgröße steigen. Wir haben den Virtual Moon At- las englischer Sprache getestet; er ist auch in Französisch verfügbar. Auf der Web- seite der Autoren stehen weitere Sprach- pakete (incl. Deutsch) zum Download bereit. Die Online-Hilfe (funktioniert auch ohne Internet-Zugang) gibt es momentan Christian Legrand and Patrick Chevalley: Virtual Moon Atlas. GNU General Public nur in Englisch und Französisch. Sie er- License (GPL), für Windows 95/98/NT/ME/2000/XP/Vista, leichtert mit einem Tutorial den Einstieg Download: www.ap-i.net/avl/en/start und bietet eine Referenz aller Funktionen der Programme. simuliert werden, auch in einer Ansicht, eine Datenbank pyroklastischer Ströme Der Virtual Moon Atlas ist eine um- die dem Blick durchs Okular entspricht. und vieles mehr. fangreiche Datenbank von Text- und Bild- Eine Liste der gerade am Terminator be- Ob gelegentlicher Mondbeobachter oder Informationen zu unserem kosmischen fi ndlichen und mit dem jeweiligen Instru- Mondexperte – die drei neuen Versionen Nachbarn. Das Programm bietet die dafür ment sichtbaren Objekte gibt Beobach- des Virtual Moon Atlas bieten für jeden notwendigen Darstellungs- und Suchmög- tungsanregungen. In den »Expert«- und Beobachtertyp einen kostenfreien und be- lichkeiten. Bereits in der »Light«-Version »Pro«- Versionen nehmen der Datenum- quem benutzbaren Mondatlas für den PC lässt sich der Atlas sehr gut für die Vor- fang, die Aufl ösung der Mondoberfl äche mit reichhaltiger Datenbasis. Hoff entlich bereitung und Auswertung von Mond- und die Vielfalt der Darstellungsmöglich- erlebt er viele weitere Geburtstage! beobachtungen einsetzen. Auf der virtu- keiten zu. So bietet die »Pro«-Version ne- ellen Mondkarte kann der Anblick des ben geologischen Karten auch eine neue, Thomas Rattei Mondes in verschiedenen Instrumenten hochaufgelöste Textur des Lunar Orbiter,

Observing Comets

Bei Cambridge University Press ist eine neue Ausgabe dieses bekannten Buches vonon Levy und Edberg im Paperback erschienen. Wer dabei auch auf eine inhaltliche Über-r- arbeitung gehofft hat, sieht sich beim Blick in die neue Ausgabe getäuscht: Das Buchh entspricht der Hardcover-Erstaufl age von 1994. Der bekannte Kometenjäger David H.H. Levy und der Herausgeber Stephen Edberg stellen darin für die Beobachtungsobjektee Kometen, Asteroiden, Meteore und das Zodiakallicht jeweils deren Historie, Natur und Nomenklatur und astronomische Beobachtungstechniken dar. Zusätzlich gehen sie auf weiterführende Techniken wie Astrometrie, Spektroskopie und Photometrie ein. Obwohl das Buch ein Klassiker auf seinem Gebiet ist, wirkt der Inhalt nunmehr ver- altet, fehlen doch moderne Beobachtungsmethoden wie Video-Meteorbeobachtung oder CCD-Fotografi e von Asteroiden. Der Kauf empfi ehlt sich daher nur, wenn man dieses klassische Buch in seinem Bücherregal bisher vermisste.

Thomas Rattei

Stephen J. Edberg, David H. Levy: Observing Comets, Asteroids, Meteors, and the Zodiacal Light (Practical Astronomy Handbooks). Cambridge University Press 2008, ISBN 978-0521066273, 259 S., ca. 25€ Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 60 • Oktober/November 2008 75 Termine Termine für Sternfreunde Oktober/November 2008

Messe

13 29.11.: 13. Hattinger Astronomischer Trödeltag (HATT), Realschule Hattingen Grünstraße LIngo B. Schmidt, Schonnefeldstr. 23, D-45326 Essen, 0201-8336082, [email protected], www.sternwarte-hattingen.de 7

11 Teleskoptreff en 13 12 1 1.–5.10.: Herbst-Teleskop-Treff en Vogels- 10 berg (TTV), Sternenwelt Vogelsberg.e.V, 36325 Feldatal, LChristina Marx, 06402/809573, 1 6 [email protected], www.sternenwelt-vogelsberg.de

2 2.–5.10.: 24. Internationales Teleskoptref- fen (ITT), Emberger Alm, Kärnten LGerhard Riedl, 0043-4712-796, [email protected], 9 www.embergeralm.info/stella/

3 3.–5.10.: 15. Schwäbisches Amateur- und 3 4 Fernrohrtreff en (SAFT), Roßberg bei Reu- tlingen LSternwarte Reutlingen, Karlstr. 40, 72764 Reutlingen, [email protected], www.sternwarte-reutlingen.de/saft/ 8 5 2 5 4.10.: 7. Zumstein-Teleskoptreff en auf der Gurnigel-Passhöhe, Restaurant Berghaus Gurnigel LAnmeldung erforderlich bei Michel Figi, Foto Video Zumstein, Bern, Tel. 0041/31/3112113, 8 24.–25.10.: Space Forum – Space Days 11 8.–9.11.: Einblicke in das Hobby Astrono- [email protected], 2008: »Leben im Universum«, 24.10.: Kan- mie, LWL Museum für Naturkunde Münster www.foto-zumstein.ch/astronomie_events. tonsschule Enge; 25.10.: Hotel Uto-Kulm LWL Museum für Naturkunde, Sentruper php?shownews=11 auf dem Uetliberg, Steinentischstrasse 10, Straße 285, 48161 Münster 8002 Zürich LSternfreunde Münster, LSchweizerische Raumfahrt-Vereingung, www.sternfreunde-muenster.de/stfms.php Fachtagung www.srv-ch.org/, [email protected] 3.–5.10.: Astropraxis-Wochenende der 4 12 15.11.: 27. Bochumer Herbsttagung (Bo- Wiener Arbeitsgemeinschaft für Astrono- 25.–26.10.: Astromarkt und Regionalta- HeTa), Ruhr-Universität Bochum mie (WAA), Gasthof Postl bei Maiersdorf, 9 gung in der Littlehamptonhalle in Dur- Universitätsstr. 150, Hörsaal HMA 10 an Naturpark Hohe Wand mersheim Gebäude MA LWiener Astronomische Arbeitsgemein- LSternfreunde Durmersheim und Um- LPeter Riepe, Lortzingstr. 5, D-44789 schaf t, Fraungrubergasse 3/1/7, A-1120 gebung e.V., Jürgen Linder, 07245/937594, Bochum, fg-astrofotografi [email protected], Wien, 0043/664/2561221, www.waa.at [email protected] www.boheta.de

11.10.: Workshop Digitale Fotografi e in 6 10 1.–2.11: Tagung der VdS-Fachgruppe Sternwartenfest der Astronomie, Zeiss-Planetarium und »Geschichte der Astronomie«, Landes- Sternwarte Schneeberg museum Kassel 11.10.: 6. Praktischer Astronomischer LHeinrich-Heine-Str. 13a, 7 LWolfgang Steinicke, Gottenheimerstr. Samstag (PaS), Sternwarte Neuenhaus 08289 Schneeberg 18, D-79224 Umkirch,07665/51863, L [email protected], Christoph Lohuis, 05941/990904, [email protected], [email protected], www.avgb.de www.sternwarte-schneeberg.de. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. http://geschichte.fg-vds.de 76 interstellarum 60 • Oktober/November 2008 Astromarkt Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. interstellarum 60 • Oktober/November 2008 77 Vorschau

Impressum Demnächst in interstellarum www.interstellarum.de | ISSN: 0946-9915

Aktueller Stand der Planungen für die nächsten Ausgaben. Aufgrund Verlag: Oculum-Verlag GmbH, Westliche Stadtmauerstr. 30a, von aktuellen Ereignissen können sich Verschiebungen ergeben. D-91054 Erlangen WWW: www.oculum.de E-Mail: [email protected] Tel.: 09131/970694 Billig-Teleskope Fax: 09131/978596 Für zehntausende Menschen sind sie das Abo-Service: Oculum-Verlag GmbH, Westliche Stadtmauerstr. 30a, erste Teleskop: Billig- D-91054 Erlangen fernrohre aus dem E-Mail: [email protected] Versandhandel oder Tel.: 09131/970694 (Mo–Do 10:00–15:00) Internetauktionen. Wir Fax: 09131/978596 haben zwei typische Bezug: Jahresbezugspreise 2008 inkl. Zustellung frei Haus: 54,90 € (D), Modelle getestet und 59,90 € (A, CH), 59,90 € (Ausland), erscheint zweimonatlich Anfang Feb., mit Alternativen wie Apr., Jun., Aug., Okt., Dez., zusätzlich 2 Hefte interstellarum »Thema« Spektiv und Fernglas interstellarum erhalten Sie im Presse-Fachhan- verglichen – wieviel del mit dem »blauen Globus«. Dort können Sie Teleskop gibt es für we- INTERSTELLARUM auch Hefte nachbestellen, wenn sie nicht im niger als 100 Euro? Regal stehen.

Teleskop-Umfrage Wie zufrieden sind

Fernrohr-Besitzer mit ih- Vertrieb: für Deutschland, Österreich, Schweiz ren Instrumenten? Wel- Verlagsunion KG, Am Klingenweg 10, D-65396 Walluf cher Teleskoptyp erhält gute Noten, welcher Grafi k und Layout: Diana Hoh Hersteller schneidet Redaktion: [email protected] gut ab? Bei der größten Ronald Stoyan (Chefredaktion), Daniel Fischer, Susanne Friedrich, jemals weltweit durch- Frank Gasparini, Stephan Schurig

geführten Umfrage zu Mitarbeit: Ulrich Beinert (Technik-Wissen), Peter Friedrich (Schlagzeilen), ASPARINI

Amateurfernrohren G Béla Hassforther (Veränderlicher aktuell), Manfred Holl (Sonne aktuell),

RANK Matthias Juchert (Astronomie mit bloßem Auge, Objekte der Saison), haben insgesamt 900 F Sternfreunde mit 2500 André Knöfel (Himmelsereignisse), Matthias Kronberger (Objekte der Sai- Teleskopen teilgenommen – wir stellen die Resultate vor. son), Burkhard Leitner (Kometen aktuell), Uwe Pilz (Praxis-Wissen), Tho- mas Rattei (Rezensionen), Nico Schmidt (Astronomie mit dem Fernglas), Martin Schoen ball (Deep-Sky-Herausforderung) Reise-Dobsons Astrofotografi e: Siegfried Bergthal, Stefan Binnewies, Radek Chromik, Große Öff nung, wenig Gewicht – dieser Trend ist seit Jahren zu Verfolgen. Ullrich Dittler, Torsten Edelmann, Bernd Flach-Wilken, Michael Hop- In den letzten Monaten hat sich der Markt deutlich erweitert. Wir verglei- pe, Bernhard Hubl, Michael Jäger, Bernd Koch, Erich Kopowski, Walter chen drei aktuelle 12"-Modelle made in Germany. Koprolin, Bernd Liebscher, Norbert Mrozek, Gerald Rhemann, Andreas Rörig, Johannes Schedler, Rainer Sparenberg, Sebastian Voltmer, Mario Weigand, Volker Wendel, Dieter Willasch, Peter Wienerroither, Thomas Neuheiten 2008/9 Winterer

Haben Sie noch den Überblick am Fernrohrmarkt? Wir listen alle ca. 700 Manuskriptannahme: Bitte beachten Sie unsere Hinweise im deutschen Sprachraum erhältlichen kommerziellen Teleskope auf – au- unter www.interstellarum.de/texte.asp ßerdem Montierungen und Okulare. Mehr als 25 aktuelle Neuheiten stel- Copyright/Einsendungen: Für eingesandte Beiträge, insbesondere Fo- len wir in Wort und Bild ausführlich vor. tos, überlassen Sie uns das Recht für einen einmaligen Abdruck. Weitere Nutzungen in Büchern oder CDs sind nicht gleichzeitig gegeben und be- Das Themenheft Teleskope ist ab 17.10.2008 im Zeitschriftenhandel dürfen der Genehmigung durch den Autor. Ausgenommen davon ist der erhältlich! Abdruck ausgewählter Bilder in der Vorschau für die nächste Ausgabe und unter www.interstellarum.de. Aktuelle Berichte, Meldungen aus der Forschung und Neuigkeiten aus Prinzipiell drucken wir nur unveröff entlichte Fotos und Texte. Parallelver- der Astroszene erhalten Sie alle 14 Tage im kostenlosen interstellarum- öff entlichungen bereits eingesandter Materialien sind gesetzlich für den Zeitraum eines Jahres nach Abdruck untersagt (§ 2-1 Verlagsgesetz) – wir Newsletter. bitten um Beachtung. Bitte informieren Sie uns, ob Ihre Beiträge schon an anderer Stelle veröff entlicht worden sind. Inserenten dieser Ausgabe Wir behalten uns vor, bei der Bearbeitung Randpartien einer Aufnahme APM Telescopes 58 Goran Hosinsky 7 Sahara Sky 77 abzuschneiden und diese zu verkleinern/vergrößern, sowie orthogra- AP Nidderau 77 Intercon Spacetec 4/5 Farm Tivoli 51 fi sche und sprachliche Korrekturen vorzunehmen. Eingesandte Beiträge werden nicht sinnentstellend verändert bzw. gekürzt ohne Einverständ- Astronomie.de 74 Kosmos-Verlag 80 Röger GmbH 77 nis des Autors. Der Verlag übernimmt keine Haftung für unverlangt Astro!nfo 7 Wolfgang Lille 7 The Imaging Source 49 eingesandtes Material. Astrocom U3 Lunt Solar Systems 27 Teleskop-Service 80 Private Kleinanzeigen: können kostenlos unter www.interstellarum.de/ Astro-Shop U2 Meade Instruments U4 Astro Optik GmbH 31 kleinanzeigen.asp aufgegeben werden Astrolumina 41 Gerd Neumann jr. 24 Astro Optik Kohler 7 Geschäftliche Anzeigen: es gilt Preisliste Nr. 9 vom 1.11.2007 Astrotreff 77 Oculum-Verlag 66/79 Wissenschaft Online 13 Stephan Schurig, Anzeigenleitung, Fax: 09131/978596, Fujinon Europe 6 nimax GmbH 8/9

E-Mail: [email protected] Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

78 interstellarum 60 • Oktober/November 2008