Interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 1 Inhalt

Editorial fokussiert

Liebe Leserinnen und Leser,

gibt es tatsächlich Planeten um andere Sterne, die die Vorrausset- zungen für die Entwicklung von Leben erfüllen? Eine derartige Mel- dung machte Ende April die Runde, als die ESO die Entdeckung eines Planeten in der »bewohnbaren«, weil möglicherweise die Existenz fl üs- sigen Wassers erlaubenden Zone um den Stern Gliese 581 bekanntgab (Seite 18). Solche Berichte machen den Eindruck, die Entdeckung von Leben in anderen Sonnensystemen stehe unmittelbar bevor – doch Daniel Fischers Blick hinter die Kulissen zeigt, dass wir noch am Anfang der Suche nach Exoplaneten stehen (Seite 12). Wenn interstellarum Teleskope testet, dann richtig – mit mehrmo- natigem Praxistest und optischer Bank. Diesmal stehen drei apochro- Ronald Stoyan, Chefredakteur matische Refraktoren der neuen Generation auf dem Prüfstand, die die Entscheidung besonders schwer machen – und die Beurteilung zu einem Vergnügen für den Tester. In diesem Heft steht die visuelle Leis- tungsfähigkeit im Vordergrund (Seite 50), in der kommenden Ausgabe werden die fotografi schen Fähigkeiten nachgereicht. Übrigens: Falls Sie einen Fernrohr-Kauf planen, empfehle ich Ihnen unsere Neuer- scheinung »Fernrohrwahl«. Dort sind praktisch alle auf dem deutschen Markt erhältlichen Modelle tabellarisch aufgelistet. Neu im Verlagsprogramm ist ebenfalls eine neue Ausgabe der interstellarum Archiv-CD, diesmal mit PDF-Dokumenten der Heftnummern 32 bis 49 – bestellbar über unsere Internetseite www.interstellarum.de. Dort laden wir Sie auch zur Teilnahme an der bisher größten Leserum- frage unserer Geschichte ein, denn wir wollen mehr über Sie und Ihre astronomischen Vorlieben erfahren – natürlich anonym. Bitte helfen Sie uns, interstellarum noch mehr auf Ihre Bedürfnisse auszurichten.

Ihr

Titelbild: Wie ein Planet eines anderen Sterns aussieht ist reine Spekulation – doch die künstlerische Darstellung der ESO hilft der Vorstellungskraft auf die Sprünge. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 1 Inhalt

Hintergrund

Hauptartikel 12 Auf der Jagd nach Super-Erden CoRoT und der aktuelle Stand der Exoplanetenforschung 16 Astro-Wissen: Wie fi ndet man extrasolare Planeten? Schlagzeilen 8 New Horizons: Kosmisches Billard zwischen Monden Sonnen- und Ringen spektroskopie 34 9 Erste Spektren von Atmosphären extrasolarer Planeten

Himmel

Ereignisse 20 Jupiter in Opposition am 6. Juni 20 Venusbedeckung am 18. Juni 2007 21 Merkur am Morgenhimmel Plutosichtbarkeit im Sommer 2007 Sonnensystem 24 Sonne aktuell: Minimumsmonat Februar? Extrascharfe 25 Planeten aktuell: 38 Riesenplaneten im Blickpunkt Mondaufnahmen 26 Kometen aktuell: Erfolgreiche Kometenentdecker Technik Sternhimmel 29 Astronomie mit bloßem Produktvergleich Auge: Ophiuchus – der 50 Alleskönner für Puristen große Unbekannte Drei Apochromatische 29 Astronomie mit dem Fernglas: Refraktoren im Vergleich Venus’ Glanz am Tag Selbstbau 30 Objekt der Saison: NGC 6572 56 Astrofotografi e ohne 31 Objekt der Saison: NGC 6633 Kompromisse 32 Deep-Sky Herausforderung: Ein selbstgebauter Var Cas 06 – ein Newton-Astrograph Mikrolinsenereignis? Die Galaxien Astrofotografi e des Halton Arp 42 Praxis 60 Kurze Brennweite Sonne – große Aufl ösung Die Drizzle-Technik für 34 Auf Fraunhofers Spuren Astrofotografen Sonnen-Spektroskopie für Anfänger 64 Technik-Wissen: Welches Mond Stativ für Astrofotos 38 Luna extrascharf ohne Nachführung? Hochaufgelöste Mondfotografi e Produktspiegel mit einem Dobson 55 Neues vom Fernglas- Markt: Fujinon, Canon, Deep-Sky Steiner und Minox 42 Die Galaxien des William erobert 130mm-Klasse Halton C. Arp Baader modifi ziert Spaltspektrograph Teil 1: Wechselwirkende Galaxien am Frühlingshimmel 49 Praxis-Wissen: Was gehört Mondfi nsternis in den Okularkoff er? vom 3. März 2007 66 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

2 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Inhalt

Jagd nach 12 Exoplaneten

Schon Giordano Bruno hat von ihnen geträumt: Planeten um andere Sterne. Doch erst vor 20 Jahren begann jenseits von Spekulationen die Geschichte ihrer wissenschaftlichen Erforschung. Bis heute sind etwas mehr als 200 Kandidaten für Exoplaneten bekannt. Kandidaten deshalb, weil noch niemand einen Planeten um einen fremden Stern tatsächlich nachgewiesen hat - denn ihre Sonnen sind so weit entfernt, dass die Existenz der Planeten nur indirekt aus den Beobachtungen ihrer Zen- tralgestirne abgeleitet werden kann. Wie sicher sind diese Methoden, was hat man bereits erreicht, und welche Ent- deckungen sind in naher Zukunft zu erwarten?

Beobachtungen Produktvergleich: Rückblick 65 Saturnbedeckung am 2. März Drei Apochromatische Lichtstrahl im Hesiodus Refraktoren 50 Asteroid 2006 VV2 bei M 81/82 Iridium-Flare am 9. Februar 66 Die totale Mondfi nsternis vom 3./4. März 2007 Objekte der Saison 68 M 13/Zeta Herculis Galerie 72 Astrofotos unserer Leser

Service

Szene 74 Termine für Sternfreunde: Juni bis August 2007 Rezensionen 75 Kunstwerk Kosmos Astronomers’ Observing Guides: »Nebulae« und »Galaxies« Astromarkt 76 Astroschnäppchen 77 Kleinanzeigen

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

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 3 Leserbriefe

Neues interstellarum-Konzept Daher geht vielleicht das eine oder an- Wir geben Ihnen völlig recht – nicht nur dere Interessante im sonstigen »Informa- insofern als die geforderten Erklärungen tat- Die Interessengebiete der Hobbyastro- tionsgrundrauschen« unter. Also lieber öf- sächlich gefehlt haben, sondern auch vom nomen sind ausgesprochen vielfältig. Es ter und kürzer und vor allem aktueller Autor vorgesehen waren! Leider musste der allen recht zu machen, ist schwierig und (Beispiel Mira-Maximum oder Novae) als entsprechende Kasten aus Platzgründen kurz gleicht dem Versuch, den Kreis zu quadrie- diesen Newsletter-30-Tonner. vor Druckbeginn entfallen. Zukünftig ist ge- ren. Gleichwohl gelingt es der Redaktion Florian Schaaf plant, Hintergrundinformationen, die im Heft von interstellarum immer wieder, das Spek- keinen Platz mehr gefunden haben, auf www. trum der Beiträge so breit zu fächern, dass interstellarum.de als Zusatzinformation zu sowohl Einsteiger als auch Alte Hasen »ihr« veröff entlichen. –red Thema fi nden. Solange das so bleibt und Mehr Hintergrund- das Feld unkritischer Raumfahrtbegeiste- informationen rung oder abgehobenen Forschungsenthu- siasmus den Konkurrenzjournalen überlas- Als frischgebackener Besitzer einer di- Zu wenig Zeichnungen sen wird, sehe ich nur einen Nachteil Ihrer gitalen Spiegelrefl exkamera war für mich Zeitschrift: dass sie nicht jeden Monat er- natürlich der Produktvergleich im Heft 51 Ich habe leider den Eindruck, dass bei scheint. Nikon D70 und Canon 350D besonders immer mehr Einsteigern die Meinung vor- Karl-Peter Julius interessant. Aber – verstanden habe ich herrscht, dass Astronomie mit Astrofoto- nur wenig. Der Beitrag strotzt nur so von grafi e gleichzusetzen ist. Ich beobachte Spezialbegriff en und Abkürzungen, mit vorsichtig ausgedrückt ein »extremes« denen ein »normaler Amateur« wenig an- Übergewicht an Astrofotos in interstel- Newsletter fangen kann. Als Verbesserungsvorschlag larum. Ich habe mal durchgezählt: In der würde ich empfehlen, dass regelmäßig bei aktuellen Ausgabe (Nr. 51) ist das Verhält- Ich wünsche mir nur sehr wenige Verän- vergleichbaren Beiträgen auch kurze Be- nis zwischen Zeichnungen und Astrofotos derungen, und das betriff t vor allem den griff serläuterungen (z.B. in eigenen Blö- etwa 1:25. Kann man da nicht ein wenig Newsletter – ich bin eher nur ein »Schön- cken) aufgenommen werden. Ein sehr löb- gegensteuern? Es gibt doch wohl doch »re- wettergucker« und würde mir bei aktuellen liches Beispiel fi ndet sich in Computer-Bild, lativ« viele Sternfreunde, die noch die Mög- Ereignissen oder generell in wesentlich die praktisch in jedem Artikel am Rand lichkeit nutzen und kennen, mit dem Auge kürzeren Frequenzen einen Newsletter mit kurze Begriff serläuterungen abdruckt. Viel- durch das Teleskop zu schauen. aktuellen Beobachtungstipps wünschen. leicht lässt sich das ja auch in interstellarum Uwe Glahn Der interstellarum-Newsletter ist sowohl zumindest stellenweise einführen. grafi sch als auch von der Folge-Verlinkung Roland Gröber Auch die Redaktion beobachtet diesen sehr aufwendig, benötigt aber auch zuviel Trend mit Sorge – doch erreichen uns immer Zeit um dann alle Links auch »anzusurfen«. weniger Beiträge, die die visuelle Beobach- tung oder Zeichnungen zum Thema haben. Mitarbeit Auf Anfragen bei aktiven Zeichnern gab es leider Absagen oder es fehlte die Bereitschaft, Leserumfrage auf www.interstellarum.de sich die Mühe zu machen einen gehaltvollen Was ist Ihre Meinung zum Newsletter und zum neuen interstellarum-Konzept? Ver- Beitrag zu verfassen. Wir richten deshalb an raten Sie uns Ihre Meinung und nehmen Sie an unserer großen Leserumfrage teil dieser Stelle den Aufruf an alle zeichnenden – selbstverständlich anonym. Wir werden uns bemühen, nach Ihren Wünschen in- Leser, verstärkt tätig zu werden – generelle terstellarum und seinen Online-Bereich weiter zu verbessern. Herzlichen Dank für Informationen für Autoren halten wir unter Ihre Teilnahme! Die Redaktion. www.interstellarum.de/texte.asp bereit. –red Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

6 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 7 Schlagzeilen von Susanne und Peter Friedrich New Horizons Kosmisches Billard zwischen Monden und Ringen

m 28. Februar fl og die NASA- ASonde New Horizons auf ihrem Weg zum Zwergplaneten Pluto in 2,3 Mio. Kilometern am Jupiter vor- bei. Im Schwerefeld des größten Hintergrund Planeten im Sonnensystem sollte sie genügend Schwung holen, um die Reisezeit zum Pluto deutlich zu verkürzen. Der Vorbeifl ug wurde NSTITUTE aber auch dazu genutzt, die Ins- I

trumente zu testen und sowohl ESEARCH R Jupiter als auch seine Monde zu

untersuchen. OUTHWEST /S Die Beobachtungen begannen ABORATORY

bereits Anfang Januar und werden L

etwa 120 Tage nach der größten HYSICS P NSTITUTE I

Annäherung enden. Auf dem Pro- PPLIED A

gramm stehen Untersuchungen ESEARCH R

der riesigen Magnetosphäre, wo- NIVERSITY U OUTHWEST /S

bei die Flugbahn der Sonde bis OPKINS zu 150 Mio. Kilometer entlang des H OHNS ABORATORY

Plasmaschweifes von Jupiter füh- L NASA/J

ren wird und so zum ersten Mal Teil- HYSICS P

chen untersucht werden können, PPLIED Abb. 2: Jupiter mit Großem Roten Fleck die das Magnetfeld des Jupiters A im infraroten Spektralbereich bei ver- NIVERSITY

verlassen. Natürlich werden auch U schiedenen Wellenlängen. Links wur-

die Atmosphäre von Jupiter, seine OPKINS den den Wellenlängen 1,6μm, 1,89μm Stürme, insbesondere der Große H und 2,04μm die Farben rot, grün und OHNS Rote Fleck und seine Ringe beo- blau zugeordnet. Bläuliche Farben wei- bachtet. Auch Jupiters »airglow« im NASA/J sen auf hoch liegende Wolken, während ultravioletten Spektralbereich, das Abb. 1: Jupiters detailreiche Atmosphäre rötliche Farben Wolken in tieferen Schich- durch Sonnenlicht angeregt wird, während der Annäherung von New Hori- ten kennzeichnen. Man erkennt, dass der aber nicht völlig verstanden ist, soll zons bei Entfernungen von 3,4 Mio. Kilometern Große Rote Fleck hoch in die Atmosphäre kartiert werden. Von den großen (26.2.2007), und 80,2 Mio. Kilometern (9.1.2007). reicht. Im rechten Bild, bei Wellenlängen Monden werden im Vorbeifl ug die um 1,3μm wurden die Farben so gewählt, Oberfl ächen von Io, Europa, Callis- dass die hoch liegende Dunsthaube über to und Ganymed unter die Lupe Abb. 3: Ausbruchswolke des Vulkans dem Südpol deutlich hervortritt. genommen. Aufgrund einer relativ Tvashtar auf der Nachtseite von Io. Die geringen Datenübertragungsrate Wolke über dem Vulkan erreicht Höhen

werden die gesammelten Daten von 330km und wird sowohl von der Son- NSTITUTE I zunächst an Bord von New Ho- ne als auch von Jupiters Tagseite beleuch- ESEARCH rizons zwischengespeichert und tet. Die Wolke ist asymmetrisch und zeigt R nach und nach zur Erde gesendet. komplizierte, fetzenartige Strukturen, die OUTHWEST Erste Daten und Bilder sind bereits noch nicht verstanden sind. Das Zentrum /S

eingetroff en. der Eruption sieht man als hellen Punkt. ABORATORY Spektakuläre Aufnahmen der Außerdem erkennt man den Schatten, den L HYSICS Jupiteratmosphäre wurden im in- der sonnenbeschienene Io in den Welt- P PPLIED

fraroten Spektralbereich mit einer raum wirft und der teilweise auf die Aus- A Aufl ösung von bis zu 175km in 250 bruchswolke fällt. Rechts unten sieht man NIVERSITY Kanälen bei Wellenlängen zwischen wahrscheinlich die Ausbruchswolke vom U OPKINS

1,25μm und 2,50μm gemacht. In Vulkan Masubi. Am Terminator ist die son- H

Abb. 2 sind zwei dieser Aufnahmen nenbeschienene Kante eines 4,5km hohen OHNS

dargestellt, indem man verschie- Plateaus erkennbar. NASA/J

denen Wellenlängen im Infraroten Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

8 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 NSTITUTE I Lücke ESEARCH R OUTHWEST /S

Halo ABORATORY L HYSICS P PPLIED A NIVERSITY U Haupt- Erste Spektren OPKINS

ring H I) C OHNS

von Atmosphären (STS NASA/J ACON Abb. 4: Jupiters Ring aus einer Entfernung extrasolarer Planeten von 7,1 Mio. Kilometern gesehen. NASA, ESA, G. B

die Farben rot, grün und blau zugeord- Abb. 1: Der Planet von HD209458 während eines Durchgangs in einer künstleri- net hat. Die Jupiteratmosphäre ist bei ver- schen Darstellung. schiedenen Wellenlängen unterschiedlich durchsichtig, so dass man entsprechend Zum ersten Mal ist es gelungen, Spek- te der Bahnebenen. Die Planeten wan- unterschiedlich tief in sie hineinblickt. Da tren der Atmosphären zweier extraso- dern alle 3,5 bzw. 2,2 Tage vor der Licht bei 2μm in Jupiters Atmosphäre stark larer Planeten zu messen. Beide Pla- Sternscheibe durch und werden einen absorbiert wird, refl ektieren nur Wolken in neten gehören zur Klasse der »heißen halben Bahnumlauf später bedeckt. Da sehr großen Höhen Licht dieser Wellenlän- Jupiter«, d.h. sie umkreisen ihre Zentral- die Planeten vor allem Infrarotstrahlung ge. Licht bei 1,89μm kommt aus tieferen gestirne in geringen Entfernungen von aussenden, kann ihr Licht im infraroten Schichten und bei 1,6μm blickt man noch nur 7,5 Mio. und 4,7 Mio. Kilometern, be- Spektralbereich am besten von dem des tiefer in die Atmosphäre. sitzen etwa Jupitergröße und die Tem- Sterns unterschieden werden. Misst man Aus 7,1 Mio. Kilometern Entfernung wur- peraturen ihrer Atmosphären liegen bei nun das gemeinsame (Infrarot-)Licht den auch Aufnahmen des schwachen Ring- 1000K–2000K. Aufgrund der großen Ent- von Stern und Planet vor der Bedeckung systems von Jupiter gemacht. Zur Überra- fernungen von 150Lj bzw. 62,8Lj und des und das Licht des Sterns, während der schung der Wissenschaftler war der Ring geringen Winkelabstandes und Kontras- Planet bedeckt wird, kann man aus der mit einer Breite von 1000km schmaler als tes zwischen extrasolarem Planet und Diff erenz sowohl die Menge an Licht erwartet. Es wird vermutet, dass größere seiner Sonne können sie nicht räumlich bestimmen, die vom Planeten herrührt, Gesteinsbrocken durch die inneren Jupi- isoliert von ihren Zentralgestirnen beo- als auch bei bekannter Entfernung und termonde Adrastea und Metis auf Bahnen bachtet werden. Größe des Sterns den Durchmesser des mit nur geringfügig verschiedenen Radien Bei beiden Planeten handelt es sich Planeten bestimmen. Für einen der Pla- gezwungen werden. In der Mitte scheint um Transit-Planeten, d.h. von der Erde neten, HD 189733b, wurde so ein Durch- der Ring dunkler zu sein, was ein Hinweis aus betrachtet, sehen wir auf die Kan- messer von 185000km±10% bestimmt. auf eine Lücke sein könnte, die von einem bisher noch nicht entdeckten Mond ver- 0,008 ursacht wird. Das schwache Leuchten in- 0,006 nerhalb des Rings wird vermutlich durch feinen Staub verursacht, der in Richtung 0,004 Jupiter diff undiert. Die Ringe bilden somit die äußere Begrenzung eines »Halos«, einer relativer Fluss 0,002

Staubwolke, die bis zur Wolkenoberfl äche 0,000 von Jupiter reicht. In Bildern, die nach dem 8mm 9mm 10m m 11m m Wellenlänge Jupitervorbeifl ug im Gegenlicht gemacht wurden, dürfte sie noch kontrastreicher 0,008 hervortreten. [NASA/Johns Hopkins Univer- sity Applied Physics Laboratory/Southwest 0,006 Research Institute] 0,004

relativer Fluss 0,002 Surftipps 0,000 8mm 9mm 10m m 11m m 12m m Homepage von New Horizons: pluto. Wellenlänge jhuapl.edu JPL/NASA: www.jpl.nasa.gov Space Telescope Science Institute: Abb. 2: Die Spektren von HD209458b, die aus den Daten der beiden Bedeckun- www.stsci.edu gen extrahiert wurden. Trotz der großen Fehlerbalken sieht man bei 7,8μm und

9,7μm jeweils eine Erhöhung des Flusses. [nach Richardson et al.] Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 9 Schlagzeilen

Bei Verwendung eines Spektrographen er- Stratosphäre des Planeten vorkommen soll. deckungen beobachtet. Im Gegensatz zu gibt sich aus der Diff erenz der Spektren vor Hinweise dazu kommen von Beobachtun- HD209458b zeigt sein Spektrum keinerlei und während der Bedeckung zudem das gen anderer extrasolarer Planeten und aus Strukturen und steht damit auch im Kon- Spektrum des Planeten. Stern- und Planetenentstehungsgebieten, trast zu allen Vorhersagen, die entweder 560 Einzelspektren wurden mit dem wo Silikate nachgewiesen werden konnten. Absorption von Wasser oder Methan bei Spitzer Weltraumteleskop während zwei- Alternativ könnte auch eine Staubhülle die kürzeren Wellenlängen als 9–10μm vorher- er Bedeckungen aufgenommen, um das Ursache sein. Die zweite Linie bei 7,78μm sagen. Eine Möglichkeit wäre, dass Struk- Spektrum des Planeten mit der Bezeich- könnte sowohl von Methan als auch von turen in den Spektren der Tagseite heißer nung HD 209458b zu erhalten. Es zeigt polizyklischen aromatischen Kohlenwas- Jupiter aufgrund unterschiedlicher Tem- zwei Strukturen in Emission bei 9,65μm und serstoff en herrühren. peratur-Druck-Schichtungen in der Atmo- 7,78μm (Abb. 2). Erstere könnte durch Ab- Ein unabhängiges Forscherteam, das sphäre unterdrückt werden. sorption von Wasserdampf zwischen 7μm dieselben Daten mit einer etwas anderen Die ersten kontrovers diskutierten Spek- und 9μm verursacht werden, der in den Methode analysierte, fi ndet jedoch keiner- tren extrasolarer Planeten zeigen, dass so- Atmosphären heißer Jupiter reichlich vor- lei Strukturen im Spektrum, dessen Verlauf wohl auf theoretischer Seite als auch von kommen soll. Langwellig von etwa 10μm dem eines Körpers mit einer Temperatur der Seite der Beobachtungstechniken wie nimmt die Absorption von Wasserdampf von 1100K entspricht. Es wäre mit Mo- der Instrumente Fortschritte gemacht wer- ab und der Fluss nimmt wieder zu. Richard- dellen verträglich, die von Wolken in den den müssen, um die Atmosphären extra- son und seine Kollegen favorisieren jedoch Atmosphären von extrasolaren Planeten solarer Planeten zu beobachten und zu eine Interpretation, in der die Emissions- ausgehen. verstehen. [Richardson et al., Nature 445, struktur durch Siliziumoxid verursacht wird, Der zweite Planet, HD 189733b, wurde 892 (2007), Swain et al. astro-ph/0702593v1, das in Form winziger Körnchen mit Durch- insgesamt zwölf Stunden mit dem Spit- Grillmair et al. ApJ 658L, 115 (2007)] messern kleiner als 10μm in Wolken in der zer Weltraumteleskop während zweier Be-

Raumfahrt aktuell Deutschland fl iegt zum Mond?

Die Zeitung mit den großen Buchsta- chen – hatte. »Konkrete Vorstellungen herausarbeiten« (Reinke) und sei dann ben wusste es Mitte März mal wieder ganz hinsichtlich einer solchen Mondmission bei künftigen Großprojekten der euro- genau. »200 Wissenschaftler beschließen wird das DLR uns Anfang 2008 schriftlich päischen oder internationalen Raumfahrt in Bremen: Hurra, wir Deutsche fl iegen vorlegen«, betonte auch Dagmar Wöhrl, besser aufgestellt, sprich: werde die inter- auf den Mond«, prangte da in riesigen parlamentarische Staatssekretärin beim essanteren Aufgaben erhalten. Der Lunar Lettern von der Titelseite, eine Story frei- Bundesminister für Wirtschaft und Tech- Exploration Orbiter würde u.a. mit einer lich, die schon seit zwei Wochen auch nologie, in einer Fragestunde des Bundes- Variante der deutschen High Resolution durch seriöse Medien geisterte. Eine rein tages am 21. März: »Erst dann werden wir Stereo Camera des Mars Express ausge- nationale deutsche Mondmission für 2013 eine defi nitive Aussage treff en können.« stattet, die sich dann mit vielen ande- wurde da versprocversprochen, mal ein Or- Genau so unklar ist, ob Deutschland die ren Kameras auf vier Mondorbitern der biter, dann gar Mission alleine oder mit einem anderen USA, Chinas, Japans und Indiens mes- ein Lander, der europäischen Land zusammen angehen sen könnte. Die freilich schon dieses und nach angeb- würde: In Italien z.B. könnte noch dieses nächstes Jahr auf die Reise gehen sol- lichen Boden- Jahr die Entscheidung über ein nationales len, vielleicht gefolgt von derzeit nur an- schätzen su- Mondprogramm der Größenordnung 900 gedachten italienischen und britischen chen sollte. Die Mio. Euro über 10 Jahre fallen, das eben- Missionen. Nach dem aufwändigen Lu- Realität ist nicht falls mit einem Orbiter beginnen dürf- nar Reconnaissance Orbiter (LRO), den ganz so drama- te. Die Idee des deutschen Mondpro- die NASA Ende 2008 speziell für die Su- ttisch, wie Niklas gramms ist allerdings 2006 genau durch che nach günstigen Landeplätzen künf- RReinke, ein Spre- die Sorge befl ügelt worden, dass Italien tiger bemannter Missionen starten wird, ccher des Deut- Deutschland als Nr. 2 in der europäischen wird allerdings die amerikanische Mond- scschen Zentrums Weltraumszene (hinter Frankreich) ablö- forschung fast vollständig zum Erliegen ffürü Luft- und sen könnte. kommen. Im Gegensatz zu den Apollo- RRaumfahrta ge- Ein Lunar Exploration Orbiter, wie ihn Missionen, die von einem umfassenden genüber interstellarum erklärt: sich die deutschen Planetenforscher vor- Wissenschaftsprogramm begleitet wur- Einzig eine Machbarkeitsstudie für einen stellen, würde 300 bis 500 Mio. Euro den, ist dieses Mal kein Geld dafür vorhan- Lunar Exploration Orbiter (LEO) ist bis- kosten, die sich auf fünf bis sechs Jahre den, wie sich Anfang 2007 zum Entsetzen her beschlossene Sache, nachdem sich verteilen. Das wäre im Rahmen des natio- der US-Forscher herausstellte: Nach dem eine andere Konferenz zur Zukunft der nalen Raumfahrthaushalts Deutschlands LRO ist Schluss. Jetzt müssen die Europä- deutschen Weltraum-Exploration bereits zu verkraften, meint Reinke, wobei Wöhrl er nur noch die richtige Balance aus Kon- im November 2006 in Dresden für einen »eine Erhöhung im Haushalt« für unver- kurrenz und Zusammenarbeit fi nden, um deutschen Mondorbiter stark gemacht meidbar hielte. Mit solch einer Mission elegant in die Lücke zu stoßen… – und sich gegen einen Lander ausgespro- könnte Deutschland aber »Kompetenz Daniel Fischer Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

10 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 11 Rubrik

Auf der Jagd nach Super-Erden

CoRoT und der aktuelle Stand der Exoplanetenforschung

VON DANIEL FISCHER

Am 3. Februar hat er die Arbeit aufgenommen: ein kleiner europä- ischer Satellit, der zum ersten Mal die Chance hat, eine Anzahl erdähn- licher Planeten in der Milchstraße zu lokalisieren. Genau 20 Jahre nach dem ersten Nachweis von Planeten anderer Sonnen und stürmischen Fortschritten tritt die Suche nach den Exoplaneten abermals in eine neue Phase, und auch die Erforschung ihrer physischen Eigenschaften schreitet voran – Zeit für eine Bestandsaufnahme.

Abb. 1: Planeten um andere Sonnen – über 200 sind bereits nachgewiesen. Mithilfe des neuen Satelliten CoRoT hoff t man nun, insbesondere mehr kleine erdähnliche Kandidaten zu fi nden. [ESO] Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

12 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Hauptartikel

m keine falschen Hoff nungen auf- planeten nicht einmal für richtige Astro- gar als Problem benannt, mit dem sich keimen zu lassen: Richtige Bilder nomie.« Außerdem entsprachen die Or- die Th eoretiker auseinanderzusetzen hät- Uvon Planeten anderer Sterne gibt bits der mutmaßlichen Planeten nicht den ten – und dann gelang nur wenige Monate es bis heute nicht, manch anders lautender Erwartungen der Th eoretiker, die unser später einer europäischen Gruppe der viel Meldung zum Trotz. Der enorme Hel- Sonnensystem für den typischen Fall hiel- klarere Nachweis eines Planeten des Sterns rund ligkeitsunterschied zwischen Stern und ten, und periodische Veränderungen an 51 Pegasi, ab 1996 gefolgt von etlichen wei- Planet ist das größte Problem (das bereits den Sternen selbst konnten auch zu leichteren Entdeckungen durch mehrere Grup- g Giordano Bruno erkannt haben soll), auch ten Variationen der Radialgeschwindigkeit pen auf drei Kontinenten. Gänzlich unter- wenn der Kontrast im infraroten Spek- führen. gegangen ist dabei aber, dass sich zwei der tralbereich geringer ausfällt. Aber jenseits Als es die langjährigen Beobachtungen 1987 von Campbell et al. vermuteten Pla- der direkten Abbildung hat die moderne schließlich in die Fachliteratur geschafft neten nunmehr als echt erwiesen haben! Astrophysik nicht weniger als fünf Me- hatten, waren die Autoren äußerst vorsich- thoden zur Verfügung, um die Existenz tig geworden: Im August 1988 sprachen sie

Die ersten extrasolaren Planeten Hinter extrasolarer Planeten (kurz: Exoplaneten) immerhin noch von »kleinen aber statis- zu beweisen und sogar etwas über ihre tisch signifi kanten Langzeittrends in den Die kanadischen Messungen schwan- physischen Eigenschaft en herauszufi nden. Geschwindigkeiten«, die von Planeten von kender Radialgeschwindigkeit bei γ Ce- ein paar Jupitermassen verursacht worden phei und ε Eridani fügen sich nämlich Frühe Messungen sein könnten. Aber in einer großen Arbeit nahtlos in Messreihen mit moderneren Te- 1995 hatten sich Walker und Mitarbeiter leskopen ein, die 2003 bzw. 2006 vorlagen, Die Erfolgsgeschichte der Exoplaneten- selbst überzeugt, dass bei keinem einzigen womit die Kanadier eigentlich als die ers- forschung begann vor genau 20 Jahren, von 45 nahen sonnenähnlichen Sternen ten Entdecker von Planeten anderer son- mit einer Pressekonferenz in Kanada im ein Planet zu fi nden war. Campbell ge- nenähnlicher Sterne gelten müssten. Nur Juni 1987 – und nicht erst im Herbst 1995, hörte damals schon nicht mehr zum Team: den Beweis konnten sie selbst nie antreten, wie man immer liest. Dabei hatte die Er hatte in der Astronomie keine Jobchan- und während er bei γ Cephei schlussend- Diskussion noch recht vager Radialge- cen gesehen und ist heute Steuerberater! lich allein mittels besserer Messungen schwindigkeits-Eff ekte (Abb. 2) bei einer Die Seltenheit von Exoplaneten wurde der Radialgeschwindigkeit gelang, musste Handvoll Sterne, die Bruce Campbell und Kollegen als Signatur von Planeten deute- ten, zunächst für jede Menge Schlagzeilen gesorgt und war noch eine Weile auf Ta- gungen verteidigt worden. Aber die Skep- sis in damaligen Fachkreisen war immens, 1000 erinnert sich einer der Koautoren, der heute noch in der Exoplanetenforschung tätige Gordon Walker, gegenüber inter- Transits stellarum: »Astrometrie hatte zu so vielen von der Erde aus Fehlalarmen geführt, und sogar der erste bekannte Planet eines Millisekundenpulsars hatte 100 Exoplaneten sich als Irrtum herausgestellt. Manche /s Astronomen hielten die Jagd nach Exo- 3m

Erdmasse

n te ne la Jupiter P n 10 re a b Sternbewegung durch t h en Saturn c i Gravitation des Planeten s

u s

e Übergang von Gasplaneten d n

h zu terrestrischen Planet CoRoT Grenzen a

a l m Erde

U 1 Venus

rotverschobenes blauverschobenes Sternenlicht Sternenlicht 0,01AE 0,10AE 1,00AE 10,00AE zur Erde Große Halbachse

Abb. 2: Das Prinzip der Radialgeschwin- Abb. 3: CoRoT stößt in einen neuen Bereich der Exoplaneten vor: Der Satellit sollte in digkeitsmessung: Nähert sich der Stern der Lage sein, masseärmere Planeten als je zuvor zu entdecken, allerdings nur mit relativ bei seiner Bewegung um den Schwerpunkt kurzen Umlaufszeiten (Trapez unten links). Transitbeobachtungen von der Erde aus (Ellipse seines Planetensystems der Erde, werden die oben links) fallen dagegen in einen Bereich, in dem die Radialgeschwindigkeitsmethode Spektrallinien zu geringeren Wellenlängen schon hunderte Male erfolgreich war (gelbe Punkte). Ihre konservative Nachweisgrenze verschoben, entfernt er sich, werden die Lini- liegt bei 3 m/s (gestrichelte Linie). [nach Aigrain et al.]

en zu größeren Wellenlängen verschoben. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 13 Hauptartikel

bei ε Eridani auch die Astrometrie helfen. Bei noch mindestens einem dritten Fall von 590 Tagen hinweist – und keine ein- Denn mit dem Hubble Space Telescope klarer periodischer Variationen der Ra- zige physikalische Eigenschaft von Pollux war es gelungen, winzige Bewegungen dialgeschwindigkeit eines Sterns, die vor schwankt im selben Rhythmus. In diesem des Sterns in der Himmelsebene nach- 1995 publiziert und als nicht-planetaren Fall »verpasster« Exoplaneten hat der Ver- zuweisen, die die Schwerkraft des Beglei- Ursprungs »wegerklärt« worden waren, fasser erfahren, dass einer der drei Au- ters verursacht. Die große Halbachse des hat sich seither herausgestellt, dass doch toren der 1993er Veröff entlichung schon Bahnrefl exes des Sterns am Himmel misst ein Planet verantwortlich ist: Es handelt damals von Planeten ausgegangen, aber zwar nur 1,9 Millibogensekunden, aber sich um keinen geringeren als Pollux in überstimmt worden war… das können die Fine Guidance Sensors den Zwillingen! Im Jahr 1993 waren bei des Satelliten deutlich verfolgen. ε Eri b ist ihm sowie Aldebaran und Arktur deut- Eine neue Suchtechnik nun sogar einer der vielversprechendsten liche Perioden der Radialgeschwindigkeit Kandidaten für das erste direkte Bild eines publiziert worden, aber erst 2005 däm- Die Entdeckungsfl ut extrasolarer Pla- Exoplaneten! Denn seine Bahn ist ellip- merte es den Entdeckern, dass nicht der netensysteme mit der Radialgeschwin- tisch, und aus den gesammelten astromet- Stern selbst die Ursache war. 25 Jahre digkeitsmethode hat seither einen guten rischen und Radialgeschwindigkeitsdaten Radialgeschwindigkeitsmessungen von Überblick über ihre Vielfalt geliefert (siehe folgt, dass der Winkelabstand von Planet β Geminorum durch diverse Instrumen- Kasten), und seit 1999 gesellen sich auch und Stern Ende 2007 mit 0,3" besonders ge- te gibt es inzwischen, stets ist das gleiche die Transitbeobachtungen dazu: zuerst bei ring, der Planet dann aber im refl ektierten klare und stabile Signal vorhanden, das auf Sternen, deren Planet schon bekannt war, Licht besonders hell sein wird. einen Planeten mit einer Umlaufperiode später auch zum Entdecken unbekannter

Viele verschiedene Welten

215 extrasolare Planeten – streng genom- GJ 876 0,019 M 0,62 M 1,9 M men müsste man von Kandidaten sprechen, J J J da für die meisten nur Untergrenzen der Mas- 55 Cnc 0,38 MJ 0,83 MJ 0,16 MJ 3,9 MJ se bestimmt werden können – sind bis zum ν 17. März 2007 gefunden worden, davon allein And 0,69 MJ 2,0 MJ 4,0 MJ 203 mit Hilfe der Radialgeschwindigkeitsme- HIP 14810 3,9 MJ 0,95 MJ thode. Diese 203 Planeten verteilen sich auf

175 Planetensysteme, da 20 Systeme mehr als HD 217107 1,4 MJ 2,2 MJ einen Planet beherbergen (Abb. 1). Jeweils HD 69830 0,032 M 0,037 M 0,057 M vier weitere Planeten wurden durch Microlen- J J J sing-Beobachtungen und bildgebende Ver- μ Ara 0,047 MJ 1,7 MJ 1,2 MJ fahren gefunden. Vier Planeten, von denen 0,059 M 1,5 M drei in einem Planetensystem vorkommen, HD 190360 J J wurden um Pulsare gefunden. HD 38529 0,85 MJ 13 MJ Die Diagramme zeigen, wie sich die Mas-

sen und großen Halbachsen der Exoplaneten HD 74156 1,8 MJ 6,0 MJ verteilen. Man sieht sofort, dass etwas mehr 8,0 M 18 M als die Hälfte der Exoplaneten mehr als eine HD 168443 J J

Jupitermasse besitzen, 16 haben eine Masse HD 37124 0,64 MJ 0,62 MJ 0,68 MJ von weniger als 1/10 Jupitermassen, davon 2,0 M 2,3 M wiederum haben nur zwei etwa 1/100 Jupi- HD 73526 J J termassen. Es gibt nur einen Exoplaneten, der HD 82943 1,8 MJ 1,7 MJ weniger als eine Erdmasse (3/1000 Jupiter-

massen) aufweist. Deshalb sind die meisten Hd169830 2,9 MJ 4,1 MJ der Exoplaneten wahrscheinlich Gasplaneten. HD 202206 17 MJ 2,4 MJ Mehr als die Hälfte umkreisen ihre Sonnen in

Abständen von weniger als einer Astrono- HD 12661 2,3 MJ 1,8 MJ mischen Einheit (AE), dem Abstand der Erde 1,4 M 1,0 M von der Sonne. Insbesondere die Verteilung HD 108874 J J der Massen, aber auch der Abstände, die HD 128311 2,2 MJ 3,2 MJ mit den Umlaufszeiten korrelieren, werden

47 Uma 2,6 MJ 0,79 MJ Abb. 1: Die 20 extrasolaren Planetensys- teme mit mehr als einem Planeten, die 0AE 1AE 2AE 3AE 4AE 5AE 6AE entsprechend ihrem Abstand rechts von ihrer große Halbachse Sonne aufgetragen sind. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

14 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Hauptartikel

Systeme. Das ist mühsam, weil das Licht auf94 dem Hawaii-Vulkan Haleakala) und in zwei der Fälle durch Messungen der Ra- tausender Sterne präzise überwacht wer- mehreren Amateuren die Kandidaten zu dialgeschwindigkeit sichergestellt werden, den muss, in der Hoff nung, dass einer verifi zieren oder zu falsifi zieren. dass wirklich Körper planetarer Masse davon ihnen wiederkehrende charakteris- Während die Transit-Suchprogramme hinter stecken. Und dazu gehört leider kei- tische kleine Helligkeitseinbrüche zeigt, auf der Erde mit großformatigen CCD- ner der fünf Kandidaten für Ultra-Short- wenn der Planet von der Erde aus betrach- Kameras und kurzen Brennweiten arbei- Period Planets (USSPs), deren Sterne alle tet vor der Scheibe seines Zentralgestirns ten, hat 51es auch schon Versuche mit der für Spektren zu lichtschwach sind, doch durchläuft . Mehrere Suchprogramme auf Technik im Erdorbit gegeben. Das Hubble lässt sich durch Berücksichtigung aller der Erde tun genau das, wobei zuweilen Space Telescope scheint dabei letztes Jahr Alternativen recht gut abschätzen, dass auch Amateurastronomen eine recht zen- sogar auf eine besonders exotische Unter- die Hälft e der Hubble-Kandidaten und da- trale Rolle spielen – zum ersten Mal bei der klasse der Exoplaneten mit ultrakurzen mit auch einige der mutmaßlichen USSPs Entdeckung des zehnten Transitplaneten Umlaufszeiten von20 weniger als einem Tag echte Planeten sein sollten. 16 2005/6: Während der Kandidat von einem (!) gestoßen zu sein, als der Satellit wieder- 8 professionellen Suchsystem aufgespürt holt 180000 ferne Sterne photometrierte.5 CoRoT6 – auch auf der Suche 4 2 1 3 1 worden war, bestätigte erst die Präzisi- In 16 Fällen gab es dabei regelmäßig Hel- nach extrasolaren Planeten onsphotometrie der Amateure die Realität ligkeitseinbrüche durch vorbeiziehende der Transits. Die Strategie des »XO«-Pro- Begleiter, in fünf davon häufi ger als ein- Für Hubble war das nur ein Experi- jekts ist aufgegangen, mit einem Teleskop mal pro Tag, wobei die kürzeste Periode ment unter vielen, der kleine europäische an einem exzellenten Platz (in diesem Fall 10,2 Stunden beträgt. Leider konnte erst Spezialsatellit CoRoT aber ist das erste

116 Abb. 2: Verteilung der Massen 100 (oben) und Abstände vom Zen- 94 tralgestirn (unten) für die bis- 90 her gefundenen Exoplaneten. 80 Planeten mit mehr als 13 Jupiter- massen und in mehr als 10AE Ab- 70 stand sind nicht aufgeführt. 60 5145 50 durch die verwendeten Suchtech- 28 40 niken bestimmt. Mit der Radialge-

Zahl der Planeten schwindigkeitsmethode, wie auch 30 14 mit der Astrometrie, werden be- 20 5 20 16 2 1 vorzugt massereiche Exoplaneten 8 entdeckt; die Zeitabstände zwi- 10 5 6 4 2 1 3 1 schen zwei Messungen desselben 0 Sterns sowie der Zeitraum, über 1,25 2,50 3,75 5,00 6,25 7,50 8,75 10,00 11,25 12,50 13,75 15,00 den solche Einzelmessungen er- Planetare Masse [MJ ] folgen, bestimmen, welche Um- laufszeiten und damit Abstände vom Zentralgestirn man erfassen 120 kann. Die drei Exoplaneten mit 116 den geringsten Massen (kleiner 1/100 Jupitermasse) wurden alle- 100 samt um einen Pulsar entdeckt, bei dem man aus Abweichungen 80 in der Abfolge der Pulse auf eine Bewegung um den System- schwerpunkt schließt. Da Zeitdif- 60 ferenzen sehr genau bestimmt 45 werden können, lassen sich damit Zahl der Planeten 40 auch Exoplaneten geringer Masse 28 entdecken. Unabhängig von den Massen der Exoplaneten ist die 20 14 Transitmethode, sie wird jedoch 5 2 1 bevorzugt Exoplaneten nahe den 0 Zentralgestirnen mit kurzen Um- 0,018 1,016 2,014 3,012 4,011 5,009 6,007 7,005 8,004 9,002 10,00 laufsperioden fi nden. Große Halbachse [AE] Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 15 Hauptartikel

Wie fi ndet man extrasolare Planeten?

iese Frage beschäftigt die Astronomen seit Jahrzehnten, denn Dsie sind sich sicher, dass es Planeten auch um andere Sterne als unsere Sonne gibt. Die Hinweise dazu kommen aus der Sternentstehung. Ein Stern bildet sich aus einer riesigen Wasserstoff wolke, die sich zusammen- zieht und dabei, wie eine Eistänzerin, die bei einer Pirouette die Arme anzieht, immer schneller rotiert. Die beobachteten Sterne rotieren jedoch sehr gemächlich um ihre Achse und müssen deshalb ihren Drehimpuls aus der Entstehung losgeworden sein. In Doppel- oder Mehrfachsystemen, aber auch bei der Entstehung eines Planeten- systems kann Drehimpuls vom entstehenden Stern in die Bahnbe- wegung von Begleitsternen oder von Planeten übertragen werden. Betrachtet man unser Sonnensystem, so stellt man fest, dass 99% des Drehimpulses bei den Planeten zu fi nden ist und nur 1% bei der Son- ne. Bei der Suche nach extrasolaren Planeten sollte man also langsam rotierende Einzelsterne auswählen. Die Problematik der Entdeckung eines extrasolaren Planeten wird deutlich, wenn man versucht, aus der Entfernung des nächsten Ster- nes Proxima Centauri (4,2 Lichtjahre) Jupiter, den größten Planeten unseres Sonnensystems, zu entdecken. Obwohl er sich bei maxima- TARSEM S ler Elongation bis zu 4" von der Sonne entfernen kann, versinkt das Abb. 4: Start des Satelliten CoRoT am 27.12.2006 vom Welt- Milliarden Mal schwächere Lichtpünktchen im Glanz der Sonne. Der raumbahnhof Baikonur auf einer Soyuz-Rakete. direkte Nachweis ist also kaum möglich – und bisher auch nur bei ein oder zwei sehr leuchtschwachen Sternen im infraroten Spektral- bereich gelungen. Eine andere Möglichkeit wäre, die Position eines Sterns relativ zu den Hintergrundsternen zu messen und damit die Bewegung um den gemeinsamen Schwerpunkt eines möglicherwei- se vorhandenen Planetensystems, die sich als Abweichung von einer geradlinigen Bewegung äußert, nachzuweisen. Jupiter, der immerhin ein tausendstel Sonnenmassen aufbieten kann, sorgt aus der Ent- fernung von Proxima Centauri betrachtet für eine Auslenkung von etwa 0,008". Erdgebundene Teleskope können zurzeit Positionen auf etwa 0,001", das HST 0,0001" messen. Das VLTI der ESO zusammen mit dem Instrument PRIMA und zukünftige Raumsonden wie SIM und GAIA werden bei Positionsmessungen Genauigkeiten von 0,0001"–

IERRE 0,000001" erreichen. Man kann also hoff en, mit dieser Methode in der Zukunft extrasolare Planeten zu entdecken. Dieselbe Bewegung der Sonne bzw. eines Sterns um den ge- CNES/JALBY P CNES/JALBY meinsamen Schwerpunkt des Planetensystems verrät sich jedoch Abb. 5: Der Satellit CoRoT, der mit seinem 270mm-Tele- auch in der Bewegung der Spektrallinien um ihre Ruhewellenlänge: skop sowohl erdgroße extrasolare Planeten aufspüren als Dabei bewegt sich der Stern einmal auf uns zu und einmal von uns auch das Innere von Sternen untersuchen soll.

Weltraumunternehmen, bei dem die Suche Zentrum im Blick. Der Name des Satel- sischen Projekts gewesen, das durch die nach Exoplaneten mit der Transittechnik liten ist eine Abkürzung für »Convection, Entdeckungsfl ut der Exoplaneten ab 1995 im Mittelpunkt steht. CoRoT sucht nach Rotation & Transits«, was auf eine doppel- eine neue zusätzliche Richtung und grö- so kleinen Objekten, dass ihre subtilen te Rolle hinweist: Während ein Teil seiner ßere Dringlichkeit bekam und überhaupt Transits vom Erdboden aus durch die At- CCD-Kamera nach Planetentransits sucht, erst so – und mit viel ausländischer Hil- mosphäre nicht ohne weiteres zu sehen werden zugleich von ausgewählten Sternen fe – realisiert werden konnte. Sowohl die wären. Am 27. Dezember 2006 gestartet, in einem benachbarten Feld präzise Licht- ESA wie auch einzelne europäische Länder, hat der Satellit sein 270mm-Teleskop rasch kurven aufgenommen, die Rückschlüsse darunter Deutschland mit 5 Mio. Euro, auf das Sternbild Einhorn ausgerichtet auf Schwingungen des Sternkörpers und trugen zum Schluss etwa die Hälft e der und vom 3. Februar bis 2. April 2006 im- damit sein Innenleben zulassen (Astero- Gesamtkosten und steuerten u.a. wesent- mer wieder dasselbe Sternfeld aufgenom- seismologie). liche Bauteile bei. Zum Beispiel den ausge- men, dann drehte er sich um 180° und hat Letzteres war 1993 die ursprüngliche klügelten Blendenmechanismus, der dafür

nun für ein halbes Jahr das Galaktische Zielsetzung des damals noch rein franzö- sorgt, dass so wenig Streulicht wie möglich Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

16 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Hauptartikel

von Susanne und Peter Friedrich ASTROWISSEN

Methoden zur Entdeckung extrasolarer Planeten Verschiedenes magnetische Superflares

dynamische Effekte Lichtmessung Radio- emissionen Zeitmessung Microlensing nachweisbare Astrometrie Planetenmasse bildgebendeVerfahren Transits Weiße Radial- Radio Astrometrie Zwerge geschwindigkeit Pulsare Astrometrie Photometrie Infrarot/optische Doppelstern- optische Interferometrie boden- Weltraum gebunden 10MJ bedeckungen Astrometrie adaptive 4 MJ 4 Optik langsame Pulsare 5 boden- boden- 10ME Millisekunden 203 Planeten Weltraum gebunden Weltraum gebunden bodengebunden Pulsare 175 Systeme davon aufgelöste ME 4 20 Mehrfach- Abbildung systeme Nachweis Weltraum von Leben? Zeitmessung

Abb. 2: Heutige (durchgezogene Linien) und zukünftige (gestrichelte Linien) Beobachtungstechniken bzw. Möglichkeiten zur Entde- ckung extrasolarer Planeten [nach 2]. Drei prinzipiell unterschiedliche Methoden müssen unterschieden werden: Eine beruht auf der Mes- sung der Dynamik des Systems Stern-Planet, eine auf Lichtmessung von Stern und Planet und die letzte auf der Verstärkung des Lichtes, das vom System Stern-Planet kommt, durch ein Vordergrundobjekt (Microlensing). Die unter Transits angegebenen entdeckten extrasolaren Planeten sind auch unter Radialgeschwindigkeit aufgeführt, da ein Transitereignis alleine noch nicht die Klassifi zierung als Planet erlaubt.

weg, wobei die Spektrallinien blau bzw. rot verschoben werden. reichere Methode ist die Beobachtung von Sternfi nsternissen, Dieser Weg führte 1995 nach jahrelangen Messungen zur Entde- wenn ein Planet vor der Scheibe seines Zentralgestirns durchzieht ckung des ersten extrasolaren Planeten um den Stern 51 Pegasi und wir auf der Erde eine Abnahme der Sternhelligkeit beobach- durch Mayor und Queloz [1]. Weitere Kandidaten folgten Schlag ten. Die Abnahme des Sternlichts ist dabei abhängig vom Verhält- auf Schlag, und bis heute sind über 200 bekannt, die in der über- nis der Fläche des Planetenscheibchens zu der der Sternscheibe wiegenden Mehrzahl durch Radialgeschwindigkeitsmessungen und würde für einen Jupiter-großen Planeten um einen sonnen- entdeckt wurden. Die Methode hat trotz aller Erfolge einige ähnlichen Stern etwa 1% betragen. Zusammen mit einer Radialge- Nachteile: Sie ist auf sonnenähnliche Sterne beschränkt, da nur sie schwindigkeitsmessung lässt sich für einen solchen Planeten sogar genügend Spektrallinien besitzen, die sich für Geschwindigkeits- die Masse bestimmen, die bei einer alleinigen Radialgeschwindig- messungen eignen, die Sterne dürfen keine starke Sternaktivität keitsmessung noch vom Blickwinkel des Beobachters abhängt. wie Flares oder Protuberanzen aufweisen, und Ergebnisse stehen erst nach langen, wiederholten Messreihen zur Verfügung. [1] Mayor, M., Queloz, D.: A Jupiter-Mass Companion to a So- In Abb. 2 sind weitere Möglichkeiten skizziert, die zum Teil be- lar-Type Star, Nature 378, 355 (1995) reits zu Erfolgen geführt haben, andere Methoden werden erst [2] Perryman, M. A. C.: Extra-solar planets, Rep. Prog. in Zukunft möglich sein. Eine in den letzten Jahren immer erfolg- Phys. 63, 1209 (2000), Aktualisierung 2004

auf die vier 2048×2048-Pixel-CCDs in Weil der Datenstrom zur Erde sehr be- feld. Die Asteroseismologie war entschei- der Brennebene fällt. Die CCD-Empfänger grenzt ist, werden allerdings von den meis- dend für die Auswahl der Gesichtsfelder: sind im Quadrat angeordnet, zwei dienen ten Sternen 512-Sekunden-Integrationen So dicht sind Sterne von 9m,5 oder heller, der Asteroseismologie und zwei der Suche berechnet. Am ganzen Himmel kann Co- wie sie dafür benötigt werden, auch in der nach Planetentransits, so dass pro Auf- RoT nur in zwei je 10° großen Zonen ar- Milchstraße nicht gesät. Die jeweils pas- gabe 1,3°×2,6° große Felder am Himmel beiten, die auch »CoRoT-Augen« genannt senden benachbarten Suchfelder für das zur Verfügung stehen. Die CCD-Elemente werden: Die Kreuzungen von Ekliptik und Planetenprogramm wurden dann anhand werden alle 32 Sekunden ausgelesen, wobei Milchstraße, eine in Richtung des Galak- von Kriterien wie geringer Extinktion oder das Planeten-Paar bis zu 12000 Sterne mit tischen Zentrums, die andere Richtung höherem Anteil vielversprechender Ster- V-Helligkeiten von 11m,5 bis 16m überwacht: Antizentrum gelegen. Der Grund für die ne (d.h. keine Zwerge oder Sterne frühen Noch Schwankungen um 0,01% sollten zu Einschränkungen ist die Minimierung des Typs) ausgewählt. messen sein. Streulichts von der Sonne bei gleichzeitiger

Maximierung der Zahl der Sterne im Bild- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 17 Hauptartikel

Wie groß wird ten Sternfeldern dürft e so über- die Ausbeute an haupt erst klar werden, welchen Exoplaneten sein? Stern es getroff en hat. Sodann sind Messungen der Radialge- Diese Frage war natürlich vor schwindigkeit angesagt, die der dem Start von besonderem Inter- Bedecker seinem Stern aufzwingt: esse. Eine umfassende Simulation, Erst diese Auslenkungen entlang bei der ein »Spielmeister« künst- der Sichtlinie verraten seine Mas- liche Lichtkurven von einer Art se und die Planetennatur! Das erzeugte, wie sie CoRoT liefern VLT und weitere Teleskope in soll, und hier und da einen Plane- Chile, Frankreich und Deutsch- tentransit einfügte, verlief erfreu- land (hier das Tautenburger 2m- lich, als mehrere Arbeitsgruppen Universalteleskop) kommen je Hintergrund die »Daten« parallel unter die nach Helligkeit des Sterns zum Lupe nahmen: Keine Fehldetekti- Einsatz. Praktischerweise hat die on eines Transits wurde von mehr Qualität der Radialgeschwindig- als einer Gruppe gemeldet. Um keitsmessung an diesen Stern- allerdings abzuschätzen, wie viele warten genau die Qualität er- Planeten welchen Typs CoRoT in reicht, die zur Bestätigung der der Realität fi nden mag, muss das CoRoT-Planeten nötig ist. bisherige Wissen über deren Po- Wenn sich ein Fall dann als pulationen berücksichtigt werden. echt herausgestellt hat, werden Wie häufi g Riesenplaneten sind, vom betroff enen Stern noch weiß man heute ganz gut, aber hochaufl ösende Spektren mit für die felsigen »Supererden« mit Großteleskopen gewonnen, um bis zu zwei Erdmassen hinab, die seine physikalischen Parameter

CoRoT erstmals fi nden soll, fehlt besser einzugrenzen, während im /CNES

weitgehend das Wissen: Man hat Orbit Hubble und Spitzer bereit UCROS einfach angenommen, dass sie gemacht werden, um mehr über D. D 5-mal häufi ger sind. Insgesamt die Planeten zu erfahren. Nach Abb. 6: CoRoT im Orbit – eine künstlerische Darstellung. 65 Riesenplaneten und grob 20 der sechsmonatigen Messung in »Erden« sind demnach bei den Richtung Galaktisches Zentrum 120000 während der Gesamtmis- und den Nachbeobachtungen, so Zweite Erde um sion überwachten Sternen zu er- versprechen die CoRoT-Forscher, warten, wegen der Suchstrategie sollte der erste erdähnliche Pla- Roten Zwerg? mit maximal 50 Erdtagen Um- net im Frühjahr 2008 dingfest ge- Die Meldung ging durch die Medien – im April laufszeit. Bei sonnenähnlichen macht sein. Und erst Ende 2008 hatten Beobachter der ESO den Fund eines Planeten Sternen wären solche Planeten in dürft e der NASA-Satellit Kepler um Gliese 581 in der so genannten »habitable zone« einer Merkur-ähnlichen Situation starten, der ein ähnliches Ziel wie bekannt gegeben. Die »habitable zone« ist der Ent- und zu heiß für fl üssiges Wasser, CoRoT verfolgt: Mindestens vier fernungsbereich um einen Stern, in dem die Oberfl ä- nur bei Zwergsternen kreisten sie Jahre lang wird er auf einer helio- chenbedingungen auf einem Planeten fl üssiges Wasser in der so genannten habitablen zentrischen Bahn fernab der Erde ermöglichen. Bei Gliese 581 handelt es sich um einen Zone, die den Abstandsbereich mit einem 95cm-Spiegel dasselbe Roten Zwergstern von 10m,6 scheinbarer Helligkeit in um einem Stern kennzeichnet, in Riesenfeld mit 130000 Sternen 20,5 Lichtjahren Entfernung im Sternbild Libra. Der dem ein erdähnlicher Planet mo- anstarren, um so noch subtilere Planet hat die fünff ache Erdmasse und befi ndet sich 14 derate Oberfl ächentemperaturen Transits und auch Planeten mit Mal näher an seinem Stern als dies im Erde-Sonne-Sys- aufweist, die für höhere Lebens- längeren Umlaufszeiten nachwei- tem der Fall ist. Seine Umlaufszeit beträgt nur 13 Tage. formen notwendig sind. sen zu können. Die ersten echten Weil der Stern jedoch wesentlich leuchtschwächer Was CoRoT fi ndet, sind frei- Zwillinge der Erde sollten damit als die Sonne ist, liegt der Planet wahrscheinlich in lich erst einmal keine Planeten, in Keplers Reichweite sein, 50 einer für das Vorkommen von fl üssigem Wasser gün- sondern Kandidaten, die in vielleicht. Konkrete Nachfolger stigen Entfernung. Die bisherigen Temperaturabschät- einem ziemlich aufwändigen Be- CoRoTs und Keplers sind leider zungen von etwas unter 0° bis etwa 40° beruhen obachtungsprogramm am Boden nicht in Sicht: Sowohl der Ter- allerdings auf Annahmen über die unbekannte Atmo- verifi ziert werden müssen. Mit restrial Planet Finder der NASA sphäre. Erst weitere Untersuchungen werden Auskunft einem Teleskop der 1m-Klasse wie der ähnliche Darwin der ESA über seine Rotation und seine Atmosphäre und somit – eingeplant sind u.a. ein 80cm- sind wegen der enormen tech- seine wirkliche Oberfl ächentemperaturen geben. Spiegel der ESA auf Teneriff a nischen Herausforderung, frem- Ronald Stoyan und das Euler-Teleskop auf La de Erden aufgelöst abzubilden, Silla – werden gefundene Tran- und explodierter Kosten vorerst sits mit höherer Winkelaufl ösung aus der Planung genommen wor- Surftipps erneut beobachtet, als sie CoRoTs den. Die Enzyklopädie der extrasolaren Planeten: exoplanet.eu

kleines Teleskop schafft : In dich- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

18 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 19 Ereignisse

Himmelsereignisse im Juni/Juli 2007 Gasriese im Blickpunkt

Ende Durchgang : 00:30:55 MESZ Jupiter in Opposition am 6. Juni Ende Schattendurchgang: 00:31:12 MESZ

Der größte Planet des Sonnensystems ist der Star der kurzen Sommernächte. Am 6.6. gegen 1:13 MESZ erreicht er seine diesjährige Oppositionsstellung, steht also der Austritt Sonne am Himmel genau gegenüber. Einen Tag später wird der kleinste Erdabstand mit 4,3AE oder 644 Mio. Kilometern erreicht. Die Helligkeit des Gasriesen beträgt Eintritt dann –2m,6. Leider steht Jupiter in Ophiuchus bei einer Deklination von fast –22°. Für die Mit- te Deutschlands steigt er deshalb nur etwa 18° über den Horizont, seine Sichtbar- keitsdauer beträgt nur 8,5 Stunden. Dies bedeutet, dass bei einer teleskopischen Beobachtung oft schlechte Seeingverhältnisse stören werden. Dennoch sollte man Anfang Durchgang : 22:19:58 MESZ Anfang Schattendurchgang: 22:19:28 MESZ N Jupiter diesen Sommer intensiv verfolgen, denn aktuelle Entwicklungen in seiner O W S Atmosphäre versprechen kurz bevorstehende große Umwäl- zungen (vgl. S.25). Zu einem besonderen Ereignis kommt es in der Oppositi- onsnacht. Von 22:19 MESZ am 5. bis 0:31 MESZ am 6. Juni läuft der Mond Io vor der Jupiterscheibe durch. Dabei wird er seinen eigenen Schatten, den er auf das Jupiterscheibchen wirft, für Beobachter auf der Erde bedecken. Solche Ereignisse sind selten und nur jeweils unmittelbar um den Oppositionszeitpunkt zu sehen (vgl. interstellarum 39 und 45). Bei sehr gutem Seeing

kann während des Monddurchgangs eine feine schwarze Sichel EIGAND am südlichen Rand des Mondscheibchens wahrgenommen W ARIO werden. Die Dokumentation dieses Ereignisses erfordert eine M lange Brennweite, viel Geduld und exzellentes Seeing – wir ver- Jupiter ist dieses Jahr im Juni und Juli am besten zu beob- öff entlichen Ihre Resultate gerne, wenn Sie Erfolg hatten. achten. Zwei Jupiteranblicke aus dem Jahr 2006 (links) und 2004 Ronald Stoyan (rechts) zeigen die Planetenatmosphäre in den letzten Jahren.

Venusbedeckung am 18. Juni 2007 Venusbedeckung am 18.6.2007 Nürnberg Bonn Venus steht Anfang Juni in größtem Glanz am Abendhimmel und lenkt am 18.6. noch Zürich mehr Aufmerksamkeit auf sich. Nach einer Pause von gut drei Jahren ist vom deutschen Hamburg Potsdam Austritt Sprachraum aus wieder eine Bedeckung der Venus durch den Mond beobachtbar. Dabei Wien verschwindet die »Halbvenus« hinter dem rund drei Tage alten Mond – allerdings am Tag- 16:20:16 16:13:00 himmel. Die Sonne steht in einem Abstand von etwa 45° von den beiden Himmelskör- 16:20:36 pern entfernt. Das Ereignis fi ndet ziemlich genau über dem Südpunkt in rund 55° Höhe 16:31:51 16:18:56 statt. Selbst mit kleineren Teleskopen sollte es möglich sein, den Beginn der Bedeckung 16:29:22 17:42:11 am dunklen Mondrand zu beobachten, da die Venus zu diesem Zeitpunkt eine Helligkeit 17:34:25 m Eintritt 17:40:14 von –4 ,4 besitzt. Nach knapp 1,5 Stunden erscheint dann die Venus in der Nähe des Mare 17:35:31 Crisium wieder am Mondrand. Dabei stehen die beiden Himmelskörper in rund 52° Höhe 17:40:42 17:51:31 über dem Südsüdwest-Horizont. André Knöfel Zeitangaben in MESZ

Venusbedeckung 18.6.2007 Nürnberg Bonn Zürich Hamburg Potsdam Wien Bedeckungsbeginn Venus 16:20:16 MESZ 16:13:00 MESZ 16:20:36 MESZ 16:13:51 MESZ 16:18:56 MESZ 16:29:22 MESZ Dauer bis Verschwinden 71s72s77s67s 68s70s Venus Erscheinen 17:42:11 MESZ 17:34:25 MESZ 17:40:14 MESZ 17:35:31 MESZ 17:40:42 MESZ 17:51:31 MESZ Dauer bis Erscheinen 68s 69s74s 65s 65s 66s Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

20 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Ereignisse

Merkur am Merkur am Morgenhimmel Morgenhimmel 10° 28.7. 25.7. Der innerste Planet des Sonnensystems wird Ende Juli am Morgenhim- 31.8 22.7. mel sichtbar. Etwa zwischen dem 15.7. und 5.8. lohnt es sich nach Merkur 3.8. 19.7. Ausschau zu halten. Am 25.7. steht er 30 Minuten vor Sonnenaufgang ca. 8° über dem Ostnordost-Horizont. Die größte Elongation tritt am 20.7. mit 6.8. 16.7. Himmel 20,3° Sonnenabstand ein. Merkur steht während dieser ersten von zwei Mor- Merkur 13.7. gensichtbarkeiten im Jahr 2007 im Grenzbereich der Sternbilder Taurus und Gemini in den nördlichsten Bereichen der Ekliptik. Teleskopbesitzer sollten sich auf die zweite Phase der Sichtbarkeit konzentrieren, wenn das Merkur- scheibchen voller wird und damit die Chance steigt, Oberfl ächenstrukturen zu erhaschen. Die Dichotomie, also die exakte Halbphase, tritt am 24.7. ein, ONO das Scheibchen misst dabei 7,0" im Durchmesser. 1/2 Stunde vor Sonnenaufgang Ronald Stoyan

Astronomische Ereignisse im Juni/Juli 2007 1.6. 02:47:59 MESZ Mond bei Antares, Antares Pluto im nördlich 1° 19' Sommer 2007 1.6. 03:03:40 MESZ Vollmond 2.6. 11:57:08 MESZ Merkur größte östliche Im vergangenen Jahr geriet Zwergplanet Pluto mit der Kleinplanetennummer Elongation 23,4° 134340 in die Schlagzeilen, als ihm sein Planetenstatus aberkannt wurde (vgl. inter- 6.6. 01:12:39 MESZ Jupiter Opposition stellarum 50). Auch wenn Pluto nun nicht mehr der neunte Planet im Sonnensystem 8.6. 13:42:42 MESZ Mond Letztes Viertel ist, so bleibt er doch ein interessantes Beobachtungsobjekt. Am 19. Juni 2007 steht 9.6. 04:45:26 MESZ Venus größte östliche Elongation Pluto mit einer Helligkeit von +13m,9 in Opposition zur Sonne und ist damit im Som- 45,4° mer mit Instrumenten ab etwa 8" wieder beobachtbar. Er befi ndet sich derzeit im 13.6. 12:30:00 MESZ Venus bei M 44, M 44 südlich Sternbild Sagittarius mit einer Deklination von etwa –16,5°. Das bedeutet, dass Plu- 0° 35' to sich im deutschen Sprachraum während der Kulmination nur rund 20°–27° über den Südhorizont erhebt. Daher sind gute Beobachtungsbedingungen ein Muss für 15.6. 05:13:11 MESZ Neumond eine erfolgreiche Beobachtung. In den Tagen um die Opposition herum bewegt sich 18.6. 16:20:16 MESZ Mond bedeckt Venus Pluto mit etwa 1' pro Tag. Problematisch ist allerdings, dass sich Pluto dabei in einem 19.6. 08:49:26 MESZ Pluto Opposition Bereich mit vielen gleichhellen Sternen innerhalb der Milchstraße befi ndet, so dass 21.6. 20:06:29 MESZ Sommeranfang sich die Suche nach ihm ohne gutes Kartenmaterial als ziemlich schwierig erweisen 22.6. 15:15:19 MESZ Mond Erstes Viertel wird. Während der Sommersichtbarkeit verschiebt sich der Kulminationszeitpunkt 28.6. 20:39:35 MESZ Merkur Untere Konjunktion Plutos von etwa 2:30 MESZ Anfang Juni über 23:30 MESZ Mitte Juli auf 20:30 MESZ Ende August. Seine Helligkeit ändert sich in diesem Zeitraum nur unwesentlich. 30.6. 15:48:41 MESZ Vollmond m André Knöfel 1.7. 04:23:59 MESZ Sternbedeckung τ Sgr (3,4) 2.7. 02:45:16 MESZ Venus bei Saturn, Saturn nördlich Pluto 2007 0° 46'

17h 52 min 17h 50 min 17h 48 min 17h 46 min 7.7. 18:53:42 MESZ Mond Letztes Viertel –16° 13.7. 10:00:00 MESZ Venus bei Regulus, Regulus nördlich 1° 41' 14.7. 14:03:50 MESZ Neumond 14.7. 19:55:31 MESZ Venus größte Helligkeit –4m,5 29.5. 12.6. 26.6. Pluto 10.7. 17.7. 10:05:59 MESZ Mond bei Regulus, Regulus 24.7. 19.6. nördlich 0° 08' 3.7. 7.8. 5.6. 17.7. 21.8. 31.7. 20.7. 16:59:58 MESZ Merkur größte westliche Elongation 4.9. 21.7. 21:35:59 MESZ Mond bei Spica, Spica nördlich 18.9. 2° 34'

Sagittarius 22.7. 08:29:06 MESZ Mond Erstes Viertel m 25.7. 20:05:27 MESZ Sternbedeckung τ Sco (2m,9) –17° Serpens 7,5 28.7. – Südliche δ-Aquariden (SDA), Ophiuchus (ZHR: 20) 7m,5 1° 30.7. 02:47:47 MESZ Vollmond Sagittarius 31.7. 06:17:59 MESZ Mond bei Neptun, Neptun

fst 14m,0 nördlich 1° 43' Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 21 22 Himmel Das Sonnensystem Sonnensystem inter Di Mo So Sa F Do M Di Mo So Sa F Do M Di Mo So Sa F Do M Di Mo So Sa F Do M Di Mo So Sa F Do M Di Mo So Sa F Do M Di Mo So Sa F Do M Di Mo So Sa F Do M Di Mo So Sa F Do M Dämmerungsdiagramm imJuni/Juli2007 r r r r r r r r r i i i i i i i i i stellarum 52 30.6. 29.6. 28.6. 26.6. 25.6. 24.6. 23.6. 22.6. 20.6. 30.5. 19.6. 18.6. 16.6. 15.6. 14.6. 13.6. 12.6. 10.6. 27.6. 0 7. 30. 7. 29. 7. 28. 7. 26. 7. 25. 7. 24. 7. 23. 7. 22. 7. 20. 11.6. 21.6. 31.5. 19.7. 18.7. 16.7. 15.7. 14.7. 13.7. 12.7. 10.7. 17.6. 27.7. 11.7. 31.7. 21.7. 17.7. 9.6. 8.6. 6.6. 5.6. 4.6. 3.6. 2.6. 1.6. 5. 4.7. 3.7. 2.7. 1.7. 7.6. 9.7. 8.7. 7.7. 6.7. 7 . Sternbedeckung •Juni/Juli 2007

117h7h MEMESZESZE M 17h1 MEMESZESZE erkur M ond Untere

bedeckt τ M

erkur Sco

Konjunktion

Venus größte m ,9 19h1 MEMESZESZE

) 119h9h MEMESZESZE Jupiter Aufgang

west Mond Letztes l iche

El Merkur Untergang Venus ongation

21h2 MEMESZESZE Sommeranfang 21h2 MEMESZESZE

Vierte

größte l

Saturn Untergang H e lligkeit M ond M Saturn Maximum südlicheδ-Aquariden 223h MESZESZE 2 223h MESZE (-4 ond ° 34' südlichSpica m ,5 1 0 ) ° ° 19' südlichAntares

46' nörd Venus Untergang Uranus Aufgang Vollmond l Neptun Aufgang ich

1h MESZE 1h MEMESZESZESZ Venus Mars Aufgang Juni/Juliim 2007 J upiter (SDA) M ond

3h MESZE 3h MEMESZESZE Opposition 1 Neumond °

43' südlichNeptun Jupiter Untergang Vo llmond

5h MESZE 5h MESMESZE Sternbedeckung τ Venus

Mond E Merkur Aufgang

P größte Venus l rstes uto

Opposition

1 Vierte

öst

7h MEMESZESZE ° 7h MEMESZESZE

41' Sgr l iche l südlich Regu

(3 El m ,4 ongation ) Neptun Untergang Venus Aufgang l us

9h MEMESZESZE 9h MEMESZESZE (45,4 Uranus Untergang Saturn Aufgang °) 30.6. 29.6. 28.6. 26.6. 25.6. 24.6. 23.6. 22.6. 20.6. 19.6. 18.6. 16.6. 15.6. 14.6. 13.6. 12.6. 10.6. 0 7. 30. 7. 29. 7. 28. 7. 26. 7. 25. 7. 24. 7. 23. 7. 22. 7. 20. 27.6. 11.6. 21.6. 31.5. 19.7. 18.7. 16.7. 15.7. 14.7. 13.7. 12.7. 10.7. 17.6. 27.7. 11.7. 31.7. 21.7. 17.7. 9.6. 8.6. 6.6. 5.6. 4.6. 3.6. 2.6. 1.8. 1.6. 9.7. 8.7. 7.7. 6.7. 5.7. 4.7. 3.7. 2.7. 1.7. 7.6.

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Der Lauf der Planeten im Juni 2007 ARI 15. 17. GEM Sonne +25° Sonne Venus +20° LEO Saturn 13. PSC +15° TAU CNC Merkur +10° 19. +5° 11. 0° Mars 21. Uranus VIR –5° 9. –10° Neptun 23. –15° Jupiter –20° AQR 7. 25. –25° LIB SGR SCO CAP 5. 27. 3. 29. 1. morgens sichtbar ganze Nacht sichtbar abends sichtbar Der Lauf der Planeten im Juli 2007 ARI Sonne 15. +25° 13. 11. LEO Sonne +20° 17. Mars PSC Merkur +15° Merkur TAU CNC +10° GEM 9. Saturn +5° Venus 0° 7. –5° VIR 19. –10° Neptun Uranus 21. –15° 5. Jupiter –20° AQR –25° 31. LIB 23. 3. SGR CAP SCO 25. 29. 1. 27. morgens sichtbar ganze Nacht sichtbar abends sichtbar

Die Planeten auf ihren Bahnen im Juni/Juli 2007

M E G

U C

R A

R S

Jupiter P Merkur Saturn

Das innere Sonnensystem Venus Das äußere Sonnensystem

L R I Uranus Erde B Q A

Mars SC Neptun P O CA SGR Zeitraum 1.6.–31.7. Die Planeten im Fernrohr im Juni/Juli 2007 Merkur Jupiter

4.6. 0m,7 33,9% 8,5" 18.6. 2m,7 9,0% 11,2" 2.7. 4m,4 1,8% 11,7" 16.7. 1m,1 24,8% 8,8"

I Ka G E o uropa anymed Venus Saturn llisto

T itan

m m 4.6. –4m,3 52,6% 22,2" 2.7. 0,6 99,9% 16,8" 2.7. –2,5 99,8% 44,8" 2.7. –4m,4 34,9% 31,7" Mars Uranus Neptun

m m m m N 4.6. 0,8 89,0% 5,8" 2.7. 0,7 87,5% 6,3" 2.7. 5,8 99,9% 3,6" 2.7. 7,9 100,0% 2,3" O W 0" 10" S Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 23 Sonnensystem

Relativzahlen und Flecken mit bloßem Auge

Re A Datenquellen: alle Angaben als Monatsmittel 250 Relativzahlen (bis 4/2005) - www.vds-sonne.de 2,0 Relativzahlen (ab 5/2005) - http://sidc.oma.be A-Netz - www.vds-sonne.de

200 1,6

150 1,2

100 0,8 Abb. 1: Protuberanzen am 14.1.2007, 13:29 Aktivität gesamt MEZ, 3"-Refraktor bei 3500mm Brennweite, Aktivität Nordhemisphäre Coronado Solarmax 40. Erich Kopowski Aktivität Südhemisphäre A-Netz (bloßes Auge) 50 0,4 Surftipps

Vorhersage des MSFC: solarscience. 0 0 msfc.nasa.gov/predict.shtml 4 6 8 10 12 2 4 6 8 10 12 2 4 6 8 10 12 2 Höhe des 24. Zyklus: www.ucar.edu/ 2004 2005 2006 news/releases/2006/sunspot.shtml

Sonne aktuell Minimumsmonat Februar?

m April 2007 hat die Sonnenaktivität ihren voll, wie bei den beiden vorangegangenen mittleren Relativzahl von etwa 50,0 und Ibisher tiefsten Stand seit dem Maximum Rotationen. Auch während ihrer fünften einem hohen mit 169,0. erreicht: Vom 5. bis zum 17. war sie nach An- Rotation im März (als AR 10945) blieb sie Nach einer neueren Theorie von Mausu- gaben der NOAA an insgesamt 12 Tagen fl e- unauff ällig. Dafür wurde am 8.1.2007 ein mi Dikpati vom National Center for At- ckenfrei, was freilich nicht ausschließt, dass weiteres Gebiet mit umgekehrter magne- mospheric Research in Boulder/Colorado es in den kommenden Monaten nicht noch tischer Polarität beobachtet, das sich sehr [1] wird die Entwicklung der Sonnenfl ecken längere fl eckenlose Phasen gibt. Ein Hinweis nah am Sonnenäquator befand. Hier sind durch einen Strom ionisierter Materie, ei- auf das nahe Minimum ist auch die zurück aber zum Ende eines Sonnenfl eckenzyklus nen sog. meridionalen Plasmastrom, der gehende Aktivität im Hα, die Flares kamen stets nur Fleckengruppen des alten Zyklus zwischen dem Sonnenäquator und den von Januar bis Mitte April nicht über die zu fi nden, während die des neuen in hohen Sonnenpolen über einen Zeitraum von 17– Klasse c hinaus. Gleichwohl gab es in der Zeit Breiten beiderseits des Äquators auftreten. 22 Jahren zirkuliert, bestimmt. Die Bildung einige sehenswerte Protuberanzen. Daher ist unklar, um was für ein Aktivitäts- von Sonnenfl ecken beginnt in der Konvek- Die in der letzten Ausgabe besprochene zentrum es sich hier handelt. Bisher wurden tionszone der Sonne mit »Magnetfeldbün- aktive Region 10930 konnte zwar noch für nur sehr wenige Regionen gesichtet, die an- deln«, die an die Oberfl äche aufsteigen ein paar Tage im Januar gesehen werden, scheinend zum neuen 24. Zyklus gehören. und bipolare Sonnenfl ecken bilden, in de- war aber längst nicht mehr so eindrucks- Alle Ende März verfügbaren Vorhersa- nen starke Magnetfelder herrschen. Beim gen des Minimumszeit- Zerfall der Flecken wird dem Plasmastrom punktes sind sich zwar einig, eine »magnetische Signatur« aufgeprägt, dass der 24. Zyklus dieses die die nachfolgenden Zyklen beeinfl usst. Jahr beginnt, der Zeitpunkt Die relativen Höhen der Zyklen 16 bis 23 streut jedoch zwischen Juni konnten jedenfalls reproduziert werden. und Dezember. Nur das Mar- Das Modell berücksichtigt für die Vorher- shall Space Flight Center der sage die letzten drei Zyklen, also Nr. 21 bis NASA gibt als Minimums- Nr. 23 für den 24. Zyklus, der demnach um monat den Februar an! Auf 30–50% höher als der 23. ist und um 2012 dieser Grundlage spekuliert eintreten soll. Nachgewiesen wurde dieser man auch kräftig über ein meridionale Fluss bereits, aber ob er auch Maximum des 24. Zyklus die berechneten Auswirkungen auf das Ver- etwa in den Jahren 2010 bis halten des 24. Sonnenfl eckenzyklus haben

ATHAWAY 2012, je nach Anstiegsge- wird, bleibt abzuwarten. schwindigkeit, die aber von Manfred Holl der Höhe des Maximums NASA/MFSC/H abhängig ist. Die Vorhersa- [1] Dikpati, M., Gilman, P. A.: Simulating and Abb. 2: Grafi sche Darstellung der Vorhersage des Mar- gen bewegen sich zwischen Predicting Solar Cycles Using a Flux-Trans- shall Space Flight Center der NASA zum 23. und 24. Son- einem niedrigen Maximum port Dynamo, Astrophys. J. 649, 498 (2006)

nenfl eckenzyklus. mit einer ausgeglichenen Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

24 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Sonnensystem Planeten aktuell Riesenplaneten im Blickpunkt

upiter ist an den Abendhimmel zurückgekehrt, al- Jlerdings steht der Riesenplanet sehr tief im Stern- bild Schlangenträger. Parallel zu seiner Opposition Abb. 1: Jupiter im Himmel am 6.6. kommt es wieder zu einer seltenen Monder- März 2007, mit scheinung (Seite 20). In der Atmosphäre des Planeten Großem Roten Fleck setzen sich die in der letzten Ausgabe beschriebenen am 12.3. (links) und Veränderungen fort. Der Große Rote Fleck steht inzwi- weißem NTB-Fleck am schen frei in der STrZ, seine Position betrug im April 29.3. (rechts). Christo- 117° (System II). Oval BA (»Kleiner Roter Fleck«) stand pher Go und Zac Pujic im April bei etwa 335°. Das SEB zeigt weitere Aufl ösungserscheinungen. Die Nordkomponente war bei 230° (System I) unter- brochen, das Band nur noch fragmentarisch ausge- bildet. Dies wird durch eine seit 1999 beobachtete Südäquatoriale Störung (SED) verursacht, die derzeit besser sichtbar wird und sogar in 4"-Geräten zu sehen ist. Gleiches gilt für die beiden Südtropischen Stö- Europa rungen (STrD), die als Auswüchse am Südrand des SEB zu bemerken sind. Ganymed Dagegen kündigt sich beim lange Zeit kaum sichtbaren NTB ein Wiedererscheinen an. Auf Amateur- bildern vom 27.3. wurde ein heller brillianter Fleck gesichtet, der 4° pro Tag schneller als das Rotations- system I über den Planeten jagte – größere Geschwin- Abb. 2: Saturns Ringe mit Oppositionseff ekt. Einen Monat vor der Op- digkeiten werden auf dem Riesenplaneten nirgendwo position zeigt der Ringplanet das gewohnte Bild (oben), während am Tag sonst verzeichnet. Es ist abzusehen, dass sich das NTB der Opposition selbst (unten) die Ringe besonders hell erstrahlen. Karl im Gefolge dieses Fleckes neu dunkel ausbilden wird. Thurner und Thomas Winterer Saturn bot 2007 die besten Sichtbarkeitsbedin- gungen aller Planeten. Entsprechend viele Beobach- ter wandten sich dem Ringplaneten zu, wobei jedoch kaum Fleckenerscheinungen in der Atmosphäre beobachtet wurden. Den Oppositionseff ekt der Sa- turnringe konnte Thomas Winterer am 10.2.2007 eindrucksvoll nachweisen (Abb. 2). Diese deutliche Aufhellung der Ringe gegenüber der normalen Inten- sität kommt dadurch zustande, dass die Schatten der einzelnen Ringteilchen – von winzigen Staubkörnern bis zu hausgroßen Eisbrocken – zur Opposition des Planeten nicht sichtbar sind, weil die Sonne genau in unserer Blickrichtung hinter uns steht und so die Schatten ohne andere Ringteilchen zu treff en in den Weltraum fallen. Im Juni und Juli steht Saturn noch gut beobachtbar am Abendhimmel. Dies gilt ebenso für Venus, die mit der Halbphase Mitte Juni ihre interessanteste Zeit für Planetenbeobachter erreicht. Mars bereitet sich dagegen noch auf seine große Sichtbarkeit im kommenden Winter am Morgenhimmel vor. Ronald Stoyan

Surftipps

International Outer Planets Watch: www.pvol.ehu.es Association of Lunar and Planetary Observers of Japan: www.kk-system.co.jp/Alpo/Latest Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 25 Sonnensystem Kometen aktuell Erfolgreiche Kometenentdecker

as Projekt LINEAR (LIncoln Near Earth C/2006 VZ13 (LINEAR) DAsteroid Research), sucht seit 1998 re- 10.7. gelmäßig den nächtlichen Himmel nach Asteroiden ab und entdeckte dabei schon Corona Borealis über 200000 Objekte, darunter auch etwa 175 Kometen. Es ist damit der mit Ab- 12.7. stand erfolgreichste erdgebundene »Ko- Draco metenentdecker« M102

Gegründet wurde LINEAR von NASA und 14.7. US Air Force mit dem Ziel erdnahe Aste- roiden zu entdecken, katalogisieren und potentiell gefährliche Objekte herauszu- 16.7. fi nden. Das in White Sands/New Mexico Bootes stationierte Projekt verwendet für seine Su- M101 Ursa Maior che zwei Cassegrain-Teleskope mit jeweils 1 Meter Öff nung, ein weiteres Teleskop mit 18.7. 0,5 Meter Öff nung wird für Folgebeobach- tungen eingesetzt. Die Teleskope sind mit eigens entwickelten großfl ächigen CCD-Ka- NGC 5466 20.7. M51 meras bestückt und erreichen damit eine Grenzgröße von 22m. Canes Venatici 22.7. Am 13. November 2006 entdeckte das M63 m LINEAR-Team ein Objekt der Helligkeit 19 , M3 das zunächst als Asteroid eingestuft wurde. M106 Weitere Beobachtungen Anfang Dezember 24.7. M94 O N zeigten aber das Vorhandensein einer Koma und der neue Komet erhielt die Bezeichnung fst6,5m C/2006 VZ13 (LINEAR). Im Juni gelangt der Komet in die Reichweite von Amateurfern- sich im Juli rasch über den nördlichen Him- Spiegelrefl exkamera und einem 200mm- rohren. Zunächst befi ndet er sich im Sternbild mel und durchquert dabei die Sternbilder Ke- Teleobjektiv entdeckte er einen 9m,5 hellen Andromeda bei einer Helligkeit von etwa 12m. pheus, Drache, Bootes und Jagdhunde. Seine Kometen – die erste Kometenentdeckung Bedingt durch die Erdnähe am 14. bewegt er größte Helligkeit dürfte C/2006 VZ13 Mitte mit einer Digitalkamera und die erste Ama- Juli mit etwa 9m,0 erreichen. Am 22. passiert teurentdeckung seit Oktober 2006. Der Ko- Surftipps er den Kugelsternhaufen M 3 – ein interes- met C/2007 E2 (Lovejoy) ist seit Mitte April santes Motiv für Astrofotografen. Mitte Au- auch von Mitteleuropa aus sichtbar, inzwi- Monats- und Jahresübersichten, gust verschwindet der Komet dann schließ- schen hat er seine beste Zeit aber schon Aufsuchkarten, Bilder: www. lich in der Abenddämmerung. hinter sich. Er bewegt sich im Juni als zir- kometarium.com Nach dreijähriger Suche und tausenden kumpolares Objekt mit einer Helligkeit zwi- Aktuelle Neuigkeiten, Bilder, Beo- Aufnahmen im Rahmen seines persönlichen schen 10m und 12m durch die Sternbilder bachtungen: www.fg-kometen.de Kometensuchprogrammes konnte der aus- Aufsuchkarten, Beobachtungs- Drache und Großer Bär. Aufnahmen des hinweise: www.ki.tng.de/~winnie/ tralische Amateurastronom Terry Lovejoy Kometen werden wir in unserer nächsten kometen/einstieg.html am 15. März 2007 endlich einen Erfolg mel- Ausgabe präsentieren. den: Auf Aufnahmen mit einer digitalen Burkhard Leitner

Kometen im Juni/Juli 2007 Name Entdeckung Perihel Erdnähe Beobachtungsfenster erwartete Maximalhelligkeit C/2007 E2 (Lovejoy) 15. März 2007 27. März (1,09AE) 25. April (0,44AE) Mitte April bis Juli 10m C/2006 VZ13 (LINEAR) 13. November 2006 10.August (1,01AE) 14. Juli (0,57AE) Juni bis August 9m Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

26 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 27 Rubrik

Der Sternhimmel im Juni/Juli 2007 1. Juni: 23:00 MESZ NORDEN

1. Juli: 21:00 MESZ M 34 M

für 50° nörd. Br., 10° öst. L. 32 M Perseus

M 31 M

Himmel 20 Mel

884/869

Cassiopeia

M 36 M 457

M 103 M

M 38 M

elopardalis

Auriga

Capella Cam M 37 M M 35 M

M 52 M Lacerta

1502 7510

Merkur

7243

7209

Cep

heus M 39 M

7000 Gemini

Polaris

Ursa Minor Ursa

Deneb

Castor

Cygnus lux

M 82 Pol

Delphinus Venus 6940

M 81

Draco

M 27 M

M 56 M Sagitta

Vulpecula

M 44 M Wega

M 71 M 399 Atair

M 101 Ursa Maior Lyra

OSTEN M 92

Cancer

Sommerdreieck Hercules M 67 M 51 Saturn

WESTEN M 13 Canes Venatici Leo IC 4756 Aquila Bootes Cor Mel 111 6633 ona Borealis IC 4665 Venus M 3 Regulus Arktur a Berenices Com

M 11 Ser Frühlingsdreieck pens M 53 tans Sex Scutum M 14 M 12

M 16 Ophiuchus M 10 M 5 M 25 M 17

M 24 M 23 Virgo Hydra M 104 Crater M 21 M 9 Spica Libra Jupiter M 8 Ekliptik Corvus M 19 Antares

m –1 M 62 M 4 0m Scorpius M 83 x m Gx 1 o 2m OC 3m g GC 4m n GN 5m SÜDEN p PN

Beobachtungsempfehlungen für Juni/Juli 2007 Name Empfehlung für Typ R. A. Dekl. Helligkeit Größe/Periode Entfernung DSRA Ophiuchus bloßes Auge Sternbild – –– – – 21/22 Venus Fernglas Planet – ––4m,3 bis –4m,5 22"–50" 116–50 Mio. km NGC 6633 Fernglas / Teleskop GC 18h 27,3min +06° 30,5' 4m,6 27' 1230Lj 22 NGC 6572 Teleskop PN 18h 12,1min +06° 51,4' 8m,1 0,2' 3300Lj 22 GSC 3656-1328 CCD Var 00h 09min 22,0s +54° 39' 44" 7m,5–11m,5 – 3000Lj – Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

28 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Sternhimmel

Entdeckungen im Schlangenträger

ger der Schlange) klar ist, so hat man mit freiem Auge doch Mühe, auf Anhieb klare NGC 6633 α Umrisse zu erkennen. Die meisten Beobach- ter beschreiben den Ophiuchus als großen NGC 6572 Sternkreis. Die von ihm getragene Schlange IC 4665 tritt am ehesten im Bereich Serpens Caput (Kopf der Schlange) in Form einer Sternket- κ β te hervor. γ Der Riesenstern ζ Ophiuchi fi ndet sich im westlichen Teil des Sternbildes. Obwohl er etwa 500Lj entfernt ist und sich in dichte Nebelschleier hüllt, erscheint er uns mit ei- m M 14 ner Helligkeit von 2 ,6 als einer der hellsten ν Sterne des Sternbildes. Die riesige, durch λ ihn angeregte HII-Region Sharpless 27 oder Gum 73 wäre von der Ausdehnung her pro- M 12 M 10 blemlos mit freiem Auge erkennbar. Leider kann man ihr mattes Leuchten nur mit fotografi schen Hilfsmitteln sichtbar machen. Auch der Südteil des Sternbildes ist reich ε δ ζ mit Nebeln aller Art gesegnet. Neben dem η Refl exionsnebelfeld um ρ Ophiuchi – einem S 27 der nächstgelegenen Sternentstehungsge- ξ biete des Himmels – fi ndet sich mit dem

Pfeifennebel Pfeifennebel einer der eindrucksvollsten θ Dunkelnebel, die man mit bloßem Auge entdecken kann. Die niedrige Deklination ELLINGER

M fordert allerdings ihren Tribut und man XEL A benötigt schon eine sehr klare und dunkle Sommernacht. Bereits vom Mittelmeer- Astronomie mit bloßem Auge raum betrachtet ist der Nebel jedoch ein Genuss. Ophiuchus – der große Unbekannte Ein interessantes Detail zum Abschluss – obwohl ihr Weg auf der Ekliptik die Son- ne über einen halben Monat durch den bwohl der Schlangenträger (Ophiu- die Konturen der Nachbarsternbilder. Doch Schlangenträger führt, zählt das Sternbild Ochus) große Flächen des Sommerhim- bei genauerer Betrachtung lässt sich bereits nicht zu den klassischen 12 Tierkreiszei- mels in durchaus repräsentativer Lage be- mit bloßem Auge eine ungeahnte Vielfalt chen: eine Kuriosität, die sich mit der Ver- deckt, fi ndet er doch vergleichsweise selten von Details entdecken. änderung der Sternbildgrenzen seit der Beachtung. Zu stark scheint der Eindruck Während die generelle Einordnung durch Antike erklären lässt. der Sommermilchstraße und zu markant den mythologischen Hintergrund (der Trä- Matthias Juchert

Astronomie mit dem Fernglas Venus’ Glanz am Tag

ie alten Griechen nannten ihn Hespe- strahlen entkam, eroberte sie seit Januar achter richten gerne an sonnigen Tagen Dros, die Hebräer Kochav Ha’erev und als Abendstern das Zwielicht. Fünf Monate ihre Instrumente auf ein scheinbar leeres bei Tolkien trug Arwen diesen Beinamen: später hat sich der Abstand zur Sonne auf Himmelsareal, denn mit einer Helligkeit Abendstern. Im antiken Griechenland, wo über 40° vergrößert. Anfang Juni steht jetzt von über –4m ist der Planet gut am blau- man dem Morgen- und Abendstern unter- ein –4m,4 heller Stern in der Abenddämme- en Taghimmel zu beobachten. Auch für schiedliche Götter zuschrieb, erkannte Py- rung in einer Linie mit Kastor und Pollux, kleinere Öff nungen ist er ein wunderbares thagoras vor über 2500 Jahren vermutlich den Zwillingen. Am 9. Juni erreicht Venus Ziel; allerdings ist Fernglasbesitzern dieses als erster, dass der Morgen- und der Abend- schließlich mit einer Winkeldistanz von 45,4° Erlebnis leider nicht so einfach zugänglich. stern ein und derselbe Wandelstern sind. ihre größte östliche Elongation. Ein Fernglas hat weder GoTo-Möglichkeiten Nachdem Venus nach der unteren Kon- Doch haben Sie schon einmal die Venus noch ist es mit Teilkreisen ausgerüstet, um

junktion letzten Herbst wieder den Sonnen- am Taghimmel gesehen? Fernrohrbeob- die Himmelskoordinaten anzufahren. Doch Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 29 Sternhimmel

mit Hilfe eines besonderen Ereignisses wer- Fernglas auf die Suche gehen. Zur Plane- den Sie auch die Venus im Feldstecher ge- tenbedeckung steht der Mond fast 60° über nießen können: Nur neun Tage nachdem dem Südhorizont. Zentriert auf die schma- der hellste Wandelstern den Scheitelpunkt le Mondsichel sollte sich in einem 10×50- seiner scheinbaren Bahn um die Sonne Fernglas mit 6,5° großem Gesichtsfeld links überschritten hat, schiebt sich der junge unten ein relativ heller Stern zeigen. Ge- Mond zwischen uns und unseren inneren ben Sie aber nicht allzu schnell auf, falls es Nachbarplaneten. Am 18. Juni nachmittags Ihnen nicht gleich gelingt, den Lichtpunkt wird die Venus vom 3½ Tage alten Mond zu entdecken. überholt (siehe S. 20). Nico Schmidt

ER H IT Sobald der Mond am Vormittag im Osten O RR NE WIE zu sehen ist, können Sie bereits mit dem PETER

OdS NGC 6572

ls im Sommer des Jahres 1825 der kopische Untersuchungen zeigen signifi - Agroße deutsche Doppelsternbeobach- kante Änderungen im Spektrum des Sterns, ter Friedrich Georg Wilhelm von Struve wobei eine Periode von knapp 70 Jahren wieder einmal den 9,6"-Fraunhofer-Refrak- angedeutet ist [5]. Zudem ist es innerhalb tor der Sternwarte von Dorpat gen Him- der letzten 40 Jahre off enbar zu einem An- mel richtete, fi el ihm in der nordöstlichen stieg der Gesamthelligkeit des Nebels um Ecke des Sternbilds Ophiuchus bei 175fach- einige zehntel Magnituden gekommen, der er Vergrößerung eine winzige »planetare off enbar mit einer Zunahme der Tempera- Scheibe« auf, deren Helligkeit er auf 8m und tur des Zentralsterns korreliert ist [6, 7]. Wie dessen Größe er auf 5" schätzte. Einige Jah- bei den meisten Planetarischen Nebeln ist re später wurde das Objekt von John Her- auch im Fall von NGC 6572 die Distanz sehr schel beobachtet, der es unter der Nummer unsicher, liegt neueren Studien zufolge

2000 in seinen Katalog aufnahm [1]. J. L. E. aber etwa von 3300 Lichtjahren [8, 9]. DSS Dreyer schließlich listete das Objekt in seinen New General Catalogue von 1888 unter NGC 6572 und NGC 6633 der Bezeichnung NGC 6572. hmin hmin hmin hmin NGC 6572 ist mit einem Alter von 18 28 18 20 18 12 18 04 1300±100 Jahren [2] ein sehr junges Objekt. a Er gehört zur Klasse der bipolaren Plane- 11° 72 k 11° 71 tarischen Nebel: Aufgrund eines äquatori- NGC 6572 NGC 6633 b alen Staubrings, den der Vorgängerstern Ophiuchus l des planetarischen Nebels am Ende seines s Ophiuchus Lebens ausgestoßen hat, kann sich die h d Sternmaterie nur in Richtung der Pole un- e 72 gehindert ausbreiten, wodurch der Nebel Scutum a t eine sanduhrartige Form erhält. Zudem n 9° z 9° spielt vermutlich auch das Magnetfeld des 71 g Serpens Zentralsterns eine Rolle bei der Formge- x h bung [3]. Hochaufgelöste Bilder des Nebels zeigen ein helles Zentralgebiet, in welches ein elliptischer Ring von 5"×3" Größe ein- 2° gebettet ist. Diese zentrale Region wird im 2° Norden und im Süden von schwächeren NGC 6572 Strukturen – den beiden perspektivisch 7° 7° NGC 6633 verzerrten Halbschalen der Sanduhr – fl an- kiert, die das sichtbare Nebelgebiet auf etwa 16"×10" vergrößern. Spektrale Unter- suchungen [4] zeigen zudem die Anwesen- heit von schnellen Ausströmungen (FLIERS) entlang der Richtung der Polachse. Der 13m,6 helle und zwischen 50000K und 18h 28 min 18h 20 min 18h 12 min 60000K heiße Zentralstern besitzt ein Spek- 5° fst9,0m trum vom Typ Wolf-Rayet [5]. Über längere xqgoapnv Gx Qs GC OC As PN GN Vr 23456789

Zeiträume hinweg durchgeführte spektros- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

30 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Sternhimmel

NGC 6572 ist in puncto Ge- nente für dessen Sichtbarkeit ist OdS NGC 6633 samthelligkeit mit 8m,1 nach dem vermutlich – wie in den meisten Helixnebel NGC 7293, dem Han- ähnlich gelagerten Fällen – die telnebel M 27 und dem Saturnne- Luftunruhe: Da der innerste Teil er helle Sternhaufen NGC 6633 zählt zu den meistbe- bel NGC 7009 der vierthellste Pla- des Nebels eine Flächenhelligkeit Dsuchten Objekten jenseits des Messier-Kataloges, die netarische Nebel am Himmel und von ca. 12m/ " besitzt, sollte für der Sommerhimmel zu bieten hat. Das Objekt ist im östli- lässt damit sogar den Ringnebel eine erfolgreiche Beobachtung chen Teil des Sternbildes Ophiuchus – hart an der Grenze M 57 oder den Eskimonebel (NGC des nur knapp über 14m hellen zum Sternbild Schlange – beheimatet. Hier ragt ein Milch- 2392) hinter sich. Dass der Nebel Sterns das Seeing generell besser straßenausläufer bis zum Stern γ Ophiuchi in den ansons- im Vergleich zu diesen Objekten als 1" sein. ten sternarmen Schlangenträger hinein. Dieser Ausläufer ist trotzdem eher das Dasein eines Leichter zu erkennen ist in je- durch die Dunkelnebel des »Great Rift« relativ kontrastreich Mauerblümchens fristet, liegt an dem Fall die intensive Färbung von den weitaus helleren Sternwolken im Scutum-Bereich seiner geringen Größe, die das Er- des Objektes, die schon mit 3" separiert. kennen von Details sehr schwie- gut sichtbar ist und ihm im eng- Die erste dokumentierte Beobachtung des Sternhaufens rig macht. Zu Unrecht allerdings, lischen Sprachraum den Namen geht auf den Schweizer Astronomen de Chéseaux’ [1] zurück. ist der Nebel doch schon ein Ob- Emerald Nebula (»Smaragd-Ne- Dieser beschrieb im Rahmen seiner in den Jahren 1745 und jekt für kleinste Öff nungen und bel«) eingebracht hat. Tatsächlich 1746 erarbeiteten Liste einen kleinen Sternhaufen nahe dem selbst im 10×50-Fernglas einfach ist die wahrgenommene Farbe Schwanz der Schlange. Im Gegensatz zum heute üblichen als stellares Objekt zu sehen. Spe- von Beobachter zu Beobachter Verfahren veröff entlichte de Chéseaux seine Entdeckungen ziell mit kleinen Öff nungen kann unterschiedlich: Während man- nicht in einer wissenschaftlichen Publikation, sondern ließ es allerdings schwierig sein, den che ihn als intensiv grün beschrei- sie durch seinen Großvater – seines Zeichens Mitglied der Nebel aus dem Gewimmel von ben [12], sehen ihn andere eher Akademie der Wissenschaften in Paris – verlesen [2]. Dieser Sternen 8. und 9. Größenklasse als intensiv türkis oder blau. Ach- Methodik ist es zu verdanken, dass de Chéseauxs Beobach- herauszupicken. Abhilfe kann hier ten Sie bei der Beobachtung dar- tungen zwar nicht gänzlich in Vergessenheit gerieten, je- ein im Strahlengang platzierter auf! doch erst viele Jahrzehnte später den Status einer Erstbeob- [OIII]- oder UHC-Filter schaff en, Matthias Kronberger achtung erhielten. So wundert es nicht, dass es auch zu NGC mit dem man den Nebel aus dem 6633 eine unabhängige Wiederentdeckung gibt. Charles Feld herausblinken kann: Wäh- [1] Steinicke, W.: priv. Mitteilung Messier erwähnt den Haufen im Rahmen seines Kataloges rend die Sterne durch die Fil- [2] Sabbadin, F. et al.: The structure of nicht, Caroline Herschel – die Schwester des großen Entde- terwirkung stark abgeschwächt planetary nebulae: theory vs. practice, ckers William Herschel – fand ihn am 31.7.1783 unabhängig. erscheinen, strahlt der Nebel un- Astron. Astrophys. 451, 937 (2006) Die Distanz zu NGC 6633 wird derzeit mit 1230Lj angege- verändert hell im Gesichtsfeld. [3] Kwok, S.: The origin and evolution ben [3]. Für das Alter des Haufens fi nden sich Werte im Be- Zur Beobachtung des Nebels of planetary nebulae, Cambridge reich von 426–630 Millionen Jahren [4]. Im Fall des größeren sollte prinzipiell so hoch vergrö- University Press, Cambridge (2000) Wertes ist das Alter vergleichbar mit dem der Hyaden. Mit ßert werden, wie es das Instru- [4] Miranda, F. et al.: Detection of collima- diesem Wissen ist auch ein Blick auf das Farbenhelligkeits- ment und die äußeren Bedin- ted bipolar outfl ows in the planetary diagramm des Haufens interessant. Dieses zeigt eine aus- gungen zulassen. So lässt sich nebula NGC 6572 shaping its nebular geprägte Hauptreihe, die vor allem das Helligkeitsspektrum die nicht-stellare Form des Ob- shell, Astrophys. J. 520, 714 (1999) von etwa 9m–14m abdeckt. Erste Sterne haben sich bereits zu jektes auch schon mit 2½" Öff - [5] Hyung, S. et al.: The spectrum Roten Riesen entwickelt – von ihnen werden z.B. von Hiltner nung und Vergrößerungen von of the planetary nebula NGC et al. [5] fünf als Haufenmitglieder identifi ziert. mehr als 120× nachweisen. Mit 6572, MNRAS 269, 975 (1994) steigender Öff nung erhöht sich [6] Kostyakova, E. B.: Long-Term Photo- auch die Anzahl der sichtbaren metric and Spectral Study of Plane- Details. Ein 4"- bis 6"-Teleskop tary Nebula Variability (1968-2005), zeigt beispielsweise schon die Proc. IAU Symp. 234, 441 (2006) ovale Form der Zentralregion so- [7] Feibelman, W. A., Aller, L. H., Hyung, wie eine hellere Außenkante; zu- S.: Variability of Emission Lines in dem erscheint das Scheibchen the Planetary Nebulae IC 4997 and bei diesen Öff nungen nicht mehr NGC 6572, PASP 104, 339 (1992) scharf begrenzt, sondern mit dif- [8] Kawamure, J., Masson, C.: Dis- fusen fasrigen Ausläufern. Mit tances to planetary nebulae BD größeren Öff nungen ab 10" bis +30°3639 and NGC 6572, As- 12" off enbaren sich dann auch die trophys. J. 461, 282 (1996) schwachen Außenbereiche des [9] Phillips, J. P.: Planetary distances Nebels. Uneinigkeit herrscht über re-examined: an improved statisti- die Sichtbarkeit des Zentralsterns. cal scale, MNRAS 353, 589 (2004) Während auch erfahrene Beo- [10] Gottlieb, S.: www.ngcic.org/ bachter den Zentralstern selbst gottlieb/n6501-n7000c.txt mit 18" nicht erkennen können [11] Stoyan, R.: Deep Sky Reiseführer, [10], berichten andere von Sich- Oculum-Verlag, Erlangen (2004) tungen mit Öff nung bis hinunter [12] Coe, S.: www.saguaroastro.org/con- HST

zu 5" [11]. Entscheidende Kompo- tent/obsnotes/Ophiuchus.htm Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 31 Sternhimmel

Die galaktische Breite beträgt immerhin 8°, was jedoch durch die relative Nähe des Veränderlicher aktuell Haufens bedingt ist. Var Cas 06 – ein Wie es die Gesamthelligkeit des Stern- haufens andeutet, ist NGC 6633 bereits mit Mikrolinsen-Ereignis? bloßem Auge erkennbar. Er übertriff t in diesem Punkt sogar einige Messier-Stern- haufen und ist wesentlich einfacher frei- kihiko Tago aus Tsuyama (Okayama, schiedlichen Methoden – ausgewertet, sichtig wahrnehmbar als der benachbarte AJapan) überwacht seit über vierzig wobei die Ergebnisse zwischen 7m,7 und Sternhaufen IC 4756. Zwar mindert der Hin- Jahren den Himmel. Sein privates Über- 8m,7 streuen [4]. Meine eigene Abschät- tergrund des Milchstraßenausläufers den wachungsprogramm führte er zunächst zung ergibt einen Wert von 8m,3. Kontrast zum Sternhaufen etwas, jedoch visuell durch, dann fotografi sch, und in- Wie weit die von Tago angegebenen besitzt NGC 6633 ausreichend helle Sterne, zwischen arbeitet der 74-jährige mit einer Helligkeiten – besonders die vom Maxi- um unter mitteleuropäischem Landhimmel digitalen Spiegelrefl exkamera. Sein jahr- mum – realistisch sind, ist (bisher) nicht als kondensierter Nebelfl eck inmitten der zehntelanger Arbeitseinsatz lohnt sich, nachprüfbar, denn seine Aufnahmen sind Sternwolken zu erscheinen. denn er ist Mitentdecker von mehreren nicht online verfügbar. Seine Identifi kati- Bereits in einem 10×50-Fernglas do- Kometen und hat mehrere Novae ent- on des Objekts mit GSC 3656-1328, einem miniert der Sternhaufen das Gesichtsfeld. deckt. Als Anerkennung für seine Entde- Stern des Spektraltyps A0V–A1V in einer Über ein Dutzend Sterne sind aufgelöst und ckungen wurde ein 1993 entdeckter Aste- Entfernung von 3000 Lichtjahren, der bis- bieten einen prächtigen Anblick vor dem roid nach ihm benannt, 7830 Akihikotago her keinerlei Veränderlichkeit zeigte, stell- reichen Milchstraßenhintergrund. Auch die (1993 DC1) [1]. Am 31.10.2006 meldete er te sich aber als korrekt heraus. von vielen Beobachtern beschriebene läng- die Entdeckung eines 7m,5 hellen Sterns Als das Gros der Beobachter in der fol- liche Anordnung ist gut nachvollziehbar. in der Cassiopeia. Was im ersten Moment genden Nacht, also am 1.11.2006, den Sehr empfehlenswert ist der Vergleich mit »nur« als eine weitere Nova oder Zwerg- Stern zu verfolgen begann, war er schon dem nur 3° südöstlich befi ndlichen IC 4756, nova für den routinierten Entdecker er- wieder deutlich schwächer. Er war zwar der einen völlig anderen Charakter zeigt. schien, entpuppte sich innerhalb weniger noch mit Feldstechern leicht sichtbar, In einem kleinen Teleskop von 2"–4" Öff - Tage als ein ganz besonderer Fund. aber die Photometrie der Einzelbilder nung und niedriger Vergrößerung ist NGC Die erste Meldung wurde am 31.10.2006 zweier mehrstündiger Aufnahmeserien 6633 eines der Schaustücke der Region, von Daniel W. E. Green im Electronic Tele- zeigte eine schnelle Helligkeitsabnahme das sowohl Einsteiger als auch erfahrene gram No. 711 des Central Bureau for As- von ca. 0m,07 pro Stunde. In diesen zeitlich Beobachter begeistert. Die langgestreckte tronomical Telegrams der IAU verbreitet. hoch aufgelösten Aufnahmeserien war Form ist nun deutlich wahrnehmbar. Der Demnach hat ein Stern, den Tago mit GSC überraschenderweise kein »fl ickering« zu Haufen weist zwar keine starke Konzentra- 3656-1328 identifi ziert, innerhalb weniger sehen (Helligkeitsänderungen innerhalb tion auf, jedoch sorgt die Helligkeit der Ein- Tage einen Helligkeitsanstieg von ca 11m,5 von Sekunden oder Minuten um einige zelsterne für den entsprechenden Kontrast auf 7m,5 gezeigt [2]. Zehntel oder Hundertstel einer Größen- zum Umfeld. Die Sterne ordnen sich in drei Kaum war diese Meldung versandt, klasse), was man als Hinweis auf eine bis vier etwas verdichteten Gruppen an. konnte Keith Geary noch am 31.10.2006 Zwergnova hätte deuten können. Für eine Mit größeren Optiken gilt immer die um 20:12 UT eine Aufnahme dieses Feldes Nova war die Amplitude des Ausbruchs Grundregel, eine möglichst niedrige Ver- machen, auf der der Veränderliche deut- zu klein und der Abstieg zu plötzlich größerung zu wählen, da der Haufen zu- lich zu sehen war [3]. Dies ist übrigens die und zu steil. In den ersten noch wenig nehmend verstreut erscheint und die In- einzige öff entlich zugängliche Aufnahme, genauen Spektren zeigten sich überdies tensität des Anblicks verloren geht. Für ein die den Stern noch nahezu im Maximum keine Besonderheiten wie spektrale Ver- 8"-Teleskop sind 50× ein guter Richtwert. zeigt. Sie wurde mehrfach – mit unter- änderungen oder Änderungen in Lini- Durch die zur Verfügung stehende Licht- menge hat man aber auch die Möglichkeit, 7,0m visuelle Astrophysik zu betreiben und die Roten Riesen innerhalb des Haufens an- 8,0m hand ihrer Farbe zu identifi zieren.

t Matthias Juchert 9,0m [1] www.seds.org/messier/xtra/ngc/n6633.html (2007) [2] Stoyan, R.: Atlas der Messier-Objekte, Ocu- 10m , 0

lum-Verlag, Erlangen (2006) visuelle Helligkei [3] WEBDA: www.univie.ac.at/webda/cgi-bin/ 11m , 0 ocl_page.cgi?cluster=ngc+6633 (2007) [4] Williams, K. A., Bolte M.: A Photomet- 12m , 0 ric and Spectroscopic Search for White 25.10. 27.10. 29.10. 31.10. 2.11. 4.11. 6.11. 8.11. 10.11. Dwarfs in the Open Clusters NGC 6633 and Datum NGC 7063, Astron J. 133, 1490 (2007) [5] Hiltner, W. A. et al.: The Galactic Cluster, NGC Abb. 1: Lichtkurve von GSC 3656-1328 im visuellen Spektralbereich in den Tagen um 6633., Astrophys. J. 127, 539 (1958) das Maximum am 31.10.2006. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

32 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Sternhimmel

enpositionen. Damit waren recht schnell dieser muss in allen alle nahe liegenden Erklärungsversuche ge- Farben gleich sein. scheitert. Der Helligkeits- Bis zum 3.11.2006 kamen weitere Ergeb- abstieg des GSC- nisse hinzu, die das Objekt immer mysteri- Sterns folgt zwar öser machten: dem typischen Ver- lauf eines Mikro- z Auch eine detaillierte Spektrosko- linsen-Ereignisses, pie durch Ulisse Munari [6] fi ndet aber leider ist der keine spektralen Besonderheiten. Anstieg nicht gut z Die Auswertung von 400 Archiv-Fo- und vor allem nicht toplatten von 1964 bis 1994 durch mit genügender Sergei Antipin [7] ergibt für diesen Genauigkeit beo- Zeitraum keine Veränderlichkeit. bachtet worden. z Eine Röntgen-Beobachtung mit dem Erst allmählich fan- Satelliten-Observatorium SWIFT durch den sich noch ei- Gaudi et al. [5] fi ndet keine Röntgen- nige Zufalls-Beo- quelle an der Position des Sterns. bachtungen aus z Eine Auswertung der RXTE-Röntgen- diesem kritischen daten durch Ron Remillard [5] ergibt Zeitraum. keinerlei Hinweise auf eine (tem- Auch vorhande- poräre) Quelle im Verlauf der bis- ne Kritiker der Mi- DSS her zehnjährigen Missionsdauer. krolinsen-Interpre- Abb. 2: Farbaufnahme des Feldes, zusammengesetzt aus POSS- z Die bis zum 3.11.2006 vorliegende tation stimmen zu, Platten. Feldgröße 10'×10', Norden ist oben. GSC 3656-1328 ist der genaue Photometrie des Sterns dass die Klärung bläuliche Stern im Zentrum der Aufnahme. ergibt keine Farbänderung inner- des Phänomens halb eines Fehlers von wenigen höchste Wichtigkeit hat, denn falls es sich [1] JPL Solar System Data Base: ssd.jpl. hundertstel Größenklassen im Ver- nicht um ein solches Ereignis handelt, dann nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=7830 gleich zu früheren Messungen. hätte man eine neue Klasse von Veränder- [2] Nakano, S.: Bright Variable Star in Cassiopeia, Cen- lichen gefunden, deren Verhalten einem tral Bureau Electronic Telegrams, 711, 1 (2006) Also keine Röntgenstrahlung, kein Flicke- Mikrolinsen-Ereignis ähnelt und die Statisti- [3] Geary, K.: i56.photobucket.com/albums/g172/ ring, keine Farbänderung, keine Änderung ken dieser Ereignisse verzerren könnte. Keithg1_photos/VarCass06135mmfi eldweb.jpg des Spektrums: Ein anscheinend ganz ge- Sicherlich werden in den nächsten Mo- [4] Richmond, M., spiff .rit.edu/richmond/tass/ wöhnlicher Stern wurde einfach plötzlich naten noch Beobachtungsergebnisse das other_cas_06/other_cas_06.html heller und dann wieder schwächer. eine oder andere Detail hinzufügen. Ein [5] Gaudi, B. S. et al.: Discovery of a Very Noch am 3.11.2006 wurde durch eine pol- überzeugender Beweis für die Mikrolinsen- Bright, Nearby Gravitational Microlen- nische Astronomengruppe ein Mikrolinsen- Deutung wird aber wohl erst dann möglich sing Event, astro-ph/00703125 (20 7) Ereignis als Erklärung vorgeschlagen [8]. Bei sein, wenn sich das für das Mikrolinsen-Er- [6] Munari, U. et al.: Central Bureau Elect- einem Mikrolinsen-Ereignis zieht vom Beo- eignis verantwortliche Objekt soweit von ronic Telegrams, 718, 1 (2006) bachter aus gesehen ein Vordergrundstern GSC 3656-1328 entfernt haben wird, dass [7] Samus, N. N., Antipin, S. V.: Central Bu- so dicht an einem Hintergrundstern vorü- es vom HST oder einem der großen erdge- reau Electronic Telegrams, 718, 5 (2006) ber, dass dessen Licht wie mit einer Sam- bundenen Teleskope nachgewiesen wer- [8] Mikolajewski, M. et al., The Astronomer’s Telegram mellinse um ein Vielfaches verstärkt wird. den kann. #931, www.astronomerstelegram.org/?read=931 Die Lichtkurve eines solchen Ereignisses Béla Hassforther zeigt einen ganz besonderen Verlauf, und Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 33 Sonne

Auf Fraunhofers Spuren Sonnen-Spektroskopie für Anfänger

VON WERNER SAHM

Sie kennen Fraunhofer-Linien nur vom Hörensagen? Der Aufwand für ein Spektrometer erscheint Ihnen zu hoch? Dann sollten Sie Ihre Meinung ändern. Um Fraunhofer-Linien zu beobachten brauchen Sie nichts zu kaufen oder zu basteln. Eine CD oder eine DVD ist alles was Sie benötigen. Mit nur wenig Mehraufwand können Sie sogar hoch aufgelöste Sonnenspektren fotografi eren.

m ein Spektrum zu erzeugen, be- z Geradsichtprisma: Ein aus drei ver- handel zu beziehen. Für Amateurastro- nötigen Sie ein dispersives Ele- kitteten Prismen bestehendes Element, nomen ist es auch mit 48mm Gewinde Ument, das die Farben einer Licht- das das Spektrum in der Blickrich- zum Einschrauben in 2"-Okulare erhält- quelle räumlich trennt. Der Regenbogen tung auf die Lichtquelle erzeugt. lich. ist ein besonderes Naturschauspiel. Das z Spektralcolorfi lter 2×: Ein in der Fo- Das Geradsichtprisma und das Refl e- dispersive Element sind die Regentrop- tografi e verwendetes Eff ektfi lter. Es xionsgitter sind Restbestände aus DDR- fen, in denen das Sonnenlicht gebrochen handelt sich dabei um ein hologra- Produktionen für Schulen und heute noch und in die einzelnen Farben aufgespalten phisch hergestelltes optisches Gitter preisgünstig zu beziehen. Das Refl exions- wird. Im Labor verwendet man normaler- mit einer Gitterkonstante von 4,2μm. gitter ist ein ca. 70mm×70mm großes Git- weise Prismen oder optische Gitter. Ein z Refl exionsgitter: Ein optisches ter auf einer 100mm großen Glasscheibe, optisches Gitter kann man sich als einen Gitter von Carl Zeiss Jena mit ei- die in eine Kunststoff fassung mit Abdeck- stark verkleinerten Lattenzaun vorstellen, ner Gitterkonstante von 1,5μm, blende geklebt ist. Für die hier angege- bei dem sich durchsichtige und undurch- das in Refl exion arbeitet. benen Versuche muss man allerdings die sichtige Bereiche regelmäßig abwechseln. z CD: Ein optisches Gitter mit ei- Blende und einen Teil des Fassungsrandes Den Abstand zwischen zwei benachbar- ner Gitterkonstante von 1,6μm, entfernen, so dass das Gitter durch den ten durchsichtigen Bereichen nennt man das sowohl in Durchsicht als auch Fassungsrand nicht abgeschattet werden Gitterkonstante. in Refl exion verwendet wird. kann. Dazu sägt man mit einer Laubsä- z DVD: Ein optisches Gitter mit ei- ge etwa in der Mitte des Fassungsrandes Das dispersive Element ner Gitterkonstante von 0,74μm, rundum ca. 4mm tief auf. Mit sanft er das in Refl exion verwendet wird. Gewalt lässt sich dann der Rand mit der Für die hier beschriebenen Versuche Blende entfernen. Der vom Gitter nicht be- wurden folgende dispersive Elemente ver- Das Spektralcolorfi lter ist für alle gän- deckte Teil wird schwarz bemalt oder mit

wendet: gigen Objektivöff nungen über den Foto- einer dünnen schwarzen Folie zugeklebt. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

34 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Sonne

Abb. 1: Zwei hochaufgelöste Sonnenspektren, gewonnen mit einem Tele- Spektroskopie objektiv von 200mm Brennweite aus ca. 2m Entfernung mit einer CD als Spektroskop und einer Okularsteckhülse als Spaltersatz. Die Fraunhofer-Linien ohne Spalt zeigen das Vorhandensein bestimmter Elemente in den obersten Schichten Die Interferenz am optischen Gitter mit der der Sonne an. Gitterkonstante g wird allgemein durch

k λ = g ( sin α – sin β ) beschrieben. k ist die Ordnungsnummer, λ die Wellenlänge des Lichts, α der Einfallswinkel und β der Beugungswinkel, jeweils gegen die Normale der Gitterebene gemessen. Wir betrachten hier den streifenden Einfall mit α ≈ 90° bei einem sehr kleinen Beugungswinkel, für den dann sin β ≈ β gilt. Die obige Beziehung vereinfacht sich zu

β≈ sin α – kλ/g Umfasst eine ausgedehnte Lichtquelle den Winkelbereich Δα, hat das einen Winkelbe- reich Δβ beim Beugungswinkel zur Folge und es gilt näherungsweise:

Δβ ≈ Δα cos α Da cos α bei streifendem Einfall sehr nahe Null ist, wird Δβ wesentlich kleiner als Δα. In Richtung der Gitterlinien erfolgt keine Ver- änderung. Die Winkelausdehnung der Licht- quelle wird also in einer Richtung scheinbar Abb. 2: Eine CD kann als Sonnenspektroskop verwendet werden. Dazu wesentlich verkleinert. muss die Deckschicht auf der bedruckbaren Seite der CD in einem Ausschnitt Nehmen wir als Beispiel die Sonne mit entfernt werden. Δα=0,5° bei einem Einfallswinkel von α=89°. Das Sonnenbild hat bei Verwendung eines 400mm-Objektivs einen Durchmesser von etwa 4mm. Mit Gitter wird das Bild zu einer Ellipse mit nur noch 0,07mm Breite zusammen gequetscht. Das Bild der Sonne ist jetzt faden- förmig geworden und damit können Fraunho- fer-Linien beobachtet werden ohne einen extra Spalt zu benutzen. Für ein Gitter mit g=1,6μm beobachtet man unter obigen Bedingungen grünes Licht in der 3. Ordnung. Aber auch für Beugungswinkel, die deutlich von β=0 abwei- Abb. 3: Eine Energiesparlampe zeigt im CD-Spektroskop die einzelnen Ab- chen, ändern sich die Verhältnisse kaum.

bilder in den jeweiligen Emissionslinien. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 35 Sonne

Abb. 4: Prinzip der Fotografi e des Sonnenspektrums mit einer CD in Trans- mission, mit dem damit gewonnenen Sonnenspektrum.

Die Spur einer CD wirkt wie ein Gitter, be her, bei der Sie auf der spie- allerdings mit gekrümmten durchsich- gelnden Seite alles bis auf einen tigen und nicht durchsichtigen Bereichen. kleinen Fleck schwärzen. Für unsere Zwecke sind billige bedruckbare Noname-CDs gerade richtig. Aus Erste Versuche mit der CD ihnen kann man nämlich problemlos ein als Transmissionsgitter Gitter in Durchsicht, ein Transmissions- gitter, herstellen, das für Ungeübte nach Halten Sie sich die als Trans- dem Geradsichtprisma die beste Wahl missionsgitter präparierte CD eines dispersiven Elements ist. Direkt un- direkt vor das Auge und be- ter der bedruckbaren Seite der CD befi n- trachten Sie damit eine Energie- det sich die Gitterrille, bedeckt mit einer Sparlampe. Sie werden ein Bild Abb. 5: Prinzip der Fotografi e des Sonnen- Schicht aus refl ektierendem Aluminium. ähnlich der Abb. 3 sehen. In spektrums mit einem Gitter in Refl exion, mit zwei Diese Schicht kann einfach entfernt wer- der Mitte erkennen Sie das Bild Ausschnitten von auf diese Weise gewonnenen den. Ritzen Sie mit einem spitzen Messer der Lampe und links und rechts Spektren. einen Kreis in die bedruckbare Seite und davon je ein Spektrum, das aus heben Sie die Schicht mit dem Messer ab. farbigen Bildern der Lampe besteht. Ma- Ordnung überlappen sich die Spektren, so Die Aluminiumschicht lässt sich dann chen Sie das mit dem Spektralcolorfi lter, dass normalerweise nur in der 1. Ordnung wie eine Folie abziehen. Günstig ist es, dann sehen Sie links und rechts je min- beobachtet wird. Da die Energie-Sparlam- die restliche Scheibenfl äche zu schwär- destens fünf immer schwächer werdende pe eine Quecksilberdampfl ampe ist, seh- zen (vorher mattschwarzen Lack aus der Spektren. Wie viele Spektren man sehen en Sie hier das Emissionsspektrum des Sprühdose aufsprühen). Stellen Sie sich kann, hängt von der Gitterkonstante und Quecksilberdampfes. Jedes Element hat in für Refl exionsversuche eine weitere Schei- auch der Furchengeometrie ab. Während gasförmiger Form sein eigenes spezielles ein Prisma immer nur ein Spektrum lie- spektrales Muster, gewissermaßen sein Surftipps fert, erhält man mit Gittern immer meh- Fingerabdruck, an dem es erkannt werden Unterrichtsmittel aus DDR- rere Spektren. Man zählt die Spektren von kann. Auch im refl ektierten Licht der CD Lagerbeständen: www.malilux.de der Mitte aus und spricht vom Spektrum können Sie die Spektren sehen, allerdings 1. Ordnung, 2. Ordnung usw. Ab der 2. erfordert das etwas mehr Übung.

Abb. 6: Die Verwendung eines Refl exionsgitters ist mit Teleobjektiven (links) und Teleskopen (rechts) möglich. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

36 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Sonne

Ein Spaltersatz Es geht noch einfacher

Wenn Sie das Licht einer Glüh- In der Einleitung zu diesem Ar- lampe durch eine Schicht gasför- tikel steht, dass Sie nur mit einer migen Quecksilbers hindurch schi- CD alleine, also auch ohne Spalt cken würden, würde das Quecksilber oder Spaltersatz, die Fraunhofer-Li- genau die Farben absorbieren die Sie nien beobachten können. Auch das im Spektrum gesehen haben. Die hat einen simplen Hintergrund. Man Folge wäre ein Spektrum, in dem muss dazu das Licht der Lichtquel- bestimmte Farben fehlen, ein so ge- le fast streifend auf die Gitterfl äche nanntes Absorptionsspektrum. Das einfallen lassen und ungefähr senk- Spektrum der Sonne ist ein solches recht auf die Gitterfl äche schauend Absorptionsspektrum, weil alle in das Spektrum betrachten. Die Licht- der Photosphäre vorhandenen Stoff e quelle wird dadurch optisch zusam- Licht gemäß ihrem Fingerabdruck mengepresst, so dass man wieder aus dem Licht des darunter liegenden eine linienförmige Lichtquelle hat. Plasmas absorbieren. Im Kasten fi nden Sie die dazu nöti- Damit die Lichtquellenbilder gut gen Hintergrundinformationen. Abb. voneinander getrennt erscheinen, 4 zeigt die Anordnung und einen muss man eine schmale Lichtquelle Ausschnitt aus einer Fotografi e mit verwenden. Praktisch benutzt man der präparierten CD direkt vor dem einen Spalt und beleuchtet diesen mit Objektiv. Da das Spektrum relativ dem Licht der Lichtquelle. Das be- lichtschwach ist, ist ein dunkler Hin- deutet in der Praxis einen nicht uner- tergrund unerlässlich und die Ka- heblichen Aufwand und ist für einen mera muss auf einem Stativ befestigt schnellen Blick auf das Sonnenspekt- werden. Am günstigsten ist eine lau- rum zu aufwändig. Im Falle der Son- fende Montierung, dann muss man ne hat man dann ein Spektrum, das nicht immer wieder die Ausrichtung von lauter dunklen Linien, den Ab- der Kamera korrigieren. Während sorptionslinien, durchzogen ist. Diese das Beobachten mit dem Auge auch Linien sind die Fraunhofer-Linien. für den Ungeübten relativ einfach ist, Wenn es gelänge, die Sonne zu bedarf es doch etwas Übung um mit einem schmalen Bild zu machen, der auf der Montierung befestigten bräuchten wir nur dieses Bild mit un- Kamera die richtige Einstellung zu serer CD zu betrachten und könnten fi nden. Übrigens funktioniert das dann die Fraunhofer-Linien sehen. Prinzip des streifenden Einfalls auch Die Lösung des Problems ist sehr mit einem normalen Prisma. simpel. Auf jedem zylinderförmigen glänzenden Gegenstand sieht man Hoch aufgelöste Spektren einen linienförmigen Refl ex. Genau mit dem Refl exionsgitter diesen Refl ex kann man als Spalter- ohne Spalt satz verwenden. Gut geeignet ist eine unzerkratzte Okularsteckhülse. Eine Für höhere Ansprüche darf man 2"-Steckhülse verkleinert die Sonne keine CD, sondern muss z. B. das in einer Richtung auf ein Bild von eingangs genannte Refl exionsgitter 0,1mm Breite. Das genügt völlig um verwenden. Das Prinzip ist natürlich die Fraunhofer-Linien zu sehen. dasselbe, nur dass jetzt in Refl exion Dazu legen Sie die Steckhülse auf und nicht in Durchsicht beobachtet eine ebene Unterlage und stellen sich wird. Bitte beachten Sie unbedingt, so mit dem Rücken zur Sonne, dass dass kein direktes Sonnenlicht in Sie den Refl ex möglichst hell sehen. Ihr Auge kommt. Abb. 5 zeigt die Ein Blick durch die CD (Gitterstri- Anordnung mit zwei Beispielen für che parallel zum Refl ex) eröff net Ih- Ausschnitte aus den aufgenommenen nen die Welt der Fraunhofer-Linien. Spektren. Abb. 6 zeigt die verwende- Allerdings sollten Sie darauf achten Geräte. Ein komplettes Sonnen- ten, dass der Hintergrund möglichst spektrum kann man so allerdings dunkel ist. Zum Fotografi eren ist nicht erhalten, da es Überlagerungen das Geradsichtprisma oder das Spek- der Ordnungen gibt. Mit passenden tralcolorfi lter geeigneter. Die Belich- Farbfi ltern kann man sich aber jeden tungszeiten liegen zwischen 1/50s– Ausschnitt wählen. 1/200s, so dass man auch ohne Stativ

fotografi eren kann. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 37 Mond Luna extrascharf

Hochaufgelöste Mondfotografi e mit einem Dobson

VON ROLF ARCAN

Lange Brennweite und schwere Montierung – das sind die Anforderungen, die man gewöhnlich an das Instru- mentarium für hochaufl ösende Mondaufnahmen stellt. Die große Optik eines 16"-Newton lässt sich jedoch auch in Dobson-Bauweise bei stattlichen Äquivalentbrennwei- ten bis 18m verwenden. Mit einer selbstgebauten Nach- führplattform und viel Geduld gelingen eindrucksvolle Mondportraits, die keinen Vergleich mit der Spitzenklasse zu scheuen brauchen. Abb. 1: Hochaufl ösende Mondfotogra- fi e mit einem Dobson-Teleskop? Mond- fotograf Rolf Arcan setzt voll auf die Öff nung ondaufnahmen bei bis zu 18m toren korrigiert werden, die mit 12V Span- von 400mm. Das Bild zeigt die Landschaft Brennweite erfordern eine sehr nung betrieben werden. In Deklination am Rand der Mondalpen mit dem Krater Mgenaue Nachführung. Der Bild- sind kleinere Korrekturen über eine Stan- Plato und dem Mons Piton. ausschnitt einer Webcam mit ca. 4mm genkonstruktion möglich. Die Feinbewe- Chipgröße ist bei einer solch großen Äqui- gung geschieht manuell über einen ehe- ger. Die Kamera nimmt im RAW-Format valentbrennweite geringer als 1'. Gleichzei- maligen Okularauszug, der an der Stange auf und die Bilder sind völlig unkompri- tig liegt die mögliche fotografi sche Aufl ö- angebracht ist (Abb. 4). miert. Wie bei Webcams üblich wird die sung bei einem 640×480-Pixel-Chip im Die Genauigkeit der Nachführung Scharfstellung am Computerbildschirm Bereich von weniger als 0,1". Während reicht aus, damit das Bild etwa eine Minu- kontrolliert. einer Zeit von einigen Minuten, die für te zentriert bleibt. Darüber hinaus muss Durch das relativ große Lichtsammel- die Gewinnung einer ausreichenden Zahl korrigiert werden, da die Plattform nie ge- vermögen größerer Optiken braucht man an Rohbildern benötigt wird, muss die nau eingenordet ist, was mittels der Nach- die Gain-Einstellungen nicht zu sehr zu Nachführqualität also höchsten Ansprü- führbox elektrisch geschieht. strapazieren, was auch der Bildbearbei- chen genügen. tung zugute kommt. Auch benötigt man Aufnahmetechnik wesentlich weniger gute Rohbilder, um Die Nachführplattform Bei einer Primärbrennweite Eine Nachführplattform nach dem von 1800mm bedarf es einer Prinzip von Poncet ermöglicht es, auch stark vergrößernden Barlowlin- als azimutale Dobson-Teleskope montierte se zur Erlangung der gewünsch- Newtons für eine ausreichend lange Zeit ten Äquivalentbrennweite. Der nachzuführen (siehe Kasten). Flatfi eldkorrektor von Baader Die Plattform ist aus Aluminium kons- mithilfe von drei bis fünf Ver- truiert. Ihre Südachse ruht auf einem längerungshülsen leistet hier Punkt, der aus einer Stahlkugel besteht. ausgezeichnete Dienste und Der Antrieb erfolgt über ein Reibrad aus bringt die Aufnahmebrennwei- Aluminium, das auf einem Halbkreis aus te auf 12m bis 18m. Als Kamera Aluminium läuft , der einen gedachten ist eine Philips Toucam Pro 2 Durchmesser von einem Meter hat. Die- im Einsatz mit modifi ziertem ser großzügige Durchmesser erlaubt einen Schwarz-Weiß-Chip, der den recht genauen und zitterfreien Stunden- originalen Farbchip ersetzt. Da- Abb. 2: Der Autor mit dem selbst gebauten 16"-f/4,5- achsenantrieb (Abb. 3). Die Stundenachse mit ist die Bildempfi ndlichkeit Newton-Teleskop.

kann elektrisch über kleine Schrittmo- höher und das Rauschen gerin- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

38 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Mond sehr hohe Gain-Einstellungen zu kompen- sieren. In der Regel reichen beim Mond Prinzip einer Poncet-Nachführplattform 600 bis 900 Bilder pro avi-Datei, von denen die verwendete Soft ware Registax (bei 90% Im Januar 1977 stellte Adrien H im Poncet seinen »equatorial ta- m Auswahl!) in der Regel ein Drittel bis die el sp Hälft e für gut befi ndet. In einer sehr guten ble« in Sky &Telescope vor, und ol Nacht können auch zwei Drittel der Bilder seitdem haben viele Amateur- eines Filmes verwendet werden. Je nach astronomen diese Montierung Mondphase werden zwischen 10% und nachgebaut und modifi ziert. 30% gain unter Verwendung von IR-Fil- Der Vorteil dieser Montierung tern benutzt, um das Seeing zu verbessern. ist ihre praktisch horizontale Feinste Strukturen können zwar durch die Plattform, auf der meist Dob- Filterung verloren gehen, die Verwendung son-Teleskope montiert werden, aber auch ganze Sternwarten dieser Filter ist dennoch hilfreich, um das Schwerpunkt des im infraroten Spektralbereich wesentlich mitsamt Beobachter(n) fi nden gesamtenTeleskops bei entsprechender Auslegung geringere Seeing auszunutzen. Dobsonmontierung Die Bildbearbeitung erfolgt mit dem darauf Platz. Im Gegensatz zu Programm Registax, das für meine Be- einer azimutalen Montierung

e it griff e völlig ausreichend ist, um Mond- kann jedoch der Bewegung re B e h c fi lme zu bearbeiten. Das Programm sucht der Sterne für gut eine Stunde Grundplatte is h p a r g Südlager nicht nur die guten Einzelbilder für das nachgeführt werden. Nordlager o e Das Konstruktionsprinzip ei- g Komposit aus, sondern erstellt auch eine Bodenplatte erste Welle von Wavelets. Danach werden ner Nachführplattform ist recht für das addierte Bild noch Kontrast und einfach: Sie besteht aus einer Helligkeit mit Photoshop angepasst. Eine Bodenplatte und einem darauf Prinzip einer Poncet-Nachführplattform. Die manuelle Auswahl der Einzelbilder ist äu- montierten Tisch, der drehbar Drehachse des Tisches im Süden ist auf den Him- ßerst mühsam, lohnt sich jedoch manch- gelagert ist. Das südliche La- melspol ausgerichtet und gewährleistet die kor- mal, um noch letzte Feinheiten heraus- ger übernimmt die Funktion rekte Nachführung. Auf der Nordseite läuft der zuholen. der Drehachse des Tisches, die Tisch auf schräg gestellten Rollen. wie bei einer parallaktischen Ergebnisse Montierung auf den Himmelspol ausgerichtet ist. Auf der Nordseite wird ein Kreis- segment senkrecht zur Drehachse an der Unterseite des Tisches montiert, das auf Exzellente Mondfotos gelingen nur un- schräg gestellte Rollen auf der Bodenplatte aufl iegt. Der Tisch wird über einen Tan- ter exzellenten Bedingungen. Dies bedeu- gentialarm oder direkt mit einer Rate von 15° pro Stunde um die Polachse gedreht, tet, dass der Mond in seiner höchsten Stel- wodurch eine etwa einstündige Nachführung des Teleskops gewährleistet ist. Nach lung, also einmal im Monat, fotografi ert Ablauf der Zeit wird die Plattform wieder in ihre Ausgangsstellung gebracht. werden muss. Die besten Bedingungen sind in der Regel in der zweiten Nacht- hälft e bis früh am Morgen zu erwarten, Momente abwarten, in denen die Luft un- von 20 bis 30 Minuten wird die Seeingprü- wenn die Luft massenbewegungen etwas ruhe gering ist. Konkret bedeutet das, dass fung gegebenenfalls wiederholt. Geduld geringer werden. Große Brennweiten, wie man gegen ein bis zwei Uhr in der Nacht und Ausdauer werden jedoch belohnt, wie sie bei der hochaufl ösenden Fotografi e des aufsteht (das Instrument wird schon am die Abbildungen zeigen. Mondes üblich sind, sind äußerst seeing- Abend vorher aufgebaut) und im Okular anfällig. Man muss Geduld haben und die prüft , wie das Seeing ist. In einem Intervall

Abb. 3: Die Nachführplattform nach dem Prinzip von Poncet Abb. 4: Die Feinkorrektur in Deklination erfolgt manuell über liefert eine grobe Nachführung für etwa eine halbe Stunde. Zur diese Stangenkonstruktion, die über einen ausrangierten Okular-

Korrektur steht eine elektrische Steuerung zur Verfügung. auszug mit dem oberen Tubusende verbunden ist. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 39 Mond

a d

Abb. 5: Hochaufgelöste Mondfotos der Extraklasse mit 16" Öff nung und 12m bis 18m Äquivalentbrennweite. a) Das Alpental mit der feinen Alpentalrille, b) Die Wallebene Ptolemäus mit zahlreichen feinen Kleinstkratern, c) Der Krater Clavius mit Umgebung, d) Die Wallebene Plato zeigt mehr als ein Dutzend Kleinstkrater auf ihrem Boden, e) Der Krater Alphonsus mit feinen Rillen auf dem Kra- terboden, f) Die Hyginus-Rille

Surftipps

Homepage des Autors: astrosurf.com/astroarcan Registax: registax.astronomy.net Poncet Nachführplattformen: www.otterstedt.de/wiki/index. c php/Poncet_Montierung Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

40 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 41 Deep-Sky Die Galaxien des Halton C. Arp Teil 1: Wechselwirkende Galaxien am Frühlingshimmel

VON MICHAEL KÖNIG

Halton C. Arp beschrieb selbst in schöner Art die Fragestellung hinter seinem Projekt, einen Atlas von pekuliären, d.h. von dem »normalen« Erscheinungs- bild abweichenden Galaxien, zusammenzustellen: »Vierzig Jahre nach der Entdeckung, dass es sich bei Galaxien um unabhängige stellare Systeme handelt, stehen wir noch immer vor dem Geheimnis wie die Galaxien ihre Formen beibehalten und welche Kräf- te für die Ausgestaltung ihrer Erscheinungsformen verantwortlich sind. Was verursacht die charakte- ristische Form der Spiralgalaxien? Wie hängen elliptische Galaxien mit Spiralen zusammen? Wie werden Galaxien gebildet und wie entwickeln sie sich?« Der I/AURA) Katalog sollte anderen Wissenschaftlern als Grund- C (STS EAM

lage dienen, diese Fragestellungen zu untersuchen. T

Er ist jedoch auch für Astrofotografen eine reiche ERITAGE H

Fundgrube für Bildmotive. Einige Objekte aus die- UBBLE

sem Katalog sollen hier in Wort und Bild vorgestellt NASA, H werden. Abb. 1: Halton Arps Liste pekuliärer, also nicht normal geform- ter Galaxien, enthält 338 Galaxien und Galaxiengruppen. NGC 3310 in Ursa Maior ist ein Beispiel für eine verformte Spiralgalaxie, entstanden möglicherweise aus der Verschmelzung zweier Galaxien. Komposit aus zwei Aufnahmen des Hubble Space Telescope vom ehr als vier Jahre fotografi erte H. C. Arp mit dem März 1997 und September 2000. 200"-Teleskop auf dem Mount Palomar ungewöhn- Mliche Galaxien, die er den Listen von Zwicky, Voront- sov-Velyaminov sowie weiteren unveröff entlichten Quellen 18,0m entnahm. Einige Objekte fand er auch in der Plattensamm-

lung des Mount Wilson und Mount Palomar Observatoriums. 16,0m In der Zusammenstellung von Halton C. Arp fi nden sich insgesamt 338 Objekte in sechs Hauptgruppen: Spiralgalaxien 14,0m (Arp 1–36), Spiralgalaxien mit Begleiter am Arm (Arp 37–101), elliptische und elliptisch-artige Galaxien (Arp 102–145), all- 12,0m gemeine Galaxien (Arp 146–268), Galaxien mit Gruppencha-

Scheinbare Helligkeit rakter (Arp 269–332) und verschiedenartige Galaxien (Arp m 333–338). Zusätzlich führte er weitere 39 Untergruppen ein, 10,0 die die Art der Störung wie Jets, Ringe, gespaltene Spiralarme, m die Begleiter und ihre möglichen Störungen, sowie die Anord- 8,0 nung in Gruppen oder in Ketten beschreiben, um nur einige 0' 5' 10' 15' wenige zu nennen [1]. Für die damalige Zeit war die Zusam- Größe menstellung von Arp und damit der Verweis auf die Rolle von Wechselwirkungen bei der dynamischen Interpretation der Abb. 2: Korrelation der Durchmesser und der Helligkeit für Erscheinungsformen von Galaxien und Galaxiengruppen eine alle Arp-Galaxien. Die Mehrzahl der Objekte ist sehr klein und

bahnbrechende Leistung. schwach. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

42 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Deep-Sky

+90°

+60°

+30°

0°

Deklination JPG . Ekliptik

-30° WHEREARP / ARPGALAXY / COM . AOL -60° . MEMBERS , EB

24h 20h 16h 12h 8h 4h 0h W ENNIS

Rektaszension D NACH Abb. 3: Die Verteilung der Arp-Galaxien am Himmel.

Halton Arp, vom Autor nach seiner schiebung aller Wechselwirkungspartner Es fi nden sich mehrere Quellen im In- Einschätzung bzgl. der Wirkung seiner dieser hochinteressanten Arp-Objekte ternet, die die 338 Objekte des Arp-Ka- damaligen Arbeiten auf die heutige As- werden hier in den nächsten Jahren aber taloges aufl isten, jedoch soll hier insbe- trophysik gefragt, sagte, dass es ihn über- Licht ins Dunkel der wirkenden Astrophy- sondere auf die originale Liste [2] sowie rascht habe, wie viele Astronomen sich mit sik bringen. eine mit viel Mühe und Sorgfalt erstellte Galaxien zu beschäft igen begannen, die fotografi sche Auswahl der schönsten Arp- als Merger oder mit Gezeitenschweifen Die Galaxien Galaxien [3] hingewiesen werden. beobachtet werden konnten. Zuerst dach- te er, dass diese Strukturen, wie »jets« und Die erste Eigenheit, die man bei der Be- Die Aufnahmetechnik »ejections«, den Hinweis für die Wech- trachtung des Arp-Kataloges feststellt, ist selwirkung darstellen, erst später zeigte der Umstand, dass 75% aller Arp-Gala- Die in diesem und im Folgeartikel ge- es sich, wie viele Arp-Objekte mit nah- xien einen Durchmesser von weniger als zeigten und beschriebenen Arp-Galaxien en Radioquellen und Quasaren assoziiert 2' aufweisen. In Abb. 2 erkennt man ne- sind willkürlich ausgewählt. Anhalts- sind. Als ein Beispiel nannte Halton Arp ben der Häufung bei kleinen Durchmes- punkte waren deren Erwähnung in inter- NGC 6217, in deren Umgebung mehrere sern auch den erwarteten logarithmischen essanten Artikeln über Th emen im Umfeld Röntgenquellen identifi ziert wurden. In Zusammenhang zwischen der Flächen- wechselwirkender Galaxien oder aber die der Regel haben diese »assoziierten« ak- leuchtkraft und dem Winkeldurchmes- morphologische Auff älligkeit auf bereits tiven Galaxien meist eine viel höhere Rot- ser, der bei zunehmender Entfernung ab- vorhandenem Bildmaterial [3, 5]. Im ers- verschiebung und werden daher als Ob- nimmt. Dies zeigt den hohen Anteil von ten Artikel sind Galaxien im Rektaszenzi- jekte betrachtet, die sich weit entfernt im Spiraltypen im Arp-Katalog, da diese im onsbereich von 10h bis 20h enthalten, leider Hintergrund befi nden und nichts mit der Mittel eine Standardgröße von 100000Lj– fehlen Arp-Objekte mit südlicher Dekli- Galaxie zu tun haben. Die Interpretation 130000Lj besitzen. nation aufgrund der örtlichen Einschrän- von Halton Arp basiert nun darauf, dass Die Arp-Galaxien haben eine mittlere kung auf Beobachtungsplätze in Berlin die gemessenen hohen Rotverschiebungs- Helligkeit von 13m,8, wobei NGC 5128 im bzw. im Odenwald. werte dieser Objekte nicht kosmologisch Sternbild Centaurus mit 6m,6 die hellste Aufgrund der Kleinheit der typischen zu interpretieren sind, sondern sich durch und mit 27,6'×20,5' nach M 101 auch die Arp-Motive empfi ehlt sich der Einsatz hohe lokale Geschwindigkeiten aufgrund größte Galaxie ist. UGC 01840 in der An- von längeren Brennweiten im Bereich von eines Ausstoßes aus der nahe liegenden dromeda und Arp 196 in Coma Berenices 1500mm und mehr. Für mein schon seit Galaxie erklären lassen. Die meisten As- mit 18m,8 sind die schwächsten Einträge. über drei Jahren laufendes Arp-Projekt be- tronomen stehen diesem Ansatz skeptisch Neben M 101 haben zehn weitere Messier- nutzte ich einen 14"-Hypergraphen (Auf- gegenüber, müsste sich in diesem Fall doch Objekte Eingang in den Katalog gefunden, nahmen von Arp 94, 280, 293) und eine 11"- aufgrund von Implus- und Energieerhal- darunter M 32, M 51, M 77 und M 82. Ihre Schmidt-Cassegrain-Optik (alle weiteren tungssätzen eine veränderte Morphologie Verteilung am Himmel in Abb. 3 erscheint Motive). Dabei kommt eine ST10-XME der im Zentrum des Ausgangspunktes gleichmäßig, ausgespart fi nden sich er- CCD-Kamera für die Schwarz-Weiß-Mo- stehenden Galaxie zeigen. Weitergehende, wartungsgemäß nur die niederen galak- tive und eine SXV-H9 für die LRGB-Kom-

detaillierte Untersuchungen der Rotver- tischen Breiten. posite zum Einsatz. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 43 Deep-Sky

Arp 94, NGC 3227 Arp 217, NGC 3310

Arp 205, NGC 3448 Arp 27, NGC 3631

Portraits einzelner Galaxien Mit einem B–V-Farbindex von +0,32 ist zwei Stoßpartner handelt. Als projizierten diese Galaxie eine der blauesten Spiralga- Abstand errechnet man 100000Lj, ebenso Arp 94, NGC 3227 laxien. Ebenso zeigt NGC 3310 viele Ge- passt auch die Lage und Geschwindigkeit Die Aufnahme zeigt das wechselwir- biete mit jungen heißen Sternen und wird der Gezeitenschweife zur Modellvorstel- kende Galaxienpaar NGC 3227 und NGC daher als »Starburst-Galaxie« klassifi ziert, lung eines 200 Mio. Jahre zurückliegenden, 3226. Für die Wissenschaft interessant ist wobei diese Regionen eine typische Größe nicht zentralen Zusammenstoßes. insbesondere die wenig auff ällige ellip- von 400–500 O-Sternen besitzen. Zusam- tische Zwerggalaxie NGC 3226, die vom men mit ihrer auff älligen Infrarotleucht- Arp 27, NGC 3631 Röntgensatelliten XMM-Newton beo- kraft ähnelt NGC 3310 der Galaxie M 82, Bei NGC 3631 handelt es sich um eine bachtet wurde [9]. Mit den abgeleite ten dem »Starburstprototypen«. Im UV-Be- »face-on«, also frontal beobachtete Spiral- Modellgrößen, u.a. einer Zentralmasse reich erkennt man neben dem Kern auch galaxie vom Typ SA(s)c, die eine schöne von 1,7–50·107 Sonnenmassen, kann man helle Knoten und einen Jet, der in die äu- Möglichkeit für die Untersuchung ihrer schließen, dass sich NGC 3226 in einem ßeren Bereiche bis zum Bogen reicht. Spiralarme bietet. Man erkennt gerade so genannten »sub-Eddington« Zustand Strukturen in den Spiralarmen, die auch befi ndet, der auf eine »ineffi ziente« Akkre- Arp 205, NGC 3448 »Vorontsov-Velyaminov Reihen« genannt tion und einen langsamen Akkretionsfl uss Die irreguläre Galaxie NGC 3448 ist werden. Dabei weisen die Reihen eines Ar- hinweist. Der verzögerte Zufl uss von Ma- das hellere Mitglied in diesem wechselwir- mes, wie auch die Reihen relativ zu denen terie bewirkt hier eine gedrosselte Leucht- kenden Galaxienpaar zusammen mit der anderer Spiralarme immer Winkel von kraft des aktiven Kerns. Zwerggalaxie UGC 6016. Man beobachtet Vielfachen von 60° auf. Ebenso stellt man einen vom Partner wegweisenden Gezei- fest, dass die Länge der Reihen mit ihrem Arp 217, NGC 3310 tenschweif aus Gas- und Staub, der wäh- Zentrumsabstand zunimmt. Die pekuliäre Spiralgalaxie NGC 3310 rend des Zusammenstoßes entstand und Bei statistischen Analysen heller Spiral- zeigt in ihrem Inneren eine SAB-Morpho- aus Gründen der Impulserhaltung dem galaxien fi ndet man heraus, dass 6%–8% logie und eine bogenartige äußere Struk- leichteren Partner entgegengesetzt ist. aller gut entwickelten Spiraltypen derar- tur, die vermutlich als Ergebnis aus der Laut der Arpschen Klassifi zierung zählt tige Reihen zeigen, wobei die meisten da- Verschmelzung mit einer kleinen Galaxie Arp 205 zu den »galaxies with material von gasreiche Sbc–Scd Typen sind. Zwar ist. Hierfür spricht auch die Beobachtung ejected from nuclei«. Aus der Beobachtung gibt es bei dieser Gruppe auch einen gro- einer örtlichen Versetzung vom dyna- von Sternentstehungsgebieten in beiden ßen Teil wechselwirkender Galaxien, je- mischen und stellaren Mittelpunkt der Mitgliedern des Paares, wie auch aus den doch lässt sich das Auft reten von Reihen Galaxienmasse. etwa gleich großen Rotverschiebungen, nicht als eine Wechselwirkungsfolge be-

kann man heute schließen, dass es sich um schreiben. Es wird vielmehr in den letzten Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

44 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Deep-Sky

Arp 214, NGC 3718 Arp 280, NGC 3769

Arp 18, NGC 4088 Arp 120, NGC 4435/4438

Jahren die Meinung vertreten, dass diese HCN-Emissionslinien wurde eine dünne fi ndet man die »baryonic Tully-Fisher re- Strukturen durch hydrodynamische Ef- und stark deformierte Scheibe mit mole- lation« (BTF). fekte entstehen, die in »normalen« Spiral- kularem Gas beobachtet, in deren Zen- NGC 3769 gehört zu einer Gruppe von typen auft reten können. trum der aktive galaktische Kern (AGN, 60 Galaxien, der auch prominente S-Ty- »active galactic nuclei«) liegt. pen wie M 33 oder NGC 7331 angehören, Arp 214, NGC 3718 Die Lage der Scheibe aus molekularem für die die BTF untersucht wurde. Für die Bei der mit einer Entfernung von nur Gas entspricht der des optisch sichtbaren BTF ergibt sich, dass die Galaxienmasse 49 Mio. Lj uns sehr nahe liegenden SB(s) Staubbandes. Im Innenbereich kann proportional zur vierten Potenz der Rota- Galaxie handelt es sich um eine aktive man die Scheibe bis auf die innersten 20" tionsgeschwindigkeit ist. Die Rotationsge- Galaxie, klassifziert als Seyfert 1-Typ und nachweisen, was etwa einem Radius von schwindigkeiten liegen zwischen 50km/s als LINER. Bei radioastronomischen Beo- 16000Lj entspricht und zum Standardmo- und 300km/s, die Massen variieren über bachtungen im Millimeterbereich der CO/ dell aktiver Galaxien passt, wonach in die- fünf Größenordnungen. NGC 3769 liegt ser Größenordnung auch der Staubtorus im Mittelfeld dieses Samples und hat 1,7 Literaturtipp beginnt, der die innere Akkretionsscheibe Mal mehr Masse als M 33, aber nur 1/13 und das zentrale supermassive schwarze der Masse von NGC 7331. The Arp Atlas of Peculiar Ga- Loch beheimatet. laxies, Jeff Kanipe und Dennis Arp 18, NGC 4088 Webb, Willmann-Bell Arp 280, NGC 3769 Mit einer Größe von 5,8'×2,2' han- gibt für alle Seit 1977 wird die Tully-Fisher-Relati- delt es sich bei NGC 4088 um eine der 338 Arp-Ga- on benutzt, um aus der 21cm-Radiolini- »großen« Arp-Galaxien. Man erkennt bei laxien Daten, enbreite auf die Leuchtkraft von Galaxien dieser nur etwa 40 Mio. Lichtjahre ent- Aufsuchkar- schließen zu können. Es handelt sich da- fernten SAB(rs)-Galaxie eine auff allende ten, Fotos bei um eine empirische Relation, die nicht Asymmetrie. Bei spektroskopischen Un- und visuelle nur Leuchtkraft und Linienbreite, sondern tersuchungen wurde festgestellt, dass die Beobachtung- auch die Rotationsgeschwindigkeit und gemessene Rotation im oberen, nordöst- en – ein un- verzichtbarerv die Gesamtmasse der Galaxie in Verbin- lichen Bereich der galaktischen Ebene um BegleiterB für ei- dung bringt. Damit stellt diese Relation 100km/s unter dem Wert des gegenüberlie- geneg Beobach- ein mächtiges Instrument der extragalak- genden, südwestlichen Scheibengases liegt. tungentu tischen Entfernungsmessung dar. Korre- Diese Geschwindigkeitsdiff erenz führt zu liert man die Summe der stellaren Masse einer Verformung der Hauptebene der ga-

und der Gasmasse mit der Linienbreite, so laktischen Scheibe [7]. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 45 Deep-Sky

Interpretiert man die gemessenen Rotationsgeschwindigkeits- diff erenzen in Bezug auf die beteiligte dynamische Masse, so ist die nördöstliche Region »schwerer« als die südwestliche Schei- benregion. Eine mögliche Ursache wäre eine Wechselwirkung mit der Galaxie NGC 4085, die zwar nicht mehr auf dem Bildaus- schnitt zu erkennen ist, jedoch die nahezu gleiche Rotverschie- bung aufweist und in 100000Lj Entfernung liegt. Die schwerere Scheibenregion von NGC 4088 wäre dann der Ansatz eines sich ausprägenden Gezeitenschweifes, der diametral zum Wechsel- wirkungspartner ausgerichtet ist.

Arp 120, NGC 4435/4438 In der englischsprachigen Literatur wird dieses bekannte Gala- xienduo als »Th e Eyes« beschrieben, NGC 4435 (SB(s)) und NGC 4438 (SA(s)0/a pec) bilden ein sehr nahes Paar wechselwirkender Galaxien. Untersucht man das interstellare Medium (ISM) des ge- Arp 269, NGC 4490/4485 störten Partners, fi ndet man ausgedehnte emittierende Filamente, deren Kinematik von der der inneren Galaxie abgetrennt ist. Die sichtbare Schleife ist dabei im Radiolicht von einer großen Blase umschlossen, was dadurch erklärt wird, dass der Gezeitenschweif ISM vom Kerngebiet nach außen transportiert und ionisiert hat und dieses nun im Radiobereich emittiert. ISM-Untersuchungen von W. Keel und A. Wehrle [8] folgern aus den ausgedehnten Radiostrukturen auf energiereiche Pro- zesse im Kernbereich von einigen hundert Parsec in NGC 4438 Dabei wird durch das ISM die Energie nach außen transportiert und durch den Nachbarn NGC 4435, aber vor allem durch das dichte intergalaktische Medium des Virgohaufens gestört.

Arp 269, NGC 4490/4485 NGC 4490 und ihre Begleitgalaxie NGC 4485 sind eines der schönsten Objekte im Arp-Katalog. Die Kategorisierung »galaxies with connected arms« kann man gut nachvollziehen, da Arp 104, NGC 5218 sich eine Kette von HII-Regionen von NGC 4490 zu NGC 4485 zieht. Radiobeobachtungen zeigen auch neutrales Wasserstoff gas und molekulares ISM (CO), das NGC 4490 vom kleinen Beglei- ter entfernt.

Arp 23, NGC 4618 Bei NGC 4618 handelt es sich um eine SB(rs) Galaxie, die in wenigen Bogenminuten Entfernung einen lichtschwächeren Beglei- ter NGC 4625 besitzt. Obwohl diese Galaxie mit SAB(rs)m pec als eine pekuliäre Galaxie klassifi ziert ist, fi ndet sie sich – wohl wegen ihrer geringen Größe von nur 1,5' – nicht im Arp-Katalog.

Arp 281, NGC 4631 NGC 4631 ist eine SB(s)d Galaxie und bildet zusammen mit NGC 4627 das Arp-Objekt 281 in der Kategorie »galaxies with in- fall and attraction«. Radiobeobachtungen zeigen, dass NGC 4631 von einer großen Radioblase umschlossen wird, es fi ndet sich aber Arp 297, NGC 5754 kein Hinweis auf eine Materiebrücke zum kleinen elliptischen Begleiter NGC 4627. Betrachtet man die Entfernungen, zeigt sich, dass NGC 4627 eher eine Hintergrundgalaxie ist und die Gezei- fernt, zwischen den Galaxien erkennt man einen leuchtenden tenstörung, die man in NGC 4631 beobachtet, wohl durch die Streifen, der eine Länge von 22000 Lichtjahren besitzt. Die Spek- Wechselwirkung mit der näher liegenden NGC 4656 entstanden tren zeigen bei NGC 5216 Emissionslinien, was auf eine Aktive ist, die außerhalb des Bildfeldes liegt. Galaxie (LINER) schließen lässt. Der Verbindungsstreifen zeigt ein blaues Spektrum ohne Emissionslinien, woraus man schlie- Arp 104, NGC 5218 ßen kann, dass der Streifen aus Sternen besteht, die durch die Ein schönes Beispiel wechselwirkender Galaxien bilden NGC Wechselwirkung aus den Spiralarmen herausgerissen wurden. 5216 (oben) und NGC 5218 (unten). P. C. Keenan beschrieb 1935 Bei NGC 5218 zeigt sich ein typisches Merkmal der Gezeiten- als erster dieses auff ällige Paar; es wird daher auch als Keenan’s wechselwirkung zweier Galaxien: In entgegengesetzter Richtung

System bezeichnet. Beide Galaxien sind 40 Mio. Lichtjahre ent- zum gemeinsamen Schwerpunkt erkennt man bei einem Partner Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

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Arp 23, NGC 4618 Arp 281, NGC 4631

Arp 79, IC 983 / NGC 5490C Arp 178, NGC 5614

Arp 185, NGC 6217 Arp 293, NGC 6285 oft einen Gezeitenschweif. Bei NGC 5218 2005 besaß die SN vom Typ II nur eine (der Begleiter fi ndet sich 2' nördlich). Bei erscheint dieser Fortsatz zudem leicht bo- Helligkeit von 18m,5. Zum Zeitpunkt der der Aufh ellung in einem Arm von NGC genförmig. Aufnahme lag die Helligkeit unter der 5490C handelt es sich nicht etwa um eine Nachweisgröße von ca. 20m–21m. Supernova, sondern um einen 18m hellen Arp 79, IC 983 / NGC 5490C Die Aufnahme zeigt im linken Bereich Knoten im Spiralarm. In einem Abstand von nur 2° von Arktur die Galaxie NGC 5490 und zwischen NGC fi ndet man IC 983, eine SB(r)bc Balkenspi- 5490 und IC 983 eine kleine Spiralgalaxie Arp 178, NGC 5614 rale, in der Anfang 2005 die Supernova NGC 5490C. Obwohl diese kaum 1' misst, Die pekuliäre SA(r)ab Galaxie NGC SN2005I nachgewiesen wurde [10]. Zum ist sie ein Objekt des Arp-Kataloges (Arp 5614 wird aufgrund ihrer Morphologie

Zeitpunkt der Entdeckung am 15. Januar 79) als »spiral galaxy with companion« zu den Ring-Galaxien gezählt. Ring-Ga- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

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laxien entstehen, wenn sie von einer klei- den. Das untere Paar mit NGC 5754/2 ein Hinweis auf einen einseitigen Jet in nen, meist kompakten Galaxie fast senk- ist auch als Arp 297 bekannt und ist nur NGC 6217 sein [11]. recht zur Hauptebene durchstoßen werden. halb soweit entfernt. Hier ist NGC 5754 Die Ringmorphologie sowie der Gezei- ein SB(rs)b Spiraltyp mit einer Störung, Arp 293, NGC 6285 tenschweif lassen sich durch dynamische die u.a. einen Gezeitenschweif entwickelt Die beiden Galaxien NGC 6286 und Reibung und Massenaustausch beim Stoß hat, der bis zum kleineren Begleiter NGC NGC 6285 bilden ein Paar wechselwirken- zweier ausgedehnter Massen modellieren. 5752 reicht. der Galaxien. Bei NGC 6286, die man fast Der Stoßpartner von NGC 5614 ist NGC Simulationen des Zusammenstoßes der von der Seite (»edge-on«) sieht, fällt ein 5615, die man als Aufh ellung am Ansatz beiden Galaxien liefern eine nächste Be- dickes Staubband auf, das zur Hauptebene des Gezeitenschweifes erkennt. Knapp 1,5' gegnung vor 250 Mio. Jahren. Dabei hat geneigt ist. Auch aufgrund der bogenför- unterhalb der Ring-Galaxie NGC 5614 der kleinere Partner die Scheibenebene migen diff usen Struktur im südöstlichen fi ndet man die mehr als doppelt so weit von NGC 5754 in einem Winkel von 60° Halo dieser Galaxie wird sie als »polar- entfernte Galaxie NGC 5613, die mit gekreuzt. Allerdings zeigt NGC 5754 kaum ring Galaxie« klassifi ziert. Bei NGC 6286 (R)SAB(r) auch als Ring-Galaxie klassifi - Aktive Regionen, wie sie bei engen Paaren wurde festgestellt, dass die Gasscheibe in ziert ist. auft reten, da die Störung der Scheibensym- der Hauptebene der Galaxie nicht zen- metrie nicht ausreichend groß war. triert ist, sondern einen Off set von 5"–7" Arp 297, NGC 5754 aufweist, was einem Versatz von 29000Lj In Bootes fi ndet man diese Galaxi- Arp 185, NGC 6217 zur galaktischen Ebene entspricht und ein engruppe aus vier Galaxien, die dicht NGC 6217 ist eine knapp 3' große Relikt der erfolgten Gezeitenwechselwir- in einem 3'×6' kleinen Ausschnitt liegen. (R)SB(rs)bc Galaxie, sie fi ndet sich als Nr. kung ist. Interessanterweise konnte aber NGC 5753 ist oben rechts und in östlicher 185 im Arp-Katalog. Da NGC 6217 als kein Nachweis für eine Rotation von Gas Richtung etwas (nach links unten) ver- Aktive Galaxie, genauer als Starburst Ga- um die Hauptachse erbracht werden, wie setzt NGC 5755. Darunter steht das dichte laxie bekannt war, wurde sie von ROSAT sie bei polar-ring Galaxien zu fi nden sein Paar NGC 5754 und NGC 5752. Betrach- beobachtet. Die Röntgenbeobachtungen sollte. Die ebenfalls beobachtete über- tet man die Rotverschiebungen, so erkennt zeigten ein Filament, das sich etwa 2,7' höhte Infrarotleuchtkraft spricht vielmehr man, dass NGC 5753 und NGC 5755 ein (60000Lj) in südwestlicher Richtung er- dafür, dass man es hier mit einer »super- wechselwirkendes Galaxienpaar in einer streckt. Da Radiobeobachtungen eine ähn- wind galaxy« zu tun hat. Bei einer solchen Entfernung von 570 Mio. Lichtjahren bil- liche Ausdehnung aufweisen, könnte dies Galaxie erfolgt die Ionisationsanregung durch eine Gas-/Staubkomponente, die Arp-Galaxien am Frühlingshimmel von massereichen, jungen, heißen Sternen Arp-Nr. Name Sternbild R. A. Dekl. Helligkeit Größe Typ ausgeht. Diese Sterne entstammen einem 94 NGC 3226 Leo 10h 23min 26s +19° 53' 11m,4 3,2'×2,8'E2: pec »Starburst«, einer explosiven Sternentste- 94 NGC 3227Leo 10h 23min 30s +19° 51' 10m,3 5,4'×3,7' SAB(s)a pec hungsphase, ausgelöst durch die gravita- 217NGC 3310 UMa 10h 38min 46s +53° 30' 10m,8 3,1'×2,4'SAB(r)bc pec tive Wechselwirkung. Ein solcher »Super- wind« zeigt meist einen bipolaren Aufb au 205 NGC 3448 UMa 10h 54min 39s +54° 18' 11m,2 5,7'×1,8'I0 relativ zur Scheibenebene und kann daher h min s m 27NGC 3631 UMa 11 21 02 +53° 10' 10,4 5,0'×4,8'SA(s)c I–II mit einem Ring verwechselt werden. 214 NGC 3718 UMa 11h 32min 35s +53° 03' 10m,7 8,2'×4,0'SB(s)a pec 280 NGC 3769 UMa 11h 37min 44s +47° 53' 11m,8 3,1'×1,0'SB(r)b: [1] Arp, H.: Atlas of Peculiar Galaxies, As- 280 NGC 3769AUMa 11h 37min 50s +47° 52' 14m,2 1,1'×0,5'SBm pec III trophys. J. Suppl. 14, 1 (1966) 18 NGC 4088 UMa 12h 05min 35s +50° 32' 10m,5 5,8'×2,3'SAB(rs)bc [2] Liste mit der originalen Zusammenstellung: 120 NGC 4435 Vir 12h 27min 40s +13° 04' 10m,9 2,8'×2,0'SB(s)0 ftp://cdsarc.u-strasbg.fr/cats/VII/192/arplist.dat [3] Auswahl von Arp-Gaxien für Beobachter 120 NGC 4438 Vir 12h 27min 45s +13° 00' 10m,1 8,6'×3,2'SA(s)0/a pec und Fotografen: www.arpgalaxies.com/ 269 NGC 4485 CVn 12h 30min 31s +41° 41' 11m,2 2,3'×1,6'IB(s)m pec [4] NASA/IPAC Extragalactic Databa- h min s m 269 NGC 4490 CVn 12 30 36 +41° 38' 9,8 6,4'×3,1'SB(s)0+? sp se (NED) nedwww.ipac.caltech.edu 23 NGC 4618 CVn 12h 41min 32s +41° 09' 10m,8 4,2'×3,4'SB(rs)m [5] Digital Sky Survey (DSS): archive.eso.org/dss/dss 281 NGC 4627CVn 12h 41min 59s +32° 34' 12m,3 2,6'×1,8'E4 pec [6] Atlas of peculiar Galaxies, California Ins- 281 NGC 4631 CVn 12h 42min 05s +32° 32' 9m,3 5,5'×2,7' SB(s)d III titute of Technology, nedwww.ipac. 104 NGC 5216 UMa 13h 32min 07s +62° 42' 11m,2 2,5'×1,5'E0 pec caltech.edu/level5/Arp/frames.html 104 NGC 5218 UMa 13h 32min 10s +62° 46' 12m,3 1,8'×1,3'SB(s)b? pec [7] Carozzi-Meyssonnier, N.: Rotation and mass of NGC 4088, Astron. Astrophys. 63, 415 (1978) 79 NGC 5490C Boo 14h 10min 07s +17° 36' 13m,9 1,2×0,8'SB(s)bc [8] Keel, W., Wehrle, A.: The dynamic interstellar 79 IC 983 Boo 14h 10min 06s +17° 44' 11m,6 4,7×5,5'SB(r)bc medium in NGC 4438, Astron. J. 106, 236 (1993) h min s m 178 NGC 5613 Boo 14 24 05 +34° 53' 13,7 1,0'×0,8'(R)SAB(r)0+ [9] Gondoin, P., Orr, A., Siddiqui, H.: XMM-New- 178 NGC 5615 Boo 14h 24min 06s +34° 52' 14m,5 0,2'×0,2' ton observations of the dwarf elliptical galaxy 178 NGC 5614 Boo 14h 24min 07s +34° 51' 11m,7 2,5'×2,0'SA(r)ab pec NGC 3226, Astron. Astrophys. 420, 905 (2004) 297NGC 5754 Boo 14h 45min 22s +38° 44' 10m,4 1,8'×2,0'SB(rs)b [10] IAUC 8467: astro.berkeley.edu/ 185 NGC 6217UMi 16h 32min 40s +78° 11' 11m,2 3,0'×2,5'(R)SB(rs)bc ~bait/2005/sn2005I.html 293 NGC 6285 Dra 16h 58min 23s +58° 57' 13m,5 1,3'×0,7' S0+? pec [11] Pietsch, W., Arp, H.: A possible X-ray jet from the starburst galaxy NGC 6217, As- 293 NGC 6286 Dra 16h 58min 31s +58° 56' 13m,3 1,3'×1,2'Sb: pec

tron. Astrophys. 376, 393 (2001) Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

48 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Wissen

von Uwe Pilz PRAXISWISSEN Was gehört in den Okularkoff er?

achts am Fernrohr geht rasch der Überblick verloren: Oku- Taschenlampe Nlare, Filter und anderes Zubehör kann man im Dunkeln Rotes Licht hat die Eigenschaft, die Anpassung der Augen an schwer unterscheiden. Wer keine Ordnung hält, vergeudet viel das Dunkelsehen sehr wenig zu beeinfl ussen. Aus diesem Grund wertvolle Beobachtungszeit mit Suchen. Ich empfehle, einen sollte zum Kartenlesen und zur allgemeinen Orientierung eine Okularkoff er oder eine Okularkiste einzurichten. Es gibt feste Lampe mit roten Leuchtdioden bereitliegen. Man kann ein bat- Okularkoff er aus Aluminium zu kaufen, mit Schaumstoff einsät- teriebetriebenes Fahrradrücklicht umwidmen, oft ist das aber zen, die man auf die Größe des Zubehörs zurechtschneiden kann. zu hell. Eine oder zwei Lagen Seidenpapier im Inneren dämpfen Die Stabilität eines solchen Behältnisses muss bezahlt werden. das Licht. Richtige Astronomieleuchten haben eine Helligkeits- Eine preisgünstige Variante stellen Kleinteilbehälter aus dem regelung. Werkzeughandel dar, die für wenige Euro erhältlich sind. Bei einigen Modellen lassen sich die Fächer in der Größe verändern. Diktiergerät Eine Auskleidung mit selbstklebender Veloursfolie schützt die Es ist sehr lohnend, über die eigenen Beobachtungen Auf- empfi ndliche Okularoptik. In jedem Fall muss jedem Teil sein zeichnungen zu führen. Ein Diktiergerät erlaubt es, gesehene Platz zugewiesen werden, damit man es im Dunkeln fi ndet. Einzelheiten aufzuzeichnen, ohne das Auge vom Okular zu nehmen. Manche Handys haben ein akustisches Notizbuch, das man Okulare zu diesem Zweck benutzen kann – falls man die Displaybeleuch- Die Okulare sollten mit ihren Brennweiten die Leistungsfä- tung abschalten kann. Ein richtiges Diktiergerät lässt sich jedoch higkeit des Fernrohrs erschließen. Das betriff t die Lichtsammel- besser bedienen. fähigkeit, die Vergrößerungsfähigkeit und die Fähigkeit, licht- schwache Nebelobjekte zu zeigen. Für die Lichtsammelfähigkeit Bleistifte und Skizzenbuch benötigt man ein Okular für die Minimalvergrößerung. Dies wird Will man das Gesehene in größerer Genauigkeit wiederge- mit einem Okular einer Brennweite um 40mm realisiert. Ein ben, sollte man eine Skizze entweder auf weißem Papier oder kurzbrennweitiges Newton- direkt in die Aufsuchkarte teleskop erfordert vielleicht anfertigen. Ein Skizzenbuch hierfür eine etwas kürzere sollte einen festen Einband Okularbrennweite um die haben, damit man ohne Un- 30mm. terlage zeichnen kann. Alter- Die beste Erkennbarkeit nativ kann ein Klemmbrett lichtschwacher fl ächiger Ob- benutzt werden, das man im jekte wird erreicht, wenn der Schreibwarenhandel erhält. Himmelshintergrund deut- Hier lassen sich auch vor- lich abgedunkelt wird. Hier- bereitete Aufsuchkarten ein- zu ist ein Okular für mitt- spannen. Nützlich ist hierfür lere Vergrößerungen nötig. ein großer Gummi am un- Dies entspricht Brennweiten teren Rand, damit die Sei- zwischen 12mm und 15mm. ten nicht durch den Wind Langbrennweitige Instru- weggeweht werden. Ein mente wie Schmidt-Casse- Klemmbrett passt aber meist grains oder Maksutov-Cas- nicht in den Okularkoff er. segrains erfordern hierfür längere Brennweiten um 20mm. Drehbare Sternkarte Ein drittes Okular sollte eine so hohe Vergrößerung gestatten, Für die Benutzung im Dunkeln sind andere Anforderungen dass die kleinsten Einzelheiten gesehen werden können, die das an eine Sternkarte zu stellen als für Karten auf dem Schreibtisch. Instrument überhaupt zeigt. Dies ist eine Brennweite von etwa Die Sterne sollten schwarz auf hellem Grund dargestellt sein. Die 6mm, bei den langbrennweitigen Geräten 10mm. schwächsten Sterne müssen noch eine Mindestgröße haben, damit man sie beim Schein der Astrolampe sieht. Es ist wünschens- Filter wert, dass die Sterne bis zur 5. Größenklasse eingetragen sind. Für die Planetenbeobachtung sind Farbfi lter sinnvoll, wäh- rend Mondbeobachter gern Graufi lter einsetzen, um die Licht- Ersatzbatterien fülle zu dämpfen. Bei der Beobachtung selbst leuchtender Diktiergerät, Peilsucher, Taschenlampe und vielleicht eine Gasnebel leisten Interferenzfi lter Erstaunliches. Alle diese Filter Nachführung benötigten Batterien. Ersatz sollte immer dabei müssen im Dunkeln auseinandergehalten werden. Ich empfehle, sein. die Hüllen der Filter mit dick schreibendem wasserfestem Stift zu beschriften. Im Dunkeln ist es nicht möglich, die Filter an ihrer Wenn der Okularkoff er bereitliegt, fehlt nur noch das Fernrohr Farbe zu erkennen. selbst und ein Sternatlas. Ein letzter Blick, ob alles dabei ist und die Fahrt ins Dunkle kann beginnen. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 49 Produktvergleich Alleskönner für Puristen

Drei Apochromatische Refraktoren im Vergleich

VON RONALD STOYAN

Refraktoren sind wieder im Kommen – insbesondere die teure farbreine Version für Puristen: Apochromate. Nach- dem in den letzten Jahren vor allem der Markt für kleine Fernrohre neu abgesteckt wurde, nehmen einige Anbieter nun die Regionen jenseits von 100mm Öff nung in Angriff . In einem zweiteiligen Test haben wir drei neue Modelle visuell und fotografi sch auf Herz und Nieren geprüft.

aren apochromatische Refraktoren vor zehn Jahren noch Exoten für Besserverdienende, so hat sich heute diese Te- Wleskopsparte fest etabliert. Durch das Ende der Fluoritpro- duktion in Japan bedingt, stellen derzeit die Hersteller aus Fernost ihr Sortiment um. Während Vixen seine neuen Modelle mit preis- werteren ED-Linsen ausstattet, bleibt Takahashi der vollapochroma- tischen Devise treu. Die neue TSA-Reihe führt dreilinsige Optiken ohne Fluoritelement ein, über die genaue Konstruktion schweigt man sich jedoch aus. Bisher gibt es nur das Modell mit 102mm Öff nung. TMB hat sich bereits in der Vergangenheit durch farbreine Objek- tive hervorgetan (vgl. interstellarum 31). Die Produktpalette wurde kürzlich umgestellt, wobei das Modell 100/780 durch einen etwas größeren Refraktor 115/805 ersetzt wurde. Desweiteren sind identische Konstruktionen mit anderen Öff nungen erhältlich, wobei die Auswahl mit verschiedenen Brennweiten und Ausstattungen kaum überschaubar ist. Auch hier sind wenig Informationen zur Konstruk- tion der Objektive zu erhalten. William Optics hatte bis vor kurzem nur kleine Refraktoren im Sortiment, stellte in den letzten Monaten jedoch zwei neue Refrak- toren mit 110mm und 130mm Öff nung vor, die als mittleres Element Abb. 1: Hochwertige dreilinsige Objektive mit Sonder- eine Linse mit hochbrechenden Eigenschaft en verwenden. Der Ent- gläsern sind die Nachfolger der jahrelang dominanten Zwei- wurf dieser Optiken stammt laut William Optics von TMB. Th omas linser mit Fluorit-Element. Alle drei Teleskope besitzen diese M. Back behauptet jedoch, sein ursprüngliches Design wäre verän- Objektivkonstruktion: TMB LW 115/805, Takahashi TSA 102, dert worden. Hier wurde der neue FLT 110/770 für den Vergleich William Optics FLT 110. ausgewählt. Trotz ihrer unterschiedlichen Öff nungen besitzen die drei Ver- gleichsgeräte sehr ähnliche Brennweiten und Öff nungsverhältnisse, Die Teleskope wurden zur Verfügung gestellt von was sie in der Astrofotografi e zu direkten Konkurrenten macht. Dar- APM Telescopes, Rehlingen, Intercon-Spacetec, Augs- überhinaus handelt es sich um neue Optiken, zu denen – im Gegen- burg, und William Optics, Taiwan satz zu den seit Jahren unverändert erhältlichen Modellen von Tele-

vue oder Astro-Physics – kaum Testergebnisse vorliegen. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

50 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Produktvergleich

Testarrangement interstellarum-Produktvergleich Wirklich neutrale Aussagen über Teleskope und Zubehör – das wünschen sich Die drei Refraktoren wurden in einem viele Sternfreunde. Die vielfach veröff entlichten, fälschlicherweise als »Test« aus- Dutzend Testnächten zwischen Januar und gegebenen Erfahrungsberichte in Zeitschriften und dem Internet sind nicht dazu März 2007 ausgiebig visuell geprüft . Dazu geeignet. Oft hat man den Eindruck, dass Händlerinteressen die Artikel prägen. wurden die Teleskope mit den jeweils mit- interstellarum geht einen anderen Weg: In Zusammenarbeit mit den Her- gelieferten Rohrschellen auf einer Super-Po- stellern und Händlern entstehen Produktvergleiche, die eine Relativierung der laris-DX-Montierung von Vixen befestigt. Aussagen erlauben. Bewusst wird auf subjektive Wertungen verzichtet und dem Okulare von Televue (Panoptic 22mm, Nag- Leser selbst die Möglichkeit gegeben, anhand der geschilderten Eigenschaften ler 9mm) sowie ein Weitfeld-Erfl e 40mm sich für eines der Produkte zu entscheiden. von Baader in Verbindung mit einem Te- Mehr über unsere Test-Grundsätze und bereits erschienene Berichte können levue Everbright Zenitspiegel kamen zum Sie auf www.interstellarum.de nachlesen. Einsatz. Das Nagler Zoom-Okular 6–3mm (vgl. interstellarum 28) wurde für den Stern- test an α und β Ori, die Doppelsternbe- obachtungen sowie die hochvergrößernden Was ist ein Apochromat? Mond- und Planetenbeobachtungen verwendet. Zusätzlich wurden die Refraktoren Bisher verwenden Hersteller optischer Geräte die Bezeichnung apochroma- einem Test auf der optischen Bank unter- tisch gerne als Werbeaussage, ohne dass sich dahinter eine allgemein akzep- worfen, den der Optikprüfer Wolfgang Rohr tierte feste Defi nition verbirgt. Doch es gibt Kriterien, mit denen man einen durchführte. Hierbei wurde die Farbreinheit Achromaten von einem Halb-Apochromaten oder Voll-Apo unterscheiden kann. über den Farblängsfehler von Grün (e-Linie) Bereits bei Dieter Lichtenknecker fi ndet man einen Rest-Chromasie-Wert, und als Hauptfarbe in ihrem Verhältnis zu Blau Uwe Laux bezieht sich auf eine von Zeiss stammende Quelle, die einen Wert aus (F-linie) und Rot (C-Linie) untersucht und Fokus, Öff nung, Abbezahl und Teildispersion berechnet. Nun kennt man aber über eine Index-Zahl dargestellt, die als Ein- nicht immer die Glaskombination der Objektive, so dass man beide Werte nach- heit die Schärfentiefe der jeweiligen Optik schlagen könnte. In der Regel kann man aber auf 0,01mm genau die Fokusdif- verwendet. Zugleich wurde der Gaußfehler, ferenzen mit engen Interferenzfi ltern für die jeweiligen Wellenlängen ermitteln oder farbabhängige Öff nungsfehler, unter- und daraus einen Diff erenzwert für die einzelnen Farben errechnen, wobei der sucht und der maximale Wellenfrontfehler Bezugspunkt die e-Linie (grün) bei 546,074nm sein soll, weil sie nahe der nächt- (»peak to valley«, kurz ptv) sowie der mitt- lichen Maximalempfi ndlichkeit des menschlichen Auges liegt. lere Wellenfrontfehler (»root mean sqare«, Die Fokusdiff erenzen werden in Bezug zur Schärfentiefe gesetzt, also dem kurz rms) ermittelt. Daraus ergibt sich der Bereich um den Brennpunkt, in dem das Sternbild theoretisch kleiner als der Strehl-Wert, der das Verhältnis der Intensität Durchmesser des zentralen Beugungsscheibchens ist. Da dieser Wert von der im zentralen Beugungsscheibchen bei realer Wellenlänge und dem Durchmesser abhängig ist, die Größe des Bereiches je- Abbildung eines punktförmigen Objekts zu doch auch von der Brennweite abhängt, ergibt sich: der Intensität, die man rein theoretisch mit Schärfentiefe = 2 × Wellenlänge × (Brennweite/Durchmesser)2 einer perfekten Optik unter den gleichen Bedingungen erreichen kann, darstellt. Ein Statt des theoretischen Faktors 2,44 für den Durchmesser des Beugungs- Strehl-Wert von 1,0 bedeutet dabei eine abso- scheibchens verwendet man den praxisnäheren Faktor 2. Über die Schärfentiefe lut fehlerfreie, ideale Optik. Als Mindestmaß als Maßeinheit wird der tatsächlich gemessene Farblängsfehler zur Hauptfarbe wird allgemein 0,8 angesetzt, Werte über 0,9 Grün ins Verhältnis gesetzt, wobei aus den Abständen von Rot und Blau das arith- kennzeichnen besonders gute Optiken. metische Mittel genommen wird. Die dadurch entstehende Indexzahl ergibt eine Der Vergleich der fotografi schen Fähig- verlässliche Zuordnung der einzelnen Refraktor-Systeme in Chromasiegrade: keiten fand getrennt von den visuellen Tests statt und wird im kommenden interstel- z Vollapochromate liegen in allen vier Wellenlängen (F, e, d, C – siehe larum-Heft veröff entlicht. Kasten »Optische Labortests«) bei Chromasiegraden zwischen 0 und 1 z Halbapochromate liegen in allen vier Wellenlängen Mechanik bei Chromasiegraden zwischen 1 und 2 z Achromate liegen in allen vier Wellenlängen Das mit 115mm Öff nung größte der drei bei Chromasiegraden größer als 2 Geräte von TMB macht auf den ersten Blick einen guten Eindruck: Der sauber weiß la- Die Chromasiegrade der getesteten Objektive betragen: ckierte Tubus ist trotz der großen Öff nung und einer Brennweite von 805mm mit einer z TMB LW 115/805 0,11 Transportlänge von 570mm der kürzeste z Takahashi TSA 102 0,38 aller drei Testgeräte. Dies wird mit einem z William Optics FLT 110 0,52 Okularauszug erreicht, der sich zusätzlich zum Fokussierbereich von 64mm um 11,4cm Es handelt sich also durchweg um lupenreine bis ausgezeichnete Volla- aus dem Teleskoprohr herausziehen lässt. pochromate. Die Unterschiede der Chromasiegrade unter 0,5 sind dabei in der Damit ist die Anbringung von Zubehör mit Beobachtungspraxis nicht von belang. großen Fokussierwegen wie binokulare An- Wolfgang Rohr

sätze oder Okularrevolver problemlos mög- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 51 Produktvergleich

wenden. Mitgeliefert wird ebenfalls eine justierbare Halterung für ein 50mm-Su- cherteleskop, die aber extra hinzugekauft werden muss. Schließlich liegt der Sen- dung als einziger im Vergleich ein interfe- rometrisches Prüfprotokoll bei. Der TSA-102 von Takahashi kommt als klassisches, mattweiß lackiertes Refraktor- rohr. Er besitzt das längste Transportmaß im Vergleich, was auf die relativ lange Brennweite von 816mm zurückzuführen ist. Die Taukappe ist auch beim Takahashi- Modell einschiebbar und wird mit zwei Schrauben gesichert. Der Okularauszug be- ab sitzt einen freien Durchmesser von 70mm, ist aber nicht rotierbar und bietet keine Fo- Abb. 2: Der TMB Super-Apo besitzt trotz größter Öff nung das kürzeste Transportmaß im kussieruntersetzung. Gegen Aufpreis (248 Vergleich (a). Dies wird durch einen einschiebbaren Okularauszug erreicht (b). €) kann jedoch ein Starlight-Fokussierer wie beim TMB nachgerüstet werden. Die Klem- mungen erfolgen über Messing-Spannringe mit zwei Stellschrauben, was besonders sicheren Halt gewährt. Mitgeliefert wird eine sehr breite Rohrschelle, die jedoch nur mittels Adapter an Nicht-Takahashi-Mon- tierungen befestigt werden kann. Der FLT-110 von William Optics besitzt das schwerste Teleskoprohr im Ver- gleich, das durch eine weiße Pulverbe- strahlung mit goldfarben abgesetzten Fassungen ins Auge sticht. Der Okular- auszug ist mit 90mm Öff nung besonders groß und besitzt zudem eine Skala, an der die Fokusposition abgelesen werden ab kann. Er verfügt über eine Mikrofokus- sierung, ebenfalls mit 1:10-Untersetzung. Abb. 3: Das Takahashi-Teleskop gleicht am ehesten einem klassischen Refraktor (a). Der Zwei Klemmungen erlauben jeweils Rota- Okularauszug besitzt eine freie Öff nung von 70mm (b). tionen um 360°. Die Taukappe ist ebenfalls einschiebbar, Klemmschrauben zur Siche- lich. Das getestete Modell verfügt über mit einem 3,5"-Auszug von Starlight Ins- rung werden nicht benötigt. Bemerkens- den bekannten »Feathertouch«-Auszug truments möglich. Die gesamte Fokussier- wert ist die umfangreiche Ausstattung mit des amerikanischen Herstellers Starlight einheit lässt sich um 360° drehen und ist schaumstoff gepolstertem Transportkoff er Instruments mit 2" Durchmesser und ei- mit einer Stellschraube arretierbar. und einem vorbildlichen deutschen Hand- ner Feinfokussierung in einer Unterset- Das kurze Transportmaß wird zusätz- buch sowie Garantieschein; außerdem ge- zung von 1:10, der sich butterweich und lich durch die einschiebbare Taukappe er- hören zwei Rohrschellen zum Lieferum- sehr exakt fokussieren lässt und auch reicht, die ebenfalls mit einer Schraube ge- fang, die sich mittels M10-Gewinde an bei schwereren Zuladungen Sicherheit gesichert werden kann. Zum Lieferumfang einer Montierung befestigen lassen. währt. Gegen Aufpreis ist die Ausstattung gehört ein Paar Rohrschellen, die an einer Vixen-GP-Schiene befes- Optik tigt sind. Das Teleskop lässt sich somit direkt an allen Der TMB-Refraktor zeigte beim Stern- Montierungen mit einer ent- test im Brennpunkt ein perfektes Beu- sprechenden Aufnahme ver- gungsscheibchen ohne jegliche Farbe.

Abb. 4: Der William- Refraktor setzt optische Akzente (a) und verfügt über einen großen Oku- larauszug mit Unter- setzung und Rotati- onsmöglichkeit (b). ab Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

52 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Produktvergleich

Intrafokal war das Scheibchen innen blau- einen Strehlwert von 0,96. Über dem ge- die hauchzarte Überkorrektur bei Blau grün gefärbt, der Rand erschien gelb-rot. samten System liegt eine schwache, nur und die ebenso geringe Unterkorrektur Extrafokal zeigte das Scheibchen violette mit dem Foucault-Test wahrnehmbare bei Rot am geringsten ausgeprägt und es Tönungen, mit einem grünen Rand und Überkorrektur. entsteht durch die nahezu perfekte Kor- leichtem violetten Halo. Auf der optischen Das Teleskop von Takahashi sollte es rektur bei der Hauptfarbe Grün ein ganz Bank verblüfft e das Teleskop durch einen bei einem Öff nungsverhältnis von f/8 (ge- und gar abgerundeter Eindruck. nahezu nicht messbaren Farbfehler von genüber f/7 bei den beiden anderen Tele- Mit diesen überdurchschnittlichen Vor- 18μm bzw. 0,018mm zwischen blauem und skopen) leichter haben, optisch eine gute gaben konnte der von TMB entworfene rotem Spektralbereich, der Unterschied Figur zu machen. Beim Sterntest erschien Fluorit-Apochromat von William Optics von gelb zu grün war nahezu Null – apo- ein schulbuchmäßiges Beugungsscheib- nicht ganz mithalten. Beim Sterntest an chromatischer kann ein Apochromat nicht chen, das sowohl im Fokus, aber auch bei sehr hellen Objekten war bei genauem sein (vgl. Kasten)! leicht unscharfer Stellung keinerlei klar Hinsehen ein feiner violetter Strahlen- Beim TMB-Refraktor ist der Gauß- erkennbare Farbtöne zeigte. Die Tests kranz zu sehen, auch erschien der erste fehler im blauen Licht im Vergleich zu auf der optischen Bank bestätigten den Beugungsring leicht heller. Das intrafokal den beiden anderen Geräten mit einem Befund, die Fokusdiff erenzen für die vier unscharf gestellte Sternbild zeigte einen Strehlwert von 0,90 bei λ/4,6 ptv-Fehler Farbwellenlängen liegen in einem Bereich leicht rötlichen Rand, extrafokal machte der Wellenfront am deutlichsten ausge- von 36μm bzw. 0,036mm, was einen ex- sich eine blaue Tönung innen und ein grü- prägt. Sein Optimum hat dieser Refraktor zellenten Wert darstellt. Die Linsen sind ner Rand bemerkbar. im gelben Spektralbereich, hier liegt der sehr genau geschliff en, so dass sich in Auf der optischen Bank ließ sich der Strehlwert bei exzellenten 0,98. Im roten allen Wellenlängenbereichen exzellente Farbfehler auf 63μm oder 0,063mm zwi- Bereich reagiert dieser Apochromat leicht Strehlwerte zwischen 0,98 und 0,97 erge- schen rotem und blauem Licht skalieren, unterkorrigiert, liefert aber immer noch ben: Hier erscheint der Gaußfehler, also wobei zwischen gelb und grün praktisch keine Fokusdiff erenz erkennbar ist – auch mit diesem Ergebnis ist der William-Re- Optische Labortests fraktor ein sehr gut korrigierter Volla- pochromat, der viele unter dieser Bezeich- Die Tests wurden mit einem Bath-Interferometer in Autokollimation durchge- nung angebotene Geräte aus Fernost in führt. Dabei wurden die Optiken am künstlichen Stern dem Ronchi-, Foucault- den Schatten stellen dürft e. Ähnlich wie und Phasenkontrast-Test unterzogen. Die interferometrische Untersuchung fand beim ersten TMB-Refraktor liegt über mit engbandigen Filtern für die Fraunhofer-Linien F (blau, 486nm), e (grün, dem System eine leichte Überkorrektur, 546nm), d (gelb, 587nm) und C (rot, 656nm) statt. die bei Blau und Grün noch deutlich vorhanden ist, und erst im roten Spektrum TMB LW 115/805 hat man das Optimum beim Wellenfront- fehler erreicht. Daher liegen die Strehl- Farbe ptv rms Strehlwert Fokusdiff erenz (bezogen auf e) werte zwischen 0,80 (blau) und 0,91 (rot). Fλ /6 λ /21 0,90 –10μm Hier verhinderte auch ein leichter Astig- eλ /5 λ /33 0,97– matismus höhere Werte. dλ /6 λ /44 0,98 +8μm Cλ /5 λ /32 0,96 +2μm In der Praxis Beim TMB-Refraktor zeigte sich, dass sich die Untersetzung des Okularauszugs Takahashi TSA 102 insbesondere bei hohen Vergrößerungen als sehr nützlich erweisen kann. Durch Farbe ptv rms Strehlwert Fokusdiff erenz (bezogen auf e) die problemlose Rotierbarkeit des Auszugs Fλ /5 λ /43 0,97–48μm lassen sich zudem Zenitspiegel und Oku- eλ /8 λ /47 0,98 – lar immer schnell in eine angenehme Ein- dλ /9 λ /53 0,99 +15μm blickposition bringen, ohne die Klemm- schrauben lösen zu müssen. Erstaunlich Cλ /8 λ /42 0,98 +6μm war die enorm lange Auskühlzeit des Teleskops – für 20° Temperaturdiff erenz zwischen Zimmer und Terrasse wurden William Optics FLT 110 zwei bis drei Stunden benötigt. Es empfi ehlt sich, das Teleskop möglichst früh- Farbe ptv rms Strehlwert Fokusdiff erenz (bezogen auf e) zeitig in eine kalte Umgebung zu bringen, Fλ /3 λ /13 0,80 +18μm oder es dort gleich zu belassen. War die eλ /4 λ /17 0,88 – Optik einmal ausgekühlt, zeigte der TMB dλ /4 λ /20 0,91 0μm jedoch beeindruckend klare Bilder. Die Doppelsterne 52 Ori (6m,0/6m,0, 1,0") und Cλ /3 λ /20 0,91 +36μm 14 Ori (5m,8/6m,6, 0,9") waren beide als solche wahrnehmbar, ersterer zeigte eine

deutliche 8-Form, beim zweiten konnte Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 53 Produktvergleich

der Positionswinkel des länglichen Stern- Der Takahashi-Refraktor stand die- dagalaxie oder M 16 und M 17 gleichzei- bildes richtig geschätzt werden – obwohl sem Urteil kaum nach, auch wenn das tig. Der große Okularauszug läuft etwas der Wert für das Daweskriterium (116:Öff - Bild deutlich dunkler erschien. Das kleine unrund, und ein Ärgernis ist die unzu- nung) mit 1,0" nicht erreicht ist! Am Mond leichte Teleskop trennte 52 Ori spielend, reichende Klemmschraube, die ständig zeigte sich bei 201× und 268× eine aus- konnte 14 Ori aber keine Anzeichen der überprüft werden muss. Bei der Tren- gezeichnete Schärfe und überraschendes Doppelsternnatur entlocken. Im Orion- nung von Doppelsternen steht der Wil- Feindetail – in völlig farbreinem Ton. Sa- trapez wurde die Komponente F sichtbar liam-Refraktor dem TMB-Teleskop nicht turn erschien exzellent scharf bei 268×, – eine außerordentliche Leistung für solch nach. Am Mond zeigt sich in ruhigen das helle Bild erlaubte es, den C-Ring deut- ein kleines Teleskop. Saturn zeigte ein ein- Momenten eine außergewöhnliche Welt lich und das Äquatorband rotbraun wahr- zigartig klar defi niertes Bild bei 272×, das kleinster Krater. Saturn bietet bei 193× ein zunehmen. Visuelle Planetenbeobachtung zwar dunkler als in den anderen Telesko- knackscharfes und helles Bild, bei 257× ist mit diesem Gerät ein Fest! pen erschien, Schatten und Ringe jedoch wird der Kontrast jedoch leicht fl au. Pro- besonders hart wiedergab – bereits nach bleme mit der Temperaturanpassung hat einer Auskühlzeit von 30 bis 40 Minuten. das Teleskop nicht, so dass es bereits nach Die Teleskope in der Praxis Der William-Apochromat beeindruckte einer guten Dreiviertelstunde seine volle zunächst durch seine Weitfeldfähigkeiten, Leistung zeigen kann. TMB bei der er die Spitze der drei Testgeräte be- kaum vorhandener Farbfehler legte. Das gewaltige 3,4°-Gesichtsfeld mit Im nächsten Heft : Die fotografi sche kurzes Transportmaß einem 2"-40mm-Okular ist so groß, dass Leistung extreme Vergrößerungsfähigkeit es den gesamten Oriongürtel aufnehmen luxuriöser Okularauszug kann – ebenso die komplette Androme-

sehr lange Auskühlzeit Drei apochromatische Refraktoren Okularauszug nur 2" Durchmesser Modell TMB LW Apo Takahashi TSA 102 William Optics FLT110 Takahashi Öff nung 115mm 102mm 110mm nahezu perfekte Optik Brennweite 805mm 816mm 770mm exzellente Verarbeitung Öff nungsverhältnis f/7f/8 f/7 schnelle Auskühlzeit Aufl ösungsvermögen (Dawes) 1,0" 1,1" 1,1" leichter Tubus Konstruktion Triplett mit Luftspalt Triplett ohne Luftspalt Triplett mit Luftspalt

Okularauszug nicht rotierbar Gewicht 5,3kg 4,7kg 5,8kg relativ großes Transportmaß Transportlänge 570mm 630mm 575mm Tubusdurchmesser 135mm 110mm 115mm William Optics Okularauszug-Durchmesser 50,8mm 70mm 90mm großer Lieferumfang Fokussierbereich 64mm + 114mm 84mm 115mm beeindruckende Weitfeld-Kapazi- Taukappe 235mm 200mm 215mm täten rotierbarer großer Okularauszug Lieferumfang Optik mit Tubus, Paar Optik mit Tubus, Rohr- Optik mit Tubus, Paar Rohrschellen mit GP- schelle Rohrschellen, Koff er, vorbildliches Handbuch Schiene, Sucherhalte- Reduzierung auf 2" und rung, Reduzierung von 1 ¼", 2"-Zenitspiegel nicht perfekte Optik 2" auf 1 ¼" unrund laufender Okularauszug Preis ca. 3400 €ca. 2300 €ca. 3000 € Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

54 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Produktspiegel

William erobert 130mm-Klasse Neues vom Die Apochromate von William Optics werden größer und größer. Jetzt hat der taiwanesisch-amerikanische Hersteller Fernglas-Markt einen 132/925mm-Refraktor angekündigt: das FLT 132. Das Teleskop stellt den großen Bruder des erst kürzlich einge- führten FLT 110 dar (siehe Seite 50). Die Optik besteht wieder Fujinon und Canon mit neuen aus einem Dreilinser mit Luftabstand. Das Rohr ist mit einem High-Tech-Ferngläsern 4"-Auszug mit Untersetzung ausgestattet, der gesamte Tubus ist minimal 78cm lang und 9kg schwer. Das Teleskop wird mit Ferngläser mit elektronischer Bildstabilisierungbseug(see (siehe Produkt- odut Rohrschellen und Transportkoff er etwa 3800$ kosten. vergleich in interstellarum 21) sind in Mode.ode. Nachdem inzwischen auch Nikon eine Reihe von stabilisierten FerFerngläsernngläsern anan- bietet, sind nun auch neue Modelle von FFujinonujinon und Canon auf dem Markt. Das Fujinon Techno-Stabi 12×32 ist mit 1070g wesentlich leichter und handlicher als sein großer Bruder 14×40 (1430g). Der Stabilisierungswin- kel ist mit 3° geringer, die Wirkung derr Elektronik ist also nicht ganz so stark. Das Glas ist wasserdicht, mit Stickstoff gefüllt und inn zwezweii ffarb-arb- lichen Versionen lieferbar. Der Preis liegtgt bei ca. 700€. Noch kleiner und kompakter ist dasas neue 8×25IS von Canon: Nur 490g wiegtt das Instrument. Das Gesichtsfeld be- trägt 6,6°, der Augenabstand ist für Brillenträger geeignet. Die Batterien rei-- chen nach Auskunft des Herstellers für bisbis zu sechs Stunden Dauerbetrieb. Das Canon-Glasnon-Glas wird für ab etwa 250€ im Handel angeboten.boten.t

Steiner überarbeitet »Nighthunter«-Serie

Der Bayreuther Fernglas-Hersteller überarbeitetberarbeitet seine Serie von lichtstarken Nachtgläsern. Insbesonderebesondere die Modelle 7×50 und 8×56 XP dürftenen auch das Interesse von Sternfreunden wecken.n. DieDie XP-Gläser verfügen über eine robuste Ein-Ein- zelaugenfokussierung mit ClicLoc-Au- genmuschelsystem, mit dessen Hilfe sich das Glas schnell für Brillenträger anpassen oder mit Streulichtschutz ausrüsten lässt. Alle Gläser sind gummi-- armiert und werden mit Staubschutzdeckelndeckeln füfürr ObOb-- Baader modifi ziert jektive und Okulare geliefert. Die Preiseeliegenbei570€ liegen bei 570€ Spaltspektrograph (7×50) und 1000€ (8×56). Minox stellt preiswerte Ferngläser vor Der bereits in interstellarum 48 angekündigte Spaltspekt- rograph »Dados«, der am Max-Planck-Institut für extraterres- Der Wetzlarer Fernglashersteller hat auf derer Out-Out- trische Physik in Garching entwickelt wurde und von Baader door-Messe IWA in Nürnberg zwei preiswertee »BV«- Planetarium vertrieben wird, wird in einer modifi zierten Form Fernglasmodelle mit 42mm Öff nung vorgestellt.. Die erscheinen. Statt eines Transmissionsgitters sollen nun zwei Dachkantgläser mit 8- und 10-facher Vergrößerungunng unterschiedliche Refl exionsgitter verwendet werden. Außer- sind wasserdicht und mit Stickstoff gefüllt, um einn dem stehen drei verschiedene Spaltbreiten von 25 bis 50 Mi- Beschlagen der Linsen von innen zu verhindern.. krometern nebeneinander zur Verfügung. Zum Scharfstellen Das Design haben Gestalter von Volkswagen auf den Spalt enthält das Gerät eine Spaltbeleuchtung mit- übernommen. Zum Lieferumfang der neu- tels einer roten LED. Der Gitterträger ist mit einer Mikrome- en BV-Ferngläser gehören ein Neopren-Trage- terschraube justierbar. Das für 2"-Okularauszüge konzipierte riemen, ein Okularschutzdeckel sowie eine Bereit-ereit-i Gerät ist für die visuelle und fotografi sche Nutzung gleicher- schaftstasche. Die Gläser kosten 209€ (8×42) bzw. 219€ (10×42).

maßen ausgelegt. Der Einführungspreis beträgt 1310€. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 55 Selbstbau

Astrofotografi e ohne Kompromisse

Ein selbstgebauter Newton-Astrograph

VON MISCHA SCHIRMER

Teleskope mit mittelgroßer Öff nung und perfekter Abbildungsqualität für die CCD-Fotografi e sind sehr teuer und schwer zu fi nden. Kompromisse, die solche Geräte erschwinglicher machen, führen fast immer zu Enttäu- schungen und ziehen teure Nachbesserungen nach sich, so dass die Zeit für einen Selbstbau gekommen ist.

er kürzeste Weg zum persönlich feld hinweg exakt entfernen, was sehr gute Für ein 12,5" f/4,5-System wäre auch ein befriedigenden Astrofoto ist, sich Qualität bei Haupt- und Fangspiegel vor- 140cm langer Tubus gut ausreichend ge- Ddarüber klar zu werden, welche aussetzt. Der Korrektor kann gleichzeitig wesen. Aufnahmequalität man längerfristig er- auch eine Barlow-oder Reducerfunktion Das CFK-Sandwich ist sehr hart, lässt reichen will und dann nachzusehen, mit übernehmen, entsprechende apochroma- sich aber einfach und freihändig mit der welcher Ausrüstung im Durchschnitt eben tische Systeme sind erhältlich. Das f/4,5- Bohrmaschine bei hoher Drehzahl bear- solche Fotos erreicht werden. Damit spart System kann somit auf f/3,3 verkürzt oder beiten. Normale Löcher können mit einem man sich teure Zweit- und Drittkäufe und auf f/8,1 verlängert werden. Mit diesem Metallbohrer gesetzt werden, für größere eine unnötig lange Lernkurve. Woher soll einstellbaren Brennweitenbereich lassen Öff nungen wie Okularauszug und Lüft er man jedoch wissen, dass das gekauft e sich mit meiner CCD-Kamera schlechtere, fi ndet eine normale Lochfräse für Holz An- System den eigenen hohen Ansprüchen aber auch sehr gute Seeingbedingungen wendung. Um ein geringes oberfl ächliches gerecht wird? Entweder man leistet sich ideal sampeln (3 Pixel je FWHM). Mit Hil- Ausreißen von CFK-Fasern zu unterbin- jene Instrumente, die nur die wenigen sehr fe eines großen Fangspiegels kann der Fo- den, kann man die Unterseite der entspre- ambitionierten Astrofotografen benutzen, kus weit genug nach außen gelegt werden, chenden Stelle mit Klebeband abkleben. oder aber man schreitet zum Selbstbau. um alle nachgeschalteten Komponenten Der beim Bohren anfallende CFK-Staub Dass dies selbst mit zwei linken Händen aufzunehmen. steht in seiner Gesundheitsgefährdung der möglich ist, soll hier gezeigt werden. von Asbest nicht viel nach und sollte abge- Für meine Zwecke und Ansprüche soll- Ein Carbon-Aramid-Carbon- saugt werden. Die in den Bohrungen off en te es ein 12,5" f/4,5-System werden, mit Sandwich-Tubus liegenden Aramidwaben können abschlie- perfekter Abbildungsqualität und hoher ßend mit Epoxidharz zugeschmiert werden. Ausleuchtung bis in die Ecken der 18mm Der Tubus stellt das räumliche Refe- Befestigt man Anbauteile am Tubus, so langen Diagonalen meiner CCD-Kame- renzsystem für alle optischen und me- sollte man darauf achten, das CFK-Sand- ra. Ein computergesteuerter Auszug muss chanischen Komponenten dar. Er darf wich punktuell nicht zu stark zu belasten. mehrere Kilogramm Kameralast ohne sich nicht durchbiegen und muss frei Hier muss man geeignet unterlegen, um Spiel präzise führen können und repro- von jeglicher Temperaturausdehnung sein. den Druck idealerweise auf wenige Qua- duzierbar auf mindestens 0,01mm genau Dies wird durch ein Carbon-Aramid-Car- dratzentimeter zu verteilen. Als nützlich arbeiten. Die Auskühlung sollte schnell bon Sandwich erfüllt, welches von Andre- erweisen sich hier z.B. die CFK-Schichten, von statten gehen, temperaturbedingte as Haufl er angefertigt wurde. Als Form die beim Ausschneiden des Okularauszugs Längenänderungen des Tubus, Durchbie- diente ein Hartpapiertubus von Gerd Neu- angefallen sind, da sie dieselben Krüm- gungen und instabile Justage dürfen nicht mann mit 2mm Wandstärke und 360mm mungen wie der Tubus besitzen. auft reten. Die Erfahrung lehrt, dass für Außendurchmesser. Um die- 2 Kompromisse hier kein Platz ist. sen wurde eine 900g/m Lage Daten des Teleskops CFK gewickelt, gefolgt von Tubuslänge 150cm Ein Newton als ideales einer 8mm dicken Aramid- astrofotografi sches System wabenschicht, die nach au- Gewicht (ohne Kamera) 17kg ßen wiederum durch 900g/m2 Hauptspiegel 12,5" f/4,5 Am einfachsten und billigsten ist dies CFK abgedeckt wurde. Der so Fangspiegel (kleine Achse) 89mm über ein klassisches Newton-System zu entstandene Tubus ist 150cm komakorrigierte Brennweiten 1640mm (1040mm, 2580mm) realisieren. Der Komafehler lässt sich mit lang, besitzt 10mm Wand- Abbildungsmaßstab (ST10) 0,85"/pixel (1,15"/pixel, 0,57"/pixel)

Hilfe eines Korrektors über das ganze Bild- stärke und wiegt etwa 6,5kg. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

56 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Rubrik

Zuletzt wurde die Au- ßenseite des Tubus mit Klarlack eingesprüht. Die Innenseite wurde sehr dünn mit Epoxidharz eingestrichen und mit schwarzer Veloursfolie, deren Selbsthaft ung sich als zu gering erwies, ab- geklebt. Alle innen liegenden blanken Metallteile wurden geschwärzt. Wei- tere Streulichtblenden im System sind nicht nötig.

Hauptspiegel mit konischem Querschnitt

Der 12,5" f/4,5-Haupt- spiegel von Robert Royce hat einen neuartigen ko- nischen Querschnitt, der Abb. 1: Kompromisslose Astrofotografi e mit einem eigenhändig optimierten Instrument statt eines so berechnet wurde, dass teuren kommerziellen Astrographen – das ist die Vision von Mischa Schirmer. Das Bild zeigt einen Ausschnitt der Spiegel seine optische aus der Andromedagalaxie M 31 mit der Sternwolke NGC 206, aufgenommen mit einem 12,5"-Newton bei Form in jeder Position 2570mm Brennweite, ST-10 CCD-Kamera, AO-7. beibehält. Der Spiegel ist von sehr hoher Qualität, die Lieferzeit vereinfacht. So kann der Fokus etwa 20cm solcher war zunächst auch im Einsatz, betrug drei Monate, und mir wurde eine außerhalb des Tubus gelegt werden, was ich habe ihn dann aber durch das Mo- Rücknahmegarantie bei Unzufriedenheit die Verwendung aller gängigen Zwischen- dell »PDF« von Finger Lakes Instruments gegeben. Auf der Unterseite besitzt der optiken wie AO-7, Filterrad, Barlow oder Spiegel eine Bohrung mit eingelassenem Reducer erlaubt. Gewinde. Über eine Gewindestange mit Bei der Montage des Fangspiegels, der übergeschobener sehr harter Sprungfeder Spinne und beim Setzen des Okularaus- wird der Spiegel auf eine plane Grundplat- zugs kommt es auf den einen oder anderen te gezogen, die lediglich im Tubus justier- Millimeter nicht an, der Fangspiegeloff set bar sein muss. Eine komplizierte Spiegel- kann auch ignoriert werden. Der einzige zelle mit aufwändiger freischwimmender Eff ekt ist, dass sich das Zentrum des voll Mehrpunktlagerung entfällt. Ein weiterer ausgeleuchteten Bildkreises nicht exakt Vorteil ist, dass der Spiegel zum Rand hin mit dem Zentrum des CCD-Chips decken nur mehr 12mm dick ist und damit schnel- wird. Durch das ohnehin anzuwendende ler auskühlt als sein klassisches Pendant. Flatfi eld wird das aber korrigiert. Auf die Das Montageset wird mit dem Spiegel Abbildungsqualität hat das keinerlei Ein- mitgeliefert. fl uss, da der Fangspiegel den Lichtstrahl nur seitlich auslenkt, selbst aber keine Der Fangspiegel bildgebende Funktion besitzt. Ein weiterer Vorteil ist, dass die Justage alleine Mit dem Fangspiegel steht und fällt das über einen Justierlaser erfolgt, ein Chesire- ganze Teleskop. Aufgrund seiner 45°-Nei- Justierokular für die Zentrierung ist nicht gung im Tubus müssen sehr hohe An- notwendig. Abb. 2: Der 12,5"-Newton-Astrograph forderungen an dessen Qualität gestellt auf einer MAM-50 Montierung. Auf der werden, da sonst die Leistung des Haupt- Der Fokussierer Rückseite des Tubus ist die Schaumstoff - spiegels zunichte gemacht wird. Die klei- matte zu sehen, die den Lüfter beherbergt. ne Achse des verwendeten Fangspiegels Eines der wichtigsten Teile für die As- misst 89mm, stammt von United Lens und trofotografi e ist ein computergesteuerter kann z.B. über Pegasus Optics bezogen Fokussierer. Hier wird oft mals am falschen ersetzt, der mit 3" einen größeren freien werden. Die Beschichtung ist dielektrisch Ende gespart. Gibt der Auszug unter dem Durchlass besitzt. Der Fokussierweg ist mit einer Refl ektivität von etwa 96%, die Hebelarm der Kamera auch nur um weni- mit ca. 9mm allerdings deutlich begrenz- optische Fläche wird herstellerseitig mit ge 1/100mm nach, ist die Justage hinfällig. ter als beim Van Slyke-Okularauszug, so einem Mark IV Zygo vermessen. Als kompromisslos gut erweisen sich die dass man sich gegebenenfalls mit Zwi- Durch den großen Fangspiegel werden »Monster«- (neuerdings »Masterglide« ge- schenringen behelfen muss, wenn man zur

Bau und Benutzung des Teleskops stark nannten) Fokussierer von Van Slyke. Ein Barlowlinse oder dem Reducer greift . Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 57 Selbstbau

Die Hauptspiegelzelle Kosten Hartpapiertubus als Wickelform 200€ Die Hauptspiegelzelle besteht aus zwei Teilen, zunächst einem von Stephan Mess- CFK-Tubus mit CFK Spiegelträger 1000€ ner zusammengeschweißten Kreuz aus 12,5" konischer Hauptspiegel* 1400€ drei massiven Alustangen mit 30mm qua- 89mm-Fangspiegel* 400€ dratischem Querschnitt (Abb. 4). Stirnsei- PDF-Focuser* 1400€ tig besitzen die drei Arme eine Bohrung Adapter für PDF und Kamera 500€ mit M10-Gewinde. Durch drei entspre- Rohrschellen (OBO Festholz) 400€ chende Bohrungen im Tubus wird das Alukreuz von außen fest im Tubus ver- Dreharbeiten, Material, Werkzeug 500€ schraubt. Auf der Unterseite, möglichst Komakorrektor 300€ Abb. 3: Der Hauptspiegel mit konischem weit außen liegend, fi ndet sich jeweils *) Für die Spiegel und den Fokussierer wurde ein Kurs von 1,25 US$/€ zugrun- de gelegt, Transport und Importkosten sind im genannten Preis inbegriff en Querschnitt, montiert auf der Spiegelzelle. eine gewindefreie Bohrung, durch die sich Das Design der Spiegelzelle ist historisch eine 10mm-Feingewindeschraube (1mm bedingt etwas komplexer als im Text dar- Steigung) stecken lässt, sowie eine Boh- Abbruch getan. Der Spiegel lässt sich von gestellt. Ebenfalls sind die Bohrungen im rung mit M6-Gewinde. Letztere nimmt Hand noch ohne großen Kraft aufwand Spiegelträger zu erkennen, durch die der eine Madenschraube auf, die als Druck- um seine Achse drehen, würde allerdings Spiegel vom Lüfter angeblasen und auf schraube dient und die einmal gefunde- nie unter seinem eigenen Gewicht verrut- Umgebungstemperatur gebracht wird. ne Justage sichert. Übergestülpt über die schen. Angesichts der sonst verwendeten, Druckschrauben sind harte Federn, die aufwändigen Mehrpunktlagerungen ist den Spiegelträger vom Alukreuz wegdrü- dieses Prinzip erstaunlich einfach. Den- cken und somit eine spielfreie Justage in noch garantiert es einen verspannungsfrei jeder Position garantieren und diese auch und ideal gelagerten Hauptspiegel. Bereits sichern. die erste Nacht zeigte eine perfekte Ab- Der Spiegelträger selbst bildet den zwei- bildung, so dass die Montage des Spie- ten Teil der Hauptspiegelzelle. Es handelt gels seitdem nicht mehr angefasst werden sich um eine runde Platte mit 340mm musste. Wichtig ist, dass die Fläche, auf Durchmesser und 35mm Dicke, beste- der der Spiegel aufl iegt, glatt ist und somit hend aus vier sich abwechselnden Lagen keinen punktuellen Druck auf die Spiegel- aus CFK (1mm) und Aramid (8mm), her- rückseite ausüben kann. gestellt von Andreas Haufl er. Die Plat- te wurde so stark gewählt, um jegliche Die Fangspiegelhalterung Durchbiegungen unter dem Gewicht des Spiegels zu vermeiden. Im Nachhinein Zentral befi ndet sich ein quadratischer, gesehen wäre ein halb so dickes Sandwich 40mm×40mm großer Alublock mit 50mm Abb. 4: Die Unterseite der Spiegelzelle. aus CFK mit nur zwei anstelle von vier Höhe. Die Spinnenarme werden von vier Das Aluminiumkreuz ist mit dem Tubus Lagen Aramid völlig ausreichend gewesen. Flügeln aus CFK gebildet, 50mm hoch, verschraubt und hält den Spiegelträger, der Verschraubt und verklebt (UHU Endfest 190mm lang und 1,6mm dick. Sie sind über die Justierschrauben justiert wird. Ma- 300) mit der Unterseite des Spiegelträgers seitlich am Alublock angeschraubt und denschrauben mit Druckfedern dienen zur sind drei 40mm×40mm×8mm Messing- so orientiert, dass sich zwei Arme schnei- Sicherung der Justage. quadrate, die eine zentrale Bohrung mit den (siehe Abb. 5). Hierzu wurden diese 10mm-Feingewinde haben. Diese nehmen zur Hälft e eingesägt, so dass sie sich in- die Justageschrauben auf. Gegen die Mes- einander stecken lassen. Diese Methode singquadrate drücken auch die Druck- garantiert, dass sich die Drehmomente, schrauben. Zentral besitzt der Spiegelträ- die durch das Angreifen äußerer Kräft e ger eine 13mm-Bohrung, durch die die zöllige Gewindestange für den Hauptspie- Surftipps gel geführt wird. Letztere sollte man sich Haufl er Industrievertretungen: www. eventuell 20–30mm länger liefern lassen, haufl er-iv.de um bei einem dickeren Spiegelträger si- R. F. Royce Precision Optical cherzugehen, dass sie das Montageset noch Components: www.rfroyce.com aufnehmen kann. United Lens Company: www. Royce empfi ehlt, bei senkrecht stehen- unitedlens.com dem Spiegel die Muttern nur so stark an- Pegasus Optics: www.pegasusoptics. zuziehen, dass der Spiegel gerade nicht com mehr von der darunter liegenden Platte Van Slyke Instruments: www. observatory.org Abb. 5: Die Fangspiegelspinne mit zen- nach vorne wegkippt. Ich habe die Mut- Finger Lakes Instrumentation: www. tralem Aluminiumblock. Die Spinnen- tern noch eine Viertel Umdrehung wei- fl i - c a m . c o m arme sind paarweise ineinander gesteckt ter angezogen, um ein versehentliches Homepage des Autors: www.astro.uni- und lassen sich dadurch nicht mehr ver- Verrutschen sicher zu unterbinden. Der bonn.de/~mischa

winden. optischen Abbildung hat das keinerlei Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

58 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 entstehen, gegenseitig aufh eben. Die Spin- ne lässt sich dann im Tubus auch mit gro- ßem Kraft aufwand nicht mehr verwinden. Dieses Prinzip fi ndet sich bei allen Groß- Abb. 6: Die Fangspiegelhalterung. teleskopen wieder, bei Gut zu erkennen sind die Druck- den meisten Amateur- schrauben zur Justage und die zen- teleskopen allerdings trale Hutmutter, die in eine Bohrung nicht. greift und als Gegenlager dient. Der zentrale Alu- block besitzt eine Längsbohrung, welche eine M12-Gewin- destange aufnimmt. Diese ist auf der Unterseite mit einer Hutmutter versehen und fi xiert eine 80mm große und 5mm dicke Aluscheibe gegen den Alublock. Die Scheibe besitzt in 120° Abstand drei gewindefreie Bohrungen für die M6-In- busschrauben zur Fangspiegeljustage. Diese greifen an eine zweite, identische Aluscheibe an, welche eine zentrale 12mm- Bohrung besitzt, in die die Hutmutter leicht eintaucht und so als Gegenlager fungiert (Abb. 6). Übergestülpt über die Justa- geschrauben sind drei harte Druckfedern. Auf der Unterseite der zweiten Aluscheibe befi ndet sich ein 45°-Winkel, zusam- mengeklebt (UHU Endfest 300) aus 8mm starken Carbontei- len. Auf der schrägen Fläche ist der Fangspiegel mit Ceresit Küchen-und Aquariumsilikon aufgeklebt (3–4 Klebestellen, etwa 1,5mm dick, 10mm Durchmesser).

Lüftung

Essentiell ist die Unterdrückung jeglichen Tubusseeings und das Zerstören des Warmluft kissens, das sich direkt über dem Hauptspiegel bilden kann. Das Tubusseeing wird über einen 120mm großen Lüft er kontrolliert, der in eine große Schaumstoff scheibe eingebettet ist. Mit dieser wird die Rück- seite des Tubus verschlossen (Abb. 2). Unterschiede in der Bildqualität habe ich zwischen den beiden verschiedenen Strömungsrichtungen bisher nicht feststellen können. Der Lüft er bläst durch drei große Bohrungen im Spiegelträger auch gleichzeitig die Unterseite des Hauptspiegels an und kühlt diesen so auf Umgebungstemperatur ab. Das Warm- luft kissen auf dem Spiegel lässt sich über ein oder zwei kleine 40mm-Lüft er verblasen, die seitlich am Tubus angebracht und schräg von vorne auf den Spiegel gerichtet sind.

Fazit

Mit etwa 100 Stunden Arbeitszeit und einem vergleichsweise moderaten fi nanziellen Aufwand von ca. 6000€ lässt sich ein hervorragend abbildender Astrograph bauen, der den mindestens doppelt so teuren kommerziellen Produkten gleicher Öff nung in nichts nachsteht. Für die meisten Arbeiten genügen eine Bohrmaschine und z.B. ein M6- und ein M10- Gewindeschneider. Professionelle Hilfe braucht man lediglich für die Feingewinde der Hauptspiegeljustage sowie die nöti- gen Adapter für Kamera und Fokussierer.

Ich möchte Cord Scholz danken, ohne dessen Antrieb und Ideen dieses Teleskop nie sein fi rst light erblickt hätte. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 59 Astrofotografi e

Kurze Brennweite – große Aufl ösung

Die Drizzle-Technik für Astrofotografen

VON MANFRED WASSHUBER

Eine Methode, die eigentlich für die Wide Field Planetary Camera des Hubble-Weltraumteleskops entwickelt wurde, hilft auch dem Astrofotografen, mehr Informationen aus Bildern, die mit geringer Brennweite aufgenommen wurden, herauszuholen. Neben den Abbildungseigenschaften der Optik und dem Seeing füh- ren auch zu große Pixel eines CCD- oder CMOS-Chips dazu, dass Information verloren geht. Insbesondere bei Bildern, die mit kleiner Brennweite aufgenommen worden sind, kann die Aufl ösung, also z.B. ein Stern- scheibchen, kleiner als die Pixelgröße der CCD-Kamera werden. Bei der Drizzle-Technik wird diese durch sog. Undersampling verlorene Information durch Überlagerung mehrerer leicht versetzter Einzelbilder und Übertragung auf ein Bild mit feinerem Raster gerettet.

Wann hilft die Drizzle-Technik?

Die Drizzle-Technik (engl. »Nieseln«) lässt sich nur an- wenden, wenn die Aufl ösung der Aufnahme höher als die Pixelgröße ist. Entscheidend für die Aufl ösung ist die Kom- bination von Aufnahmebrennweite des Teleskops zu Pixel- größe der CCD-Kamera. In unseren Breiten kann man bei guten Bedingungen von einem Seeing von durchschnittlich 2", in ausgezeichneten Nächten bis 1,5" ausgehen. Ist die Auf- lösung deutlich geringer als 2"/Pixel, dann spricht man vom Undersampling. Das bedeutet, dass Sternabbildungen und Details in Nebeln oder Galaxien dieser Größe kleiner als ein Pixel abgebildet werden und damit nicht aufgelöst werden können. Ist die Aufl ösung deutlich größer als 2"/Pixel, dann spricht man vom Oversampling. Hierbei werden der Stern oder die Details über mehrere Pixel verteilt dargestellt. Ent- sprechend dem Kriterium von Nyquist sollte ein Bilddetail mindestens doppelt so groß wie die Aufl ösung des Detektors sein, damit die komplette Information dargestellt wird. In meinem Fall hat das Teleskop mit eingesetztem Redu- zierer und Bildfeldebner eine Brennweite von 407mm. Die CCD-Kamera hat eine Pixelgröße von 6,7μm. Somit ergibt sich bei dieser Kombination eine Aufl ösung von 3,37"/Pixel, was in den meisten Nächten einem eindeutigen Undersam- pling entspricht. Die Kombination derselben Kamera mit einem 8"-Cassegrain bei 1280mm Brennweite ergibt dagegen eine Aufl ösung von 1,07"/Pixel – ideal für ein Seeing von 2". Es sollte berücksichtigt werden, dass sowohl Optik als auch Kamera die Aufl ösung noch verschlechtern können. Bei Optiken mit chromatischen Fehlern wird eine Luminanzauf- nahme nicht die volle Aufl ösung bringen, da der Stern durch Abb. 1: Kleine Brennweiten und feinpixelige CCD-Kameras – bisher den Farbfehler aufgebläht wird. Außerdem haben Aufnah- wurde bei dieser Kombination oft Aufl ösung verschenkt. Doch mit ei- men mit Digitalkameras oder Farb-CCD-Kameras aufgrund ner neuartigen Bildbearbeitungsmethode lassen sich auch mit kurzen der Bayer-Matrix, einem Farbfi lter, mit dem der Chip ähnlich Brennweiten erstaunliche Aufl ösungen erzielen. Das Bild entstand mit einem Schachbrett überzogen ist und der zu 50% aus Grün- einem 90mm-Refraktor bei 407mm Brennweite, Starlight HX916 CCD-

und je 25% aus Rot- und Blau-Filtern besteht, eine geringere Kamera, Belichtungszeiten 8×20 min (Hα), 6×10 min ([OIII]). Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

60 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Astrofotografi e

Ausgabe: feines Pixelgitter

geometrische Transformation

Eingabe: grobes Pixelgitter

Abb. 2: Das Prinzip der Drizzle-Technik. Die Information, die in den größeren Pixeln des Ausgangsbildes enthalten ist, wird auf die kleineren Pixel des Endbildes übertragen. Durch Versatz der einzelnen Ausgangsaufnahmen zueinander werden Informationen immer leicht unterschiedlich in das feinere Raster eingefügt, wobei sich über die Summe der Aufnahmen »reale« Zwischenwerte ergeben und so die Aufl ösung erhöht wird.

Aufl ösung als man von der Pixelgröße die- bildes entsprechend ser Chips ableiten würde. dem jeweiligen Flä- Eine weitere Voraussetzung für die An- chenanteil der Pixel wendung der Drizzle-Technik ist, dass die übertragen (Abb. 2). Bilder einen leichten Versatz zueinander Dabei werden Ver- haben müssen. Es genügt schon ein Bruch- schiebungen, Rotati- teil der Pixelgröße, es müssen lediglich onen und Verzeich- die Sterne bzw. das abzulichtende Objekt nungen durch die Abb. 3: Die Galaxie M 81 bei einer Brennweite von 407mm. Die mit einem leichten Winkelunterschied von Optik berücksichtigt. Aufnahme wurde mit der Drizzle-Technik bearbeitet. Daten wie in Bild zu Bild in den Aufnahmen abgebildet Aufgrund des Ver- Abb. 1, Belichtungszeit 6×10min (je RGB) und 9×20min (Hα). sein. Einige Programme wie Astroart oder satzes der einzelnen MaxinDL haben dafür in ihren Nachführ- Aufnahmen zueinander werden nun diese sen und schöne runde Sternabbildung zu funktionen schon die Funktion »Drizzle«, Informationen immer leicht unterschied- erhalten. Sechs bis acht Bilder sollten die wobei hier der Leitstern nach jeder Auf- lich in das feinere Raster eingefügt, wobei Untergrenze darstellen, je mehr Aufnah- nahme um einen bestimmten Betrag ver- sich über die Summe der Aufnahmen »re- men man macht, umso besser werden die setzt wird. Unter Umständen ergibt sich ale« Zwischenwerte ergeben, die über eine Ergebnisse nach dem Drizzlen. der Versatz bereits aus einer leicht unge- reine Interpolation, wie beim »norma- Durch das Drizzlen wird allerdings nauen Einnordung der Montierung; es len Vergrößern« eines Bildes, hinausgehen. nicht nur die Aufl ösung des Bildes erhöht, verbleibt ein kleiner Restfehler, der über Das Spezielle am Drizzlen ist, dass dabei sondern auch die Bildgröße steigt, und es die Zeit zu einer leichten Bildfelddrehung durch die Bearbeitung der Bilder einerseits kommt zu einer Vervierfachung des Da- bzw. zu einem leichten Bildversatz führt. die Abstände von Sternen erweitert wer- tenvolumens pro Bild. Warum dies notwendig ist, ergibt sich aus den, andererseits der »wahre« Sterndurch- der Funktionsweise der Drizzle-Technik. messer ermittelt wird, womit die Sterne Programme zum Drizzlen im resultierenden Bild weiter auseinan- Das Prinzip der Drizzle-Technik der stehen, aber weiterhin klein bleiben. Einige Programme bieten bereits in ih- Enge Doppelsterne, die zuvor nicht ge- rem Funktionsumfang eine Verwendung Das »Drizzlen« selbst ist eine mathe- trennt waren, können nach dem Drizzlen der Drizzle-Technik an, etwa Astroart 4.0 matisch recht aufwändige Methode. Der deutlich als Paare erkannt werden. Feine und das Freewareprogramm Iris 5.23, wo- interessierte Leser sei hier auf einige Inter- und schwache Sterne treten deutlicher in bei sich sowohl die Arbeitsweise als auch netquellen hingewiesen, die sich mit die- der Aufnahme hervor und haben ein de- das Ergebnis voneinander unterscheiden. sem Th ema intensiver auseinandersetzen fi niertes Zentrum. Strukturen in Nebeln Einfacher ist diese Drizzle-Funktion in (siehe Surft ipps). und Galaxien werden besser aufgelöst. Astroart anzuwenden. Dabei muss man Im Prinzip basiert die Methode darauf, Aber natürlich werden nicht nur die dass im Ergebnisbild die Anzahl der Pixel Daten der Sterne in das neue Raster um- Surftipps vergrößert wird, während die Fläche eines gerechnet, sondern alle Daten im Bild. Das Pixels verkleinert und die Aufnahme ent- hat zur Folge, dass der Himmelshinter- Grundlagen der Drizzle-Technik: www-int.stsci.edu/~fruchter/dither/, sprechend auf dieses feinere Raster um- grund bzw. schwache Nebelausläufer et- astrosurf.com/buil/us/spe9/lrgb22. gerechnet wird. Dazu wird die Informa- was grober erscheinen als vor dem Drizz- htm tion aus etwa der Hälft e der Fläche eines len. Daher braucht man zum Drizzlen auch Homepage des Autors: Pixels einer ursprünglichen Aufnahme eine ausreichende Anzahl von Bildern, um www.astroimages.at

auf die »betroff enen« Pixel des Ergebnis- den Hintergrund weiterhin glatt zu belas- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 61 Astrofotografi e

Wirkung der Drizzle-Technik

Anhand dreier Beispiele soll die Verbesserung der Aufl ösung nach dem Drizzlen demonstriert werden. Zunächst soll jedoch dargelegt werden, wie sehr sich die Drizzle-Technik von bisher üblichen Methoden unterscheidet. Dazu wird ein Ausschnitt aus einer Hα-Aufnahme des Pelikannebels mit 407mm Brennweite in drei verschiedenen Versionen (1 – 3) gegenübergestellt:

Beispiel 1: Aufnahmen normal gemittelt Beispiel 2: Einzelbilder auf 200% hochge- Beispiel 3: Aufnahme mit Drizzle-Technik und dann auf 200% vergrößert. rechnet und dann erst gemittelt. bearbeitet.

Beispiel 4: Aufnahmen normal gemittelt Beispiel 5: Aufnahme mit Drizzle-Technik Beispiel 6: Aufnahme mit einem 8"-Cas- und dann auf 200% vergrößert bearbeitet segrain Als nächstes Beispiel (4 – 6) dient eine Hα-Aufnahme des Nebels Sharp- less 235 im Fuhrmann. Hier ist zu sehen, dass die nach dem Drizzlen erst deutlich wahrnehmbaren Sterne wirklich real sind, wie der Vergleich der mit 407mm Brennweite entstandenen Bilder mit einer Aufnahme, die mit einem 8"-Cassegrain bei 1280mm Brennweite gemacht wurde, zeigt. Und zuletzt noch ein Ausschnitt aus einer Aufnahme des Pferdekopf- nebels. Der Nebel zeigt einen Detailreichtum, der ohne die Drizzle-Tech- nik bei einer Brennweite von 407mm nicht möglich wäre. Nicht nur die feinen Sterne, sondern vor allem die Strukturen in der Mähne des Pfer- dekopfes haben davon stark profi tiert.

härter, und es wird das der Vergrößerungsfaktor frei wählbar. Es Rauschen stärker betont. ist aber dabei zu berücksichtigen, dass eine Im Programm Iris sind höhere Vergrößerung auch eine größere einige Vorarbeiten zu er- Anzahl von Einzelaufnahmen erfordert. ledigen, bevor man die Es ist deshalb sinnvoll, wie in Astroart mit Funktion Drizzle aufrufen einem Faktor 2 zu arbeiten. Weiters muss lediglich im Optionen-Fenster des Prepro- kann. Das wäre zuerst die Registrierung man bedenken, dass Iris intern nur mit 15 zessors (jener Menüpunkt, unter dem die der Bilder mit dem Befehl »register«, um Bit rechnet. Daher sollten alle FITS-Da- Bilder gemittelt werden) die Schaltfl äche die Sternpositionen zu bestimmen und teien zuvor auf 15 Bit umgerechnet werden, für Drizzle anwählen. Dabei ist die Ver- danach die Angleichung der Sternhellig- um nicht die hellen Sterne und Objektin- größerung, also das Verhältnis der Seiten- keiten mit dem Befehl »scalecolor«, um git- formationen zu clippen und damit 50% der längen des Ausgangsbildes zum bearbei- terartige Artefakte bei der Berechnung zu Dynamik im Bild zu verlieren. Die Ergeb- teten Bild, fi x auf 200% voreingestellt und vermeiden. Die genaue Anwendung dieser nisse sind etwas weicher als in Astroart, kann auch nicht verändert werden. Die Er- Befehle ist in der Hilfedatei von Iris gut die Sterne werden nicht ganz so fein. gebnisse sind etwas schärfer als jene in Iris, beschrieben. Beim Aufruf der Funktion Es hängt daher sehr von der Aufnah-

jedoch ist der Hintergrund ebenfalls etwas Drizzle ist dann im Gegensatz zu Astroart me selbst ab, ob das Ergebnis der Drizzle- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

62 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Astrofotografi e

Technik in Astroart oder in Iris besser ausfällt. Man kann aber auch das Bild in beiden Programmen rechnen lassen und die Ergebnisse kombinieren, um somit ein Optimum aus beiden herzustellen.

Fazit

Die Drizzle-Funktion stellt eine fas- zinierende Möglichkeit dar, verborgene Details herauszuholen, wenn das Aufl ö- sungsvermögen höher als die Pixelgröße ist. Sowohl die Nachführung als auch die Schärfe müssen optimal sein, denn aus unscharfen oder schlecht nachge- führten Aufnahmen lässt sich kein In- formationsgewinn erzielen. Die Grenzen der Drizzle-Technik bei einer Pixelgröße des CCD-Chips von 6–9μm liegen meines Erachtens zwischen 200mm und 800mm Brennweite bzw. bei Aufl ösungen zwischen 2–5"/Pi- xel. In diesem Bereich gibt es eine Reihe von gängigen und für die Astrofotogra- fi e brauchbaren Optiken und CCD-Ka- meras. Abb. 4: Das Leo-Triplett bei einer Brennweite von 407mm. Die Aufnahme wurde mit der Drizzle-Technik bearbeitet. Daten wie in Abb. 1, Belichtungszeit 6×10min (je RGB). Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 63 Wissen

von Ulrich Beinert TECHNIKWISSEN Welches Stativ für Astrofotos ohne Nachführung?

tative sind aus der nächtlichen Fotografi e kaum wegzuden- An oberster Stelle des Stativs befi ndet sich der Stativkopf. Bei Sken. Und selbst für Tagaufnahmen empfi ehlt sich in vielen einfachen, preiswerten Stativen ist er fester Bestandteil des Sta- Situationen ein Stativ. Sagt doch eine Daumenregel, dass der tivs. Hochwertigere und teurere Stative erlauben meist die Aus- Kehrwert der Brennweite gleich der längsten Belichtungszeit ist, wahl eines auf die Anforderungen zugeschnittenen Kopfes, der bei der noch ohne Gefahr der separat gekauft werden muss. Stativköpfe sind in allen erdenk- Verwacklung aus der Hand fo- lichen Ausführungen erhältlich. tografi ert werden kann. Mit Die Stative selbst gibt es aus verschiedenen Materialien, in einem 28mm-Weitwinkel- erster Linie Aluminium, Kohlefaser (Carbon) und Holz. Im Allge- objektiv sollte also ab rund meinen lässt sich sagen, dass sehr preiswerte Stative wenig bis 1/30 Sekunde mit Stativ foto- gar nicht für ernsthafte Fotografi e geeignet sind. Diese lassen grafi ert werden, bei 300mm sich meist auf Höhen zwischen ein und zwei Metern ausfahren, Brennweite schon ab 1/300 wiegen aber nur wenige Hundert Gramm. Die Beine sind aus Sekunde. In der Astrofotogra- sehr dünnem Alumini- fi e, wo Belichtungszeiten weit um und dadurch an- jenseits der mit der Daumen- fällig für Torsion und regel bestimmten Grenzen Schwingungen. Sie liegen, ist ein solides Drei- sind besser als gar kein beinstativ unentbehrlich. Stativ, zeigen jedoch Es besteht aus drei verbun- bei widrigen Bedin- denen Teleskopbeinen, die gungen, dass für we- jeweils aus drei bis vier Rohr- nig Geld keine gute segmenten bestehen. Die Ar- Qualität zu haben ist. retierung der Beinsegmente Wer bereits solch ein kann eine Klemme, ein Dreh- Stativ besitzt, muss Abb. 2: Stativkopf mit abgenom- griff oder eine Flügelmutter nicht verzweifeln. Die mener Schnellkupplungsplatte. Die sein. Beim Kauf eines Stativs besten Ergebnisse lie- Schnellkupplungsplatte wird mit Hilfe sollte darauf geachtet werden, fert es, wenn die Beine der Fotoschraube am Stativgewinde Abb. 1: Ein solides Drei- dass keine Klemmen zur Arre- sowie die Mittelsäule der Kamera befestigt, so dass die Ka- beinstativ und ein einfaches tierung vorhanden sind. An eingefahren bleiben mera nur noch auf den Kopf gesetzt Kompaktstativ im Vergleich. diesen können – ganz beson- und keine allzu schwe- und festgeklemmt werden muss. Da Während das große Stativ auch ders bei Dunkelheit – leicht re Kamera benutzt diese Montageplatten einzeln erhält- schwerere Kameras ohne Sta- die Finger eingeklemmt wer- wird. Dies gilt übrigens lich sind, kann man jede Kamera damit bilitätsverlust trägt, sollte man den! Empfehlenswert sind auch für hochwertige ausstatten, so dass sich ein Kamera- dem Kompaktstativ nur leich- große Drehgriff e, die auch Stative, insbesondere wechsel sehr einfach gestaltet. tere Lasten aufsatteln und Sta- mit Handschuhen einfach zu wenn ein im Vergleich tivbeine und evtl. vorhandene bedienen sind. zur Kamera unterproportioniertes Stativ benutzt wird. Mittelsäule nicht ausziehen. Manche Stative haben an Zusätzliche Stabilität eines Stativs kann erreicht werden, in- der Verbindung der Beine dem ein Gewicht unter das Stativ bzw. die Mittelsäule gehängt noch eine Mittelsäule, die sich ausziehen lässt. Sie verhindert wird. Sofern es sich nicht um minuten- oder stundenlange Be- durch die höhere Position der Kamera, dass der Fotograf allzu lichtungszeiten handelt, kann auch ein Stück Seil, das zu einer nah am Boden herum kriechen muss, um durch den Sucher zu Schlaufe geformt wurde, unten ans Stativ gebunden werden. schauen. Eine ausgezogene Mittelsäule wirkt sich sehr negativ Die Schlaufe sollte nicht ganz bis zum Boden reichen, dann wird auf die Stabilität aus und ist daher der Philosophie eines Stativs sie mit einem in die Schlaufe gestellten Fuß nach unten belastet. (die Kamera ruhig zu halten) eher gegenläufi g und nur aus Kom- Das erhöht die Stabilität und verringert die Anfälligkeit gegen fortgründen notwendig. Schwingungen.

Materialien für Fotostative Einfl ussfaktoren auf die Stabilität Holz Aluminium Kohlefaser/Magnesium mehr Stabilität weniger Stabilität • sehr gutes Schwingverhalten • preiswert • leicht Beinsegmente zusammen Beinsegmente auf voller Länge • bleibt in kalten Nächten • robust • robust Mittelsäule eingefahren Mittelsäule ausgefahren relativ warm • ökologisch Windstille starker Wind • witterungsempfi ndlich • schwer • teuer leichte Kamera schwere Kamera • höherer Pfl egeaufwand • wird in kalten Nächten sehr kalt schweres Stativ leichtes Stativ • kann sich verziehen • schlechtes Schwingverhalten • wenig Auswahl Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

64 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Ereignisse

Rückblick: Kosmische Begegnungen en g Saturnbedeckung am 2. März

Das Ereignis blieb aufgrund schlechten Wetters im deutschen Sprachraum weitgehend unsichtbar. Die erste Serie entstand beim Eintritt des Planeten um 3:36: MEZ. 10"-SCT bei 2500mm, Canon EOS 10D, ISO 400, 1×1/45s (unten). Dirk Zirwick Von Turin in Italien aus entstand die zweite Sequenz mit 8"-SCT bei 2000mm, Philips ToUCam Pro II (rechts). Mario Weigand Beobachtun

Lichtstrahl im Iridium-Flare am 9. Februar Hesiodus Gleich zwei Telekommunikationssatelliten verursachten am Abend des 9.2. gegen 19:42 MEZ eine helle Spiegelung des Sonnen- Das seltene Phänomen auf lichts parallel zu einander. Dabei wurden scheinbare Helligkeiten dem Mond (vgl. interstellarum von –4m,3 und –7m,1 erreicht. Die Aufnahme eines Flares entstand 44, 46) konnte in einer Zeich- mit einem 18mm-Objektiv, Canon EOS 300D Digitalkamera und 30 nung am 27.3. gegen 22:50 Sekunden Belichtungszeit. Peter Heinzen MESZ festgehalten werden. 3,1"-Refraktor bei 178×. Lambert Spix

Asteroid 2006 VV2 bei M 81/82 Digitalfoto, 29.3.2007, 03:28: MESZ, 4"-Refraktor bei 500mm, Canon 10D modifi ziert, ISO 400/800, 2×260s, Startzeiten der Aufnahmen 03:28 und 03:33. Rudolf Dobesberger

Mitarbeit

Senden Sie uns aktuelle Berichte und Fotos zu astronomischen Ereignissen, die in der Rubrik »Himmel« angekün- digt werden. Digitale Aufnahmen können Sie direkt auf www.interstellarum.de auf unseren Server laden. Wir veröf- fentlichen eine Auswahl der Einsendungen im nächsten Heft. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 65 Ereignisse Die totale Mondfi nsternis vom 3./4. März 2007

Abb. 1: Eine Bilderbuchfi nsternis konnte trotz schlechter Wettervorher- sage auch an vielen Standorten in Mit- teleuropa verfolgt werden. 4,1"-Refrak- tor bei 670mm Brennweite, Canon EOS 350D. Mario Weigand

Abb. 2: Zum Beginn der totalen Pha- se ist ein deutlicher Helligkeitsgradi- ent erkennbar. 4"-Refraktor bei 600mm Brennweite, Canon EOS 30D. Sebastian Voltmer Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

66 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Ereignisse

Abb. 3: Gegen Ende der totalen Phase erinnert der Anblick an Abb. 4: Mondfi nsternis-Stimmung zum Ende der Totalen Pha- einen Augapfel. 5"-Refraktor bei 1100mm Brennweite, Olympus C- se. 4"-Refraktor bei 500mm Brennweite, Canon EOS 10D, ISO 400, 4040Z. Erich Kopowski 1s. Rudolf Dobesberger

Abb. 5: Orange glüht der Mond im Sternfeld. 3"-Refraktor bei Abb. 6: Wie eine Apfelsine wirkt der verfi nsterte Mond. 5"-Re- 500mm Brennweite, Canon EOS 20D, ISO 400, 3,2s. Tobias Dietrich fraktor bei 1000mm Brennweite, Canon EOS 20Da, ISO 400, 1×4s. Wilfried Langer

Abb. 7: Ablauf der Finsternis über drei Stunden. 8"- Newton bei 1120mm Brennweite, Canon EOS 350D, 3s/8s. Thomas und Claudia Winterer Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 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. 53, Aug./Sep. 2007 M 72GCAqr 21h 33,5min –00° 49' 20.5.2007 Fotos und CCD-Bilder von Deep-Sky- NGC 7009 PN Aqr 21h 04,2min –11° 22' Objekten zusammenzuführen. In jeder Nr. 54, Okt./Nov. 2007 M 77 GxCet 02h 42,7min 0° 01' 20.7.2007 Ausgabe werden im Abschnitt »Him- mel« zwei Objekte vorgestellt, zu denen NGC 1055 GxCet 02h 41,8min 0° 01' jeweils ein Jahr später die Beobachtun- Nr. 55, Dez./Jan. 2008 M 1GNTau 05h 34,5min +22° 01' 20.9.2007 gen veröff entlicht werden. Senden Sie NGC 2175 OC Ori 06h 09,6min +20° 29' uns Ihre Ergebnisse – wir drucken eine Nr. 56, Feb./Mär. 2008 M 81 GxUMa 09h55,6min +69° 04' 20.11.2007 Auswahl der Bildresultate und Beschrei- M 82 GxUMa 09h55,8min +69° 41' bungen ab. Weitere Informationen und h min Beobachtungen Daten zu den Objekten der Saison fi n- Nr. 57, Apr./Mai 2008 M 98 GxCom 12 13,8 +14° 54' 20.1.2008 den Sie im Internet unter www.interstel- NGC 4216 GxVir 12h15,9min +13° 8,8' larum.de/ods.asp, ebenso eine Möglich- Nr. 58, Jun./Jul. 2008 NGC 6572 PN Oph 18h 12,1min +06° 51' 20.3.2008 keit, Resultate direkt online einzusenden. NGC 6633 OC Oph 18h 24,7min +06° 34'

M 13

CCD-Aufnahme, 16"-Cassegrain bei 3600mm, STL 11000, 6×600s (L), 10×180s (L), 1×600s (R), 1×600s (G), 1×600s (B), Astronomik-Filter.

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

68 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 OdS

M 13

bloßes Auge: fst 5m,9; nachdem ich einmal unter sehr guten Bedingungen M 13 mit bloßem Auge entdeckt hatte, fi nde ich ihn auch unter schlech- terem Himmel immer wieder leicht, die Grenzgröße von 5m,9 in der Leier war dabei bisher das Minimum für eine indirekte Sichtung. Kay Hempel bloßes Auge: fst 6m,5; mein Gradmes- ser für die Himmelsgüte im Sommer! Unter den beschriebenen Bedingungen ist er bei direktem Sehen grade so zu erkennen; indirekt wird er zu einem Digitalfoto, 10"-Newton bei 1270mm, Canon EOS 20Da, 10×30s, kein-Filter. einfachen Objekt. Matthias Kronberger Thomas Tuchan bloßes Auge: fst 6m,7; M 13 ist bei gutem Himmel leicht zu sehen. Der Haufen kann gerade eben von einem Stern unterschieden werden (ein wenig unscharf). Uwe Pilz 8×32-Fernglas: fst 5m,6; zu sehen ist ein schöner, heller, nahezu run der Nebelfl eck. Es sind keine Einzelster- ne sichtbar. 8×. Matthias Kleinke 10×50-Fernglas: fst 6m,5; sehr hell, als Kugelsternhaufen erkennbar. Im Randbereich »körnig«. 10×. Uwe Pilz 12×50-Fernglas: fst 6m,0; als kleiner, runder Fleck zwischen zwei hellen Ster- nen zu sehen. 12×. Andreas Kaczmarek 50/-Refraktor: Bortle 5; freihän- dig deutlich als kleiner, kreisrunder Fleck zu sehen. 10×. Michael Klein 8×56-Fernglas: fst 4m; unter Vorstadt- himmel ist der Kugelsternhaufen sehr leicht mit dem Fernglas aufzufi nden. CCD-Aufnahme, 160"-Refraktor bei 1200mm, STL 6303, 3×100min, 3×200min, Er zeigt sich in meinem 8×56-Feldste- 3×200min, 3×200min, LRGB-Filter. Konstantin v. Poschinger cher schon klar als fl ächiger, runder Nebelfl eck. 8×. Benjamin Hartmann 60/700-Refraktor: fst 5m,0; eine meiner ersten Deep Sky Beobachtungen im Frühjahr 1976. M 13 ist direkt als runder diff user Nebel zwischen zwei helleren Vordergrundsternen sichtbar. Zum Zen- trum ist ein deutlicher Helligkeitsan- stieg zu beobachten. 35×. Klaus Wenzel 60/910-Refraktor: fst 6m,3; bei guten Bedingungen ist der Haufen in den Randzonen körnig zu sehen. 75×. Andreas Kaczmarek 70/900-Refraktor: fst 5m,8; bei 36× zeigt sich M 13 als heller nebulöser, fast kreisrunder Fleck mit konzentriertem Zen- trum. Bei 90× blitzen mit indirektem Sehen bereits einige Einzelsterne am Rand des Kugelsternhaufens auf, der Rest wirkt leicht körnig, aber nach wie vor als Nebel. 90×. Benjamin Hartmann Digitalfoto, 12"- 20×80-Fernglas: Bortle 4; groß, hell, Newton bei exakt rund. Die Außenbereiche werden 1440mm, Canon aufgelöst, auch im dichteren inneren EOS 350D, ISO Teil blitzen Sterne hervor. 20×. Uwe Pilz 800, Idas LPS- 90/1250-SCT: fst 5m,5; Optik: Maksutov- Filter, 16×2 min. Cassegrain: Heller, konzentrierter Nebel, bei indirektem Sehen wirkt er > S.70 Oliver Schneider Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 69 Rubrik

Digitalfoto, 7"-Refraktor bei 1380mm, Canon EOS 350D, ISO 800, 10×25s, kein-Filter, Summenbild Registax, Dark und Flat- abzug mit AstroArt3. Axel Ern

Digitalfoto. Oliver Aders

CCD-Aufnahme, 6"-Newton bei 880mm Brennweite, Starlight Xpress MX7C, 10×2min. Torsten Güths

Zeichnung, 3,7"-Maksutov Zeichnung, 6"-Newton bei bei 48×. Ronald Nowosad 170×. Felix Dörfl inger

CCD-Aufnahme, 10"-Astrograph bei 850mm, SBIG ST-8XE, 2×5min (L), 1×2min (R), 1×2min (G), 1×2min (G). Ullrich Dittler

Fortsetzung > leicht körnig, d.h. es stechen Die nicht ganz runde Form ist deutlich Bildfeldes. Wollte eigentlich Sterne zäh- einige Sterne hervor. 50×. Johannes Kohr zu erkennen. 200×. Matthias Kleinke len, um die Grenzgröße des Teleskops 114/900-Newton: fst ~6m,0; bei 25× noch 250/1250-Newton: fst 3m,0; großfl ächiger abschätzen zu können. Einfach atem- ein diff uses Bällchen mit graduellem Kugelsternhaufen. Kurzzeitig Zentrum beraubend! 125×. Matthias Kronberger Helligkeitsabfall nach außen hin, blit- sehr weit aufgelöst. Über die gesamte 305/1625-Newton: Bortle 5; ein großer, zen bei 100× schon die ersten Stern- Dauer der Beobachtung jedoch nur vom bis in das Zentrum in Einzelsterne aufge- chen in den Randbezirken auf. Su- Rand aus aufgelöst. 63×. Steven Müller löster Kugelhaufen. Einige Sternketten per! 100×. Matthias Kronberger 250/2500-SCT: fst 4m,9; bei 100× schon sind erkennbar. Man hat einen deutlich 150/750-Newton: fst ~6m; ein bereits fast komplett aufgelöst. Geringe Kon- dreidimensionalen Eindruck. Wunder- im 8×50-Sucher leicht zu sehender gro- zentration zum Zentrum, aus dem schöner Anblick!. 232×. Michael Klein ßer Haufen.Bei 170facher Vergrößerung viele Einzelsterne hervorstechen, das 320/1440-Newton: Bortle 4; prachtvoll, scheint der Haufen bis ins Zentrum auf- jedoch erst bei 300× komplett auf- bis ins Zentrum aufgelöst. Der innere, gelöst.Es sind zwei Sternketten deutlich gelößt wurde. 100×. Johannes Kohr etwa 6' große dichte Bereich ist voll- zu erkennen. 50–170×. Felix Dörfl inger 254/1140-Newton: fst 6m,5; Myriaden von ständig mit Sternen gefüllt. Nach au- 200/1000-Newton: fst 6m,3; schon bei Lichtpunkten, eingebettet in unaufge- ßen wird die Sterndichte geringer bis dieser relativ geringen Vergrößerung ist löstes Hintergrundglimmen, Sternket- zu einer wahrnehmbaren Ausdehnung der Haufen bis zum Kern hin in Einzel- ten, die sich spiralförmig vom Zentrum von 15'. In alle Richtungen nach außen sterne aufgelöst. 80×. Andreas Kaczmarek nach außen schwingen – und um dem außer Nordosten laufen Sternketten. Das äußere Gebiet ist von zwei stern- 200/1200-Newton: fst 5m,6; ein herr- Ganzen die Krone aufzusetzen, schwebt armen Gebieten durchzogen, die wie licher Anblick. Bereits bei 90× funkeln auch noch der diff use Schimmer der Ga- dunkle Streifen wirken. 240×. Uwe Pilz auch bis ins Zentrum Einzelsterne auf. laxie NGC 6207 am nördlichen Rand des Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

70 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 OdS

180° 1,0" Zeta Herculis 2010 2007 2015 Zeta Her beobachte ich schon seit 2005 1985. Der Begleiter war damals mit 2004 2020 2003 einem 150mm-Newton-Spiegeltele- 270° 90° skop bei 250facher Vergrößerung bei 2002 2025 2027 ruhiger Luft nicht allzu schwer sicht- 2001 bar, die Distanz der beiden Sterne 2000 2030 0° 2032 betrug 1,4". Der Doppelstern wurde durch seine rasche Umlaufbewe- gung im Lauf der Jahre immer schwieriger, die letzten Beobach- tungen gelangen mir 1997 bei einer Distanz von 1,15" mit einem 130mm-Refraktor. Nach dem für mich unbeobachtbaren Periastron im Jahre 2002 mit nur 0,5" Distanz war das System 2005 und 2006 bei 1,0" Distanz sehr schwierig im 130mm-Refraktor (meist bei 260× beobachtet). Bei nicht ganz optimalem Seeing (auf der Pickering-Skala 5–6) bewegt sich der erste Beugungsring und zerfällt oft in kleinere Bogenstückchen und Fleckchen und verdeckt dann den viel schwä- cheren Begleitstern. Nur bei sehr gutem Seeing hält der erste Beu- gungsring still und ließ dann den Begleiter eindeutig erkennbar wer- CCD-Aufnahme, 20"-Newton bei 2500mm, STL-6303E, den. Es liegt wirklich am Seeing: auch Beobachtungen mit größerer 3×240s (L), 3×120s (R), 3×120s (R), 3×120s (B), LRGB-Satz As- Öff nung (180mm-Cassegrain, 300mm-Schmidt-Cassegrain, 450mm- tronomik-Filter. Thomas Westerhoff Newton) zeigen den Begleiter nur bei sehr gutem Seeing wirklich eindeutig. Die schönste Beobachtung machte ich am 13.7.1996 mit dem 150/3000mm-Refraktor der Wiener Urania-Sternwarte wenige Minuten vor Sonnenuntergang, also am Taghimmel. Bei 300facher Vergrößerung war der Begleiter deutlich erkennbar, ein wenig außerhalb des ersten Beugungsrings (Distanz 1,3"). Der helle Hauptstern erschien Jahr PW- PW- Distanz wie öfters deutlich et- Schätzung Ephemeride was gelblich. 1985 113° 106° 1,4" Über die Jahre konn- 1995 67° 58° 1,4" te ich die Umlaufbe- wegung von Zeta Her 1996 45° 51° 1,3" nicht nur durch die Dis- 2006 200° 210° 1,0" tanzänderungen sondern auch durch ein- fache Positionswinkelschätzungen verfolgen. Bei ausgeschalteter Nachführung wandert der Stern im Okular genau nach Westen – im umkehrenden Fernrohr 9 Uhr auf einem gedachten Uhrziff erblatt CCD-Aufnahme, 7"-Newton bei 1080mm, Atik 16HR, 14×2min mit dem Hauptstern in der Mitte. Die Richtung zum Begleiter – der (L). Hannes Bachleitner Positionswinkel – lässt sich dann auf ganze »Stunden« (30°) und manchmal auch etwas besser abschätzen. Die Abnahme des Positi- onswinkels durch die Umlaufbewegung ist deutlich über die mehrere Jahre verteilten Beobachtungen erkennbar (Tabelle). Wolfgang Vollmann

Zeta Herculis

8×32-Fernglas: fst 5m,6; ein schöner Stern in hübschem Um- feld. M 13 und ε Her sind mit im Gesichtsfeld. Seine Doppel- sternnatur bleibt natürlich verborgen. 8×. Matthias Kleinke 150/1500-Maksutov: fst 5m,5; konnte nicht getrennt werden. Uwe Pilz CCD-Aufnah- 305/1625-Newton: Bortle 5; ein schwierig zu trennender Doppelstern. me, 9,25"-SCT Bei Dunkelheit überstrahlte der hellere den schwächeren Stern. Erst bei 1410mm, bei einer Beobachtung in der Dämmerung gelang es dann, die beiden Watec WAT- Komponenten blickweise deutlich zu trennen. 345×. Michael Klein 120N, 144×10s, 320/1440-Newton: Bortle 3–4; erstaunlich schwierig. Der Doppelstern kann bei normaler Luftruhe nur blickwei- 228×2,54s, IR- se getrennt werden. Der Positionswinkel beträgt etwa Filter. Manfred 200°, diese Angabe ist aber unsicher. 240×. Uwe Pilz

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

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 71 72 Beobachtungen 17×10min (H 17×10min 3"-Refraktor bei 500mm Brennweite, 500mm bei 3"-Refraktor CanonEOS 20Da Digital- Galerie inter Deger kamera, 1600kamera, ISO, 5×6min, IDAS LPS-Filter. RalfPitscheneder Der westliche Teil hel- westliche mitdem 6960 Der NGC Cirrusnebels des Der Rosettennebel Der len Sternlen 52 Cygni Astrofotos unserer Leser unserer Astrofotos 17.7.2005, aus Mosaik 3Aufnahmen miteiner Pentax Op- Matthias Juchert Matthias Digitalkamera. 555 tio Nachtwolken Im Juni und Juli ist die Zeit der Leuchtenden Leuchtenden der dieZeit ist Juli und Juni Im stellarum 52 α ), 2×10min (R), 2×10min (G), 2×10min (B). Michael •Juni/Juli 2007 . Diesesschöne Panorama stammt vom . 4,5"-Newton bei 440mm, SBIG ST2000XM, SBIG ST2000XM, 440mm, . 4,5"-Newton bei wird gernefotografi hier miteinem ert,

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Der Tarantelnebel NGC 2070 in der Großen Magellanschen Die Spiralgalaxie M 101 in ihrer ganzen Pracht mit zahlreichen Wolke. 8"-Astrograph bei 760mm Brennweite, Finger Lakes FLI HII-Regionen und Sternhaufen. 18"-Cassegrain bei 3600mm Brenn- 6303E CCD-Kamera, 60min (H), 20min (R, G), 30min (B), 20min ([OIII]). weite, SBIG STL-11 CCD-Kamera, 12×10min (L), 3×5min (je RGB). Gerald Rhemann und Michael Jäger Bernd Liebscher Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 73 Termine Termine für Sternfreunde Juni–August 2007

2.–3.6.: Kleinplanetentagung 2007, Ar- 28.7.–4.8.: SpaceCamp im FEZ chenholdsternwarte in Berlin-Treptow Berlin, Freizeit- und Erholungs- L zentrum Berlin-Wuhlheide www.amateursternwarte.de L Werner Bachmann, orbi- tall – Raumfahrt im FEZ-Berlin, 030/53071538, spacecamp@fez- berlin.de

30.7.–5.8.: Space Camp Hof, Jugend- 2.6.: Astro-Technik- und Vereinstreff herberge Hof (ATV), Uebigau bei Herzberg L Sternwarte Hof, Egerländer Weg L Ralf Hofner, Walther-Rathenau-Str. 25, D-95032 Hof, 09281/95278, www. 4b, D-04895 Falkenberg, 0176/22837911, spacecamp-hof.de [email protected], www. herzberger-teleskoptreff en.de/atv/2007

28.7.–11.8.: Astronomisches Sommer- 24.8.: 6. Hofer Teleskoptref- lager, Bauersberg in der Rhön fen, Sternwarte Hof L Tobias Opialla, Reinickendorfer Str. L Sebastian Wolfrum, Stern- 75, D-13347 Berlin, 030/7733752, tobias@ warte Hof, Egerländer Weg vega-astro.de, www.vega-astro.de/ 25, D-95032 Hof, 09281/95278, sommerlager/. [email protected], www. sternwarte-hof.de. 8.8.–12.8.: 5. Amateur-Teleskoptreff en- Burgwald (ATB), Wohratal-Hertingshausen L Astronomie-Gruppe Lahn/Eder e.V., [email protected], www. astronomie-lahn-eder.de

16.–19.8.: 10. Bayrisches Teleskoptreff en (BTM), Osterberg bei Pfünz Uli Zehndbauer, [email protected], www. 29.7.–18.8.: 43. Interna- beobachterforum.de tional Astronomical Youth Camp (IAYC), Tremesek, Tschechische Republik 10.–12.8.: Swiss Star Party, L Klaas Vantournhout, Gurnigel im Berner Oberland Eninkstraat 21, B-8210 L Radek Chromik Leuenberger, 10.–12.8.: Sommer Starparty 2007, Loppem, 0032/5082/4140, Föhrenweg 71, CH-3095 Spie- Raiff eisen-Volkssternwarte Mariazell [email protected], www.iayc. gel, 0041/31/9718503, radek. L Wiener Astronomische Arbeitsge- org/next_camp.php [email protected], www. meinschaft, 0043/664/2561221, www. teleskoptreff en.ch waa.at/kontakt/anmeldung.html Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

74 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Rezensionen

Astronomers’ Observing Guides: »Nebulae« Kunstwerk Kosmos und »Galaxies« Kunstwerk Kosmos« – dieser Titel verspricht eindrucksvolle Aufnah- Die Springer-Reihe »Astronomers’ Observing »men aus den Tiefen des Alls, Bilder zum Staunen und zur Freude Guides« ist eine Serie von Büchern für Amateuras- des Betrachters. Nach dem Aufschlagen des Buches wird bereits beim tronomen, in der jedes Buch einer bestimmten Ob- Lesen des Prologs deutlich, dass der Autor mit seinem Buch weitere Service jektklasse gewidmet ist. Einige Titel der Reihe sind Ziele verfolgt: Das Buch soll uns das All als Kunstwerk vorstellen und bereits 2005 und 2006 erschienen, andere befi nden dabei den Schöpfungsgedanken nahe bringen. Es soll die Erweite- sich für 2007 in Vorbereitung. Zum Jahresbeginn er- rung des Weltbilds durch die moderne Forschung darstellen und da- schienen die Beobachtungshandbücher über Nebel bei die »unbeschreibliche Genialität seines Urhebers« dokumentieren. und Galaxien. Die vier Kapitel widmet der Autor verschie-- Stephen Coe beginnt in seinem Buch »Nebulae denen Entfernungsbereichen. Er beginnt and How to Observe Them« mit einer Einführung in mit Bildern vom Rand des Kosmos und die Himmels- und Deep-Sky-Beobachtung, erläutert zeigt das Hubble-Teleskop, die Verteilung die Computernutzung in der Astronomie und die der Hintergrundstrahlung und Galaxien. Beobachtungsplanung. Mit besonderem Augenmerk Den Abschluss bildet der Planetarische behandelt er das wichtige Thema »Sehen lernen«. »Katzenaugen«-Nebel, der zwar aus un- Nach einer Erläuterung der verschiedenen Ne- serer Perspektive nicht am Rand des Kos- belarten und deren Besonderheiten bei der Beo- mos liegt, aber über den der Autor kons- bachtung beschreibt der zweite Teil des Buches die tatiert, dessen periodische Gasausstöße wichtigsten Nebel pro Jahreszeit und pro Sternbild und die diametralen Jets seien derzeit und ergänzt dies um ein Objektverzeichnis von ca. unverstanden. Den nächsten Abschnitt 400 Nebeln. bilden Szenen unserer Milchstraße: Der Wolfgang Steinicke und Richard Jakiel folgen in Konus-Nebel als Thron Gottes, Adler-Ne- »Galaxies and How to Observe Them« eher dem klas- bel, Krebs-Nebel, die Spiralgalaxie M 82 Dr.DNb Norbert Pailer, PilK Kunst- sischen Muster der Springer-Reihe, indem sie an den (die jedoch nicht in unserer Milchstraße werk Kosmos. Hänssler Anfang des Buches die Einführung in die physika- liegt), und verschiedene weitere Objekte. Verlag GmbH & Co. KG lischen und theoretischen Grundlagen von Galaxien Das neue Bild unserer Planeten folgt im 2006, ISBN 978-3-7751- und Galaxienhaufen sowie deren Klassifi kation, Dy- dritten Abschnitt und reicht von Venus 4516-8, 12,95 €. namik, Katalogisierung und Nomenklatur stellen. Da- bis zu den Saturnmonden. Das vierte und nach folgt eine Einführung in relevante Beobachtungs- letzte Bildkapitel »Am Morgen der Schöpfung« stellt irdische Aufnah- instrumente und die visuelle Beobachtung an sich. men der alttestamentarischen Schöpfungsgeschichte gegenüber und Nach Hinweisen zur Beobachtungsplanung und aus- versieht wie die anderen Abschnitte des Buches viele der Aufnahmen führlichen Vorschlägen für Beobachtungsprogramme mit Zitaten oder Bibeltexten. Im Epilog wird der Autor konkret und werden die verschiedenen Galaxienarten, Paare und nimmt Bezug auf das im Prolog defi nierte Ziel des Buches. Er führt das Gruppen von Galaxien und außerordentliche Objekte Weltbild im Unterschied zum Naturbild ein und behauptet, das Natur- (z.B. Galaxien bei hellen Sternen) anhand individueller bild suche nicht Wahrheit, sondern den »nachprüfbaren Weg zu be- Objekte sowie in Tabellenform dargestellt. währtem Wissen«. Das Weltbild enthalte dagegen Aspekte, die sich im Thomas Rattei Naturbild nicht ausdrücken lassen. Die Argumentation kommt zu dem Schluss, das Weltbild sei für Menschen wichtiger als das Naturbild. Die logische Nachvollziehbarkeit des Textes fehlt ganz, als die Episode einer Diskussion zur Liebe im Weltbild als Beleg für die emotionale Tiefe des Bekenntnisses im Weltbild herangezogen wird. Den Schöpfungsgedanken vermittelt der Autor durchweg durch emotionale Argumentation. Seine im Epilog geäußerten Gedanken zum Weltbild und Naturbild bleiben abstrakte Behauptungen und können anhand des Buches nicht nachvollzogen werden. Dadurch reduziert sich der Spielraum für den Leser: Er kann dem Autor vertrauen oder nicht. Art und Inhalt des Buches folgen somit einem Argumentationsweg, der von Anhängern des »Intelligent Design« oder des Kreationismus oft ein- geschlagen wird. In einem anderen Buch behauptet derselbe Autor, die Ringsysteme des Sonnensystems seien Kurzzeitphänomene und somit Hinweise darauf, dass die Ringe und ihre Planeten nicht gemäß der kos- Wolfgang Steinicke and Richard Jakiel, Galaxies and mologischen Theorie der Planetenbildung entstanden sind, sondern How to Observe Them. Springer-Verlag London Limi- von Gott geschaff en wurden – vor kurzer Zeit (Pailer/Krabbe, Der ver- ted 2007, ISBN 978-1-85233-752-0, 26,70 €. messene Kosmos, S. 127ff .). Eine fundierte Auseinandersetzung mit dem Schöpfungsgedanken braucht mehr als subjektive Behauptungen und Stephen Coe, Nebulae and How to Observe Them. emotionale Schlüsse – und somit mehr, als dieses Buch bietet. Springer-Verlag London Limited 2007, ISBN 978-1- Thomas Rattei

84628-482-3, 26,70 €. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 75 Vorschau

Impressum Demnächst in interstellarum Verlag Oculum-Verlag GmbH Westliche Stadtmauerstr. 30a D-91054 Erlangen Ein Sonnenteleskop der WWW: www.oculum.de Extraklasse E-Mail: [email protected] Ein ambitionierter Sonnenbeob- Tel.: 09131/970694 achter erfi ndet einen neuen Te- Fax: 09131/978596 leskoptyp – und zeigt beeindru- Vertrieb ckende Fotos unseres Sterns. für Deutschland, Österreich, Schweiz, Italien Laser, Chesire & Co. Verlagsunion KG Newton-Justage leicht gemacht Am Klingenweg 10 – im Produktvergleich lassen wir D-65396 Walluf mehr als ein Dutzend Modelle Redaktion gegeneinander antreten. [email protected] Beobachtungsplätze in Ronald Stoyan, Chefredaktion (-rcs) Südafrika Susanne Friedrich, Lektorat (-sf) Stephan Schurig, Layout/Web (-ssg) Namibia ist als Standort für Frank Gasparini, Grafi ken (-fg) Südhimmelbeobachtungen be-

ALESKE Matthias Gräter, Repro (-mg) P liebt, doch auch Südafrika hat Daniel Fischer, Newsletter (-df) ARALD

viele gute Beobachtungsmög- H lichkeiten zu bieten. Ein erfah- Mitarbeit rener Astrofotograf stellt mehrere Plätze vor. Ulrich Beinert (Technik-Wissen), Peter Friedrich (Schlag- zeilen), Béla Hassforther (Veränderlicher aktuell), Man- Im Reich der Rillen fred Holl (Sonne aktuell), Matthias Juchert (Astronomie mit bloßem Auge, Objekte der Saison), André Knöfel Mondrillen faszinieren (Himmelsereignisse), Matthias Kronberger (Objekte visuelle und fotografi sche der Saison), Burkhard Leitner (Kometen aktuell), Uwe Beobachter. Der Mondspa- Pilz (Praxis-Wissen), Thomas Rattei (Rezensionen), Nico ziergang führt ins Reich Schmidt (Astronomie mit dem Fernglas), Martin Scho- der Rillen auf der Mitte der enball (Deep-Sky-Herausforderung) Mondscheibe. Astrofotografi e Siegfried Bergthal, Stefan Binnewies, Radek Chromik, Die Skynyx CCD- Torsten Edelmann, Bernd Flach-Wilken, Michael Hoppe, Kameras Bernhard Hubl, Michael Jäger, Walter Koprolin, Gerald Rhemann, Andreas Rörig, Johannes Schedler, Rainer Eine neue Generation von Sparenberg, Sebastian Voltmer, Mario Weigand, Hein- CCD-Kameras in der Praxis. rich Weiß, Volker Wendel, Peter Wienerroither Wir analysieren Stärken ILKEN Manuskriptannahme -W und Schwächen.

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ITTLER nern/vergrößern, sowie orthografi sche und sprachliche D Korrekturen vorzunehmen. Eingesandte Beiträge wer- LRICH U den nicht sinnentstellend verändert bzw. gekürzt ohne Einverständnis des Autors. Der Verlag übernimmt keine 13.7.2007 Haftung für unverlangt eingesandtes Material. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

78 interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 Impressum

Abo-Service 44,80 € (Ausland), erscheint zweimonatlich Oculum-Verlag GmbH Anfang Feb., Apr., Jun., Aug., Okt., Dez. Leserhinweise Westliche Stadtmauerstr. 30a, Private Kleinanzeigen Bildorientierung: Allgemein: Norden D-91054 Erlangen können kostenlos unter www.interstellarum.de/ oben, Osten links; Planeten: Süden E-Mail: [email protected] kleinanzeigen.asp aufgegeben werden oben, vorangehender Rand links Tel.: 09131/970694 (Mo–Do 10:00–15:00) Datenquellen: Sonnensystem: Kos- Geschäftliche Anzeigen Fax: 09131/978596 mos Himmelsjahr, Ahnerts Kalen- es gilt Preisliste Nr. 8 vom 1.11.2006 der für Sternfreunde, Cartes du Ciel; Bezug Stephan Schurig, Anzeigenleitung Deep-Sky: Deep Sky Reiseführer, Jahresbezugspreise 2007 inkl. Zustellung frei Fax: 09131/978596 NGC/IC W. Steinicke, Deep Sky Field Haus: 39,90 € (D), 44,80 € (CH), 42,90 € (A), E-Mail: [email protected] Guide Koordinaten: äquatoriale Koordina- Inserenten dieser Ausgabe tenangaben, Äquinoktium 2000.0 Helligkeiten: sofern nicht anders an- APM Telescopes 6 Berlebach Stativtechnik 77 Oculum-Verlag 41 gegeben V-Helligkeit Astronomie.de 37 Fujinon Europe 19 Sahara Sky 74 Deep-Sky-Objekte: DS (Doppelstern), Astro!nfo 27 Intercon Spacetec 4/5 TeleOptic EG 59 OC (Off ener Sternhaufen), PN (Plane- Astrocom U3 Kosmos-Verlag 80 Farm Tivoli 77 tarischer Nebel), GN (Galaktischer Ne- Astro-Messe 27 Wolfgang Lille 77 Teleskop-Service 80 bel), GC (Kugelsternhaufen), Gx (Gala- xie), Qs (Quasar), As (Sternmuster) Astro-Shop U2 Meade Instruments U4 Astro Optik GmbH 26 Kartenverweise: Deep Sky Reiseatlas Astrolumina 54 Gerd Neumann jr. 33 William Optics 63 (DSRA), Uranometria 1.Aufl age (Uran.)

Astrotreff 76 nimax GmbH 7 Wissenschaft Online 11 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 52 • Juni/Juli 2007 79