Interstellarum 38 1 Zeitschrift Für Praktische Astronomie

fokussiert

Liebe Leserinnen, liebe Leser,

Wie weit sind die Plejaden entfernt?

Vor nicht allzu langer Zeit konnten solche Fragen nur Fachastrono- men beantworten. Moderne CCD-Technik und Filtersysteme erlauben es heute aber auch dem Amateur, die Methodik zur Entfernungsbe- stimmung Offener Sternhaufen nachzuvollziehen. Die gewonnenen Er- gebnisse können nicht so genau sein, dass sie die mit Großteleskopen und automatischen Photometern gewonnenen Literaturwerte erreichen. Dennoch zeigt der Aufsatz ab Seite 48, dass der Amateurastronomie ein neues Gebiet geöffnet wurde. Das Titelbild von Johannes Schedler, aufgenommen mit einem 105mm-Refraktor bei 680mm Brennweite und einer STL-11000M CCD-Kamera, ist zu Beginn des Artikels noch einmal in voller Größe reproduziert.

OdS-Mitarbeit

interstellarum hat in den letzten Jahren viele neue Leser gewonnen – doch nur wenige nehmen an den Objekten der Saison (ab Seite 21) teil, unserem seit 10 Jahren laufenden Leser-Projekt. Dort laden wir alle aktiven Fotografen und Beobachter ein, uns ihre Ergebnisse zu zwei aus- gesuchten Deep-Sky-Zielen vorzustellen. Aus den Einsendungen drucken wir alle wörtlichen Beschreibungen sowie eine Auswahl der Fotos. Die Messlatte liegt dabei niedriger als Sie denken – lassen Sie sich doch einmal anstecken von den Resultaten der anderen Sternfreunde, und machen Sie mit! Die jeweils aktuell zu beobachtenden Objekte sind in der Tabelle auf Seite 21 in den letzten beiden Zeilen zu ﬁ nden. Versehentlich übersehen wurde die nebenstehende Abbildung von NGC 1528, die Torsten Hansen für das Heft 37 eingesendet hatte.

Komet Machholz

Kurz vor Druckbeginn dieses Heftes tauchte mit dem Kometen Mach- holz ein schöner Schweifstern am Abendhimmel auf. Erste Fotos ﬁ nden Sie auf Seite 40. Eine ausführliche Bilder-Rückschau werden wir in der nächsten Ausgabe veröffentlichen. Wir freuen uns über weitere aktuelle Fotos und Zeichnungen von Komet Machholz aus dem Leserkreis, die auch nach Redaktionsschluss noch angenommen werden können.

viel Spaß beim Beobachten, Fotograﬁ eren und Einsenden wünscht, Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 38 1 Zeitschrift für praktische Astronomie

42 Die Milchstraße gezeichnet

Die Milchstraße ist die großartigste Galaxie, die wir am Nachthimmel bewundern kön- nen. Vier visuelle Beobachter haben unter großem Aufwand das nächtliche Lichtband gezeichnet.

von Arndt Latusseck

48 Distanzbestimmung mit Amateurmitteln

Wie weit ist es bis zu den Plejaden? Moderne Aufnahme- methodik gibt auch Amateurastronomen die Möglichkeit, Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Entfernungsbestimmungen Offener Sternhaufen durchzu- führen. Ein Versuch zeigt Methodik und Probleme. von Bernd Böhmer

2 interstellarum 38 Inhalt 38 www.interstellarum.de Februar/März 2005 gegründet 1994

Beobachterforum 6 Rückblick: Die Mondﬁ nsternis vom 28.10.2004 • Nebenmond über Köln 7 Galaxien hinter der Krippe • NGC 2242: Der schwächste NGC-PN

Astroszene 8 2. Praktischer astronomischer Samstag • Göttinger Sternwarte zu verkaufen 9 Die 23. Bochumer Herbsttagung

Schlagzeilen 10 Nachrichten aus der Forschung

astro aktuell 14 Top-Ereignisse • Sonne, Mond und Planeten • Meteorströme 15 Thema: Merkur in günstiger Abendsichtbarkeit 28 Der hohe Norden des Mondes 16 Kosmische Begegnungen 18 Astronomie mit dem bloßen Auge: Die Krippe 18 Astronomie im Fernglas: NGC 2174 und 2175 19 Veränderlicher aktuell: α UMi 21 Objekte der Saison: M 50 / NGC 2359

Mond 28 Im hohen Norden des Mondes

Sonne 33 Sonne aktuell

Planeten 34 Phantom Merkur 37 Überwachung der Saturnatmosphäre

Kometen Kometen aktuell 37 Amateure überwachen Saturn Milchstraße 42 Die Milchstraße – eine Studie der visuellen Abbildungen 48 Distanzbestimmung mit Amateurmitteln

Universum 54 BL Lacertae-Objekte

Hardware 60 Acht Zoll für unterwegs

Technik 66 Videoastronomie für Einsteiger

Galerie

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

Sternfreund-Service 74 Produktspiegel – Neues vom Hersteller 75 Rezensionen – Neu auf dem Markt 76 Termine • Kleinanzeigen • Vorschau • Impressum 60 Reise-Dobson im Test

interstellarum 38 3 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

4 interstellarum 38 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 38 5 Beobachterforum

Rückblick: Die Mondﬁ nsternis vom 28.10.2004

Abb. 1: Die Totale Mondﬁ nsternis vom 28.10.2004 konnte in Schwerin nur bis ca. 4:40 MESZ durch eine dünne Wolkendecke verfolgt werden. Da- nach war aufgrund zunehmender Bewölkung keine weitere Beobachtung mehr möglich. Die Aufnahme entstand mit einer Digitalkame- ra Fuji FinePix 602 Zoom in Okularprojektion bei 40-facher Vergrößerung am 200/2000 SCT. [Frank Meyer]

Abb. 2: Leider befand sich auch im österreichi- schen Amstetten der Mond hinter Zirrusschlei- ern. Die Aufnahme gelang mit einem 200/1800- Refraktor bei 9-sekündiger Belichtung auf Kodak 200ASA Farbﬁ lm. [Josef Büchsenmeister]

Abb. 3: Die MoFi konnte aus der Nähe des Weserstadions in Bremen nur teilweise verfolgt werden. Die Aufnahmen entstanden mit einem 125/800mm- Refraktor mit einer EOS 10D Digitalkamera.

Nebenmond über Köln

Das seltene Phänomen eines »Nebenmondes« war am 25.10. über Köln zu beobachten, als ein dünner Wolken- streifen über den Mond hinweg zog. Als ich die Erscheinung das erste Mal sah, befand sie sich am Westrand des 22°-Krei- ses eines typischen Mondhalos, doch bis ich die Kamera schuss- bereit hatte, war sie bereits verschwunden. Noch während

ich ersatzweise ein paar Bil- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. der vom zunehmenden Mond machte, tauchte sie aber am Ostrand des Kreises wieder auf, und dort gelang mir das beilie- gende Foto. Herrmann-Michael Hahn

6 interstellarum 38 Beobachterforum

Galaxien hinter der Krippe

Der Off ene Sternhaufen M 44, die Krippe, liegt fernab der Milchstraßenebene. Dies ist ein Projektionseff ekt: Durch ihre große Nähe zum Sonnensystem genügt eine geringe tatsächliche Abweichung von der galaktischen Ebene, um den Haufen davon zu pro- jizieren. Außer den Sternen der Krippe selbst ist also in dieser Richtung nicht viel »galaktisches« zu sehen. Aus diesem Grund ist es auch möglich, einige Galaxien sozusagen durch die Krippe hindurch zu beobachten. Grundvoraussetzung dafür sind genaue Kar- ten, welche am Fernrohr benutzt werden können. Meine Beobachtungen entstanden an einem ländlichen Beobachtungsort mit einer Grenzgröße jenseits von 6m im Zenit:

☐ IC 2390: Keine Sichtung bei Ver- Galaxien hinter M 44 größerungen bis 144×. Name R.A. Dekl. Helligkeit Größe ☐ NGC 2625: Sofort sichtbar, leicht NGC 2624 8h 38min 09,6s +19° 43' 33" 14m,6 0,7'×0,5' diff us, am ehesten rund (144×). NGC 2625 8h 38min 23,1s +19° 42' 59" 14m,5p 0,4' ☐ NGC 2624: Sehr schwierig, erfor- CGCG 89-56 8h 38min 23,8s +19° 35' 46" 15m,2 0,7'×0,2' derte längeres Probieren. Nur indi- h min s m rekt und blickweise sichtbar (144× CGCG 89-62 8 39 14,1 +19° 28' 54" 15,6 0,4' und 240×). IC 2388 8h 39min 56,5s +19° 38' 43" 15m,7 0,5'×0,3' ☐ NGC 2647: Indirekt nicht sehr UGC 4526 8h 40min 53,8s +19° 21' 17" 14m,8p 1,4'×0,2' schwer, aber keine Details. NGC 2637 8h 41min 13,5s +19° 41' 27" 15m,4 0,5'×0,4' ☐ UGC 4526: Sehr einfach, hell: Eine NGC 2643 8h 41min 51,8s +19° 42' 08" 15m,6 0,7'×0,4' diff use Scheibe. Die Spindelform NGC 2647 8h 42min 43,1s +19° 39' 01" 15m,1 0,7'×0,6' konnte nicht erkannt werden.

Beobachtungen dieser Art faszinieren nicht durch den visuellen Eindruck der Objekte, sondern mehr durch die Vorstellung, welche große räumliche Tiefe man überblickt. Leider ist für diese Unternehmung doch eine recht große Öff nung Pfl icht. Ich habe aber auch einen Vorschlag für Sternfreunde mit kleineren Optiken: Im Haar der Berenike befi ndet sich der sehr große Sternhaufen Melotte 111. In diesem Haufen kann man mit einem größeren Fernglas zahlreiche Galaxien sehen, auf jeden Fall die NGC-Objekte 4274, 4278, 4314, 4494, 4559 und 4565. Sie liegen im visuellen Helligkeitsbereich zwischen 9m,6 und 10m,5. Auch hierfür sollte eine genaue Karte vorbereitet werden. Uwe Pilz

PGC 24335

PGC 242824

IC 2388

NGC 2637 NGC 2647 NGC 2624

NGC 2625 IC 2390

NGC 2242: Der schwächste NGC-PN

Als ich am 13.11.2004 im kleinen Kontrollraum meiner Sternwarte saß und aus meinen Beobach- tungs-Notizen ein neues Objekt aussuchte – wäh- rend »draußen« die WATEC-Kamera am 16"-New- ton (f/4,5) Bild um Bild einsammelte – stieß ich zufällig auf einen kleinen Aufruf aus einer älteren m interstellarum-Ausgabe zu NGC 2242, mit 15 der Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. schwächste aller Planetarischen Nebel im NGC. NGC 2242 Die beigefügte Aufnahme entstand mit genann- ter Ausrüstung bei 90×10s Belichtungszeit. Ich bin sehr interessiert an Vergleichsaufnahmen aus Amateurkreisen, da in der Literatur kaum Bilder publiziert sind. Wilfried Wacker

interstellarum 38 7 Astroszene

2. Praktischer astronomischer Samstag

Die Sternwarte Neuenhaus ist Anlaufstelle für Amateurastronomen aus dem westlichen und mittleren Niedersachsen. Am 17.7.2004 hatten hier mehrere regionale Ver- einigungen den zweiten »Praktischen astronomischen Samstag« initiiert. Die Veranstalter konnten 2004 auf ein großes Th emenangebot aus vielen Sparten der Amateurastronomie zurückgreifen. Parallel ergänzten praktische Workshops das Programm. Zwei interessante Präsentationen zum Th emenkomplex der Astro- fotografi e eröff neten die Veranstaltung. Der Einstieg in die Langzeitbelichtung sowie Fehlerquellen dabei waren Schwerpunkte. Besonders großes Interesse zeigte sich beim Vortrag »Vom Rohling zum fertigen Spiegel« von Frank Hauswald. Der Refe- rent demonstrierte Wege und Probleme beim Erstellen eines Spiegels für astronomische Zwecke. Vorträge zur Webcam-Fotografi e sowie anschauliche Beiträge zur ersten bemannten Mondlandung rundeten das Nachmittagsprogramm ab. Nach einer längeren Pause, die zum regen Erfahrungsaustausch genutzt wurde, nahm Th orsten Lohuis die Gäste mit auf eine Reise in die Welt der Mythologie. Hierbei stand primär der Mond im Vordergrund. Auch Kenner dieses Fachbereiches stießen immer wieder auf neue Erkenntnisse. Christoph Lohuis zeigte anschließend, dass viele »Argumen- te« der Mondlandegegner mit einfachen Experimenten und Fotografi en entkräft et werden können. Im letzten Vortrag des Abends gab es Einblicke in das Th emenfeld der Radioastronomie. Aktuelle Projekte wie LOFAR (größtes Radioteleskop der Welt), das unter anderem unweit des Austragungsortes gebaut werden soll, waren beim Pu- blikum sehr gefragt. Der nächste »Praktische astronomische Samstag« wird am 16. April 2005 stattfi nden. Christoph Lohuis

Göttinger Sternwarte zu verkaufen

Das Land Niedersach- sen wird die historischen Gebäude der Göttinger Sternwarte verkaufen, nachdem das Astrono- mische Institut der Ge- org-August-Universität nächsten Sommer aus den Räumen ausgezogen ist. Es handelt sich dabei unter anderem um ein Sternwartengebäu- de sowie den Göttinger Sonnenturm. Die 8m- Kuppel der Sternwar- te beherbergt u.a. einen 340/4130-Astrograph, einen 250/4130-Fraunho- fer-Refraktor sowie einen 500/2000-Schmidtspie- gel. Der Sonnenturm besteht aus einem Kuppel- gebäude mit separatem hölzernem Turm mit ei-

genem Fundament im Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Inneren. Zwei Coelosta- tenspiegel erlauben die Einspiegelung von Sonnenlicht. Es liegen bereits mehrere Anfragen von privater Seite vor, die die Gebäude zu nicht mehr astronomisch genutzten Ferienhäusern umwandeln möchten – bevorzugt wird aber eine weitere astronomische Nutzung des Geländes, damit die historischen Geräte erhalten bleiben können. Interessenten sind aufgerufen, sich beim Landesliegenschaft sfond des niedersächsischen Finanzministeriums, Außenstelle Göttingen, zu melden (www.mf-lfn.niedersachsen.de).

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Die 23. Bochumer Herbsttagung von Manfred Holl

ass Informationsaustausch nach len Sternfreundinnen und Sternfreunden wie vor nicht nur im Internet und eine Hilfe zur Bearbeitung von Mond- und Dper Email stattfi ndet, beweisen Planetenvideos an die Hand gegeben hat. die jährlich wiederkehrenden Treff en von Die Laudatio sprach Daniel Fischer in sei- Sternfreunden und Amateurastronomen ner bekannt humorvollen Art. an den unterschiedlichsten Orten Deutsch- Nach diesem Festakt standen bis zur lands. Die Bochumer Herbsttagung (Bo- Kaff eepause mehr beobachtungsorientier- HeTa) pfl egt diese Tradition nun schon seit te Th emen im Vordergrund. Die Palet- 23 Jahren und so fuhren eine Hand voll te reichte dabei von der Entdeckung des norddeutscher Sternfreunde am 20. No- Coma-Galaxienhaufens, über Beobach- vember, einem kalten und von Schneefall tung von Sternparallaxen bis zur Fotogra- geprägten Samstagmorgen, wieder ein- fi e der Herschel-Nebel, des Mondes und mal zur Ruhr-Universität Bochum. Sie der Planeten. Besonders hervorzuheben kamen dort nach fast fünfstündiger Fahrt war André Wulff s viel beachtetes »Video an, mussten allerdings feststellen, dass vom Polarlicht Ende Oktober 2003 mit sie aufgrund der Witterungsverhältnisse selbst komponierter Musik«. nicht die letzten Besucher waren, die ein- Der traditionelle Fachvortrag wurde trafen, und dass auch weitaus weniger den dieses Mal von Dr. Dominik Bomans vom Weg an Rhein und Ruhr gefunden hatten Astronomischen Institut der Ruhr-Univer- als in den vergangenen Jahren. sität Bochum über »Geistergalaxien – ein Fast pünktlich eröff nete Peter Riepe von neuer Arm des Hubble-Klassifi kations- der Vereinigung der Sternfreunde (VdS) schemas« gehalten. die diesjährige BoHeTa. Die ersten Vorträ- Als weiterer Höhepunkt sei Dr. Axel ge deckten sowohl die praktische Beobach- Mellingers Vortrag »Pixel-Puzzle: CCD- tung als auch mehr technisch orientierte Mosaikaufnahmen von großfl ächigen Th emen ab. Th omas Payers Vortrag über Emissionsnebeln« erwähnt. Anschließend Der Preisträger 2004 der VdS-Medaille Ge- »Beobachtung von Sternbedeckungen mit begeisterte Rainer Sparenberg mit seiner org Dittié beim Empfang der Urkunde. [André Hilfe modifi zierter Webcams«, in dem er »Himmelsfotografi e mit einfachen Hilfs- Wulff] beschrieb, wie man mit CCD-Chips aus mitteln«, bevor Prof. Dr. Johannes Ohlert der Bastelkiste die Leistungsfähigkeit die- im letzten Vortrag des Tages über »Klaus Die 23. BoHeTa zeigte wieder einmal ses Kameratyps um 1,5 Größenklassen und TrES-1 im Transit – das Zusammen- das breite Spektrum an Th emen, mit de- erhöhen kann, um solche Ereignisse fest- spiel zwischen einer Hochdruckwetterla- nen sich Sternfreunde heutzutage befas- zuhalten, war auch für Beobachter anderer ge in Deutschland und der Beobachtung sen. Dabei wechselten wissenschaft liche Himmelsobjekte interessant. des Vorübergangs eines Exoplaneten vor Referate und Ergebnisse mit einfachen Der Höhepunkt des Tages war die Ver- seiner Sonne« berichtete. Mit dem Trans- Berichten ab. Mehr als letztes Jahr wurde leihung der VdS-Medaille 2004. Wolfgang Atlantic Exoplanet Survey (TrES) war ein deutlich, dass es eben nicht nur eine Gi- Steinicke machte es richtig spannend, in- Jupiter-ähnlicher Gasriese mit einem Te- gantomanie hin zu immer größeren Tele- dem er erst über die bekannten Statuten leskop von nur 100mm Öff nung in 500 skopöff nungen in der Amateurszene gibt, sprach, ein »bestimmtes Programm« er- Lichtjahren Entfernung in der Leier ent- sondern auch noch Sternfreunde, die Auf- wähnte, »das immer beliebter werde«, bis deckt worden (Umlaufperiode 3,03 Tage). nahmen und Beobachtungen von Him- er schließlich die Katze aus dem Sack ließ: Zwei dieser Transits konnten mittlerweile melsobjekten mit kleinen und mittleren Preisträger des Jahres 2004 ist Georg Dit- auch mit dem 1m-Spiegel in Trebur beob- Öff nungen machen. tié, der mit seinem Programm Giotto vie- achtet werden. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 38 9 Schlagzeilen

zusammengestellt von Peter und Susanne Friedrich

Kosmische »Entfernungs- Leiter« gesichert

Es gibt keine Möglichkeit die Entfernung zu Galaxien direkt zu messen, sondern die Astronomen bedienen sich mehrerer verschiedener Methoden, die aufeinander aufb auen. Ein wichtiger Bestandteil dieser als kosmische Entfernungs-Leiter bezeichneten Prozedur stellen die Cepheiden-Veränderlichen dar. Ihre Pulsationsperiode ist direkt mit ihrer Leuchtkraft verknüpft , wodurch sich ihre Entfernung bestimmen lässt, sofern diese Beziehung genau genug bekannt ist. Mit dem VLTI der ESO wurden die Änderungen der Winkeldurchmesser von sieben Cepheiden während 100 Stunden Teleskopzeit verteilt über 68 Nächte gemessen. Die zu messenden Durchmesser bewegten sich dabei im Millibogensekunden-Bereich. Kom- biniert man diese Beobachtungen mit gleichzeitig durchge- führten Radialgeschwindigkeitsmessungen, die die lineare Durchmesseränderung des Sterns über eine Pulsationsperiode liefern, so ergibt sich aus dem Verhältnis beider Größen die Entfernung. Aus Entfernung und scheinbarer Helligkeit der Cepheiden am Himmel können zunächst die Leuchtkraft und dann die Perioden-Leuchtkraft -Beziehung bestimmt werden. Es stellte sich heraus, dass die Ergebnisse exakt mit früheren Resultaten, die aus Entfernungsmessungen des Hipparcos-Sa- telliten abgeleitet wurden, übereinstimmen. [ESO Press Re- lease 25/04]

Abb. 1 (oben): Schematische Darstellung der beiden verwendeten Beobachtungstechniken: links die hochaufgelöste Spektroskopie und rechts die Interferometrie. Aus den spektroskopischen Daten wird die Radialgeschwindigkeit und damit die Veränderung des Sternradius in Metern bestimmt, aus den interferometrischen Daten wird die Verän- derung des Winkeldurchmessers des Sterns bestimmt.

Abb. 2 (unten): Perioden Leuchtkraft-Beziehung für Cepheiden.

Entstanden Schwarze Löcher vor Galaxien?

Die Beobachtung des mit 12,8 Milliar- Systems von 40–50 Milliarden Sonnen- den Lichtjahren am weitesten entfernten massen abgeleitet werden. Aus anderen Quasars J1148+5251 mit dem Very Large Messungen ist bekannt, dass der Quasar Array (VLA) Radioteleskop in New Me- ein Schwarzes Loch von 1–5 Milliarden xico könnte ein Schritt zur Beantwortung Sonnenmassen besitzt. Nach einer empi- einer lang diskutierten Frage zur Entste- risch gefundenen Relation zwischen der hung von Galaxien sein: Existierten zu- Masse eines Schwarzen Lochs im Zentrum erst massereiche Schwarze Löcher, um einer Galaxie und der Masse der umge- die sich später Galaxien formierten oder benden Zentralregion der Galaxie müsste bildeten sich zunächst die Galaxien, in letztere aber mehrere Billionen Sonnen- VLA-Aufnahme des Quasars J1148+5251.

deren Zentren dann Schwarze Löcher ent- massen beinhalten – also ca. 100-mal mehr Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. standen? 60 Stunden wurde das VLA auf als beobachtet. Daraus kann man folgern, Surftipps den Quasar gerichtet, wodurch die Masse dass wir das Schwarze Loch zu einer Epo- ESO Presse Mitteilungen • www.eso.org/ an molekularem Gas in der den Quasar che sehen, in der sich die umgebende Ga- outreach/press-rel beherbergenden Galaxie zu 10 Milliarden laxie noch nicht ausgebildet hat. Weite- JPL/NASA • www.jpl.nasa.gov Sonnenmassen bestimmt werden konnte. re Untersuchungen müssen jedoch dieses ESA • www.esa.int Aus der gemessenen Dynamik des Gases Einzelergebnis bestätigen. [NRAO Press STScI • www.stsci.edu konnte zusätzlich die Gesamtmasse des Release vom 8. November 2004]

10 interstellarum 38 Schlagzeilen

Jagd auf Gammastrahlen- Ausbrüche

Mit dem erfolgreichen Start des NASA-Satelliten Swift hat eine neue Ära der Erforschung Künstlerische Darstellung des der noch immer rätselhaft en EF Eridani Sternsystems EF Eridani. Gammastrahlenausbrüche (GRBs) begonnen. Zwar hat man in den letzten Jahren er- EF Eridani gehört zur Gruppe der AM Herculis-Sterne, Doppelsternsys- kannt, dass es sich um extra- teme, in denen ein Weißer Zwerg mit einem starken Magnetfeld von einem galaktische Ereignisse handelt masseärmeren Begleiter, der sein Roche-Volumen ausfüllt und deshalb Ma- und vermutet nun, dass die terie an den Weißen Zwerg verliert, umkreist wird. Das starke Magnetfeld »Gamma-Blitze« bei der Ent- führt dazu, dass sich keine Akkretionsscheibe ausbildet, sondern die Mate- stehung massereicher Schwar- rie in einem Strom vom Begleiter zu den magnetischen Polen des Weißen zer Löcher auft reten, aber für Zwerges strömt. Aus noch unbekannten Gründen kommt es in einigen dieser ein tieferes Verständnis be- Systeme immer wieder vor, dass der Massenstrom fast vollständig versiegt. darf es noch einer umfangrei- Start der Sonde Swift. In dieser Zeit des so genannten »low state« ist es möglich sowohl den Wei- chen Datenbasis, welche alle ßen Zwerg als auch seinen Begleiter genauer zu untersuchen. Der Begleiter Details (zeitlichen Verlauf, Spektrum, Entfernung, von EF Eridani wurde während des derzeitigen low state mehrmals sowohl Nachleuchten) dieser kurzlebigen Erscheinungen er- photometrisch als auch spektroskopisch im infraroten Spektralbereich beo- fasst. Dazu ist Swift mit einem »Burst Alert Telesco- bachtet. Das gemessene Spektrum kann am besten mit dem Spektrum eines pe« ausgerüstet, das die Gammastrahlenausbrüche Braunen Zwerges mit einer Temperatur von 1600K bis 1800K erklärt werden, entdeckt und lokalisiert; mit schnell positionierba- der in seiner Atmosphäre mehr Stickstoff und weniger Kohlenstoff und Sau- ren Teleskopen zur Messung von sichtbarem Licht, erstoff aufweist, als zu erwarten wäre. Es gibt jedoch Absorptionsbanden im Ultraviolett- und Röntgenstrahlung kann Swift auch Spektrum, die damit nicht erklärt werden können, was wahrscheinlich dar- das Nachleuchten unmittelbar untersuchen. Zudem auf zurückzuführen ist, dass die für das Atmosphärenmodell verwendeten werden die Positionen der entdeckten Ausbrüche in- Molekül-Datensätze unvollständig sind. Dazu kommt Strahlung vom Wei- nerhalb von wenigen Minuten zur Erde übermittelt, ßen Zwerg, die aufgrund der vorliegenden Beobachtungsdaten nicht genau so dass auch mit großen Teleskopen vom Erdboden charakterisiert und abgezogen werden kann. Somit müssen noch weitere Be- das Nachleuchten analysiert werden kann. Es werden obachtungen durchgeführt werden, bis die Natur des Begleiters in EF Eridani etwa zwei Entdeckungen pro Woche vorhergesagt. geklärt werden kann. [Harrison, T. E. et al., Astrophys. J. 614, 947 (2004)] [NASA News – KSC Release 94-04]

Roter Zwergstern als Schnellläufer

Durch systematische Suche in Archiv- daten und Himmelsdurchmusterungen im sichtbaren und infraroten Licht ist Forschern vom Astrophysikalischen Ins- titut Potsdam (AIP) erneut einer der nur schwer zu fi ndenden, leuchtschwachen Zwergsterne »ins Netz« gegangen. Bei der Der rote Zwergstern auf drei Archivaufnahmen: links im blauen, im roten und rechts im extrem roten Europäischen Südsternwarte (ESO) auf- optischen Spektralbereich. Jede Aufnahme zeigt denselben Himmelsausschnitt von 2,5'×2,5'. Die Ver- genommene Spektren und der Vergleich änderung der Sternposition ist deutlich zu erkennen, ebenso seine hohe Leuchtkraft an der Grenze mit Sternentwicklungsmodellen ergeben, vom optischen zum infraroten Spektralbereich. dass es sich um einen so genannten Un- terzwerg mit einer Temperatur von rund Übereinstimmung mit der wahrscheinlich die Sonne zählt. SSSPM J1444-2019 – so

2600K handelt, der nur 8,5% der Masse geringen Anreicherung schwerer Elemente die Katalogbezeichnung des Objekts – ist Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. der Sonne besitzt. Bemerkenswert ist sei- – die nicht an der Rotation der galaktischen mit einer abgeschätzten Entfernung von ne hohe Eigenbewegung von ungefähr 3,5" Scheibe teilnimmt, sondern dem Halo der 50 bis 80 Lichtjahren vermutlich das uns pro Jahr (ca. ein Monddurchmesser in 500 Galaxis zuzuordnen ist, dessen Sterne in- nächste kühle Halo-Objekt und somit si- Jahren) und die Radialgeschwindigkeit dividuellen Bahnen um das galaktische cher ein lohnendes Ziel weiterer Beobach- von etwa –160km/s. Dies erklärt sich da- Zentrum folgen. Daraus ergeben sich hohe tungen. [Pressemitteilung des AIP vom 14. mit, dass der Unterzwerg zu einer älteren Relativgeschwindigkeiten zu den Sternen November 2004; Scholz R. D. et al., astro- Sternpopulation der Galaxis gehört – in der galaktischen Scheibe, zu denen auch ph/0411179]

interstellarum 38 11 Schlagzeilen

zusammengestellt von Peter und Susanne Friedrich

Sonne aktiv wie seit über 8000 Jahren nicht mehr

Die seit etwa 400 Jahren dokumentierten Beobachtungen der Sonnenfl ecken haben schon lange gezeigt, dass es über den 11- jährigen Aktivitätszyklus der Sonne hinaus langfristige Schwan- kungen der Sonnenaktivität gibt. So wurden beispielsweise in der zweiten Hälft e des 17. Jahrhunderts fast keine Sonnenfl ecken beobachtet, während in den letzten Jahrzehnten ein hohes Akti- vitätsniveau zu verzeichnen ist. Die nahe liegende Frage nach dem Verhalten der Sonnenaktivität über sehr viel größere Zeiträume konnte jetzt durch die Analyse des 14C-Gehalts in Jahresringen fossiler Bäume beantwortet werden. 14C ist ein radioaktives Iso- top des Kohlenstoff s, das in der Hochatmosphäre durch kosmische Teilchenstrahlung gebildet wird. Diese kosmische Strahlung wird aber teilweise durch das Magnetfeld der Sonne abgeschirmt, und zwar umso besser je stärker das Magnetfeld ist. Die Stärke des solaren Magnetfelds wiederum korreliert mit dem Auft reten Abb. 1: Großer Sonnenﬂ eck, der Anfang September 2004 auf der Sonne zu der Sonnenfl ecken, also der Sonnenaktivität. Demzufolge weisen sehen war. Das Bildfeld umfasst ca. 45000km×30000km auf der Sonne. niedrige 14C-Raten auf gute Abschirmung, d.h. höhere Sonnenak- tivität hin. Um mit diesem Ansatz zu einem wissenschaft lichen Resultat zu kommen, musste eine lückenlose zeitliche Sequenz von Jahresringen der Bäume erstellt und geeicht werden; zudem musste die Methode mit den direkten Beobachtungen der letzten Jahrhunderte (s.o.) abgeglichen werden. Das erstaunliche Ergeb- nis ist, dass man über 8000 Jahre in die Vergangenheit zurückbli- cken muss, um Perioden ähnlich hoher Aktivität wie heute zu fi n- den. [Pressenotiz 17/2004 des MPI für Sonnensystemforschung; Nature 431, 1084 (2004)]

Abb. 2.: Aus 14C-Daten rekonstruierte Sonnenfl eckenzahlen (10-Jahres-Mit- telwerte) für die vergangenen 11400 Jahre (blau) und die direkt beobachteten Sonnenfl eckenzahlen seit 1610 (rot). Die Rekonstruktion zeigt, dass ein vergleichbarer Zeitraum hoher Sonnenaktivität mehr als 8000 Jahre zurückliegt. Die untere Abbildung zeigt einen vergrößerten Ausschnitt des im oberen Bild schraffi erten Zeitraums mit mehreren Episoden hoher Sonnenaktivität.

Uranus im Großteleskop

Erstaunliche Details der Uranus-Atmosphäre zeigen Bilder, die mit dem 10m-KeckII-Teleskop auf Hawaii gemacht wurden. Dabei kam eine neue adaptive Optik zum Einsatz, die auch bei fl ächigen Objekten – wie Planetenscheibchen – eine hervorragen- de Winkelaufl ösung erlaubt. Aus mehreren Aufnahmen bei verschiedenen Wellenlängen im nahen Infrarot wurde ein Komposit erzeugt, das Wolkenstrukturen in verschiedener Höhe zeigt. Als 1986 die Sonde Voyager 2 den Uranus passierte, präsentierte sich der Planet im Gegensatz zu heute fast strukturlos. Dies mag an der mittlerweile anderen jahreszeitlichen Situation liegen: Vor 18

Jahren herrschte Südsommer auf Uranus, jetzt hat die Sonne an- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. nähernd die Position über dem Äquator des Planeten eingenom- men, so dass beide Hemisphären des Uranus etwa gleich beleuchtet werden. Auf Grund der extremen Neigung der Rotationsachse sind die Jahreszeiten auf Uranus sehr stark ausgeprägt. [Presse- mitteilung des Keck-Observatoriums vom 10. November 2004]

Uranus im 10m-KeckII-Teleskop.

12 interstellarum 38 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 38 13 astro aktuell im Februar/März 2005

Top-Ereignisse im Februar/März 2005 4.2. 5:00 MEZ Mond bedeckt Antares 27.2. 16:00 MEZ Mond 1,2° südlich Jupiter 12.3. 19:00 MEZ Merkur in größter östlicher Elongation 26.3. 17:00 MEZ Mond 1,0° südlich Jupiter

Sonne und Mond Planeten

Die Sonne klettert nun wieder auf hö- Merkur ist im Februar here Deklinationen im Tierkreis, die Tage unsichtbar, bietet aber im werden länger. Am 16.2. verlässt sie den März die beste Abendsicht- Steinbock und tritt in den Wassermann, barkeit des Jahres (siehe am 12.3. begibt sie sich in die Fische. Thema). Am Nachmittag des 27.3. steht die Son- Venus steht unbeob- ne zumindest mit einem Teil des Durch- achtbar mit der Sonne am messers auch im Sternbild Walfi sch. Eine Taghimmel und kommt am Woche vorher hatte sie am 20.3. den 31.3. in obere Konjunktion. Himmelsäquator überquert, an diesem Mars ist dagegen schon Tag stand sie exakt 12 Stunden über dem wieder am Morgenhimmel Stefan Kunz Horizont. zu sehen. Er durchläuft die Für Mondbeobachter gibt es mehre- Sternbilder Schütze und re interessante Termine im Februar und Steinbock, ist aber noch März. Zu engen Begegnungen mit Jupi- kein teleskopisch interes- ter kommt es am 27.2. und 26.3., leider santes Objekt. fi nden beide Ereignisse am Taghimmel Jupiter bereitet seine statt. Die junge Mondsichel ist im Feb- Opposition in der Jungfrau ruar noch sehr ungünstig zu beobachten, vor, dabei steht er zwi- kann aber am Abend des 11.3. bereits schen Spika (α Vir) und 32 Stunden nach Neumond gesichtet Porrima (γ Vir). Die Jupi- werden. Der Erdtrabant steht an die- teraufgänge verfrühen sich Ralf von de Berg sem Tag nahe Merkur und kann ideal als von 23:00 MEZ Anfang Fe- Aufsuchhilfe für den innersten Planeten bruar auf 19:00 MEZ Ende März. Am 27.2. in die Nähe des Eskimonebels NGC 2392, dienen. Das bedeutendste Ereignis fi n- und 26.3. passiert der Mond den Riesen- den er nur 1° nördlich passiert. det am Morgen des 4.2. statt, wenn der planeten nur knapp, was leider beide Uranus und Neptun sind unbeobacht- Mond den hellen Antares bedeckt. Dabei Male am Taghimmel stattfi ndet. bar, da beide Planeten ihre Konjunktion verläuft die Grenze der Sichtbarkeit quer Saturn hat seine Opposition gerade mit der Sonne erreichen, diese tritt für über den südwestlichen Bereich des hinter sich und ist in optimaler Position Uranus am 25.2. ein, für Neptun bereits deutschen Sprachraums, so dass zahl- am Abendhimmel sichtbar. Der Ringpla- am 3.2. Pluto ist ebenfalls noch ungüns- reiche Beobachter eine besonders ein- net steht südlich des Zwillingspaars Kastor tig im Sternbild Schlangenträger positi- drucksvolle streifende Sternbedeckung und Pollux nahe dem Offenen Sternhau- oniert. verfolgen können. fen NGC 2420 und kommt Ende Februar

Meteorströme Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Leider sind die Winternächte nicht son- Strom Aktivität Maximum Radiant ZHR max. sichtbar derlich ergiebig für Meteorbeobachter in Delta Leoniden (DLE) 15.2.–10.3. 25.02. 11h 12min, +16° 2 2 unseren nördlichen Breiten. Die Radian- Virginiden (VIR) 25.1.–15.4. (24.3.) 13h 00min, –4° 5 2 ten der Südströme (Alpha Centauriden (ACE) und Gamma Normiden (GNO)) Virginiden sind überhaupt beobachtbar. ein Opfer des hoch stehenden Winter- schaffen es nicht über unseren Südho- Allerdings werden beide, sowieso sehr Vollmondes. rizont. Nur die Delta Leoniden und die wenig ausgeprägte Maxima auch noch André Knöfel

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Planeten, Mondphasen und Dämmerungsdiagramm für Februar/März 2005

Das Planetendiagramm zeigt die Planetenscheibchen zu den angegebenen Daten im gemeinsamen Maßstab. Norden ist oben, Osten links. Das Dämmerungsdiagramm zeigt die Dämmerungszeit (Verlauf) mit Nachtstunden und Aufgänge (weite Strichelung) und Untergänge (enge Strichelung) der großen Planeten, Zeiten in MEZ. Hellblaue Nachtmarkie- rung bedeutet Mondschein, dunkelblaue mondlose Zeit. Die roten Balken zeigen die Position der Wochenenden, die Leiste links dazu passend die Mondphasen.

Thema: Merkur in günstiger Abendsichtbarkeit

Merkur gilt als der am schwersten zu beobachtende Planet, weil er nur für wenige Tage pro Jahr am Himmel zu sehen ist. Die beste Beobachtungsmöglichkeit am Abendhimmel wird für 2005 Anfang März erreicht. Dabei wird Merkur in den knapp 14 Tagen seiner Sichtbarkeit von Tag zu Tag schwächer, gleichzeitig nimmt sein scheinbarer Durchmesser zu, aber auch der Anteil der uns zugewandten unbeleuchteten Merkurseite. Am 1.3. erreicht der innerste Planet noch –1m,2, am 4.3. –1m,1, am 7.3. –0m,8 und am 10.3. –0m,5. Einen Tag später ist das Merkurscheibchen genau zur Hälfte

beleuchtet, der Durchmesser beträgt da- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. bei 7,1". Am 12.3. ist schließlich der größ- te Abstand von der Sonne mit 18° 20' erreicht. In den folgenden Tagen schwinden die Chancen auf eine Beobachtung nun schnell, denn die Helligkeit des Planeten sinkt von –0m,1 am 13.3. auf 0m,5 am 16.3. und 1m,4 am 19.3. © interstellarum

interstellarum 38 15 astro aktuell

Kosmische Begegnungen

Am 1. Februar können Beobachter in Nordostdeutschland auf einer Linie Insel Poel-Beelitz-Pirna eine streifende Stern- bedeckung des Sternes 86 Vir am Mond- südpol beobachten. Westlich davon wird der Stern nicht bedeckt. Am 4.2. folgt das Glanzlicht mit der Bedeckung von Antares, die entlang einer Linie Aachen- Karlsruhe-Kempten-Belluno am dunklen Mondrand streifend ist – nur für Süd- westdeutschland und die Schweiz ﬁ ndet die Bedeckung nicht statt. Leider beginnt das Ereignis bereits eine Stunde nach Mondaufgang. Der März beschert den Beobachtern zwei streifende Sternbedeckungen. Bei der ersten am 15. März wird der Stern 33 Tau nördlich der Linie Aachen-Fulda- Cranzahl vom Mond bedeckt. Südlich dieser Linie ﬁ ndet keine Bedeckung statt. Die zweite streifende Sternbedeckung des Monats kann am 20. März auf einer Linie Brunsbüttel-Seehausen-Forst beobachtet werden. Nördlich dieser Linie wird der Stern CX Cnc nicht bedeckt. André Knöfel

Datum bedecktes Objekt Helligkeit bedeckendes Objekt Helligkeit Eintritt/Austritt Bemerkung 1.2. 86 Vir 5m,5 Mond –– streifend 5:53 MEZ, südwestliche Grenzlinie Poel-Beelitz-Pirna 4.2. α Sco 1m,1 Mond – 05:04,9 MEZ/05:41,4 MEZ+ kurz nach Mondaufgang, streifend, südwestliche Grenzlinie Aachen- Karlsruhe-Kempten-Belluno 4.2. HIP 80910 6m,1 Mond – –/06:48,1 MEZ+ 15.2. 63 Ari 5m,2 Mond – 17:49,2 MEZ+/19:07,5 MEZ 15.2. 65 Ari 6m,1 Mond – 18:49,8 MEZ+/20:07,8 MEZ 18.2. HIP 28500 6m,0 Mond – 17:35,3 MEZ+/18:47,5 MEZ 20.2. 47 Gem 5m,8 Mond – 03:04,8 MEZ/– vor Monduntergang

m 21.2. ω2 Cnc 6 ,3 Mond – 02:03,6 MEZ/– 10.3. HIP 59732 7m,7 (209) Dido 12m,69 03:36,5 MEZ/12,3s Dauer Abfall 5m,0 14.3. δ Ari 4m,4 Mond – 22:29,6 MEZ+/– kurz vor Monduntergang 15.3. 33 Tau 6m,1 Mond – 19:21,1 MEZ+/19:44,7 MEZ streifend, südliche Grenzlinie Aachen-Fulda-Cranzahl 17.3. 136 Tau 4m,6 Mond – 23:32,2 MEZ+/00:33,2 MEZ 20.3. 76 Gem 5m,3 Mond – 01:27,5 MEZ+/02:22,3 MEZ Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. 20.3. CX Cnc 6m,1 Mond – 21:24,5 MEZ+/21:52,7 MEZ streifend, nördliche Grenzlinie Brunsbüttel-Seehausen-Forst 22.3. HIP 49445 6m,4 Mond – 20:59,9 MEZ+/– 30.3. HIP 77858 5m,4 Mond – 02:40,8 MEZ/03:54,9 MEZ+ Zeitangaben mit +: Ein- bzw. Austritt auf der unbeleuchteten Seite des Mondes Die Zeitangaben beziehen sich auf den Ort Leipzig – für andere Orte kann es Zeitabweichungen von mehreren Minuten geben.

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Astronomie mit bloßem Auge: Die Krippe Astronomie mit

44 ist sicherlich einer der bemerkens- den Haufen praktisch schon in Horizontnähe anz im Norden des Stern- M wertesten Sternhaufen am spätwinterli- erkennen kann – vielmehr gewinnt man nun Gbildes Orion fi ndet sich ein chen Himmel. Aufgrund der großen Helligkeit auch einen ungefähren Eindruck der Dimensi- wenig bekannter Emissionsne- führt seine Entdeckungsgeschichte bis zurück onen. Der Haufen bedeckt am Himmel immer- bel mit der Bezeichnung NGC ins Altertum. Bereits in der Antike fi nden sich hin fast die dreifache Fläche des Vollmonds! 2174. Es ist sehr eigenartig, viele bei Griechen und Römern verschiedenste Aufgrund der Nähe zur Ekliptik ergeben sich helle Deep-Sky-Objekte werden Schilderungen des Haufens, wobei häufi g ab und an Begegnungen mit den Objekten immer wieder und wieder beo- eine »kleine Wolke« oder ein »Nebelstern« unseres Sonnensystems. Dann kann es ganz bachtet und abgelichtet, doch beschrieben wird. In der Mythologie stellt M besonders reizvoll sein, den matten Schim- dieser Nebel wird nur sehr sel- 44 die Futterkrippe der beiden Esel des Gottes mer des Nebels im grellen Licht eines Plane- ten beschrieben oder abgebil- Dionysos dar. Die Esel werden hierbei durch ten zu erhaschen. det. Man könnte meinen, dass die Sterne γ Cancri (Asellus Borealis) und δ Ein oft diskutiertes Thema ist die Aufl ös- es sich um ein schwieriges oder Cancri (Asellus Australis) repräsentiert, was barkeit des Haufens mit bloßem Auge. Die zumindest sehr uninteressantes visuell gut nachvollziehbar ist, da diese Sterne Grundvoraussetzungen sind dabei durchaus Objekt handeln muss. den Nebel praktisch in die Zange nehmen. gegeben, da die hellsten Sterne eine Helligkeit Ich selbst bin eines Tages Die »Krippe« ist eines der dankbarsten Be- von 6m,5 überschreiten. Zudem erscheinen mit einem Kleinteleskop von obachtungsobjekte für das bloße Auge und die Haufensterne aufgrund der Nähe von M 110mm Öffnung bei 16-facher kann in dieser Beziehung sicherlich in einem 44 (die Distanz beträgt nur 580 Lj) relativ ge- Vergrößerung buchstäblich dar- Atemzug mit M 8, M 45 oder dem Doppel- ring konzentriert, so dass meist ein Freiraum über gefallen, als ich mich auf sternhaufen im Perseus genannt werden. Ab von einigen Bogenminuten zwischen ihnen der Suche nach IC 443 in den und an mag vielleicht sogar ein zufälliger Be- liegt. Sicherlich sind für solche Versuche sehr Zwillingen befand. Ein auffälli- obachter über den »Nebelball« stolpern. Erste gute Beobachtungsbedingungen und scharfe ger Nebel, der einen helleren Eindrücke des Haufens kann man sogar schon Augen notwendig, aber es gibt bereits einige Stern einhüllte, sprang mich unter einem Vorstadthimmel gewinnen. Unter Berichte von erfolgreichen Sichtungen einzel- förmlich an und ich fragte mich, dunklem Landhimmel wird M 44 dann zu einer Haufensterne. warum denn ein so heller Ko- nem imposanten Objekt. Nicht nur, dass man Matthias Juchert met übersehen werden konnte. Mir war kein helles Deep-Sky- Name Typ Sternbild R. A. Dekl. Hell. Größe Uran. Objekt in dieser Region be- M 44 OC Cnc 8h 40,0min +19° 40,4' 3m,1 95' 141 kannt. Der UHC-Filter schaffte dann aber Klarheit über die Natur des Objektes: ein Emis- sionsnebel. Die endgültige Lö- sung brachte dann die Karte mit NGC 2174 als Gasnebel und eingehülltem Sternhaufen (NGC 2175), von dem übrigens keine Spur zu sehen war. Natürlich versuchte ich mich auch mit dem 8×32-Fernglas an dem Objekt und siehe da: γ Cnc Es war überhaupt kein Problem den hellen Stern mit umgeben- dem Nebel zu sehen. Damit ist dieses Objekt für jede Fernglas- M 44 größe ein lohnendes Ziel. Mit δ Cnc dem 8×32 ergab sich noch dadurch eine Steigerung des An- blicks, dass M 35 mit im Blick- feld lag. Sie fi nden den Nebel am leichtesten von den Zwillingen

aus. Biegen sie von μ Gem Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. über η Gem leicht nach Süden ab, indem sie den Abstand der Sterne noch einmal zurückle- gen. Selbst bei mäßigem Him- mel um die fst~5m,6 sollten Sie Ihr Ziel ﬁ nden. Rainer Töpler Peter Wienerroither

18 interstellarum 38 astro aktuell dem Fernglas: NGC 2174 und 2175 Veränderlicher aktuell: α UMi

er Polarstern (auch Polaris genannt) gehört zu den Dpopulärsten Sternen überhaupt. Dank seiner Hel- ligkeit und seiner Beliebtheit liegen schon seit dem 19. Jahrhundert umfassende spektroskopische und photometrische Messreihen vor. Lange Beobachtungsreihen und ein riesiger Fundus an Material für einen hellen und bekannten Stern bedeuten aber nicht automatisch, dass wir ein schlüssiges Modell haben, welches alle Phäno- mene abdeckt. Polaris ist zunächst als Mehrfachsystem bekannt: Der Hauptstern A hat in 18" Abstand einen Begleiter B der visuellen Helligkeit 8m,6 und dem Spektraltyp F3V – diese Komponente dürfte vielen Beobachtern vertraut sein [7]. Während dieser Stern mit hoher Wahrscheinlichkeit mit Komponente A zusammen ein physisches System bildet, gelten zwei entfernte schwache Begleiter C und D als sehr unsichere Mitglieder. Wichtiger ist die Kom- ponente P, die mit A ein astrometrisch und spektroskopisch leicht nachweisbares Doppelsternsystem mit einer Periode von 29,59 Jahren bildet. Mehrere Umläufe haben sich seit Beginn der Messungen im 19. Jahrhundert verfolgen lassen. Die Komponente P selbst ist im Spek- trum aufgrund des mindestens 6m betragenden Hellig- keitsunterschiedes nicht sichtbar. Eine aktuelle und um- © interstellarum fassende Bahndiskussion ﬁ ndet man in [7], der aktuelle Abstand beträgt demnach etwa 0,16". Polaris ist für konventionelle Parallaxenmessungen zu weit entfernt; so hat man mehrfach anhand der Kom- ponente B eine spektroskopische Parallaxe ermittelt: Typischerweise erhielt man damit Entfernungen um 370 Lichtjahre. Der Hipparcos-Wert ist höher und liegt bei 425 Lj. Erst dieses Jahr hat dagegen Turner [2, 6] Hin- weise auf die Mitgliedschaft von Polaris in einem sehr lockeren Sternhaufen mit nur einem halben Dutzend Mitgliedern gefunden, was die Entfernung von Polaris auf die für diese Gruppe ermittelte Distanz von 305 Lichtjahren drücken würde. Diese Unsicherheit in der Entfernung ist direkt verantwortlich für Unsicherheiten bei der Deutung der physikalischen Eigenschaften des Sterns. Für Astrophysiker interessant ist Polaris, weil er der hellste und nächste Vertreter der Cepheiden ist. Aller- dings ist es auch ein Cepheide mit einer äußerst kleinen Amplitude. Und obendrein hat seine visuelle Amplitude im Zeitraum, für den Messungen vorliegen, von dem sowieso schon geringen Wert von 0m,12 bis auf fast 0m,02 abgenommen. Damit einhergehend hat auch die Ampli- tude der Radialgeschwindigkeit, wie bei einem Cephei- den zu erwarten, deutlich abgenommen. In den 1980er

Jahren und noch zu Beginn der 1990er Jahre vermutete Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. man daher, dass der Polarstern seine Pulsationen ganz NGC 2174 gezeichnet am 8×32-Fernglas bei fst~5m,6. [Rainer Töpler] einstellen würde, aber um 1993 war diese Entwicklung plötzlich beendet, und die Amplitude nimmt seitdem all- m Name Typ Sternbild R. A. Dekl. Hell. Größe Uran. mählich wieder zu. Gegenwärtig (2004) werden 0 ,038 angegeben [2, 3]. NGC 2174 GN Ori 6h 9,7min +20° 30,0' - 26'×33' 137 Nicht nur die Amplitude ist starken Änderungen un- h min m NGC 2175 OC Ori 6 9,6 +20° 29,3 6 ,8 18' 137 terworfen, auch die Periode des Sterns von 3,97 Tagen

interstellarum 38 19 astro aktuell

Polaris

Abb. 1: Lichtkurve von Polaris nach Messungen von Hipparcos aus dem Zeitraum Februar 1990 bis Januar 1993

ist veränderlich: Seit Beginn der Messun- man unlängst am Fall der strittigen Pleja- gen nimmt die Periode um 3,2 Sekunden dendistanz sehen können. Allerdings ist pro Jahr ab. Das klingt nicht viel, sum- der Turner-Wert auch kleiner als die spek- miert sich aber im Lauf der Zeit zu auffal- troskopische Parallaxe anhand der Kom- Abb. 2: Der Polarstern ist der uns am nächs- lenden Abweichungen von den vorherbe- ponente B. Hätte Turner recht, wäre Po- ten stehende Cepheiden-Veränderliche. [Peter rechneten Elementen [3]. laris bei seiner ersten Durchquerung des Wienerroither] Pulsierende Sterne können in verschie- Instabilitätsstreifens im Hertzsprung-Rus- denen Modi pulsieren: Bei der überwie- sell-Diagramm, wobei seine Temperatur ßer Vorteil ist die Helligkeit von Polaris und genden Mehrheit der Cepheiden ge- abnimmt. Stimmt die Hipparcos-Entfer- seine exponierte Position nahe dem nörd- schieht dies im »fundamental mode«, nung und ist Polaris ein Oberton-Pulsator, lichen Himmelspol: Man braucht keine was bedeutet, dass sämtliches Material dann ist Polaris zum zweiten Mal dabei, Nachführung, sondern kann seine Kamera sich im Lauf der Pulsationen entweder den Instabilitätsstreifen zu durchqueren, mal eben auf ein Fotostativ schrauben und nach außen oder nach innen bewegt. diesmal in die andere Richtung, und seine fl ott hintereinander ein paar Aufnahmen Expandiert dagegen eine Schicht des Temperatur nimmt zu. machen. Wiederholt man dies an jedem Sterns, während eine andere schon kon- Als ob das alles nicht interessant ge- klaren Abend, sollten nach einem Monat trahiert, spricht man von einer Schwin- nug wäre, gibt es überzeugende Indizien genug Aufnahmen zusammengekommen gung im Oberton-Modus [4]. Aufgrund dafür, dass Polaris in den letzten beiden sein, um die Werte zu einer aussagekräfti- seiner ungewöhnlichen Pulsationseigen- Jahrtausenden merklich heller geworden gen Lichtkurve reduzieren zu können. Un- schaften hat man schon des längeren ist: Seit der Antike etwa um eine ganze terstützung fi ndet man bei der BAV, der vermutet, dass Polaris ein Oberton-Pul- Größenklasse. Noch zu Herschels Zeit Bundesdeutschen Arbeitsgemeinschaft sator ist. Allerdings ändert Polaris seine hatte der Stern nur 2m,4, um 1900 dann für Veränderliche Sterne. Periode weit schneller, als man nach der 2m,2, heute dagegen 1m,95 [2, 6]. Béla Hassforther Theorie erwarten würde [5]. Dass man Mit seiner aktuellen Amplitude von dennoch mehrheitlich immer noch dazu fast 0m,04 ist Polaris wieder in einem Be- [1] Buil, C.: Software IRIS: www.astrosurf.com/ neigt, Polaris als Oberton-Pulsator zu in- reich angekommen, bei dem nicht nur buil/us/iris/iris.htm terpretieren, liegt daran, dass man mit der geübte Photometriker die Veränderlich- [2] Fischer, D.: Polaris Teil eines Sternhaufens Hipparcos-Entfernung und der direkten keit nachweisen können, sondern auch – und in der Antike viel dunkler?, www.astro. Durchmesserbestimmung des Navy Pro- Besitzer von Digitalkameras, bevorzugt uni-bonn.de/~dfi scher/news/910.html totype Optical Interferometer auf einen von solchen Kameras, die das Abspei- [3] Kamper, K. W., Fernie, J. D.: Polaris revisited, Sterndurchmesser kommt, der zu groß für chern von Bildern im RAW-Format ermög- Astron. J. 116, 936 (1998) einen Cepheiden im Fundamentalmodus lichen. Der CCD-Pionier Christian Buil [4] Nordgren, T. E.: Plumbing the Depths of ist, nämlich auf 46 Sonnendurchmesser hat in seine freie Software IRIS [1] auch Polaris, www.usno.navy.mil/pao/press/ [4]. Der Wert würde allerdings genau für umfangreiche Verarbeitungsmöglichkei- npoi0607.htm einen Oberton-Pulsator passen. Wird alten für Aufnahmen mit gängigen digitalen [5] Pietrukowicz, P.: Period Changes in Galactic lerdings die von Turner auf 305 Lj redu- Spiegelrefl exkameras eingebaut, und sei- Classical Cepheids. Slow Evolution of Long- zierte Entfernung zugrunde gelegt, dann ne Experimente zur photometrischen Ge- Period Cepheids, de.arxiv.org/abs/astro- könnte es sich um einen ganz norma- nauigkeit lassen hoffen, mit ihnen schöne ph/0304053

len Fundamentalmode-Pulsator handeln Lichtkurven von Polaris erhalten zu kön- [6] Schilling, G.: Mysteries of the North Star, Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. – der Fall ist also noch durchaus offen. nen. Dass diese Aufnahmen sehr sorgfäl- skyandtelescope.com/news/article_1265_ Dass die Hipparcos-Distanzen schon in tig kalibriert werden müssen, versteht sich 1.asp diesem Entfernungsbereich mit einigen von selbst. Hilfestellungen dazu geben die [7] Wielen, R., Jahreiß, H., Dettbarn, C., Unsicherheiten behaftet sein können, hat umfangreichen Tutorials von Buil. Ein gro- Lenhardt, H., Schwan, H.: Polaris: astrometric orbit, position, and proper Name R. A. Dekl. Hell. Periode Bemerkung motion, Astron. Astrophys. 360, 399 UMi 2h 31min 47s +89° 15' 51" 1m,95–1m,99 3,97d Cepheid α (2000)

20 interstellarum 38 Objekte der Saison OdS Objekte der Saison

is - Mitarbeit Die Objekte der Saison: Leser beobachten. Ziel dieses interaktiven Projekts ist es, Beschreibungen, Zeichnungen, Fotos und CCD-Bilder von Deep-Sky-Objekten zusammenzuführen. In jeder Ausgabe werden zwei Objekte vorgestellt, die jeweils ein Jahr zuvor für die Beobachtung bekannt gegeben werden. Senden Sie uns Ihre Ergebnisse – wir veröffentlichen alle Beschreibungen und eine Auswahl der Bildresultate. Weitere Informationen und Daten zu den Objekten der Saison ﬁ nden Sie im Internet unter www.interstellarum.de/ods.asp

Die Objekte der Saison der nächsten 6 Ausgaben Ausgabe Name Typ Stern. R.A. Dekl. Einsendes. M 50 • Offener Sternhaufen Nr. 39 NGC 4565 Gx Com 12h 36,3min +25° 59' 25.1.2005 Apr./Mai 2005 NGC 4559 Gx Com 12h 36,0min +27° 58' Nr. 40 M 102 Gx Dra 15h 06,5min +55° 46' 25.3.2005 Jun./Jul. 2005 NGC 5907 Gx Dra 15h 15,9min +56° 20' Nr. 41 NGC 6818 PN Sgr 19h 44,0min –14° 09' 25.5.2005 Aug./Sep. 2005 NGC 6822 Gx Sgr 19h 44,9min –14° 48' Nr. 42 IC 5146 GN Cyg 21h 54,3min +47° 16' 25.7.2005 Okt./Nov. 2005 M 39 OC Cyg 21h 32,2min +48° 26' Nr. 43 σ Orionis DS Ori 05h 38,7min –02° 36' 25.9.2005 Dez./Jan. 2006 NGC 2024 GN Ori 05h 42,0min –01° 50' Nr. 44 NGC 2244 OC Mon 06h 32,4min +04° 52' 25.11.2005 Feb./Mär. 2006 NGC 2359 • Galaktischer Nebel NGC 2337-9/46 GN Mon 06h 32,3min +05° 03' Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 38 21 Objekte der Saison

M 50

m Zentrum des Vierecks, welches die ISterne α, β und δ Mon zusammen mit Sirius bilden, liegt der Offene Sternhau- fen M 50 (NGC 2323). Es ist erstaunli- cherweise das einzige Messier-Objekt im Sternbild Einhorn, fristet aber wegen pro- minenter Nachbarn eher ein Schattenda- sein – dies jedoch völlig zu Unrecht. Zum ersten Mal gesichtet wurde er womög- lich bereits 1711 von Giovanni Domenico Cassini [1], dem Entdecker der nach ihm benannten Saturnring-Teilung. Sein Sohn wies später auf dessen Sichtung eines »Nebels im Gebiet zwischen Canis Minor und Canis Maior« hin. Unabhängig davon entdeckte ihn Messier im April 1772 während der Beobachtung des Kometen Montaigne (auch: Bielas Komet). Zwei Jahre später wurde er von Johann Elert Bode, der von Cassinis Sichtung wusste, »wiederentdeckt« und in seinem Katalog unter der Nummer 16 aufgenommen. Mit einer Gesamthelligkeit von 5m,9 ist er unter hervorragenden Bedingungen mit dem bloßen Auge sichtbar, erschwert wird dies jedoch durch einen relativ sternreichen Hintergrund. Im Feldstecher M 50 fällt durch einige Rote Riesen auf. [T. Credner, S. Kohle, Sternwarte der Uni-Bonn/Calar Alto] oder Teleskop kann der visuell etwa 15' große Haufen problemlos in Einzelsterne Wie so oft waren die physikalischen Leuchtkraftfunktion über die gemessene aufgelöst werden und zeigt bei ausrei- Parameter des Haufens lange Zeit nur un- Grenzgröße hinaus, ergibt sich bis 15M chend hoher Vergrößerung Dutzende von genau bekannt, Entfernungs- oder Alters- eine Gesamtpopulation von über 3000 Sternen, darunter sehr schöne Doppel- angaben schwankten um einen Faktor Mitgliedern! Ein Zusammenhang mit der systeme und Sternketten. Er ist nicht be- zwei. Erst Arbeiten aus jüngerer Zeit [3, nahe gelegenen CMa-OB1-Assoziation sonders stark konzentriert, die Sterndich- 4] lieferten ein einheitlicheres Bild. Ka- (Alter ca. 3 Mio. Jahre) wird im Übrigen te nimmt nur wenig zur Mitte hin zu und lirai et al. [4] veröffentlichten 2003 eine auf Grund des unterschiedlichen Alters seine Form wirkt unregelmäßig. Manche Untersuchung, die mit dem 3,6m-Spie- ausgeschlossen [3]. Beobachter erkennen gar ein herzförmi- gel des Canada-France-Hawaii-Teleskops Jürgen Lamprecht ges Aussehen – im englischsprachigen [6] durchgeführt wurde mit dem Ziel, Raum trägt er daher den Namen »heart- Weiße Zwerge in Offenen Sternhaufen [1] Burnham’s celestial handbook, Dover shaped cluster«. zu entdecken und zu katalogisieren. Im Publications, New York (1978) Die auffälligsten Sterne im Gebiet des Zuge der Auswertung konnte ein Farben- [2] Cuffey, J.: The Galactic Clusters Messier 46, Haufens besitzen eine Helligkeit von Helligkeitsdiagramm von M 50 bis zu ei- Messier 50, and NGC 2324, Astrophys. J. etwa 8m–9m, mit vorwiegend weiß-blauer ner Grenzgröße von 23m erstellt werden. 94, 55 (1941) Färbung – ein deutlicher Hinweis auf ein Über 2000 Sterne (heller 22m) in einem [3] Claria, J. J., Piatti, A. E., Lapasset, E.: geringes Alter. Radius von 15' wurden als wahrschein- Photometric study of the open cluster Auf Farbaufnahmen besonders ein- liche Mitglieder identiﬁ ziert. Da damit NGC2323, Astron. Astrophys. Suppl. 128, drücklich sichtbar [5] sind darüber hin- zehn Mal mehr Sterne als vorher in eine 131 (1998) aus orange-rote Riesen in der Nähe des Auswertung dieses Haufens eingehen [4] Kalirai, J. S. et al.: The CFHT Open Star Haufens: besonders HD 52965 am südli- konnten, war eine statistisch gut fundier- Cluster Survey. IV. Two Rich, Young Open chen Rand vom Spektraltyp K5 mit einer te Analyse möglich. Der Haufen beﬁ ndet Star Clusters: NGC 2168 (M35) and NGC m

visuellen Helligkeit von 7 ,8 (nach [3] ein sich demnach in einer Entfernung von 2323 (M50), Astron. J. 126, 1402 (2003) Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. wahrscheinliches Mitglied). 3200 Lichtjahren und ist 130 Mio. Jahre [5] www.allthesky.com/clusters/m50.html »jung«. Extrapoliert man die ermittelte [6] www.cfht.hawaii.edu

Name Typ Sternbild R. A. Dekl. Helligkeit Größe Entfernung Uran. M50 OC Mon 7h 02,1min –08° 23,0' 5m,9 16' 3200 Lj 273

22 interstellarum 38 Objekte der Saison

Beobachtungen zu M 50

Bloßes Auge: fst 6m,9; Der Hau- fen ist bei exzellentem Himmel sehr schwach mit bloßem Auge als kleiner Nebelansatz, direkt östlich eines 6m-Sterns erkennbar. Sirius muss dazu mit der Hand verdeckt werden. Matthias Juchert 10×50-Fernglas: fst 6m,4; sehr hübsch: sieben Sterne sind vor unaufgelöstem Nebelgrund sichtbar, der hellste Stern mit 8m ist am Südrand erkennbar. Fast 10' Durchmesser, hell. In reichem Milchstraßenfeld mit aufblitzenden Sternpünktchen überall. Wolfgang Vollmann 10×50-Fernglas: Bortle 3–4: Prachtvoll: gut abgehoben vom CCD-Aufnahme, 6"-Maksutov bei 900mm Brennweite, SXV-H9, L (10×2min), R (7×75s), G (75s), B Sternenhintergrund, etwas Ost- (2min). [Günter Kerschhuber] West-länglich. Fünf Sterne sind sichtbar, eingebettet in ein Leuch- ten. Auffällig ist der hellste Hau- fenstern von ca. 8m an der Süd- westgrenze. Uwe Pilz 60/910-Refraktor: rund und indirekt viele schwache Sterne zu sehen; 26×. Andreas Kaczmarek 63/840-Refraktor: fst 6m,4; Sehr hell, sehr groß, in dichtem Milchstraßenfeld gelegen, viele hellere Sterne in der Peripherie des Haufens, deutlich länglich mit verschiedenen Sternkonzentratio- nen, lohnendes Objekt. Matthias Juchert 110/805-New ton : 32× und 54×: groß, hell, hellster Teil oval, insgesamt jedoch rundlich, aufgelöst, dicht, viele Sterne, Sterne ungefähr CCD-Aufnahme 8"-SCT bei 1260mm, ST-7, gleich hell, dichter eiförmiger Zen- 10min. [Matthias Hänel] tralteil umgeben von einem etwas schwächeren und weniger dichten Außenbereich. Heller Stern westlich daneben. Christian Schreiner 114/900 -New ton : Bei 22× ist der Sternhaufen kompakt, aber aufgelöst; viele Sterne im Haufen. Bei 50× sind die Sterne leicht ver- streut. Gerd Kohler 130/1040-Refraktor: fst 5m,8;

bei 35× prächtig: etwa 15' Durch- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. messer, mindestens 50 Sterne 9m bis 13m sind zu erkennen, viele sind 11m bis 12m hell und leicht sichtbar. Der hellste Stern 9m steht am Südrand. Schön! Wolfgang Vollmann > S. 24 CCD-Aufnahme, 8"-SCT bei 2000mm Brenn- weite, ST-7, 5min. [Heino Niebel] Zeichnung, 8"-SCT, 57×. [Rainer Töpler]

interstellarum 38 23 Objekte der Saison

äußerer Ring 150/750-Newton: Bei 19× ist der innerer Ring Haufen schon aufgelöst; asymme- NGC 2359 trisch. Es sind nicht viele Sterne zu HD 56925 sehen. Bei 42× sind deutlich mehr Sterne zu sehen, einige sind auf ei- an sieht es NGC nem unregelmäßigen Haufen kon- M2359 auf den ers- zentriert mit einem Sternbogen, der ten Blick an: Dies ist kein aus dem Haufen heraus ragt. Gerd normaler Galaktischer Kohler Nebel. Tatsächlich han- 200/800-Newton: sternreicher delt es sich bei diesem Haufen, bläulich-weiße Sterne. Ein einzigartigen Objekt um auffallender orange-roter Stern ist einen Wolf-Rayet-Nebel, im Haufen. Ovaler Hauptteil mit von dessen Typ es nur verschieden hellen Sternen und Ver- wenige Exemplare gibt ästelungen am Rand, zwei größere (die bekanntesten sind Abb. 1: NGC 2359 mit Ausläufern auf einer Aufnahme des 20"- Gebiete sind ohne Sterne; 57×. Gerd NGC 6888, der Crescent- SDSS-Photometrie-Teleskops des John Hopkins Observatory. Kohler Nebel und NGC 6164 am 200/1200-Newton: Bortle 5; an Südhimmel). Da Wolf- diesem etwas diesigen Abend erken- Rayet-Sterne sehr selten ne ich einen Sternhaufen mit 50–60 sind, können sie nur eine auffälligen Sternen. Diese sind unge- kurze Phase im Leben wöhnlich oft paarweise angeordnet. massereicher Sterne dar- Nördlich mehr Sterne als südlich. Bei stellen. Die Entstehung 200× okularfüllend. Angelika Gruner von Wolf-Rayet-Sternen 200/2000-SCT: fst 5m,5; ein auf- ist jedoch noch nicht völ- fälliger, reicher Sternhaufen aus sehr lig verstanden. Zwei Theo- unterschiedlich hellen Sternen. Die rien werden diskutiert: Gesamtform ist etwa rund, die Ster- Entweder sind Wolf-Ray- ne stehen zur Mitte hin konzentrier- et-Sterne die freigeleg- ter; 57×. Rainer Töpler ten Kerne massereicher 250/1250-Newton: fst 5m,6; im O-Sterne, die ihre äuße- 8×50-Sucher sind die hellsten Sterne re Atmosphärenschicht bereits gut sichtbar. Im Hauptinst- auf Grund sehr starker rument hebt sich der Haufen sehr Sternwinde oder durch deutlich von der Umgebung ab. Die Massentransfer in einem Sterne sind locker gestreut, es gibt engen Doppelsternsys- keine auffällige Konzentration zur tem verloren haben, oder Abb. 2: Der Zentralbereich von NGC 2359 mit dem 1,2m-Tele- Mitte. Dreieckige Form. Sternreich: ihre inneren und äußeren skop der Whipple-Sternwarte. [Perry Berlind, Pete Challis] Mehr als 50 Sterne (geschätzt). Schichten wurden stark Unterschiedliche Sternhelligkei- durchmischt, so dass Elemente, die bei – zuvor waren die Wolf-Rayet-Nebel ten. Sterne sind z.T. in auffälligen den Kernprozessen im Zentrum ent- für Planetarische Nebel oder mögliche Dreiecken und Ketten angeordnet. 3 stehen, in die äußeren Atmosphären- Supernovareste gehalten worden, wie hellere Sterne bilden ein Dreieck in schichten gelangen. NGC 6888 in [2]. der Nähe des Zentrums. Ein weiteres, Die Spektren dieser sehr masserei- Verantwortlich für NGC 2359 ist kleineres Sterndreieck steht im Zen- chen und leuchtkräftigen Sterne wer- der Wolf-Rayet-Stern HD 56925 (Spek- trum des Haufens; 85×. Dirk Panczyk den dominiert von breiten Emissions- traltyp WR7) der Helligkeit 11m [3]. Er 320/1440-Newton: Bortle 3–4: linien von Helium und Stickstoff oder bläst mit einer Geschwindigkeit von mindestens 100 Sterne, von denen Kohlenstoff. Wasserstofﬂ inien kommen 2800km/s Materie in den Raum, die zahlreiche bis zu 9m hell sind. Die gar nicht vor oder sind nur schwach. mit dem umgebenden Gas dreier Mo- dunkelsten schätze ich auf 13m. Der Aus der Form der Emissionslinien kann lekülwolken kollidiert und ionisiert wird Haufen hat eine eigenartige Form: man auf starke Sternwinde mit erheb- [4]. Dabei wird ein Teil des in den Wol- Ein nahezu gleichseitiges Fünfeck lichem Massenverlust schließen. Stößt ken gespeicherten Materievorrats von aus Sternen 9m bildet das Zentrum der Wind auf dichteres interstellares 2200 Sonnenmassen zum Leuchten an-

des Haufens. Hier sind auch die Medium, entsteht durch Wechselwir- geregt [5]. Jedes Jahr gehen HD 56925 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. zahlreichen dunklen Stern konzent- kung ein Emissionsnebel. Dieser Zu- dadurch 1/10000 Sonnenmassen verlo- riert. An der Südseite dieses Fünfecks sammenhang ist erstmals 1965 von ren [6] – ein nicht unerheblicher Anteil ragen zwei Sternketten in den Raum. Johnson und Hogg [1] erkannt worden bei ursprünglich 25 Sonnenmassen. Ausdehnung: Ost-West ca. 30', Nord- Süd etwa 15'. Uwe Pilz Name Typ Sternb. R. A. Dekl. Hell. Größe Entf. Uran. NGC 2359 GN CMa 07h 18,6min –13° 12' – 22'×33' 16000 Lj 274

24 interstellarum 38 Objekte der Saison

Beobachtungen zu NGC 2359

63/840-Refraktor: fst auf Anhieb erkennbar. Bei 6m,8; indirekt deutlich er- genauerer Betrachtung ist kennbar. Überraschend dann ein schwacher Aus- großer, in Nord-Süd-Rich- läufer an der Süd-Westseite, tung im Verhältnis von 2:1 der eine rund-ovale Form ausgedehnter Nebelfl eck. zeigt, und nur halb so groß Keine Strukturen erkennbar. erscheint, wie der Hauptteil. Matthias Juchert Matthias Juchert 110/805-New ton : 250/1250-Newton: fst schwach aber gut sicht- 5m,0; ohne Filter ist vom bar, mittelgroß, diffus, un- Nebel nichts zu sehen, mit regelmäßige gewinkelte [OIII]-Filter springt einem Abb. 3: Detail aus NGC 2359, fotografi ert mit dem Magellan-Baa- Form mit einer dunkleren der Nebel aber sofort ins de-Teleskop der Las Campanas-Sternwarte. Einschnürung. Christian Auge. NGC 2359 hat die Schreiner Form eines Entenkopfes, Das Ergebnis ist eine mehrfache Blasenstruktur um den ver- 120/1020-Refraktor: wobei der Schnabel etwas ursachenden Stern. Die äußere Blase mit einem Durchmesser hell, ziemlich groß; hellster heller ist als der Kopf; die- von 4,2' expandiert mit 12km/s in den Raum. Sie hat eine tat- Teil ist ein nebliger Balken ser wirkt etwas gemottelt, sächliche Ausdehnung von 220 Lj × 120 Lj, stammt nach [6] im südlichen Teil, elongiert eine Ringstruktur konnte aber noch vom heißen Vorgängerstern des Wolf-Rayet-Objekts. Ost-West mit einem hellen ich unter den mäßigen Be- Wenn die angenommene Distanz des Sterns von 16000 Licht- Stern auf dem südöstlichen dingungen nicht eindeutig jahren zutrifft, ist NGC 2359 eines der entferntesten Objekte Rand. Zwei schwache Ster- ausmachen. Am Rand der der Wintermilchstraße, was die Energie der hier stattfi ndenden ne können nördlich dieses Blase und am Schnabel- Prozesse verdeutlicht. Komplexes erkannt werden, rand ist jeweils ein Stern HD 56925 wird von einem weiteren kleineren Ring mit von denen der nördliche zu erkennen; innerhalb der etwa 1,3' Durchmesser umgeben. Die längliche helle Region mit etwa 12m von einer fast Blase befi ndet sich eben- südwestlich der Ringe mit einer Ausdehnung von 5'×3' hängt runden Nebelblase umge- falls ein Stern, der aber nach [4] möglicherweise mit einem weiteren Stern zusammen, ben ist. Dieser Ring ist sehr nicht genau in der Mitte der zur Ionisation beiträgt. dünn, mit dem hellsten Teil steht, sondern etwas mehr Langbelichtete Fotos zeigen, dass NGC 2359 erstaunlich im Norden und Westen, in in Richtung Schnabelende; weit reichende Ausläufer besitzt. Ein nach Nordwesten gerich- einer sternartigen Konden- 39×, 100×. Frank Lange tetes Nebelteil ist als IC 468 einzeln katalogisiert, die gesamte sation kulminierend. Ein 320/1440 Newton: Bort- Nebelregion wird auch als Sharpless 298 bezeichnet. weiterer kleinerer Ring ist le 3; der Nebel ist andeu- Wilhelm Herschel entdeckte NGC 2359 im Jahr 1785. Sein innerhalb des Hauptrings. tungsweise zu sehen. Er Sohn John verglich ihn später mit einer Büste, von der Kopf, IC 468, der schwache Aus- besteht aus zwei Teilen, Nacken und Schultern zu sehen sei. Moderne fantasiebegabte läufer nach Nordwesten ist welche unregelmäßig ge- Amerikaner fühlen sich dagegen an den Kopf einer Ente oder nur sehr schwach zu erken- formt sind. Keine weiteren »Thors Helm« erinnert – Bezeichnungen, unter welchen der nen. Ohne Filter ist alles Einzelheiten (36×, ohne Fil- Nebel in angelsächsischen Publikationen bekannt ist. nur ein verschwommener ter). Groß und auffällig mit -rcs Fleck; [OIII]. Ronald Stoyan viel Struktur: Der südliche 200/1200-Newton: di- Teil ist Ost-West gerichtet [1] Johnson, H. M.; Hogg, D. E.: NGC 2359, NGC 6888, and Wolf-Rayet rekt sichtbarer, relativ gro- und wird südlich von einem Stars, Astrophys. J. 142, 1033 (1965) ßer runder Nebel, der einen feinen Stern begrenzt. Die [2] Harris, D. E.: The Radio Spectrum of Supernova Remnants, deutlich strukturierten Ein- nördliche Struktur ist eher Astrophys. J. 135, 661 (1962) druck hinterlässt. Im südli- rund. Beide sind verbun- [3] Pismis, P., Recillas-Cruz, E., Hasse, J.: Internal motions in H II regions. chen Bereich ist ein helles den, an der Verbindungs- IV. The ring nebula NGC 2359, Rev. Mex. Astron. 2, 209 (1977) diffuses deutlich längliches stelle ragen Dunkelnebel in [4] Goudis, C. D., Christopoulou, P.-E., Meaburn, J., Dyson, J. E.: Anhängsel Richtung Wes- den Verbund. Die kontrast- Expanding rings in the WR nebula NGC 2359, Astron. Astrophys. ten erkennbar; 60×, [OIII]. reichere Einbuchtung liegt 285, 631 (1994) Klaus Wenzel im Westen. Auch östlich ist [5] Cappa, C., Goss, W. M., Niemela, V. S., Ostrov, P.: Observations of 200/1220-Newton: fst ein Dunkelnebel zu sehen, m

neutral and ionized gas of the WR ring nebula NGC 2359, Rev. Mex. 6 ,5; trotz ﬁ lterloser Beob- jedoch kontrastärmer. Bei Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Astron. 11, 57 (2001) achtung überraschend hell indirektem Sehen und mit [6] Rizzo, J. R.; Martín-Pintado, J.: Kinematics and Morphology of the und deutlich sichtbar. Der ausgeruhtem Auge ist ein Neutral Gas Around WR Stars: NGC 2359, ESA-SP 460, 487 (2001) ausgedehnte Zentralbereich schwaches Filament er- [7] Goudis, C., Hippelein, H., Muench, G.: NGC 2359 – The H II-region der etwa im Verhältnis von kennbar, welches von der driven by the WR-star HD 56925, Astron. Astrophys. 117, 127 (1983) 2,5:1 in Nord-Süd-Rich- Westseite der Südkompo- tung elongiert erscheint, ist nente weit in den > S. 27

interstellarum 38 25 Objekte der Saison

Oben: Zeichnung, 4,7"-Refraktor, rechts mit, links ohne [OIII]-Filter. [Ronald Stoyan]

Mitte links: Zeichnung, 17,5"-Newton, 80×, [OIII]. [Andreas Kaczmarek]

Mitte rechts: Zeichnung, 10"-Newton, 100×,

[OIII]. [Frank Lange] Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

Unten: Zeichnung, 14"-Newton, 89×, 116×, [OIII]. [Markus Dähne]

26 interstellarum 38 Objekte der Saison

Raum ragt. Der Entennebel ist einer der wenigen Objekte, wo der visuelle Eindruck an Detailreichtum von Fotograﬁ en her- anreicht; 36×, Hβ-Filter. Uwe Pilz 320/1440-Newton: Bortle 3–4; der Nebel wird südlich und nördlich durch einen Stern begrenzt. Im Osten hat er eine ziemlich gerade Kante. Westlich gibt es eine ovale Ausbuch- tung. Am südlichen Ende des Nebels hat er zusätzlich ein helles Filament, welches westwärts zeigt. Genau darin steht ein auffälliger Stern. Die Helligkeit des Nebels ist recht gleichmä- ßig verteilt. Er ähnelt einer Ente; UHC. Angelika Gruner 360/1585-Newton: fst ~5m,6; ohne Filter ist der Nebel soe- ben direkt als ziemlich strukturlose, diffuse Masse erkennbar. Mit Filter erscheint er direkt hell und strukturreich. Eine runde Blase wird im Westen von einer hellen, knotigen Doppelfront begrenzt. Auch ihr Inneres lässt Helligkeitsnuancen sehen. Ein breiter Fortsatz nach Süd-Westen ist deutlich durch Knoten und Bögen differenziert; UHC. Rainer Töpler 445/2000-Newton: ein großes helles C-förmiges und CCD-Aufnahme, 7"-Refraktor bei 1600mm Brennweite, MX916, strukturiertes Objekt, in dessen Mitte ein strukturierter Ring STAR2000, 4×10min. [Michael Karrer] sichtbar ist; 80×, [OIII]. Andreas Kaczmarek

CCD-Aufnahme, 8"-SCT bei 1260mm Brennweite, ST-7, L (15min), RG (je CCD-Aufnahme, 11"-SCT bei 1680mm Brennweite, ST-8, AO-7, 10min), B (15min). [Matthias Hänel] 4×10min. [Georg Emrich und Klaus Eder] Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

CCD-Aufnahme, 3"-Refraktor bei 624mm Brennweite, ST-8E. [Stephan CCD-Aufnahme, 10"-SCT bei 1500mm Brennweite, ST-8E. [Stephan Messner] Messner]

interstellarum 38 27 Pythagoras

Babbage

FRIGORIS

MARE

Plato Harpalus

MARE IMBRIUM OCEANUS PROCELLARUM

Im hohen Norden des Mondes

Durch das Meer der Kälte

von Wilfried Tost

Der Mondspaziergang wird uns diesmal über weniger bekanntes Gelände füh- ren. Selbst für langjährige Mondbeobachter endet der Blick zu häuﬁ g bei den beliebten und gut zu erkennenden Highlights auf dem Mond. Dieser Rundgang wird Objekte zum Thema haben, die im Mare Frigoris und nördlich davon liegen.

Diese Gebiete am Mondrand haben den zusätzlichen Reiz, zu bestimmten Zeiten Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. zusätzliche Einzelheiten zu zeigen, die sonst hinter dem Mondrand verborgen sind. Aufgrund der Größe des betrachteten Feldes sind die hier vorgestellten Formationen zu unterschiedlichen Zeiten ideal zu beobachten, es empﬁ ehlt sich daher, den Spaziergang in zwei Etappen zu teilen.

28 interstellarum 38 MARE HUMBOLTIANUM

MARE FRIGORIS Endymion

Hercules Atlas Aristoteles

Posidonius

Abb. 1: Die nördlichsten 40 Breitengrade (oben) des Mondes nehmen aus unserem Blickwinkel aufgrund Abb. 2: Der östliche Teil des Mare Frigoris bei der Verzerrung durch die Kugelgestalt des Mondes lediglich etwa 10% des Durchmessers ein. Etwa um zunehmendem Mond. Direkt am Rand ist das den 60. Breitengrad herum zentriert beﬁ ndet sich das Mare Frigoris, das diese Region ausfüllt und uns Mare Humboldtianum zu sehen. Mosaik von von der Erde aus wie ein schmales dunkles Band erscheint. Das Foto zeigt die westliche Hälfte des Mare Sebastian Voltmer, 14"-SCT. Frigoris bei abnehmendem Mond, das im ersten Teil des Spaziergangs besprochen wird. Mosaik von Torsten Edelmann aus 42 Einzelaufnahmen, 9,3"-SCT, ToUCam Pro.

usgangspunkt für den heutigen etwas schwierig wird. Immerhin betrach- ten nördlichen Bereich. Es hat nur etwa Mondspaziergang ist das Ziel der ten wir hier nur etwa das oberste Achtel 300km Ausdehnung in der Breite, ist aber Aersten Tour in interstellarum 34: des gesamten Monddurchmessers. gute 1600km lang. Da es etwa um den 60. Der Krater Plato am nördlichen Rand des Zur Orientierung: Das Mare Imbrium Breitengrad zentriert ist, erscheint es von Mare Imbrium. Von hier aus wollen wir ist das große, etwa kreisförmige Mare, der Erde aus in der Nord-Süd-Ausdeh- uns dem nördlichen Rand des Mondes zu- welches sich vollständig auf der Nord- nung auf fast ein Drittel gestaucht und wenden. Unmittelbar nördlich des Mare halbkugel des Mondes und dort etwas damit wesentlich schmaler, als es ohnehin Imbrium schließt sich das Mare Frigoris links versetzt in der Mitte des Mondes in Wirklichkeit ist. an, das Kältemeer. Mit der Assoziation der befi ndet. Das südliche Ende beginnt etwa Am westlichen Ende des Mare Frigo-

nördlichen Polargebiete auf der Erde kann bei 15° nördlicher Breite und reicht hin- ris fällt der 39km durchmessende Krater Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. man sich diesen Namen leicht einprägen. auf bis über 50°, wo sich der Krater Plato Harpalus auf, sobald er bei einem Mond- Wie eine riesige Stirnfalte des Mondes am nördlichsten Teil des Mares befi ndet. alter von etwa 11–12 Tagen in Sicht kommt. erscheint das Mare Frigoris als schmaler An seinem nordwestlichen Rand befi n- Zunächst ist von dem Krater nur sein hell Streifen dunklen Mare-Gebietes am Nord- det sich der Sinus Iridum und an seinem erleuchteter Rand zu erkennen, wenn das rand des Mondes. Es ist noch mit dem östlichen Rand der Krater Cassini. Das Sonnenlicht auf die mehr als 5000m hohen bloßen Auge zu erkennen, wenngleich hier Mare Frigoris umkränzt das Mare Imbri- Absätze fällt. Bereits einen Tag später ist die Sichtbarkeit bzw. Erkennbarkeit schon um als schmales dunkles Band im gesam- seine helle Farbe schon das dominierende

interstellarum 38 29 a b

Abb. 3: Das Kraterpaar Atlas und Hercules am östlichen Rand des Mare Frigoris. Westlich davon der Krater Bürg im Lacus Mortis. Eudoxus und Aristo- teles erscheinen gerade am Terminator. Auf Bild a) und b) ist das Mare Humboldtianum nicht zu sehen. Aufnahme c) zeigt dieselbe Situation wie im linken Bild, aber mit anderer Libration. Nördlich von Endymion erscheint deutlich das Mare Humboldtianum. Am Rand lassen sich Berge bzw. Krater-

Objekt auf dem dunklen Boden des Mare. westlichen Lage erst ab 2–3 Tage vor Voll- auch bei diesen sonst ungeliebten Nächten Kurze Zeit darauf erkennt man zusätzlich mond zu sehen. um den Vollmond herum noch etwas auf ein Strahlensystem um Harpalus. Ver- Unmittelbar am Nordrand von Babbage dem Mond zu entdecken. Im Alter von längert man nun den Abstand vom Sinus schließt sich das Ringgebirge Pythagoras etwa 25 Tagen, also wenige Tage vor Neu- Iridum zu Harpalus um dieselbe Strecke an. Mit 130km Durchmesser ist es eines mond, wenn man in den frühen Morgen- weiter nach Norden, so fi ndet man dort die der größten Ringgebirge auf dem Mond. stunden beobachten muss, sieht man, wie Wallebene Babbage. An den Rändern fi nden sich Terrassen, die die Zentralberge sich als dunkler Punkt im Die Wallebene Babbage ist gut zwi- mit etwas Mühe unter hoher Vergröße- Inneren des hell beleuchteten Pythagoras schen den vielen anderen Kratern zu er- rung zu sehen sind. Die etwa 5000m ho- abzeichnen. Entwickeln Sie doch einmal kennen, weil sie einen tiefen und recht hen Berge, die den Rand von Pythagoras den Ehrgeiz, zu den wenigen Menschen zu großen inneren Krater enthält, der mit bilden, werfen lange Schatten auf die weite gehören, die diesen Anblick mit dem eige- Babbage B bezeichnet wird. Babbage gilt Ebene. Aufgrund seiner Lage am Mond- nen Auge am Teleskop erlebt haben. als Wall ebene, da der Boden bei einem rand ist das in Wirklichkeit kreisförmige Die zweite Etappe des Mondspazier- Durchmesser von 144km im Wesentli- Ringgebirge stark länglich verzerrt. Etwa gangs führt in die Region zwischen dem chen glatt ist und der Gesamteindruck zwei Tage vor Vollmond kommt Pythago- Mare Frigoris und dem Nordpol sowie auch nicht mehr kreisrund erscheint. Ihre ras genau am Terminator zu liegen. Dann weiter östlich. Recht genau nördlich der Größe, sowie das Fehlen eines scharf be- erkennt man vom Ringgebirge nur noch Berührungspunkte von Mare Imbrium grenzten Randes und eines Zentralberges dessen Ränder und in der Mitte eine helle und Mare Serenitatis fi ndet sich mit Aris- unterscheiden Wallebenen von den großen Spitze, die von der Ansammlung von meh- toteles der größte und hellste Krater im Kratern. Auch Babbage ist aufgrund seiner reren Zentralbergen herrührt. Es gibt also Mare Frigoris. Er durchmisst 87km und

Mondformationen um das Mare Frigoris Name Typ Mondlänge Mondbreite Colongitude Durchmesser/Fläche Höhe Rükl Mare Frigoris Mare 315° – 50° 50° N – 65° N 60°–360° 436000km2 –2–6 Mare Humboldtianum Mare 280° 57° N 280°–100° 22000km2 –7 Plato Wallebene 9,3° 51,6° N 10°–50° 101km 2530m 3 Babbage Wallebene 56,8° 59,5° N 60°–100° 144km – 2 Pythagoras Ringgebirge 62,8° 63,5° N 70°–120° 130km – 2 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Goldschmidt Wallebene 2,9° 73,0° N 10°–50° 120km – 4 Anaxagoras Strahlenkrater 355,0° 73,4° N 0°–40° 51km – 4 Aristoteles Krater 342,6° 50,2° N 350°–30° 87km – 5 Atlas Krater 315,6° 46,7° N 320°–360° 87km 3048m 15 Hercules Krater 320,9° 46,7° N 320°–360° 69km 3810m 14 Endymion Krater 303,5° 53,6° N 310°–360° 125km – 7

30 interstellarum 38 Mond

is-Grundlagen: Die Libration des Mondes

Die Libration führt dazu, dass man trotz der gebundenen Rotation, wodurch der Mond der Erde immer dieselbe Sei- te zuwendet, nicht 50% der Mondoberfl äche, sondern 59% von der Erde aus beobachten kann. Verschiedene Faktoren tragen zur Libration bei: Zur so genannten geometrischen Libration zählt die Libration in Länge, die durch die Va- riation der Geschwindigkeit des Mondes auf seiner Bahn hervorgerufen wird. Durch sie werden bis zu 7° jenseits des mittleren Ost- oder Westrandes des Mondes sichtbar. Einen weiteren Beitrag liefert die Libration in Breite, die durch die Neigung des Mondäquators zur Bahnebene von 6,5° entsteht, so dass man entweder über den Nord- oder Südpol des Mondes hinaussehen kann. Die tägliche oder parallaktische Libration wird schließlich durch den Beobachter auf der Erde verursacht, dessen Beobachtungsposition sich infolge der Erd rotation im Laufe des Tages ändert. Kleinere Un- c regelmäßigkeiten treten außerdem durch die unterschiedliche Gravitationswirkung der Erde auf den Äquatorwulst ränder von Objekten der Mondrückseite ausmachen. Abbildungen aus dem des Mondes auf. Berliner Mondatlas. besitzt leicht erkennbare Terrassen in sei- Beobachtungsbedingungen sind ab einem wandten Seite. Obwohl es einen Durch- nem Kraterwall. Schon ab einem Alter Mondalter von 5 Tagen, doch lohnt sich messer von ca. 160km besitzt, erscheint es von 5–6 Tagen kann man Aristoteles beo- ein Blick auch zu anderen Zeiten. aus unserem ungünstigen Blickwinkel nur bachten. Den Rundgang beschließt diesmal der als schmales Band. Dafür ist es spannend, Am östlichen Ende des Mare Frigoris im Nordosten liegende Krater Endymi- unmittelbar hinter dem Mare die Spitzen fi ndet sich schließlich das schöne Krater- on, dessen 125km Durchmesser ihn zum von Bergen beobachten zu können, die zu paar Atlas und Hercules. Der 69km durch- größten Krater dieser Region machen. En- Kratern gehören, die »hinter dem Mond« messende Hercules liegt westlich von Atlas dymion ist auch deshalb interessant, weil liegen. und ist an seinem dunklen Boden und sei- er bei extremer Libration genau am Mond- nem großen inneren Krater zu erkennen, rand zu liegen kommt, während ihn zu der fast ein Viertel seines Durchmessers anderen Zeiten mehrere seiner eigenen Surftipps ausmacht. Atlas ist mit 87km noch größer Kraterbreiten vom Rand trennen. Berliner Mondatlas • www.wfs.be.schule. als Hercules und unter günstigen Beob- Sofern man einen Tag mit günstiger de/Mondatlas/ achtungsbedingungen kann man bei ho- Libration nutzt, kann man auch die Gele- Liste aller Mondkrater mit Positionen und her Vergrößerung auf seinem Kraterboden genheit nutzen und das mehr oder weni- Größe • planetarynames.wr.usgs.gov/moon/ zwei schmale Rillen ausmachen. Der klei- ger unbekannte Mare Humboldtianum mooncrat.html ne Zentralberg ist ca. 800m hoch, während beobachten. Es liegt unmittelbar hinter Monatliche Librationskarten • www. der Höhenunterschied zwischen Kraterbo- Endymion am Mondrand und verschwin- nightskyobserver.com/moon.htm den und Rand etwa 3000m beträgt. Beste det mitunter zur Hälft e von der uns zuge-

Beobachtungen »hinter dem Mondrand«

Die Nordpolregion, die wir bei diesem Mondspaziergang Fotos, aufgenommen bei unterschiedlicher Libration zeigen kennen lernen, ist noch abwechslungsreicher, als es der Mond sofort umfangreiche zusätzliche Details und geben uns damit ohnehin schon ist. Im Gegensatz zu Deep-Sky-Objekten än- einen weiteren Grund, auch einmal die extremen Randzonen dert sich das Aussehen jedes Objektes auf dem Mond ohnehin des Mondes zu beobachten. Selbst in einem kleinen Feldstecher von Nacht zu Nacht durch die unterschiedliche Beleuchtung. erscheinen die Polarregionen wie ein Relief. Hier ändert sich In den Librationszonen, die sich in einem Streifen von bis zu der Anblick sehr viel stärker und schneller als in den zentralen

±8° um den Mondrand ziehen und zu denen deshalb auch die Gebieten, mitunter erkennt man dies schon deutlich innerhalb Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Polgebiete gehören, sieht man zu günstigen Zeiten aber auch einer Beobachtungsnacht. Besonders die Zeichner, die feine noch einen erheblichen Anteil der Mondoberfl äche, die sonst Details und den Schattenwurf der Kraterwälle auf den fl achen hinter dem sichtbaren Rand liegt. Insgesamt 18% des Mondes Kraterböden festhalten wollen, vermerken, dass sich der Schat- befi ndet sich in diesem Bereich, der (unabhängig davon, ob er tenwurf bei extrem niedrigem Sonnenstand geradezu sichtbar von der Sonne beleuchtet wird oder nicht) zeitweise vor und verändert. hinter dem Mondrand liegt. Zwei nebeneinander liegende

interstellarum 38 31 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

32 interstellarum 38 Sonne aktuell von Manfred Holl

m September ist die Fleckentätigkeit Ider Sonne gegenüber dem Vormo- nat deutlich zurückgegangen. Lag die durchschnittliche Monatsrelativzahl im August nach Beobachtungen des SIDC noch bei 40,9, so wurden im September nur noch 27,7 erreicht. Das drückt sich auch in den Zahlen für die beiden He- misphären aus (17,5 gegenüber 8,0 und 23,4 zu 19,7). Das Übergewicht der Süd- halbkugel setzte sich weiter fort und zwischen dem 1. und 8., sowie zwischen dem 22. und 29. September war der Norden völlig fl eckenfrei. Die Waldmeierklasse F wurde nicht mehr erreicht und nur zwei Abb. 1: Die ﬂ eckenlose Sonne am 11.10.2004, 11:32 MEZ, 4"-Refraktor bei 2500mm Brennweite, Fleckengruppen, die aktiven Regionen Herschelprisma, Olympus 5050Z Digitalkamera, 1/500s. [Erich Kopowski] AR 10672 und AR 10673, wurden für wenige Tage als E-Gruppen klassifi ziert. Index Data Center in Brüssel einen völlig Darüber hinaus wurde die Sonne ledig- fl eckenfreien Tag aus. Viele Beobachter lich von Fleckengruppen der Waldmeier- sahen vom 9. bis 11. keine Flecken. Nach klassen A bis D bzw. H und J bevölkert. dem 16. stieg dann die Sonnenaktivität Im zweiten Berichtsmonat, dem Okto- soweit an, dass Ende des Monats mehrere ber, stieg die Sonnenaktivität wieder deut- E- und F-Gruppen zu beobachten waren. lich an. Das lag aber vor allem an einem Im Oktober war – wie schon in den meis- Aktivitätsschub ab etwa Mitte des Monats. ten Monaten zuvor – die Südhalbkugel Dadurch wurde die ruhige Sonne der der Sonne die aktivere, die Nordhalbku- ersten Monatshälft e wieder ausgeglichen. gel dagegen war am 1. und 2., vom 5. bis Zu Beginn des Oktobers nahm die solare 7. und vom 15. bis 18. fl eckenfrei. Fleckentätigkeit zunächst weiter ab. Über Im gleichen Maße wie die Flecken- mehrere Tage hinweg konnten lediglich tätigkeit stieg im Oktober auch die von maximal drei Fleckengruppen der unte- solaren Eruptionen induzierte geomag- ren Waldmeierklassen gefunden werden. netische Aktivität an, wobei freilich nicht Abb. 2: Sonnendetail in Hα am 17.10.2004, Für den 10. Oktober gar weist das Sunspot jeder Ausbruch auch in Richtung Erde 4"-Refraktor, Solarmax40, Olympus 3040Z, 1/160s. [Martin Huwiler] Relativzahlen und Flecken mit bloßen Augen zeigte. Neben zahlreichen schwächeren Flares gab es am 20.10. aus der Regi- on 10687 um 10:51 UT einen Röntgen- strahlungsausbruch; der damit verbun- dene Teilchenausbruch wies aber nicht in Richtung Erde. Einen Tag später kam es hier um 19:48 UT noch einmal zu einem derartigen Flare. Nach einigen Tagen der relativen Ruhe mit nur einigen nieder- energetischen Eruptionen hat die Region 10691 am 30. um 16:33 UT einen weiteren heft igen Strahlungsausbruch erzeugt. Keine dieser Erscheinungen hat jedoch

zu Polarlichtern geführt, die in mittleren Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. europäischen Breiten zu sehen waren.

[1] Space Environment Center: www.sec. noaa.gov/ftpmenu/forecasts/RSGA.html [2] Sunspot Index Data Center: sidc.oma.be/ index.php3

interstellarum 38 33 Phantom Merkur

Oberﬂ ächenbeobachtungen mit Amateurmitteln

von Ronald Stoyan

Merkur gilt als der am schwierigsten zu beobachtende Planet. Anders als bei dem sehr schwachen Pluto, dem man mit genügend Öffnung einfach beikommen kann, erfordert Merkur Können und Glück, denn der innerste Planet ist immer nur für wenige Minuten am Tag während einer Sichtbar- keitsperiode optimal zu beobachten. Die kommende Abendsichtbarkeit im März (siehe Seite 15) bietet für das Jahr 2005 die beste Gelegenheit, Ein- zelheiten der Merkuroberﬂ äche zu beobachten. Diese sind von erfahrenen Beobachtern bei guten Bedingungen als vergleichbar mit denen des Plane- ten Mars beschrieben worden.

Abb. 1: Merkur, gesehen von der Raumsonde Mariner 10.

Wahl des Beobachtungszeitpunktes

Von zentraler Bedeutung für eine erfolgreiche Merkurbeobachtung ist der richtige Zeitpunkt der Beobach- tung. Beobachtet man zu früh am Abend bzw. steht der Planet noch abc gleichzeitig mit der Sonne am Tag- himmel, verblassen die Merkurdetails Abb. 2: Moderne Amateuraufnahmen sind in der Lage, Albedostrukturen auf Merkur zu zeigen: a) verklei- in kleinen Teleskopen. Beobachtet nerte Version von Abb. 1 zum Vergleich, b) Merkur-Aufnahmen vom 15.4.2003, 10"-Maksutov-Cassegrain, man dagegen nach Sonnenuntergang, 11430mm Äquivalentbrennweite. Solitudo Criophori ist deutlich zu erkennen. [Stefan Seip], c) Merkur-Auf- kommt Merkur dem Horizont rasch nahme vom 30.3.2004, 9"-SCT, 10800mm Äquivalentbrennweite. [Mario Weigand] nahe, was schlechtes Seeing und das unbeliebte regenbogenfarbene at- mosphärische Spektrum zur Folge hat. Der optimale Zeitpunkt ist nur wenige Minuten lang und von der Öff nung des Instruments sowie der Merkurhelligkeit und Sonnenelonga- tion abhängig. Das Problem ist zu- nächst das Aufsuchen des Planeten. Dies sollte möglichst früh erfolgen, wenn die Sonne noch über dem Ho-

rizont steht, damit man den Pla- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. neten in die Dämmerung verfolgen ab kann. Unersetzlich ist hier eine parallaktische Montierung, sehr nützlich Abb. 3: Die besten erdgebundenen Merkuraufnahmen. Deutlich sind einige helle junge Krater zu erken- eine Goto-Steuerung. Hilfreich ist ein nen: a) Einem Team von Astronomen der Universität Boston gelang am 29.8.1998 diese Aufnahme mit Orangefi lter, der den Kontrast des dem Mount Wilson-Teleskop. Die Belichtungszeiten betrugen 1/60s. Aus 340000 Einzelbildern wurden die Scheibchens zum blauen Himmels- besten 60 für das Bild addiert, b) Diese Aufnahme stammt vom schwedischen Vakuum-Teleskop auf La hintergrund erhöht. Mit großen > S. 36 Palma aus dem Jahr 1995.

34 interstellarum 38 Planeten

Farbﬁ ltereinsatz bei der Merkurfotograﬁ e

Merkur steht immer sehr knapp über dem Hori- Abb. 1: Merkuraufnah- zont, wo die atmosphärische Refraktion sehr stark men ohne (links) und und das Seeing am schlechtesten ist. Eine Möglich- mit Grünfi lter (rechts). keit die Refraktion zu »umgehen« ist der Einsatz [Mario Weigand] von Farbfi ltern. Durch mehrere Versuche bin ich zu dem Ergeb- nis gekommen, dass ein Grünfi lter an meinem 6"- Maksutov am besten geeignet ist. Die erste Abbil- Abb. 2.: Links ist der dung zeigt einen Vergleich von Merkuraufnahmen extrahierte Grünkanal ohne und mit Grünfi lter. Um das Ergebnis weiter aus einer RGB-Aufnah- zu verbessern, kann man aus dem Bild mit Grün- me zu sehen, rechts der fi lter zusätzlich mit einem Grafi kprogramm den Grünkanal mit zusätzli- Grünkanal extrahieren. chem Grünfi lter. [Mario Arbeitet man ohne zusätzlichen Grünfi lter und Weigand] extrahiert dann aus einer RGB-Aufnahme den G- Kanal, bekommt man schlechtere Ergebnisse, was in der zweiten Abbildung deutlich wird. Links ist der extrahierte Grünkanal aus einer normalen RGB- Aufnahme und rechts im Vergleich dazu mit einem zusätzlichen Grünfi lter abgebildet. Um die Wir- kung des Grünfi lters zu verdeutlichen, sind in der dritten Abbildung alle drei Farbkanäle dargestellt. Man sieht deutlich, dass das rote und blaue Licht Abb. 3: Die drei Farbkanäle einer RGB-Aufnahme mit Grünfi lter. Es ist deutlich zu fast vollständig herausgefi ltert wird. erkennen, dass durch den Einsatz des Filters das rote und blaue Licht herausgefi ltert Mario Weigand wird. [Mario Weigand]

Abb. 4: Karte der Merkur-Oberﬂ äche nach Mario Frassati, basierend auf 54 Beobachtungen erstellt mit einem 8"-SCT bei 250× bis 400× von 1997 und 2001. Süden ist oben.

Abb. 5: Merkuransichten für die Abendsichtbar- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. keit im Februar/März 2005. Zu erkennen sind die 2 dunklen Formationen von Solitudo Criophoni (1), 4 3 1 Solitudo Phoenicis (2), Solitudo Atlantis (3) und Solitudo Helii (4). [Tim Wilson]

20.2. 27.2. 6.3. 13.3. 20.3.

interstellarum 38 35 Planeten

Optiken entstehen die besten Ergebnisse bereits am Nachmittagshimmel. Je kleiner die Optik, desto länger muss gewartet werden, bis der Kon- trast zwischen Planet und Hintergrund ausreichend groß ist. Dennoch sollen bereits Teleskope ab 100mm Öff nung Einzelheiten zeigen können.

Albedostrukturen

Die hellen und dunklen Flecken auf Merkurs Oberfl äche sind ähnlich wie bei Mars und Mond auf Albedounterschiede des Bodens zurückzu- führen. Die Albedo ist besonders im Umkreis junger Krater groß, während altes kraterreiches Terrain eher dunkel erscheint. Mare gibt es auf Merkur nicht – oder sehr wahrscheinlich nicht, denn von Raumsondenbildern her ist nur etwa ein Drittel der Planetenoberfl äche bekannt. Der auch für seine Marskarten berühmte An- toniadi hat bereits vor 80 Jahren eine erste Mer- kur-Albedokarte aus visuellen Tagbeobachtun- gen gewonnen. Eine neue Karte, die derjenigen von Antoniadi in nichts nachsteht, hat 2003 der italienische Amateur Mario Frassati entworfen (vgl. Abb. 4).

Rotation und Umlaufszeit

Merkur läuft in 88 Tagen ein Mal um die Sonne und rotiert in 59 Tagen um seine Ach- se. Von der Erde aus gesehen vollzieht sich der Sonnenumlauf scheinbar in 116 Tagen (synodi- sche Umlaufszeit), was etwa dem Doppelten der Rotationsperiode entspricht. Aus diesem Grund beobachten wir zu den für Mitteleuropa günsti- gen Abendsichtbarkeiten im Frühjahr jeweils die gleiche Seite des Planeten, die sich zudem wäh- rend der maximal 14-tägigen Sichtbarkeitsdauer kaum verändert. Zu den bei diesen Gelegenheiten immer wieder gesehenen Einzelheiten gehört der dunkle Keil der Solitudo Criophori, wohl das auff älligste Merkurdetail. Es scheint bei »Halb-Merkur« vom Terminator aus in die beleuchtete Planetenkugel hineinzuragen.

Tipps für Fotografen

Merkur-Fotografen sollten in der Lage sein, durch kurze Belichtungszeiten das Seeing einzu- frieren bzw. aus einer Reihe von Aufnahmen nur die besten für die Addition eines Bildes zu ver- wenden. Zusätzlich wird die Verwendung eines Rotfi lters empfohlen (etwa Wratten 25 oder 92),

der kein blaues und infrarotes Licht durchlassen Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. darf. Alternativ wurden auch gute Erfahrun- gen mit anderen Filtern, z.B. einem Grünfi lter (s. Kasten), gemacht, die in der Lage sind das atmosphärische Spektrum auszuschalten. Er- gebnisse, die reale Details der Merkuroberfl ä- che zeigen, veröff entlichen wir gerne in dieser Zeitschrift .

36 interstellarum 38 Überwachung der Saturnatmosphäre

Ein neues Feld für die Amateurbeobachtung

von Ronald Stoyan SPZ

STZ

STrZ

SEB

CBA EZ

Cassini Encke Abb. 1: Farbaufnahme Saturns der Raumsonde Cassini.

Die Amateurbeobachtung Saturns widmet sich hauptsächlich seinen Ringen (vgl. interstellarum 25). Doch daneben bietet der zweitgrößte Planet des Sonnensystems auch die faszinierenden unvorhersagbaren Phänomene einer aktiven Atmos- phäre. Mit modernen Bildaufnahme-Techniken sind heute auch Amateure in der Lage, diese schnelllebigen Erscheinungen zu verfolgen und somit einen Beitrag zur Planetenforschung zu erbringen.

iele Sternfreunde sind immer noch der Mei- nung, Planetenbeobachtung sei ein wissenschaft - Vlich völlig wertloses Hobby. Das Gegenteil ist der Fall: Durch kontinuierliche Überwachungsaufgaben haben gerade Amateure einen wesentlichen Teil zu unserem heutigen Wissen über die Planeten Mars und Ju- piter beigetragen. Die ständige Atmosphärenbeobach- tung, etwa des Planeten Jupiter, wird wegen fehlender professioneller Kapazitäten auch in Zukunft ein Feld der Amateure bleiben, die ihre Beobachtungen im In- ternet der Forschung bereitstellen können. Nun taucht ein neues Ziel für Sternfreunde auf: die Atmosphäre des Saturn.

Einzelheiten der Saturnatmosphäre

Saturn zeigt wie Jupiter in seiner Atmosphäre ein Muster aus hellen Zonen und dunklen Bändern, die durch eine Abfolge von schnellen und langsamen Strö- mungszonen verursacht werden. In diesen Strömungs- zonen treten unvorhersagbar helle und dunkle Flecken auf. Je nachdem in welcher Breite des Planeten die Fle- cken liegen, kann zusammen mit ihrer Rotationsge-

schwindigkeit die jeweilige Strömungszone bestimmt Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. werden. Anders als bei Jupiter sind diese Strömungszo- nen nicht gut bekannt. Jeder Geschwindigkeitswert hilft somit, das Strömungsprofi l des Planeten zu verbessern (vgl. Abb. 1). Diese Werte werden meistens gegen das System III angegeben (siehe Tabelle 2), auch wenn in Abb. 2: Auf diesen Aufnahmen von Cassini im November 2004 zeigen sich verschie- Amateurkreisen noch vereinzelt weitere Systeme be- dene Fleckentypen in Saturns Atmosphäre. Zu sehen sind kleine weiße Flecken in nutzt werden. der Südhemisphäre.

interstellarum 38 37 Planeten

Flecken, die visuell oder fotografi sch verfolgt werden können, galten bis in die jüngste Zeit als eine Rarität. Darunter fi el vor allem eine Reihe von Erscheinungen, die in etwa 30-jährigem Zyklus aufeinander folgte. Der letzte dieser besonders auff älligen hellen Flecken war 1990 bereits mit einem 60mm-Fernrohr zu sehen ge- A B wesen. Doch auch abseits dieser Erscheinungen ist die Sa- turnatmosphäre nicht ruhig, wie viele Amateurfotos 1 suggerieren. Tatsächlich sind in jeder Oppositionspe- 2 riode mehr oder weniger deutliche dunkle und helle Flecken zu beobachten. Die heutige Aufnahmetechnik mit sehr kurz belichtenden Webcams und CCD-Ka- meras erlaubt die Verfolgung dieser Einzelheiten auch für Amateure.

Fotograﬁ e von Atmosphärendetails

Saturn gehört zu den Planeten mit der geringsten Flächenhelligkeit, sie beträgt nur ein Drittel des Wer- tes von Jupiter. Die chemische Fotografi e verlangte bei Saturn sehr lange Belichtungszeiten, wodurch die Luft - ruhe eine entscheidende Rolle spielte. Kurze und den- A B noch ausreichende Belichtungszeiten sind ein wichtiges Kriterium für die Saturnfotografi e, damit das Seeing keinen Einfl uss mehr auf die Bildqualität hat. Der zweite Punkt ist eine ausreichende Äquivalent- 1 brennweite, die um die 10m oder mehr betragen soll- 2 te. Die Aufl ösung einer Webcam mit 10μm Pixelgröße entspricht nur etwa 2" bei 1000mm Brennweite. Nur die allergrößten Saturnfl ecken erreichen diese Ausdeh- nung. 10000mm Brennweite erreichen dagegen schon 0,2" Aufl ösung und kommen damit in den Bereich der jedes Jahr zu beobachtenden Atmosphärendetails. Die- ser Wert muss jedoch auch von der Optik theoretisch aufgelöst werden – für 0,2" ist dies erst ab 450mm Öff - nung der Fall. Somit kommen nur größere Amateurteleskope für Abb. 3: Diese Serie von Cassini-Bildern zeigt die Bewegung von Flecken in zwei ver- aussagekräft ige Saturnfotos in Betracht, die eine ge- schiedenen Strömungszonen der südlichen Hemisphäre im infraroten Spektralbereich. nügend lange Brennweite ohne zu viel Verlust an Be- a) 4.6.2004, b) 17.6.2004. lichtungszeit erlauben und gleichzeitig die nötige Auf- lösung leisten können. Praktisch liegen ab 250mm bis Surftipps is-Mitarbeit 300mm Öff nung Ergebnisse vor, die dies erreichen. International Saturn Watch • www.ehu. interstellarum ruft die Saturn hat eine ebenso schnelle Rotation wie Jupiter. es/iopw/saturn_images.htm Planetenfotografen mit Um Flecken darzustellen ist es deshalb nicht möglich, aktuelle Cassini-Bilder • www.nasa.gov/ entsprechender Ausrüstung zeitlich weit auseinander liegende Bilder für die Bildbe- mission_pages/cassini/media/Cassini_ auf, in dieser Saison nach arbeitung zu addieren. Der maximale Zeitraum für die Multimedia_Collection(Search_Agent)_ Saturnﬂ ecken statt »pretty Überlagerung sollte fünf Minuten nicht überschreiten, archive_1.html pictures« auf die Jagd zu gehen. um ein Verwischen der Einzelheiten zu verhindern. Ihre Ergebnisse veröffentlichen SAPOS-Software • home.t-online.de/ Der wichtigste Punkt jedoch ist eine verantwor- wir gerne an dieser Stelle. home/grischa.hahn/astro/ tungsvolle Bildbearbeitung. Um für Messungen ver- wertbare Aufnahmen zu gewinnen, müssen diese nicht

Tab. 1: Große Fleckenerscheinungen in der Saturnatmosphäre

Jahr Entdecker Strömungszone Rotationszeit Lebensdauer Bemerkung Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. 1793 Herschel ? 10h 16min mehrere Wochen 1876 Hall EZ 10h 14min 23,8s 4 Wochen 2" groß, zog sich auseinander 1903 Barnard NTrZ 10h 39min 06s mehrere Monate Serie von Flecken 1933 Hay, Weber EZ 10h 13min 36s mehrere Monate 3" groß, breitete sich stark aus 1960 Botham NNTZ 10h 39min 7 Wochen zog sich in die Länge 1990 Wilber, Montalvo EZ 09h 50min 8 Wochen zog sich in die Länge

38 interstellarum 38 Planeten

Abb. 4: Ed Grafton zeigt, dass mit einem 14"-SCT und ST5 CCD-Kame- ra die regelmäßige Verfolgung von Saturnﬂ ecken gelingen kann. Die Äquivalentbrennweite betrug jeweils 95m! a) 14.1.2004, dunkle Fle- cken am Südrand des SEB, b) 20.1.2004, heller Fleck in der STrZ. schön aussehen, sondern sollten »ehrlich« sein. Zu stark bearbeitete Aufnahmen verraten sich durch die »falsche Encke- Teilung« (siehe ausführliche Darstellung in interstellarum 25) sowie die hellen oder dunklen Säume an kontrastreichen Übergängen, etwa dem Ringschatten. Für manche Zwecke mag es sinnvoll sein, bewusst an die Grenze der Bildbearbei- tung zu gehen, beispielsweise um einen auf dem normal dar- gestellten Bild entdeckten Fleck deutlicher herauszuheben. Es empfi ehlt sich aber, die zu stark bearbeitete Aufnahme immer nur zusammen mit dem Originalbild zu veröff entlichen. Nie- mals sollte eine Entdeckung allein auf einem zu stark bearbei- teten Einzelbild fußen.

Veröffentlichung und Auswertung

Die bevorzugte Stelle für eine Veröff entlichung im Internet ist die Seite der »International Saturn Watch«, ein Projekt zur Zusammenarbeit von Amateur- und Profi astronomen. Stern- freunde aus aller Welt publizieren hier ihre aktuellen Bilder, die sich somit zeitnah vergleichen lassen. Eine eigene Auswertung von Aufnahmen erlaubt die von Grischa Hahn geschriebene freie Soft ware SAPOS. Hier kön- nen komfortabel Breiten- und Längenpositionen von Saturn- fl ecken bestimmt werden. Wichtig dafür ist, dass der Aufnah- mezeitpunkt des Fotos auf die Minute bekannt ist. Eine Auswertung von Reihen von Fleckenpositionen darf immer nur für eine bestimmte Strömungszone geschehen! Da Saturnfl ecken nur extrem selten zwischen verschiedenen Strömungszonen wechseln, zerstört eine Analyse von mehreren Strömungszonen gleichzeitig völlig die Aussagekraft dieser Messungen. Man sollte also darauf achten, dass man nur Positionen aus einer bestimmten Breitenlage Saturns heranzieht, wenn man Geschwindigkeiten von Flecken er-

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

Tab. 2: Rotationssysteme der Saturnatmosphäre System Rotationszeit gültig für I (IAU) 10h 13min 59,99s EZ, SEB(N), NEB(S) II (ALPO) 10h 38min 25,42s polwärts von System I III (IAU) 10h 39min 22,40s global

interstellarum 38 39 Kometen

Kometen aktuell

von André Wulff

ie vergangenen zwei Monate wurden vom Kome- Dten C/2004 Q2 (Machholz) bestimmt. Der Komet konnte bereits im Dezember mit dem bloßen Auge bei Abb. 1: Komet Machholz am 18.9.2004, 200/800-Newton, Platinum K402ME einer Helligkeit von ca. 5m beobachtet werden, während CCD-Kamera, 4×2min. [Stefan Beck] der Schweif zunächst für die visuelle Beobachtung sehr schwach blieb. Fotografi sch zeigte sich ein feiner Gas- schweif von ca. 1,5° Länge, der mit dem diff usen Gas- schweif einen Winkel von fast 90° bildete. Nach Redaktionsschluss Anfang Dezember stieg der Komet kontinuierlich immer höher und erreichte die Erd- nähe am 6.1. in einer stattlichen Horizonthöhe von 60°. Die zugehörigen Beobachtungen und Fotos werden im kommenden Heft veröff entlicht. Jetzt ist der Komet ein zirkumpolares Objekt geworden. Nach Einbruch der Nacht steht er optimal postiert fast im Zenit. Zum Monatswechsel Januar/Februar steht der Ko- met unweit des schönen Doppelsternhaufens h und χ und damit mitten in der Milchstraße. Er zieht durch die Cas- siopeia und den Cepheus zum Drachen und passiert dabei in rund 6° Entfernung den Himmelspol. Bis Ende März wird Komet Machholz ein schönes Feld- stecherobjekt bleiben. Die prognostizierte Helligkeit sinkt von etwa 3m,5 Anfang Januar auf etwa 6m Ende März. Die Schweifl änge wird ebenfalls abnehmen, kann aber Anfang Februar noch 2° oder mehr betragen. Am Morgenhimmel wird ein weiterer Schweifstern in Abb. 2: Komet Machholz am 10.12.2004, 180mm-Teleobjektiv bei f/4,0, SXV- die Reichweite von Feldstechern gelangen. Der Komet H9 CCD-Kamera, 170s (L), 70s (je RG), 140s (B). [Gerald Rhemann und Mi- C/2003 T4 (LINEAR) steht mitten in den Sommerstern- chael Jäger] bildern. Mitte Februar passiert der Komet im markanten Sternbild Pfeil den Sternhaufen M 71. Im März wandert der Komet immer schneller in Richtung Sonne und wird damit Ende März nicht mehr aufzufi nden sein. Ist der Komet Anfang Februar noch rund 8m,7 hell, wird er bis zu seinem Verschwinden Ende März immerhin gut 6m erreichen. Ein weiterer Komet wird tief am Abendhimmel im Fe- bruar sichtbar werden. Es handelt sich hierbei um C/2003 K4 (LINEAR). Er wird für einen Beobachter in Mittel- deutschland aber nur rund 13° Höhe über dem Horizont erreichen und leider recht schnell tiefer sinken. Beobach- ter in Süddeutschland sind etwas im Vorteil. Der Komet steht im Sternbild Eridanus und wird Anfang Februar noch rund 8m hell sein. Neben der Höhe über dem Hori- zont wird auch die Helligkeit deutlich abnehmen. Dieser Komet wird also mehr etwas für Spezialisten sein, da die geringe Horizonthöhe eine Beobachtung doch deutlich erschwert. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. is-Mitarbeit Senden Sie uns Ihre Kometenbilder! Wir suchen immer Bilder und Zeichnungen zu aktuell sichtbaren Schweifsternen und drucken gerne Ihre Ergebnisse, die auch nach Redaktionsschluss angenommen werden. © interstellarum

40 interstellarum 38 Kometen

Abb. 3: Komet Machholz am 11.12.2004, 200/300-Schmidtkamera, SXV-H9 CCD-Kame- ra, 100s (je LRGB). [Gerald Rhemann und Michael Jäger] Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

Abb. 4: Komet Machholz am 14.12.2004, 101/430-Refraktor, SXV-H9 CCD-Kamera, 3min (L), 1min (je RGB). [Peter Wienerroither]

interstellarum 38 41 Milchstraße

Die Milchstraße – eine Studie der visuellen Abbildungen

Teil 2: Moderne Zeichnungen

von Arndt Latußeck

Die »Alten Meister« hatten um 1920 herum die Kunst der Milchstraßenzeichnung zur Perfektion gebracht (vgl. Teil 1, interstellarum 36). Astronomen wie Easton und Pannekoek hatten in teilweise Jahre langer Arbeit Werke mit einem Detailreichtum angefertigt, die modernen Weitwinkelfotogra- fi en in nichts nachstanden. Im Gegenteil, wie Antonin Pannekoek immer wieder betonte, bilden Zeichnungen des visuellen Eindrucks der Milchstraße ohne optische Hilfsmittel eine ganz wesentliche Ergänzung zu Fotografi en, was zum einen in der geringeren Winkelaufl ösung des Auges be- gründet sei, was den »wolkigen« Charakter der Milchstraße erst ermögliche, zum anderen natürlich im abweichenden spektralen Empfi ndlichkeitsbereich des menschlichen Auges.

mso erstaunlicher erscheint es, sehr kleine Teleskope zur Verfügung hat- bloßem Auge. Und in der Folge entstehen dass nach dieser Periode diese ten, hätten auf diesem Gebiet ein weites neue Milchstraßenzeichnungen, die im UKunst praktisch in Vergessenheit Betätigungsfeld vorgefunden. Hinblick auf den Detailreichtum und die geriet; das einzige Beispiel aus späterer Genau im Gegensatz dazu fi nden in den Schönheit der Abbildungen mit den visu- Zeit ist off enbar die Zeichnung von Sergej letzten Jahren off enbar immer mehr Beob- ellen Astronomen des frühen 20. Jahrhun- Gaposchkin von 1956 (siehe [1]). Aber ge- achter trotz der Beliebtheit von Riesendob- derts mindestens mithalten können, oder rade Amateure, die in der ersten Hälft e sons und schwächsten Objekten wieder sie sogar übertreff en. Im Folgenden zeigen des 20. Jahrhunderts im Allgemeinen nur zurück zur Deep-Sky-Beobachtung mit vier Beispiele aus den letzten Jahren, was tatsächlich ohne jegliche optische Hilfs- mittel in der Milchstraße zu erkennen ist. Viele Strukturen, die für die Milchstra- ße als Spiralgalaxie typisch sind, sind bereits durch bloßes genaues Hinschauen zu erkennen; daneben sind erstaunlich viele einzelne Deep-Sky-Objekte auszumachen. Anhand der vier Milchstraßenzeichnun- gen von Rainer Töpler, Martin Schoenball, Ronald Stoyan und Markus Dähne (Abb. 2) werden die wichtigsten dieser Struk- turen aufgezeigt. Dabei möge immer der Ausspruch von Antonin Pannekoek be- dacht werden, dass das visuelle Bild der Milchstraße das fotografi sche ergänzt, nie aber zu ihm identisch sein wird.

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

Die vier verwendeten Zeichnungen zeigen vor allem eines auf: Der Eindruck, den jeder Beobachter vom Milchstraßenband hat, ist sehr subjektiv; man wird kaum zwei Menschen fi nden, die exakt dasselbe Abb. 1: Übersicht über die visuell sichtbaren Helligkeitsmaxima der Milchstraße ([2], [3]). Bild von der Milchstraße haben. > S. 46

42 interstellarum 38 5 4 3 2 1 9 8 7

RAINER TÖPLER

MARTIN SCHOENBALL

RONALD STOYAN

MARKUS DÄHNE Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. 5 4 3 2 1 9 8 7

Abb. 2: Vier neuere Milchstraßenzeichnungen im Vergleich. Die Zeichnungen sind zueinander in galaktischer Länge l zentriert, um den direkten Vergleich zu erleichtern. Die Markierungen am oberen und unteren Rand beziehen sich auf das fotograﬁ sche Panorama auf Seite 44/45.

interstellarum 38 43 4 3 2 1

90° 60° 30°

Die Struktur der Milchstraße

Galaktisches Zentrum (0°): Obwohl scheinbare Paradoxon erklärt sich aber galaktischen Länge 45° in Richtung Adler. 1das eigentliche Zentrum von dich- durch die Perspektive, unter der wir auf Gerade hier sind die Dunkelwolken des ten Staubwolken verdeckt ist, ﬁ nden wir die beiden Arme blicken. Diejenigen Teile Great Rift besonders ausgeprägt (»Aquila trotzdem bei 0° galaktischer Länge die der Milchstraße, die von uns aus gesehen Rift«), so dass diese Milchstraßenregion hellsten Milchstraßenwolken, allerdings im Sternbild Schütze liegen, gehören zum nicht besonders auffällig ist. Entspre- nicht auf dem galaktischen Äquator, son- nächst inneren Spiralarm. Die markantes- chend zeigt keine der Zeichnungen grö- dern südlich davon, etwa bei –5° galak- te Struktur ist natürlich die Schildwolke ßere Auffälligkeiten. tischer Breite. In diesem Bereich ist die südwestlich des Adlers. Besonders aus- galaktische Extinktion extrem gering, so geprägt zeigt Martin Schoenballs Zeich- Große Cygnus-Wolke (90°): Bei 90° dass wir bis etwa 2000 Lichtjahre an das nung die Schildwolke, in seiner Zeich- 4und 270° galaktischer Länge blicken Zentrum »heransehen« können. Somit ist nung erscheint sie deutlich abgegrenzt wir tangential entlang des lokalen Arms, diese Struktur ein Teil des inneren Bulge gegenüber der Umgebung. Ronald Stoyan der wahrscheinlich auch nur ein äußerer unserer Galaxis. Die beiden Zeichnungen und Markus Dähne sehen die Wolke eher Ausläufer des Sagittarius-Carina-Armes

von Ronald Stoyan und Markus Dähne ins Milchstraßenband eingebunden, was ist. Die Cygnus-Wolke ist in allen Zeich- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. zeigen diese Wolke klar und deutlich. wahrscheinlich an den Umständen liegt, nungen sehr deutlich zu sehen, was auch unter denen die Zeichnungen erstellt nicht weiter verwundert, denn sie ist ne- Scutum-Crux-Arm (30°): Trotz der wurden (siehe Kasten). ben der Schildwolke die hellste Milchstra- 2 größeren Winkeldistanz des Stern- ßenregion des nördlichen Himmels. bilds Schild zum galaktischen Zentrum Sagittarius-Carina-Arm (45°): Die verläuft der Scutum-Crux-Arm innerhalb 3Blickrichtung entlang des Sagittarius- Perseus-Arm (110° ): Wir sehen hier des Sagittarius-Carina-Armes. Dieses Carina-Armes verläuft hier etwa bei der 5 in Richtung des äußeren Randes der

44 interstellarum 38 © Bernd Koch

9 8 7

330° 300° 270°

Milchstraße, etwa in Richtung Kassio- Sagittarius-Carina-Arm (280°): In Helligkeitsmaximum weniger ausgeprägt peia. Da die interstellare Extinktion in 7Richtung Carina berührt unsere Sicht- und deutlich stärker elongiert. diesem Bereich vergleichsweise gering linie wiederum den Sagittarius-Carina- ist, sind in der Kassiopeia und Umgebung Arm. Die Sternwolken in diesem Bereich Norma-Arm (330°) Ebenfalls eine neben den Sternen des Arms selbst sehr sind ähnlich hell wie die der großen 9 Struktur des Südhimmels, bilden die viele Offene Sternhaufen als typische Cygnus-Wolke, was die Zeichnungen von Sternwolken dieses Spiralarms durch die Vertreter einer Spiralarmpopulation zu Markus Dähne und Ronald Stoyan auch günstige Perspektive ein zwar nicht allzu erkennen. Vor allem Martin Schoenballs gut abbilden. großes, aber umso helleres Milchstraße- Zeichnung hebt die Cassiopeia-Wolke nareal, das aber nur südlich des »Great deutlich hervor. Scutum-Crux-Arm (300°): Wieder Rift« seine ganze Helligkeit entfaltet. 8bedingt durch die Perspektive ﬁ nden Auch diese Struktur ist in den Zeichnun- Antizentrum (180°): In Richtung Zwil- sich hier außerordentlich helle Milchstra- gen von Ronald Stoyan und Markus Däh- 6linge/Orion blicken wir direkt aus der ßenbereiche, die durch das in Crux begin- ne enthalten. Wie bei der Crux-Wolke (8),

Milchstraße hinaus in den intergalakti- nende »Great Rift« (Kohlensack) beson- so macht sich auch bei der Norma-Wolke Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. schen Raum (das Antizentrum beﬁ ndet ders schön strukturiert sind. die unterschiedliche Wahrnehmung bei- sich in der Nähe von M 35 in den Zwil- Ronald Stoyans Zeichnung zeigt die hel- der Zeichner bemerkbar: Markus Dähne lingen). Hier erreicht die Milchstraße le Crux-Wolke sehr kontrastreich und sieht das Gebiet wiederum stark elon- ihre geringste Helligkeit. Keine der Zeich- fast rechteckig, während Markus Dähne giert, während Ronald Stoyan eher eine nungen zeigt diesen zugegebenermaßen den Bereich um das Kreuz des Südens rundliche Form sieht, die zudem einen nicht sonderlich interessanten Milchstra- entlang des Milchstraßenäquators eher deutlichen Helligkeitsgradienten zur Mit- ßenabschnitt. gleichmäßig hell erkennt; bei ihm ist das te hin aufweist.

interstellarum 38 45 Milchstraße

Abb. 2 zeigt diesbezüglich zwei Extre- durch radioastronomische Beobachtungen me: Während Markus Dähne den Verlauf in der Lage, einige benachbarte Spiralarme Wie zeichnet man weitgehend homogen zeichnet und damit auch im optischen Bereich nachzuweisen. die Milchstraße? seine Zeichnung der von Houzeau von Zeichnungen der Milchstraße sind zu die- 1879 ähnelt, zerfällt nach Rainer Töpler sem Zweck optimal geeignet, da sie einen das Band in einzelne Wolken oder Bänder, sehr großen Winkelbereich abdecken, und Interessant an den Milchstraßen- ganz ähnlich der historischen Zeichnung nur auf dieser Skala werden die typischen zeichnungen ist nicht nur das fertige von Gould (vergleiche Abb. 4 und 5 in [1]). Strukturen sichtbar. Bild, meist ist auch die Entstehungswei- Der Stil von Martin Schoenballs Zeich- Abb. 1 zeigt die Lage der wesentlichen se der Bilder sehr aufschlussreich und nung entspricht dagegen in etwa Eduard Intensitätsmaxima entlang des Milchstra- regt vielleicht zum selber Zeichnen an. Heis und Ronald Stoyans Zeichnung weist ßenbandes. In Abb. 2 sind die jeweiligen Jeder Autor entwickelt dabei seinen ei- viele Parallelen zu Antonin Pannekoek Strukturen am oberen und unteren Rand genen Stil in der Zeichentechnik, ganz auf (Abb. 3 bzw. 7 in [1]). Dabei wurden durch Pfeile markiert. Es fällt auf, dass alle wie bei »klassischen« Deep-Sky-Zeich- alle Zeichnungen unter besten Bedingun- großräumigen Maxima tatsächlich unmit- nungen. gen – bei Grenzgrößen von 6m,2 oder telbar mit Spiralarmstrukturen zusam- besser – angefertigt. Weiterhin sind die menhängen (vgl. Seite 44/45). Markus Dähne nutzte Panora- Herstellungsmethoden so verschieden wie mafotografi en als Basis: »Als Grundla- die Sinneseindrücke (siehe dazu Kasten). Detailbeobachtungen ge verwendete ich eine Himmelskarte, Trotzdem scheint es einige wesentliche mit bloßem Auge die ich mir aus einem Planetariums- Strukturen zu geben, die von allen Beob- programm ausdruckte. In diese Karte achtern ähnlich gesehen werden, und das Neben dem großräumigen Verlauf des zeichnete ich dann auf La Palma die sowohl im großskaligen Bereich, also im Milchstraßenbandes fi ndet man relativ Milchstraße von Cassiopeia bis Scor- Gesamtanblick der Milchstraße, als auch leicht eine ganze Reihe von Strukturen, pius, wobei ich anstelle einer fl ächi- beim Erkennen von Details innerhalb des die auf einer sehr viel kleineren Winkel- gen Zeichnung zunächst nur linien- Bandes. skala angesiedelt sind. Zum Teil handelt haft die Begrenzungen der Milchstraße es sich dabei um kleine, besonders helle und ihrer Dunkelwolken erfasste und Großräumige Strukturen Milchstraßenwolken (wie bei M 24), zum die Helligkeiten der einzelnen Bereiche Teil aber auch um »klassische« Deep-Sky- mit Ziff ern (von 1 = sehr hell bis 6 = Alle Zeichnungen zeigen eine respek- Objekte, und hier vor allem um Sternhau- sehr schwach) kennzeichnete. Wieder zu table Ausdehnung der schwächsten Milch- fen. Auch die abgebildeten Zeichnungen Hause angekommen, nahm ich nun die straßenausläufer in galaktischer Breite. zeigen viele dieser Objekte. Einige mar- Reinzeichnung vor. Als Grundlage dien- Interessant ist vor allem die Region west- kante Beispiele sind in Abb. 3–6 darge- te mir das bekannte Milchstraßenposter licher Schwan/östliche Leier; schon Pan- stellt. Hier zeigt sich im Detail besonders von Eckhard Slawik: Ich legte ein gro- nekoek hatte hier bis in Regionen von +20° deutlich die unterschiedliche Betonung ßes, relativ dünnes Blatt Papier auf das galaktischer Breite schwächste Ausläufer der meist schwachen Kontraste des Milch- Poster und zeichnete die hellsten Sterne gesehen, was sich in allen vier Zeichnun- straßenverlaufs, die wahrscheinlich durch hoch. Dann begann ich, die Milchstraße gen bestätigt. Daneben dominiert bei ho- die Überlagerung der Faktoren Wahrneh- fl ächenhaft , mit Bleistift , zu zeichnen. hen galaktischen Breiten natürlich die mung und Dunkelheit des Himmels zu- Abschließend scannte ich die Zeichnung zentrale Aufwölbung im Bereich Schütze/ stande kommt. ein und bearbeitete sie mit Photoshop Skorpion; hier erstrecken sich die Ausläu- (Invertieren, Glätten etc.). Im August fer des Milchstraßenbandes ebenfalls bis Fazit 2002 konnte ich das Panorama bei ei- etwa +20°. nem Namibia-Aufenthalt noch bis zum Sehr unterschiedlich fällt der Verlauf Die Kunst der Milchstraßenzeichnung Sternbild Carina erweitern.« und die Ausprägung der großen Dunkel- ist völlig zu Unrecht Jahrzehnte lang stark wolkenstruktur, des »Great Rift « aus, das vernachlässigt worden. Die Tatsache, dass Martin Schoenball benötigte sich auf Fotografi en vom Nordamerikane- außer einem dunklen Himmel und Zei- nur knapp 90 Minuten für die Rohzeich- bel bis zum Kreuz des Südens hinzieht und chengerät überhaupt keine Hilfsmittel be- nung: »An meinem Beobachtungsplatz die visuelle Milchstraße zwischen Cygnus nötigt werden, könnte doch aber sicherlich angekommen erwartete mich ein recht und Crux quasi in zwei Hälft en teilt (der Anreiz sein, sich einmal an das größte klarer Himmel, allerdings auch ein recht Kohlensack selbst gehört übrigens noch zu Deep-Sky-Objekt an unserem Himmel he- böiger Wind, der nicht nur nervte son- diesem Dunkelwolken-Komplex). Bei Rai- ran zu wagen! dern auch schlechtes Seeing mitbrachte. ner Töpler ist er praktisch nicht nachweis- Wieso also nicht einmal ohne Vergröße- bar, Ronald Stoyan und vor allem Martin [1] Latußeck, A.: Die Geschichte der rung beobachten und zeichnen? Zu die- Dähne zeigen das Great Rift hingegen sehr Milchstraßenzeichnungen, interstellarum 36, sem Zweck hatte ich mir schon vorher

ausgeprägt. 52 (2004) drei A4-Ausdrucke mit den Sternbildern Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. [2] www.naoj.org/staff/kumiko/ﬁ les/ der Sommermilchstraße in meinem Be- Galaktische Struktur MWmodelp.e.pdf obachtungsordner abgelegt. Diese ent- [3] Georgelin, Y. M., Georgelin, Y. P.: The spiral hielten Sterne bis 6m,0, die Grenzgröße Obwohl wir die Milchstraße ähnlich structure of our galaxy determined from HII bestimmte ich in dieser Nacht zu 6m,2. einer Edge-On-Galaxie quasi »von der regions, Astron. Astrophys. 49, 57 (1976) Am Südhorizont hielten sich ferne Wol- Seite« sehen, ist man inzwischen durch die [4] Crossen, C., Rhemann, G.: Sky Vistas, ken. Nach und nach zeichnete ich die genaue Kenntnis der Lage der Spiralarme Springer, Wien (2004)

46 interstellarum 38 Milchstraße

Stern- und Dunkelwol- ken unserer Milchstraße ein. Hier und da zeigten sich auch einzelne Nebel und Sternhaufen! Nach etwa eineinhalb Stunden musste ich die Zeichnung wegen aufk ommender Bewölkung abbrechen. Den aufwändigsten Teil der Arbeit stellte allerdings die Reinzeichnung am nächsten Tag dar. Zu- erst durchstach ich jeden der etwa 500 Sterne mit einer Stecknadel, puz- zelte die drei Blätter zusammen und heft ete sie auf schwarzes Tonpapier. Abb. 3: Detail der visuellen Zeichnungen: Deneb mit NGC Abb. 4: Detail der visuellen Zeichnungen: Collinder Anschließend wurde nun 7000. 399, der Kleiderbügelhaufen. noch einmal jeder Stern mit einer Tuschefeder und weißer Tusche durchsto- chen und so auf das Papier übertragen. Nachdem ich noch die hellsten Sterne der Sternbilder zur besseren Orientierung heraus- gearbeitet hatte, konnte ich die Sternwolken und Nebel einzeichnen.«

Rainer Töpler nahm sich mehrere Nächte Zeit: »Gemütlich ist die Zeich- nerei der horizontnahen Sternbilder: Man sitzt und hält das Zeichenbrett auf dem Schoß. Je mehr Abb. 5: Detail der visuellen Zeichnungen: die Schildwolke. Abb. 6: Detail der visuellen Zeichnungen: M 24 (je- sich das Zeichengebiet weils oben) und M 8 (unten). dem Zenit nähert, umso schwieriger wird die Zeichnerei, da man mer Bleistift auf Weiß und mache dann Hochalpen und Namibia, wobei jedes das Zeichenbrett immer mehr über den möglichst am Tag darauf eine Reinzeich- Gebiet zwei Mal unabhängig voneinan- Kopf halten muss (Das Blatt wird dabei nung Weiß auf Schwarz. Das hat den der gezeichnet wurde, um persönliche von Gummis gehalten und so gegen He- Vorteil, dass ich keine Verrenkungen ma- Zeichenfehler zu minimieren. Entschei- rabsinken und Wind geschützt). Schwie- chen muss, um Fehler nachts bei Rotlicht dend ist dabei wie bei der Okularbeob- rig ist auch das Aneinanderfügen meh- zu korrigieren, sondern einfach falsche achtung eine gute Dunkeladaption und rerer Blätter, besonders, wenn man wie Sterne durchstreiche und an der richti- viel Geduld, so dass pro Abend nur etwa ich die Beobachtung über mehrere (3) gen Position noch mal einzeichne, dass ein Zehntel der Gesamtmilchstraße ge- Nächte verteilt. Es ist dabei wichtig, helle ich dunkle Gebiete einfach umrande, den zeichnet werden sollte. Dabei ist auff ällig, Sterne als Markierungen von einem Blatt genauen Kontrast aber erst in der Rein- dass die zentralen Bereiche um den Schüt- zum nächsten überlappen zu lassen, so zeichnung erzeuge.« zen und Skorpion eine viel kleinteiligere dass sie sich auf beiden Blättern wieder Gliederung aufweisen als die bekannten

fi nden, sonst fi ndet man nie wieder die Ronald Stoyans Zeichnung ent- Gebiete in Cygnus. Derzeit besteht noch Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Passung! Ähnliches gilt für die Helligkeit stand im Lauf mehrerer Jahre an ver- eine Lücke der Darstellung zwischen Ca- der Milchstraßenbereiche, was ziemlich schiedenen Standorten: »Die Grundlage rina und Monoceros, die in den nächsten schwierig wird, wenn sich die Bedingun- für das Milchstraßenpanorama bildeten Jahren zu einem kompletten Panorama gen während der Nacht ändern (und das zehn Ausdrucke aus einem Sternkarten- geschlossen werden soll.« ist normal!) oder natürlich von einem Tag programm. Die einzelnen Zeichnungen auf den anderen. Ich zeichne nachts im- entstanden in exzellenten Nächten in den

interstellarum 38 47 Distanzbestimmung mit Amateurmitteln

Ein Versuch am Beispiel Offener Sternhaufen

von Bernd Böhmer

Mit dieser Arbeit soll der erfahrene Amateurastronom angesprochen werden, der die Entfernung und die scheinbare Helligkeit von offenen Sternhaufen mit eigenen Mitteln bestimmen möchte. In meinem Beispiel werden die Offenen Sternhaufen M 45 und M 67 untersucht. Dies lässt sich mit einem bestimmten technischen Aufwand und etwas Erfah- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. rung durchführen. Man benötigt ein Fernrohr mit Montierung, eine CCD-Kamera und einen Rechner mit entsprechender Software, um die Helligkeiten und Farben der Sterne zu bestimmen, die dann in ein Farben-Helligkeits-Diagramm eingetragen werden. Wie aus der Lage der beobachteten Hauptreihe im Farben-Helligkeits-Diagramm die Entfernung des Haufens ermittelt wird, soll im Folgenden beschrieben werden.

48 interstellarum 38 Milchstraße

Das Farben-Helligkeits-Diagramm M 67 keine Hauptreihe direkt erkennbar ist, wurde eine Gerade als Mittelwert durch die Grundlage für die Bestimmung der Ent- Messpunkte eingezeichnet. Der Literatur [2, fernung eines Sternhaufens ist ein Farben- 3] entnimmt man nun die absolute Helligkeit Helligkeits-Diagramm (FHD). Für ein FHD M und (B–V) für unverfärbte Hauptreihen- werden zunächst mit genormten Filtern die sterne und trägt sie ebenfalls in ein FHD ein, scheinbaren Helligkeiten im blauen, kurzwel- das man am besten auf durchsichtiger Folie ligeren (B) und visuellen, langwelligeren (V) anfertigt. Dies ergibt die theoretische Haupt- Spektralbereich gemessen und der so genann- reihe. Anschließend werden beobachtete und te Farbindex FI = B–V berechnet. Trägt man theoretische Hauptreihe senkrecht gegenein- nun die Helligkeit V über dem Farbindex B–V ander verschoben bis sie zur Deckung kom- in ein Diagramm ein, ordnen sich die meis- men, wobei zu beachten ist, dass die (B–V)- ten Sterne entlang einer Diagonalen von links Skala der beobachteten FHDs noch um den oben nach rechts unten an. Einige Sterne sind gemessenen Wert von E(B–V) korrigiert wer- rechts oberhalb und links unterhalb dieser den muss. Die vertikale Verschiebung beider so genannten Hauptreihe zu fi nden. Dabei Hauptreihen ergibt das Entfernungsmodul handelt es sich um Riesensterne bzw. Weiße m–M. Mit Hilfe der Formel für das Entfer- Zwergsterne. nungsmodul und der bereits bestimmten Da sich im Weltraum das Sternenlicht interstellaren Absorption ist es nicht mehr durch interstellaren Staub seinen Weg suchen schwer die Entfernung r beider Haufen zu muss, wird das Licht wie durch einen Filter bestimmen. verfärbt, bevor es zu uns gelangt. Diese selek- tive Absorption hat eine Verfärbung (Rötung) Photometrie der Sternhaufen des Sternenlichts zur Folge. Sind die Eigenfar-

be (B–V)0, die man für verschiedene Spektral- Zur Bestimmung von B und V werden typen im MK-System z.B. aus [2, 3] entneh- mehrere Aufnahmen im Blauen und Visu- men kann und beobachtete bzw. gemessene ellen bei λ=435nm und λ=555nm von M 45 Farbe (B–V) bekannt, so folgt hieraus die Ver- und M 67 angefertigt. Diese Bilder sind am

färbung der Sterne E(B–V)=(B–V)–(B–V)0, 14.12.01 bzw. am 29.03.02 um 19:01 Uhr und wobei E auch als Farbexzess bezeichnet wird. 21:27 Uhr mit Hilfe einer Alpha-Mini CCD- Dazu wurden jeweils mehrere Sterne, die zu- Kamera mit einem Philips FT800P-Chip so- gleich physische Mitglieder der jeweiligen wie eines gelb-grünen und eines blauen Fil- Haufen (M 45 und 67) sind, als Referenz für ters gewonnen worden. Die erwähnten Filter

(B–V)0 benutzt. Für M 45 wurden 20 Sterne entsprechen dem UBV-Standardsystem und und für M 67 sechs Sterne verwendet. Die sollten so einen direkten Vergleich der ermit- MK-Spektralklassen der Referenzsterne wur- telten Helligkeiten mit in der Literatur ver- den aus [4] und [5] entnommen. öff entlichten Helligkeiten ermöglichen. Die Um letztendlich die Entfernung mit Hil- Belichtungszeiten für beide Spektralbereiche fe des Entfernungsmoduls der Sternhaufen lagen zwischen 20 und 50 Sekunden. Es wur- zu erhalten, muss man noch die interstel- de jeweils bei den Aufnahmen ein Dunkelbild lare Absorption Av berechnen. Sie lautet: vom Originalbild subtrahiert. Auf ein Flat-

Av=3,2*E(B–V). Der Wert 3,2 ist im visuel- fi eld wurde unter der Annahme verzichtet, len Wellenlängenbereich in guter Näherung dass die Empfi ndlichkeitsunterschiede in- konstant. Nun kann das Entfernungsmodul dividueller Pixel und Vignettierung zu ver- berechnet werden: nachlässigen sind. Als Aufnahmeoptik diente ein Fotoobjektiv mit 105mm Brennweite bei einem Öff nungsverhältnis von f/2,8 sowie ein 8"-Schmidt-Cassegrain mit einem Öff nungs- Entfernungsmodul verhältnis von f/5. Für die Auswertung der Aufnahmen wer- In der Praxis nimmt man dafür an, dass den sie in den Computer eingelesen. Es sollten Abb. 1: M 45, die Plejaden. Ist die Sterne eines Haufens in erster Näherung nur Dunkelstrom- (und Flatfi eld-) korrigier- es mit Amateurmitteln möglich, dieselbe Entfernung von der Sonne besitzen te Bilder der einzelnen Sternhaufen verwen- die Entfernung zu diesem Stern- und sich deshalb m von M bei allen Sternen det werden, da eine leichte Bearbeitung (z.B.

haufen zu bestimmen? [Johan- um denselben Faktor unterscheidet. Um je- Schärfung etc.) der Aufnahmen eine Un- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. nes Schedler] weils einen Wert für das Entfernungsmodul genauigkeit der Helligkeitsbestimmung zur (m–M) der Sternhaufen M 45 und M 67 zu Folge haben wird. In beiden Wellenlängen erhalten, werden die gemessenen (B–V)- und werden auf den Dunkelstrom-korrigierten V-Werte in ein Farben-Helligkeits-Diagramm Bildern identische Messwege erstellt. Dabei eingetragen (siehe Abb. 4 und 5). Anschlie- ist zu bemerken, dass die gemessenen Flächen ßend bestimmt man die Lage der beobachte- für beide Filter eines jeden einzelnen Sterns ten Hauptreihe. Da sowohl bei M 45 als auch gleich groß sind.

interstellarum 38 49 Abb. 2: Aufnahme von M 45. [Heinrich Weiß] Auswertung der Beobachtungen

Abb. 3: Aufnahme von M 67. [Georg Emrich und Klaus Eder] Für die photometrische Auswertung wurde das Programm CCD Night verwendet. In dieser Soft ware erscheint für die Messung ein kleines rotes Quadrat und ein Fenster für weitere Daten. Diese sind für das Messobjekt z.B. der maximale, minimale und mittlere Wert aller im Messrahmen vorkommenden Pixelwer- te. Gleichzeitig wird das eff ektive Rau- schen (Himmelshintergrund) und die Gesamthelligkeit – also die Summe aller Pixelwerte – innerhalb des Messbereiches bestimmt. Dazu werden zuerst die Pixel- werte am Rande des Messrahmens ermittelt, die als Hintergrundwerte gelten. Bei allen ausgemessenen Sternen muss gewährleistet sein, dass sich kein weiteres Sternchen im Messrahmen befi ndet. Später wird von jedem Pixel innerhalb

des Messrahmens der Hintergrund sub- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. trahiert und die sich daraus ergebenen Pixelwerte summiert. Anschließend wird mit dem Messquadrat ein Referenzstern positioniert und dessen Helligkeit in B oder V in ein »Mag-Vorgabefeld« eingetragen. Mit Hilfe dieser Referenzhel- ligkeiten berechnet das Programm für

50 interstellarum 38 Milchstraße

Photometrische Messungen an M 45

Nr. V B–V Nr. V B–V Nr. V B–V Nr. V B–V Nr. V B–V Nr. V B–V 14m,1 0m,0 11 6 m,7 0m,4 21 7m,3 0m,0 31 10m,5 0m,3 41 8m,7 0m,1 51 9m,9 0m,5 24m,1 –0m,4 12 6m,7 0m,5 22 8m,4 0m,0 32 14m,4 0m,4 42 10m,0 0m,3 52 8m,0 0m,1 34m,2 0m,1 13 7m,6 0m,4 23 6m,6 0m,3 33 10m,1 1m,4 43 8m,2 0m,3 53 9m,8 0m,1 45m,2 0m,2 14 7m,3 1m,1 24 6m,6 0m,2 34 8m,9 0m,2 44 7m,5 –0m,6 54 10m,6 0m,6 53m,8 0m,0 15 8m,5 0m,0 25 5m,8 0m,9 35 9m,9 0m,0 45 9m,2 0m,6 55 11m,2 0m,8 67m,7 0m,3 16 5m,2 0m,0 26 6m,4 0m,6 36 9m,4 0m,8 46 8m,8 0m,2 56 8m,6 1m,2 77m,9 0m,2 17 6m,2 0m,3 27 8m,3 0m,4 37 8m,7 0m,6 47 9m,1 0m,0 83m,8 –0m,9 18 3m,5 0m,1 28 5m,4 0m,2 38 9m,2 0m,1 48 8m,3 0m,6 96m,7 0m,3 19 4m,8 0m,2 29 9m,7 –0m,4 39 9m,5 0m,4 49 10m,7 2m,5 10 7m,1 0m,1 20 5m,9 0m,0 30 7m,5 0m,1 40 8m,0 0m,1 50 9m,8 1m,8

Photometrische Messungen an M 67

Nr. V B–V Nr. V B–V Nr. V B–V Nr. V B–V Nr. V B–V Nr. V B–V 110m,6 1m,1 12 13m,1 0m,1 23 14m,0 0m,1 34 14m,8 0m,3 45 10m,6 0m,4 56 10m,5 0m,4 213m,1 0m,1 13 12m,7 0m,3 24 14m,6 0m,4 35 12m,7 0m,2 46 11m,3 –0m,2 57 12m,6 0m,2 311m,4 0m,0 14 11m,3 –0m,3 25 13m,4 –0m,1 36 13m,4 1m,0 47 12m,6 –0m,3 58 12m,9 0m,1 410m,6 0m,4 15 14m,1 0m,6 26 13m,9 0m,5 37 14m,0 –0m,6 48 12m,7 0m,3 59 13m,6 0m,0 512m,9 0m,3 16 13m,1 0m,9 27 13m,8 –0m,2 38 14m,7 –0m,9 49 13m,0 0m,2 60 12m,6 0m,6 613m,1 0m,1 17 13m,2 0m,0 28 14m,1 0m,3 39 13m,7 0m,2 50 13m,1 0m,3 61 12m,4 0m,2 711m,5 0m,2 18 14m,6 0m,3 29 13m,3 0m,9 40 11m,8 –0m,1 51 14m,5 –0m,2 62 13m,0 0m,2 814m,3 0m,3 19 13m,2 0m,4 30 12m,7 0m,1 41 12m,4 0m,4 52 13m,7 0m,1 63 10m,7 0m,1 914m,6 0m,6 20 11m,2 0m,3 31 13m,0 0m,0 42 10m,3 0m,5 53 12m,8 0m,4 64 12m,8 1m,0 10 13m,1 0m,2 21 13m,6 0m,3 32 12m,9 0m,3 43 12m,9 –0m,1 54 14m,0 –0m,7 65 13m,4 –0m,3 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. 11 14 m,2 –0m,1 22 13m,4 0m,3 33 13m,7 0m,1 44 11m,7 0m,2 55 13m,0 0m,1 66 13m,5 0m,2

jeden beliebigen Stern auf der Aufnahme erhält so für jeden benutzten Stern zwei ligkeiten (V) und der Farbenindex (B–V) die Helligkeit in Magnituden, die sich bei Helligkeitswerte, einen im visuellen und sind in den obigen Abbildungen für jeden entsprechend positioniertem Messquadrat einen im blauen Bereich des elektromag- Stern eingetragen. In Tabelle 1 sind die für einen Stern direkt ablesen lassen. Man netischen Spektrums. Die visuellen Hel- einzelnen Ergebnisse für M 45 und M 67

interstellarum 38 51 Milchstraße

zusammengefasst; für M 45 ergibt Entfernungen von den Literatur- sich für das Entfernungsmodul m– werten unterscheiden: Für M 45 M = 4m,9 und für M 67 m–M =10m,1, lautet die nach derselben Methode, wobei für M 67 für E(B–V) der Lite- wie hier beschrieben, gemessene raturwert von 0,01 benutzt wurde. Entfernung 420 Lichtjahre und für M 67 2500 Lichtjahre. Als Fehler- Bestimmung der quelle kommt der CCD-Chip in Gesamthelligkeit Frage, dessen spektrale Empfi ndlichkeit nicht überall gleich ist und Aus den gemessenen V-Hellig- in Kombination mit den Filtern keiten der Einzelsterne kann man doch nicht ganz dem UBV-System noch die scheinbare Helligkeit bei- entspricht. Zudem konnten bei M der Sternhaufen ermitteln. Dazu 67 fast ausschließlich nur Riesen- werden die Intensitäten aller Ster- sterne zur Bestimmung der Eigen- ne des Haufens direkt aufaddiert farbe verwendet werden. Ein wei- und anschließend in Größenklas- terer Fehler bei M 67 ergibt sich sen umrechnet: daraus, dass nur Sterne heller als etwa 15m gemessen werden konnten, die Hauptreihe jedoch von etwa 14m zu schwächeren Sternen reicht. Abb. 4: Farben-Helligkeits-Diagramm für M 45 mit eingezeichne- Weiter beeinfl ussen atmosphä- ter beobachteter und theoretischer Hauptreihe, die um E(B-V) rische Störungen die Bildquali- verschoben wurde, sowie dem Entfernungsmodul m–M.

I0 und m0 bezeichnen dabei die tät. Eine weitere Fehlerquelle sind Intensität und Helligkeit eines be- Feldsterne, die sich im Bereich des kannten Referenzsterns. Stehen nur Sternhaufens befi nden, aber nicht die Helligkeiten der Sterne in Grö- zu ihm gehören. Diese Feldsterne ßenklassen zur Verfügung, müssen haben eine ganz andere Entwick- in obiger Formel die Intensitäten in lung und Entfernung zur Sonne als Größenklassen umgerechnet wer- die Haufensterne und können somit den. Als Referenzstern wurde ein das FHD verfälschen. Außerdem ist Stern mit 0m gewählt. Es ergibt sich es nicht einfach, die Lage der beo- dann: bachteten Hauptreihen zu bestimmen, hier liegt eine weitere Fehler- quelle. Ich denke, dass sich der eine oder andere Amateur Gedanken macht, in naher Zukunft derarti-

mstern bezeichnet dabei die einzel- ge Beobachtungen selbst durchzu- nen Helligkeiten der Haufensterne. führen. Für M 45 ergibt sich aus den gemessenen Helligkeiten eine Gesamthel- [1] Gondolatsch, F., Groschopf, G., ligkeit von 1m,5 und für M 67 eine Zimmermann, O.: Astronomie II, Gesamthelligkeit von 7m,7. Die ge- Klett-Verlag Stuttgart (1978) ringere Abweichung vom Literatur- [2] Voigt, H. H.: Abriss der Astronomie, Abb. 5: Farben-Helligkeits-Diagramm für M 67 mit eingezeichne- wert bei M 45 (1m,2) gegenüber M 67 Bibliographisches Institut, ter beobachteter und theoretischer Hauptreihe, die um E(B-V) (6m,9) ist vermutlich auf die größere Mannheim (1988) verschoben wurde, sowie dem Entfernungsmodul m-M Helligkeit der Einzelsterne in M 45 [3] Roth, G. D.: Handbuch für zurückzuführen. Sternfreunde, Springer-Verlag, Berlin, Tab 1: Ergebnisse der Beobachtung Heidelberg, New York (1989) M 45 M 67 Fehlerabschätzung und Fazit [4] Mermilliod, J.-C.: obswww.unige. E(B–V) 0m,11±0m,27 –0m,6±0m,18

ch/webda/cgi-bin/chart_frame. m m Av 0 ,35 –1,92 Zum Abschluss dieses Artikels cgi?mel022 A (Literatur) 0,04 0,04 soll noch auf die Messfehler ein- [5] Johnson, H. L., Sandage, A. R.: v m–M 4m,9 10m,1 (mit A aus Literatur) gegangen werden. Aus Tabelle 1 ist The galactic cluster M67 and its v sofort erkennbar, dass off ensicht- signiﬁ cance for stellar evolution, Entfernung 262Lj 3330Lj

lich die Bestimmung des Farbexzess Astrophys. J. 121, 616 (1955) Entfernung 420Lj 2500Lj Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. B–V insbesondere bei M 67 mit ei- (Literatur) nem großen Fehler behaft et ist. Das

negative Vorzeichen von Av würde Tab. 2: Daten zu den Offenen Sternhaufen M 45 und M 67 sogar einer »Bläuung« entsprechen! Objekt R. A. Dekl. Hell. Größe Sternbild Uran. Die Literaturwerte für A weichen v M 45 3h 47,0min +24° 07' 1m,2 1,8°×1,2° Tau 132 deutlich von den hier bestimmten h min m Werten ab, wodurch sich auch die M 67 8 50,4 +11° 49' 6 ,9 15' Cnc 187

52 interstellarum 38 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 38 53 Universum

BL Lacertae-Objekte

Eine visuelle Langzeit-Überwachung

von Klaus Wenzel

Im Rahmen des Beobachtungsprogramms »Quasare visuell« der VdS Fachgruppe Deep Sky [1], beobachte ich seit 1998 sehr intensiv Aktive Galaxien insbesondere BL Lacertae-Objekte. Nachdem zunächst der Schwerpunkt der Beobachtungen lediglich im Aufﬁ nden und Identi- ﬁ zieren dieser Objekte lag, beschloss ich in einer zweiten Stufe, einige ausgewählte Objekte längerfristig visuell zu überwachen. BL La- certae-Objekte bieten sich hierbei besonders an, da sie meist einen schnelleren und stärkeren Lichtwechsel als andere Aktive Galaxien zeigen. Da die Objekte mangels Beobachtungszeit an professionellen Sternwarten nicht regelmäßig beobachtet werden können, liefert die Überwachung von BL Lac-Objekten durch Amateure einen sinnvollen Abb. 1: Die Aufnahme von NGC 4395, der leuchtschwächs- Beitrag zur Forschung. Denn nur während eines Helligkeitsminimums ten und nächsten mit den BL-Lacertae-Objekten verwand- ten Seyfert-Galaxie, wurde mit dem Palomar-5m-Teleskop besteht die Chance, in den Spektren Emissionslinien zu entdecken gewonnen. Die Galaxie in den Jagdhunden ist acht Millio- und die Entfernung zu bestimmen. nen Lichtjahre entfernt. [Digitized Sky Survey]

Was ist ein BL Lacertae-Objekt? zu entdecken und deren Rotverschiebung oder der Galaxie M 87 [2] direkt, teilweise zu messen. Dies geht jedoch nur bei ver- sogar mit Amateurmitteln, beobachten. Ist BL Lacertae (BL Lac) wurde 1929 ent- gleichsweise nahen Objekten, bei denen der Jet genau auf den Beobachter gerichtet, deckt und wegen seines sternförmigen die so genannte Hostgalaxie überhaupt dominiert seine kontinuierliche Synchro- Aussehens und der Variabilität für einen nachzuweisen ist. tonstrahlung (s. Kasten) das Spektrum veränderlichen Stern gehalten, was der Was ist aber der Grund, dass bei diesen und keine Emissionslinien werden beob- ganzen Gruppe ihren Namen gab. Spä- Objekten keine oder nur ganz schwach achtet, wie bei den BL Lac-Objekten. Nach ter stellte sich heraus, dass es zu den ausgebildete Emissionslinien beobachtet diesem so genannten »Vereinheitlichten Aktiven Galaxien gehört. Aktive Galaxi- werden können? Das gängige AGN-Mo- Modell« ist lediglich der Blickwinkel unter en oder »Active Galactic Nuclei« (AGN), dell nimmt ein massereiches Schwarzes dem man das Objekt beobachtet entschei- wie sie im Englischen bezeichnet werden, Loch im Zentrum der Galaxie an, das von dend, ob es sich um ein Seyfert 1 oder 2 ist der Sammelbegriff für verschiedene einer Akkretionsscheibe umgeben ist, aus oder um ein BL Lac-Objekt handelt [3]. Typen von Galaxien mit leuchtkräft igen der Materie in das Schwarze Loch spiralt, Weitere Untertypen der AGN unterschei- Zentralbereichen, von denen Strahlung wobei enorme Mengen an Energie frei den sich nur durch ihren Energieausstoß. hoher Energie emittiert wird (s. Kasten). werden. In der Umgebung dieses zentralen BL Lacertae-Objekte zeichnen sich im Objekts befi nden sich dichtere Gaswolken, Visuelle Helligkeitsschätzungen Wesentlichen durch das Fehlen von Emis- in denen die breiten Emissionlinien der sionslinien in ihrem Spektrum, die starke Balmerserie des Wasserstoff s entstehen, Bei den visuellen Helligkeitsschätzung Polarisation ihrer Kontinuumsstrahlung wie sie z.B. in Spektren von Seyfert 1-Ga- gehe ich nach der allgemein bewährten und ihrer schnellen Variabilität auf Zeit- laxien gesehen werden. Umgeben wird das und bekannten Methode nach Argelan-

skalen von Tagen bis Monaten aus. Ganze von einem dichten Gastorus und der vor, wobei die Helligkeit des AGNs in Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Durch das Fehlen von Linien im Spek- weiteren Gaswolken, in denen die schma- Stufen zu verschiedenen Vergleichssternen trum ist es meist schwer, direkt eine Rot- len Emissionslinien entstehen, wie sie bei geschätzt wird. Bei der Stufe 0 ist kein Hel- verschiebung von BL Lac-Objekten zu Seyfert 2-Galaxien beobachtet werden. An ligkeitsunterschied feststellbar, bei Stufe 1 messen. Eine Möglichkeit besteht zum den beiden Polen des Schwarzen Loches ist nach genauer Beobachtung ein Objekt Beispiel darin, dass man den hellen Ga- schießt jeweils ein hochenergetischer Gas- minimal heller. Dies kann man bis etwa laxienkern ausblendet und versucht, Ab- strom (Jet) heraus. Diese Jets kann man zur Stufe 3 oder maximal 4 ausdehnen. sorptionslinien der umgebenden Galaxie übrigens bei einigen Objekten wie 3C 273 Ein höherer Helligkeitsunterschied ist je-

54 interstellarum 38 Universum

13m,2 13m,6 14m,2 13m,6

13m,6 m 12m,8 14 ,4

12m,4 15m,7 14m,1

a b

15m,6 15m,8 14m,4

14m,4 12m,8

13m,1

13m,5 c d

Abb. 2: CCD-Aufnahmen der BL Lacertae-Objekte. a) BL Lac, b) S5 0716+71, c) Markarian 421, d) 3C 382. [Wolfgang Düskau] doch nicht sinnvoll, da das Beobachtungs- und zunächst als unregelmäßig verän- etwa z=0,070 nachweisen, was BL Lacer- ergebnis dann zu ungenau wird. Grund- derlicher Stern klassifi ziert. 1968 wurde tae in eine Entfernung von etwa 900 Mio. voraussetzung für solche Beobachtungen der »Stern« dann von J. Schmitt als op- Lj rückt und somit endgültig die extraga- sind natürlich exakte Aufsuchkarten mit tisches Gegenstück zur Radioquelle VRO laktische Natur bestätigt. Bei BL Lacer- brauchbaren Vergleichssternhelligkeiten. 42.22.01 (Vermilion River Observatory) tae sind Lichtwechsel von mehr als einer Die visuellen Helligkeitsschätzungen zu identifi ziert. Die Identifi zierung gelang halben Größenklasse in 24 Stunden keine den hier veröff entlichten Lichtkurven wur- ebenfalls, fast zeitgleich, den beiden Ka- Seltenheit. In Zeiten des Minimums (BL den ausnahmslos mit dem 317/1500mm- nadiern McLeod und Andrew. Halton Arp Lacertae kann bis zur 17. Größenklasse Newton-Teleskop in meiner Dachstern- war vermutlich einer der ersten, der dieses abfallen) konnten 1998 sogar schwache warte in Wenigumstadt durchgeführt [4]. Objekt visuell mit dem 5m-Hale-Teleskop Emissionslinien nachgewiesen werden, ein Die CCD Aufnahmen der Objekte wur- auf dem Mount Palomar beobachtete. Er Hinweis darauf, dass eben diese Emissi- den von Wolfgang Düskau in seiner Pri- konnte bei dieser Beobachtung ein stel- onslinien nicht fehlen, sondern lediglich vatsternwarte in Waldkraiburg mit einem lares, helles Zentrum mit kleiner diff user durch die hohe Intensität des relativisti- 5-Zoll-Refraktor, bzw. einem 11"-SCT in Hülle erkennen. Arp vermutete zunächst schen Jets, der vom schwarzen Loch im Verbindung mit einer ST7-Kamera aufge- eine kompakte Galaxie oder einen unge- Zentrum ausgeht, und vermutlich genau nommen [5]. wöhnlichen Planetarischen Nebel hinter in unserer Blickrichtung verläuft , über- diesem Objekt. Nach der Aufnahme eines strahlt werden (s. Kasten). Größere Hel- BL Lacertae – der Prototyp ersten Spektrums wurde die Sache noch ligkeitsausbrüche konnten 1997 und 1999 mysteriöser – BL Lacertae zeigte ein völ- beobachtet werden, als BL Lacertae die 13. Das überaus aktive Sternsystem wur- lig konturloses Spektrum, ohne jegliche Größenklasse erreichte [6]. In den folgen- de bereits 1929 von Cuno Hoff meister in Emissionslinien. Anhand der Absorpti- den Jahren wurden dann immer wieder Sonneberg, auf einer Platte (A 881) vom onslinien konnten schließlich J. Oke und kurzfristig Helligkeitswerte um 13m,5 (z.B. 12. Oktober 1928 identifi ziert (S363.1929) J. Gunn 1974 eine Rotverschiebung von 13m,3 am 26.10.2002) beobachtet.

Tab. 1: BL Lacertae-Objekte für die Langzeitüberwachung Objekt R. A. Dekl. Helligkeit Rotverschiebung Entfernung Sternbild Uran. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. BL Lac 22h 02min 43s +42° 16' 39" ~12m–17m 0,069 ~870 Mio. Lj Lac 87 S5 0716+71 07h 21min 53s +71° 20' 36" ~12m–16m 0,3: ~3000 Mio. Lj Cam – Mrk 421 11h 04min 27s +38° 12' 31" ~11m–17m 0,031 ~380 Mio. Lj UMa 106 W Com 12h 21min 32s +28° 13' 58" ~11m–16m 0,102 ~1200 Mio. Lj Com 107 3C 382 18h 35min 03s +32° 41' 46" ~12m–16m 0,059 ~750 Mio. Lj Lyr 117

interstellarum 38 55 Universum

13m,5 14m,8

13m,1

12m,1

a NGC 4295 b c

d e f

Abb. 3: Fotoreihe eines BL-Lacertae-Objekts am Beispiel von W Comae. a) 28.3.2001, b) 20.4.2003, c) 16.3.2004, d) 27.3.2004, e) 29.3.2004, f) 20.4.2004. [Wolfgang Düskau]

S5 0716+71 – völlig stellar einer größeren Rotverschiebung als z=0,3 1995 und 1997 wurde S5 0716+71 mit ei- zu erwarten wären. Die Rotverschiebung nigen anderen AGN von einer fi nnischen Das Objekt wurde zunächst, vermutlich dürft e sich demnach in einem Bereich von Beobachtergruppe im visuellen Bereich Ende der 1970er Jahre, aufgrund seiner z=0,2–0,4 bewegen. Die extragalaktische photometrisch mit dem 1,03m-Dall-Kirk- starken Radiostrahlung bei einer Durch- Natur des Objekts gilt jedoch als gesichert. ham-Teleskop des Tuorla Observatoriums musterung (Bonn-NRAO 5 GHz Survey Bei zwei benachbarten Galaxien, die mög- überwacht. Dabei wurde eine Minimalhel- = S5 Survey) in hohen nördlichen Brei- licherweise mit S5 0716+71 assoziiert sind, ligkeit von 15m,15 und eine Maximalhel- ten identifi ziert. Die Radioquelle wurde wurde eine Rotverschiebung von z=0,260 ligkeit von 13m,57 beobachtet. Es konnten dann wahrscheinlich 1979 von J. Kühr am gemessen [7]. Das Objekt wird gelegent- außerdem in einem Zeitraum von etwa MPI für Astronomie in Heidelberg optisch lich von der Landessternwarte Heidelberg 60–70 Tagen kleinere Helligkeitsausbrü- mit einem stellaren Objekt 13. Größen- mit dem 70cm-Cassegrain-Teleskop über- che beobachtet werden [8]. klasse auf dem POSS I identifi ziert. Am wacht. Hier befasst sich regelmäßig eine Der größte seit der Identifi zierung beo- 29. August 1979 wurde dieses Objekt auf Arbeitsgruppe um Dr. Stefan Wagner mit bachtete Ausbruch von S5 0716+71 konnte der Sternwarte Hoher List der Universität diesem BL Lacertae-Objekt. Optisch weist Anfang 2004 verbucht werden. Mitte Janu- Bonn mit dem 340/500/1375mm-Schmidt- S5 0716+71 Helligkeitsschwankungen zwi- ar erreichte das Objekt Werte von deutlich Teleskop und dem 300/1500mm-Astrogra- schen 13m und 15m auf. Ausbrüche von ei- über 13m, denen ein Helligkeitsabfall bis phen photometrisch und spektroskopisch ner halben Größenklasse innerhalb von 24 etwa 13m,5 folgte, um dann Mitte März untersucht. Wegen der fehlenden Emissi- Stunden sind durchaus möglich. Zwischen erneut auf etwa 12m,5 anzusteigen [9]. Bei onslinien und anderer spektraler Eigen- schaft en wurde der »Stern« recht schnell Tab. 2: Verschiedene AGN im »Vereinheitlichten Modell« als BL Lacertae-Objekt identifi ziert. Bis- Typ absolute Helligkeit Blickrichtung Kommentar

her konnte jedoch noch keine sichere Rot- M Quasar MB < –23 zwischen Jet und Torus auch als QSO bezeichnet verschiebung bestimmt werden. Der Wert M Seyfert 1 MB < –21 zwischen Jet und Torus wie QSO, aber leuchtschwä- von z=0,3 beruht lediglich auf Schätzun- cher Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. gen, da auch auf HST-Aufnahmen das Broad-Line Radio – ähnelt Seyfert 1 Galaxie Objekt absolut stellar erscheint und keine Galaxy (BLRG) Hostgalaxie erkannt werden konnte, was Seyfert 2 M < –20M auf den Torus auf eine hohe Rotverschiebung hinweist. B BL Lac –26M < M < –21M parallel zum Jet gehören zu den Blazers Andererseits konnten bisher auch keine B intergalaktischen Absorptionslinien nach- Narrow-Line Radio – vermutlich leuchtschwächere gewiesen werden, wie sie bei Objekten mit Galaxy (NLRG) Seyfert 2 Galaxie

56 interstellarum 38 Universum den ersten Beobachtun- gen in der neuen Beo- is-Grundlagen: bachtungssaison zeigte Aktive Galaxien sich das Objekt weiter aktiv und erreichte um Aktive Galaxien oder Active Galactic Nuclei (AGN), wie sie im Englischen genannt werden, ist der den 17.09.2004 eine er- Oberbegriff für eine Vielzahl von Objekten, deren Energieabstrahlung die normaler Galaxien um ein neute Helligkeitsspitze Vielfaches übertrifft . Als Energiequelle wird im Zentrum der Aktiven Galaxie ein Schwarzes Loch mit von 13m,2. einer Masse von etwa 107–1010 Sonnenmassen vermutet, das von einer Akkretionsscheibe umgeben ist, aus der Materie in Markarian 421 – der das Schwarze Loch »Stern« südwestlich spiralt, wobei enor- von 51 Ursa Majoris me Energiemengen frei gesetzt werden. Mrk 421 wurde 1966 Ein Halo von Gas- von Fritz Zwicky und wolken, in denen seinem Kollegen Emil die breiten Emissi- Herzog bei der Durch- onslinien der Bal- musterung des POSS für merserie des Was- ihren Galaxienkatalog serstoff s entstehen »Catalogue of Galaxies (broad line region), and Clusters of Gala- umgibt Schwarzes xies« (CGCG) entdeckt Loch und Akkreti- und als »extremely com- onsscheibe. Ein für pact« beschrieben. 1972 Strahlung undurch- wurde diese Galaxie von lässiger Torus erdem armenischen As- streckt sich jenseits tronomen Benjamin E. des Halos. Ober- Markarian (1913–1985) und unterhalb des als 421stes Objekt in sei- Torus befi nden sich nen Katalog für Gala- weitere Gaswolken, xien mit intensiver UV- in denen schma- Strahlung (UV-Exzess) le Emissionslinien aufgenommen. Marka- (narrow line region) rian beschrieb dieses entstehen. Senkrecht zur Akkretionsscheibe entlang der beiden Pole des Schwarzen Lochs breitet sich Objekt folgendermaßen: Materie mit nahezu Lichtgeschwindigkeit in so genannten Jets aus. Der Jet emittiert kontinuierliche »Condensed spheroidal Synchroton-Strahlung, die von Elektronen, die sich mit fast Lichtgeschwindigkeit in einem starken galaxy with ill-defi ned Magnetfeld in Spiralbahnen um Magnetfeldlinien bewegen, ausgesandt wird. edges. An 18m satelli- In diesem »Vereinheitlichten Modell« unterscheiden sich die verschiedenen Typen von AGN nur te in contact at the NE. durch den Blickwinkel unter dem sie beobachtet werden und der abgestrahlten Energie. In Wirklich- Seyfert features possibly keit ist es komplizierter, da die Klassifi zierung nicht nur vom Blickwinkel sondern z.B. auch von der present. H-Alpha reliab- Transparenz des Torus, die von der abgestrahlten Energie des zentralen Objektes bestimmt wird und ly present in the spec- damit zeitlich veränderlich ist, abhängt. trum«. Markarian be- merkte also bereits das außergewöhnliche Spektrum der Galaxie, Observatoriums konnte die Helligkeits- In den letzten beiden Jahren zeigte und beschrieb auch die schwache Begleit- entwicklung bis 1900 zurückverfolgt und Markarian 421 gravierende Helligkeits- galaxie unmittelbar nordöstlich. 1973 wur- Helligkeitsschwankungen von 11m,6 bis schwankungen. Nachdem im März 2003 de Mrk 421 als optisches Gegenstück zur unter 16m,5 nachgewiesen werden. Es wa- mit einer Helligkeit von 13m,9 ein Tiefst- Radioquelle B2 1101+38 identifi ziert und ren bis zu diesem Zeitpunkt die größten stand der letzten Jahre beobachtet wurde, Marie-Helene Ulrich klassifi zierte das na- Helligkeitsschwankungen, die bei BL Lac- erreichte sie im Februar 2004 Rekordhel- hezu stellare extragalaktische Objekt nach Objekten beobachtet worden waren. Einer ligkeiten bis etwa 12m,1. Spektralbeobachtungen mit dem 273cm- der gewaltigsten Ausbrüche ereignete sich Teleskop des McDonald Observatoriums, um den 19. Januar 1934, als das Objekt mit W Comae – »veränderlicher die im Dezember 1972 durchgeführt wur- 11m,6 seine bisherige Maximalhelligkeit er- Stern« im Haar der Berenike

den, aufgrund der fehlenden Emissions- reichte. Außerdem konnten Helligkeitsan- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. linien im Spektrum als BL Lacertae-Ob- stiege von bis zu 1,5 Größenklassen inner- In den Astronomischen Nachrichten jekt. Die Rotverschiebung von z=0,0308 halb von drei Tagen nachgewiesen werden. Nr. 202 von 1916 berichtete Max Wolf konnte 1975 ebenfalls von M.-H. Ulrich Anhand der historischen Lichtkurve fand (Heidelberg) von der Beobachtung eines aufgrund von Absorptionslinien im Spek- eine chinesische Beobachtergruppe 1997 veränderlichen Sterns im Sternbild Coma trum gemessen werden. 1975 beschrieb periodische Schwankungen von etwa 23 Berenices. Aufgefallen war das Objekt bei H. R. Miller die starke Veränderlichkeit Jahren, eine mögliche zweite Periode von der Auswertung von älteren Aufnahmen, von Mrk 421. Auf Platten des Harvard 15 Jahren ist nicht sehr signifi kant [10]. die er bereits 1892 mit dem 6-Zöller in

interstellarum 38 57 Universum

seiner Privatsternwarte in der Märzgasse in Heidelberg gewonnen hatte und neueren Aufnahmen von 1903, die er mit dem neuen Bruce-Astrographen auf der Bergsternwarte auf dem Königstuhl erhalten hatte. Max Wolf durchsuchte die Aufnah- men eigentlich nach Sternen mit hohen Eigenbewegungen. Auf diesen Aufnahmen fi el ihm ein Stern im Sternbild Coma Bere- nices auf, der zwischen März 1892 und März 1903 Helligkeits- veränderungen zwischen 14m und 11m,5 zeigte. Das neue Objekt bekam die vorläufi ge Bezeichnung 10.1916 Comae. Später wurde im GCVS die endgültige Bezeichnung W Comae eingeführt. a Noch 1969 ist W Comae als irregulär veränderlicher Stern im GCVS enthalten. Erst 1971wurde die extragalaktische Natur und die Identität mit der Radioquelle ON 231 (Ohio Source) erkannt. Aufgrund des kontinuierlichen Spektrums erwies sich W Com als eines der relativ seltenen BL Lacertae-Objekte. Unmittelbar südwestlich befi nden sich einige schwache Objek- te, die off ensichtlich mit dem AGN assoziiert sind. Das Objekt zeigt wie die meisten BL Lacs lebhaft e Lichtwechsel in der Regel zwischen 14m und 16m. Die Rekordhelligkeit von 11m,5 von 1903 wurde allerdings nicht mehr erreicht. Der letzte hellere Aus- bruch fand im Frühjahr 1998 statt, damals erreichte W Comae etwa 13m,5. Zwischen 1995 und 1997 wurde W Com ebenfalls b von der fi nnischen Beobachtergruppe im visuellen Bereich photometrisch mit dem 1,03m-Dall-Kirkham-Teleskop des Tuorla Observatoriums überwacht. Dabei wurden Helligkeits- schwankungen zwischen 13m,3 und 15m,5 beobachtet [8]. Nach dem spektakulären Ausbruch von 1998 (13m,5) wurde die Akti- vität stetig geringer und das Objekt schwankt momentan nur geringfügig um die 15. Größenklasse. Doch ein erneuter Aus- bruch kann jederzeit eine neue Phase mit größeren Aktivitäten einleiten, was eine stetige Überwachung sehr reizvoll macht. Südwestlich von W Comae befi ndet sich noch die Galaxie NGC 4295, die von Heinrich D’Arrest bereits 1864 in Kopen- c hagen entdeckt und nur knapp beschrieben wurde: »very faint, small«. Bei einer Fluchtgeschwindigkeit von 8600km/s beträgt die Entfernung etwa 370 Mio. Lj. Die Galaxie befi ndet sich somit weit im kosmischen Vordergrund des BL Lacertae-Ob- jektes, dessen Entfernung bei etwa 1,2 Milliarden Lichtjahren liegen dürft e.

3C 382 – eine aktive Galaxie in der Leier

Das letzte Objekt, das ich hier vorstellen möchte, fällt etwas aus dem Rahmen, da es sich hierbei nicht um ein BL Lacertae- Objekt handelt, sondern laut Katalogangaben um eine Seyfert d 1-Galaxie. Wir schauen bei diesem Objekt also nicht in den Jet, sondern seitlich versetzt daran vorbei auf den aktiven Kern (s. Kasten). Die Seyfert 1-Galaxie wurde vermutlich zwischen 1961 und 1963 von F. Zwicky und seinen Kollegen Wild und Herzog bei der Durchmusterung des POSS für den »Catalogue of Galaxies and Clusters of Galaxies« (CGCG) entdeckt. Als Radioquelle war das Objekt jedoch bereits seit 1959, dem Erscheinungsjahr des »3rd Cambridge Catalog of Radio Sources« (3C), als 382ter

Eintrag bekannt. 1966 veröff entlichte J. Wyndham im Astro- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. physical Journal [11] eine Liste mit optischen Identifi zierungen des 3C-Kataloges. Unter diesen Neuidentifi zierungen fi ndet e sich auch die »Zwicky« Galaxie CGCG 173-14, die mit der Ra- dioquelle 3C 382 identifi ziert wurde. Hutchings [12] beschrieb Abb. 4: Helligkeitsschätzungen von BL Lacertae-Objekten von K. Wenzel 1988 eine lichtschwache, diff use Verbindung mit zwei schwa- (rot) und G. Poyner (blau). a) BL Lac, b) S5 0716+71, c) Markarian 421, d) chen, vermutlich mit 3C 382 assoziierten Galaxien 20" östlich. W Comae, e) 3C 382. Eine weitere, relativ helle (ca. 15m,2) anonyme Galaxie befi ndet

58 interstellarum 38 Universum

sich etwa 1,2' nordöstlich, unmittelbar öst- weniger spektakulär als bei einigen ande- [8] Katajainen, S. et. al.: Tuorla Quasar lich eines etwa 13m hellen Vordergrund- ren, oben beschriebenen Objekten abzu- Monitoring, Astron. Astrophys. Suppl. 143, sterns. Auch mit dieser Galaxie scheint laufen, es sind jedoch Veränderungen im 357 (2000) 3C 382 durch zwei schwache Filamente Bereich von 0m,5 innerhalb von 14 Tagen [9] Wenzel, K.: S5 0716+71 historisches verbunden zu sein. Der aktive Kern weist durchaus möglich. Aufgrund der optima- Maximum, interstellarum 34, 7 (2004) im visuellen Bereich eine Variabilität von len Position am Himmel und der relativ [10] Liu, F. K., Liu, B. F., Xie, G. Z.: The long- mindestens 1–2 Größenklassen auf. Im hohen scheinbaren Helligkeit bietet sich term optical behavior of MKN 421, Astron. 3C-Katalog fi nden sich Helligkeitsangaben gerade dieses Objekt für eine regelmäßige Astrophys. Suppl. 123, 569 (1997) von 14m,5, während Zwicky 15m,5 angege- Beobachtung an. [11] Wyndham J.: Optical Identiﬁ cation of ben hat. Im aktuellen Katalog von Veron Radio Sources in the 3c Revised Catalogue, [13] steht die Galaxie mit 15m,39 zu Buche, [1] Steinicke, W.: Beobachtungsliste für helle Astrophys. J. 144, 459 (1966) was schließlich zu einer Absoluthelligkeit Quasare – Beobachtungsprogramm der [12] Hutchings, J. B.; Johnson, I.; Pyke, R.: von –21M,3 führt. Neuere Untersuchungen Fachgruppe Deep Sky (1999) Optical images of quasars and radio wurden von N. Roche und S. Eales [14] [2] Richardsen, F.: Visuelle Beobachtung des galaxies, Astrophys. J. Suppl. 66, 361 am 2,5m-Isaak-Newton-Teleskop auf La Jets in M 87, interstellarum 18, 50 (2001) (1988) Palma am 9. Juni und am 9. August 1997 [3] Wenzel, K., Düskau, W.: BL-Lacertae [13] Veron-Cetty, M.-P.; Veron, P.: A catalogue durchgeführt. Aufgrund dieser photome- Objekte – Eine Herausforderung für den of quasars and active nuclei, ESO Scientiﬁ c trischen Beobachtungen (14m,61) errechne- Amateur, SuW 2/2003, 60 Report No. 19, 9. Ausgabe, Garching, ten sie eine Absoluthelligkeit von –22M,56, [4] Wenzel, K.: Mein Weg zu den Sternen, SuW European Southern Observatory (ESO) womit das Objekt immer noch knapp 39, 11/2000, 1000 2000 schwächer als die per Defi nition einge- [5] Witt, V.: SuW Besuch bei Wolfgang Düskau, [14] Roche, N., Eales, S. A.: Optical/ultraviolet führte Minimalhelligkeit für einen Quasar SuW 36, 2/1997, 164 morphology and alignment of low-redshift ist. Nach meinen eigenen visuellen Beob- [6] Veit, K., Wenzel, K.: BL Lacertae im radio galaxies, MNRAS 317, 120 (2000) achtungen, die ich seit 1998 durchführe, Maximum, interstellarum 12, 9 (1997) [15] Poyner, G.: www.garypoyner.pwp. war der aktive Kern visuell jedoch immer [7] Stickel, M. et. al: The complete Sample of 1 blueyonder.co.uk/plots.html heller als 14m. Anfang 2003 überschritt das Jy BL-Lac Objects, Astron. Astrophys. Suppl. Objekt sogar längerfristig die 13. Größen- 98, 393 (1993) klasse. Die Lichtwechsel scheinen etwas Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 38 59 Abb. 1: Der 200mm-Reisedobson in aufgebautem Zustand. Die Transportkiste wird umgedreht und dient als Standsockel.

Wenn einer eine Reise macht, dann kann er meist kein Acht Zoll Teleskop mitnehmen. Bei einer Flugreise ist das Gewicht und die Größe des Gepäcks, welches man mitnehmen für unterwegs darf, stark begrenzt. Aber auch bei Reisen mit dem eigenen Wagen oder der Bahn kommt es immer wieder zu Platzproblemen. Der Lebenspartner legt sein Veto ein, Der Reisedobson von wenn man mit dem riesigen Schmidt-Cassegrain-Trans- Hofheim Instruments portkoffer oder dem Volltubus-Dobson den ganzen Kof- ferraum belegt. Andererseits möchte man auch nicht mit recht viel kleinerer Öffnung als gewohnt beobachten, Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. von Thomas Jäger sonst schwindet der Vorteil, den man durch den vermeint- lich besseren Himmel am Urlaubsort gewinnt, wieder da- hin. Ideal wäre eine große, transportable Öffnung.

60 interstellarum 38 Hardware

uf Starparties trifft man immer wie- stellarum das Gerät unter realen Reisebe- gefertigte Zollstöcke, die ohne Schrauben der fi ndige Teleskopkonstrukteu- dingungen testen. Da es auf dem Markt mittels verdrehbarer Metallriegel befestigt Are, welche transportable Reisege- kein vergleichbares Reisegerät gibt, erfolgt werden. Diese geniale Art der Befestigung räte erfolgreich selbst gebaut haben. Die die Vorstellung des 8"-Dobsons ausnahms- spart Zeit und das lästige Schrauben. Die Konstruktionen werden immer bestaunt weise nicht in einem Produktvergleich. Konstruktion ist absolut stabil und justier- und häufi g auch prämiert. Wer sich jedoch konstant, eventuell vorhandene Vorurteile nicht selber helfen konnte, war bisher auf Konstruktion und Design sind unbegründet. kleinere Reisegeräte angewiesen. Das aufgebaute Teleskop besitzt eine Diese Lücke schließt der neue 8"-Reise- Der Reisedobson von Hofh eim Instru- Okularhöhe von 100cm über Grund, was dobson der jungen Firma Hofh eim Instru- ments folgt dem klassischen Gitterrohr- bedeutet, dass eine entspannte Beobach- ments. Das Teleskop vereint eine große Dobson-Design. Es gibt einen unteren tung im Sitzen möglich ist. Der obere Öff nung bei geringstem Platzbedarf und Spiegelkasten, acht Verbindungsstreben Spiegelkasten kann so montiert werden, Gewicht. Die Dimensionen lassen sogar und einen achteckigen oberen Spiegelkas- dass der Okularauszug nach Osten oder den Transport des Gerätes im Handgepäck ten. Alle diese Einzelteile befi nden sich in Westen zeigt, der Montagewinkel beträgt an Bord eines Flugzeuges zu. Das bedeu- einer Transportbox, die beim Aufb au ein- 45°. Der 2"-Okularauszug ist als Drehfo-

tet natürlich auch enorme Vorteile beim fach umgedreht wird und mit drei Füßen kussierer (Helikalfokussierer) mit niedri- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Transport des Teleskops mit dem Auto versehen als Beobachtungssockel dient. ger Bauhöhe ausgeführt und läuft absolut und für das Einlagern des Teleskops zu Für den Aufb au des Teleskops wird kein spielfrei und präzise. Der reale Fokussier- Hause. Am Urlaubsort bietet ein 200mm- Werkzeug und keine dritte helfende Hand weg beträgt 30mm, in der Praxis konnte Teleskop großartige Beobachtungsmög- gebraucht. In etwa zehn Minuten ist man so jedes verfügbare Okular scharf gestellt lichkeiten. fertig, Geübte schaff en es noch schneller. werden. Die Steigung des Okularauszugs Während einer Astroexkursion nach Als Verbindungsstücke zwischen dem obe- beträgt 2,5mm pro Umdrehung, was sehr Namibia im Sommer 2004 konnte inter- ren und dem unteren Tubus dienen speziell feingängig ist. Für die visuelle Beobach-

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Abb. 2: Die Zollstockstreben werden spielfrei mit einem Metallriegel befestigt. Der 2"-Okularauszug ist für eine angenehme Einblickposition im Winkel von 45° angebracht.

Technische Daten* Was uns gefallen hat: ☐ niedriges Gewicht und kleiner Platzbedarf Gewicht: 8kg ☐ hohe optische und mechanische Qualität Transportmaße: 31cm × 32cm × 20cm ☐ sehr gute Handhabung Okularhöhe: 100cm im Zenit Hauptspiegel: 200mm aus BK-7 Glas Was uns nicht gefallen hat: Brennweite: 800mm ☐ Koma durch Öffnungsverhältnis von f/4 Fangspiegel: 50mm ☐ Leuchtpunktsucher Obstruktion/Offset: 6% (Fläche), 3mm Feld mit 100% Ausleuchtung: 12mm Okularauszug: 2"-Aluminium- tung erscheint dies etwas zu fein, 1 bis 2cm pro Helikalfokussierer Umdrehung wären besser geeignet. Eine Reduzier- Gesichtsfeld bei 100% Ausleuchtung: 0,9° hülse von 2" auf 1,25" ist nicht im Lieferumfang Gesichtsfeld bei 75% Ausleuchtung: 2,5° enthalten, kann aber als Zubehör bestellt werden. Durchmesser der Höhenräder: 20cm Die Komponenten enthalten keinen heute üblichen Belag Höhenräder: Ebony Star Formica Spannring, der die Okulare vor der Klemmschrau- be schützt. Lieferumfang: Komplett-Teleskop mit Sehr positiv fällt die Beurteilung der Spiegel- Dobson-Montierung und 3 halterungen aus. Der Haupt- und Fangspiegel sind Standfüßen in Transportbox auf ihre Halterungen mittels Silikon geklebt, diese Zubehör**: Reduzierhülse von 2" auf Befestigungsmethode ist bei Dobsons dieser Klasse 1,25", schwarze Stoffhül- heute als Standard anzusehen. Sie verhindert wir- le, Anpressfeder für die kungsvoll, dass die Optiken beim Einbau verspannt Höhenräder, Gewindedruck- werden und bietet dennoch einen sicheren Halt. Alle

Einstellring für den Drehfo- Spiegelfassungen sind voll justierbar und mit Stellfe- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. kussierer, Visierpeiler, Laser- dern versehen, welche die Justage auf Spannung hal- Kollimator ten. Außerdem hat die Hauptspiegelhalterung noch drei Konterschrauben, die als zusätzliche Sicherheit Preis: 965,– € *** gegen ein Verstellen der Kollimation dienen. Posi- tiv ist zu werten, dass kein Werkzeug benötigt wird, *) nach Herstellerangaben **) verfügbar bzw. vom Hersteller angekündigt ***) Stand Q4/2004 falls man trotzdem einmal nachjustieren muss. Ein bereits auf den Hauptspiegel geklebter Lochverstär-

62 interstellarum 38 Hardware

der Feder ist wieder ohne extra Werkzeug möglich. Eine wahre Freude ist die Handha- bung des Reisedobsons. Die Nachführung von Hand läuft absolut butterweich und ruckfrei, unabhängig davon ob man die Anpressfeder verwendet oder nicht. Man vergisst fast, dass es am Dobson keine Nachführung gibt. Sehr positiv wurde die Verarbeitung und die Qualität der verwendeten Komponenten beurteilt. Allein optisch ist das Holzfi nish eine Augenwei- de, wenn nicht gar ein kleines Kunstwerk. Die Spiegelkästen sind profi haft verzahnt und verleimt sowie mit einer wasserab- weisenden teakholzfarbenen Holzschutz- lasur versehen. Die Rockerbox und die Transportkisten sind dunkelbraun lasiert. Aluminiumprofi le und Edelstahlschrau- ben lassen dem Rost keine Chance.

In der Praxis

Im Praxistest zeigte sich die Überle- genheit der großen Öff nung. Die 200mm lassen einen tief in die Welt der Deep-Sky- Objekte eindringen. Alle Kugelsternhau- fen des Messier-Katalogs sind hier bereits aufgelöst. In den Off enen Sternhaufen kann man Farbunterschiede bei den Ein- zelsternen entdecken. Planetarische Nebel zeigen erste Farbe und eine große Formen- vielfalt. Einige Galaxien glänzen mit ersten Details. Mit einem [OIII]-Filter kann man die einzelnen Filamente des Cirrusnebels abfahren, und wer einen Hβ-Filter ein- schraubt, kann sogar die ersten Konturen des Pferdekopfnebels entdecken. Die heute in Mode gekommenen apochromatischen Reiserefraktoren können hier in Bezug auf Lichtsammelvermögen und Grenzgröße bei weitem nicht mithalten. Anders ist dies beim nutzbaren Gesichtsfeld. Hier ergeben Abb. 3: Die optionale Anpressfeder ermöglicht die Verwendung von schwererem Zubehör, ohne dass sich aufgrund des gewählten Öff nungsver- die Bedienbarkeit leidet. hältnisses f/4 einige Einschränkungen. In der Mitte des Gesichtsfelds ist die Bild- ker vereinfacht das Justieren mit dem La- der eine Knopfzelle. Zum Einblick in das qualität sehr hoch, die Beugungsfi guren ser oder einem Chesire-Okular. Leuchtpunktvisier muss man seinen Kopf weisen keine nennenswerten Abweichun- Die dreiarmige Fangspiegelspinne be- ziemlich verrenken und schon fast auf gen auf. Ein Newton mit einem Öfnungs- steht aus M3-Gewindestangen und ist aus- die Zollstöcke pressen. Unserer Meinung verhältnis f/4 zeigt allerdings schon sehr reichend stabil. Der Hauptspiegel hat als nach ist der mitgelieferte Sucher nur eine viel Koma, wenn man nur wenige Bogen- Schutz einen durchsichtigen Kunststoff - Notlösung, die über kurz oder lang kei- minuten von der Feldmitte abweicht. Dies deckel, der aber nicht staubdicht schließt, nen richtigen Winkelsucher ersetzen kann. hat aber nichts mit der Qualität der Spie- der Fangspiegel hat keinen Staubschutz. Für den Praxistest wurde kurzerhand ein gelkomponenten zu tun, sondern ist rein

Am Urlaubsort sollte man das Gerät aufge- 8×50-Winkelsucher mit aufrechtem Bild bauartbedingt. Beträgt das Feld, in dem Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. baut lassen und mit einem Kunststoff sack mit einem Gummiband montiert. Um visuell noch keine Koma sichtbar ist, beim schützen. Zu Hause ist es in der Trans- das zusätzliche Gewicht zu kompensieren 8" f/4-Newton 39', so sind dies bei einem portkiste ausreichend geschützt. Als Su- wurde die optional erhältliche Anpress- 8" f/8-Newton bereits 58' [1]. Eine Weit- cher kann ein Leuchtpunktvisier mit pas- feder montiert. Sie erhöht die Reibung feldbeobachtung ist bei f/4 kein Genuss sender Basis geliefert werden, das ähnlich der Höhenräder und erlaubt in gewissen mehr, hier haben Refraktoren einen Vor- wie beim Telrad einen roten Punkt an den Grenzen die Benutzung von schwerem Zu- teil. Als sinnvolles Zubehör zum Reisege- Himmel projiziert. Als Batterie dient lei- behör (z.B. 2"-Okulare). Auch die Montage rät ist auf jeden Fall die inzwischen > S. 65

interstellarum 38 63 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

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Abb. 4: Für die Reise kann der 8"-Newton auf eine Box von 32cm × 31cm × 20cm zusammengepackt werden, so dass er auch als Handgepäck am Flug- hafen durchgeht. erhältliche Stoffh ülle anzusehen, sie man nicht gleich ins Flugzeug steigt. Nir- [1] Francis, P.: Newtonian Notes – Designing schützt wirkungsvoll vor eindringendem gends kann man ein komplettes Teleskop and Building a High Performance Telescope Streulicht. Beim Test zeigte sich ohne Hül- mit mehr Öff nung bei so kleinen Packma- From Commercial Components, Kenneth le häufi g eine Aufh ellung des Bildfeldes, ßen kaufen. Novak & Co. (1979) welches durch die am Beobachtungstisch aufgestellten Astrotaschenlampen verursacht wurde.

Fazit

Der Reisedobson der Fa. Hofh eim In- struments ist ein einmaliges Produkt und eine Bereicherung des Markts. Das Ge- rät kombiniert formschönes Aussehen mit überragender Verarbeitung und Qualität. Selten bekommt man so ein hochwertiges Produkt »Made in Germany« zu einem so erschwinglichen Preis. Die Nachteile des Leuchtpunktvisiers lassen sich leicht beheben, und viele Benutzer sehen über- haupt keine Probleme und kommen gut

mit so einem Visier zurecht. Als potenti- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. eller Käufer sollte man schon einmal mit einem kurzbauenden Newton beobachtet haben, um zu entscheiden, ob man mit einem komabehaft eten f/4-Newtonsystem leben kann. Der größte Pluspunkt des Rei- segerätes sind seine Vorteile bei Transport und Lagerung, und dies zählt auch, wenn

interstellarum 38 65 Technik

Videoastronomie für Einsteiger

Teil 2: Mit einer Watec WAT-120N die Grenze unseres Sonnensystems überschreiten

von Ullrich Dittler

In der vergangenen Ausgabe von interstellarum wurde der Einsatz einer Webcam vorgestellt. Darauf auf- bauend wird in diesem Beitrag am Beispiel der leistungsfähigen Überwachungskamera WATEC WAT-120N der Einsatz von hochempﬁ ndlichen Schwarz-Weiß-CCD-Videokameras zur Videoastronomie beschrieben. An verschiedenen Einsatzfeldern, wie z.B. entfernten Planeten und deren Monde, Doppelsternen und Kugelsternhaufen, werden die Möglichkeiten und Grenzen der Kamera vorgestellt.

er Vorteil der Webcams liegt – wie Amateure, die mit (modifi zierten) Web- sprünglich für ganz andere Aufgaben ent- in [1] gezeigt wurde – in der Mög- cams und lichtstarken Teleskopen erfolg- wickelt wurden: die hochempfi ndlichen Dlichkeit, mit geringem Aufwand reich auf die Jagd nach Uranus, Neptun Überwachungskameras der Firmen Min- zahlreiche, qualitativ nicht notwendiger- und einigen Planetenmonden gehen, ab, tron und Watec. Die neuere der beiden, weise herausragende Einzelbilder mit ge- genauso wenig erreichbar, wie die zahllo- die Watec WAT-120N, soll im Folgenden eigneter Soft ware zu einer guten Farbauf- sen faszinierenden Deep-Sky-Objekte. Die näher vorgestellt und deren Einsatzbereich nahme addieren zu können. Dafür eignen Beschränkung ergibt sich aus der begrenz- als Astrokamera dargestellt werden. sich vor allem die helleren Objekte unseres ten Lichtempfi ndlichkeit der in Webcams Sonnensystems, d.h. der Mond und die verwendeten CCD-Chips sowie der meist Die Watec WAT-120N helleren Planeten Merkur, Venus, Mars, auf 1/25 oder 1/50 Sekunden begrenzten Jupiter und Saturn. Die Grenzen des Ein- Belichtungszeit. Bereits die Mintron MTV-12V zeig- satzes einer Webcam sind also relativ eng In der Lücke zwischen Webcams und te, dass sich hochempfi ndliche Überwa- gesteckt: Die entfernteren Planeten unse- kostspieligen gekühlten Astro-CCD-Ka- chungskameras in der Videoastronomie res Sonnensystems bleiben für Webcams meras (wie der in [2] vorgestellten MX7C) einsetzen lassen [3]. Vor gut einem Jahr in der Regel, sieht man von den beeindru- haben sich in den letzten Jahren zwei führte die Firma Watec mit der WAT-120N ckenden Ergebnissen einiger engagierter Kameras erfolgreich positioniert, die ur- eine Schwarz-Weiß-Überwachungskame- ra mit einigen technischen Besonderhei- ten auf dem deutschen Markt ein, die der Mintron – wie auch Martin Elsässer in [4] eindrucksvoll darstellte – in der Videoas- tronomie deutlich überlegen ist. Die Watec WAT-120N hebt sich bereits mit einer Aufl ösung von 795×596 Bild- punkten (von denen für ein Bild eff ek- tiv 752×582 genutzt werden) von den bei Webcams üblichen 640×480 Bildpunkten ab. Die Größe der einzelnen Pixel wird mit 8,6μm×8,3μm angegeben [5]. Die Be- sonderheit der WAT-120N besteht darin,

dass die Belichtungszeit der mit 0,00002 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Lux äußerst empfi ndlichen Kamera, in Zweierpotenzen kameraintern von 1/25 Sekunde bis 10,24 Sekunden aufaddiert werden kann; die Kamera liefert in dieser Einstellung alle 10 Sekunden ein analoges Abb. 1: Kamerakopf der Watec WAT-120N mit Steuereinheit, deutlich sichtbar ist der kleine CCD-Chip. Bild an den angeschlossenen Monitor oder [U. Dittler] Rechner. Die mit diesen Belichtungszeiten

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Einsatz der WAT-120N

Der Einsatz der Kamera zur Videoas- tronomie gestaltet sich einfach: Ähnlich wie die Webcams kann auch die WAT- 120N (die über einen C-Mount-Anschluss verfügt) mit einem entsprechenden Ad- apter und IR-Sperrfi lter für den fokalen Einsatz am Teleskop vorbereitet werden. Neben dem Stromkabel und der externen Steuereinheit ist am Kamerakopf nur noch das mitgelieferte Videokabel anzuschlie- ßen, das – und hier unterscheidet sich die WAT-120N vom Einsatz einer Webcam –, da die Kamera ein analoges Signal liefert, an einen Video-/Framegrabber angeschlossen werden muss. Framegrabber gibt es zum Einbau in den PC, auch recht preiswert mit USB 2.0-Anschluss. USB 1.1- Schnittstellen arbeiten in der Regel nicht Abb. 2: Die spektrale Empﬁ ndlichkeit der WAT-120N Videokamera. mit der vollen Aufl ösung der Kamera; bei einem älteren Notebook macht daher der am Teleskop erreichbaren Grenzgrößen In der Kamera arbeitet der Sony-Chip Einsatz einer PCMCIA-Karte Sinn, die übertreff en die visuellen Grenzgrößen um ICX419ALL, der bezüglich Bildschärfe einen entsprechenden USB 2.0-Anschluss mehrere Magnituden, so dass schon im und Dunkelheit des Bildhintergrundes zur Verfügung stellt. Die Aufnahme von Live-Bild zahlreiche Details der beobach- beachtliche Ergebnisse liefert. Der Chip Bildern ist sehr komfortabel, da über die teten Objekte sichtbar werden, die Beob- besitzt, wie in Abb. 2 zu sehen ist, die ma- Handsteuerbox sowohl die Belichtungszeit achtern am Teleskop sonst verschlossen ximale spektrale Empfi ndlichkeit an fast (von 1/25 bis 10,24 Sekunden) als auch die bleiben. derselben Stelle des Spektrums, wie das Verstärkung (Gain) gewählt werden kann, Neben dem nur rund 150 Gramm an die Dunkelheit adaptierte Auge des ohne jedes Mal die Aufnahmeoptik oder schweren und mit einer Kantenlänge von Beobachters. den Kamerakopf berühren zu müssen. Die rund 4,5cm×6cm auch recht kleinen Ka- Die Vorteile der WAT-120N (im Ver- gewählten Parameter werden sofort kame- merakopf, an den ein VideoOut-Kabel und gleich zu Webcams) sind wegen der deutlich raintern umgesetzt und auf dem Monitor die Stromversorgung angeschlossen wer- höheren Empfi ndlichkeit und der längeren des angeschlossenen PCs erscheint umge- den, gehört eine mit einem rund drei Me- Belichtungszeit off ensichtlich; die Kame- hend ein aktualisiertes Bild. Eine Leucht- ter langen Kabel bedienbare Steuereinheit ra qualifi ziert sich damit für lichtschwa- diode an der Handsteuerbox informiert ebenfalls zur Kamera (Abb. 1). Mit dieser che Objekte innerhalb des Sonnensystems, den Anwender während der Aufnahme Steuereinheit können die Aufnahmepara- aber auch für ausgewählte Deep-Sky-Ob- immer dann, wenn ein neues Bild an meter (Belichtungszeit, Verstärkung etc.) jekte. Der Nachteil der Watec im Vergleich den Rechner übertragen wird. Eine zweite der Kamera verändert werden, ohne jedes zu teureren speziellen Astro-CCD-Kame- Leuchtdiode zeigt an, wenn die Bildüber- Mal die an das Teleskop adaptierte Kame- ras liegt in der fehlenden Chipkühlung, tragung durch Betätigen der »Freeze-Tas- ra selbst berühren zu müssen – und damit dem eingeschränkten Bereich der spektra- te« eingefroren wird, und das Monitorbild die Aufnahmeoptik in störende Schwin- len Empfi ndlichkeit sowie der beschränk- daher nicht aktualisiert wird. Durch die gungen zu versetzen. ten Belichtungszeit, dazu später mehr. günstige Platzierung der beiden Einstell- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

Abb. 3: Montage einer Kompositaufnahme aus 100 kurz belichteten Auf- Abb. 4: Kompositaufnahme aus 30 Bildern (Belichtungszeit je 10s) von nahmen (Belichtungszeit 1/25s) des Planeten Jupiter und der Komposit- Uranus und seinen Monden, gewonnen mit einer WAT-120N mit einem aufnahme aus 100 länger belichteten Aufnahmen (Belichtungszeit 2,5s) 200mm-SCT mit Focalreducer (f/6,3, resultierende Brennweite: 1260mm). seiner Monde Ganymed, Io und Europa, gewonnen mit einer WAT-120N [U. Dittler] mit einem 200/2000-SCT. [U. Dittler]

interstellarum 38 67 Technik

Abb. 5: Kompositaufnahme aus 25 Aufnahmen (je 10s) des Doppelsterns Abb. 6: Kompositaufnahme aus 15 Bildern des Kugelsternhaufens M 5, Albireo (β Cygni), Instrument wie Abb. 4. [U. Dittler] Instrument wie Abb. 4. [U. Dittler]

räder und durch die beiden Leuchtdioden als die Aufnahme mit der WAT-120N ist als Nummer 13 in seinen Katalog auf- ist eine Bedienung der Kamera auch in hierbei das Auffi nden der Planeten und genommen wurde. Er beschrieb seinen der Dunkelheit völlig problemlos möglich. Kleinplaneten, das ohne entsprechende Eindruck im Jahre 1764 folgendermaßen: Eine Bedienung mit Handschuhen ist al- Aufsuchkarten (siehe beispielsweise [6]) »Nebel ohne Sterne entdeckt im Gürtel des lerdings nicht unproblematisch. nur sehr erfahrenen Beobachtern mög- Herkules, er erscheint rund und hell, in der lich ist. Mitte heller als am Rand.« Objekte für die WAT-120N Aber auch die Fotografi e erster Deep- Über die Liste von Messier hinaus bie- Sky-Objekte ist mit der Watec möglich: ten sich die meisten hellen der knapp 150 Auf der Suche nach geeigneten astrono- Neben Doppel- oder Mehrfachsternen bie- Kugelsternhaufen des Himmels als Objek- mischen Objekten zeigt sich sehr schnell, ten sich hier vor allem auch off ene Stern- te für die Aufnahme mit der WAT-120N dass die Kamera gut geeignet ist für tiefe- haufen oder Kugelsternhaufen an. Abb. an. Aber auch andere Deep-Sky-Objekte, re Schritte in unser Sonnensystem und zu 5 zeigt beispielhaft eine Aufnahme des wie Nebel und Galaxien, fordern dazu her- den helleren Deep-Sky-Objekten: Wäh- klassischen Doppelsterns Albireo. Albireo aus, sich mit der Kamera astrofotografi sch rend eine Webcam sich vor allem für (β Cygni) wurde 1755 als Doppelstern er- an ihnen zu versuchen. Diese fl ächigeren die Aufnahme der großen Planeten eignet, kannt; die beiden 3m,1 bzw. 5m,1 hellen Ster- und meist nicht ganz so leuchtstarken Ob- werden auf den Bildern der WAT-120N ne stehen in einem Abstand von rund 40" jekte weisen dann auch auf die Schwächen problemlos auch die helleren Monde der und lassen sich damit auch mit kleineren der Kamera – die fehlende Kühlung und Planeten sichtbar. Abb. 3 zeigt Jupiter mit Teleskopen wunderbar aufl ösen. die begrenzte Belichtungszeit – hin, die seinen Monden Ganymed, Io und Europa, Reizvolle Doppelsterne für die Fotogra- bei der Nachbearbeitung der Bilder zu be- die zum Aufnahmezeitpunkt mit einer fi e sind auch ζ Piscium (der Hauptstern achten sind. Abb. 7 zeigt eine Komposit- Helligkeit zwischen 5m,56 und 6m,23 am mit einer Helligkeit von 5m,1 wird in einem aufnahme des bekannten Ringnebels M 57. Abendhimmel zu sehen waren. Da der mit Abstand von 23" von seinem nur 6m,1 hellen In der Aufnahme sind deutlich Sterne bis –1m,89 leuchtende Jupiter zum Aufnahme- Begleiter fl ankiert) und der »Doppel-Dop- knapp zur 15. Größenklasse zu erkennen. zeitpunkt deutlich heller als seine Monde pelstern« ε Lyrae, ein System, das aus vier war, stellt das Bild eine Kompositaufnah- Sternen bzw. zwei Doppelsternen besteht, Verarbeitung der Aufnahmen m me kurz belichteter Aufnahmen des Pla- bei denen ε1 Lyrae sich aus zwei 5 ,0 bzw. neten und länger belichteter Aufnahmen 6m,1 hellen Sternen in einem Abstand von Wie bei der Videoastronomie üblich, m m der Monde dar. 2,7" und ε2 sich aus zwei 5 ,2 bzw. 5,5 hel- werden zunächst viele kurz belichtete Ein- Wie damit bereits deutlich wird, quali- len Sternen im Abstand von nur 2,5" zu- zelbilder aufgezeichnet, die allerdings befi ziert sich die Kamera somit auch für die sammensetzt. dingt durch ein Bildrauschen, das mit Aufnahme lichtschwacher Objekte. Aber Auch der einzige Doppelstern im Mes- steigender Belichtungszeit zunimmt, und nicht nur die Grenzen der Helligkeit, auch sier-Katalog, M 40 oder Winnecke 4 im gegebenenfalls fehlerhaft e Bildpunkte des die räumlichen Grenzen lassen sich mit Sternbild Ursa Major, ist mit einer Hellig- CCD-Chips verunreinigt sind (Abb. 8a). dieser Kamera ein Stück weiter hinaus- keit der beiden Einzelsterne von 9m,6 und Während die Verarbeitung der Bilder schieben: Wie in Abb. 4 zu sehen ist, war 10m,1 eine spannende Herausforderung für der hellen Planeten und des Mondes in auch die Aufnahme des Uranus (5m,75) in die WAT-120N. entsprechenden Programmen mit wenigen den frühen Morgenstunden des Juli 2004 Aber die Messierliste enthält noch zahl- Einstellungen weitestgehend automatisiert und seiner Monde Oberon (14m,1) und reiche weitere Objekte, die sich mit der abläuft , ist es bei Deep-Sky-Aufnahmen Titania (13m,9) problemlos möglich. Die WAT-120N gut aufnehmen lassen: allen erforderlich, die fehlerhaft en Bildpunkte

Lichtempfi ndlichkeit und die Leistungsfä- voran die 29 Kugelsternhaufen der Lis- und das Bildrauschen aus den Aufnahmen Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. higkeit der Kamera erlauben es in klaren te. Abb. 6 zeigt den Kugelsternhaufen M herauszurechnen. Hierzu nimmt man mit Nächten auch die Planeten Neptun (ca. 5, der mit einem Durchmesser von rund den gleichen Einstellungen, mit denen 7m,8) mit Mond Triton (13m,5) und Pluto (ca. 17" und einer Helligkeit von 5m,6 leicht zu man das Deep-Sky-Objekt aufgenommen 13m,9) mit Mond Charon (15m,8) sowie eini- fi nden und zu fotografi eren ist. Ein weite- hat, noch ein paar Bilder auf, während ge der helleren Kleinplaneten, wie Ceres, rer schöner Kugelsternhaufen ist der 1714 die Teleskopöff nung verdunkelt ist. Aus Vesta oder Pallas, bereits mit Amateurte- von Edmond Halley entdeckte Haufen im der automatischen Addition und Mittlung leskopen aufzunehmen. Problematischer Sternbild Herkules, der auch von Messier dieser so genannten Dunkelbilder oder

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Abb. 7: Kompositaufnahme aus 20 Aufnahmen (je 10s) des Ringnebels a M 57, Instrument wie Abb. 4. [U. Dittler]

b Abb. 9: Bearbeitete Kompositaufnahme aus 25 Aufnahmen des Hantelne- bels M 27; von den Einzelaufnahmen wurde jeweils das Dunkelbild abge- Abb. 8: Aufnahme des Hantelnebels M 27, Instrument wie Abb. 4. zogen. Instrument wie Abb. 4. [U. Dittler] a) Einzelbild, b) Dunkelbild. [U. Dittler] englisch Darkframes (in Giotto beispiels- rund 10 Sekunden sowie der Beschrän- schen 450nm und 600nm. Jenseits dieser weise: Bildüberlagern –> addiere Bilder kung der spektralen Empfi ndlichkeit. Grenzen ist der Chip relativ unempfi nd- automatisch –> unverbindliche Empfeh- Wie bereits angesprochen, verfügt die lich und eignet sich daher auch nur einge- lungen –> Dunkelbild) ergibt sich ein Bild, Kamera nicht über eine aktive Kühlung schränkt für die Anfertigung von Farbauf- das nur noch die fehlerhaft en Bildpunkte und erwärmt sich während des Einsat- nahmen im RGB-Verfahren. und das Rauschen enthält (Abb. 8b). Die- zes in Abhängigkeit von der gewählten Die Stärke der ungekühlten Videoka- ses Dunkelbild kann nun von den Einzel- Belichtungszeit. Bei einer Belichtungszeit mera WAT-120N liegt damit deutlich im bildern abgezogen werden, um nur die re- von 10,24 Sekunden wird das Gehäuse der Bereich der Schwarz-Weiß-Aufnahmen. levanten Bildinhalte zu erhalten und diese Kamera spürbar wärmer und das Rau- Bedingt durch die hohe Empfi ndlichkeit zu einer korrigierten Kompositaufnahme schen des CCD-Chips nimmt deutlich zu. in Verbindung mit einer unkomplizier- zu addieren. Das aus der Addition der Ein- Auf eine Verwendung von Dunkelbildern ten Bedienung stellt die Kamera ein gu- zelbilder entstandene Kompositbild kann kann daher bei entsprechenden Belich- tes Werkzeug dar, mit dem die Grenzen anschließend in Bildverarbeitungspro- tungszeiten nicht verzichtet werden. des Sonnensystems überwunden und erste grammen in Schärfe, Kontrast, Farbton Bedingt durch die fehlende Kühlung vielversprechende, astrofotografi sche Aus- usw. optimiert werden (Abb. 9). Im Zu- und die damit einhergehende Zunahme fl üge in den »Deep-Sky« unternommen sammenhang mit Dunkelbildern werden des Chip-Rauschens würde es aber keinen werden können. oft so genannte Flatfi elds erwähnt. Diese Sinn machen, kameraintern längere Be- Aufnahmen werden jedoch vor allem bei lichtungszeiten zu realisieren, da die licht- [1] Dittler, U.: Videoastronomie für Einsteiger hellen und fl ächigen Objekten, beispiels- schwächeren Objekte im steigenden Rau- – Teil 1: Der Einsatz einer Webcam zur weise Sonne und Mond, benötigt, um Vi- schen untergehen würden. Dieses Problem Planetenfotograﬁ e, interstellarum 37, 64 gnettierungen und Verunreinigungen der der kurzen Belichtungszeiten lässt sich (2004) Optik auszugleichen. Die unterschiedli- durch den Einsatz entsprechender Auf- [2] Kowatsch B.: CCD-Farbfotograﬁ e mit der che Empfi ndlichkeit der Pixel kann damit nahmesoft ware leicht umgehen. In Giotto MX7C von Starlight Xpress, interstellarum ebenfalls korrigiert werden. können beispielsweise (im Menü Bildauf- 34, 60 (2004)

nahme, Menüpunkt Aufnahme …) soft - [3] Hamann, B.: Astrofotograﬁ e mit der Mintron- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Schwächen der Kamera wareseitig bereits während der Aufnah- Videokamera, interstellarum 28, 60 (2003) mephase mehrere einzelne Kamerabilder [4] Elsässer M.: Ein neuer Standard in der Ergänzend zu den skizzierten Einsatz- zu einem Bild addiert werden, um quasi Videoastronomie, interstellarum 32, 58 gebieten der Kamera noch ein paar Bemer- längere Belichtungszeiten zu erhalten. (2004) kungen zu den angesprochenen Nachteilen Wie in Abb. 2 zu sehen ist, liegt die [5] www.videotec.de der WAT-120N: der fehlenden Kühlung, größte Empfi ndlichkeit des verwendeten [6] Stoyan, R.: Thema: Uranus und Neptun der Begrenzung der Belichtungszeit auf CCD-Chips im Wellenlängenbereich zwi- beobachten, interstellarum 35, 18 (2004)

interstellarum 38 69 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

70 interstellarum 38 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 38 71 Galerie

Astrofotos von Bernd Liebscher

egonnen hat meine Faszination an der Astronomie Bim Alter von 11 Jahren. Damals war ich bei einem Freund und als es abends klar war, holte er sein 30mm- Fernrohr aus dem Schrank und wir bauten es im Gar- ten auf. Er sagte zu mir: »Komm, wir stellen den hellen Stern dort im Süden ein, das ist Saturn und da kann man die Ringe sehen.« Gesagt getan, und tatsächlich sahen wir ein ovales Etwas. Ich war davon so begeistert, dass ich mir zu Weih- nachten auch ein Fernrohr wünschte, und ich bekam einen kleinen Refraktor mit 60mm Öff nung. Vier Jah- re später kauft e ich mir ein 110mm-Spiegelteleskop mit 900mm Brennweite von BOB-Optic. Von nun an ging’s bergauf. Bei M 13 konnte ich Ein- zelsterne erkennen, die Planeten zeigten Oberfl ächen- details. Mit Komet West begann mein Interesse an der Astrofotografi e und durch meine Ausbildung als Fein- mechaniker baute ich mir meine erste Montierung mit motorischer Nachführung. Seit dieser Zeit schwanke ich zwischen der Foto- grafi e, der visuellen Beobachtung und dem Montie- rungsbau. Gleichzeitig begann meine Leidenschaft , in den Alpen (möglichst hoch oben) zu beobachten, die bis heute ungebrochen ist. Heute sind meine liebsten Der Nordamerikanebel NGC 7000, FFC 940 f/3,2, STL-11000M CCD-Kamera, 35min Beobachtungsgeräte ein 400/2800-Newton und ein (Hα), 25min (G), 25min (B). 250/1425-Newton, den ich vor 25 Jahren zusammen mit meinem Freund Rainer Gröbel gebaut habe. Astro- fotografi sch habe ich zwei Lichtenknecker Flatfi eld-Ka- meras mit 760mm und 940mm Brennweite im Einsatz. Beide Kameras habe ich temperaturkompensiert und auf die Verwendung von 4"×5"-Planfi lm bzw. CCD- Kameras umgebaut, denn vor drei Jahren hat mich das CCD-Virus erwischt. Eine ST10-XME / STL-11000M Kamera eröff net gegenüber der chemischen Fotografi e eine ganz neue Dimension und ich bin gespannt, wie weit uns die CCD-Technik noch führen wird. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

Der Hantelnebel M 27, FFC 760 f/4,0, ST10 XME CCD-Kamera, NGC 2264 mit dem Konusnebel, FFC 940 f/3,2, STL-11000M CCD-Kamera, 35min (Hα), 8min (R), 8min (G), 8min (B). 35min (G), 25min (B).

72 interstellarum 38 FRED

Die Plejaden M 45, FFC 940 f/3,2, STL-11000M CCD- Kamera, 25min (R), 25min (G), 25min (B). Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

IC 434 mit Pferdekopfnebel, FFC 940 f/3,2, STL-11000M CCD-Kamera, 35min (Hα), 25min (G), 25min (B).

interstellarum 38 73 Sternfreund-Service

Produktspiegel – Neues vom Hersteller

Teleskop-Service: Handschuhe Baader Planetarium: für Amateurastronomen 10Micron Montierung

Passend zur Winterzeit bietet der Mün- Eine neue schwere deutsche Mon- chener Astrohändler Handschuhe an, die tierung ist bei Baader Planetarium er- einige für Sternfreunde nützliche Eigen- hältlich: Die 10Micron-Montierung wiegt schaften besitzen. Ein Bund am Gelenk 25kg und trägt nach Herstellerangaben verhindert das Eindringen von Schnee bis zu 50kg Instrumentenlast. Innovativ und Kälte. Die Umhüllung der Finger- ist die integrierte QCI-Goto-Steuerung, kuppen und auch des Daumens ist um- die mit einem Joystick bedient wird. Die klappbar und haftet mit einem Klettband Montierung ist auch komplett fernsteu- auf der Handrückseite. Somit können erbar. Ein passendes schweres Stativ ist auch Feingefühl erfordernde Arbeiten zusätzlich im Angebot, es lässt sich zwi- wie das Bedienen einer Kamera oder der schen 100cm und 160cm Höhe verstellen Die Klappe wird mit einem Hebel bewegt, Filter- bzw. Okularwechsel erledigt wer- und trägt 100kg bei 25kg Eigengewicht. der sich zur Seite wegdrehen lässt und so den – ohne dass die Handschuhe jedes Zum Zubehör der Montierung gehören nicht die Sicht behindert. Verschiedene Mal aus- und wieder angezogen werden ein Polsucherfernrohr, Gegengewichte, Größen und Ausführungen können reali- müssen. Abdeckhaube sowie Transporttaschen. siert werden.

Gerd Neumann: schwerer Okularauszug

Als Antwort auf die immer größeren CCD-Kameras bietet Gerd Neumann einen besonders stabilen Okularauszug an, der bis zu 15kg Zuladung erlaubt. Das dickwandige Innenrohr aus rostfreiem Edelstahl wird von sechs verspannten Kugellagern geführt, eine Durchbiegung Celestron: Das wird so verhindert. Ein Schrittmotor be- NexImage-Paket wegt über eine einstellbare Gewinde- spindel das Innenrohr mit einer Genau- Ein Komplettpaket für Einsteiger in igkeit von weniger als 1/100mm. So ist die Webcam-Fotograﬁ e hat Celestron ge- auch an sehr lichtstarken Instrumenten schnürt. Mit dabei ist die ﬁ rmeneigene eine präzise Fokussierung möglich. Dank NexImager-Kamera mit einem 640×480 des großen freien Durchlasses von 67mm Pixel großen Sony HAD-CCD-Chip und T.Z.M.: Sternwarten erzeugt der Auszug auch bei großen Sen- 1¼"-Okularanschluss mit integriertem Fil- mit Rundumsicht soren und an lichtstarken Systemen kei- tergewinde. Mit dazu gehört die Auswer- ne Vignettierung. Der Fokussierweg von tesoftware Re- Teleskope, Zubehör & mehr stellt ein 15mm reicht für die Scharfstellung aus, gistax, die das neues Sternwartensystem mit Rundum- größere Abstände können durch ent- aufgenommene sicht vor. Durch die abgesenkten Wände sprechende Zwischenringe überbrückt Video in Einzel- und die Klappe hat man in drei Richtun- werden. bilder zerlegen gen freie Sicht bis zum Horizont. Das Fun- Das Fokussieren erfolgt entweder ma- kann und die- dament wird entweder als Platte oder als nuell über den Handcontroller, auf des- se bearbeiten Punktfundament nach Plan in Eigenleis- sen Display die aktuelle Position ange- lässt. Voraus- tung erstellt. Darauf erfolgt die »schlüssel- zeigt wird, oder vom Computer über setzung ist ein fertige« Montage: Ausschnitte für Säulen die eingebauten PC oder Laptop oder Stative werden ebenso berücksich- Schnittstellen mit Betriebssys- tigt wie ein Computerarbeitsplatz, Abla- (seriell und USB).

tem Windows geﬂ ächen und Regale. Die Oberﬂ ächen- Die volle ASCOM- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. 98 oder höher behandlung und die Dacheindeckung Kompatibilität sowie ein USB- erfolgen in der Wunschfarbe. Das Dach gewährleistet Anschluss. Das ist isoliert und lässt sich sturmsicher ver- eine problemlo- Paket kommt riegeln. Die halbrunden Laufschienen ver- se Ansteuerung mit ausführlicher deutscher Bedienungs- hindern, dass sich Schnee oder Laub ab- von allen gän- anleitung und einem Tutorial für die Re- lagert. Durch ein Rollensystem lässt sich gigen Program- gistax-Software. das Dach leicht mit einer Hand fahren. men aus.

74 interstellarum 38 Sternfreund-Service

Rezensionen – Neu auf dem Markt

Astronomische Reiseziele für unterwegs

Sehenswerte Schauplätze der Astrono- Durch die Beschränkung auf z.B. 15 Ob- mie fi ndet man an vielen Orten der Erde. servatorien im deutschsprachigen Raum Trotzdem sind viele Amateurastronomen bleibt ausreichend Raum, um Geschich- überrascht, wenn sie bei einer Urlaubs- te, Instrumentierung, Forschungsschwer- reise ein großes Observatorium, ein be- punkte, aktuelle Aktivitäten und auch deutendes Museum oder ein Denkmal meteorologische Bedingungen zu por- der Astronomiegeschichte erblicken. Oft traitieren. Die Texte zeichnen sich durch fehlen dann Zeit oder Gelegenheit, die hohen Informationsgehalt und gute Re- Sehenswürdigkeit zu besichtigen, denn cherche aus, sind trotz vieler Details man kennt weder Öffnungszeiten noch kurzweilig und interessant. Platz für Ab- Ansprechpartner. bildungen bleibt trotz der ausführlichen Der astronomie- und reisebegeisterte Texte, so dass sich der Leser zu fast jedem Autor Volker Witt nimmt sich dieses Pro- Objekt auch einen visuellen Eindruck ver- blems an und stellt in seinem Buch be- schaffen kann. kannte astronomische Schauplätze und Selbstverständlich wird der eine oder Sehenswürdigkeiten vor. Das Buch hat andere Leser ein ihm wichtiges Reiseziel daher den Charakter eines thematischen vermissen, dies ist bei dem 330-seitigen Volker Witt: Astronomische Reiseziele für un- Reiseführers, der sich geographisch ge- Umfang des Reiseführers unvermeidbar. terwegs, Sternwarten, Museen und Schauplät- ordnet zunächst Deutschland, Österreich Zu jedem vorgestellten Objekt fi nden sich ze der Astronomie, Elsevier GmbH, Spektrum und Schweiz, Frankreich und Italien, dann Adresse und Kontaktdaten, Öffnungs- Akademischer Verlag München 2004, 334 S. mit weiteren europäischen Ländern, USA, Ka- zeiten und Anmeldemodalitäten, Koor- zahleichen farbigen Abbildungen, ISBN 3-8274- nada und Chile zuwendet. Historische dinaten und Anfahrtsbeschreibung ver- 1414-8, 30,00 €. Sternwarten, Museen und historische zeichnet. Bei vielen Observatorien gibt Stätten, Observatorien aus Stein und der Autor zusätzliche Informationen über Interesse weckt und eine Fülle von Infor- Impaktkrater werden danach gesondert diejenigen Bereiche, die besichtigt wer- mationen bereithält. Es bleibt zu wün- vorgestellt. den können. Das hilft, Enttäuschungen schen, dass das Buch durch regelmäßige Es ist ausgesprochen erfreulich, dass bereits im Vorfeld zu vermeiden. Nachaufl agen auch künftig aktuell gehal- Volker Witt nicht der Versuchung erlag, zu Volker Witts Buch ist ein wirklich ge- ten wird. viele Objekte in das Buch aufzunehmen. lungener astronomischer Reiseführer, der Thomas Rattei

Win-Eclipse

Die totale Sonnenfi nsternis vom 11.8.1999 ist schon lange Geschichte, doch laufen schon die Vorbereitungen für die nächsten Sonnenfi nsternisexpeditionen auf Hoch- touren. Gut zu wissen ist der Verlauf des Schattenwurfes über die Erdkugel, welche Länder kommen zur Beobach- tung in Frage. Einen schnellen Überblick verschafft das Programm Win-Eclipse von Heinz Scisibrany. Dieses kleine Freewaretool sorgt hier für einen schnellen Überblick. Wahlweise als Groundtrack oder auch als Animation kann man sich hier den Finsternisverlauf anzeigen lassen. Aber auch wer die Sichtbarkeitsbedingungen für die nächste Mondfi nsternis sucht, der wird mit diesem Pro- gramm seine Freude haben. Es wird nicht nur der Sicht- barkeitsbereich angezeigt, sondern es kann auch für jeden beliebigen Ort im Sichtbarkeitsbereich das Aussehen

und der Verlauf der Finsternis angezeigt werden. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Das Programm ist auf allen Windows-Plattformen lauf- fähig und besteht nur aus einem kleinen ZIP-Archiv mit 632 Kilobyte Größe. Dieses muss nur entpackt werden und schon kann es benutzt werden. Es ist keine Instal- lation nötig. André Wulff Download home.ccc.at/heinzscs/

interstellarum 38 75 Sternfreund-Service

Termine für Sternfreunde M Messe

Januar bis April 2005 T Teleskoptreffen

F Fachtagung

J Jugendlager

16.4.: 3. Praktischer astronomischer S Sternwartenfest 26.3.–3.4.: 28. Astronomisches Samstag in Bentheim Abenteuercamp (AAC), Mühle Wissel LChristoph Lohuis, 0594/990904, bei Kalkar am Niederrhein [email protected], www.avgb.de LVolker Heesen, 0234/3223448, [email protected], www.sternwarte-moers.de/Leistungen/ AAC/aac.html.

29.4.–1.5.: Deep-Sky-Treffen (DST),

F Hotel Sonnenblick bei Bebra, Hessen LJens Bohle, Frankenstr. 6, D-32120 Hiddenhausen, [email protected], www.fachgruppe-deepsky.de. J

M F F

23.4.: 30. Würzburger Frühjahrstagung, F Hörsaal des Physiologischen Instituts, 19.2.: 5. Astronomietreff Röntgenring 9, D-97070 Würzburg. Hückelhoven (ATH), Aula des LPeter Höbel, Im Föhrenwald 35, D-91054 Gymnasiums Dr.-Ruben-Str Erlangen, [email protected] L www.geocities.com/ath_ astro_hueckelhoven.

18.–20.3.: 24. Frühjahrsseminar des Arbeitskreises Meteore e. V., Physikzentrum Bad Honnef. LIna Rendtel, Mehlbeerenweg 5, D-14469 Potsdam, 0331/520707, ina. [email protected], www.meteoros.de.

Kleinanzeigen

Verkaufe folgendes Gerät aus zeitlichen Gründen: gengewicht), ein paar Bücher, die ich noch besitze guter Zustand, VHB 2300,– € • Emil Pallos, Tel.: 1× Celestron C8 (ohne Kratzer oder ähnlichem) (Himmelsatlas, drehbare Sternkarte u.s.w). Habe 06732/3173, E-Mail: [email protected] mit einem Standard 6×30 Sucher und einem origi- alles zusammen vom Wolﬁ Ransburg für 1800,– € nal Celestron 8×50 Sucher, 1× Transportkoffer für Verkaufe gut erhaltenes Alt 7AD Achsenkreuz mit vor einem Jahr erstanden, alles in 1A Zustand, VHB Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Rusche Steuerung einschließlich RC Schnittstelle, 3 den Tubus, 1× SP-DX neuwertig mit hochwertigem 1400,– € • Christian Schmatz, Tel.: 08638/5981, E- Stahlgewichte (zusammen 35 kg), in Hochgenauig- Holzstativ (ähnlich dem Baader Holzstativ und das Mail: [email protected] kostet fast 400 Euro), 2× Polsucherbeleuchtung keitsausführung, 6500,– € • TMB 80/600 Apo für die Montierung, 2× MT-1 Motoren, 1× Lumicon Verkaufe MEADE LX200, f/10, Komplettaustattung, mit Feather Touch Focuser 1/10 Untersetzung Easy Guider, 1× Vixen LV 15mm, 1× Celestron mit Wedge, Okulare, 2× Barlow, Amici Prisma, einschließlich breiter Klappschelle mit Fotogewin- Ultima 30mm, 1× 5kg zusätzliches Gegengewicht Okularreducer, u.v.a, Filtersatz, Glas Sonnenﬁ lter, 2 de, 1495,– € • Wolfgang Lille, Tel.: 04144/606996, (5kg schon vorhanden, also insgesamt 10kg Ge- Piggyback Kamera Adapter, Stativ, Tragekoffer, sehr [email protected] (Angaben ohne Gewähr)

76 interstellarum 38 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 38 77 Sternfreund-Service

Vorschau interstellarum 39 ab 18.3.2005 im Handel

Großferngläser im Vergleich Teil 1: Geräte mit 80mm Öffnung

CCD-Fotograﬁ e aus der Stadt Tricks gegen die Lichtverschmutzung

Deep-Sky visuell Proto-Planetarische Nebel

Autoguiding mit CCD-Kameras Off-Axis-Methodik und geeignete Kameras

Lichtverschmutzung Filter für die Digitalfotograﬁ e

Peter Wienerroither

Impressum

Verlag Redaktion Manuskripte öffentlichungen bereits eingesandter Oculum-Verlag, Westliche Stadt- Ronald Stoyan (-rcs), Susanne Fried- beachten Sie unsere Hinweise Materialien sind gesetzlich für den Zeitraum eines Jahres nach Abdruck mauerstr. 30a, D-91054 Erlangen, rich (-sf), Stephan Schurig, (-ssg), auf www.interstellarum.de/ untersagt (§ 2-1 Verlagsgesetz) – wir [email protected], www.oculum.de Frank Gasparini (-fg), Matthias Gräter autorenhinweise.asp bitten um Beachtung. (-mg), [email protected] Abo-Service Copyright/Einsendungen Bitte informieren Sie uns, ob Ihre Tel.: 09131-970694, Fax: -978596, Ronald Stoyan: Chefredaktion Für eingesandte Beitrage, insbeson- Beiträge schon an anderer Stelle ver- [email protected] Susanne Friedrich: Lektorat dere Fotos, überlassen Sie uns das öffentlicht worden sind. Stephan Schurig: Layout/Anzeigen Bezug Recht für einen einmaligen Abdruck. Wir behalten uns vor, bei der Bearbei- Frank Gasparini: Karten/Graﬁ ken Weitere Nutzungen in Büchern oder Jahresbezugspreise 2005 inkl. Zustel- tung Randpartien einer Aufnahme ab- Matthias Gräter: Repro CDs sind nicht gleichzeitig gegeben lung frei Haus: 37,80 € (D), 44,80 € zuschneiden und diese zu verkleinern/ € € und bedürfen der Genehmigung durch vergrößern, sowie orthograﬁ sche und (CH), 40,90 (A), 44,80 (Ausland), Mitarbeit den Autor. Ausgenommen davon ist erscheint zweimonatlich Anfang Feb., sprachliche Korrekturen vorzunehmen. Peter Friedrich, Béla Hassforther, der Abdruck ausgewählter Bilder in der Apr., Jun., Aug., Okt., Dez. Eingesandte Beiträge werden nicht Manfred Holl, Thomas Jäger, André Vorschau für die nächste Ausgabe und sinnentstellend verändert bzw. gekürzt Vertrieb Knöfel, Jürgen Lamprecht, Thomas im Internet auf www.interstellarum.de. ohne Einverständnis des Autors. Der Verlagsunion KG, Am Klingenweg 10, Rattei, Wolfgang Steinicke, Rainer Prinzipiell drucken wir nur unveröf- Verlag übernimmt keine Haftung für D-65396 Walluf Töpler, André Wulff fentlichte Fotos und Texte. Parallelver- unverlangt eingesandtes Material.

Leserhinweise Inserentenverzeichnis

Bildorientierung: Allgemein: Norden oben, Osten links; Planeten: Süden oben, APM Markus Ludes ...... 13 Astrotreff ...... 77 Kosmos Verlag ...... 53 vorangehender Rand links Datenquellen: Sonnensystem: Kosmos Himmelsjahr, Ahnerts Kalender für Astro-ServiceCenter ...... 79 Berlebach Stativtechnik ...... 53 MEADE ...... U4 Sternfreunde, Cartes du Ciel; Deep-Sky: Deep Sky Reiseführer, Astro Shop ...... U2 Engel EDV ...... 77 Oculum-Verlag ...... 70/71, 80 NGC/IC W. Steinicke, Deep Sky Field Guide R.A., Dekl.: äquatoriale Koordinatenangaben, Äquinoktium 2000.0 Astro!nfo ...... 36 Fachgruppe Deep-Sky ...... 77 Tele-Optic ...... 59 Helligkeiten: sofern nicht anders angegeben V-Helligkeit Astrocom ...... U3 Gerd Neumann ...... 65 Teleskop Service ...... 32 Deep-Sky-Objekte: DS (Doppelstern), OC (Offener Sternhaufen), PN (Planetarischer Nebel), GN (Galaktischer Nebel), Astronomie.de ...... 41 Grab Astrotech ...... 77 Farm Tivoli ...... 77 GC (Kugelsternhaufen), Gx (Galaxie), Qs (Quasar) Uranometria: es gelten die Seitenzahlen der Ausgaben vor 2001 Astrooptik Meier ...... 79 Hofheim Instruments ...... 39 Wissenschaft-Online ...... 64 Astrooptik von Bergen ...... 9 Intercon Spacetec ...... 4/5 Wolfgang Lille ...... 77 Autorenverzeichnis

Stefan Beck, Rilkeweg 4, 71101 Schönaich • Bernd Böhmer, Bresslauer Str. 14, 58455 Witten, Liebscher, Sonnenleithe 17, 91245 Simmelsdorf • Christoph Lohuis, Jahnstr. 3, 49828 [email protected] • Josef Büchsenmeister, Au 60, A-4351 Saxen, josef.romana@netway. Neuenhaus • Frank Meyer, Pingelshaeger Str. 94, 19057 Schwerin, [email protected] • Uwe at • Markus Dähne, Grafstr. 6, 82008 Unterhaching, [email protected] • Pilz, Pöppigstr. 35, 04349 Leipzig, [email protected] • Thomas Rattei, Winterbergstr. Ullrich Dittler, Dorfstr. 1, 79595 Rümmingen • Wolfgang Düskau, Troppauer Str. 11, 84478 73, 01237 Dresden • Gerald Rhemann, Linzerstr. 372/1/6, A-1140 Wien • Johannes Schedler, Waldkraiburg • Torsten Edelmann, Habichtstr. 68, 86899 Landsberg am Lech • Peter und Am Schlossberg 6, A-8410 Wildon • Martin Schoenball, Welschhufer Str. 69, 01728 Bannewitz,

Susanne Friedrich, Hoheberg 29, 85309 Pörnbach, [email protected] • Béla Hassforther, [email protected] • Stefan Seip, Landauerstr. 24, 70499 Stuttgart, [email protected] • Rainer Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Ringstr. 27, 69115 Heidelberg, [email protected] • Manfred Holl, Friedrich-Ebert-Damm Töpler, Zaisenweg 6, 73614 Schorndorf, [email protected] • Sebastian Voltmer, Metzer 12a, 22049 Hamburg, [email protected] • Martin Huwiler, Schlimbergstr. 19, CH-8802 Str. 65, 66117 Saarbrücken, [email protected] • Wilfried Wacker, Elsa-Brändström-Str. 6, Kilchberg ZH, [email protected] • Thomas Jäger, Kriemhildstr. 10, 90513 Zirndorf • 48565 Steinfurt, [email protected] • Mario Weigand, Langener Str. 88, 63073 Offenbach, Michael Jäger, Seibererstr. 225, A-3610 Weißenkirchen • Matthias Juchert, Neuhäuser Str. 22, [email protected] • Heinrich Weiß, Eichenweg 3, A-3163 Rohrbach/Gölsen, hein. 14797 Lehnin • André Knöfel, Habichtstr. 1, 15526 Reichenwalde, aknoefel@minorplanets. [email protected] • Klaus Wenzel, Hamoirstr. 8, 63762 Großostheim • Peter Wienerroither, de • Bernd Koch, Hauptstr. 3a, 57636 Sörth • Erich Kopowski, Tempelhofer Str. 81, 45661 Ziegelteichgasse 1, A-2331 Voesendorf • Andre Wulff, Gluckstr. 18a, 22081 Hamburg, Recklinghausen • Stefan Kunz, Postfach 1126, 06471 Quedlinburg, stephan.kunz@t-online. [email protected] de • Arndt Latusseck, Lützowstr. 5, 31141 Hildesheim, [email protected] • Bernd

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