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www.vds-astro.de ISSN 1615-0880 III/2009 Nr. 30 Zeitschrift der Vereinigung der Sternfreunde e.V. Bildnachweis: Baader Planetarium Erste Erfahrungen mit DADOS 33

Spuk auf Tivoli? 46

Dämmerungsfarben durch Vulkanstaub Schwerpunktthema 55 Spektroskopie [email protected] • www.astro-shop.com Tel.: 040/5114348 • Fax: 040/5114594 Eiﬀestr. 426 • 20537 Hamburg

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Liebe Mitglieder, liebe Sternfreunde,

In der Nacht vom 18. auf 19. Februar Apropos leisten. Die VdS hat sich auch 1992 entdeckte Peter Collins aus Boul- etwas geleistet und dem „Journal für der, Colorado, (USA) im Schwan einen Astronomie“ ein moderneres Layout ge- neuen Stern. Einige Tage später war gönnt. Wenn es Ihnen gefällt (oder auch klar: Hierbei handelt es sich um eine nicht, was wir gar nicht glauben mögen), Nova, den Helligkeitsausbruch eines bis- können Sie uns gerne schreiben. her lichtschwachen Sterns. Nachdem die Meldung auch nach Deutschland vorge- Die „100 Stunden Astronomie“ und der drungen war, nahmen wir Stern freunde „Astronomietag 2009“ haben einen neuen an der Volks stern warte Schriesheim den Besucherrekord verzeichnet. Über den damals noch neuen „Blaze-Gitter-Spekt- Sommer darf etwas Luft geholt werden, rographen“ erstmals ernsthaft in die Hand dann folgt der Endspurt. Zahlreiche Ver- und wollten schauen, ob man von dieser anstaltungen sind deutschlandweit an- Nova auch Spektren gewinnen kann. Die gekündigt, und sogar eine Neuauflage Ausrüstung damals bestand – immerhin – der „100 Stunden Astronomie“ wird vom aus einer SBIG ST4-CCD-Kamera und ei- IYA-Organisationskomitee in Erwägung nem 150-mm-Maksutov-Astrographen. gezogen. Über kurzfristige Entwicklun- gen werden wir Sie online unter www. In den Tagen und Wochen danach wur- vds-astro.de auf dem Laufenden halten. den von der Nova, die maximal 4,4 mag (!) erreichte, zahlreiche Spektren aufgenom- Mit diesem Heft erhalten Sie die offizielle men. Leider konnte auf dem kleinen Chip Einladung zur VdS-Tagung und Mitglie- der ST4 das Spektrum nicht zusammen derversammlung vom 2. bis 4. Oktober in mit der „Nullten Ordnung“ aufgenommen Jena. Nutzen Sie die Gelegenheit für ei- Unser Titelbild: werden, um das Spektrum zu eichen. So nen Wochenendausflug in die Optikstadt Komet Lulin bei Regulus und der Zwerg- wurden zwar viele Aufnahmen gemacht, Jena – eine wirklich lohnende Reise! galaxie Leo I. Michael Manthey und wir freuten uns über das Auftauchen von Gert Geissler belichteten am 25. Februar Emissionslinien, aber die Bilder landeten Viele lehrreiche und unterhaltsame Stunden 2009 mit einem 8“ f/2,75 ASA-Teleskop im Archiv und sind heute leider nicht mit diesem VdS-Journal wünscht Ihnen und EOS 5D bei ISO 6400 15, 30 und 45 mehr verfügbar. Sekunden. Ihr Aufnahmeort war der 3100 hohe Gorner- Was wären wir damals über eine Fach- grat in den Walliser Alpen/Schweiz. gruppe Spektroskopie in der VdS froh gewesen! Leider gab es diese Fachgruppe Sven Melchert noch nicht. Sie wurde erst im Herbst 1992 am Rande der Bochumer Herbsttagung von Ernst Pollmann gegründet. Mittler- weile zählt sie zu den aktivsten Fach- gruppen der VdS und bestreitet in diesem Heft das Schwerpunktthema. Es ist span- nend zu lesen, was der Amateur astronom heutzutage an spektrosko pischen Beob- achtungen zu leisten vermag!

VdS-Journal Nr. 30 2 Inhalt

SCHWERPUNKTTHEMA: SPEKTROSKOPIE Konstruktion und Entwicklung eines Echelle-Spektrographen 22

VdS-FACHGRUPPE ATMO- SPHÄRISCHE ERSCHEINUNGEN Ungewöhnliche Dämmerungsfarben durch Vulkanasche 55

1 EDITORIAL 44 Meine Astrofotografie in der Eifel NACH REDAKTIONSSCHLUSS 46 Spuk auf Tivoli 4 Aktuelles zum Jahr der Astronomie VDS-FACHGRUPPE ATMOSPHÄRISCHE ERSCHEINUNGEN 52 Himmelspolarisation während der Sonnenfinsternis am 1. 8. 2008 SCHWERPUNKTTHEMA: SPEKTROSKOPIE 6 Neues aus der Fachgruppe Spektroskopie 55 Ungewöhnliche Dämmerungsfarben durch Vulkanasche 6 Reduktion spaltloser Flash-Spektren VdS-FACHGRUPPE COMPUTERASTRONOMIE 58 Resonanzen im äußeren Sonnensystem – Teil 1 9 Massentransfer im Binary-System VV Cep 61 Filter-Vergleichs-Programm FiKam 14 Spektroskopische Messung der Bahn von Doppelsternen VdS-FACHGRUPPE DEEP-SKY 63 Neues aus der Fachgruppe Deep-Sky Beobachtung 18 Einfache Spektroskopie mit einem Prisma VdS-FACHGRUPPE GESCHICHTE 22 Konstruktion und Entwicklung eines 63 Neues aus der Fachgruppe Geschichte Echelle-Spektrographen 64 Simon Marius – Leben und Werk 26 Beobachtung der Radialgeschwindigkeitsperiode des Be-Sterns Gamma Cassiopeiae 67 Max Wolfs Beobachtungen des Kometen Holmes 1892 30 SpecRaVE – ein Gemeischaftsprojekt der Fach- gruppen Computerastronomie und Spektroskopie VdS-FACHGRUPPE STERNBEDECKUNGEN 69 Die Jahreskonferenz „ESOP XXVVII“ der 32 Einsteigerkurse Astrospektroskopie – Rück- und Fachgruppe Sternbedeckungen Ausblicke 70 Sonnenstrahlen im Kiselevka-Tal – eine erfolgreiche 33 Erste Erfahrungen mit DADOS Expedition der IOTA/ES 35 Spektroskopische Beobachtungen auf der Sonne VdS-FACHGRUPPE JUGENDARBEIT 74 Herzlichen Glückwunsch der VEGA zum Geburtstag! 38 Spektren machen, aber wie? 75 Die Arecibo-Botschaft – ein Änderungsvorschlag aus der AG Exoplaneten und -biologie, ASL 2008 FACHGRUPPENBEITRÄGE VdS-FACHGRUPPE KLEINE PLANETEN VdS-FACHGRUPPE ASTROFOTOGRAFIE 77 Die Entdeckung des NEOs 2009 CV 42 Zwei Jahre „Astromotiv des Monats“: Da finden Sie Ihre Infos! 79 Kosmische Begegnungen

VdS-Journal Nr. 30 Inhalt 3

VdS-FACHGRUPPE: JUGENDARBEIT Die Arecibo-Botschaft 75

VdS-FACHGRUPPE: GESCHICHTE Max Wolfs Beobachtungen des Kometen Holmes 1892

VdS-FACHGRUPPE: ASTROFOTOGRAFIE 67 Spuk auf Tivoli NACH REDAKTIONSSCHLUSS 46 Aktuelles zum Jahr der Astronomie 4

VdS-FACHGRUPPE KOMETEN VdS-NOSTALGIE 81 Neues aus der Fachgruppe Kometen – Ein neuer 101 Das war´n noch Zeiten Fachgruppenleiter ZUM NACHDENKEN 81 Komet 144 P/Kushida trifft Kleinplanet (3629) 104 Vom Aussterben bedroht – der Homo Sapiens Lebendinskij neben PGC 12717 Astronomicus – eine kleine Denkschrift

83 Von NEOCP zu LINEAR VORSCHAU 105 Himmelsvorschau Juli 2009 VdS-FACHGRUPPE METEORE 84 Der so genannte „Kelten-Killer-Komet“ – Gab es 106 Himmelsvorschau August 2009 einen Kometeneinschlag im Chiemgau? 107 Himmelsvorschau September 2009 86 Schweif, Nachleuchten und was sonst einem Meteor folgt … 108 M wie Messier

VdS-FACHGRUPPE PLANETEN 112 Teleskope in der ägyptischen Wüste – eine Fata 89 Venusbedeckung durch den Mond am 1.12.2008 Morgana?

90 UV-Venus im UV-Licht und im nahen IR 114 Vorschau auf astronomische Veranstaltungen

VdS-FACHGRUPPE VERÄNDERLICHE STERNE 115 Urlaubswoche und Veränderlichenbeobachtung 2009 91 Bericht zur 5. Veränderlichen-Beobachtungswoche an der VdS-Sternwarte in Kirchheim 116 Himmelshelligkeit messen

VdS-NACHRICHTEN 93 Wir begrüßen neue Mitglieder HINWEISE 94 Das Jahr der Astronomie 2009 – Die Auftakt- Veranstaltung in Paris 8 Inserentenverzeichnis

41 Impressum 96 Einladung zur 29. VdS-Tagung und Mitglieder- versammlung in Jena vom 2.-4. Oktober 2009 117 Gibt es Neuigkeiten

Komet im Vorgarten 97 29. VdS-Tagung in Jena, Tagungsprogramm 117 118 Hinweise für Autoren 98 Leserbrief zu „Heinz Haber – eine Kurzbiographie“ 118 Erratum 98 Leserbrief zum Astronomischen Jahr 2009 119 VdS-FG-Redakteure

VdS VOR ORT/TAGUNGSBERICHTE 119 VdS-FG-Referenten Rückblick auf den 6. PaS – Praktischer astronomi- 99 Autorenverzeichnis scher Samstag 120

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Journal Nr. 30 4 Nach Redaktionsschluss

Aktuelles zum Jahr der Astronomie

von Sven Melchert

1 Das Weltraumteleskop im Diens- te des IYA: Aus 140.000 abgegebenen Stimmen ging das Motiv der Galaxien- gruppe Arp 274 (NGC 5679) als Sieger hervor und wurde von Hubble Anfang April fotograﬁert.

mit dem 25 Meter durchmessenden Mo- dell des Mondes; bis zum 10. Januar 2010 wird diese Ausstellung zu besichtigen sein. Die Planetariumsshow „Augen im All – Vorstoß ins unsichtbare Univer- sum“ soll ab Anfang/Mitte Mai in so gut wie allen deutschen Planetarien zu sehen sein [4]. Parallel finden zahlreiche lokale Ausstellungen und Events statt. Diese alle zu nennen, würde den Rahmen des Ein erstes Highlight im Jahr der Astro- zen), und Planet Jupiter ist im Steinbock Journals sprengen, so sei jedem empfoh- nomie (IYA) ist nun passé: Vom 2. bis 5. abends gut zu beobachten. Dann endlich len, sich auf [5] über aktuelle Veranstal- April fanden die weltweiten „100 Stun- wird man den Besuchern die Beobach- tungen zu informieren oder bei seiner den Astronomie“ und im Rahmen die- tungen Galileo Galileis der Jupitermonde nächstgelegenen (Volks-)Sternwarte vor- ser Aktion auch die Astronomietage in live zeigen können! Auch Uranus und beizuschauen. Deutschland und der Schweiz statt. Wenn Neptun werden am Abendhimmel vertre- Die VdS wünscht allen Sternfreunden ein auch das große Medienecho bisher aus- ten sein. weiterhin sehr erfolgreiches Jahr der As- geblieben ist, so konnten zum Astrono- tronomie – und vor allem reichlich gutes mietag doppelt so viele Besucher regis- Beobachtungstipps Juli – September Wetter! triert werden als in den Vorjahren – ein Die Broschüre „Jahresprogramm zum toller Erfolg! Das alljährliche Feuerwerk- Jahr der Astronomie“ war leider kurz Internetlinks spektakel „Rhein in Flammen“ wurde in vor dem Astronomietag vergriffen. Zwi- [1] http://www.youtube.com/ diesem Jahr mit dem IYA verbunden. Ein schenzeitlich konnte dank Sponsoren ein watch?v=8o5yatIxdtY Sternfreund hat die Show gefilmt und Nachdruck in die Wege geleitet werden. [2] http://hubblesite.org/newscenter/ar- seine Aufnahmen unter YouTube [1] ver- Wer Broschüren bestellt hatte, wird diese chive/releases/2009/14/image/a/ öffentlicht. noch vor dem Lesen dieser Zeilen erhal- [3] http://www.gasometer.de Vom 1. bis 2. April hatte das Hubble- ten haben; alle anderen mögen jetzt zu- [4] http://www.planetariumshow.eu Weltraumteleskop den Sieger der Abstim- greifen, so lange der Vorrat reicht. [5] http://www.astronomie2009.de mung „You decide“ („Sie entscheiden“) Ende Juli steht der Beginn der Verfins- zum Jahr der Astronomie fotografiert. Mit terung des Veränderlichen ε Aurigae auf 2 Der Weltraum (fast) zum Greifen 67.021 von 140.000 abgegebenen Stim- dem Programm. Anfang August wird es nah: Am 1. April wurde die Ausstellung men gewann die Galaxiengruppe Arp 274 hektisch: In der Nacht vom 3. auf 4.8. „Sternstunden – Wunder des Sonnen- (NGC 5679) den Wettbewerb. Das beein- bedeckt Jupiter den 6,4-mag-Stern 45 systems“ im Gasometer in Oberhausen druckende Ergebnis von Hubbles Bemü- Capricorni, und in der Nacht vom 5. auf eröffnet. hungen zeigt Abbildung 1 [2]. 6.8. wird eine Halbschattenfinsternis des Mondes zu beobachten sein (Maximum Die „100 Stunden Astronomie“ um 2:40 Uhr MESZ). Ende September nä- werden wiederholt hert sich der Kleinplanet 1998 FW4 bis Bei Redaktionsschluss dieses Journals auf 0,022 AE (3,3 Mio. km) der Erde und war es noch nicht zu einhundert Prozent wird dann mit 14 mag vergleichsweise sicher, aber alle Zeichen deuten darauf hell leuchten. hin, dass es vom 23. bis 24. Oktober wieder eine Beobachtungsaktion geben soll. Was man nicht verpassen sollte Der 24. Oktober ist ein Samstag. An die- Die Ausstellung „Sternstunden – Wun- sem Abend steht der Mond kurz vor dem der des Sonnensystems“ im Gasometer ersten Viertel (allerdings tief im Schüt- Oberhausen [3] beeindruckt besonders

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Journal Nr. 30 6 Schwerpunktthema: Spektroskopie

ter Goretzki erforscht die Sonne unter Neues aus der Fachgruppe spektroskopischen Gesichtspunkten. Eine Orientierungshilfe zu den Geräten und Spektroskopie Verfahren der Spektroskopie bietet der Artikel von Thomas Hunger. Den auch von Thomas Hunger und Ernst Pollmann zunehmend für den Amateur interessanten Echelle-Spektrographen stellt Tobi- as Feger anhand eines Selbstbaus vor. Die VdS-Fachgruppe Spektroskopie, ge- dern der Fachgruppe brachte folgendes Urs Flükiger aus der Schweiz berichtet gründet 1992 [1], gestaltete im Jahr 2004 Ergebnis: über die Einsteigerseminare, die von der schon einmal einen Themenschwerpunkt Fachgruppe seit 2008 angeboten werden. im VdS-Journal für Astronomie [2]. Seit Sprecher der Fachgruppe: Ernst Pollmann schreibt über mehrjähri- dieser Zeit hat sie sich bis heute zu einer Ernst Pollmann ge spektroskopische Beobachtungen am der aktivsten Fachgruppen entwickelt. Vertreter: Doppelsternsystem VV Cephei. Abgerun- Hat Ernst Pollmann noch 1997 fest- Thomas Hunger, Lothar Schanne. det werden die Beiträge des vorliegen- gestellt, dass „die Astro-Spektroskopie den Journals mit der Beschreibung des stiefmütterlich in der bundesdeutschen Derzeit (Stand Ende Januar 2009) besteht Gemeinschaftsprojektes „SpecRaVE“ der Astroszene“ behandelt wird [3], so kön- die Fachgruppe aus 62 angemeldeten VdS-Fachgruppen Computerastronomie nen wir heute erfreut feststellen, dass Mitgliedern. Das von der Fachgruppe be- und Spektroskopie durch Roland Bücke. die Astro-Spektroskopie inzwischen mit triebene Online-Forum hat sogar insge- wachsendem Interesse in der bundes- samt 139 Mitglieder, womit das Interesse Alle Autoren des Schwerpunktthemas deutschen amateurastronomischen Szene der Amateurastronomen am Thema As- wünschen Ihnen viel Freude beim Lesen wahrgenommen wird. trospektroskopie noch deutlicher doku- der Artikel. Möglicherweise gelingt es mentiert wird. uns ja damit, auch Ihr Interesse an der In der rasant anwachsenden Gruppe gab Astrospektroskopie zu wecken. Das wür- es in der jüngeren Vergangenheit gewisse Mit dem vorliegenden Schwerpunktthe- de uns freuen – nehmen Sie einfach Kon- kommunikative Missklänge. Das ist aber ma möchten wir aktuelle Entwicklungen takt zur Fachgruppe auf, etwa über die wohl als normal anzusehen, wenn eine aufgreifen und interessante Themenbe- FG-Webseiten [4]. dynamische Gruppe eine Grenzgröße reiche vorstellen. Dazu haben sich dan- überschreitet. Um die Arbeit in der Fach- kenswerterweise wieder viele Fachgrup- gruppe transparenter zu gestalten, wurde penmitglieder als Autoren große Mühe ein FG-Statut erstellt [4]. Damit wurden gegeben. So berichten Roland Bücke und Literatur: demokratische Strukturen geschaffen Lothar Schanne über Radialgeschwin- [1] E. Pollmann, SuW 2/93, 150 und zentrale Aufgaben innerhalb der digkeitsmessungen. Hier zeigt sich, dass [2] VdSJ 13 (2004); VdSJ 14 (2004) Fachgruppe klar deﬁniert. Die erstmals die „Amateurmittel“ mittlerweile pro- [3] E. Pollmann, VdSJ 1 (1997) 61 durchgeführte Wahl unter den Mitglie- fessionelles Niveau erreicht haben. Die- [4] http://spektroskopie.vds-fg.de Reduktion spaltloser Flash-Spektren

von Joachim Draeger

1. Einführung über die Ionen, welche in den verschie- Der Hintergrund B schwankt in Dispersi- Spektroskopische Beobachtungen kön- denen Bereichen der Sonnenatmosphäre onsrichtung eher großskalig, hauptsäch- nen helfen, die physikalischen Eigen- vorkommen, und so letztlich auch Aus- lich aufgrund der erdatmosphärischen schaften eines Objekts zu bestimmen. Die sagen etwa über die Temperaturen. Rayleigh-Streuung. Die Variationen quer totale Sonnenfinsternis am 21.06.2001 dazu finden dagegen auf bedeutend klei- ist ein Beispiel für ein solches Vorhaben. 2. Hintergrundsubtraktion neren Längenskalen Scale(.) statt, ver- Der Autor beobachtete dabei zusammen Eine wesentliche Aufgabe der Vorver- ursacht durch perspektivische Effekte mit M. Rudolf Chromosphäre und L- arbeitung ist die Entfernung des Hin- und den Unregelmäßigkeiten der aktiven Korona [11] der Sonnenatmosphäre mit tergrunds aus den Spektren. Leider ver- Sonne [3]. Für die sichelförmigen chro- einem spaltlosen Spektrographen [2]. Der sagen die sonst üblichen Methoden zur mosphärischen und ringförmigen koro- vorliegende Artikel beschreibt die Aufbe- Entfernung des Hintergrunds B (etwa nalen Linienbilder (d.h. dem Signal S) reitung der gewonnenen Spektren durch Subtraktion eines gefitteten Polynoms sind die Verhältnisse etwas komplizierter: Beseitigung des Hintergrunds und durch niedriger Ordnung [9]). Die unterschied- Im Zentrumsbereich des Spektrums gilt Isolierung der Emissionsliniensignaturen lichen Merkmale von Hintergrund B und in Dispersionsrichtung typischerweise mit Hilfe einer Kreuz-Korrelation. Die Signal S helfen uns, ein besser geeignetes Scale(S) << Scale(B), während quer dazu reduzierten Spektren gestatten Angaben Verfahren zu entwickeln. genau umgekehrt Scale(S) >> Scale(B)

VdS-Journal Nr. 30 Schwerpunktthema: Spektroskopie 7

ist. Scale(.) liefert hier also durchaus ein brauchbares Unterscheidungskriterium zwischen Hintergrund B und Signal S. Für die ‚Ränder’ des Spektrums gilt dies nicht unbedingt, was jedoch für unsere Zwecke vernachlässigbar erscheint.

Gemäß den vorangegangenen Feststel- lungen scheint ein Unsharp Masking zur Hintergrundsubtraktion gut geeignet zu Demonstration der Hintergrundsubtraktion am Beispiel des Spektrums aus sein. Das stark anisotrope Verhalten von 2 Abbildung 1. Man sieht links den Signalanteil des Rohspektrums und rechts B kann dabei durch Verwendung eines den Hintergrundanteil. Beide wurden sauber voneinander getrennt. Dadurch sind asymmetrischen Filterkerns berücksich- nun im Signalanteil mehrere Linienbilder sichtbar, die vorher nicht mit bloßen Auge tigt werden. In Dispersionsrichtung sollte erkennbar waren. Verfahrensbedingt fehlen von der ringförmigen koronalen Linie Fe der Filterkern etwa auf der Längenska- XIV 5303 im Signalanteil jedoch die Bogenstücke im Bereich des Spektren„randes“. la der Strukturen im Signal S arbeiten, während quer dazu eine Längenskala jekten als zweidimensionale Linienbil- lenlänge l gleichzeitig erfasst werden, nahe 0 angemessen erscheint [3]. Um der. Dies ermöglicht die Bestimmung andererseits der Detektor nur zweidi- das Auftreten von Negativitäten zu ver- von Parametern, welche Spaltspektro- mensional arbeitet. Anders ausgedrückt meiden, setzt man die negativen Anteile graphen nicht ohne weiteres zugänglich überlagern spaltlose Spektrographen also im Resultat des Unsharp Masking gleich sind, wie z.B. die Gesamtenergieabgabe die 1-dimensionalen Spektren von den Null. Als weitere Verbesserung kann in einzelnen Emissionslinien oder die verschiedenen Objektpositionen mitein- man das Unsharp Masking iterieren, Höhe der Emissionsregionen in der Chro- ander, wobei die relative Anordnung der um – anschaulich gesprochen – aus dem mosphäre. Außerdem lassen sich mit ei- Objektpositionen für jede Wellenlänge Ausgangsbild den Signalanteil vollstän- nem Spaltspektrographen Informationen erhalten bleibt. Das 3-parametrige Signal dig abzutrennen. Tatsächlich sind die so vergleichbaren Umfangs nur durch ein wird somit 2-dimensional als (y, x * l) re- erzielten Resultate sehr vielversprechend aufwendiges schrittweises Abtasten der gistriert. Adäquat nutzen lassen sich die (Abbildung 2). Objektfläche gewinnen. Diese Effizienz in einem spaltlosen Spektrum enthalte- spaltloser Spektrographen wird jedoch nen Informationen erst nach Separierung mit einer Faltung der in Dispersions- des Spektralsignals von dem Bildsignal. 3. Kreuz-Korrelation richtung liegenden Ortsdimension x mit Andernfalls wäre beispielsweise bereits Spaltlose Spektrographen registrieren der Wellenlänge l erkauft, da einerseits die Angabe der Wellenlänge und so die die Emissionen von flächenhaften Ob- zwei Ortsdimensionen x, y und die Wel- Identifikation der einzelnen Spektrallini- en mit Problemen behaftet. 1 Spaltloses (Roh-) Spektrum der Eine Möglichkeit ist es, die Position je- Sonnenatmosphäre, des im spaltlosen Spektrum vorhandene aufgenommen während Emissionslinienbild auf der Wellenlän- der totalen Sonnenfins- gen-Skala zu markieren. Die Gesamtheit ternis am 21.06.2001 in dieser Markierungen bilden dann die ge- Lusaka (Zambia) [2]. Die wünschten spektralen Informationen l Aufspaltung in drei Teil- befreit von den Ortsinformationen. Die spektren schwächt durch Einführung einer für alle typischen Lini- die höhere Dispersion enbilder näherungsweise gültigen ortsab- die Intensität des Hinter- hängigen Intensitätsverteilung – im Fol- grunds ab. Dennoch besitzt das untere blaue Teilspektrum infolge der proportional genden kurz als Linienmodell bezeichnet zu l-4 anwachsenden Rayleigh-Streuung einen starken Hintergrund. Dadurch sind – stellt eine zusätzliche vereinfachende auch relativ starke Emissionen wie etwa Hb und Hg nicht sehr deutlich erkennbar. Annahme dar, welche das Problem hand- Der rote und grüne Bereich des sichtbaren Lichts wird durch das obere und mittlere habbar macht [5]. Teilspektrum abgedeckt. Die Wellenlänge nimmt in allen Teilspektren jeweils von links nach rechts zu. Da die Aufnahme weit entfernt vom 2. bzw. 3. Kontakt ge- Eine derartige Suche nach Linienbildern macht wurde, sind selbst die stärksten chromosphärischen Linien im wesentlichen mit der Gestalt des Linienmodells stellt nur anhand der sichelförmig angeordneten Protuberanzen erkennbar. Von den ko- ein Matching-Problem dar. Seine prin- ronalen Linien ist Fe XIV 5303 im grünen Teilspektrum gut erkennbar, die in ihrem zipielle Behandlung kann mit Hilfe der ringförmigen Verlauf eine als Flare zu deutende vereinzelte Aufhellung besitzt. Das Kreuz-Korrelation [4,7] geschehen. Sie Flare emittiert ebenso wie Protuberanzen ein Kontinuum. Während das Flare jedoch markiert jedes Auftreten eines Linien- nur in den ringförmigen koronalen Linien zu erkennen ist, sind die Protuberanzen bildes, das dem vorgegebenen Linien- nur in den sichelförmigen chromosphärischen Linien enthalten. Die sichtbare Ab- modell ähnelt, mit einem mehr oder

sorption gehört zu den erdatmosphärischen O2-Banden um 687-693nm. weniger gaußförmigen Impuls [10]. Die

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Journal Nr. 30 8 Schwerpunktthema: Spektroskopie

[6] S.A. Mitchell, 1930. The spectrum of the chromosphere, The Astrophy- sical Journal 71(1930)1 [7] A. Rosenfeld, A. Kak, 1982. Digital Picture Processing, Academic Press [8] M. Rudolf, 2002. Das Flashspek- trum der Sonnenﬁnsternis am 11. August 1999, SuW 2002, Heft 1, S.72 3 Links: Aufbereitetes Spektrum des Flashs beim 2. Kontakt. Rechts: Anwen- [9] J. Stoer, 1983. Einführung in die dung der Kreuz-Korrelation auf dieses Spektrum. Einige Ungenauigkeiten Numerische Mathematik, Band I, in den Wellenlängen der Emissionslinien sind darauf zurückzuführen, dass verein- Springer fachend eine lineare Interpolation der Wellenlänge erfolgte. Die Identiﬁkation der [10] E. Weisstein, 1999. CRC Concise Linien erfolgte gemäß [6]. Encyclopedia of Mathematics, CRC Press [11] J.B. Zirker, 1995. Total eclipses of the sun, Princeton

Inserentenverzeichnis

Amateur- und Präzisionsoptik- Mechanik, Rehlingen 5

4 Links: Aufbereitetes Spektrum, das während des Maximums der Totalität AME Astro-Messe, Rottweil 37 aufgenommen wurde. Rechts: Ergebnis einer Reduktion des links abgebilde- ten Spektrums. Zu sehen sind einige koronale Linien. APM Telescopes, Rehlingen 21 astronomie.de, Neunkirchen 83

Abbildung ausgedehnter Linienbilder stärkste koronale Linie Fe XIV 5303 be- Astrocom, Martinsried 13 auf derartige lokale Features macht die reits im Flash-Spektrum erkennbar. Eine Kreuz-Korrelation auch auf Fälle mit ge- zweite, ebenfalls vorhandene koronale Astro-Shop, Hamburg U2 genseitiger Überlappung der Linienbilder Linie gehört zu Fe X 6374 (siehe Ab- Astroshop.de nimax GmbH, 29 anwendbar. Spaltlose Spektren der koro- bildung 4). Die hohen Ionisationsstufen Landsberg nalen Emissionen profitieren von dieser weisen darauf hin, dass die Temperaturen Eigenschaft. Alternative Methoden wie in der Korona signifikant höher sind als Baader Planetarium, U4 das zeilenweise Aufaddieren [8] stoßen in der Chromosphäre. Mammendorf in solchen Situationen an ihre Grenzen Brunath Rainer, Italien 62 [1]. Gerd Neumann jr., Münster 75 4. Resultate Literatur: Die Kreuz-Korrelation wurde prototy- [1] J. Draeger, 2003. Reduktion Hofheim Instruments, Hofheim 71 pisch auf Spektren angewandt, welche spaltloser Spektren am Beispiel Intercon Spacetec GmbH, U3 während der totalen Sonnenfinsternis der totalen Sonnenfinsternis vom Augsburg 2001 von M. Rudolf und dem Autor in 21.06.2001, Tagungsband IWAA Lusaka aufgezeichnet wurden. Abbildung 2003 Kosmos Verlag, Stuttgart 27 3 zeigt das reduzierte Flash-Spektrum [2] J. Draeger, 2004. Spektroskopische Koring Fritz, Saharasky, Marokko 31 zusammen mit Angaben zu wichtigen in Beobachtungen der Totalen Son- diesem Spektrum enthaltenen Linien. Die nenfinsternis vom 21.6.2001, VdS Meade Instruments Europe, 53 niedrigen Ionisationsstufen der Elemente Journal für Astronomie 14(2004)59 Rhede in der Chromosphäre sind ein Indikator [3] J. Draeger, 2005. Reduktion spalt- für eine dort herrschende niedrige Tem- loser Flash-Spektren, Tagungsband Optische Geräte Wolfgang Lille, 43 Heinbockel peratur. IWAA 2005 [4] R. Gonzales, R. Woods, 1992. 3. Ravensburger Teleskoptreffen 82 Während des Maximums der Totalität Digital Image Processing, Addison- sind einige andere schwache Linien be- Wesley 4. Sächsisches Teleskoptreffen 60 sonders gut zu registrieren, die zu hohen [5] B. Jähne, 1997. Image Processing Spektrum der Wissenschaft Ver- 15 Ionisationsstufen gehören und koronalen for Scientific Applications, CRC lagsgesellschaft mbH, Heidelberg 73 Ursprungs sind. In den Spektren ist die Press

VdS-Journal Nr. 30 Schwerpunktthema: Spektroskopie 9

Massentransfer im Binary-System VV Cep

von Ernst Pollmann

Zwei der bekanntesten und größten Ster- zwischen den Sternen bzw. Massenaus- phase befindet, in der in seinem Inneren ne des Himmels, die versteckt und dicht stoß des M-Sterns erklärt werden kann. Helium zu Kohlenstoff verbrannt wird beieinander innerhalb einer dunklen, Nach Untersuchungen von Wright (1977) und er sich „bald“ zu einer Supernova interstellaren Staubwolke im Sternbild werden die Massen für den M-Stern mit aufbläht. Cepheus liegen, sind µ Cephei und der etwa zwei bis drei, die für den Be-Stern außergewöhnliche veränderliche Dop- mit etwa acht Sonnenmassen angege- Trotz der langen orbitalen Periode von pelstern VV Cephei. Bei beiden Sternen ben, wobei der M-Überriese seine Roche- 20,4 Jahren bilden die beiden Kompo- handelt es sich um sog. Überriesen mit Oberfläche ausfüllt und nahe der Periast- nenten ein „enges“ Doppelsternpaar visuellen Helligkeiten von 4,0 mag (µ ron-Passage einen Gasstrom antreibt, der mit signifikanten Gezeitenstörungen, Cep) bzw. 4,9 mag (VV Cep). Würde das sich zu einer Akkretionsscheibe um den Strahlungsinteraktionen und wechsel- Licht der Sterne nicht durch den Ver- Be-Stern ausbildet. Der variable Massen- wirkenden Gasströmen zwischen den dunkelungseffekt der Staubwolke abge- transfer von etwa 4 x 10-4 Sonnen massen/ Komponenten. Der M-Überriese und der schwächt, würden µ Cep mit einer visuel- Jahr zwischen den beiden Komponenten Be-Stern bieten sowohl während des len Helligkeit von 1,97 mag und VV Cep kann somit zu erheblichen Störungen in Bedeckungsprozesses wie auch deutlich mit 2,91 mag leuchten. der Scheibe des Be-Sterns führen. außerhalb dessen ausgezeichnete Gele- genheiten, die äußeren Hüllen bzw. At- Der gegenwärtig geschätzte Radius von Die Natur des heißen Begleiters ist zwar mosphären beider Objekte zu studieren. µ Cep liegt irgendwo zwischen 1200 und in den letzten Jahren bis Jahrzehnten auf 1650 Sonnenradien bzw. 5,6 bis 7,7 AE, ein starkes Interesse bei vielen Forschern Die Dimension der nebelartigen Hülle um wogegen die heutigen Radiusabschät- gestoßen, dennoch sind bis heute im den Be-Stern wurde von Peery (1965) mit zungen bei VV Cep zu Werten von etwa Besonderen sein Spektraltyp und seine kleiner als 1/18,4 des Durchmessers der 1600 Sonnenradien tendieren. VV Cep Temperatur sehr unsicher. Schätzungen Photosphäre des M-Überriesen angege- ist ein einzigartiges und großartiges Bei- reichen von einem frühem B- oder O-Typ ben und ist nach Untersuchungen von spiel eines Bedeckungssternsystems mit bis zu einem A0-Stern. Wright & Hutchings (1971) nicht sphä- einem Massenaustausch zwischen den risch symmetrisch, sondern in Richtung beiden Komponenten: Ein aufgeblähter Der Massentransfer in der Größenord- des Sternäquators eher verdichtet, wie heller M2-Überriese (Leutkraftklasse Iab) nung von etwa 4 x 10-4 Sonnemassen pro im Fall eines normalen Be-Sterns. Dies mit einer ausgedehnten Atmosphäre wird Jahr, welcher mit Sicherheit die Entwick- scheint angesichts des beachtlichen Gas- von einem sehr viel schwächeren, heißen lung des kleineren Be-Sterns beeinflusst, stroms in dem System sehr plausibel und blau-weißen Hauptreihenstern der Spek- ist vermutlich auch der Hauptgrund für bedeutet, dass die Hα-emittierende Hülle tralklasse B0Ve umkreist. In letzterem die immer wieder beobachteten Än- von außen gefüttert wird und nur in den findet bereits „thermonukleare“ Wasser- derungen der orbitalen Periode. Man Polregionen des Zentralsterns zusam- stoff-Fusion zu Helium statt. Außerdem nimmt heute an, dass der M-Überriese menfällt. verursacht er Gezeitenstörungen bei sei- sich wahrscheinlich in der Kernfusions- nem beträchtlich größeren, aber sehr viel weniger dichten Begleiter.

Der heiße B0-Begleitstern umkreist den M2-Überriesen in einem Abstand von etwa 13 Sonnenradien bei einem mittleren Abstand von 19 bis 20 AE mit einer Periode von 20,4 Jahren auf einem Orbit mit einer Exzentrizität e = 0,34 - 0,35 und einer Bahnneigung von 76 bis 77 Grad. Eine Besonderheit ist, dass er von einer ausgedehnten Wasserstoff-Gashülle umgeben ist.

Spektroskopische Untersuchungen haben ergeben, dass die Entstehung dieser Was- serstoff-Gasscheibe mit einem Radius von etwa 650 Sonnenradien um den Begleiter trotz ihres großen mittleren Abstandes von 20 - 25 AE durch Massentransfer 1 Die Hα-Emissions linie im Spektrum von VV Cephei

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Journal Nr. 30 10 Schwerpunktthema: Spektroskopie

Die in eine V- (violette) und in eine R- (rote) Komponente aufgespaltene Emissi- onslinie im Spektrum von VV Cep kann in Bild 1 somit Strahlungsanteilen der Gashülle um den Be-Stern zugewiesen werden, die sich aufgrund ihrer Rota- tion um den Zentralstern entgegen des Uhrzeigersinns, bezogen auf die Sicht- linie des Beobachter entweder auf ihn zu bewegen und damit blauverschoben erscheinen (V-Komponente), oder sich vom Beobachter entfernen und damit rotverschoben (R-Komponente) erscheinen. Die langzeitige Beobachtung (Moni- toring) der Intensitätsvariationen beider Komponenten (das sog. V/R-Verhältnis) liefert wichtige Informationen über:

1. die Peakstärke als Maß für die Masse bzw. Dichte des Gases in der Hülle, ausgedrückt als Äquivalentbreite EW [Å] der Emission 3 Links der Spektrograph mit CCD-Kamera am Schmidt-Cassegrain-Teleskop 2. die Bewegungsrichtung des entspre- C14; rechts das Nachführsystem bestehend aus einem 20-cm-Schmidt-Cassegrain- chenden Gashüllenbereiches Tele skop mit Philips-Webkamera an einem Okularkreuzschlitten montiert.

von 77 Grad sehr ausgedehnt und viel Die Bedeckung der emittierenden Be- mehr sein als nur ein Ring um den Zent- Sternscheibe durch den M-Überriesen ralstern. Darüber hinaus ist er an dessen begann im März 1997 (JD 2450511) und Polen weniger dicht als im Äquatorbe- endete 673 Tage später, wobei der Eintritt reich (Wright 1977). und der Austritt 128 bzw. 171 Tage dau- Seit Juli 1996 wird das Monitoring von erte. Die Gesamtdauer des Bedeckungs- VV Cep mit meinem Selbstbau-Spalt- prozesses betrug insgesamt 373 Tage. Gitterspektrographen am Schmidt-Casse- grain-Teleskop C14 in der Sternwarte Möglicherweise sind jedoch die interes- der Vereinigung der Sternfreunde Köln santesten Eigenschaften in Abbildung 4 durchgeführt (Abb. 3). die stochastischen Veränderungen der Hα-EW mit einer Variationsbreite von Künstlerische Darstellung einer Spezifikation des Spektrographen: etwa 10 Å und mit Extremwerten von bis 2 Be-Sternscheibe mit Zentral- • Kollimator: PENTACON 135 mm, f/2,8 zu etwa 25 Å. Die seit Ende des Bede- stern (hier am Beispiel des Be-Sterns (ZEISS, DDR) ckungsprozesses bis heute beobachteten g Cas) • Gitter: 1800 Linien/mm (fest einge- großen Fluktuationen in der Hα-EW erstellt auf Hα) klären sich möglicherweise durch einen • Kameraoptik: SOLIGOR 200 mm, f/3,5 variablen Massentransfer vom M-Stern Die Quelle der zentralen Absorptionein- • CCD-Kamera: NOVA 402ME (Firma hin zur Be-Sternscheibe, wie durch senkung im Profil der Hα-Emissionslinie Astroelektronik Fischer) Wright (1977) und Stencel et al. (1993) ist nach Untersuchungen von Wright • Dispersion = 27 Å/mm bei Hα beschrieben wurde. Damit in Verbindung (1977) auf das einströmende und ab- • Auflösung R = l/Δl ∼ 14000 stehende Schwankungen in der Schei- sorbierende Material zwischen dem Be- Mit dieser Ausrüstung sind inzwischen bentemperatur wie auch in der Scheiben- obachter und der Hülle des Be-Sterns mehr als 200 Spektren aufgenommen dichte sind also zu erwarten. Außerdem zurückzuführen. Aufgrund des Mas- worden. Der bisherige Beobachtungszeit- kann angenommen werden, dass der M- sentransfers vom M-Stern hin zum Be- raum umfasste somit auch das Ereignis Überriese mit seiner semiregulären Pul- Begleiter im VV Cep-System kann die der Bedeckung des Be-Sternes und seiner sationsperiode von 116 Tagen (Saito et Anwesenheit der starken Hα-Emission Scheibe von 1997 bis 1999. Wie bereits al., 1980) die Rate dieses Massentranfers gut als in der äußeren Hülle des Beglei- erwähnt, ist die Hα-Emissionslinie der beeinflussen wird. Da die Scheibe die of- ters produzierte Emission erklärt werden. einzige Indikator für das Vorhandensein fensichtliche Quelle der Hα-Emission ist, Der vom M-Stern abgestoßene Gasstrom der Scheibe. Abbildung 4 zeigt das Moni- scheint dies der beste Anwärter für die schwingt umkreisend um den Be-Stern toring der Hα-Äquivalentbreite (EW) von Erklärung der fortwährenden Änderun- herum und muss wegen der Inklination- Juli 1996 bis heute. gen ihrer Intensität zu sein.

VdS-Journal Nr. 30 Schwerpunktthema: Spektroskopie 11

bei deutlich wurde, in welch drastischer Weise sich das V/R-Verhältnis verändert. Bedauerlich ist allerdings, dass der Pha- senabschnitt 0-0,1 wegen Nichtverfüg- barkeit von Teleskop und Spektrograph nicht abgedeckt und somit der unerklär- lich hohe V/R-Anstieg in den Messungen von Wright (1977) nicht bestätigt werden konnte.

Gleichwohl bestätigen die auf diese Weise kombinierten Daten deutlich den tatsächlichen phasenbezogenen Zeitver- lauf des V/R-Verhältnisses: nämlich eine deutliche Abnahme auf etwa die Hälfte des anfänglichen Wertes bei etwa Phase 0,4 und gleichzeitig deutlicher Variabi- lität des V/R-Wertes selbst. Diese klare 4 Zeitabhängige Entwicklung der Äquivalentbreite der Hα-Emission seit Juli V/R-Phasenabhängigkeit legt nahe, einen 1996 bis heute genaueren Blick auf die Einzelspektren in den entsprechenden Phasenabschnitten zu werfen.

Abbildung 6 zeigt in einer polaren An- sicht den orbitalen Verlauf des heißen B0-Begleisterns um den M-Überriesen (7).

Dem Zeitpunkt 09/1999 ist ein erstes Spektrum von 11/1999 mit dem V/R-Wert von 2,23 gegenübergestellt. Darin reprä- sentiert die R-Komponente des Doppel- peaks den dem M-Überriesen zugewand- ten Scheibenbereich des Be-Sterns, der sich zu diesem Zeitpunkt bezogen auf die Sichtlinie des Beobachters, wegen seiner retrograd zum Uhrzeiger gerichteten Ro- tation, von uns weg (= rotverschoben) bewegt. 5 Phasenabhängigkeit des V/R-Verhältnisses aus Kombination der Messungen von Wright, Pollmann und Stober (letzterer Mitglied der VdS-Fachgruppe Spektros- Auf dem Weg zum Periastron begibt sich kopie) der Be-Stern mit seiner Scheibe immer weiter in den Einﬂussbereich des Mas- Hα-V/R-Messungen durch Kawabata et zyklisches Verhalten der Dichtestruktur sentransfers, d.h. des Bereichs, in dem al. (1981) während der Bedeckung 1976 der Be-Sternscheibe. In dieser Untersu- Materie aus den äußersten Atmosphären- bis 1978 konnten zeigen, dass die Mas- chung ist zwar nahezu der gesamte Pha- regionen des M-Sterns in die Be-Stern- sen- und Dichteverteilung in der Scheibe senbereich mit Messungen abgedeckt, die scheibe hineinﬂießt. Das Spektrum im nicht homogen sind. Der stärker ausge- Beobachtungsdichte ist jedoch für eine orbitalen Phasenabschnitt 09/2003 belegt prägte violette Emissionspeak (V) kann zuverlässige Analyse diesbezüglich viel dies klar insofern, als die R-Komponente durch eine größere Dichte/Masse in der zu gering. Die Verfügbarkeit eines eige- (die wieder den dem M-Stern zugewand- linken Scheibenseite (in ihrer Bewe- nen Spektrographen ermöglichte es, ab ten Scheibenbereich repräsentiert) relativ gungsrichtung entgegen dem Uhrzei- November 2000 mit eigenen V/R-Mes- zur V-Komponente an Intensität dazu gersinn) erklärt werden. Spektrosko- sungen zur Klärung dieses möglichen gewonnen hat (V/R = 1,17). pische Langzeitbeobachtungen deutlich Zusammenhangs beizutragen. außerhalb der Bedeckung 1956/57 bzw. Zur Zeit der Periastronpassage [nach 1977/78 sind bisher lediglich von Wright Für den Zeitraum 2000/11/03 bis 2002/12/ Wright (6)] 10/2004 wird dieser Effekt (1977) bekannt. Darin gibt das V/R-Ver- 10 konnten bei guter Beobachtungs dichte der Scheibenfütterung durch den Mas- hältnis der Hα-Emission zum ersten Mal eigene V/R-Daten denen von Wright senübertrag vom M-Stern noch deutli- grob Auskunft über ein mögliches quasi- [6] hinzugefügt werden (Abb. 5), wo- cher. Im zeitlich entsprechenden Spek-

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6 Polare Ansicht des Orbits des Be-Sterns mit seiner Scheibe um den M-Überriesen (7)

trum übersteigt die R-Komponente hier etwas die Intensität der V-Komponente (V/R = 0,97).

In der orbitalen Phase 11/2005 bewegt sich der aufgefüllte, dem M-Stern zuge- wandte Scheibenbereich aus Beobach- tersicht gerade eben auf uns zu und erscheint darum im Spektrum bereits leicht blauverschoben.

Dem zu erwartenden orbitalen Phasen- abschnitt 11/2009 ist vorab ein zugege- benermaßen (noch viel) zu frühes Spek- trum von 08/2008 gegenübergestellt. Es zeigt sich bereits schon jetzt, dass der durch die V-Komponente repräsentierte linke Be-Sternscheibenbereich aus Sicht des Beobachters eine höhere Intensität 7 Die Zunahme der Hα-EW als Indikator für Massentransfer vom M-Überriesen und damit auch eine größere Materie- in die Be-Sternscheibe im Periastron, dargestellt im Zeitabschnitt 1999/09 bis dichte besitzt. Das entspricht den Beob- 2008/09 achtungen von Kawabata während der Bedeckung 1976 bis 78, dass der stärker ausgeprägte V-Peak durch eine größere

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Dichte/Masse in der linken Scheibenseite führt zu dem gestrichelt gezeichneten, Literatur: verursacht wird. ausgeglichenen Kurvenverlauf mit dem 1. Kawabata, S., Saijo, K., Sato, H., eingetragenen rechnerischen Zeitpunkt Saito, H., 1981, PASP, 33, 177 Wie bereits erwähnt, ist die Äquivalent- für die Periastronpassage. Dieser Kur- 2. Peery, B. F., 1965 ApJ, 144, 672P breite der Hα-Emission der einzige In- venverlauf bestätigt tatsächlich im We- 3. Saito, M., Sato, H., Saijo, K., dikator für die Existenz der Gasscheibe sentlichen, dass die EW der Hα-Emission Haysaka, T., 1980, PASP, 32, 163 um den Be-Stern. Mit dem vorhandenen als Indikator für die Be-Sternscheibe und 4. Stencel, R. E., Potter, D. E., Bauer, Datenmaterial konnte nun der Frage ihrer Masse bzw. Dichte mit zunehmen- W. H., 1993, PASP,105, 45 nachgegangen werden, ob zur Zeit der der Annäherung an das Periastron durch 5. Wright, K. O., 1977, JRASC, 71, Periastronpassage tatsächlich eine Zu- den Massenübertrag vom M-Stern be- 152 nahme der Emissionsstärke als Folge des stimmt wird. Deutlich wird aber auch, 6. Wright, K. O., J. B. Hutchings, Massentransfers vom M-Überriesen in dass dieser Massentransfer beachtlichen 1971, Mon. Not. R. astr. Soc., 155, die Be-Sternscheibe nachgewiesen wer- Schwankungen unterliegt, der sich in der 203-214 den kann. Streuung der EW manifestiert. Es bleibt 7. Hopkins et al.: UBV Photometry abzuwarten, wie sich vor allem das Hα- of VV Cephei; Proceedings for the Wie in Abbildung 4 deutlich gezeigt wird, V/R-Verhalten mit zunehmendem Ab- 25th steigt außerhalb der Bedeckung die EW stand zum Periastron und abnehmendem mit einer gewissen Streuung von bis zu Abstand zum Apastron im Januar 2015 Annual Conference of the Society for 10 Å bis zu einem Maximalwert an, um darstellt. Astronomical Sciences, May 23-25, danach in ähnlicher Weise wieder abzu- 2006 nehmen. Dieser Zeitabschnitt (2451400- 2454800) ist in Abb. 7 etwas vergrößert dargestellt. Ein Polynomﬁt (2. Grad)

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Spektroskopische Messung der Bahn von Doppelsternen von Dr. Lothar Schanne

sungen beider Sterne. Beide Methoden zusammen genommen ergeben dann die im Raum orientierten Bahnen (Abb. 1). Stehen die Sterne dicht zusammen oder sind sie sehr weit entfernt, ist eine klassische optische Auflösung des Paares und astrometrische Vermessung nicht mehr möglich. Trotzdem lassen sich dann noch Elemente der Orbits spektroskopisch messen. Eine besondere Klasse sind die spektroskopischen Doppelsterne des Typs SB2. Bei ihnen sind die Spektren beider Sterne unterscheidbar, auch weil die Sterne unterschiedliche und dazu bahnabhängige Radialgeschwindigkeiten besitzen und deshalb ihre charakteristischen Spektral- linien durch den Dopplereffekt zu kür- zeren oder längeren Wellenlängen ver- schoben werden. Aus der periodischen Aufspaltung der Linien lassen sich dann 1 Definition der Orbitelemente der Bahn einer Komponente in einem Doppel- Bahnelemente berechnen. sternsystem Der Klassiker unter den „spectroscopic binaries“ ist Mizar A, die helle Kompo- Die klassische Methode zur Ermittlung nente im Mehrfachsternsystem Mizar (z der Umlaufbahnen von Doppelsternen Ursae Majoris, der mittlere Deichselstern sind astrometrische Messungen. Man im Großen Wagen). Dieses Sternsystem erhält auf diese Weise allerdings nur die hat Astronomiegeschichte geschrieben: auf die Himmelsfläche projizierten Bah- 1650 von Jean Baptiste Riccioli als erster nen. Das messtechnische Gegenstück, das Doppelstern beschrieben, 1857 als ers- die auf die Sichtlinie projizierten Bahnen ter Doppelstern fotografiert (durch G.P. ergibt, sind Radialgeschwindigkeitsmes- Bond, Harvard College Observatory) und

2 Mein spaltloser Selbstbau- spektrograph (oben) und mein Spaltspektrograph (Lhires III von Zeitreihe der Hα-Linie von Mizar A im Februar 2008 Shelyak) 3

VdS-Journal Nr. 30 Nutzen Sie Ihre Vorteile als VdS-Mitglied

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Die beiden fast gleich hellen Komponen- ten des Sternsystems Mizar A besitzen eine Umlaufperiode von ca. 20,5 Tagen. Das Spiel der Linienaufspaltungen wiederholt sich in diesem Rhythmus. In Abb. 3 sind die während einer Schönwetterpe- riode Anfang 2008 gemessenen Spektren im Bereich der Hα-Linie (6563 Å) zusammengefasst. Das Kommen und Gehen der Linienaufspaltung ( ~ Radialgeschwin- digkeitsdifferenz der beiden umlaufenden Sterne) mit der intermediären Lini- enverbreiterung ist schön zu erkennen.

Was kann man nun aus dem Aufspal- tungsverlauf entnehmen? Misst man einfach den Abstand der beiden Lini- enminima in Abhängigkeit vom Beob- Linienaufspaltungen [km/s] aufgetragen gegen die Phase 4 achtungszeitpunkt, dann kann man mit einem Zeitreihenanalysenprogramm (z.B. Peranso) die Periode P ≈ 20,5 d und den „Bezugsnullpunkt“ To ermitteln. Mit diesen Anfangswerten lassen sich nach verschiedenen klassischen (graphischen) und moderneren (Computeroptimierungs- programme = dataﬁtting) Methoden die

Orbitalelemente (a1+ a2) sin i, e, ω1, ω2 und P nach folgender mathematischer Beziehung bestimmen. Δrv(t) = (K1+K2) [e cos ω + cos (ω + v(t))]

mit • Δrv(t) gemessene Radialgeschwindig- keitsdifferenz, zeitabhängig 2 1/2 • K1 = (2 π / P) a1 sin i / (1-e ) Amplitude Radialgeschwindigkeite Komponente 1 2 1/2 • K2 = (2 π / P) a2 sin i / (1-e ) Amplitude Radialgeschwindigkeit 5 Phasenplot der selbst gemessenen absoluten Radialgeschwindigkeiten Komponente 2 ausgewählter Absorptionslinien im optischen Spektrum von Mizar A (JD2454200 bis • e Exzentrizität JD2454600) • ω Länge des Periastrons • v(t) wahre Anomalie (zeitabhängig) 1889 als erster spektroskopischer Dop- reichendes Auﬂösungsvermögen besitzt. • P Periode

pelstern durch E.C. Pickering erkannt. Die Aufspaltung der Linien beträgt meist • a1, a2 große Halbachsen der Ellipsen Um dieses Doppelsternsystem spektros- nur wenige Ångström (Å), so dass Auﬂö- der Komponenten 1 und 2 kopisch untersuchen zu können benötigt sungen von R > 5.000 erforderlich sind • i Inklinationswinkel man einen Spektrographen, der ein aus- (aufgelöstes Element < 1 Å). Die mit der Dopplerformel in km/s um- gerechneten Linienaufspaltungen wer- Bahnparameter Messergebnis Budovicova 2004 den mit der Periode P und der Bezugszeit K1 + K2 [km/s] 128,1 134,36 To in den Phasenraum übertragen. Durch P [d] 20,53745 d 20,53835 Fitting der Datenpunkte (Anpassung der e 0,528 0,542 Konstanten in obiger Gleichung) erhält ω [°] 103,1 104,16 man dann im Phasenplot die „beste“ theo- To [JD] 2454208,32 2454208,32 retische Kurve, wie sie in Abb. 4 dargestellt ist. Resultat dieses Datenﬁttings sind die Tabelle 1: Aus spaltlos gemessenen Spektren berechnete Orbitalelemente und Werte in Tabelle 1, die - mit Literaturwer- Vergleich mit Literaturwerten ten verglichen - recht befriedigend sind.

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Bahnelement Auswertung der Fehrenbach Cesco Hadley eigenen Messungen 1961 1946 1912 (JD 2454211.37 bis 2454531.4) Periode P [d] 20,544 +/- 0,007 20,53860 20,53860 ± 0,00003 Systemgeschwindigkeit -8,16 +/- 0,43 -5,64 ±0,15 -6,39 ± 0,41 -7,22 g [km/s] K1 [km/s] 63,14 +/- 0,83 68,80 ± 0,79 65,33 ± 0,88 71,65 ± 0,69 K2 [km/s] 60,47 +/- 1,28 67,70 ± 0,91 66,99 ± 0,88 69,21 ± 0,56 e 0,531 +/- 0,056 0,537 ± 0,04 0,541 ± 0,006 0,53248 ± 0,00530 ω1 [°] 100,72 +/- 3,21 104,16 ± 1,15 103,29 ± 1,13 105°36’ ± 1°34’ T [JD] 2454002.67 +/- 0.12 2436997,212 ± 0,022 2431636,591 ±0,032 a1 sin i [km] 16,5 *106 15,3*106 17,31*106 a2 sin i [km] 16,3 *106 15,7*106 16,39*106

Tabelle 2: Orbitalelemente aus spaltspektroskopischen Messungen, verglichen mit Literaturdaten

Werden die Beobachtungen mit einem bei einer mathematischen Analyse der CITY von Rainer Wichmann, vgl. Abb. 4) kalibrierbaren Spaltspektrographen Zeitreihen der Radialgeschwindigkeiten als auch mit selbst geschriebenen Arbeits- durch geführt, sind nicht nur die rela tiven auch die Systemgeschwindigkeit und die blättern (MuPAD, Computeralgebra).

Differen zen zwischen den Doppler-ge- projizierten Halbachsen a1 sin i und a2 Die Auswertung der eigenen Daten aus spaltenen Linien messbar, sondern auch sin i der Messung zugänglich. Abb. 4 mit VELOCITY ergab die gesuch- die absoluten Radialgeschwindigkeiten Die Auswertung unternahm ich sowohl ten Orbitalelemente, die in Tabelle 2 mit der beiden Komponenten. Damit werden mit professionellen Programmen (VELO- Literaturdaten verglichen wurden.

6 Zusammenfassung aller mir zugänglichen Messdaten aus Literatur und eigenen Messungen mit dem Spaltspektrographen

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Journal Nr. 30 18 Schwerpunktthema: Spektroskopie

algeschwindigkeiten arbeiten, in nichts nach! Dies ist auch nicht anders zu erwarten. Bei der Differenzenmethode wird nur der Abstand der Linienminima in Pixel und die Dispersion des Spekt- rographen (Å/Pixel) bei der benutzten Wellenlänge benötigt. Eine vollständige Kalibrierung der Spektren ist erst gar nicht erforderlich. Es gehen also weniger Kalibrierfehler in die Resultate ein wie im Falle der Bestimmung absoluter Radialgeschwindigkeiten. Damit eröffnet sich dem Amateur, der über einen mittel- auflösenden spaltlosen Spektrographen verfügt, ein interessantes Arbeitsgebiet: Die Messung der Orbits von Doppelstern- systemen des Typs SB2. Ein geeignetes Einsteigerobjekt ist b Aur. Die Periode des 2 mag hellen spektroskopischen Dop- 7 Vergleich eigener Orbitalelementberechnungen nach unterschiedlichen pelsterns beträgt rund vier Tage. In einer Methoden mit Literaturwerten (Datenbasis 1931 bis 2008) einzigen Schönwetterperiode von vier klaren Nächten kann man bereits eine komplette Periode ausmessen. Eine deutliche Steigerung der Genau- bereich der professionellen Messungen. igkeit wird mit der Verlängerung der Die Radialgeschwindigkeiten ab 1931 Weiterführende Beispiele, Fotos meiner Zeitbasis (Beobachtungszeitraum) durch sind in Abb. 7 als Phasenplot mit den Apparatur, Pläne des selbstgebauten Einbeziehung von verlässlichen Litera- gefitteten Kurven dargestellt. Weitere Er- spaltlosen Spektrographen und Literatur turmesswerten, die bis zum Anfang der gebnisse der erweiterten Datenbasis nach finden Sie auf meiner Website, einfüh- spektroskopischen Doppelsternbeobach- verschiedenen Auswertemethoden inkl. rende Artikel auf der Website unserer tungen zurückgehen können, erreicht. der Differenzenmethode (die nur spaltlose Fachgruppe. Aus Interesse habe ich in Abb. 5 alle mir Messungen erfordert) sind in Tabelle 3 zugänglichen Radialgeschwindigkeits- gelistet. messungen aus der Literatur mit meinen Die einfache Differenzenmethode (spalt- Messungen zusammengefasst. Abgesehen lose Messungen, erste Ergebnisspalte der Links: von einigen Ausreißern durch Fehlkalib- Tabelle 3) steht in der Genauigkeit den http://home.arcor.de/l.schanne/ rierungen liegen meine Werte im Streu- Methoden, welche mit absoluten Radi- http://spektroskopie.fg-vds.de/

Tabelle 3: Vergleich eigener Orbitalelementberechnungen nach unterschiedlichen Methoden mit Literaturwerten (Datenbasis 1931 bis 2008)

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Einfache Spektroskopie mit einem Prisma

von Dr. Sander Slijkhuis

1 Das Prisma am Teleobjektiv.

Im VdS-Journal Nr. 27 hat Robin Lead- jektivprismen immer noch aktuell. Nun beater schon eindrucksvoll beschrieben, bietet der Surplus Shed für nur $19,50 wie mit einem Transmissionsgitter auf ein 35-mm-Dispersionsprisma aus F2- relativ einfache Weise interessante Spek- Glas an (Neuware „Made in India“). Ich troskopie betreiben kann. Ich möchte hier sah das als billige Gelegenheit, um das von meiner Erfahrung mit einem Prisma Konzept meiner zukünftigen Spektrogra- berichten. Eigentlich ist es mein Ziel, phen zu testen. mittels eines klassischen Spektrographen periodisch spektral veränderliche Sterne Die Spektren sind denkbar einfach auf- wie z.B. RV-Tauri-Sterne zu beobachten. genommen. Ich benutze eine Canon Da es sich hier um meist schwache Ob- 350D mit 135-mm-Tele-Objektiv. Vor jekte handelt, bleibt dem Amateur nur die dem Objektiv befestigte ich einen Cokin Spektroskopie mit niedriger Auflösung. Filter adapter (für wenig Geld bei z.B. Zwar werden heutzutage in Spektrogra- Ebay erhältlich) mit daran befestigtem phen fast ausschließlich Beugungsgitter Dispersionsprisma, siehe Abb. 1. Das verwendet, aber ich überlegte mir, dass Prisma lenkt das Licht um ca. 50 Grad ein Prisma hier durchaus auch Vorteile um. Dies erklärt auch die improvisierte hat. Streulichtkappe im Bild. Trotz der Um- Die Transmission eines Prismas ist höher, lenkwinkel ist das Anvisieren der Objekte und das über einem breiten Spektralbe- nicht schwierig: Die Genauigkeit ist we- reich. Außerdem hat man (bei spaltloser gen des großen Bildfeldes im 135-mm- Spektroskopie) keine Kontamination mit Objektiv nicht kritisch und die Spektral- anderen Beugungsordnungen. Der an- fäden heller Sterne sind im Kamerasucher gebliche Nachteil einer nicht-linearen gut sichtbar. Die Spektren wurden mit 30 Dispersion ist mit modernen Computer- Sekunden Belichtungszeit bei 800 ASA berechnungen eigentlich kein Problem und automatischer Dunkelkorrektur ohne mehr, zudem für spektrale Klassifikation jegliche Nachführung aufgenommen. eine hohe Genauigkeit der spektralen Kalibration nicht erforderlich ist. Man Abbildung 2 zeigt eine Aufnahme des kann es sogar als Vorteil sehen, dass die Orionnebels mit seinen drei Gürtelster- Dispersion im roten Bereich nachlässt, nen. Das Licht der Sterne wird vom Pris- damit weniger kostbare CCD-Pixel ver- ma zu einem Spektralfaden auseinander schwendet werden in dem eher „unin- gezogen, und wegen der mangelnden teressanten“ Bereich zwischen H-beta und H-alpha. Übrigens ist auch in der 2 Die Spektren von Orionnebel modernen professionellen Astronomie und Gürtelsternen passen gerade in ein die spektrale Klassifikation mittels Ob- Bildfeld der 350D mit 135-mm-Objektiv.

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Journal Nr. 30 20 Schwerpunktthema: Spektroskopie

Kamera. Mittels des kostenlosen Win- Vergleich zum Referenzspektrum ist klar dows-Programms IRIS von Christian zu sehen, wie beim Prisma der rot-grüne Buil werden die RAWs in RGB-FITS-files Wellenlängenbereich komprimiert ist, im umgewandelt. Diese können dann mit je- Vergleich zum blauen Bereich. Das Sig- der beliebigen astronomischen Software nal-Rauschverhältnis (S/N) ist brauchbar. weiter bearbeitet werden – auch mit IRIS Im blauen Bereich sind auch schwächere Li- selbst. Zwecks maximaler Kontrolle be- nien noch identifizierbar. Mit Nachführung nutze ich keine Fertig-Software, sondern würde sich das S/N noch deutlich verbes- programmiere selbst. Ich benutze die sern, da das Spektrum dann über weniger 3 Aufnahmen von Sternen mit kostenlose Programmiersprache Python, rauschende Pixel ausgebreitet wird. Auch unterschiedlichem Spektraltyp. Von die auf allen gängigen Betriebssystemen mit längerer Belichtungszeit ließe sich das oben: Beteigeuze (M2Iab), Aldebaran läuft. Es gibt da mittlerweile viele pro- S/N noch mal deutlich steigern. (K5III), Capella (G5III), Alpha Per (F5Ib), fessionelle Zusatzmodule für z.B. nume- Regulus (B7V) und Epsilon Ori (B0Ib) rische Bibliotheken oder Plotprogramme, Der nächste Schritt wird nun sein, diese die einem viel Arbeit abnehmen – und Kombination von Prisma und Objektiv Nachführung in Ost-West Richtung ver- das alles kostenlos. Das Space Telescope hinter ein Teleskop mit Kollimator zu breitert. Man sieht hier sehr schön wie Science Institute (STScI) stellt mit Pyfits montieren. Wie beim Teleskop mit Oku- der Nebel hauptsachlich im roten H-alpha ein Modul zum Lesen und Schreiben von lar vor dem Auge, bewirkt dies einen und im türkis-farbigen O III ausstrahlt. FITS-Dateien zur Verfügung. Außerdem größeren Lichtempfang auf Kosten eines Das darunter liegende Absorptionsspekt- rum gehört zu den Trapez-Sternen. Abbildung 3 zeigt einige Spektren von hellen Sternen mit unterschiedlichem Spektraltyp, welche ich in der gleichen Nacht aufnahm. Gezeigt sind die aus- geschnittenen JPGs der Kamera, ohne Bildbearbeitung. Die Spektren sind etwas mehr als 1300 Pixel lang, dies entspricht 8,5 mm auf dem Kamerachip. Es ist erstaunlich, wie viel Details hier schon sichtbar sind. Klar erkennbar ist, dass der einzige Hauptreihestern im Bild, Re- gulus, viel breitere Absorptionslinien hat als die übrigen Riesensterne. Damit zeigt sich, dass das Prisma geeignet ist, um die „Luminosity“ in der spektralen Klassifi- kation zu bestimmen. Apropos „Aufnahme in der gleichen Nacht“: Ich brauchte vorher zwei Nächte um richtig zu fokussieren. Am Anfang 4 Auswertung des Spektrums von Epsilon Ori aus Abb. 2 und 3, in jedem der waren alle Spektren doppelt, und ich be- drei Farbkanäle der Kamera. Am oberen Bildrand eingefügt ist ein professionell fürchtete schon, dass dieses Billigprisma aufgenommenes Spektrum von Typ O9Iab, reduziert auf 1,0 nm Auflösung. unbrauchbar sei. Dann stellte sich jedoch heraus, dass das Prisma die Fokallage gibt es mit PyRAF (STScI) und PyMidas kleineren Bildfeldes. Die Objekte werden erheblich ändert: statt auf „unendlich“ (ESO) eine Möglichkeit, um die professio- dabei vergrößert entsprechend des Ver- musste ich auf ca. 20 Meter fokussieren. nelle astronomische Reduktionssoftware hältnisses von Teleskop-Brennweite zu Außerdem verursacht das Prisma einen IRAF bzw. MIDAS einzubinden – aller- Kollimator-Brennweite, aber die spek- Astigmatismus: Man kann nicht einfach dings nur unter Linux. trale Dispersion ist nur abhängig von auf die Breite der Spektralfäden fokussie- Prisma und Kamera-Objektiv. Mit einem ren, sondern muss die beste Auflösung Das Spektrum von Epsilon Ori ist in Ab- „echten“ Spektrographen können des- der Spektrallinien treffen. Am Anfang bildung 4 als tracing wiedergegeben - für halb schwächere Sterne spektroskopiert benutzte ich dazu die helle Wega: dieses den blauen, grünen und roten Farbkanal werden, aber die Spektren an sich wür- Verfahren war aber nicht optimal geeig- der Kamera. Eingeblendet ist ein hoch den sich kaum ändern. net, da dieser Hauptreihestern von sich aufgelöstes Spektrum von ähnlichem aus schon breite Spektrallinien besitzt. Spektraltyp, aufgenommen mit dem Ich hoffe damit gezeigt zu haben, das Gute Ergebnisse erzielte ich schließlich ELODIE Spektrograph und reduziert auf auch mit einfachen und billigen Metho- mit Beteigeuze. eine Auflösung von 1,0 nm. Mein Spek- den schon interessante Ergebnisse mög- Mehr Information bekommt man bei trum hat eine Auflösung von ca. 0,7 nm lich sind, solange man sich auf hellere Bearbeitung der RAW-Bilder von der bei H-gamma und 1,1 nm bei H-beta. Im Sterne beschränkt.

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Journal Nr. 30 22 Schwerpunktthema: Spektroskopie

Konstruktion und Entwicklung eines Echelle-Spektrographen von Tobias Feger

Spektrographen bewirken die spektrale Zerlegung eines Lichtbündels durch ein dispergierendes optisches Element und seine Abbildung auf einen lichtempfind- lichen Detektor in der Fokalebene der Kamera. Diese klassischen Spektrogra- phen werden schon seit geraumer Zeit im Kreise ambitionierter Spektroskopiker erfolgreich eingesetzt. Doch gerade in den letzten Jahren werden immer häufiger selbstentworfene Spektrographensyste- me von Amateuren vorgestellt, die nach der hier beschriebenen Funktionsweise Spektren erzeugen. Mit solchen Instru- 1 Vergleich zwischen klassischer Spektroskopie [A] und Echelle-Technik [B] menten sollen hochauflösende Spektren astronomischer Objekte erzeugt und zu- Die Einzelaufnahme eines breitbandi- gungsordnungen mit einer hohen spekt- gleich große Spektralbereiche in einer gen Spektrums „hoher Auflösung“ ist ralen Auflösung. Dadurch kommt es zur Einzelaufnahme erfasst werden. Die An- mit einem Standardgitter nicht möglich Anhäufung und Überlappung der einzel- zahl der Informationen, welche sich aus und erfordert daher ein dispergierendes nen Beugungsordnungen untereinander. einer einzigen Aufnahme entnehmen Element besonderer Art, das sog. Echel- Die Abbildung dieser „Spektralsuppe“ lassen, übertreffen die bisher eingesetz- legitter (franz. echellette = Leiter, kl. Stu- wäre ohne geeignete Filterung gänzlich ten Techniken zur Spektralaufzeichnung fe). Grundsätzlich ist ein Echellegitter unbrauchbar. Darum wird ein zweites di- bei weitem. Dieser Bericht beschreibt nun ein spezielles Beugungsgitter mit säge- spergierendes Element benötigt, welches den Selbstbau eines Echelle-Spektro- zahnartigem Furchenprofil und großem die eng beieinander liegenden Ordnungen graphen und ermöglicht einen ersten Blazewinkel (Verkippungswinkel: θB = voneinander trennt. Das als Querzerleger Einblick in die Funktionsweise solcher 60°- 75°). Die Wellenlänge, in der das (engl. cross disperser) bezeichnete sekun- Systeme. dispergierende Element seinen höchs- däre dispergierende Element ist ein zu- ten Wirkungsgrad besitzt, ist durch den sätzlicher Spektrograph und wird, wie der Funktionsprinzip Blazewinkel der Gitterfurchen bestimmt. Name schon sagt, quer zur Dispersions- Im Wesentlichen unterscheidet sich die Diese besondere Konfiguration ermög- richtung des Echellegitters im Strahlen- Echelle-Spektroskopie zur klassischen licht eine gleichzeitige Betrachtung einer gang platziert. In der Bildfeldebene erhält Spektralaufnahme in der Art des aufzu- Vielzahl von Beugungsordnungen. Ver- man so ein gestapeltes, zweidimensiona- nehmenden Spektralbereichs. Um breit- gleicht man die physikalischen Eigen- les Spektrum, das mit Flächendetektoren bandige Wellenlängenbereiche abbilden schaften eines Echellegitters mit klassi- erfasst werden kann. Dabei erscheinen zu können, muss das Beugungsgitter schen Standardgittern, so fällt auf, dass die Beugungsordnungen auf der Ordi- konventioneller Gitterspektrographen Echellegitter mit einer deutlich geringe- natenachse, während die ausgedehnten mehrfach und mit hoher Präzision nach- ren Furchenzahl hergestellt werden (nur Wellenlängenbereiche auf der Abszissen- gedreht werden. Wogegen sich mithilfe ca. 30-300 l/mm). Dadurch entstehen achse dargestellt werden. Als Querzerleger der Echelle-Technik ein Spektrum großer Beugungsmaxima hoher Ordnung und kommen sowohl Beugungsgitter (1. Ord- spektraler Bandbreite (gesamter visueller Interferenzen im Bereich von 10-100. nung) wie auch Prismen und Grisms (Git- Wellenlängenbereich) in einer Einzelauf- Weil die Auflösung eines Spektrographen terprisma) in Betracht. Üblicherweise wird nahme erfassen lässt. von der Gitterkonstante und Beugungs- meistens aufgrund der besseren Effizienz Dazu wird der gesamte Wellenlängen- ordnung, in welcher das Gitter betrieben ein Prisma bevorzugt; das Grism ist hin- bereich mithilfe optischer Mittel in eine wird abhängt, erreicht man trotz geringer sichtlich der Anwendung als Querzerleger Vielzahl kleiner Abschnitte aufgeteilt Furchenzahl eine hohe Auflösung. wohl eher ein Exot. Die Entscheidung ob und in gestapelter Reihenfolge auf dem Gitter oder Prisma hängt primär vom je- Detektor-Array abgebildet. Die schema- Querzerlegung weiligen Spektrographenkonzept ab und tische Darstellung in Abb. 1 verdeutlicht Im Echelle-Spektrographen zerlegt ein, erfordert daher noch tiefergehende Über- bildhaft den Unterschied zwischen der unter flachem Einstrahlwinkel angeord- legungen. Zum besseren Verständnis ver- klassischen Spektroskopie [A] und der netes, Echellegitter den ausgedehnten anschaulicht die Abbildung 2 das Prinzip Echelle-Technik [B]. Spektralbereich in eine Vielzahl an Beu- der Querzerlegung.

VdS-Journal Nr. 30 Schwerpunktthema: Spektroskopie 23

2 Prinzip der Querzerlegung (Quelle W. Schmidt: Kapitel 3 „Instrumente“)

Optik und Strahlengang Die im Spektrographen eingesetzte Optik wurde auf ein 12“ Newton-Teleskop ab- gestimmt und berechnet. Der entworfene Strahlengang, wie er in Abbildung 3 dargestellt wird, besteht aus vier wechselbaren Eintrittsspalten, dem Kollimatorobjek- tiv, den beiden dispergierenden Elementen und einer Kameraoptik. Das Kollimator- objektiv ist ein achromatisches Linsen- objektiv und wird wie beim klassischen Spaltspektrographen im Abstand seiner Brennweite zum Eintrittsspalt eingebaut. 3 Optisches Layout des 4 Gesamtansicht des Auf der Austrittsseite erhält man folglich Spektrographen Spektrographen ein parallel gerichtetes Strahlbündel, welches auf das Echellegitter geleitet wird. Mechanik des Spektrographen schen Elemente muss bedacht werden. Vom Echellegitter vorzerlegt, gelangt Die Mechanik des Spektrographen (Abb. • Es werden Erfahrungen hinsichtlich das Licht auf den Querzerleger, welcher 4) umfasst weit mehr als 70 Fräs- und schwer zu verarbeitenden Materialien die Ordnungen quer zur Dispersionsrich- Drehteile, die mithilfe konventioneller wie z.B. CFK benötigt. tung voneinander trennt. Aufgrund der Maschinen angefertigt wurden. Dane- • Aussparungen und Versteifungen simultanen Darstellung eines polychro- ben kamen unterschiedliche Materialien müssen zur Gewichtsreduzierung matischen Spektrums wird die Qualität wie z. B. Aluminium, Messing, Bronze, eingearbeitet werden. der Kameraoptik besonders wichtig. Dies Stahl und CFK zum Einsatz. Wobei CFK • Benötigt werden auch Erfahrungen im gilt speziell für kleine Brennweiten. Die in Sandwichbauweise ausschließlich zur Umgang der Systemsteiﬁgkeitsanalyse. Korrektur der chromatischen Aberration Herstellung nicht tragender Gehäuse- muss sehr gut sein, damit ein breitbandi- teile verwendet wurde. Der konstruierte Die für die Gesamtstabilität verant- ges Spektrum auf dem CCD-Detektor über Spektrograph soll nach seiner endgülti- wortlichen Gehäusesegmente wurden alle Wellenlängen noch scharf abgebildet gen Fertigstellung direkt an das Teleskop aus 10-20 mm dicken Aluminiumplat- wird. Damit entfällt auch die Notwendig- angeﬂanscht werden. Im Vergleich zu ten gefertigt. Unter Verwendung des im keit, das Objektiv für jeden Wellenlängen- ortsfesten Instrumenten stellt ein direkt CAD-System integrierten Finite-Elemen- bereich neu zu fokussieren. Üblicherweise gekoppelter, mobiler Spektrograph eine te-Tools konnten kritische Bauteile ana- werden in Echelle-Spektrographen Spie- wesentlich größere Herausforderung dar: lysiert und auf Durchbiegung optimiert geloptiken eingesetzt; will man jedoch werden. Die rippenartige Anordnung der einen kompakten Aufbau erreichen, so ist • Das Gewicht der gesamten Mechanik Gehäusesegmente sowie die Anordnung man gezwungen, auf Linsenobjektive zu- muss so gering wie möglich sein. der einzelnen Baugruppen untereinan- rückzugreifen. • Die kompakte Anordnung der opti- der verleiht der gesamten Struktur eine

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Journal Nr. 30 24 Schwerpunktthema: Spektroskopie

exzellente Steifigkeit. Durch die Maßnah- relativ seltenen Getrie- men der drastischen Gewichtsreduzierung beart. Es besteht aus konnte letztendlich ein Gesamtgewicht einem Malteserkreuz einschließlich Detektoren von ca. 5,5 kg mit vier Schlitzen und erreicht werden. Nachfolgend werden einem Antriebsrad, wo- nun die wichtigsten Baugruppen aufge- bei ein Schneckenrad zählt und deren Funktion beschrieben. die Funktion des An- triebsrades übernimmt. Spektrographenflansch und Spalt- Bei einer Umdrehung revolver am Schneckenrad wird Der Flansch (Abb. 5) ist das Verbin- das Malteserkreuz um 7 dungsglied zwischen Spektrograph und 90° weitergeschaltet. Gitterhalter in Schnittdarstellung Teleskop und wird daher zu einem wich- Im Stillstand bzw. un- tigen Bauteil der Mechanik. Er muss soli- mittelbar nach einem de ausgelegt sein und darf sich während Spaltwechsel sichert eine Positionsraste entworfene Verstellmöglichkeit erlaubt einer Spektralaufnahme nicht verbiegen. das Malteserkreuz gegen Verdrehen. nun eine präzise und nahezu spielfreie Der Flansch enthält die zur Spaltüberwa- Regulierung der Gitterneigung über ei- chung notwendigen Optiken sowie eine Der justierbare Gitterhalter nen Schwenkbereich von ca. +/- 3°, wo- mechanische Vorrichtung, mit welcher Aufgrund der ortsfesten Montage des durch sich Fertigungstoleranzen in der ein Planspiegel zur Einkopplung der Echellegitters im Strahlengang des Spek- Mechanik optimal ausgleichen lassen. Referenzlichtquelle automatisch in den trographen werden keine beweglichen Strahlengang gefahren werden kann. Teile benötigt und das Design erlaubt so- Die Herstellung der Spaltmasken mit einen relativ einfachen Aufbau der Die Eintrittsspalte dienen dazu, das See- Der Spaltrevolver (Abb. 6) wird über Mechanik. Die Ausrichtung des Gitters ingscheibchen seitlich zu begrenzen, um Formschluss direkt mit dem Spektrogra- erfolgt dabei nach einem zuvor berech- jederzeit ein konstantes Auflösungsver- phenflansch verbunden. Das Innenleben neten Winkel. Mit konventionellen Ma- mögen zu erhalten. Für das vorliegende besteht größtenteils aus einer selbst ent- schinen und ohne geeignete Messgeräte Spektrographenkonzept wurden insge- worfenen Getriebeeinheit, die über einen lassen sich allerdings definierte Schrägen samt vier sinnvoll abgestufte Spaltbreiten Schrittmotor angetrieben wird und zum kaum exakt herstellen. Darum entschied berechnet. Je nach dem, welche Spalt- automatischen Wechseln der Eintritts- ich mich für einen, bezüglich der Gitter- breite gewählt wird, kann das spektrale spalte dient. Die Eintrittsspalte sind auf neigung justierbaren, Gitterhalter. Das Auflösungsvermögen des Spektrogra- einem wechselbaren Rad montiert und Konstruktionsmodell des Gitterhalters, phen beeinflusst werden. Die Spalte sind können, je nach gewünschter Auflösung, so wie es in Abbildung 7 dargestellt wird, zur leichteren Fertigung in so genannten automatisch und zielgenau in den Strah- setzt sich aus insgesamt 14 Einzelteilen Spaltmasken integriert. Die Herstellung lengang gefahren werden. Das Getriebe- zusammen; ein im Vergleich zur festen der Spaltmasken erfolgte mithilfe einer konzept basiert auf der Funktionsweise Halterung extrem hoher Aufwand, der Laser-Carving-Maschine, mit welcher des Innen-Malteserkreuzgetriebes, einer sich aber in jedem Fall gelohnt hat. Die Konturen aus einem 0,1 mm dicken Edel-

5 Spektrographenﬂansch mit Guiding-Detektor 6 Spaltrevolver und Lichtwellenleiter

VdS-Journal Nr. 30 Schwerpunktthema: Spektroskopie 25

8 Politur des Ausgangsmaterials an der Fräsmaschine 9 Vergrößerte Darstellung einer Spaltmaske unter dem Lichtmikroskop

Lichtmikroskop erkennbar (Abb. 9). Die fertig gestellten Spektrographen inves- gefassten Spaltmasken, wie sie auf dem tiert wurde, beläuft sich die Gesamtzahl Malteserkreuz montiert werden, sind in auf mehr als 2500 Stunden. Ein großer Abbildung 10 dargestellt. Teil davon musste allerdings für die Er- lernung der Bedienung konventioneller First-Light Sonnen-Spektrum Dreh- und Fräsmaschinen aufgewendet Das aufgebaute Spektrographensystem, werden. Insgesamt ist es aber dennoch mit seiner soliden Mechanik und den fest gelungen, ein solides und funktionelles miteinander verbundenen Einzelteilen, Spektrographensystem zu entwerfen. erlaubt nun eine mühelose Ausrichtung Die Materialkosten beliefen sich auf 10 Die polierten und gefassten der optischen Elemente. In den vielen insgesamt 4.500,- € – nicht viel für ei- Spaltmasken vorhergehenden Testaufbauten erwies es nen Spektrographen dieser Ausstattung! sich immer als schwierig den, durch das Bis auf das Kameraobjektiv können alle stahlblech herausgeschnitten wurden. Transmissionsgitter (Querzerleger) abge- weiteren optischen Komponenten wie Das Laser-Carving-Verfahren wird in der lenkten Strahlengang, auf Kameraoptik z.B. Echellegitter, Umlenkspiegel und mechanischen Fertigung zur Abtragung, und CCD-Detektor gleichermaßen gut Kollimatorobjektiv für ein kleines Bud- Beschichtung und Gravierung filigraner auszurichten. Dementsprechend waren get z. B. bei den beiden Optiklieferanten Strukturen herangezogen und eignet sich die meisten Testspektren teilweise un- Edmund Optics und Thorlabs erworben zudem erstaunlich gut zur Herstellung scharf und eher mäßig zufriedenstellend. werden. Als schwierig erwies sich aller- kleiner Spaltbreiten. Dagegen zeigt die erste richtige Spekt- dings die Suche nach „dem“ passenden ralaufnahme (Abb. 11) unter fast realen Transmissionsgitter, welches die Funkti- Weil zur kontinuierlichen Nachführung Bedingungen ein über alle Wellenlän- on des Querzerlegers übernehmen sollte. des Seeingscheibchens auf dem Eintritts- gen scharfes Sonnen-Spektrum, wie es Das von Baader-Planetarium vertriebene spalt eine reflektive Oberfläche benötigt auf dem Detektor einer SIGMA 1603 zwei-Zoll-Blazegitter passte mit seinen wird, musste das ursprünglich matte abgebildet wird. Dabei entspricht jeder physikalischen Eigenschaften sehr gut zu Ausgangsmaterial vor der Laserbearbei- helle Streifen einer Beugungsordnung dem berechneten System. Unglücklicher- tung mit verschiedenen Metallpolituren und stellt einen kleinen Ausschnitt des weise wurde die Produktion der zwei Zoll wie Laepppaste, Wenol und Autopolitur gesamten visuellen Spektrums dar. Zur großen Gitter bis auf weiteres eingestellt aufbereitet werden. Die Politur erfolgte besseren Orientierung zeigen die gekenn- und es werden in ganz Europa keine abwechselnd mit der Hand und an einer zeichneten Ordnungen markante Wellen- mehr verkauft. Dank Herrn Baaders Un- Fräsmaschine (Abb. 8), für die zuvor ein längenbereiche wie z. B. H-alpha und das terstützung konnte das zu scheitern dro- geeignetes Schleiftool angefertigt wur- wohl bekannte Natrium-Dublett. hende Projekt mit dem definitiv letzten de. Nach etwa zehn Stunden war die Blazegitter seiner Art doch noch gerettet Oberfläche zufriedenstellend reflektiv; Bilanz werden. lediglich ein paar unbedeutende Struktu- Wenn man die Bauzeit zusammenrech- ren und Kratzer waren noch unter dem net, die vom ersten Entwurf bis zum

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Journal Nr. 30 26 Schwerpunktthema: Spektroskopie

Physikalische und technische Parameter des Spektrographen

Apertur f/5 Guiding Detektor Watec 120NRC, Pixelgröße 8,6 x 8,3 µm Spaltmasken 35 µm (Lochblende), 27 µm, 17 µm, 15 µm Kollimator Achromat (d=25, f=85 mm) Kamera Leica APO-Summicron-R 2/90 mm Asph. Echellegitter 300 Linien/mm, 25x50 mm, Blazewinkel: 63,4° Querzerleger Ø=2“, Blazewinkel: 6°, 207 Linien/mm (Baader Blazegitter) Detektor SIGMA 1603 ME, Pixelgröße 9 µm x 9 µm, Chip Klasse 2 Wellenlängenbereich 4500 – 7500 Å Spektrales Auﬂösungs- R18000, 30 Beugungsordnungen vermögen Kalibrationsmittel Th/Ar Hohlkathodenlampe Lichtwellenleiter Ø=50 µm (SMA, Step-Index)

11 Echelle-Spektrum der Sonne

Literatur Echelle Spectroscopy [4] W. Schmidt. Kapitel 3 „Instru- [1] D. J. Schroeder, 1967. An Echel- Annual Reviews Inc., 1976, Seiten mente“ Kiepenheuer-Institut für le Spectrometer-Spectrograph for 23 – 42 Sonnenphysik (KIS), WS0607 Astronomical Use [3] D. J. Schroeder, 1976. Design Con- [5] Bernd van der Smissen, 1996. Astronomical Society of the Paciﬁc, siderations for Astronomical Echelle Entwurf und Konstruktion eines 1967, Seiten 1253 – 1275 Spectrographs Applied Optics, Vol. Spektrographen für die Messung der [2] F. Chaffee / D. J. Schroeder, 1976. 6, No.11 Dopplerverschiebung von Sternen, Astronomical Applications of Fachhochschule Lübek 1996 Beobachtung der Radialgeschwindigkeits- periode des Be-Sterns Gamma Cassiopeiae von Roland Bücke

Gamma Cassiopeiae ist der hellste Emis- Harmanec et al. [1] konnten 2000 erst- Begleiters von g Cas zurückzuführen ist. sionslinienstern der Spektralklasse B an mals eine Radialgeschwindigkeitsperiode Bestätigt wurde dieses Ergebnis von Mi- der nördlichen Hemisphäre. Obwohl die- von 203 Tagen nachweisen, die auf die roshnichenko et. al. [2] in 2002. Dem- ser Stern seit einigen Jahrzehnten inten- Existenz eines schon früher vermuteten nach ist g Cas ein spektroskopischer Dop- siv beobachtet wird, sind viele Fragen zum physikalischen Verständnis dieses komplexen Sternsystems nicht restlos Beobachtung der Radialgeschwindigkeitsperiode des geklärt. Das Langzeitmonitoring der zeit- Be-Sterns Gamma Cassiopeiae lich veränderlichen Emissionslinien, das durch Mitglieder der Fachgruppe Spek- 1993-2000 [1] 1997-2002 [2] ab 2006 troskopie durchgeführt wird, ist deshalb P [Tage] 203,59 +/-0,29 205,50 +/-0.38 204,5 für die weitere Erforschung nicht zu un- Tper [JD] 2450578,7 +/-4.2 … 2454235 terschätzen. In diesem Aufsatz möchte ich Tmax [JD] … 2450541,2 +/-2.5 … erste Ergebnisse meiner Radialgeschwin- E [-] 0,26 0,00 0,06 digkeitsmessungen an der Hα-Linie vor- ω [°] 47,9 +/-8,0 … 45 stellen, die bei einer Fortführung der K1 [km/s] 4,68 +/-0,25 3,80 +/-0,12 4,13 Beobachtungen – vielleicht ebenso wie rms [km/s] 1,455 0,936 0,82 das Langzeitmonitoring – einen Beitrag Anzahl Spektren 272 162 69 zum Verständnis des Systems g Cas liefern können. Tabelle 1: Bahnparameter aus eigenen Messungen sowie aus [1] und [2]

VdS-Journal Nr. 30 Schwerpunktthema: Spektroskopie

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pelstern mit nur einem Spektrum – das überwiegend im Spektrum der zweiten Komponente ist Bereich von 150 bisher nicht nachweisbar. Die Natur des bis 300 Sekunden. Begleitsterns ist ebenso ungeklärt. Dieser Jede Spektralauf- könnte sowohl ein kompaktes Objekt (ein nahme wurde von Weißer Zwerg oder ein Neutronenstern), Ne-Kalibrierspek- als auch ein „normaler“ Stern sein. Die tren flankiert. Da aus den bisherigen Beobachtungen durch das S/N der Auf- Harmanec und Miroshnichenko abgelei- nahmen mit typi- teten Bahnparameter stimmen gut über- scherweise 60 bis ein, zeigen jedoch im Detail Differenzen 90 für genaue Mes- (Tab. 1), so dass für eine Präzisierung sungen zu gering dieser Ephemeriden weitere Beobachtun- war, wurden Wie- gen erforderlich sind. derholungsaufnah- men erforderlich. Beobachtung und Datenreduktion Von den jeweiligen Die Spektren wurden mit einem Newton- Beobachtungsbe- 1 Emissionslinie Hα (durchgezogene Linie) mit Gaußfit system von 20 cm Öffnung und einem dingungen abhän- (gepunktete Linie) via Lichtleiter angekoppelten Gitterspek- gig, liegen deshalb trographen aufgenommen. Dispersion jeder Radialge- sich, weil zeitliche Instabilitäten durch und spektrale Auflösung betragen 0,56 schwindigkeitsbestimmung drei bis elf zwischengeschaltete Kalibrieraufnahmen Å/Pixel bzw. 1,9 Å. Der Lichtleiter hat Wiederholungsaufnahmen zugrunde. einen geringeren Einfluss haben, even- einen Kerndurchmesser von 200 µm. Die Diese Beobachtungstechnik hat bei der tuelle Ausreißer in den Messwertreihen gekühlte CCD-Kamera ist mit einem Li- Radialgeschwindigkeitsbestimmung ge- erkannt werden und aus der Streuung nearsensor mit 2048 Pixeln ausgestattet. genüber der Langzeitintegration mehrere Rückschlüsse auf die Zuverlässigkeit ei- Die Integrationszeit der Aufnahmen lag Vorteile: Die Kalibriergenauigkeit erhöht ner Messung gezogen werden können.

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Journal Nr. 30 28 Schwerpunktthema: Spektroskopie

Die Bestimmung der Dopplerverschie- die sich auf die Position der angefitteten ist die Datenbasis noch zu gering. bung kann im aufgenommenen Wellen- Gaußfunktion auswirken. Nach Abzug Die vorliegenden Beobachtungsergeb- längenbereich von 6300 – 6700 Å nur dieses Trends, der für den ausgewerteten nisse geben aber Anlass zu der Hoff- an der Hα-Linie erfolgen, da das Spekt- kurzen Zeitabschnitt durch ein Polynom nung, dass die erzielte Messgenauigkeit rum keine weiteren Linien ausreichender 3. Grades gut wiedergegeben wird, erhält ausreicht, um bei einer Fortführung der Stärke aufweist. Die Auflösung der Spek- man durch erneute Anpassung der Radi- Kampagne zur Präzisierung der aktuell tren ist für die Wiedergabe von Details algeschwindigkeitskurve (Abb. 4) die für verfügbaren Bahnparameter beitragen zu im Profil der Hα-Linie zu niedrig, so dass den gegenwärtigen Stand der Beobach- können. sich die Gaußfunktion zur Approximati- tungen wahrscheinlichsten Bahnparame- on an die Intensitätsverteilung und damit ter (Tab. 1). Das zugehörige Phasendia- zur Wellenlängenbestimmung gut eignet gramm zeigt die Abbildung 5. Literatur (Abb. 1). Dies wird durch die geringe [1] Harmanec, P. et. al., Properties and Streuung der Messwerte für die jewei- Die Messgenauigkeit liegt mit einem nature of Be stars, XX. Binary na- lige Aufnahmeserie einer Beobachtung RMS-Wert von 0,82 km/s auf demselben ture and orbital elements of g Cas, bestätigt, welche sich typischerweise im Niveau wie in [2]. Obwohl die Standard- Astron. Astrophysics 364, L85-L88 Bereich von 0,4 bis 0,8 km/s bewegt. abweichung des Mittelwertes der Wie- (2000) derholungsmessungen wesentlich kleiner [2] Miroshnischenko, A.S., Bjorkman, Ergebnisse (typisch zwischen 0,1 und 0,3 km/s) ist K.S., Krugov, V.D., Ninary Nature An die Messwerte wurde iterativ eine Ra- und theoretisch eine genauere Kurvenan- and Long-Term Variations of g Cas- dialgeschwindigkeitskurve, wie sie sich passung erlauben sollte, scheint ein Limit siopeiae, The Astronomical Society aus einer Keplerbahn ergibt, angefittet erreicht zu sein, das durch die kurzzeiti- of the Pacific, 114:1226-1233 (Abb. 2). Die Abweichungen der Mess- gen Profiländerungen der Hα-Linie vor- (2002) werte von dieser Kurve sind in Abbil- gegeben ist. dung 3 dargestellt. Die Regressionskurve Die Bahnparameter stimmen mit den Li- zeigt den langfristigen Trend der Radial- teraturwerten gut überein. Die moderaten geschwindigkeiten im Beobachtungszeit- Abweichungen sollten zum gegenwär- raum. Dieser Trend ist auf Profilände- tigen Zeitpunkt noch keinen Anlass zu rungen der Hα-Linie zurückzuführen [2], weiter führenden Aussagen geben. Dafür

2 Radialgeschwindigkeitsmesswerte mit 3 Residuen der 1. Kurvenanpassung Radialgeschwindigkeitskurve mit Polynom 3. Grades

4 Radialgeschwindigkeitsmesswerte nach Abzug des 5 Das Phasendiagramm langfristigen Trends mit Radialgeschwindigkeitskurve

VdS-Journal Nr. 30 NEU DayStar ST 60/1375 SolaREDi Sonnenteleskope Omegon Nightstar 25x100 Die SolaREDi sind multifunktionale, sofort einsatzbereite H-alpha Sonnenteles- Das Omegon Nightstar 25x100 ist ein leistungsfähiges Großfernglas für Naturbe- kope, die Leistung, Preis, Transportabilität und Qualität in einem vereinen. Die obachtungen und ein lichtstarkes Instrument für astronomische Übersichtsbeo- Teleskope sind mit 35mm Blockfiltern ausgestattet und werden mit einem 2‘‘ bachtungen, das sich aufgrund der eingebauten Filtergewinde auch ausgezeich- Moonlight Fokussierer ausgeliefert. net für großflächige Nebelregionen eignet. Durch einen stabilisierenden Mit- Artikel-Nr. Preis telsteg mit integriertem Stativa- Å7 12792 1.895,– dapter aus Metall, lässt sich das Å5 12793 2.640,– Fernglas optimal auf jedes han- Å3 12794 5.795,– delsübliche Stativ montieren und austarieren. Das Fernglas wird mit einer stabilen Tragetasche geliefert.

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VdS-Journal Nr. 30 Alle angegebenen Preise in Euro inkl. 19% MwSt. Preisänderungen und Irrtümer vorbehalten. Astroshop.de ist ein Bereich der nimax GmbH. Mehr Informationen zu unserem Unternehmen finden Sie unter www.nimax-gmbh.de. 30 Schwerpunktthema: Spektroskopie

SpecRaVE – ein Gemeinschaftsprojekt der Fachgruppen Computerastronomie und Spektroskopie von Roland Bücke

Wer sich mit der spektroskopischen Be- obachtung astronomischer Objekte be- schäftigt, wird sehr schnell feststellen, dass nach der Beobachtungstätigkeit am Teleskop noch einmal viel Zeit für die Auswertung der aufgenommenen Spek- tren benötigt wird. Dieser Zeitaufwand kann in Abhängigkeit von der Zielset- zung der Beobachtungen durchaus ein Vielfaches der Zeit am Teleskop betragen. Die Spektroskopie ist sehr mathematik- lastig, was sicher auf den einen oder anderen abschreckend wirken mag. Hier hat in den letzten Jahren die Entwicklung von guten Spektrenverarbeitungsprogrammen vor allem den Windowsnutzern einige Erleichterungen gebracht. Auch Anfän- gern wird somit der Einstieg in dieses anspruchsvolle Gebiet der Astronomie schneller ermöglicht.

Dennoch werden spezielle Fragestellun- gen immer wieder Berechnungen erfor- dern, die von Standardbearbeitungs- 1 Oberfläche des Programms SpecRaVE programmen nicht abgedeckt werden können. In dieser Situation befand auch VE (Spectroscopic Radial Velocity Evalu- zufreunden und einmal über den Teller- ich mich im Jahr 2004, als ich meine ation) tauften, sehen lassen. Abbildung 1 rand zu schauen, wie man treffend sagt. ersten Versuche der Messung von Radi- zeigt die Programmoberfläche mit einem Mittlerweile hat sich zwischen uns eine algeschwindigkeiten unternahm. Ausge- zur Auswertung eingelesenen Spektrum. tragfähige Arbeitsteilung entwickelt. Die nommen einige professionelle Software- Ursprünglich wollten wir uns speziell Oberfläche und die Bedienbarkeit des pakete wie z.B. MIDAS, die unter Linux der Auswertung spektroskopischer Be- Programms entwickeln wir im Dialog. laufen, gab und gibt es hierfür bislang obachtungen zur Bestimmung der Bahn- Meine eigenen Erfahrungen aus der Be- keine auf dem Betriebssystem Windows elemente von Doppelsternen widmen. obachtungstätigkeit fließen in die Funk- basierende Software. Warum also nicht Die Funktionen des Programms zur Be- tionalität ein, der Programmcode wird das Expertenwissen aus der Astronomie- stimmung der Dopplerverschiebung der von Helmut Jahns entwickelt, und mir gemeinschaft, speziell der Kollegen der Spektrallinien zur Berechnung der Ra- obliegt das Testen an realen Spektren, FG Computerastronomie, in Anspruch dialgeschwindigkeiten unter Berücksich- das Aufspüren von Fehlern, die sich un- nehmen? Meine eigenen, sehr beschei- tigung der Korrektur der Erdbewegung weigerlich hin und wieder einschleichen, denen Programmierkenntnisse stammen sind aber ebenso zur Auswertung aller sowie das Erstellen der Dokumentation. aus der Zeit des Betriebssystems DOS anderen Sterne mit Radialgeschwindig- Nachdem ich auf der letzten Tagung der und sind für ein solch anspruchsvolles keitsvariationen geeignet. Fachgruppe Spektroskopie in Heidelberg Unterfangen unzureichend und veraltet. über unsere neueste Version von SpecRa- Über den eigenen Tellerrand hinaus VE informiert hatte, bot uns unerwartet Beispiel für intensive und Zu Beginn unseres Projektes mussten wir ein Teilnehmer, Herr Dieter Küspert, freundschaftliche Zusammenarbeit viel Zeit investieren, um uns gegenseitig eine Übersetzung der Dokumentation zwischen den Fachgruppen in die spezifischen Anforderungen, Mög- ins Englische an, was einer Erweiterung Eine Anfrage bei der FG Computerast- lichkeiten und Grenzen unserer Fach- des kleinen Nutzerkreises des Programms ronomie stieß auf Interesse, und es ent- gebiete einzuarbeiten. Ich denke, dass sehr dienlich sein wird. An dieser Stelle wickelte sich seitdem eine intensive und dies immer die schwierigste Phase einer möchten wir Herrn Küspert ein herzliches freundschaftliche Zusammenarbeit mit interdisziplinären Zusammenarbeit sein Dankeschön aussprechen. Herrn Helmut Jahns. Mittlerweile kann wird, erfordert es doch viel Geduld und sich das Ergebnis unserer Bemühungen in Bereitschaft aller Beteiligten, sich mit Bei der Weiterentwicklung unseres Pro- Form eines Programms, das wir SpecRa- fremden Inhalten und Arbeitsweisen an- gramms legen wir vor allem Wert auf

VdS-Journal Nr. 30 Schwerpunktthema: Spektroskopie 31

2 Fenster für die Kalibrierung eines Spektrums 3 Automatisch durch Gaußﬁt erkannte Spektrallinien (blau)

eine leichte Bedienbarkeit, Absturzsi- ponenten ermittelt werden. Keplerbah- mut Jahns wird in einem der nächsten cherheit und einen Funktionsumfang, der nen, auf denen sich die Doppelsternkom- Hefte des Journals näher auf die mathe- ausschließlich vom Anwendungszweck ponenten bewegen, werden durch fünf matischen Details und die verwendeten des Programms bestimmt wird. Der Nut- voneinander unabhängige Parameter Algorithmen eingehen. Von der Leis- zer soll ohne längere Einarbeitungszeit beschrieben. Für diese Parameter muss tungsfähigkeit der bereits verfügbaren sicher zu genauen Ergebnissen gelangen. aus den Beobachtungsdaten die optimale Version können Sie sich in dem voran Wie schnell unterlaufen z.B. bei der Be- Anpassung gefunden werden, was ma- gegangenen Artikel „Messung der Radi- rücksichtigung der Erdbewegung um die thematisch zusätzlich durch die Tatsache algeschwindigkeitsperiode des Be-Sterns Sonne und der Erdrotation Vorzeichen- erschwert wird, dass die Keplergleichung Gamma Cassiopeiae“ überzeugen. fehler. zur Berechnung der exzentrischen Ano- malie transzendent ist und deshalb nur Wir Hobbyastronomen beobachten - in Gegenwärtig sind im Programm iterativ gelöst werden kann. Fachgruppen organisiert - vielfach die folgende Features realisiert: Ein Abschluss unseres Projektes ist also gleichen Objekte, jedoch mit ganz unter- • Wellenlängenkalibrierung der Spekt- nicht in Sicht. Wünschenswert sind noch schiedlichen Methoden. Dies ist sinnvoll, ren mit Polynomfunktionen bis zur viele andere Funktionen, deren Realisie- findet man doch engagierte Mitstreiter 4. Ordnung (Abb. 2). rung durch unsere begrenzte Freizeit nur mit gleichen Interessen und Erfahrun- • Bestimmung der Wellenlänge der langfristig möglich sein wird. An dieser gen. Möchte man aber tiefer in die Ge- Spektrallinien durch automatisches Stelle möchte ich interessierte Leser zum heimnisse der Objekte selbst eindringen, Anfitten einer Gaußfunktion. Dabei aktiven Mitmachen ermuntern und herz- ihr eigentliches Wesen ergründen, ist die kann der Linienbereich, der angepasst lich dazu einladen. Zusammenführung der verschiedenen werden soll, ausgewählt werden. Dies Beobachtungsmethoden, die sogenannte ist vor allem bei asymmetrischen In diesem Artikel war mir vor allem die Interdisziplinarität, auch für uns Ama- Linienprofilen sinnvoll. Die Fitpara- Vorstellung unseres Projektes als Beispiel teure bereichernd. Hierin liegt meines meter können variiert werden, so dass einer gelungenen Zusammenarbeit zwi- Erachtens ein noch nicht ausgeschöpftes die Linienerkennung dem Charakter schen zwei Fachgruppen wichtig. Hel- Potenzial für unser Hobby Astronomie. des jeweiligen Spektrums optimal Anzeige angepasst werden kann (Abb. 3). • Identifikation von angefitteten Spek- trallinien. Die erforderlichen Dateien Werden Sie mein Partner eines enthalten die Laborwellenlängen zur 3*** Hotels & Sternwarte Berechnung der Dopplerverschiebung. • Manuelle Auswahl von geeigneten in Süd-Marokko Spektrallinien für die Radialgeschwin- digkeitsbestimmung. Aus Altersgründen suche ich einen Partner mit Kapitalbeteiligung und Leitungs- • Berechnung der auf die Sonne anspruch für mein Hotel & Sternwarte. bezogenen Radialgeschwindigkeiten. Sie sind Amateur-Astronom und sind bereit für 6 Monate im Jahr die Astro-Be- • Verschiedene Möglichkeiten der sucher zu betreuen und ein 18 Zimmer 3*** Hotel mit 10 Mitarbeitern zu leiten. Speicherung der Ergebnisse ganzer Pensionierte Amateur Astronomen mit Erfahrung in Mitarbeiterfuehrung sind Messreihen. bevorzugt. Beherrschung der deutschen und englischen sowie Grundkenntnisse der franz. Sprache sind vorteilhaft. Meine Vision: Anteil Kapitalbeteiligung = Anteil Teilzeitleitung. Noch viele weitere Funktionen in Planung Ich sichere Ihnen absolute Vertraulichkeit zu. Angebote per E-mail erbeten an: Momentan sind wir mit der Implementie- BB, den 15.02.2009 Gérant Unique rung eines Tools beschäftigt, mit dem aus Sahara Express Sarl Casablanca den errechneten Radialgeschwindigkeiten [email protected] die Bahnparameter von Doppelsternkom-

VdS-Journal Nr. 30 32 Schwerpunktthema: Spektroskopie

Einsteigerkurse Astrospektroskopie – Rück- und Ausblicke von Urs Flükiger erläuterten die Dozenten nun den Ein- satz von Windows-Programmen wie Iris, Vspec, MK32, MaximDL und Excel zur Spektrenreduktion.

Der von der Firma Baader-Planetarium angebotene Spektrograph DADOS wurde im Laufe des Jahres 2008 ausgeliefert. Dies führte dazu, dass viele Teilnehmer des zweiten Kurses nun DADOS- Besitzer waren. Die Kursleitung berücksichtigte dies mit einer speziell für diese Zielgrup- pe vorgesehenen Zeitreserve. Da einige der DADOS-Besitzer ihre neuen Geräte mitgebracht hatten, wurde der sonnige Tag gleich genutzt, um mit den vorhandenen Geräten visuelle Spektroskopie des Tageslichtes zu betreiben.

1 Einige der Teilnehmer des Spektroskopie-Einsteigerkurses Zu beiden Kursen waren Interessierte aus allen Teilen Deutschlands und aus der Schweiz angereist. Etliche nahmen lange Am 16. Februar 2008 führte die Fach- Einsteigerkurs - wiederum in der Stern- Wege auf sich, um an den beiden Kursen gruppe Spektroskopie der Vereinigung warte Starkenburg in Heppenheim – teilnehmen zu können. Auch die Gesel- der Sternfreunde (FGS) in der Sternwarte diesmal unter der Leitung von Thomas ligkeit kam nicht zur kurz: Während der Starkenburg in Heppenheim zum ersten Hunger und Ernst Pollmann statt. Wieder Mittagspause im Restaurant auf der Star- Mal einen ausschliesslich für Einsteiger waren rund 20 Interessierte – darunter kenburg lernten sich viele Teilnehmer zugeschnittenen Kurs in Astrospektro- „alte“ und „neue“ Gesichter – anwesend, besser kennen kennen. skopie durch. Initiiert durch eine Idee die den Ausführungen der Dozenten von Berthold Geck organisierten Lothar Hugo Kalbermatten, Thomas Hunger und Der offensichtliche Bedarf an solchen Schanne, Günter Gebhard und Ernst Poll- Ernst Pollmann folgten. Kurz wurde der Einsteigerkursen bewegte die FGS dazu, mann den Kurs. Als kompetente Dozen- Stoff vom Vorkurs wiederholt und auf die Einsteigerkurse als feste Institution ten zeigten Lothar Schanne und Günter anstehende Fragen eingegangen. Wur- anzubieten. Des Weiteren sollen mehr- Gebhard den rund 20 Anwesenden die den im ersten Kurs ausschliesslich the- tägige Workshops in der Gastgeber- für die Astrospektroskopie notwendigen oretische Kenntnisse vermittelt, sollte sternwarte Starkenburg das Kursangebot bzw. geeigneten Apparate und Instru- der Schwerpunkt im zweiten Kurs mehr erweitern. Den Freunden von der Star- mente und erklärten deren Funktionswei- praktischer Natur sein. kenburg-Sternwarte sei schon jetzt herz- sen. Die Aufnahmetechnik von Spektren lichst für ihre Unterstützung gedankt. (Rohaufnahmen) und derer Bearbeitung Dennoch wurde zu Beginn mit der Dar- Der erste Workshop ist für den 6. bis 8. mittels des Linux-basierten Programms stellung über die Möglichkeiten der August oder den 5. bis 7. November 2009 ESO-MIDAS und dem MIDAS-Skript Lichtspaltung mittels Refraktion (Pris- vorgesehen. Die Webseite der FGS wird „OPA“ von Günter Gebhard wurde vor- ma) oder Beugung (Gitter), die Gitterar- darüber hinaus künftig eine Einsteiger- gestellte. Für die Festigung des Gelernten ten (Reﬂektion, Transmission) und die präsentation - mit Glossar und Aufgaben in Form von Hausaufgaben stellte Lothar Funktion eines CCD-Detektors einiges an zur Vertiefung der Astrospektroskopie - Schanne Rohaufnahmen zur Verfügung. Theorie vermittelt. Anschliessend ging es anbieten. Auf einem Fortsetzungskurs im Herbst aber stark praxisorientiert zur Sache. Die 2008 wurden dann die Ergebnisse be- einzelnen Schritte von der Aufnahme der sprochen, Schwierigkeiten gemeinsam Spektren über die Bildbearbeitung bis zu bearbeitet und Fragen beantwortet. Ein Reduktion, Normierung und Wellenlän- spezieller Unterordner „Heppenheim“ im genkalibration wurden hierbei detailliert Internet-Forum der FGS bot inzwischen mittels Computerpräsentationen, eines eine Austauschplattform. Flipcharts sowie Anschauungsmaterial Am 8. November 2008 fand der zweite erklärt. Im Gegensatz zum ersten Kurs

VdS-Journal Nr. 30 Schwerpunktthema: Spektroskopie 33

Erste Erfahrungen mit DADOS

von Urs Flükiger

Gerade zum Zeitpunkt, als ich mich für die Astrospektroskopie zu interessieren begann, stellte Baader Planetarium den DADOS-Spektrographen vor. Dieses auf Entwicklungen des Max-Planck-Institu- tes basierende und lange vor dessen Aus- lieferung zu einem Subskriptionspreis angebotene Gerät ist bis zur endgültigen Marktreife ständig verbessert worden. Dabei sind auch Ideen und Erfahrungen vieler Spektroskopiker aus Diskussionfo- ren eingeﬂossen. Es handelt sich bei DA- DOS um einen Gitterspektrographen mit Spalt, der drei Spaltweiten (25, 35 und 50 µm) und ein Gitter mit 200 Linien/ mm bietet.

Rund ein Jahr nach meiner Bestellung wurde das Gerät im November 2008 in- klusive der angeforderten Sonderoptionen 1 DADOS montiert auf Stativ mit Foto-Objektiv und CCD-Kamera. (ein zusätzliches Gitter mit 900 Linien/ mm), zwei Kellner-Okularen (Brennweite 10 und 20 mm), diverser Adaptionsringe DADOS sind sehr sauber gearbeitet. Die apterstückes legt im DADOS-Gehäuse sowie einer speziell für den DADOS an- beweglichen Teile bieten eine satte aber ein T2-Innengewinde frei. Mit diesem gepassten Ar/Ne-Kalibrierlampe zusam- trotzdem leichtgängige Bedienung. Alle in der Amateurszene weit verbreiteten men in einem speziellen Köfferchen mit Öffnungen des DADOS sowie die Okulare Anschluss besteht eine Fülle von Ad- zugeschnittener Schaumstoffeinlage ge- und die Korrekturoptik sind mit stabi- aptionsmöglichkeiten, wie z.B. mit ent- liefert worden. Die Bedienungsanleitung len Kappen vor Staub und Schmutz ge- sprechendem Adapter auf ein Fotoobjek- kann von der Webseite des Herstellers [1] schützt. Das zweite, nicht genutzte Gitter tiv. Zudem verfügt das 2“-Adapterstück in Deutsch oder Englisch herunter gela- kann in einem stabilen und dichten Be- („Nosepiece“) über ein 2“-Filtergewinde. den werden. hälter aufbewahrt werden. Das T2-Innengewinde beﬁndet sich in einem Gewindereduktionsstück, das aus Der erste Eindruck des Geräts ist sehr Der DADOS ist für den Einschub in ei- dem DADOS-Gehäuse herausgeschraubt ansprechend und auch die nähere Be- nen 2“-Okularstutzen vorgesehen. Das werden kann und ein größeres Innen- trachtung bestätigt dies. Alle Teile des Entfernen des eingeschraubten 2“-Ad- Feingewinde frei gibt.

Mit einem Okular im 1,25“-Okular- 2 Spektrum des Tageslichts, aufgenommen mit DADOS (Gitter 200 Linien/mm) stutzen auf halbem Lichtweg kann das und einer Canon EOS350D. Die drei Spektren wurden gleichzeitig durch die drei Scharfstellen und Nachführen eines Ziel- Spalte erzeugt. Die Fraunhoferlinien sind deutlich erkennbar. objekts bewerkstelligt werden. Zuerst

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Journal Nr. 30 34 Schwerpunktthema: Spektroskopie

der Fokussierung und Nachführung dann auch ein Autoguiding ermöglicht. Am Ende des Lichtwegs des DADOS (Detektoranschluss) beﬁndet sich ein Drehfokussierer mit einem T2-Außen- gewinde. Mit dem mitgelieferten und auf dieses T2-Gewinde aufschraubba- ren 1,25“-Okularstutzen, der mit einem weiteren Drehfokussierer ausgestattet ist, kann das Spektrum direkt durch ein Okular betrachtet werden. Anstelle eines Okulars werden aber sicher oft Webcams, DSLRs oder CCD-Kameras eingesetzt, die je nach Bauart und Adapter entweder in diesen 1,25“-Okularstutzen oder direkt auf das T2-Außengewinde gesetzt werden. Für eine einfachere Handhabung beim Anbringen einer Kamera am DA- DOS liegt ein praktisches Kupplungs- stück mit beidseitigem T2-Außen- bzw. Innengewinde bei. 3 Ar/Ne-Kalibrierspektrum. An der Breite der Linien lässt sich die Anordnung der Spalte ablesen: 35, 25, 50 µm (von oben nach unten). Die Wellenlängen einiger Mit der Mikrometerschraube, versehen Kalibrierlinien sind angegeben. Aufgenommen mit einer CCD-Kamera Atik ATK 314 L. mit Teilkreis, kann das Reﬂektionsgit- ter sehr fein und mit hoher Wiederhol- genauigkeit auf die gewünschte Wellen- länge eingestellt werden.

Meine ersten Schritte, Spektren zu foto- graﬁeren, waren mit dem DADOS sofort von Erfolg gekrönt. Sei es mit Webcam, DSLR- oder CCD-Kamera. Die Spektren von Kalibrierlampe, Sonne oder künstli- chem Stern waren nach wenigen Belich- tungs- und Fokussierversuchen scharf und bei der Canon sogar in Farbe vorhanden.

Mein Wunsch, den DADOS für das Aus- messen von Filtern und diversen Leucht- körpern einsetzen zu können, ließ mich eine einfache Montage aus Gasrohrschel- le und altem Duschkopf mit Kugelkopf- verstellung basteln [2]. Nun ist es mir möglich, den DADOS auf das Gewinde 4 Detail des Tageslichtspektrums, aufgenommen mit dem 900-Linien/mm- eines handelsüblichen Fotostativs aufzu- Gitter und einer CCD-Kamera Atik ATK 314L unter der gleichen Gitterstellung wie schrauben und in alle Richtungen aus- Abbildung 3. Rechts ist eine atmosphärische O2-Absorptionsbande zu sehen. zurichten. Mittig die Hα-Linie. Wie sich der DADOS im Einsatz und Ver- wird im Filtergewinde des gewählten - z.B. ein Stern - auf die die Spalte um- gleich zu etablierten Spektrographen wie Okulars die mitgelieferte Korrekturoptik gebende Spiegelﬂäche mittels Fokussier- z.B. Lhires III verhalten wird, muss sich samt Verlängerungshülse eingeschraubt. einrichtung des Teleskops scharf gestellt. noch zeigen. Ich bin aber überzeugt, mit Das Ganze wird nun in den Okularstutzen Jetzt muss nur noch das Zielobjekt auf den dem DADOS ein Gerät mit gutem Kosten- eingeschoben und mit entsprechendem gewünschten Spalt ausgerichtet werden. Nutzen-Verhältnis erstanden zu haben. Schieben auf die drei Spalte fokussiert. Und schon kann es mit der Spektrenbeob- Ein mitgelieferter Fixierring ermöglicht achtung losgehen. Genauso ist auch eine Literatur es, einen Anschlag in dieser Stellung zu Webcam anstelle eines Okulars einsetzbar, [1] http://www.baader-planetarium.de setzen. Anschließend wird das Zielobjekt die neben einer angenehmeren Kontrolle [2] http://www.ursusmajor.ch/

VdS-Journal Nr. 30 Schwerpunktthema: Spektroskopie 35

Spektroskopische Beobachtungen auf der Sonne von Dieter Goretzki

Das Forschungsobjekt „Sonne“ ist von großem Interesse, da die Sonne als einziger selbstleuchtender Himmelskörper der Erde so nahe ist, dass Einzelheiten auf ihrer Oberfläche (Flecken, Fackeln, Granulation usw.) detailliert beobachtet werden können. Die Sonne ist ein heißer Gasball mit einer Oberflächentemperatur von etwa 6000 K. Ihre Erforschung liefert einen wichtigen Baustein im Verständnis der Zusammensetzung und des Aufbaus 1 Ausschnitt des Sonnenspektrums mit Fraunhoferschen Linien im Wellenlän- der Sterne [1]. genbereich 484,6 bis 486,5 nm. Die Elemente, die Linien erzeugen, sind benannt. Die Informationen erhalten wir über ihre Strahlung in allen Frequenzbereichen, wobei viele allerdings durch die Erdat- 2 Projektion mosphäre abgeblockt werden. Das opti- der Sonne und sche Fenster, das uns zugänglich ist, ist Einkoppelung in der Bereich vom Ultrablauen (etwa 350 den LWL nm) bis zum Infraroten (1 µm). Die sichtbare Sonnenstrahlung stammt aus einer sehr dünnen, nur einige hundert Kilo- Methode“ wie z. B. meter dicken Schicht, der sog. Photo- bei den Fixsternen sphäre. Wird dieses Licht mit Hilfe eines arbeiten [2]. Viel- Spektrometers in einzelne Wellenlängen mehr ist es unum- zerlegt, erhält man ein sog. Absorptions- gänglich, einen sog. linienspektrum der Sonnenphotosphä- Spaltspektrographen re. Eingebettet in das helle Kontinuum einzusetzen. Um können darin mehr oder weniger dunkle auch feinere Details Linien beobachtet werden, die zu Ehren im Spektrum auf- ihres Entdeckers als „Fraunhofersche Li- zulösen, sollte der nien“ bezeichnet werden. Spektralapparat über det. Dieser hat einen Kerndurchmesser eine genügend hohe Auflösung R=l/Δl von 0,2 mm und eine Länge von 15 m. Die Linien werden durch chemische Ele- >50.000 verfügen. Dadurch sind diese mente oder Moleküle hervorgerufen, die Spektrographen meist zu schwer, um sie Das projizierte Bild der Sonne kann ge- in der Photosphäre der Sonne vorhanden direkt an ein Teleskop zu montieren. Des- fahrlos betrachtet werden. Da dies auf sind. Sie entstehen, indem Elektronen halb werden sie separat aufgestellt. Um die Dauer anstrengend ist, wird das Bild eines Atoms, Ions oder Moleküls im in- den Spalt des Spektrographen mit dem mit einer Webcam bequem auf einem PC tensiven Strahlungsfeld tiefer liegender Licht der Sonne zu beleuchten, verwende beobachtet. Mit Hilfe einer manuellen Schichten der Sonne von niedrigeren auf ich einen Lichtwellenleiter (LWL). Steuerung des Teleskops ist es möglich, höhere Energieniveaus gehoben werden. den LWL an definierte Stellen der Son- Die dazu benötigte Energie fehlt dann Mit Hilfe eines 4’’-SC-Teleskops (f/10) nenoberfläche zu führen. Wenn z. B. der im Kontinuum, die Linie erscheint dun- wird das Bild der Sonne auf einen Schirm Rand der Sonne mit einer Markierung, kel. Durch die Beobachtung und genaue projiziert (Abb. 2), der fest mit dem Tele- wie sie Abb. 3 zeigt, übereinstimmt, hat Vermessung solcher Linien lassen sich skop verbunden ist. Die Brennweite des der LWL einen geometrisch festgelegten Erkenntnisse über die Struktur der Pho- Teleskops wird mit Hilfe einer Barlow- Abstand zum Sonnenrand. tosphäre, die Häufigkeit der chemischen Linse so verlängert, dass das Sonnenbild Elemente in ihr u.v.m. gewinnen. einen Durchmesser von ca. 60 mm hat. Das Licht aus dem anderen Ende des LWL Bei dieser Projektionsgröße sind auch wird mit einer Linse kollimiert und so Aufnahmeapparatur größere Flecken erkennbar. Die Projekti- der Eintrittsspalt des Spektrographen be- Da uns die Sonnenscheibe auf der Erde onsfläche hat in der optischen Achse ein leuchtet. Allerdings wird dadurch Licht als flächiges Objekt erscheint, kann man Loch von 0,5 mm, hinter dem sich ein verschenkt, so dass Aufnahmen von hier nicht nach der „Objektiv-Prismen- Ende des Lichtwellenleiters (LWL) befin- Spektren mit hoher zeitlicher Auflösung

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Journal Nr. 30 36 Schwerpunktthema: Spektroskopie

mit 2600 Linien/mm. Der Arbeitsbereich kopische Untersuchungen durchgeführt beträgt ungefähr 370 – 700 nm. Als De- werden. Die Spektren werden dazu zu- tektor wird eine CCD-Kamera Platinum nächst mit dem kommerziellen Pro- USB mit KAF402ME Chip verwendet. Die gramm AstroArt® aufgenommen (Abb. Wellenlängenkalibration erfolgt mit Hil- 1). Die Reduktion der Aufnahmen, d.h. fe einer Quecksilber-Niederdruck-Lampe Dunkelstrom- und Flatfield-Korrektur, oder mit einer Neon-Glimmlampe. Das Spektrumsextraktion sowie Wellenka- Auflösungsvermögen des Spektrogra- libration erfolgt anschließend mit dem phen wurde zu etwa 100.000 ermittelt, frei erhältlichen Programmpaket MIDAS wobei der Abbildungsbereich auf dem [4] mittels Auswerteskripten von Günter 3 Sonnenbild der Webcam zur Chip nur ca. 2 nm beträgt. Deshalb ist es Gebhard [5] unter Linux. Wird diese Pro- Positionskontrolle während der sinnvoll, unmittelbar nach der Aufnah- zedur auf das in Abb. 1 gezeigte Spekt- Spektralaufnahme me anhand eines Vergleichspektrums zu rum angewandt, erhält man als Ergebnis kontrollieren [3], ob auch der gewünsch- ein eindimensionales Spektrum (Abb. 5). nicht möglich sind. Die üblichen Belich- te Spektralbereich erfasst wurde. Erst nach der Extraktion des Spektrums tungszeiten betragen 20 – 40 Sekunden Hier sei mir eine Anmerkung für „An- werden Details (hier die sog. Dämpfungs- je Einzelspektrum. fänger“ gestattet: Vor einem Nachbau flügel der Wasserstoff-Linie) sichtbar und dieses Spektrographen sollte zunächst können quantitativ untersucht werden. Der Spektrograph ist ein Cherney-Tur- ein Gerät mit kürzerer Brennweite (max. ner-Aufbau. Das Licht gelangt zunächst 500 mm) gebaut werden, um daran be- Wird der gleiche Spektralbereich nicht auf den Spalt, der eine feste Breite von obachterische Erfahrungen zu sammeln. auf der Sonnenmitte sondern möglichst 10 µm und eine Höhe von 3 mm auf- Zur genauen Ausrichtung der optischen dicht am Sonnenrand aufgenommen, weist. Kollimator- und Kameraspiegel Elemente hat sich die Verwendung eines erhält man das in der Abb. 6 gezeig- haben ca. 1000 mm Brennweite und ei- Laserpointers als vorteilhaft erwiesen. te Spektrum. Die Dämpfungsflügel sind nen Durchmesser von 50 mm. Die Licht- vollständig verschwunden, da man durch stärke beträgt somit 1:20. Beobachtungen den Blick auf den Sonnenrand nur das Das drehbar gelagerte holografische Mit Hilfe der oben beschriebenen Aus- Licht aus den höheren (und damit dün- Gitter hat eine Größe von 54 x 54 mm² stattung können verschiedene spektros- neren) Photosphärenschichten erhält.

Spektroskopiert man starke Linien wie die des Wasserstoffs an verschiedenen Stellen auf der Sonne, erhält man Er- kenntnisse über die Temperatur- und Druckschichtung der Photosphäre. Eine weitere Möglichkeit, die Temperatur- schichtung der Photosphäre zu ermitteln, besteht darin, an Stelle der CCD-Kamera eine Photodiode als Detektor zu verwenden. Lässt man nun das Bild des Son- nenäquators durch die Erddrehung über den LWL laufen, erhält man die typische 4 Design des Spektrographen (Angaben in mm) Mitte-Rand-Kontrastkurve. Eine ausführ

5 Extrahiertes Spektrum bei Hb auf der Sonnenmitte 6 Extrahiertes Spektrum bei Hb am Sonnenrand

VdS-Journal Nr. 30

AME2009

Mit Beteiligung der VDS e.V. 26. September 2009

4. Internationale Astronomie-Messe

Kommen Sie zur AME2009

Aufspaltung der Fe-I-Linie bei 630,2 nm durch den 7 Zeemann-Effekt • Rahmenprogramm Freuen Sie sich wieder auf ein attraktives Rahmenprogramm mit Stefan Seip, Siegfried Haberer, Prof. Dr. Hans-Ulrich Keller, Dr. Geffert und Gernot Meiser.

• Feiern Sie mit uns 100 Jahre Kosmos-Himmelsjahr

• Meetingpoints und „Treffpunkt Buch“

Manganlinien auf der Sonnen-Mitte (gepunktet: eigene 8 Beobachtung, durchgezogen: professionelle Aufnahme) • Wann? 26. September 2009, 10 bis 17.00 Uhr liche Beschreibung des Verfahrens mit zusätzlichen hilfreichen Informationen kann Literaturhinweis 6 entnommen werden.

Weitere spektroskopische Experimente sind die Messung der • Wo? Dopplerverschiebung von Spektrallinien durch die Rotation der 78054 VS-Schwenningen, Messegelände. Sonne. Hier erweist es sich als günstig, dass in bestimmten Mit 6000 kostenlosen Parkplätzen direkt spektralen Fenstern neben den solaren Absorptionslinien auch vor den Messehallen. terrestrische Linien (z.B. atmosphärischer Sauerstoff) beobachtet werden können, die als feste Wellenlängenmarker dienen. Die Ro- tationsgeschwindigkeit am Sonnenäquator beträgt etwa 2 km/s. Werden nun Spektren vom westlichen und östlichen Rand vermessen, erhält man den doppelten Wert. Die Verschiebung der • Jetzt anfordern Wellenlänge beträgt weniger als 0,01 nm und stellt damit ent- Unsere Infobroschüre zur sprechend hohe Anforderungen an den Spektrographen. AME2009 schicken wir Ihnen auf Wunsch gerne Der Zeemann-Effekt bezeichnet die Aufspaltung von Spektral- kostenlos zu. linien in einem äußeren Magnetfeld. Die Existenz lokaler Magnetfelder auf der Sonne insbesondere in Sonnenﬂecken- wurde zuerst von Hales um 1908 beobachtet. Zu einer tieferen theoretischen Behandlung dieses Themas sei auf Literaturhinweis Ansprechpartner: Siegfried Bergthal • Walburga Küchler 7 verwiesen. Für den Amateur wesentlich ist, dass eine Aufspal- Tel.: 0741 270 62 10 • Email: [email protected] tung der Linien je nach Sicht auf die Magnetfeldlinien in zwei

VdS-Journal Nr. 30 www.astro-messe.de 38 Schwerpunktthema: Spektroskopie

gegeneinander zirkular polarisierte oder ponenten. Diese Erscheinung wird auf nicht aufgelöst wird. Die durch die Bewe- in drei unterschiedlich linear polarisier- eine magnetische Kopplung des Spins gung der granularen Zellen hervorgeru- te Komponenten (sog. Lorentz-Triplett) zwischen Atomkern und Hüllenelekt- fene Dopplerverschiebung verwischt die erfolgt. Diese einfache Aufspaltung ronen zurückgeführt [8]. Sie ist an Ele- feineren Details. zeigen nur bestimmte Fraunhofersche menten zu beobachten, deren Atomkerne Linien, insbesondere Fe I bei 630,25 einen ungeradzahligen Spin haben. In Fazit nm. Andere Linien zeigen ein kompli- voller Pracht ist diese sog. Hyperfein- Die Sonne stellt uns ein Physiklabor kos- zierteres Aufspaltungsmuster. Welche struktur-Aufspaltung (Hfs) nur mit In- tenfrei zur Verfügung, in dem man mit Linien für den Amateur zur Beobach- terferenzspektrographen zu beobachten. einfachen, selbst gebauten Spektrogra- tung in Betracht kommen (es sind sehr Bei Spektrographen mit geringerer Auf- phen, Erkenntnisse zur Atomphysik und wenige) kann ebenfalls Literaturhinweis lösung führt dieser Effekt nur zu einer über ihren Aufbau experimentell gewin- 7 entnommen werden. Bei der Beobach- Verbreiterung der Spektrallinie, wobei nen kann. tung eines Sonnenflecks wird die Sichtli- das resultierende Profil der Linie keine nie wohl nie genau in Richtung der Feld- Gaußkurve mehr darstellt. linien oder senkrecht dazu sein, deshalb werden immer Mischformen beobachtet. Das Element Mangan zeichnet sich durch Um hier eine Trennung zu erreichen, eine Reihe von beobachtungstechnischen kann ein Polarisationsfilter vor dem LWL Vorteilen aus: Mangan ist ein Reinele- Literaturhinweise/Links: eingesetzt werden. ment. Es besteht nur aus einem Isotop [1] http://www.mps.mpg.de/homes/ (55Mn), und der Atomkern hat einen Spin schuessler/perspektiven.pdf Abbildung 7 wurde am Fleck vom von 5/2. Die Hyperfeinstruktur-Aufspal- [2] D. Goretzki, VdSJ Nr. 6 (2001) 83 02.07.2006 (es gab damals nur einen tung ist bei einigen Linien besonders gut [3] http://bass2000.obspm.fr/solar_ großen) aufgenommen, indem ein line- ausgeprägt. Da das Element auch von spect.php arer Polarisationsfilter vor den Eingang astrophysikalischem Interesse ist, z. B. [4] www.eso.org/esomidas/ des LWL angebracht wurde. Die Aufspal- HgMn-Sterne, gibt es eine auch für den [5] G. Gebhard, http://www.spektros. tung ist gut zu erkennen. Diese betrug Amateur gut zugängliche Datenlage. Auf de/ ca. 0,16 Å (siehe Markierung). Daraus er- der Sonne ist eine Reihe von Mn-Linien [6] www.uni-sw.gwdg.de/academics/ rechnet sich eine magnetische Feldstärke im grünen Spektralbereich sichtbar. praktikum von etwa 1700 Gauß. Zum Vergleich: Das [7] H. von Klüber, Über den Nachweis Erdmagnetfeld hat nur etwa ein Gauß. Abbildung 8 zeigt vier Spektrallinien, die und die Messung lokaler Magnetfel- Die benachbarte Fe-Linie bei 630,15 nm mit meinem Spektrographen auf der Son- der auf der Sonnenoberfläche, 1944 zeigt ebenfalls eine Aufspaltung, nur ne beobachtet wurden [9] im Vergleich [8] H. Kopfermann, Kernmomente, schwächer. Die beiden scharfen Linien zu den Aufnahmen, wie sie mit profes- 1956 sind terrestrische Sauerstoff-Linien, die sionellen Interferenzspektrographen er- [9] D. Goretzki, Spektrum – RB Fach- naturgemäß keine Aufspaltung zeigen. halten werden. Damit sind auch andeu- gruppe Spektroskopie Nr. 36, 2008 Zahlreiche Spektrallinien zeigen bei der tungsweise feinere Strukturen in den Beobachtung mit höher auflösenden Linien zu erkennen, da einmal die Auf- Spektrographen eine Aufspaltung in lösung wesentlich höher ist (> 500.000) mehrere eng beieinander liegende Kom- und bei meiner Methode die Granulation Spektren machen, aber wie? Einblicke in die Werkzeugkiste des Spektroskopikers von Thomas Hunger

Alle, die ein einigermaßen gehaltvolles achterisch nähern kann. Dank der riesi- on). Die Betrachtung bzw. Darstellung der Astronomiebuch lesen, stolpern zwangs- gen Informationsfülle im Internet [1] ist wellenlängenabhängigen Intensität, d.h. läuﬁg über Spektren. Und sei es nur des es problemlos möglich, sich leicht wei- die „Menge“ an Licht bei einer bestimm- bekannten Spruches wegen: „Oh be a terführende und über den Artikel hinaus ten Wellenlänge, ist schon das Spektrum. ﬁne girl kiss me“. Daraufhin mag die Fra- gehende Informationen zu beschaffen. Um das Licht aufzuspalten, benötigt man ge im Raum stehen, ob es denn möglich ein geeignetes optisches Element: entwe- sei, solche Dinge selbst zu beobachten. Es ist eigentlich ganz einfach – der ein optisches Gitter oder ein Glaspris- Die einfache Antwort lautet: Ja. Und es Spektrographen ma. Das Wirkungsprinzip des Gitters ba- ist nicht einmal schwer. Dieser kleine Ar- Die Spektroskopie ist im Wesentlichen siert auf der Beugung, wohingegen das tikel will Wege aufzeigen, wie man sich die Aufspaltung des sichtbaren Lichtes in Prisma die Lichtbrechung ausnutzt. dem Thema Spektroskopie selbst beob- seine farblichen Bestandteile (=Dispersi-

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CD-ROM-Spektroskopie? Was macht man mit einer CD-ROM aus der Werbung. Spektroskopie natürlich! Die regelmäßigen „Rillen“ in der CD wirken wie ein normales Reﬂexionsgitter. Einfache Spektroskope (= Geräte zum visuellen Anschauen der Spektren) und Spektrographen (= Geräte zum Foto- graﬁeren) sind schnell mit einfachsten Mittel – Pappe, Leim und Klebeband – realisiert [2,3]. Die Fraunhoferlinien im Sonnenspektrum sind damit klar nach- 1 Geblazte Kunststoffgitter: (a) Wirkungsweise, (b) Beispiel Staranalyzer 100 weisbar [3]. und (c) Beispielspektrum sn2004dj. (Bildquelle: [5])

Durchlichtgitter im konvergenten Strahlengang Baader Planetarium GmbH [4], Paton Hawkley Ltd. [5,6] und Rainbow Optics [7] bieten geblazte Durchlichtgitter auf Kunststoffbasis an, die in speziellen 1¼“ oder 2“ Fassungen geliefert werden. Die- se platziert man dann im konvergenten Strahlengang eines Teleskops kurz vor der Fokalebene (Abb. 1). Der Vorteil ist der einfache Aufbau und die Ausnutzung der Lichtstärke des Teleskops.

Die bemerkenswerten Möglichkeiten solch eines einfachen Aufbaus wurden schon in [8] und [9] ausführlich darge- 2 Beispiel eines Objektivprismen-Spektrographen basierend auf einem stellt. Die Gitter eignen sich zur Spektral- Rundprisma und einer „Russentonne“: (a) Prinzip, (b) Realisierung und (c) klassiﬁkation. Sie liefern Übersichtspek- Beispielspektren Kastor (A2V) und Prokyon (F5V). Die Einzelspektren (gegeben tren auch relativ schwacher Objekte bei durch die CCD-Breite) wurden nebeneinandergesetzt. Interessant ist, dass neben moderaten Belichtungszeiten. Das ist den Balmerlinien des Wasserstoffs sogar noch Paschenlinien im IR sichtbar sind. eine Stärke dieser Anordnung. Die Preise liegen im Bereich von 100 – 250 €.

Strahlengang (a) klassischer Spektrograph (Beispiel DADOS) und (b) Littrow-Prinzip (Beispiel LHiResIII). 3 (Optiken vereinfacht dargestellt, Bildquellen: [4], [6])

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4 Beispielspektrum LHiResIII: Hα bei α Lyr (links) und b Lyr (rechts). (Bildquelle: [6])

Objektivprismen- oder Objektiv- Abb. 3 (a) gezeigt. Das Licht vom Tele- (ca. 2400 $) [13] oder Alpha Cygni (ca. gitterpektrographen skop wird durch den Spalt fester Breite 3.500.- €) [14]. Diese sind aber in der Wird ein Prisma oder Durchlichtgitter vorbereitet. Damit spielt das Seeing für deutschsprachigen Amateurszene bisher vor ein Objektiv gebracht, erhält man die spektrale Definition im Gegensatz zu nicht in Erscheinung getreten. Spekt- einen Spektrographen, der in der Regel den spaltlosen Geräten von oben keine rographen anderer Hersteller sind meist eine deutlich größere Dispersion als die Rolle mehr. Der Kollimator beleuchtet von geringem Interesse, da sie den finan- einfachen Gitter von oben bietet. Im Fo- das Gitter (oder Prisma) mit parallelem ziellen Rahmen sprengen, Schnäppchen kus des Objektivs wird der punktförmige Licht. Die sog. Kamera bildet das dis- bei Ebay einmal ausgenommen. Stern als so genannter Spektralfaden ab- pergierte Licht dann auf den Detektor Insgesamt kann man resümieren, dass gebildet. Das ist die dispergierte Abbil- ab. Eine gewisse Vereinfachung ist der der Selbstbau nach wie vor als eine at- dung des Sternpunktes. Ein Prinzipbild Littrow-Spektrograph, Abb. 3 (b). Viele traktive Alternative erscheint. eines Objektivprismen-Spektrographen Sternfreunde haben mangels kommerzi- ist in Abb. 2 gezeigt. eller Alternative diese Typen in der Ver- Zukünftige Entwicklungen Spektro- gangenheit selbst gebaut. graphen Bezugsquellen für Prismen sind die ein- Der Trend zum Einsatz von Echelle- schlägigen Optikhersteller oder Internet- Seit einigen Jahren ist aber ein Littrow- Spektrographen hat bei den Selbstbau- auktionen bei Ebay. Als Durchlichtgit- Spektrograph speziell für den Astroama- ern schon länger eingesetzt [15,16]. Erst ter können spezielle Typen [4] benutzt teur kommerziell erhältlich (LHiResIII, kürzlich präsentierte Shelyak Instruments werden. Leider steigen die Preise für ca. 2.600,- €) [6]. Ausgestattet mit einem das erste kommerzielle Gerät diesen Typs Prismen größerer Durchmesser stark an. Spalt, auf dem nachgeführt wird, und ei- für die Amateur-Szene. Der Vorteil eines Gitter-Kunststofffolien [10], die preislich ner einblendbaren Neon-Kalibrierlampe, Echelle-Spektrographen gegenüber dem sehr attraktiv sind und zu visuellen De- lassen sich Linienprofile beobachten und klassischen Design liegt meines Erachtens monstrationen an irdischen Lichtquellen Wellenkalibrationen einfach vornehmen. nach vor allem in der Aufzeichnung des gut funktionieren, haben zumindest den Dem klassischen Spektrographen-Design gesamten Spektrums in einem Schuss. Autor nie als Objektivlösung vor einem folgend ist seit geraumer Zeit auch der Teleskop überzeugen können. Als Alter- Spektrograph DADOS von Baader-Plane- Was tun mit Spektren – Auswerten, native haben sich Effektfilter bewährt tarium erhältlich (ca. 1,500,- €) [4]. Er natürlich! [11]. Hier besteht die Beschränkung auf scheint sich derzeit in der deutschspra- Nehmen wir an, Sie haben nun mit ih- das Format des entsprechenden Teleob- chigen Spektroskopieszene eines großen rem Spektrographen ein Spektrum auf- jektivs. Interesses zu erfreuen, wie auf Anfänger- genommen. Wenn Sie nun nicht nur mit veranstaltungen der Fachgruppe erkenn- dem bloßen Anschauen zufrieden sind, Klassische Spektrographen bar wurde. Beide Geräte sind vorwiegend stellen Sie sich die Frage, was aus den Die bisher vorgestellten Konzepte ermög- auf Teleskope f/10 der SC-Reihen be- Bildern noch herauszuholen ist. lichen einen relativ einfachen Zugang kannter Hersteller zugeschnitten. Für die Spektroskopie ist es nach der zur Spektroskopie, haben aber einige allgemeinen Bildbearbeitung (Dunkel- Nachteile, insbesondere in der spektralen Neben diesen gibt es weitere Astro- strom- und Flatfiledkorrektur) vor allem Definition. Deshalb werden für höher- spektrographen, den SGS (ca. 5000 $) wichtig, die spektrale Information als ex- auflösende Beobachtungen in der Regel und DSS-7 (ca. 1600 $) von SBIG [12], trahiertes eindimensionales Spektrum zu „klassische Spektrographen“ mit Spalt den über Lichtleiter angeschlossenen gewinnen. Als hilfreiche Softwarepakete verwendet. Der prinzipielle Aufbau ist in Nu-View von Sivo Scientific Company unter Windows haben sich die Freewa-

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re-Programme VisualSpec von Valerie sie Ihre Spektren an den Autor. In einer [9] M. Federspiel, VdSJ Nr. 8 (2002) Desnoux [17] in Verbindung mit IRIS der nächsten Journale werden diese dann 70; M. Federspiel, VdSJ Nr. 9 von Christian Buil [18] aufgrund ihrer veröffentlicht. (2002) 96 Mächtigkeit stark verbreitet. In der Fach- Neben den „normalen“ Sternen gibt es [10] http://www.edmund-optics.de; gruppe wird ebenso das Paket MIDAS der viele, die Besonderheiten in ihren Spekt- http://scienceﬁrst.com; ESO [19] unter Linux benutzt. Günter ren zeigen. Auffällig sind z.B. die Emissi- http://astromedia.de Gebhard hat dazu Skripte erstellt, die die onsliniensterne. Die Klasse der Be-Sterne [11] H.-G. Diederich, VdSJ Nr. 10 Spektrenauswertung unter MIDAS we- erfreut sich dabei unter den Amateuren (2003) 62 sentlich erleichtern [20]. Es gibt natürlich recht großer Beliebtheit. Die kontinuierli- [12] http://www.sbig.com noch eine Reihe weiterer Werkzeuge, die che Beobachtung leistet direkt einen Bei- [13] http://www.sivo-instruments.com erfolgreich eingesetzt werden [1]. trag zur Wissenschaft. Aber auch ohne [14] http://www.alphacigny.com/ diesen Anspruch eröffnet die farbige espectrografotac.html Was beobachten? Welt ganz neue Einblicke. Es gibt noch [15] U. Zlender, priv. Komm. Wenn wir uns hier auf die Beobachtung viel (wieder) zu entdecken… Viel Spaß [16] T. Feger, Schwerpunktartikel von Sternen beschränken, empﬁehlt sich bei Ihren spektroskopischen Abenteuern! [17] http://astrosurf.com/buil/us/iris/ die Beobachtung von späten B-Sternen iris.htm über A-Sterne zu frühen F-Sternen. Bei [18] http://astrosurf.com/vdesnoux/ diesen Spektren sind die Balmer-Linien [19] http://www.eso.org/sci/ des Wasserstoffs sehr ausgeprägt. Ins- Literaturhinweise/Links: data-processing/software/esomi- gesamt gibt es „wenige“ Linien und das [1] http://spektroskopie.vds-fg.de das// Kontinuum ist relativ klar erkennbar. Wer [2] R. Leugner und T. Opialla, VdSJ [20] http://www.spektros.de/ Data es dann linienreicher mag und seinen Nr. 10 (2003) 18 Reduction Spektrographen schon gut kennt, geht [3] J. Köppen, SuW 11 (2003) 74; zu G- und K-Sternen. Die O- und frühen http:// www.astrophysik.uni-kiel. B-Sterne sind relativ linienfrei. Ganz im de/~koeppen/spectro/spectroe.html Gegenteil zu Spektren der M-Sterne, die [4] http://www.baader-planetarium.de von Molekülbanden dominiert sind. [5] http://www.paton-hawkley.co.uk Aufgabe: Erstellen Sie sich doch mal Ih- [6] http://www.shelyak.com/en/ ren eigenen Spektralatlas und studieren [7] http://starspectroscope.com Sie die entsprechenden Leuchtkraftun- [8] R. Leadbeater, VdSJ Nr. 27 (2008) terschiede! Die Sterne des Sommerdrei- 108, ecks bieten da schon einen sehr guten http://www.threehillsobservatory. Startpunkt. Falls Sie Lust haben, senden co.uk/astro/astro.htm

VdS-Journal für Astronomie · Vereinszeitschrift der Vereinigung der Sternfreunde (VdS) e.V. Hier schreiben Mitglieder für Sternfreunde. Herausgeber: Vereinigung der Sternfreunde (VdS) e.V. Grafiken u. Bild- bearbeitung: Produktbüro Lehmann und die Autoren Geschäftsstelle: Postfach 1169, D-64629 Heppenheim Tel: 0 62 52 / 78 71 54 Layout: Bettina Gessinger, Dipl. Designerin Fax: 0 62 52 / 78 72 20 E-Mail: [email protected] Anzeigen: Otto Guthier c/o VdS-Geschäftsstelle www.vds-astro.de Litho und Druck: Produktbüro Lehmann, Waltrop Redaktion: Dr. Werner E. Celnik, Stephan Fichtner, Vertrieb: Teutsch, Laudenbach Otto Guthier, Dietmar Bannuscher, Sven Melchert. Bezug: „VdS-Journal für Astronomie“ erscheint Redaktionelle Mitarbeit der VdS-Fach- viermal pro Jahr und ist im Mitglieds - gruppen-Redakteure und VdS-Mitglieder beitrag von 30,- E (Europa) und 35,- E (außereurop. Länder), bzw. ermäßigt Mitarbeit: Ruth Lulay, Eva Garbe 20,- E pro Jahr enthalten Beiträge werden erbeten an: IMPRESSUM VdS-Geschäftsstelle, Postfach 1169, D-64629 Heppenheim und an die Redakteure der VdS-Fachgruppen (siehe Redaktions- liste). Redaktionsschluss für die Ausgabe Nr. 32 ist der 30.07.2009. Die Endredaktion erlaubt sich einen Hinweis auf die Schwerpunktthemen der zukünftigen Journale (lt. Protokoll FG-Treffen Juni 2007, Heppenheim). VdS-J 31: Veränderlichenbeobachtung, VdS-J 32: Sonnenfinsternis. Mit dem Einsenden gibt der Autor sein Einverständnis zum Abdruck im „VdS-Journal für Astronomie“. Es besteht keine Veröffentlichungspflicht. Die Redaktion behält sich vor, Beiträge gar nicht oder in gekürzter Form zu veröffentlichen. Das Copyright obliegt den jeweiligen Autoren. Die abgedruckten Texte geben nicht unbedingt die Meinung der Redaktion wieder.

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Zwei Jahre „Astromotiv des Monats“: Da ﬁnden Sie Ihre Infos! von Peter Riepe

Fachliche Informationen sind immer ge- fragt. Jeder Astrofotograf benötigt sie, egal ob Einsteiger oder Fortgeschrittener. Leider nehmen sich heute nur noch wenige Ratsuchende die Zeit für ausführliche Anfragen. Oft fehlt einfach die Zeit. Viel- leicht scheut sich so mancher aber auch, bis ins Detail nachzufragen. Schließlich muss man dann seine Fragen schon genau formulieren und ein längeres Hin und Her des Mail- oder Briefaustausches einkalkulieren. Daher bevorzugen inzwischen viele Amateure den „Easy Chat“ in den unterschiedlichsten Foren: Einer fragt, etliche Gleichgesinnte antworten auf unterschiedlichstem Niveau und mit unterschiedlichster Präzision. Die Fachgruppe Astrofotograﬁe bleibt aber dabei, ihr Fachwissen anzubieten und breite Themen für alle Interessenten aufzubereiten. Eine vorzügliche Mög- lichkeit hat sich mit dem „Astromotiv des Monats“ (AdM) ergeben, das wir seit März 1 Der Screenshot zeigt, wo Sie das AdM ﬁnden. 2007 auf http://www.vds-astro.de/ eingerichtet haben (vgl. Abb. 1). Jeden Monat Bis heute werden die AdM-Themen im wird ein neues, interessantes Objekt vor- Allgemeinen von den Fachgruppenmit- gestellt, aber nicht als einzelnes Foto wie gliedern Peter Riepe, Oliver Schneider in der beliebten Rubrik „Astrofoto der und Gerald Willems erstellt. Nach kur- Woche“ unter http://www.astronomie. zer gemeinsamer Durchsicht geht jeder de/, sondern als Sammlung thematisch Monatsbericht zum Setzen an die neue passender Aufnahmen und Aufnahme- VdS-Web-Redaktion. Hier hat sich un- daten unterschiedlichster Bild autoren. sere direkte Zusammenarbeit mit Alex- Alles wird durch gut recherchierte Infor- ander Weis erfreulich entwickelt (Abb. 2 mationen aus der Wissenschaft ergänzt. bis 5). Bisher erschienen die in Tabelle 1 So kommt der reine Bildliebhaber durch aufgeführten Berichte. schöne Aufnahmen auf seine Kosten. Der Spätestens, wenn ein neues AdM er- tiefer Interessierte kann aber auch neue scheint, wird auch das Motiv für den fol- 3 Oliver Schneider am Teleskop

Erkenntnisse gewinnen, indem er Ver- gleiche zieht: Was leisten unterschiedliche Teleskope und Kameras? Die zusätz- lichen wissenschaftlichen Informationen liefern Wissenswertes über das Monats- objekt. Unser Ziel ist es, den Leser aufmerksam zu machen: Nimm Dir dieses Objekt auch einmal vor, es lohnt sich! Schaue bei den Bildern nach, wie es andere gemacht haben, dann probiere es ebenfalls! Lies den ausführlichen Bericht, dann weißt Du 2 Gerald Willems am Teleskop mehr über das Objekt! 4 Peter Riepe, Einbau Stundenlager

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Übersicht zu den bisher erschienenen Berichten in der Rubrik „Astromotiv des Monats“*

1 März 2007 P. Riepe Abell 24, ein lichtschwacher PN im Canis Minor 2 April 2007 P. Riepe Die Galaxie M 66 im Sternbild Löwe 3 Mai 2007 G. Willems Der Virgo-Galaxienhaufen 4 Juni 2007 O. Schneider M 64, das „schwarze Auge“ im Haar der Berenike 5 Juli/August 2007 G. Willems NGC 6888, der Crescentnebel 6 September 2007 P. Riepe NGC 7008, ein Planetarischer Nebel im Sternbild Schwan 7 Oktober 2007 G. Willems Der Cirrusnebel 8 November 2007 O. Schneider NGC 7635, eine „Gasblase“ am Himmel 9 Dezember 2007 P. Riepe Messier 33, die große Spiralgalaxie im Dreieck 10 Januar 2008 G. Willems Der Perseus-Galaxienhaufen (Abell 426) 11 Februar 2008 O. Schneider Saturn 12 März 2008 P. Riepe Die M81-Gruppe. Teil 1: Die zentralen Galaxien 13 April 2008 P. Riepe Die M81-Gruppe. Teil 2: Die Außenbereiche 14 Mai 2008 P. Riepe Die M81-Gruppe. Teil 3: Spezielle Zwerggalaxien 15 Juni 2008 G. Willems Messier 94 (NGC 4736) 16 Juli 2008 G. Willems Die Canes-I-Gruppe 17 August 2008 O. Schneider Unsere Milchstraße 18 September 2008 A. Weis Die Sonnenﬁnsternis vom 1. August 2008 19 Oktober 2008 P. Riepe Kugelsternhaufen (Teil 1) 20 November 2008 P. Riepe Kugelsternhaufen (Teil 2) 21 Dezember 2008 G. Willems NGC 1333 und der Perseus-OB2-Molekülwolkenkomplex 22 Januar 2009 O. Schneider M78 23 Februar 2009 P. Riepe Messier 1, der Krebsnebel 24 März 2009 G. Willems M42 und die Pferdekopfregion 25 April 2009 O. Schneider Komet Lulin (C/2007 N3) 26 Mai 2009 P. Riepe Eta Carinae

* Sie ﬁnden diese Berichte auf der Homepage der VdS unter http://www.vds-astro.de/

Einsteigerresultate. Auch kleine Tele- sen der monatlichen Artikel beteiligen skope liefern aussagekräftige Bilder. Bitte möchten. Haben Sie Lust, über ein Motiv Ihre Bilddateien und Aufnahmedaten per zu berichten? Sind Sie jemand, der auch E-Mail an die VdS-Fachgruppe Astrofo- gern Recherchen nach Hintergrundin- tograﬁe einschicken: fg-astrofotograﬁe@ formationen zu diesem Motiv betreibt? vds-astro.de Wenn ja, dann bitte ebenfalls bei der An dieser Stelle sind auch alle Interes- Fachgruppenleitung melden. senten aufgerufen, die sich beim Verfas-

5 Alexander Weis am Teleskop

genden Monat mitgeteilt. Und dazu laden wir alle interessierten Astro fotografen herzlich ein, ihr Bildmaterial einzusen- den – alte Aufnahmen, neue Ergebnisse. Schön wäre, wenn das nicht nur High- Tech-Aufnahmen wären, sondern auch

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1 Aufnahme des Rosetten-Nebels. Aufnahme- optik war der Takahashi-Apo- chromat FS 102 NSV fokal bei f/8. Mit der Canon EOS 20Da wurde bei ISO 1600 folgender- maßen belichtet: 16 x 300 s in [S II], 17 x 300 s in Hα, 14 x 300 s in [O III]. Nachführung und verwendete Software wie in Abbildung 5.

Meine Astrofotograﬁe in der Eifel

von Mark Hellweg

Mit 12 Jahren versuchte ich mich 1987 erstmals in der Astrofotografie. Nach längerer Pause bin aber erst seit 2003 wieder richtig aktiv. Zunächst startete ich mit preiswertem Equipment und der Pla- netenfotografie (z. B. ToUCam am Celes- tron 8). Seit 2003 habe ich mich in Aus- rüstung und Techniken stetig gesteigert. Auf der AME `08 beschloss ich, der VdS beizutreten. Dank des Internets, diverser Literatur und den zahlreichen und hilfs- bereiten Hobby-Kameraden konnte ich bereits einiges an Wissen und Erfahrung sammeln. Jetzt habe ich zur Fachgruppe Astrofotografie Kontakte geknüpft.

2 Meine Rolldachhütte im Winter

Mein „Fachbereich“ ist ausschließlich die trägt eine Losmandy G11 Montierung, Astrofotografie, so war es schon immer. welche vor dem „Aussetzen“ in die Stern- Seit Anfang 2006 betreibe ich in Roet- warte komplett zerlegt, gereinigt und neu gen, am Rand der Nordeifel, eine kleine gefettet wurde. Die originale Losmandy- Rolldachsternwarte. Dank starker Mithil- Steuerung wurde durch den Littlefoot fe zweier Freunde konnte die Errichtung Step-Controller ersetzt. Dieser bildet die des hölzernen Schutzbaus innerhalb von Schnittstelle zum PC und ermöglicht das 3 Monaten in die Tat umgesetzt werden. Autoguiding mit einer Webcam. Die Sternwarte ist mit einem Abmaß von 3 x 2 m2 recht klein ausgefallen, sie bie- Mit der Software Cartes Du Ciel werden tet jedoch genug Platz für fotografische die Himmelsobjekte angesteuert. Seit 2 Anwendungen (vgl. Abb. 2 bis 4). Die mit Jahren sind ein Takahashi FS102 Apo- Beton ausgegossene Säule aus PE-Rohr chromat und ein Vixen ED 81 s Refraktor als Foto-Optiken im Einsatz. Eine Canon EOS 20Da und eine modifizierte Webcam 3 Blick auf die Losmandy-Mon- dienen als Aufnahmegeräte. Nach mitt- tierung und den Newton-Reflektor 250 lerweile 3 Jahren im Einsatz hat der Bau mm/1.000 mm, daneben der Takahashi- der Sternenhütte zu einem enormen Aus- Apochromat bau des Hobbys geführt. Ohne Zeitverlust

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4 Takahashi FS102 Apochromat und Vixen ED81s Refraktor im parallelen Einsatz

5 Andromedagalaxie M 31, aufgenommen bei besten Wetterbedingungen mit dem Vixen ED 81f bei 625 mm Brennweite und einer Canon EOS 20Da. Belichtungszeiten bei ISO 800: 19 x 480 s und 15 x 120 s. Die automatische Nachführung erfolgte über eine ToUCam in Kombination mit Littlefoot, verwendete Software: ImagesPlus, Photoshop, Neat Image.

und lästiges Aufbauen bleibt deutlich mehr Zeit für das We- sentliche, das Fotograﬁeren. Einige Bilder zeigen meine letzten Ergebnisse (vgl. Abb. 1, 5 und 6). Wer mehr sehen möchte, ist herzlich eingeladen zum Besuch meiner Webseite www.ocupado.de.

6 Gebiet um den östlichen Gürtelstern des Orion mit dem Pferdekopfnebel und NGC 2024. Aufnahmeoptik war der Takahashi-Apochromat FS 102 NSV fokal, Öffnungsverhältnis f/8. Als Kamera diente eine Canon EOS 20Da plus Astrono- mik Hα-Filter (HWB = 12 nm). Belichtungszeiten: 14 x 600 s bei ISO 800, Hα 15 x 600 s bei ISO 1600. Das Hα-Bild wurde als Rotkanal und Luminanzbild verarbeitet. Automatische Nachführung und verwendete Software wie in Abbildung 5.

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1 Die Hauptgebäude der Astro- Spuk auf Tivoli! (?) Farm Tivoli. Unten die Schiebedach- hütte mit dem Hypergraphen, rechts von Werner E. Celnik und Jürgen R. Kozok die Landebahn, im Hintergrund weitere Teleskop-Stationen.

Tivoli? Tivoli! Westen und Norden Namibias, und mehr Die Ziele Na klar, Tivoli! Für uns war es der erste Urlaub gestattete die Firma, bei der das Ziel unseres Beobachtungsaufenthaltes Aufenthalt auf dieser schönen Astro-Farm Geld für diese Reise verdient wurde, lei- war kein wissenschaftliches Forschungs- in Namibia. Den südlichen Sternenhimmel der nicht. projekt, sondern einmal einfach der lang- kannten wir allerdings schon, von frü- Es gibt ja inzwischen mehrere so ge- jährig entbehrte Genuss des Anblicks heren Astro-Reisen v. a. nach Südame- nannte „Astro-Farmen“ in diesem Son- des in dieser Jahreszeit durch den Zenit rika [1, 2] und auch nach Australien [3]. nenstaat. Und jede ist sicherlich einen verlaufenden kontrastreichen Bandes Unser Aufenthalt bei der supernetten Astro-Urlaub wert. Der Grund für unsere der Milchstraße (Abb. 4) sowie die fo- Gastgeber-Familie Schreiber im Sommer Wahl von Tivoli [4] (Abb. 1) lag zum ei- tograﬁsche Aufnahme einiger „schöner“ 2008 dauerte leider nur eine Woche: Vo- nen an dem vielfachen Lob an der Be- Himmelsobjekte im Detail mit dem Hy- rausgegangen war eine 14-tägige Gelän- treuung vor Ort, das uns gegenüber von pergraphen. dewagen-Rundreise mit unseren Frauen mehreren Seiten geäußert worden war, Im Vorfeld der Reise (niemand fährt ja durch die touristischen Highlights im zum anderen an dem Instrument, das wir einfach hin, steht dann dort und fragt einsetzen wollten: der 400 mm Hypergraph mit 3.200 mm Brennweite, den Bernd Schröter hier in einer Schiebedachhüt- te (Abb. 2) stationiert hat und an erfahrene Beob- achter vermietet. Dieses Instrument ist mit einer großen planen Bild- feldebene ausgestattet (Abb. 3).

3 Der 400 mm/ 3.200 mm Hypergraph mit Kamera und Nach- führeinheit am Off-Axis- Ansatz. Mit Klebeband sind Ausgleichsgewich- 2 Die Beobachtungshütte für den te für die angebauten Hypergraphen ist zur Reduzierung des Zusatzinstrumente Boden-Seeings hochgestellt. befestigt.

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4 Weitwinkel-Aufnahme der Milchstraße zwischen den Sternbildern Cygnus und Centaurus am 29.7.2008 um 20:33 UT mit Objektiv 1:3,5/30 mm (Arbeitsblende 5,6), 75 min belichtet auf 6 x 6-Farbdiaﬁlm Ektachrome 200 (ISO 800). Neben ausgedehnten Gasnebeln und Dunkelwolken sind der Jupiter in Sagit- tarius und der Gegenschein im Sternbild Capricornus erkennbar.

sich: was mach’ ich nun?) haben wir zum 5 Der Trifid- einen die „idealen“ Objekte ausgewählt, Nebelkomplex die aufgenommen werden sollten, zum (M 20) im Stern- anderen musste die einzusetzende Tech- bild Sagittarius, nik ausgewählt und vorbereitet werden. aufgenommen am 27.7.2008 um 18:58 Die Technik UT mit Hypergraph Am Hypergraphen wollten wir keine 400 mm/3.200 mm, CCD-Kamera anschließen, sondern es 120 min belichtet sollte nach vielen Jahren der Abstinenz auf 6 x 6-Farbdia- an diesem Instrument einmal wieder che- film Fujichrome 400 misch zu entwickelnder fotografischer (ISO 1600). Film (so heißt das korrekt, nicht etwa

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6 Sternhaufen und HII-Region M 16 (Adlernebel) im Sternbild Sagittarius, aufgenommen am 30.7.2008 um 20:33 UT mit Hypergraph 400 mm/3.200 mm, 120 min belichtet auf 6 x 6-Farbdiaﬁlm Fujichrome 400 (ISO 1600). Sehr schön erkennbar sind die unterschiedlichen Farben der Sterne.

7 Der „analoge Kamera“ o. ä.) eingesetzt wer- Tarantel-Nebelkom- den. So wurde bereits zu Hause extra ein plex 30 Doradus Flansch gefertigt, der eine 6 x 6-Kamera (NGC 2070) in der Hasselblad 203FE mit dem hinteren Ende Großen Magellan- des Hypergraphen (Abb. 3) verbinden schen Wolke, sollte. Bei dieser Kamera gibt es keiner- aufgenommen am lei Probleme mit der Filmplanlage, auch 2.8.2008 um 01:53 nicht bei längeren Belichtungsdauern. UT mit Hypergraph Fokussiert haben wir direkt mit der Su- 400 mm/3.200 mm, cherlupe im Lichtschacht des Kamerage- 135 min belichtet häuses, was bei dem hellen Sucherbild auf 6 x 6-Farbdia- der Kamera (bei Galaxien waren Spi- ﬁlm Fujichrome 400 ralarme im Sucher erkennbar) und der (ISO 800). großen Schärfentiefe bei Blende 8 des

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8 Die Galaxie NGC 253 im Sternbild Sculptor wird auch „Silver Dollar“ genannt, Aufnahme am 1.8.2008 um 01:55 UT mit Hypergraph 400 mm/3.200 mm, 130 min belichtet auf 6 x 6-Farbdiaﬁlm Fujichrome 400 (ISO 1600).

Instrumentes relativ problemlos funktio- Die Exaktheit der Nachführung vertrau- Objekthelligkeit: Die Objekte sollten auch nierte. In die Kamera wurde dann klassi- ten wir einer SBIG ST-4 CCD-Kamera am ohne „Quälen“ bei der nachträglichen scher Farbdiafilm eingelegt, Fujichrome Off-Axis-Anschluss an, für die erfreuli- Bildbearbeitung ästhetisch erscheinen. Provia 400, später bei der Entwicklung cherweise an der Steuerung des Hyper- Also wurde eine Liste von ca. 30 rela- in der Empfindlichkeit gesteigert auf graphen ein Stecker vorgesehen ist. tiv großen und hellen Objekten zusam- ISO 1600 (z. T. auf ISO 800). Dieser Film mengestellt, die nach einer persönlichen bietet auch bei lichtschwachen Objekten Die Objektwahl Prioritätenfolge abfotografiert werden eine zwischen Rot und Blau ausgewo- Das Gesichtsfeld der Hasselblad am Hy- sollten. So ergab sich natürlich die Ab- gene Farbwiedergabe, ist auch bei lan- pergraphen beträgt 54’ x 54’, die auf eine lichtung vieler so genannter „Standard- gen Belichtungen im Ergebnis nahezu nutzbare Filmfläche von 50 mm x 50 mm Objekte“, die wir jedoch mit so einem farbstichfrei, und er ist aufgrund eines abgebildet werden. Der darüber hinaus Instrument noch nie fotografieren konn- höheren Schwarzschild-Exponenten bei gehende äußere Rand des Bildes wird in ten. Einige von diesen seien an dieser Langzeitbelichtungen empfindlicher als dieser technischen Konfiguration durch Stelle dennoch gezeigt, und sei es nur als der sonst wegen seiner hohen Rotem- die Kameraöffnung vignettiert. Natür- Vergleich zu Aufnahmen mit den heu- pfindlichkeit beliebte Ektachrome 200. lich wollten wir das große Feld möglichst tigen CCD-Kameras und DSLRs. Doch Die Belichtungen dauerten objektabhän- ausnutzen und wählten daher Objekte nahmen wir auch einige weniger häufig gig jeweils zwischen 60 Minuten (z. B. für mit einem nicht zu kleinen Winkeldurch- präsentierte Objekte aufs Korn, wie z. B. M 8) und 135 Minuten (für 30 Doradus). messer aus. Das zweite Kriterium war die die Galaxie NGC 247.

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Journal Nr. 30 Vielleicht liegt es ja einfach an mangelnder Erfahrung im Umgang mit der ST-4. Jedenfalls tanzt die Nachführung Samba. Visionen von ausschließlich total verwackelten Astroaufnahmen schwir- ren uns durch den Kopf. Die erste Nacht wird unter „Übungsaufgabe“ abgelegt, alle Objekte in den kommenden Nächten wiederholt.

Es klappt Schnell spielen wir uns ein. Die Technik wird bereits am späten Nachmittag eingerichtet, die Kameras werden montiert und mit Film gefüttert. Bei Sonnenun- tergang wird das Schiebedach der geräu- migen Beobachtungshütte voll geöffnet. Bereits nach etwa 20 Minuten erscheint der erste Stern. Wir beginnen mit der Justierung der ST-4 und stellen nach Ko- ordinaten das erste Objekt der Nacht aus unserer vorbereiteten Liste ein. Erstaun- lich, wie bald im Kamerasucher trotz des noch aufgehellten Himmels Objektdetails 9 Die elliptische Galaxie NGC 5128 im Sternbild Centaurus wird wegen ihrer erkennbar werden. Bei Ende der astrono- hohen Radioleuchtkraft auch Cen A genannt, Aufnahme am 28.7.2008 um 18:02 mischen Dämmerung (die hier nur kurz UT mit Hypergraph 400 mm/3.200 mm, 120 min belichtet auf 6 x 6-Farbdiafilm andauert) werden die Auslöser betätigt Fujichrome 400 (ISO 1600). und wir können die Hütte verlassen. Abendessen ist nun angesagt. Alle hal- Es beginnt … Alles erscheint sehr sauber und gepflegt. be Stunde geht einer von uns rüber und Wir flogen mit Air Namibia von Frank- Zwei Mahlzeiten am Tag, die alle ge- kontrolliert ob noch alles gut läuft. furt a/M nach Windhoek. Für das astro- meinsam am großen Tisch einnehmen, Die Ergebnisse werden ganz ordentlich. nomische Gepäck musste eine kräftige reichen aus, ein spätes Frühstück und ein Für fotografischen Film. Die Bildschärfe Übergepäck-Gebühr gezahlt werden. Vor frühes Abendessen. Die Zeiten können ist eigentlich ganz ausgezeichnet, vor al- allem das Personal in Windhoek beim abgesprochen werden, je nach Beginn der lem bei der Aufnahme des Adlernebels M Start zum Rückflug war erbarmungslos: Dunkelheit. Man ist per Du, der Esstisch 16, der im Zentrum schon in die Überbe- Wir beobachteten wie eine Familie 1 (!) bildet das Kommunikationszentrum. Die lichtung geht. Die Luftruhe ist über die kg Gepäck aus dem Koffer nehmen und Qualität und Reichhaltigkeit des Essens 7 Nächte, die uns zur Verfügung stehen, ins Handgepäck legen musste. Welch lässt keine Wünsche offen. Der „Service“ aber leider nicht immer gut, was sich sinnlose Aktion… Wir hatten über 25 ist Spitze: Jede kleinste Anregung oder auch in vielen Aufnahmen niederschlägt. kg zuviel… Da wir vor Beginn unseres Bitte wird von der Familie Schreiber Die Transparenz des Himmels ist so gut, Tivoli-Aufenthaltes schon zwei Wochen aufgegriffen und nach Möglichkeit um- dass schwächste Ausläufer des blauen „akklimatisiert“ waren, holte uns das von gehend erfüllt. Unterstützung bei evtl. Reflexionsnebels um den Trifidnebel M Schreibers beauftragte Großraum-Taxi technischen Problemen wird gerne ge- 20 herum abgebildet werden. Schwache vor dem Morgengrauen in Windhoek vom geben. Eine umfangreiche Werkstatt gibt rote Nebel in der Großen Magellanschen Hotel ab. Von dort gings dann zunächst es vor Ort. Kurzum: Man fühlt sich wohl Wolke um den Gasnebel 30 Doradus (NGC zum Flughafen, wo andere Beobachter, die und gut aufgehoben. Bonbons sind ein 2070) herum werden deutlich, obwohl zur selben Zeit wie wir auf Tivoli verwei- abendlicher Sundowner auf einer alten das Objekt zu dieser Jahreszeit seine Kul- len wollten, abzuholen waren. Am frühen Sanddüne auf dem riesigen Farmgelän- mination noch nicht erreicht. Traumob- Vormittag wurden wir von Kirsten und de, und ein (kostenpflichtiger aber) loh- jekte sind die Galaxien NGC 253 (amerik. Reinhold Schreiber herzlich auf ihrer Farm nenswerter Rundflug auf dem Soziussitz „Silver Dollar“) und NGC 5128, die reich willkommen geheißen und auf die verschie- hinter Reinhold Schreiber mit seinem Ul- strukturiert abgebildet werden. Für mich denen Gästezimmer verteilt. Wir erhielten tra-Leichtflieger: Warzenschweine jagen, überraschend die Form und Ausdehnung freundlicherweise das „Haus Kopernikus“, ganz schön schnell sind die. der Dunkelwolken, die sich vor der Ellip- unweit dem Hypergraphen-Gebäude. se von NGC 5128 erstrecken. Als reinras- Die erste Nacht sige Spiralgalaxie durfte NGC 6744 nicht Das Wohlfühlprogramm Wir haben zwar mit zu überwindenden fehlen: In den blauen Spiralarmen sind Über den Komfort vor Ort ist schon viel Schwierigkeiten, meine: „Herausfor- als rote Flecken Gasnebel erkennbar. geschrieben worden. Also nur so viel: derungen“, gerechnet, aber so etwas… Bei so viel Gemütlichkeit und Beobach-

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10 Die SBb-Galaxie NGC 6744 im Sternbild Pavo, 11 Die SBcd-Galaxie NGC 247 im Sternbild Cetus, Aufnahme am 28.7.2008 um 20:55 UT mit Hypergraph 400 Aufnahme am 31.7.2008 um 23:28 UT mit Hypergraph 400 mm/3.200 mm, 120 min belichtet auf 6 x 6-Farbdiaﬁlm mm/3.200 mm, 120 min belichtet auf 6 x 6-Farbdiaﬁlm Fujichrome 400 (ISO 1600). Am Galaxienrand sind noch Fujichrome 400 (ISO 1600). schwächere Spiralarmausläufer erahnbar, die auf einer tiefen CCD-Aufnahme noch besser abgebildet werden müssten.

tungsmöglichkeiten ist es selbstverständ- Es spukt … schen Vorbereitung des Beobachtungs- lich, dass wir bis zur Morgendämmerung Seltsam, in der 5. Nacht haben wir plötz- aufenthaltes ganz herzlich. ausharren und bis zum letzten Moment lich wieder Probleme mit der Nachfüh- der Dunkelheit Photonen sammeln. Durch rung, die „Err“-Signale von sich gibt und die automatische Nachführung bleibt uns riesige Korrekturwerte anzeigt. Einmal genügend Zeit, mit dem bloßen Auge bleibt sie sogar einfach stehen. Glückli- Literaturhinweise: die Milchstraße zu betrachten, mit dem cherweise stehe ich direkt daneben und [1] W.E. Celnik, 1983: „The Rosette Feldstecher genüsslich darin spazieren zu kann die Aufnahme sofort abbrechen. Nebula I. An Absolutely Calibrated gehen und mit Stativ und Kamera Strich- Während eines Besuchs bei einem ande- Photoelectric Hα Surface Photome- spuraufnahmen zu machen. Transparenz ren Beobachter hören wir ähnliche Kla- try“, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. und Kontrast des Himmels sind fantas- gen: Nachführung und digital angesteu- 53, 403 tisch: Selten haben wir die Dunkelwolken, erte Fokussierung funktionieren nicht [2] J.R. Kozok, 1985: “Photometric die sich senkrecht aus der galaktischen richtig. Am nächsten Morgen am Früh- Observations of Emission B-Stars in Ebene erstrecken, noch in so weitem Ab- stückstisch tauschen wir die Erfahrungen the Southern Milky Way”, Astron. stand von der Ebene gesehen (Abb. 4). der letzten Nacht aus: alle nicken, hatten Astrophys. Suppl. Ser. 61, 387 Jürgen tut sich spontan mit anderen Be- mit entsprechenden Problemen zu kämp- [3] W.E. Celnik et al., 2001: „Leoniden obachtern zusammen und bucht den gro- fen. Wir einigen uns auf zwei mögliche 2001 – ein erster Bericht“, VdS- ßen Tivoli-Dobson für visuelle Beobach- Erklärungen: Entweder hier spukte ein Journal für Astronomie 7, 76 tungen. Wir opfern ein Deep-Sky Motiv unglücklicher ehemaliger Astronom her- [4] Tivoli-Homepage (Link geprüft und ersetzen die 6 x 6-Kamera durch eine um, oder aber es gab einfach nur Strom-/ 03/2009): http://www.tivoli-astro- WebCam, um am Hypergraphen Jupiter Spannungsschwankungen im örtlichen farm.de/tivoli_astrofarm.htm und Uranus aufzunehmen [4]. Zwischen- Stromnetz. [5] W.E. Celnik und J.R. Kozok, 2009: durch gehen wir zu den Beobachtungssta- Jupiter und Uranus in „Impressi- tionen der anderen, mal um ihnen heißen Danksagung onen aus unserem Sonnensystem“, Kaffee oder Tee zu bringen, mal nur, um Herrn Bernd Flach-Wilken danken wir VdS-Journal für Astronomie 28, ein kleines Fach-Schwätzchen zu halten. für seine Unterstützung bei der techni- 115

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Journal Nr. 30 52 VdS-Fachgruppe Atmosphärische Erscheinungen

Himmelspolarisation während der Sonnenﬁnsternis am 1. 8. 2008 von Bernd Gährken

zu verursachen. Der Polarisationseffekt ist daher weniger spürbar. Die Luftfeuch- tigkeit hat einen direkten Einﬂuss auf die Stärke der Polarisation. Bei trockener und sauberer Luft kann der maximale Polari- sationsgrad 60 % übersteigen, während er bei starkem Dunst deutlich schwächer ist.

Dass der Taghimmel polarisiert ist, wurde schon vor etwa 200 Jahren festgestellt. Die Polarisationsänderung während einer totalen Sonnenfinsternis wurde jedoch erst in den 60er und 70er Jahren ein Thema für die Wissenschaft. Auf den ersten Blick scheint es auch wenig einleuchtend, dass sich während der To- talität die Polarisation ändern soll. Dass die Lichtquelle schwächer wird, ändert ja nichts am Positionswinkel der Lichtquelle relativ zur Erdatmosphäre. Die Sonnen- korona selbst ist zwar stark polarisiert, doch ist diese Polarisation lokal unterschiedlich und hebt sich in der Summe weitgehend auf. Der Irrtum liegt darin, dass die Sonnenkorona als Hauptlicht- quelle angenommen wird. Tatsächlich wird die Resthelligkeit des Himmels wäh- rend der Totalität durch das vom Rand des Schattenkegels kommende Streulicht dominiert. Während der Totalität sind die 1 Polarisationsgrad als Helligkeitswert. Messung in Yiwu am 1.8.2008. Der unbeschatteten Regionen am Horizont Zenit ist links oberhalb der Bildmitte. Hier ist die Polarisation am geringsten und als ockerfarbener Streifen zu sehen. Je daher die Helligkeit fast 0. nach Breite des Schattenkegels erreicht der Lichtstreifen eine Höhe von ca. 10 bis 20 Grad. Oberhalb von 20 Grad wird der Vielen Menschen ist gar nicht bewusst, gig vom Sonnenabstand. Ein Maximum Himmel deutlich dunkler und bekommt dass polarisiertes Licht ein allgegenwär- gibt es bei 90 Grad. Am besten lässt sich wieder eine bläuliche Farbe. Die Messun- tiges Phänomen in unserem Leben ist. die Polarisation morgens oder abends gen der 60er Jahre haben ergeben, dass Nicht nur reflektierende Flächen sondern beobachten, wenn die Sonne tief am während der Totalität die Polarisation in auch der blaue Himmel über uns besitzt Horizont steht. In Zenitnähe wird dann Horizontnähe etwa 20 % beträgt, wäh- eine bevorzugte Schwingungsebene. Die ein Maximum erreicht [1]. Die Mittags- rend sie im Zenit auf 0 sinken kann [2]. Helligkeit des Taghimmels entsteht durch sonne im Sommer ist dagegen weniger Die geringe Zenitpolarisation ist leicht Streuung des Sonnenlichts an den Mole- zur Beobachtung geeignet. Die maximal erklärbar. Im Abstand von 90 Grad gibt külen der Luft. Da Luftmoleküle relativ polarisierten Gebiete liegen dann in Ho- es aus der Sicht des Zenits nicht nur eine klein sind, wird kurzwelliges blaues Licht rizontnähe. Der in der Luft befindliche Lichtquelle, sondern viele Quellen in stärker gestreut als langwelliges rotes Staub, Wasserdampf und reflektiertes Form eines umlaufenden Streifens. Im Licht. Deshalb ist unser Himmel blau. Licht vom Erdboden spielen dort eine Zenit überlagern sich die vom Horizont Wenn Licht gestreut wird, ist dies häufig abschwächende Rolle. Wassertröpfchen ausgehenden Polarisationseffekte und mit Polarisationseffekten verbunden. Die und Staubteilchen sind zu groß und zu heben sich auf. Bei einer Polarisations- Polarisation des Taghimmels ist abhän- inhomogen, um eine starke Polarisation Messung über 180 Grad, vom Horizont

VdS-Journal Nr. 30 Projekt1 21.04.2009 8:08 Uhr Seite 1

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VdS-Journal Nr. 30 54 VdS-Fachgruppe Atmosphärische Erscheinungen

2 Polarisationsstärke und Polarisationswinkel während der Totalität (links) und nach der Totalität (rechts). Der Zenit ist mit einem Punkt markiert.

über den Zenit wieder zum Horizont, be- Digitalkamera mit Weitwinkelvorsatz leiten, dass die bevorzugte Schwingungs- schreibt die resultierende Kurve auf der verwendet. Es waren 4 Fotos mit jeweils ebene in allen Himmelsrichtungen die Zentrallinie zur Mittfinsternis eine nahe- um 45 Grad gedrehtem linearem Polfil- gleiche Orientierung besitzt. Außerhalb zu symmetrische Glockenfunktion. ter geplant. Die Belichtungszeit wurde des Schattenkegels erfolgt die Polarisati- Die Stärke und Verteilung der Polarisa- auf 1/6 s bei ISO 100 eingestellt. Leider on weiter durch Streuung des Lichtes an tion schwankt mit den Rahmenbedin- erwies sich diese Belichtungszeit als viel den Molekülen der Atmosphäre. Der ein- gungen der Finsternis. Die Breite des zu gering. Die Finsternis war sehr dun- heitliche Polarisationswinkel ergibt sich Schattenkegels, der Gehalt an Aerosolen kel. Vor der Finsternis wäre 1/250 s bei dadurch, dass für alle Gebiete außerhalb und Restbewölkung sind wichtige Ein- f/8 passend gewesen. Während der To- des Schattenkegels die Richtung der Son- flussfaktoren. Auch der Sonnenstand hat talität hätte der optimale Wert etwa 2 s ne gleich ist. einen Einfluss. In der Literatur finden bei f/2 betragen. Der Helligkeitsunter- sich Studien zu etwa ein Dutzend un- schied im Zenit lag bei fast 10 mag! Die Dass die eher rötliche Horizonthelligkeit terschiedlicher Sonnenfinsternisse. Die Fotos waren extrem unterbelichtet und überhaupt polarisiert ist, liegt daran, dass Messwerte schwanken teilweise um mehr die Messwerte lagen nur marginal über die Luftmoleküle nicht nur blaues son- als 50 %! der Rauschschwelle. Erst durch eine hef- dern auch rotes Licht streuen. Allerdings Die Sonnenfinsternis vom 1.8.2008 sollte tige Bildbearbeitung war noch etwas zu werden kurze Wellenlängen eher gestreut nach den Wetterprognosen am Rande der retten. Dadurch, dass mit einem starken als lange. Bis auch die Rotanteile merkbar chinesischen Wüste Taklamakan bestens Weichzeichner die Werte mehrerer Pi- gestreut werden, ist daher eine größere zu beobachten sein. Die Wahrscheinlich- xelfelder gemittelt wurden, ließ sich das Menge Luft zu durchqueren. Die Inten- keit für einen wolkenfreien Himmel sollte Signal-zu-Rausch-Verhältnis soweit ver- sität des Himmelsblaus ist direkt abhän- dort 70 % betragen. Das Städtchen Yiwu, bessern, dass einige qualitative Aussagen gig von der Menge Luft, die vom Licht an der Grenze zwischen China und der gemacht werden können. durchquert wird. Deshalb ist das Blau im Mongolei, war daher Ziel vieler „Eclipse- Das vom Horizont kommende Restlicht Hochgebirge etwas intensiver. Aus dem Jäger“. ist in seiner bevorzugten Schwingungs- gleichen Grund nimmt selbst bei Ideal- Geometrisch waren dort die Bedingungen ebene um 90 Grad gegen die Sonnenrich- bedingungen das Blau zum Horizont ab. für Polarisationsexperimente besonders tung orientiert. Da die Kamera nur ein Der Sehstrahl zum Horizont durchläuft günstig. Die Sonne sollte in Yiwu wäh- Gesichtsfeld von 130 Grad besitzt, wurde eine deutlich größere Luftmenge. Da- rend der Totalität nur etwa 20 Grad Höhe sie etwas Richtung Nordwesthorizont ge- durch überlagern sich die Streuungen der erreichen. Vor und nach der Finsternis kippt. Daher ist die Polarisation auf den unterschiedlichen Frequenzen zu einer sollte daher in Zenitnähe die Polarisation Bildern nicht rotationssymmetrisch und weißlichen Mischung [3]. Während einer fast maximal sein. Während der Finster- der Zenit außermittig versetzt. Der untere totalen Sonnenfinsternis kommt jedoch nis sollten sich die Verhältnisse komplett Gesichtsfeldrand liegt etwa 10 Grad über nur noch horizontnahes Streulicht aus umkehren und im Zenit die Werte dra- dem Westhorizont. Der obere Gesichts- großer Entfernung in den Schattenkegel. matisch zurück gehen. feldrand endet etwa 40 Grad über dem Dadurch ergibt sich automatisch die röt- Für die Messung wurde eine einfache Osthorizont. Dennoch lässt sich gut ab- liche Färbung.

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Fachgruppe Atmosphärische Erscheinungen 55

In den letzten 40 Jahren gab es mehrere Literaturhinweise: physik.uni-essen.de/heraeus_2005/ Versuche, den Intensitätsverlauf mathe- [1] A. Wilkie, 2004: „An Analytical DVD/Vollmer/Streuung_cd_rom.pdf matisch exakt zu beschreiben [4]. Es gibt Model for Skylight Polarisation“, [4] C. Emde, B. Mayer, 2007: „Simu- mehrere Theorien. Wie man aber aus ein- http://www.cg.tuwien.ac.at/relation of solar radiation during fachen Modellierungen sehen kann [2], search/publications/2004/Wilkie- a total eclipse: a challenge ...“, ergibt sich der Schlüssel zum Beweis der 2004-AMS/Wilkie-2004-AMS-.pdf http://hal.archives-ouvertes.fr/ Modelle aus der Untersuchung der Pola- [2] G.P. Können, 1987: „Skylight pola- docs/00/29/62/13/PDF/acp-7- risationsverteilung bei unterschiedlichen rization during a total solar eclipse: 2259-2007.pdf Wellenlängen. Bei den unterbelichteten a quantitative model.“, J. Opt. [5] G.E. Shaw, 1973: „Sky Brightness Fotos aus Yiwu waren quantitative Mes- Soc. Am. A4, 601; ebenso: http:// and Polarization During the 1973 sungen in den RGB-Kanälen leider un- www.guntherkonnen.com/down- African Eclipse“ möglich. Zum Glück gibt es 2009 eine loads/1987_eclipsesky_JOSAA.pdf [6] I. Pomozi, 1999: „Fine structure Chance, die Messungen zu wiederholen. [3] M. Vollmer, 2005: „Über die Far- of the celestial polarization pattern Am 22.7.2009 wird der Schattenpfad des ben der Sonne und des Himmels: and its temporal change during Mondes erneut China überstreichen. Die Rayleigh- und Miestreuung in der the total solar eclipse of 11 August gut erreichbare Wirtschaftsmetropole Atmosphäre“, Physikalische Ingeni- 1999“, http://eos.wdcb.ru/transl/ Shanghai wird dabei am Vormittag für eurwissenschaften, Fachhochschule izva/9404/pap07.ps etwa 5 m verﬁnstert werden. Brandenburg, http://www.didaktik. Ungewöhnliche Dämmerungsfarben durch Vulkanasche von Claudia Hinz

.. Am 7. August 2008 brach auf den zu 1 Lage des Vulkans auf den Aleuten-Inseln, Quelle: Alaska Volcano Alaska gehörenden Alëuten-Inseln der Observatory (http://www.avo.alaska.edu) Vulkan Kasatochi (Abb. 1) aus und leg- te einen Teil des Flugverkehrs zwischen Ausbruch (Abb. 2). Alaska, Kanada und den USA lahm. Die Die rund 1,6 Millionen Tonnen Asche winzige, im Durchmesser rund 3 km und vulkanische Gase (vor allem Schwe- große Insel Kasatochi in den westlichen feldioxid) wurden bis in eine Höhe von Alëuten besteht nur aus der Spitze ei- 15 km geschleudert und verbreiteten sich nes unterseeischen Stratovulkans, die anschließend über die gesamte Nord- 314 Meter über den Meeresspiegel hin- halbkugel (Abb. 3). Gelangt nur relativ ausragt. Das Innere des Kraters war vor dem Ausbruch mit Wasser gefüllt. Die am 2 Kasatochi nach dem Ausbruch, 23.10.2008 vom Flugzeug aus gemachte Quelle: Alaska Volcano Observatory Aufnahme zeigt den Kasatochi nach dem (http://www.avo.alaska.edu)

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Journal Nr. 30 56 VdS-Fachgruppe Atmosphärische Erscheinungen

3 Ausbreitung der SO2-Partikel, Quelle: Andreas Richter, IUP Bremen

grober Vulkanstaub in die Stratosphäre – wie etwa die Abermillionen Tonnen des Mount St. Helens im Frühsommer 1980 – so werden sie bereits binnen weniger Wochen durch die Schwerkraft stark reduziert. Vulkanische Schwefelfracht kann sich dagegen sehr lange in der Stratosphäre halten und wird oberhalb von 10 km zudem nicht ausgewaschen. Solch großﬂächige Schichten aus feins- ten Tröpfchen und Eiskristallen schweﬂi-

4 Wolkenartige Strukturen in der Morgendämmerung, aufgenommen von Rainer Arlt am 19.08.2008 um 04:16 OZ in Boulder, Colorado, USA

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Fachgruppe Atmosphärische Erscheinungen 57

5 Morgendliches Purpurlicht, aufgenommen von Claudia Hinz am 28.09.2008 um 05:53 Uhr vom 1.838 m hohen Wendelstein

ger Säure streuen nicht nur das Sonnen- licht, sondern bilden zudem feingliedrige silbrigweiße Wolken, die ähnlich wie leuchtende Nachtwolken aussehen und nach Sonnenuntergang ihr Helligkeits- maximum haben. Bereits wenige Tage nach dem Aus- bruch wurden derartige Wolken und ungewöhnlich farbige Dämmerungen in Nordamerika beobachtet (Abb. 4). Ende August erreichten die Aerosolwolken auch Europa. Ab dem 29.8. berichteten Beobachter über ein ungewöhnlich gel- bes Licht zum Sonnenuntergang, welches später in intensives Purpurlicht überging (Abb. 5). Häufig waren auch intensive Dämmerungs- und Gegendämmerungs- strahlen (Abb. 6) zu sehen. Auch die 6 Crepuscularstrahlen über gelb angeleuchteter Aerosolschicht, aufgenommen merkwürdigen zirrenartigen silbergrauen von Peter Kuklok am 14.09.2008 um 20:00 Uhr in Frankfurt a.M. Wolkenschlieren zeigten sich recht häu- fig am nordwestlichen Himmel, wenn auch nicht so intensiv wie in Nordame- rika (Abb. 7). Der Vergleich mit normalen Zirren und den Kondensstreifen von Flugzeugen, die sich im Licht der unter- gehenden Sonne bereits rötlich verfärb- ten und verblassten, zeigte, dass sich die Wolken deutlich oberhalb des normalen Wolkenniveaus befanden. Lidar-Mes- sungen des Arctic Lidar Observatory for Middle Atmosphere Research (ALOMAR) der Andøya Rocket Range in Nordnorwe- gen und des IAP-Kühlungsborn ergaben für die höchste Staubkonzentration eine Höhe zwischen 16 und 18 km (Abb. 8). Den Messungen zufolge zerfiel die Staub- schicht zunehmend, doch bis Ende Okto- ber zogen immer wieder einzelne Aero- 7 Wolkenartige Strukturen, aufgenommen von Reinhard Nitze am solstreifen über Mitteleuropa hinweg und 30.08.2008 um 19:42 Uhr in Barsinghausen

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Journal Nr. 30 58 VdS-Fachgruppe Computerastronomie

erzeugten die bereits beschriebenen charakteristischen Dämmerungen. Allerdings wurden sie immer seltener und auch die Intensität ließ immer mehr nach. Nach dem letzten großen explosiven Ausbruch des phillipinischen Vulkans Pinatubo im Jahre 1991 gab es weltweit mehr als ein Jahr lang ungewöhnliche Dämmerungserscheinungen. Die Eruption bewirkte mit 20 Millionen

Tonnen Asche und SO2 eine größere Frei- setzung von Aerosolen in die Stratosphä- re als irgendein anderer Vulkanausbruch seit dem Ausbruch des Krakatau im Jahre 1883. Dies führte in den Folgemonaten zu einer globalen Schicht aus schwe- felsäurehaltigem Nebel. Weiterhin war ein Temperaturabfall um 0,5 K und eine erhöhte Ozonreduktion zu verzeichnen. Von diesen Ausmaßen war der Kasatochi- Ausbruch weit entfernt. Umso erstaunli- cher sind jedoch die Auswirkungen in der Stratosphäre, mit denen wohl keiner auf 8 Per Lidarmessung ermittelte Höhe der Staubkonzentration in Nordnorwegen so lange Sicht gerechnet hätte. und Kühlungsborn, Quelle: IAP-Kühlungsborn

Resonanzen im äußeren Sonnensystem

von Helmut Jahns

– Teil 1 – den können, gibt es oft die Möglichkeit, Computersimulationen können aber noch Computersimulationen helfen beim Ver- Computersimulationen heranzuziehen. mehr. Es lassen sich rein hypothetische ständnis vieler astronomischer Zusam- Dies gilt insbesondere dann, wenn ext- Szenarien durchrechnen, die keinerlei Be- menhänge. Wenn Beobachtungen nicht rem umfangreiche Berechnungen erfor- obachtung zugänglich sind. Anwendun- durch greifbare Theorien erklärt wer- derlich sind. gen hierfür gibt es viele, und um genau Bei einer Compu- solch ein Fallbeispiel soll es in diesem tersimulation wird Beitrag gehen. die dem zu behan- delnden Problem Lücken in Asteroidengürtel zugrunde liegende Wenn man die Anzahl der Asteroiden Physik, so gut wie über ihre mittlere Entfernung von der es mit vertretbarem Sonne aufträgt, so bekommt man einen Aufwand möglich Graphen mit einer Verteilung, die bei ist, algorithmisch bestimmten Sonnenabständen Lücken modelliert. Der Al- aufweist (Abb. 1). Diese Lücken wurden gorithmus wird als schon im Jahre 1866 vom amerikani- Software umge- schen Astronomen Daniel Kirkwood be- setzt, deren Ergeb- merkt und tragen seinen Namen. nisse mit den be- Als Ursache dieses himmelsmechani- obachteten Daten schen Phänomens wurden Resonanzen verglichen werden. zum massereichsten Planeten unseres 1 Verteilung der ersten 10.000 Asteroiden aus der Damit kann eine Sonnensystems, Jupiter, identiﬁziert. Bahnelementedatei ASTORB.DAT, aufgetragen über die Aussage getroffen Resonanzen können auftreten, wenn große Halbachse ihrer Bahnen. Über das dritte Keplersche werden, wie gut das die Umlaufzeiten zweier Himmelskörper Gesetz kann die große Halbachse in eine Umlaufzeit umge- physikalische Mo- durch ein Verhältnis zweier niedriger, rechnet werden. Lücken in der Verteilung ﬁnden sich bei 1/3, dell die Wirklichkeit ganzer Zahlen (z. B. 1:2, 2:3, 2:5, etc) 2/5, 3/7 und 1/2 der Jupiterumlaufzeit von ca. 11,86 Jahren. beschreibt. beschrieben werden können (s. auch [1]).

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Resonanzen

Von einer Resonanz spricht man, wenn die Umlaufzeiten zweier Himmelskör- per durch ein Verhältnis zweier niedriger, ganzer Zahlen beschrieben werden können. In der beistehenden Abbildung 3 ist dies beispielhaft für den Fall eines Asteroiden skizziert, dessen Umlaufzeit ein Drittel von jener des Planeten Jupi- ter beträgt. Wir haben es folglich mit einer 1:3-Resonanz zu tun. 2 Die große Halbachse a (rot Das 1-zu-3-Verhältnis der Umlaufzeiten führt zu einer geometrischen Anord- hervorgehoben) ist definiert als die nung, bei der beide Himmelskörper nach jedem halben Jupiterumlauf in Kon- Hälfte der größten Längsausdehnung junktion stehen, also ihren geringsten gegenseitigen Abstand einnehmen. Dies einer Ellipse. heißt insbesondere, dass die Konjunktionen stets an den selben Positionen auf der Bahn stattfinden. In der Konjunktion ist der Abstand am kleinsten und die ausgeübte Gravitation Steht ein Asteroid in Resonanz zu einem am größten. Das bedeutet aber auch, dass die Störungswirkung des masse- anderen Körper, so unterliegt er dessen reicheren Himmelskörpers auf den masseärmeren dann auch am größten ist. periodischen Störungen (s. Kasten). Da Aufgrund der Tatsache, dass die Gravitation mit dem Quadrat der Entfernung die Lücken in der beobachteten Astero- abnimmt, kommt den Konjunktionen eine entscheidende Rolle zu. Da Konjunk- idenverteilung mit solchen Zahlenver- tionen stets an der gleichen Bahnposition stattfinden, wird die Bahn des Aste- hältnissen übereinstimmen, gilt diese roiden ausschließlich in zwei Vorzugsrichtungen gestört. Die Folge ist, dass die Erklärung als gut abgesichert. Exzentrizität des Asteroiden sich solange erhöht, bis entweder dessen Umlauf- In Abb. 1 ist die Verteilung der ersten periode aus der Resonanzbedingung herausgedriftet ist oder der Asteroid durch 10.000 katalogisierten Asteroiden des sehr enge Passagen an einen der Planeten ganz aus der Bahn geworfen wird. Hauptgürtels zu sehen. Auf der Abszisse Jetzt könnte man mit Hilfe der Abbildung einwenden, dass es in diesem kon- ist die große Halbachse (vgl. Abb. 2) auf- kreten Fall der 1:3-Resonanz zwei Positionen für Konjunktionen gibt, die sich getragen. Mit dem dritten Keplerschen obendrein räumlich gegenüberstehen, so dass die beiden Effekte entgegengerich- tet wirken und sich aufheben. Allerdings sind beide Bahnen exzentrisch, d. h. Gesetz, wonach es eine Proportionalität sie weisen schon von vornherein eine Abweichung von der Kreisgestalt auf. Die zwischen den Quadraten der Umlaufzei- beiden Konjunktionen sind demnach unterschiedlich eng; die Symmetrie ist ten U und den Kuben der großen Halb- gestört und eine der beiden Störungen überwiegt. achsen a gibt (U² ~ a³), können beide Derselbe Mechanismus ist auch für die anderen Resonanzfälle wie 2:3, 2:5 Größen eindeutig ineinander umgerech- oder 1:2 verantwortlich, die jedoch, abgesehen vom noch einfacheren 1:2-Fall, net werden. weniger anschaulich zu beschreiben sind. In der Asteroidenverteilung sind eini- Wie sieht es aus, wenn die Umlaufzeiten sich nicht durch ein solches Zahlen- ge tiefe Einkerbungen zu erkennen. Die verhältnis beschreiben lassen? Die maximale Störung erfolgt dann an beliebigen wichtigsten befinden sich bei 2,5, 2,82, Positionen auf der Bahn mit der Folge, dass sie keine Wirkung in einer Vor- 2,94 und 3,28 AE (Astronomische Einhei- zugsrichtung mehr ausüben und Verzerrungen der Bahnellipse sich im Laufe ten). Die zugehörigen Umlaufzeiten ent- der Zeit wegmitteln. sprechen 3,95 Jahre (1:3-Resonanz), 4,74 Jahre (2:5), 2,94 Jahre (3:7) und 3,28 Jah- re (1:2-Resonanz).

Idee zur Simulation Nun kann man sich eine nahe liegende Frage stellen: Wie verhält es sich mit dem äußeren Sonnensystem? Wie sähe es aus, wenn Jupiter der einzige masse- reiche Planet wäre und es draußen einen weiteren Asteroidengürtel gäbe - besäße er dann ebenfalls Resonanzlücken? Tat- sächlich halten sich dort nur sehr wenige Asteroiden auf (z. B. Chiron), da im Au- ßengebiet des Planetensystems sehr viel mehr Störungen durch Saturn, Uranus 3 Positionen zweier Himmelskörper in 1:3-Bahnresonanz, beispielswei- und Neptun ausgeübt werden. Die Frage se ein Asteroid im Hauptgürtel (innen) und Jupiter (außen). Darge- kann durch Beobachtung somit natürlich stellt ist eine Sequenz über einen kompletten Umlauf des äußeren Himmels- nicht geklärt werden, dennoch können körpers. In dieser Zeitspanne führt der innere Körper genau 3 komplette wir dank Computersimulationen einige Umläufe aus, was dazu führt, dass enge Begegnungen stets an gleichen Aussagen treffen. Nicht nur, dass man Positionen stattﬁnden (rot markiert). mit Simulationsrechnungen das Ver-

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ständnis von Beobachtungsergebnissen den Simulationsergebnissen an den glei- Asteroidenverteilung ist nicht sonderlich erweitern kann, sie bieten zudem eine chen Positionen Lücken befinden wie in ausgeprägt, aber das war von diesem hervorragende Möglichkeit, rein hypothe- der Realität, so wird die Aussagekraft der vereinfachten Modell nicht zu erwarten tische Was-Wäre-Wenn-Szenarien durch- Simulation erheblich untermauert. und auch gar nicht beabsichtigt. Immer- zuspielen. Mit der Software aus [2] stand Für den Testlauf wurde eine Asteroiden- hin können einige der Lücken aufge- ein leistungsfähiges Grundgerüst zur population mit 900 masselosen Objekten funden werden. Von den bedeutendsten Verfügung, mit dem die Dynamik belie- gleichmäßig auf Kreisbahnen zwischen Lücken der realen Asteroidenverteilung biger Himmelskörper im Sonnensystem 1,5 und 4 AE Sonnenentfernung ver- sind die 1:3-, 3:7- und die 1:2-Resonanz mittels numerischer Integration [3] über teilt. Als Integrationszeitspanne wurden erkennbar. Die 2:5-Resonanz ist nicht zu größere Zeiträume hinweg verfolgt wer- 10.000 Jahre angesetzt. Nach Beendigung erkennen. Vermutlich ist die von der In- den kann. Der Quelltext musste dafür nur der Integration wurde die Verteilung der tegration abgedeckte Zeitspanne zu kurz, geringfügig angepasst werden. Asteroiden über die großen Halbachsen als dass sich eine entsprechende Lücke ihrer Bahnellipsen ermittelt. Ziel ist es, ausbilden konnte. Anstelle dessen ist bei Vergleich der Simulation mit eine qualitative Übereinstimmung der 3,7 AE (entsprechend 7,12 Jahren Um- realen Daten Lückenpositionen zwischen dem Simu- laufzeit) eine 3:5-Resonanz zu sehen, die Wie kann man sich vergewissern, dass lationsergebnis und den realen Daten in den realen Daten nicht zu erkennen die Resultate nicht völlig unrealistisch zu bekommen. Auf den ersten Blick war ist, da der Bereich jenseits von 3,5 AE sind? Eine Computersimulation braucht das Ergebnis eher ernüchternd. Lediglich über die Jahrmilliarden hinweg durch eine Erfolgskontrolle. In unserem Fall die 1:2-Resonanz bei 3,3 AE hob sich Jupiter vollständig freigeräumt wurde. können wir relativ einfach eine Probe- deutlich hervor. Offenbar war die Zeit- Das Testergebnis ist durchaus ermuti- rechnung durchführen: die Simulations- spanne für die Ausprägung der übrigen gend. Im zweiten Teil dieses Artikels in engine modelliert zunächst eine Asteroi- Resonanzbereiche zu kurz, obwohl der der kommenden Ausgabe des VdS-Jour- denverteilung innerhalb der Jupiterbahn. PC zwei Tage daran gerechnet hatte. Wie nals wird die Simulation auf das äußere Das Ergebnis könnte dann zumindest im Kasten beschrieben, führen Resonan- Planetensystem übertragen werden. qualitativ mit dem tatsächlich existieren- zen zu einer Anhebung der Exzentrizität den Asteroidengürtel zwischen Mars und (Maß für die Abplattung einer Ellipse). Jupiter verglichen werden. Wenn sich in Könnte es also sein, dass die Lücken sich Literaturhinweise zwar noch nicht ausgebildet haben, aber [1] H. Jahns, 2009: „Die Bahn des die Probekörper in den Resonanzzonen Toro“, VdS-Journal für Astronomie bereits eine deutlich höhere Bahnexzent- 28, 19 Einladung rizität aufweisen? [2] H. Jahns, 2004: „Ein Programm Wenn man die Verteilung auf jene Pro- zur numerischen Integration des zum 4. Sächsischen bekörper filtert, deren Bahnexzentrizität Sonnensystems“, VdS-Journal für Sommernachtsteleskoptreffen einen Schwellenwert nicht überschreitet, Astronomie 15, 62 so ergibt sich der Graph aus der Abbil- [3] Guthmann, 1994: „Einführung in 26. – 28. Juni 2009 dung 4. Die optische Übereinstimmung die Himmelsmechanik und Epheme- Ort: Lindenhof Peritz zwischen der echten und der simulierten ridenrechnung“, Mannheim Hauptstraße 18 l 01609 Peritz Wir laden hierzu herzlich ein! Wir wollen an diesem Wochenende auf dem Gelände zelten, es besteht auch die Möglichkeit – sehr preisgüns- tig – im Linden hof zu übernachten. Es soll beobachtet, gefachsimpelt und im allgemeinen ein gemütliches Wochen- ende werden. Es kommt auch noch ein hochkarätiger Überraschungsreferent zu uns. Für alle menschlichen Erfor- dernisse ist bestens gesorgt. Veran- stalter sind Sternfreunde Riesa, Stern- warte Riesa und der Lindenhof Peritz. Infos und Anmeldung: Stefan Schwager Telefon: 0173 / 807 68 41 [email protected] 4 www.Sternfreunde-Riesa.de Modellierte Verteilung von 900 Asteroiden im inneren Sonnen- system, aufgetragen über die große Halbachse in Astronomischen Einhei- Zimmerreservierung: ten (AE). Berücksichtigt wurden nur Körper mit einer Bahnexzentrizität von Ulrich Priebe Telefon: 03 52 / 655 61 80 weniger als 0,02. Das stufige Erscheinungsbild hat seine Ursache in der vergleichsweise geringen Partikelzahl der Simulation.

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Filter-Vergleichs-Programm FiKam

von Günther Müller

Meine Motivation, dieses Programm zu gestartet. Dann erscheint das in der Ab- Datei1 und im rechten oberen Feld die erstellen war folgende: Ich wollte endlich bildung 1 dargestellte Fenster. Zum Aus- Kurve der Datei2. Im Ergebnisbild wird mal sehen, wie die spektrale Durchlass- suchen der Filter oder der CCD-Chips nun die gerechnete Kurve dargestellt kurve ist, wenn ich zwei Filter zusam- wird im Feld Ordner der Ordner Fikam- (Abb. 2). menschraube. Oder, wenn ich an einer daten (Doppelklick) angeklickt, in dem Es kann nun ein weiterer Lauf gemacht CCD-Kamera (CCD-Chip) einen Filter die Werte der Filter und CCD-Chips als werden, indem man neue Dateien an- benutze. Es ist eine Software, mit der Text-Dateien abgelegt sind. Danach er- klickt oder mit den schon markierten Da- man Durchlasskurven von Filtern mit scheinen in den Feldern Datei1 und Da- teien eine andere Darstellung wählt und CCD–Chips und/oder Filter mit Filtern tei2 die Wertedateien der Filter und CCD- wieder Start drückt. Die vorherige Dar- vergleichen kann. Die Software habe ich Chips. Die Namen der Dateien sind die stellung wird gelöscht. Das kann solan- in Visual-Basic geschrieben. Namen der Filter und Chips. Es muss in ge gemacht werden bis der Ende-Button Auf meiner HomePage www.gmastro.de beiden Feldern eine Datei markiert wer- gedrückt wird. Soll die vorherige Dar- kann unter Download Filterprogramm den, sonst steigt das Programm aus und stellung nicht gelöscht werden, muss das der File FiKam.zip mit dem eigentlichen es kann neu gestartet werden. Ja-Feld bei mehrere Kurven markiert wer- Programm (FiKam.exe) und der Beschrei- Nachdem die Dateien markiert sind, soll- de. Allerdings wird es dann sehr schnell bung (Beschreibung.doc) herunterge- te noch angegeben werden, ob im Ergeb- unübersichtlich. Wird das Häkchen durch laden werden. Unter Filterdaten gibt es nisbild (Feld rechts unten) die gerechnete Anklicken herausgenommen, so erscheint den File Fikamdaten.zip mit dem Ordner Durchlasskurve oder beide Kurven über- dann wieder die normale Darstellung. (Fikamdaten), der die Datenﬁles enthält einander dargestellt werden sollen (Vor- Wenn bei der Darstellung Durchlass- und eine Beschreibung der Filter und einstellung ist Durchlasskurve). kurve zwei Filter verglichen werden, so CCD-Cips (Filter-ccd.doc). Nun wird Start gedrückt und im oberen wird die tatsächliche Durchlassempﬁnd- Nach dem Entpacken wird das Programm linken Feld erscheint die ausgewählte lichkeit dargestellt. Der Faktor, mit dem mit einem Doppelklick auf FiKam.exe Kurve des Filters oder CCD-Chip aus der die Kurve berechnet wird, steht neben

1 Bildschirm nach dem Programmstart

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2 Bildschirm mit 2 Filterdatensätzen und dem Ergebnis

der Überschrift Ergebnis. Wird ein Filter weitere eigene Wertedateien erzeugen. Viele Filter hat mir dankenswerterweise mit einem CCD-Chip verglichen, ist der Nur die Syntax muss erhalten bleiben. mein Sternfreund Frank Hochrath aus Faktor 1. Bei Einstellung Durchlasskurve Das Programm steht für Privatanwen- Bonn ausgemessen. Bernd Gährken hat wird auch noch eine Ergebnis-Datei.txt der auf meiner HP (siehe oben) frei zur mir noch wertvolle Hinweise gegeben, erzeugt, die ebenfalls abrufbar ist. Sie Verfügung. auch dafür meinen Dank. steht im Ordner Filter als letzte Datei. Diese Datei kann für neue Darstellun- Anzeige gen benützt werden. Die Zahl neben dem Namen Ergebnis-Datei ist die Uhrzeit, als die Datei erstellt wurde. Weil die Er- Urlaub und Sternenhimmel gebnis-Datei.txt geschrieben wird, sollte nicht von einem nicht beschreibbaren an der mittleren Adria. Medium das Programm gestartet werde, sonst steigt das Programm aus. Das Pro- Vermiete kleines, unabhängiges Appartment, - 4 Schlafstellen, gramm und die Filterdateien müssen im Kochnische und Bad - zwischen Ancona und Pescara gelegen. selben Laufwerk stehen. 20 Autominuten bis zum Meer. Astronomische Geräte vorhanden. Preis: 35 Euro / Tag für das Appartment (bis vier Personen). Momentan stehen 51 CCD-Chips, 128 Fil- Preiswerte Flugverbindung nach Pescara mit Ryan. ter und 6 sonstige Kurven im Ordner Fil- ter. Ich bin bemüht, immer wieder neue Filter und CCD-Cips einzustellen. Durch Nähere Info via E-Mail: diese große Menge an Dateien geht die [email protected] Übersicht sehr schnell verloren. Daher ein Vorschlag: Machen sie einen Ordner, in dem sie nur die Datendateien kopie- ren, die für sie relevant sind. Da die Wertedateien der CCD-Chips und Filter Text-Dateien (.txt) sind, kann jeder ganz einfach mit einem Texteditor

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Fachgruppen Deep-Sky + Geschichte der Astronomie 63

Neues aus der Fachgruppe Visuelle Deep Sky Beobachtung von Daniel Spitzer

Liebe Sternfreunde! dem Anblick des großen Orionnebels mit nicht gemacht haben: Versuchen Sie es, Nachdem einige Zeit ein neuer Leiter dem bloßen Auge und mit einem 8-zöl- es lohnt sich! für die VdS-Fachgruppe „Visuelle Deep ligen Teleskop, aber das Gefühl dabei ist Wie die einzelnen Veränderungen aus- Sky Beobachtung“ gesucht wurde, habe das Entscheidende: Man sieht mit dem sehen sollen/werden ist momentan noch ich mich, nach Rücksprache mit Jens eigenen Auge das Licht, das eine Ge- im Gespräch. Sie werden natürlich zum Bohle und Otto Guthier, für diesen Pos- burtsstätte von Sternen vor über tausend gegebenen Zeitpunkt vorgestellt. Für ten gemeldet. Warum habe ich das ge- Jahren ausgesendet hat. Anregungen, konstruktive Kritik und tan? Aus einem einfachen Grund: Die Der neue Redakteur der Fachgruppe hat Ideen sind Herr Schilling und ich jeder- Deep-Sky- Beobachtung ist mir einfach in seinem Artikel im letzten Heft schon zeit offen. wichtig. Sie bietet einem Amateurast- angekündigt, dass es einige Neuerungen ronomen eine Vielzahl an Objekttypen: geben wird. Diese geschehen aus einem Zum Ende möchte auch ich mich Kugelsternhaufen, Offene Sternhaufen, einfachen Grund: Wir möchten, dass kurz vorstellen: Galaxien und viele weitere. Jede dieser Sie uns an Ihren Beobachtungen teilha- Mein Name ist Daniel Spitzer. Ich studie- verschiedenen Typen zeigt (bis auf we- ben lassen, und dass aus dem einstigen re nun in Münster Physik, nachdem ich nige Ausnahmen) einen völlig anderen „Fachgruppen-Duo“ wieder eine Fach- schon ein Lehramtsstudium (Mathema- Anblick im Okular. Und man benötigt für gruppe mit vielen aktiven Mitgliedern tik und Physik) abgeschlossen habe. Mit diese Vielfalt nicht einmal kompliziertes wird. Das Medium zwischen dem Beob- der Astronomie habe ich im Jahr 2000 oder gar teures Zusatzequipment, denn achter und dem Teilhabenden soll dabei mit einem kleinen Refraktor (70 mm/900 Deep-Sky-Beobachtung beginnt mit dem das VdS-Journal für Astronomie sein. mm) begonnen. Einige Jahre später - ich bloßen Auge. Das bedeutet, dass auch die Es ist dabei nicht wichtig, ob Sie schon glaube es war 2003 - habe ich zum ers- Anfänger der Anfänger, also jene, die Erfahrung mit dem Schreiben haben, ten Mal vom Teleskopselbstbau erfahren. nicht mal ein Teleskop besitzen, hier mit oder die Länge des Artikels. Aus eigener Eine Sache, die ich ausprobieren musste. beobachten können. So haben schließ- Erfahrung kann ich sagen, dass es ein Auf diese Weise ist kürzlich mein neues lich auch die ersten Astronomen der Ge- tolles Gefühl ist, seinen eigenen Artikel Hauptinstrument entstanden: ein 12-Zoll schichte angefangen. Natürlich besteht im VdS-Journal für Astronomie zu se- Newton mit 1.650 mm Brennweite in ein himmelweiter Unterschied zwischen hen. Für alle, die diese Erfahrung noch Gitterbauweise. Neues aus der Fachgruppe Geschichte der Astronomie von Wolfgang Steinicke

Im Jahr der Astronomie 2009 steht be- gen Sie mich weiter mit interessanten Bei- sonders Galilei, aufgrund seiner be- trägen! Noch ein Wort in eigener Sache. rühmten Fernrohrbeobachtungen, im Ich möchte Sie kurz auf mein neuestes Rampenlicht. Dabei hatte er einen ernst astronomiehistorisches Werk hinweisen, zu nehmenden deutschen Konkurrenten: das die Entdeckung, visuelle Beobach- Simon Marius aus Gunzenhausen. Wil- tung und Katalogisierung von Nebeln helm Brüggenthies beschreibt in dieser und Sternhaufen im 19. Jahrhundert be- Ausgabe des VdS-Journals dessen Leben handelt. Höhepunkt der Entwicklung, die und Werk. Dabei geht es insbesondere um mit William und John Herschel begann, die Beobachtungen der Jupitermonde, war der „New General Catalogue“ von die Marius nahezu zeitgleich mit Galilei John Louis Emil Dreyer. Der NGC ist nach entdeckte. Im zweiten Beitrag behandelt wie vor der meistverwendete Katalog der Klaus Wenzel die Beobachtungen des Ko- beobachtenden Astronomie. „Nebel und meten Holmes durch den bekannten Hei- Sternhaufen“ beschreibt Sternwarten, In- delberger Astronomen Max Wolf im Jahr strumente, Astronomen, Methoden – und 1897. Viel Spaß beim Lesen – und versor- eine große Zahl von Objekten.

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Journal Nr. 30 64 VdS-Fachgruppe Geschichte der Astronomie

Simon Marius – Leben und Werk

von Wilhelm Brüggenthies

Unter den bedeutenden Persönlichkeiten, Als der Markgraf er- die Gunzenhausen ihre Heimat nennen, fuhr, dass Simon Ma- nimmt Simon Mayr (*10.1.1573 Gunzen- rius ein besonderes hausen, Franken, † 24.12.1624 Ansbach) Talent für Mathema- einen besonderen Rang ein. Seinen Fa- tik und Astronomie miliennamen Mayr latinisierte er, wie es zeigte, wollte er ihn damals üblich war, in „Marius“. wieder in Heilsbronn Geboren wurde er als 8. und jüngstes wissen. Kind des Büttners Reichart Mayr, der Ab 1594 beobachtete 1553 in die Bürgerschaft Gunzenhausen Marius regelmäßig aufgenommen wurde. Er saß seit 1566 den Nachthimmel. im Rat der Stadt, war ab 1576 mehrmals In diese Zeit fallen in der Position des Säckelmeisters und seine ersten selbst- wurde 1585 Bürgermeister von Gunzen- ständigen Arbeiten. hausen. 1596 entdeckte er 1 Vermutetes Geburtshaus von Simon Marius am Das vermutete Geburtshaus des Simon einen hellen Kome- Hafnermarkt (Foto: Privatbesitz) Mayr stand am Hafnermarkt (Abb. 1). Es ten. Dem Ansba- wurde 1894 abgebrochen. Nachdem man cher Consistorium 1969 der im Jahre 1530 gegründeten übergab er 1596 seine Hypothesen über deckungen am Nachthimmel. Sie sind Lateinschule den Namen des berühmten das System der Welt. 1599 berechnete über seinen Tod hinaus bis zum Jahre Sohnes der Stadt Gunzenhausen gege- er neue astronomische Tafeln, die bei 1629 regelmäßig erschienen und waren ben hatte, erhielt 1987 auch eine dem Christoph Lochner in Nürnberg als „Ta- für ihn eine wesentliche Einnahmequel- Gymnasium nahe gelegene Straße die bulae directionum novae“ erschienen le. Durch diese Veröffentlichungen stell- Bezeichnung „Simon Mariusstraße“. Auf sind. Erstmals für das Jahr 1601 gab er te er sich auch bei den astronomischen dem Dach des Simon-Marius-Gymnasi- einen „Schreibkalender“ und ein „Prog- Beobachtern seiner Zeit vor. Seitdem die ums beﬁndet sich heute eine Sternwarte. nosticon Astrologicum“ heraus. Neben Heilsbronner Fürstenschule ihm in sei- Die Kuppel hat einen Durchmesser von astronomischen und meteorologischen nen Paradedisziplinen Astronomie und 4,50 m. Zur Himmelsbeobachtung dient Vorhersagen für den Raum Ansbach Mathematik nichts mehr zu bieten hatte, ein Coudé-Refraktor mit einer Öffnung veröffentlichte er darin auch seine Ent- blieb ihm nur noch die autodidaktische von 150 mm und 2,40 m Brennweite. In- Weiterbildung. Wiederholte Vorschläge teressierten Schülern wird das Fach Ast- der fürstlichen Räte für ein Stipendium ronomie als Grundkurs angeboten. zum Besuch der Universität Königsberg Ab 1578 besuchte Simon Marius die Vor- blieben regelmäßig ohne Genehmigung. gänger-Schule des heutigen Gymnasi- In der „Säckelmeisterrechnung des Jahres ums. Dort wirkte damals als Erzieher der 1596/1597“ von Gunzenhausen hat sich Pfarrer Georg Vogtherr aus dem nahen der Eintrag erhalten: „2 Gulden an Si- Meinheim, ein Liebhaber der Astronomie. mon Mairen verehret wegen übergebung Nach Marius’ eigener Beschreibung gab deß beschriebenen cometen auf Befehl dieser den ausschlaggebenden Impuls für des Vogts und etlich deß raths.“ sein Interesse an der Himmelskunde. Marius’ Publikationen las auch der da- Der Zufall wollte es, dass Markgraf Ge- mals bedeutendste beobachtende Astro- org Friedrich von Ansbach (1543-1603), nom Tycho Brahe (1546-1601, Abb. 2), der im fränkischen Gunzenhausen ein der sich auf Einladung Kaisers Rudolf II. Jagdschloss besaß, die schöne Singstim- (1552-1612) seit 1599 in Prag aufhielt. me des jungen Simon Mayr hörte. Da- Tycho Brahe lud Marius als Gehilfen von angetan, schickte er ihn 1586 nach nach Prag ein, was auch die Unterstüt- Heilsbronn, wo man 1582 im ehemaligen zung des Markgrafen fand. Zisterzienserkloster eine Fürstenschule Mit einem Stipendium und einem Emp- zur kostenfreien Unterrichtung begab- fehlungsschreiben des Hohenzollern- ter Landeskinder eingerichtet hatte. Dort fürsten reiste Marius nach Prag. Dort traf sollte er sich mit philologischen Studien beschäftigen. Zeitweise rief man ihn an 2 Tycho Brahe (Kupferstich von die fürstliche Hofkapelle nach Ansbach. P. Kilian)

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er u. a. auf Johannes Kepler (1571-1630) Janssen (1588-1632) handelt, der eben- und David Fabricius (1564-1617). Er lern- falls Brillenschleifer in Middelburg war. te auch Brahes Instrumente kennen und Zur Vorgeschichte der Entdeckung der 4 durfte sie benutzen. Tycho Brahe jedoch großen Jupitermonde durch den Ansba- bekam er nicht zu Gesicht. Durch Brahes cher Hofastronomen gehört Fuchs von plötzlichen Tod am 24.10.1601 fand das Bimbachs Besuch der Michaelismesse kurze Gastspiel in Prag ein frühes Ende. in Frankfurt im September 1608. We- Geblieben ist Marius’ lebenslange Be- gen der gelegentlich unterschiedlichen wunderung für das „Tychonische Welt- Beschreibung dieses Vorgangs wähle ich bild“, das er als Ausdruck eines genialen des Marius eigene Darstellung im Vor- Geistes verehrte (darin bleibt die Erde wort seines „Mundus Iovialis“ (s. Kasten). Mittelpunkt des Weltalls und wird von Die Übertragung dieser Schrift aus dem der Sonne umlaufen; die Planeten um- Lateinischen ins Deutsche besorgte der kreisen aber die Sonne.) Über Wien reiste Lateinlehrer Joachim Schlör mit einem Marius zurück in seine Heimat. engagierten Leistungskurs des Gymna- Zu Beginn des Jahres 1602 schickte man siums in Gunzenhausen. Dieser Text ist Simon Marius mit einem Jahresstipendi- 1988 zweisprachig im Schrenk-Verlag um von 100 Gulden nach Italien. In Padua erschienen. sollte er Medizin studieren. Padua wurde 3 Simon Marius (aus Mundus In seinem „Mundus Iovialis“ berichtet wahrscheinlich deshalb ausgewählt, weil Iovialis) Marius also von frühen Himmelsbeob- sein Landsmann, der in Ansbach einfluss- achtungen mit dem Fernrohr und ersten reiche Geheimrat Freiherr Hans Philipp von 150 Talern. Der alte Schlossturm in Aufzeichnungen über Jupiterbeobach- Fuchs von Bimbach auf Möhren (1567- Ansbach soll ihm als Sternwarte gedient tungen am 29.12.1609 (nach dem Juli- 1626) im Jahre 1587 dort Vorlesungen haben. anischen Kalender); das ist nach dem gehört hatte. Fuchs von Bimbach war Im Jahre 1606 heiratete er Felicitas Lau- Gregorianischen Kalender der 8.1.1610; während des 30-jährigen Krieges zuletzt er, Tochter seines Nürnberger Verlegers. zunächst von 3 Satelliten des Jupiter. Ab General in dänischen Diensten. Er fiel in Aus dieser Ehe gingen 10 Kinder hervor. Ende Februar/Anfang März 1610 erkann- der Schlacht bei Lutter. Ein Gedenkstein Die fünf Söhne starben schon früh, wäh- te er mit einem besseren Fernrohr auch an der Straße 248 zeigt als Sterbetag den rend ihn seine Töchter überlebten. We- den vierten Jupitermond. 27.8.1626. In Padua traf Marius auch auf gen seines geringen Gehalts war er auch Galilei schreibt, am 7.1.1610 zuerst 3 Galileo Galilei (1564-1642). auf die ärztliche Behandlung kranker Lichtpunkte und am 20.1.1610 alle 4 Durch den Tod seines markgräflichen Bauern angewiesen. In das ereignisreiche Begleiter des Jupiters gesehen zu haben. Mäzens im Jahre 1603 erhielt er für Jahr 1606 gehört auch eine Gunzenhau- Dieser Terminvergleich führt zu dem Er- 8 Monate keine finanziellen Zuwen- sener Bürgermeisteramts-Rechnung die- gebnis, dass Marius den Nachthimmel dungen. In dieser Zeit musste er durch sen Inhalts: „8 Gulden 2 ort bey Georg offenbar früher als Galilei beobachtete; Privatunterricht und andere Beschäfti- Bauer ein ganzer Ehrbarer Rath verzehrt, seine ersten Aufzeichnungen über die gungen versuchen, über die Runden zu als man Herrn Simon Maiern zu Gast ge- Jupitersatelliten erfolgten aber erst einen kommen. Später erhielt er vom neuen habt.“ Markgrafen Joachim Ernst (1583-1625, Aus dem griechischen Urtext übersetz- Reg. 1603-1625) zum Ausgleich seiner te Marius die ersten sechs Bücher der Schulden 150 Gulden. „Elemente“ des Euklid ins Deutsche. Die Marius’ bedeutendster Schüler, Balthasar Kosten für die Herausgabe im Jahre 1609 Capra (1580-1616), berichtete über den übernahm der wohlhabende Freiherr gemeinsam beobachteten Kometen von Fuchs von Bimbach; offenbar beabsich- 1604. In seinem Prognosticon für 1606 tigte er, die „Elemente“ für seine Zwecke schrieb Marius über seine Beobachtung des Feldmessens zu verwenden. Die 300 des Neuen Sterns von 1604, der so ge- Exemplare dieser Auflage waren schon nannten „Keplerschen Nova“. 1618 vergriffen. Als Ausdruck seines allgemeinen Anse- Zum 400. Male jährte sich 2008 die Er- hens in Padua wählte man ihn für die findung des Fernrohrs. Damit verbunden Jahre 1604/05 in den Vorstand der deut- war eine Revolution des astronomischen schen Studenten-Nation. Ein lebensge- Weltbildes. Nach heutiger Rechtsauffas- fährlicher Sturz aus beträchtlicher Höhe sung war der in Wesel geborene Hans in dieser Zeit machte ihm lebenslang zu Lipperhey (um 1570-1617) der Fern- schaffen. rohrerfinder, der in Middelburg als Bril- Im Juli 1605 verließ er Italien. In seine lenschleifer arbeitete. Als Miterfinder gilt Heimat zurückgekehrt erfolgte 1606 sei- auch der von Marius in seinem „Mundus ne Bestallung zum Hofmathematiker und Iovialis“ nachfolgend genannte „Belgier“, 4 Mundus Iovialis (Stadtmuseum Hofastronomen mit einem Jahresgehalt bei dem es sich vermutlich um Sacharias Gunzenhausen)

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Tag später als die Galileis. Obwohl Mari- finden (Abb. 3). Der Holzschnitt zeigt als us in seinem „Mundus Iovialis“ die Ver- Zeichen seiner ärztlichen Tätigkeit in der dienste Galileis um die Entdeckung der linken Hand eine Matula (Gerät zur Harn- Jupitertrabanten ausdrücklich anerkennt, untersuchung); vor seinem rechten Arm ist es zwischen beiden zu heftig ausgetra- liegt das Fernrohr, das er „Perspicillum“ genen Prioritätsstreitigkeiten gekommen. nannte. Nach Alto Brachner (siehe Quel- Diese beschäftigen Astronomiehistoriker len) befindet sich im Deutschen Museum noch bis in unsere Tage. in München in der Abteilung „Optik“ ein Auf Empfehlung Keplers, mit dem Ma- 4 Meter langes Fernrohr, mit dem Simon rius 1613 anlässlich des Reichstages in Marius Himmelsbeobachtungen durch- Regensburg zusammen traf, gab Marius geführt haben soll. in Anspielung auf die Liebesverhältnisse Marius berichtete auch über den inzwi- Jupiters, aufgezeichnet von Ovid in sei- schen teleskopischen Stern von 1572 nen „Metamorphosen“, den neu entdeck- (Brahes Supernova). Im Februar 1610 ten Jupitersatelliten die noch heute gül- sah er die Venus mehrfach sichelförmig tigen Namen „Jo“, „Europa“, „Ganymed“ und deutete richtig, dass sie ihr Licht und „Kallisto“. Das bedeutete auch die von der Sonne bekommt. Aus den Hel- Begründung der Tradition, Jupitermonde ligkeitsänderungen des Merkur zog er 5 Erinnerungstafel für Simon nach Gestalten der griechischen Mytho- den gleichen Schluss. Damit bestätigte Marius in Ansbach (Foto: A. Langkavel, logie zu benennen. er zwar das Kopernikanische Weltbild, Löningen) Dagegen konnte sich Galileis Vorschlag, als Protestant blieb er aber dem Weltbild die Jupitertrabanten „Sidera Cocmica sive des Tycho Brahe verpflichtet. Seit August Medicea“ zu nennen und die einzelnen 1611 beobachtete er regelmäßig die von wahrt werden. Von seinen 72 Schriften Monde mit den Vornamen der Mitglieder ihm als „Schlacken“ bezeichneten Son- haben sich 61 erhalten. Seit 1991 befindet des Fürstenhauses der Medici „Catherina, nenflecken und gab den Hinweis, dass sich in Ansbach eine buchähnliche Erin- Maria, Cosima d. Ä. und Cosima d.J.“ zu sie 1619 seltener als vorher auftreten, nerungstafel (Abb. 5), außerdem eine Ge- belegen, nicht durchsetzen. vielleicht ein erster Hinweis auf die Pe- denktafel seit 1924 im Schloss von Ans- Simon Marius blieb zwar der große Ruhm riodizität der Sonnenflecken. Marius war bach, die vom Innenhof aus sichtbar ist. versagt; er blieb aber auch von den Nach- auch der Erste, der die Mondfinsternis stellungen der Kirche verschont, wie sie am 20. (30.) Dezember 1610 verfolgte. z. B. Giordano Bruno und Galileo Galilei Am 15. Dezember 1612 entdeckte er den Literaturhinweise zu ertragen hatten. Andromedanebel und verglich sein Aus- [1] E. Zinner, 1942: „Zur Ehrenrettung Vermutlich wegen seiner Entdeckungen sehen mit einer Kerze, die man nachts des Simon Marius (mit Lebenslauf erhielt Marius 1612 von seiner Vaterstadt durch eine durchsichtige Hornscheibe und Bibliographie)“, Vierteljahres- Gunzenhausen einen kleinen Becher zu beobachtet. Als letzte bekannte Beobach- schrift der Astronomischen Gesell- 6½ Gulden als Geschenk. tung am Nachthimmel beschreibt er den schaft 77, 23 Alexander von Humboldt (1769-1859) 3. Kometen von 1618. Unter Zuhilfenah- [2] E. Goerke, 1986: „Mediceische sah in der Entdeckung der Jupitertra- me eines Jacobsstabes bestimmte er den Sterne kontra Brandenburgisches banten einen deutlichen Beweis für die Abstand zu benachbarten Sternen. Seine Gestirn: Das Leben des Simon Festigung und Verbreitung des Koperni- „Jupitermond-Tabellen“ benutzte auch Marius“, Die Sterne 62, 223 kanischen Weltsystems. der gleichaltrige Jesuiten-Astronom [3] A. Brachner, 1991: Sterne und Für ein geplantes Tafelwerk führte Mari- Christoph Scheiner (1573-1650), aller- Weltraum 30, 20 us weiterhin regelmäßig Beobachtungen dings ohne Angabe der Quelle. [4] A. Brachner, 1988: Sterne und der Jupitersatelliten durch. Der vielseitige Ansbacher Hofastronom Weltraum 27, 386 Auf Kosten seines Schwiegervaters ver- Simon Marius starb nach kurzer Krank- [5] Reihe „Fränkische Geschichte im öffentlichte Marius 1614 seine 72 Seiten heit. Schenk-Verlag“, Band 4, 1988: umfassende Schrift „Mundus Jovialis“, Die Prognostica und Kalender hatte er „Simon Marius, Mundus Iovialis, die er den Markgrafen Christian und Jo- mit großem Vorsprung verfasst, so dass die Welt des Jupiters“; darin die achim Ernst von Brandenburg widmete. sie noch bis 1629 erscheinen konnten. Abb. 2, 3 und 4 Die Trabanten bezeichnete er darin als Durch Giovanni Riccioli (1598-1671) „Sidera Brandenburgica“. Dabei erinnerte erhielt ein Mondkrater den Namen „Ma- er daran, dass E. Reinhold (1511-1553) rius“. In der Vierteljahresschrift der Ast- zu Ehren seines Gönners, des Herzogs ronomischen Gesellschaft veröffentlichte Albrecht von Preußen die „Prutenica Ta- der Astronomiehistoriker Ernst Zinner bulae coelestium motuum“ (Preußische den Aufsatz „Zur Ehrenrettung des Si- Tafeln) nannte. mon Marius“. Darin sind Marius Hand- Im Mundus Iovialis, dessen Titelblatt die schriften und die gedruckten Werke auf- Abbildung 4 zeigt, ist auch das einzige geführt; weiterhin nennt er die Archive erhaltene Portrait des Simon Marius zu und Bibliotheken, in denen sie aufbe-

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Fachgruppe Geschichte der Astronomie 67

Max Wolfs Beobachtungen des Kometen Holmes 1892

von Klaus Wenzel

Ende Oktober 2007 wurde der unschein- Max Wolfs Sternwarte in der bare Komet 17P/Holmes durch einen Merzgasse gewaltigen Helligkeitsausbruch, von 16 Seit etwa Mitte der 70er Jahre des 19. mag auf etwa 3 mag innerhalb weniger Jahrhunderts beobachtete der junge Max Stunden, zum Star des Abendhimmels. Wolf mit einem kleinen Fernrohr, auf der Genau 115 Jahre vorher machte dieser geräumigen Terrasse seines Elternhauses Komet schon einmal genau das Gleiche. in der Heidelberger Merzgasse, in jeder Dieser historische Ausbruch führte am klaren Nacht zunächst noch visuell die 6. November 1892 zu seiner Entdeckung Sterne. Ab 1885 wurde dann ein Anbau 1 Max Wolf um 1897, Quelle: H.C. durch Edwin Holmes, der eigentlich in Form eines Turmes mit Drehkuppel an Freisleben – (1962) Max Wolf nur den Andromeda-Nebel beobachten diese Terrasse angebaut. Als Instrument wollte, aber zufällig den benachbarten wurde ein 6-Zoll-Refraktor von Reinfel- hellen Kometen im Gesichtsfeld seines der und Hertel auf einer schweren Deut- Komet Holmes 1892 über 12,5-Zoll-Spiegelteleskops hatte [1]. schen Montierung aufgestellt. Dieser Re- Heidelberg Nachdem die Entdeckungsmeldung die fraktor diente ab 1887 hauptsächlich als Neun Tage nach der Entdeckung durch ersten Astronomen ereichte, war es wohl Leitrohr für verschiedene Astrokameras, Holmes, am 15. November 1892, war Eduard E. Barnard, dem die erste Auf- unter anderem zwei 6-Zoll-Voigtländer- auch dem jungen Max Wolf das Wetter nahme vom Kometen Holmes am 10. Petzval Objektive. Seit diesem Zeitpunkt wohl gesonnen, und er konnte seinen November 1892 südwestlich von M 31 setzte Max Wolf voll auf die Astrofoto- 6-Zoll-Refraktor mit den Voigtländer- gelang. graﬁe [2]. Objektiven in Richtung Andromedaga-

2 Die Sternwarte in der Heidelberger Merzgasse, kurz 3 Der Wolfsche 6-Zöller mit verschiedenen aufmontierten nach der Fertigstellung um 1890, Quelle: H.C. Freisleben – Astrokameras in seiner Kuppel auf der Bergsternwarte um (1962) Max Wolf 1900, Quelle: H.C. Freisleben – (1962) Max Wolf

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4 Komet Holmes am 15.11.1892 nördlich von SAO 54169 5 Komet Holmes am 19.11.1892 - man vergleiche die (A 574), Quelle: Landessternwarte Form und den Kernbereich des Kometen mit den Aufnahmen von 2007 (Ausschnitt aus Bild 6), Quelle: Landessternwarte

südwestlich von SAO 54159 postiert, und stützung beim Recherchieren im Archiv der Halo ist deutlich angewachsen. Die der Sternwarte sowie beim Einscannen Größe des Kometen lässt sich gut anhand der historischen Fotoplatten. des ebenfalls auf den Aufnahmen abge- bildeten Andromedanebels abschätzen. Literaturhinweise Es lohnt sich, die Details im Inneren der [1] E. Holmes, 1892: „Discovery of a Koma mit neuen modernen Amateurauf- new Comet in Andromeda“, The nahmen von 2007 zu vergleichen, die Observatory 15, 441 Ähnlichkeit ist verblüffend! [2] H.C. Freisleben, 1962: „Große Naturforscher – Max Wolf Der Herzlichen Dank an Dr. Holger Mandel Bahnbrecher der Himmelsphotogra- und seinen Mitarbeitern von der Lan- phie“, Wissenschaftliche Verlagsge- dessternwarte Heidelberg für die Unter- sellschaft mbH, Stuttgart

6 Originalaufnahme A 579 vom 19.11.1892 mit dem Andromedanebel und dem Kometen Holmes, Quelle: Landessternwarte

laxie richten. Vermutlich war der Komet in dieser Nacht ähnlich hell mit bloßem Auge sichtbar wie im Oktober 2007. Bei seiner ersten Aufnahme belichtete Wolf die Platte (A574) gerade einmal 10 min. 7 Zeichnung von Holmes, etwa 3,5° südöstlich von M 31 Komet 17P/Holmes und unmittelbar nördlich des 8 mag hel- am 5.12.2007 um len Sterns SAO 54169, zeigt auf dieser 19:30 Uhr an einem Aufnahme eine verblüffende Ähnlichkeit 25 x 150 mm Groß- mit denen, die wir in großer Anzahl 2007 fernglas. Der Komet bewundern konnten. Auf einer weiteren, stand zu diesem Zeit- deutlich länger belichteten Aufnahme punkt im Sternbild (A579 - 120 min), 4 Tage später, vom Perseus. Bildautorin: 19. November 1892, ist der Komet nun Evelyn Petkow.

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Die Jahreskonferenz „ESOP XXVII“ der Fachgruppe Sternbedeckungen

von Martina Haupt

Einmal im Jahr treffen sich am letzten Wochenende im August an Sternbede- ckungen interessierte europäische (Ama- teur-)Astronomen, um sich über aktuelle Ereignisse auszutauschen – jedes Mal in einem anderen Land. Das „European Symposium on Occulta- tion Projects“ (ESOP) fand 2008 in Dre- bach im Erzgebirge statt, nicht weit von Chemnitz entfernt. Veranstalter dieser Konferenz, in deren Mittelpunkt fast nur Bedeckungsereignisse stehen, ist die eu- ropäische Sektion der International Oc- cultation Timing Association (IOTA/ES), im Rahmen der VdS vertritt die IOTA/ES die Fachgruppe Sternbedeckungen. Die Mehrzahl der Teilnehmer reiste bereits am Freitag an. Die Anmelde-For- malien konnten gleich beim Einchecken im Hotel erledigt werden, dann traf man 1 Die Tagungsgruppe ESOP XXVII in Drebach sich bei einem Empfang in der Drebacher Sternwarte. Hier entstand am nächsten Tag auch unser Gruppenfoto. durch Transits ihrer Planeten hervorgeru- Am Sonntag ging es im ersten Teil der Der Gastgeber, die Volkssternwarte Dre- fen werden. Es folgten zwei Beiträge über Vorträge um technische Geräte. Unter bach, eröffnete die Tagung am Samstag, Pluto und Triton, letzterer war nach über Anderem wurde VEXXA vorgestellt, ein wie immer schlossen sich einige Gruß- 10 Jahren wieder erfolgreich vermessen elektronisches Gerät zur Bestimmung der worte des Bürgermeisters von Drebach worden. Bei der vorläufigen Auswertung genauen Belichtungszeit und des genau- und des Präsidenten der IOTA/ES, Herrn einer Sternbedeckung durch Triton stellte en Beginns der Belichtung eines Frames Hans-Joachim Bode, an. sich heraus, dass der Mond den Stern gar bei Videoaufnahmen. Den ersten Vortrag hielt Wolfgang Beis- nicht verdeckt hatte, sondern die Licht- Natürlich kam auch die Software hier ker. In diesem erinnerte er besonders an abschwächung war ein Resultat aus- nicht zu kurz: Ralf Langhans vom Lohr- den im Mai 2008 verstorbenen Bohumil schließlich der Atmosphärenabsorption mann Observatorium in Dresden hielt Malecek, einem IOTA/ES-Mitglied aus Tritons. Dann sprach Michael Theusner einen Vortrag mit dem Thema „Automa- Tschechien: Dreimal war eine ESOP zu über die Beobachtung von Exoplaneten- tische und universelle CCD-Astronomie Gast bei Bohumil Malecek gewesen. transits mit Amateurmitteln. von Kleinplaneten“. Das von ihm vorge- Nach einer Vorstellung des Drebacher Es folgte der historische „Standard“: Fokus stellte Programm wurde zur Auswertung Planetariums, das als Konferenzraum auf Sternbedeckungen durch den Mond großer Datenmengen entwickelt. Oliver diente, folgten vier Vorträge zum The- und Sonnenfinsternisse. Letztere stellen, Klös stellte die interessante Software menkreis Bedeckungen durch Kleinpla- streng genommen, einen Spezialfall der „OccultWatcher“ vor. Es handelt sich um neten. In dreien ging es um aktuelle Be- Ersteren dar und sind Schwerpunktthema ein Onlinetool, mit dem man sich Vor- obachtungen, der vierte hatte historische „Baily’s Beads“, deren Beobachtung und hersagen für Sternbedeckungen durch Beobachtungen zum Thema: „Wurden ihrer Auswertung. Dieses war das Thema Kleinplaneten für einen vom Nutzer fest- Bedeckungen beobachtet, oder waren es des Vortrags von Costantino Sigismon- gelegten Standort anzeigen lassen kann. nur nahe Vorübergänge, die sich optisch di von der Sapienza Universität in Rom. Es folgte eine Podiumsdiskussion: Ist nicht auflösen ließen?“. Da fünf der Tagungsteilnehmer während der Durchmesser der Sonne variabel? Eike Günter, Thüringer Landessternwarte, der Sonnenfinsternis am 1. August 2008 In Drebach konnte diese Frage natürlich berichtete dann über CoRoT. Dieser Sa- in Russland waren und in der Nähe von abschließend nicht beantwortet werden tellit dient der Suche nach Exoplaneten. Novosibirsk Baily’s Beads beobachtet ha- – die vorliegenden Messdaten reichen Mit seiner Hilfe werden Unterschiede in ben, gab es selbstverständlich auch eini- hierfür noch nicht aus. Costantino Sigis- der Helligkeit von Sternen gemessen, die ges hierzu zu berichten. mondi schlug deshalb vor, alle Beob-

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achtungen von Baily’s Beads, die in der Vergangenheit gemacht wurden, in der wissenschaftlichen Fachzeitschrift „Solar Physics“ zu veröffentlichen – was dann auch initiiert wurde. Es folgte eine internationale Debatte via Internet mit David Dunham & Dave Herald (USA & Australien) und dem Au- ditorium, wie mit den Ergebnissen von Sternbedeckungen durch den Mond um- gegangen werden soll, da diese nicht mehr vom ILOC (International Lunar Oc- cultation Center, Universität Tokio) ver- waltet werden (Abb. 2). Auf „die Schnel- le“ fand sich niemand bereit, diese Daten für in Europa gemachte Beobachtungen zu sammeln und zu prüfen. Deshalb er- klärte der Vorstand der IOTA-ES, einen 2 Heiße Diskussionen gab es in der Arbeitsgruppe auf der ESOP XXVII. Mailaccount einzurichten, an den die Beobachter ihre Ergebnisse schicken können – zwischenzeitig erfolgt unter Nach zwei Tagen mit interessanten Vor- die Teilnehmer noch in Freiberg/Erzge- [email protected]. trägen und Diskussionen gab es am Mon- birge auf den Spuren von Rechenmeister Traditionell wird im letzten Beitrag auf tag und Dienstag ein astronomisch orien- Adam Ries wandeln und verstehen, wie die nächste Konferenz vorbereitet. Pawel tiertes, touristisches Rahmenprogramm. er vor über 500 Jahren in die Rechen- Maksym lud die Teilnehmer für 2009 nach So wurde das Lohrmann Observatorium kunst einführte. Niepolomice (bei Krakau) in Polen ein. in Dresden besucht, und dann mussten Sonnenstrahlen im Kiselevka-Tal – eine erfolgreiche Expedition der IOTA/ES

von Sven Andersson, Konrad Guhl und Martina Haupt

– Teil 1 – 1 „Korona“: Auch am Rand der Eine Sonnenfinsternis ist der Sonderfall Totalitätszone sieht man die Korona. einer Sternbedeckung durch den Mond: Aufnahme mit Digitalkamera EOS Unser nächster Fixstern, die Sonne, 300D, Belichtung 1/250 s mit 200 mm wird bedeckt. Wie man bei der Passage Teleobjektiv. des Mondrandes über den Stern seinen Durchmesser bestimmen kann, so lässt bei Kenntnis der Entfernung der Sonne sich dieses auch bei der Sonne durchfüh- zum Beobachter problemlos möglich ist, ren – allerdings mit erheblicher höherer konzentrieren wir uns in dieser Arbeit auf Genauigkeit! Jede totale Sonnenfinster- den scheinbaren Durchmesser, der ja ein nis zieht tausende Sonnenfinsternistou- Winkeldurchmesser ist. In diesem Artikel risten und Amateurastronomen zur Be- wird daher der Begriff „Durchmesser“ obachtung an. Dabei wird oftmals um die für den korrekten Begriff „scheinbarer „letzte“ Sekunde bei der Länge der To- Die Suche nach dem Sonnendurch- Durchmesser“ durchgängig verwendet. talität gerungen und der Beobachtungs- messer Erste Durchmesserbestimmungen an der ort danach ausgewählt. Warum und mit Der Durchmesser der Sonne ist eine fun- Sonne wurden mit Durchgangsbeob- welchen Ergebnissen es die Expeditionen damentale Größe in der Astronomie, denn achtungen und aus Messungen am pro- in die Randzone der Totalität gibt, soll die Sonne ist nicht nur der bestimmende jizierten Sonnenbild ausgeführt. Da die der folgende Beitrag zeigen. Wie die Ab- Körper im Sonnensystem, sondern auch Erde eine elliptische Bahn um die Sonne bildung 1 zeigt, sind auch von solchen unser „Beispielstern“, der besser als alle beschreibt und damit der Abstand Erde Beobachtungsorten aus die Korona und anderen Sterne beobachtbar ist. Da die – Sonne schwankt, muss der scheinbare die Protuberanzen zu sehen. Bestimmung des linearen Durchmessers Durchmesser der Sonne ebenfalls ver-

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änderlich sein. Die antiken Astronomen haben dies nicht bemerkt. Ptolemäus beschreibt den Wert als konstant und gibt ihn mit 31’ 20’’ an. Erst arabische Astronomen im 9. und 10. Jahrhundert bemerkten die erdbahnbedingte Schwan- kung. Sie bestimmten die Extremwerte zu 31’ 12’’ und 33’ 24’’ (moderne Werte 31’ 30’’ und 32’ 02’’). Das Interesse am Durchmesser der Sonne führte im 19. Jahrhundert zur Entwicklung eines völlig neuen Instrumentes, dem Heliometer. Die ersten Heliometer (Doppelbildmikrome- ter) wurden 1743 von Servington Savary in England und 1748 von Pierre Bouguer in Frankreich gebaut, später brachte Jo- 2 Einzelbild aus der Videoaufzeichnung seph von Fraunhofer diesen Instrumen- tentyp zur Vollendung. Im Jahr 1891 veröffentlichte Auwers den keine Beobachtungen von ringförmigen Die Beobachtung der Baily’s Beads bis heute gültigen Wert der Sonnenpa- Sonnenfinsternissen überliefert, daraus zur Sonnendurchmesserbestimmung rallaxe. Damit ist auch der scheinbare schließen wir auf die ständige Vergröße- Bei einer Sonnenfinsternis ist die Rand- Sonnendurchmesser festgelegt. Der Wert rung des Sonnendurchmessers. Erst Cla- zone der Totalität nicht scharf begrenzt, wurde aus den international koordinier- vius beobachtete am 9. April 1567 eine da das Sonnenlicht noch durch die Täler ten Beobachtungen von Venusdurchgän- Sonnenfinsternis und erkannte diese als am Mondrand scheint (Perlschnurphä- gen im 19. Jahrhundert ermittelt. Für ringförmig. nomen). Bereits der englische Astronom einen Abstand Erde – Sonne von 1 AE Mit direkten Messungen vom Erdboden Francis Baily (1774-1844) hat anlässlich beträgt er 31’ 59,26’’. aus ist dieser Wert nicht zu verbessern, weil der Beobachtung der ringförmigen Son- Daraus leitete sich der lineare Durchmes- der Sonnenrand nicht genau genug zu be- nenfinsternis vom 15. Mai 1836 über ser zu 1.392.000 km ab, der Winkel von stimmen ist (Randverdunkelung, Luftunru- Schottland (s. Kasten) auf die Tatsache 1’’ entspricht einem linearem Maß von he, Wellenlängenabhängigkeit u. ä.). hingewiesen, dass kleinste Lichtpunkte ca. 725 km. Als stabiler Stern verringert Um den Einfluss der Erdatmosphäre aus- am Mondrand sichtbar werden, wenn die Sonne ihren Radius trotz kontinuier- zuschalten, wurden mit dem Solar Disk die Position des Beobachters einer Tota- licher Energieabgabe nur um 0,0001 km Sextant (SDS) in einem Ballonexperi- lität um einige hundert Yard falsch ist. pro Jahr. ment in den 90er Jahren genauere Werte Ihm zu Ehren wird das Perlschnurphä- Der Wert des Sonnendurchmessers gilt gewonnen. Diese Werte stellen jedoch nomen in der internationalen Literatur heute als Konstante, die atmosphärische Einzelmessungen dar, die in ihrer Sys- heute „Baily‘s Beads“ genannt. Mit der Szintillation begrenzt eine Verbesserung tematik nicht wiederholt wurden, da sie genauen Kenntnis des Mondrandprofils des Wertes. Wie lange die Sonne bereits nur unter großem technischem Aufwand (aus Messungen bei streifenden Sternbe- diesen Durchmesser eingenommen hat gewonnen werden konnten. Erste Raum- deckungen) lässt sich der Sonnendurch- und ob dieser Schwankungen unterliegt, fahrtmissionen befinden sich in der Vor- messer auf die Erdoberfläche projizieren. wissen wir nicht. Aus der Antike sind bereitungsphase. Bei Kenntnis der genauen geografischen

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Positionen der Beobachter kann man so bild nicht mehr an eine Sonnenaufnah- den scheinbaren Sonnendurchmesser me, sondern kommt der Aufzeichnung messen. Eine Beobachtung der Beads am einer nächtlichen Sternbedeckung nahe. Lichtperlen West- bzw. Ostrand zu Beginn und Ende Die Position der Beobachtungsstation der Totalität ist zwar ebenfalls möglich, ist Grundlage der Beobachtung (GPS- schließlich ist das Perlschnurphänomen Messung). Viele dieser Anforderungen BAILY beschrieb das Phänomen der bei jeder totalen Sonnenfinsternis zu se- lassen sich heute durch moderne Geräte- „Lichtperlen“ auch bei der totalen hen, jedoch führt die Libration des Mon- entwicklungen gut erfüllen, waren aber Sonnenfinsternis 1842 in Italien. des dazu, dass jeweils andere Gebiete des in der Vergangenheit große Herausforde- FRANCIS BAILY war Mitarbeiter Mondrandes die Sonnenoberfläche ver- rungen. der „Royal Astronomical Society“ decken. Da nur der Wert der Libration in Das Produkt der Beobachtungen sollte und entdeckte u. a. den Einfluss des der Breite im Knoten der Mondbahn nahe also eine Video-Aufzeichnung (oder ein Luftdrucks auf den Gang des Uhr- Null ist, können nur die Beobachtungen Äquivalent) mit deutlich sichtbaren auf- pendels (1822) und bearbeitete auf am Nord- bzw. Südrand der Totalitäts- tauchenden bzw. verschwindenden Beads Kosten der British Association sämt- zone bei gleichem Mondrandprofil zu und eindeutiger Zeitzuordnung sein. liche Beobachtungen von LALANDE verschiedenen Finsternissen ausgeführt Da die Verschiedenheit von Beobach- und D’ANGELET. werden. Daraus leiten sich die Beobach- tungsausrüstungen den Vergleich von tungen nahe des Süd- bzw. Nordrandes Beobachtungen erschwert, haben die der Totalitätszone ab. Das Erlebnis einer Mitglieder der IOTA/ES auf dem ESOP Sonnenfinsternis ist dabei durchaus nicht 2007 eine einheitliche Ausrüstung zur Eine andere Methode ist die Variation des verloren, fällt jedoch etwas kürzer aus. Beobachtung der Baily’s Beads festge- Sonnendurchmessers in der Simulations- Expeditionen in die Randzone totaler legt. Diese Beobachtungstechnik besteht software: Wird beispielsweise das Auf- Sonnenfinsternisse werden seit 1975 von aus: tauchen einer Perle sicher zu einem ander IOTA und ihrem 1985 gegründeten • einem ND4-bedampften Grünfilter als deren Zeitpunkt als simuliert identifiziert, europäischen Zweig IOTA/ES organisiert. einheitlichen Sonnenfilter mit Reduk- so kann man den vom Band ermittelten Dabei werden am Rande der Totalitäts- tion des roten Lichtes der Chromo- Zeitpunkt in das Computerprogramm ein- zone mehrere Stationen senkrecht zur sphäre und der Protuberanzen, geben und den Radius der Sonne solange Finsternslinie errichtet. Die enge Zusam- • dem Einsatz nichtregelnder elektroni- verändern, bis die Perle zu diesem Zeit- menarbeit mit den Fachastronomen der scher Kameras wie WATEC 120N oder punkt auftaucht. Die eingegebene Ver- National Aeronautic and Space Agency MINTRON, änderung des Sonnenradius wird notiert (NASA) und des United States Naval Ob- • GPS-Zeitintegration über Time-Inserter, und ist ein Einzelwert. Da gegenwärtig servatory (USNO) hilft bei Vorbereitung, • einer gleichen Aufnahmeoptik mehrere Beschreibungen des Mondran- Auswertung und Veröffentlichung. (Maksutov-Objektiv 100mm/1.000mm) des (Watts-Charts, Moonlimb-Datei oder andere) existieren, ist es notwendig, die Beobachtungstechnik Auswertung der Messwerte ermittelten Zeitpunkte noch mit anderen Zur sicheren Aufzeichnung des Phäno- Als rohes Beobachtungsergebnis erhält Simulationen zu vergleichen. In der Un- mens werden kontinuierliche Registrie- man ein Videoband bzw. eine Videoda- sicherheit der Beschreibung des Mond- rungen benötigt, welche die Beads am tei mit eingeblendetem Zeitsignal. Beim randes liegt eine Hauptfehlerquelle der Sonnenrand deutlich zeigen. Angestrebt Abspielen der Aufzeichnung werden die Methode. Verbesserte Werte des Mond- wird eine Zeitauflösung besser einer verschwindenden bzw. auftauchenden randprofils (z. B. die Tiefe der Täler) aus Zehntelsekunde. Der gegenwärtige Stand Beads mit einer Computersimulation streifenden Sternbedeckungen helfen der Technik sind Videoaufnahmen mit verglichen. Eine „Momentaufnahme“ aus sehr bei der Bestimmung der Beads. Hier möglichst nicht regelnden Videokame- einem solchen Band zeigt die Abbildung gibt es eine schöne Querverbindung zwi- ras oder Webcam-Aufnahmen. In jedes 2. Wir simulieren die „Baily’s Beads“ schen den verschiedenen Arbeitsgebieten Einzelbild der Videoaufnahme wird das mit dem Programm „WINOCCULT“ von der IOTA/ES – der Amateur auf Expe- Zeitsignal vom GPS oder einem Zeitzei- Dave Herold. Dabei arbeiten zwei Perso- dition mit kleinem Reiseradius zu einer chensender (DCF77) mittels Time-Inser- nen an zwei Computern (Filmwiedergabe streifenden Sternbedeckung sichert den tern eingemischt. Bei Aufnahmen mit der und Simulation) parallel und notieren Erfolg des (oft weit gereisten) Beobach- Webcam muss die Systemzeit des Compu- die identifizierten Einzelbeobachtungen ters in der Randzone der Totalität! ters mit der Weltzeit synchronisiert wer- in einer Tabelle. (wird fortgeführt) den. Der notwendige Abbildungsmaßstab fordert Brennweiten von 500 mm oder Während der Simulation zur sicheren mehr, was eine Nachführung notwendig Identifikation der Beads ist es bereits macht. Dem großen Dynamikbereich der möglich, erste Resultate zu gewinnen, Bildhelligkeit ist der darauf reagierenden dies lässt die Software Occult 4.0 als Tool Kameraregelung bzw. -reaktion beson- „Baily Bead analysis“ zu. Die so ermit- dere Aufmerksamkeit zu schenken. Beim telten Messwerte liegen hier der vorläu- Verschwinden bzw. Auftauchen einiger figen Auswertung in Teil 2 des Beitrags Lichtperlen (Beads) erinnert das Video- zugrunde.

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Herzlichen Glückwunsch der VEGA zum Geburtstag! Zehn Jahre intensive astronomische Jugendarbeit der VdS

von Susanne M. Hoffmann

Weltbilder sind Bilder von Menschen schließlich zu 96% aus Dunkler Materie wissenschaftliche Neugier als Elementar- und sie sind Bilder für Menschen. Inso- und Dunkler Energie besteht). komponente unserer Kultur pflegen und fern muss man die Menschen verstehen, Das Leben und die Menschen sind also dass junge Menschen ihre beruflichen die die Weltbilder machen, wenn man etwas ganz besonderes, das es zu achten Ziele in der Wissenschaft entdecken. die Weltbilder verstehen will. Das ist der und zu schützen gilt: „Nur ein Schilfrohr, Helfen Sie uns! Grund, weshalb wir uns in der Astrono- das zerbrechlichste in der Welt, ist der mie neben der Physik und Mathematik Mensch, aber ein Schilfrohr, das denkt“ Kontakte: siehe www.vega-astro.de auch mit Geschichte und philosophischer (Blaise Pascal). In diesen ambivalenten Anthropologie beschäftigen müssen, mit Gesamtkontext lernt man sich insbeson- dem Menschen als zivilisiertes und kul- dere durch Beschäftigung mit der Ster- turgeprägtes Wesen, dem Menschen in nenkunde einzuordnen. Das ist natürlich seiner Spiritualität und in seinem Wer- auch und insbesondere in jener Lebens- teverständnis, welches sein Gedankenge- phase wichtig, in der man am meisten bäude prägt. auf der Suche nach sich selbst und der Astronomie ist daher ein wunderba- eigenen Identität als mündiger Mitbürger rer Einstieg in zahlreiche Natur- und (Kant) einer humanen Gesellschaft ist: Geisteswissenschaften: Sie führt in die als Jugendliche/r. moderne Physik, in die Geschichte und In diesem Alter erfolgt natürlich auch schließlich zu unserem Selbstverständ- bereits eine grundsätzliche Ausrichtung nis als Menschen – in unserer Verschie- und berufliche Orientierung, die grund- denheit und Gleichheit. Sie ist insofern sätzlich in sehr verschiedene Richtungen auch eine „Daseinsorientierung“ (wie be- gehen kann - u. a. kann sie zu einem na- reits Ptolemaios von Alexandria um 150 turwissenschaftlichen oder technischen n.Chr. schreibt) und hilft insbesondere Studium führen. der Jugend zur geistigen Orientierung. Darum hat astronomische Jugendar- Daher forderte auch der pazifistische beit einen gewaltigen Anspruch, eine und humanistische Astro-Ingenieur Ed- hohe spektrale Breite in Methodik und win Rolf (Erbauer des weltweit größten Thematik sowie eine resultierende gro- Medialfernrohrs in Rathenow bei Berlin) ße Resonanz. Ehrenamtlich können wir bereits in den 1950er Jahren eine Stern- das nur ankratzen und arbeiten daher warte, „die der Jugend lehrt, wie man die durch bescheidene Hilfsmaßnahmen mit Welt zu betrachten habe“. den Profis zusammen, bspw. im Berliner Wie wir es also betrachten: Sowohl die FEZ in der Wuhlheide, mit Lehrkräften beobachtende als auch die theoretische und „Kämpfern“ für die Schulastronomie und rechnende Astronomie prägen unser in Deutschland und das eigenständige Weltbild - sie helfen uns, uns als Mensch- Schulfach Astronomie. heit in einen größeren Kontext einzuord- Damit versuchen wir von der VEGA die nen. Gerade im Weltbild der modernen Welt zu beeinflussen. Massenträgheit Astrophysik sehen wir sehr deutlich, dass lehrt uns, dass all diese Änderungen wir zwar einerseits winzige „Verunreini- nur langsam geschehen können. Doch gungen“ im Kosmos sind und nicht die wir sind viele kleine Menschen (Lehrer, Größe haben, die einige von uns sich Schüler, Studierende, Forschende...) an beimessen möchten. Andererseits ist das vielen kleinen Orten, die viele kleine Leben auf der Erde aus einem seltenen Schritte tun - und wir hoffen, dass wir Stoff gemacht, der erst in Sternen ausge- gemeinsam die Astronomie wieder etab- brütet werden musste und daher eine Ra- lieren können; dass viele Menschen das rität im heutigen Universum ist (welches Sternegucken als Hobby entdecken, die

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Fachgruppe Jugendarbeit 75

Die Arecibo-Botschaft – ein Änderungsvorschlag aus der AG Exoplaneten und -biologie, ASL 2008 von Aliona Solomonova, Nina Miekley, Susanne Weißenbäck, Alexander Bartl, Eric Seyfart und Johannes Erdmann

Statt nur nach Signalen anderer Zivili- sationen zu suchen, hat man 1974 aktiv eine Botschaft ins All geschickt. Im Rah- men der AG haben wir analysiert, ob diese für potentielle Empfänger verständlich ist und uns über Änderungen Gedanken gemacht. Am 16. November 1974 wurde vom Arecibo-Radioteleskop im Norden Puer- to Ricos einmalig eine Nachricht gezielt ins All geschickt. Sie bestand aus 1679 Nullen und Einsen, die zusammengesetzt ein Schwarz-Weiß-Bild mit 23 mal 73 Pixeln ergeben. Es wurde bei 12,6 cm Wellenlänge gesendet. Ziel der Nach- richt war der Kugelsternhaufen M 13 im Sternbild Herkules. Die Nachricht wurde hauptsächlich vom Astronomen und As- trophysiker Frank Drake entworfen. Den ersten Abschnitt der Botschaft bilden die Zahlen von eins bis zehn in Binärdar- stellung, wobei sich unter jeder Zahl ein Markierungspunkt beﬁndet. Dies stellt den ersten abstrakten Inhalt dar und er- 1 Das Arecibo-Observatorium: Von hier wurde 1974 die Nachricht ins All möglicht die Verwendung von Zahlen im geschickt (Copyright: Courtesy of the NAIC – Arecibo Observatory, a facility of the weiteren Verlauf der Botschaft. Unserer NSF) Ansicht nach stellen Zahlen einen guten Einstieg in eine Botschaft an extraterrest- Binärcodes. Wir haben uns daher ent- um die Lesbarkeit zu verbessern. rische Intelligenzen dar, jedoch erschwert schieden, diesen wegzulassen. Stattdes- Der nächste Abschnitt enthält die Zah- der Markierungspunkt das Erkennen des sen schreiben wir alle Zahlen einspaltig, len 1, 6, 7, 8 und 15, die die chemischen Anzeige

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Journal Nr. 30 76 VdS-Fachgruppe Jugendarbeit

Elemente symbolisieren, aus denen Men- schen im wesentlichen bestehen: Wasser- 2 Die Arecibo-Botschaft (Frank stoff, Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff Drake / Carl Sagan, 1974) in Pixeln und Phosphor. Wir halten es für schwie- dargestellt, mit Hervorhebung der rig, von den Zahlen auf die Elemente zu einzelnen Abschnitte schließen und konnten kein allgemein verständliches Symbol finden, um auf den Sinn der Zahlen hinzudeuten. Daher Die Details zur Sendetechnik finden wir entfällt dieser Abschnitt in unserer Bot- für die erste Nachricht unnötig. schaft vollständig. Dennoch ist die An- Bei unseren Überlegungen kamen wir gabe unserer Bestandteile eine gute Idee, zu dem Schluss, dass wir die Nachricht die wir grundsätzlich befürworten. um ein Symbol ergänzen sollten, das den Im dritten Abschnitt sind die zentralen Empfängern zeigt, dass sie die Nachricht Moleküle unserer DNA dargestellt. Es korrekt in ein Bild umgewandelt haben. wird jeweils angegeben, wie viele Ato- me welchen Typs verwendet werden. Die Reihenfolge entspricht dabei der der Ele- mente aus Punkt zwei. Zu sehen sind neben Desoxyribose und Phosphat Adenin, Thymin, Cytosin und Guanin. Diese An- gabe halten wir für überflüssig und sehr schwer verständlich. Details über unseren biologischen Aufbau müssen unserer Meinung nach nicht in einer ersten Bot- schaft enthalten sein.

In der Mitte der Doppelhelix, die die DNA-Struktur symbolisieren soll, steht die Zahl 4.294.441.822, die für die Zahl der Nukleotide in der menschlichen DNA steht. Diese Zahl ist genauer als uns die Anzahl der Nukleotide überhaupt bekannt ist und auch die Doppelhelix ist nur schwer erkennbar. Dieser Abschnitt 3 So sieht unser Änderungsvor- entfällt nach der selben Argumentation schlag am Ende aus. wie der vorherige.

Unterhalb der Doppelhelix ﬁndet sich eine Darstellung des Menschen, seine Größe in Vielfachen der Wellenlänge, mit der die Nachricht gesendet wurde, so- Der vorletzte Abschnitt zeigt die (damals Wir haben uns für einen Kreis entschie- wie die Zahl der Menschen auf der Erde noch) neun Planeten des Sonnensystems, den, da er eine grundlegende geometri- (4.292.853.750, also der Stand von 1974). wobei der dritte Planet, also die Erde, sche Figur ist. Die Darstellung des Menschen erachten hervorgehoben ist. Das Größenverhältnis Unsere Analyse der Botschaft ergab, wir für sehr sinnvoll, da es sein kann, der Planeten wird durch die unterschied- dass diese in vielen Punkten schwer in- dass die extraterrestrischen Lebewesen liche Pixelzahl angedeutet. Diese Darstel- terpretierbar ist. Wir haben uns daher einen ähnlichen Aufbau haben. Die gro- lung gefällt uns sehr gut, so dass wir sie entschlossen, die Nachricht erheblich zu be, schematische Darstellung reicht, um nahezu übernehmen. Wir aktualisieren kürzen und zu vereinfachen, da sie ohne- die humanoide Form erkennen zu kön- sie aber insofern als dass wir die Zahl der hin nur einem ersten Kontakt dient. nen. Die Größenangabe in Vielfachen der Planeten auf acht reduzieren. Außerdem sollte die Nachricht nicht nur Wellenlänge ist zwar anders nicht mög- einmalig gesendet werden, sondern in lich, da es keine andere sinnvolle Ver- Die Nachricht endet mit einer Abbildung regelmäßigen Abständen (zum Beispiel gleichsgröße oder Einheit gibt, aber wir des Arecibo-Radioteleskops, mit dem die täglich) und jeweils mehrfach hinterein- bezweifeln, ob die Multiplikation mit der Nachricht gesendet wurde. Die Schüs- ander, damit sich ein möglicher Empfän- Wellenlänge nachvollziehbar ist, daher sel ist nach unten geöffnet und mit der ger sicher sein kann, dass er es mit einem entfällt diese Angabe in unserer Version. Längenangabe 2430 versehen. Diese ist künstlichen, gezielt abgestrahlten Signal Auch die Zahl der Menschen auf der Erde erneut in Vielfachen der Wellenlänge zu tun hat. ﬁnden wir unwichtig, außerdem ändert angegeben und entspricht damit 306 m, sie sich ständig. dem Durchmesser der Teleskopschüssel.

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Die Entdeckung des NEOs 2009 CV

von Reingard und Rolf Apitzsch

Mit der Entdeckung des 112. Asteroiden durch das Observatorium Wildberg (198) ist uns am 2. Februar 2009 ein interessantes Objekt ins Netz gegangen: 2009 CV [1], ein Asteroid und NEO (Near Earth Object) vom Typ „Apollo“. Apollos sind jene Asteroiden, die einen Teil ihres Um- laufs innerhalb der Erdbahn verbringen und damit schwieriger, weil seltener zu beobachten sind. So ist auch 2009 CV nur kurze Zeit für unsere Instrumente erreichbar. In der Nacht vom 2. zum 3. Februar waren die Beobachtungsbedingungen in Wildberg im Nordschwarzwald besonders gut. Auf unserem Beobachtungs- plan war die Liste der zuletzt von uns entdeckten Kleinplaneten: 2009 BG79, 2009 BL12, 2009 BM12 und 2009 BX81. Für eine Verlängerung des Bahnbogens benötigten wir dringend weitere Positio- nen dieser Objekte. Da das zu verfolgen- de Objekt 2009 BM12 nur eine scheinbare Helligkeit von 21 mag hatte, waren lange Aufnahmezeiten und eine große Anzahl von Aufnahmen notwendig, um dann mit einem „Stacking“, also der Aufsummierung vieler Aufnahmen, ein 1 Entdeckungsfoto mit der Strichspur von 2009 CV. Es wurden 10 Aufnahmen messbares Ergebnis zu erzielen. Bei der mit je 3 min Belichtungszeit aufsummiert. Im Bild die Wildberger Kleinplaneten sofortigen Auswertung der Aufnahmen, 2009 BG79 (K09B79G), 2009 BL12 (K09B12L), 2009 BM12 (K09B12M) und 2009 simultan zu den laufenden Aufnahmen, BX81 (K09B81X). zeigte sich neben den erwarteten Objek- ten am linken, oberen Bildrand ein sehr, eine Halbachse a von 1,15 AE. Das könn- der NEOCP Seite [5] im Internet publi- sehr schwacher Strich [2]. Beim Blinken te ein NEO sein. Aber ein Bahnbogen von ziert wird, muss die Wahrscheinlichkeit mehrerer so gewonnener Bilder zeig- 68 min ist sicher noch nicht unbedingt überprüft werden, inwiefern es tatsäch- te sich, dass der Strich schnell aus dem ausreichend für eine fundierte Aussage. lich ein NEO sein könnte. Bild heraus lief. Das war ein deutliches Bevor ein als NEO vermutetes Objekt zur Ausgerechnet in diesem Moment war das Alarmsignal. allgemeinen Verfolgung vom MPC auf Internet zur Überprüfung der Bahndaten Beim Überprüfen mit verschiedenen Pa- rametern zum Aufsummieren wurde das beste Ergebnis bei einer scheinbaren Be- wegung von 2’’ / min und einem Positi- onswinkel von 5° erreicht. Die Überprü- fung mit Astrometrica und der Position aller bekannten Asteroiden ergab: Ein- deutig ein neues Objekt. Und dazu mit ungewöhnlicher Geschwindigkeit. Nun galt es schnell zu handeln. Die Aus- 2 Der Kleinplanet wertungen der ersten 60 Minuten mit 2009 CV. Es wurden 50 Astrometrica [3] und Orbitberechnung Aufnahmen mit je 3 min Be- mit FindOrb [4] brachten ein sehr aufre- lichtungszeit entsprechend gendes Ergebnis: Ein MOID (größte An- seiner Eigenbewegung näherung an die Erde) von 0,08 AE und aufsummiert.

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4 Ausgabe des NEO-Ratings

3 Ausgabedaten von FindOrb nach den ersten 68 Minuten der Beobachtung von 2009 CV

mit dem MPC-Tool „NEO Rating“ für uns vorläuﬁgen Benennung (designation) jenseits von 22 mag für die meisten In- nicht verfügbar. Unser Provider hatte verwendeten Beobachtungen sind in ei- strumente „unsichtbar“ zu sein. Er bleibt genau zu diesem Zeitpunkt eine Unter- nem MPEC [8] (Minor Planet Electronic wohl ein netter, harmloser Begleiter, den brechung von Mitternacht bis 1 Uhr! Das Circular) zusammengefasst. Die Zukunft wir nur selten zu Gesicht bekommen. Mit kostete Nerven. von 2009 CV liegt aber im Dunkeln. Er 2009 CV zusammen sind nun insgesamt So führten wir das Teleskop dem Objekt wird der Menschheit nur selten begeg- 2956 Apollos [9] bekannt. weiter nach und machten insgesamt 4 nen. Nur wenn er uns sehr nahe kommt, Unser Dank gilt Erwin Schwab [9], der Stunden Aufnahmen bis zum Untergang wird er mit seiner geringen Größe von uns sofort unterstützte und der Tzec des Objektes in dieser Nacht. Trotzdem ca. 40 m Durchmesser für unsere Instru- Maun Foundation [10], die unserer klei- lag die Einschätzung des „NEO Rating“ mente sichtbar sein. nen Gruppe Teleskopzeit kostenlos zur [6] anfänglich bei nur 37% und damit Das Fenster der möglichen Beobachtun- Verfügung stellt. Fazit: Der bei der letzten unterhalb der notwendigen Schwelle von gen für Wildberg ist auf 21,3 mag be- Tagung der Fachgruppe Kleine Planeten 50%. Aber mit der Erfahrung in der Aus- grenzt und endet damit Anfang März. der VdS vorgestellte Verbund gegensei- wertung von zigtausend CCD-Aufnah- Auch in der nächsten Opposition im Au- tiger Unterstützung von nun insgesamt men und bis dahin 111 bestätigten Ent- gust 2009 wird das Objekt nur für Teles- 7 Observatorien und die Nutzung von deckungen wollten wir nicht aufgeben. kope mit einer Reichweite von >21,6 mag Remote-Teleskopen rund um den Globus Jetzt musste die zweite Nacht abgewar- erreichbar sein, um dann für viele Jahre hat sich wieder mal bewährt. tet, oder direkt im Anschluss jenseits des Atlantiks weiterverfolgt werden, um ihn nicht als ONS (One Night Stand - steht für eine einzelne Beobachtungsnacht) an die Surveys zu verlieren. Ich war vom NEO überzeugt! Also fragten wir Erwin Schwab, Kleinplanetenbeobachter auf der Taunus Sternwarte Frankfurt [7], ob er mit der von ihm gebuchten Teleskop- zeit in Neu Mexiko am nächsten Morgen mal drauf halten konnte. Und er konnte! Erfolgreich. Mit Erwins Werten kamen wir sofort auf ein NEO-Rating von 98%. Ein sicherer Kandidat.

Die Daten beider Beobachtungshalb- nächte wurden zusammengefasst und eingeschickt. Schon 10 Minuten später wurde das Objekt auf der NEOCP Seite zur allgemeinen „Jagd“ freigegeben. Mit den Folgebeobachtungen nun auch anderer Observatorien konnte er end- gültig dingfest gemacht werden. Die zur 5 Publizierung auf der NEOCP-Seite des MPC

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Fachgruppe Kleine Planeten 79

Aktuelle Information und Animation der ersten Aufnahmen können auf unserer Homepage http://www.astro-wildberg.de Rubrik „Entdeckungen“ eingesehen werden.

Internet-Hinweise: [1] NEODys: http://newton.dm.unipi.it/neodys/index. php?pc=1.1.7.1&n=2009CV&ab=0 [2] Entdeckungsseite: http://www. astro-wildberg.de/K09C00V.d.htm [3] Astrometrica: http://www. astrometrica.at/ [4] Find Orb: http://www.projectpluto.com/find_orb.htm [5] NEO Confirmation Page: http://www.cfa.harvard.edu/iau/ NEO/ToConfirm.html [6] NEO Rating : http://www.cfa. harvard.edu/iau/NEO/PossNEO.html [7] Taunus Sternwarte: http:// home.arcor.de/erwinschwab/taunus- [9] List Of Apollo Minor Planets: 6 Sichtbarkeitsdiagramm für 2009 sternwarte.htm http://www.cfa.harvard.edu/iau/ CV. Gelb markiert ist das Fenster der [8] MPEC 2009-C27: http://www. lists/Apollos.html Sichtbarkeit für Wildberg. cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09C27. [10] Tzec Maun Foundation: http:// html www.tzecmaun.org/ Kosmische Begegnungen

von Klaus Hohmann und Wolfgang Ries

Ab und zu findet man auf Astroauf- sich eine fantastische Nebellandschaft Auswahl interessanter Begegnungen nahmen von Deep-Sky Objekten kurze mit darin eingebetteten funkelnden Bril- zwischen Kleinplaneten und Deep-Sky- Strichspuren. Der Verursacher ist meist lianten. Objekten, die von uns erstellt wurde. ein Kleinplanet, der sich während der Der hellste Asteroid links oben auf der Damit soll ihnen ihr Weg zum persön- Belichtungszeit ein kleines Stück auf sei- Aufnahme ist (264) Libussa mit ca. 11,6 lichen Bild einer kosmischen Begegnung ner Bahn um die Sonne weiter bewegt mag. Libussa wurde 1886 entdeckt und erleichtert werden. hat. Für viele Astrofotografen sind sol- ist ca. 53 km groß. Zum Aufnahmezeit- Eine einfache und bequeme Möglichkeit, che zufälligen kosmischen Begegnungen punkt war sie ca. 223 Mio. km von der sich täglich über aktuelle kosmische Be- eine Bereicherung des Bildes. Besonders Erde entfernt. gegnungen zu informieren, finden sie dann, wenn man nach einiger Recherche Links unterhalb von Merope (im Bild auf der Homepage von Co-Autor Klaus herausfindet, wer der Verursacher der links unten) zieht der Kleinplanet (5084) Hohmann [3] unter http://astrofotogra- Strichspur war. Gnedin mit 16,2 mag seine Bahn. Der ca. fie.hohmann-edv.de/aufnahmen/kosmi- Thilo Nedwidek aus Volkach [1] sendete 30 km große Brocken wurde 1977 ent- sche.begegnungen.php. Dort kann sich uns eine tolle Aufnahme der Plejaden, deckt und war Ende November ca. 326 der interessierte Astrofotograf in dem auf der sogar drei Kleinplaneten ihre Mio. km von uns entfernt. von Klaus geschriebenen Tool bis zu 20 Strichspuren hinterlassen haben. Diese Am rechten Rand in der Mitte befindet kosmische Begegnungen anzeigen las- kosmischen Begegnungen fanden am 29. sich noch (3796) Lene mit ebenfalls 16,2 sen. Interaktiv hat man die Möglichkeit, November 2008 statt. Das Bild finden sie mag. Lene wurde am 6. Dezember 1986 verschiedene Parameter wie Helligkeit übrigens unter [2] im Internet. Die Ple- entdeckt. Mit ca. 27 km ist sie etwas klei- des Deep-Sky-Objektes oder die Hellig- jaden sind wohl jedem Amateurastro- ner als Gnedig, befand sich aber zum keit des Kleinplaneten selber auswählen, nom ein vertrauter Anblick. Der offene Aufnahmezeitpunkt mit 311 Mio. km et- um eine passende Konjunktion für sich Sternhaufen liegt ca. 380 Lichtjahre von was näher an der Erde. zu finden. der Erde entfernt und zählt ungefähr 500 Kosmische Begegnungen finden täglich Wir möchten sie im Namen der Fach- Haufenmitglieder. Fotografisch offenbart statt. Die Tabelle 1 enthält eine kleine gruppe Kleine Planeten der VdS auffor-

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Journal Nr. 30 80 VdS-Fachgruppe Kleine Planeten

1 Am 29. November 2008 wurden zwischen 20:00 und 21:30 Uhr MEZ sieben Aufnahmen mit je 600 s Belichtungszeit bei ISO 400 mit einer Canon 350D (ohne Sperrﬁlter, aber IDAS LPS2-Filter) belichtet und anschließend aufsummiert. Die Kamera war an einem William 132FLT APO Refraktor mit William Optics Bildfeldebner auf einer Fornax 51 Montierung befestigt. Aufnah- meort war Volkach am Main. Bildautor: Thilo Nedwidek.

dern, ihre kosmische Begegnung einzu- und die Daten des Teleskops bzw. der Ka- Internet-Hinweise senden, um zukünftige Ausgaben des mera mitzuteilen. Der Autor eines ausge- [1] Homepage: http://www.astronomie- VdS-Journals mit Ihren Bildern zu berei- wählten Bildes wird anschließend aufge- privat.de/ chern. Schicken Sie die maximal 200 KB fordert, eine unkomprimierte Version des [2] Homepage: http://www.astronomie- großen Bilder per Mail mit dem Betreff Bildes für den Druck zur Verfügung zu privat.de/1836746.htm „Kosmische Begegnung“ an diriesw@ stellen. [3] Homepage: http://astrofotograﬁe. aon.at. Bitte vergessen Sie nicht das Auf- hohmann-edv.de/grundlagen/ nahmedatum, die fotograﬁerten Objekte

Auswahl interessanter Begegnungen zwischen Kleinplaneten und Deep-Sky Objekten

Datum Uhrzeit Kleinplanet mag Objekt Art mag Abstand 18.07.2009 23:00 (1469) Linzia 14,7 NGC 6366 GC 9,2 5´ 23.07.2009 24:00 (7) Iris 9,1 M 25 OC 4,6 3´ 28.07.2009 24:00 (24367) 2000 AC126 15,4 NGC 6649 OC 8,9 5´ 01.08.2009 22:00 (5296) Friedrich 15,9 M 75 GC 8,5 4´ 25.08.2009 23:00 (623) Chimaera 14,5 M 72 GC 9,3 3´ 25.08.2009 24:00 (6671) 1994 NC1 15,9 M 2 GC 6,5 2´ 15.09.2009 24:00 (3844) Lujiaxi 15,3 NGC 520 Gx 12,2 8´ 21.09.2009 24:00 (27973) 1997 TR25 15,2 NGC 7492 GC 11,3 8´ 30.09.2009 24:00 (741) Botolphia 15,0 NGC 7293 PN 6,5 4´

Verwendete Abkürzungen: PN=Planetarischer Nebel, GC=Kugelsternhaufen, Gx=Galaxie, OC=Offener Sternhaufen

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Fachgruppe Kometen 81

Neues aus der Fachgruppe Kometen – Ein neuer Fachgruppenleiter

Als frischgebackener Fachgruppenleiter damaligen Schulkameraden an unsere möchte ich mich den VdS-Mitgliedern gemeinsamen Mond- und Planetenbe- gern vorstellen. Ich bin 50 Jahre alt, obachtungen. Als Student erwarb ich verheiratet und habe zwei erwachsene schließlich mein erstes eigenes Instru- Kinder. Geboren wurde ich in Leipzig, ment, ein Zeiß-Telementor. und hier verbrachte ich fast mein ganzes Leben. Eine kurze Abwesenheit während Seit den neunziger Jahren gehöre ich zur der Armeezeit, ein Studium in Thürin- Fachgruppe Deep-Sky, angeregt durch gen: Ansonsten bin ich meiner Heimat- die „alte“ Zeitschrift Interstellarum. Ich stadt treu geblieben. wirkte am Praxishandbuch Deep Sky mit, welches von Wolfgang Steinicke he- Von Beruf bin ich Elektroingenieur und rausgegeben wurde. Zur Fachgruppe Ko- arbeite als Projektleiter im hiesigen Uni- meten stieß ich vor fünf Jahren. Schon versitätsklinikum. Ich bin damit betraut, vorher zogen mich Schweifsterne in ih- der Dübener Heide. Nach einer knappen neue EDV-Lösungen zu konzipieren, zu ren Bann. Der Vielfalt ihrer Gestalt, den halben Stunde Fahrzeit erreiche ich ei- beschaffen und in der Praxis einzufüh- vielen und veränderlichen Einzelheiten nen 6,5-mag-Himmel. Ich beobachte dort ren. Für mich ist dies ein abwechslungs- in Koma und Schweif und dem Moment meist mit einem 32-cm-Dobson-Teleskop. reiches und reizvolles Aufgabengebiet. des Unvorhersehbaren kann sich wohl Seit einiger Zeit publiziere ich regelmä- Zur Astronomie kam ich mit vierzehn kaum ein Astronom entziehen. Inzwi- ßig in der Interstellarum, schon vorher Jahren, als mir ein Freund auf einer schen habe ich 44 Kometen gesehen und gehörte ich zum Magellan-Team. Noch in Fahrradtour die ersten Sternbilder er- fast 200 Helligkeitsschätzungen geliefert, diesem Jahr wird ein Anfängerbuch von klärte. Lange Zeit war ein astronomi- die auch in der internationalen Samm- mir erscheinen, welches ich gemeinsam sches Instrument für mich unerreichbar. lung ICQ publiziert werden. Seit knapp mit Winfried Berberich herausgebe. Ich versuchte mich an einem Selbstbau 2 Jahren betreue ich die Internetseite der Ich freue mich auf die Mitwirkung in der mit einem Brillenglasobjektiv, mit kläg- Fachgruppe, wo u. a. Hinweise zu aktuel- VdS und auf die Zusammenarbeit mit al- lichem Erfolg. Als Ausgleich durfte ich len Kometen und Beobachtungsergebnis- len Kometenfreunden. gelegentlich unser Schulfernrohr aus- se zu ﬁnden sind. borgen. Noch heute erinnern sich meine Mein liebster Beobachtungsort liegt in Euer Uwe Pilz Komet 144 P/Kushida trifft Kleinplanet (3629) Lebedinskij neben PGC 12717 von Carsten Moos

Es war während einer Aufnahmeserie obachtet wurde. Über die Namensgebung Fotometrie zum Testen eines anderen Reducers am konnte ich leider nichts herausfinden. Das Rohbild ist mit dem Programm IRIS Mewlon-Teleskop, als mir im Sternkar- Die Hintergrundgalaxie ist PGC 12717. kalibriert und astrometriert worden. Als tenprogramm GUIDE ein heller Komet Es ist überraschend, dass eine PGC-Gala- Referenzkatalog diente der TYCHO-2. auffiel. Der Komet ist mit einer Periode xie mit nur 14,7 mag in einer Entfernung von 7,6 Jahren ein kurzperiodischer, der von 522 Millionen Lichtjahren [3] schon Auswertung 1994 von Yoshio Kushida [1] entdeckt nach 120 Sekunden erkennbar wird. Der Komet zeigt auf dieser Aufnahme wurde und für uns dieser Tage zum zwei- keinen ausgeprägten Schweif. Seine ten Mal an der Sonne vorbei kommt. Aufnahmedaten hohe Bahngeschwindigkeit in Sonnen- Er trägt den Namen 144P/Kushida. Der Die Aufnahme entstand mit folgender nähe beträgt am Himmel zum Zeitpunkt Kleinplanet (3629) Lebedinskij wurde Ausrüstung: der Aufnahme etwa 30’’/h. Die in der 1982 von dem tschechischen Astronom Kamera DSLR EOS 350D, Teleskop Tak Abbildung gezeigte Fotografie kann eine Mrkos [2] entdeckt, und, da er in etwa Mewlon 180 bei f/8,4, Belichtung 1 Bahnstrecke von 1’’ Länge nicht auflö- 3,7 Jahren einmal um die Sonne läuft, x 120 Sekunden bei ISO 800, Beginn sen. Aufgrund mangelnder Erfahrung ist dies bereits der 26. Umlauf, der be- 25.12.2008, 23:00:42 UT. bei der Vermessung von Kometen habe

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Journal Nr. 30 82 VdS-Fachgruppe Kometen

1 Komet 144P/ Kushida, Kleinplanet (3629) Lebedinskij und die Galaxie PGC 12717 am 25.12.2008, aufgenommen von Carsten Moos.

ich eine deutlich schwächere Helligkeit 10’’/Stunde ist auch seine Bahnbewe- Internet-Hinweise des Kernbereichs erhalten als in GUIDE gung hier nicht erkennbar. Die von mir [1] http://www.kometeninfo.de/144p. [4] vorausberechnet wurde oder von den ermittelten Positionen sind in der Tabelle html erfahrenen Kometenbeobachtern der VdS aufgelistet. [2] http://de.wikipedia.org/wiki/ unter [5] gemeldet wurde. Statt um etwa Der Komet liegt innerhalb einer Genau- Anton%C3%ADn_Mrkos 10 bzw. 6 mag erhalte ich mit Apertur- igkeit von 1’’ bei der vorausberechneten [3] NASA/IPAC EXTRAGALACTIC fotometrie des Kometenkerns nur 13,2 Position. Der Kleinplanet weicht erheb- DATABASE: http://nedwww.ipac. mag. Für mehr Genauigkeit reicht die lich ab: 2,75 s in Rektaszension und 1’’ caltech.edu/forms/byname.html viel zu kurze Belichtung sicherlich auch in Deklination. Am Referenzstern erkennt [4] Guide Planetariums Software: nicht aus. Zu dem schon spannenden man, dass die Genauigkeit der Aufnahme http://www.projectpluto.com/ Kometenbild in irdischer Nachbarschaft bei gut 2,5’’ liegt. [5] http://kometen.fg-vds.de/index.htm von nur 0,6 AE gesellte sich zugleich noch der Kleinplanet Lebedinskij dazu. Fazit Er ist mit gemessenen 15,3 mag und in Die zufällige Beobachtung werde ich den GUIDE ausgewiesenen 15,9 mag deutlich Fachgruppen zur Auswertung einrei- Vorschau schwächer, aber auch mit 1,3 AE etwas chen. Für eine spontane Aufnahme ist im mehr als doppelt so weit von der Erde Ergebnis eine interessante Konstellation entfernt. Bei einer Geschwindigkeit von herausgekommen. 3. Ravensburger Teleskoptreffen – RATT – Mit IRIS astrometrierte Positionen der Objekte in der Aufnahme vom 25.12.2008 * 18. –20. September 2009 bei 88263 Horgenzell Objekt Rektaszension Deklination scheinb. Helligkeit (Nähe 88214 Ravensburg)

Information: 144P/Kushida 03h 23m 26,543s +16° 09’ 32,81’’ 13,2 mag (Kern) h m s Carsten Przygoda (3629) Lebedinskij 03 23 30,516 +16° 09’ 16,25’’ 15,319 mag Finkenweg 25 h m s Referenzstern 03 23 39,118 +16° 08’ 20,16’’ 10,406 mag 88339 Bad Waldsee GSC 1233 742 [email protected] www.ratt-rv.de * Beginn 23:00:42 UT, Belichtung 120 s.

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Fachgruppe Kometen 83

Von NEOCP zu LINEAR

von Stefan Beck

Im vergangenen September, am Ende 1 Komet meines Sommerurlaubes, war es kurz C/2008 R3 (LINEAR) nach dem ersten Viertel, aber schönes am 08.09.2008 um Beobachtungswetter. Es war eigentlich 20:46 UT, aufgenom- keine Zeit für Kometenbeobachtungen men mit 200 mm / aufgrund des Mondes, für Testbeobach- 800 mm Newton-Te- tungen aber bestens geeignet. Für mei- leskop und Platinum nen Beobachtungsplatz auf der Terrasse XL CCD-Kamera, 20 x hatte ich bereits im Juli die notwendi- 1 Minute belichtet, gen astrometrischen Beobachtungen Beobachtungsort: gemacht, um einen Stationscode zu be- Holzgerlingen, Bild- kommen. An meinem normalen Beob- autor: Stefan Beck. achtungsort konnte ich die notwendigen Beobachtungen noch nicht durchführen. Dies sollte aber an diesem Tage, dem 8. September 2008 gemacht werden. Am Nachmittag schaute ich per Zufall wurde das NEOCP-Objekt beobachtet. Ich sternförmiges Objekt, das sich während auf die NEOCP-Liste des Minor-Planet- machte 20 Aufnahmen à 1 Minute, konn- der Beobachtungszeit bewegt hatte. Da- Center. Diese Liste enthält neu entdeckte te aber auf die Schnelle nichts ﬁnden, raufhin schaute ich beim MPC in den Objekte, für die noch eine Bestätigungs- und so beobachtete ich die zwei Klein- neuen MPEC-Meldungen nach und fand beobachtung notwendig ist. Normaler- planeten, um die ersten Positionen zu zuerst keinen Hinweis auf einen Klein- weise sind die Objekte für meinen 8 Zoll erhalten. Beide Kleinplaneten waren für planeten. Also schaute ich alle MPEC- Newton viel zu schwach, nicht so an die- mein Instrument recht einfache Objekte, Meldungen der vergangenen Tage an und sem Tage. Ein Objekt mit ca. 17,5 mag und so wurden beide abwechselnd besuchte nach Beobachtungen mit ähnli- sollte machbar sein und als Testobjekt obachtet und vermessen, um mindestens chen Positionen wie auf der NEOCP-Liste. herhalten. Mit den Koordinaten für das zwei Positionen melden zu können. Um Schließlich fand ich doch eine Meldung Objekt BL08537 und zwei ausgewählten einen Stationscode zu erhalten, sollen des MPC, und es stellte sich heraus, dass Kleinplaneten ging es am Abend zu mei- mindestens zwei Kleinplaneten an zwei das neue Objekt die Bezeichnung C/2008 nem Beobachtungsplatz. verschiedenen Tagen beobachtet und R3 LINEAR erhalten hatte. Das Objekt Zuerst wurden die ersten Beobachtun- vermessen werden. war also ein neu entdeckter Komet! gen der Kleinplaneten durchgeführt, und Als ich ein paar Tage später die Auswer- nachdem der Mond untergegangen war tung durchführte, fand ich zuerst kein

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VdS-Journal Nr. 30 84 VdS-Fachgruppe Meteore

Der so genannte „Kelten-Killer-Komet“ – Gab es einen Kometeneinschlag im Chiemgau?

von Dieter Heinlein

Seit etlichen Jahren verbreiten Mitglie- der des von Hobbyforschern gegründe- ten „Chiemgau Impact Research Team“ (CIRT) durch Internetauftritte, Beiträge in populären Zeitschriften und Fernseh- dokumentationen ihre Hypothese, dass es im bayerischen Chiemgau ein riesiges Streufeld von Einschlagsstrukturen kosmischen Ursprungs gäbe. Nach Dar- stellung des CIRT sei dieses Kraterfeld angeblich von einem in großer Höhe zer- borstenen Kometen verursacht worden. Insgesamt sollen dem vor 2500 Jahren entstandenen Streufeld über 80 Impakt- krater von 3 bis 370 Meter Durchmesser angehören, deren größter der Tüttensee bei Grabenstätt sei (Abb. 1). Bei dieser lokalen Katastrophe seien Kelten getötet und deren Siedlungen zerstört worden. Das Szenario des hypothetischen Kome- teneinschlags und die vom CIRT vorge- legten Indizien stießen bei Wissenschaft- lern unterschiedlichster Fachrichtungen auf heftigen Widerspruch!

Widerspruch der Physiker und Aerodynamiker Das Chiemgau-Kraterfeld wäre mit 58 km x 27 km immens groß, es überträfe an Ausdehnung alle als gesichert gelten- den Meteoritenkraterfelder der Erde. Um dies zu erklären, postulierten die Impakt- Befürworter, dass ein sehr fragiler Kör- 1 Der Tüttensee im Chiemgau (Ausschnitt aus geolog. Karte 1:25.000, per von großer Masse in enormer Höhe Gitterbreite 1 km; mit freundlicher Genehmigung des Bayerischen Landesamtes für Umwelt)

2 Bei den würfelförmigen Eisenbrocken handelt es sich nicht um 3 Die Eisensilizid-Kügelchen aus Fe3Si (Gupeiit) Meteorite, sondern um Produkte von Eisenerzverhüttung. und Fe5Si3 (Xifengit) stammen wohl eher aus der ortsansässigen Industrie als von einem Kometen.

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Fachgruppe Meteore 85

explodiert sei: Ein Komet von 1,1 km Suche nach kosmogenen Edelgasen (He- Durchmesser und geringer Dichte (1,3 g/ lium-3 und Neon-21) durch Dr. Henner cm3) habe mit 12 km/s die Erde getroffen Busemann am Physikalischen Institut und sei in einer Höhe von 70 km zer- der Universität Bern und die Analyse der borsten. Zahlreiche Kometenfragmente Sauerstoffisotopengehalte durch Dr. Ian hätten dann die weit auseinander liegen- Franchi am Planetary & Space Science den Krater erzeugt: so die kühne CIRT- Research Institute der Open University in Hypothese. Milton Keynes, England, ganz eindeutig. Kein durch Einschlag verändertes, ir- Nach allen Erkenntnissen, die z. B. das disches Gestein: Das vermeintliche Im- Europäische Feuerkugelnetz und andere paktmaterial, das mir vom CIRT über- einschlägige Forschergruppen weltweit geben wurde, ist bereits im Jahre 2003 über die Struktur und das Verhalten von von dem ausgewiesenen Fachmann für Meteoroiden in der Erdatmosphäre ge- Einschlagskrater, Dr. Christian Köberl, wonnen haben, ist so ein Szenario völ- am Institut für Geochemie der Univer- lig unrealistisch! Computersimulationen sität Wien, begutachtet worden, ohne zeigen, dass solch ein riesiges Projektil dass Indizien für einen Impakt gefun- in einer viel geringeren Höhe unter 5 den wurden. Bei dem Material handelte Kilometern zerbrechen und somit ein es sich um verglasten Gneis, wie er von wesentlich kleineres Streufeld erzeugen 4 Diese Metallprobe wurde im der vorindustriellen Rohstoffgewinnung würde! Konkret zeigen Modellrechnun- MPI für Kernphysik, Heidelberg in Kalkbrennöfen bekannt ist, sowie um gen mit den obigen Daten, dass dieser auf ihre radioaktive Reststrahlung industrielle Schlacken. Komet wahrscheinlich überhaupt nicht untersucht. Sie ist eindeutig irdischen fragmentieren, sondern die Erdoberflä- Ursprungs. Das CIRT setzt auf Medienwirkung che kompakt und ungebremst erreichen Trotz eindeutig negativer Ergebnisse würde. Statt eines Kraterfeldes entstünde dieser Untersuchungen hielten die Mit- dann nur ein einziger, großer Krater von von renommierten Fachwissenschaftlern, glieder des CIRT hartnäckig an ihrer etwa 10 km Durchmesser [1]. Selbst im welche sich in dieser Zeit auch mit Ana- Kometen-Theorie fest. Mit dem Würz- Falle eines Zerberstens wäre die Streuung lysen des „Neuschwanstein“ Meteoriten- burger Geophysiker Dr. Kord Ernstson der großen (und zur Kraterbildung fähi- falles vom 6. April 2002 befassten [2]. und dem Archäoastronomen Dr. Michael gen) Kometenbruchstücke auf ein Gebiet Keine Meteorite: Die von den Hobbyar- Rappenglück fanden sie schließlich zwei von einem Quadratkilometer beschränkt: chäologen des CIRT gefundenen z. T. wür- Mitstreiter, die bereit waren, die kühnen (siehe online Simulation unter: www.lpl. felförmigen Eisenbrocken (Würfeleisen, Hypothesen des CIRT zu unterstützen. arizona.edu/impacteffects). Abb. 2) wurden von Dr. Addi Bischoff am Was dann folgte, kann nur als verzwei- Institut für Planetologie in Münster ana- felter Versuch verstanden werden, durch Ob die Dichte im Bereich von 3,7 g/cm3 lysiert: Da diese Eisenmassen weniger als eine breit angelegte Pressekampagne im (Steinmeteorit) liegt oder geringer ist 0,1 Gewichtsprozent Nickel enthalten, Internet (www.chiemgau-impakt.de), so- (Komet), spielt bei Impaktoren dieser handelt es sich sicherlich nicht um mete- wie in populären Zeitschriften und im Größe nur eine untergeordnete Rolle. oritisches Material, denn Eisenmeteorite Fernsehen die fixe Idee des CIRT doch Eindrucksvolle Beispiele für solche Er- zeichnen sich durch einen Ni-Gehalt von noch beweisen zu wollen und publik zu eignisse sind der 25 km große Nördlin- minimal 5% aus. Auch die im Streufeld machen – allen wissenschaftlichen Er- ger-Ries-Krater, erzeugt durch den Im- häufig gefundenem Eisensilizid-Kügel- kenntnissen zum Trotz! pakt eines Steinmeteoriten von ca. 1,0 chen (Abb. 3) erwiesen sich als völlig frei Kilometer Durchmesser, der die Atmo- von Nickel, was einen kosmischen Ur- sphäre ungebremst durchschlagen hat. sprung ausschließt. Die radioaktive Rest- Oder das Tunguska-Objekt, welches am strahlung einer Metallprobe (Abb. 4), die 30. Juni 1908 ein Waldgebiet in Sibirien von Dr. Gerd Heusser am Max-Planck- verwüstete: Hier kam es offenbar zu ei- Institut für Kernphysik in Heidelberg un- ner Auflösung (Desintegration) eines ca. tersucht wurde, zeigte keinerlei Hinweis 60 Meter großen, kosmischen Projektils auf kosmogene Nuklide, wohl aber einen in etwa 9 km Höhe über Grund. extrem hohen Urangehalt, welcher für Meteorite gänzlich untypisch ist. Widerspruch der Meteoritenforscher Keine Anzeichen von kosmischer Her- und Mineralogen kunft: Das vom CIRT vorgelegte, sog. Bereits im Mai 2003 legten mir zwei Kombimaterial (Abb. 5), in dem angeb- CIRT-Mitglieder Probenmaterial vor, um lich irdisches Gestein und Materie des 5 Keinerlei Spuren eines einge- ihre kühne Kometentheorie zu beweisen. eingeschlagenen Kometen vermischt schlagenen Kometen ließen sich an Untersucht wurden diese Proben (Wür- worden sein soll, erwies sich ebenfalls als dieser Gesteinsprobe (sog. Kombimate- feleisen, Eisensilizide, Kombimaterial) rein irdisch. Das belegen die vergebliche rial, Breite: 22 mm) nachweisen.

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Widerspruch der Geowissenschaftler (Xifengit), die auf der Erde sehr selten von Meteoritenfragmenten, die noch an vor Ort vorkommen, im Umfeld der Chiemgau- ihren Landeplätzen liegen! Zwischen Ein ganzes Streufeld von Meteoriten- Krater erstaunlich. Die Annahme des kleineren Meteoritenbruchstücken und kratern vor ihrer Haustüre? Das fanden CIRT, dass die bis zu 1 cm großen Fund- Explosionskratern besteht aber ein ganz natürlich auch die Wissenschaftler aus stücke (Abb. 3) kosmischen Ursprungs wesentlicher Unterschied! Wie es zu der München hoch interessant und einer ge- seien, nur weil mikroskopische Spuren weiträumigen Verteilung von angebli- nauen Prüfung wert. davon in einigen wenigen Meteoriten ge- chen Kratern im Chiemgau gekommen Im einzigen Artikel, der zu diesem Thema funden wurden, ist allerdings falsch. Das sein soll, konnte von den Anhängern der in einer seriösen Fachzeitschrift („peer- in meteoritischem Material enthaltene Impakt-Hypothese bis heute nicht erklärt reviewed“) erschienen ist, erörterten Fehr Eisen ist immer von Nickel (i. d. R. mini- werden. Solange dieses Kernproblem et al. [3] die Möglichkeit, ob die krater- mal 4% des Eisengehalts) begleitet. Die- nicht gelöst ist, wird die Theorie vom artigen Hohlformen im Chiemgau durch se „kosmische Nickel-Signatur“ fehlt bei „Kelten-Killer-Kometen“ zu recht keine einen Impakt entstanden sein könnten. den Chiemgauer Eisensiliziden völlig. ofﬁzielle Anerkennung ﬁnden. Das Forscherteam aus bayerischen Geo- Die Ergebnisse der Stardust-Mission zum physikern, Geologen und Bodenkundlern Kometen 81P/Wild 2 haben übrigens ge- fand bei Geländegrabungen jedoch keine zeigt, dass in den Kometenstaubproben Literaturhinweise Hinweise auf außerirdische Einwirkun- einige Eisensilizide vorkommen, nämlich [1] G.S. Collins, H.J. Melosh, R.A.

gen. Bei den größeren, trichterförmigen (Fe,Ni)3Si (Suessit) und (Fe,Ni)2Si (Hap- Marcus, 2005: “Earth Impact Vertiefungen (insbesondere beim Tütten- keit), aber alle sind mit entsprechenden Effects Program: A Web-based see) handelt es sich um Toteiskessel, die Nickel-Gehalten gekoppelt [4]! Computer Program for Calculating im Alpenvorland recht häuﬁg sind. Die the Regional Environmental Conse- kleinsten Rundstrukturen dürften anth- Chiemgau-Kraterfeld ist physika- quences of a Meteoroid Impact on ropogenen Ursprungs sein. lisch unmöglich Earth.”, Meteoritics & Planetary Auf der Internetseite des CIRT (www. Science 40(6), 817 Widerspruch der Impaktforscher chiemgau-impakt.de) steht ganz richtig, [2] D. Heinlein, 2003: „Die spannen- Von den akkreditierten Impaktforschern dass alle bekannten Streufelder von ech- de Jagd nach dem Alpen-Meteorit wurden ganz eindeutige Kriterien für die ten Impaktkratern (z. B. Henbury, Wabar, Neuschwanstein“, VdS-Journal für Nachweise von Einschlagsstrukturen ent- Morasko) um eine bis zwei Größenor- Astronomie 10, 48 wickelt, an Hand derer weltweit bislang dungen kleiner sind als das postulierte [3] K.T. Fehr et al., 2005: “A meteo- 175 Meteoritenkrater nachgewiesen wur- Chiemgau-Kraterfeld. Der Grund liegt rite impact crater ﬁeld in eastern den (www.unb.ca/passc/ImpactDatabase). einfach darin, dass ein Streufeld von Bavaria? A preliminary report.”, Leider hat das CIRT bisher keinen einzi- Einschlagskratern der Größe des Tütten- Meteoritics & Planetary Science gen Beweis geliefert, der einer kritischen sees auf einer Fläche von etwa 60 km x 40(2), 187 Prüfung standhält! Im Chiemgau wurden 30 km aus aerodynamischen Gründen [4] F.J.M. Rietmeijer et al., 2008: weder Meteorite noch Impaktschmelzen schlichtweg unmöglich ist – denn so ein “Origin and formation of iron gefunden und auch keine impakt-diag- Kraterfeld wäre in Wirklichkeit nur weni- silicide phases in the aerogel of the nostischen, planaren Deformationsstruk- ge Quadratkilometer groß. Stardust mission”, Meteoritics & turen. Zwar existieren einige Dutzende Kilo- Planetary Science 43(1/2), 121 meter große Streufelder (z. B. von Gibe- Widerspruch der Kometenforscher on und Jilin), doch handelt es sich bei In der Tat ist das Auftreten von Eisensili- diesen keineswegs um Gebiete von Im-

zid-Mineralen Fe3Si (Gupeiit) und Fe5Si3 paktkratern, sondern nur um Streufelder Schweif, Nachleuchten und was sonst einem Meteor folgt ... von Jürgen Rendtel

Bei hellen Meteoren und Feuerkugeln kung zwischen eintretendem Meteoroi- Natürlich nimmt der Beobachter bei hel- kann man oft nach dem Verlöschen den und der Atmosphäre. Den glühenden len Meteoren mehr davon wahr als bei der eigentlichen Leuchterscheinung ein Eindringling aus dem interplanetaren schwachen Erscheinungen. Die Prozesse Nachleuchten der Spur sehen - meist Raum kann man eigentlich nicht sehen. selbst hängen von der Masse und der nur Sekunden dauernd, aber gelegentlich Bei den hohen Geschwindigkeiten beim Geschwindigkeit der Meteoroide ab so- auch viel länger. Den weitaus größten Eintritt eines Meteoroiden in die Atmo- wie dem Höhenbereich, in dem sich das Teil des Leuchtens, das wir als Meteor sphäre - 11 bis 72 km/s - werden un- Ganze abspielt. Helle Meteore sind zwar beobachten, stammt aus der Wechselwir- terschiedliche Phänomene verursacht. seltene Ereignisse, erlauben aber die

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Beobachtung von Vorgängen, die sich - räumlich wie zeitlich - nach dem Meteo- roidendurchflug abspielen. Die deutsche Sprache unterscheidet eigentlich nur zwischen Schweif und Nachleuchten, während die englische Sprache Begriffe wie afterglow, wake, trail und train zur Verfügung hat. Die dazugehörigen Vor- gänge können einige -zig Meter oder viele Kilometer vom Meteoroiden entfernt stattfinden und zwischen Sekun- denbruchteilen bis mehr als einer Stunde andauern. Insbesondere die Beobachtung der Le- oniden in den Jahren ab 1998 brachte eine Menge komplexer Daten. In einem Beitrag im Journal of the Royal Astrono- mical Society of Canada (Band 100, vom Oktober 2006, S. 194-198) hat Jiri Bo- rovicka vom tschechischen Observatori- um in Ondrejov und Spezialist in Sachen 1 Eine außergewöhnliche, etwa -6 mag helle Feuerkugel. Es handelte sich um Meteorspektroskopie den gegenwärtigen einen sigma-Hydriden (der „Kopf“ des Sternbildes Hydra ist links oben sichtbar). Stand der Beobachtungen und deren In- Der Schweif war noch etwa 3 min lang auf Fotos sichtbar, was sehr selten vor- terpretation zusammengefasst. kommt. Selbst unter hunderttausenden von aufgezeichneten Videometeoren stellt dieses eine Rarität da. 1. Wake Dieser schwierig auf Deutsch zu fassende Begriff bezeichnet das unmittelbar hinter dem „Kopf“ (also dem Meteoroiden) folgende Leuchten, das manchen Me- teoren ein kometenähnliches Aussehen verleiht. Die Länge des Wakes kann einige Kilometer erreichen und dauert nor- malerweise weniger als 0,1 Sekunden. Das Spektrum des Wakes unterscheidet sich von dem des „Kopfes“ und besteht hauptsächlich aus niedrig angeregten Linien wie etwa Na I, Fe I, Mg I, Ca I und anderen Meteoroiden-Bestandteilen. Während im Bereich des „Kopfes“ ther- misches Gleichgewicht herrscht, trifft das auf den Bereich des Wakes nicht zu, denn dort sind Stöße zwischen den Atomen und Elektronen selten. Ein Wake ist am intensivsten oberhalb von 55 km. Darun- ter sind die Bedingungen für ein Nicht- gleichgewicht ungünstig. 2 Der Schweif der Feuerkugel von Abbildung 1 in der fortgeschrittenen Kontinuumsphase. Man beachte die zunehmende Verwirbelung. Aufnahmedatum: 2. Der Grüne Schweif 03.12.2006. (Foto: Jürgen Rendtel mit EOS 20D und Blende 2,8, Objektivbrennweite Schweife kurzer Dauer werden aus- 16 mm, beide Aufnahmen je 1 min Belichtungszeit). schließlich durch die grüne Sauerstoff- linie bei 557,7 nm verursacht und sind typisch für Meteore mittlerer oder ge- kaum wahrnehmbar. Meteore geringerer Intensität ist allerdings nicht mit der Me- ringer Helligkeit und hohen Eintritts- Geschwindigkeiten, wie etwa die Gemi- teorhelligkeit gekoppelt. Im Gegenteil: geschwindigkeiten. Sie sind visuell für niden, zeigen den grünen Schweif kaum bei Feuerkugeln spielt sie eine unterge- etwa 1-2 Sekunden nach dem Erschei- oder gar nicht. In rund 105 km Höhe ist ordnete Rolle, während die grüne Linie nen des Meteors sichtbar, zum Beispiel die Sauerstofflinie am intensivsten und bei Meteoren um +4 mag das stärkste bei den Perseiden oder Leoniden. Ihre die Erscheinung erreicht ihre maximale Merkmal im Spektrum sein kann. Wahr- Farbe ist bei den Intensitäten allerdings Dauer (bis zu 3 Sekunden messbar). Die scheinlich wird sie ausschließlich vom

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3 Dieses Video-Phasenkomposit zeigt den Schweif unmittelbar hinter dem eigentlichen Meteor. Die Video-Aufzeichnung stammt von Sirko Molau, aufgenommen am 17.10.2004, 02:03 UT.

atmosphärischen Sauerstoff verursacht. typische Verformen durch den Wind in licht. Unter günstigen Umständen kann 3. Schweif oder Nachleuchten – der entsprechenden Höhe zu beobach- der Staubschweif stundenlang sichtbar persistent train ten. Morphologisch werden zwei Typen bleiben. Abhängig von den Vorgängen Selbstleuchtende, minutenlang sichtba- unterschieden: Typ I ist breit, hell und beim Flug des Meteoroiden, kann ein re Schweife haben die Beobachter im- erscheint wolkig mit hoher Diffusionsra- solcher Schweif praktisch im gesamten mer fasziniert. Sie sind selten und treten te. Typ II ist schmaler und hat eine ge- Höhenbereich auftreten. Oft spielen sich besonders bei hellen Feuerkugeln hoher ringere Diffusionsrate. Allerdings treten die Explosionen jedoch im Bereich von Eintrittsgeschwindigkeit auf. In erster letztere nicht alleine auf sondern nur in 30 km Höhe ab. Das Spektrum zeigt ein Näherung produzieren die schnellsten Teilen vom Typ I. Bei hoher Auflösung helles Kontinuum (thermisch) überlagert und hellsten Meteore auch die hellen und sind oft beide erkennbar, so dass sie wie mit Banden von Metalloxiden (FeO, CaO, lang dauernden Schweife - die Leoniden ein Schweifpaar erscheinen. Nicht nur AlO, MgO; möglicherweise durch Reakti- sind ein gutes Beispiel. Die Schweife tre- das Erscheinungsbild, sondern auch die onen mit Ozon verursacht). ten im Bereich der Maximalhelligkeit der Entstehung des Leuchtens ist unvollstän- Meteore auf. Trotz der zahlreichen Beob- dig verstanden. Bei geringer Auflösung Schweifaufnahmen achtungen während der Leoniden sind erkennt man eine breite kontinuierliche Aufnahmen von Schweifen und Nach- die Vorgänge noch nicht verstanden. Die Emission mit einem Maximum bei 590 leuchterscheinungen sind immer noch Helligkeit hängt offenbar von der Menge nm. Der größte Anteil muss aber von von großem Interesse. Das betrifft be- des Materials ab, das vom Meteoroiden Molekülen verursacht werden, ohne dass sonders spektral oder zeitlich aufgelöste in der Atmosphäre hinterlassen wird. die Moleküle selbst identifiziert wurden. Beobachtungen - also durch Prismen/ Die Abklingphase ist in gewisser Weise In der Diskussion sind u. a. FeO, OH, Gitter oder mit Videotechnik bzw. Fo-

den Vorgängen beim Wake ähnlich. Auch NO2 und CaO (alles für den Typ I). Durch tos in dichter Bildfolge. Bei Tagesfeu- hier dominieren Linien niedriger Anre- Lidar-Messungen wurden im Schweif erkugeln kann die Beobachtung eines gung. Die Anregungstemperatur sinkt Temperaturen von 270 K, also etwa 60 Staubschweifes wichtige Hinweise auf innerhalb von 2 Sekunden von 4500 K K über der Umgebung ermittelt. Infrarot- den möglichen Fallort und die Fragmen-

auf 1200 K. Nach der anfänglichen Hel- Spretroskopie zeigt Emissionen von CH4, tationsgeschichte liefern. Bei Aufnahmen

ligkeitsabnahme folgt die Rekombina- CO, CO2 und H2O. am Dämmerungs- oder Taghimmel sollte tionsphase, in der auch Linien höherer Chemolumineszenz ist wahrscheinlich immer darauf geachtet werden, dass Ob- Anregungsenergie auftreten. Die beiden die Quelle der Schweifhelligkeit, ohne jekte, die als Referenzpunkte dienen kön- hellsten Linien, Mg I (517 nm) und Na I dass die Reaktionen bislang identifiziert nen, auf dem Bild erscheinen. (589 nm) wurden bereits visuell beob- werden konnten. achtet. Die beiden Phasen müssen nicht in jedem Fall auftreten. 4. Reflexions-Schweife Ähnliche Schweife im Erscheinungsbild In der Kontinuumsphase folgt auf das können bei Explosionen heller Feuerku- Verschwinden der Rekombinationslinien geln in der Atmosphäre am Tage oder eine erneute Aufhellung, die an verschie- in der Dämmerung entstehen. Sie sind denen Bahnabschnitten unterschiedlich allerdings nicht selbstleuchtend; hier intensiv ist. In dieser Phase ist auch das reflektieren Staubteilchen das Sonnen-

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Venusbedeckung durch den Mond am 1.12.2008

Die Venusbedeckung durch den Mond am 1. Dezember 2008 ﬁel in fast ganz Deutschland wegen dichter Bewölkung aus. Nur an ganz wenigen Stellen ergab sich zu Beginn der Bedeckung eine kurz- zeitige Lücke, wie zum Beispiel am Nie- derrhein. Unser zweiter Bildautor konnte die Konstellation kurz vor der Bedeckung in Nepal beobachten. Bildeinsendungen vom Austritt der Venus hinter dem Mond gab es leider nicht. Daher muss sich diese kleine Dokumentation auf den Venusein- tritt beschränken. Red.

1 Mond, Venus und Jupiter am 1.12.08 um 14:25 UT in Nepal, Axel Thomas belichtete mit einem Objektiv 1:2,8 / 8mm bei ISO 400 zwei Sekunden lang.

2 Mond, Venus und Jupiter am 1.12.08 um 14:27 UT in Nepal, Axel Thomas belichtete mit einem Objektiv 1:4,9 / 24 mm bei ISO 400 zwei Sekun- den lang.

3 Mond, Venus und Jupiter am 1.12.08 um 15:33 UT in Rheinberg am Niederrhein, Werner E. Celnik belichtete mit einem Objektiv 1:4 / 350 mm und 2-fach Telekonverter 1/60 Sekunde auf Fujichrome ISO 400 (6x6).

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Journal Nr. 30 90 VdS-Fachgruppe Planeten

4 Mond, Venus und Jupiter unmittelbar vor der Bede- 5 Mond und Jupiter am 1.12.08 um 16:02 UT in Rhein- ckung der Venus durch den Mond am 1.12.08 um 15:58 UT berg am Niederrhein, Venus beﬁndet sich zum Aufnahmezeit- in Rheinberg am Niederrhein, Werner E. Celnik belichtete mit punkt hinter dem Mond, Werner E. Celnik belichtete mit einem einem Objektiv 1:4 / 350 mm und 2-fach Telekonverter 1/2 Objektiv 1:4 / 350 mm und 2-fach Telekonverter 0,7 Sekunden Sekunde auf Fujichrome ISO 400 (6x6). auf Fujichrome ISO 400 (6x6). Venus im UV-Licht und im nahen IR

Unsere Bildautoren Gabriele und Jörg Ackermann aus Zaberfeld-Michelbach haben wieder einmal Erstaunliches geleistet: Sie nahmen unseren Nachbar- planeten im nahen Infrarot und im Ul- travioletten Licht auf und fertigten ein Farbkomposit an. Der Rot-Kanal wurde dabei vom Nah-IR geliefert, der Blau- Kanal von der UV-Aufnahme. Der Mit- telwert aus beiden wurde als „Grün“ deﬁniert. Das Ergebnis ist natürlich eine unnatürliche Farbwiedergabe, nichtsdes- totrotz reizvoll, da die Venus in näher zusammen liegenden Spektralbereichen ja kaum Farbe zeigt. 1 Venus im UV und Nah-IR, links: 30.12.2008, 13:30 UT, Filter: Baader UV; Red. Mitte: 30.12.2008, 15:11 UT, Filter: Schott RG1000; rechts: 03.01.2009, 14:02 UT, Filter: Baader UV. Instrument: Planewave CDK12.5 mit Baader Flatﬁeldconverter und Firewire Kamera DMK21AF04, Bildautoren: Gabriele und Jörg Ackermann.

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Fachgruppe Veränderliche 91

2 Farbkomposit von Aufnahmen der Venus im UV und Nah-IR, links oben: 10.01.2009, 15:20 UT, Filter: Baader UV; rechts oben: 10.01.2009, 15:20 UT, Filter: Baader UV und Schott RG1000; links unten: 11.01.2009, 15:40 UT, Filter: Baader K-Line und Schott RG1000; rechts unten: 11.01.2009, 15:40 UT, Filter: Baader K-Line. Instru- ment: Planewave CDK12.5 mit Baader Flatﬁeldconverter und Firewire Kamera DMK21AF04, Bildautoren: Gabriele und Jörg Ackermann.

Bericht zur 5. Veränderlichen-Beobachtungs- woche an der VdS-Sternwarte in Kirchheim von Gerd-Uwe Flechsig

Vom 23. bis 31.8.2008 fand zum 5. Mal die Veränderlichen-Beobachtungswo- che der BAV an der VdS-Sternwarte in Kirchheim statt. Die Woche war ur- sprünglich mit dem Hauptschwerpunkt visuelle Beobachtung sowohl als praktische Einführung für neue/unerfahrene Beobachter als auch für geübte Interes- senten gedacht. Bedingt durch die geringe Teilnehmerzahl und deren Interesse für CCD-Beobachtungen, stand diesmal diese Technik im Vordergrund. Die Ex- kursion nach Tautenburg fand wegen zu geringer Teilnehmerzahl nicht statt. Als Unterkünfte dienten wie immer die Gästezimmer auf der Sternwarte. Die Versorgung der drei Teilnehmer Norbert Hauck, Eyck Rudolph und mir fand mittels verschiedener Restaurants oder in 1 Beobachtete Lichtkurve von RT Andromedae

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Journal Nr. 30 92 VdS-Fachgruppe Veränderliche

Schritt an Hand von Helligkeit, Zeit des erwarteten Minimums/Maximums und Lage am Himmel, welche Veränderliche wir mit welchem Instrument beobachten wollten. Die drei Abende des 24., 27. und 30. August waren brauchbar, so dass alle Teilnehmer und Thomas Westerhoff aus Kirchheim zu Resultaten kamen, Norbert als Einsteiger jeweils im Team mit einem anderen Beobachter. In allen klaren Nächten hatte Eyck seine SBIG ST-402 CCD-Kamera am 130 mm Takahashi auf der Montierung in der Rolldachhütte angebracht, während ich mein LX200GPS mit der SIGMA 402 einsetzte. Eyck machte Jagd auf einen verdächti- gen Stern, den er im letzten Jahr aufge- spürt hatte. Tatsächlich konnte auch in diesem Jahr der Lichtwechsel weiterverfolgt werden. Dieser Stern war uns zur 2 Beobachtete Lichtkurve von CG Pegasi Veränderlichenwoche 2006 bei der Pho- tometrie von RT And aufgefallen. Bei der Photometrie zeigte Muniwin im Feld RT And einen Stern als deutlich veränder- lich an, und es konnte ein Teil der Licht- kurve gemessen werden. Aus diesem Grund bestand auch in diesem Jahr der Wunsch, das Feld RT And nochmals zu bearbeiten, um eventuell eine komplette Kurve zu messen, was tatsächlich auch gelungen ist. Es zeigte sich eine schöne Bedeckungsstern-Kurve. Bis heute konnte Eyck den Stern in keinem bekannten Katalog aufﬁnden. Die Arbeit mit Thomas am 50-cm-Newton wurde mit einem eindrucksvollen Ergeb- nis belohnt. Hierbei muss betont werden, dass der Stern ziemlich tief stand und der Nachthimmel recht dunstig war. Es ging zunehmend in die Lichtglocke von Arn- stadt hinein. Dennoch entstand eine sehr schöne Lichtkurve. Diesmal hatten wir in der Beobachtungs- 3 Beobachtete Lichtkurve von AA Aquilae woche glücklicherweise mehrere brauch- bare Nächte, von denen einige allerdings durch erheblichen Dunst getrübt waren. der heimischen Küche statt. Eyck und ich • 8-Zoll LX200GPS, parallaktisch, mit Der gewählte Zeitraum Ende August ist konnten mit praktischer Beobachtungs- SIGMA402 Kamera und V-Filter wegen des überwiegend günstigen Wet- erfahrung im Umgang mit CCD-Kameras • 50-cm-Newton mit STL 6303E Kamera ters sicher auch in Zukunft zu favori- aufwarten. Für Norbert gab es grundle- und V-Filter (eine Nacht) sieren. Es kamen gelegentlich Anfragen, gende Einführungen und Hinweise zum • Bedeckungsveränderliche der BAV- das Treffen in den zeitigen Frühling oder Aufbau und Betrieb eines eigenen CCD- Programme Standard und 2000 Oktober zu verlegen, allerdings sind die Systems bestehend aus modernem Tele- • RR-Lyrae-Sterne der BAV-Programme Wetterbedingungen dann erheblich un- skop, CCD-Kamera, PC und Software. RR und 90 günstiger, abgesehen vom tieferen Tem- Mit den folgenden Rahmenbedingungen gingen wir das BAV Circular zu Beginn peraturniveau. Diskussionswürdig wäre • Beobachtung bis maximal 3 Uhr der 3 klaren Abende durch, suchten alle der Mai, ggf. in Zusammenhang mit der • 5-Zoll-Takahashi-Refraktor mit ST- in Frage kommenden Veränderlichen he- Kirchheimer CCD-Tagung oder dem BAV 402ME Kamera raus und entschieden in einem zweiten Treffen in Hartha.

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Nachrichten 93

Das Ausflugsprogramm war in diesem Die Fortsetzung für 2009 ist bereits fest Jahr etwas vereinfacht, um auf die Mög- geplant für Ende August. Die Exkursion lichkeiten aller Teilnehmer Rücksicht zu nach Tautenburg sollte auch in Zukunft nehmen. Am Montag ging es nach Er- zum Programm gehören, sofern sich furt, wo wir das Stadtzentrum besichtig- genügend Interessenten anmelden. Die ten und bei einem sehr guten indischen Woche an sich wird auf jeden Fall durch- Restaurant zum Mittag einkehrten. In geführt, unabhängig davon, wie viele Weimar besichtigten wir am Mittwoch Teilnehmer sich anmelden. das Goethe-Schiller-Denkmal und den Zum Schluss möchte ich Jürgen, Eyck, Schlosspark. Hier ist ein Mittagessen im Thomas und Werner für die Unterstüt- gemütlichen Restaurant „Scharfe Ecke“ zung danken, so dass auch diese 5. BAV- inzwischen zur beliebten Tradition ge- Veränderlichenwoche ein Erfolg wurde. worden. Gleiches gilt für den Imbiss mit Thüringer Bratwurst in Jena. Dort besuchten wir am Freitag das optische Museum und sahen uns das Stadtzent- rum an. Die BAV-Veränderlichenwoche in Kirch- Wir begrüßen neue Mitglieder heim hat auch im fünften Jahr zwei neue Beobachter erbracht, wovon einer kurz vorher BAV-Mitglied geworden war. Da- (9579) Hubertus Rieger 44625 Herne her sollte die Veranstaltung auch in Zu- (9583) Dieter Vollbrecht 61130 Nidderau kunft regelmäßig stattfinden, um erstens (9586) Robert Pölzl A 8501 Lieboch neue Veränderlichenbeobachter prak- (9587) Jörg Engler 66740 Saarlouis tisch an das Thema heranzuführen und (9588) Karsten Gevers 77694 Kehl zweitens erfahrenen Beobachtern die (9589) Lars Oergel 12099 Berlin Gelegenheit zu geben, abseits des stres- (9590) Uwe Pilz 04349 Leipzig sigen Alltags wenigstens einmal im Jahr (9591) Reinhard Vollrath 64295 Darmstadt in Ruhe Veränderliche auch an größeren (9592) Dr. Manfred Weller 73547 Lorch-Waldhausen Geräten von 30 bis 50 cm beobachten zu (9593) Lukas Keiber 76774 Leimersheim können. (9594) Dr. Michael Kraus 96231 Staffelstein Die Schwankung der Teilnehmerzahlen (9595) Matthias Juergens 19395 Gnevsdorf ist immer recht groß gewesen mit 8 im (9596) Martin Koch 53639 Königswinter Maximum und 3 im Minimum. Ich den- (9597) Hans Merkl 92637 Weiden ke, die Veranstaltung hat sich bewährt, (9598) Thomas Pommer 42349 Wuppertal indem sie etliche neue Beobachter und (9599) Thomas Greiner 85521 Ottobrunn BAV-Mitglieder an die Thematik Verän- (9601) Mario Knopp 98693 Ilmenau derliche Sterne herangeführt hat. (9602) Dr. Hans-Michael Carl 97440 Werneck Auch künftig sollte neben dem Veränder- (9603) Kurt Schneider 73642 Welzheim lichenprogramm die Gelegenheit beste- (9604) Klaus-Dieter Dunzer 85114 Buxheim bei Ingolstadt hen, eigenes mitgebrachtes Gerät einzu- (9605) Hans-Werner Hoffmann 30179 Hannover setzen oder auch erstmals gemeinsam mit (9606) Michael Spahn 63456 Hanau erfahrenen Amateuren auszuprobieren. (9607) Sabine Frank 36142 Tann (Rhön) Neue Kombinationen von Kameras und (9608) Marcus Möller 38678 Clausthal-Zellerfeld Teleskopen können getestet werden, um (9609) Dr. Frank Müller 27305 Bruchhausen-Vilsen das eigene Hobby fortzuentwickeln. Sehr (9610) Adrian Rost 61137 Schöneck interessant scheint der Einsatz der gro- (9611) Dr. Stefan Kröber 56112 Lahnstein ßen Instrumente zu sein, von denen der (9612) Dr. Rolf-Dieter Schad 66482 Zweibrücken 30-cm-Cassegrain für die BAV-Woche re- (9614) Holger Abel 40221 Düsseldorf serviert wäre. In der Vergangenheit kam (9615) Oliver Blecher 59581 Warstein auch immer wieder der 50-cm-Newton (9616) Joachim Brauchle 88161 Lindenberg zum Einsatz, weil sich ein Kirchheimer (9617) Bernd Hoffmann 10367 Berlin Vereinsmitglied (meist Manfred Rätz) für (9618) Markus Stockmann 48727 Billerbeck Veränderliche interessierte und niemand (9619) Laurentz Tervooren 67245 Lambsheim am betreffenden Abend schöne Bildchen (9621) Ralf Lempken 47269 Duisburg damit machen wollte. (9622) Fritz-Dieter Oltmanns 26810 Westoverledingen-Ihrhove Die Mischung aus Seminaren, Beobach- (9623) Elisabeth Rogmanns 94133 Röhrnbach tungen und Ausflugsprogramm hat stets (9625) Thomas Voglhuber A 4400 Steyr für viel Abwechslung und Spaß gesorgt.

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Journal Nr. 30 94 VdS-Nachrichten

Das Jahr der Astronomie 2009 – Die Auftakt-Veranstaltung in Paris

von Eberhard H. R. Bredner

Viele Monate lang hatte ich als Mitglied Stück, waren von der ursprünglichen in dem deutschen Komitee zur Vorbe- Idee dann aber doch sehr weit entfernt. reitung des „Internationalen Jahres der Wohl auch um die Veranstaltung bewusst Astronomie 2009“ mitgearbeitet, einer- als Kultur-Ereignis zu präsentieren, führte seits die VdS-Fachgruppe Bedeckungen der französische Musiker und UNESCO vertretend, andererseits auch als aktiver Goodwill Ambassador Jean-Michel Jarre Beobachter an diesem Jahrestag der Ein- durch das Programm. Die Eröffnungs-An- führung des Fernrohres interessiert. sprachen hielten der UNESCO-Generaldi- Die Idee zu diesem Jahrestag (400 Jahre rektor, Koichiro Matsuura, Staatsminister Fernrohrbeobachtung seit Galileo Galilei) und wichtige Persönlichkeiten, wie das hat wohl ihren Ursprung in Italien, war mal so üblich ist. 1 Die Auftakt-Veranstaltung in der dann mit holländischer Unterstützung Der erste Tag stand ganz unter dem The- UNESCO an die UNESCO herangetragen worden ma Astronomie und Kultur – von Galileo und endlich über diese als Astro-Jahr zu Apollo –, die Beiträge von internatio- Das war alles ungemein interessant, aber der Vereinten Nationen (UN) beschlossen nal sehr angesehenen Rednern schilder- auch weit entfernt von dem, was wir in worden. Der weltweite Start aller Akti- ten die Astronomie als multikulturelles unserer Arbeitsgruppe zur Vorbereitung vitäten sollte durch eine eindrucksvolle Experiment, stellten Islamische und Ma- des Astro-Jahres an möglichen Aktionen Feier im UNESCO-Hauptquartier Paris ja-Astronomie vor, ließen die Entwick- für neu zu gewinnende Interessenten be- gewürdigt werden (Abb. 1). lung über 400 Jahre an uns vorbeiziehen. sprochen hatten. Immerhin konnte ich Nun muss man sich verdeutlichen, dass Mit ganz unterschiedlichem Zugang zu den Präsidenten der Historischen Sitzung die UNESCO keine astronomische Orga- diesem Thema wie die Abbildung 2 zeigt. überzeugen, dass er in seiner Einführung nisation ist, sondern als Schwerpunkte Anschließend wurde die moderne Ast- auf den Nachbau des originalen Galilei- „Bildung“, „Wissenschaft“ und „Kultur“ ronomie mit allen ihren Arbeitsfeldern Teleskops (von Astromedia.de) hinwies im Namen führt, die 2-tägige Veranstal- präsentiert. Die Suche nach extrasolaren und auch den versammelten Teilnehmern tung versprach also einen neuen Zugang Planeten, überhaupt der Abschätzung präsentierte (Abb. 3). zur Astronomie. der Wahrscheinlichkeit entsprechende Wirklich repräsentativ „französisch“ war Mitgefeiert haben 800 eingeladene Gäs- Zweit-Welten zu ﬁnden, wurde vom Ent- dann der abendliche Empfang im Palais te aus aller Herren Länder, viele Berufs- decker des ersten extrasolaren Planeten de la Découverte (entspricht etwa dem Astronomen von Sternwarten und Uni- verdeutlicht. Deutschen Museum in München), mit versitäten, sehr viele Mitarbeiter der UNESCO-Unterorganisationen, einige für die Kultur verantwortliche Minister, etwa 80 direkt von der UNESCO eingeladene Studenten, Verantwortliche für die Organisation des Astro-Jahres in ihren jeweiligen Ländern und ich als Amateur- Astronom – so die ofﬁzielle Teilnehmer- liste. Das war schon ein kleiner Schock für mich (s. u.). Alle großen Astro- und Weltraum-Orga- nisationen stellten sich in Ausstellungen vor. Vertreten waren auch die Hersteller von Galileoscopen (einfachen Jedermann/ Jederfrau-Fernrohren) aus den USA und Japan. Die ursprüngliche Absicht, zum Astro-Jahr eine Million Einfach-Fernroh- re zu 1 Dollar das Stück zu produzieren, war während der Vorbereitungszeit erbit- tert diskutiert worden. Die vorgestellten Lösungen blieben zwar unter 20 Euro/ 2 Galileo in italienischer Sicht

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einem beispiellosen Buffet, ausgezeich- er des UNESCO-Gebäudes den Abschluss neten Weinen (zum Glück war ich zu der Eröffnungsfeier ein, anschließend Fuß unterwegs) und einer Präsentation präsentierte ein Quartett aus San Fran- vom Adler Planetarium, Chicago: „The cisco mit Unterstützung des UNESCO- Planets“. Diese Präsentation soll im Som- Chores seine Vorstellung vom Kosmos mer in München gezeigt werden, meine – aber da war ich schon unterwegs, um Empfehlung: Jede Anreise lohnt sich! befreundete Amateure von „club eclipse“ Vielleicht kann auf diese Veranstaltung in der Sternwarte Paris zu treffen. deutschlandweit aufmerksam gemacht werden ...! Bei dieser Eröffnung hat sich die As- tronomie sicher würdig und sehr ein- Am Vormittag des zweiten Tages wurde drucksvoll gefeiert, das Internationale zunächst zum Paranal nach Chile ge- Jahr der Astronomie 2009 war eingeläu- schaltet, um die zurzeit eindrucksvollste tet. Betrachtet man aber inhaltlich das Hardware der Astronomen direkt vor- vorgelegte Programm des Astro-Jahres, zustellen. Dann ging es weiter mit Vor- „Visionen und Ziele“, mit seinen Eck- trägen zu möglichem Leben in Parallel- pfeilern (cornerstones), dann fehlten mir welten, und unter „Leben und Vergehen“ doch erhebliche Hinweise zur „imple- wurden Pulsare, planetare Nebel und Su- mentation = Verwirklichung“ all dieser pernovae vorgestellt, schließlich wurden hochgesteckten Ziele. – Ich als ein (!) auch noch Schwarze Löcher als Beson- Amateur-Astronom unter 800 Teilneh- derheiten diskutiert. 3 Der Sitzungspräsident mit dem mern, diese Relation war fehl gegriffen. Während der ganzen Eröffnungsveran- Nachbau des Galileischen Fernrohrs Zum allergrößten Teil wird nämlich die staltung waren weltweit zum ersten Male weitere Arbeit in diesem „Jahr der As- 26 Radioteleskope zusammengeschal- tronomie“ von uns Amateuren geleistet tet, deren Daten wurden als Livestream Canberra/Australien, den weltweit aner- werden müssen, wenn das Jahr am Ende über Glasfaserkabel online nach Holland kanntesten Vorhersage-Rechnern solcher ein Erfolg werden soll. Und so war ich geschickt, dort sofort ausgewertet und Ereignisse, einige mögliche Bedeckungen dann doch zufrieden, wenigstens als Ein- dann in Paris präsentiert. - Höchst ein- ausrechnen lassen, diese nach Hawaii zelner die Amateur-Astronomie vertreten drucksvoll! geschickt und auch die Zustimmung er- zu haben. halten, dass die Beobachtungen in Paris Natürlich wollten auch die Franzosen die gezeigt werden würden. Alles vergebens. Übrigens: Alle Bilder wurden von mir in Gelegenheit nutzen und am Nachmittag Meine Enttäuschung war riesengroß: Der Paris von einer Projektionswand abfoto- die Möglichkeiten des Canada-France- Himmel über Hawaii war zwar wie immer graﬁert. Hawaii-Telescopes (CFHT) vorstellen, in prächtig und ganz klar, leider verhinder- Hawaii wäre es dann gerade 3 Uhr mor- te dort aber ein zu starker Sturm eine gens. Öffnung der Kuppeln. Über 50 Knoten Windgeschwindigkeit geht nichts mehr. Nun beobachte ich auch Bedeckungen Die online nach Paris übertragenen Mes- von Sternen durch Kleinplaneten, warum sungen der Windgeschwindigkeit (Abb. also nicht die Gelegenheit nutzen und 4) zeigten zunehmend größere Werte und dafür mal das 3,5 Meter CFHT einsetzen, immer oberhalb der Grenze. Beobachtun- diese Beobachtungen stehen im Arbeits- gen in Mitteleuropa leiden ja oft unter programm dieses Teleskops. - In der Wo- dem Wetter, die Bedingungen für Hawaii che vorher hatte ich mir dazu von Steve hatte ich mir günstiger gewünscht. Preston, Seattle/USA, und Dave Herald, Am Abend leitete ein Empfang im Foy-

4 Ständig wachsende Windgeschwindigkeiten auf Hawaii verhindern die von einem Amateur eingereichten und genehmigten Live-Beobachtungen.

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29. VdS-Tagung und Mitgliederversammlung in Jena vom 2.-4. Oktober 2009

Hiermit möchten wir alle VdS-Mitglieder, Mit dem Tagungsort Jena kehrt die VdS Vorträgen, Besichtigungen und Exkur- Hobby-Astronomen und Sternfreunde exakt 50 Jahre nach der letzten gesamt- sionen vor. Das endgültige Programm zur 29. VdS-Tagung nach Jena herzlich deutschen Tagung von Sternfreunden werden wir ab Anfang September auf einladen. Die Tagung ﬁndet vom 2.-4. vor dem Mauerbau in die „optische“ unserer Website veröffentlichen. Oktober in den Räumlichkeiten der Uni- Stadt Jena zurück (siehe auch Bericht Schon heute möchten wir Sie herzlich zu versität Jena und im Optischen Museum VdS-Journal Nr. 29, Seite 4 ff). dieser 29. VdS-Tagung und zur Mitglie- statt. Ein umfangreiches Rahmenpro- derversammlung einladen. Wir freuen gramm mit Besichtigungen und Exkur- Der bisherige Stand der Planung sieht uns auf Ihren Besuch. sionen wird den Besuchern geboten und nebenstehendes Tagungsprogramm mit Der Vorstand rundet das Programm ab.

Aus Anlass des 100-jährigen Jubiläums der Volkssternwarte Urania Jena e. V., die Tagesordnung 29. Mitgliederversammlung am 7. März ihr Gründungsjubiläum be- ging, sind wir zu Gast in der „Carl-Zeiss- Stadt“ Jena. Liebe Mitglieder und Sternfreunde,

Die Gastgeber für die VdS-Jahrestagung hiermit laden wir Sie herzlich zur diesjährigen ordentlichen Mitgliederversammlung 2009 freuen sich auf einen regen Besuch der Vereinigung der Sternfreunde e. V., am Samstag, 3. Oktober 2009, und bieten ein umfangreiches Vortrags- 17:00-19:30 Uhr Optisches Museum Jena, mit folgender Tagesordnung ein: und Besuchsprogramm an, das bei Ab- fassen des Berichtes noch nicht endgül- Tagesordnung 29. Mitgliederversammlung: tig fest steht. Die VdS-Tagung wird am 1. Begrüßung Freitag-Abend mit einem öffentlichen 2. Tätigkeitsbericht des Vorstandes für 2007 und 2008 Vortrag starten. Für Samstag ist eine Rei- 3. Vorlage und Genehmigung des Wirtschaftsplanes für 2010 he von Amateur-Vorträgen vorgesehen, 4. Bericht der Kassenprüfer ebenso wie die 29. ordentliche Mitglie- 5. Aussprache über die Berichte derversammlung. 6. Entlastung des Vorstandes 7. Wahl des Vorstandes Wenn Sie einen Vortrag halten möchten, 8. Wahl der Kassenprüfer wende Sie sich bitte möglichst umgehend 9. Abstimmung über Beitragssatzung an die Geschäftsstelle: 10. Verleihung der VdS-Medaille Telefon: 0 62 52 / 78 71 54 11. Verschiedenes E-Mail: [email protected]. Eingaben und Änderungen zum Punkt „Verschiedenes“ werden schriftlich erbeten bis zum 15. September 2009 an die Geschäftsstelle der VdS.

Liebe Mitglieder, bitte beachten Sie auch beiliegende separate Einladung zur 29. VdS-Tagung mit einem Rückantwortschreiben. Wir bitten um Ihre vorherige Anmeldung mit der Sie unsere Vorbereitungen erheblich erleichtern. Nutzen Sie dieses Rückantwortschreiben und senden Sie es per Post oder Fax bis spätestens 1. September 2009 an die VdS-Geschäftsstelle. Vielen Dank! Der Vorstand

Vereinigung der Sternfreunde e.V. Für Übernachtungswünsche wenden Sie sich bitte direkt an die JenaKultur, Geschäftsstelle Jena Tourist-Information, Markt 16, 07743 Jena Postfach 1169 Telefon 0 36 41 / 49 80 51 64629 Heppenheim Telefax 0 36 41 / 49 80 55 Fax: 0 62 52 / 78 72 20 E-Mail: [email protected] E-Mail: [email protected] Internet: www.jena.de

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29. VdS-Tagung 2009 in Jena Tagungsprogramm (Stand: 23. Mai 2009)

Tagungsstätten und Programm am 2. Oktober 2009

18:00 -21:00 Hörsaal im Optischen Museum Individuelles Rahmenprogramm 18:00 Tagungsbüro Schott-Glas-Museum (13:00 – 18:00 geöffnet) 18:30 „450 Jahre Astronomiein Jena“ Vortrag Dr. Schielicke Optisches Museum (10:00 – 16:30 geöffnet) (virtuelle Stadtführung) Planetarium (nach Spielplan) 20:30 Tagungsbüro Urania-Sternwarte (ab 20:00) Forst-Sternwarte (nach Absprache)

Tagungsstätten und Programm am 3. Oktober 2009

8:00 – 19:00 9:30 – 18:00 10:00 – 17:00 17:00 – 20:30 Uni Foyer 1 Uni Hörsaal 3 (300 P.) Hörsaal 7 (100 P.) Hörsaal im Optischen Museum (100 P.) 8:00 – 19:00 9:45 Eröffnung 10:00 Amateur- 10:00 Amateurvorträge III 17:00 Besuch des Tagungsbüro und vorträge I 12:30 Mittagspause Optischen Museum Ausstellung von Fach- 11:30 Dr. Markus Mugrauer (AIU) 14:00- Amateurvorträge IV 18:00 VdS-Mitglieder- gruppen und Vereinen „Neues aus der Exo-Planeten- 15:30 versammlung forschung“ 12:30 Mittagspause 14:00 Amateurvorträge II 16:00 Öffentlicher Vortrag von G. Meiser 17:00 Abbau

Individuelles Rahmenprogramm

Planetarium (nach Spielplan) Urania-Sternwarte (13:00 – 15:00) AIU (13:00-15:00)

ab 20:30 Uhr: VdS-Mitgliederabend in einer Gaststätte

Tagungsstätten und Programm am 4. Oktober 2009

Exkursionen Individuelles Rahmenprogramm 9:30 – 10:30 Sondervorführung im Zeiss-Planetarium 11:00 – 13:00 Besuch der Thüringer Landessternwarte Tautenburg Planetarium (nach Spielplan) 13:00 – 14:00 Mittag (individuell) Planetarium (nach Spielplan) 14:00 – 15:00 Besuch beim AIU im Observatorium Großschwabenhausen Planetarium (nach Spielplan) oder in der VdS-Sternwarte Kirchheim 15:00 -17:00 Besuch der VdS-Sternwarte Kirchheim Planetarium (nach Spielplan)

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Leserbriefe

Leserbrief zu dem Artikel „Heinz • Heinz Haber allein: Our Friend the (erst Kino, später TV-Ausstrahlung 18. Juni Haber – eine Kurzbiographie“ Atom; Sendedatum: 23. Januar 1957; 1959); Regie: Ward Kimball. Dieser Film von Manfred Holl im VdS-Journal Regie: Hamilton Luske handelt von Wettersatelliten, und an ihm für Astronomie Nr. 27 (III/2008), ist keiner der Beiden beteiligt gewesen. Seite 80 • Donald in Mathmagicland; (Kurzfilm Außerdem war es Heinz Haber vergönnt, mit ca. 25 Min. Spiellänge, sog. „Fea- in der Live-Fernsehübertragung zur In dem Artikel wird die Zusammenarbeit turette“); Uraufführung: 26.Juni 1959; Eröffnung Disneylands „Dateline Dis- mit Walt Disney erwähnt. Hier gebe ich Regie: Hamilton Luske. Für diesen neyland“ am 17. Juli 1955 aufzutreten eine Ergänzung zu der Tabelle „Jahres- Film ist Haber „scientiﬁc expert“. und über Astronomie, Raumfahrt und zahlen“ auf Seite 81. Gelistet sind die Atomkraft zu reden. Die Moderatoren Sendungen, in denen Heinz Haber zu- • Wernher von Braun allein: Man and der Sendung waren: die Rundfunk- und sammen mit Wernher von Braun auftrat, the Moon; Sendedatum: 28. Dezember Fernsehlegende Art Linkletter, Bob Cum- jeder für sich allein, und an denen sie 1955; Regie: Ward Kimball mings und Ronald Reagan, der spätere beratend tätig waren. US-Präsident. • Mars and Beyond, zusätzlich mit Die Show sahen ca. 90 Millionen Ame- DISNEYLAND TV-Shows; Moderator: Dr. Ernst Stuhlinger und E. C. Sli- rikaner, was einer Sehbeteiligung (nach Walt Disney pher; Sendedatum: 4. Dezember 1957; der Anzahl der damals vorhandenen Ap- Regie: Ward Kimball parate) von nahezu 100 % entsprach. • Heinz Haber und Wernher von Braun: Man in Space, zusätzlich mit Willy Eine weitere Featurette gab es mit na- Peter Völker Ley; Sendedatum: 9. März 1955; turwissenschaftlichem aber wenig astro- Regie: Ward Kimball nomischem Bezug: Eyes in Outer Space

Leserbrief zum Astronomischen Jahr 2009

Verehrte Sternfreundinnen und Sternfreunde, Eine weitere Idee nimmt langsam Formen an: ein gerade ein paar Stunden im Besitz des Heftes 1/2009 Planetenweg hier am Ort. Liegen bei den VdS-Mit- treibt es mich, Dank und Anerkennung zu sagen für gliedern diesbezüglich Erfahrungen vor, um Tipps zu die stets mit jedem Heft verbundene immense Ar- erhalten? beit. Mit besten Sternengrüßen Auch 1/2009 ist wieder ein fantastisches Journal ge- Heinz Loewa (3663) worden, und ich freue mich schon auf die demnächst erscheinenden Berichte und Fotos über erfolgreiche Red: Einige Mitglieder unserer Vereinigung haben ja Veranstaltungen jedweder Art im Rahmen des IYA. bereits Planetenwege eingerichtet. Wer kann Herrn Auch ich werde mich aktiv für das IYA einsetzen, wie Loewa einige Tipps geben? schon seit Jahrzehnten für unsere Astronomie - das Jahresprogramm für die öffentlichen Vorträge hier im GDA Wohnstift Neustadt lief hier an – und des weiteren werden in Zusammenarbeit mit dem hiesigen Jugendamt auch 2009 erneut Vorträge für Schü- ler/innen und Eltern gehalten – hinzu kommen, wie bisher, Sonnenschauen und Sternwanderungen.

Außerdem werden wir etliche Sternschauen für Mit- bewohner auf unserer Dachterrasse im 11. Stock ver- anstalten. Beiliegende Fotos werden sicher Eindrücke davon mitteilen. Also – das IYA wird für Astronomie und unsere VdS erfolgreich sein.

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Rückblick auf den 6. PaS – Praktischer astronomischer Samstag – Eine Fachtagung etabliert sich

von Christoph Lohuis

Zum sechsten Mal lud der Astronomische Verein der Grafschaft Bentheim e.V. zum Praktischen astronomischen Samstag (PaS) in die Sternwarte nach Neuenhaus. Bei herrlichem Herbstwetter fanden über 40 Gäste von Bremen bis zum Ruhrge- biet den Weg in die Grafschaft Bentheim. Auch in diesem Jahr standen der intensive Erfahrungsaustausch sowie die Freude am Hobby Astronomie im Mittelpunkt. Für das leibliche Wohl war selbstver- ständlich gesorgt und Besucher konnten sich den gesamten Tag über mit Kaffee, Tee, Kaltgetränken und Snacks vom Buf- fet versorgen.

Um 13 Uhr eröffnete Thorsten Lohuis den 6. PaS. Im ersten Vortrag nahm Frank Hauswald (Bad Bentheim) sich dem 1 Frank Hauswald dokumentierte in seinem Vortrag, dass die Berechnung der Thema „Astrometrie“ an und dokumen- Positionen von Asteroiden und Kometen nicht nur eine spannende und lohnende tierte den Weg einer Aufnahme von der Aufgabe ist, sondern auch ein von den Profis geschätzter Beitrag zur Asteroidenfor- Bildgewinnung über die Auswertung bis schung darstellt. zum Einreichen beim MPC. Der amateurastronomische Beitrag zur Asteroiden- forschung stand hierbei immer wieder im Fokus und stieß im Plenum auf gro- ßes Interesse. Albert van Duin (Beilen/ Niederlande) präsentierte in der Folge eindrucksvolle Bilder mit seinen modifi- zierten Canon 40D und Canon 350D an einem 8“-ASA-Astrograph. Die Resulta- te zeigten eindrucksvoll, welche Ergeb- nisse Amateurastronomen in der heutigen Zeit erreichen können. Alexander Stollenz (Wiesmoor) referierte über den anthropogenen Einfluss auf die Sicht- barkeitsbedingungen in der Astronomie. Basierend auf Lichtverschmutzungskar- ten zeigte der Referent nachdrücklich, wie sich die Entwicklung in den letzten 15 Jahren dramatisch verschlechtert hat. Darüber hinaus erfuhren die Zuhörer Interessantes über die Bildung und den Einfluss von Aerosolen auf die Licht- verschmutzung. Dr. Eberhard Bredner faszinierte die Zuhörer in bekannter Art 2 Eberhard Bredner ist wohl den meisten VdS-Mitgliedern bekannt. Er präsen- und Weise mit seinem Wissen und Beob- tierte in bekannter und unnachahmlicher Art und Weise seine Leidenschaft für die achtungserfahrungen zum Thema Stern- Bedeckungsveränderlichenbeobachtung.

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bedeckungen. Es sind diese praktischen Erfahrungen und die daraus resultieren- den Anregungen, die auf große Resonanz stießen. Mit musikalischer Untermalung, Videosequenzen, Anekdoten und einem einmaligen Vortragsstil dauerte es nur wenige Minuten, bis die Zuhörer im Bann der Bedeckungsbeobachtungen standen.

In der sich anschließenden Pause bot sich die Gelegenheit eines intensiven Austau- sches, insbesondere, weil viele Besucher wieder Ergebnisse mitgebracht und Mess- instrumente aufgebaut hatten. Darüber hinaus boten Mitglieder des Astronomi- schen Vereins der Grafschaft Bentheim e.V. eine Führung mit Erläuterungen zum Bau der neuen Beobachtungskuppel an. Auch die herbstliche Sonne lud zum Ver- weilen auf der Beobachtungsterrasse der Sternwarte Neuenhaus ein.

Den zweiten Teil des Vortragsprogramms eröffnete Thorsten Lohuis (Neuenhaus) mit der Präsentation zum Bau einer Sternwarte. Hierbei stellte der Referent 3 Neben Vorträgen bietet die Veranstaltung intensive Möglichkeiten zum Aus- die Konzeption, die Finanzierung sowie tausch von Erfahrungen. den Bau der Beobachtungskuppel der Sternwarte Neuenhaus vor, der besonders 4 Besucher und Referenten aus den Niederlanden sind regelmäßig Gast auf für andere amateurastronomische Verei- dem PaS. Hierzu gehört auch der ambitionierte Astrofotograf Albert van Duin. Er ne von Interesse war. Im anschließenden stellte beeindruckende Ergebnisse mit seiner modiﬁzierten Canon 40D und Canon 350D vor.

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Vortrag skizzierte Joachim Lindner (Neu- enkirchen) den Weg eines Astrofotogra- fen. Seine Ausführungen reichten von praktischen Erfahrungen der ersten Bil- der in der analogen Fotografie bis hin zu eindrucksvollen Ergebnissen im Bereich der digitalen Welt. Dieser Vortrag machte jedem angehenden Astrofotografen Mut. Albert van Duin (Beilen/ Niederlande) präsentierte einen Videobeitrag über die totale Sonnenfinsternis vom 1. August 2008 in Russland. Neben deren erfolgrei- chen Beobachtung gab es Szenenapplaus für seine Äußerung, dass er seine Frau bei der totalen Sonnenfinsternis 1982 in Mexiko kennen gelernt habe. Meine We- nigkeit (Christoph Lohuis - Neuenhaus) präsentierte eine erste Auswertung von 128 Befragungen zum Erkennen von Farben an flächigen, astronomischen Objekten am Beispiel des Orionnebels. 119 weitere Umfrageergebnisse liegen bereits vor. Das Ergebnis dokumentierte, dass auch M 42 Farben erkennen lässt, wobei sich der mit zehn Minuten veranschlagte Vortrag - bedingt durch eine lebhafte Diskussion - auf über 20 Minu- ten verlängerte. Die konkreten Ergebnis- se dieser Umfrage werden im Laufe des 5 Neben Vorträgen und dem Erfahrungsaustausch steht Geselligkeit im Vor- Jahres 2009 vorgestellt. Zum Abschluss dergrund. Hierzu organisieren Mitglieder des Astronomischen Vereins der Grafschaft der Veranstaltung gab Jürgen Morawietz Bentheim e.V. zu jeder Veranstaltung ein Buffet. einen Einblick in die Welt der Radioas- tronomie. Hierbei standen einerseits die Realisierung eines radioastronomischen Erfahrungsaustausch vor Ort. Auch das Projektes für eine Volkssternwarte auf sich anschließende Beisammensein in dem Programm sowie andererseits ein einem Restaurant wurde von vielen Be- interessanter Einblick in die Welt der suchern angenommen und so klang der Profiastronomie am Beispiel des LOFAR- Tag gemütlich aus. Mit dem 6. PaS hat Projektes. sich die Veranstaltung in der Amateur- Nach Abschluss des offiziellen Vortrags- astronomieszene etabliert und wird im programms gegen 18:45 Uhr verweil- kommenden Jahr im April in die siebte ten die Besucher noch einige Zeit zum Runde gehen.

von Peter Völker

Viele Amateurastronomen sind auch und zweitens Briefmarken und Quellen sammensetzung der Titelseite 89, der Arti- Briefmarkensammler. Ich habe den Bei- älteren Datums angeführt werden, die kel stand auf den Seiten 91, 92 und 93. trag von Dr. Werner Sandner ausgewählt, jüngeren Sammlern weiterhelfen. Noch eine Anmerkung: Die Seitenzahlen weil darin erstens eine praktische Eintei- Werner Sandner (1905 – 1995) war ein wurden damals jährlich durchnumeriert, lung in „Sternkundliches auf Briefmar- berühmter Planetenbeobachter, der sich der Jahrgang 7 des VdS-Nachrichten- ken“ allgemein und „rein astronomische insbesondere dem Mars gewidmet hatte. blattes (1958) hatte einen Gesamtumfang Motive“ im Besonderen gegeben wird Das hier abgebildete Faksimile ist eine Zu- von 96 Seiten.

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Vom Aussterben bedroht: der Homo Sapiens Astronomicus – eine kleine Denkschrift von Susanne M. Hoffmann

Dereinst, vor langer Zeit (einige Dekaden) ren, denn veröffentlichen heißt bewahren macht und die Daten dann der Forschung gab es in unserer arbeitsteilig organisier- (Sicht der Geschichtsschreibung) – und zur Auswertung zur Verfügung stellen ten Gesellschaft eine fleißig arbeitende auch noch zu publizieren anfangen, dann kann! Das ist wirklich eine gegenseitige Bevölkerung und einige Wissenschaftler- findet der Homo Sapiens Astronomicus Bereicherung! Innen, die sich damit beschäftigten, nach auch als Geisteswissenschaftler bald keine Und natürlich ist es auch schön, wenn man dem Sinn des Lebens, der Existenz Got- Nahrung mehr und stirbt endgültig aus: sein eigenes Teleskop auch selbst baut: tes und den Geheimnissen des Himmels Wir finden ihn dann neben den ausge- John Dobson hat ja seine Gerät-Neuerung zu suchen – unter ihnen die große und stopften Mammuts im Museum und kön- auch aus der Not heraus erfunden, weil faszinierende Wissenschaftsdisziplin der nen wieder einen ehrenamtlich arbeiten- er als Mönch ein Armutsgelübte abgelegt Astronomie. den Amateur als Leiter einer interessierten hatte und sich kein solches Gerät kaufen Heute gibt es viele Menschen, die bequem Touristengruppe über ihn reden hören. konnte: Wir alle haben diese Innovati- und mit recht wenig Arbeitszeit ihren Le- on schnell lieben gelernt. Der Erfolg des bensunterhalt verdienen und sich daher Botschaft: Ich bitte Euch herzlich, mal Konzepts, das aus Teilen vom Schrottplatz in ihrer üppigen Freizeit mit vielem ande- darüber nachzudenken, wo die Sozialver- gebaut wurde, ist offensichtlich! Trotzdem ren beschäftigen, z.B. mit Wissenschaften träglichkeit Grenzen des ehrenamtlichen muss sich der Hobby-Selbstbau auf den (alles von Archäologie über Zoologie bis Tuns setzen sollte. privaten Bereich beschränken – so wie Astronomie). man auch höchstens die eigenen Wän- Als Hobbyforschende machen sie ehren- Gegen Hobby-Astronomie? de, aber nicht fremder Leute Wohnungen amtlich ähnliche Arbeiten wie (früher) Mitnichten! Es liegt mir ferner als die tapeziert, ohne Geld dafür zu verlangen. WissenschaftlerInnen. Weil ihnen aber 3K-Hintergrundstrahlung, jemandem die Gute Arbeit muss eben auch entlohnt Ruhm und Ehre als Lohn hinreichen, sind Hobby-Astronomie ausreden zu wollen. werden, wenn man sie für andere macht. sie sozusagen kostenlose Arbeitskräfte Im Gegenteil, ich finde es toll, dass meine und verdrängen daher den Homo Sapi- Wissenschaft so viele AnhängerInnen fin- Das allerwichtigste bei allem hobbyastro- ens Astronomicus aus seinem natürlichen det! Es ist mir eine große Freude, dass so nomischen Tun ist doch aber der Spaß an Lebensraum: Zuerst werden die öffentli- viele heimische Sternguckende Beiträge der Sache, weil man die Arbeit in erster chen Angestellten als Mitarbeitende öf- zur Forschung leisten können und so auch Linie für sich selbst macht. Wenn es an- fentlicher Sternwarten, Technik-Museen jungen Menschen (z.B. Jugendlichen) ein deren nützt, umso besser, aber das kann und Planetarien durch gratis arbeitende früher Einstieg in wissenschaftliches Ar- und darf nicht das Ziel sein. Ich denke, Amateure ersetzt. Nach dem Motto „alle beiten ermöglicht werden kann: die Grenze ist vielleicht so ansiedelbar: Menschen können reden“, stellt man Ich finde es echt super, wenn Sonnen- Sobald es Auftragsarbeit wird – also man amateurastronomische Ruheständler auch flecken-Zählende, Seti-at-home-Freaks, sich nach der Forschung oder Öffentlich- vors öffentliche Publikum, lässt sie Kurse Sternbedeckung-Gucker oder Planeto- keit oder anderswo hin richtet – weiß man geben, Vorträge halten... So fühlen sich idenlichtkurven-Messende ihren Frei- wohl, dass man für ein Ehrenamt zu weit diese Menschen (zu Recht!) gebauchpin- zeitspaß in die Forschung einbringen und geht. Dies bitte ich uns alle, die wir uns selt und gebraucht und machen diese wenn Nachtaktive nicht prügelnd und in der VdS und sonstigen Vereinen eh- „Jobs“ gerne. raubend um Häuser ziehen, sondern Ko- renamtlich engagieren und organisieren, Schritt zwei: Dann übernehmen gratis- meten entdecken und so weiter! stets mitzubedenken. arbeitende Amateure Zuarbeiten für Forschungseinrichtungen in Form von Doch: Zwei Seelen wohnen, ach, in Beobachtungen oder Berechnungen per meiner Brust... Computer. So verdrängen sie den Homo Selbstverständlich ist es schön, wenn Sapiens Astronomicus mittelfristig auch man etwas privat zum persönlichen Spaß aus den technischen Naturwissenschaften (Ansätze sind ja schon da, wenn z.B. ein großes deutsches Forschungszentrum seine Beobachtungskampagnen von „Mitar- beitern“ durchführen lässt, die unterzeich- nen müssen, dass sie kein Geld für diese Arbeit nehmen). Wenn nun diese Liebhaberastronomen ihr Mitteilungsbedürfnis nicht bremsen kön- nen – klar, jeder Forscher muss publizie-

VdS-Journal Nr. 30 DREIECK

ANDROMEDA JAGDHUNDE GROSSER BÄR DRACHE KEPHEUS

EIDECHSE Deneb BOOTES HAAR DER HERKULES BERENIKE Wega NÖRDL. SCHWAN KRONE

Gemma Arktur LEIER FÜCHSCHEN Albireo FISCHE PEGASUS

PFEIL DELFIN SCHLANGE (KOPF) FÜLLEN Atair ADLER JUNGFRAU SCHLANGE (SCHWANZ) SCHLANGEN- WASSERMANN TRÄGER

Jupiter SCHILD WAAGE STEINBOCK

SÜDOST SKORPION Antares Sternkarte exakt gültig für 15. Juli SCHÜTZE 1 Uhr MESZ SÜDWEST

SÜD Mondphasen im Juli

Vollmond Letztes Viertel Neumond Erstes Viertel 7.7. 15.7. 22.7. 28.7.

Planeten im Juli Ereignisse im Juli bild Schütze, S-Himmel 15. 23:15 Letztes Viertel Merkur steht am 14.7. in oberer Kon- 01. Mond-Libration maximal 16. Mond-Libration maximal junktion mit der Sonne und bleibt den 9,7° im Mond-NO 10,0° im Mond-SW ganzen Monat nachts unsichtbar. 02. 00:30 Kleinplanet 7-Iris (8,8 mag) 18. 01:50 Plejadenbedeckung durch 31’ N off. Haufen NGC6716 den Mond, beobachtbar bis Venus ist weiterhin Morgenstern. Ihr (7,5 mag), Sternbild Schütze, ca. 2:50, ONO-Himmel, Dämmerung Durchmesser wird zunehmend kleiner. S-Himmel 04. 00:30 Mond 5,2° W α Sco (Antares, 18. 02:00 Mond 6,3° NW Mars (1,1 mag), Mars zwischen Mars wird besser am Morgenhimmel 1,1 mag), SW-Himmel 04. 03h Erde im Aphel, Winkel- Plejaden und Hyaden, ONO- sichtbar. Er ist aber nur 5’’ groß. durchmesser der Sonne 31’ 28’’ Himmel, Dämmerung 06. 24:00 Kleinplanet 7-Iris (8,8 mag) 19. 03:00 Mond 5,0° N Venus (-4,0 mag), Jupiter befindet sich im Steinbock und 60’ N 29 Sgr (5,2 mag), ONO-Himmel, Dämmerung ist fast die ganze Nacht zu sehen. In der S-Himmel 21. 21h Mond erdnah, Winkeldurch- Nähe von Jupiter hält sich Neptun auf. 07. 10:21 Vollmond messer 33’ 20’’ 07. 23h Mond erdfern, Winkeldurch- 22. 03:35 Neumond Saturn beendet gegen Monatsende seine messer 29’ 31’’ Totale Sonnenfinsternis, Sichtbarkeit für diese Saison. 09. 23:00 Jupiter (-2,7 mag) 33,8’ S sichtbar in Indien, China, Neptun (7,8 mag), Sternbild Ozeanien, beste Wetteraus Uranus ist in der zweiten Nachthälfte in Steinbock sichten in Ost-China und der Fischen zu finden. 10. 22:30 Mond 2,5° N Jupiter (-2,7 Ozeanien, in D unbeobachtbar mag) 28. Mond-Libration maximal Neptun hält sich nahe bei Jupiter auf 11. 01:30 Mond 3,4° NO Jupiter (-2,7 10,1° im Mond-NO 28. Meteorstrom-Maximum und ist fast die ganze Nacht zu sehen. mag), S-Himmel, Dämmerung 12. 00:20 Komet 22P/Kopff (9,8 mag) Südl. Delta-Aquariden, 1,7° S l Aqr (3,7 mag), 20 Meteore/Std., beobachten SO-Himmel 23:00-2:00 14. 01:00 Kleinplanet 7-Iris (8,9 mag) 28. 23:00 Erstes Viertel 35’ N Kugelsternhafen 31. 22:30 Mond 2,5° O α Sco (Antares, Palomar8 (11,1 mag), Stern- 1,1 mag), S-Himmel

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Journal Nr. 30 DRACHE Algol BOOTES KEPHEUS PERSEUS KASSIOPEIA

ANDROMEDA HERKULES

DREIECK NÖRDL. KRONE Deneb Wega Gemma

EIDECHSE

WIDDER SCHWAN

LEIER

Albireo FÜCHSCHEN SCHLANGE PEGASUS (KOPF) FISCHE PFEIL DELFIN Atair ADLER WALFISCH FÜLLEN SCHLANGEN- SCHLANGE TRÄGER (SCHWANZ)

WASSERMANN SCHILD Jupiter

SÜDOST STEINBOCK Fomalhaut SÜDL. FISCH Sternkarte exakt gültig für 15. August SCHÜTZE 1 Uhr MESZ SÜDWEST

SÜD Mondphasen im August Mondphasen im September

Vollmond (Finsternis) Letztes Viertel Neumond Erstes Viertel Vollmond Letztes Viertel Neumond Erstes Viertel 6.8. 13.8. 20.8. 27.8. 4.9. 12.9. 18.9. 26.9.

17. Neptun in Opposition zur Planeten im August Ereignisse im August Sonne, Hell. 7,8 mag, Durchm. 2,35’’, Sternbild Merkur erreicht Ende August zwar 03. 23:54 Jupiter (-2,8 mag) bedeckt Steinbock einen großen östlichen Abstand zur Stern 45 Cap (6,0 mag), 18. 03:13 Mond 6,5° S b Gem (Pollux, Austritt ca. 0:52, Sternbild 1,2 mag), NO-Himmel Sonne, ist aber dennoch nicht zu sehen. Steinbock, S-Himmel 18. 04:00 Mond 4,0° O Venus (-3,9 04. 02h Mond erdfern, Winkeldurch- mag), ONO-Himmel, Venus ist Morgenstern; zu Monats- messer 29’ 28’’ Dämmerung beginn nördlichste Deklination. 06. 01:55 Vollmond 19. 06h Mond erdnah, Winkeldurch- 00:01 - 03:18 Halbschatten-Mond- messer 33’ 25’’ ﬁnsternis, Größe -0,661, 20. 11:02 Neumond Mars geht immer früher auf, gut eine komplett beobachtbar 23. 24:00 Komet 22P/Kopff (10,4 mag) Stunde nach Mitternacht (MESZ). 06. 21:30 Mond 2,1° N Jupiter (-2,8 mag), 12’ SO τ2 Aqr (4,0 mag), S- SO-Himmel, Dämmerung Himmel 09. Beginn Minimum von Epsilon 24. 04:38 Kleinplanet 3-Juno (8,4 mag) Jupiter erreicht am 14.8. seine Oppo- Aurigae (3 mag); sinkt lang- bedeckt Stern GSC21080 sition und ist daher ideal zu sehen. sam auf 4.7 mag bis (10,4 mag), beobachtbar in 21.12.2009 NO-Amerika und Karibik 11. 02:00 Komet 22P/Kopff (10,1 mag) 25. Mond-Libration maximal 9,9° Saturns Ring verschwindet im August; 50’ SO 74 Aqr (5,8 mag), S- im Mond-NO leider steht Saturn am Taghimmel. Himmel 27. 02:00 Komet 22P/Kopff (10,5 mag) 12. Mond-Libration maximal 9,5° 9’ SO τ1 Aqr (5,7 mag), S- Uranus ist jetzt fast die ganze Nacht in im Mond-SW Himmel 12. Meteorstrom-Maximum Per- 27. 21:15 Mond 1,3° W α Sco (Antares, den Fischen zu sehen. seiden, 100 Meteore/Std., 1,1 mag), SW-Himmel ganze Nacht 29. 03:30 Mars (0,9 mag) 40’ S Stern- Neptun überquert am 17.8. seinen 13. 19:55 Letztes Viertel haufen M35 (5,1 mag), Stern- 14. Jupiter in Opposition zur bild Zwillinge, O-Himmel Oppositionspunkt. Der August ist ideal Sonne, Hell. -2,8 mag, 31. 03:30 Mars (0,9 mag) 1,1° N η Gem zur Beobachtung. Durchm. 48,95’’, Sternbild (3,3 mag), O-Himmel Steinbock 27. 12:42 Erstes Viertel 16. 02:39 Mond 2,4° N Mars (1,0 mag), 31. 12h Mond erdfern, Winkeldurch- O-Himmel messer 29’ 08’’

VdS-Journal Nr. 30 KEPHEUS FUHRMANN KASSIOPEIA

Wega HERKULES Algol Deneb SCHWAN PERSEUS

ANDROMEDA EIDECHSE LEIER

DREIECK Plejaden Aldebaran Albireo

STIER WIDDER FÜCHSCHEN SCHLANGEN- PFEIL TRÄGER

PEGASUS DELFIN FISCHE Atair ADLER

FÜLLEN

WALFISCH

WASSERMANN SCHILD ERIDANUS Jupiter

SÜDOST STEINBOCK SÜDL. FISCH Sternkarte exakt Fomalhaut gültig für 15. September BILDHAUER 1 Uhr MESZ SÜDWEST

SÜD Mondphasen im August Mondphasen im September

Vollmond (Finsternis) Letztes Viertel Neumond Erstes Viertel Vollmond Letztes Viertel Neumond Erstes Viertel 6.8. 13.8. 20.8. 27.8. 4.9. 12.9. 18.9. 26.9.

Sternbild Krebs, O-Himmel Planeten im September Ereignisse im September 16. 04:05 Mond 6,8° W Venus (-3,9 mag), O-Himmel 16. 09h Mond erdnah, Winkeldurch- Merkur wird Ende Sept./Anfang Okt. 02. 19:37 Mond 1,8° N Jupiter messer 33’ 16’’ das einzige Mal in 2009 morgens zu (-2,8 mag) 16. 04:45 Mond 6,5° W Venus (-3,9 mag) 02. 21:00 Mond 1,9° N Jupiter (-2,8 mag), sehen sein. 17. Uranus in Opposition zur SO-Himmel Sonne, Hell. 5,7 mag, 03. 03:40 Mars (0,9 mag) 1,1° N µ Gem Durchm. 3,69’’, Sternbild Venus wird immer kleiner und auch (2,9 mag), O-Himmel Fische schwächer; noch morgens zu sehen. 03./04. Saturn Ringkantenstellung, 17. 20:20 Kleinplanet 3-Juno (7,7 mag) nur am Taghimmel beobachtbar 7,3’ S 29 Psc (5,1 mag), 04. 17:03 Vollmond O-Himmel Mars geht kurz nach Mitternacht auf 09. Mond-Libration maximal 8,5° 18. 19:44 Neumond und er wird heller. Er steht bei Kastor im Mond-SW 19. 03:20 Kleinplanet 4-Vesta (8,4 mag) 10. 21:30 Mond 2,0° O Plejaden, und Pollux in den Zwillingen. 42’ N δ Cnc (3,9 mag), O-Himmel O-Himmel 11. 04:00 Kleinplanet 4-Vesta (8,4 mag) 20. 21:00 Kleinplanet 3-Juno (7,6 mag) Jupiter ist das hellste Gestirn. Kurz nach 60’ S η Cnc (5,3 mag), 24’ SO 27 Psc (4,9 mag), SO-Himmel der Opposition ist der Riesenplanet noch O-Himmel 22. Mond-Libration maximal 9,1° 12. 03:16 Letztes Viertel sehr gut zu beobachten. im Mond-NO 13. 04:00 Kleinplanet 4-Vesta (8,4 mag) 22. 22:18 Sonne im Herbstpunkt 17’ S 35 Cnc (6,6 mag), 25. 04:20 Mars (0,8 mag) 58’ N δ Gem Saturns Ring nimmt am 4.9. seine O-Himmel (3,5 mag), O-Himmel Kantenstellung ein; am Taghimmel. 13. 04:00 Mond 6,8° W Mars (0,9 mag), 26. 05:50 Erstes Viertel O-Himmel 28. 02:02 Kleinplanet 18-Melpomene 13. 22:22 Delta Cephei im Helligkeits- (8,0 mag) 4,5’’ O Stern Uranus steht am 17.9. in Opposition: maximum, ca. 3,5 mag GSC46872256 (10,6 mag), ideale Beobachtungsbedingungen. 13. 22:36 Eta Aquilae im Helligkeits- Bedeckung in Gabun, Kamerun, maximum, ca. 3,5 mag Tschad, Ägypten, Naher 14. 04:00 Mond 6,6° O Mars (0,9 mag), Neptun zieht im Steinbock seine Bahn. Osten, Kasachstan, Russland, O-Himmel Sternbild Walﬁsch, S-Himmel 14. bis 17.: Kleinplanet 4-Vesta 28. 05h Mond erdfern, Winkeldurch- (8,4 mag) zieht durch den S- messer 29’ 12’’ Teil des off. Haufens Praesepe 29. 23:28 Mond 2,0° N Jupiter M44 (3,1 mag), (-2,6 mag), SW-Himmel

VdS-Journal Nr. 30 108 Himmelsvorschau

M wie Messier

von Torsten Güths

Der französische Astronom Charles Mes- sier lebte in den Jahren 1730 bis 1817. Die nächsten Objekte in dieser Rubrik: Er stellte ab 1758 die wohl heute noch bekannteste Auflistung von nicht stellar VdS-J Ausgabe Benötigte Objekte Einsendeschluss erscheinenden Himmelsobjekten zusam- 32 1/2010 M 83 Hya, M 87 Vir, M 102 Dra Anfang Juli 2009 men. Sein Katalog diente ihm als echte 33 2/2010 M 20 Sgr, M 21 Sgr, M 22 Sgr Anfang Oktober 2009 Arbeitsunterlage, um bei der Suche nach 34 3/2010 M 29 Cyg, M 56 Lyr, M 75 Sgr Anfang Januar 2010 Kometen nicht irrtümlich einen der fixen Nebel mit einem neuen Komet zu ver- 35 4/2010 M 98 Com, M 104 Vir, M 107 Oph Anfang April 2010 wechseln. Nicht alle Objekte hat er selbst 36 1/2011 M 48 Hya, M 49 Vir, M 52 Cas Anfang Juni 2010 entdeckt, er übernahm sie auch von Kol- legen. Bitte senden Sie Ihre Beobachtungen ein! Die heutige Messierliste umfasst 110 Ob- jekte, von denen einige bereits dem un- bewaffneten Auge zugänglich sind. Mit vorliegenden 27. Folge unserer „M-Serie“ ten Vergrößerungen. Eine Dateiform wie einem guten Fernglas wird immerhin sind Berichte von Gerd Kohler, Dirk Microsoft Word (doc, txt, wpd) wäre gut. schon mindestens die Hälfte sichtbar. So- Panczyk und Gerhard Scheerle enthal- Der Verfasser behält sich Textanpassun- mit eignen sie sich besonders für Astro- ten, sowie Aufnahmen Dieter Willasch gen vor. nomieeinsteiger und Anwender kleinerer und dem Verfasser abgebildet. Vielen Nur noch von den folgenden Objekten Fernrohre, für die einige Messierobjekte Dank den Zusendern! fehlt fotografisches Bildmaterial: bereits eine Fülle von Details aufweisen Die nächsten Objekte in dieser Rubrik M 18, M 19, M 21, M 22, M 26, M 28, können. finden Sie in der Tabelle oben. M 48, M 49, M 52, M 54, M 55, M 59, Die Daten und historischen Objektbe- M 68, M 69, M 70, M 75, M 83, M 85, schreibungen wurden aus Burnhams Bitte schicken Sie Ihre visuellen Beob- M 87, M 89, M 102, M 104. „Burnhams Celestial Handbook“, Kepple/ achtungseindrücke zu diesen Objekten Sanners „Nightsky Observing Guide“ und direkt an den Verfasser dieser Rubrik, Torsten Güths dem Internet (Paris Observatorium http:// Stichwort „Messierobjekte“. Vergessen Sie In den Nußgärten 31 www.obspm.fr/) entnommen. bitte nicht, die Beobachtungsumstände 61231 Bad Nauheim Im VdS-Journal wollen wir Sie mit dieser anzugeben: zumindest die Grenzgröße [email protected] Rubrik anregen, Ihre eigenen Objektbe- mit bloßem Auge, die Öffnung Ihrer beschreibungen einzureichen! In der Ihnen nutzten Instrumente und die eingesetz-

M 23, Schütze (Sagittarius)

Objekttyp: Offener Sternhaufen Entfernung: 2100 Lichtjahre Reale Ausdehnung: 16 Lichtjahre Scheinbare Helligkeit: 5,5 mag Winkelausdehnung: 27‘ Koordinaten: RA: 17h57m Dekl. 19°01‘

1 Aufnahme von Dieter Willasch durch ein Meade 10“ LX200GPS mit Reducer (615 mm, f/2,4) mit einer Webcam der Marke Philips ToUcam PCVC840K. Belichtung: 1/25 s, Gain: 100% aus einem Stack von 450 aus 500 Bildern, Belichtungszeit effektiv 18 s. Sterne der 13. Größe sind gut erkennbar.

VdS-Journal Nr. 30 Himmelsvorschau 109

Historisches 11 cm Öffnung: 40 cm Öffnung: M 23 wurde von Charles Messier im Juni Ein großer und sternenreicher Haufen. Ein sehr schöner Sternhaufen! Gar 170 1764 entdeckt. Hier muss man von offi- In einem Feld von 34‘ Durchmesser sind Einzelsterne von 8,4 bis 14,0 mag stehen ziellen Aufzeichnungen ausgehen. Da er 108 Einzelsterne 8,0 bis 12,0 mag zu in einem 26‘ großen Feld. Ein Einzelstern hell genug ist, um mit dem bloßen Auge zählen. Ein Einzelstern ist 8,0 mag hell, ist 8,4 mag hell, die übrigen sind 9,0 mag sichtbar zu sein, wurde er vermutlich be- die übrigen sind 9,2 mag und schwächer. und schwächer. Der Sternhaufen ist voll reits schon vorher als Struktur gesehen. Der Sternhaufen ist voll aufgelöst und aufgelöst und erscheint ohne diffusen erscheint ohne diffusen Hintergrund. (G. Hintergrund. Sehr viele Einzelsterne 9,0 Objektbeschreibungen unter guten Scheerle) bis 10,4 mag bilden in der Mitte ein gro- Bedingungen (Grenzgröße ungefähr ßes, gleichmäßig dicht besetztes Gebiet. 6 mag) 20 cm Öffnung: (G. Scheerle) Auge: Bei 57x erscheint er hell, sternreich und Wahrscheinlich bei sehr günstigen Beob- aufgelöst mit einer etwas ovalen Form. Fotografie: achtungsbedingungen erkennbar. (G. Die Sterne sind überwiegend gleichmä- Mit der analogen Fotografie können wir Scheerle) ßig hell, mit einigen schwächeren Ex- bereits ab 135 mm Brennweite M 23 als emplaren. Einige sternleere Gebiete. (G. Sternhaufen erkennen. Interessant wer- Sucher 8x50: Kohler) den die Aufnahmen ab 500 mm, wenn Bereits im Sucher zeigt sich dieser auf- dieses Objekt in seiner ganzen Pracht ab- fällige Sternhaufen in Einzelsterne auf- 25 cm Öffnung: gelichtet werden kann. Die Belichtungs- gelöst. Er liegt direkt neben einem sehr Es zeigt sich ein sehr großer Sternhaufen, zeiten können kurz sein: Fünf Minuten hellen Stern. (D. Panczyk) bei dem die Sterne locker auf ein etwa reichen aus. Für DSLR-Kameras erhält dreieckförmiges Gebiet verteilt sind. Die man ähnliche Resultate bei kürzeren Fernglas 8x56: Sterne sind zum größten Teil etwa gleich Brennweiten von 100 bis 400 mm bei 30 s Ein heller, runder Nebelfleck von 5,4 mag, hell und in auffälligen Ketten und Bögen bis drei Minuten Belichtungszeit. 24‘ Ausdehnung, mit acht schwachen angeordnet. Er ist sehr sternreich: ca. 70- Sternchen von 8,8 bis 9,6 mag. Bei ei- 100 Sterne (geschätzt). Ein sehr schönes nem Himmelsspaziergang bequem selbst Objekt. (D. Panczyk) zu entdecken. (G. Scheerle)

M 24, Schütze (Sagittarius)

Objekttyp: Sternenwolke in der Milchstraße Entfernung: 12.000 bis 16.000 Lichtjahre Reale Ausdehnung: 310 bis 420 Licht- jahre in der Längs- achse Scheinbare Helligkeit: – Winkelausdehnung: 95’ x 35‘ Koordinaten: RA: 18h16m Dekl. -18°50‘

2 Olympus OM10 mit Danubia 400 mm f/6 auf Kodak Gold 400. Belichtungszeit 30 Minuten, La Palma 2001. (Torsten Güths)

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Journal Nr. 30 110 Himmelsvorschau

Historisches Fernglas 15x80: ße von 120‘ x 60‘ ist sie nicht mehr zu Diese mit bloßem Auge wahrnehmbare Recht groß. Passt so eben ins Gesichts- überblicken, sondern nur noch durch Sternenwolke sollte als Erscheinung in feld. Sehr viele Sterne sind zu sehen. Bei Schwenken abzufahren. Insgesamt sind der Milchstraße seit Menschengedenken indirektem Sehen auch sehr viele schwä- vielleicht 1800 Sterne 6,4 bis 14,0 mag bekannt sein. Trotzdem ist keine Erwäh- chere Sterne sichtbar. Die Wolke fällt zu sehen (darunter einige helle, aber nung in Aufzeichnungen bekannt. Mes- besonders bei Gesichtsfeldschwenks auf. sehr viele mittlere und schwache Sterne). sier erwähnte dieses Objekt als Sternen- Auch die Wolkenkante ist, vor allem in- [Zählungen in drei sternreichen 20‘-Fel- haufen und nahm ihn im Jahr 1764 in direkt, gut zu sehen. (D. Panczyk) dern ergeben 160, 120 und 200 Sterne, seine Liste auf. Eine Verwechslung mit das ergibt hochgerechnet 1800 Sterne]. einem anderen Objekt erscheint ausge- 11 cm Öffnung: Die Gesamthelligkeit beträgt schätzungs- schlossen, da er seine Ausdehnung mit M 24 ist ein riesiger Sternhaufen! In weise 4,0 mag. Durch die gegenüber den eineinhalb Grad bezifferte. einem ovalen Feld 1,4° x 0,9° sind 138 kleineren Instrumenten wiederum größe- Einzelsterne 6,2 bis 11,0 mag zu zählen re Ausdehnung zeichnet sich abermals Objektbeschreibungen unter guten (davon 12 hellere Sterne 6,2 bis 8,0 mag, ab, dass der Sternhaufen gegenüber der Bedingungen (Grenzgröße ungefähr darunter ein Doppelstern). Ein diffu- Sternwolke nicht genau abzugrenzen 6 mag) ser Hintergrund ist nicht zu sehen. Die ist und dass der Sternhaufen-Effekt mit Gesamthelligkeit beträgt 4,2 mag. Die dem Fernglas möglicherweise nur eine Auge: gegenüber dem Fernglas 8x56 größere zufällige Anordnung der hellsten Sterne Bei günstigen Beobachtungsbedingun- Ausdehnung zeigt, dass der Sternhau- der Milchstraßenwolke wiedergibt. Der gen ist die Milchstraßenwolke als kleines fen gegenüber der Sternwolke nicht ge- kleine Sternhaufen NGC 6603 steht im Wölkchen gut sichtbar bis sehr auffällig. nau abzugrenzen ist. Es deutet sich an, östlichen Randbereich von M 24 und ist (G. Scheerle) dass der Sternhaufen-Effekt mit dem als 4‘ großer Sternhaufen mit 43 Einzel- Fernglas möglicherweise nur eine zufäl- sternen 12,0 bis 14,4 mag zu sehen (ein Fernglas 8x56: lige Anordnung der hellsten Sterne der Einzelstern 12,0 mag am Westrand, üb- M 24 ist ein großer ovaler Sternhaufen, Milchstraßenwolke wiedergibt. Der klei- rige Einzelsterne ab 12,8 mag). Er zeigt eingebettet in eine Sternwolke der Milch- ne Sternhaufen NGC 6603 steht im öst- einen flockig-diffusen Hintergrund. (G. straße. Die sehr auffällige und sehr im- lichen Randbereich von M 24 und ist als Scheerle) posante Sternwolke mit etwa 40 Einzel- 4‘ große, 10,6 mag helle, runde diffuse sternen ist deutlich größer als der innen Nebelfläche zu sehen, aus der gerade mal Fotografie: liegende Sternhaufen. Der Sternhaufen ein schwaches Sternchen 12,2 mag her- Mit der analogen Fotografie können wir selbst hat eine Gesamthelligkeit von 4,2 vorlugt. (G. Scheerle) schon ab 28 mm Brennweite M 24 als mag und zeigt 22 Einzelsterne 6,2 bis 9,4 auffällige Wolke erkennen, wenn keine mag in einem ovalen Feld 1,0° x 0,6°. Bei 20 cm Öffnung: größere Stadt den Himmel zu sehr auf- sehr klarem Himmel hebt sich der Stern- Bei 25x kann ich viele Sterne sehen. hellt! Interessant werden die Aufnahmen haufen nicht besonders von der Stern- Wenn ich das Teleskop bewege, erkenne ab 135 bis 500 mm, die diese Sternwolke wolke ab und geht darin unter. Bei un- ich, wie die Wolke vom Hintergrund ab- dann gut aufgelöst wiedergeben. Die Be- günstigeren Beobachtungsbedingungen gesetzt ist. Sie besitzt eine ovale Form. lichtungszeit geht von fünf bis 20 Minu- jedoch, wie z.B. Mondschein, ist nur der (G. Kohler) ten je nach Blende und Horizontdurch- große ovale Sternhaufen zu sehen, und sicht. Für DSLR-Kameras erhält man die Milchstraßenwolke bleibt unsichtbar 40 cm Öffnung: ähnliche Resultate bei kürzeren Brenn- – dann ist der Sternhaufen-Effekt am M 24 zeigt sich als eine riesige und sehr weiten von 18 bis 400 mm bei 30 s bis besten erkennbar. (G. Scheerle) sternreiche Sternwolke. Wegen der Grö- fünf Minuten Belichtungszeit.

VdS-Journal Nr. 30 Himmelsvorschau 111

M 25, Schütze (Sagittarius)

Objekttyp: Offener Sternhaufen Entfernung: 3000 Lichtjahre Reale Ausdehnung: 26 Lichtjahre Scheinbare Helligkeit: 4,6 mag Winkelausdehnung: 32‘ Koordinaten: RA: 18h31m Dekl. -19°15‘

Historisches M 25 wurde von de Cheseaux im Jahr 1746 entdeckt. Charles Messier beobachtete ihn wieder im Jahr 1764. Hier muss man von ofﬁziellen Aufzeichnungen ausgehen. Da er mit dem bloßen Auge sichtbar ist, wurde er vermutlich bereits schon vorher als Struktur gesehen.

Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)

Auge: Möglicherweise bei sehr günstigen Beob- achtungsbedingungen erkennbar, allerdings in einer hellen Milchstraßenwolke stehend. (G. Scheerle)

Sucher 8x50: Im Sucher bereits aufgelöst und sehr 3 Olympus OM10 mit Beroﬂex 135 mm f/2,8 auf Kodak Gold 400. Belichtungs- deutlich sichtbar. (D. Panzcyk) zeit zehn Minuten, La Palma 2001. (Torsten Güths)

Fernglas 8x56: Sternhaufen ist voll aufgelöst und er- sternreich: ca. 70-80 Sterne locker ge- Ein auffälliger Sternhaufen mit der Ge- scheint ohne diffusen Hintergrund. Die streut. Im Zentrum befindet sich ein auf- samthelligkeit von 4,4 mag. In einem Gesamthelligkeit beträgt 5,0 mag. Bei fallend heller Stern, neben dem sich ein Feld von 30‘ stehen zwölf Einzelsterne einer anderen Beobachtung zähle ich auffälliger, nahezu geschlossener Ring von 6,2 bis 9,2 mag. Der Sternhaufen ist 72 Einzelsterne 7,2 bis 12,0 mag in ei- schwächerer Sterne befindet. Die übrigen nur teilweise aufgelöst, in der Mitte zeigt nem Feld von nur 24‘ Durchmesser. Der Sterne bilden auffällige Muster, wie z.B. sich ein diffuser Hintergrund. Bei einer Sternhaufen ist also nach außen schwer Sternketten. Eindrucksvolles Objekt. (D. anderen Beobachtung sind ebenfalls abgrenzbar. [Auch bei diesen zwei Beob- Panzcyk) zwölf Einzelsterne zu sehen, jedoch 7,4 achtungen deutet sich die Veränderlich- bis 9,2 mag. [Bei der Zusammenstellung keit des hellsten Sternes U Sgr an]. (G. 40 cm Öffnung: dieses Textes habe ich den Veränderli- Scheerle) Ein herrlicher Sternhaufen. In einem 28‘ chen U Sgr in meinen Beobachtungen großen Feld stehen 128 Einzelsterne von entdeckt: die unterschiedliche Hellig- 20 cm Öffnung: 6,8 bis 13,8 mag, die zur Mitte hin deut- keitsschätzung des hellsten Sternes von Bei 57x erscheint er groß und unregel- lich konzentriert stehen. Der Sternhaufen M 25 zeigt deutlich die Veränderlichkeit mäßig, in verschieden helle und viele ist voll aufgelöst und erscheint ohne dif- dieses Cepheiden!]. (G. Scheerle) bläuliche Sterne komplett aufgelöst. Eine fusen Hintergrund. Die Gesamthelligkeit leichte Konzentration zum Zentrum hin. beträgt 4,6 mag. (G. Scheerle) 11 cm Öffnung: (G. Kohler) Ein wunderschöner Sternhaufen! In ei- Fotografie: nem Feld von 45‘ sind 86 Einzelsterne 25 cm Öffnung: M 25 ist ein Objekt für kurze Brennweiten 6,6 bis 11,6 mag zu zählen (davon sechs Es zeigt sich ein sehr großer und auffäl- ab 135 mm und kurzen Belichtungszei- helle Einzelsterne 6,6 bis 8,2 mag). Al- liger Sternhaufen mit hellen Sternen, der ten von ein bis fünf Minuten analog und lein im 6‘ großen Zentralbereich stehen sich deutlich vom Hintergrund abhebt. 30 s bis zwei Minuten für DSLR-Kameras 26 Einzelsterne dicht beieinander. Der Die Gesamtform ist in etwa oval. Er ist ab 100 mm Brennweite.

VdS-Journal Nr. 30 VdS-Journal Nr. 30 112 Beobachterforum

Teleskope in der ägyptischen Wüste – eine Fata Morgana?

von Paula Müller

Keine Sorge, lieber Leser, wir wollen Ihnen Die Realisierung erwies sich als nicht Durch die Nachfrage bestärkt, wurden in hier keine optische Täuschung unterju- gerade einfach: Bürokratische Hürden den anschließenden Jahren weitere Sta- beln, sondern im Gegenteil von einer mussten überwunden werden und es tionen in Hurghada, Marsa Alam und Sternwarte der besonderen Art berichten. bedurfte viel Überzeugungsarbeit, dass Luxor gegründet. Fernab der Zivilisation, eingebettet zwi- Teleskope wirklich nur für friedliche schen den flachen Tälern der imposanten Zwecke eingesetzt werden können. Die Hier besteht die Möglichkeit, auf die Fas- Berge nahe der Stadt Sharm El Sheikh auf Erkundung und Entscheidung für einen zination der Sternenbeobachtung auch der ägyptischen Halbinsel Sinai und der geeigneten Platz scheiterte beizeiten im wohlverdienten Urlaub nicht ver- Kulturmetropole Luxor, erwarten Sie die an den regionalen Hoheiten der unter- zichten zu müssen. Besonders, was die Sternwarten von Herrn Nader Kobaissy. schiedlichen Beduinenclans. Nur der Bedingungen für Beobachtungen mit unermüdlichen Kärrnerarbeit verbunden bloßem Auge betrifft, können diese nicht Die Idee von der Sternwarte in der Wüste mit einer großen Portion Optimismus al- traumhafter sein: klare Nächte, so gut entstand beim abendlichen Beduinentee ler Beteiligten ist es zu verdanken, dass wie keine Wolken, kein Fremdlicht und vor mehr als zehn Jahren. Als ein gu- eine Sternwarte in der Wüste entstand. vor allem angenehme nächtliche Tem- ter Bekannter, Dietmar Gründer, der in Das erste Teleskop, ein LX 90 8-Zoll-Te- peraturen – in den Sommermonaten rei- Deutschland einen Teleskopvertrieb hatte leskop, erreichte schließlich im Jahr 1998 chen kurze Hose und T-Shirt. und ein renommierter Firmenberater ist, Ägypten. Von anfänglich zwei Besuchern und wir in der mystischen Atmosphäre pro Woche sprach sich die Möglichkeit, Insgesamt stehen 16 computergesteu- der nächtlichen Wüste saßen, kam die die Sterne im Rahmen eines Tagesaus- erte Teleskope, von 8 bis 14 Zoll Größe Frage auf – warum bringt Ihr keine Te- fluges durch ein Teleskop bewundern zu LX 90 und LX 200 der Firma MEADE, leskope in die Wüste? Ihr habt hier doch können, bald herum und so fand diese für die Beobachtung der Himmelsob- hervorragende Beobachtungsbedingun- großen Zuspruch. Geprägt von etlichen jekte zur Verfügung. Drei 10-Zoll, zwei gen! Die langjährige Erfahrung als Rei- Rückschlägen, vor allem wirtschaftlicher 12-Zoll und ein 14-Zoll-Gerät sind mit seleiter bestärkte Nader Kobaissy in die- Art, als die Besucher nach den Attentaten GPS-Steuerung ausgestattet. Das erste ser Idee, da die Gäste immer wieder vom in Ägypten ausblieben, kann die Stern- LX 90-Teleskop, mit dem die Sternwar- Anblick des lokalen Sternenhimmels fas- warte in Sharm El Sheikh heute auf ein te anfing, ist noch heute in Betrieb. Die ziniert waren und mehr darüber wissen zehnjähriges Bestehen zurück blicken. südlichen Breitengrade von Sharm El wollten. Sheikh bei 28 Grad und Luxor bei 25

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Grad nördlicher Breite bieten die Chance Himmelsobjekte beobachten zu können, die dem Betrachter im nördlichen Europa immer verborgen bleiben. Ein besonderes Highlight in den Sommermonaten ist das Sternbild Skorpion, das hier in seiner ganzen Pracht bewundert werden kann.

Auf diese Art den Sternenhimmel zu betrachten, wurde ich bereits bei meinem ersten Besuch in Sharm El Sheikh vor ca. neun Jahren aufmerksam. Bei jedem Ur- laub stand das Sternegucken in der Wüs- te auf meinem Pﬂichtprogramm, denn das Interesse an der Astronomie begleite mich schon viele Jahre. Als ich im Jahr 2004 den Entschluss fasste, nach Ägyp- ten auszuwandern, stand die Sternwarte ganz oben auf meiner Liste und ich durfte viele Nächte an dem Platz verbringen. Als mich der Inhaber im Frühjahr 2008 anrief und mir die Leitung von Sharm El Sheikh anbot, zögerte ich nicht lange und verlagerte meinen Arbeitsplatz in den Sinai. Die besondere Faszination der nächtlichen Wüste und die begeisterten Besucher bestätigen mich immer wieder, dass ich die richtige Entscheidung getroffen habe.

Die abendlichen Exkursionen am Ster- nenhimmel, umrahmt von der bedui- nischen Tradition, wie den klassischen Begrüßungstee, frisch zubereitetes Abend - essen und der tradionellen Musik am Lagerfeuer, garantieren Ihnen einen besonderen Abend in der mystischen Stille der Wüste. Die anschließenden Ausfüh- rungen der fachkundigen Führer zu dem aktuellen Sternenhimmel verbunden mit dem Blick durch die High-Tech-Telesko- pe lassen das Herz eines jeden Sternen- Weitere Informationen freundes höher schlagen. Ganz besonders erhalten Sie gern unter die strahlenden Augen der Jugendlichen der Email-Adresse: und ein „Wow“ beim ersten Anblick [email protected] unserer Himmelsdiamanten gibt einem immer wieder die Bestätigung, dass die Sternwarten in der Wüste ihre besondere Bedeutung haben. So manch zukünftiger Sternengucker fand hier seine Berufung für die Faszination des Universums.

Die Sternwarte beﬁndet sich ca. 40 Kilo- meter von Sharm El Sheikh entfernt und ist sehr gut mit dem PKW zu erreichen. Viele Reiseveranstalter bieten den Be- such in ihrem Ausﬂugsprogramm an und organisieren die Fahrt dorthin.

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Vorschau auf astronomische Veranstaltungen von Juli bis September 2009

zusammengestellt von Werner E. Celnik (Angaben wie immer ohne Gewähr)

Juli 2009 Sa 15.08.2009 Nacht am Aasee Sa 25.07. – Sa 01.08.2009 Veranstalter: Sternfreunde Münster, Veranstaltungsort: LWL SpaceCamp im FEZ Berlin (Freizeit- und Erholungszent- Museum für Naturkunde Münster, umfangreiches Programm rum Berlin-Wuhlheide) bei einem Ausﬂug in die Welt der Astronomie von 18 bis 24 Teilnahme ab 15 Jahre, u.a.: zahlreiche Aktivitäten zu Astro- Uhr: Teleskopausstellung, Multimediapräsentationen, Livebe- nomie im orbitall im FEZ Berlin. obachtungen an Fernrohren, Führungen über den Planetenweg. Info: Werner Bachmann, orbitall – Raumfahrt im FEZ, Info: www.sternfreunde-muenster.de, www.lwl.org/LWL/Kultur/ Tel.: 030/53071538, E-Mail: [email protected] WMfN/Zeiss_Planetarium/

Sa 25.7. – Sa 01.08.2009 Sa 22. – So 30.08.2009 8. Internationale Astronomiewoche Arosa 6. Urlaubswoche und Veränderlichen-Beobachtung Veranstaltungsort: Arosa/Schweiz. Veränderlichenbeobachtung von der Pike auf (visuell, CCD Wissenschaftler berichten über aktuelle Themen der Astrono- usw.) und Ausﬂüge in die Umgebung, Veranstaltungsort: mie und von ihren laufenden Forschungen – packend und ver- VdS-Sternwarte Kirchheim/Thüringen, Veranstalter: BAV e.V. ständlich. An den Abenden wird gemeinsam auf 2.000 m Höhe (FG Veränderliche der VdS), Info und Anmeldung: Werner der Sternenhimmel beobachtet. Die Teilnehmer sind herzlich Braune, Münchener Str. 26-27, 10825 Berlin, Tel 030-7848453, eingeladen, ihre eigenen Instrumente mitzubringen. E-Mail: [email protected] Weitere Informationen: Astronomische Gesellschaft Graubün- den, www.astronomie-gr.ch Fr 28.8. – Mi 02.09.2009 ESOP XXVIII Sa 25.7. – Sa 08.08.2009 Das XXVIII. ESOP ﬁndet 2009 in Niepolomice bei Krakau in Astronomisches Sommerlager ASL 2009 – Polen statt. Treffen der europäischen Bedeckungsbeobachter Das astronomische Jugendlager der VdS („Sonne, Mond und Sterne“), Amateur- und professionelle Veranstaltungsort: Bischofsheim/Rhön. Astronomen, Informationen unter www.IOTA-ES.de, Zwei Wochen Astronomie im Sommer, für Jugendliche von 14- www.esop2009.pl 24, für Anfänger und Fortgeschrittene, VdS-Mitgliedschaft keine Voraussetzung, mit Arbeitsgruppen, Vorträgen, Workshops, Sa 29.08.2009 Beobachtungen u.v.m., Planetenradtour Osnabrück-Münster Veranstalter: VEGA e.V., Informationen und Anmeldung unter: Radtour zwischen den beiden Städten des Westfälischen www.vega-astro.de/index.php/ASL/Sommerlager Friedens, Veranstalter: Sternfreunde Münster, LWL Museum für Naturkunde Münster, Planetarium Osnabrück zusammen mit dem ADFC. Zwischenstationen in maßstabgerechten Abständen August 2009 der Planetenbahnen unseres Sonnensystems, Anmeldeinfo: [email protected], So 02. – Sa 22.08.2009 www.sternfreunde-muenster.de, www.lwl.org 45. International Astronomical Youth Camp (IAYC) Veranstaltungsort: Korbielow, Schronsiko na Hala Miziowa, östl. Karparten, Südpolen, Veranstalter: IAYC Workshop Astro- September 2009 nomy e.V., Campsprache ist Englisch, Info: Anu Brajovic, Sve- tony Save 20/1a, 11000 Beograd, Serbia, Tel: +381/642623182, Do 17. – So 20.09.2009 E-Mail: [email protected], www.iayc.org/next_camp.php 10. Herzberger Teleskoptreffen HTT Veranstaltungsort: Sportlerheim Jeßnigk bei Herzberg (Elster), Sa 08.08.2009 Kontakt: AstroTeam Elbe-Elster, Ralf Hofner Walther-Ra- H-alpha-Treff Rüsselsheim thenau-Str. 4B, D-04895 Falkenberg, Info-Hotline: 0176- Veranstaltungsort: Am Schnepperberg, Rüsselsheim. 22837911, E-Mail: [email protected], Veranstalter: Sternfreunde Rüsselsheim. Informationen unter: www.herzberger-teleskoptreffen.de/aktuell.php www.sternfreunde-ruesselsheim.de, E-Mail: [email protected], Anmeldung nicht erforderlich. Do 17. – So 20.09.2009 ITT Internationales Teleskoptreffen Veranstaltungsort: Emberger Alm, A-9761 Greifenburg, Öster-

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reich, 1.755 m Seehöhe, 46°46’31’’ N, 13°09’33’’ O, Veranstal- Sa 26.09.2009 ter: Verein „Stella Carinthia“, Info: www.embergeralm.info/ AME 2009 stella/ , E-Mail: [email protected]“, Anmeldung nicht Astro-Messe mit Rahmenprogramm mit Ausstellung, Treffen notwendig, aber unbedingt Zimmer rechtzeitig reservieren! und Vorträgen, Veranstaltungsort: Messegelände VS-Schwen- Zimmerreservierung: www.alpsat.at, www.embergeralm.at ningen, am Freitag und Samstag weitere Veranstaltungen: Sonnenﬁnsternis-Treffen ab 18 Uhr in Deisslingen im Ho- Do 17. – Sa 19.09.2009 tel Hirt, Sternfreunde-Treffen ab 20 Uhr an der Sternwarte 8. Teleskoptreffen „mirasteilas“ Zollern-Alb, großes Foyer für astronomische Vereine, Stern- Veranstaltungsort: Falera, Graubünden, Schweiz, 1.200 m warten, auch einzelne Sternfreunde sind herzlich eingeladen Höhe, Veranstalter: Astronomische Gesellschaft Graubünden, an der Messe mitzuwirken, Kontakt: Siegfried Bergthal, Tel.: Info: www.mirasteilas.net 0741/2706210, [email protected], www.astro-messe.de

Fr 18. – So 20.09.2009 3. Ravensburger Teleskoptreffen (RATT) Oktober 2009 Veranstaltungsort: 88263 Horgenzell, nahe Ravensburg, Ver- anstalter und Informationen: Carsten Przygoda, Finkenweg 25, Fr 02. – So 04.10.2009 88339 Bad Waldsee, E-Mail: [email protected], www.ratt-rv.de 29. VdS-Tagung und Mitgliederversammlung Veranstaltungsort: Jena, ein reichhaltiges Programm beginnt Fr 25. – So 27.09.2009 schon Freitag Abend mit einem öffentlichen Vortrag mit Ama- XVII. Österreichischer CCD-Workshop teurvorträgen, Führungen und Museumsbesuchen, Mitglieder- Veranstaltungsort: Mariazell / St.Sebastian, Österreich, Info: versammlung der VdS am 3. Oktober 2009 um 18:00 Uhr. ccdeder.freewebspace.com, [email protected]

Urlaubswoche und Veränderlichen- beobachtung 2009 vom 22.8. bis 30.8.2009 an der VdS-Sternwarte in Kirchheim (Thüringen) von Werner Braune

Unsere Urlaubs- und Veränderlichen-Informations- und Beobachtungswoche an der thüringischen VdS-Feriensternwarte in Kirchheim, nahe Erfurt, ist seit Jahren die beste Möglichkeit, Veränderliche „live“ zu erleben. Interessenten melden uns bis spätestens zwei Wochen vorher ihre Teilnahme. Anfänger üben mit erfahrenen Beobachtern am Himmel den Einstieg in die Beobachtung und genießen dabei Urlaub und Geselligkeit. Eine ganze Woche in schöner Urlaubsumgebung sollte auch für Beobachtungen ausreichend Raum und klaren Himmel bieten, was bei kurzen Terminen meist kaum gelingt. Termin: Vom 22. August (Sa.) bis 30. August (So.) 2009. In den meisten Bundesländern sind dann noch Schulferien.

Geboten wird: Visuelle Beobachtung, gern auch mit den eigenen transportablen Instrumenten, sowie CCD-Beobachtung mit der CCD- Kamera der Sternwarte. Praktischer Umgang mit BAV-Vorhersagen und Karten, DIA-Übung der Stufenschätzung, Umgang mit AAVSO-Karten. Auswertung der erzielten Beobachtungen. Ausﬂug ins Internet, CCD-Auswertung etc. Lösungen indi- vidueller Fragen. Zudem Tagesausﬂüge nach Erfurt, Weimar oder Jena sowie die Luther-Stadt Eisenach mit der Wartburg unter sachkundiger Leitung. Mitfahrgelegenheiten.

Kosten und Anmeldung: Die Sternwarten-Ausstattung ist über www.vds-astro.de einzusehen. Die Übernachtung auf der Sternwarte kostet pro Auf- enthaltstag 24 € für VdS-Mitglieder und BAVler, andere zahlen 29 €. Frühstück und Abendbrot organisieren die Teilnehmer mit Hilfe der Gestalter selbst. Es gibt eine Küche. Sonstige Verköstigung im Ort bzw. je nach Lage der Ausﬂüge. Interessenten melden sich bitte mit einigen Angaben zum persönlichen Schwerpunkt und Ausrüstung (z. B. Feldstecher, CCD, Mirasterne, Internet etc.) bis spätestens zwei Wochen vor Beginn an bei: Werner Braune, Münchener Str. 26, 10825 Berlin, Tel. 030-7848453, E-Mail: [email protected] oder zentrale@bav. astro.de Als Mitwirkende und zur Weitergabe ihres Wissens stehen Gerd-Uwe Flechsig und Manfred Rätz zur Verfügung.

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Himmelshelligkeit messen von Dr. Andreas Hänel

Die Helligkeitswerte wurden zusammen mit den Ortskoordi- naten in das Daten- format für Google- Earth umgewandelt, dadurch ist ein Ver- gleich mit den DM- SP-Satellitenkarten der Erde bei Nacht möglich, aber auch mit den Modellen der Himmelsaufhellung, die der italienische Astronom Pieranto- nio Cinzano erstellt hatte. Es zeigte sich, dass die Cinzano- Karten, die zwar schon über 10 Jahre alt sind, eine groß- räumige Verteilung sehr gut erfassen, kleinräumige Struk- turen lassen sich mit den Satelliten- karten jedoch besser erfassen. Immerhin konnte bestätigt 1 Das Bild zeigt den Kartenausschnitt in GoogleEarth mit der Cinzano-Karte im werden, dass in den dunkelsten Gebieten Hintergrund und den gemessenen Himmekshelligkeiten (in Größenklassen/ Deutschlands tatsächlich noch ein dunk- Quadratbogensekunden) ler Sternhimmel herrscht. Die Cinzano- Karte kann daher als guter Anhalt für Gerade im Internationalen Jahr der freunden ausgeliehen werden, ohne dass die Auswahl eines Beobachtungsplatzes Astro nomie erfährt die Lichtverschmut- sie die relativ hohen Anschaffungskosten genutzt werden. zung immer größeres Interesse: Im April tragen müssen (siehe VdS-Journal Nr. fand auf Einladung des Bundestagsab- 27, Seite 78). Um einen repräsentativen Vergleich mit geordneten und VdS-Mitglieds Peter den Karten und dem Zustand des Him- Hettlich im Bundestag ein Fachgespräch Bislang konnten die Geräte nur an we- mels zu erhalten, sind aber dringend wei- über Lichtverschmutzung statt und in nige Sternfreunde ausgeliehen werden, tere Messungen, nicht nur von dunklen Pottsdam hatten sich die wissenschafts- da die Leihdauer wegen des schlechten Beobachtungsplätzen, notwendig. Ins- politischen Sprecher der CDU/CSU-Land- Wetters oft wesentlich länger als die besondere da die deutschen Importeure tagsfraktionen für eine Eindämmung der veranschlagte Zeit von einem Monat des Geräts wohl auch gute Verkaufs- Lichtverschmutzung ausgesprochen. war. Leider war auch der Rückﬂuss der zahlen vermelden. Um eine Handhabe Messwerte sehr zäh, dass bislang noch für politische Entscheidungen gegen die Umso wichtiger ist es, dass der Grad der nicht sehr viele Messpunkte zusammen- Lichtverschmutzung zu erhalten, wäre Lichtverschmutzung quantitativ erfasst gekommen sind. Zusätzlich haben auch es wünschenswert, wenn möglichst viele wird. Da das Sky Quality Meter einfache einige Mitglieder Messpunkte mit ihren Benutzer ihre Messungen melden, damit Messungen der Himmelshintergrundhel- eigenen Geräten gemeldet. Zunächst ist sie in die gemeinsame Datenbasis aufge- ligkeit ermöglicht, wurden von der VdS, erkennbar, dass einzelne Geräte durchaus nommen werden können. gefördert durch eine großzügige Spende, größere systematische Unterschiede auf- Anleitung zur Beobachtung sind auf einige Geräte angeschafft. Diese können weisen, weshalb die Angaben der Geräte- www.lichtverschmutzung.de und in der und sollten von möglichst vielen Stern- numer wichtig ist. Yahoo-Gruppe darksky.de zu ﬁnden.

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Komet im Vorgarten!

Über so etwas Spektakuläres kann ich Abonnement beziehen, genügt es, wenn den Nachweis gegenüber dem Verlag heute an dieser Stelle zwar nicht berich- Sie uns schriftlich mitteilen, ab wann das beim reduzierten Bezug von Sterne und ten, aber wenn Sie auch in Zukunft von Abo über uns beginnen soll (Sie möch- Weltraum. Für die korrekte Rechnungs- allen Mitgliedsleistungen, u. a. von unse- ten die Zeitschrift zum 1.1. des nächsten erstellung muss uns Ihre Bescheinigung rem Schnell-Zirkular, dem VdS-Journal Jahres abonnieren, dann teilen Sie uns unaufgefordert bis spätestens 15.10. eines und dem ermäßigten Abonnement der dies bitte bis zum 15.11. diesen Jahres jeden Jahres für das Folgejahr vorliegen. Zeitschrift „Sterne und Weltraum“ pro- mit). Wir veranlassen dann alles Weitere. Eine nachträgliche Rechnungsänderung ﬁtieren möchten, habe ich hier einige Wenn Sie schon Direkt-Abonnent sind, im Frühjahr erfordert einen enormen wichtige Tipps für Sie: prüfen Sie bitte, zu welchem Termin Ihr Zeit- und Kostenaufwand, sowohl bei uns Abonnement-Vertrag auslaufen kann als auch beim Verlag und ist nicht mehr Sie sind umgezogen? und kündigen Sie diesen selbst beim Ver- möglich! Sollten wir Ihre Bescheinigung Dann geben Sie uns Ihre neue Anschrift lag. Dann teilen Sie uns den Start-Termin zum genannten Termin nicht haben, so schnellstens bekannt. Dazu können Sie für Ihr Abo über die VdS mit. Wenn Sie verlieren Sie im Folgejahr Ihren Anspruch den folgenden Coupon ausschneiden und zur Abwicklung weitere Fragen haben, auf den ermäßigten Beitrag! Neumitglie- per Post an uns senden oder Sie faxen rufen Sie uns an oder mailen Sie uns. Wir der reichen uns die Bescheinigung bitte uns. Wenn Sie Zeitschriften im Abon- helfen Ihnen gerne weiter. zum Beginn der Mitgliedschaft ein. nement über die VdS beziehen, geben Sie die Anschriftenänderung bitte aus- Sie möchten „SuW“ kündigen? Und so erreichen Sie uns: schließlich an uns! Wir informieren dann Eine Kündigung ist zum 30.06. und zum automatisch die Verlage. 31.12. eines jeden Jahres möglich. Bitte VdS-Geschäftsstelle/Vorsitzender teilen Sie uns dies jedoch schriftlich bis Postfach 1169 Sie haben uns eine Einzugser- spätestens 15.05. bzw. 15.11. mit, da wir D-64629 Heppenheim mächtigung erteilt und Ihre Bank- nur so die Zeitschriften rechtzeitig stop- E-Mail Vorsitzender: verbindung hat sich geändert? pen können. [email protected] Informieren Sie die Geschäftsstelle bitte E-Mail Geschäftsstelle: auch mit folgendem Coupon schriftlich. Sie sind Student(in), Schüler(in) [email protected] Ansonsten erbitten wir Zahlungen auf oder Auszubildende(r) und möchten Tel.-Nr.: 0 62 52 / 78 71 54 unser Konto 11745 bei der Sparkasse Star- auch in Zukunft die Mitgliedschaft Fax-Nr.: 0 62 52 / 78 72 20 kenburg, Heppenheim, BLZ 509 514 69. zum ermäßigten Beitrag fortsetzen Zur Vermeidung unnötigen Ver waltungs- und die reduzierten Abo-Preise Wenn es für Sie gut läuft, dann sind auch aufwandes bitte immer mit Angabe Ihrer erhalten? wir zufrieden. Mitglieds-Nr. Dann beachten Sie bitte folgendes: Wir können den reduzierten Beitrag nur dann Für Ihre Unterstützung herzlichen Dank! Sie möchten „Sterne und Weltraum“ gewähren, wenn uns von Ihnen eine über die VdS zum ermäßigten Abo- Immatrikulations-, Schul- oder Aus- Preis beziehen? bildungsbescheinigung vorliegt. Diese VdS-Geschäftsstelle Wenn Sie die Zeitschrift noch gar nicht im Bescheinigung benötigen wir auch für Ruth Lulay

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