Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. geschützt. NutzungnurzuprivatenZwecken.DieWeiterverbreitung Dieses Dokumentisturheberrechtlich Fokussiert gung hatunswirklichüberrascht.UnddasErgebnis kannsichsehenlassen! für dasfarbigeTitelbild dieserAusgabe eineSpendegeleistethaben–dieüberragendeBeteili- reiche Arbeitübernommenhaben.Sehrbedankenmöchten wirunsauchbeiallenLesern,die Carsten MoosundStefanMeisterganzherzlich,diezusammen mitKlausVeit dieseumfang- bei.Wir danken Dieser AusgabeliegteinkompletterArtikel-undObjektindex derHefte1–9 achter gewinnenzukönnen. wir weitereProjektefürgroßeundkleineFernrohrevorstellen, undhoffen, nochmehrBeob- Sichtungen von70ObjektenindiesemkleinenSternbild ein!IndernächstenAusgabewerden Minor, daszueinemunerwartetemErfolggeworden ist:ZweidutzendBeobachterreichten Geprägt wirddiesesHeftdurchdieVeröffentlichung desFachgruppenprojektsDeep-SkyinLeo gruppenleitung wollenwirversuchen,derRubrikDeep-Sky-CCDneuesLebeneinzuhauchen. in derTeleskopbauer ihreInstrumenteselbstvorstellenkönnen.UndmitHilfederneuenFach- mentarium führenwireineregelmäßigeSparteunterderBetreuungvonHerbertZellhuberein, und leichterenArtikelninderPraxisgibtesjetztrichtigvielzuLesenfürEinsteiger. ImInstru- Deep-Sky-Beobachtung weitergeben. ZusammenmitdemStarhopper, Deep-SkyimFernglas zu beginnen.BekannteBeobachterwerdenhierihreErfahrungengrundlegendenThemender Deep-Sky fürEinsteiger Das neueHeftsetztindieserRichtunggleichmehrereAkzente.DieregelmäßigeRubrik Zeitschrift profitieren. denn sicherkönnenvieleSternfreunde,dieinterstellarumnochnichtabonnierthaben,vonder bewegen. UndauchdieZahlderBezieherstelltsichernochnichtdaserreichbareMaximumdar, unser Zielbleibtes,möglichstvieleLeserzumVeröffentlichen ihrereigenenErgebnisse zu würden. Von dengut1200AbonnentenarbeitetnureinverschwindenderBruchteilamHeftmit, Aber interstellarumwärenichtinterstellarum,wennwiraufdemjetzigenStandstehenbleiben weit gemachthat. ten ZeitschriftenfürvisuelleDeep-Sky-Beobachter, AstrofotografenundCCD-Techniker welt- Beobachtungen unverfälschtdirektveröffentlichen zukönnenwares,dieunseinerdergröß- wert. DiegesundeMischungundvorallemdieMöglichkeitfürjedenLeser, seineeigenen der, vieleThemen,gemischteSchwierigkeitsgradeundfürjedenwirklichvielpraktischerNutz- an unsereIdealvorstellungeinerDeep-Sky-Zeitschriftheran:Viele Autoren,vieleAmateurbil- le unterschiedlicheThemenwird.DiesevorliegendeJubiläumsausgabegehtschonziemlichnah Beobachtern. DieletztenAusgabenzeigen,daßinterstellarumimmermehrzumForumfürvie- Das wichtigstewarunsimmerdasAnschiebeneinerfachlichenKommunikationunterden man 1994nochmeinenkonnte. Objekte ausexotischenKatalogen.Undesscheintdochmehr„harte“Beobachterzugeben,als teuerlich. Heuteliestmanüberall,nichtnurininterstellarum,vonSichtungenunbekannter kaum jemandvonPKoderMCG,schondieBeobachtungeinesNGC-Objektesgaltalsaben- hat sichmittlerweileeingereihtunterdenarriviertenAmateurbereichen.Vor dreiJahrensprach doch nichtganzso.Esbleibtsichernochvielzutun,aberdieVisuelle Deep-Sky-Beobachtung regionalen Blättern,aufTagungen wieaufVereinsveranstaltungen. DaswarvordreiJahren Sky istheutefastüberalleinThema,indengroßenAstronomie-Zeitschriftengenausowie Sky setzten,sindvieleschonverwirklicht–manchesschneller, alswirzuhoffen wagten.Deep- Von denZielen,diewiruns1994imNürnberger KonzeptzurGründungderFachgruppeDeep- schon erreicht? Seiten undüber1000AbbildungenvonAmateuren.Wie siehtdieZukunftaus,undwasist hen nachzweieinhalbJahreninterstellarum.ZehnAusgabensinderschienenmitzusammen670 mit derFertigstellungunsereszehntenHeftesbietetsicheinmaldieGelegenheit,Fazitzuzie- Liebe LeserinnenundLeser, Jürgen Lamprecht, Ronald C.Stoyan, KlausVeit soll esAnfängernnochleichtermachen,mitdervisuellenBeobachtung Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

2 interstellarum Nr. 10 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. interstellarum April 1997 • Nummer 10 Magazin für Deep-Sky-Beobachter

DEEP-SKY FÜR EINSTEIGER Aufsuchen 14

DER STARHOPPER Virgohaufen – Teil 1: Galaxien beim großen „T“ 16

PRAXIS Beobachtung mit einem11,4cm Kaufhausteleskop 21 Diamanten in der Krone 22 Deep-Sky in Leo Minor Quasare – Objekte für den visuell beobachtenden Amateur? 24 Eine Reise zum Hubble Deep Field 26 Messungen der Pulkowaer Doppelsterne 28 Im Bann des Feuerrades – M 101 visuell 32

INSTRUMENTARIUM Die Messerschneide im Sucher 38 Nirosta – ein selbstgebauter Achtzöller 40

DEEP-SKY IM FERNGLAS (Fast) Alle Messier-Objekte im 10×50 45 Im Bann des Feuerrades DEEP-SKY-CCD Erfahrungen mit der Cookbook-Kamera CB245 48

180°

384 Zwei Jahre danach 52

371 71 0 ". 1

66 395 0."5 91 EEP-SKY-FOTOGRAFIE 115 D 211 337

309 Deep-Sky-Filme – Welche und Warum (Teil 1) 58 464 218 270° 90° 220

252 418 251 382 BJEKTE DER SAISON 86 O 119 95 Vorschau auf 1997/98 63

51 0° Deep-Sky in Leo Minor 64

Die Pulkowaer Doppelsterne RUBRIKEN

Fokussiert 1 So erreichen Sie uns 95 Inhalt 3 Termine, Vorschau 96 Das Streulicht 6 Kleinanzeigen 98 Beobachterforum 6 Errata 99 VdS-Nachrichten 93 Inserenten 100 Bezugsbedingungen 94 Impressum 100

Titelbild: Lesen Sie detaillierte Informationen auf Seite 5 nach. Seite 2: Die Feuerrad-Galaxie M 101 im Sternfeld von Ursa Major. Die Aufnahme zeigt NGC 5474 am unteren Bildrand, NGC 5477 östlich neben M 101, NGC 5473 sehr hell im oberen Bildteil, sowie die kleine MCG+9- 23-25 westlich der Spiralgalaxie. Aufnahme von Bernd Flach-Wilken mit einer 280/940-Flatfield-Kamera; 40 min belichtet auf TP6415 hyp; 12,3fache Nachvergrößerung. Lesen Sie mehr zu M 101 und seinen Spiralar- Bau einer Cookbook-Kamera men ab Seite 32.

interstellarum Nr. 10 3 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Liebe Astro Amateure,

eigentlich sollte ich ja hier in dieser gesamte Problematik geschildert! Post zu helfen, scheint jetzt ganz gut Jubiläumsausgabe unter anderem ein Allerdings sehe ich im Hinblick auf angelaufen zu sein. Wenn es die VdS- Fazit ziehen über die bisherige Zusam- zukünftige Aktivitäten der FG CCD- Fachgruppe CCD-Technik dann noch menarbeit unserer VdS-Fachgruppe Technik Licht am Ende des Tunnels. schafft, ihr eigenes, hervorragendes CCD-Technik mit der Redaktion und Reaktionen auf meinen ersten Rundbrief Forum, is, rege zu nutzen und vor die über die bisherige Mitgestaltung von is. an die Mitglieder belegen, daß z.B. der interessierte Öffentlichkeit zu treten Nun, ich hatte bis zur Übertragung der Wille zu mehr Veröffentlichungen und sowie die Zusammenarbeit mit den ande- FG-Leitung durch den VdS-Vorstand im Fachbeiträgen in is durchaus da ist, nur, ren FG’s zu pflegen, dann hat sie eigent- Dezember 96 keinerlei redaktionelle so scheint es mir, hat in der Vergangen- lich allen Grund sorglos und guten Berührung mit is, außer daß ich normaler heit die nötige Motivation gefehlt. Es Gewissens in die Zukunft zu schauen! Abonnent war weil ich is ganz einfach bleibt abzuwarten, wieviele Ideen und In diesem Sinne wünsche ich unserer FG „Spitze“ fand und finde. Ein Fazit ziehen Vorschläge aus der FG noch kommen um alles Gute und Mut zur Aktivität, und für über zurückliegende Dinge, an denen ich mit diesen eine vernünftige Zusammenar- is insbesondere noch viele Ausgaben und noch gar nicht beteiligt war, kann ich des- beit ankurbeln zu können. Sehr schön weiterhin steigende Auflagenzahlen. Es halb nur sehr schlecht oder gar nicht. wäre z.B. ein gemeinsames Projekt wäre schade, wenn eines Tages dieses Besser können das die beiden anderen (Beobachtungsaufruf) welches nach Magazin dem Amateur nicht mehr zur FG’s machen, die wohl bislang vergeb- Abwicklung veröffentlicht und diskutiert Verfügung stände, auch im Hinblick auf lich auf Mitarbeit der FG CCD-Technik werden könnte. die Einstellung des Erscheinens von gehofft hatten. Ich verweise hier z.B. auf Die vorerst drängendste und gegenüber „CCD Astronomy“. den Beitrag von Peter Riepe (FG Astro- der VdS verpflichtende Aufgabe einer photographie) im letzten is Nr.9 S.83 VdS-Fachgruppe jedoch, nämlich Ama- Josef Schäfer „Astrofotografie und CCD in der VdS“. teuren, seien es alte Hasen oder Einstei- FG CCD-Technik Hier wird in vortrefflicher Weise die ger, durch Beratung und Beantworten von interstellarum – unser Forum! Die Vorstellung vom verkauzten Stern- zu bekommen – sogar weltweit. Wie der der Amateur-Disziplinen. Der Inhalt gucker, der zurückgezogen von seinen steigende Beliebtheitsgrad von interstel- erstreckt sich auf die Beobachtung des Mitmenschen hinter seinem Fernrohr larum zeigt, spielen aber auch die astro- Deep Sky – „Amateurpraxis pur“. Damit hockt, ist leider weitverbreitet. Dabei ist nomischen Zeitschriften immer noch eine ist interstellarum unser gemeinsames das Gegenteil richtig: die meisten Ama- sehr wichtige Rolle. Per Artikel lassen Forum. Hier rücken wir als Beobachter teur-Astronomen interessieren sich für sich Informationen sehr effektiv verbrei- nahe zusammen in unserem Hobby und die Aktivitäten Gleichgesinnter und ten. Beobachtungsprogramme, -aufrufe stellen unsere Ergebnisse vor – egal ob suchen Kontakt zu anderen Sternfreun- und -planungen erreichen gezielt und auf wir nun visuelle Sterngucker, Astro- den. Sie wollen ihr Wissen erweitern und breiter Basis alle Interessenten. Termin- Knipser oder CCD-Freaks sind. in gemeinsamen Beobachtungen mehr kalender, Jahres- und Tagungsberichte An dieser Stelle ein Appell an alle Leser. über Praxis und Theorie der Himmels- informieren über Veranstaltungen von Bezieht interstellarum nicht nur, um kunde erfahren. Einige aktive Amateur- Amateuren für Amateure, seien es Tagun- informiert zu sein. Helft auch mit, selbst gruppen wagen sogar noch einen Schritt gen, Seminare oder Teleskoptreffen. zu informieren, die beobachtende Ama- weiter nach vorn und stoßen durch syste- Beobachtungsergebnisse, Tests und Aus- teur-Szene so zu vermitteln wie sie ist: matische Betätigung auf speziellen wertungen können in Form von Berichten vielseitig, lebendig, ins Detail gehend. Gebieten bis in wissenschaftliche Berei- präsentiert werden, ergänzt durch Fotos, Seid mutig und veröffentlicht Eure Ideen, che vor. Zeichnungen, Tabellen und Diagramme. Erfahrungen und Ergebnisse auf dem Aktive Amateur-Astronomie lebt vom Ziel der „großen“ Astro-Zeitschriften ist Gebiet der Astropraxis. Andere können Gedanken- und Erfahrungsaustausch. es, breite Leserkreise anzusprechen. Die und wollen daraus lernen. Es müssen Diese notwendige Kommunikation hat angestrebten hohen Verkaufszahlen erfor- nicht immer seitenlange, abgeschlossene stets zwei Richtungen: zum einen Infor- dern ein erhöhtes wirtschaftliches und Artikel sein, auch Kurzbeiträge, Anre- mationen einzuholen, zum anderen Infor- kundenorientiertes Denken. Spezielle gungen und spezielle Themen sind aus- mationen zu geben. Einerseits kann kein Beiträge liegen nach Einreichen manch- drücklich erwünscht. Lebendigkeit be- Sternfreund auf den Informationsbezug mal sehr lange Zeit in der Redaktions- deutet aber auch mehr Anfragen, Mei- verzichten, andererseits muß aber auch schublade, da sie die breite Öffentlichkeit nungen und Kritiken an die Redaktion die Versorgung mit Informationen funk- weniger interessieren. Genau an dieser dieser Zeitschrift. Wir bemühen uns, die- tionieren. In der Amateur-Astronomie ist Stelle sind die Publikationsorgane der se zur Diskussion zu bringen und auch zu das Informieren meist Sache einiger VdS-Fachgruppen gefragt. Die Rolle von beantworten. Dabei kann auch durchaus weniger Engagierter, die ihr Know-how, interstellarum im Konzert der anderen mehr Gebrauch gemacht werden von der ihre Erfahrungen und Fachkenntnisse Astro-Zeitschriften wird nun deutlich: Extraseite der „VdS-Nachrichten“, die weitergeben. In den modernen Medien unser Magazin ist nicht nur irgendeines Jost Jahn gestaltet. wie Mailbox und Internet sind alle nur im großen „astronomischen Blätterwald“, Peter Riepe denkbaren Informationen zur Astronomie es ist das Sprachrohr dreier beobachten- FG Astrofotografie

4 interstellarum Nr. 10 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Daten und Zahlen zu interstellarum 1– 9 Werner E. Celnik, Ronald C. Stoyan

ie hat sich interstellarum seit der Saison nehmen im Mittel 31 Beobachter geschrieben, die leicht abfallende Tendenz ersten Ausgabe entwickelt? Eine teil, der Trend ist leicht steigend. Trotz der wird sich in den nächsten Ausgaben fortset- Wstatistische Auswertung, die erfreulichen Werte bedeutet dies, daß nur zen, wenn genug Material aus der Leser- Werner Celnik für uns dankenswerterweise 2,5% unserer Leser bereit sind, an diesem schaft bereit steht. übernommen hat, hilft diese Frage mit zu zentralen Projekt mitzuwirken. Durch ein neues Bindeverfahren konnte beantworten. 98 Bilder erscheinen im Mittel pro Aus- ab Heft 8 der Umfang des Inhaltes auf über Die im Heft angesprochenen Themen gabe, die Spitze liegt mit 173 Bildern in der 80 Seiten angehoben werden. Die Auflage sind ein Punkt. Dominierend sind vor allem Nummer 9. Welche andere Astronomiezeit- lag von Heft 4 bis 9 konstant bei 1300–1400 Berichte über visuelle Beobachtung, stark schrift bringt so viele Amateurbilder? 37% Exemplaren. Mit der Jubiläumsausgabe Nr. nehmen die Artikel im Instrumentarium zu. der Abbildungen sind konventionelle Foto- 10 findet auch diesbezüglich eine deutliche Im Mittel 16 Autoren schreiben größere grafien, 40% Zeichnungen. Beide Gruppen Steigerung statt. Zusammen mit dem Nach- Beiträge für jede Ausgabe, eine Zahl, die zeigen einen gegensätzlichen deutlichen druck der ersten beiden Hefte sind von jeder die Redaktion gerne noch steigern möchte. Trend zugunsten der Zeichnungen. 23% der Nummer mindestens 1000 Hefte verkauft Insgesamt sind bereits über 100 Artikel in Bilder sind im Mittel CCD-Aufnahmen, worden. Es bleibt die interessante Frage, ob den vergangenen 9 Heften erschienen. Von wobei ein deutlicher Trend die zunehmende interstellarum damit schon das Potential der allen eingegangenen Manuskripten konnten Popularität der digitalen Technik zeigt: Im Deep-Sky-Beobachter, Astrofotografen und – von 4 Ausnahmen abgesehen – bislang zweiten Heft waren es nur 13%, mittlerwei- CCD-Techniker ausgeschöpft hat. Wir wer- alle veröffentlicht werden oder sind in den le ist der Anteil auf 27% gewachsen (is 9). den zumindest versuchen, noch weitere nächsten Heft zur ver vorges! Nahezu konstant geblieben ist der Anteil Amateure im deutschsprachigen Raum zu Besonders erfreulich ist die Steigerung der Werbeseiten am Gesamtumfang mit erreichen – bitte helfen Sie uns auf diesem der Anzahl der Beiträge und des Umfanges 17%. 12 Beiträge pro Heft werden im Mit- Weg! im Beobachterforum. An den Objekten der tel von den drei Redaktionsmitgliedern

Zum Titelbild Döpper, Andreas Domenico, Joachim Diefenbach, Gerd Friedrich, Bildautoren: Bernd Schröter, Stefan Bin- Christian Fuchs, Siegfried Gebhard, Rene Görlich, Andreas Golem- newies, Peter Riepe, Harald Tomsik. biowski, Ewald Goitowski, Michael Große, Jörg Grothusen, Otto Guthier, Claus Haidan, Henry Heyer, Peter Hölldobler, Dietmar Im Sommer 1995 startete unsere Gruppe Horn, Jost Jahn, Gerd Jensch, Hans Jungbluth, Horst Kern, Karl- Bochum/Marl/Melle eine Namibia-Exkur- Hermann Klein, Horst Kohler, Andreas Kühn, Hans Lebrecht, Burg- sion, die vom mitgeführten Ausrüstungs- hard Lindemann, Peter Linder, Karl-Heinz Loose, Michael Mach- material her unser bisher größtes Aben- leb, Rainer Marten, Kurt Meier, Fred Nicolet, Harald Osmers, Dirk teuer war. Neben einer kompletten CCD- Panczyk, Reinhardt Pasch, Stephan Plaßmann, Andreas Priebe, Ausrüstung führten wir eine Alt-Montie- Helmut Pütz, Thomas Reichel, Wolfgang Ries, Jürgen Roesner, Wer- rung 5 ADN nebst Astrophysics-Refrakto- ner Schamp, Knut Schäffner, H.J. Solmecke, Dietmar Specht, Peter ren Star Fire 150/1120 und Traveler Stinner, Rainer Töpler, Erika Volk, Alexander Waglechner, Peter 100/600 mit. Diese Optiken sind speziell für die hochaufgelöste Warkus, Manfred Weber, Dieter Weigand, Werner Weiser, Roland Fotografie auf Mittelformatfilm konzipiert. Unser Ziel war, neben Wendler, Klaus Wenzel, aktuellen langbrennweitigen CCD-Aufnahmen auch ergänzende Eine besonders großzügige Unterstützung wurden uns zuteil von: Übersichtsfarbdias im Mittelformat zu erzielen. Wir hatten in der Udo Borcheld, Heinz Deiniger, Jörg Fellner, Bernd Flach-Wilken, Zeit der Exkursionsvorbereitungen durch einen glücklichen Zufall Herbert Gubo, Rudolf Manfred, Peter Riepe, Wolfgang Schwarz, den damals neuen Kodak Ektacolor Pro Gold 400 als geeigneten Martin Supp und Doris Unbehaun. Astrofilm herausgefunden. In Serientests zur spektralen Empfind- Die eingegangenen Spenden ermöglichten darüber hinaus die Son- lichkeit und zum Schwarzschildverhalten zeigte sich dieses Materi- derbeilagen dieser Ausgabe (Pupillen-Lineal, Inhaltsverzeichnis). al allen Konkurrenzprodukten enorm überlegen. Der Pro Gold 400 Wir bedanken uns ganz herzlich bei allen Spendern! -red – ein Colornegativmaterial – braucht absolut nicht gehypert zu wer- den und ist dennoch so empfindlich, daß bei einer Instumenten- Zur Umschlagrückseite lichtstärke von f/7,5 für milchstraßenferne Aufnahmefelder nach 75 min das Belichtungsende erreicht ist. Was der Pro Gold 400 wie- Eine der farbenprächtigsten Gegenden am dergibt, zeigt das Titelfoto: Oben der bekannte Trifidnebel M 20 mit Firmament zeigt die Aufnahme der An- seinem blauen Reflexionsanteil, unten der Lagunennebel M 8. Der tares-Region von Michael Breite. Ver- Film spielt seine unvergleichliche Rotempfindlichkeit aus, wendet wurde ein Zeiss Sonnar 4/300mm schwächste Ha-Strukturen werden sichtbar, bei gleichzeitig feiner mit einem Deep-Sky-Filter auf 6×6cm Körnigkeit. Das Foto entstand am 18. Juli 1995 auf Farm Tivoli. Die Fujicolor Super G 400 hyp. Die Aufnah- Belichtung betrug 60 min mit dem Traveller 100/600. Der Pro Gold me stellt ein Komposit zweier Belichtun- 400 wurde 50% überentwickelt. gen am 24. und 25. Juni 1995 in Namibia Peter Riepe dar. Sehr schön ist daher auch die Bewe- gung des Planeten Jupiters (rechts oben) Ermöglicht wurde dieser Farbdruck durch Spenden unserer Leser- zu erkennen. Die Belichtungszeiten betru- schaft! Namentlich danken wir folgenden Lesern: Andreas Alzner, gen 120 min und 210 min. Sven Andersson, Rudolf Aust, Martin Banser, Frank Bantleon, Volk- Ein herzlicher Dank gilt auch der Fa. Vehrenberg KG, welche den mar Becher, Horst Böttger, Dieter Bublitz, Werner Celnik, Frank Farbdruck dieser Aufnahme auf der Umschlagrückseite sponsorte.

interstellarum Nr. 10 5 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Das Maksutov-Spiegeltele MTO 100/1000

Welchen Beobachtungen vertrauen Sie, liebe Leser? Glauben Sie Das MTO 100/1000 ist ein sehr bekanntes russi- nicht alles, was auf diversen Zeichnungen auftaucht? Zweifeln sches Teleobjektiv vom Typ Maksutov [1, 2]. Sie an Darstellungen, die schwächste Objekte beschreiben? Oder Gelegentlich als „Russentonne“ bezeichnet, ist halten Sie im Gegenteil alles für möglich – man muß es nur ver- dieses kompakte Instrument als langbrennweiti- suchen? ges Spiegeltele primär für die Fotografie mit Die Nachvollziehbarkeit oder besser Überprüfbarkeit von M42-Kameras ausgelegt. Anläßlich verschiede- visuellen Beobachtungen ist ein ganz heißes Eisen in der Deep- ner Astro-Messen kann man es immer wieder auf Sky-Szene. Was ist machbar, was ist jenseits der Grenze? Wo den Händlertischen zum Kauf angeboten sehen. liegt der Maßstab, an dem sich eine Beobachtung messen läßt? Unsere alte Astronomische Arbeitsgemein- Wichtige Fragen für tiefe Beobachter. schaft Bochum besaß ein solches Gerät, das Den Eichmaßstab gibt es nicht, und das ist vielleicht das größ- wegen seiner 1 Meter Brennweite gute Dienste in te Manko der visuellen Deep-Sky-Beobachtung. Fotografen und der Fotografie von Mondfinsternissen leistete und CCD-Beobachter wundern sich, wenn ihre Bilder mit harten dessen Bildschärfe voll in Ordnung ging. Kom- visuellen Ergebnissen konfrontiert werden: Kann das sein? Oder pakt mit kurzer Baulänge wurde es auch gern als sieht hier einer nur das, was er sehen will? Sicher, visuelle Beob- Leitrohr auf verschiedene Exkursionen mitge- achtung ist subjektiv und nur in sehr weiten Grenzen objektivier- nommen. bar. Aber visuelle Beobachtung ist dennoch nachzuvollziehen Seit 2 Jahren besitze ich persönlich wieder ein und zu überprüfen: durch visuelle Beobachtung! solches Teleskop. Ich habe es bei einem Essener Beobachten können heißt vor allem, Teleskopisches Sehen zu Pfandleihhaus inclusive einer alten Praktica für erlernen: Unterscheiden können, was an den im Okular sichtba- 190,– DM gebraucht gekauft. Um das Teleskop ren Einzelheiten sicher real ist und was nicht. Man muß für sich auch visuell einsetzen zu können, wurde ein simp- persönlich diese Grenze möglichst genau definieren, wenn man ler Okularauszug eines 60 mm-Kaufhausrefrak- tief hinunter will. Das ist nicht immer leicht draußen in der Käl- tors am Teleskopanschluß M42×1 angebracht. te am Fernrohr; aber es ist so ziemlich das wichtigste, was der Zum „Gucken“ bevorzuge ich ein von 40 mm- visuelle Beobachter beherrschen muß. Dieses Können ist keine Okular, welches eine 25fache Vergrößerung bei 4 Fähigkeit, die man von klein auf hat. Man muß sie erlernen: mm Austrittspupille ergibt. durch beobachten, beobachten, beobachten. Das Maß für das Was mich auf dem Essener ATT vor geraumer praktische Können ist die Beobachtungserfahrung, ausgedrückt Zeit gewundert hat, war der recht hohe Preis für in Nächten pro Jahr. Mit der gleichen Menge an jährlicher Praxis ein gebrauchtes MTO 100/1000. Die Firma Ludes ist visuelle Beobachtung nachvollziehbar. Wer weniger beobach- verlangte dafür immerhin 450,– DM. Nun habe tet, kann das einfach nicht: Das Teleskopische Sehen verhindert ich einen Katalog der Firma Völkner vom Herbst es. ’95 in die Hände bekommen. Dort bot der eigent- Überprüfen kann man eine Beobachtung aber auch dann, wenn liche Elektro-Anbieter das MTO 100/1000 für man sie nicht nachvollziehen kann. Beobachter mit gleicher 499,– DM an. Ein Blick in den Katalog für ’97 Beobachtungspraxis sind miteinander vergleichbar. Zeichnungen zeigt, daß der Preis sogar gepurzelt ist: 399,– DM kann man zwar selten mit Fotos, aber fast immer mit Zeichnun- für ein neuwertiges Maksutov-Tele! gen vergleichen. Und die Feststellung ist erstaunlich: Amateure Dieser Beitrag soll kein Testbericht sein, viel- mit gleicher Erfahrung sehen auch recht genau gleich viel. Ver- mehr ein Hinweis für die Sternfreunde, die eine gleicht man die tiefsten Beobachtungen deutscher Beobachter in Optik mit gutem Preis-Leistungs-Verhältnis interstellarum mit harten Sachen in amerikanischen oder engli- suchen. Für meine Begriffe kann man das MTO schen Publikationen, so stellt sich ein sehr ähnliches Level ein, 100/1000 als echte Alternative zu anderen Typen auf dem jene Leute beobachten, die viel Zeit ihres Lebens für die von Einsteiger-Teleskopen sehen. Dabei sind Visuelle Deep-Sky-Beobachtung opfern. Lichtstärke, Auflösungsvermögen und Farbrein- Und trotzdem ist nicht alles möglich. Es gibt Grenzen, bei heit durchaus mit einem Newton vergleichbar. deren Überschreitung die visuelle Beobachtung versagt. Gren- Zudem kann das Instrument auch noch fotogra- zen, die uns durch die eigene Physiognomie diktiert werden. fisch genutzt werden, wobei die Ausleuchtung Erfahrene Beobachter kennen diese Grenzen: Durch vielfaches und Zeichnung des 24×36-Formates – im Gegen- Überschreiten. Aber es gibt auch Leute, die alles für möglich hal- satz zum Newton oder Achromaten – bis in die ten: Dann wird der Wunsch schnell zum Vater der Beobachtung. Ecken zufriedenstellend ist. Und was letztlich Schwarze Schafe werfen Schatten auf weiße, das ist nicht zu ver- kaum zu unterbieten sein dürfte: der Preis! hindern. Trotzdem: Viel mehr geht, als gemeinhin angenommen wird. PETER RIEPE Visuelle Beobachtung ist ein ewiger Wettbewerb mit der eige- [1] H. Lüthen: Die Russentonne als Bonsai-Teleskop; nen Wahrnehmungsfähigkeit. Sie hinauszuschieben, möglichst Sternkieker 29, Nr. 150, 117 (3. Quartal 1992) weit in die Tiefe des Universums: Darum geht es. [2] H. Orlik: Das Maksutov-Cassegrain MTO-11CA; Nicht darum wer mehr sieht. Nachr. Olbers-Gesellsch. Bremen, Nr. 164, 21 R. C. STOYAN (Januar 1994)

6 interstellarum Nr. 10 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. BeobachterforumBeobachterforum

Mit dieser Rubrik möchten wir alle aktiven Beobachter einladen, aktuelle Probleme der Theorie und Praxis zur Diskussion zu stellen und an der Fachgruppenkommunikation aktiv teilzunehmen. Das Beobachterforum soll durch informative Kurzbeiträ- ge einen lebhaften Erfahrungsaustausch anregen. Wir möchten alle Leser aufrufen, dieses Forum aktiv zu nutzen. Kurze Beob- achtungsberichte, Projektvorstellungen und Ergänzungen zu interstellarum haben hier genauso Platz wie sachbezogene Kri- tik und fachliche Anmerkungen. Beiträge für das Beobachterforum können auch nach Redaktionsschluß eingesandt werden.

Deep-Sky-Rätsel

Welcher schwache Nebel des Winterhimmels verbirgt sich hier? Das Bildfeld beträgt 16' × 21'. Postkarten und E-Mails mit der Lösung bitte bis 1. 5. 1997 an die Redaktion. BERND KOCH

Das gesuchte Objekt in interstellarum 10 war die südliche Region des Nordamerikanebels NGC 7000 mit „Südmexiko“ und „Guatema- la“. Wir bedanken uns für die richtigen Ein- sendungen von Heinrich Treutner, Dieter Kremb, Bernd Flach-Wilken und, besonders elegant, Martin Köppl. Die Redaktion wird für erfolgreiche Teilnehmer an mehreren Runden ein kleines Präsent ausloben – mit- machen lohnt sich!

Messier-Marathon 1997

Seit 1992 führen Mitglieder der Volkssternwarte Hagen, den Vorjahren gingen uns aufgrund von Horizontdunst und entsprechendes Wetter vorausgesetzt, regelmäßig Messier- -aufhellungen vor allem die tiefstehenden Objekte im Marathons im Sauerland durch [1]. So auch 1997. In der Schützen, Skorpion und Schlangenträger durch die Lappen. Nacht vom 7. auf den 8. März beobachtete Frank Döpper Diesmal erschwerte zusätzlich noch gegen Morgen auf- (280 mm Schmidt-Cassegrain) 96, Johannes Herrnsdorf kommende Cirrusbewölkung die Beobachtung. (114 mm Newton) 76 und der Unterzeichner (333 mm DIRK PANCZYK Newton) 88 Messier-Objekte in 10 Stunden. Wie schon in [1] Sterne und Weltraum 1/1993, Seite 58

M 31 – hellster visuell sichtbarer Stern: AF And

Zum Artikel über M 31 und M 33 in interstel- larum 9 ist noch die Sichtbarkeit des hellsten Sterns in M 31 hinzuzufügen. Es handelt sich um AF And, einen LBV (Luminous Blue Variable) vom Typ S Dor, einer Gruppe extrem leuchträftiger unregelmäßiger Verän- derlicher Sterne, mit der Helligkeit von 13m,3 bis 17m, 5, die jedoch meist im schwächeren Bereich liegt. Von mir wurde dieser Stern in der exzellenten Nacht des 31. 10.1994 bei einer Helligkeit von ca. 16m, 5 und einer erreichten Grenzgröße von 16m, 83 mit mei- nem 13-Zöller gesehen. Angeregt wurde ich durch den in SuW 5/1988 erschienenen Arti- kel „Einzelobjekte im Andomedanebel“. MARTIN NITZL M 31 und M 32; gekennzeichnet ist der Stern AF And. Ausschnitt einer ST-8-CCD-Aufnahme von Bernd Koch mit einem 200/800-Newton.

interstellarum Nr. 10 7 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. BeobachterforumBeobachterforum

NGC 2623 – Rattenschwanz- Fernglasspaziergang am Ahausener galaxie im Krebs Ausnahmehimmel vom 1. 2. 1997

h min m 8 38,4 +25° 45' 13 ,4 2,5 × 0,7 Die mittelfristigen Wettervorhersagen in den letzten Januarta- gen waren so packend, daß ich sie nur als Einladung zur Him- Nördlich des bekannten Sternhaufens Praesepe melsbeobachtung verstehen konnte. Und was sich dann wirk- oder M 44 im Sternbild Krebs befindet sich eine lich am 1. Februar 1997 ereignete, war so außerordentlich, überaus interessante Galaxie. NGC 2623 ist eine daß mir für immer diese Sternenpracht in Erinnerung bleiben sogenannte Rattenschwanzgalaxie, ähnlich der wird! Der oben genannten Einladung stand aber eine andere Antennengalaxie NGC 4038/9 im Sternbild Cor- entgegen, nämlich die zu meinem Vetter Gätjen in Ahausen. vus. Während NGC 4038/9 in einer Entfernung Vorausahnend und mit Vorbedacht hatte ich mein 10×50- von ca. 12 Mpc steht, befindet sich NGC 2623 Fernglas dabei. Ich mußte also nicht leer ausgehen, ganz im wesentlich tiefer im Raum bei etwa 70 Mpc. Rat- Gegenteil: Der Sternenhimmel am Westrande der Lüneburger tenschwanzgalaxien entstehen bei einer sehr Heide präsentiert sich um einige Größenklassen-Punkte bes- engen Begegnung zweier Galaxien; durch die ser als an meinem Heimatort Oyten. Die in Ahausen schon geänderten Gravitationsverhältnisse werden die spürbare Nordseeferne bescherte uns, die wir zur Heimfahrt sogenannten streamer aus den beiden Galaxien rüsteten, einen Sternenhimmel von der Qualität der Hochge- herausgerissen. Bedingt durch die große Entfer- birgsnächte. Bei einer unglaublichen Grenzgröße von 6m, 8 bis nung ist NGC 2623 im visuellen Bereich ein eher 6m, 9 wurde mein Fernglasspaziergang – ohne Nebelfilter – unscheinbares Objekt mit einer visuellen Hellig- zum visuellen Deep-Sky-Erlebnis der besonderen Art. keit von 13m,4. Am 23.10. 1996 in den frühen Ich eilte von Konstellation zu Konstellation, um ja nichts Morgenstunden stand die Galaxie auf meinem zu verpassen. Mit den großflächigen Galaktischen Nebeln in Beobachtungsprogramm. Als Instrument benutz- der Cassiopeia machte ich den Anfang. IC 1805 und IC 1848 te ich meinen 12",5-Newton bei 170facher Ver- stellten sich dar als ins Auge springende großflächige Objek- größerung. Westlich von zwei schwachen Feld- te, die das sternenreiche Gebiet um das Himmels-W recht sternen (ca. 12–13m) zeichnete sich bei indirek- bedeutsam erscheinen ließen. NGC 281, bei Sternenfreunden ter Beobachtung ein deutlicher diffuser fast run- sehr beliebt, tat sich unerwartet schwer, war aber noch der kleiner Nebelfleck ab. Von den beiden „Rat- erkennbar. tenschwänzen“ konnte ich auch bei höherer Ver- größerung (312×) nichts erkennen. Bei dem Paradeobjekt M 42 (Orionnebel) glaubte ich eine KLAUS WENZEL Routinebeobachtung erfüllen zu sollen. Nun, diese „Routine- beobachtung“ wurde zum visuellen Leckerbissen! Auch im 8°-Gesichtsfeld waren durchaus konturenstarke Einzelheiten wahrehmbar! IC 410, ein nicht zu übersehendes Objekt, das zusammen mit den Offenen Haufen M 36, M 37, und M 38 bei mir den Eindruck hinterließ, als sei die Konstellation Fuhr- mann an den Himmel projiziert worden – ein schier greifbar- unbegreifliches Erlebnis! In einer Anwandlung von Naivität nahm ich mir dann ein Objekt vor, das ich in den frühen 80er Jahren nur mit meinem 6"-RFT aufzuspüren wagte – den „Unberührbaren“, mit der Bezeichnung Barnard’s Loop. Im Feldstecheranblick ein schöner relativ heller Nebelbogen – fast eine konkrete Himmelskarte … Tirion am Firmament! Die besonderen Umstände enthoben mich jeder Mühe, mich instrumentell mit meinem „10er“ (254/1060) „hoch- zurüsten“. Die ungleich kleinere Optik (10×50) hingegen ver- mittelte mir ein Totalerlebnis, wie es sonst nicht zustande gekommen wäre. Bei willkürlicher, fast planloser Vorgehens- weise kam ich zu genauerem Hinsehen; und so kümmert ’s mich nur wenig, daß unterm Strich einiges vergessen worden ist. Was für mich zählt, ist die fast unbezähmbare Lust am Schauen und Beobachten, die wahrlich zu ihrem vollen Recht kam, und dies unter einem Sternenhimmel, der den Superlativ verdient: Die Nacht der Nächte! KARL BUSE

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Ein Sucher für den Feldstecher?

Vermutlich wird sich jeder beobachtende Sternfreund bis sich die Überzeugung herauskristallisierte: Der Feld- über kurz oder lang einen Feldstecher als zusätzliche stecher braucht einen Sucher! Unterstützung zur Ausübung unseres schönen Hobbys Gesagt, getan. – Aufgrund meiner guten Erfahrungen anschaffen – ob teuer oder preiswert, ob Edelmarke oder mit dem Telrad und seiner spezifischen Wirkungsweise No-Name-Produkt spielt keine Rolle. Manche von uns sehe ich ihn als logisches Zwischenglied zwischen dem werden gar den besonderen Reiz eines unbewaffneten Auge und dem Bino. Der größeren und licht- Rest war lediglich technisch-konstrukti- starken Fernglases ver Natur und ich glaube, eine gute so schätzen lernen, Lösung gefunden zu haben. daß sie es lange Bei einer aluminiumverarbei- Zeit als besondere tenden Fabrik (aber auch Herausforderung Schlossereien, etc.) besorgte ich ansehen werden, die mir zwei Stücke Alu-Vollmateri- Grenzen einer solchen al mit den ca.-Maßen 55 × 40 × „kleinen“ Optik gegenü- 20 mm³. Nachdem beide Stücke ber den heute weitverbreiteten im unteren Viertel eine Bohrung mit großen Dobsons zu erfahren. dem Durchmesser des Feldstecher-Mit- Immerhin bietet ein Feldstecher teltriebes erhielten, habe ich sie an dieser Stel- ein entspanntes binokulares Sehen, le durchgesägt und mit jeweils 2 M4-Gewinden was bei den „erwachsenen“ Fern- versehen. Die Telrad-Basis wiederum wird mit zwei rohren und Teleskopen ziemlich teu- zusätzlichen M4-Schrauben am giebelförmigen Oberteil er erkauft werden muß. angeschraubt und verbleibt grundsätzlich am Fernglas. Auch ich habe mir (als Wiedereinstei- Leichte Ungenauigkeiten beim Zusägen und Bearbeiten ger in die Astronomie) zuerst einen 12,5- des Aluminiums werden problemlos durch die Justierung Zöller (Dobson) gekauft, um etwa ein halbes Jahr später am Telrad ausgeglichen. In den Fotos werden alle nötigen einzusehen, daß ein Feldstecher durchaus seinen berech- Einzelheiten deutlich. tigten Platz neben dem großen Instrument behauptet. Aus Dann kam der erste Beobachtungsabend. Schnell in den dieser Einsicht heraus resultierte die Anschaffung eines Garten, Telrad zum Bino justiert und da war es: das neue 15×80 Binos. Wenn dann nächtens mein Neffe (dazu Such- und vor allem Auffindungsgefühl! Jeder, gesellen sich noch ein 150 mm-Newton und eine der den Telrad kennt, Zeiss-APQ 100/1000 mm-Optik) und ich mit unse- weiß, wovon ich jetzt ren Geräten „auf dem Acker“ sind, macht es uns rede. Aber auch anders- großen Spaß, die diversen Objekte in den herum wird ein guter unterschiedlichen Optiken zu beob- Schuh daraus: wer hat achten und zu vergleichen. Dabei noch nicht „querbeet“ zeigt sich beim Auffinden – beobachtet und findet nebenbei bemerkt – meistens plötzlich in sternarmer die Überlegenheit meines Tel- Umgebung ein schwaches rads gegenüber dem optischen Lichtfleckchen, daß nun Sucher. mittels Zielkreisen Es kommt durchaus vor, und nicht nur und z.B. dem Sky im Urlaub, daß ich lediglich mit dem Feldstecher Atlas 2000 beobachte. Dabei fiel mir im Laufe der Zeit dann doch ein ziemlich ein- gravierender Nachteil der immerhin 15fach vergrößern- fach identifi- den Optik auf. Solange ich ziemlich helle Objekte aufsu- ziert werden che – kein Problem. Geht es aber in sternarme und vor kann. Auch wenn es auf allem lichtschwache Gebiete ohne markante Stern-Konfi- den ersten Blick etwas „entrückt“ erscheint, sich gurationen, bekomme ich Schwierigkeiten mit der genau- einen Sucher für einen Feldstecher einfallen zu en Lokalisierung. Vielleicht liegt es an meiner mangeln- lassen; die folgenden Beobachtungsnächte haben den Übung – so häufig komme ich nicht zum Beobachten den Arbeitsaufwand mehr als gerechtfertigt. – aber eventuell geht es anderen Sternfreunden ja ähnlich. Es brauchte einige Beobachtungsstunden und langsam HELMUT PÜTZ steigenden Ärger über diese (meine?) Unzulänglichkeit,

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Wolf 359 – Persönliche Erfahrungen

Im Starhopper von interstellarum 9 wurden die nächsten rungen bis 300fach konnte ich an der markierten Position Sterne vorgestellt, unter anderem auch Wolf 359. Das ver- kein Stern heller als 15m finden. Plötzlich, ca. drei Bogen- anlaßt mich zu diesem kurzen Erfahrungsbericht. minuten südwestlich der eingezeichneten Position fiel mir Durch Burnham’s Celestial Handbook (BCH) wurde dort ein Sternchen ca. 14m auf, das laut der Aufsuchkarte ich bereits 1987 auf diesen Roten Zwerg aufmerksam. dort eigentlich gar nicht hingehörte. Jetzt dämmerte es Damals beobachtete ich noch von einem nördlichen Stadt- mir, die Aufsuchkarte aus dem BCH stammt aus dem Jahr teil von Aschaffenburg mit meinem 8-Zoll f/6 Newton. 1959, war also knapp 30 Jahre alt. Schnell holte ich das Mein erster Versuch startete ich am 22.4.1987, ausgerü- BCH hervor und konnte darin lesen: “... so observers of stet mit der Aufsuchkarte aus dem BCH. Das Sternfeld im the future will find it necessary to make a correction for Löwen war schnell eingestellt, nur zu sehen war der the large proper motion of the star (4",71 annually in PA Zwerg nicht. Bei einer visuellen Helligkeit von etwa 13m,5 235°)”. hatte ich das damals auch nicht erwartet. Acht Jahre spä- Jetzt mußte ich doch über mich selbst lachen, denn dar- ter, im Mai 1995 nach meinem Umzug nach Wenigum- auf hätte ich auch früher kommen können, daß ein so stadt (dunkler Himmel, neue Optik: 12,5-Zoll f/4,8) naher Stern eben doch kein „Fixstern“ ist und sich jedes machte ich einen erneuten Versuch, der ebenfalls ziemlich Jahr ein merkliches Stück weiterbewegt. Ergo vorher unrühmlich endete. Als dann auch noch Bewölkung auf- lesen, informieren, und die Beobachtung vorbereiten und zog, gab ich mich erneut geschlagen. dann beobachten. Wolf 359 mußte noch ein ganzes Jahr warten, bis er Übrigens: Wolf 359 kam in den letzten Jahren durch die schließlich am 16.4.1996 erneut auf meinem Beobach- Fernsehserie Star Trek – The Next Generation zu Fernse- tungsprogramm stand. Doch auch dieser Versuch war hehren, denn dort fand bzw. findet in ferner Zukunft die zunächst frustrierend. Ich konnte alle Sterne der Aufsuch- große Raumschlacht der Föderation mit den Borg statt. karte identifizieren, nur eben der Platz des Roten Zwer- KLAUS WENZEL ges, der uns doch so nah sein soll, war leer. Bei Vergröße-

M 31 – Wo sind die 4 Grad?

Die äußerst detailreiche Zeichnung von M 31 in interstellarum 9 zeigt einen Bereich, der eine Länge von ca. 2°,5 überdeckt. Nun sollen mit lichtstarken Feldstechern schon satte 4° gesichtet worden sein. Wo sind die restlichen 1°,5? Im Sommer konnte ich bei klarem, aber nicht ganz dun- klem Sommerhimmel in der Auvergne aus 1000m Höhe mit meinem 110/550-Newton bei 15,7× im Nordosten einen fast abgelösten Bogen der Gala- xie sichten, den die Zeichnung in interstellarum 9 nicht zeigt. Wer hat mit welchem Instrument noch mehr gesehen? RAINER TÖPLER

Meine Zeichnung in interstellarum 9 entstand bei einer maximalen Austrittspupille von 4,5mm. Ich habe am 14" auch mit den maximal sinnvollen 8mm (45×) beobachtet, und die Galaxie zeigte sich diffus etwa 3°,5 lang, ohne weitere Einzelheiten. Wer M 31 maximal lang sehen will, braucht unbedingt einen knalligen Hochgebirgshimmel. In einer der besten Nächte, die ich in den Alpen je erlebt habe, konnten Klaus Veit und ich M 31 mit einem 20×100-Feldstecher (trotz nur 5mm AP) auf 3000 m Höhe tatsächlich 4° lang verfolgen. Von Deutschland aus sind solche Beobachtungen kaum zu machen; interes- sant wäre es trotzdem, wie groß andere Beobachter M 31 unter Alpenhimmel mit maximaler AP sehen. -rcs

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Wie bestimme ich meine maximale Pupillengröße?

Wer vor dem Kauf eines Feldstechers oder eines Low Power stellt die momentane Pupillengröße dar. Das sind bei mir in Okulars steht, ist oft unsicher, ob er z.B diesen tollen 10×70 einem nicht allzu hell erleuchteten Raum 4,5 mm. Für die Feldstecher oder jenes 35 mm Prachtstück für seinen f/5 Bestimmung der maximalen Pupillengröße ist die Sache Dobson kaufen soll. In beiden Fällen entsteht nämlich eine etwas schwieriger. Macht man die Bestimmung bei absolu- Austrittspupille von 7 mm. Aber, so wird sich der Käufer ter Dunkelheit, so sieht man nichts (ist auch irgendwie fragen, öffnet sich meine Pupille nachts überhaupt noch logisch). Es sollte also noch soviel Resthelligkeit da sein, soweit? Häufig ist, gerade in älterer Literatur, zu lesen, daß daß man die Lochscheiben noch sehen kann. Das entspricht die maximale Pupillengröße 7mm beim Erwachsenen dann ja auch den realen Beobachtungsbedingungen. Nach beträgt. So einfach ist es jedoch nicht, und die Wahrheit ist, genügend langer Zeit (ca. 20 min.) haben sich die Pupillen wie so oft, komplizierter. Es bestehen nämlich ganz erhebli- auf den maximalen Wert geöffnet. Jetzt versucht man mit che individuelle Schwankungen. So variiert die maximale Geduld die beiden grauen Scheiben zu finden, die sich gera- Pupillengröße bei 25 Jahre alten Menschen zwischen 4,5 de in der Mitte berühren. Dabei sollte kein dunkler Steg zwi- und 8,5 mm, die eines 55 jährigen zwischen 3 und 6,5 mm schen den beiden mehr zu sehen sein. Man hält das „Pupil- [1]. Daher ist es also möglich, daß sich eine 55 Jahre alte lenlineal“ an dieser Stelle fest, schaltet das Licht an und liest Pupille weiter öffnet als eine 25 Jahre junge. Die entschei- seine maximale Pupillengröße ab. Dieser Wert ist natürlich dende Frage ist also: „Welche maximale Pupillengröße habe kein absolut korrekter Wert, da er ja nur in 0,5 mm Schritten ich jetzt?“ bestimmt wird. Außerdem kann von Abend zu Abend dieser In Sky and Telescope 5/92 wurde eine Lösung angeboten, Wert schwanken. Daher empfehle ich mehrere Messungen die ich hier vorstellen möchte. Das „Pupillenlineal“ (freie an verschiedenen Abenden zu machen und einen vernünfti- Übersetzung) ist einfach und billig. Man kann es bei Sky gen Mittelwert zu bilden. Hat man dann z.B., wie bei mir, Publishing Corporation, P.O. Box 9111, Belmont, Ma. einen Wert von 6,5 mm ermittelt, ist es ratsam einen 02178-9111 bestellen oder selber machen. Lochpaare im „Sicherheitsabstand“ von 0,5 mm einzukalkulieren und Abstand von 1 bis 9 mm sind in 0,5 mm Schritten auf dun- damit nur Feldstecher und Okulare zu erwerben, die 6mm klem Hintergrund angebracht. Die Löcher kann man z. B. Austrittspupille nicht überschreiten. Für mich käme also der mit einer Stecknadel oder ähnlichem in schwarzen dünnen eingangs erwähnte 10×70 Feldstecher sowie das 35 mm Karton machen. Dabei ist die Lochgröße nicht so entschei- Okular am f/5 Dobson nicht mehr in Frage. Das bleibt den dend. Viel wichtiger ist der Abstand der nebeneinander lie- Eulen unter uns vorbehalten. Aber auch für die gilt: Pupil- genden Löcher zueinander. Er wird von der rechten Seite des lengröße immer wieder mal selber bestimmen, am besten linken Lochs zur linken Seite des rechten Lochs gemessen. mit dem „Pupillenlineal“! Hält man das „Pupillenlineal“ bei Tag in ca. 15 mm Abstand JÜRGEN BREITUNG vor ein Auge (also so nah wie möglich), so sieht man fol- [1] Loewenfeld, I.E. (1987) in Night Vision, Nat. Academy Press. gendes: Jedes Lochpaar ist immer gemeinsam im Auge als Dank der erfolgreichen Spendenaktion konnte ein Pupillenli- zwei große helle Scheiben sichtbar. Einige sind weit vonein- neal als Beilage zu dieser Ausgabe finanziert werden. Da das ander getrennt, andere fast gänzlich miteinander verschmol- Lineal auf eine durchsichtige Folie gedruckt wurde, entfällt zen. Das Paar, welches sich in der Mitte gerade berührt, hierbei sogar das Durchstoßen der einzelnen Löcher. -red

Gravitationslinse Q0957+561A/B

Angeregt durch verschiedene SuW- und is-Artikel beobachtete ich den Zwillingsquasar am 3. 3. 97 in der Toscana. Die Grenzgröße mit bloßem Q0957+561A/B Auge betrug 5m,5. Das Seeing war relativ schlecht. Zum Einsatz kam ein 16" f/5-Dobson. Die Galaxie NGC 3079 war schnell gefunden. Auch das Sternenmuster nördlich der Galaxie, das aus 14m und 15m Sternen besteht, war schon im 35 mm Panoptic überraschend hell. Mit Hilfe des 4,8 mm Naglers war näch längeren Hinsehen der Quasar immer wieder blickweise zu sehen. Dies war dann der Fall, wenn die Luft gerade etwas ruhiger war. Es war aber nicht zu unterscheiden, ob der Quasar länglich erschien (und damit getrennt) oder ob nur eine Komponente zu sehen war. Es war jeden- falls am Limit, was mit dem Teleskop erreichbar war. Die Sichtung wurde von 2 Mitbeobachtern bestätigt, sie sahen aber auch nur ein Objekt. Ich hof- Aufnahme von Bernd Schatzmann mit fe, daß ich einmal wieder Gelegenheit habe, das Objekt zu beobachten und einem 250/1200-Newton mit 2fach-Kon- dann vielleicht eindeutig zu trennen. verter. Komposit aus 2 Bildern von 25 ANTON STIER und 40 Minuten Belichtungszeit

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Aufsuchen Andreas Domenico

interstellarum beginnt mit dieser Ausgabe eine neue Rubrik, die sich speziell an Einsteiger in die visuelle und fotografische Deep-Sky-Beob- achtung wendet. Bekannte Beobachter werden Ihr Wissen und Ihre Erfahrung zu grundlegenden Themen anschaulich dargestellt weiterge- ben. Erst durch das vollständige Beherrschen der hier demonstrierten Techniken gewinnt man jenen Spaß an der Astronomie, den inter- stellarum vermitteln will.

in bekanntes Bild: Während der achtung schnell wieder verliert. Schon lediglich in Rektaszension bewegen, bis eine innerhalb weniger Sekun- die Art der Fernrohrmontierung – paral- er fündig wird. Natürlich gibt es Ama- Eden ein Objekt in seinem Fern- laktisch oder azimutal – bestimmt über teure, die das alles lieber per Knopf- rohr einstellt, quält sich der andere eine druck besorgen. Doch man kann es auch halbe Ewigkeit mit dem Aufsuchen her- anders sehen: Es ist eine Zeremonie, die um. Gerade dem Einsteiger nützt das einfach dazugehört. Wäre Deep Sky beste Fernrohr und die klarste Nacht nicht um einiges ärmer, wenn wir die nichts, wenn er die Objekte am Himmel Freude über das nach systematischer nicht findet. Für ein rasches und erfolg- Suche endlich gefundene Objekt dem reiches Aufsuchen ist nichts wichtiger Computer überließen? als eine gründliche Kenntnis des „Jagd- Peilsucher gebietes“. Deep-Sky-Beobachter – egal ob Neulinge oder „alte Hasen“ – sollten Das Peilen am Fernrohr, wie in der gut- die Lage der Sternbilder am Himmel en alten Zeit üblich, haben sich die mei- kennen. Das klingt banal, ist es aber sten Fernrohrbesitzer dank moderner nicht. Je vertrauter der Sternenhimmel Aufsuchhilfen weitgehend abgewöhnt. ist, umso leichter fällt das Aufsuchen. Dieser erste Schritt ist essentiell für das Darüber hinaus sollte man lernen, anschließende Einstellen im Sucher- zumindest die hellsten Messier-Objekte fernrohr. Mit einem Refraktor oder auch ohne Atlas zu finden. Der eigentli- Schmidt-Cassegrain ist der Peilvorgang che Aufsuchvorgang mit dem Fernrohr Abb. 1: Einfache Peilvorrichtung aus einfach, da man sich nicht vom Okular folgt drei wesenlichen Schritten: einem dünnen Metallrohr und einer zu entfernen braucht. Newtons sollten ausrangierten Sucherhalterung • Peilen über zwei markante Punkte am Fern- • Einstellen am Sucherfernrohr rohrtubus verfügen, über die ein mit • Einstellen am Hauptrohr das „Aufsuchverhalten“ des Sternfreun- dem bloßen Auge sichtbarer Stern oder des. Koordinateneinstellung ist zwar eine markante Sterngruppe in der Nähe Es bleibt natürlich jedem überlassen, ungemein praktisch, erfordert aber eine des gesuchten Objekts anvisiert werden wie er beim Aufsuchen vorgeht. Den- genaue Ausrichtung der Polachse. Wer kann. Unter einem genügend dunklen noch sollten Anfänger wissen, daß man darauf nicht verzichten will, kann sich Himmel wird man niemals in die Situa- gerade bei diesem scheinbar simplen zumindest die Rechnerei mit der Stern- tion geraten, keine Orientierungs- oder Vorgang vieles unnötig falsch machen zeit sparen, in dem er das gesuchte Leitsterne in der Umgebung eines belie- kann. Das kann schließlich dazu führen, Objekt nur nach der Deklination ein- bigen Objekts zu finden. Eine ungemein daß der Neuling den Spaß an der Beob- stellt. Danach muß er das Fernrohr praktische Peilvorrichtung besteht aus

Abb. 2: Telrad Abb. 3: Telrad-Zielkreise am Kugelsternhaufen M 13 Grafik: The Sky / is

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einem schlichten Papp- oder Metallrohr, das parallel zum Hauptrohr ausgerichtet ist. Man kann sich auch einen Peilsu- cher bauen, der wie ein MG-Visier funktioniert: ein großer Ring mit Draht- kreuz am oberen Ende des Tubus und ein kleinerer als Einblick am unteren Ende. Telrad Der moderne Peilsucher heißt „Telrad- Finder“ – jenes schwarze Rechteck, das inzwischen an nahezu jedem Fernrohr klebt. Eine rote Leuchtdiode projiziert drei konzentrische Kreise auf eine Glas- Abb. 4: scheibe, so daß der Beobachter erken- Sucherfernrohr mit nen kann, wohin das Fernrohr zeigt. Die 45°-Amici-Prisma Vorteile: Der Einblick ist parallaxefrei und die Peilgenauigkeit liegt innerhalb jedes Sucherfernrohrs. Außerdem er- Geräten noch akzeptabel, wenn sie ein Das Fernrohr als Sucher laubt die Einteilung der Kreise in 4°, 2° Feld von mindestens 3° erreichen. Noch Die anschließende „Feinarbeit“ mit und 0°,5 die grobe Abschätzung von kleinere „Sucher“ taugen bestenfalls als einem Übersichtsokular am Hauptrohr Sternabständen. Aber: Je größer der „Griff zum…“. Das Optimum sind klei- ist im Grunde elementar. Speziell lang- Abstand zwischen Auge und Telrad, um ne kurzbrennweitige Refraktoren oder brennweitige 2"-Weitwinkelokulare ei- so schlechter erkennt man die Zielkrei- Spektive, die verschiedene Gesichtsfel- gnen sich gut als „Sucher“, da sich mit se auf der Glasscheibe. Man muß also der (> 4°) zulassen. Der Autor benutzt ihnen bei entsprechender Lichtstärke schon ziemlich dicht hinter dem Kasten solche Sucher mit 8 cm Öffnung. Sehr der Optik große Gesichtsfelder erzielen stehen, um noch alle drei Kreise zu hilfreich für das Aufsuchen mit dem lassen. Der 8" f/5-Newton des Autors sehen. Die Helligkeit der Leuchtkreise Sternatlas sind Folien mit aufgezeich- liefert mit solchen Okularen ein Feld wird über einen Poti geregelt. Mit ande- neten Gesichtsfeldkreisen im Karten- von 2°,5 bei größtmöglicher Austritts- ren Worten: die schwächste Einstellung maßstab, ähnlich wie es sie für den Tel- pupille – zur Übersicht und Low- liegt zwischen „hell“ und „aus“. Etwas rad gibt. Power-Beobachtung mehr als genug, besser wird es durch ein elektronisches aber für eine Sucherfunktion schon Zusatzteil, das die Zielkreise blinken Bildorientierung im Sucher nicht mehr zu gebrauchen. Mit zuneh- läßt. Dennoch stößt der Telrad an seine mender Öffnung wächst praktisch Grenzen, wenn es in der Nähe des Die Orientierung des Bildes im Sucher- immer die Brennweite mit, so daß das Objekts keine helleren Sterne gibt. fernrohr ist ein sehr wichtiger Aspekt. Gesichtsfeld nur noch schrumpfen Daher kann er ein gutes Sucherfernrohr Gerade für den Einsteiger ist eine Bild- kann. Es lassen sich noch etwas größe- nicht ersetzen. ausrichtung wie mit dem bloßen Auge oder Fernglas sinnvoll, also aufrechtste- re Felder erzielen, wenn die Austritts- Sucherfernrohr hend und seitenrichtig. Der Vorteil ist, pupille über das sinnvolle Maximum Oftmals wird bei lichtstarken Telesko- daß die Sterne aus der Richtung ins hinaus vergrößert wird. Sofern dies nur pen auf die Anbringung von Sucher- Sucherfeld driften, in die auch das Fern- zum Aufsuchen und nicht zur Beobach- fernrohren verzichtet; es gilt die rohr geschwenkt wird. Zudem sieht tung praktiziert wird, sprechen höch- Ansicht, daß die mit dem Fernrohr man die Objekte genauso, wie sie im stens subjektive Gründe dagegen. Aller- erzielbaren Gesichtsfelder für eine Atlas verzeichnet sind. Allerdings sind dings ist eine solche „Untervergröße- Sucherfunktion ausreichen. Beträgt das nur wenige Sucherfernrohre mit inte- rung“ zwangsläufig mit einem Verlust Gesichtsfeld aber weniger als 3°, kann grierten Umkehrlinsen versehen. Man an Öffnung verbunden, da der Großteil der Aufsuchvorgang mit dem Hauptrohr erzielt diese Orientierung einfach mit des vom Teleskop gesammelten Lichts sehr frustrierend enden. Spätestens einem Amici-Prisma (45°-Prisma), das gar nicht auf die Netzhaut gelangt. dann geht es nicht mehr ohne Sucher- im Gegensatz zum normalen Zenitpris- Ergo: Das Fernrohr, gleichgültig mit fernrohr. Es sollte nach Möglichkeit in ma das Bild in beiden Achsen dreht. welcher Öffnung, spuckt nur noch die der Nähe des Hauptrohr-Okulars ange- Beim Wechsel zwischen Sucherfeld und effektiv nutzbare Lichtmenge eines bracht sein, damit ein rascher Wechsel Hauptrohrfeld empfiehlt es sich, das vielleicht halb so großen Geräts aus. zwischen Sucher und Hauptrohr mög- Prisma herauszunehmen, um eine Übe- Man sollte daher schon genau wissen, lich ist. Prinzipiell gilt, daß die Öffnung reinstimmung des Sucherbildes mit ob man sich das antun will – oder nicht des Suchers nicht groß genug sein kann, dem umgekehrten Bild im Okular her- lieber doch noch einen Blick durch den wenn man eine hohe Grenzgröße errei- zustellen. Andernfalls muß man sich die Sucher wirft. chen will. Zudem erscheinen die mei- Sternpositionen im Sucher genau ein- ANDREAS DOMENICO, sten Messier-Objekte erst ab ca. 5 cm prägen. Hier ist etwas Übung und geo- AM BLAUEN STEIN 4, 64295 DARMSTADT Öffnung (z. B. 8×50) direkt im Sucher- metrisches Denken angesagt (z.B. Drei- Thema im nächsten Heft: fernrohr. 6×30-Sucher sind bei kleinen ecke bilden o. ä.). Starhopping

interstellarum Nr. 10 15 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. DerDer StarhopperStarhopper

Com

Leo 7°

Aufsuchkarte Regulus

Vir

Virgohaufen – Teil 1 Grafik: The Sky/-tj Galaxien beim großen „T“ Thomas Jäger m Frühjahr ist für Sternfreunde wie- können. Je nach verwendetem Sucher Flach-Wilken treten sie deutlich hervor. der die Zeit der Galaxien gekom- steht das „T“ bei Ihnen womöglich auf Bei der visuellen Beobachtung mit klei- Imen. Neben den Objekten der Loka- dem Kopf. Zur Orientierung sollte man neren Geräten verschwimmen diese len Gruppe ist besonders der Virgohau- die Minikonstellation auch mit dem Details bis hin zur Unkenntlichkeit. fen ein lohnenswertes Ziel für unser Okular abfahren. Jetzt ist es kein Pro- Vielleicht besser als auf Fotografien Teleskop. Der Virgohaufen ist eine blem die folgenden Galaxien mit der kann man visuell den enormen Hellig- Ansammlung von rund 250 großen und Aufsuchkarte zu finden. keitsanstieg zur Mitte und den fast mehr als 1000 kleineren Galaxien. Er ist Wir beginnen am besten mit der Spi- punktförmigen Kern erkennen. der nächste größere Galaxienhaufen zur ralgalaxie Messier 99. Sie ist 41 Mio. Östlich des linken T-Sterns steht die Lokalen Gruppe und rund 60 Mio. Lichtjahre entfernt und hat einen große Spiralgalaxie M 100. Sie ist ca. Lichtjahre von uns entfernt. Am Nacht- Durchmesser von rund 50000 Lichtjah- 40 Mio. Lichtjahre entfernt und besitzt himmel umfaßt er mehrere Grad und ren. Für ein Mitglied des Virgohaufens einen wahren Durchmesser von 110000 manche seiner Mitglieder liegen nicht hat M 99 außerdem eine sehr hohe Rot- Lichtjahren. Méchain entdeckte 1781 mehr im Sternbild Virgo. Im heutigen verschiebung. Pierre Méchain entdeckte die Galaxie wieder ein paar Wochen vor Starhopper sollen fünf einfach zu fin- die Galaxie 1781. Im April des gleichen Charles Messier. Lord Rosse sah 1850 dende Virgohaufen-Mitglieder unser Jahres trug auch Charles Messier die als erster die Spiralstruktur dieses Ziel sein. Sie alle liegen eng benachbart Galaxie in seine Aufzeichnungen ein. Nebels, welche aber visuell genauso bei einer einprägsamen Mini-Sternkon- Messier kannte die Natur der Galaxien schwer wie bei M 99 zu sehen ist. stellation – einem großen „T“. selbstverständlich noch nicht, so be- Am westlichsten T-Stern finden wir Das Aufsuchen der Galaxien verläuft schrieb er M 99 als „Nebel ohne Stern“. die Galaxie M98. Sie ist etwa 5:1 elon- in vier Schritten. Als Startpunkt kann William Herschel erkannte hier bereits giert und zählt mit Sicherheit zu den der Stern ß Leonis (Denebola) dienen. eine Spiralstruktur. Abhängig vom schwierigsten Objekten des Messierka- Er wird im Okular eingestellt. Durch Himmel und der Beobachtungserfah- talogs. Die Entfernung wird mit 35 Mio. einen Schwenk von sieben Grad (≈28 rung wird man die Spiralstrukturen aber Lj, ihr Durchmesser mit 80000 Licht- Rektaszensionsminuten) ostwärts ge- erst mit Fernrohren über 20 cm Öffnung jahren angegeben. Sie besitzt keine Rot- langen wir zum großen „T“, dessen sehen können. Auf den schönen Auf- verschiebung und ist eine der nächsten Form wir leicht im Sucher erkennen nahmen von Bernd Koch und Bernd Galaxien des Virgohaufens.

16 interstellarum Nr. 10 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

M100

NGC4237 1°

M98

NGC4302 M99

NGC4212

NGC4216 Grafik: The Sky/-tj

M 98. Oben: Zeichnung von Ronald Stoyan mit einem 120/1020-Refraktor bei 64×. Rechts: Zeichnung von Gerhard Balda mit einem 14"-Newton bei 200facher Vergrößerung.

Unten Links: CCD-Image von Bernd Koch mit einem 14"-SCT bei f= 2,5m; 11min 28sec belichtet mit einer Starlight XPress Kamera. Unten Rechts: Foto von Bernd Flach-Wilken mit einem 12"-Schiefspiegler; 120 min belichtet auf TP2415 hyp.

interstellarum Nr. 10 17 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

NGC 4322

NGC 4312

M 100. Oben: Foto von Stefan Binnewies, Harald Tomsik und Dieter Spo- renberg mit einem 12"-Ritchey-Chretien bei 3,2m Brenn- weite auf dem Gornergrat (–17 °C); 130 min belichtet auf TP 2415 hyp. Inset: CCD-Aufnahme von Axel Martin mit einem 12“,5- Newton und einer Starlight Xpress. 7 Aufnahmen à 164s. Links: Aufnahme von Philipp Keller mit einem 40cm Newton f/6; 45 Minuten wurde auf ProGold 400 belichtet.

18 interstellarum Nr. 10 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

Nur knapp südlich von M 98 streifen N wir die Galaxie NGC 4212. Sie er- NGC 4216 scheint im Fernrohr ziemlich klein und Center: RA 19h15,9m nur wenig schwächer als die drei vorhe- Dec.+13°09' rigen Galaxien, deswegen könnte man die Vergrößerung vielleicht etwas erhöhen. Es fällt auf, daß NGC 4212 keinen so drastischen Helligkeitsanstieg zur Mitte aufweist. Spektakulärer ist edge-on Galaxie O W NGC 4216. Sie liegt nur ein Grad süd- licher und steht den Messier-Objekten in keinster Weise nach. Im übrigen haben wir damit auch die Grenze von Coma Berenices zum Sternbild Virgo überschritten. Bei NGC 4216 konzen- triert sich die Gesamthelligkeit von 10m vor allem in dem fast punktförmigen Kern. Die sehr schmale Form der Gala- The Sky S xie macht sie zu einer der Juwelen unter (alle GSC-Stars) den vielen Galaxien des Virgohaufens. Sternkartenausdruck zum Einzeichnen der Galaxie Bei solch außergewöhnlichen Beob- achtungsobjekten regt sich oft der außer bei der Gruppe der Sternhaufen Umständen als Sprungbrett. Für die Drang, das Gesehene im Bild festzuhal- eine modernere Methode des Zeichnens Galaxie NGC 4216 haben wir eine ten. Aber nicht alle Amateurastronomen immer mehr in Mode. Mit einem GSC- Zeichnungsvorlage vorbereitet. Die zeichnen gerne. Oft ist es sehr mühsam, Programm wird vorher das sichtbare Feldgröße des Okularkreises beträgt 35 die vielen Feldsterne richtig einzuzeich- Okularfeld mit der entsprechenden Bogenminuten. Dies erhält man mit nen. Aus Bequemlichkeit oder weil es Grenzgröße ausgedruckt, danach wird einem 26 mm Plösslokular an einem 8 schlichtweg nicht immer notwendig ist, am Teleskop nur noch das Objekt dazu Zoll SCT-Teleskop, was einer häufig läßt man den einen oder anderen Stern gezeichnet. Für diese Art des Zeichnens anzufindenden Kombination entspricht. einfach weg. Unter Beobachtern kommt hat sich bei uns schon der Name „GSC- Probieren Sie es aus. Methode“ eingebürgert. Der Nachteil ist, daß man praktisch immer einen vor- Literatur bereiteten Kartensatz dabei haben muß. [1] George R. Kepple & G. W. Sanner: The Die Vorzüge liegen klar auf der Hand. Observers Guide, Issue No.13, Natrona Natürlich ist es viel komfortabler wenn Heights, 1989 man nicht mehr akribisch alle Feldster- [2] Emil Bonanno: MegaStar Deep-Sky ne einzeichnen muß. Viel lieber kon- Atlas V1.5 CD, E.L.B. Software, Hou- ston, Texas 1994 trolliert man vielleicht die Vollständig- [3] Kenneth Glyn Jones, Messier’s Nebula keit der gedruckten Karte. Es bleibt & Star Clusters, Cambridge University mehr Zeit für die Konzentration auf das Press, 1991 Wesentliche, eben das Objekt selbst. [4] Cragin, Lucyk, Rappaport: The Deep Auch die Objektdimensionen lassen Sky Field Guide to Uranometria 2000.0, sich auf der vorbereiteten Karte besser Willman-Bell Inc., 1993 abbilden. Ich habe z.B. immer das Pro- NGC 4216 und 4222. Zeichnung von blem, daß die Objekte auf der fertigen Ronald Stoyan mit einem Zeichnung immer zu groß erscheinen. 120/1020-Refraktor bei 64×. Für den ein oder anderen Nichtzeichner fungiert diese neue Methode unter

Objekt Typ Class. R. A. Dec. Helligk. FH Größe

M 98 Gx SAB(s)ab II 12h 13,8min +14° 54' 10,1 13,2 9,1'×2,1' M 99 Gx SA(s)c I-II 12h 18,8min +14° 25' 9,9 13,0 4,6'×4,3' M 100 Gx SAB(s)bc I 12h 22,9min +15° 49' 9,4 13,0 6,2'×5,3' NGC 4212 Gx SAc: III 12h 15,7min +13° 54' 11,2 12,7 2,7'×1,8' NGC 4216 Gx SAB(s)b: II 19h 15,9min +13° 09' 10,0 12,6 7,8'×1,6'

interstellarum Nr. 10 19 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

PRAXIS I Deep-Sky-Beobachtung mit einem 11,4cm Kaufhausteleskop Dieter Kremb

von mir nicht mehr nachzählbaren 203 offene Sternhaufen Anzahl von Kometen. Selbstverständ- Bei vielen offenen Sternhaufen ist der lich ist diese Zahl noch lange nicht die visuelle Eindruck sogar schöner als im Grenze des Möglichen. Es kommen ste- Großteleskop. Sie wirken kompakter tig neue Objekte hinzu, wenn das Wet- und abgegrenzter. Sucht man etwas ter mitspielt. exotischere Objekte, benötigt man Die 510 beobachteten Objekte setzen einen guten Sternatlas, z.B. Uranome- sich folgendermaßen zusammen: tria 2000.0, damit man sie nicht mit einer zufälligen Sternansammlung, die 41 Kugelsternhaufen sich in der Nähe befindet, verwechselt! Manche Sternhaufen lassen ich selbst- Bei ein paar wenigen Kugelsternhaufen verständlich überhaupt nicht oder nur erschienen am Rande sogar aufgelöste teilweise auflösen, aber es sind weniger fahle Sterne. Viele nicht auflösbare sind als erwartet. Vergrößerung: 25×–110×. s muß nicht immer ein Großtele- z.T. trotzdem sehr schön und einfach zu skop sein. Auch mit einem klei- sehen. Vergrößerung: 50× –110×. 117 Doppelsterne nen billigen Gerät kann man vie- E 22 planetarische Nebel Hierfür entscheide ich mich meistens le freudige Überraschungen am Ster- nur bei mäßiger Sicht. Die Trennbarkeit Nur bei wenigen gelingt die Beobach- nenhimmel erleben. Auch ich habe mir hängt nicht nur vom Abstand, sondern tung der Struktur. Bei einigen ist ein inzwischen noch größere Öffnungen auch von ihrem Helligkeitsunterschied Nebelfilter günstig, andere wiederum angeschafft. Trotzdem lasse ich mein ab. Ähnlich helle Sterne lassen sich sind sehr helle kleine Scheibchen. Ver- Kaufhausgerät nicht verstauben. So noch eindeutig bis ca. 2" bei 250× tren- größerung: 30×–180×. lohnt es sich oft nicht, nur für eine kur- nen. Sehr interessant sind manchmal die ze Zeit ein großes schweres Teleskop 34 Gasnebel Farben der helleren Doppelsterne. Auch aufzubauen. Gerade während einer Man wundert sich oft, was ein kleines Mehrfachsysteme finden meine Begei- Tiefdruckwolkenlücke mit einer ausge- sterung. zeichneten Sicht ist mein praktisches Gerät leisten kann, vorausgesetzt man kleines Gerät sehr schnell im Garten beherrscht das indirekte Sehen. Für 6 Dunkelnebel schwache Emissionsnebel ist ein Nebel- einsatzbereit. Wichtig ist natürlich eine Die Anzahl dieser Objekte ist nicht filter nötig, z.B. ein Deep-Sky-Filter. dunkle Umgebung! Mit der Ausstattung gerätebedingt so niedrig. Für die Beob- Große Nebel müssen abgefahren wer- des vor Jahren gekauften Teleskops war achtung der Dunkelnebel benötigt man den. Oft erkennt man sogar ihre Form. ich allerdings nicht zufrieden. Es hatte eine hervorragende Sicht. Daher wur- Bei formlosen Nebeln um einen Stern einen ziemlich unbrauchbaren Sucher. den sie von mir leider etwas vernachläs- darf man sich aber nicht täuschen las- Dieser wurde sofort ausgetauscht. Auch sigt. Nahezu alle meine Beobachtungen sen. Immer einen gleich hellen Ver- ist es empfehlenswert noch ein paar wurden an einem nicht besonders idea- gleichsstern suchen! Okulare zu kaufen, da es mit einer klei- len Standort an einer dunklen Stelle im nen Öffnung besonders wichtig ist die 87 Galaxien Garten eines Dorfes im Rheintal optimale Vergrößerung zu finden. Mei- Viele Galaxien erscheinen nicht nur als gemacht. Wer bessere Bedingungen hat, ne am häufigsten verwendeten Ver- ein undefinierbarer Nebelfleck. Mit wird also mit einem 11,4cm Kaufhau- größerungen sind 25×, 56×, 83×, 111× etwas Konzentration erkennt man oft steleskop noch erfolgreicher beobach- und 167×, etwas seltener 33× und 250×. ihre Form und eine zentrale Aufhellung, ten können. Barlowlinsen sollten nur achromatische bei wenigen sogar Spiralarme. Bei der Noch ein Buch-Tip: Alle Nebel im verwendet werden. Die billigen Kauf- Galaxienbeobachtung ist die Wahl der „Atlas für Himmelsbeobachter“ von haus-Barlows bestehen oft nur aus einer optimalen Vergrößerung sehr wichtig. Erich Karkoschka können mit einem Linse, d.h. sie sind chromatisch. Um Ein Okularwechsel kann oft Wunder 11,4 cm Spiegel gesehen und ohne andere Besitzer von Kleinteleskopen zu bewirken! Wird mit einem umfangrei- Computer leicht gefunden werden. motivieren, habe ich meine Beobach- chen Sternatlas gearbeitet, ist es sinn- DIETER KREMB tungserfolge mit dem 11,4cm Spiegel voll sich eine Liste der helleren Galaxi- JAHNSTR. 5 aufgelistet. Obwohl ich auch noch mit en anzufertigen, z.B. bis 12m. Vergröße- 76767 HAGENBACH größeren Geräten arbeite, kam ich auf rung: 25×– 85×. 510 Deep-Sky-Objekte zuzüglich einer

interstellarum Nr. 10 21 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Diamanten in der Krone Leichte Doppelsterne in Corona Borealis Horst Schoch

0°

90° 270°

180°

z CrB s CrB Hh 511

5" 50"

S 2044 S 1973 S 1935 Grafik: is

as Sternbild Nördliche Krone von ζ CrB befinden sich in einem die Helligkeitsdifferenz von fast exakt zählt zwar mit seinen 179 Qua- Abstand von ca. 0,5 und 1 Grad zwei 1m sehr gut zur Übung. Obwohl beide Ddratgrad zu den kleineren Stern- Sterne der 7ten Größe. Sie stehen fast Sterne annähernd den gleichen Spek- bildern, bietet aber dafür eine ganze exakt in Nord-Süd Richtung und eignen traltyp aufweisen (G0V und G1V), habe Anzahl sehenswerter Deep-Sky-Objek- sich hervorragend als „Eichung“ für die ich 1990 bei meiner Beobachtung mit te. Im folgenden eine kleine Auswahl Bestimmung des Positionswinkels. einem 80 mm f/5 Refraktor einen deut- von wieder recht weiten Doppelsternen, Überhaupt hängt die Genauigkeit der lichen Farbunterschied gesehen, gelb die durchweg mit kleinen und kleinsten Schätzung des Positionswinkels von und blau-grün. Der erfahrene Beobach- Instrumenten zu trennen sind. den zur Verfügung stehenden Ver- ter T.W.Webb bescheinigte diesem gleichssternen in der Umgebung ab. Paar auch einen großen Farbunter- ζ CrB Ganz wichtig für die Sternfreund/innen, schied. Vielleicht könnten einige Lese- Eine kleine Reminiszenz an eine meiner die mit kleinen Instrumenten ohne rinnen und Leser dies überprüfen. Im ersten Doppelsternbeobachtungen vor Mikrometer arbeiten! Bemerkungen zu Sky Cat 2000 sind noch zwei weitere nunmehr fast 25 Jahren. Ein sehr schö- den Farben habe ich bei meinen alten Begleiter aufgelistet: ein sehr schwa- nes und einfaches Objekt, das sehr Beobachtungen mit einem 60 mm cher weiterer Stern mit 13 m, 1 befindet leicht aufgefunden werden kann, und an Refraktor damals nicht gemacht, werde sich im Abstand von 8",7 und im Positi- dem man – vor allem als Beginner/in – dies aber sicherlich im Frühjahr nach- onswinkel von 148° zu A, ein weiterer einmal sehen kann, was einem bei Dop- holen. optischer Begleiter von 10m, 6 ist in 71" pelsternbeobachtungen hinterm Okular Distanz zu A bei einem Positionswinkel erwartet. Auch im kleinsten Fernrohr σ CrB von 85° zu finden. dürfte dieses Objekt keine Schwierig- Ein weiterer, sehr leicht zu trennender Hh 511 keiten machen. Der Helligkeitsunter- Doppelstern. Hier haben wir ein binäres schied ist nicht sehr groß, der Eindruck System vor uns, dessen Umlaufzeit Zur Abwechslung nun einmal ein recht von zwei beieinanderstehenden Sonnen W. Rabe 1958 zu 1000 Jahren berechnet unbekanntes Objekt, das hart an der bleibt gewahrt und hier kann man auch hat. Bis ins nächste Jahrtausend nimmt Grenze zum Hercules liegt. Früher lag schön Helligkeitsdifferenzen schätzen die Distanz langsam zu, der Positions- er noch im Nachbarsternbild und hatte lernen. Gleiches gilt auch für das Schät- winkel vergrößert sich ebenfalls lang- die Flamsteed-Nr. 23! Der weite Ab- zen des Positionswinkels: Nordöstlich sam, aber sicher. Auch hier eignet sich stand läßt fast den Doppelsterneindruck

22 interstellarum Nr. 10 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

Name R.A. Dec. m1/m2 Dist. P.A. U 2000

ζ CrB = 7 CrB 15h 39,4 +36° 38' 5m,1/6m,0 6",3 305° 112 = Σ 1965 = ADS 9737 σ CrB = 17 CrB 16h 14,7 +33° 52' 5m,58/6m,59 7",1 236° 113 = Σ 2032 = ADS 9979 Hh 511 = HV 38 = ADS 10031 16h 22,9 +32° 20' 6m,3/8m,8 34",7 19° 113/4 Σ 2044 = ADS 10044 16h 24,2 +37° 02' 8m,7/8m,9 8",4 342° 114 Σ 1973 15h 46,4 +36° 26' 8m,0/9m,2 30",6 322° 113 Σ 1935 15h 20,2 +30° 42' 10m,6/10m,8 8",5 289° 112 η CrB = Σ 1937 15h 23,2 +30° 17,4' 5m,6/5m,9 0",8 50° 112

verlorengehen. Die Helligkeitsdifferenz eignet sich wieder zum Addendum: Testobjekt für den Üben: Wenn der Helligkeitsunterschied größer wird, neigt man dazu, diese Differenz als noch größer als in der Wirklichkeit zu Vierzöller – η CrB schätzen, mir kam bei meiner Beobachtung damals auch der Unterschied größer vor, als er den Daten nach sein müßte. Dem η CrB ist ein schwieri- A2 Spektrum des Hauptsternes entsprechend, sah ich ihn als ges Objekt für vier weiß, der Begleiter erschien mir blau bei der Beobachtung mit bis fünf Zoll Öff- 1995 einem 80 mm Refraktor. nung. Konnte der Stern im Herbst 2000 Σ 2044 1992 zum Zeit- 2005 Ein wenn auch schwacher, aber deswegen kein uninteressanter punkt der größten 2010 Doppelstern. Zum Aufsuchen bietet sich der prachtvolle Kugel- Distanz noch in sternhaufen M 13 im Hercules an, an dem man sich ja sowieso einem 4"-Refraktor 1" öfters erfreuen sollte. Von dort aus per Starhopping zu 25 Her, deutlich als „8“ gese- dann ist Σ 2044 ca. 20 Bogenminuten südwestlich auch noch bei hen werden, so dürfte es mittleren Vergrößerungen zusammen mit 25 im Gesichtsfeld. mittlerweile immer schwieriger werden, ihn mit dieser Mit einem kleinen Fernrohr dürfte dieser Stern auch kein Pro- Öffnung noch zu trennen. Die beiden Komponenten blem bei der Trennung bieten. Interessant ist dieses Sternpaar sind 5m, 6 und 5m, 9 hell (Gesamthelligkeit 5m, 0), vom wegen seiner Farbe: beide Komponenten erschienen mir rötlich, Spektraltyp G1 bzw. G3 und werden zur Jahrtausend- beim Hauptstern wird das durch dessen Spektralfarbe bestätigt: wende nur noch 0,5 Bogensekunden Distanz haben. K0! Dieser oft beobachtete Doppelstern wurde 1826 von F. Σ 1973 G. W. Struve entdeckt und hat mit einer Umlaufperi- ode von 41,56 Jahren seit dieser Zeit bereits 4 Umläu- Wiederum ein recht unscheinbares Sternchen, das sich trotz der fe vollführt. Seine Entfernung wird mit etwa 50 Licht- Lichtschwäche leicht zwischen ζ und κ CrB finden läßt. Auch jahren angegeben; Beide Komponenten sind bei einer hier ist es einfach nur schön, recht unbekannte und weit unter- Halbachse von 0", 84 etwa 13 AE voneinander entfernt halb der Sichtbarkeitsgrenze für das bloße Auge liegende Dop- [1]. Er zeigt zwar keinen Farbkontrast, seine beiden pelsterne mit sehr kleinen Geräten zu trennen. Die Anzahl sol- fast gleichhellen Komponenten eignen sich anderer- cher Objekte ist sehr groß, wenn man sich an ihnen versucht, seits gut zur Bestimmung des praktischen Auflösungs- erweitert man die Möglichkeiten mit kleinen Optiken sehr. Im vermögens der eigenen Optik. -kv/-jl 80 mm Refraktor ist dieses Paar schon leicht mit 13× zu trennen. Literatur Einen Farbunterschied habe ich auch ausmachen können: m1 erschien mir gelblich, sein Spektrum: F 5, m2 dagegen bläulich. [1] Burnham, Jr., R., Burnham’s Celestial Handbook, Dover Publications, Inc., New York 1978, 700ƒ Σ 1935 [2] Karkoschka, Erich, Atlas für Himmelsbeobachter, Zum Schluß ein ähnlicher Kandidat wie zuvor, nur einen Franckh’sche Verlagshandlung, Stuttgart 1989 Schwierigkeitsgrad größer wegen der geringeren Distanz. Zum Aufsuchen gehe man am Besten von den Sternen ϑ und η CrB Ephemeriden von η CrB (aus [2]): aus. Wegen der geringeren Distanz und der Lichtschwäche wird man bei schlechtem Seeing etwas höher vergrößern müssen. Jahr P.A. Dist. Trotzdem habe ich es sogar einmal aus dem Zimmer heraus mit 1995 43° 0",9 einem 80 mm Refraktor geschafft. Einen Farbunterschied habe 2000 65° 0",7 ich nicht bemerken können, trotz des G5-Typs des Hauptsterns 2005 110° 0",5 erschienen mir beide Komponenten weiß. 2010 169° 0",6

interstellarum Nr. 10 23 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Quasare – Objekte für den visuell beobachtenden Amateur? Klaus Wenzel

er Amateurastronom, der visu- chen Stern übliche Bezeichnung „BL on bestehend aus 4 9m Sternen, die ell Quasare beobachten möchte, Lacerta“. Heute gilt BL Lac als der Pro- halbkreisförmig um den Quasar ange- Dwird sich zunächst zwei Fragen totyp einer Klasse von Quasaren, deren ordnet sind. Meinen ersten Versuch star- stellen: Erstens – Was kann ich im Oku- Spektrum sich von den bisher bekann- tete ich bereits am 17. 4. 87 mit meinem lar sehen? Zweitens – Was sind Quasare ten Quasaren unterscheidet (Absorpti- 8" Newton. Der schwächste Stern, den überhaupt? ons und Emissionslinien fehlen oder ich damals auf der „Finder Chart“ iden- Die erste Frage ist relativ leicht zu sind nur schwach ausgeprägt), außer- tifizieren konnte hatte die Helligkeit beantworten: Wenn man überhaupt dem zeigen sie aktivere Lichtwechsel 13m, 2 (Beobachtung mitten aus Aschaf- etwas sieht, dann bestenfalls ein licht- (bis 1m pro Tag). Wer tiefer in das Quas- fenburg), zu schwach für OJ 287. Der schwaches Sternchen. Dann stellt sich arproblem einsteigen will sei auf die Erfolg sollte sich erst 8 Jahre später ein- sofort eine dritte Frage: Warum Quasare Fachliteratur verwiesen. stellen, diesmal mit 12",5 Öffnung überhaupt beobachten? Nun, der Reiz in Zum erfolgreichen visuellen Auffin- (Beobachtungsort Wenigumstadt /Oden- der Sache liegt darin, daß sie die ent- den von Quasaren müssen einige Vor- wald). Am 30. 1. 1995 konnte ich den ferntesten Objekte in dem von uns über- aussetzungen erfüllt werden. Erstens: Quasar indirekt blickweise als stellares schaubaren Universum sind. Einen guten dunklen Himmel mit Objekt erkennen. Ich schätzte OJ 287 Doch möchte ich zunächst kurz auf Grenzgröße von 6m oder besser. Zwei- auf ca 15m. Ein Jahr später im Frühjahr die zweite Frage eingehen. Der erste tens: Ein lichtstarkes Teleskop, als unte- 1996 war das Objekt, bei etwa gleichen Hinweis kam von den Radioastrono- re Grenze für die meisten Objekte wür- Bedingungen, wesentlich einfacher zu men; es gab am Himmel viele starke de ich 10" ansetzen (Ausnahme 3C 273) beobachten. Diesmal konnte es bei indi- Radioquellen die mit optischen Gegen- [4]. Drittens: Eine gute Aufsuchkarte rekter Beobachtung locker gehalten stücken identifiziert wurden, sogenann- z.B. [4]: Ein gutes Übersichtsfoto der werden. Ich schätzte die Helligkeit auf- te Radiogalaxien (als Beispiel Cygnus Himmelsregion erfüllt den gleichen grund von Vergleichssternen der Auf- A) oder auch Supernovaüberreste (M 1). Zweck, z.B. [6] oder [7]. Der visuelle suchkarte [5] auf 14m, 5. So wurde 1960 auch 3C 48, ein schwa- Beobachter hat es gegen den photogra- Im Sternbild Ursa Major befindet ches „Sternchen“ als optisches Gegen- phischen bzw. digitalen Beobachter sich die Gravitationslinse Q0957+561, stück zu so einer Radioquelle entdeckt. ungleich schwerer, da er das lichtschwa- ein Extremobjekt (ca. 16 m–17 m) für 1963 untersuchte Maarten Schmidt das che Objekt direkt am Teleskop zwi- größere Teleskope. In interstellarum [6, Spektrum des Quasars 3C 273 und er schen den Vordergrundsternen identifi- 9] wurde dieses Objekt bereits einge- entdeckte eine gewaltige Rotverschie- zieren muß: Er hat dafür den Lohn mit hend behandelt. Auch 3C 273 wurde in bung von ca 16%, was auf eine Entfer- den eigenen Augen einen wirklich tie- interstellarum bereits in den Objekten nung von ca. 3 Milliarden Lichtjahren fen Blick ins All zu werfen. Man muß der Saison [4] besprochen. Meine erste hindeutete. Da einige Quasare relativ aber gerade bei Grenzobjekten auch Beobachtung gelang mir bereits 1984 kurzperiodische Lichtwechsel zeigen wirklich ehrlich zu sich selbst sein. mit meinem 8-Zöller aus der Stadt bei (0m,1–0m,3 innerhalb einer Woche oder Ich möchte nun im Anschluß einige mäßigen Bedingungen. Mit 12",5 Öff- bis zu 2m, 2 in 13 Tagen) [3], kann das Objekte vorstellen mit denen ich schon nung ist dieses Objekt bei dunklem Gebiet, das für diese enormen Vorgänge positive, aber auch negative Erfahrun- Landhimmel ein leichtes Vorführobjekt, verantwortlich ist, nicht sonderlich groß gen gesammelt habe. Als Instrumente sein (etwa 10 Lichtjahre), da es sonst zu benutzte ich für diese Beobachtungen einer Kontroverse mit Einsteins Relati- einen parallaktisch montierten 200/ vitätstheorie kommen würde. Daß wir 1200mm Newton sowie ein 317/ IC 2423, 14,5m Quasare überhaupt visuell beobachten 1500 mm Dobson. Bei stellaren Objek- können liegt also an der enormen ten sollte man die Vergrößerung so hoch OJ 287 = Leuchtkraft eines relativ kleinen Zen- wählen wie es das Seeing zuläßt, denn Q0851+202 tralgebietes einer jungen, sich bildenden bei kleinerer Austrittspupille fällt die Galaxie. Über die Ähnlichkeit zu den Flächenhelligkeit des Himmelshinter- Seyfertgalaxien wurde in [4] bereits grundes und punktförmige Objekte tre- CGCG90-37, 15,5m hingewiesen. In [3] werden Quasare als ten deutlicher hervor, beziehungsweise eine „Übersteigerung des Phänomens Grenzobjekte werden dann erst sichtbar. der Seyfert-Galaxien“ dargestellt. Im Das erste Objekt nach Rektaszension Jahre 1929 entdeckte Cuno Hoffmeister befindet sich im Sternbild Krebs, in Sonneberg im Sternbild Eidechse unweit des Sterns Delta (ca 3° nordöst- (Lacerta) einen schwachen „Stern“ mit lich). Es ist das BL Lac-Objekt OJ 287 einem lebhaften Lichtwechsel. Dieser (Q 0851+202). Ein Stern 7. Größe dient OJ 287: Ausschnitt aus dem DSS. Stern bekam die für einen veränderli- als Wegweiser zu einer Minikonstellati- (25'×30'). Markiert sind die in der Uran- ometria 2000.0 sichtbaren Sterne.

24 interstellarum Nr. 10 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

um einem Besucher einmal ein 3 Milli- im 12",5 Newton indirekt aber relativ BL Lac: Zeichnung von Klaus Wenzel arden Lichtjahre entferntes Objekt zu leicht zu sehen. mit einem 317/1500-Newton bei 200× zeigen. Mehr als ein „Stern“ ist hier und 300×. allerdings auch nicht zu erkennen. Eine gute Aufsuchkarte findet man in [10]. Ein sehr interessantes quasarähnli- ches Objekt findet man im Sternbild Schlange ca. 3° südlich von α Corona 15m,5 Borealis. Es ist die ca. 300 Millionen Lichtjahre entfernte Galaxie IC 4553 3C 371 oder Arp 220. Aufgrund der Tatsache daß IC 4553 etwa 100 mal mehr Energie abstrahlt als unsere Galaxie, gilt sie als BL Lac die hellste Galaxie (im Infrarot-Be-

reich). Nach [11] ist die Leuchtkraft von PGC 61428, 16m IC 4553 so hoch, daß man das Objekt DSS: 15’ ohne weiteres als Quasar bezeichnen Als letztes Objekt möchte ich kann. Es wäre demnach der uns am schließlich BL Lacerta selbst vorstel- nächsten stehende Quasar. Visuell len. Statt eines kurzperiodischen Verän- Vollständigkeit erheben. Es gibt noch konnte ich mit 12",5 Öffnung im Mai derlichen Sterns unserer Galaxis ent- etliche Quasare, die in Reichweite des 1996 einen blassen, aber bei indirekter puppte sich das Objekt als ein ca. visuellen Amateurs mit etwas größerer Beobachtung deutlichen runden Nebel- 350 Mpc entfernter Quasar. BL Lacerta Optik liegen, nur ohne gute Aufsuch- fleck erkennen. kann im Maximum bis ca. 12m hell wer- karte, dunklem Himmel und einer Porti- den, im Minimum allerdings bis zu 17. on Geduld geht hier nichts. Größe fallen [3]. An BL Lac versuchte KLAUS WENZEL ich mich schon 1989 mit dem Achtzöl- HAMOIRSTR. 8 ler – erfolglos. Dann 1995 von dunklem 63762 GROSSOSTHEIM Standort mit dem 317 mm Newton glaubte ich an eine leichte Beute, doch ich hatte mich getäuscht, an der betref- Literatur fenden Stelle konnte ich kein Objekt [1] Cambridge-Enzyklopädie der Astron. heller als 15m erkennen. Ein Jahr später [2] H.J. Störig: Knaurs Buch der modernen am 19. 8.1996 sah ich dann blickweise Astronomie indirekt ein schwaches Sternchen. Ein [3] C. Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel: Veränderliche Sterne in der Aufsuchkarte westlich von BL Lac eingezeichneter Vergleichsstern mit [4] K. Veit et al.: 3C 273, OdS, is 7, 50 15m, 5 konnte indirekt gesehen, aber [5] Webb Society – Deep Sky Observer’s Handbook vol. 4 IC 4553: Zeichnung von Klaus Wenzel nicht gehalten werden. In den folgenden mit einem 317/1500-Newton bei 170×. [6] R.C. Stoyan: Gravitationslinse visuell, Nächten versuchte ich mich immer wie- interstellarum 3, 12 Inset: Ausschnit aus dem DSS der an BL Lac, ich konnte diese Beob- [7] L. Haikala: OJ 287, ein periodisch verän- achtung jedoch nicht mehr nachvollzie- derliches BL Lac Objekt, SuW 3/83, 111 m Im Sternbild Draco befindet sich der hen, obwohl der 15 ,5 Stern in einer [8] J. Alean: Der Zwillingsquasar im großen Quasar 3C 371. Dieses Objekt wurde Nacht locker gehalten werden konnte. Bären, SuW 3/96, 218 von mir bereits in interstellarum vorge- Bei Objekten mit solchen großen Licht- [9] K. Wenzel: Die Gravitationslinse stellt [12]. Die erste Sichtung gelang wechseln sollte man die Flinte nicht Q0957+561 – ein Versuch, is 7, 7 mir im Mai 1995, ich schätzte damals gleich ins Korn werfen, denn vielleicht [10] Burnhams Celestial Handbook.vol 3 die Helligkeit deutlich schwächer als erwischt man sie irgendwann bei einem [11] F. Bertola: IC 4553, SuW 5/85, 265 einen 15m,1-Vergleichsstern aus der Helligkeitsmaximum. In solch einem [12] K. Wenzel: 3C 271 – Visuelle Quasarbe- Aufsuchkarte [5]. Bei einer erneuten Maximum wäre BL Lacerta noch gut in obachtung, interstellarum 8, 7 Beobachtung im Juni 1996 war die Hel- einem 6-Zöller zu sehen. [13] A. Kazcmarek: Erfolgreiche Beobach- tung von „Deepest“-Sky-Objekten, ligkeit des Objektes mit dem Ver- Dies sind nur ein paar Beobachtungs- interstellarum 9, 9 gleichsstern fast identisch. 3C 371 war vorschläge, die keinen Anspruch auf

Name R.A. (2000.0) Dec. Hell. Größe

OJ 287 08h 54min 48s, 875 +20° 06' 30",640 12m –15m 3C 273 12h 29min 06s, 700 +02° 03' 8",597 ca. 12m,8 3C 371 = UGC 11130 18h 06min 50s, 681 +69° 49' 28",106 13m,1–15m,9 0',2×0',2 BL Lac 22h 02min 43s, 291 +42° 16' 39",979 12m,4–17m,3 Q 0957+561 10h 01min 20s, 787 +55° 53' 52",825 ca. 17m IC 4553 15h 34min 57s, 152 +23° 30' 11",709 13m, 2 (FH 14m,3) 1',8×1',7

interstellarum Nr. 10 25 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Eine Reise zum Hubble Deep Field Bernd Schatzmann

eep Sky – wohl kaum ein ande- aus Daniel Fischers Skyweek 5/1996 passen bei 290× im 7 mm Nagler gut ins res Stück Himmel hat diese sein. Dort finden sich fünf ineinander- Gesichtsfeld und es ist somit tatsächlich DBezeichnung mehr verdient, als geschachtelte Aufsuchekarten vom möglich, den HDF-Umriß am Himmel jene knapp vier Quadratbogenminuten, Großen Wagen bis zum HDF. Reiseve- nachzuvollziehen. Dort also liegen jene die als „Hubble Deep Field“ in die hikel war mir mein 18 Zoll f/4,5 Dob- 1500 Galaxien...! Das schreibt sich so Geschichte der Astronomie eingehen son – aber prinzipiell geht es auch mit leicht dahin, wie es unmöglich ist, des- werden. Ende 1995 wurde mit dem kleineren Teleskopen, zu sehen gibt es sen Bedeutung auch nur annähernd zu Hubble-Weltraumteleskop über 10 Tage ja eh nichts. erfassen. hinweg jenes Himmelsfeld belichtet. Wo liegt das Hubble Deep Field? Eine Nacht später bei erstaunlicher- Zusammen kamen insgesamt 123 Stun- Ausgangspunkt ist der Stern δ UMa, weise immer noch klarem Himmel ent- den nutzbare Belichtungszeit in den jener Wagenkastenstern, an dem die stand die Aufnahme nebenan im 10" Farben ultraviolett, blau, rot und nahes Deichsel „befestigt“ ist. Schon mit dem f/4,8 Newton. Sie umfaßt 86' ×69' infrarot. Und das Ergebnis: Auf einem Sky Atlas 2000 („Tirion“) als Karten- = 5900 Quadratbogenminuten. Eine Himmelsareal von nur 1/200 der Fläche material ist es nun leicht möglich über gleiche Galaxiendichte vorausgesetzt der Vollmondscheibe zeigten sich 1500 Starhopping im Sucher zur Galaxie müssen in jenem Feld also 5900 ×1500 Galaxien und Galaxienstücke bis zur NGC4605 zu gelangen. Sie ist im Tiri- Gx/4 = 2 212 500 Galaxien liegen. Un- 30. Grössenklasse in den verschieden- on verzeichnet. Ein interessantes Objekt ter der ganz groben Abschätzung, daß sten Formen und Farben. Ein unglaub- übrigens auf dem Weg zum HDF. Bei jede dieser Galaxien einschl. Zwergga- lich tiefer Blick in den Kosmos, an des- 290× im 18" notiere ich: Schön elon- laxien etwa 10 Milliarden Sonnen ent- sen Auswertung noch lange gearbeitet gierte Galaxie hoher Flächenhelligkeit. hält, kommen auf das nebenstehende werden wird. Unsymmetrisch: SO-Ende spitzer als Feld 2,2 Mio. × 10Mia. = 22 Billiarden Nun – als Amateur einmal diesem NW-Ende, SW-Seite diffuser als NO- Sterne. Kann das wahr sein? Wo bleibt Himmelsstück auf die Spur zu kom- Seite, keine starke zentrale Verdich- all jenes Licht? Die Frage von Olbers men… da gibt es doch nichts zu sehen, tung, leicht ungleichmäßige Hellig- Paradoxon „Warum ist es Nachts dun- mag man sagen. Es stimmt, es gibt keitsverteilung („gemottled“). kel?“ liegt da nicht mehr so fern, oder? absolut nichts zu sehen, auch nicht in Zur weiteren Wegweisung muß nun Wie dem auch sei, mit dem Sky Atlas den größten Amateurfernrohren. Ein der genannte „Hitchhikers Guide“ her- oder Uranometria 2000 und umseitiger Kriterium bei der Wahl des HDF war ja halten. Dabei zeigt sich, daß so mancher Aufnahme als Wegweiser sollte es mög- gerade, daß es keine „Vordergrundob- dort (aus einer Videosequenz) abgebil- lich sein das Hubble Deep Field aufzu- jekte“ oder auch nur Galaxienhaufen dete Stern am Himmel nicht vorkommt. spüren. Gute Reise. enthalten sollte. Aber einmal genau Über andere, eindeutig identifizierbare nachzusehen wo am Himmel das HDF Sterne gelingt es dann aber den schwa- BERND SCHATZMANN, FELSTED, liegt, und in dem Wissen was es enthält, chen Stern etwa eine Bogenminute öst- TVÆRGADE 5, 6200 AABENRAA, evtl. seinen Umriß zwischen den Ster- lich der Ostecke des HDF zu identifi- DÄNEMARK nen nachzuvollziehen – darin lag für zieren. Seine Helligkeit schätze ich auf Literatur mich der Reiz dieser Beobachtung. etwa 14 m,5. Zwischen ihm und einem K.Meisenheimer, H.-M.Adorf: Ein Adler- Wegweiser dabei sollte der „Hitchhi- etwas helleren Stern etwa 8' weiter blick ins frühe Universum. SuW 4/96 S.270 ker’s Guide to the Hubble Deep Field“ westlich liegt das HDF. Beide Sterne

26 interstellarum Nr. 10 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

Die Position des Hubble Deep Field in Ursa Major. Links oben der helle Stern 76 UMa, unten die helle Galaxie NGC 4605. Auf- nahme von Bernd Schatzmann mit einem 250/1200-Newton; 25 min belichtet auf TP2415 hyp, 10fache Nachvergrößerung.

Inset: Ausschnittvergrößerung der Galaxie NGC 4605.

interstellarum Nr. 10 27 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Messungen der Pulkowaer Doppelsterne Andreas Alzner

180° diesen gemessen und in der Tabelle unten aufgeführt. Einige zur Zeit sehr 384 enge Systeme mit einigermaßen genau

371 bekannter Bahn sowie diejenigen, von 71 0 denen kürzliche Speckle-Messungen ". 1 kleiner 0",2 vorliegen, wurden nicht aufgesucht. Es bleiben einige wenige, 66 395 0."5 noch nicht eingestellte Paare, sowie 91 115 eine Anzahl mit nicht erfolgreicher 211 337 Beobachtung. In der Tabelle bedeuten: M 1. die Nr. im Pulkowaer Katalog 309 464 218 M 2., 3. die 2000er Koordinaten 270° 90° M 4. Helligkeiten nach IDS oder WDS 220 M 5. der Zeitpunkt des Mittels der Mes- sungen (1990+) 252 418 251 M 6. Gemessener Winkel 382 M 7. Gemessener Abstand in Bogensek. 86 M 8. Anzahl der Messungen, also der 119 Nächte 95 M 9. Geschätzter Helligkeitsunterschied. Bei ∆m größer ca. 1m,5 wurde meist das Diffraktionsmeter Nr. 3 verwendet 51 (Helligkeitsunterschied der Satelliten 1. 0° Ordnung 2m,1). M 10. DIM = Messung mit Doppelbild- Bewegungen einiger Sterne des Pulkowaer Katalogs in den letzten 150 Jahren im Zeit- mikrometer, FIL=Messung mit Faden- raum ca. 1845–1995. Von den hier gezeigten Paaren wurden Bahnen berechnet für die Nr. 95, 251 und 337. Der kleine Kreis markiert 0",5, der große Kreis 1",0 Durchmesser. mikrometer Gegeben sind außerdem die Residuen Grafik: -alz meiner Messungen (Winkel gemessen 1. Programm sonian zum Einsatz. – Winkel berechnet = T(O–C) bzw. ie Pukowaer Doppelsterne – Die Vergrößerungen waren 370×, 490× Abstand gemessen – Abstand berechnet Kürzel OΣ – wurden 1841/42 und 660×. Positionswinkel wurden mit- = R(O–C)) zu Bahnen, wobei der Autor Dim Rahmen eines Suchpro- tels in den Okularen aufgespannten und das Jahr der Veröffentlichung gege- gramms von O. Struve mit dem 38cm- Fäden gemessen – die WO-Richtung ben sind. Winkelabweichungen von Merz-Refraktor entdeckt. Die Stern- muß zweimal, vor und nach den Mes- mehr als 4 Grad werden, wenn sie bei warte Pulkowa liegt ein klein wenig sungen kalibriert werden. Abstände sehr genau bekannten Bahnen vorkom- südlich von Petersburg, daher verwun- unter 0",5 wurden mit voller Öffnung men oder durch Speckle verifiziert sind, dert es nicht, daß die neuentdeckten geschätzt, von 0",5 bis 2",0 mit kleineren als „Meßfehler“ bezeichnet. Doppelsterne mit wenigen Ausnahmen Blenden beobachtet und geschätzt oder nördlich des Himmelsäquators stehen. mit 3 selbstgebauten Diffraktionsme- Codes für Berechner von Bahnen: Die Idee, diese Sterne nochmals voll- tern bestimmt. Sehr hilfreich war ein Alz A. Alzner ständig zu beobachten kam mir bei bei Diffraktionsmeter, welches in 1",40 Ab- Bai P. Baize m der Lektüre des Volume V der Lick stand vom Hauptstern 2 ,1 schwächere Cat Z. Catovic Observatory Publications von 1901. In Satelliten erzeugt. Cou P. Couteau diesem listet W. J. Hussey seine Mes- Seit August 1996 steht ein 325mm- D J. A. Docobo sungen der Pulkowaer Sterne auf, die er Cassegrain, f=6200 mm auf einer Ek B. Ekenberg in den Jahren 1896–1900 mit den 12"- Alt 7 AD-Montierung zur Verfügung. Jas D. Jasinta und 36"-Refraktoren mit großer Sorg- Für die Messungen werden ein Doppel- Hei W.D. Heintz falt durchgeführt hatte. Da ich von 1992 bildmikrometer französischer Produkti- Mor P.J. Morel – Mitte 1996 keine Möglichkeiten hatte, on, V= 390×, 620× und 690× und ein Mul P. Muller Sterne weiter ca. 2" zu messen, be- englisches Fadenmikrometer, V=495× Ole D. Olevic schränkte ich das Programm zunächst benutzt. P G.M. Popovic Pr C. Prieto auf die engeren Systeme. 3. Messungen, Residuen und Sca M. Scardia Anmerkungen 2. Instrumente Val A. Valbousquet Von März 1992 bis Mai 1996 kam ein Von 235 Sternen enger ca. 2" wurden Zul D.J. Zulevic 360mm, f=1780mm Newton als Dob- 205 erfolgreich beobachtet, 116 von

28 interstellarum Nr. 10 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

Nr R.A. 2000 Dec. m1–m2 1990+ Theta Rho Anzahl ∆m T(O – C) R(O–C) Ber Jahr

547 0 05,4 + 45 49 8,9–9,0 6,78 180°, 5 6",11 4,3n 0m,0 DIM – 0°,1 + 0",04 Hei 1993 – 0,2 + 0,13 P 1996 2 0 13,4 + 26 59 6,7–7,5 5,81 172,1 0,39 2n 0,8 + 2,6 + 0,08 Hei 1979 6,90 167,8 0,3: 3n 1,0 DIM – 0,2 – 0,02 Hei 1979 18 0 42,4 + 4 10 7,8–9,4 6,96 204,7 2,22 2,3n 1,8 FIL 20 0 54,6 + 19 12 6,2–6,9 5,46 199,3 0,50 3n 0,5 – 5,2 – 0,01 Cou 1965 6,78 193,9 0,55 2n 1,0 DIM – 8,9 + 0,04 Cou 1965 515 1 09,6 + 47 15 4,6–5,5 4,65 127,5 0,50 2n 0,8 – 2,7 + 0,03 Bai 1958 34 1 49,3 + 80 53 7,8–8,1 6,04 279,5 0,50 1n 0,0 – 0,6 + 0,02 Bai 1987 + 3,5 – 0,06 Hei 1997 37 2 10,5 + 81 29 6,9–9,1 6,04 205,7 1,2: 1n 2,5 38 2 03,9 + 42 20 5,5–6,3 4,92 106,6 0,51 2n 0,9 + 1,9 0,0 Mul 1957 40 2 21,7 + 38 30 8,4–9,2 5,00 54,5 0,64 2n 0,6 43 2 40,7 + 26 38 7,9–9,1 5,97 358,3 0,88 2n 1,2 – 1,2 – 0,10 Hei 1962 45 2 40,9 + 4 52 7,9–10,1 4,88 271,2 0,93 2n 1,5 51 3 12,9 + 44 17 8,8–9,0 5,97 334,2 0,75 2n 0,3 52 3 17,5 + 65 40 6,8–7,3 4,92 63,2 0,44 1n 0,3 + 6,8 + 0,02 Hei 1962 61 3 42,8 + 7 54 7,0–10,0 5,81 131,0 1,2: 1n 3,0 62 3 48,5 + 64 49 8,3–8,5 5,04 151,6 0,33 1n 0,3: + 5,6 – 0,06 Hei 1973 66 3 52,1 + 40 48 8,0–8,5 4,78 142,8 0,81 3,2n 0,5 71 4 06,9 + 33 27 6,9v–8,9 5,04 231,4 0,76 4,3n var, 77 4 15,9 + 31 42 8,0–8,1 5,06 101,7 0,70 2n 0,3 + 0,1 + 0,03 Sca 1983 75 4 18,6 + 60 30 8,0–8,4 4,55 5,0 0,38 2n 0,2 80 4 23,6 + 42 26 6,5–7,0 4,54 151,3 0,30 2n 0,4 86 4 36,6 + 19 45 8,2–8,2 4,58 187,4 0,43 2n 0,2 85 4 37,1 + 48 24 7,9–10,4 5,18 25,5 1,30 1n 3,0 91 4 56,3 + 3 11 8,5–9,0 5,50 222,5 0,43 2n 0,0 89 5 04,7 + 74 04 6,4–7,4 4,42 299,7 0,33 4,6n 0,9 – 1,8 – 0,08 Alz 1996 95 5 05,5 + 19 48 6,9–7,5 5,06 301,7 0,82 4n 0,4 + 0,9 – 0,12 Jas 1996 97 5 05,6 + 23 04 6,1–7,8 4,40 154: 0,28 3n 0,7 105 5 21,6 + 12 40 8,6–8,6 5,59 sin,gle 2n 115 5 44,5 + 15 04 7,5–8,3 4,49 121,8 0,39 3n 0,6 119 5 47,9 + 7 58 7,9–8,7 5,64 347,5 0,74 2n 0,7 122 5 55,8 + 36 56 7,6–8,3 4,56 86,6 0,30 3n 0,1 + 2,6 – 0,03 Hei 1995 124 5 58,9 + 12 49 6,0–7,8 4,37 301,0 0,51 4n 1,2 – 0,8 + 0,05 Bai 1988 125 5 59,7 + 22 28 7,5–9,0 5,65 1,2 1,40 2n 1,5 121 6 05,3 + 74 00 7,6–8,8 5,19 227,7 0,35 1n 0,5 + 4,0 + 0,06 D&Pr 1995 130 6 07,8 + 42 40 7,2–8,6 5,55 206,9 0,43 2n 1,0 132 6 08,2 + 37 59 7,1–10,3 5,22 330,6 1,60 1n 2,0 139 6 25,6 + 22 27 7,9–9,5 6,21 253,7 0,49 2n 1,4 – 2,6 – 0,08 Hei 1962 149 6 36,4 + 27 17 7,1–8,7 6,08 302,7 0,73 2n 1,5 – 1,5 + 0,07 Hei 1993 157 6 47,1 + 0 20 7,5–7,8 4,19 188,3 0,33 2n 0,0 + 2,3 – 0,04 Hei 1973 156 6 47,4 + 18 12 6,8–7,0 4,13 224,4 0,4 2,1n – + 0,5 0,0 Bai 1992 159 6 57,3 + 58 25 4,8–5,9 3,19 sin,gle 3n 4,21 sin,gle 2n 5,11 sin,gle 1n 6,08 218,9 0,27 3n 0,8 6,08 – 6,2 – 0,02 Bai 1993 170 7 17,6 + 9 18 7,6–7,9 4,76 73,8 0,66 5,6n 0,4 + 4,7 + 0,13 P 1982 6,08 73,4 0,68 2n 0,5 + 7,9 + 0,22 P 1982 174 7 35,9 + 43 02 6,5–8,1 5,18 88,5 2,00 1n 1,5 176 7 38,5 + 0 30 7,5–9,1 5,73 220,6 1,57 2n 1,8 177 7 41,7 + 37 26 8,1–8,6 4,13 161,0 0,40 1n – + 4,1 – 0,05 Hei 1982 187 8 04,1 + 33 02 7,1–7,7 4,13 344,1 0,40 2n – – 0,1 + 0,05 Mor 1970 192 8 36,9 + 74 44 6,3–9,8 5,39 237,9 1,5: 1n 4,0 200 9 24,9 + 51 34 6,5–8,1 6,30 334,7 1,33 2n 2,1 211 10 05,7 + 31 05 8,4–9,1 5,07 224,7 0,65 4n 0,8 217 10 26,9 + 17 13 7,9–8,4 4,32 144,1 0,46 2n – – 1,5 – 0,14 Hei 1975 218 10 27,5 + 3 34 7,4–8,9 5,52 138,1 0,45 3n 1,0 220 10 29,2 + 10 09 7,8–9,7 4,63 102,5 0,53 3n 1,2 224 10 39,7 + 8 51 7,8–9,0 5,91 158,6 0,56 4n 0,6 – 3,0 – 0,02 Hei 1983 + 5,2 0,0 Ek 1945 PER 10 40,1 + 19 15 8,3–9,7 5,25 230: 0,75: 2n 2,1 229 10 48,0 + 41 07 7,4–7,8 4,77 275,2 0,67 4n 0,2 + 1,6 – 0,07 Alz 1996 232 11 15,0 + 37 35 7,0–7,8 5,30 241,6 0,58 5,4n 0,6 249 12 23,8 + 54 10 8,1–8,9 4,37 263,8 0,37 2n 0,0 250 12 24,1 + 43 05 8,4–8,7 4,31 164,7 0,35 2n 0,0 251 12 29,1 + 31 23 8,3–9,9 4,57 61,5 0,59 4n 1,2 + 4,7 – 0,06 Bai 1957 6,44 60,1 0,66 2n 1,2 + 2,9 0,00 Bai 1957 252 12 37,2 + 21 12 8,1–9,0 4,33 81,3 0,58 2n 0,9 261 13 12,0 + 32 05 7,2–7,7 4,35 339,4 – 1n 0,7 278 14 12,0 + 44 11 8,4–8,6 4,31 294,3 0,34 2n 0,4 – 3,7 + 0,04 Hei 1995

interstellarum Nr. 10 29 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

Nr R.A. 2000 Dec. m1–m2 1990+ Theta Rho Anzahl ∆m T(O – C) R(O–C) Ber Jahr

277 14 12,4 + 28 43 8,3–8,5 4,32 58: 0,27 3n 0,1 288 14 53,4 + 15 42 6,8–7,5 4,94 166,8 1,17 4n 0,6 295 15 15,0 + 36 49 8,1–9,7 4,93 148,7 0,51 4n 1,1 306 16 11,9 + 34 24 7,2–8,7 5,36 sin,gle 1n 6,44 9,5 0,25 1n 0,0? 309 16 19,2 + 41 40 8,6–8,8 4,48 298: 0,30 4n 0,1 315 16 51,4 + 1 13 5,7–7,6 4,71 330,7 0,42 4n 1,2 319 16 58,1 + 15 08 8,2–9,2 5,53 63,8 0,93 2n 0,5 322 16 59,7 + 36 53 7,0–9,8 5,55 211,3 1,30 1n 2,6 337 17 50,5 + 7 14 8,3–8,6 4,57 174,1 0,39 2n 0,1 338 17 52,0 + 15 20 6,8–7,1 4,60 171,1 0,76 3n 0,1 349 17 53,0 + 83 54 8,2–8,6 4,59 49,1 0,39 3,5n 0,2 – 0,3 – 0,03 Hei 1995 5,56 46,1 0,42 3n 0,2 – 3,6 0,0 Hei 1995 524 18 07,5 + 19 40 7,7–8,9 5,03 216,1 0,36 6n 0,7 + 3,1 + 0,02 Hei 1995 353 18 20,8 + 71 20 4,4–6,1 4,74 276,5 0,40 2n 1,2 + 5,8 + 0,02 Ole, Cat 1994 357 18 31,0 + 11 39 8,1–8,2 5,58 87,1 0,39 2n 0,0 + 1,3 + 0,02 Val 1981 354 18 32,0 + 6 47 7,7–8,5 5,02 202,3 0,67 4n 0,6 358 18 35,9 + 16 59 6,8–7,0 5,58 157,0 1,62 1n 0,2 – 0,2 – 0,01 Hei 1995 363 18 37,4 + 77 41 7,6–7,8 3,47 keilförmig im 2./4. Quadranten. 4,48 348: 0,25: 1n 0,0 4,74 sin,gle 1n 6,43 339,6 0,25 3n 0,3 6,43 – 4,8 – 0,05 Alz 1996 371 19 15,9 + 27 27 7,0–7,1 6,66 159,8 0,92 2n 0,5 DIM 377 19 36,6 + 35 49 8,4–8,5 5,25 214,2 0,86 2n 0,2 382 19 41,9 + 27 23 7,2–7,7 5,22 330,3 0,30 2n 0,2 383 19 42,9 + 40 43 6,9–8,4 5,66 16,1 0,91 3n 1,0 6,65 17,0 0,86 2n 0,9 DIM 384 19 43,9 + 39 19 7,6–7,9 6,66 194,9 1,05 2n 0,6 DIM 385 19 45,9 + 40 33 7,6–9,9 5,77 50,6 1,20 1n 2,1 386 19 48,3 + 37 09 8,2–8,5 6,70 72,0 0,99 2n 0,2 DIM 387 19 48,7 + 35 19 7,2–7,7 5,81 148,3 0,61 2n 0,5 – 1,1 – 0,06 Hei 1996 6,68 144,4 0,68 3n 0,5 DIM – 3,9 + 0,02 Hei 1996 395 20 02,0 + 24 56 5,8–6,2 4,18 119,5 0,87 2,3n 0,4 6,65 120,8 0,91 2n – DIM 400 20 10,2 + 43 57 8,0–8,5 6,70 352,0 0,45 2n 0,2 DIM + 1,9 + 0,02 Hei 1996 526 20 16,5 + 81 20 7,8–10,0 5,61 159,5 1,20 1n 2,0 405 20 18,7 + 33 14 8,4–9,4 5,69 153,4 0,63 2n 0,9 413 20 47,4 + 36 29 4,8–6,1 3,70 11,0 0,88 2n – + 0,7 – 0,04 Bai 1983 6,69 11,4 0,97 3n 1,3 DIM + 1,4 + 0,05 Bai 1983 417 20 53,0 + 29 09 8,2–8,8 6,71 27,0 0,91 2n 0,4 DIM 418 20 54,8 + 32 42 8,1–8,2 3,98 283,3 1,08 2n 0,0 6,66 283,9 1,14 2n 0,0 DIM 424 20 59,3 + 15 43 8,3–9,5 4,33 306,7 0,46 3n 0,8 527 21 08,0 + 5 09 6,9–8,4 4,68 127: 0,25 2n 0,0? 430 21 12,0 + 24 10 8,2–10,2 4,73 201,2 1,55 2,1n 2,5 435 21 21,4 + 2 54 8,1–8,6 5,72 237,9 0,59 2n 0,2 437 21 20,8 + 32 27 6,2–6,9 6,66 22,3 2,36 2n 0,2 DIM 6,79 21,3 2,35 1n – FIL 445 21 39,3 + 20 43 9,2–9,7 5,84 121,5 0,90 2n 0,3 448 21 41,0 + 29 21 8,4–9,4 4,27 186,8 0,35 3n 0,0 – 1,4 + 0,02 Alz 1996 456 21 55,5 + 52 31 8,4–8,6 5,87 35,4 1,60 1n 0,7 452 21 55,7 + 7 15 8,6–9,7 5,34 179,7 0,70 2n 0,8 457 21 55,7 + 65 19 5,9–8,1 4,90 244,5 1,09 1n 2,2 453 21 56,5 + 7 14 9,1–9,6 5,34 270,2 0,73 2n 0,8 464 22 11,3 + 40 11 8,6–8,8 4,73 162: 0,28: 4n 0,1 476 22 43,1 + 47 10 7,0–7,3 3,83 305,3 0,50 1n 0,3 484 22 56,2 + 72 50 7,8–8,7 4,91 103,0 0,38 1n 0,7 483 22 59,2 + 11 44 6,1–7,4 4,30 325,0 0,50 2n 1,4 – 0,6 – 0,01 Hei 1996 5,80 326,3 0,48 3n 1,4 – 3,0 – 0,02 Hei 1996 6,77 331,6 0,51 4,3n 1,3 DIM – 0,1 + 0,02 Hei 1996 487 23 01,2 + 80 47 6,9–8,7 4,72 10: 0,23: 1n – 489 23 07,9 + 75 23 4,6–6,6 4,83 351,5 0,98 2n 2,0 + 5,7 – 0,14 Bai 1992 6,76 344,2 1,04 2n 2,3 DIM – 3,2 – 0,10 Bai 1992 495 23 24,1 + 57 32 7,5–7,7 4,37 115,5 0,32 2n 0,2 496 23 30,0 + 58 33 4,9–9,3 3,93 Begleiter nicht ges. 1n 497 23 30,9 + 9 29 7,9–8,6 5,81 216,8 1,50 1n 0,8 500 23 37,5 + 44 26 6,3–7,2 5,12 1,4 0,53 3n 0,9 – 4,3 + 0,06 Zul 1981 503 23 42,1 + 20 18 8,1–8,7 3,87 130,4 1,2: 1n 0,5 B2547 23 48,6 + 36 16 7,6–8,6 4,84 20,4 0,25 1n 0,5 507 23 48,6 + 64 53 6,9–7,6 3,83 313,7 0,65 1n 0,4 + 4,4 – 0,09 Zul 1977 508 23 48,8 + 62 13 5,5–8,0 4,92 197,2 1,35 1n 2,4 510 23 51,6 + 42 05 7,7–8,0 5,16 120,6 0,50 3n 0,3

30 interstellarum Nr. 10 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

Anmerkungen

547 Die Bahn ist noch unsicher, der Wenig beobachtet und seit 1971 nicht mehr. Messungen immer derzeitige Abstand aber recht keine erfolgreiche Messung schwierig. genau bekannt. Der Stern diente mehr. Muß mit Speckle und 319 Keine Bewegung seit 150 Jah- mir neben anderen zur Eichung großer Öffnung beobachtet wer- ren. des Doppelbildmikrometers. den. 337 Heintz’ Bahn von 1963 gilt nicht 18 Die Bahn von Baize 1958 gilt 115 Wird langsam enger. mehr, Docobos Bahn habe ich in nicht mehr. Eventuell sogar Line- 119 Langsame direkte Bewegung, der Literatur nicht gefunden. arbewegung. wird weiter. 349 Stern meist klar getrennt. Nach 20 Die Abweichungen sind reell. 124 Zur Zeit von Husseys Messun- Heintz ist vielleicht eine dritte 37 Erste Messung seit 1964. gen zu eng, von Kuiper wieder- Komponente im System, da die 38 Objekt der Saison in is Nr. 5. gefunden. Schöner Farbkontrast. Messungen sehr inkonsistent sind. 45 Retrograde Bewegung, langsam 125 Praktisch keine Bewegung in 150 enger werdend. Jahren. 353 Meßfehler. Eines der hellsten O. Struve-Paare. Mit 75mm 51 Binärsystem, enger werdend. 121 Meßfehler Fangspiegel nicht zu sehen, hin- 130 Frühere Messungen sind nicht 52 Abweichung reell, P ist länger. gegen eindeutig mit 60mm. sehr konsistent. 61 Sehr schwer, Distanz unsicher. 358 Objekt der Saison in is Nr.4. Von Dembowski erstmals mit 139 Wenig beobachtetes Paar. 363 Die Messung 1994,48 ist unsi- einem 7"-Refraktor gemessen. 159 Keine anderen neuen Messun- cher. Für Heintz’ Messung gen bekannt. Wird jetzt rasch 62 Abweichung reell, P ist länger. 1996,60 am 61cm-Refraktor ist weiter, Periastron ist durchlaufen. 66 Abstand zu gering, vermutlich das Residuum: –3,3, 0,00. 170 Bahn muß revidiert werden. Der nun ca. 1",0. 382 Wird sehr langsam enger. Stern wird Periastron in einigen 71 A ist der Algol-Veränderliche AG Jahren erreichen. 395 Wahrscheinlich ein Binärsystem, Per, 6,7–7,0, P=2,03d. aber die Bewegung ist fast linear. 177 Meßfehler. Zu schwierig im 86 Unzweifelhaft ein Binärsystem, Newton. 418 Der maximale Abstand ist mögli- ein Quadrant mit nahezu kon- cherweise erreicht. stanter Distanz ist durchlaufen. 192 Erste Messung seit 1937. Mehr- fach im 360mm-Spiegel beob- 437 Ein Binärsystem. O. Struve hat 85 Erste Messung seit 1943. Seit achtet, B immer sehr schwach. 1845: 64,3, 1", 31. der Entdeckung praktisch keine ∆ 448 Immer nur keilförmig. Bewegung. 200 m ist sicher größer als der Lite- raturwert. 452 Wird langsam enger, Winkel fast 91 Wird enger. 211 Schon von W. Struve gemessen, unverändert in 150 Jahren. 89 1881, 1888, 1894, 1896–1900 = Σ 1406 464 Sehr schwer, Keil. Möglicherwei- nicht gesehen (Öffnungen bis se ein optisches Paar. 91cm), von Kuiper 1935 nahe der 218 1993, 1994 mehrere Fehlversu- Position wiedergefunden, die O. che mit Newton u. 75mm Fang- 476 BC ist doppelt, von Hussey ent- Struve gemessen hatte. Weite- spiegel, 1995/6 gut mit 60mm deckt, Bewegung unklar. 1988,66 ster Abstand Anfang der 60er Fangspiegel zu messen. hat Mc Alister mit Speckle für BC Jahre. Nicht im ADS-Katalog. 220 Wird seit 150 Jahren enger. gemessen: 40,0, 0", 061. 95 Sehr exzentrische, aber noch PER Perrotin hat die enge Komponen- 487 Sehr eng, keilförmig. vorläufige Bahn. te von OΣ 225 1884 entdeckt. 489 Keine neueren Messungen be- 97 Nicht im ADS-Katalog. Von 251 Andere Messungen der letzten kannt. Schiaparelli 1888 (19"-Refrak- Jahre weichen stark voneinander 495 Der Stern war vor 50 Jahren sehr tor), Burnham 1891 (36") und ab. Zur Zeit von Husseys Mes- eng, van Biesbroeck war damals Hussey 1898, 1899 mit dem 36"- sungen zu eng, von Aitken 1909 der einzige Beobachter. Eine Refraktor nicht gesehen, von wiedergefunden. Messungen des Bahnbestimmung – auch mit pro- McAlister mit Speckle wiederge- 19. Jahrhunderts inkonsistent, visorischen Elementen – ist aber funden. Mit Sicherheit ein Binär- nach Heintz ist die Bahn noch nicht möglich. system, aber zur Zeit praktisch sehr unbestimmt. 496 seit 1947 keine positiven Beob- keine Bewegung. Im 360mm- 252 Schon von W. Struve gemessen, achtungen. CD ist Dawes 2. Newton schwierig, erst nach 5 Σ = 1663 500 McAlister (Speckle) hat 1987 Beobachtungen, während der ich 261 Ein Binärsystem in langsamer Residuen von ca. – 2 Grad. noch nicht McAlisters Beobach- Bewegung, Abstand 1843 ca. tungen kannte, stand die Dupli- B2547 Als weites Paar AC ist dies 0", 6, 1980 2", 37. zität fest. Nach McAlister und OΣ 506 AB. van den Bos hat das Heintz ist der Abstand zur Zeit 277 Binärsystem in direkter Bewe- enge Paar 1958 endeckt, direkte ca. 0", 36. gung, Abstand nimmt weiterhin Bewegung von ca. 1 Grad pro ab, ca. 75° sind durchlaufen. Jahr. 105 1995,18 schien der Stern keilför- mig in PA 107 Grad, dies konnte 288 Objekt der Saison in is Nr.7. 1995,99 nicht bestätigt werden. 315 Die Bahn von Baize 1983 gilt

interstellarum Nr. 10 31 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Im Bann des Feuerrades – M 101 visuell Andreas Domenico und Ronald C. Stoyan

Flecken von NGC 5447 und das fast sternförmige Pünktchen von NGC 5455 zu sehen. Mit zunehmender Öffnung wird die Beobachtung der Spiralarme und die Entdeckung der einzelnen HII-Regio- nen und Assoziationen zum abendfül- lenden Genuß. Ausgehend von einem hellen, fast sternförmigen Zentrum, das in einen ovalen Kernbereich eingehüllt ist, krümmen sich deutlich sichtbar mehrere breite Spiralarme in die Nacht, die sich erst in weiter Entfernung vom strahlenden Kern in der Dunkelheit ver- lieren. Zwar erscheint die Galaxie in ihrer Gesamtheit am besten bei 5– 8mm Austrittspupille (AP), aber das genaue Identifizieren der Knoten in den Spi- ralarmen geschieht am besten bei Ver- größerungen von 100× und mehr. Ein- zelne Knoten reagieren auf die Beob- achtung mit einem Schmalband-Filter und enthüllen so ihre Natur als HII- Region. Im folgenden geben wir unsere Beobachtungen entlang der drei großen M 101: Zeichnung von Lord Rosse am 72"-Leviathan im Jahr 1851; aus [6] Spiralarme mit 14" (rcs) und 18" (ad) Öffnung detailliert wieder. Die Nomen- ace-On-Spiralgalaxien gehören den Beobachtungen von Lord Rosse klatur richtet sich nach dem NGC [2] zu den beeindruckendsten Er- und d’Arrest eigene Nummern im NGC sowie den nach [3] katalogisierten HII- Fscheinungen im Kosmos. Die bekommen haben [2]. Neun dieser Kno- Regionen (H-). meisten dieser Galaxien, bei denen man ten können auf tiefen Aufnahmen und direkt von oben auf die gewundenen in modernen Arbeiten [3–5] identifi- Spiralarm I Spiralarme blickt, bieten nur auf Fotos ziert werden; lediglich NGC 5450 muß Der längste Arm des Feuerrades dreht einen überzeugenden Anblick. Bei eini- als nicht existent gelten. sich visuell ein Mal um das Zentrum der gen nahen Galaxien ist es aber möglich, In einer dunklen Nacht erkennt man Galaxie, auf tiefen Aufnahmen sieht die Tiefen einer Spirale mit eigenen mit einem 10×50-Feldstecher einen man noch einen halben Umlauf mehr. Augen am Fernrohr selbst zu erleben – kleinen runden Nebelhauch, der nicht Gespickt mit einer Vielzahl heller Kon- ein großartiger Beobachtungsgenuß unbedingt schwer zu sehen ist. Im Fern- densationen zeigt er schnurgerade nach ganz besonderer Art. M 101, die Feuer- rohr füllt sie visuell mit etwa 20' × 20' Nordosten. Visuell ist die äußerste Spit- rad-Galaxie in Ursa Major, ist eines die- schon bei kleiner Vergrößerung das ze dieses Arms von der sehr kleinen und ser Objekte. Gesichtsfeld aus – M 101 ist die dritt- schwachen HII-Region H 1149 defi- M 101 bildet zusammen mit M 51 größte visuell zu beobachtende Galaxie niert, die direkt an einem sehr schwa- und M 63 eine Galaxiengruppe ähnlich des Nordhimmels. Bereits mit einem chen und kleinen Vordergrundstern unserer Lokalen Gruppe in 4,6 Mpc 120/1020-Refraktor ist M 101 ein visu- befindet. Ein markantes Trapezmuster Entfernung. M 101 selbst wird von elles Erlebnis. Der südwestliche Spi- im Osten des Kerns enthält zwei weite- einem ausgedehnten Halo von Beglei- ralarm ist angedeutet, als kleine schwa- re Knoten. Die nordwestliche Ecke des tern umgeben, von denen viele visuell che Flecken sind NGC 5462 und 5461 Trapezes wird von H 1216 markiert, die beobachtbar sind [1]. M 101 dient als zu sehen. Nur wenig nördlich des hel- im 14" fast stellar und extrem schwach Musterbeispiel einer Spiralgalaxie: eine len, aber nicht stellaren Kernes befindet erscheint. Richtig hell und kaum flächig „Grand-design“-Spirale. Drei große sich der berühmte helle Vordergrund- ist die südöstliche Trapezecke mit NGC Spiralarme wickeln sich um das helle stern, der schon oft für eine Supernova 5471, die bei kleiner Vergrößerung wie Zentrum, gesprenkelt von zahllosen gehalten wurde. Der nordwestliche Spi- ein 13m,7-Stern aussieht. Dieses Objekt hellen Assoziationen und HII-Regio- ralarm ist stellenweise gut definiert, im ist eine sehr kompakte HII-Region, die nen. Zehn von diesen Knoten in den schwachen Leuchten der südwestlichen zu den größten der Galaxie zählt. West- Spiralarmen sind so hell, daß sie nach Randbereiche sind die länglichen lich des beschriebenen Trapezmusters

32 interstellarum Nr. 10 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

ist der Spiralarm jetzt als schwaches ralarms umgeben. Nach Norden wei- schwach H 295/302/304 gesehen wer- Leuchten wahrzunehmen; einige helle send, passiert der relativ helle, aber zer- den. Knoten markieren schön seinen Verlauf. gliederte Spiralarm ein Sternchen, Der visuell sichtbare Spiralarm setzt In Richtung zum Kern der Galaxie folgt eventuell die helle kompakte HII-Regi- nordöstlich des Kerns mit den hellen zunächst NGC 5462, deutlich oval und on H 327. Weiter nördlich ist ein leicht HII-Regionen H 875 und H 855/869 von der Umgebung abgegrenzt. Durch helleres diffuses Gebiet in das Glimmen wieder ein, die im 18" getrennt beob- die Nordost-Südwest-Elongation er- des Spiralarms eingebettet: NGC 5453, achtet werden können. Der 14" zeigt an scheint der Knoten breit und etwas ein aus zahlreichen HII-Regionen dieser Stelle ein helleres Gebiet, das flockig, er blinkt im 14" mit UHC-Fil- bestehendes Gebiet. Der Spiralarm ver- sich südlich bis zu H 953 erstreckt, die ter. NGC 5462 ist eine der großen hel- läuft weiter nach Norden, zwei schwa- im 18" wieder schwach auszumachen len „Superassoziationen“ in M 101 und che Vordergrundsterne markieren den ist. Im weiteren Verlauf nach Süden enthält gleichzeitig zahlreiche HII- Bogen des Arms, der sich jetzt nach passiert der Spiralarm einen schwachen Regionen und Supernovareste [3, 4]; Osten wendet. Im 18" sind getrennt die Vordergrundstern. Mit 14" Öffnung visuell ist es fast 1' lang und 14 m, 0 hell. beiden großen HII-Komplexe H 501- wird der Arm nun breiter und heller, Wiederum ein Stück näher zum Kern- 4/516 und H 562/620 sichtbar, im 14" einzelne Strukturen benötigen 18" Öff- bereich der Galaxie befindet sich NGC verschwimmen sie zu einem gemeinsa- nung. H 1040 und H 1013 sind zwei 5461. Auch dieser helle Knoten besteht men helleren Gebiet. Der hier gut defi- kleine HII-Regionen, die letztere aus mehreren HII-Regionen, die in nierte Spiralarm richtet sich nun nach erscheint stellar auch bei höherer Ver- einer gemeinsamen, fast 1000 pc großen Süden aus und verliert sich im hellen größerung. Kurz bevor sich der Spi- Superassoziation eingebettet sind [4], Zentralgebiet zwischen den anderen ralarm im diffusen hellen Gebiet der der UHC-Filter verrät die [OIII]-Emis- beiden Armen. Kernregion auflöst und visuell mit Spi- sion im 14" bei 200×. Spiralarm III ralarm I verschmilzt, markiert ein heller Der Spiralarm wird nach NGC 5461 Nebelfleck seinen südlichen Umkehr- deutlich breiter und teilt sich visuell in Der äußere westliche Arm ist visuell punkt: H 901/921/959. Dieses zusam- zwei diffuse Stränge auf. Im südlichen kaum als ganzes zu betrachten, denn menhängende diffuse Gebiet ist auch im Teil ist im 18" sternartig die HII-Region sein Mittelteil erscheint sehr schwach 14" gut zu sehen. H 1037 und ohne hellere Knoten; auf tiefen zu sehen. Westlich davon knickt Umgebung von M 101 der Spiralarm nach Norden um; der Aufnahmen erkennt man aber die Ver- Bogen wird vom hellen diffusen Leuch- bindung der beiden Fragmente. Am Einige kleine aber relativ helle Galaxi- ten von NGC 5458 gebildet, eine visuell sichtbaren Anfang des Spi- en liegen nördlich von M 101. Die auf- Agglomeration aus dutzenden HII- ralarms steht die große helle NGC fällige spindelförmige Galaxie Regionen, die visuell als heller geboge- 5447, die größte der Superassoziationen MCG+9-23-25, die meist auf High- ner Fleck erscheinen. Der nördliche mit zwei eingebetteten getrennten riesi- Res-Aufnahmen von M 101 mit abge- Strang des Spiralarms erscheint gemott- gen HII-Regionen. Visuell sehr interes- bildet ist, liegt nur 17' westlich. Sie wird led; zwei diffuse Knoten bilden die HII- sant ist die unregelmäßige, elongierte von einem hellen Stern flankiert und Komplexe H 949/960-1 und H 686/760. und spitz nach Süden weisende Struktur erscheint im 18" bei kleiner Vergröße- Knapp südwestlich des hellen Gala- von NGC 5447, an deren Nordkante ein rung diffus, bei hoher Vergrößerung xienkern vereinigen sich die beiden heller Stern sitzt. Der mit UHC-Filter deutlich elongiert mit einem flächigen, Stränge wieder, und der Spiralarm führt im 14" blinkende Nebel wird von einem nicht stellaren Kern. kompakt und visuell deutlich westlich schmalen dunklen Streifen durchzogen am Kern vorbei. Der nördliche End- und ist stark gemottled. Nordwestlich Literatur punkt dieses Abschnittes bildet H 336, von NGC 5447 steht außerhalb des eine kleine, im 18" stellar erscheinende sichtbaren Spiralarms die HII-Region H [1] de Vaucouleurs, G. in Sandage, A., San- HII-Region. Der Arm biegt sich nun um 70-1/77, klein und schwach sichtbar. dage, M., Kristian, J.: Galaxies and the den Galaxienkern herum, passiert den Folgt man dem recht schwachen Spi- Universe Vol IX, Stars and Stellar hellen Vordergrundstern und verliert ralarm, so folgt nördlich die aus zwei Systems, 569 sich im diffusen Leuchten des hellen großen HII-Komplexen bestehende [2] Dreyer, J.L.E.: A New General Catalo- Kernbereichs. Region NGC 5449. Im 18" können die gue, MRAS 49, 151-2 (1888) zwei Knoten deutlich gesehen werden, [3] Hodge, P.W. et al: The HII Regions of M Spiralarm II im 14" zeigt sich ein gemeinsames ova- 101, I: An Atlas of 1264 Emission Regi- ons, ApJSS 73, 661 (1990) Der innere der beiden westlichen Spi- les Gebiet. Zwei schwache, dicht ralarme ist visuell mit einer halben zusammen stehende Nord-Süd elon- [4] Melnick, J.: Superassociations on the arms of normal and active galaxies, IAU Umdrehung zu sehen. Er beginnt im gierte Vordergrundsternchen folgen Symposium 121, 545 (1987) südlichen Bereich der Galaxie mit der genau im Norden von NGC 5449. Öst- [5] Scowen et al: The HII regions of the sehr kompakten, fast stellaren HII- lich dieses Paares steht NGC 5451, ein galaxy M 101, ApJ 104, 92 (1992) Region NGC 5455, eine der größten der kleines, leicht elongiertes Knötchen, [6] Littrow von, J.J.: Die Wunder des Him- gesamten Galaxie. NGC 5455 ist mit bestehend aus mehreren HII-Regionen. mels, 1939 m 15 , 0 deutlich schwächer als die ver- Der Spiralarm ist in seinem folgenden [7] Corder, J.: M 101. The Ursa Major Spi- gleichbare NGC 5471 und erscheint Verlauf im Norden der Galaxie nicht ral, S&T 6/1987, 678 deutlich neblig. Bei niedrigerer Ver- visuell sichtbar. Im 18" kann in einem größerung ist sie vom Leuchten des Spi- ansonsten sternleerem Gebiet ganz

interstellarum Nr. 10 33 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

M 101 in drei visu- ellen Zeichnungen. Oben: von Andreas Do- menico mit einem 18"-Newton bei 92,5×, 116× und 132×. Mitte: von Ronald Stoyan mit einem 4",7- Refraktor bei 61×. Unten: von Ronald Stoyan mit einem 14"- Newton bei 81× und 200×.

34 interstellarum Nr. 10 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

Spiralarm

H 1149 I

H 295, 304, 302 H 875 H 1216 H 855, 867

5471 H 501–4, 516 H 953 H 562 620

H 1040 H 336 5451 5462 H 1013

5449 H 901, 931, 959

H 696, 760

5461 H 949/960-1 5453 5458 H 59, 78, 77

H 1037

H 327 ? 5447

5455 III

Spiralarm II Spiralarm

Ein tiefes Foto von M 101, aufgenommen von Uwe Wohlrab und Marcus Richert mit einem 8"-Newton bei 1800mm Brennweite mit Komakorrektor; Komposit aus zwei 120min auf TP2415 hyp. belichteten Einzelaufnahmen; 12fache Nachvergrößerung mit unscharfer Maske. Markiert sind die visuell beobachteten Knoten in der Galaxie mit den Bezeichnungen aus dem NGC (5447 etc.) und die Nummern aus [3] (H 1216 etc.).

interstellarum Nr. 10 35 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. NutzungPRAXIS nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. INSTRUMENTARIUM Die MesserschneideOS im Sucher oder Noch eine Fokussiermethode... André Nikolai

Intrafokal Lichtstrahlenkegel Extrafokal

Fokus

1 2

1) Mattfläche 2) Strich („Messerschneide“)

achdem schon Georg Reus in 1 2 3 interstellarum 7 seine Methode Objektseite Beobachterseite erläuterte, zeige ich nun eine

N Grafiken: Nikolai weitere. Zielsetzung ist eine einfache, unkomplizierte aber dennoch sehr Die ➚Messerschneidenmethode ist Sure Sharp von Spectra oder die von sichere Methode der Scharfstellung. recht sicher in ihrer grundsätzlichen Lichtenknecker-Optics). Ich fotografie- Doch kann der Weg dahin sehr wohl Funktion. Allerdings ist das Anbringen re vorzugsweise mit der Kleinbildka- kompliziert und umständlich sein, da einer Rasierklinge mit scharfer Kante mera, da dieser Kameratyp extrem viel- diese Vorrichtungen meist selbst gebaut auf Filmebene sehr umständlich in der seitig verwendbar ist. Zum Scharfstel- werden müssen. Handhabung, vor allem dann, wenn len dient die Einstellscheibe zwischen Es wurden im Laufe der Zeit bereits man vor jeder Aufnahme den Fokus Klappspiegel und Pentaprisma. Also verschiedene Methoden entwickelt. überprüfen möchte (z. B. bei Tempera- mußte ich eine Möglichkeit finden, Eine davon ist das direkte Fokussieren turdrift). Will man diese Methode in die direkt hier scharfstellen zu können. Bei mit einem hochwertigen Einstellfern- Praxis umsetzen, läuft man Gefahr, den meisten SLRs wird auf der Obersei- rohr direkt auf der Mattfläche der Ein- mehr Zeit mit Fummelei als mit Belich- te der Einstellscheibe fokussiert. Diese stellscheibe. Bei hohen Öffnungsver- ten zu verbringen. sind für die gewöhnliche Fotografie hältnissen geht das leidlich gut, bei Nun, eine gute Fokussiereinrichtung meist matt. Für dunklen Himmel und niedrigeren ist man sich oft nicht sicher, ist nur durch Selbstbau zu realisieren, schwache Sterne streuen Mattflächen wann das Sternenscheibchen denn nun der Markt bietet dazu nur wenig (z.B. zu stark, so daß das Sucherbild viel zu am kleinsten ist. Eine andere Methode ist das Verwen- Die Messerschneidenmethode den eines vorjustierten Okulars mit Die Messerschneidenmethode ist eigentlich eine Abwandlung des bekannten Strichmarkierung. Hier muß Markie- Focault-Tests. In dem man den Strahlengang in der Nähe des Brennpunktes rung und Stern gleichzeitig scharf und mit einer geraden Kante abblendet (1–3), kann man durch Näherung der parallaxenfrei sein. Zwischen Okular- Abblendungsschritte den Brennpunkt (kleinste Verengung des Strahlenbün- vorrichtung und Kamera kann es Tole- dels) ermitteln. Bei einer guten Optik ist die kleinste Verengung das soge- ranzen geben, auch die Gefahr eines nannte Beugungsscheibchen, es ist so klein, daß es kaum noch langsam Parallaxenfehlers sollte man nicht abgeblendet werden kann. Obwohl die Kante langsam vorgeschoben wird, unterschätzen. verdunkelt sich das Sternenscheibchen schlagartig. Außerhalb des Brenn- Mein Refraktor hat eine Mikrometer- punkts (Fokus) ist der Durchmesser des Strahlenbündels größer und es dau- fokussierung mit etwa 2/100 mm Auflö- ert länger, bis die Kante den gesamten Querschnitt abgeblendet hat. Hier sung. Doch sind die mechanischen sieht man, wie das Sternenscheibchen langsam von der geraden Kante abge- Toleranzen von Kameraansatz, Ring- blendet wird. Vor dem Fokus wandert die Abblendung in die gleiche Richtung schwalbe und Schiebeauszug in der wie die Messerschneidenbewegung (1), hinter dem Fokus entgegengesetzt Summe etwa bis 2/10mm. Das reicht (3). Kann man bei langsamster Bewegung nicht mehr eindeutig sagen, aus bei f/10 bereits für unscharfe Aufnah- welcher Richtung die Abblendung kommt, hat man den Fokus gefunden (2). men. Ich kann also keine Strichspurauf- nahmen als Referenz verwenden, die Toleranz ist hierbei zu groß.

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dunkel wird, um etwas eindeutig erken- Bildfeldwölbung nen zu können. Die Originalscheibe Die meisten Teleskopoptiken haben eine Bildfeldwölbung. Die einen weni- wird also durch ein angepaßtes Diaglas ger, andere mehr. Nur wenige Hersteller liefern eine sog. Bildfeldebenungs- ersetzt. Diese Klarscheibe läßt das Licht linse zu ihren Teleskopen. Diese Bildfeldebenungslinse ist in der Regel spe- nahezu ungehindert passieren, das ziell für die Bildfeldwölbung des dafür bestimmten Objektivs berechnet und Kameraokular ist vergleichbar mit ei- somit nicht ohne weiteres bei anderen Optiken verwendbar. Die Bildfeld- nem einfachen 30 –40mm Fernrohroku- wölbung hängt nicht nur vom Öffnungsverhältnis eines Teleskops ab. So lar. Sehr viele schwache Sterne, die man hat z. B. ein 1/4-Flatfield-Cassegrain praktisch keine Bildfeldwölbung, dage- jetzt schön als Orientierungshilfe ver- gen der handelsübliche 1/10-Schmidt-Cassegrain eine erhebliche Bildfeld- wenden kann, werden sichtbar, aber wölbung. Die Bildfeldwölbung macht sich in der Praxis mit zunehmend auf- auch viele Objekte, die man Ablichten geblähten, ellipsenförmigen Sternen in Richtung Bildrand/-ecken bemerk- möchte. So ist eine optimale Plazierung bar. Ist die Bildfeldwölbung nicht zu stark, kann man diese durch Verlage- (Bildkomposition) möglich. rung des Bezugspunktes in der Fokusebene ausgleichen. Der Bezugspunkt, Mir kam die Idee, die Messerschnei- also dort wo fokussiert wird, sollte daher etwas außerhalb der Mitte liegen. de direkt und unmittelbar auf die Ein- Wo genau, muß experimentell ermittelt werden. Angaben über die Bild- stellscheibenoberseite zu plazieren, und feldwölbung werden von den meisten Teleskopherstellern nicht gemacht, zwar mit einem sauberen Strich eines da sie sonst zumindest einen Teil ihrer optischen Daten preisgeben müßten. wasserfesten Filzstifts. Er deckt einer- seits gut genug um das Sternenlicht zu verbergen, anderseits ist die Kante des von vornherein die Möglichkeit bietet, glatt sein. Beides zusammen zu errei- Strichs glatt genug. Dieser Strich ist die Einstellscheibe selbst mit wenigen chen ist nicht ganz einfach, deshalb erst eine perfekte Messerschneide, da er Handgriffen auszuwechseln (z.B. Nikon probieren. Im Prinzip kann der Strich auch hauchdünn ist (nicht die Strich- F, F2, FM2; Canon F-1; Pentax MX, beliebig plaziert werden, sollte aber den breite sondern die Farbschicht). Des- LX; Olympus OM-1, Praktica VLC; Blick in die Bildmitte freigeben. Ein weiteren braucht man noch eine augen- u.a.). Wichtig ist, daß die Fokussierebe- etwas aus der Mitte genommener Strich seitige Korrekturlinse mit etwa 4 Diop- ne der Einstellscheibe exakt mit der Fil- berücksichtigt auch die ➚Bildfeldwöl- trien Abweichung. Als Fehlsichtiger mebene übereinstimmt. Manche Kame- bung, die ja bei fast allen unseren Ama- fokussiere ich ohne Linse, Normalsich- ras sind auch hier justierbar. teurfernrohren zu finden ist. tige müssen mit Linse fokussieren. Die- Mit einem Glasschneider wird das In der Praxis hat sich dieses Verfahren se Korrekturlinse ersetzt die nicht vor- aus einem Diarahmen herausgelöste bewährt. Mittels Feinbewegung läßt sich handene Scharfstellmöglichkeit des Glasscheibchen passend geschnitten die Messerschneide recht genau bewe- Kamaraokulares. Man kann aber auch und die Kanten mit 300er Schmirgelpa- gen, ob besser in Deklination oder Stun- einen Winkelsucheransatz des jeweili- pier entschärft. Ich habe bei meinem de hängt ganz von der verwendeten Mon- gen Kameraherstellers (gibt’s aber auch Exemplar noch eine kleine Mattfläche tierung ab. Die Einstellprozedur gelingt von HAMA; ans Kameraokular aufge- mit Flußmittel eingeätzt, um eine zu- selbst bei sehr gewissenhafter Anwen- steckt) verwenden. Dieser erlaubt wie- sätzliche Kontrollmöglichkeit zu haben. dung innerhalb von 2–3 Minuten, ohne derum eine Drehfokussierung. Mit dem Filzstift (z. B. Staedtler Lumo- daß irgendwelche Teile ausgewechselt Bei Kameras mit fest eingebauter color Permanent) übte ich erst einige werden müssen. Immerhin erreichte ich Einstellscheibe muß man den oberen Striche auf einem weiteren Glas. Mit unter mäßigem Großstadtseeing bei 1m Gehäusedeckel und das eingebaute Pen- Spiritus läßt er sich wieder entfernen. Brennweite einen Sternenscheibchen- taprisma entfernen, um an die Einstell- Der Filzstift wird leicht tupfend durch durchmesser von etwa 0,022–0,027mm scheibe heranzukommen. Dies bleibt leichte Druckvariationen bewegt, um Durchmesser; das enspricht dem Wert leider den feinmechanisch begabten einen möglichst gleichmäßigen Far- von 4"– 6". Die Aufnahme wirkt brilliant Bastlern vorbehalten. „Normalbegabte“ bauftrag zur Deckung zu ermöglichen. und scharf. Diese Schärfe habe ich mit verwenden also lieber ein Gehäuse, das Zugleich muß die Strichkante möglichst anderen Methoden nicht erreicht.

interstellarum Nr. 10 39 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Nirosta – ein selbstgebauter Achtzöller

Text, Zeichnung und Fotos: Herbert Zellhuber

ei Teleskoptreffen fällt mir eine Herausforderung, ein 8" f/6 Spie- zeug erfolgen immer wieder auf, daß Deutsche gelteleskop mit einer solchen Montie- • das Aufsuchen der Objekte muß BMontierungen von Selbstbauern rung zu bauen. schnell und sicher über Teilkreise mög- nicht allzu oft hergestellt werden. Die Konstruktionskriterien waren lich sein Eigentlich wundert mich das nicht, von mir deutlich abgesteckt: • eine automatische Nachführung sollte denn der mechanische Aufwand ist • das Instrument muß sich problemlos vorhanden sein doch relativ groß. Ohne die Hilfe von im Auto transportieren lassen • das zum Bau nötige Material muß Werkzeugmaschinen lassen sich solche • das Aufstellen darf keinesfalls länger preiswert zu beschaffen sein Montierungen kaum herstellen. Für als 10 Minuten dauern Bevor ich einen präzisen Bauplan mich als Mechaniker war es deshalb • der ganze Aufbau muß ohne Werk- zeichnen konnte, mußte ich erst klären,

40 interstellarum Nr. 10 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

ste Lösung. Die Gehäuseteile der Mon- mit 72 Zähnen für mich nicht aufzutrei- tierung wurden aus Rohren und dicke- ben war, fräste ich es mir einfach selbst. rem Blech aus Edelstahl zusammenge- Es wurde zwar kein richtiges schweißt. Davon, daß vieles mit diesem Schneckenrad, sondern nur ein gerad- Material hergestellt wurde, hat das verzahntes Zahnrad, wobei die Instrument auch seinen Namen: Nirosta. Schnecke kurzerhand schräggestellt Näheres über das Innenleben der wurde. Das Ganze erfüllt hier aber voll Montierung zeigt die Schnittzeichnung. seinen Zweck. Die meisten Teile hiervon wurden auf Zur Nachführung ist ein Schrittmotor meiner Heimwerkerdrehbank mit eingebaut, der von der Autobatterie Gewindeschneideinrichtung, Plandreh- gespeist wird. Das Foto zeigt bei abge- scheibe und Fräsaufsatz hergestellt. Wie nommenen Gehäuse die Elektronik, den schon erwähnt, legte ich Wert darauf, Schrittmotor, das Untersetzungsgetriebe daß das Aufsuchen der Objekte über und die Magnetkupplung. Ist der Nach- Teilkreise möglich sein sollte, natürlich führmotor abgeschaltet, so ist auch die auch mit genügend großer Präzision. Magnetkupplung getrennt und das Trei- Ich half mir deshalb folgendermaßen: brad kann gedreht werden. Die Magnet- Hat man ein Schneckenrad mit 72 Zäh- kupplung wäre zwar für 24V ausgelegt, nen, so hat sich bei einer Umdrehung bei 12V rutscht sie ab einem gewissen der Schnecke das Zahnrad um 5° (in Drehmoment durch. Falls der Tubus welches Material mir zur Verfügung Deklination) bzw. 20min (in Rektaszen- mal am Dreibein anstehen sollte, kann steht. Da wurde schon in so mancher sion) weitergedreht. Bringt man nun am kein Schaden entstehen. Den Schrittmo- Schrottkiste gewühlt, bis endlich das Treibrad noch Teilstriche an, so kann tor entnahm ich übrigens aus einem richtige gefunden war. Schon bald stand 1 min man pro Teilstrich /6° bzw. 1 ablesen. defekten Computerlaufwerk, die fest, daß für die beiden 35mm-Achsen Die Transparentfolie mit dem Koordi- Magnetkupplung aus einem ausrangier- spielfrei einstellbare Kegelrollenlager natengitter im „Sky-Atlas“ und der ten Kopierer. Das Dreibein hat sich in verwendet werden. Solche Lager „Uranometria“ ist in den selben Werten dieser Ausführung als recht stabil schlachtete ich früher mal aus Schrott- unterteilt. Meine Aufsuchkarten hatte erwiesen. Praktisch ist auch die große autos aus und waren als Ersatzradlager ich entsprechend ausgelegt, deshalb war Ablagefläche. Zur schnellen Polausrich- für meinen Uralt-Audi gedacht. Die es für mich kein allzu großes Problem, tung brachte ich oberhalb vom Pol- Lager sahen noch recht gut aus, zudem auch schwer auffindbare Objekte zu gehäuse einen Diopter an, mit dem der waren sie auch die weitaus preiswerte- beobachten. Da aber ein Schneckenrad Polarstern angepeilt wird. An der

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Tubusrohrschelle sind zwei Laufge- wichte angebracht. Damit kann schnell das Gewicht ausgeglichen werden, falls mal ein superschweres Okular oder anderes Zubehör montiert ist und es den Tubus bei offener Klemmung nach unten zieht. Der Tubus ist aus Geax, einer Kunststoffart. Große Probleme hatte ich Anfangs mit der Innenbe- schichtung. Allein mattschwarz anstrei- chen brachte nichts, die Innenwand spiegelte immer noch gemein und raub- te mir jede Menge Kontrast. Erst nach- dem ich die Innenwand mit 40er Schmirgelpapier auslegte und zudem mattschwarz lackierte, kam Beobach- tungsgenuss auf. Der Okularauszug ist dem Crayford- System nachempfunden. Er hat die Vor- teile, daß er niedrig gebaut ist und sich durch den spielfreien Friktionstrieb sehr feinfühlig einstellen läßt. Später baute ich noch einen Motorfokussierer dazu, der vor allem bei hoher Vergröße- rung praktisch ist. Den Sucher baute ich aus einem 50mm-Feldstecherobjektiv. Das angebaute 90° Dachkantprisma bietet einen bequemeren Einblick als ein Geradsichtsucher. Der Vorteil gegenüber dem Zenitspiegel ist die sei- tenrichtige Abbildung. Da ich öfter Schwierigkeiten mit einem beschla- genen Fangspiegel hatte, baute ich eine Taukappe hinzu. Sie ist aus 0,4 mm Kunststoffolie hergestellt und innen mit Klebefilz ausgelegt. Das ganze Teil wiegt nur 250 g. Das Material für Haupt- und Fangspiegelhalter, Okular- auszug, Justierokular usw. stammt natürlich ebenfalls wieder aus Resten und wurde komplett in Eigenregie bear- beitet. Ja – es war schon Arbeit dran, aber es hat auch Spaß gemacht.

HERBERT ZELLHUBER KREUZECKSTR.1 82380 PEISSENBERG

interstellarum beginnt mit diesem Bericht eine Serie, in der Leser ihre eigenen selbstgebauten Instrumente vorstellen können – vom Dobson bis zur kompletten Gartensternwarte. Bitte senden Sie Berichte, Fotos und Schnittzeichnungen an Herbert Zellhuber unter der angegebenen Adresse.

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Ronald Stoyan

im grube von Anregungen ist Philip Har- helle rundliche Nebelbällchen im Stern- Feldstecher ringtons Buch [2] und seine Kolumne feld (Warum hat Messier den NGC- „Binocular Highlights“ in Sky & Teles- Nebel nicht gesehen?). M 96 ist schon cope, aber beide gehen eben nicht an merkbar schwächer, und M 95 fand ich er Objekt-Katalog von Charles die Leistungsgrenze dieser kleinen richtig hart an der Grenze des Gerätes. Messier ist sicher die Grand Optiken. Von den 110 Messier-Objek- Der Knackpunkt zum Erfolg ist DTour des Deep-Sky. Seit Gene- ten habe ich 109 eindeutig gesichtet. Ich jedoch der Virgohaufen. Einen Anhalts- rationen beschäftigt Amteure schon die möchte im folgenden kurze Eindrücke punkt, was schwer und was leicht wer- Frage, mit welcher Minimalöffnung vom Erscheinungsbild derjenigen Mes- den würde, gab mir schon [5] – aller- alle Messier-Objekte beobachtet wer- sier-Objekte geben, die üblicherweise dings wird im Fernglas alles noch den können. Messier selbst arbeitete bei nicht als Fernglas-Ziele angesehen wer- schwieriger. Der klassische Einstieg in der Entdeckung größtenteils mit Opti- den. den Haufen erfolgt über das T-Muster ken um 3 Zoll; dies ist ungeübten Beob- Am Herbsthimmel gibt es zwei im Westen. M 99 an der Mitte des T ist achtern auch heute noch gut als Min- Objekte, von denen mir keine Feldste- leicht, M 100 an der nordöstlichen Kan- destmaß zu empfehlen. Für erfahrene cherbeobachtung bekannt ist. M 74 pro- te auch. Sehr schwierig ist M 98, aber Beobachter bleibt aber die Frage inter- bierte ich in einer exzellenten Nacht nach ein paar Anläufen ist sie deutlich essant, wie weit man unter Maximalbe- während der Totalen Mondfinsternis am da, man erkennt sogar ihre NW-SO- dingungen mit der Öffnung hinunter 27. September 1996. Ich erinnerte mich Elongation. M 84 und M 86 nebenein- gehen kann. Ein zweieinhalbzölliger noch ungefähr an die Position in den ander bieten einen netten Anblick; guter Refraktor wie der Zeiss-Telemen- Fischen, als ich beim Drüberschwenken M87 ist hell, genauso M 85. Einfach tor reicht schon vollkommen aus. Geht überrascht einen ziemlich deutlichen sind auch M 49 zwischen zwei hellen es aber auch mit einem 50mm-Feldste- schwachen runden Nebelfleck sah. Die Sternen und M61. Als schwierig cher? Karte im Karkoschka bestätigte meinen erweist sich der nordöstliche Virgohau- Warum sollte man denn überhaupt Befund. Wirklich pickelhart war dage- fen. M 60 und M 59 sind noch deutlich mit Minimaloptiken Objekte beobach- gen M 76 in derselben Nacht. Obwohl zu sehen, wobei M 60 noch recht hell, ten, wenn diese in üblichen Fernrohren er im Zenit stand, war er nur als extrem M 59 aber schon ziemlich schwierig ist. viel heller aussehen – eine Frage, die kleines und extrem schwaches Objekt M 58 steht ganz schwach direkt östlich oft von Spazierensehern gestellt wird. zu erkennen, ähnlich einem kleinen eines schwachen Sternchens. M 89 und Es geht aber genau nicht darum, ein schwachen PK-PN im 14-Zöller. Ich M 90 sind extrem schwer, die Grenze Objekt optimal zu sehen, sondern es wiederholte die Beobachtung mehr- des Gerätes und meiner Wahrneh- gerade an der Grenze der eigenen per- mals, weil ich zuerst nicht an den Erfolg mungsfähigkeit ist erreicht. M 88 kann sönlichen Wahrnehmungsfähigkeit zu glauben wollte. noch schwach gesehen werden, aber an erwischen. Die interessante Frage ist, Ursa Major hält drei weitere schwere der Stelle von M 91 ist nichts. wo sich diese Wahrnehmungsgrenze Brocken bereit. M 108 und M 97 stehen Ich wiederholte die Virgohaufen- für die persönliche Beobachtungserfah- dicht nebeneinander. M 97 kannte ich Tour mehrere Male, aber bei M 91 habe rung befindet. So gesehen fasziniert der schon länger von Feldstecherbeobach- ich keine Chance. Interessant wäre es Anblick von M 97 im Feldstecher weit tungen [3, 4], er ist ein kleines mattes herauszufinden, ob diese 10 m,1- Galaxie mehr als im Vierzöller – und Faszinati- Fleckchen unter den Sternen, fast in den Alpen oder in einem fest mon- on und Spaß sind ja unsere Triebfeder. schwerer als M 74. M 108 dagegen ist tierten Zweizöller sichtbar wäre – wahr- Ich besitze seit Jahren einen sehr gut- wirklich hart, weil die Edge-On-Gala- scheinlich schon. So jedoch bleibt M 91 en und wunderschönen 10×50 von xie keine deutliche Fläche bietet. Für das einzige Objekt, das mir bei meiner Zeiss Jena. Mit diesem Instrument habe unmöglich hielt ich lange M 109, da Tour durch die Messier-Nebel entgan- ich im Laufe des letzten Jahres alle diese nahe an γ UMa steht. In einer gut- gen ist. Messier-Objekte aufgesucht. Die Beob- en Nacht hatte ich jedoch keine Proble- Literatur achtung geschah immer bei guten me, das schwache kleine Objekt mit Bedingungen (fst > 6m,5 im Zenit), stellarem Kern zu sehen. [1] Karkoschka, E.: Atlas für Himmelsbeob- meist von Kreben/Mittelfranken aus. Im Löwen gibt es einige Herausfor- achter, Stuttgart 1987 Ich habe dabei keinerlei Hilfsmittel wie derungen für kleine Feldstecher. M 65 [2] Harrington, P.: Touring The Universe Through Binoculars, Richmond 1993 Nebelfilter benutzt, die Beobachtung und M 66 sind nicht gemeint, denn bei- erfolgte in allen Fällen freihändig. Zum [3] Stoyan, R. et al: M 97, Objekte der Sai- de sind auf Anhieb hell und deutlich zu son, interstellarum 3, 50 Aufsuchen der schwächeren Objekte ist sehen. Schwierig ist die Vierergruppe [4] Käser, L.: Der mißglückte Messier- der Karkoschka [1] ideal, der Feldste- um M 105. Diese selbst und die dicht Marathon, interstellarum 4, 14–16 [5] Veit, K.: Virgohaufen im 2,5-Zöller, cher zeigt nur wenig mehr Sterne als begleitende NGC 3384 sind fast gleich- auf den 9m-Aufsuchkarten. Eine Fund- interstellarum 3, 8–11

interstellarum sucht einen engagierten Fernglasbeobachter als regelmäßigen Betreuer dieser Rubrik. In jedem Heft sollen anschaulich zwei oder drei bekannte oder unbekannte, schwierige und einfache Feldstecherobjekte vorgestellt werden. Inter- essenten melden sich bitte bei der Redaktion. Eine Seite steht pro Ausgabe zur Verfügung.

interstellarum Nr. 10 45 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

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

47 Dieses Dokument ist urheberrechtlichDSF geschützt.EEP- Nutzung KY OTOGRAFIE nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. DEEP- S KY CCD ErfahrungenTT mit der Cookbook-Kamera CB 245

Text und Bilder: Carsten Moos

In diesem Artikel beschreibe ich nicht nur „meinen Weg zur Cookbook“, sondern liefere vielmehr praktische Hinweise und wertvolle Information, die den Entscheidungsprozeß zum Selbstbau unterstützen und Probleme beim Aufbau vermeiden hel- fen. Das Kapitel „Ein eigenes Konzept“ geht tief ins Detail und richtet sich an den Cookbook-Bauer. Außerdem werden mehrere Programme zur Bildverarbeitung empfohlen.

Das Kochbuch

ie US-Amerikaner Berry, Mun- ger und Kanto haben vor 3 Jah- Dren zwei CCD-Kameras für den Astroeinsatz entwickelt. Nachdem diese ausgereift waren und eine Software zur Bedienung vorlag, wurde daraus je eine Version zum „einfachen“ Nachbau ent- wickelt. Diese beiden Kameras werden im „The CCD-Camera-Cookbook“ der o.g. Autoren sehr detailiert beschrieben und eine Anleitung zum Nachbau gege- ben. Sie sind mit den CCD-Sensoren TC 211 und TC 245 von Texas Instru- ments bestückt, weshalb sich vereinfa- chend die Namen Cookbook 211/245 oder CB 211/245 durchgesetzt haben. Was darf es denn sein? Auf der Suche nach einer preiswerten Einsteiger-CCD-Ausrüstung stieß ich mehrfach auf das Cookbook. Auch von der Fachgruppe CCD der VdS erhielt ich u.a. Unterlagen zum Buch. Der Ver- gleich zeigte, daß das Preis/Leistungs- verhältnis kommerzieller CCD-Kame- ras sehr unterschiedlich ist. Auch haben nicht alle ihre Kinderkrankheiten über- wunden. Wer in dieser Angebotspalette nach einer leistungsfähigen Einsteiger- kamera unter 1000.– DM sucht, wird allenfalls ungekühlte und kleine finden. Die beiden Cookbook-Kameras sind eine empfehlenswerte Alternative. Weltweit sind über 1000 [1] funkti- onstüchtige Cookbook-Kameras gebaut worden. Die Materialkosten liegen etwa Abb. 1: Das Bild zeigt den Kamerakopf mit Anschlüssen und den Analog-Digital- bei 500,– DM für die CB 211 und ca. wandler (links), der direkt an den PC angeschlossen wird. In der Draufsicht sind 800,– DM für die CB 245. Die beiden Kühlkörper und Lüfter zu erkennen. konzeptionell ähnlichen Cookbookka- meras sind einstufig gekühlte, rauschar- größer, empfindlicher und hat eine höherer Auflösung. Der Aufwand für me Kameras mit sehr schnellem Paral- ➚Image-Transfer-Zone für Kurzzeitfo- den Aufbau der Kameras ist nahezu leltransfer bei geringer Rechneranfor- tos weshalb ich ihr den Vorzug gab. gleich; bei der CB 245 werden lediglich derung. Die CB 211 läßt sich technisch Weiterhin auschlaggebend hierfür 3 Steuersignale mehr verwendet. mit dem Star-Tracker ST-4 von SBIG waren: die höhere Qualität der Bilder Außerdem macht die größere Chip- vergleichen, da beide den gleichen Chip wegen erheblich besserer Rauscheigen- fläche sowie die kleineren Pixel die verwenden (TC 211). Die CB 245 ist schaften, höherer Empfindlichkeit und CB 245 letzlich für sehr viele Anwen-

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Erklärungen Image-Transfer-Zone: Eine zweite abgedeckte Speicherzone auf dem Chip Floppystecker: Vierpolige Verbindung innerhalb eine PC’s, zur Stromversorgung von Peripheriegeräten wie Disket- tenlaufwerke, Festplatten usw. SUB-D-Stecker: Übliche Verbindung eines PC zur Außenwelt (wie Parallelschnittstelle) BNC: In der Meßtechnik verwendete Koaxialkabelverbin- dung Cinch: Niederspannungsverbindung, Niederfrequenzverbin- dung (HiFi) LDC: Reduzierter Dunkelstrom Binning-Modi: Zusammenfassung von Pixeln zur besseren Licht- Alle Bilder aus je zwei bis 5 Einzelbil- ausbeute dern à 30s am 102mm Refraktor Vixen 102M

dungen geeignet: z. B. Planeten, Deep- Tiefgekühlt geht es am besten Gute Connections Sky, Doppelsterne, Astrometrie. Abweichend vom Cookbook habe ich Für eine leichtere Montage der Kamera Ein eigenes Konzept mich für die Luftkühlung entschieden. und des Interfaces am Teleskop werden Der Aufbau ist wesentlich einfacher alle Verbindungen steckbar ausgeführt. Power muß sein und die Kühl-Leistung ist ausreichend Dazu werden am Interface-Gehäuse ein Nach der Lektüre des Cookbooks habe für eine Absenkung um 15 K. Wer die ➚SUB-D-Stecker (15 polig) und eine ich das gegebene Konzept nach meinen Kühl-Leistung erheblich steigern will sogenannte ➚BNC-Buchse angebracht. Vorstellungen und Möglichkeiten abge- auf eine Absenkung um 30 K, sollte den Auch die Leitungen von Peltierelement wandelt, denn nicht alle vorgeschla- Gehäuse-Kit bei [2] bestellen oder das und Lüfter sind über ➚Cinch-Verbin- genen Komponenten erschienen mir im Buch vorgeschlagene Gehäuse dungen steckbar. Zur besseren Rau- sinnvoll: Da ein PC und Netzanschluß maschinell fertigen und die Flüssig- schunterdrückung (Übersprech-Dämp- bei der Aufnahme immer vorhanden keitskühlung verwenden. In den mei- fung) benachbarter Flachbahnleitungen, sind, wird die Stromversorgung der sten Fällen kann aber bei luftgekühlter sollten immer zwei Masseleitungen Kühlung dem PC-Netzteil (12V=) Kamera mit Hilfe von software-techni- eine Signal-Leitung umgeben. Da dies direkt entnommen. Dies erfolgt über scher Bildüberlagerung das gleiche beim 15-poligen Stecker nicht immer einen ➚Floppystecker. Es entfällt da- Resultat erreicht werden. Zur möglich ist und auch eine Spannungs- durch eine teure Komponente des im Abführung der thermischen Energie versorgungsleitung eine abschirmende Buch vorgeschlagenen Netzteils. Da die (Wärme) werden ein Kühlkörper und Wirkung hat, habe ich eine andere Rei- Kameraelektronik Spannungen von PC-Lüfter an das Kameragehäuse ge- henfolge der Flachbahnverbindung ±15V benötigt, ist zusätzlich eine bipo- schraubt. Die Stromversorgung des gewählt! Wer es optimal ausführen will, lare Stromversorgung erforderlich. Das Lüfters erfolgt über das PC-Netzteil mit sollte hier einen 25-poligen SUB-D- im Buch vorgeschlagene Netzteil mit einem Floppystecker (200 mA). Für das Stecker verwenden und alle Signallei- sogenannter Mittenanzapfung für das Kühlelement wird die im Buch angebe- tungen mit Masse abschirmen. Für die amerikanische 110V-Netz wird abgeän- ne Leistungsregelung verwendet! Eine später erläuterte ➚LDC (Low Dark Cur- dert und mit zwei separaten Netzteilen elektrische Leistung bis 6 W läßt sich rent) – Erweiterung sei schon vorweg- bei gemeinsamer Masse aufgebaut. Die damit erreichen und abführen! Höhere genommen, daß eine zusätzliche Ver- Sicherungen werden in den Primärkreis Leistungen lassen sich nur durch eine bindung benötigt wird, welche bei Ver- gelegt, damit die Trafos geschützt sind Flüssigkeitskühlung oder 2-stufige Pel- wendung eines 25-poligen Steckers (je 20 mA). Ein Schaltplan für ein deut- tierkühlung abführen! Zur Tempera- ohne weiteres integriert werden kann! sches Netzteil ist bei [3] oder bei mir turüberwachung wird am Kühlfinger Um das etwas heikle Anlöten der Steu- erhältlich. ein Temperatursensor KTY 100 ange- erleitungen am Chip selber zu umge- bracht. So kann leicht und genau die hen, wird der Chip gesockelt. aktuelle Temperatur des Chips ermittelt Woher nehmen und und die Temperaturkonstanz beurteilt nicht stehlen? werden. Dies ist bei Deep-Sky-Aufnah- men sehr wichtig, da sonst ein störendes Mit diesem individuellen Konzept als Restrauschen übrig bleibt. Eine Aus- Grundlage suchte ich nach Material- wertesoftware, die ein Temperaturpro- quellen. Das Cookbook selber ist bei [3] tokoll führt, ist bei mir in Planung. Für erhältlich. Das gelieferte Päckchen eine stabile Regelung der Kühlung ist beinhaltet ein paar Bezugsquellenhin- bei der Fachgruppe CCD der VdS eine weise für Chip und spezielle Halbleiter. Bauanleitung erhältlich. Diese Bezugsquellen sind nach meiner M 1 Erfahrung nicht aktuell und daher

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unbrauchbar. (Dieses Problem ist nach Auskunft eines Mitarbeiters mittlerwei- le behoben und das Angebot für Zubehör und Bauteile stark erweitert worden). Das am schwierigsten zu besorgende Bauteil ist der CCD-Chip selbst. Am billigsten und sichersten ist der Einkauf in den USA bei [2] (lager- mäßig CCD-Chip, Clockdrive und ADC als Set, IC-Sockel und Platinen). Ein fertiges Gehäuse ist dort ebenfalls erhältlich. Alle anderen Bauteile sind z.B. bei [5] zu beziehen (Bestell-Nr.- Liste bei mir erhältlich). Für einige Bauteile gibt es in Deutsch- land Ersatztypen :

• ADC 1674JN=AD674 AJN (MAXIM) • die Clockdrives DS0026=MAX 4029 • den Transistor 2N2907 = meist im Me- tall-Gehäuse mit vertauschtem Emitter und Kollektor Es geht los Für den Bau des Gehäuses fand ich pas- sende Aluteile bei einer Schrottverwer- tung und für den Teleskopanschluß drehte mir ein Freund einen 1",25 Adap- Description for M27_NEU.GIF: Carsten Moos, Germany ter. Alle anderen „Zuschnitte“ ließen Dumbell nebula (M27) 08/04/1996: R.A. 18:06:10, Decl. S08 35' 00" (Guide 4.0) sich mit einer Stichsäge bewerkstelli- C8 F/10 (f= 2000 mm) gen. Siehe hierzu bitte in SuW 3/95, Chip temperature: T= 1695 Ohm (KTY 100)= 4 C (@ 23:22 MESZ); Tu = 19 C S. 226. Als die Gehäuse fertig waren, Raw Files: begab ich mich an die Elektronik. Die c:\cbplus\roh\m27001.PA; 08-05-1996 00:04:57 30 seconds Anleitungen im Buch sind sehr gut, c:\cbplus\roh\m27002.PA; 08-05-1996 00:05:31 30 seconds sodaß keine großen Probleme auftraten. c:\cbplus\roh\m27003.PA; 08-05-1996 00:06:04 30 seconds Lediglich die Identifizierung der Steu- c:\cbplus\roh\m27004.PA; 08-05-1996 00:06:38 30 seconds erleitungen war manchal etwas schwie- Developement : rig. Aber mit Hilfe der mitgelieferten - 4 Darkframes (m2700i.pa) averaged with Prep245 to master darkframe Kontroll-Software gelang es immer, die - master darkframe subtracted from each rawimage (Prep245) Fehler zu beheben. Der Bau der Kame- - S/N 33/15 (weakest stars) and 120/55 (nebula itself) ra inklusive aller Vorbereitungen dauer- - and converted to \work2\*.fts-Files te ca. 6 Monate. Die Fertigstellung war - resampled 2x with Transform Image Scale 2 x and y with Waldo alpha 0.4 im September 1995. - manual alignment (with clip to frame) Die Cookbook-Software - each image added to a master image with Waldo alpha 0.4 Daraufhin machte ich mich mit der - stored as m27_neu.fts Software vertraut. Die enthaltene Soft- - S/N 50/15 (weakest stars) and 180/55 (nebula itself) ware AP245 ist die Steuersoftware: Sie - converted to m27_neu.gif with SkyPro läuft unter DOS (640 KB RAM) ab XT - Text input and finish storing with Paint shop pro mit Parallelschnittstelle. Es sind neben Remarks : no orientation fixed! too many Fieldstars 4 verschiedenen ➚Binning-Modi noch ein Such- und Fokussiermodus wählbar. Stuff 1 viele weiterführende Hinweise Doch seitdem ich von einem nahegele- Ein Dark-Frame kann gepuffert werden. zu finden sind. Es läßt sich auch ohne genen, bekannten Stern aus über Teil- Da der Datentransfer im Normal- Automatik recht angenehm nachführen, kreise positioniere, liegt die Trefferquo- Modus (242 × 252) nur ca. ½ s dauert, wenn man das Bild am Monitor verfolgt te sehr hoch. M 1 oder M 81 sind schon kann das Bild im Suchmodus alle 2 und die Korrekturen manuell vornimmt. im Suchmodus nach 2 s zu erkennen Sekunden beurteilt werden. Ein Fokus- First Light – Viele Fragen und zu zentrieren. Das Fokusieren sieren und Zentrieren des Bildes ist machte ich bisher nach dem max. Bloo- daher keine langwierige Sache. Weiter- Die ersten Bilder gelangen mir im ming-Verfahren, werde aber den Vor- hin verfügt die Software über eine Oktober 1995 und waren nur zum Test schlag mit dem Doppelbild von Harald Autoguide-Funktion, wozu ein Interfa- gedacht. Anfangs hatte ich bei der Tomsik u.a. aufgreifen. ce im Buch beschrieben ist und bei CB Objektsuche noch Schwierigkeiten. Es tauchten viele Fragen auf über die

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Technik und die anschließende Bildver- arbeitung. Viele Antworten oder Vor- schläge erhielt ich aus dem Internet, wo auch die Buchautoren ständig präsent sind und über die Weiterentwicklung der Kameras informieren. Außerdem finden sich dort Informationen über Autoguiding und Tips und Tricks aller Art, um das letzte aus der Kamera her- auszuholen (Adressen am Schluß). Auf diesem Wege erfuhr ich dann vom LDC-Upgrade (Verbesserung des Dun- M 82 M 81 kelstromes) und verbesserte die Kame- ra. Software heißt der die ersten brauchbaren Aufnahmen Das LDC-Upgrade Push-Entwickler gemacht und bin mittlerweile sehr froh, Hierzu werden eine freie Steuerleitung Aufgrund der großen Beliebtheit der diese preiswerte und dennoch hochwer- der PC-Druckerschnittstelle verwendet Cookbooks, gibt es eine Reihe von tige CCD-Kamera zu besitzen. Der und ein bisher unbeschalteter Schmitt- nützlichen Sharewareprogrammen: Zur Aufbau am mobilen Teleskop inclusive Inverter. Wer eine Kamera bauen will, Kamerasteuerung ist eine Windowsver- Abkühlungsphase ist innerhalb von 20 sollte gleich das Upgrade mitbestellen. sion (WIN245) und eine LINUX- Versi- bis 30 Minuten erledigt! Die Kühlung Der Aufbau der Kamera sollte zunächst on (CB211, momentan nur für diese) erreicht schon nach 15 Minuten ihre wie im Buch beschrieben erfolgen und erhältlich; zur Bildverarbeitung möchte Arbeitstemperatur. Ein mobiler Einsatz erst dann verbessert werden. Jedoch ich WALDO 0.4 oder PREP245 (beide ist denkbar und sinnvoll, da auch die rate ich allen, die die Kamera neu bau- für WINDOWS 3.1) und Qmips oder Qualität der CCD-Aufnahmen gleich en, die Leiterbahn zur Masse des betref- CCDWorks für DOS nennen. Alle nöti- wie bei herkömmlicher Fotografie, vom fenden Schmitt-Inverters vorher aufzu- gen Funktionen stehen damit zur Verfü- Zustand der Atmosphäre abhängt. Dies trennen. Ebenso kann die zusätzliche gung. Auch mit Vollversionen wie Pho- wurde mir besonders deutlich, als ich an Verbindung bereits vorgesehen werden. tostyler oder PaintShopPro sind die Bil- einem der vielen trüben Abende eine Das LDC-Upgrade verringert das Rau- der weiterzuverabeiten. Mit einem klei- Aufnahme machte und die Strudelgala- schen um eine Zehnerpotenz und läßt so nen Programm CCD2FITS können xie im Suchmodus einfach nicht auszu- längere Belichtungen von über 10 auch die speziellen 378×242 und P1- machen war, obwohl dies bei gleicher Minuten zu. Außerdem kann ein Dateiformate in Fits-Dateien konver- Anordnung am Vortage keine Schwie- Gewinn an Dynamik um 35% erreicht tiert werden. rigkeit war. Diesen Vorteil schätze ich an der CCD-Fotografie am meisten: ich werden. Das enthaltene Software-Upda- Resumée te 245PLUS erleichtert die Programm- kenne gleich das Resultat. Seit kurzem bedienung und wartet mit einigen neuen Der etwa 6 Monate dauernde Bau der steht mir ein C 8 zur Verfügung, mit Funktionen auf. Es sind nun etwa 570 Kamera ließ die Erwartung auf das First dem hoffentlich CCD-Bilder gelingen, kB freier DOS-Speicher erforderlich, Light immer mehr ansteigen. Die ersten die in interstellarum eingeflochten wer- was aber selbst bei kleinen Laptops kein Versuche am viel zu hellen Mond oder den können. Problem ist! Bei wenigen Laptops nicht gefundenen Hantelnebel im ver- CARSTEN MOOS machen die Parallelschnittstellen Pro- gangenen Herbst dämpften die erste SÜDSTR. 19 bleme, die aber mit wenigen Bauteilen Euphorie stark. Ich mußte einsehen, daß 57250 NETPHEN behoben werden können! das neue Instrument seine eigenen Regeln hat. Im Februar 1996 habe ich

Informationsquellen [1] Richard Berry's homepage: http://wvi.com/~rberry/ [2] University Optics, Michigan: Gehäuse, Bauteilsets, Platinen, Sockel [3] astro-shop, Hamburg: Cookbook, Platinen, Bauteile, CCDWorks- Software [4] Willman Bell, Virginia: Cookbook, Updates [5] Conrad Electronic, Hirschau CB Stuff I http://www.tiac.net/usr/atm CB Stuff II http://ad-here.com/RASC/ccd/ccd.htm CB Software ftp://ftp.wwa.com/pub/ccd/software CCD-Mailing-Liste im Internet [email protected] (subscribe to: [email protected]) Meine Homepage members.aol.com/carmoos/antares.html Sterne und Weltraum 3/95, S. 226ƒƒ, H. Rendelmann 2/96, S. 141ƒƒ, Leue u. Nietert Bildarchive ftp://ftp.wwa.com/pub/ccd/images/cb245/ ftp://ftp.netsys.com/ccd/images/cb245/

interstellarum Nr. 10 51 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Zwei Jahre danach – unsere Erfahrungen in der CCD-Astrofotografie (Teil 1) P. Riepe, H. Tomsik, S. Binnewies

n den 80er Jahren zeigte die Ein- empfindlichen Bildelemente eines ist eine echte Geduldsprobe, denn auf- führung der CCD-Kameras in der Chips (Pixel) registrieren die unterlau- summiert ergibt sich eine Gesamtbe- IAmateur-Himmelsfotografie viele fenen Nachführfehler viel sensibler und lichtung von 3 Stunden. Ursache ist der neue Perspektiven auf. Endlich konnten gnadenloser als die trägen, nahezu blin- miserable Verlauf der spektralen Chip- auch Sternfreunde mit kleinen und mitt- den Filmkörner. Halten wir uns auch Empfindlichkeit, die zwar für rotes und leren Teleskopen hoffen, über elektroni- vor Augen, daß die Pixelgröße des grünes Licht recht gut ist, bei kurzen sche Bildaufzeichnungs- und -verarbei- Chips und die optischen Daten des Tele- Wellenlängen jedoch „in den Keller tungsmethoden tolle Ergebnisse zu skops aufeinander abzustimmen sind. geht“ (Abb.1). erzielen. Anfangs war eine gewisse Ein Pixel sollte etwa 2- bis 3mal feiner übertriebene Euphorie kaum zu überse- sein als der effektive Scheibchendurch- hen. Nicht selten wurde die Erwartung messer der Grenzsterne im Fokus [1]. geäußert, mit der Bildbearbeitung am Somit wäre die Pixelgröße ebenso wie PC könne man dank ausgeklügelter die Auflösung des Teleskops vom Öff- Routinen CCD-Aufnahmen so „tunen“, nungsverhältnis abhängig. Entschei- daß ein Zweizöller die Performance dend ist schließlich die Luftruhe eines Achtzöllers oder sogar mehr während der Aufnahme, das Seeing, das erreicht. Bildfehler seien rechnerisch den effektiven Durchmesser der abge- ebenso leicht zu eliminieren wie Nach- bildeten Sternscheibchen festlegt. Bei- führfehler. Aufgrund der hohen Quante- spiel: Im Falle mittleren Seeings um 3" nausbeute eines CCD-Chips könnten in besitzen die Grenzsterne im Fokus eines wesentlich kürzerer Zeit solch schwa- Celestron 11 Durchmesser von ca. 40 che Objekte erfaßt werden, die mit den µm. Der bekannte Kodakchip Abb. 1: Spektrale Quanteneffizienz Methoden der konventionellen Fotogra- KAF 0400 mit seinen 9-µm-Pixeln (SQE) des Kodak-Chips KAF 0400. Im fie auf dem Film erst in mühseligen wäre unnötig fein, der KAF 1300 mit Gegensatz zum grünen und roten Langzeitbelichtungen nachweisbar 16-µm-Pixeln dagegen ideal. spricht der Chip im blauen Licht nur sind. Bei sauberer Nachführung gilt es, wenig an. Im Verlaufe der letzten Jahre sind eine hinreichende Menge an Photonen diese Wunschbilder einer realeren Ein- einzufangen. Nichts geht über kräftig Auf Ektacolor Pro Gold 400 mit sei- schätzung gewichen: Was das aufge- belichtete Rohbilder! Was die ange- nem günstigen Schwarzschildverhalten zeichnete CCD-Bild nicht enthält, läßt strebten Kurzzeitbelichtungen angeht, und seiner ausgewogenen spektralen sich auch nicht „hervorzaubern“, selbst so muß man sich realistisch auf Empfindlichkeit wäre ein Farbfoto – nicht mit speziellen Algorithmen. So ist Schwarzweißaufnahmen beschränken. und dazu noch im Mittelformat – in niemand in der Lage, mit einem 2-Zöl- Hier hat ein CCD-Chip in der Tat einen einem Zwölftel der Zeit „im Sack“ ler die zarten Dunkelfilamente im Kopf- ca. 20mal höheren Wirkungsgrad als gewesen. Und wenn R. E. Schild in bereich des Pelikan-Nebels sichtbar zu der Film. Unsere Hoffnungen, auch far- einem Grundsatzartikel zur CCD-Farb- machen. Die Instrumentenauflösung bige CCD-Deep-Sky-Aufnahmen in fotografie noch meint, eine auf Film reicht einfach nicht, um Strukturen im kurzen Zeiten abwickeln zu können, gewonnene farbige Deep-Sky-Aufnah- Bogensekundenbereich wahrzunehmen. blieben jedoch Illusion. Während ein me sei immer noch eine Aufgabe voller Zudem verschmieren Nachführ- und Farbfilm drei übereinanderliegende Herausforderungen [2], so denken wir Bildfehler die Feinstrukturen noch Schichten besitzt (empfindlich für rotes, dieses mittlerweile erst recht von der mehr und mindern die am Sternort auf- grünes und blaues Licht), sind per CCD-Farbfotografie. treffende Energiedichte. Dadurch wird CCD-Chip Farbbilder nur dadurch Mit dem Einstieg in die CCD-Foto- auch die erreichte Sterngrenzgröße machbar, daß jeweils ein rot- (R), grün- grafie im Frühjahr 1995 betrat unsere reduziert. Für punktförmige Abbildun- (G) und blaugefiltertes (B) monochro- Gruppe absolutes Neuland. Das Erfas- gen hoher Auflösung braucht der Astro- matisches Schwarzweißbild zu einem sen und Umsetzen der vielen Möglich- fotograf nach wie vor eine gute Optik farbigen RGB-Bild kombiniert werden. keiten der CCD-Technologie stellte sich von entsprechend großem Durchmesser Bei dem Versuch, den Planetarischen als ein Lernprozeß heraus [3 –10], der und eine stabile Montierung mit präzi- Nebel M 76 als RGB-File aufzuneh- wohl nie komplett abgeschlossen sein ser Nachführung. Exaktes Fokussieren men, wurden wir schnell auf den Boden wird. Die stetigen Weiterentwicklungen ist selbstverständlich, solide Erfahrun- der Tatsachen geholt. Für ein rauschar- auf dem CCD- und Computersektor gen im Umgang mit langen Aufnahme- mes Colorbild waren mit dem Kodak- bedingen, sich fortwährend mit Fragen brennweiten sind Gold wert. Grundsätz- Chip KAF 0400 neun Einzelbelichtun- neuer Hard- und Software zu befassen. lich erfordert der CCD-Einsatz sogar gen nötig: drei 6-minütige im roten Um einen qualitativ hohen Aufnahme- noch höhere Nachführgenauigkeiten als Licht, drei 15-minütige im grünen und standard zu erreichen und zu halten, ist bei der Fotografie auf Film, denn die drei 40-minütige im blauen. So etwas der ständige Umgang mit verbesserten

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aber auch unsere irdische Atmosphäre zu Problemen, die zwar jedem bekannt sind, die aber immer wieder unter- schätzt werden. Darkfields Bei Betreiben einer CCD-Kamera wer- den in jedem Pixel des Chips auch ohne einfallendes Sternenlicht Ladungen erzeugt (Dunkelstrom). Dafür gibt es verschiedene physikalische Ursachen im Halbleitermaterial, z.B. thermische Energien (Eigenwärme), die im Kri- stallgitter Elektronen freisetzen. Aus diesem Grund müssen vor oder nach der eigentlichen Objektaufnahme konse- quent sog. „Dunkelfeldaufnahmen“ (Darkfields) hergestellt werden. Sie erfolgen bei geschlossener Kamera und haben den Sinn, diejenige Ladungsmen- Abb. 2: Die Schutzhütte für das NGT 18C mit OES LcCCD 11N befindet sich in Marl, ge pro Pixel zu rekonstruieren, die einer Stadt im nördlichen Ruhrgebiet. Harald Tomsik am Rechner, Stefan Binne- nicht-astronomischen Ursprungs ist wies am NGT. [15–17]. Ein Darkfield ist nur dann in Methoden zur Aufzeichnung, Speiche- tenfotografie auf Film inzwischen von Ordnung, wenn es mit der gleichen rung und Bearbeitung von CCD-Auf- der CCD-Fotografie überholt wurde. Belichtungszeit und bei der gleichen nahmen nötig. Nicht vergessen werden Kurze Belichtungszeiten minimieren Temperatur erzeugt wird wie die Astro- dürfen auch die vielen Peripheriegeräte, die verschmierenden Seeing-Auswir- aufnahme selbst. Um allein die astrono- die zur Wiedergabe guter CCD-Bilder kungen und liefern somit bestmögliche misch bedingten Ladungen zu erhalten, nötig sind – Drucker, Belichter etc. Wir Bildschärfe. Zudem werden feine Hel- wird das Darkfield von der Rohaufnah- haben die Erfahrung gemacht, daß das ligkeitsabstufungen vom Chip besser me subtrahiert (Abb.3). Da mehrere Feld der CCD-Fotografie einen viel differenziert als vom Film. Insgesamt nacheinander gewonnene Darkfields höheren Zeitaufwand mit sich bringt, jedoch ergänzt sich die Fotografie auf niemals identisch sind, bilden wir stets als es bei der herkömmlichen Fotografie herkömmlichem Film bestens mit der das Mittel aus drei bis vier. der Fall war. Hier war die Sache mit auf CCD-Chips! Genau deshalb betrei- dem Kennenlernen der Filme und dem ben wir beide Aufnahmeverfahren mit Perfektionieren der geeigneten chemi- großem Spaß und entwickeln sie für schen Laborverfahren gelaufen! unsere Zwecke weiter. Zur Zeit arbeiten Die vergangenen zwei Jahren koste- wir in Marl mit einer OES LcCCD 11N, ten etliches an Lehrgeld, aber wir haben die mit einem Kodak-Chip KAF 0400 auch genügend Erfahrungen gewonnen, bestückt ist. Als Aufnahmeteleskop die wir gern an andere CCD-Einsteiger dient ein Newtonreflektor, ein NGT weiterreichen wollen. Dabei soll auch 18C mit D = 450 mm und f = 2040 mm gleich mit einem weiteren verbreiteten (Abb.2). Die Bildregistratur und -bear- Vorurteil aufgeräumt werden: Die kon- beitung geschieht über einen inzwi- ventionelle und die CCD-Fotografie schen bereits nicht mehr „taufrischen“ stellen für uns keine „weltanschauli- MS-DOS-Rechner mit 486er Prozessor chen Gegensätze“ dar. Beide Aufnah- und 100 MHz Taktfrequenz, gespei- meverfahren haben ihre speziellen Vor- chert wird auf 230-MB-MODs. züge und werden für unterschiedliche Selbst wenn alle gerätetechnischen Aufgaben genutzt. So wird die Farbfo- Voraussetzungen optimiert werden, so tografie weiter Himmelsfelder noch mangelt es dennoch nicht an weiteren lange eine Domäne für konventionelle, Hindernissen, die dem CCD-Fotografen mit hochempfindlichem Negativ- oder das Leben erschweren. Die Ursachen Diafilm bestückte Mittelformatkameras dafür liegen zum einen in sensiblen bleiben. Sollen jedoch Deep-Sky-Auf- Techniken, deren Beherrschen eine nahmen quantifizierend ausgewertet intensive Beschäftigung mit Theorie Abb. 3: NGC 514, am 12.10.1996 mit werden, z.B. bei der Bestimmung von und Praxis voraussetzt. Nachfolgend NGT 18C (f = 2040mm) aufgenommen. Objektpositionen oder Helligkeiten wollen wir hierauf ein wenig näher ein- Alle Bilder mit Gammascaling (γ = 0,7): [11–14], wo kleine Aufnahmefelder rei- gehen, wobei gerade für den Anfänger a) Rohaufnahme, 6 Minuten belichtet, chen, so greift man besser zur CCD- etliche nützliche Literaturquellen b) Darkfield-korrigiertes Summenbild Kamera. Man bedenke, daß die Plane- genannt werden. Zum zweiten führt von 4×6 Minuten.

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Abb. 4: Rohaufnahme (a), Flatfield (b) und Flatfield-korrigiertes Bild (c) von NGC 4038/39. Die ungleichmäßige Ausleuchtung wird ebenso korrigiert wie die Schattenwürfe zahlreicher Staubkörner.

Flatfields sichtlich der Gleichmäßigkeit betragen chen Unterschied zur chemischen Foto- Ein Flatfield ist ein CCD-Bild durch das die Schwankungen unserer besten Flat- grafie: Teleskop – aufgenommen mit derselben fields etwa ± 2%. Nebenbei bemerkt Die Filmkörnigkeit dokumentiert instrumentellen Anordnung wie das sollte auch das Flatfield eine passende sich in genau zwei Zuständen: entweder Astrofoto, bloß ohne die entsprechen- Darkfield-Korrektur erhalten. als geschwärzte Silberkristalle oder als den Himmelsobjekte. Um diese Objekte Signale und Rauschen transparente Lücken in der Kornbele- auszuschalten, muß ausschließlich gung. Dabei haben die Körner unregel- Wer „hart am Himmelshintergrund“ homogenes Integrallicht (z.B. von einer mäßige Durchmesser und Lagevertei- arbeitet und sehr schwache Objekte gleichmäßig angestrahlten weißen lungen, oft ballen sie sich zu Klumpun- sichtbar machen will, stößt schnell auf Fläche) in die Optik fallen und den Chip gen. Die Schwärzung des Films, gemes- ein gravierendes Problem. Die Bild- belichten. Daraus ergibt sich die Licht- sen als optische Dichte, ist das Maß für fläche ist nicht homogen, sie wirkt kör- verteilung in der Fokalebene am Ort des die Objekthelligkeit. Jedes Objekt wird nig. In der konventionellen Fotografie Chips [17, 18]. Durch instumentenbe- in einer mehr oder weniger großen sind es geschwärzte Silberkristalle dingte Vignettierungen, Staub oder Anzahl von Graustufungen wiedergege- unterschiedlicher Größe und Dichte, die unterschiedliche Pixelempfindlichkei- ben, wobei jedoch das fotografische den Körnigkeitseindruck hervorrufen. ten kann diese Lichtverteilung sehr Grau ein makroskopischer Effekt ist, Selbst auf einer makroskopisch gleich- inhomogen ausfallen. Da hierbei nur die eine Mischung aus mikroskopisch mäßig grauen Fläche folgt die Film- Intensitätsverhältnisse eine Rolle spie- unterschiedlich dichter Schwarzweiß- kornverteilung den Gesetzen der Stati- len, erfolgt die Flatfieldkorrektur belegung von Körnern bzw. Lücken. stik und produziert so mikroskopisch (Abb.4) dadurch, daß die eigentliche Wegen dieser Rauschamplitude ist die ein „Kornrauschen“. Auf dem CCD- Astroaufnahme durch das Flatfield divi- Anzahl der differenzierbaren Graustu- Chip ist das im Prinzip nicht anders. diert wird. Man könnte es auch so aus- fen nicht beliebig hoch, sondern hängt Die vom Himmelshintergrund kom- drücken, daß durch die Flatfieldkorrek- vom physikalischen Aufbau der Emul- menden Photonen fallen nicht gleich- tur sämtliche Pixel auf dem Chip so sion, ihrer Allgemeinempfindlichkeit, mäßig, sondern statistischen Gesetzen normiert werden, als hätten sie schein- von der Entwicklung und der daurch folgend, auf den Chip. Die Pixel des bar die gleiche Quanteneffizienz. erzielten Gradation ab. Chips wiederum setzen bei einer Quan- Bereits der Anfänger stellt nach kur- Wie vorweg schon betont, sind die teneffizienz von beispielsweise 0,5 nur zer Zeit fest, daß das Erzeugen eines Körner des Films im Vergleich zu den die Hälfte aller einfallenden Photonen exakten Flatfields kein leichtes Unter- lichtsammelnden Pixeln des CCD- in ein Elektron um. Daher schwanken fangen ist. Wir spannen ein weißes Chips regelrecht blind. Nur etwa jedes die vom Himmelshintergrund erzeugten Tuch straff über die Eintrittsöffnung des vierzigste auftreffende Photon löst Pixelladungen um einen Mittelwert: Teleskops und beleuchten dieses dann einen chemischen Prozeß in der Schicht Pixel höherer Ladung wechseln unre- streifend per Halogenstrahler. Während aus und liefert so einen Schwärzungs- gelmäßig mit solchen von geringerer der einminütigen Belichtung dürfen beitrag. Das bedeutet, daß die Film- Ladung, dies wird als „Rauschen“ keine Lichtreflexe an Teleskopteilen in schicht einen sehr geringen Wirkungs- bezeichnet [19–21]. Bezüglich dieses Richtung Chip entstehen, denn die grad von nur ca. 1% bis 5% hat. Rauschens gibt es aber einen wesentli- könnten das Flatfield verfälschen. Hin- Erschwerend kommt noch hinzu, daß es

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ab

Abb. 5: Wechselwirkendes Galaxienpaar NGC 4038/39 im Corvus, zu Vergleichszwecken am 20. Juli 1995 in Namibia mit einem Celestron 11 bei f = 2 m aufgenommen; a) Belichtung 60 min auf Kodak Ektar 100 (hyp), b) 2mal 10 Minuten mit OES LcCCD 11N (2×2-Binning). Die starken Ausschnittsvergößerungen ermöglichen den Vergleich der unterschiedlichen „Körnigkeiten“!

keinen linearen Zusammenhang zwi- Das Verhältnis von maximal zu minimal mer heraus als in einer CCD-Aufnahme schen auftreffenden Photonen pro Film- registrierbaren Objekthelligkeiten – die gleicher Brennweite, erweist sich als korn und dessen Umwandlung zu ele- Dynamik – ist bei CCD-Chips etwa handfestes Vorurteil (vgl. Abb.5). mentarem Silber gibt. Das heißt, daß 50mal höher als beim fotografischen Zur fotografischen Bestätigung die- der Response der Filmkörner auf die Film. Mit dieser höheren Dynamik ist ser Überlegungen haben wir an einer Zahl der einfallenden Photonen nicht der Chip auch in der Lage, geringere Deep-Sky-Aufnahme (Abb. 6) Stern- konstant ist. Beispiel: Ein Silberhaloge- Intensitätsdifferenzen in Schwärzungs- grenzgrößen bestimmt. Zunächst wur- nid-Kristall wird unmittelbar vom unterschiede umzusetzen. den über Guide 3.0 [23] verschiedene ersten auftreffenden Photon zur chemi- Liegt die fotografische Rauschampli- Referenzsterne in der Objektumgebung schen Reaktion gegebracht, der Nach- tude in derselben Größenordnung wie herausgesucht. Mit unserer Kamera- barkristall vielleicht erst vom fünften. der Intensitätsunterschied zwischen Software lassen sich Intensitätsverhält- Dieses „photochemische Rauschen“ des Stern und Untergrund, dann fällt die nisse zwischen beliebigen Sternen im Films schafft weitere Inhomogenitäten. Trennung des Sterns vom Untergrund Aufnahmefeld ermitteln. Dadurch Außerdem ist der Zusammenhang zwi- schwer. Unter Umständen ist der Nach- konnten die Grenzsterne an die Re- schen einfallenden Photonen und Film- weis dieses Sterns auf fotografischem ferenzsterne angeschlossen werden. schwärzung nicht im gesamten Dyna- Wege unmöglich! Auch das Aufsteilen Während mit der CCD-Kamera an mikbereich linear (sigmoide Kennlinie). des Kontrastes, so durch Verwendung unserer FFC 3,5/500 mm 19m, 2 erreicht Die Pixel hingegen bilden eine härteren Papiers, liefert grundsätzlich wurden, ließen sich mit derselben FFC Matrix mit konstanten Abständen und kein verbessertes Signal-Rausch-Ver- auf dem TP 2415 nur 17m, 6 nachweisen. können je nach Bit-Tiefe des Chips vie- hältnis. Der Kodak-Chip KAF 0400 erfaßt also le „Belichtungsstufen“ erreichen, die in Ist hohe Dynamik zusätzlich bei ent- mit ein und derselben Optik 1,6 erster Näherung proportional zur sprechend langer Belichtungszeit mit Größenklassen mehr als der Film! Anzahl der eingefangenen Photonen geringerem Rauschen gekoppelt, so Damit „sieht“ die CCD-Kamera im Ver- sind. Ein 12-Bit-Chip beispielsweise sind schwache Objekteindrücke (Signa- gleich zum Film 2,5×1,6 = 4mal kann 212 = 4096 Stufen zwischen le) deutlicher aus dem Himmelshinter- schwächere Sterne, die Reichweite des schwarz und weiß wiedergeben. Weiter- grund zu lösen. Teleskops steigt um ca. zwei Blenden- hin liegen CCD-Chips in der Lichtquan- Bezüglich der erreichbaren Grenz- stufen! Wichtig ist, daß solche Grenz- tenausbeute bei 50%, was eine ca. größe wissen wir aus der Astropraxis: helligkeitsmessungen keine allgemein- 20mal höhere Grundempfindlichkeit Ein gekühlter, empfindlicher CCD- gültigen Werte ergeben, sondern auf gegenüber dem Film darstellt und ein Chip erreicht schwächere Grenzsterne den jeweiligen Himmelshintergrund zu wesentlich geringeres Rauschen (siehe als der Film. Lag beispielsweise vor beziehen sind. Ein aufgehellter Him- auch weiter unten) mit sich bringt. Jahren die mit dem Palomar-Spiegel melshintergrund vermindert nämlich Für die erreichbare Grenzhelligkeit erreichbare fotografische Grenzgröße die Meßgenauigkeit an Grenzsternen lassen sich folgende Überlegungen noch bei 21m, so sind diese Werte heute merklich [24]. Das liegt daran, daß die bezüglich Dynamik und Rauschen dis- schon mit jedem C 14 bei dunklem Summe aus Stern- und Hintergrundrau- kutieren: Himel zu erzielen [22]. schen nach Subtraktion des Hintergrun- CCD-Kameras sind – wie gerade Was den Bildeindruck von Flächen- des einen größeren relativen Gesamt- erörtert – in der Lage, das vom Objekt objekten betrifft, so zeigt unsere Erfah- fehler des Sternsignals bewirkt. Auf gut aufgezeichnete Bild in erheblich feine- rung: Der weit verbreitete Glaube, ein Deutsch: die FFC-Grenzhelligkeit von ren Helligkeitsabstufungen wiederzuge- Deep-Sky-Objekt käme auf dem Nega- 19m, 2 wäre in Deutschland nie zu errei- ben. Ein Film schafft das einfach nicht. tiv eines feinkörnigen Films rauschär- chen, weil das überlagerte Rauschen

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ab

Abb. 6: NGC 4038/39 im umgebenden Sternfeld, fotografiert mit einer FFC 3,5/500 mm; a) 60 Minuten belichtet auf Kodak TP 2415 (hyp); Ausschnittsvergrößerung, extrem kontrastgesteigert über Repro-Umkopierung, b) 6mal 8 Minuten mit OES LcCCD 11N (ohne Binning). Die zu Vergleichszwecken ebenfalls stark kontrastgesteigerte CCD-Aufnahme zeigt nicht nur 1m,6 schwächere Grenzsterne, sie hebt auch schwächste Objekte (z.B. Galaxienschwänze) viel markanter aus dem Untergrund. des Himmelshintergrundes das Meßsig- nis einer CCD-Aufnahme nimmt pro- Rauschminderung durch Tiefkühlen nal verschlechtert! portional zur Wurzel aus der Signalstär- noch zu unterstreichen. Die hier für den Im Falle unterbelichteter Negative ke zu [21]. Beispiel: Denken wir uns Himmelshintergrund angestellten Über- wird hartes Fotopapier verwendet, um eine Aufnahme 1, die so belichtet wur- legungen gelten selbstverständlich auch das schwache Objekt noch genügend de, daß der Himmelshintergrund (Sig- für kosmische Objekte. Abb.7 belegt all hoch über den Himmelshintergrund zu nal) im Mittel 100 Elektronen pro Pixel diese theoretischen Überlegungen. heben. Dabei wird die Körnigkeit (e/pix) aufweist. Das Rauschen liegt Rauschen tritt aber auch auf, wenn betont und sticht deutlicher ins Auge. dann bei √100 = 10 e/pix. Unter der nach der Belichtung die Pixel ausgele- Ähnlich verhält es sich mit dem Unter- Annahme, daß das Rauschen einer sen werden. Nicht jedes Pixel wird grundrauschen bei der CCD-Fotografie: Gauß-Verteilung unterliegt, schwankt exakt um die gleiche Anzahl Elektronen Kontraststeigerungen bewirken „körni- der Ladungsinhalt in 67% der Pixel entleert, und so bezeichnet man die Ent- gere“ Bilder. Theoretische Überlegun- zwischen 90 und 110 Elektronen, die leerungsschwankungen als „Ausleser- gen und praktische Erfahrungen zeigen, restlichen 33% weisen niedrigere bzw. auschen“. Eine Serie von 20 CCD-Auf- daß das Rauschen im wesentlichen von höhere Ladungen auf. Auf dem Moni- nahmen zu je 1 Minute Belichtung zwei Größen abhängt: torbild wirkt dieser Himmelshinter- weist ein höheres Ausleserauschen auf, a) Wie bereits im Thema „Dark- grund sehr grisselig. Eine zweite Auf- als wenn 2 Belichtungen à 10 Minuten fields“ angesprochen, wird der thermi- nahme, beispielsweise 16mal länger erfolgen. sche Rauschanteil umso geringer, je tie- belichtet, ergibt einen Hintergrund von Belichtungszeiten fer die Chip-Temperatur ist. Also sollte durchschnittlich 1600 e/pix, wobei das der Chip bei der Aufnahme kräftig Rauschen √1600 = 40 e/pix beträgt. Wie lange ist eigentlich eine Astro- gekühlt werden, was der Kameraher- ➚Tabelle 1 CCD-Aufnahme zu belichten? Das steller in der Regel entsprechend Das Signal der Aufnahme 2 ist hängt in erster Linie von der Helligkeit berücksichtigt hat. Man kann davon gegenüber Aufnahme 1 genau 16mal und vom Kontrast des aufzuzeichnen- ausgehen, daß das Kühlen um 8 °C das höher geworden, das Rauschen jedoch den Objektes ab. Soll ein Planetoid von Rauschen um etwa 50% herabsetzt [25]. nur 4mal. Das entspricht einem 10m im umgebenden Sternfeld festge- b) In der Statistik stellt die Standard- Gewinn: Relativ erscheint das Rau- halten werden, so genügt bei 200 mm abweichung ein Maß für die Unsicher- schen um einen Faktor 4 geglättet. Das Teleskopöffnung eine Belichtung von heit einer Messung dar. Sie ergibt sich S/R von Aufnahme 2 ist somit viermal wenigen Sekunden. Eine Belichtung im als Wurzel der Meßwertvarianzen. Jede höher als das von Aufnahme 1. Konse- Minutenbereich würde die Pixel am Ort Messung ist umso aussagekräftiger, je quenz: Wir sollten also kräftig Photo- des Planetoiden schon stark überlaufen höher ein Signal über seinem Rauschen nen sammeln, um ein möglichst hohes lassen (sog. „Blooming“, vgl. Abb. 8). liegt. Auch das Signal-Rausch-Verhält- S/R zu bekommen und damit die Sollen lichtschwächste Deep-Sky-Ob- jekte fotografiert werden, z.B. eine 16m- Aufnahme 1 Aufnahme 2 Supernova in einer fernen 15m-Galaxie oder die Filamente des SNR Simeis Bel.-Zeit 1 : Bel.-Zeit 2 1 16 147, so ist wie in der herkömmlichen √Bel.-Zeit 1 : √ Bel.-Zeit 2 1 4 Fotografie der Grundsatz geboten: Hintergrundsignal S 100 e/pix 1600 e/pix belichte den Chip solange, bis das Objekt bzw. wesentliche Details des Hintergrundrauschen R 10 e/pix 40 e/pix Objektes und seine Umgebung noch relatives Rauschen R/S 0,1 = 10 % 0,025 = 2,5 % nicht überbelichtet sind. Unter Umstän- Signal-Rausch-Verhältnis (S/R) 10 40 den kommt der Himmelshintergrund dabei schon kräftig durch. Unter dun-

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Abb. 7: Detailstudie aus einer Belichtungsreihe des Omeganebels: a) 1 Minute, b) 4 Minuten, c) 16 Minuten. Mit zuneh- mender Belichtungszeit wird das Rauschen merklich geringer.

klem Himmel bedeutet das selbst für ab, wann der hellste Feldstern Bloo- Ahnerts Kalender für Sternfreunde 47, moderne CCD-Kameras Belichtungs- ming aufweist, denn genau dieses soll 177 (1995) [11] E. Meyer, H. Raab: CCD astrometry; zeiten von 20 Minuten oder mehr. Ste- vermieden werden. Andererseits müs- CCD Astronomy 2, No. 1, 20 (Winter hen helle Sterne im Aufnahmefeld, die sen aber auch die Bildinformationen 1995) nach dieser Zeit bereits Blooming auf- satt genug über dem Untergrund liegen. [12] H. Tomsik et al.: Die Supernova in NGC weisen, so empfiehlt sich ein Aufteilen Schließlich soll ja das S/R jedes endgül- 3021 – Messungen mit der CCD-Kame- ra; SuW 35, 576 (7/1996) der Gesamtbelichtungszeit in kleinere tigen Einzelbildes möglichst hoch sein, [13] E. Heiser et al.: Astrometrie mit der Teilbelichtungen mit anschließendem damit die aufgenommene Bilderse- CCD-Kamera; SuW 35, 680 (8-9/1996) Aufsummieren: statt einmal 20 Minuten quenz ein optimal glattes Komposit [14] D.L. Welch: Discovering Variable zweimal 10 Minuten oder gar viermal 5 ergibt. Stars; CCD Astronomy 3, No. 1, 14 (Winter 1996) Minuten. Welche Teilbelichtungen (Fortsetzung folgt …) [15] M.V. Newberry: Dark Frames; CCD gewählt werden, hängt von der Frage Literatur Astronomy 2, No. 3, 12 (Summer 1995) [16] P.M. Rybski: Dark Frame Synthesis; [1] A. Holmes: Optimizing a CCD Imaging Q&A in: CCD Astronomy 3, No. 3, 6 System; CCD Astronomy 2, No. 1, 14 (Summer 1996) (Winter 1995) [17] A. Wulff: Dunkelströme und Flatfields; [2] R.E. Schild: The Many Hues of Astro- Sternkieker 33, No. 166, 124 (3/1996) nomical Color Imaging; CCD Astro- [18] M.V. Newberry: Pursuing the ideal Flat nomy 1, No.2, 9 (Summer ‘94) Field; CCD Astronomy 3, No. 1, 18 [3] M. Hünsch: Wie funktioniert ein CCD? (Winter 1996) Sternkieker 31, No. 158, 118 (3/1994) [19]M.V. Newberry: The Signal to Noise [4] Ch. Buil: Astronomie CCD; Société Connection (Part I); CCD Astronomy 1, d’Astronomie Populaire, Toulouse No. 2, 34 (Summer 1994) 1989 [20]M.V. Newberry: The Signal to Noise [5] G.H. Jacoby (Ed.): CCD’s in Astro- Connection (Part II); CCD Astronomy nomy; Astronomical Soc. of the Paci- 1, No. 3, 12 (Fall 1994) fic, San Francisco 1990 [21] P.M. Rybski: What can you really get [6] D. George: Starting Out Right; CCD from your CCD Camera? CCD Astro- Astronomy 2, No. 3, 18 (Summer nomy 3, No. 3, 17 (Summer 1996) 1995) [22] D. di Cicco: Where are the Ambassa- [7] R. Lukas: Über die Funktionsweise dors? Sky & Tel. 87, No. 4, 6 (April einer CCD-Kamera; SuW 27, 39 1994) (1/1988) [23] GUIDE Star Chart Version 3.0 Project [8] F. Möhle: CCD-Chips für die Astrono- Pluto mie; Orion 49, No. 246, 209 (Oktober [24] D. Fischer, H. Duerbeck: Die Messung Abb. 8: Blooming (Ladungsüberlauf) 1991) von Lichtmengen; in: Hubble – ein bei zu langer Belichtung. Zur Vermei- [9] M. Nezel: Erste Erfahrungen mit CCD- neues Fester zum All; Birkhäuser Ver- dung können mehrere (passende) kur- Aufnahmen; Nachr. Olbers-Gesellsch. lag 1995 Bremen, Nr. 155, 9 (Oktober 1991) ze Belichtungen ohne Blooming auf- [25] P.M. Rybski: Keeping Your Cool; Q&A [10] P. Sütterlin: Erfahrungen mit CCD- summiert werden: die Bildinformatio- in: CCD Astronomy 1, No. 2, 7 (Sum- Kameras in der Amateurastronomie; nen bleiben gleich. mer 1994)

interstellarum Nr. 10 57 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt.DSOEEP- Nutzung KY nur zu NLINEprivaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. DSFEEP- KY OTOGRAFIE Deep-Sky-Filme –D Welche S CCD und Warum (Teil 1) H.-J. Zeitler

Spektralempfindlichkeit unächst: Harte/kontrastreiche Filme (Diafilme; S/W- Filme mit erreichbaren gamma-Werten über 1) sind für Zdie meisten astrofotografischen Arbeiten an weniger kontrastreichen Objekten geeignet. Color- Negativfilme, sowie S/W-Filme mit gamma-Werten unter 1 sind Favoriten zur Detailaufzeichnung meist größerflächiger Objekte mit größeren Helligkeitsabstufungen (z.B. Mondoberfläche, helle Gasnebel). In den Film-Datenblättern, die wegen Änderungen in

Emulsion, Kristalltechnologie etc. nur als (manchmal nicht Log Empfindlichkeit* mehr ganz aktuelle) Anhaltswerte zu verstehen sind, finden wir Daten, die zur Planung astrofotografischer Vorhaben hilf- reich sein können. Die spektrale Empfindlichkeitskurve zeigt die logarith- misch aufgetragene Sensibilität der betreffenden Emulsion Wellenlänge (nm) bei den verschiedenen Wellenlängen. Während die Sensibili- sierung der Farbfilme im Violetten (< 400 nm) oftmals abfällt (ein UV-Filter verhindert Aufnahmen im UV), zeigen die S/W-Filme oftmals eine gesteigerte Empfindlichkeit bis hin zu 300 nm oder darunter. Die Möglichkeit zu Aufnahmen in dem Bereich unter 400 nm ist allerdings abhängig von der Transmission der Astro-Optik. Auf der anderen Seite des optischen Fensters reichen die orthochromatischen Filme (KODAK Ektagraphic; AGFA Ortho 25) nur bis etwa 550 nm bzw. 600 nm, während die meisten panchromatischen Filme bis etwa 645 nm aktiv sind (wichtig z. B. für Kometen/Staubschweif; O-I/Air Glow). Ein Dichte erweiterter Rotbereich bis etwa 700 nm ist vom Technical Pan (TP 2415), vom KODAK Recording 2475, vom ILFORD SFX 200, sowie von den meisten Farbfilmen geläufig. Für den Extrembereich von H-alpha (656,3 nm) bis etwa 770 nm ist nach meinen Testuntersuchungen der AGFA APX 200 S (Verkehrs-Überwachungsfilm) hervorragend geeignet. Angaben zum fotografischen Auflösungsvermögen A (L/mm) gelten für einen Kontrastumfang von l000:l bzw. 1,6:1. Ein Film mit A = 125 Linien/mm kann z. B. Details mit einem Abstand von 1/125mm = 8 µm trennen. Manche Fir- men verzichten neuerdings auf derartige Angaben, ebenso log Belichtung (Luxsekunden) wie auf Messungen der Körnigkeit (rms-Wert). Auch die Optik hat natürlich ein (wellenlängenabhängiges) einander und streng getrennt wiedergegeben; es treten „Ver- Auflösungsvermögen. Es berechnet sich nach waschungen“ auf (z.B. durch Streulicht in der Emulsion oder λ weil die Optik ihre Auflösungsgrenze erreicht hat und damit AOptik (L/mm) = Dmm / (1,22 × mm ×fmm) Kontrastminderung. Zunehmende Bedeutung für die Beurteilung von „Schärfe Zur praktischen Messung der MÜF wird ein Original (z.B. und Kontrast“ eines Films hat mittlerweile die sog. Modula- ein Linienmuster mit abnehmendem Linienabstand) mittels tionsübertragungsfunktion (MÜF) erlangt, die auch Einflüsse einer Optik auf einen Film übertragen und das fotografierte des Entwicklungsvorgangs nach der Belichtung berücksich- Muster nach Entwicklung des Films mikrodensitometrisch tigt. Was versteht man unter der Modulationsübertragung? vermessen. Beim Original beschreibt das Densitometer die Werden die Abstände von Einzelheiten eines Objektes (z. B. schwarzen Linien und die hellen Zwischenräume als sinus- Spektrallinien, Oberflächendetail auf Mond oder Planeten) förmige Kurve mit gleichen Amplituden. Jedem Linienab- immer kleiner, unterschreiten also die Details eine bestimmte stand entspricht natürlich ein „Auflösungsvermögen“ (z. B. µ Größe, werden sie auf dem Film nicht mehr unabhängig von 50 m = 20 L/mm), das als „Ortsfrequenz“ bezeichnet wird.

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Eine nach der Filmentwicklung Gelb-bildende, die grün-empfindliche Bei idealen Filmen fallen die Farb- zunehmende „Verwaschung“ zwischen Magenta-bildende und die rot-empfind- dichtekurven aufeinander, die Objekt- den immer enger werdenden Testlinien liche Cyan-bildende Schicht. farben werden korrekt wiedergegeben. (zunehmende „Mikroschwärzungen“ Bei diesen Filmen werden wir des- Dies ist wichtig in der Astro-/Deep Sky- im eigentlich hellen Gebiet zwischen halb zusätzlich mit den Farbdichtekur- Fotografie mit niedrigen Lux-Werten den Linien, z.B. durch gegenseitige ven konfrontiert, bei denen die Dichte bei längeren Belichtungszeiten (linker Beeinflussung der Filmkristalle/Film- der Farbstoffe gegen die Belichtung Teil der Farbdichtekurven). körner), führt bei der Densitometrie zu (Luxsekunden = Beleuchtungsstärke × Knickt aber eine Farbdichtekurve, keinen klaren „Hell-Dunkel-Entschei- Zeit) aufgezeichnet ist. z. B. die Blau-Kurve (siehe Abb. 1) dungen“, sondern eher zu einer Art Z.B. fallen bei einem Dia-Film die frühzeitig ab, bedeutet dies eine beson- „Erbsenzählerei“, die sich in immer Farbdichtekurven von ihrem Maximal- ders hohe Empfindlichkeit (Sensibili- kleineren Amplituden der Sinuskurve wert (= maximale Konzentration der sierung) in dem betr. Spektralbereich: äußert. Die maximale Amplitude, die Ausgangsfarbstoffe im nichtbelichteten bereits geringe Belichtungen mit einem einer 100%igen Modulations-/Informa- Film) auf ihre Minimaldichte nach der Blauanteil erzeugen in der blauemp- tions-/Detail-Übertragung (= 100%ige Belichtung. Das hat folgenden Grund: findlichen Schicht nach der l. Entwick- Kontrastwiedergabe) entspricht, nimmt Fällt auf den Film z.B. eine bestimmte lung eine äquivalente Menge an Gelb, bei zunehmenden „Ortsfrequenzen“ (= Menge Blau-Licht, wird in der betr. die bei der Umkehrentwicklung fehlt. zunehmend kleinere Objektdetails) Filmschicht durch die l. Entwicklung „In den Schatten“ bzw. im Himmelsun- durch Verwaschungseffekte ab und neben Silberkörnern (Ag) eine äquiva- tergrund überwiegen relativ Magenta zeigt so das Maß der Kontrasteinbuße lente Menge Gelber Primärfarbstoff und Cyan, der Film hat einen Blau- an. Damit ist letztendlich eine Aussage gebildet. Bei der 2. oder Umkehrent- Stich (vorteilhaft für Ionenschweife von über die effektive Schärfe eines Films wicklung wird außer dem Ag der Kometen oder für Reflexionsnebel; Fil- (in Abhängigkeit vom Entwickler) mög- Primärfarbstoff herausgelöst. Gleich- me: z.B. Kodachrome 200). lich! zeitig wird in den Farbschichten am Farbfilme haben (neben den unge- verbliebenen Silberbromid (Ag Br) die DR. H.-J. ZEITLER liebten Sensibilisierungsminima bei Entwicklung der verbliebenen Farbstof- HEIMGARTENWEG 5 etwa 500 und 600 nm) meist 3 farbge- fe (im Beispiel Magenta+Cyan = Blau!) 82061 NEURIED bende Schichten: die blau-empfindliche bewirkt.

interstellarum Nr. 10 59 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

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interstellarum Nr. 10 61 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. 20 LMi 21 LMi Segelboot N 26 LMi 26 27 LMi 104 ΣΣ 28 LMi O = 31 LMi β 29 LMi 30 LMi 33 LMi 34 LMi 38 LMi 35 LMi 37 LMi RX LMi 42 LMi

Der Zentralteil von Leo Minor auf einer Aufnahme von Bernd Schatzmann. 12 min belichtet mit einem 135mm-Tele bei Blende 3,2 auf TP2415 hyp., 9,5fache Nachvergrößerung.

62 interstellarum Nr. 10 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt.INSTRUMENTARIUM Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. OSBJEKTE DER AISON DSOApril – Juni 1997

n den Objekten der Saison werden Jahr folgende Ausgabe an die Redaktion dazu Ihre Ergebnisse bis zu den angege- nach dem Vorbild der amerikani- einreichen. Veröffentlicht werden visu- benen Redaktionsschluß-Daten einsen- Ischen Deep-Sky Zeitschrift The elle Beschreibungen, Fotos, CCD-Auf- den. Bitte vermeiden Sie bei den visuel- Observer’s Guide zu bestimmten Objek- nahmen und Zeichnungen. Generell len Beschreibungen Angaben wie ten die Beobachtungen der Leser veröf- werden alle eingehenden visuellen „oben“ oder „rechts“, geben Sie die fentlicht. Es ist ganz einfach, sich an Beschreibungen veröffentlicht sowie Himmelsrichtungen an. Alle Be- diesem Projekt zu beteiligen: In jeder eine Auswahl der bildlichen Darstellun- schreibungen geben den besten Anblick Ausgabe geben wir eine Auswahl von gen. Besonders berücksichtigt werden wieder, den der jeweilige Beobachter Objekten an, die zum Erscheinungster- dabei Beobachtungen mit kleinen Gerä- mit seinen angegebenen Mitteln unter min des Heftes optimal am Abendhim- ten und Ergebnisse von Einsteigern. seinem Himmel erreichen konnte. Ver- mel beobachtbar sind. Die Beobachtun- Wenn Sie aber Lust haben, am Mor- suchen Sie zu allen Beobachtungen die gen dieser Objekte, die Sie in den fol- genhimmel zu beobachten, und die für visuelle Grenzgröße anzugeben, beson- genden Wochen machen, können Sie für frühere Hefte angegebenen Objekte ein- ders wenn sie nicht bei den üblichen die zur selben Jahreszeit im nächsten reichen möchten, so können Sie uns Verhältnissen von 5m,5 bis 6m,5 liegt.

Vorschau auf 1997/98

Name R.A. (2000.0) Dec. Con. Helligk. Größe Typ U2000 Juli 97 OC NGC 7129 21 42,8 +66° 06' Cep 11,5p 7' IV 2 p 33 GC M 55 19 40,0 – 30° 58' Sgr 6,4v 19' 11 380 Gx NGC 7640 23 22,1 +40° 51' And 11,3v 10'×2',2 SB(s)c II 88 PN NGC 7076 21 26,4 +62° 53' Cep 13,2v 57" 3b 33 GN NGC 7129 21 42,8 +66° 06' Cep — 7'×7' RN 33 GN NGC 7133 21 43,6 +66° 10' Cep — 3'×3' RN 33 DS µ2 Cyg = Σ 2822 21 44,1 +28° 44' Cyg 4,8/6,1 1",9/306° — 166 Oktober 97 OC α Per 03 22,0 +49° Per 2,3 185' III 3 m 63 OC IC 348 03 44,5 +32° 17' Per 7,3 7' IV 2 p n 95 GC G 78 in M 31 00 41,0 +41° 14' And 14,3v 3,2" — 60 Gx M 74 01 36,7 +15° 47' Psc 9,4v 11,0'×11',0 SA(s)c I 173 PN NGC 1514 04 09,2 +30° 47' Tau 10,9v 114" 3+2 95 GN IC 348 03 44,5 +32° 17' Per — — RN 95 DS Σ 147 01 41,7 – 11° 19' Cet 6,1/7,4 1",16/96° — 263 Januar 98 OC NGC 2467 07 52,4 – 26° 23' Pup 7,1p 14' — 320 GC Pal 2 04 46,1 +31° 23' Aur 13,0 1',9 IX 96 Gx NGC 2276/2300 07 32,0 +85° 43' Cep 11,0/11,4 3'×2',5 SA/SABc 1 PN PK 198-6.1 06 02,4 + 9° 39' Ori 12,0 37" — 181 GN NGC 2467 07 52,4 – 26° 23' Pup — 42'×22' EN 320 DS 12 Lyn ABC 06 46,2 +59° 27' Lyn 5,4/6/7,3 1",7 / 71°, 8",7 /308° 42 April 98 OC Mel 111 12 25,0 +26° 00' Com 1,8 275' III 3 r 148 GC NGC 4147 12 10,1 +18° 33' Com 10,2 4' VI 148 PN NGC 4361 12 24,5 – 18° 48' Crv 10,9 45" — 328 DS ξ UMa 11 18,2 +31° 32' UMa 4,3/4,8 1",53/295° — 106 Gx M 104 12 40,0 – 11° 37' Vir 8,0 7',1×4',4 SA:a sp 284 Gx NGC 3753+Begl. 11 37,9 +21° 59' Leo 13,6 1',8×0',8 Sab pec 147 Juli 98 OC NGC 6520 18 03,4 – 27° 54' Sgr 7,6p 6' I 2 r n 339 GN B 86 18 03,0 – 27° 53' Sgr — 5' DN 339 GC M 107 16 32,5 – 13° 03' Oph 8,1v 10' X 291 PN NGC 6765 19 11,1 +30° 33' Lyr 12,9v 38" 5 118 Gx NGC 6384 17 32,4 +07° 04' Oph 10,4v 6,4'×4,3' SAB(r)bc I 203 DS λ Cyg = OΣ 413 20 47,4 +36 29' Cyg 4,9/6,1 0,92/ 10° — 120

Redaktionsschluß der kommenden Ausgabe: 15. 5.1997

interstellarum Nr. 10 63 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Deep-Sky in Leo Minor A Tribute to The Observer’s Guide Andreas Domenico, Ronald Stoyan

ie amerikanische Deep-Sky- den Objekten der Saison, die Tradition Das Sternbild Leo Minor Zeitschrift The Observer’s Gui- dieser amerikanischen Kult-Zeitschrift Nach einer mythologischen Vergangen- Dde (1987–1992) ist zusammen fortzusetzen. Mit dem Projekt Deep- heit wird man beim Sternbild Leo mit Deep Sky Magazine (1983–1993) Sky in Leo Minor beschließen wir die Minor wohl vergeblich suchen. Der das Vorbild für das Deep-Sky-Magazin komplette Kollektion von Observer’s Danziger Astronom Johannes Hevelius interstellarum. In jeder der 32 Ausga- Guides der von mittleren Breiten aus „erfand“ und veröffentlichte dieses ben des Observer’s Guide wurde ein sichtbaren Sternbilder. 78 Objekte wur- Sternbild zusammen mit 7 weiteren erst großes oder mehrere kleine Sternbilder den visuell im Rahmen des Projekts im Jahre 1690 in seinem Atlas Prodro- behandelt. Die beteiligten Beobachter beobachtet, ein durchschlagender Er- mus Astronomiae. Neben Leo Minor hatten es sich zum Ziel gesetzt, alle folg, an dem 32 Beobachter beteiligt tauchten Canes Venatici, Lacerta, Lynx, visuell beobachtbaren Objekte in der sind. Für eine Öffnung von acht Zoll Sextans, Scutum und Vulpecula darin jeweiligen Konstellation in Beschrei- enthält Deep-Sky in Leo Minor nahezu zum ersten mal auf. Nur ein Stern ist bungen und Zeichnungen zu erfassen alle Objekte, die tatsächlich in diesem heller als 4m: Der Stern o LMi (46 Leo- und die Ergebnisse, nach aufsteigender Sternbild beobachtbar sind. Für größere nis Minoris) mit einer Helligkeit von Teleskopgröße geordnet, zu veröffentli- Teleskope dürfte die Zahl der hier nicht 3m, 83 trägt auch als einziger einen chen. Nach und nach kam auf diese beschriebenen, aber dennoch erfaßba- Eigennamen: Praecipua. Trotz seiner Weise mit jedem Heft eine umfassende ren Galaxien steil nach oben steigen. bescheidenen Größe von nur 232 Qua- Beschreibung von Deep-Sky-Objekten Fast alle der beobachteten Objekte sind dratgrad beherbergt es die stattliche aller nördlichen Sternbilder zusammen. NGC-Galaxien, leider sind nur wenige Anzahl von immerhin 111 NGC- und Nur ein kleines Areal am Himmel wur- Beobachter in den non-NGC-Bereich IC-Objekten. de vergessen: Leo Minor. eingetreten. Von keinem der Beobachter Darunter befindet sich auch ein feh- The Observer’s Guide stellte 1992, wurden visuell sichtbare Quasare lerhafter Eintrag im NGC-Katalog. Bei nachdem alle nördlichen Sternbilder genannt, die in Leo Minor liegenden dem „Nonexistent-Object“ NGC 3167 abgehandelt waren, das Erscheinen ein. Galaxienhaufen sind jenseits der Ama- (10h 14, 6min +29° 36') mit der Dreyer- interstellarum versucht seit 1994 mit teurmöglichkeiten. Beschreibung: „F, S; vS Cl of vF st?“ Grafik: The Sky / dp

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handelt es sich nicht wie zu erwarten um einen kleinen Sternhaufen, sondern unter Umständen um eine sehr schwa- che anonyme Galaxie an der Stelle 10h 14min 3s, +29° 38',3 [The NGC/IC Pro- ject]

Leo Minor mit bloßem Auge Der Kleine Löwe ist ein typisches ster- narmes „Füllsternbild“ und visuell mit bloßem Auge kaum als zusammenhän- gende Konstellation zu erfassen. Tho- mas Reichel beschreibt seine Eindrücke folgedermaßen (vgl. Zeichnung): Das charakteristische am Kleinen Löwen ist ein viereckiges Sternmuster in dessen Mitte, sowie ein von ihm aus in Richtung Südosten verlaufendes Sternband. Dieses Muster erinnert mich entfernt an das Sternbild Drache. Wei- terhin sehr auffällig sind zwei Sterne unmittelbar über dem Löwen, welche übereinanderstehend eine Linie bilden Leo Minor mit dem bloßen Auge. könnten (auf dieser Linie befindet sich Skizze von Thomas Reichel. übrigens NGC 3344, die hellste Galaxie

Übersichtsfotografie des Sternbildes Leo Minor von Uwe Wohlrab. 5 min belichtet mit einem Pancolar 1,8/80-Objektiv bei Blende 2,8 auf TP 2415 hyp., 6fache Nachvergrößerung.

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Objekttabellen

Galaxien Die folgenden Tabellen geben einen Überblick der im Rahmen des Projekts beobachteten Einzelobjekte in Leo Name R.A. Dec. Hell. Größe Minor. Weitere Objekte, die hier nicht erfaßt sind und von denen keine Beobachtungen vorliegen, können mit IC 2604 10 49,4 +32 47 15,0z 1,4'×1,0' der zu interstellarum 6 mitgelieferten Karte und der dort IC 2608 10 50,3 +32 46 veröffentlichten Tabelle oder dem Programm PlanIt von MCG+05-26-034 11 00,6 +29 06 16,0p 0,5'×0,5' MCG+05-26-055 11 06,7 +28 44 15,1p 0,8'×0,3' Carsten Moos entnommen werden. Der Bezug von Kar- MCG+07-21-025 10 14,0 +38 44 16,0p 0,5'×0,2' te und Programm ist über die Fachgruppenleitung mög- NGC 2859 09 24,3 +34 31 10,9v 4,8'×4,2' lich. Die folgende Aufstellung zeigt die am Projekt betei- NGC 2922 09 36,8 +37 41 14,1v 1,1'×0,5' ligten Beobachter. NGC 2942 09 39,1 +34 00 12,6v 2,2'×1,8' Beobachter NGC 2955 09 41,3 +35 53 12,9v 1,8'×1,0' NGC 2965 09 43,2 +36 14 13,4v 1,2'×0,9' Andreas Alzner ALZ Frank Richardsen FR NGC 2971 09 43,7 +36 10 14,0v 1,2'×0,8' Dietmar Bannuscher DB Jürgen Roesner NGC 3003 09 48,6 +33 25 11,9v 5,9'×1,7' Gerhard Balda GB Bernd Schatzmann BS NGC 3012 09 49,8 +34 42 13,5v 1,1'×1,0' Udo Borcheld Horst Schoch HS NGC 3013 09 50,1 +33 34 14,6v Andreas Domenico AD Stefan Schuchhardt SSH NGC 3021 09 51,0 +33 33 12,1v 1,7'×1,0' Frank Döpper FD Klaus Spruck KS NGC 3074 09 59,7 +35 24 12,7v 2,4'×2,2' Günter Jenner GJ Ronald C. Stoyan RCS NGC 3104 10 03,9 +40 45 13,1v 3,3'×2,2' Andreas Kazcmarek AK Matthias Stürner MS NGC 3106 10 03,9 +31 11 12,4v 1,8'×1,8' Philipp Keller Rainer Töpler RT Erich Kopowski Klaus Veit KV NGC 3118 10 07,3 +33 02 13,5v 2,5'×0,4' Dieter Kremb DK Klaus Völkel NGC 3126 10 08,2 +31 52 12,8v 2,9'×0,5' Jürgen Lamprecht JL Carola Volkwein NGC 3150 10 13,4 +38 41 14,5v 0,5'×0,4' Harald Osmers HO Wolfgang Vollmann WV NGC 3151 10 13,5 +38 37 13,8v 0,6'×0,3' Dirk Panczyk DPK Klaus Wenzel KW NGC 3152 10 13,6 +38 50 14,2v 0,4'×0,2' Uwe Pilz UP Uwe Wohlrab NGC 3159 10 13,9 +38 39 13,6v 0,8'×0,7' Thomas Reichel TR Herbert Zellhuber HZ NGC 3160 10 13,9 +38 52 14,4v 1,4'×0,3' NGC 3161 10 14,0 +38 39 13,5v 0,8'×0,5' Doppelsterne NGC 3163 10 14,1 +38 39 13,3v 1,4'×1,4' NGC 3235 10 24,9 +28 01 13,3v 1,2'×0,9'

Name R.A. Dec. m1/m2 dist P.A. NGC 3245 10 27,3 +28 30 10,8v 3,2'×1,9' Σ 1344 09 23,5 +39 08 9,0/9,7 3",7 205° NGC 3254 10 29,3 +29 30 11,7v 5,1'×1,9' 7 LMi 09 30,7 +33 39 6,1/9,4 63" 130° NGC 3265 10 31,1 +28 48 12,9v 0,9'×0,7' /9,8 98" 213° NGC 3277 10 32,9 +28 31 11,7v 2,0'×1,9' Σ 1374 09 41,4 +38 57 7,3/8,6 2",9 304° NGC 3294 10 36,3 +37 20 11,8v 3,3'×1,8' Σ 1375 09 41,9 +34 34 8,4/10,2 6",9 305° NGC 3304 10 37,6 +37 27 13,4v 1,5'×0,5' Hu 631 10 04,0 +32 39 7,8/9,4 0",8 262° NGC 3323 10 39,7 +25 19 13,3v 1,4'×0,7' Σ 1405 10 05,9 +39 34 7,3/10,5 21",9 251° NGC 3327 10 40,0 +24 05 13,4v 1,4'×0,9' 20 LMi 10 01,6 +31 55 5,5/8,7 Eigenbew.paar NGC 3334 10 41,4 +37 18 12,8v 1,1'×1,0' Σ 1406 10 05,6 +31 05 8,4/9,1 0",9 220° NGC 3344 10 43,5 +24 55 9,9v 6,9'×6,5' A 2142 10 05,7 +41 03 8,0/8,9 1",0 297° NGC 3350 10 44,4 +30 43 14,3v OΣΣ 104 10 24,5 +34 11 7,8/8,3 208" 286° NGC 3380 10 48,2 +28 36 12,5v 1,6'×1,3' OΣΣ 105 10 29,9 +28 35 7,3/8,3 131" 225° NGC 3381 10 48,4 +34 42 11,7v 2,3'×2,1' Σ 1443 10 33,3 +37 41 9,0/9,0 5",1 160° NGC 3395 10 49,8 +32 59 12,1v 1,9'×1,2' Σ 1459 10 40,2 +38 24 8,5/9,0 5",2 152° RX LMi 10 42,2 +31 41 6,3/10,3 113" 175° NGC 3396 10 49,9 +32 59 12,1v 2,8'×1,2' 42 LMi 10 45,9 +30 41 5,3/8,1 197" 173° NGC 3400 10 50,8 +28 28 13,2v 1,2'×0,7' Σ 1492 10 57,9 +30 38 8,1/10,0 21",5 165° NGC 3413 10 51,3 +32 46 12,1v 2,4'×1,0' Cou 961Aa-B 11 01,8 +29 52 7,8/9,6 1",0 320° NGC 3414 10 51,3 +27 59 11,0v 3,6'×2,7' Cou 961 Aa Speckle-Paar Chara 34Aa 0",2 103° NGC 3418 10 51,3 +28 07 13,2v 1,4'×1,1' NGC 3424 10 51,8 +32 54 12,4v 3,0'×0,9' Sternmuster NGC 3430 10 52,2 +32 57 11,6v 3,9'×2,3' NGC 3432 10 52,5 +36 37 11,2v 6,2'×1,5' Name R.A. Dec. NGC 3442 10 53,1 +33 55 13,4v 0,7'×0,5' NGC 3486 11 00,4 +28 58 10,5v 6,9'×5,4' Segelboot 10 14 +31 30 NGC 3504 11 03,3 +27 58 10,9v 2,7'×2,2' NGC 3510 11 03,7 +28 53 12,2v 3,8'×0,9' Galaxiengruppe NGC 3512 11 04,0 +28 02 12,3v 1,7'×1,5' NGC 3515 11 04,6 +28 14 13,9v 1,1'×0,9' Name R.A. Dec. Hell. UGC 6147 11 05,8 +28 49 16,0z 1,4'×0,2' Shakbazian 49 10 15,2 +38 55 16m UGC 6160 11 06,7 +28 43 15,1z 1,0'×0,2'

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in Leo Minor). Die östliche Seite von aus 10 LMi, 11 LMi, 8 LMi und SAO Weitwinkelokular bei niedriger Ver- Leo Minor wird von drei hellen Sternen 61543). größerung kann man diese in einem begrenzt, wobei zwei davon aber zu Gesichtsfeld beobachten. Bei diesen Ursa Major gehören. Der nördliche Teil Objekte Objekten empfiehlt sich eine gleichzei- ist mit dem bloßen Auge sternarm. Auf- Die Beobachtungen und Beschreibun- tige Beobachtung. Im Anschluß an die fallend ist nur 19 LMi, der mit µ UMa gen der Einzelobjekte erfolgt in zwei ausführliche Beschreibung der sieben und β LMi ein großes rechtwinkliges Abschnitten. Zunächst sind sieben Leo Minor Felder werden die einzeln gleichschenkliges Dreieck bildet. Der besonders interessante Felder mit meh- stehenden Objekte in der Reihenfolge westliche Teil ist wesentlich sternrei- reren Objekten ausgegliedert. Jedes die- ihrer Rektaszension betrachtet. Daten cher, wobei aber erst mit dem Fernglas ser Felder enthält in einem Durchmes- zu allen Objekten sind den nebenste- einprägsame Konstellationen zu beob- ser von 1° bis 2°,5 zusammen stehende henden Objekttabellen zu entnehmen. achten sind (zum Beispiel das Viereck Objekte, mit einem entsprechendem

Deep-Sky in Leo Minor Feld 1

2,5°

20 LMi 3118 UGC 5407 80/880-Refraktor: fst 4m,0; bei 150× UGC 5446 merkbar gelblich. Dem Hauptstern fol- m KUG 1004+329 gen zwei Sterne 9 in ½ Feld (Feld 16'), 3099 der etwas hellere in PW 110°, der etwas Hu 631 schwächere und wenig weitere in PW UGC 5474 KUG1004+327 80°. WV MCG 5-24-13

Hu 631 MCG 5-24-22 300/1780-Newton: 1993,22: 367×, mit 300mm eng, aber leicht zu trennen, KUG 1006+322 20 LMi KUG 1004+321A Distanz ca. 0",7, ∆m ca. 1m,5. ALZ 3126 360/1780-Newton: Messung: 1995,77: KUG 1004+321B 260°,4 0",80 2n ∆m = 1m,4. ALZ IC 2540

NGC 3106 200/1200-Newton: fst 6m,2; bei 3106 3116 CGCG 153-12 100fach ein schwacher Fleck und nur S 1406 indirekt erkennbar. HZ 200/2000-SCT: fst 5m,0; nicht gesehen. RT The Sky / dp 250/2500-SCT: gerade eben direkt sichtbar; Mitte etwas heller. HO 360/1780-Newton: Messung: 1995,07 NGC 3126 224°,7 0",65 4n ∆m= 0m,8. ALZ 254/1140-Newton: mäßiger Himmel, 200/1200-Newton: fst 6m,2; bei 100fach klein, schwach, Kern etwas heller, sehr schwach; die längliche Form ist geringer Kontrast. KS NGC 3118 aber durch indirektes Sehen zu erken- 200/2000-SCT: fst 5m,0; indirekt ver- nen. HZ Σ 1406 mutet. RT 200/2000-Newton: fst 5m,0; nicht gese- RT Dieser Doppelstern ist identisch mit 250/2500-SCT: indirekt sichtbar; ziem- hen. OΣ211. lich schwach; länglicher diffuser Fleck. 250/2500-SCT: gerade eben direkt HO 360/1780-Newton: 1993,31: wesent- sichtbar; leicht oval; Mitte etwas heller. HO lich enger als STT 201-Leo, mit 263× 254/1140-Newton: mäßiger Himmel, zu erkennen, gerade noch zu trennen, nicht gefunden. KS 254/1140-Newton: mäßiger Himmel, einfacher mit 367×, ∆m ca. 1m, Distanz Nicht gefunden. KS ca. 0",7. ALZ

interstellarum Nr. 10 67 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Deep-Sky in Leo Minor Feld 2

NGC 3158 mit Gruppe

Für Galaxienbeobachter ist die NGC Die hellste von ihnen ist die visuell stel- mit Fehlern. Allein innerhalb der 3158- 3158-Gruppe der Höhepunkt der vielen lare MCG+7-21-25, die leicht schon im Gruppe sind sieben Fehler im Pro- Objekte in Leo Minor. Zwölf in mittel- Achtzöller, sicher aber auch noch mit gramm zu entdecken. Wer hier sieht, großen Amateurfernrohren sichtbare deutlich kleineren Öffnungen zu erfas- was er sehen will, fällt böse auf die Galaxien drängen sich innerhalb eines sen ist. Nase. Unbedingt ist eine Korrektur der Feldes von weniger als einem halben Die hier veröffentlichten Beschreibun- GSC-Karten mit dem POSS erforder- Grad Durchmesser. Trotz ihrer Attrakti- gen der verschiedenen Beobachter zei- lich. -rcs vität für Amateurbeobachter gibt es in gen zum Teil sehr unterschiedliche der Literatur keine Untersuchung über Ergebnisse. Das wird nur zum Teil an NGC 3158-Gruppe diese Galaxiengruppe. den angetroffenen Bedingungen liegen, Visuell auffällig ist die dominante hauptsächlich ist wohl das verwandte Name Hell. FH m m Erscheinung der Zentralgalaxie NGC Kartenmaterial für den Beobachtungs- NGC 3150 14 ,5v 12 ,6 m m 3158, die deutlich heller und größer als erfolg entscheidend. Information und NGC 3151 13 ,8v 12 ,3 m m die anderen Gruppenmitglieder ist, ähn- gute Vorbereitung sind bei Galaxien- NGC 3152 14 ,2v 11 ,5 m m lich einer cD-Galaxie in Galaxienhau- gruppenbeobachtungen alles; die 3158- MCG+7-21-19 14 ,1v 12 ,2 m m fen. Sehr reizvoll ist die Beobachtung Gruppe ist ein gutes Beispiel für die NGC 3158 11 ,9v 13 ,5 m m der Galaxienkette südlich von 3158, die Unzulänglichkeit der Uranometria NGC 3159 13 ,6v 13 ,3 m m aus 3159, 3161 und 3163 gebildet wird. 2000.0 bei solchen Objekten. Nur mit NGC 3160 14 ,4v 12 ,8 m m NGC 3160 erscheint als einziges Objekt einer hochauflösenden GSC-Karte hat NGC 3161 13 ,5v 10 ,3 m m der Gruppe deutlich in Kantenlage. Die man eine Chance, die schwachen Gala- NGC 3163 13 ,3v 13 ,4 m Galaxiengruppe weist drei Objekte jen- xien richtig zu lokalisieren. Aber Ach- MCG+7-21-25 16 ,0p m seits des NGC auf, die schon in mittle- tung: Gerade bei engen Gruppen sind MCG+7-21-27 16 ,4p ren Optiken gesehen werden können. die GSC-Computerprogramme gespickt

200/1200-Newton: fst 6m,2; bei 120fach indirekt gesehen; ein matter Fleck; süd- 1° lich davon erkenne ich auch noch die KUG 1009+394 beiden sehr schwachen Galaxien NGC 3161 und 3163; diese beiden Objekte sind jedoch nur blickweise sicher zu KUG 1009+393 erkennen. HZ

200/1200-Newton: einfache Hauptga- CGC 211-28 laxie bildet Kette mit zwei nördlichen MCG 7-21-30 Sternen, NGC 3160 schwach vermutet, NGC 3152 ebenfalls eindeutig und strukturlos, aber doch schwierig. Sehr Shkh 49

schön eine Dreierkette östl. der Haupt- 3160 3152 galaxie, bestehend aus MCG +7-21-25

(fast stellar) und zwei Sternen. Schließ- MCG 7-21-27 3158 lich weitere Dreierkette aus NGC 3163, MCG 7-21-25 MCG 7-21-19 NGC 3161 und NGC 3159, die erste am 3159 hellsten, dann NGC 3159, die mittlere 3163 NGC 3161 am schwächsten und nicht 3150 einfach. NGC 3150 und NGC 3151 bei- 3161 3151 de schwierig, aber sicher, ähnliche Erscheinung, schwache Feldsterne auch CGC 211-29 gesehen, äußerst erfolgreiche Beobach- tung dieser Gruppe; 200×, 120×. KV 200/2000-SCT: fst 5m,0; NGC 3158, 3159 und 3163 nicht gesehen. RT 250/2500-SCT: 3158 direkt sichtbar

mit hellem Kern; 3159 und 3163 nur The Sky / dp indirekt sichtbar, diffuse Flecken. HO Objekt, gefolgt von 3159 und 3161, die indirektem Sehen nur ab und zu kurz 250/2500-SCT: Gruppe um das helle alle drei indirekt konstant zu halten auf; 3160 scheint etwas länglicher und elliptische Objekt 3158, das direkt zu sind; alle weiteren Gruppenmitglieder flächiger zu sein als die anderen Mit- sehen ist; 3163 ist das zweithellste sind extrem schwach und blinken mit glieder, und bei 3152 bin ich mir nicht

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sicher, ob ich nicht einen Stern gesehen Zentrum der Gruppe ist die mit Abstand habe; 3150, ein weiteres Gruppenmit- hellste (etwa 12m) und auch die größte glied, ist nicht zu sehen. MS (knapp 1 Bogenminute) Galaxie der 317/1600-Newton: 3158 schwach, Gruppe. Der hellere der beiden „Sterne“ ziemlich klein, rund, ohne Details; östlich ist MCG+7-21-25. Südlich eine etwas hellerer Kern; noch eine Galaxie Viererkette. 3159 und 3163 sind nach im Feld, viel kleiner, rund und sehr 3158 die hellsten der Gruppe, beide zur schwach, vermutlich 3163; 89×. TJ Mitte deutlich heller. 3161 zwischen den beiden ist schwächer und diffus. 360/1780-Newton: sehenswerte Gala- MCG +7-21-19 ist die schwierigste xiengruppe; das Zentralobjekt ist die Galaxie der Gruppe; nur indirekt sicht- helle 3158, eine ovale, große, Ost-West bar, aber nicht am Limit. 3150 und 3151 elongierte Galxie; südlich von ihr befin- W der Kette sind etwa so hell wie 3161. det sich eine Kette aus drei kleinen run- 3150 ist diffus und fast so groß wie den schwachen Objekten, von Osten 3158; 3151 klein und heller zur Mitte. nach Westen angeordnet: 3163, 3161, 3160 N von 3158 erscheint zunächst nur 3159. Westlich dieser Galaxienkette als diffuser Fleck, bei genauerem Hin- steht die schwache und kleine 3151, sehen aber als einzige Galaxie der nördlich von ihr sehr schwach und fast Gruppe deutlich länglich. 3152 W von stellar 3150. Nördlich von 3158 befin- 3160 ist die zweitschwächste der Grup- det sich die recht schwere edge-on pe und steht knapp SW eines sehr 3160, eine flache Spindel sehr geringer Die NGC 3158-Galaxiengruppe. schwachen Sterns. MCG +7-21-30 15 Flächenhelligkeit, elongiert Südost- Oben: Zeichnung von Matthias Stürner Bogenminuten NO von 3158 steht etwa Nordwest; 3152 befindet sich westlich mit einem 10"-SCT. 1 Bogenminute W eines 12m-Sterns und von 3160 als kleine schwache Galaxie, Unten: Zeichnung von Stefan Schuch- ist leichter zu sehen als MCG +7-21-19. etwa 3:1 elongiert Ost-West; MCG+7- hardt mit einem 18"-Newton. Interessant ist, daß sich die beobachte- 21-25 kann deutlich stellar in der Nähe ten Flächenhelligkeiten der Galaxien Zur Identifikation vergleiche man en von 3158 gesehen werden, die Position detail mit der Fotografie von Uwe nicht mit den Angaben im Field Guide auf der Megastar-Karte ist aber falsch, Wohlrab. decken, was sonst meist der Fall ist; ebenso wie bei der schwachen MCG+7- 230×. SSH 21-19 in der Nähe von 3159; 200×. RCS 445/2000-Newton: 3158 ist das hellste Mitglied einer Dreiergruppe; klein und rund, starke Helligkeitszunahme zum Kern hin; 3159 ebenfalls klein und rund, nur unwesentlich schwächer als 3158; 3163 ist das schwächste beobach- tete Mitglied der Galaxiengruppe; von Form und Größe entspricht sie ihren „Geschwistern“, aber sie hat keinen auffälligen Kern; alle drei Objekte in einem Gesichtsfeld; 227×. AK 456/2050-Newton: fst 6m,3; alle acht Galaxien passen bei 230× gemeinsam ins 20'-Feld, ein fantastischer Anblick. 3158: dominierend, rund, konzentriert; 3152 klein schwach, rund; 3160 elon- giert SO-NW, mäßig konzentriert; 3150 diffus, klein, schwach elongiert N-S; 3151 klein, konzentriert, rund; 3159, 3161 und 3163 alle konzentriert, klein und rund, 3161 am schwächsten. BS 456/2030-Newton: fst 5m,6; dies ist zusammen mit der 4005-Gruppe in Com/Leo der reichste „Nicht-Abell- Galaxienhaufen“, den ich bisher im 18" beobachtet habe. Zehn Galaxien stehen in einem Feld von 20 Bogenminuten, eine weitere etwas abseits. Mit 70× sind nur die drei hellsten Galaxien der Grup- 10 ' pe sichtbar (3158/ 3159/ 3163). 3158 im

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Kompakte Galaxiengruppe

Name R.A. (2000) Dec. Größe He lligkeit (vis) Shakhbazian 49 10 h 15,2 min +38° 55' 7 Galaxien <1" auf 0,5' × 1,5' ca. 16 m

trem hohen Grad an Kompaktheit, d. h. sie sind meist völlig stellar [3, 4]. Auf dem blauen POSS treten sie stattdessen nur sehr schwach hervor, da die Gala- xien durchweg rote Objekte sind, die im Visuellen deutlich heller sein müs- sen als im Blauen. Eben diese Tatsache macht sie für eine visuelle Beobach- tung interessant. Zahlreiche CGGs fin- det man in Ursa Maior, also weit abseits der galaktischen Ebene. Das beweist, daß die Rötung der Galaxien nicht von der Extinktion durch Staub DSS innerhalb der Milchstraße herrühren Im Grenzgebiet LMi/UMa liegt die kann. Tatsächlich bewegen sich die Galaxiengruppe um NGC 3158, in Shakhbazian 49. Zeichnung von Galaxien im gemeinsamen Gravitati- Andreas Domenico mit einem 18"- deren Nähe sich eine weitere, aller- onsfeld und stehen in permanenter Newton bei 276×. dings morphologisch und physikalisch Wechselwirkung. Durch den ram pres- in LMi. Bislang lagen nur zwei positi- völlig andersartige Ansammlung von sure-Effekt wird das interstellare Gas ve visuelle CGG-Beobachtungen vor: Galaxien befindet: Shakhbazian 49, aus den Galaxien quasi herausgetrie- Shkh 1 (UMa) von Tom Clark mit 36"- eine Kompakte Galaxiengruppe (Com- ben. Interstellares Gas ist aber der Newton [7], und die „leichteste“ Grup- pact Galaxy Group = CGG). Viele die- Urstoff für die Entstehung heißer jun- pe Shkh 166 (UMi), beobachtet vom ser Objekte sind potentiell mit großen ger Sterne. Gerade diese leuchten sehr Autor mit 18". Shkh 49 besteht nun aus Instrumenten zugänglich und zudem kräftig im Blauen, so wie man es vom sieben winzigen Galaxien auf einer visuelles Neuland. Der GSC zeigt beim Anblick normaler Galaxien her Fläche von 2' Länge. Die hellste Gala- Anklicken der Position den Himmels- gewohnt ist [5]. Das Erscheinungsbild xie hat visuell ca. 16m und ist absolut ausschnitt mit den Galaxien NGC der CGGs wird erwiesenermaßen von stellar. Mit dem 18" konnte sie pro- 3159, 3158 usw. Etwa 20' nordöstlich alten roten Sternen dominiert. Die blemlos als schwacher Stern wahrge- liegt MGC+7-21-30. Zoomt man auf interstellare Materie wird beim ram nommen werden. Mit 276facher Ver- 15' Bildgröße, so sieht man Shkh 49 pressure durch Stoßeffekte auf einige größerung ließen sich zwei weitere links unterhalb dieser schwachen Gala- Millionen Grad aufgeheizt und macht m potentielle Gruppenmitglieder auflö- xie als einen dicken nonstar (10 ,5), der sich im Röntgenbereich bemerkbar. m sen, die jeweils nördlich und südlich von einem kleineren nonstar (13 ,9) Die Entfernungen liegen > 500 Mpc, des hellsten Objekts standen. Leider flankiert wird. Der helle Stern unmit- was für extrem leuchtkräftige Objekte m war das Seeing in der Beobachtungs- telbar westlich hat laut GSC 13 ,2. spricht. Neben Shkh 49 gibt es noch nacht mittelmäßig, so daß Vergröße- Computerprogramme stoßen hier an vier weitere CGGs in Leo Minor, alle rungen > 300× nichts brachten. -AD ihre Grenzen, denn abgesehen von gro- in der Größenordnung < 1' Durchmes- ben Positionierungsfehlern werden vie- ser. Und eben hier liegt das Problem: [1] Hickson, P.: ApJ, 255, 382 (1982) le kompakte oder stellare Galaxien ent- Die Dimensionen der CGGs am Him- weder gar nicht oder nur als nonstar [2] Veit, K.: NGC 4169-Gruppe, Objekte mel sind bis auf ganz wenige Ausnah- der Saison, interstellarum 7, S. 52 angezeigt. Dieser Fehler passierte beim men winzig – eben „kompakt“. Bei sol- [3] Robinson, L. B., Wampker, E. J.: ApJ Scannen der POSS-Platten: Stellare chen dürfte sich eine visuelle Trennung 179, 135 (1973) Galaxien konnten nicht von Sternen in Einzelobjekte als schwierig erwei- [4] Kirshner, R. P., Malumuth, M. M.: ApJ, unterschieden werden. Die Kriterien sen, dennoch sollten dichtere Gruppen 236, 366 (1980) für die Aufnahme einer Galaxiengrup- als unaufgelöste Nebelschimmer zu [5] Del Olmo, A. et. al: The Shakhbazian pe in die Liste von R. K. Shakhbazian verifizieren sein. Bei den wenigen Compact Groups and Their Populati- unterscheiden sich in einigen Punkten CGGs, die unter Umständen in einzel- ons, ASP Conference Series, 70 (1995) von denen des Hickson-Katalogs [1, 2]. ne Galaxien auflösbar sind, müssen [6] Stoll, D., Tiersch, H.: Catalogue of Shakhbazian Compact Groups of Gala- Neben dem fundamentalen Isolations- diese stark herausvergrößert werden. xies, Vol. I – VII, Astrophysikalisches kriterium müssen die Gruppen minde- Nach diesen Kriterien ausgewählt, stens fünf Mitglieder in sehr hoher Institut Potsdam (1993-96) kommen nur noch 23 der in [6] aufge- [7] O’Meara, S. J.: Sky & Telescope, Oct. Konzentration aufweisen. Darüber hin- listeten 377 Gruppen für eine visuelle 1994, 96 aus besitzen die Einzelobjekte im roten Beobachtung in Betracht – davon eine Spektralbereich (POSS-Rot) einen ex-

70 interstellarum Nr. 10 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

CGC 211-28

MCG 7-21-30 Shakhbazian 49

3160 3152

3158

MCG 7-21-27 MCG 7-21-25

MCG 7-21-19 3161 3159 3150 3163

3151

CGC 211-29

Die NGC 3158-Galaxiengruppe mit Shakhbazian 49. Foto von Uwe Wohlrab mit einem 8"-Newton bei 1800mm Brennweite mit Komakorrektor; 90 min belichtet auf TP2415 hyp.; 11fache Nachvergrößerung.

interstellarum Nr. 10 71 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Deep-Sky in Leo Minor Feld 3

NGC 3245 2,5° Galaxien des Typs S0 (lentikuläre Gala- xien) gelten als Außenseiter in der Hub- 3254 ble-Klassifikation. In der älteren Litera- tur werden sie häufig als Zwischenstufe zwischen elliptischen (E) und Spiralga- laxien bezeichnet. Der primäre Unter- schied besteht in der äußeren Erschei- PGC 31071 nung dieser Objekte: Zwar weisen viele S0-Galaxien ein kompaktes Zentrum 3265 und eine flache äußere Scheibe auf, 3245A jedoch scheint diese weitgehend frei 3277 OSΣ 105 von interstellarer Materie zu sein. Auch 3245 3272 NGC 3245 zeigt eine für S0 typische Morphologie mit drei Helligkeitsabstu- UGC 5621 fungen: Ein heller Kern (bulge), eine IC 2572 innere Randzone mit hoher Flächenhel- 3235 ligkeit (lens) und schließlich eine UGC 5647 3232 schwache ausgedehnte Hülle (shell) [1].

Der E-Typ weist stattdessen eine klar MCG5-25-17 abgegrenzte äußere Randzone auf. Selt- 3274 samerweise erscheint diese Abstufung MCG5-25-16 bei der schlichten visuellen Ansicht von High-Res-Fotografien besonders deut- lich. Mißt man stattdessen das Hellig- CGCG 154-21 keitsprofil einer Aufnahme, so stellt UGC 5670 man eine relativ flache Gradationskurve

fest – ein Effekt der „nicht-linearen“ The Sky / dp Bildverarbeitung im Gehirn. Auf den meisten Aufnahmen von NGC 3245 ist Dabei handelt es sich ebenfalls um eine Edge-on-Galaxie mittlerer Helligkeit neben dem Zentrum nur die helle lens- m Region zu erkennen. Dadurch entsteht (13 , 9v). Der Autor konnte das Objekt der Eindruck einer abgeflachten E5- leider nur mit Aufsuchvergrößerung als Galaxie; tatsächlich sehen wir das elongierten Nebelschimmer beobach- Objekt ziemlich genau von der Kante ten. Der DSFG beschreibt es als Spin- (edge on). Auch visuell erkennt man delgalaxie mit knotiger Struktur und nicht mehr als einen linsenförmigen hellem Zentrum – davon gibt es ja eini- Nebel mit einem aufgehellten flächigen ge, in diesem kleinen, feinen Sternbild. Kern. Eine besonders tiefe Fotoplatte -ad des 5 m-Palomar-Spiegels zeigt bulge und lens überbelichtet, dafür ist der [1] Michard, R., Marchal, J.: Quantitative shell schwach sichtbar [2]. Eine visuel- Morphology of E-S0 galaxies, A&AS, le Beobachtung dieser äußeren Hülle 98, 29 (1993) scheint schon deshalb kaum möglich. [2] Sandage, A.: The Hubble Atlas of Gala- NGC 3245 ist eine Quelle im Millime- xies, Carnegie Institution of Washing- NGC 3254. Zeichnung von Matthias terbereich (CO) und im fernen Infrarot ton, Washington D. C. 1961 (Nachdruck Stürner mit einem 10"-SCT. [3]. Dies widerspricht der Annahme, als: The Carnegie Atlas of Galaxies, 1994) S0-Galaxien enthielten nur wenig inter- [3] Eskridge, P. B., Pogge, R. W.: HI content stellare Materie. Die Entfernung wird and FIR emission of S0 galaxies, AJ mit rund 25 Mpc für eine Hubble-Kon- 101, 2056 (1991) stante von 50 angegeben [4, 5, 6]. Die [4] Van den Bergh, S.: P.A.S.P. 101, 1072 Galaxie ist sicher kein visueller Lust- (1989) garten, umso reizvoller ist ihre Umge- [5] Hogg, D. E. et al.: AJ 106, 907 (1993) bung. Sie liegt etwa 2° östlich von [6] Prugniel, Ph., Simien, F.: A&A 309, 749 23 LMi, in einem Feld mit NGC 3254 (1996) und 3277. Eigentlich handelt es sich um ein Galaxienpaar: ca. 9' nördlich befin- det sich mit NGC 3245A ein Begleiter.

72 interstellarum Nr. 10 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. NGC 3235 280/2800-SCT: bei zwei hellen Sternen; die Kantenlage kann nur indirekt gesehen werden, Richtung O-W; keine Struktu- m 200/2000-SCT: fst 5 ,0; nicht ges. RT ren erkennbar; 140×. FD 317/1600-Newton: schwach; die Elongation ist weniger aus- NGC 3245 geprägt als nach Katalogdaten vermutet; 89×. TJ 114/900-Newton: fst 6m,0 (UMi); nur indirekt, schwach; zwi- schen mehreren schwachen Sternen; oval. DB OΣΣ 105 m 114/900-Newton: fst 6 ,5 (UMa); Direkt sichtbar, kaum Hel- 80/880-Refraktor: fst 4m,0; sehr weites Sternpaar, PW 210°. ligkeitszunahme zur Mitte hin, klein; 70×. JL WV 200/1200-Newton: fst 6m,5; schon bei 40fach sicher zu sehen. HZ NGC 3265 200/2000-SCT: fst 5m,0; Galaxie Nord-Süd elongiert mit deut- 114/900-Newton: fst 6m,5 (UMa); Nicht zu sehen; 70×. JL licher zentraler Verdichtung; westlich des Zentrums sind die Außenbereiche ausgedehnter als östlich. RT 200/1200-Newton: fst 6m,5; bei 120fach indirekt schwierig; gleich neben dem kleinen Fleck ist ein sehr schwaches Stern- 250/2500-SCT: direkt sichtbar; ziemlich hell, rund bis oval; chen. HZ heller Kern. HO 200/2000-SCT: fst 5m,0; nicht ges. RT 254/1140-Newton: mäßiger Himmel, hell, elongiert, leicht, stellarer Kern. KS 250/2500-SCT: indirekt, aber deutlich, diffus. HO 280/2800-SCT: fst 5m,7; die Galaxie erscheint N-S elongiert 254/1140-Newton: mäßiger Himmel, schwach, nahe bei 14m 2:1; sternförmiger Kern, keine Einzelheiten erkennbar; 3245 Stern (oder Doppelstruktur?) KS A nicht aufzufinden. 200×. FD 317/1600-Newton: ziemlich hell, klein; mit hellerem Kern; NGC 3277 89×. TJ 114/900-Newton: fst 6m,5 (UMa); kann indirekt gut gehalten 333/1500-Newton: fst 5m,6; recht heller, nahezu punktförmi- werden; 70×. JL ger Kern. Um den Kern ein hellerer Innenbereich zu erken- 200/1200-Newton: fst 6m,5; mit 100fach nicht schwierig. HZ nen. Außenbereiche lichtschwächer. Ovale Form. Keine wei- 200/2000-SCT: fst 5m,0; nicht gesehen. RT teren Einzelheiten sichtbar; 150×. DPK 250/2500-SCT: direkt sichtbar. HO 457/1850-Newton: fst 6m,5; 2° OSO von 23 LMi liegt NGC 3245. Die Galaxie ist nicht sonderlich groß, aber markant und 254/1140-Newton: mäßiger Himmel, relativ hell, rund. KS erscheint stark elongiert bis elliptisch. Aufgehellter, flächiger, 280/2800-SCT: fst 5m,7; sieht fast kreisförmig aus mit stern- nicht stellarer Kernbereich. Hellstes Mitglied einer lockeren förmigem Kern; eine hell/dunkel Struktur ist wahrzunehmen, Gruppe aus fünf Galaxien. AD aber keine konkreten Einzelheiten; 140×. FD 317/1600-Newton: ziemlich hell, klein, rund; mit einem Σ 1432 etwas helleren Zentrum; insgesamt schwächer als 3245, die 1°, 25 westlich liegt; 89×. TJ 80/880-Refraktor: fst 4m,0; bei 50× schon schwach sichtbar, m bei 150× deutlich: Begleiter in PW 100°. WV 333/1500-Newton: fst 5 , 6; sehr klein. Rundliche Form. Zen- trum etwas heller als Außenbereiche; 150×. DPK NGC 3254 114/900-Newton: fst 6m,0 (UMi); schwierig, nur indirekt; konnte an Wahrnehmungsgrenze blickweise gehalten werden; 2:1 elongiert Nordost-Südwest. DB 114/900-Newton: fst 6m,5 (UMa); schwierig, Sichtung nicht sicher; 70×. JL 200/1200-Newton: fst 6m,5; mit 100fach indirekt eine längli- che ovale Form. HZ 200/1200-Newton: edge-on, NO-SW elongiert im Verhältnis 3:1, keine Strukturen bei 75×, bei 170× heller Kern, nicht mehr so elongiert. KV 200/2000-SCT: fst 5m,0; klein, schwach; sternförmiges Zen- trum; südlich des Zentrums schwacher Vordergrundstern. RT 250/2500-SCT: direkt sichtbar; länglich ca. 3:1; hellerer Kern. HO 250/2500-SCT: längliche Form; relativ heller, sternförmiger Kern; sonst keine Struktur. MS 254/1140-Newton: mäßiger Himmel, elongiert E4, schwer! NGC 3245. KS Zeichnung von Rainer Töpler mit einem 8"-SCT bei 117×.

interstellarum Nr. 10 73 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Deep-Sky in Leo Minor Feld 4

NGC 3294 1,5° 114/900-Newton: fst 6m,0 (UMi); indirekt; hell und rund; keine zentrale Aufhellung. DB 114/900-Newton: fst 6m,5 (UMa); bereits direkt sichtbar, elongiert, kein heller Kern; 70×. JL 200/1200-Newton: fst 6m,5; bei 40fach ein matter Fleck. HZ 200/2000-SCT: fst 5m,5; indirekt länglich-

oval; helleres Zentrum. RT KUG1038+377 250/2500-SCT: direkt sichtbar; großer ovaler Fleck; ziemlich hell; ca. 2:1 elongiert. HO KUG1034+377 UGC 5806 3304 250/2500-SCT: ovale Form, gleichförmig 3334

hell und etwas gemottled. MS KUG1035+375 m 280/2800-SCT: fst 5 ,6; deutlich ovale Form; 3294 hebt sich gut vom Hintergrund ab; ein sehr KUG1036+374 schwacher Vordergrundstern unmittelbar vor der Galaxie am Ausläufer; keine Staubstruk- UGC5775 turen sichtbar; 140×. FD

317/1600-Newton: ziemlich hell, ziemlich KUG1035+371 klein; 1:4 elongiert; ohne helleren Kern; dif- fus; 89×. TJ

NGC 3304

114/900-Newton: fst 6m,5 (UMa); nicht zu The Sky / dp sehen; 70×. JL 200/2000-SCT: fst 5m,5; sehr schwach hinter schwachem Vordergrundstern. RT 250/2500-SCT: Galaxie an der Wahrneh- mungsgrenze, sehr schwach. HO

NGC 3334 114/900-Newton: fst 6m,5 (UMa); nicht zu sehen; 70×. JL 200/1200-Newton: fst 6m,5; bei 100fach indi- rekt schwierig. HZ 200/2000-SCT: fst 5m,5; schwach hinter zwei Vordergrundsternen; klein. RT 250/2500-SCT: indirekt, aber deutlich, dif- NGC 3294. Links: Zeichnung von Harald Osmers mit einem 10"-SCT bei 100×. fus. HO Rechts: Zeichnung von Matthias Stürner mit einem 10"-SCT.

Plan It 1.2 (WINDOWS/Deutsch)

Für das FG-Projekt von Carsten Moos entwickelte Software zum Verwalten der Galaxien in Leo Minor. Die Software kann kostenlos bei der Fachgruppe angefor- dert werden (gegen Einsendung von zwei 3,5"-Disketten und 3,– DM Rückporto). Das Update von Version 1.0 auf 1.2 kann im Internet unter folgender URL abge- rufen werden: http://www.naa.net/deepsky/planit.htm

74 interstellarum Nr. 10 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Deep-Sky in Leo Minor Feld 5

NGC 3380 1,5° 114/900-Newton: fst 6m,5 (UMa); Nicht zu sehen; 70×. JL 200/1200-Newton: fst 6m,5; bei 100fach schwierig; es ist indirektes Sehen nötig. HZ 200/2000-SCT: fst 5m,5; nicht gesehen. 3380 RT

250/2500-SCT: indirekt, aber deutlich; 3400 diffus. HO 280/2800-SCT: fst 5m,7; sieht aus wie ein schwacher nebliger Fleck ohne sichtbare Strukturen; ovale Form ange- UGC 5903 deutet; sonst keine Einzelheiten; 140×. FD 3418

KUG 1045+282 NGC 3400 3414 m 200/2000-SCT: fst 5 ,5; nicht gesehen. UGC 5921 RT UGC 5958 250/2500-SCT: indirekt, aber deutlich; MCG5-26-17 diffus. HO 280/2800-SCT: fst 5m,6; an der Grenze der Sichtbarkeit; indirekt ein linsenför- miges nebliges Objekt; direkt zumin- dest blickweise zu erfassen; 140×. FD The Sky / dp NGC 3414 333/1500-Newton: fst 5m,6; rundliche gleichen Gesichtsfeld mit NGC 3414, Form. Hellerer, fast punktförmiger jedoch wesentlich schwächer als diese. 114/1000-Newton: fst < 5m; licht- Kern. Schwächere Außenbereiche. Im Direkt neben einem auffälligen Stern schwacher rundlicher Fleck; indirektes gleichen Gesichtsfeld befindet sich die gelegen. Recht klein. Nahezu gleich- Sehen ist nötig; 56×. DK wesentlich schwächere Galaxie NGC mäßig hell über die gesamte Fläche; m 114/900-Newton: fst 6 ,5 (UMa); 3418; 150×. DPK 150×. DPK Direkt zu sehen, groß, Helligkeitszu- nahme zur Mitte hin, Elongation nicht NGC 3418 NGC 3414. Zeichnung von Thomas Rei- zu erkennen; 70×. JL chel mit einem 6"-Newton bei 52×. m 153/1225-Newton: fst 5m,3 (Gem); die 114/900-Newton: fst 6 ,5 (UMa); Nicht Galaxie ist bei direktem Beobachten zu sehen; 70×. JL nicht sichtbar; indirekt erscheint sie wie 200/1200-Newton: fst 6m,5; ein ein diffuser Fleck ohne Strukturen; die sehr schwaches Fleckchen; Helligkeit nimmt zum Zentrum hin zu. bei 120fach indirekt TR schwierig. HZ 200/1200-Newton: fst 6m,5; bei 100fach 200/2000-SCT: fst unschwierig. HZ 5m,5; nicht gesehen. 200/2000-SCT: fst 5m,5; klein, mit hel- RT lem Kern. RT 250/2500-SCT: 250/2500-SCT: direkt sichtbar; ziem- indirekt deutlich, lich hell, rund. HO diffus. HO 280/2800-SCT: fst 5m,7; erscheint 280/2800-SCT: fst m Nord-Süd elongiert mit hellem Kern; 5 ,6; indirektes Kern wirkt zweigeteilt; die Galaxie Sehen notwendig; kei- sieht strukturiert aus, wobei der Verlauf ne Einzelheiten, selbst der Hell/Dunkel-Grenzen auch bei indi- Bestimmung der Form rektem Sehen nicht festzulegen ist; gelingt nicht; 140×. FD 140×. FD 333/1500-Newton: fst 5m,6; im

interstellarum Nr. 10 75 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Deep-Sky in Leo Minor Feld 6

NGC 3395/6 2° Wechselwirkende Galaxien, Galaxien- kannibalismus – ein für den visuellen Beobachter sehr reizvolles Gebiet, 46 LMi besonders im Hinblick auf mögliche sichtbare Anzeichen von Interaktion. MCG 6-24-34 Die bekanntesten – wenn auch nicht 3442 spektakulärsten – Beispiele für solche Galaxienbegegnungen sind zweifellos M 51 und NGC 4038/9, die berühmten „Antennae“. Durch N-Körperrechnun- gen läßt sich heute anschaulich darstel- len, wie sich ein derartiges Ereignis von den ersten Anfängen an entwickelt. So 46 UMa kann es bei diesen Prozessen unter bestimmten Voraussetzungen zu Kolli- sionen und Durchdringungen kommen, es können sogar mehrere Objekte zu 3396 einer einzigen Galaxie verschmelzen 3430 3395 (merging). „Der“ Katalog von Galaxien 3424 mit Wechselwirkungsprozessen [1] IC 2608 IC 2604 beinhaltet das pekuliare Galaxienpaar 3413 NGC 3395/6 unter der Kennung Arp 270. Voraussetzung für die Aufnah- me in diesen Katalog sind ungewöhnli- che morphologische Strukturen, z. B.

lange Schwänze aus Gas oder Brücken The Sky / dp zwischen den Galaxien. Tatsächlich (ca. 33 000 Lichtjahre) entspricht. Zum gleichbar: zwei kleine, schwache und sind beide Galaxien durch eine schwach Vergleich: Der Abstand der beiden runde Objekte mit einem hellen Kern; leuchtende Materiebrücke verbunden, Magellanschen Wolken von unserer zusammen im Gesichtsfeld; 83×. AK die vermutlich durch Gezeitenkräfte aus Milchstraße beläuft sich auf etwa 50 200/1200-Newton: bei 120fach mit der schwächeren Komponente NGC kpc (165 000 Lichtjahre). Das Paar liegt NGC 3396 im Gesichtsfeld; bei 40fach 3396 herausgerissen wurde [2]. Eine etwa 1°,5 südwestlich des hellen Sterns beide Galaxien recht schwach, kaum zu interessante Frage dürfte sein, ob diese 46 LMi. Unmittelbar östlich liegt die trennen. HZ Struktur visuell mit „normalen“ Tele- Galaxie NGC 3430. Alle drei Objekte 200/2000-SCT: fst 5m,5; ineinanderlau- skopen zu beobachten ist. Mit 18" Öff- können im Fernrohr in einem Gesichts- fender Fleck; westlicher Teil größer und nung war lediglich eine spitze „Nase“ feld beobachtet werden. -ad am Ostrand von NGC 3395 zu erken- heller. RT [1] Arp, H. C.: Atlas of Peculiar Galaxies, 250/2500-SCT: Doppel-Galaxie; 3395 nen. NGC 3396 erscheint auf dem ApJS 14, 1 (1966) etwa doppelt so groß wie 3396; bei POSS ungewöhnlich deformiert und dto. erweiterte Fassung, California Insti- wurde von Sandage und de Vaucouleurs tute oft Technology, Pasadena, 1978 200× ist das Paar schön als Doppelgala- als irreguläres System klassifiziert. Bei- [2] Bushouse, H. A. et al.: ApJ 334, 613 xien zu erkennen, die sich nicht de Galaxien sind reich an Gas- und (1988) berühren. HO Staubmassen [4]. Möglicherweise fin- [3] Surace, J. A. et al.: AJ 105, 864 (1993) 250/2500-SCT: hochinteressantes det im Zentrum von NGC 3396 ein [4] Dahari O.: The nuclear actvity in inter- wechselwirkendes Paar, dessen Kom- massiver starburst statt [5], was keines- acting galaxies, ApJS 296, 90 (1985) ponenten 90° zueinander stehen, wobei falls ungewöhnlich für wechselwirken- [5] Jackson, J. M. et al.: CO in optically sel- im Teleskop keine Verbindung zu sehen de Systeme ist. Die Geschwindigkeiten ectet starburst galaxies, AJ 93, 531 ist; sie vertragen hohe Vergrößerung (1987) bei Galaxienkollisionen liegen im (201×) erstaunlich gut, wobei vor allem [6] Calzetti, D. et al.: ApJ 443, 136 (1995) Bereich von einigen 100 km/s, dabei 3395 sehr an Struktur gewinnt: ausge- wird interstellares Gas unter Ausbil- prägt heller Kern und mit indirektem dung von Schockfronten komprimiert NGC 3395/6 Sehen gut sichtbarer südlicher Spi- und die Sternentstehungsrate steigt 114/900-Newton: fst 6m,5 (UMa); Beide ralarm (= IC 2605); 3396 besitzt einen exponentiell an [6]. Beide Sternsysteme sind praktisch nur indirekt sichtbar; es etwas schwächeren Kern und ist längli- sind 68" voneinander entfernt, was bei ist schwierig, beide Galaxien ständig zu cher. MS einer Gesamtentfernung von 32 Mpc trennen; 70×. JL 254/1140-Newton: mäßiger Himmel, (H=50) einem tatsächlichen Abstand 200/1000-Newton: von Form, Größe Doppel mit 3395, hübsch, beide elon- zwischen beiden Objekten von 10 kpc und Helligkeit sind beide Galaxien ver- giert. KS

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280/2800-SCT: fst 5m,6; beide Galaxien etwas größer ist; ansonsten erscheinen 457/1850-Newton: fst 6m,5; Galaxien- scheinen in eine neblige Struktur einge- beide sehr ähnlich, getrennt nur durch paar knapp 1° SW von omega LMi. bettet; zwei deutlich voneinander trenn- einen winzigen Zwischenraum; bester NGC 3396 ist die größere der beiden bare Kerne; die Längsachsen bilden Anblick bei 103× und 138×. GJ Galaxien, elongiert O-W und zum Zen- einen beinahe rechten Winkel zueinan- 456/2030-Newton: fst 5m,7; die beiden trum hin etwas heller. In Richtung zu der; beide ohne Probleme direkt sicht- Galaxien sind gleich hell (etwa 12m) 3396 (O) läuft der Randbereich spitz zu. bar; beide Objekte erscheinen etwa und nur etwa 1 Bogenminute voneinan- Bei 90× befindet sich eine weitere klei- gleich hell und gleich groß; zwischen der entfernt. 3396 ist 2:1 in O-W Rich- ne Galaxie, NGC 3430, mit im beiden Objekten ein dunkler Kanal als tung elongiert und hat einen kleinen, Gesichtsfeld. AD sichtbare Trennung; 140×. FD runden, hellen Kern. 3395 ist mit einer 508/2540-Newton: fst 6m,8 (UMi); Sehr 360/1780-Newton: sehr schönes inter- Elongation von 3:2 dicker als 3396, interessantes Doppelsystem; 3395 ist essantes pekuliäres Galaxienpaar; beide etwa gleich lang, hat aber keinen Kern. die subjektiv etwas heller erscheinende Galaxien etwa gleich hell und gleich Die beiden genau rechtwinklig zueinan- Galaxie, sie zeichnet sich im Okular groß; die nordöstliche (3396) deutlich der orientierten Galaxien sind deutlich durch einen hellen kräftigen Kern aus, elongiert Ost-West, unregelmäßig oval, durch schwarzen Himmel voneinander an seiner Südseite ist ein deutlich aus- an der Südwestecke zu 3395 hin ein getrennt. SSH geprägter Spiralarm zu sehen, innerhalb undeutlicher heller länglicher Nebel- 456/2050-Newton: fst 6m,3; 3395 ist die dieses Arms befindet sich noch ein knoten entlang dem Rand; die südwest- hellere, westlichere der beiden Galaxi- zweiter Arm, allerdings wesentlich liche Galaxie (3395) ist länglich in en; wirkt unsymmetrisch; die Form ist schwächer zu sehen und recht kurz; Nord-Süd-Richtung, an ihrer Ostseite oval, das diffus erscheinende Zentrum 3396 dazu senkrecht verlaufend, sehr läuft von der 3396 gegenüberliegenden in Richtung auf 3396 verschoben; blick- schön ist die Längsuasdehnung dieses Ecke nach Süden hin ein deutlich sicht- weise erscheint ein zweites schwaches irregulären Systems zu sehen, wobei die barer Spiralarm mit zwei hellen Knoten, Helligkeitsmaximum auf der gegenü- Galaxie im westlichen Teil, am Ansatz der Spiralarm windet sich dann nach berliegenden Seite. 3395 direkt östlich zu 3395 einen hellen ovalen, etwas Westen, fragmentarisch aufgelöst (IC ist kleiner, hat ein längliches Zentrum unregelmäßigen Kern besitzt und nach 2605); 266×. RCS mit diffusem Halo, O-W elongiert; die Osten hin lange schwache Ausläufer 453/2060-Newton: schon bei 69× Galaxien liegen mit den Spitzen zuein- zeigt. FR direkt als Doppelgalaxie leicht sichtbar; ander, etwa im rechten Winkel; 290×. beide Galaxien gleich hell, wobei 3395 BS

Oben: Oben: CCD-Aufnahme von Udo Zeichnung von Mat- Borcheld mit einem 10"- thias Stürner mit SCT f/6.3 und LYNXX einem 10"-SCT. CCD-Kamera; 2 × 5 min Unten: belichtet. Zeichnung von And- Unten: Zeichnung von reas Domenico mit Ronald Stoyan mit einem einem 18"-Newton bei 14"-Newton bei Ver- 154×. größerungen von 200× und 380×. Man erkennt den hellen Spiralarm von NGC 3395, IC 2605. IC 2608 IC 2604

NGC 3395/6 und IC 2604/2608. Aufnahme von Jürgen Roesner mit einem 12"-Newton bei 1500mm Brennwei- te; 5 min belichtet auf T-Max 3200; Entwicklung auf 12500 ASA, Komposit aus vier Aufnahmen; 15fache Nachvergrößerung.

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NGC 3413/24/30 114/900-Newton: fst 6m,5 (UMa); Von dieser kleinen Gruppe ist nur 3430 indirekt schwach sichtbar; 70×. JL 200/1000-Newton: 3430: eine kleine, runde und relativ helle Gala- xie; 83×. AK 200/1200-Newton: 3413 bei 100fach gefunden, auch bei 120fach ein ziemlich schwaches Fleckchen; 3424 bei 100fach zusammen mit NGC 3430 als zwei matte Flecken. HZ 200/2000-SCT: fst 5m,5; 3413 nicht gesehen; 3424 und 3430 schwach und strukturlos; nur indirekt sichtbar. RT 250/2500-SCT: bei 70× in einem Blickfeld: 3430 direkt sichtbar, die hellste der Galaxien, fast rund bis leicht oval; 3424 direkt sichtbar, etwas dunkler als 3430, länglich 2:1; 3413 indirekt sichtbar, die dun- kelste der Galaxien. HO 250/2500-SCT: ein hübsches Trio, etwa 15' Ausdehnung; bei 3430 (der hellsten und größten) sind Spiralarme zu erahnen, doch das See- ing verhinderte die Feststellung der Orientierung; 3413 ist rund, 3424 länglich. MS 280/2800-SCT: 3430 größte Galaxie der drei, schwacher strukturlo- NGC 3430, 3424, und 3413. Zeichnung von Andreas ser Fleck mit deutlich ovaler Form; 3424 gut erkennbare Edge-On- Kaczmarek mit einem 17",5-Newton bei 167×. Galaxie bei zwei Vordergrundsternen, bei indirektem Sehen scharf begrenzt ohne Strukturen; 3413 sehr schwierig, aber gerade noch direkt sichtbar, nebliger ovaler Fleck ohne Strukturen; 140×. FD 360/1780-Newton: wunderschönes Feld dreier heller Galaxien in verschiedener Anordnung; 3430 groß und oval, uniform und detail- los; 3424 edge-on, südlich der Ostspitze heller Stern; 3413 deutlich schwächer als die beiden anderen in sternleerem Feld, Elongation Nord-Süd kaum zu erkennen; 200×. RCS 445/2000-Newton: 3430: eine relativ große, ovale und homogene Galaxie, die relativ schwach ist, aber indirekt sehr gut zu sehen ist; 3424 eine relativ helle und kleine edge-on-Galaxie mit einem hellen Kern; 3413 eine helle, kleine und ovale Galaxie, die einen hellen Kern hat; alle drei Galaxien in einem Gesichtsfeld; 167×. AK 453/2060-Newton: 3430 oval und etwa gleich hell wie 3395/96; 3424 kleiner und etwas schwächer, beide leicht sichtbar; bei genau- em Hinsehen ist noch 3413 im Gesichtsfeld, sie ist die schwächste und kleinste Galaxie im Feld und ist bei 103× aber direkt recht gut sichtbar. GJ 456/2030-Newton: fst 5m,6; NGC 3430 ist schon mit 70× leicht zu sehen; ovale Form, knapp 2 Bogenminuten lang, Orientierung NNO- Zeichnungen von Carola Volkwein: SSW. Mit 230× heller zur Mitte, aber kein Kern. 1 Bogenminute S Oben: NGC 3430 Unten: NGC 3442 steht ein schwacher Kern. 3413 und 3424 sind beides Edge-On Gala- xien. Bei der kleineren und schwächeren 3413 ist die N-S-Elongati- on nur mit Mühe zu sehen; kleiner, runder Kern. 3424 steht senkrecht zu 3413 und hat einen länglichen Zentralbereich (230× und 450×). SSH 456/2050-Newton: fst 6m,3; bei 230× passen alle drei Galaxien ins Feld, ein schöner Anblick. 3430 diffus, oval 2:1, die zentrale Kon- densation ist nur gering ausgeprägt. 3424 ist schärfer begrenzt, edge- on 3:1, ebenfalls kaum eine Zentralkondensation sichtbar. 3413 klein, nur wenig oval N-S, bei 290× blitzt ein konzentrierter Kern auf. BS 508/2540-Newton: fst 6m, 8 (UMi); 3430 besitzt einen kompakten Kern und wird nach Süden hin heller und breiter, im Außenbereich filamentartige Strukturen erkennbar; 3424 im Okular relativ schmale Erscheinung, sie liegt in NW-SO-Position zwischen 3430 und 3413; südwestlich von 3424 ist 3413 zu erkennen, die Galaxie erscheint insgesamt sher schmal mit heller zentraler Verdickung und schwa-

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chen, fast spitz-oval geformten Außenbereichen. FR

IC 2608, IC 2604 508/2540-Newton: fst 6m,8 (UMi); südwestlich der 3430-Gruppe befinden sich diese Objekte; beide Galaxien sind deutlich zu sehen, aber strukturlos. FR

NGC 3442 114/900-Newton: fst 6m,5 (UMa); Nicht zu sehen; 70×. JL 200/1200-Newton: fst 6m,5; bei 120fach nur blickweise sicher als ziemlich kleiner Fleck wahrnehmbar. HZ 200/2000-SCT: fst 5m,5; nicht gesehen. RT 254/1140-Newton: mäßiger Himmel, beim 2. Anlauf gefunden, klein, rund. KS 317/1500-Newton: fst 5m,9; ein direkt zu sehender sehr schwacher fast runder kleiner Nebelfleck; eine im gleichen Feld stehende Galaxie (MCG+6-24-43) vermutet, aber nicht sicher erkannt; 314×. KW 456/2030-Newton: fst 5m,6; sehr kleine, mäßig helle Galaxie süd- NGC 3430, 3424, und 3413. Zeichnung von lich von 46 LMi; 230×. SSH Ronald Stoyan mit einem 14"-Newton bei 456/2050-Newton: fst 6m,3; klein, konzentriert, rund. BS Vergrößerungen von 130× bis 380×.

NGC 3395/6 und die Dreiergruppe NGC 3430/3424/3413. Aufnahme von Bernd Schatzmann mit einem 10"-Newton bei 1200mm Brennweite und Korrektor; 25 min belichtet auf TP2415 hyp; 10fache Nachvergrößerung.

interstellarum Nr. 10 79 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Deep-Sky in Leo Minor Feld 7

NGC 3486 2° In einem der modernen Klassifikations- MCG 5-26-43 steme für Spiralgalaxien werden die Objekte nach der Struktur und Gliede- rung ihrer Spiralarme unterschieden [1]. Diese zwölfstufige Skala reicht von den MCG 5-26-46 KUG 1059+294 regulären Spiralen, die typischerweise MCG 5-26-34 zwei Hauptspiralarme aufweisen (grand MCG 5-26-42

design spirals), bis hin zu völlig chaoti- 3486 3510 schen Systemen. Im Mittelfeld dieser UGC 6147 KUG 1058+291 Einteilung stehen die multi armed spi- CGC 155-67 UGC 6160 rals (MAS), die eine sehr gleichmäßige KUG 1101+290 UGC 6102 und filamentäre Spiralstruktur besitzen. UGC 6166 KUG1103+289 NGC 3486 weist sowohl Charakteristi- ken einer regulären, als auch einer 3527 MAS-Galaxie auf. Die Spiralarme ver- laufen tangential zu einem inneren Ring, der das Zentrum umgibt. Ähnli- MCG 5-26-58 che Ringstrukturen findet man vor- 3515 nehmlich in Balkenspiralen [2]. Der Ring von NGC 3486 weist eine hohe 3512 Flächenhelligkeit auf und ist mit großer 3504 Öffnung als Randaufhellung des Kern- bereichs wahrnehmbar. Nach außen hin KUG 1058+280 nimmt die Flächenhelligkeit der Gala- 3493 UGC 6138 xie rapide ab, so daß die äußersten Zonen sogar auf langbelichteten Auf-

nahmen meist nur unvollständig abge- The Sky / dp bildet werden. Dafür treten zahlreiche außerdem die spektralen Eigenschaften Cou 961Aa-B HII-Regionen als helle Knoten in der einer Seyfert-Galaxie (dwarf Seyfert Größenordnung von einigen Bogense- nuclei) [8]. Tatsächlich konzentriert 360/1780-Newton: 1993,29: 367× kunden hervor [3]. Während in den Spi- sich die Hauptemission auf einen leicht zu trennen, Begleiter schwach, ∆ m ralarmen neutraler Wasserstoff (HI) Bereich von weniger als 200 pc Durch- Distanz ca. 1",0 bis 1", 2, m ~ 2 ,5.ALZ überwiegt, dominieren in der kernnahen messer. NGC 3486 gehört zum lokalen Ringstruktur dichte Molekülwolken. Superhaufen. Es wird eine Radialge- MCG+5-26-34 NGC 3486 ist eine der 2658 extragalak- schwindigkeit von +636 km/s angege- 360/1780-Newton: kleiner Nebelfleck tischen Infrarotquellen, die von dem ben, was einer Entfernung von nur vermutet; 200×. RCS Satelliten IRAS genau kartiert wurden. 12,7 Mpc (H=50) entspricht [9]. Eine der Emissionspitzen liegt im fer- -ad nen Infrarot (FIR) [4, 5]. Beobachtun- NGC 3486 gen im Millimeterbereich mit dem [1] Elmegreen, D. M., Elmegreen, B. G.: 114/900-Newton: fst 5m,5; indirekt an ApJ 314, 3 (1987) 30 m-IRAM-Teleskop auf dem Pico der Wahrnehmungsgrenze; konnte als [2] Buta, R., Crocker, D. A.: AJ 105, 4 (1993) Veleta haben die Verteilung des mole- diffuser Fleck aber gehalten werden; [3] Athanassoula, E. et al.: A&AS 102, 229 kularen Wasserstoffs anhand der Emis- (1993) 36×. DB sionen des CO-Moleküls bei Wellenlän- m [4] Strauss, M. A. et al.: A redshift survey 114/1000-Newton: fst <5 ; bei 56× gen von 2,6 und 1,3 mm (Rotationsü- of IRAS galaxies, ApJS 83, vol. 1, 29 und leicht indirektem Sehen ein strukt- bergänge J=1–0, bzw. J=2–1) aufge- (1992) urloser runder Fleck. DK zeigt [6]. Demzufolge müßte molekula- [5] Price, R., Duric, N.: ApJ 401, 81 (1992) 153/1225-Newton: fst 5m,3 (Gem); die rer Wasserstoff analog zu unserer [6] Braine, J., Combes, F.: A&A 264, 433 Galaxie erscheint als großer, fast runder Milchstraße rund die Hälfte der gesam- (1992) Fleck; Strukturen habe ich nicht ten Wasserstoffmasse in NGC 3486 [7] Sage, L. J.: Molecular gas in nearby erkannt; das etwas hellere Zentrum ausmachen [7]. Da die Molekülwolken galaxies, A&AS 100, 537 (1993) befindet sich nicht ganz in der Mitte der sehr dicht am Kern liegen, könnten [8] Ho, L. et al.: Optical spectral atlas of the nuclei of nearby galaxies, ApJS 98, 477 Fläche; 52×. TR Sternentstehungsausbrüche (starbursts) (1995) für die außerordentliche Helligkeit des 200/1200-Newton: bei 40fach ein mat- [9] Guthrie, B. N., Napier, W. M.: Redshift ter Fleck; bei 80fach deutlicher erkenn- inneren Ringes verantwortlich sein. Der periodicity in the Local Supercluster, Kern selbst erscheint visuell mit der A&A 310, 353 (1996) bar; leichte Helligkeitszunahme zum Helligkeit eines 11m-Sterns und zeigt Zentrum. HZ

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NGC 3486. Zeichnung von Andreas NGC 3486. Zeichnung von Thomas Rei- NGC 3486. Aufnahme von Philipp Keller Domenico mit einem 18"-Newton bei chel mit einem 6"-Newton bei 52×. mit einem 16"-Newton; 45 Minuten auf 154 . Pro Gold 400 belichtet.

200/1200-Newton: rund ohne helles Zentrum bei 200×, bei 80fach ein kleiner Fleck mit hellerem Zentrum. HZ 48× doch hellen Kern vermutet. KV 200/2000-SCT: fst 5m,5; leicht Nord-Süd oval; zentral aufge- 200/2000-SCT: fst 5m,5; diffus; zentral kaum aufgehellt; hellt mit sternförmigem Kern. RT indirekt größer, aber sehr schwache Randbezirke. RT 250/2500-SCT: hat einen sehr hellen Kern, es ist eine Art 250/2500-SCT: direkt sichtbar; hell, Mitte heller. HO Balken der Längsachse entlang zu erkennen. MS 254/1140-Newton: mäßiger Himmel, rund, hell, leicht zu fin- 250/2500-SCT: direkt sichtbar; rund bis leicht oval; heller den, groß, 10', hell 10m, stellarer Kern, elongiert 3:4. KS Kern. HO 280/2800-SCT: fst 5m,7; ausgedehnter, fast strukturloser 254/1140-Newton: mäßiger Himmel, Elongiert 1:3–4, stella- Nebelfleck; sichtbare Hell/Dunkel-Strukturen mit einer klei- rer Kern (oder Stern?), leicht. KS nen bogenförmigen dunklen Linie, sieht aus wie eine ange- 280/2800-SCT: fst 5m,7; zusammen mit 3512 im Gesichts- deutete Spiralstruktur; Kernbereich zerfällt in zwei hellere feld; erscheint rund mit sternförmigem Kern; Struktur körnig; Flecken; 140×. FD 140×. FD m 317/1500-Newton: fst 6 ,1; die Galaxie erscheint als große 317/1500-Newton: fst 6m,1; heller kompakter Nebelfleck mit fast runde, aber strukturlose Nebelwolke mit zur Mitte leicht sternförmigem Kern; leicht längliche Form; 94×. KW ansteigender Helligkeit; NGC 3486 ist leicht und direkt zu erkennen; 94×. KW 333/1500-Newton: fst 5m,6; rundliche Form. Bei indirektem Sehen punktförmiger, heller Kern. Zentralbereich rund um den Kern etwas heller als Außenbezirke. Indirekt auch körni- ge Struktur wahrnehmbar; 150×. DPK 360/1780-Newton: helle, sehr große Galaxie; ovale Form, 2:1 elongiert Ost-West, strukturlose Erscheinung; 200×. RCS 456/2050-Newton: fst 6m,3; leicht oval mit konzentriertem Kern und weit und diffus verlaufendem Halo. BS 457/1850-Newton: fst 6m,5; der helle sternförmige Kern von NGC 3486 ist von einer ringförmigen Aufhellung umgeben, die direkt sichtbar ist. Der innere Randbereich erscheint etwas unregelmäßig. Obwohl im BCH „fine multiple-arm spiral“ steht (was in typischer Manier Unbeobachtbarkeit impliziert), sind tatsächlich drei breite und längliche Struktu- ren indirekt wahrnehmbar, die man als unterbrochene Spi- ralarm-Fetzen deuten könnte. Nach NW hin ist der Galaxien- rand ziemlich diffus. AD

NGC 3504 153/1225-Newton: fst 5m,3 (Gem); das Objekt ist direkt sicht- bar; es erscheint als ovaler nebliger Fleck mit einem hellen NGC 3504. Zeichnung von Thomas Reichel mit einem 6"- Kern und zwei hellen Ausläufern; 52×. TR Newton bei 52×. 200/1200-Newton: bei 40fach nicht leicht zu erkennen; bei

interstellarum Nr. 10 81 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

schwaches Objekt. Langgestreckte NGC 3504 im gleichen Gesichtsfeld, Form (Kantenlage?). Am Besten indi- jedoch schwächer als diese. Ovale rekt und bei schwächerer Vergrößerung Form. Zentrum nur unwesentlich heller zu beobachten. 150× zu stark – Objekt als Außenbereiche. Ist in ein Fünfeck wird schlechter. Gleichmäßig hell über schwächerer Vordergrundsterne einge- die gesamte Fläche. Keine weiteren bettet; 150×. DPK Einzelheiten wahrzunehmen; 100×. DPK NGC 3515 360/1780-Newton: schwacher, stark 200/2000-SCT: fst 5m,5; nicht gesehen. Nord-Süd elongierter Schimmer, leicht RT gemottled; Flächenhelligkeit über die gesamte Galaxie gleich; auf der Nord- 250/2500-SCT: indirekt deutlich, dif- spitze steht ein schwaches Sternchen, fus. HO ein weiteres auf der Höhe der Galaxien- 254/1140-Newton: mäßiger Himmel, NGC 3504. Zeichnung von Matthias mitte etwas westlich der langen Achse; nicht gefunden. KS Stürner mit einem 10"-SCT. 200×. RCS 317/1500-Newton: fst 6m,1; indirekt deutlich; ein sehr schwacher Nebel- fleck, der mit zwei südlich stehenden 333/1500-Newton: fst 5m,6; befindet NGC 3512 schwachen Sternen ein rechtwinkliges sich mit Galaxie NGC 3512 im gleichen 200/1200-Newton: fst 6m,5; bei 100fach Dreieck bildet; 200×. KW Gesichtsfeld. Ovale Form. Hellerer, indirekt nicht besonders schwierig. HZ punktförmiger Kern und schwächere m 200/2000-SCT: fst 5 ,5; nur indirekt; UGC 6147 Außenbezirke. Die Galaxie liegt inmit- strukturlos. RT ten eines Dreiecks aus drei schwächeren 250/2500-SCT: direkt sichtbar; rund, 360/1780-Newton: extrem schwacher Sternen; 150×. DPK Mitte etwas heller. HO Nebel an der Stelle nur vermutet; 200×. 457/1850-Newton: fst 6m,5; bemerkens- RCS 254/1140-Newton: mäßiger Himmel, werte Galaxie, die bei höherer Ver- rund, klein, fast stellar, geringe größerung einen balkenförmigen Mit- Flächenhelligkeit, geringer Kontrast. UGC 6160 / MCG+5-26-55 telteil und Andeutungen von Spiralar- KS men zeigt; relativ kompakt, stark elon- 360/1780-Newton: kleines wechselwir- m giert mit hellem Zentralbereich. Zwei 280/2800-SCT: fst 5 ,7; zusammen mit kendes Galaxienpaar an der Grenze zu weitere, etwas schwächere Aufhellun- 3504 im Gesichtsfeld; bei indirektem UMa, Miniaturausgabe von NGC gen sind indirekt beiderseits des Kerns Sehen sternförmiger Kern; keine Ein- 3395/6. Visuell sind zwei kleine, dicht entlang der Längsachse wahrnehmbar, zelheiten; strukturloser Fleck; nach län- nebeneinanderstehende, sich aber nicht die man – wenn man sich die kurzbe- gerem Beobachten erscheinen blickwei- berührende kompakte Nebelfleckchen lichteten Aufnahmen von NGC 3504 se drei bis vier schwächste Sterne der zu sehen, der nördliche (MCG+5-22- vergegenwärtigt – als Spiralarme deu- Galaxie vorgelagert; 140×. FD 55) elongiert Ost-West, der südliche ten kann. Die Galaxie wird von einem 317/1500-Newton: fst 6m,1; deutlich (UGC 6160) elongiert Nordwest- helleren Stern flankiert. AD sichtbarer ovaler Nebelfleck zwischen Südost, jeweils etwa 2:1. Keine unbe- drei Sternen stehend; 200×. KW dingt schwere Beobachtung; sehr dün- nes Sternfeld; 200×. RCS NGC 3510 333/1500-Newton: fst 5m, 6; mit Galaxie 200/1200-Newton: fst 6m,5; hat bei 100fach eine längliche Form und ist nur indirekt sichtbar. HZ 200/2000-SCT: fst 5m,5; nicht gesehen. RT 250/2500-SCT: indirekt sichtbar; leicht länglich. HO 254/1140-Newton: mäßiger Himmel, elongiert 1:3, geringe Flächenhelligkeit, kein Kern. KS 280/2800-SCT: fst 6m,0; direkt sichtbar als diffuse Wolke ohne Strukturen oder Einzelheiten; langgezogen durch edge- NGC 3504 und NGC 3512 benachbart im on-Lage; zum Zentrum heller werdend; Feld. Zeichnung von 140×. FD Rainer Töpler mit 317/1500-Newton: fst 6m,1; kleiner einem 8"-SCT bei blasser Nebelfleck, der noch direkt 117×. sichtbar ist; 94×. KW 333/1500-Newton: fst 5m,6; sehr licht-

82 interstellarum Nr. 10 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Deep-Sky in Leo Minor Einzelobjekte

NGC 2859 114/1000-Newton: fst 5m; etwas östlich von einem hellen Stern fällt eine kleine runde Galaxie auf; indi- rekt sieht man sie deutlicher; bei längerem Betrachten kann man sogar eine zentrale Aufhellung feststellen; 56×. DK 200/1000-Newton: kleine, ovale und relativ helle Galaxie, die eine homogene Helligkeitsverteilung hat; 80×. AK 200/1200-Newton: heller, fast flächenhafter Kern, von einem diffusen Halo umgeben, der nach außen lang- sam schwächer wird, ziemlich groß bei 120×. KV 200/2000-SCT: fst 5m,5; Kern direkt leicht sichtbar; indirekt Außenbereiche; oval, sonst strukturlos. RT 250/2500-SCT: direkt sichtbar; hell; runder Fleck mit hellem Kern; kann schön hochvergrößert werden. HO 254/1140-Newton: mäßiger Himmel, hell, stellarer Kern, Elongation: 1:2, kein Kontrast zum Himmels- hintergrund. KS 317/1500-Newton: fst 5m,0; trotz leichtem Dunst bei direkter Beobachtung deutlich zu sehender runder NGC 2859. Aufnahme von Erich Kopowski mit einem 5"-Refraktor Nebelfleck; der Kern tritt deutlich hervor, die Außen- bei 1020mm Brennweite; 60 min belichtet auf TP2415 hyp.; bereiche sind wesentlich lichtschwächer und diffuser; 7,7fache Nachvergrößerung. 170×. KW 317/1600-Newton: ziemlich hell, sehr klein; hellerer Kern mit diffusem Halo herum; leicht zu finden; 230×. TJ 333/1500-Newton: fst 5m, 6; recht klein. Rundliche Form. Hellerer, nahezu punktförmiger Innenbereich. Außenbezirke schwächer. Ein schwächerer Stern befindet sich in unmittelbarer Nähe; 200×. DPK

NGC 2859. CCD-Aufnahme von Klaus Völkel mit einem 16" Casse- grain bei 4223mm Brennweite; 40 Einzelbilder à 16 sec belichtet (640 s).

NGC 2859. Zeichnung von Rainer Töpler mit NGC 2859. Zeichnung von einem 8"-SCT bei 117×. Klaus Wenzel mit einem 12",5-Newton bei 170×.

interstellarum Nr. 10 83 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

Σ 1344 NGC 2955 80/880-Refraktor: fst 4m,0; weder bei 50× noch bei 150× als 200/2000-SCT: fst 5m,0; nicht gesehen. RT Doppelstern erkennbar. WV 250/2500-SCT: indirekt deutlich, diffus. HO 102/1000-Refraktor: In der äußeren nordwestlichen Ecke 254/1140-Newton: mäßiger Himmel, schwach, zwischen 2 des Sternbildes befindet sich dieser nicht besonders spekta- Sternen 14m, rund, geringe Flächenhelligkeit. KS kuläre Doppelstern, dem man sich über die Sterne 40 und 38 456/2050-Newton: diffuse Galaxie mit breit konzentriertem, im Luchs annähern kann. Ich sah den Hauptstern gelblich schwach ausgeprägtem Zentrum; scheint leicht elongiert NO- weiß, was nur bedingt dem Spektraltyp F2 entspricht. der SW; ca. 1,5' Durchmesser, etwa 3' NNO von einem 11m- Begleiter erschien nur geringfügig verschieden: grünlich- Stern; 290×. BS weiß habe ich notiert. HS Σ 1375 7 LMi 80/880-Refraktor: fst 4m,0; bei 150× ist in PW 280° sicher 80/880-Refraktor: fst 4m,0; der folgende Begleiter ist schon der schwache Begleiter sichtbar. WV bei 50× deutlich, der im S. nur blickweise sichtbar. 150× zeigt den helleren Begleiter in PW 120°. C ist viel schwächer, ca. 102/1000-Refraktor: mit 56× leicht zu trennen; ein weißer 1m,5 schwächer als B, und etwa 1,5× weiter entfernt in PW Hauptstern vom Spektraltyp A2 wird von einem bläulichen 200°. WV Stern begleitet. HS 114/1000-Newton: fst 4m,5; der Dreifachstern stellt bei indi- rektem Sehen ein schönes Dreieck dar, wobei der schwächste NGC 2965/2971 Stern etwas weiter entfernt ist; der hellste Stern scheint gelb 200/2000-SCT: fst 5m,0; 2965 nicht gesehen. RT zu sein; die Farbe der zwei anderen Sterne kann nicht festge- 456/2050-Newton: schwaches Galaxienpaar in einem Feld stellt werden, sie erscheinen weiß; 56×. DK mit vermehrtem Vorkommen von Feldsternen 10m und 127/1500-Newton (abgeblendet): beide Komponenten deut- schwächer; 2965 konzentriert, rund, unter 1' Durchmesser; lich getrennt. Farbe des Hauptsterns: weiß. Farbe der Kom- 2971 kaum konzentrierter schwacher Fleck, etwas größer; ponenten: Bläulich. Die drei Sterne bilden die Form eines 230×. BS großen „L“, wobei der Hauptstern in der Ecke des „L“ steht; 50×. DPK NGC 3003 150/1500-Maksutov: Die Komponenten dieses Doppelsterns 200/1000-Newton: ein schwaches, nur blickweise sichtbares waren schon bei der geringstenVergrößerung (50×) so weit edge-on-Objekt, welches einen schwachen Kern hat; 83×. AK entfernt, daß der Eindruck eher zwei Feldsternen entspricht. 7 200/1200-Newton: fst 6m,2; zeigt bei 100fach indirekt gese- LMi ist auffällig orange. UP hen eine länglich ovale Form. HZ 200/1200-Newton: edge-on-Galaxie, 4:1 elongiert, 75×. KV NGC 2922 200/2000-SCT: fst 5m,0; sehr schwach, nur indirekt. RT m 200/2000-SCT: fst 5 ,0; nicht gesehen. RT 250/2500-SCT: direkt sichtbar; sehr schöne Edge-On-Gala- 254/1140-Newton: mäßiger Himmel, am Limit, nur bei 83× xie; 4:1 elongiert. HO und 91×, geringe Flächenhelligkeit. KS 254/1140-Newton: mäßiger Himmel, sehr lang 1:6, kaum Nucleus, mäßige FH, ca.15' lang im 4,8mm. KS NGC 2942 250/2500-SCT: längliche, etwas unregelmäßig erscheinende 200/1200-Newton: fst 6m,2; bei 80fach ziemlich schwierig zu erkennen. HZ 250/2500-SCT: indirekt deutlich, diffus. HO 254/1140-Newton: mäßiger Himmel, geringe Flächenhellig- keit, kein Kontrast zum Himmelshintergrund, schwer, bester Anblick im 12,5mm Okular. KS 456/2050-Newton: diffuse, rund erscheinende Galaxie gerin- ger Flächenhelligkeit; indirekt blickweise helles Zentrum angedeutet; 230×. BS

Σ 1374 80/880-Refraktor: fst 4m,0; bei 150× ist der Begleiter schwie- rig als schwaches Sternchen in PW 290° zu sehen. WV 102/1000-Refraktor: Ein netter Anblick entschädigt für die Mühe des Suchens; ich konnte einen Farbkontrast erkennen, der Hauptstern wirkte gelblich, der Begleiter bläulich. HS NGC 3003. Zeichnung von Andreas Kazcma- 360/1780-Newton: 1993,22: schon mit V=74× zu trennen, rek mit einem 17",5- m schönes Paar. 196×: A gelb, B bläulichweiß, ∆m ca. 1 ,5. ALZ Newton bei 167×.

84 interstellarum Nr. 10 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

NGC 3003. Zeichnung von Klaus Wenzel mit einem 12",5-Newton NGC 3003. Zeichnung von Andreas Domenico mit einem bei 93×. 18"-Newton bei 154×.

Galaxie; ab und zu ist internes Mottling zu erkennen; sieht insge- samt etwa so aus wie NGC 4631 im 3,5-Zöller. MS 317/1500-Newton: fst 6m,0; diffuser, länglicher, in O-W-Richtung ausgerichteter Nebelstreifen, der bei direkter Beobachtung noch als relativ auffällig zu bezeichnen ist; unmittelbar südwestlich drei schwache Sternchen; 93×. KW 317/1600-Newton: sehr schwach, nur indirekt zu sehen, etwas länglich; 89×. TJ 445/2000-Newton: relativ schwache edge-on-Galaxie mit relativ hellem, großen und ovalen Kernbereich; 167×. AK 453/2060-Newton: relativ hell, leicht direkt sichtbar, am besten bei 103× und 138×; typische Edge-On-Galaxie, langgestreckt und schlank, hübscher Anblick, jedoch ohne Details. GJ 456/2050-Newton: schöne W-O-elongierte edge-on-Galaxie, etwa 5' lang; Helligkeit von außen nach innen gleichmäßig zunehmend; indirekt blickweise ein kleiner Kern; scheint im Süden schärfer begrenzt; 230×. BS NGC 3003 und NGC 3021 in einem Gesichtsfeld. Zeich- 456/2030-Newton: fst 5m,6; hübsche Edge-On Galaxie, Elongation nung von Harald Osmers mit einem 10"-SCT bei 71×. etwa 5:1. Nicht besonders hell und bei allen Vergrößerungen ziem- lich diffus. Etwas hellerer und ebenfalls deutlich elongierter Zen- tralbereich. SSH 457/1850-Newton: fst 6m,5; NGC 3003 ist elongiert O-W und von einem diffusen, langgezogenen Halo umgeben. Die zentrale Ver- dichtung erscheint bei hoher Vergrößerung sehr lang und relativ breit, bei indirekter Beobachtung vermute ich einige Knoten. Ein weiterer deutlicher Knoten ist nahe am W-RandIch sichtbar und so hell, daß ich zunächst nicht sicher bin, ob es sich nicht um einen Vordergrundstern handelt. Ich bemerke bei dieser sehr schönen Galaxie eine gewisse Ähnlichkeit mit NGC 3079 in UMa. AD

NGC 3012 250/2500-SCT: indirekt sichtbar; Kern blickweise etwas heller. HO 317/1500-Newton: fst 6m,0; diffuser kleiner runder Lichtfleck, der bei indirekter Beobachtung leicht aufgefunden werden konnte; m unmittelbar westlich ein Dreieck aus schwachen 14 -Sternen; NGC 3012. Zeichnung von Klaus Wenzel mit einem 12",5- 170×. KW Newton bei 170×.

interstellarum Nr. 10 85 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

NGC 3013 254/1140-Newton: mäßiger Himmel, nicht gefunden, zu nah am Stern? KS 456/2030-Newton: fst 5m,6; nicht gesehen. SSH 456/2050-Newton: äußerst schwache und kleine Galaxie etwa 3' südlich eines 8m-Sterns, der deutlich stört; außerdem ein 15m-Stern direkt östlich der Galaxie, der zunächst die Identifi- kation stört; 290×. BS

NGC 3021 200/1000-Newton: eine relativ helle und runde Galaxie, die einen hellen Kern hat und dicht neben einem Stern steht; 134×. AK 200/1200-Newton: fst 6m,2; bei 100fach ein kleiner Fleck; NGC 3021. Zeichnung von Stefan Schuchhardt mit einem gleich daneben erkenne ich einen Vordergrundstern. HZ 18"-Newton. 200/2000-SCT: fst 5m,0; schwach, ohne Zentrum; nordwestlich vom Vordergrundstern. RT 250/2500-SCT: direkt sichtbar; ziemlich hell; diffuser Fleck direkt neben einem 11m-Stern. HO 254/1140-Newton: mäßiger Himmel, lang 1:3, gleichmäßig hell, geringer Kontrast, St. Berührt. KS 317/1500-Newton: fst 5m,5; unmittelbar nordwestlich eines Sternes (ca. 10–11m); deutlich in Ost-West-Richtung ausgerich- tetes helles ovales Nebelfleckchen; 170×. KW 317/1600-Newton: relativ hell, sehr klein, kreisrund; kaum hel- ler in der Mitte; ein sehr schwacher Stern (nicht im GSC) berührt die Galaxie nordöstlich; schon bei 62× Galaxie überra- schend gut zu sehen; ein 10m-Stern südöstlich behindert jedoch etwas die Sicht; 230×. TJ 445/2000-Newton: als kleines, homogenes und ziemlich run- des (etwas ovales) Objekt zu erkennen; 298×. AK 456/2030-Newton: fst 5m,6; kleine Galaxie (etwa 1 Bogenmi- nute) mit einer viel größeren Flächenhelligkeit als NGC 3003 0,5° W. Elongiert etwa 3:2, zur Mitte deutlich heller. Mit 230× NGC 3021. Zeichnung von Andreas Kazcmarek mit einem m sind ein 15 -Stern am Nordrand und der etwa gleich helle, fast 8"-Newton bei 134× stellare Kern zu sehen. Bei dieser Vergrößerung wurde eine „?“-Form der Galaxie vermutet, allerdings sehr unsicher. SSH 456/2050-Newton: eine ovale Galaxie hoher Flächenhelligkeit, etwa 2'×1'; blickweise ein kleiner konzentrierter Kern erkenn- bar, der etwas nach Westen verschoben erscheint; die Galaxie ist assoziiert mit zwei Sternen: ein 10m,5-Stern ca. 2 ' im SO und ein 13m-Stern ca. 1' im NO. BS 457/1850-Newton: fst 6m,5; bei niedriger Vergrößerung im sel- ben Gesichtsfeld wie NGC 3003; hell, ovaler Fleck mit hellem Zentralbereich. AD

NGC 3074 200/1200-Newton: fst 6m,2; bei 100fach ziemlich schwierig und nur blickweise durch indirektes Sehen zu erkennen. HZ 200/2000-SCT: fst 5m,0; nicht gesehen. RT 250/2500-SCT: indirekt deutlich, diffus. HO 254/1140-Newton: mäßiger Himmel, geringe Flächenhellig- keit, groß, kaum Kontrast, 12m, best 13,75mm. KS NGC 3021. Zeichnung von Thomas Jäger mit einem 12",5- Newton bei 230×.

86 interstellarum Nr. 10 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

Σ 1405 fast gleich hell, nur bei genauerem größere Photonenausbeute. HS Betrachten kann ein geringer Hellig- 80/880-Refraktor: fst 4m,0; Begleiter keitsunterscheid festgestellt werden; die Σ 1459 ist bei 150× nur blickweise aber sicher Farben lassen sich nur sehr schwer zu sehen: PW 250°. WV erahnen; eventuell orange. DK 80/880-Refraktor: fst 4m,0; bei 150× ist der ziemlich lichtschwache Begleiter 80/880-Refraktor: fst 4m,0; weites gerade noch erkennbar, PW 160°. WV NGC 3104 Sternpaar 8mag. 150× zeigt den PW 200/2000-SCT: fst 5m,0; nicht ges. RT etwa 105°, der folgende Stern eher 102/1000-Refraktor: Hauptkomponen- te trotz des K0-Spektrums leuchtendes 250/2500-SCT: indirekt sichtbar, sehr weiß, der vorangehende Stern eine Spur (wirklich intensives!) gelb, der Beglei- diffus. HO Gelb. Distanz ca. 1/5 Gesichtsfeld (16' Feld). WV ter kräftig orange. Schon mit 40× macht die Trennung keinerlei Mühe. HS A 2142 Σ 1443 360/1780-Newton: 1993,25: 263× und NGC 3323 m 367× leicht zu trennen, Distanz ca. 1",1, 80/880-Refraktor: fst 4 ,0; schwacher m 200/2000-SCT: fst 5m,5; nicht ges. RT ∆m ca. 1m bis 1m,2. ALZ Hauptstern um 10 . Vom Begleiter ist nichts zu sehen. Ist das wirklich der 360/1780-Newton: Messung: 1995,22 Stern aus Burnhams Celestial Hand- NGC 3327 295°,7 0",95 1n ∆m = 0,6. ALZ book? WV 200/2000-SCT: fst 5m,5; nicht gesehen. OΣΣ 104 102/1000-Refraktor: mit 40× sind RT zwei schwache weiße Sternchen zu 250/2500-SCT: indirekt, aber deutlich, 20×60-Feldstecher: In einem schönen sehen; der Spektraltyp G0 des Haupt- diffus. HO Umfeld nördlich von drei helleren Ster- sterns ist vermutlich wegen der Licht- nen sieht man sogar bei Vollmond einen schwäche nicht als solcher zu erkennen, weiten Doppelstern; beide Sterne sind das Auge braucht zum Farbsehen eine NGC 3344 NGC 3344

NGC 3344 ist die hellste und größte Galaxie in Leo Minor, und zudem in mehrfacher Hinsicht ein interessantes Objekt sowohl für die Amateurbeob- achtung als auch die Profiastronomie. NGC 3344 gehört zusammen mit den beiden hellen LMi-Galaxien NGC 3432 N und NGC 3510 zur NGC 3184-Gala- xiengruppe, einer Ansammlung von Galaxien in Richtung der Sternbilder Ursa Major und Leo Minor ähnlich unserer Lokalen Gruppe. Der Kern der Gruppe ist 9,6 Mpc entfernt, NGC 3344, 3432 und 3510 sind damit die von NGC 3344. CCD-Aufnahme von Klaus Völkel mit der Erde aus nächsten Galaxien in Rich- einem 16" Cassegrain bei 4223mm Brennweite; tung Leo Minor [1]. 40 Einzelbilder à 16 sec belichtet (640 s). NGC 3344 ist in neueren Untersuchun- gen als SBbc(rs) oder SAB(r)bc klassi- Optiken visuell sichtbar werden. Der die aus diesem an vielen Objekten über- fiziert, also als Balkenspirale mit mittle- Anblick gewinnt an zusätzlicher Raum- prüftem Muster ausscheren: Die gemes- rer zentraler Verdickung und einem tiefe durch drei helle Vordergrundster- sene Relation von [OIII] zu Hβ ist zu schwachen zentralen Ring aus Staub ne, die aus unserer eigenen Galaxis auf hoch [3]. Leider ist auch die hellste HII und Gas. Unsere eigene Milchstraße ist NGC 3344 projiziert werden. Region im Norden der Galaxie zu nach de Vaulouleurs eine SAB(rs)bc- NGC 3344 ist zudem ein interessantes schwach, um die Intensität der [OIII]- Galaxie – NGC 3344 kommt dieser Objekt in der Forschung – nicht nur Linie als visueller Beobachter auszu- Beschreibung so nahe wie keine andere wegen ihrer Milchstraßenähnlichkeit. nutzen. -rcs Galaxie! Amateurbeobachter gewinnen Galaxien besitzen bestimmte Muster also einen guten Eindruck, wie unsere bei der Häufigkeit von Sauerstoff und [1] de Vaucouleurs, G.: Stars and Stellar Systems in: Galaxies and the Universe eigene Milchstraße im Fernrohr aus 35 der Verteilung von Sauerstoff innerhalb Vol. IX, 569 Millionen Lichtjahren Entfernung der Galaxie in Relation zu Wasserstoff. [2] Henbest, N., Couper, H.: Die Milch- betrachtet aussehen mag [2]. Leider Die größte Häufigkeit tritt in ellipti- straße, Basel 1996 sind die ausgepägten, aber fragmenta- schen und lentikulären Galaxien auf, [3] McCall, M. et al.: NGC 3344: Unusual risch angeordneten Spiralarme so die geringste bei irregulären Systemen. Abundances for an Sbc Galaxy?, PASP leuchtschwach, daß sie nur in großen NGC 3344 besitzt helle HII-Regionen, 93, 273–278 (1981)

interstellarum Nr. 10 87 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

20×80-Feldstecher: fst 6m,5; sichtbar, auch direkt. Keine könnte auch ein Vordergrundstern sein; diffuser Rand; 89×. Struktur, das Zentrum ist sternförmig. Dadurch erscheint die TJ Galaxie auf den ersten Blick als Stern. UP 333/1500-Newton: fst 5m, 6; Gesamtform der Galaxie rund- 80/400-Refraktor: ein erstaunlich leichtes Objekt, das in sei- lich. Der punktförmige Kern ist geringfügig heller als Außen- ner Gestalt durchaus mit M 51 vergleichbar ist; schon mit 20× bereiche. Ein schwacher Stern befindet sich in unmittelbarer zuerahnen und mit 40× sehr deutlich. HS Kernnähe. Zwei hellere Sterne „zeigen“ auf die Galaxie. Bei 114/900-Newton: fst 5m,5; indirekt deutlich sichtbar; oval indirektem Sehen andeutungsweise schwache Hell-/ Dunkel- ohne zentrale Aufhellung; 36×. DB strukturen zu erkennen; 200×. DPK 114/1000-Newton: fst <5m; auf den ersten Blick erkennt man 453/2060-Newton: blasser runder und diffuser Nebelfleck, einen an einem helleren Stern die runde Galaxie; sie macht direkt sichtbar, größer bei indirektem Sehen; bei 103× und einen ähnlichen Eindruck wie manche Messier-Objekte im 138× ist ein schwacher sternförmiger Kern sichtbar; Galaxie Virgohaufen; 56×. DK klebt an zwei schwächeren Sternchen. GJ m 153/1225-Newton: fst 5m,3 (Gem); das Objekt ist direkt beob- 456/2030-Newton: fst 5 ,7; die hellste Galaxie in Leo Minor achtbar; am auffälligsten sind zwei Sterne, welche in dem – heller als manche Messier-Galaxien – erscheint auch im 18" nebligen Fleck eingebettet zu sein scheinen; charakteristisch bei 230× außer dem fast stellaren Kern rund und strukturlos. m für mich war ebenfalls der wesentlich hellere nördliche Teil Der 14 -Stern vor der Galaxie und der Kern sind etwa gleich m der Galaxie; 52×. TR hell. Ein 11 -Stern steht am Ostrand der Galaxie, ein weite- rer etwas östlich davon. SSH 200/1200-Newton: die fast runde Galaxie berührt bei 48× m einen von zwei hellen Sternen, die mit dem Galaxienkern auf 457/1850-Newton: fst 6 ,5; NGC 3344 „outet“ sich als Spi- einer Geraden liegen und SW des Objekts stehen, bei 170× ralgalaxie! Zwei indirekt sichtbare aber eindeutige Spiralar- jedoch nur noch helles Zentrum sichtbar, Galaxie kleiner als me, wobei der breitere am westlichen Rand des äußeren 5'. KV Kernbereichs (oder der inneren Randzone, ganz wie es beliebt …) beginnt und sich nach NO windet, mit mehreren 200/1200-Newton: bei 40fach ein schwacher Fleck mit zwei dunklen Einbuchtungen am Rand. Der etwas schmalere Spi- Sternen; deutlicher erkennbar bei 80fach. HZ ralarm ist heller, entspringt unmittelbar zwischen den beiden 200/2000-SCT: fst 5m,5; direkt gesehen scheint der Vorder- schwächeren Vordergrundsternen und verläuft nach SW. Die grundstern das Zentrum zu bilden; indirekt Zentrum südwest- peripheren Regionen der Galaxie scheinen besonders im auf- lich des Sternes, aber nur wenig heller als Außenbereiche; gehellten Bereich der Spiralarme etwas grainy oder knotty. oval. RT AD 250/2500-SCT: direkt sichtbar; helle große Galaxie, diffuser Fleck mit sehr hellem Kern (könnte auch ein Vordergrund- RX LMi m stern sein); drei Vordergrundsterne nahe des Objekts: ein 11 - m Stern am Rand etwas außerhalb; ein 12m- und ein 13m-Stern 80/880-Refraktor: fst 4 ,0; schon bei 50× ist der Begleiter am Rand etwas innerhalb. HO leicht sichtbar. 150× zeigt ihn in PW 160°. Hauptstern ist ein wenig gelb. WV 250/2500-SCT: auf Fotos wunderbare face-on-Spirale; im Teleskop nur ein großer, relativ heller, kreisförmiger Fleck NGC 3350 mit schwach ausgeprägtem Zentrum; von der Spiralstruktur sind lediglich, wie es im Englischen so schön heißt, „tantali- 254/1140-Newton: mäßiger Himmel, im 10" am Limit, im zing hints“ zu erkennen, in diesem Fall eine etwas hellere 18" elongiert E3. KS ringförmige Struktur im Abstand des zum Kern nächsten Vor- 317/1500-Newton: fst 5m,9; nahe zwei 10m-Sternen konnte dergrundsternes; die beiden anderen hellen Vordergrundster- ich blickweise nördlich des östlich stehenden Sterns einen ne erschweren die Beobachtung stark. MS Nebelhauch erkennen; Beobachtung allerdings unsicher; 254/1140-Newton: mäßiger Himmel, mit 3 nahen Sternen. 200×, 312×. KW KS 456/2030-Newton: fst 5m,7; kleine, schwache Galaxie mit 280/2800-SCT: fst 5m,7; bei der Galaxie stehen drei Sterne 230×; bildet zusammen mit zwei 9m-Sternen ein 3 Bogenmi- mit abfallender Helligkeit, die ein flaches Dreieck bilden; nuten großes Geodreieck. SSH Kern der Galaxie sternförmig; Galaxie wirkt leicht elongiert; sehr geringe Flächenhelligkeit; äußere Grenze schwer 42 LMi bestimmbar; fleckig; 200×. FD 80/880-Refraktor: fst 4m,0; bei 50× ein weites Sterndreieck. 305/2100-Newton: fst 6m, 0; NGC 3344 ist eine kreisrunde 150x zeigt den Hauptstern weiss, Begleiter in 1/5 Feld (Feld = Scheibe, mit starker Helligkeitszunahme zum Zentrum hin. 16') Distanz in PW 170°. Ein weiterer Begleiter folgt in Der Randbereich ist nach SO hin etwas verwaschen, anson- ½ Feld Abstand. WV sten jedoch relativ klar abgegrenzt. Die Kernregion ist sehr hell und außerordendlich groß. Einige helle Sterne sind der Galaxie vorgelagert, wobei zwei besonders helle (ca. 9m und NGC 3381 10m) am östlichen Rand einen auffälligen Doppelstern bilden. 114/900-Newton: fst 6m,5 (UMa); Nicht zu sehen; 70×. JL m Ein schwächerer Stern (ca. 13–14 ) befindet sich vor dem 200/1200-Newton: fst 6m, 5; bei 80fach indirekt sicher inneren Randbereich. AD erkennbar. HZ 317/1600-Newton: ziemlich hell; erscheint visuell viel klei- 200/2000-SCT: fst 5m, 5; sehr schwach erahnt; indirekt bei ner als auf GSC-Karte; Galaxienkern ist stellar und heller,

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NGC 3344: Oben Links: Aufnahme von Philipp Keller mit einem 16"-Newton bei 2400mm Brennweite; 35 Minuten auf Pro Gold 400 belichtet.

Oben Rechts: Zeichnung von Andreas Domenico mit einem 18"-Newton bei 154× und 205×.

Mitte Links: Zeichnung von Harald Osmers mit einem 10"-SCT bei 140×.

Mitte Rechts: Zeichnung von Stefan Schuchhardt mit einem 18"-Newton.

Unten Rechts: Zeichnung von Matthias Stürner mit einem 10"-SCT.

interstellarum Nr. 10 89 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

bewegtem Bild. RT 250/2500-SCT: indirekt sichtbar; unerwartet schwach. HO 254/1140-Newton: mäßiger Himmel, nicht gefunden. KS 333/1500-Newton: Relativ schwach. Rundliche Form. Am besten indirekt sichtbar. Nahezu strukturlos. Zentrum geringfügig heller als Außenbereiche; 150×. DPK

NGC 3432 114/900-Newton: fst 6m, 0 (UMi); sogar direkt schwach zu sehen; 3:1 elongiert in Nordost-Südwest-Richtung. DB 114/900-Newton: fst 6m,5 (UMa); direkt sichtbar, länglich, PA etwa 45°, mind. 2 Vordergrundsterne vor der Galaxie sichtbar; 70×. Gx auch bei 30× zu sehen. JL 114/1000-Newton: fst 5m; mit sehr viel Mühe und extrem indirek- tem Sehen ist eine längliche Form zu erahnen; 56×. DK NGC 3432. Zeich- 200/1200-Newton: fst 6m, 5; bei 60fach ist dieses Objekt indirekt sicher nung von Tho- zu erkennen. HZ mas Jäger 12",5- 200/1200-Newton: Zwischen zwei hel- Newton bei 89×. len Sternen erstreckt sich eine flache Gala- xie. An der Westseite kann noch ein schwächerer Stern gesehen werden. Die Elongation in NO-SW-Richtung betraägt etwa 4:1, schönes Objekt, quasi an den Sternen „aufgehängt“, 120×. KV 200/2000-SCT: fst 5m, 5; deutlich länglich mit einigen schwachen Sternen darin. RT 250/2500-SCT: direkt sichtbar; schöne Galaxie; länglich 5:1; drei Vordergrundsterne 11–12m. HO 254/1140-Newton: mäßiger Himmel, Edge on, 3 Sterne im Nebel. KS 280/2800-SCT: fst 5m, 6; Galaxie mit drei Vordergrundsternen ein relativ einfaches Objekt; edge-on; entlang der Längsachse scharf abgegrenzt; sehr spitz auslaufend; die vorgelagerten Sterne über- strahlen Einzelheiten; Kern kaum auszumachen; knotige Struktur; schönes Objekt; 140×. FD 317/1600-Newton: ziemlich hell, mittelgroß; 1:5 elongiert, toller Anblick, da drei Sterne die Galaxie berühren; 89×. TJ 333/1500-Newton: fst 5m, 6; auffällig langgestreckte, fast spindelartige Form. NGC 3432. Zeichnung von Rainer Bei indirektem Sehen schwach „gemottled“. Töpler mit einem 8"-SCT bei 117×. Wird von drei auffälligen Sternen ein- gerahmt, wovon zwei dicht nebeneinander stehen. Für mich die interessanteste aller beobachteten LMi-Galaxien; 150×. DPK 445/2000-Newton: eine relativ helle, homogene und ziemlich lange edge-on-Galaxie, die am besten indirekt zu sehen ist; 167×. AK 453/2060-Newton: Edge-On-Galaxie, etwa gleich hell wie NGC 3003, wenngleich nicht ganz so schlank; leicht direkt sichtbar, jedoch keine Details; bester Anblick bei 103×; die Galaxie wird von drei schwächeren Sternchen eingerahmt. GJ 456/2050-Newton: fst 6m, 3; schöne edge-on-Galaxie; 4:1 elon- giert, mit drei 12m-Sternen in Kontakt, leicht ungleichmäßig hell, jedoch ohne zentrale Verdichtung; blickweise am Ostende gegenüber dem Sternpaar diffuse Aufhellung. BS 456/2030-Newton: fst 5m, 6; das ist die einzige von mir beobachte- te Galaxie in Leo Minor mit leicht erkennbaren Strukturen im 18". NGC 3432. Zeich- Die gut 2 Bogenminuten lange Edge-On-Galaxie hat eine geringe nung von And- Flächenhelligkeit. Eine helle Wolke steht etwas S der Mitte, eine weitere reas Kazcmarek am N-Ende. Drei Sterne stehen direkt bei der Galaxie, zwei davon im SW mit einem 17",5- (230×). Erinnert etwas an M 108. SSH Newton bei 167×.

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457/1850-Newton: fst 6m, 5; meiner Meinung nach die spektakulärste Galaxie in LMi; ein wirklich beein- druckendes Objekt für große Teleskope. Langgezoge- ner und deutlicher Nebelschimmer zwischen einigen hellen Sternen, mit einem unregelmäßigen zentralen Balken, in den eine Vielzahl von helleren Knoten ein- gebettet sind. Von drei hellen Sternen (ca. 12m) einge- rahmt, davon einer direkt vor der Galaxie nahe der südwestlichen Spitze. Andeutungsweise sind einige schmale dunkle Zonen erkennbar. Der Balken ist nach NO hin heller und etwas breiter. Diese herrliche edge on-Galaxie fristet zu Unrecht ein Schattendasein! AD

NGC 3451 200/1200-Newton: fst 6m, 5; bei 100fach ist diese Galaxie nur sehr schwierig zu erkennen. HZ 250/2500-SCT: indirekt deutlich, diffus. HO

Σ 1492 80/880-Refraktor: fst 4m, 0; weder bei 50× noch bei 150× ist eine Spur vom Begleiter sichtbar. WV

NGC 3432. Zeichnung von Andreas Domenico mit einem 18"- Newton bei 154× und 205×.

Das Segelboot

In der Ausgabe 23 von Deep Sky ist in den „Letters to DSM“, dem „Beobachterforum“ in Deep Sky, ein Bericht über Leo Minor zu lesen. Daniel M. Hudak, der Autor, hatte beim Spazierenschauen in Leo Minor mit seinem 4 ¼“-RFT ein merk- würdiges Sternmuster entdeckt. Im umkehrenden Fernrohr sieht es aus wie ein schwimmendes Segelboot im dunklen All: zwei Sterne im Norden bilden den Kiel, eine etwa Ost-West gerichtete Reihe von vier Sternen darüber die Reling, und drei Sterne in einer Reihe, die direkt senkrecht nach Süden zeigen, den Mast. In kleinen Fernrohren mit großem Gesichtsfeld und wenig schwachen Hintergrundsternen ist das Segelbootmuster unverkennbar und ein Muß für jeden Beobachter, der durch Leo Minor streift. Im Feldstecher muß man sich das Segelboot geistig umgedreht denken, was das Muster nicht so eindrucksvoll macht. Der hellste Stern am Heck des Bootes ist 22 LMi, die anderen Sterne sind ebenfalls alle heller als 9m. Hudaks „Sailboat“ ist eines der wenigen Sternmuster, die auch international von den Deep-Sky-Beobachtern anerkannt werden und in mehreren Beobachtungsführern verzeichnet sind, obwohl es sich wahrscheinlich nicht um einen echten Offenen Sternhaufen handelt. -rcs

[1] Hudak, D. M.: The Sailboat „Cluster“, Deep Sky 23 (Summer 1988), p. 7

Beobachtungen

10×50-Feldstecher: ideales Objekt für Sucher und kleine Feldstecher, wunderschönes Sternmuster in einer ansonsten eher ruhigen Himmels- gegend; 10 Sterne sind zu sehen, die das Segelbootmuster deutlich zei- gen. RCS 80/880-Refraktor: fst 4m, 0; bei 50× und besser bei 22× durchaus sicht- bar: vier Sterne Ost-West als Deck, 2 Sterne nördlich davon bilden den Kiel, 3 Sterne südlich davon den Mast. Verlangt großes Gesichtsfeld (wie bei 22× 1°, 8). In dieser sternarmen Gegend ein nettes „Mikro- Sternbild“. WV Ausschnitt der Aufnahme auf Seite 62

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Nachrichten • 7. Folge • April 1997

Michael Möller zurückgetreten VdS-Journal 1997

Der VdS-Geschäftsführer Michael Möller ist aus gesund- Auf 166 Seiten wird rechtzeitig zur Mitgliederversamm- heitlichen Gründen Ende Januar 1997 zurückgetreten. Der lung dieses neue Mitteilungsblatt erscheinen, für das ab Vorstand bedauert das sehr, versteht es aber auch. Michael sofort bis Ende April 1997 Beiträge eingeschickt werden Möller hat seit der Amtsübertragung im Herbst 1993 in den können. Es soll über die VdS, ihre Fachgruppen und natür- letzten Jahren dafür mitgearbeitet, daß die Mitgliederzahl lich über die Astronomie und die Beschäftigung damit der VdS stetig gewachsen ist und die Vereinigung gediehen berichtet werden. Beiträge senden Sie bitte an Otto Gut- ist. Erst jetzt wird durch die Übernahme der Arbeiten klar, hier, Am Tonwerk 6, 64646 Heppenheim. Wenn es möglich wieviel Power Michael Möller für ist, senden Sie die Beiträge neben der gedruckten Version die VdS aufgebracht hat. Dafür gebührt ihm unser aller als ASCII-Texte zusätzlich auf Diskette mit ein. Dank! Als Nachfolger wurde vom Vorstand Klaus-Dieter Kalauch Jost Jahn kommissarisch mit der Geschäftsführung beauftragt. Der Neustädter Straße 11 Vorsitzende der VdS Otto Guthier hat ab Februar 1997 die D-29389 Bodenteich Geschäftsstelle übernommen und bittet um Zusendung E-Mail [email protected] aller diesbezüglicher Anfragen und Briefe an seine Adres- se: Otto Guthier, Am Tonwerk 6, 64646 Heppenheim.

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Nachbestellungen

is 1 • November 94 is 2 • Februar 95 is 3 • Mai 95 Cassiopeias Juwelen Orions Schwertgehänge – Teil 1 Virgohaufen im 2,5-Zöller Vier NGC und ein Trümpler Messier-Marathon Gravitationslinse visuell β 1052 – der vergessene Doppelstern Visueller Katalog Galaktischer Nebel Nur ein Werbefoto? Kugelsternhaufen in M 31 Supernova-Reste visuell – Teil 1 Beobachtung mit kleinen Hindernissen Wolf-Rayet-Objekte visuell Zitterpartie am Frierzöller 2. Deep-Sky-Beobachtertreffen MK 65 – Ein Erfahrungsbericht Star-Hop in Canis Major Prüfmethoden für Parabolspiegel Hypersensibilisierungsanlage selbst gebaut Bau eines Refraktors 80/500 mm Astrofotografie auf La Palma Dob´-ratsch 1994 Von schwarz auf weiß bis weiß auf schwarz Erfahrungen zum Thema Astrofotografie Planetarische Nebel – drei Techniken im Vergleich Astrofotografie auf Teneriffa Jupiter-CD-ROM – Digitales Bombardement Coadding – eine neue Bildverarbeitungsmethode Drei Techniken im Vergleich: NGC 2371/2

is 4 • August 95 is 5 • November 95 is 6 • Februar 96 Galaxienjagd in der Leier Star-Hop in Auriga Orions Schwertgehänge – Teil 4 Der mißglückte Messier-Marathon Orions Schwertgehänge – Teil 2 und 3 Bildatlas heller Planetarischer Nebel Supernova-Reste visuell – Teil 2 Galaxien der Lokalen Gruppe – Teil 1 Bipolare Nebel visuell Digitaler POSS Galaxienhaufen visuell – Teil 1 Doppelstern Hussey 39 Ein selbstgebauter Beobachtungsstuhl Der Super Richfield Refraktor RFT 150 Deep-Sky in der Sierra Nevada Star-Hop in Aquarius Wie gut muß der Diagonalspiegel sein? Dimensionierung der Dobson-Gleitlager CCD-Fachgruppe in Kirchheim Schneesturm und Jubelschreie Einfache Hilfsmittel zur Optikprüfung Der schlimmste Feind ... Papstbesuch bei den Astrofotografen in Genk Temperaturbedingte Fokusänderungen M 92 als Grenzgrößenlieferant Maximal erzielbare Sterngrenzgrößen Fokussieren einer CCD-Kamera Mit der CCD-Kamera ins Detail – Teil 1 Mit der CCD-Kamera ins Detail – Teil 2 Deep-Sky CCD in der Großstadt

is 7 • Mai 96 is 8 • August 96 is 9 • November 96 Galaxien der lokalen Gruppe – Teil 2 Bildatlas heller Planetarischer Nebel – Teil 2 Kleine Einführung in das Zeichnen Visuelle Schlüsselerlebnisse Eine Beobachtungsnacht im Hochgebirge Mit viereinhalb Zoll durch die Nacht Galaxienhaufen visuell – Teil 2 Doppelsterne im Delphin Sharpless-Nebel visuell beobachtet Galaxien um M 13 Novareste visuell Zehn lohnende Galaxiengruppen Tour d’Abell Sierra Nevada – visuell Galaxienhaufen visuell – Teil 3 Deep-Sky – Erfahrungen in Großstädten Einmaleins der visuellen Beobachtungstechniken Visuelle Beobachtungen der Plejadennebel Star-Hop in Ophiuchus Pease 1 visuell Galaxien der Lokalen Gruppe – Teil 3 Objekte für lange Brennweiten: M 63 Deep-Sky CCD mit kleinem Amateur-Equipment Starhop zu den nächsten Sternen Ein Elektronisches Beobachtungsbuch Wem gelingt das ideale Spiegelteleskop? h+χ und Stock 2 Deep-Sky CCD in Namibia Sternfeldaufnahmen mit Holzklappenmontierung Balkenspiralen – eine Sicht mit Amateuraugen

Bezugsbedingungen Erscheinungsweise: interstellarum erscheint vierteljährlich jeweils im Januar, April, Juli und September. stellung bereits erschienener Ausgaben bezahlt der Bezieher das Porto für den Versand. Ein Heft wiegt etwa 300 g. Die Sendung Bezugsadresse: erfolgt als Brief- oder Paketsendung der Deutschen Post AG. is-Abo-Service, Schafhofstr. 6, D-90556 Cadolzburg Bezahlung: Bezug eines Probeheftes: Die Bezahlung erfolgt grundsätzlich auf das folgende interstella- Ausschließlich von der akuellen Ausgabe kann zum Preis von 7,– rum-Konto: DM (10,– DM außerhalb Deutschlands) inklusive Porto ein Probe- Jürgen Lamprecht, Stadtsparkasse Nürnberg, BLZ: 760 501 01, heft bezogen werden. Bezieher außerhalb Deutschlands können Konto-Nr.: 2 764 423 wegen zu hoher Portokosten nur von der nächsten noch nicht Der Bezieher wird gebeten, bei jeder Überweisung seine Abo-Nr. erschienenen Ausgabe ein Probeheft beziehen. anzugeben, soweit sie ihm bekannt ist. Sie ist auf dem Adreßauf- kleber abgedruckt. Falls der Bezieher seine Abo-Nr. nicht angibt, Bezug eines Dauerabonnements und Kündigung: kann dies zur Folge haben, daß die Überweisung dem Bezieher Ein Dauerabonnement kann mit der aktuellen oder jeder weiteren nicht eindeutig zugeordnet werden kann. Der is-Abo-Service sieht noch nicht erschienenen Ausgabe beginnen. Bei Beziehern außer- sich bisweilen außerstande, die Herkunft nicht identifizierbarer halb Deutschlands beginnt ein Dauerabo wegen zu hoher Porto- Überweisungen zu eruieren. kosten erst mit der nächsten noch nicht erschienenen Ausgabe. Um hohe Überweisungsgebühren zu vermeiden, haben Bezieher Rückwirkender Beginn eines Dauerabonnements ist nicht mög- außerhalb Deutschlands die Möglichkeit, Verrechnungsschecks lich. oder Bargeld bzw. deutsche Briefmarken an die Bezugsadresse zu Ein Dauerabonnement kann nur zu jeder vierten vom Bezieher schicken. erhaltenen Ausgabe gekündigt werden. Erfolgt die Kündigung Für jeden Bezieher führt der is-Abo-Service ein eigenes Abo-Kon- nicht zwei Wochen nach Erhalt der vierten, achten, zwölften, usw. to. Von diesem Konto werden bei jeder Lieferung an den Bezieher Ausgabe des Dauerabonnements, so bleibt das Dauerabonne- die dieser Lieferung entsprechenden Kosten abgezogen. So wer- ment bestehen. den z.B. beim Versand einer neuen Ausgabe an einen Bezieher innerhalb Deutschlands 7,– DM von dessen Abo-Konto abgezo- Kosten eines Dauerabonnements: gen. Der aktuelle Kontostand wird dem Bezieher auf dem Ein Dauerabonnement kostet 28,– DM (außerhalb Deutschlands Adreßaufkleber mitgeteilt. Liegt ein negativer Kontostand vor, so 40,– DM) im Jahr. Darin enthalten ist der Versand der Hefte. Nicht wird der Bezieher gebeten, diesen durch eine entsprechende enthalten sind zusätzliche Portokosten, die durch Fehlzustellun- Bezahlung auszugleichen. gen durch die Deutsche Post AG oder durch nicht rechtzeitige Mit- Durch dieses System kann vom Verschicken von Rechnungen teilung von Adreßänderungen an den is-Abo-Service entstehen. abgesehen werden. Beziehern, die trotzdem eine Jahresrechnung benötigen, wird als Rechnungsgebühr 3,– DM vom Abokonto Nachbestellung bereits erschienener Ausgaben: abgezogen. Der is-Abo-Service bittet die Bezieher, von dieser Bereits erschienene Ausgaben können nachbestellt werden, falls Möglichkeit nur in dringenden Fällen Gebrauch zu machen. sie nicht vergriffen sind. Dabei kostet ein Heft der Ausgaben 1 bis 7 6,– DM, ab Ausgabe 8 kostet ein Heft 7,– DM. Bei der Nachbe-

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Vereinigung der Sternfreunde e.V.

Fachgruppe Visuelle Deep-Sky-Beobachtung Fachgruppe Astrophotographie Fachgruppenleitung und allgemeine Anfragen: Fachgruppenleitung und allgemeine Anfragen: Peter Riepe, Alte Ümminger Str. 24, 44892 Bochum R. C. Stoyan, Am Hasengarten 11, 91074 Herzogenau- Anfängerbetreuung: Bernd Bleiziffer, Hintenmeis- rach winkeler Weg 158, 42657 Solingen, World Wide Web: http://www.naa.net/deepsky E-Mail: [email protected] E-Mail: [email protected] Einführung in die Himmelsfotografie für Anfänger, 3. Infoblatt für Einsteiger in die visuelle Deep-Sky-Beob- erw. Auflage, 15 Seiten: 7,– DM in Briefmarken (5,– DM achtung. 10 Seiten nützliche Tricks und Tips von Thomas für VdS-Mitglieder). Jäger und Hans-Jürgen Wulfrath. Bezug gegen 3,– DM in Briefmarken bei Klaus Veit, Schafhofstr. 6, 90556 Cadolz- Informationsmaterial zu Filmen, dazu Literaturlisten zur burg Astrofotografie und Instrumententechnik: 6,– DM inkl. Rückporto (5,– DM inkl. Rückporto für VdS-Mitglieder) Projekte der Fachgruppe: Postkartenserie mit Farbfotomotiven von Mitgliedern der Deep-Sky-Liste Fachgruppe, acht Karten für 13,– DM inkl. Rückporto Fragen zur Mitarbeit und Bezug der aktuellen Auflage: (10,– DM inkl. Rückporto für VdS-Mitglieder) Dieter Putz, Georg-Kellner-Str. 10, 92253 Schnaittenbach Bezug über die Fachgruppenleitung E-Mail: [email protected] Fachgruppe CCD-Technik Galaxienhaufen visuell Fachgruppenleitung und allgemeine Anfragen: Projektkoordination und Anfragen: Ronald Stoyan, Am Josef Schäfer, Am Weißen Stein 4, 97877 Wertheim Hasengarten 11, 91074 Herzogenaurach Objekte der Saison Informationsblatt gegen 2,– DM Erläuterungen und Veröffentlichungen in jeder interstel- „CCD-Technik“, 30-seitiges Skript zu Theorie und Praxis larum-Ausgabe. Anfragen bitte an die Redaktion. gegen 6,– DM

So sind wir zu erreichen ... Redaktion: Ronald C. Stoyan, Am Hasengarten 11, 91074 Herzogenaurach, [email protected] Abo-Service/Probehefte/Nachbestellungen: Klaus Veit, Schafhofstr. 6, 90556 Cadolzburg, [email protected] Anzeigenleitung: Jürgen Lamprecht, Telefon/-fax 0911/ 341541, [email protected] Kleinanzeigen: Klaus Veit, Schafhofstr. 6, 90556 Cadolzburg, [email protected] Bankverbindung: Jürgen Lamprecht, Stadtsparkasse Nürnberg, BLZ 760 501 01, Konto-Nr. 2 764 423 Telefon/-fax 0911/ 341541 (Jürgen Lamprecht)

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19. 4 13. ATT–Astronomiebörse in Essen Informationen bei VVA e.V., Weberplatz 1, 45127 Essen. Bitte adressierten und frankierten DIN A5 Rück- umschlag beilegen 8.–11. 5 6. ITV auf dem Vogelsberg Informationen bei W. Kutschera, Ulrichsteiner Str. 24, 36325 Stumpertenrod 16.–20. 5 16. Planeten- und Kometentagung in Violau Informationen und Anmeldung bei Wolfgang Meyer, Martinstr. 1, 12167 Berlin 13.–16. 6 Kirchheimer CCD-Treffen 1997 Infos: s. Seite 93 29.–31. 8 9th Swiss Starparty Auf dem Gurnigel in den Berner Voralpen. Peter Kocher, Ufem Berg 23, CH-1734 Tentlingen/FR, Tel. +41-37-38 18 22, E-Mail [email protected] oder http://www.ezinfo.ethz.ch/astro/stp/ 5.–7. 9 SAFT 97 19.–21. 9 V. Österreichischer CCD-Workshop Im Freizeitzentrum bzw. an der Raiba Sternwarte Mariazellerland. Infos bei: Astroteam Mariazellerland, Günther Eder, Hangweg 12, A-3680 Mariazell, Tel.: 0043/3882/3540, Fax: -217813, (http://fvkma.tu- graz.ac.at/~hschwarz/astroteam) 26.–28. 9 13. Internationales Teleskop-Treffen

Ankündigungen werden dankbar entgegengenommen. Änderungen und Irrtümer vorbehalten

Vorschau is Nr. 11

Schwerpunktthema: Sternhaufen Deep-Sky für Einsteiger: Starhopping Praxis: Kugelsternhaufen in Ophiuchus Galaxien entlang der Sommermilchstraße Nebelfilter und Lichtverschmutzung Gezielt beobachten Starhop: von Wega zu Albireo CCD-Technik: 2 Jahre CCD – Teil 2 Anpassung von CCD-Kamera und Fernrohr Instrumentarium: Der Moosgummidobson

... und wie immer warten die Objekte der Saison auf Ihre Beiträge! Erscheinungstermin: Juli 1997

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interstellarum Nr. 10 97 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. KleinanzeigenKleinanzeigen Kleinanzeigen werden kostenlos veröffentlicht. Zusendungen auch nach Redaktionsschluss möglich! Anschrift: s. S. 95 Fax (0911) 341541 • E-Mail [email protected]

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98 interstellarum Nr. 10 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

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t Ceti Errata Nr. 9

Galaxien der Lokalen Gruppe – Teil 3: Das Objekt, das auf der M 31-Zeichnung mit A 112 gelabelt ist muß richtig heißen: A 122. Bei der CCD-Aufnahme von NGC 206 ist Süden oben.

Objekte der Saison, NGC 253: In diesem Abschnitt sind alle Bilder mit Süden oben orientiert.

Starhopper-Special, S. 42: Die Übersichtskarte für Ross 248 wurde versehentlich doppelt abgedruckt. Die eigentliche Karte (Aufsuchkarte für UV 1° Ceti) finden Sie nebenstehend. S. 47: Die Parallaxe von Proxima Centauri beträgt richtig: 0,77".

interstellarum Nr. 10 99 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. interstellarum Magazin für Deep-Sky-Beobachter

ISSN 0946-9915 April 1997 • Nummer 10 Redaktionsschluß dieser Ausgabe:1. 2.1997 Redaktionsschluß der nächsten Ausgabe: 1. 5.1997

Impressum

Herausgeber: Fachgruppe Visuelle Deep-Sky-Beobachtung der Vereinigung der Sternfreunde e.V. (VdS) in Zusammenarbeit mit den Fachgruppen Astrofotografie und CCD- Technik

Geschäftsstelle der VdS: Otto Guthier, Am Tonwerk 6, 64646 Heppenheim Abo-Service/Probehefte/Adressenänderungen/Nachbestellungen: Klaus Veit, Schafhofstr. 6, 90556 Cadolzburg, E-Mail [email protected] Fax (0911) 34 15 41

Redaktion: Jürgen Lamprecht (-jl), Ronald C. Stoyan (-rcs), Klaus Veit (-kv) Anschrift: Redaktion interstellarum, R.C.Stoyan, Am Hasengarten 11, 91074 Herzogenaurach E-Mail [email protected]

Redaktionelle Mitarbeit: Dr. Andreas Alzner -alz (Doppelsterne – Objekte der Saison), Herbert Zellhuber (Eigenbauteleskope), Thomas Jäger -tj (Der Starhopper), Dieter Putz -dp (Aufsuchkarten), Fachgruppe Astrophotographie (Peter Riepe), Fachgruppe CCD-Technik (Josef Schäfer).

Herstellung: Satz, Bildbearbeitung und Gestaltung: Jürgen Lamprecht EDV-Unterstützung: Matthias Gräter Texterfassung: Stephan Schurig Umschlag-Repro: Jürgen Lamprecht Druck: CopyLand, Auflage: 1700 Exemplare

World Wide Web-Adresse: http://www.naa.net/deepsky

Erscheinungsweise: Vierteljährlich im Eigenverlag; jeweils im Januar, April, Juli und Oktober.

Manuskripte, Beiträge, Fotos, etc.: Hinweise für (Bild-)Autoren: Siehe Seite 95. Wir behalten uns vor, bei der Bearbeitung am Bildschirm Randpartien einer Auf- nahme abzuschneiden und diese zu verkleinern/vergrößern. Texte werden gene- rell von der Redaktion nicht gekürzt. Mit dem Einsenden gibt der Autor sein Ein- verständnis zum Abdruck in interstellarum. Copyright und V.i.S.d.P. bei den jewei- ligen Autoren. Texte geben nicht unbedingt die Meinung der Redaktion wieder!

Private Kleinanzeigen (werden kostenlos veröffentlicht): Klaus Veit, Schafhofstr. 6, 90556 Cadolzburg; E-Mail [email protected] Fax (0911) 34 15 41

Anzeigenleitung (derzeit gültige Preisliste: Nr. 3): Jürgen Lamprecht; Telefon/-fax (0911) 34 15 41; E-Mail [email protected] Für Gewerbliche Anzeigen fordern Sie bitte unsere aktuelle Preisliste an. Inserenten Bezug: interstellarum erscheint zum Selbstkostenpreis. Ein aktuelles Probeheft von inter- stellarum kostet 7,–DM (10,–DM im europ. Ausland). Ein Jahres-Abo umfaßt vier APM M. Ludes ...... 37 CopyLand ...... 100 Ausgaben zum Preis von 28,–DM (40,–DM im europ. Ausland) inkl. Versandko- Astro-Caesar ...... 36 Grab Astro Tech ...... 97 sten. Weitere Informationen zu den Bezugsbedingungen finden Sie auf Seite 94. Astro-Film Janus ...... 42 Intercon Spacetec ...... 12, 13, 26 Bankverbindung: Astro-Optik Keller ...... 46, 47 Optische und elektronische Systeme Jürgen Lamprecht, Stadtsparkasse Nbg., BLZ 760 501 01, Konto-Nr. 2 764 423 Astro-Service Copernicus Erfurt . .39, 43 GmbH ...... 93 astro-shop ...... 59, 92 Optische Systeme und digitale Bildverar- Astrocom GmbH ...... U3 beitung ...... 60, 61 Hinweis: Astronomische Instrumente Thiele . . .44 Vehrenberg KG ...... U4 Sofern nicht anders angegeben, ist auf allen Abbildungen Baader Planetarium GmbH ...... U2 Norden oben und Osten links.

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