Interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 1 Inhalt

Editorial fokussiert

Liebe Leserinnen und Leser,

Venus steht immer noch im Schatten von Mars, obwohl sie unserer Erde in vielem ähnlicher ist als der rote Wüstenplanet. Während ein Mil- lionenpublikum fasziniert verfolgte, wie Roboter auf der Marsoberfl ä- che hin- und herfuhren, war es um unsere Schwester ruhig geworden. Doch nun beginnt sich die Aufmerksamkeit zu verlagern: Die europä- ische Sonde »Venus Express« gibt der Forschung neue Erkenntnisse über unseren Nachbarplaneten (Seite 14), und auch Amateurastro- nomen entdecken Venus neu (Seite 38). Dank moderner Kamera- und Filtertechnik ist heute sogar mit kleinen Teleskopen möglich, was vor wenigen Jahren noch undenkbar erschien: Die Venuswolken zu durch- brechen und die Oberfl äche des Planeten zu dokumentieren (Seite 42). Ronald Stoyan, Chefredakteur Die nächste Sonnenfi nsternis kommt bestimmt. Noch ist die letzte totale Sonnenfi nsternis kaum verarbeitet, machen sich Finsternisjäger wieder auf den Weg, um am 1. August 2008 den Augenblick zu erleben, wenn es mittags dunkel wird. Statt der Türkei und Libyen sind diesmal der sibirische Altai oder die mongolische Steppe das Ziel, denn hier ist auf dem die halbe Nordhemisphäre der Erde umspannenden Finster- nispfad am ehesten mit klarem Himmel zu rechnen. Auch im deutschen Sprachraum wird das Ereignis zu sehen sein, allerdings streift der Mond nur knapp die Sonnenscheibe – eine Finsternis im Wortsinn ist also nicht zu erwarten (Seite 34). Sternwarten haben für uns Sternfreunde eine magische Anziehungs- kraft. Dabei faszinieren uns sowohl die technischen Meisterwerke der Vergangenheit als auch die Techniktempel der heutigen Zeit. Stefan Binnewies, Wolfgang Steinicke und Jens Moser haben diese Faszination in Bild und Text eingefangen und zu einem beeindruckenden Bildband zusammengestellt. »Sternwarten – 95 astronomische Observatorien in aller Welt« ist soeben im Oculum-Verlag erschienen. Ich möchte Ihnen dieses einzigartige Werk für Ihre astronomischen Mußestunden an ver- regneten Sommerabenden wärmstens ans Herz legen.

Ihr

Titelbild: Die dichte Atmosphäre der Ve- nus, für die Sonde Mariner 10 im Febru- ar 1974 noch undurchdringlich, gibt immer neue Geheimnisse preis. Nicht nur die ESA-Sonde »Venus Express« gewinnt neue Erkenntnisse über den Nachbarplaneten, auch Amateurastronomen haben die Ve- nus als Beobachtungsobjekt neu entdeckt. NASA, Matthias Malmer Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 1 Inhalt

Hintergrund

Hauptartikel 14 Die Entschleierung unserer heißen Schwester Das Comeback der Venusforschung 19 Astro-Wissen: Was ist der Treibhauseff ekt? Schlagzeilen 10 Lichtechos verraten die Schwarze Entfernung eines Cepheiden Sonne über den 11 Jupiters interne Energie Weiten Asiens 34 treibt Sturmsysteme Dunkle Energie und die Expansion des Universums 12 Methan in extrasolarer Planetenatmosphäre 12 Raumfahrt aktuell: Überraschung auf Enceladus

Himmel

Ereignisse 20 Jupiter in Opposition am 9. Juli 2008 Mond bedeckt Sternpaar 21 Planetenparade am Abendhimmel Deep-Sky-Nächte für Die Sommer-Südströme Großstadtbeobachter 44 Sonnensystem 24 Sonne aktuell: Sonne im Minimum 47 Praxis-Wissen: Wie kann man Einzelheiten in Planetarischen 25 Planeten aktuell: Nebeln erkennen? Weißer Fleck auf Saturn Kometen aktuell: Technik Wiedersehen mit 6P/d'Arrest Sternhimmel Produktvergleich 29 Astronomie mit bloßem 52 Weiter Blick mit Auge: M 13 beiden Augen 29 Astronomie mit dem Fernglas: Sieben Kompaktferngläser für Der höchste Mondberg die Himmelsbeobachtung 30 Objekt der Saison: M 12 CCD-Kameras Astrofotografi e für Mond- und 31 Objekt der Saison: NGC 6210 48 CCD-Kameras für Mond- 35 Veränderlicher aktuell: Planetenjäger 48 AC Herculis und Planetenjäger Die ungekühlten Astrokameras Praxis von Imaging Source Selbstbau Sonne 60 Selbstbau in Perfektion 34 Schwarze Sonne über Eine selbstgebaute den Weiten Asiens Deutsche Montierung Die Sonnenfi nsternis am 1. August 65 Technik-Wissen: Wie lang Planeten kann belichtet werden, um noch punktförmige 38 Entschleierte Schönheit Sterne zu erhalten? Das neue Gesicht der Venus Produktspiegel 42 Venus lässt tief blicken 59 Neues vom Fernglasmarkt Amateurbilder der Venus-Oberfl äche Neues Einsteigerteleskop von Meade Deep-Sky Multiadapter von Gerd Neumann Selbstbau in 44 Deep-Sky-Nächte für Perfektion 60 Großstadtbeobachter

Von Albireo zum Hantelnebel Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

2 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Inhalt

Die Entschleierung unserer 14 heißen Schwester Das Comeback der Venusforschung Pathfi nder, Cassini, Rosetta, Messenger: Die großen Sondenmissionen der letzten Jahre umgingen den Planeten Venus. Still war es deshalb geworden um die Schwester der Erde, auf der aufgrund eines extremen Treibhauseff ekts höllenhafte Bedingungen herrschen. Doch nun hat die Astronomie unseren Nachbarplaneten wiederentdeckt: Die europäische Raumsonde »Venus Express« zeigt neue Details der dichten Venuswolken. Und auch Amateurergebnisse erscheinen plötzlich in einem anderen Licht.

Beobachtungen Produktvergleich: Weiter Rückblick 66 Die Mondfi nsternis am 21.2.2008 Blick mit beiden Augen 67 Konjunktion von Venus und Jupiter Anfang Februar 2008 Sieben Kompaktferngläser für 52 Objekte der Saison die Himmelsbeobachtung 68 NGC 6633 / NGC 6572 Galerie 72 Astrofotos unserer Leser 74 Zeichnungen unserer Leser

Service

Szene 76 Termine für Sternfreunde: Juni bis August 2008 Rezensionen 75 Der Wolkenatlas Making Beautiful Deep-Sky Images Jupiter and How to Observe It Astromarkt 77 Kleinanzeigen

1 fokussiert 2 Inhaltsverzeichnis 7 Leserbriefe 78 Vorschau, Impressum, Leserhinweise Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 3 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

6 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Leserbriefe

Nachfrage zu Artikel Mondillusion (interstellarum 57)

Sie schreiben »...dass Mikropsie und Makropsie in ihrem Ausmaß stärker ausfallen, wenn man den Kopf nicht horizontal hält, sondern nach oben blickt.« Dass sich Mikro- und Makropsie prinzipiell je nach Blickrichtung ändern können, leuchtet ein, da das Gehirn neben der rein optischen In- formation über Muskelspindeln in der Augenmuskulatur ja auch detaillierte Informationen über die Stellung der Augen und deren Muskeln im Raum und zueinander erhält und die visuellen Rohdaten sicher in Abhängigkeit von diesen Raum- Lage-Informationen verarbeitet werden. Daraus folgern Sie: »Dieser Eff ekt führt zu einer scheinbaren Vergrößerung des Horizontmondes um 73 %.« Dies erscheint mir nun wenig nachvollziehbar: Beim Hori- zontblick schaue ich ja nicht nach oben, sondern horizontal. Wenn die Makropsie beim nach-oben-blicken aber ausge- prägter ist, müsste ich doch eigentlich den Mond hoch am Himmel größer sehen als den Horizontmond. Damit wäre doch der genau umgekehrte Eff ekt als der real zu beobachtende beschrieben? Christian Kiefer

Mein Satz ist etwas missverständlich, ich bitte um Nach- sicht. Gemeint ist: Neben dem normalen Mikropsie/Makrop- sie-Eff ekt kommen beim nach-oben-schauen zusätzliche Muskelbelastungen im Auge hinzu. Da Muskelanspannungen im Auge nachprüfbar einen Einfl uss auf die erlebte Sehgröße haben, ist ein Einfl uss bei dieser Seh-Richtung naheliegend. Erst einmal irgendein Einfl uss, ohne dass ich eine Richtung (Vergrößerung oder Verkleinerung) allein aus dieser Tatsache ableiten kann: Das genaue Belastungsmuster der Augenmus- keln und die daraus entstehende Bildgrößenänderung sind meines Wissens in dieser konkreten Form unerforscht. Aber die Versuche von Erna Schur geben die Richtung »Kleinersehen« beim Steilblick. Ich habe in meinem Artikel die einigermaßen schlüssige Mutmaßung aufstellen wollen, dass dieser gemessene Eff ekt auf der Anspannung der Au- genmuskeln beruht. Richtig beweisen kann ich das natürlich nicht. Uwe Pilz

Leserhinweise Bildorientierung: Allgemein: Norden oben, Osten links; Planeten: Süden oben, vorangehender Rand links Datenquellen: Sonnensystem: Kosmos Himmelsjahr, Ah- nerts Kalender für Sternfreunde, Cartes du Ciel; Deep- Sky: Deep Sky Reiseführer, NGC/IC W. Steinicke, Deep Sky Field Guide Koordinaten: äquatoriale Koordinatenangaben, Äquinok- tium 2000.0 Helligkeiten: sofern nicht anders angegeben V-Helligkeit Deep-Sky-Objekte: DS (Doppelstern), OC (Off ener Stern- haufen), PN (Planetarischer Nebel), GN (Galaktischer Ne- bel), GC (Kugelsternhaufen), Gx (Galaxie), Qs (Quasar), As (Sternmuster) Kartenverweise: Deep Sky Reiseatlas (DSRA), Uranome- tria 1.Aufl age (Uran.) Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 7 Schlagzeilen von Susanne und Peter Friedrich Lichtechos verraten die Entfernung eines Cepheiden /08 Abb. 1: Der Nebel um RS Puppis. RS Puppis wurde hinter dem A Spalt zwischen den beiden Detektoren platziert, damit er den 05 HOTO Nebel nicht überstrahlt. ESO PR P Cepheiden sind Sterne, die ihre Helligkeit mit einer bestimmten Periode ändern. Da die Länge der Periode mit der absoluten Helligkeit der Sterne korreliert, werden sie seit dem Erkennen dieser sog. Perioden-Helligkeits-Beziehung zur Be- stimmung der Entfernung anderer Himmelsobjekte wie Gala- xien oder Sternhaufen herangezogen. Damit dies möglich ist, Hintergrund muss die Beziehung zunächst geeicht werden. Dazu muss die Entfernung wenigstens eines Cepheiden bestimmt werden. Lei- der sind die Cepheiden jedoch allesamt so weit entfernt, dass selbst für den Hipparcos-Satelliten die gemessenen trigono- metrischen Parallaxen sehr klein waren und mit einem entsprechend großen Fehler behaftet sind. Der Cepheid RS Puppis kann bereits mit einem Feldstecher gesehen werden; er ist 10 Mal massereicher, 200 Mal größer und 15000 Mal leuchtkräftiger als die Sonne. Seine Helligkeit ändert er innerhalb von 41,4 Tagen um etwa einen Faktor 5. Er ist au- ßerdem der einzige Cepheid, der von einem Nebel umgeben ist, der aus feinem Staub besteht und das Licht von RS Pup refl ektiert. Das Licht, das in einer gewissen Entfernung vom Stern von einem Staubkorn refl ektiert wird, ist etwas länger bis zum Beobachter unterwegs als Licht, das auf direktem Wege dort- hin gelangt. Wenn man nun die Helligkeit eines hellen Flecks im Nebel misst, erhält man dieselbe Lichtkurve wie vom Stern – jedoch zeitlich versetzt. Dies nennt man ein Lichtecho. Aus der zeitlichen Verzögerung und der Lichtgeschwindigkeit kann die Entfernung in Kilometern oder Metern dieses hellen Flecks zum Stern bestimmt werden. Zusammen mit der scheinbaren Ent- fernung am Himmel zwischen RS Pup und diesem hellen Fleck kann dann die Entfernung zu RS Pup errechnet werden. 6500 Lichtjahre ist RS Pup demnach entfernt, und der Fehler beträgt nur ±90 Lichtjahre. Diese Genauigkeit ist enorm wichtig für die Perioden-Helligkeits-Beziehung der Cepheiden, da auf ihr die verschiedenen Methoden der Entfernungsbestimmung im Uni- versum aufbauen. [ESO Science Release 05/08] /08 B 05 HOTO ESO PR P

Abb. 2: Lichtechos im Nebel um RS Puppis. Die Aufnahmen wurden in unregelmäßigen Abständen zwischen dem 28.10.2006 und dem 24.3.2007 aufgenommen. Insbesondere im mittleren Teil der Aufnah- me oberhalb und rechts der beiden Vordergrundsterne sind Verände- rungen des Nebels leicht zu erkennen. RS Puppis ist wieder hinter dem Spalt zwischen den beiden Detektoren platziert.

Abb. 3: Prinzip der Entfernungsmessung aus dem Laufzeitunter- schied zwischen direktem Licht vom Cepheiden und dem an Ne- belstrukturen refl ektierten Licht. Aufgrund der charakteristischen Helligkeitsvariation des Cepheiden, kann das vom Nebel refl ektierte und aufgrund der größeren Wegstrecke später ankommende Licht zu- /08

C geordnet werden. Aus der Zeitdiff erenz zwischen direktem und refl ek-

05 tiertem Licht multipliziert mit der Lichtgeschwindigkeit und der schein- HOTO baren Entfernung des refl ektierenden Nebelteils vom Cepheiden, kann ESO PR P

die Entfernung des Cepheiden sehr genau bestimmt werden. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

10 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Schlagzeilen

Jupiters interne Energie treibt Sturmsysteme

Die Atmosphären der Gasplaneten Ju- sten Wolkendecke sind off ene Fragen. Bei ternen Wärmequelle interpretiert werden. piter und Saturn zeigen Jetströme, die die verschiedenen Beobachtungen wurden Die Analyse zweier Wolkenstreifen, die in Zirkulation im sichtbaren Bereich dominie- starke Winde in einer Tiefe von 24bar (bei Jupiters Atmosphäre im März 2007 auf der ren. Die Energiequelle dieser Jets – solare den Gasplaneten wird die Höhe in der At- selben Breite (23° Nord) ausbrachen, auf der Strahlung, interne Wärme oder beides – mosphäre in Druckeinheiten angegeben) der stärkste Jet liegt, unterstützen dieses und ihre vertikale Struktur unter der ober- gefunden, die als Unterstützung der in- Bild. Die Wolken erreichten eine Höhe von 30km über der umgebenden Wolkendecke, bewegten sich mit 169m/s schneller als alle anderen Strukturen und hinterließen in ihrer Spur eine turbulente Störung in der rote Aerosole gefunden wurden. Auf der Basis )

PAIN dynamischer Modelle lässt sich dies nur , S

ASCO mit einem Wind erklären, der weit unter die V

AÍS Schichten reicht, in denen Sonnenenergie P DEL gespeichert wird. [Sánchez-Lavega, A. et al., Nature 451, 437 (2008), STScI-2008-06] NIVERSIDAD (U

UESO Die hellen Wolken in der Infrarotauf- , R. H nahme (links) sind Sturmsysteme, die in AVEGA -L Jupiters tiefen Wasserwolken entstanden,

ÁNCHEZ in der Atmosphäre aufstiegen und eine Mischung aus frischem Ammoniakeis und Wasser etwa 30km über der sichtbaren Wol- kendecke verteilten. NASA, ESA, IRTF, A. S

Dunkle Energie und die Expansion des Universums

Es gibt zwei verschiedene Ansätze die beschleu- nigte Expansion des Universums, die vor zehn Jahren entdeckt wurde, zu erklären: Entweder ist das Univer- sum mit hypothetischer Dunkler Energie gefüllt, die für eine abstoßende Kraft sorgt, oder unsere gegen- wärtige Vorstellung der Gravitation ist nicht korrekt und muss z.B. durch Einführung zusätzlicher Dimen- sionen modifi ziert werden. Aus den Messungen der Geschwindigkeiten vieler Galaxien in unterschiedlichen Entfernungen, was gleichbedeutend ist mit verschiedenen Epochen des Universum, in den letzten 30 Jahren kann eine dreidimensionale Karte der Verteilung der Galaxien in einem großen Volumen des Universums rekonstruiert werden. Diese Karten zeigen nicht nur Galaxienhaufen und fi lamentar- tig angeordnete Superhaufen, sondern auch lokale Bewegungen der Galaxien, die sich als Störungen bemerkbar machen. Kann man diese Störungen zu verschiedenen Epochen des Universums messen, ergeben sich Einsichten in die Natur der Dunklen Ener- gie. Bisher wurden die Spektren von 13000 Galaxien /08 B

in einem 25 Millionen Kubiklichtjahre messenden 04

Volumen untersucht. Die Ergebnisse wurden mit de- HOTO nen einer Untersuchung in der näheren kosmischen ESO PR P Umgebung verglichen und ergaben, dass eine zu- sätzliche Energieform benötigt wird. Aufgrund der Verteilung der Galaxien im Universum zwischen 1,3 und 8,5 Milliarden gegenwärtigen Messungenauigkeiten kann jedoch Lichtjahren (von unten nach oben) Entfernung. Unterschiedliche Farben noch keine der Theorien ausgeschlossen werden. kennzeichnen unterschiedliche Galaxiendichten, wobei blau die größte Dichte

[ESO Science Release 04/08] kennzeichnet. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 11 Schlagzeilen

Methan in extrasolarer Planetenatmosphäre Raumfahrt aktuell Überraschung auf Enceladus Mit dem Weltraumteleskop Hubble ist es erstmals gelungen in der Atmosphäre eines Mit 15km/s war der Saturnorbiter Cassini am 12. März ganz dicht am Mond En- jupiterähnlichen extrasolaren Planeten das or- celadus vorbeigeschossen: Bis auf 50km ging es an seine Oberfl äche heran und in ganische Molekül Methan nachzuweisen. Auch rund 200km Höhe wurde die Randzone der spektakulären Geysire durchstoßen, die Existenz von Wasser, das bereits vom Welt- die aus langen Rissen in der Nähe des Südpols in den Weltraum schießen. Das Ri- raumobservatorium Spitzer gefunden worden siko galt als gering (man rechnete mit keinen gefährlich großen Eisbrocken in den war, konnte bestätigt werden. Bei dem Planet, Gasstrahlen), und der Gewinn war um so größer, wie auf einer Pressekonferenz der den Stern HD 189733 im Sternbild Vulpe- zwei Wochen später zu hören war: Die Geysire enthalten weit mehr organische cula in nur zwei Tagen einmal umkreist, han- Verbindungen als zu erwarten war, ihre Zusammensetzung entspricht eher der delt es sich um einen sog. »hot Jupiter«: Die Koma eines Kometen. Das wiederum macht eigentlich keinen Sinn, weil Encela- Temperatur seiner Atmosphäre beträgt gut dus zusammen mit Saturn viel näher an der Sonne entstanden ist als herkömm- 900°C. Die Beobachtungen wurden während liche Schweifsterne und ganz andere Bestandteile dominieren sollten. des Transits des Planeten vor seinem Zentral- Während Cassini die gestirn gemacht, so dass das Sternlicht die Geysirwolken passier- Planetenatmosphäre für einen Beobachter auf te, maß sein Ionen- und der Erde durchleuchtet. Dabei absorbieren die Neutral-Massenspek- Elemente und Moleküle in der Planetenatmo- trometer ihre Chemie sphäre bei charakteristischen Wellenlängen ganz direkt, während das Sternenlicht und können so im Spektrum der UV-Spektrograph entdeckt werden. Die aus der Absorption ab- im Licht des Sterns ζ geleitete Menge an atmosphärischem Methan Orionis zusätzliche Ab- ist jedoch größer als von entsprechenden Mo- sorption durch ihren dellen für »hot Jupiters« vorhergesagt wird, Gasmix sichtete. Dieser was zeigt, dass noch längst nicht alles verstan- besteht demnach aus den ist. [STScI 2008-11] Wasserdampf, Kohlendi- oxid und Methan, aber auch komplexeren Ver-

bindungen wie Ethan, JPL Formaldehyd, Azethy- Die bisher genaueste Wärmekarte der »Tiger- len, Zyanid und Propan streifen« in der Nähe des Südpols von Enceladus – alles Vorläufer der noch (schwarzweiß) hat Cassini während des März-Be- komplexeren Chemie, suches aufgenommen (farbig): Bis zu 180K wurden die auf der Erde zu Leben gemessen, während die Oberfl ächentemperatur geführt hat. Und so wird sonst unter 72K liegt. Hier treten die Geysire aus, nun nicht nur über Pro- während die Nordpolarregion alt und dicht ist. zesse im Sonnensystem I) C spekuliert, die Enceladus zu Anfang oder in seiner Jugend mit kometaren Gasen (STS

EILD aus Sonnenferne versorgt haben könnten: Ernsthaft wird jetzt diskutiert, ob bekannte Lebensformen im Inneren des heutigen Enceladus überleben könnten. Und ob die Bedingungen ausgerechnet dieses noch bis vor kurzem kaum be- NASA, ESA, A. F achteten 500km-Mondes womöglich gar der Entstehung von Leben förderlich Die Moleküle und Elemente der Plane- gewesen sein könnten. tenatmosphäre absorbieren bei charakte- Auf der Erde sind immerhin schon drei Ökosysteme entdeckt worden, zwei ristischen Wellenlängen das Sternenlicht durch Vulkanhitze und eines durch radioaktive Zerfallswärme »angetrieben«, die und verraten sich dadurch als Absorptionsli- so ähnlich auch auf Enceladus funktionieren würden. Und zwei der (zahlreichen) nien im Spektrum. Ideen über die letztlich ungeklärte Entstehung von Leben auf der Erde ließen sich ebenfalls auf dem Saturnmöndchen ansiedeln, die klassische Ursuppen- Hypothese und die zentrale Rolle unterseeischer Vulkane. Die Chemie stimmt, Surftipps an innerer Wärme fehlt es Enceladus off ensichtlich auch nicht (s. Abb.): Lediglich der Beweis für die Existenz fl üssigen Wassers unter seiner Oberfl äche steht im- JPL/NASA: mer noch aus. Zwei weitere enge Enceladus-Vorbeifl üge Cassinis am 11. August www.jpl.nasa.gov und 9. Oktober könnten hier Klarheit schaff en (und dann funktioniert hoff entlich Space Telescope Science Institute: auch der deutsche Staubdetektor, der am 12. März wegen eines Programmier- www.stsci.edu fehlers ausfi el). Und die Stimmen könnten sich mehren, eine von NASA wie ESA ESO Presse Mitteilungen: www.eso.org/outreach/press-rel geplante – aber noch ziellose – große neue Mission ins äußere Sonnensystem Max-Planck-Gesellschaft: zu Enceladus zu schicken. www.mpg.de Daniel Fischer Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

12 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 13 Hauptartikel

DieEntschleierung unserer heißen Schwester

Das Comeback der Venusforschung

VON DANIEL FISCHER

Jahrzehnte lang war unser geheimnisvoller innerer Nachbar- planet das Ziel von Raumsonden gewesen, aber in den 1990er Jahren schien der Mars der Venus endgültig den Rang abge- laufen zu haben: erdähnlicher in seinem Erscheinungsbild, mit vager Hoff nung auf Lebensspuren und überdies leichter zu- gänglich. Ein regelrechtes Abfallprodukt der Marserkundung jedoch hat nun eine Renaissance der Venusforschung ein- geleitet – und die Sonde »Venus Express« der Europäischen Weltraumagentur ESA, gestartet nach nur drei Jahren als Klon des »Mars Express«, ist nicht allein. Überraschend spielen jetzt auch Amateurastronomen eine Rolle beim Studium und Durchdringen der dichten Venuswolken, die in Fachkrei- sen Anerkennung fi ndet. Eine Bestandsaufnahme eines neu aufblühenden Feldes der Planetenforschung.

Ein Zwilling der Erde? der Oberfl äche beträgt 92000hPa (92bar), Venus als gleißend helle weiße Kugel prak- die Temperatur 462°C. Und die Atmosphä- tisch ohne Strukturen dar, und lediglich Sie hat fast denselben Durchmesser re besteht überwiegend aus Kohlendioxid im nahen ultravioletten Spektralbereich (12102km statt 12742km) und dieselbe – so viel, wie in der ganzen festen Erde im zeigen sich Hell-Dunkel-Strukuren in den Masse (80%), und wie die Erde ist die Form von Karbonaten steckt. Dazu kom- Wolken (siehe Beitrag Seite 38), die aber Venus als felsiger Körper aus ähnlichen men noch ein paar Prozent Stickstoff (der weiter undurchdringlich bleiben. Ingredienzien des solaren Urnebels ge- die Atmosphäre der Erde dominiert) und wachsen. Doch dann trennten sich die Spurengase, wobei aber Wasserdampf fast Ein Fenster zur Oberfl äche Wege von Urvenus und Urerde, und heu- völlig fehlt: Die Venus ist ein ausgespro- te könnten die beiden unterschiedlicher chen trockener Planet. Nur eine 3mm hohe Interessant wird es jedoch im nahen kaum sein. Die Venusatmosphäre besitzt Schicht würde alles Wasser bilden, könnte Infraroten, bei Wellenlängen kürzer als ein Zehntausendstel der Masse des festen man es zum Ausregnen zwingen. Und se- 3μm: Hier absorbieren die Venuswolken Körpers, ein weit höherer Anteil als bei der hen würde man davon nichts: Zwischen das Licht nicht, sondern streuen es le- Erde oder gar dem Mars, und rast ständig 49km und 70km über der Oberfl äche ver- diglich. Und das Kohlendioxid der dich- mit 90m/s bis 120m/s um den langsam sperren mehrere geschlossene Schichten ten Atmosphäre lässt infrarotes Licht rotierenden Planeten, ein Phänomen, das dichter Wolken den Blick auf die Ober- in schmalen »Fenstern« zwischen seinen

Superrotation genannt wird. Der Druck an fl äche. Im sichtbaren Licht bietet sich die breiten Absorptionsbanden passieren. So Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

14 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Hauptartikel O2-Airglow planetare Wärmestrahlung 1,27μm 15μm 10μm 25μm Abb. 1: Die Venus bei einer Wellenlänge von 365nm: eine Falschfarbenaufnahme 120km Höhe der Sonde »Venus Express« von der gesamt- 0,000001bar 110km en Südhemisphäre vom Äquator (rechts) bis 0,00001bar Reflektiertes zum Pol, entstanden am 23.7.2007. 100km Sonnenlicht nächtliche Abstrahlung 0,0001bar rund 0,3-4μm 90km 2,3μm 1,7μm 1,18μm 1,0μm

0,001bar g 80km kommt es, dass nahinfrarote Wärme- 0,01bar strahlung aus der tiefen Atmosphäre der 70km 0,10bar Venus doch bis in den Weltraum ge- 60km Haupt-Wolkendecke langt und von Raumsonden aber auch Druck 1bar 50km Teleskopen auf der Erde abgebildet wer- 5bar 40km den kann. Verglichen mit dem von den Hinter Wolken refl ektierten Sonnenlicht auf der 10bar 30km Tagseite der Venus ist der Anteil aus der 20bar 20km Tiefe verschwindend gering, aber auf der 50bar 10km Nachtseite lässt er sich leicht nachweisen 92bar – von der Erde aus natürlich nur dann, 0km 100K200K 300K 400K 500K 600K 700K 800K wenn sich der Planet in Sichelgestalt zeigt. Zum ersten Mal konnte die IR-Strahlung Temperatur der Venus vor 25 Jahren bei einer Wel- lenlänge von 2,3μm mit einer primitiven Abb. 2: Wie die Venusatmosphäre funktioniert und wo wir hindurchschauen können: Kamera an einem australischen Großte- Aufgetragen ist die Temperatur als Funktion der Höhe bzw. des Drucks. Dazu ist die Haupt- leskop aufgenommen werden, aber seit- wolkenschicht markiert, und Pfeile zeigen, aus welcher Schicht uns bei welcher Wellenlän- her wurde es immer einfacher. Immer ge Strahlung erreicht: Die Wolkenoberschicht refl ektiert alles Sonnenlicht von 300nm bis neue »Fenster« bei kürzeren Wellenlän- 4μm, aber in engen »Fenstern« kommt Infrarotstrahlung auch von unterhalb der Wolken gen wurden bald gefunden, insbesonde- durch – die auf der Nachtseite klar zu erkennen ist. re im Rahmen systematischer Beobach- tungskampagnen im Vorfeld des 1990er Venusvorbeifl ugs der Raumsonde Galileo. Und 2004 schließlich konnte mit Chri- stophe Pellier zum ersten Mal ein Ama- teurastronom mit dem eigenen Teleskop ARIS P

das infrarote Glühen der Nachtseite der DE . Venus ablichten. BS Pellier und seine Nachfolger (siehe Beitrag Seite 42) – aber auch eine der Kameras auf dem Venus Express, die

Venus Monitoring Camera VMC – ma- ESA/VIRTIS/IASF/INAF/O chen sich einen glücklichen Zufall zunutze: Das kurzwelligste Venusfenster mit Abb. 3: Den Airglow des Sauerstoff s bei 1,27μm zeigt dieses Mosaik von Bildern des gutem Kontrast bei 1,01μm ist nämlich, VIRTIS-Instruments an Bord der Sonde »Venus Express«. im Gegensatz zu allen anderen, gerade eben noch mit normalen CCD-Chips von Radarmessungen her bekannten To- und 3μm mit Kameras und Spektrome- zu erreichen, während für den Rest um pographie korrespondieren – trickreich tern in ihre unterschiedlichen Schichten Größenordnungen teurere IR-Kameras gestalten. geschaut worden: Man hatte sie mit Son- benötigt werden. Und gerade das 1μm- nen- und Sternenlicht und dem sonden- Fenster hat einen besonderen Reiz: Hier Das neue Bild der eigenen Funkstrahl durchleuchtet. Und sieht man größtenteils Wärmestrahlung, Venusatmosphäre direkt gemessen wurde, wie der Sonnen- die von der Oberfl äche des Planeten selbst wind, den kein planeteneigenes Magnet- ausgeht und von den Wolken darüber Dementsprechend war auch keine Ar- weniger stark moduliert wird, als dies beit über die Venusoberfl äche unter den Surftipps bei den längerwelligen Venusfenstern der ersten Veröff entlichungen wissenschaft - Einstieg zu zahlreichen Artikeln Fall ist, bei denen die Emission aus der licher Ergebnisse des Venus Express, die (meist englisch): www.esa.int/esaCP/ unteren Atmosphäre stammt und ihr hö- am 29. November 2007 mit monatelanger SEMS9773R8F_index_0.html here, kühlere Wolken markante Muster Verspätung in der Zeitschrift Nature er- Venus-Express-Seiten des IWF Graz aufprägen. Mit den Mitteln des Amateurs schienen. Aus den Messungen des ersten (deutsch): www.iwf.oeaw.ac.at/ ist es nun möglich, die Oberfl äche der Jahres (nach dem Eintritt in den Orbit am index.php?id=188 Venus selbst zu untersuchen, wenn auch 11. April 2006 hatte die Arbeit im Juni be- Übersicht über alle relevanten eine Vielzahl physikalischer Prozesse die gonnen) formt sich bereits ein neues Bild Wellenlängen: www.astro.uni-bonn. Interpretation der hellen und dunklen der Planetenatmosphäre. Nicht nur war de/~dfi scher/venus

Muster – die immerhin teilweise mit der dank der spektralen Fenster zwischen 1μm Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 15 Rubrik

a Abb. 4: Die großen Strömungen der Venusatmosphäre: Die untere Atmo- sphäre wird von Hadley-Zellen bestimmt, die die Sonneneinstrahlung antreibt (a), oberhalb von 100km strömt die Atmo- sphäre von der Tag- zur Nachtseite (b).

feld bremst, auf die Venusatmosphäre einwirkt. Nun ist klar, dass es nicht nur lokales Wetter gibt sondern ein stabiles Muster aus Wolkenbewegungen in der mittleren und unteren Atmosphäre. In Äquatornähe werden sie von Konvekti- on und Wellen dominiert, in höheren Breiten gibt es einen abrupten Über- gang zu kaum gestörtem Fluss entlang von Bändern, und jenseits von 70° einen b komplizierten polaren Wirbel mit zwei Zentren. Und es gibt abrupte Wetter- wechsel in großen Teilen des Planeten: So tauchte im Juli 2007 binnen Tagen ausgedehnter heller Dunst im Süden auf, als plötzlich Schwefelsäure aus der Tiefe hochstieg. Wegen der elliptischen Bahn des Venus Express können seine Kameras immer nur Ausschnitte aus den Wolken sehen: Seitens der Welt- raumforscher gibt es einiges Interesse an zeitgleichen, guten Amateuraufnah- men im Ultravioletten von der ganzen Venus, um insbesondere die Detail- bilder der Sonde mit ihren Wellen und . AL Wirbeln in den richtigen Kontext zu ET

stellen! VEDHEM Das Strömungsmuster der Venusat- H. S H.

NACH mosphäre hängt nicht nur vom Äqua- torabstand sondern auch stark von der Höhe ab. Unterhalb von 100km dominieren die auch von Erde und Mars her bekannten Hadley-Zellen: Erwärmtes Gas über dem Äquator strömt Rich- tung Pole bis auf etwa 60° Breite, was sich direkt beobachten lässt, während die Rückströmung des abgekühlten und tiefer gesunkenen Gases unterhalb der Wolken verborgen bleibt. Ober- halb von 100km sehen die Strömungen völlig anders aus: Hier strömt das Gas von der sonnenbeschienenen Seite zur Nachtseite der Venus. Dieser Trans- portweg verrät sich direkt, denn wenn Sauerstoff atome auf der dunklen Seite absinken, vereinigen sie sich zu Sau-

Abb. 5: Der südliche polare Di- pol, bei 5,05μm Wellenlänge, am 28.5.2006: Der komplexe Wirbel misst . AL 900km×2700km. Was hier im ther- ET mischen Infraroten strahlt, befi ndet sich

VEDHEM etwa 60km über der Oberfl äche. H. S H. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

16 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Hauptartikel MMART E ARTER C ESA/MPS/DLR/IDA NACH Abb. 6: Eine Sequenz von ultravioletten Aufnahmen zeigt die schnell ver- Abb. 7: Wie sich das Klima auf der Venus entwickelt änderlichen hellen und dunklen Wolken, inklusive des plötzlichen Erschei- – fast so kompliziert wie auf der Erde: Vulkanismus, Wol- nens ausgedehnter heller Nebel aus Schwefelsäure. Die Bilder entstanden ken, chemische Reaktionen am Boden und in der Atmo- zwischen dem 23. Juli und 4. August 2007 – mit der VMC-Kamera der Sonde sphäre durch UV-Licht der Sonne und Verluste in den »Venus Express«. Weltraum spielen eine Rolle. erstoff molekülen und senden dabei einen (Photolyse): Nachdem es tiefer gesunken beobachten, wie der Sonnenwind Teilchen auff älligen Airglow bei 1,27μm aus. Auch ist, gibt es erhebliche Dichteunterschiede aus der oberen Atmosphäre herausreißt Temperaturmessungen des Venus Express je nach Äquatorabstand, womit sich das und davonträgt. Diesen Prozess muss man bestätigen dieses Strömungsmuster, denn CO als unverhofft er Indikator für weitere genau kennen, um die Geschichte des auf der Nachtseite gibt es ein ausgeprägtes Strömungsbewegungen anbietet. Wassers auf dem Planeten zu rekonstruie- Temperaturmaximum in 90km bis 120km ren. Dank Venus Express wissen wir jetzt, Höhe: Verantwortlich ist die Kompressi- Wo ist das Wasser? dass nach dem schon länger auf der Ver- onswärme der absinkenden Atmosphä- lustliste stehenden H+ das am stärksten re. Mit seinen spektroskopischen Instru- Auch als direkter Beobachter der Venus- abströmende Ion O+ ist, beides Dissoziati- menten kann der Venus Express auch der Physik betätigt sich der Venus Express: onsprodukte neutraler Moleküle. Da ziem- unterschiedlichen Chemie der Atmosphä- Auf seiner elliptischen Bahn kommt er bis lich genau halb so viel O+ wie H+ abströmt, re in verschiedenen Zonen nachspüren. So auf 250km an die Oberfl äche heran und dürft e es sich bei der Quelle vor allem entsteht weit oben Kohlenmonoxid durch taucht damit bereits in die Ionosphäre ein. um Wasserdampf handeln. In den fast

Sonnenstrahlung, die CO2 zerschlägt Dabei können seine Instrumente vor Ort 5 Milliarden Jahren seit der Entstehung

Abb. 8: So funktio- ESA 0,001bar niert der Treibhaus- NACH eff ekt auf der Ve- 80km nus: Sichtbares Licht Obere Dunstschicht 0,010bar von der Sonne wird von den Wolken teil- 70km weise refl ektiert, von Obere Wolkenschicht der unteren Atmo- 0,100bar sphäre und Oberfl ä- 60km Höhe che aber absorbiert. Druck Mittlere Wolkenschicht Dort entsteht Wär- 1,000bar 50km mestrahlung, die aber Untere Wolkenschicht vom dichten Kohlen- Untere Dunstschicht 40km dioxid und den Wol- 30km ken zurückgehalten 10,000bar wird: Der Planet wird 20km wärmer. 10km 100,000bar 0km 200K 300K 400K 500K 600K 700K Temperatur Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 17 Hauptartikel

des Sonnensystems muss die Venus Eine erste Bilanz eine große Menge Wasser über diese Atmosphärenerosion verloren haben, Als erste Bilanz des Venus Express die die magnetfeldbewehrte Erde nur sagen seine Wissenschaft ler: Wir ver- in viel geringerem Maße trifft . Im stehen jetzt besser, warum sich Ve- Gegensatz zu überschwänglichen Me- nus und Erde so stark unterscheiden. dienberichten vom »Nachweis« eines Sie begannen mit recht ähnlichen früheren Venusozeans durch die neu- Oberfl ächen (»Venus als ein erdähn- en Messungen gibt es aber noch große licherer Planet« ist auch ein zusam- Unsicherheiten bei der Rückrechnung, menfassender Artikel überschrieben), und die beteiligten Wissenschaft ler aber dann entwickelten sie sich unter- versprechen lieber, dass wir frühe- schiedlich. Auf der Erde wandelten die stens »am Ende der Mission besser Ozeane das meiste atmosphärische wissen sollten, ob der Planet einmal Kohlendioxid in Karbonatgestein einen Ozean hatte, der so ausgedehnt um, während das Wasser auf der Ve- und tief wie der der Erde war.« nus wegen der größeren Sonnenhitze leichter verdunstete und eine fatale

Gibt es Gewitter? Rückkopplung begann. Die CO2-At- mosphäre blieb und führte über ei- Auch kontrovers ist eine Entde- nen starken Treibhauseff ekt zu einer ckung des Venus Express, die ein extrem heißen Oberfl äche, während Jahrzehnte altes Rätsel gelöst haben nahezu alles Wasser – wie viel es auch könnte: Gibt es Gewitter auf dem Pla- immer war – in den Weltraum ent- neten? In den hochfrequenten Ma- schwand. Noch läuft die Mission, die gnetometerdaten des Venus Express bis Mai 2009 fi nanziert ist und die die wurden kurze Ausbrüche von elek- ESA gerne bis mindestens 2011 ver- tromagnetischen Wellen detektiert, längern möchte, wenn der japanische die in der Ionosphäre als »Nachhall« Venus Climate Orbiter den Planeten der Blitze weiter unten entstehen. erreicht: Technisch spräche nichts Das würde einer Gewitterrate von gegen noch viele weitere fruchtbare mindestens der Hälft e der irdischen Jahre. Eine Entdeckung steht uns viel- entsprechen, was wiederum über die leicht noch bevor, die das Atmosphä- zugeführte Energie die Chemie der renfenster bei 1μm erlauben würde: Atmosphäre antreiben würde. Aller- Wenn an einer gut sichtbaren Stelle dings regt sich bereits Widerspruch ein Vulkan ausbräche, dann würde gegen die Blitz-Deutung der Wel- sich der Lavasee markant als heller len: So ist auf der Venus kein off en- Fleck bemerkbar machen. Aufnah- sichtlicher Mechanismus erkennbar, men werden regelmäßig nach solchen der Ladungen ausreichend trennen Eff ekten abgesucht, bisher ohne Er- könnte. In den Konvektionszellen, gebnis. Ein Nachweis von aktivem die man beobachtet, steckt nämlich Vulkanismus auf dem Planeten, für hundertmal weniger Masse als in ir- den es bisher keine direkten Hinwei- dischen Gewitterzellen. Die Venus- se gäbe, wäre das Sahnehäubchen für wolken entsprechen eher irdischem eine Mission, die eigentlich nur ein Smog, und darin blitzt es auch nicht. Abfallprodukt war. Auch sind alle Versuche früherer Raumsonden gescheitert, Blitze im [1] Svedhem, H. et al.: Venus as a more Earth- Optischen zu sichten, aber vielleicht like planet, Nature 450, 629 (2007) kennen wir einfach noch nicht alle [2] Markiewicz, W. J. et al.: Morphology Prozesse, die zu Gewittern führen and dynamics of the upper cloud layer können, und ihre Erscheinungs- of Venus, Nature 450, 633 (2007) formen auf anderen Welten mögen [3] Piccioni, G. et al.: South-polar fea- andere sein. Ein auff älliges Venus- tures on Venus similar to those near the rätsel harrt ebenfalls noch der Lö- north pole, Nature 450, 637 (2007) sung: Auch all die Instrumente des Venus Express konnten so wenig wie die seiner Vorgänger klären, welche chemischen Substanzen eigentlich für den ausgeprägten Wolkenkon- trast im Ultravioletten sorgen, dank dessen sich so bequem die Strö-

mungsmuster verfolgen lassen. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

18 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Wissen

von Peter und Susanne Friedrich ASTROWISSEN Was ist der Treibhauseff ekt?

ls Treibhauseff ekt wird der Prozess bezeichnet, bei dem von dass die mittlere Temperatur auf der Erde von 15°C etwa 30° hö- Aeiner Atmosphäre im infraroten Spektralbereich emittierte her liegt als man aufgrund der Entfernung zur Sonne erwarten Strahlung eine Planetenoberfl äche erwärmt. Er wurde 1824 von würde. Auf der Venus hat die dichte Atmosphäre aus Kohlendi- Joseph Fourier entdeckt und 1896 von Svante Arrhenius zum oxid jedoch zu lebensfeindlichen Bedingungen mit 460°C ge- ers ten Mal quantitativ untersucht. Der Name Treibhauseff ekt führt. entstand in Analogie zur Erwärmung der Luft in einem Treibhaus, Seit der Industrialisierung verändert der Mensch die Konzen- wodurch das Wachstum von Pfl anzen beschleunigt werden tration der Treibhausgase in der Atmosphäre: Bei der Verbren- soll. Aber nicht nur Glas besitzt die Eigenschaft, sichtbares Licht nung fossiler Brennstoff e gelangt Kohlendioxid in die Atmo- durchzulassen und Wärmestrahlung abzuschirmen, auch Gase sphäre, große Flächen mit Reisfeldern und industriell betriebene besitzen mehr oder weniger diese Fähigkeit. Viehzucht von Rindern setzen Methan frei – um nur zwei Bei- Planeten bekommen spiele zu nennen. Die- den größten Teil ihrer se Erhöhung führt in Energie von der Sonne erster Linie zu einer in Form von Strahlung verstärkten Absorpti- im visuellen und nahen on der die Erdober- infraroten Spektralbe- fl äche verlassenden reich. Etwa ein Drittel Wärmestrahlung in wird bei der Erde durch der Atmosphäre und Wolken direkt wieder damit zu einer Erwär- zurück in den Weltraum mung. Auch wenn refl ektiert, der Rest 50% des Kohlendio- wird absorbiert und er- xids wieder in der Bi- wärmt die Oberfl äche, osphäre und den Oze- die Ozeane und die At- anen gebunden wird mosphäre. Sichtbares IPCC und bestimmte Aero- Licht passiert dagegen Energiebilanz der Erde. Über lange Sicht wird von der Erdoberfl äche und der sole, die ebenfalls bei weitgehend ungehin- -atmosphäre genau soviel Energie absorbiert wie in den Weltraum abgestrahlt der Verbrennung ent- dert die Erdatmosphäre wird. Etwa die Hälfte der eingestrahlten Energie wird vom Erdboden absorbiert stehen, einfallende und wird hauptsächlich und über die Erwärmung der Luft, Verdunstung und langwellige Strahlung, die Strahlung refl ektieren vom Boden absorbiert. von Wolken und Treibhausgasen absorbiert wird, in die Atmosphäre transpor- und damit der Erwär- Die vom erwärmten Bo- tiert. Die Atmosphäre wiederum emittiert Strahlung sowohl zurück zur Erde als mung entgegenwir- den abgegebene Infra- auch in den Weltraum. ken können, bleibt bei rotstrahlung wird in der Berücksichtigung aller Atmosphäre von bestimmten Molekülen, den sog. Treibhausga- klimarelevanten Faktoren eine Nettoerwärmung übrig. Hinzu sen, und von Wolken absorbiert. Davon wird nur ein Teil in den kommt, dass mit zunehmender Erwärmung der Erdatmosphäre Weltraum abgegeben, der andere wird Richtung Oberfl äche auch die Wasserdampfkonzentration in der Atmosphäre steigt, emittiert und erwärmt den Boden weiter. Bis sich ein Gleichge- wodurch sich der Treibhauseff ekt verstärkt und die Temperatur wicht einstellt hat, erhitzt sich der Boden, bis die von ihm abge- sowie die Wasserdampfkonzentration weiter ansteigen. Solch gebene Energie in Form von Infrarotstrahlung gleich der einfal- ein Beschleunigungseff ekt könnte vor langer Zeit auf der Venus lenden Energie von Sonne und Atmosphäre ist. statt gefunden haben. Die (trockene) Erdatmosphäre besteht zu rund 4/5 aus Stick- stoff und zu rund 1/5 aus Sauerstoff . Neben diesen beiden [1] Solomon, S. et al.: Technical Summary, in Climate Change 2007: The Physical Hauptbestandteilen gibt es eine Reihe von weiteren Gasen, die Science Basis. Contribution of Working Group I to the Fourth Assessment in Spuren vorkommen: Argon, Kohlendioxid, Methan, Neon, He- Report of the Intergovernmental Panel on Climate Change, Solomon et al. lium, Krypton und molekularer Wasserstoff . Zudem ist die Luft (Hrsg.), Cambridge University Press, Cambridge, UK, New York, NY, USA (2007) durch eine sich ständig verändernde Menge Wasserdampfs an- [2] Alley, R. B. et al.: IPCC, 2007: Summary for Policymakers, in Cli- gereichert, die etwa 0,25% (1–4% in Bodennähe) ausmacht. Die mate Change 2007: The Physical Science Basis. Contribution of Wor- Venusatmosphäre hingegen besteht zu 96% aus Kohlendioxid, king Group I to the Fourth Assessment Report of the Intergovern- einem der stärksten Treibhausgase. Weitere wichtige Treibhaus- mental Panel on Climate Change, Solomon et al. (Hrsg.), Cambridge gase sind Methan, Wasserdampf und Ozon. Schon die geringen University Press, Cambridge, UK, New York, NY, USA (2007) Mengen an Treibhausgasen in der Erdatmosphäre sorgen dafür, [3] Le Treut, H. et al.: Historical Overview over Climate Change, in Cli- mate Change 2007: The Physical Science Basis. Contribution of Wor- Surftipp king Group I to the Fourth Assessment Report of the Intergovern- mental Panel on Climate Change, Solomon et al. (Hrsg.), Cambridge Intergovernmental Panel on Climate Change: www.ipcc.ch University Press, Cambridge, UK, New York, NY, USA (2007) Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 19 Ereignisse

Himmelsereignisse im Juni/Juli 2008

Planet der kurzen Nächte Jupiter in Opposition am 9. Juli 2008

Jupiter regiert die Sommernächte – doch steht er noch med vor dem Planeten bewegen. Ganymeds Schatten ist dabei ungüns tiger als letztes Jahr. Mit einer Deklination von –22,5° fast doppelt so groß. Ab 2:56 stehen gleichzeitig auch beide befi ndet er sich nahe des südlichsten Punktes der Ekliptik im Monde selbst vor dem Planeten. Dabei scheint es, als ob ein Sternbild Schütze. Selbst in der Schweiz und Österreich kommt dritter Schatten dazugekommen wäre, die dunkle Oberfl äche er nicht mehr als 20° über den Ho- von Ganymed täuscht dies rizont, in Norddeutschland sind es aber nur vor. Um 4:22 MESZ, gar nur 15°. Am 9.7. erreicht der wenn die beiden Monde größte Planet des Sonnensystems ihre Schattenspiele been- seine Oppositionsstellung. Er ist zu det haben, tritt auch noch diesem Zeitpunkt –2m,7 hell und 623 der Schatten von Kallisto Millionen Kilometer entfernt. auf die Bühne. Das 47" große Jupiterscheibchen Eine Nacht vor der Op- gibt aufgrund der Luftunruhe in der position kommt es dage- geringen Höhe über dem Horizont gen zu einer Bedeckung nur wenige Details preis. Selbst mit des Schattens durch den kleinsten Fernrohren sind aber die vorüberlaufenden Mond beiden dunklen Hauptbänder zu se- selbst: 110 Sekunden nach hen, die den Planeten umspannen. dem der Schatten von Io Ebenfalls nur kleinste Optik erfor- auf der Jupiterscheibe dert das Betrachten des Spiels der auftriff t, beginnt auch der vier hellen Jupitermonde, die Gali- Durchgang des Mondes leo Galilei vor 398 Jahren erstmals selbst. Der sich ergebende beobachtet hat. sichelförmige Schatten ist HURNER

Einer der seltenen doppelten T jedoch nur bei exzellenter ARL Schattenvorübergänge fi ndet am K Luftruhe mit größeren Te- 16.6. ab 0:42 MESZ statt, wenn sich Die Schattenspiele der Jupitermonde verzaubern immer leskopen sichtbar. die dunklen Schatten der Monde wieder – wie hier ein Schattendurchgang von Ganymed am Ronald Stoyan Europa (ab 0:26 MESZ) und Gany- 14.7.2007.

Mond bedeckt Sternpaar Mond bedeckt 51/52 Sgr am 18.7.2008 In der Nacht vom 17. auf den 18. Juli bedeckt der Voll- 02:03:05 mond kurz nach seiner Kulmination kurz hintereinander 03:01:37 01:55:01 03:09:42 02:54:17 zwei Sterne im Sternbild Schütze: 51 und 52 Sagittarii. Der 01:59:13 03:06:51 02:59:25 01:59:15 03:07:41 Beginn der Bedeckungen spielt sich je nach Beobach- 02:56:33 02:04:39 03:08:49 Eintritt 03:01:38 tungsort zwischen 11° und 18° Höhe über dem Südhori- 02:14:41 03:10:49 03:11:30 03:09:34 zont ab. Wegen der Helligkeit des Vollmonds empfi ehlt 01:46:13 01:41:38 sich unbedingt die Beobachtung mit dem Teleskop. Für Eintritt Austritt 01:42:07 verschiedene Beobachtungsorte unterscheidet sich der 01:46:03 Verlauf der Bedeckungen. Überall wird aber zuerst der 01:49:02 01:52:42 5m,7 helle 51 Sgr bedeckt, im Westen geschieht dies um Austritt Nürnberg Bonn Zürich Nürnberg Bonn Zürich etwa 1:41 MESZ, ganz im Osten rund 10 Minuten später. Hamburg Potsdam Wien Hamburg Potsdam Wien Während 51 Sgr etwas nördlich des Mondäquators hinter 52 Sgr 51 Sgr dem westlichen Mondrand verschwunden ist, verringert sich der Abstand zum 4m,7 hellen 52 Sgr merklich. Rund Spumans am Ostrand des Mondes wieder auf, einige Minuten später folgt eine viertel Stunde später wird auch er, etwas weiter süd- 52 Sgr etwas südlicher. Die Beobachtung des Austritts erfordert gute Sicht- lich, vom Mondrand erfasst und verschwindet für eine gute bedingungen, da der Mond besonders im Norden nur noch knapp über Stunde. 51 Sgr taucht gegen 3:00 MESZ – die genaue Zeit dem Südwesthorizont steht. hängt vom Beobachtungsort ab – auf der Breite des Mare Peter Friedrich Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

20 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Ereignisse

Planetenparade am Abendhimmel Astronomische Ereignisse im Juni/Juli 2008 3.6. 21:22:38 MESZ Neumond

In den kurzen Nächten um die Sommer- die Sterne des Löwen langsam in Erschei- 7.6. 17:26:47 MESZ Merkur in Unterer Konjunktion sonnenwende sind helle Gestirne dankbare nung. Um spätestens 23:00 MESZ dürfte die Beobachtungsobjekte, die sich während Beobachtung des »Viergestirns« wegen der 9.6. 06:18:25 MESZ Venus in Oberer der langen Dämmerungszeiten beobach- Horizontnähe schwierig werden. Konjunktion ten lassen. Eine schöne Konstellation am Einige Tage später, am 10. Juli, kommt 10.6. 17:03:40 MESZ Mond Erstes Viertel Abendhimmel ergibt sich am 6. Juli, wenn es zur geringsten Annäherung zwischen 12.6. 18:28:31 MESZ Juno in Opposition Himmel sich vier helle Gestirne in einem Feld mit Mars und Saturn. Dabei überholt Mars den 18.6. 19:30:33 MESZ Vollmond 6° Durchmesser aufhalten: Dicht bei Re- Ringplaneten südlich in einem Abstand von 20.6. 21:42:09 MESZ Pluto in Opposition gulus, dem Hauptstern des Löwen stehen 38' – bei schwacher Teleskopvergrößerung Mars, Saturn und die schmale Sichel des passen beide Planeten ins Gesichtsfeld! 21.6. 01:59:25 MESZ Sommeranfang zunehmenden Mondes. Mit einem Fernglas Eine Beobachtung vor Sonnenuntergang ist 26.6. 14:09:51 MESZ Mond Letztes Viertel schwächerer Vergrößerung kann man alle möglich, erfordert aber größere Teleskope, 27.6. 04:30:00 MESZ Juni-Bootiden (JBO), vier zusammen ins Gesichtsfeld bekommen. denn Mars und Saturn erscheinen mit 1m,7 ZHR: var Die Zusammenkunft fi ndet genau über dem bzw. 1m,0 vor dem hellen Morgenhimmel 1.7. 16:53:59 MESZ Mars passiert α Leo 40' Westhorizont statt und kann bald nach Son- recht blass. nördlich nenuntergang gesehen werden. Wenn es Peter Friedrich 1.7. 19:54:16 MESZ Merkur in größter west- etwas dunkler geworden ist, treten auch licher Elongation (21,8°) 3.7. 04:18:39 MESZ Neumond 3.7. 17:05:59 MESZ Mond passiert Venus 1° 4' Die Sommer-Südströme nördlich 6.7. 11:05:59 MESZ Mond passiert α Leo 1° Die Monate Juli und August sind bekannt Vor der Revision der Radiantenliste 49' südlich für ihre relativ hohe Meteoraktivität. Vor der Internationalen Meteor Organisation 9.7. 09:39:13 MESZ Jupiter in Opposition allem die Perseiden mit ihrem Maximum (IMO) wurden die drei Aquariden-Ströme, 10.7. 06:34:55 MESZ Mond Erstes Viertel um den 12. August dürften schon viele Ama- namentlich die südlichen und nördlichen 10.7. 19:36:00 MESZ Mars passiert Saturn 38' teure beobachtet haben. Weniger bekannt ι-Aquariden und die südlichen δ-Aquariden, südlich sind dagegen die kleineren Ströme, deren sowie der Strom der α-Capricorniden gelis- m Radianten in unseren Breiten am Südhimmel tet. Da aber die ι-Aquariden kaum Aktivi- 17.7. 03:22:27 MESZ Mond bedeckt φ Sgr (3,3) zu fi nden sind. Diese Ströme, die in der Ver- tät zeigten, wurden sie aus der IMO-Liste 18.7. 01:59:13 MESZ Mond bedeckt 51 (5m,7) gangenheit als Aquariden-/Capricorniden- gestrichen. Heute wird nur noch zwischen und 52 Sgr (4m,7) Komplex zusammengefasst wurden, haben den südlichen δ-Aquariden (SDA), den 18.7. 09:59:09 MESZ Vollmond ihre wenig ausgeprägten Maxima zum Ende α-Capricorniden (CAP) und der Anthelion- 25.7. 20:41:38 MESZ Mond Letztes Viertel des Monats Juli bzw. Anfang August. In die- Quelle (ANT) unterschieden. 27.7. – Südliche δ-Aquariden sem Jahr sind sie bei Neumond am 1. August Die SDA haben ihr Maximum um den 27. (SDA), ZHR: 20 perfekt zu beobachten (dagegen stört der Juli. Das Maximum selbst ist unscharf und Vollmond am 16. August das Maximum der die ZHR liegt bei ca. 20. Dieser Strom liefert 29.7. 22:04:29 MESZ Merkur in Oberer Kon- junktion Perseiden recht nachhaltig). meist schwache Meteore. Die CAP dagegen 30.7. – α-Capricorniden (CAP), ZHR: 4 Die Radianten der α-Capricorniden (CAP), δ-Aquariden (SDA) und der Anthelion-Quelle Auszug aus: Das Astronomische Jahr 2008, interstellarum Jahr- Pegasus Delphinus buch; Zeiten bezogen auf Mitte des deutschen Sprachraums (Nürnberg)

20.9. Aquila Pisces Equuleus 10.9. sind mit einer ZHR um 4 zwar wenig aktiv – ANT Aquarius CAP 30.8. von einem Maximum am 29. Juli mag man

10.8. 20.8. kaum sprechen – allerdings liefert dieser 5.8. Scutum 10.8. 30.7. Strom häufi g hellere Meteore und Feuerku- SDA 25.7. geln. Im Gegensatz zu den ANT-Meteoren, 30.7. 20.7. deren Radiant sich in unmittelbarer Nähe 15.7. 20.7. Cetus 20.8. 10.7. der CAP befi ndet, sind die Meteore der CAP 15.8. 10.8. 5.8. Capricornus 10.7. recht langsam und damit deutlich von de- 30.7. 25.7. 20.7. nen der ANT zu unterscheiden. 15.7. 10.7. 30.6. 5.7. André Knöfel Piscis Austrinus

N Microscopium Sagittarius Lage der Radianten der südlichen O Sculptor Grus δ-Aquariden, α-Capricorniden und Ant- fst7,0m

helion-Quelle im Juli/August 2008 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 21 22 Himmel Das Sonnensystem Sonnensystem inter Do Mi Di Mo So S Fr Do Mi Di Mo So S Fr Do Mi Di Mo So S Fr Do Mi Di Mo So S Fr Do Mi Di Mo So S Fr Do Mi Di Mo So S Fr Do Mi Di Mo So S Fr Do Mi Di Mo So S Fr Do Mi Di Mo So a a a a a a a a Dämmerungsdiagramm imJuni/Juli2008 Dämmer 31.7. 30.7. 29.7. 28.7. 27.7. 26.7. 25.7. 24.7. 23.7. 22.7. 21.7. 20.7. 19.7. 18.7. 17.7. 16.7. 15.7. 14.7. 13.7. 12.7. 11.7. 10.7. 30.6. 29.6. 28.6. 27.6. 26.6. 25.6. 24.6. 23.6. 22.6. 21.6. 20.6. 19.6. 18.6. 17.6. 16.6. 15.6. 14.6. 13.6. 12.6. 11.6. 10.6. stellarum 58

Jupiter09:39:13MESZ inOpposition 9.7. 8.7. 7.7. 6.7. 5.7. 4.7. 3.7. 2.7. 1.7. 9.6. 8.6. 7.6. 6.6. 5.6. 4.6. 3.6. 2.6. 1.6.

7. 7. 7. 7. 7. 7 . . . . ungsdiagramm Mond passiert αLeo 1°49'südlich 11:05:59MESZ Mond passiert Süd Mond Letztes α- •Juni/Juli 2008 C liche δ- apricorniden (CAP) , ZHR:4 Merk

118h8h8 ME MESZESZE Z Mars passier 1818hhhM MMES MESZSZS A Mond passier ur inO Mond Er quariden (SDA), ZHR:20

in Vie Merk

O r ber ber te l 14:0951MESZ ur inUnter stes

er er K Merkur Unter 09:39:13 t αLeo r U ntter K rgang t Vie onjunktion onjunktion Mond bedeckt52Sgr(4,7)und Juno inOpposition Venus

220h0h0 ME MESZESZE Z 202 hhM MESSZZ r 40'nör te l

er K 1°04'nör MESZ Mars passier Vo onjunktion dlich llmond MerkM

er Venus Unteterganngg dlich k ur ur ing Mond Letztes t S 222h2h2h ME EESZSZSZ i 22222hh M ESSZZ n a turn 38'südlich m ößter westlicher Elonga Neu Pluto inOpposition

Jupiter Aufg mond Mond bedecktφSgr(3,3) Neptun Aufg Vie ang ang r te

bedeckt (JBO) Juni-Bootiden

l 224h4h ME MESZEESZZ 24224hhhM MMES MESZSZS Mars Unter

m gang

Sgr tion (21,8°) im Juni/Juliim 2008

Saturn Unter (3 n Untntergang m , Neu Venus inO 3) 22hhhM MMESZ SSZ 2h2 M MESZESZE Z , ZHR:v mond Uranus Unter gang Mond Er ber So ar mmera er K onjunktion

44hh M MESZESESZ stes 4h4 M MESZESE Z nfang Vie r te l Venus Aufgfgangn Merkur 66hhhM MESM MESZSZS 6h6 M MESZESZE Z Aufgang

Jupiter Unter gang Vo

llmond 88hhhM MESM MESZSZS 8h8 M MESZESZE Z Saturn Aufgang Neptun Unter gang Mars Aufgang Uranus Aufgang 1 1 1 31.7. 30.7. 29.7. 28.7. 27.7. 26.7. 25.7. 24.7. 23.7. 22.7. 21.7. 20.7. 19.7. 18.7. 17.7. 16.7. 15.7. 14.7. 13.7. 12.7. 11.7. 10.7. 30.6. 29.6. 28.6. 27.6. 26.6. 25.6. 24.6. 23.6. 22.6. 21.6. 20.6. 19.6. 18.6. 17.6. 16.6. 15.6. 14.6. 13.6. 12.6. 11.6. 10.6. 1.8. 9.7. 8.7. 7.7. 6.7. 5.7. 4.7. 3.7. 2.7. 1.7. 9.6. 8.6. 7.6. 6.6. 5.6. 4.6. 3.6. 2.6.

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

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

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

Die Planeten auf ihren Bahnen im Juni/Juli 2008

M E G

U C

R A

R S

Jupiter P Merkur Saturn

Das innere Sonnensystem Venus Das äußere Sonnensystem

L R I Uranus Erde B Q A

Mars SC Neptun P O CA SGR Zeitraum 1.6.–31.7. Die Planeten im Fernrohr im Juni/Juli 2008

Merkur Jupiter

2.6. 4m,1 2,7% 11,9" 23.6. 1m,7 17,4% 9,9" 14.7. –0m,8 71,5% 6,0" 28.7. –2m,0 99,5% 5,1"

I Kallisto G E o ur any

Venus Saturn opa

med

T itan

2.6. –3m,9 99,9% 9,6" 28.7. –3m,9 97,2% 10,0" 30.6. 0m,8 99,8% 16,9" 30.6. –2m,7 100,0% 47,1"

Mars Uranus Neptun

m m m m N 2.6. 1,5 92,3% 4,9" 28.7. 1,7 95,7% 4,1" 30.6. 5,8 99,9% 3,5" 30.6. 7,9 100,0% 2,3" O W 0" 10" S Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 23 Sonnensystem Sonne aktuell Sonne im Minimum

achdem am 4. Januar 2008 die erste Gruppe des Relativzahlen und Flecken mit bloßem Auge Nneuen Fleckenzyklus beobachtet und als solche Re A 250 2,0 bestätigt wurde, erwartete man eigentlich einen deut- Datenquellen: alle Angaben als Monatsmittel lichen Anstieg der Sonnenaktivität. Dieser blieb aber Relativzahlen (ab 5/2005) - http://sidc.oma.be A-Netz - www.vds-sonne.de aus und in den kommenden Wochen bis Mitte März Hα Relativzahlen - www.interstellarum.de 200 1,6 verlief die Sonnenaktivität weiter auf sehr geringem Ni- veau. Im Februar war die Sonne an immerhin 20 Tagen fl eckenfrei und erreichte so fast den Wert vom Septem- 150 1,2 ber 2007, wo sie an 22 Tagen ohne sichtbaren Fleck war. Zwischen dem 9. Oktober und 5. November 2007 war 100 0,8 die Sonne jedoch gar an 28 Tagen fl eckenlos. Aktivität gesamt Die Tätigkeit in der Wasserstoffl inie Hα war nur in Aktivität Nordhemisphäre Aktivität Südhemisphäre A-Netz (bloßes Auge) Aktivität H-α den ersten Januar-Tagen von Interesse, als in der Ak- 50 0,4 tiven Region 10980 mehrere Flares aufstiegen. Danach gab es bis Mitte März nur noch Protuberanzen und einige Filamente zu sehen, zudem registrierte SOHO 0 0 mehrere Koronalöcher, aus denen zwar kleinere Pro- 212108642121086421210864 2005 2006 2007 tonenströme austraten, die aber keineswegs zu Po- larlichtern in unseren Breiten führten. ckentätigkeit der Sonne eher ab- als Damit ist erst wieder in ein paar Jahren zunimmt, zumindest nicht ungewöhn- zu rechnen. lich. Die Prognosen stagnieren seit An- Allgemein wird nicht das Auftau- fang des Jahres etwas und ob der zu- chen des ersten Flecks eines neuen Zy- letzt vorhergesagte Monat Mai 2008 als klus als dessen Startpunkt angesehen, Minimumsmonat bestätigt wird, muss sondern der Monat, in dem nach den schlicht abgewartet und durch Beobach- ausgeglichenen Monatsmitteln der tungen bestätigt oder verneint werden. Wolf'schen Relativzahl die niedrigste Manfred Holl Aktivität zu verzeichnen war. Zwischen beiden Ereignissen können durchaus Surftipps 10 bis 20 Monate liegen, so wurde z.B. Vorhersage der im Oktober 1963 der erste Fleck des 20. Sonnenfl eckenrelativzahl des Zyklus gesichtet, das Minimum fand 24. Zyklus: aber erst ein Jahr später im Oktober solarscience.msfc.nasa.gov/ 1964 statt. Dass beide Ereignisse in images/ssn_predict.txt einem Monat zusammentreff en, wie Solaemon's Spotless Days Page: Die ruhige Hα-Gesamtsonne am 25.1.2008, 13:31 im Mai 1996, ist eher die Ausnahme. users.telenet.be/j.janssens/ MEZ, 3"-Refraktor bei 1900mm Brennweite, Coronado Insofern ist die augenblicklich zu be- Spotless/Spotless.html Solarmax 60 + 2020 Telezentrik. Erich Kopowski obachtende Entwicklung, dass die Fle- Mitarbeit

Machen Sie mit und bestimmen Sie die Hα-Relativzahl. Ihre Werte können Sie täglich online melden unter www.interstellarum.de. Dort fi nden Sie auch eine ausführliche Zählanleitung. Wir freuen uns über jeden auch nur gelegentlichen Teilnehmer! Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

24 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Sonnensystem Planeten aktuell Weißer Fleck auf Saturn

aturn stand am 24.2. in Opposition – und pünktlich dazu herrschte SBewegung in seiner Atmosphäre. Saturnbeobachter verfolgen seit Dezember 2007 einen hellen Fleck in der Südtropischen Zone (STrZ) des Planeten, der in den letzten Wochen dramatisch an Helligkeit zugenom- men hat und nun auch in kleineren Teleskopen sichtbar ist. Am 4. März wurden schließlich sogar die Kameras des Saturnorbiters Cassini auf den Sturm ausgerichtet, der an ähnliche Phänomene der Vergangenheit erinnert. Auch in der ersten Märzwoche war die Struktur noch auff ällig. Der Fleck besitzt eine leichte prograde Drift im Rotations-System III des Planeten: Von Positionen um 273° im Dezember über 281° im Januar stieg die Länge auf ca. 300° derzeit. Wir rufen alle Planetenbeobachter auf, die weitere Entwicklung und Bewegung dieses Flecks durch Fotos und Zentralmeridian- passagen zu dokumentieren. Zentralmeridiane für Saturn sind mit täglicher Genauigkeit im interstellarum-Jahrbuch »Das Astronomische Jahr« tabelliert. Jupiters Großer Roter Fleck stand Anfang April bei ca. 124° Länge im System II. Eine weitere leichte Bewegung in Richtung größerer Längen wird erwartet. Das STB-Oval BA (»Kleiner Roter Fleck«) bewegt sich in genau umgekehrter Richtung hin auf kleinere Längen und stand im März bei ca. 200°. Die Begeg- NSTITUTE nung von beiden Wirbelsturmsystemen wird aber erst für das Jahresende er- I

wartet, wenn der Riesenplanet wieder unsichtbar ist. CIENCE S PACE Abb. 1: Der neue weiße Fleck auf Saturn, fotografi ert am 4.3.2008 von

der Cassini-Raumsonde. NASA/JPL/S

a b c

Abb. 2: Aktuelle Amateurbilder von Saturn a) 19.2.2008, 14"-SCT bei 9800mm, DMK 21BF04. Mario Weigand; b) 23.3.2008, 16"-Astrograph bei 10000mm, DMK 21AF04 (L-Kanal), ToU- Cam (RGB-Kanäle), 1000×1/3s (L), 700×1/5s (RGB). Bernd Flach-Wilken; c) 20.02.2008, 8"-Newton bei 5800mm, DMK 21AF04.AS, 1124×0,13s (R), 1124×0,13s (G), 561×0,26s (B). Torsten Hansen

Aus den beeindruckenden Störungen in bung aufweist. Im März befanden sich die anzutreff en sind, wird es interessant zu ver- der STrZ der letzten Saison haben sich of- beiden Objekte bei Längen von 185° und folgen sein, was bei einer Begegnung mit fensichtlich zwei kleine dunkle Ovale ge- 240°. Beide wandern zu kleineren Längen; dem GRF geschieht. bildet, von denen eines eine rötliche Fär- da sie in derselben Breitenlage wie der GRF Ronald Stoyan

Kometen aktuell Wiedersehen mit 6P/d'Arrest

ollte nicht noch überraschend ein hel- mers, C/2007 W1 (Boattini), wird erst im Juli er bereits einen Winkelabstand von 60° Slerer Komet auftauchen, wird der Juni wieder von Mitteleuropa aus sichtbar. Nach zur Sonne und sollte ab jetzt ein schönes für Kometenbeobachter ein recht ruhiger seiner Sonnennähe vom 24. Juni kann man Feldstecherobjekt sein. Seine Bahn führt Monat werden: Es sind in diesem Monat bald nach Monatsbeginn im Juli versuchen, den Kometen steil nach Norden und er leider keine Objekte heller als 11m,0 zu beo- den Schweifstern am östlichen Morgen- durchquert zunächst den Grenzbereich der

bachten. Der wohl hellste Komet des Som- himmel aufzuspüren. Am 10. Juli erreicht Sternbilder Stier und Walfi sch. Zur Monats- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 25 Rubrik

Abb. 1: Abschied von Komet Holmes. Die Montage zeigt den Weg des Kometen im Sternbild Perseus vom 28. Oktober 2007 bis 5. März 2008. Jörg Mosch

Komet Boattini am Morgenhimmel mitte erreicht Boattini dann das Juni 1851 vom deutschen Astro- r 30.7. o Sternbild Widder. Der Aufgang nomen Heinrich Ludwig d'Arrest

d 28.7. des Kometen erfolgt nun schon in Leipzig entdeckt, neuere Be- um 2:00 Uhr MESZ, die beste Be- rechnungen ergaben aber, dass 26.7. Aries obachtungszeit ist zwischen 2:30 der Komet bereits im Jahre 1678 24.7. und 3:30 Uhr, bevor die Morgen- vom Franzosen Philippe de la Hire

22.7. m dämmerung beginnt. Wie hell der beobachtet wurde. 6P gehört zur Komet nach seiner Sonnenpas- Jupiter-Familie, seine Bahn liegt 20.7. sage tatsächlich erscheinen wird, dabei ziemlich genau zwischen 18.7. lässt sich nicht genau vorhersagen. Erd- und Jupiterbahn. Er kann da- Sollte es keine Überraschungen her beiden Planeten recht nahe l 16.7. geben, darf mit einer Helligkeit kommen. Enge Begegnungen mit von rund 5m,0 gerechnet werden. Jupiter führten mehrmals zu Än- 14.7. Bis zum Monatsende wird Boattini derungen der Kometenbahn. So dann nur noch etwa 7m,0 hell sein, konnte der Komet im Jahre 1976 12.7. kann jetzt aber bequem die ganze bei seinem Perihel in 1,16AE Ent- x o a zweite Nachthälfte über beobach- fernung noch die 5. Größenklasse 10.7. Cetus tet werden. erreichen. Aktuell beträgt die Um- Im Juli kommt auch noch ein al- laufzeit 6,5 Jahre und die heurige

8.7. ter Bekannter, der periodische Ko- Wiederkehr – es ist die 19. beo- Taurus k2 k1 met 6P/d'Arrest, in die Reichwei- bachtete – fällt günstig aus, auch te von Amateurteleskopen. Dieser wenn die jetzige Bahn mit einer 6.7. Schweifstern wurde zwar am 28. Perihelentfernung von 1,35AE ihn

Surftipps 4.7. Monats- und Jahresübersichten, Aufsuchkarten, Bilder: www.kometarium.com Aktuelle Neuigkeiten, Bilder, Beobachtungen: 2.7. kometen.fg-vds.de Aufsuchkarten, Beobachtungshinweise: www.ki.tng.de/~winnie/kometen/einstieg.html N G. Kronks Cometography:

O fst7,0m 6P/d'Arrest: cometography.com/pcomets/006p.html Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

26 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Sonnensystem

Abb. 2: Komet Holmes beim Californianebel am 5.3.2008. 200mm-Teleobjektiv bei f/4, Canon 350 D mod., ISO 800, 12×180s. Rudolf Dobesberger

kaum heller als 9m werden lässt. Komet d'Arrest befi ndet sich im Juli in Opposition zur Sonne und kann die ganze Nacht über ideal beobachtet werden. Er durchquert das Sternbild Adler von Norden nach Süden und wird seine Helligkeit rasch steigern. Zu Monatsbeginn dürfte sie noch bei rund 12m,0 liegen, bis Ende Juli kann mit etwa 10m,0 gerechnet werden. Im August wird 6P innerhalb einer Woche Erd- und Sonnennähe erreichen und noch etwas heller werdend rasch nach Süden ziehen. Gegen Ende August wird der Komet dann am südlichen Horizont verschwinden. Aktuelle Informationen zu allen beobachtbaren helleren Kometen fi nden Sie wie gewohnt im interstellarum- Newsletter. Burkhard Leitner

Kometen im Juni/Juli Name Entdeckung Perihel Erdnähe Beobachtungsfenster erwartete Helligkeit C/2007 W1 (Boattini) 20.11.2007 24.6.2008 (0,85AE) 12.6.2008 (0,21AE) April bis Mai und Juli bis August 5m 6P/d'Arrest 28.6.1851 14.8.2008 (1,35AE) 9.8.2008 (0,36AE) Juli bis August 10m Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 27 Rubrik

Der Sternhimmel im Juni/Juli 2008 1. Juni: 23:00 MESZ NORDEN

1. Juli: 21:00 MESZ

M 34 M

für 50° nörd. Br., 10° öst. L. 32 M

Perseus

M 31 M

Himmel 20 Mel

884/869

Cassiopeia

M 36 M 457

M 103 M

M 38 M

Auriga

Capella Camelopardalis M 37 M M 35 M

M 52 M Lacerta

1502

7510

7243

7209

Cepheus

M 39 M

7000 Gemini

Polaris

Ursa Minor Ursa

Deneb

Castor Cygnus

M 82 Pollux

Delphinus 6940

M 81

Draco

M 27 M

M 56 M Sagitta

Vulpecula

M 44 M Wega

Cr 399 Mars

M 71 M Atair

M 101 Ursa Maior Lyra

OSTEN M 92

Cancer

Hercules Venus M 67 Sommerdreieck M 51

WESTEN M 13 Canes Venatici Leo IC 4756 Aquila Bootes Saturn Corona Borealis Mel 111

6633 IC 4665 Venus M 3 Regulus Arktur Coma Berenices

M 11 Serpens Frühlingsdreieck M 53

Sextans Scutum M 14 M 12

M 16 Ophiuchus M 10 M 5 M 25 M 17

M 24 M 23 Virgo Hydra M 104 Crater M 21 M 9 Spica Libra

M 8 Ekliptik Corvus M 19 Antares

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

NameEmpfehlung für Typ R. A. Dekl. Helligkeit Größe/Periode Entfernung DSRA M 13 bloßes Auge GC 16h 41,7min +36° 27,6' 5m,8 23,2' 25890Lj 13 Leibnitz β FernglasMondberg – – – 6000m 384000km – AC Her FernglasVr18h 30min 16,2s +21° 52,0'7m,0–8m,5 75,4d 4650Lj – M 12 Teleskop GC 16h 47,2min –1° 56,9' 6m,7 12,2' 20760Lj 21 NGC 6210 Teleskop PN 16h 44,5min 23° 47,8' 8m,8 0,3' 6200Lj 13 Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

28 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Sternhimmel

Herkules’ Himmelsschätze

18hmin 40 18h 00 min 17h 20 min 16hmin 40 16h 00 min Astronomie mit

t i j bloßem Auge M 13

s er große Kugelsternhaufen ropäischen Landhimmel ist M 13 40° 40° DM 13 im Herkules ist neben jedoch ein realistisches Ziel. h den Plejaden und der Andro- Viele Beobachter nutzen die Er- M13 ° medagalaxie der Klassiker unter scheinung von M 13 in den Früh- q 2 r den Beobachtungsobjekten für lings- und Sommermonaten auch das bloße Auge. Auch wenn er zur genaueren Abschätzung der

z nicht zu dem Kreis von Deep- Beobachtungsbedingungen. Ist 30° 30° Hercules Sky-Objekten gehört, die vor der Kugelsternhaufen gerade noch x der Erfi ndung optischer Hilfs- mit indirekter Sicht erkennbar, so m mittel entdeckt wurden, so war liegt die Grenzgröße im Bereich des l NGC 6210 M 13 doch eines der ersten Ob- Sternbildes Herkules zwischen 5m,5 ° d 2 jekte, bei dem die freisichtige und 5m,8. Unter ausgezeichneten b Erkennbarkeit ausführlich in den Bedingungen ist das Objekt frei- 20° 20° Entdeckungsnotizen erwähnt sichtig bereits so deutlich als kleiner wird. Es war der bekannte Ko- Nebelfl eck erkennbar, dass es in der metenentdecker Edmond Hal- sternarmen Umgebung regelrecht

a ley, der den Sternhaufen 1714 ins Auge sticht. a im Sternbild Herkules entdeckte Die Sichtung von M 13 bietet

10° 10° und schildert, dass dieser sich noch einen Vorteil. Auf der Verbin-

NGC 6572 k mit bloßem Auge zeigt »wenn dungslinie der Sterne η und ζ Her- ° 2 der Himmel klar und der Mond culis fi ndet sich am Ende des ersten Ophiuchus abwesend ist«. Drittels kein anderer Stern, der in b In der Praxis erweist sich Reichweite des bloßen Auges liegt.

l Halleys Beschreibung als äu- Somit kann eine mögliche Ver-

0° 0° ßerst treff end. Ein von Licht- wechselung sicher ausgeschlossen M12 ° 2 verschmutzung oder dem werden, was den Kugelsternhau- d Mondlicht aufgehellter Himmel fen auch zu einem idealen Einstieg

verhüllt das Objekt in den al- in die freisichtige Beobachtung 18h 00 min 17hmin 20 16h 40 min fst8,0m lermeisten Fällen. Unter einem macht. xqGx Qsgoa GC OC Aspn PN GNv Vr 12345678 einigermaßen klaren, mitteleu- Matthias Juchert

Astronomie mit dem Fernglas Der höchste Mondberg

alileo Galilei entdeckte bei seinen ersten Fernrohrbeobachtungen Gdes Mondes vor fast 400 Jahren nicht nur dessen kraterübersäte Landschaft; durch seine Kenntnisse von Perspektive und Geometrie, die er sich in einem Studium der Kunst angeeignet hatte, erkannte er außerdem in Schattenwürfen und Lichtspielen Täler und Bergrü- cken. Als Ende des 18. Jahrhunderts der deutsche Astronom Johann Hieronymus Schröter den Mond mit zwei metergroßen Fernrohren in der Sternwarte von Lilienthal bei Bremen eingehend studierte, sah er auch Berge am südlichen Mondrand. So sollte nahe des Mondsüdpols ein 8000m hoher Berg existieren, wie er in seinem zweibändigen Werk »Selenotopographische Fragmente« schreibt. Dieser wäre im Verhält- nis zum kleineren Monddurchmesser betrachtet 4,5 Mal größer als die

Bei einer bestimmten Mondphase vor dem Ersten Viertel zeigt sich EIGAND

am Südpol des Mondes ein vom Rest abgetrennter heller Punkt. Dies W ARIO ist die Spitze von Leibnitz β, dem höchsten Mondberg. M Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 29 Sternhimmel

(damals bekannten) höchsten Berge der Obwohl dies keine offi ziell anerkannte Be- in einem Fernglas mit 40mm Öff nung be- Erde. Welche Naturkraft sollte dieses Berg- zeichnung ist, wird der Name heute im- obachtbar. Als heller Fleck wird Leibnitz β massiv empor getürmt haben? mer noch verwendet. Nach Whitakers Mes- an der südlichen Sichelspitze des jungen Aufgrund der Nähe zum Mondrand und sungen war der Berg nicht nur bis zu 9000m Mondes sichtbar und bei günstiger Nei- der geringfügig schwankenden Mondachse hoch, seine Basis sollte sogar Paris (über gung zum Beobachter kann er sich sogar (Libration), fehlten lange Zeit genaue Auf- 100km²) bedecken können. Auch wenn erst als leichte Unebenheit vom Sichelrand ab- zeichnungen über die Bergketten am jüngst veröff entlichte Radarmessungen des heben. Am Rand der noch dunklen – nur Mondsüdpol, deren Bezeichnung Montes lunaren Südpols zeigen, dass er nur eine vom Erdlicht beschienenen Seite – können Leibnitz (Leibnitz Berge) auf Schröter zu- Höhe von 6000m erreicht, kann er es noch außerdem jenseits des höchsten Berges rückgeht. Die beste Kartierung dieses Ge- mit dem höchsten Gipfel Nordamerikas noch andere kleine helle Lichtpunkte auf- bietes zeigt eine erst vor rund 50 Jahren aufnehmen und nebenbei ist er schon am tauchen: weitere hohe Bergspitzen oder entstandene gezeichnete Karte des eng- jungen Mond zu sehen, denn drei oder vier andere beleuchtete Oberfl ächenstrukturen lischen Mondbeobachters Ewen Whitaker; Tage nach Neumond ist der Gipfel bereits in des rauen Südpolgebietes. in dieser wird Schröters höchster Mond- Sonnenlicht getaucht. Nico Schmidt berg an der Westseite des Kraters Scott Dabei ist der nur 150km vom Pol ent- mit dem Namen »Leibnitz β« bezeichnet. fernte höchste Punkt des Mondes schon

Objekt der Saison M 12

m frühsommerlichen Himmel voll- Azieht sich der Wechsel von den gala- xienreichen Gebieten rund um den Galak- tischen Himmelspol hin zu den dichten Sternfeldern der sommerlichen Milchstraße. Zu den Vorboten gehören dabei – neben vereinzelt auftauchenden Off enen Stern- haufen und einigen helleren Planetarischen Nebeln – vor allem die zahlreichen Ku- gelsternhaufen dieser Region. Speziell das Sternenrund des Schlangenträgers erweist sich in dieser Hinsicht als wahre Fundgrube für den passionierten Beobachter: Immer- hin 25 (also knapp ein Sechstel der derzeit

bekannten Objekte!) tummeln sich dort – ILKEN -W

ein Wert, der lediglich vom benachbarten LACH F

Schützen übertroff en wird. Aufgrund der ERND , B Nähe zum Galaktischen Zentrum ist die ENDEL Haufendichte dabei in der Südostecke des W OLKER Sternbilds am größten und nimmt Richtung V Norden und Westen hin deutlich ab. Der farbige Kugelsternhaufen M 12. Zu den schönsten und hellsten Kugel- sternhaufen der Region zählt der im west- bereich und einem äußeren Durchmesser 35 Haufensterne – allesamt sehr weit ent- lichen Teil des Sternbilds gelegene M 12. von 7'–8' handelt. Moderne Quellen [1, 2] wickelte rote Riesen – sind heller als 14m, Er ist eine der originalen Entdeckungen geben den visuell erfassbaren Durchmes- wobei die hellsten Mitglieder Helligkeiten von Charles Messier. Dessen Beschreibung, ser des Haufens zu 14' und die Helligkeit zu von 12m,0 erreichen. Seinem hohen Alter datiert vom 30.5.1764, liest sich folgender- 6m,6 an; übereinstimmend mit dem Eindruck von knapp 12,6 Mrd. Jahren entsprechend maßen: »Nebel zwischen dem Arm und im Teleskop weist ihn die Klasse IX dabei ist der Metallgehalt der Sterne dabei gering der linken Seite des Schlangenträgers; der als vergleichsweise schwach konzentriertes und beträgt lediglich 5% des solaren Wer- Nebel enthält keine Sterne, ist rund und Objekt aus. tes [4]. Lediglich vier variable Sterne sind in von schwachem Licht; nahe des Nebels ein M 12 liegt nach neuesten Messungen M 12 bekannt. Dazu zählt – neben zwei RR Stern von neunter Größe.« Unabhängig von in einer Distanz von knapp 21000Lj und Lyrae-Sternen sowie einem Bedeckungs- Messier entdeckte ihn der deutsche Astro- ist derzeit etwa 14500Lj vom Galaktischen veränderlichen vom Typ W UMa – auch der nom Johann Elert Bode gemeinsam mit Zentrum entfernt [3, 4]. Sorgfältige Studien Population-II-Cepheid V1, dessen Helligkeit M 10 im August des Jahres 1774. Weitere der Sternverteilung in den Außenbezirken innerhalb von etwa 15 Tagen zwischen 12m zehn Jahre später stellte Wilhelm Herschel des Haufens ergeben eine erhöhte Stern- und 13m schwankt [6]. fest, dass es sich beim vermeintlichen »Ne- dichte bis zu einem Radius von 19', was Untersuchungen der stellaren Popula- bel ohne Sterne« in Wirklichkeit um einen einem tatsächlichen Haufendurchmesser tion von M 12 deuten darauf hin, dass der

brillanten Haufen mit einem 2' großen Kern- von 225Lj entspricht [5]. Insgesamt knapp Haufen bei seiner Bewegung im galak- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

30 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Sternhimmel

tischen Potential bereits vier Fünftel seiner kleinen Fernrohr ab 2,5" Öff nung erscheint and Star Clusters by J. L. E. Dreyer, Sky Publi- Mitglieder niedriger Masse verloren hat der Haufen bei hoher Vergrößerung bereits shing Corp. and Cambridge Univ. Press (1988) und sich innerhalb der nächsten 4,5 Mrd. in den Randgebieten aufgelöst. Ein vierzöl- [2] Harris, W. E.: A catalog of parame- Jahre vollständig aufl ösen wird [7]. Dies liges Fernrohr zeigt hingegen bereits mehr ters for globular clusters on the Mil- ist vermutlich eine Folge seines stark ellip- als ein Dutzend Sterne vor nebligem Hin- ky Way, Astron. J. 112, 1487 (1996) tischen und hochgradig irregulären Orbits tergrund. Mit Erreichen des Horizontalastes [3] Recio-Blanco, A. et al.: A homogeneous set of um das Milchstraßenzentrum, der ihn bis bei 14m,6 nimmt die Anzahl an sichtbaren globular cluster relative distances and redde- auf weniger als 2000Lj an das Galaktische Mitgliedern sprunghaft zu. Dem Beobach- nings, Astron. Astrophys. 432, 851 (2005) Zentrum heranführt [8]; die dort auftre- ter off enbart sich dann ein wunderschöner, [4] Salaris, M., Weiss, A.: Homogeneous age da- tenden starken Gezeitenkräfte reißen da- reicher Haufen mit einem auff älligen, dich- ting of 55 Galactic globular clusters. Clues bei vornehmlich masseärmere Sterne aus ten Zentralbereich von 2,5' Durchmesser. to the Galaxy formation mechanisms, As- dem Haufenverbund, wodurch es zu einer In den Randbereichen lassen sich dabei tron. Astrophys. 388, 492 (2002) allmählichen Ausdünnung der Sternpopu- auch etliche lineare und geschwungene [5] Lehmann, I., Scholz, R. D.: Tidal radii of the lation kommt. Im Gegensatz zu den ähn- Sternketten erkennen, die bereits von John globular clusters M 5, M 12, M 13, M 15, M 53, lich gelagerten Fällen von Palomar 5 oder Herschel bemerkt und von Lord Rosse als NGC 5053 and NGC 5466 from automated star NGC 5466 konnte bei M 12 jedoch bislang Ansätze einer Spiralstruktur interpretiert counts, Astron. Astrophys. 320, 776 (1997) kein Schweif aus ehemaligen Haufenmit- wurden. Neben dem Veränderlichen V1, [6] Clement, C. M., Hogg, H. S., Yee, A.: The gliedern entdeckt werden [9]. dessen Lichtwechsel in Teleskopen ab 8" long-term behaviour of the population Aufgrund seines eher lockeren Aufbaus Öff nung gut verfolgt werden kann, bietet II Cepheid V1 in the globular cluster Mes- und der für einen Kugelhaufen recht be- M 12 als weitere Besonderheit das Galaxi- sier 12, Astron. J. 96, 1642 (1988) achtlichen Helligkeit seiner Sterne gehört enpaar LEDA 1103219 in den südwestlichen [7] De Marchi, G., Pulone, L., Paresce, F.: Why M 12 zu den am leichtesten aufzulösenden Außenbereichen des Haufens, dessen Beo- is the mass function of NGC 6218 fl at?, As- Objekten seiner Art für mitteleuropäische bachtung allerdings Besitzern von Telesko- tron. Astrophys. 449, 161 (2006) Beobachter. Zwar ist – im Gegensatz zu den pen mit 16" Öff nung und mehr vorbehalten [8] Odenkirchen, M. et al.: Globular clus- etwas helleren und besser platzierten M 5 sein dürfte. ter orbits based on HIPPARCOS proper mo- oder M 13 – eine Sichtung mit freiem Auge Matthias Kronberger tions, New Astronomy 2, 477 (1997) höchstens von Hochgebirgsstandorten aus [9] Kiss, L. L. et al.: A wide-fi eld kinematic sur- zu erwarten, jedoch reicht schon jedes [1] Sinnott, R. W.: NGC 2000.0, The Complete New vey for tidal tails around fi ve globular clus- Fernglas aus, um ihn auch unter mittelmä- General Catalogue and Index Catalogue of Nebulae ters, Astrophys. J. 659, 129 (2007) ßigem Himmel als Nebelfl eck zu zeigen. Im

Objekt der Saison NGC 6210

lanetarische Nebel stellen eine der inte- tet – eine große Anzahl dieser Objekte. zwischen diesen Extremen und lässt sich Pressantesten und vielfältigsten Facetten Die größten Vertreter übertreff en sogar die als kleiner, aber sehr heller Planetarischer astronomischer Objekte dar. Ihre Existenz scheinbare Ausdehnung des Mondes, wäh- Nebel klassifi zieren. wird durch die abgestoßenen Gashüllen in rend andere Planetarische Nebel aufgrund Die Entdeckung des Nebels geht auf der Endphase der Sternentwicklung her- ihrer Entfernung oder Entwicklungsphase den Astronomen Friedrich Georg Wilhelm vorgerufen, wobei die Erscheinung äußerst selbst in großen Instrumenten noch stellar Struve zurück. Struve gelangen im Laufe kurzlebig ist: In der Regel verbleiben nur erscheinen und allein aufgrund ihrer spek- seines Lebens bedeutende Leistungen in etwa 10000 Jahre bis der Nebel verblasst. tralen Eigenschaften zu entdecken sind. den Bereichen der Astronomie und Ge- Am Himmel fi ndet sich – dessen ungeach- Das hier vorgestellte Objekt NGC 6210 liegt odäsie. Heutigen Beobachtern ist er vor I/NASA C STS

Drei verschiedene Ansichten des Planetarischen Nebels NGC 6210, gewonnen mit dem Hubble-Weltraumteleskop. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 31 Sternhimmel

allem für seine intensiven Forschungsar- phologischen Zusammenhänge innerhalb be von NGC 6210 übereinstimmend als blau beiten an Doppelsternen bekannt. Stru- des Nebels erstmals detailliert abgebildet. bis blau-grün. Bei hoher Vergrößerung und ve war 1820 zum Direktor der Sternwarte Auff allend sind neben der Struktur der inne- gutem Seeing zeigen 6"- bis 8"-Teleskope in Dorpat ernannt worden. Im Jahr 1824 ren Nebelhüllen, die dem Kopf einer Schild- innerhalb des diff usen Nebelscheibchens wurde in der Sternwarte ein leistungsfä- kröte ähneln, vor allem die ausgeprägten bereits den Zentralstern, wobei der Kon- higer 9,6"-Fraunhofer-Refraktor installiert, Jets. Diese entstehen durch ausströmendes trast aufgrund der hellen Nebeloberfl äche mit dem er in den Folgejahren eine große heißes Gas, das durch Öff nungen in der in- gering ist. Um die ersten Andeutungen der Anzahl von Doppelsternen entdeckte und neren kälteren Nebelhülle gepresst wird. Ringstruktur klarer zu erkennen, ist noch Himmel vermaß. Während dieser Beobachtungen Die Ausdehnung dieser Jets beträgt bis zu mehr Öff nung anzusetzen. Hat man einmal fand er auch insgesamt sieben NGC-Ob- 1,6Lj. Der in die Nebelschalen eingebettete die Gelegenheit, das Objekt unter ausge- jekte [1]. Darunter befi ndet sich auch NGC Zentralstern des Nebels trägt die Bezeich- zeichneten Bedingungen mit einer großen 6210, der als fünftes Objekt im Anhang sei- nung HD 151121 und erscheint mit einer Optik und Austrittspupillen von unter 1mm nes 1827 veröff entlichten »Catalogus novus Helligkeit von 12m,3. Laut Tinkler et al. [5] zu betrachten, ist eine außergewöhnliche generalis stellarum duplicium et multiplici- handelt es sich um einen Stern vom Spek- Vielzahl von Feindetails auf engstem Raum um« enthalten ist. Bei den anderen sechs traltyp O, dessen Oberfl ächentemperatur zu entdecken. Objekten handelt es sich bis auf NGC 6572 90000K beträgt. Matthias Juchert (Planetarischer Nebel) und NGC 6871 (Of- Der Planetarische Nebel lässt sich bereits fener Sternhaufen) nur um Doppelsterne mit einem 7×50-Fernglas auffi nden, jedoch [1] Steinicke, W.: Biographische Informationen von oder Sternmuster. ist er hierbei nicht von einem Feldstern zu 172 NGC/IC Beobachtern: Struve, www.klima- Die Entfernung von NGC 6210 beträgt unterscheiden. Die Schätzungen seiner vi- luft.de/steinicke/ngcic/persons/struve_w.htm nach den Berechnungen von Zhang [2] suellen Helligkeit liegen im Bereich von 8m,5 [2] Zhang, C. Y.: A statistical distance sca- knapp 6200 Lichtjahre, woraus sich ein Ne- bis 9m,0. Bereits in einem kleinen Fernrohr le for Galactic planetary nebulae, As- beldurchmesser von 0,5Lj errechnet. Sab- und niedriger Vergrößerung verrät NGC trophys. J. Suppl. 98, 659 (1995) badin et al. [3] beschreiben den Nebel als 6210 seine Natur. Zwar ist es noch schwierig, [3] Sabbadin, F. et al.: The structure of pla- recht junges Objekt, das von einem leucht- den Nebel fl ächig wahrzunehmen, jedoch netary nebulae: theory vs. practice, As- kräftigen Stern ionisiert wird, was ihn mit tritt phasenweise ein »Blink-Eff ekt« auf, tron. Astrophys. 451, 937 (2006) anderen Planetarischen Nebeln wie NGC durch den er sich beim Wechsel zwischen [4] Rubin, R. et al.: Turtle in Space Describes 6567, NGC 6803, NGC 6826 und NGC 6891 direktem und indirektem Sehen verrät. Ein New Hubble Image, STScI-1998-36 (1998) vergleichbar macht. Bekanntheit erlangte weiterer Vorteil der niedrigen Vergröße- [5] Tinkler, C. M. et al.: Mass-loss rates of H-rich der Nebel im Jahre 1998 nach den Untersu- rung ist die intensivere Wahrnehmung von central stars of planetary nebulae as distance chungen mit dem Hubble Space Telescope Farben. Die meisten historischen und aktu- indicators?, Astron. Astrophys. 384, 987 (2002) [4]. Hierbei wurden die komplexen mor- ellen Beobachtungen beschreiben die Far-

Veränderlicher aktuell AC Herculis

er Veränderliche AC Herculis ist ein idea- Zyklus braucht AC Herculis rund 75 Tage. Durchschnittshelligkeit gleich bleibt, und Dler Stern für Beobachtungen im Som- Daraus wird deutlich, dass der Stern eigent- in eine Gruppe RVB, die einen übergeord- mer: Soll visuell beobachtet werden, reicht lich immer für Beobachter sehr reizvoll ist. neten Lichtwechsel mit einer etwa 15- bis ein einfacher Feldstecher; kann fotografi sch Die kaum einhundert bekannten RV-Tau- 25-fachen Länge der jeweiligen Normalpe- beobachtet werden, reicht mit einer digi- ri-Sterne unserer Galaxis werden photome- riode zeigt. Quer durch diese Klassifi zierung talen Spiegelrefl exkamera und Normalob- trisch unterteilt in eine Gruppe RVA, deren hindurch werden sie zusätzlich noch in drei jektiv eine Belichtungszeit von 30s. Mit Free- ware-Programmen wie IRIS lassen sich diese Abb. 1: Eine Lichtkurve von AC Her, erstellt aus 618 visuellen Beobachtungen von 1988 Aufnahmen dann leicht ausmessen [1]. Mög- bis 2002, reduziert mit einer Periode von 75,4 Tagen auf einen gemeinsamen Zeitraum. Die lichst tägliche Beobachtungen – drei Wochen Abszisse zählt die Tage ab dem Hauptminimum. um das Hauptminimum herum ausgeführt – genügen, um einen kleinen, aber wert- vollen Beitrag zur Erforschung einer Verän- derlichengruppe zu erzielen, die sich lange Zeit einer Deutung entzog. AC Herculis ist ein Vertreter der RV-Tauri- Sterne. Diese Veränderlichenart hat einen sehr typischen Lichtwechsel, der sich durch den Wechsel von einem Hauptminimum zu einem Hauptmaximum, gefolgt von einem Nebenminimum und einem Nebenmaxi-

mum auszeichnet [2]. Für einen kompletten Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

32 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Sternhimmel

Auch AC Herculis hat sich als Doppel- stern mit einer Umlaufszeit von 1196 Tagen herausgestellt [7]. Dass die Nähe zum Be- gleitstern Auswirkungen auf das Pulsati- onsverhalten hat, wird vermutet. Das wäre eine Erklärung für ein gerade bei AC Her interessantes Phänomen: Seine Periode ist kleinen Schwankungen unterworfen, die sich zyklisch wiederholen. Zuerst hat E. Zsoldos 1988 [8] auf dieses Phänomen hin- Abb. 2: B–R-Diagramm der Hauptminima von AC Her. Eine Epoche ist gleichbedeu- gewiesen, was dazu geführt hat, dass AC tend mit einem Zyklus. 600 Epochen bedeuten also, dass Beobachtungen aus 120 Jahren Her ein Programmstern der BAV gewor- zusammengekommen sind. Die durchgezogene Linie stellt den Versuch einer mathema- den ist [9], wobei versucht wird, den Zeit- tischen Beschreibung der beobachteten B-R-Abweichungen dar. Sie besteht aus einer punkt möglichst vieler Hauptminima zu Welle, die mit einer Sinusschwingung beschrieben werden kann und off ensichtlich die bestimmen – so ist am leichtesten eine Ver- Periodizität der Variationen gut beschreibt, und einem langfristigen Trend, der mit einer folgung der Periodenänderungen möglich. Parabelgleichung beschrieben werden kann. Dieser langfristige Trend wird aber nicht op- Abbildung 2 zeigt wie bei der Annahme ei- timal beschrieben: Er ist nicht so ausgeprägt, wie ihn das Modell vorhersagt, zum Anfang ner konstanten Periode die beobachteten und zum Ende des Zeitraums liegt die blaue Kurve etwas zu tief [nach 8]. Hauptminima zyklisch von ihrem vorherge- sagten Datum abweichen. Man nennt diese unterschiedliche spektrale Varianten einge- z dass sie sich in einer Entwicklungs- Diagramme B–R-Diagramme (B–R bedeutet teilt – fast etwas viel Klassifi kation für eine phase befi nden, die sehr selten Beobachtung minus Rechnung) oder aus zahlenmäßig so kleine Gruppe [3]. von Sternen durchlaufen wird (bei- dem Englischen O-C-Diagramme (obser- Lange Zeit waren die Zustandsgrößen der spielsweise könnten spezielle Bedin- ved minus calculated). Alle Punkte nach der RV-Tauri-Sterne nur ungenau bekannt, weil gungen dafür erforderlich sein), oder Epoche 500 sind von BAV-Beobachtern ge- sich kein Stern nahe genug befi ndet, um z dass sie sich in einer Entwick- wonnen worden. Mit drei oder vier Wochen für ihn eine zuverlässige Entfernung bestim- lungsphase befi nden, die sehr Beobachtungszeit kann man selber einen men zu können. Dank der umfangreichen schnell durchlaufen wird. Punkt bestimmen und damit – wie oben Durchmusterungen der Magellanschen Wol- Natürlich können auch beide Bedingungen schon erwähnt – einen kleinen Teil zur For- ken auf der Suche nach Gravitationslinsen- gleichzeitig zutreff en, und genau das scheint schung beitragen. Die nächsten Hauptmini- Ereignissen sind – quasi als Abfallprodukt der Fall zu sein. Seit zwei Jahrzehnten weiß ma von AC Her fi nden Mitte Juli 2008 und – nun auch in diesen beiden Systemen eini- man, dass es sich um Post-AGB-Objekte han- Ende September 2008 statt. ge Dutzend Sterne diesen Typs gefunden delt, also um Sterne, die den Asymptotischen Béla Hassforther worden. Dank der bekannten Entfernung Riesenast (AGB) verlassen haben und sich dieser Sternsysteme sind endlich auch die im Hertzsprung-Russell-Diagramm nach links [1] IRIS: www.astrosurf.com/buil/us/iris/iris.htm Daten der RV-Tauri-Sterne besser bekannt. Es hin zu höheren Temperaturen bewegen [5]. [2] Typen Veränderlicher Sterne (GCVS): www.sai. handelt sich um sehr leuchtstarke Sterne der Diese Phase durchläuft ein Stern vergleichs- msu.su/groups/cluster/gcvs/gcvs/iii/vartype.txt Spektraltypen F bis K, die eine Unterklasse weise schnell, Schätzungen gehen von meh- [3] Preston, G.W. et al.: A Spectroscopic der Population-II-Cepheiden darstellen. Die reren hundert bis zu einigen tausend Jahren and Photoelectric Survey of the RV Tau- absoluten Helligkeiten können –4M und mehr aus. Und zum zweiten stellen sich immer ri Stars, Astrophys. J. 137, 401 (1963) erreichen [4]. mehr Objekte als Doppelsterne heraus, so [4] Alcock, C. et al.: The MACHO project LMC va- Obwohl ihr Lichtwechsel vergleichsweise dass inzwischen schon die Hypothese auf- riable star inventory VII: The discovery of auff allend und typisch ist, die Entdeckungs- gestellt worden ist, dass es sich bei RV-Tauri- RV Tauri stars and new Type II Cepheids in wahrscheinlichkeit also hoch ist, sind relativ Sternen immer um Doppelsterne handelt, bei the LMC, Astron. J. 115, 1921 (1998) wenig RV-Tauri-Sterne bekannt. Da es sich denen sich ein Großteil der Masse, die der jet- [5] Jura, M.: RV Tauri Stars as Post-Asymptotic Giant gleichzeitig um Überriesen handelt, die also zige RV-Tauri-Stern in seiner Mira-Stern-Phase Branch Objects, Astrophys. J. 309, 732 (1986) auch noch in großen Entfernungen beo- auf dem Asymptotischen Risenast verloren [6] van Winckel, H.: Binary (Post) AGB evo- bachtbar sind, kann dies bedeuten, hat, in einer Staubscheibe um das Doppel- lution, Ap&SS 275, 159 (2001) sternsystem befi ndet [6]. Die Ausprägungen [7] van Winckel, H. et al.: The binary RV Tauri star Surftipp der Systemkomponenten führen zu einem AC HER and evidence for a long-lived dust- ganzen Zoo unterschiedlicher Objekte, von disc, Astron. Astrophys. 336, L17 (1998) Homepage der BAV: www.bav-astro.de denen nicht alle RV-Tauri-Sterne sind. [8] Zsoldos, E.: IBVS 3192, (1988) [9] Hassforther, B.: BAV Rundbrief 2, 67 (1995) Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 33 Rubrik Schwarze Sonne über den Weiten Asiens

ie Sonne D nfi ns te rn is a m

s t

VON PETER UND SUSANNE FRIEDRICH

Am 1. August 2008 kann in Mitteleuropa in den späten Vormittagsstunden eine partielle Sonnenfi nsternis mit einem Bedeckungsgrad zwischen 2% und 24% beobachtet werden. In einem schmalen Streifen, der vom Norden Kanadas über die Nordküste Grönlands und das Nördliche Eismeer bis nach Zentralrussland, die Mongolei und China reicht und die halbe Welt umspannt, ist sie auch als totale Sonnenfi nsternis zu sehen.

FRIEDHELM DORST

Mondscheibe verfi nstert wird. Die Sonne Abb. 1: Das wohl größte astronomische Wenn der Mond die scheint dann nahezu mit unverminderter Naturschauspiel auf Erden: Eine totale Sonne bedeckt Helligkeit am Himmel. Eine Beobachtung Sonnenfi nsternis. Am 1.8. werden sich wie- ist deshalb auch mit dem bloßen Auge nur der zahlreiche Finsternisjäger auf den Weg Sonnenfi nsternisse treten nur zu Neu- mit einem sicheren Filter möglich, etwa machen – wie am 29.3.2006. mond auf, wenn sich der Mond zwischen einer zertifi zierten Sonnenfi nsternisbrille. Sonne und Erde befi ndet. Jedoch kommt Benutzen Sie keine Schweißergläser, Filme, vorbei, deren 200 Einwohner eine parti- es nicht zu jedem Neumond zu einer CDs oder rußgeschwärzten Gläser. Mit elle Finsternis mit einer Größe von 0,997 Sonnenfi nsternis, da die Bahnebene des einem Fernrohr müssen sichere Objektiv- (Bruchteil des Sonnendurchmessers, der Mondes um etwa 5° gegen die Ebene ge- fi lter verwendet werden (siehe Kasten). vom Mond bedeckt wird) erleben werden. neigt ist, in der Erde und Sonne liegen. Sie Weiter nordwärts werden um 9:29 UT die ereignen sich nur, wenn sich der Mond zu Der globale Verlauf der Finsternis Fjorde der Nordküste Grönlands erreicht. Neumond in unmittelbarer Nähe eines Kurz danach kann im kanadischen Alert, Bahnknotens, also dem Schnittpunkt der Die Finsternis am 1. August gehört zur der nördlichsten von Menschen dauerhaft Mondbahn mit der Erdbahnebene, befi n- Saros-Serie 126, die am 10.3.1179 in der bewohnten Siedlung, für 43s das Schau- det. Dies ist mindestens zweimal und ma- Antarktis mit einer partiellen Finsternis spiel einer Totalen Sonnenfi nsternis beo- ximal fünfmal im Jahr der Fall. Wenn sich begann und am 3.5.2459 über dem Euro- bachtet werden. Nachdem der Schatten der Mond auf seiner elliptischen Bahn in päischen Nordmeer mit einer partiellen Grönland verlassen hat, erreicht er sei- Erdferne befi ndet, trifft sein Kernschatten Finsternis enden wird. Sie ist die 47. von nen nördlichsten Punkt und wendet sich die Erdoberfl äche nicht und es ereignet insgesamt 72 Finsternissen der Serie; ihre in südöstlicher Richtung weiter über den sich eine ringförmige Sonnenfi nsternis Vorläuferin ist die totale Finsternis vom 22. Arktischen Ozean, passiert Spitzbergen (Abb. 2). Als Folge der Erdrotation und Juli 1990, die im südöstlichen Teil Finn- und Franz-Josef-Land, überquert die Insel der Mondbewegung zieht der Mondschat- lands zu Sonnenaufgang zu sehen war. Nur Nowaja Semlja, bis er um 10:10 UT rus- ten mit hoher Geschwindigkeit über die noch zwei weitere totale Sonnenfi nster- sisches Festland erreicht. Kurz darauf wird Erdoberfl äche. Die Spur der Schattenmitte nisse folgen 2026 und 2044, bis die Serie bei der Stadt Nadym, die nur 14km von nennt man Zentrallinie. Nur an Orten, die mit 23 partiellen Finsternissen dem Ende der Zentrallinie entfernt liegt, um genau von dem nur wenige 100km großen Mond- entgegen geht. 10:21:07 UT die maximale Dauer der Fin- schatten getroff en werden, kann eine to- Im Norden Kanadas, zwischen Victo- sternis mit 2min 27,1s erreicht. Der Kern- tale Sonnenfi nsternis beobachtet werden. ria Island und Baffi n Island, beginnt die schatten hat hier eine Breite von 236,9km. Etwa 3000km zu beiden Seiten dieser Zone Totalität um 9:21 UT mit Sonnenaufgang. Um 10:45 UT wird für 2min 18s eine to- ist eine partielle Sonnenfi nsternis sichtbar, Der Schatten bewegt sich nordwärts und tal verfi nsterte Sonne über Nowosibirsk,

bei der die Sonne nur teilweise von der streicht knapp an der Siedlung Resolute der mit 1,4 Mio. Einwohnern drittgröß- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

34 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Sonne ten Stadt Russlands, zu Abb. 2: Der Schatten- sehen sein. Dreieinhalb wurf des Mondes wäh- Minuten später ist das rend einer Sonnenfi n- Ereignis auch in Barnaul, sternis. Bei einer totalen einer immerhin 600000 Sonnenfi nsternis (oben) Einwohner zählenden berührt der Kernschat- Praxis Stadt, sichtbar. Da- tenkegel des Mondes die nach verlässt der Schat- Erde, während er bei einer ten Russland, überquert ringförmigen Finsternis zu das Altai-Gebirge und kurz ist und die Erdober- folgt für einige 100km fl äche nicht erreicht. Die der mongolisch-chine- totale oder ringförmige sischen Grenze. Die Stadt Phase ist dabei nur in ei- Hami mit knapp 140000 ner begrenzten Region Einwohnern liegt gera- um die Zentrallinie des de außerhalb des Kern- Schattenwurfs sichtbar. In schattenbereichs und der Zone des Halbschat- wird um 11:10 UT Zeu- tens ist die Finsternis dage einer partiellen Bede- gegen nur partiell sicht- ckung mit einer Größe bar. von 0,998. 140km süd- östlich liegt die kleine Stadt Yiwu nur Maximum tritt eine knappe Stunde später die Möglichkeit mit dem Flugzeug – gutes 25km von der Zentrallinie entfernt. In zwischen 11:25 MESZ und 11:43 MESZ ein. Flugwetter vorausgesetzt – über die Wol- dieser Region im Nordwesten Chinas zwi- Der Grad der Bedeckung der Sonne nimmt ken zu steigen, wo die tief stehende Sonne schen der Wüste Gobi im Osten und der dabei von Südwesten nach Nordosten zu; die Beobachtung begünstigt. Von Nord- Wüste Takla Makan (auch Taklimakan) während in Genf nur etwa 2% der Fläche grönland bis Spitzbergen gibt es so gut im Westen werden die besten Wetterbe- der Sonnenscheibe bedeckt werden, sind wie keine Wetterdaten. Aufgrund weniger dingungen erwartet, da die beiden Wüsten es in Stralsund 24%. Satellitendaten kann man annehmen, dass den Einfl uss des Monsun verhindern, der Der Mond verlässt die Sonnenscheibe auf diesem Teil des Finsternispfades die im Südosten Asiens in den Sommermona- wieder zwischen 12:02 MESZ und 12:34 Bewölkung von etwa 80% bei Alert bis auf ten das Wetter beeinfl usst. In den verblei- MESZ. Dabei nimmt die Finsternisdauer 95% auf Spitzbergen zunimmt. Im weiteren benden zehn Minuten, bis der Kernschat- von etwa einer Stunde für Beobachtungs- Verlauf sinkt der Bewölkungsgrad, bis er in ten um 11:21 UT die Erdoberfl äche verlässt, orte im Süden auf zwei Stunden im Nor- der Nähe der chinesischen Stadt Hami überquert er Nordchina, wobei sich Totali- den zu. mit 30% ein Minimum erreicht. Wäh- tätsdauer und Sonnenhöhe verringern. Die rend in Zentralrussland das Wetter von Metropole Xi'an mit 3,9 Mio. Einwohnern Das Wetter zur Finsternis der sumpfi gen Landschaft geprägt wird liegt gerade am südlichen Rand des To- und zu Wolkendecken in mittleren und talitätsstreifens, die Sonne steht dort zur Entlang der Totalitätszone großen Höhen mit ausdauerndem Regen maximalen Bedeckung nur 4° über dem Kennzeichen dieser Finsternis sind die führt, haben die Wettersysteme südlich Horizont. schlechten Wetterprognosen für den größ- des 60. Breitengrades meist konvektiven ten Teil der Gebiete entlang ihrer Zentral- Charakter, was Schauer und Gewitter mit Der Verlauf der Finsternis im linie. Nur im südlichen Russland und im sich bringt. Sowohl Nowosibirsk als auch deutschsprachigen Raum Nordwesten Chinas werden Sichtbarkeits- Barnaul weisen eine mittlere Bewölkung wahrscheinlichkeiten von 60% bzw. über von etwa 47% aus, die Wahrscheinlichkeit Im deutschsprachigen Raum ist nur 70% erreicht (Abb. 4). für Regenschauer am Nachmittag zur Zeit eine partielle Finsternis mit recht gerin- Im arktischen Kanada muss auch im der Finsternis liegt bei 15%. Es können gem Bedeckungsgrad zu beobachten. Sie August jederzeit mit Schneestürmen ge- jedoch heft ige Gewitter auft reten (3–5% beginnt am 1. August um etwa 10:35 rechnet werden und die durchschnittliche Wahrscheinlichkeit). Zudem bietet Nowo- MESZ an der Nordseeküste. Bis 11:01 Bewölkung liegt zwischen gut 60% und sibirsk alle Einrichtungen einer Großstadt MESZ hat die Finsternis im gesamten fast 90%. Da es sich meist jedoch um eine und eine gute Infrastrucktur. Interessant deutschen Sprachraum eingesetzt. Das tief liegende Bewölkung handelt, besteht ist insbesondere die Straße Richtung Sü-

Tab. 1: Kontaktzeiten für einige Städte auf dem Finsternispfad Ort 1. Kontakt (UT) 2. Kontakt (UT) Mitte (UT) 3. Kontakt (UT) 4. Kontakt (UT) Dauer Totalität Alert (Kanada) 8h 36min 11,2s 9h 32min 6,3s 9h 32min 27,6s 9h 32min 48,8s 10h 29min 31,1s 43s Nadym (Russland) 9h 16min 45,6s 10h 20min 11,9s 10h 21min 24,9s 10h 22min 37,8s 11h 23min 25,7s 2min 26s Nowosibirsk (Russland) 9h 41min 19,2s 10h 44min 2,3s 10h 45min11,6s 10h 46min 20,6s 11h 45min 8,7s 2min 18s Barnaul (Russland) 9h 44min 57,3s 10h 47min 31,0s 10h 48min 38,9s 10h 49min 46,4s 11h 48min 16,7s 2min 16s Yiwu (China) 10h 9min 27,6s 11h 08min 9,6s 11h 9min 7,8s 11h 10min 5,7s 12h 4min 35,5s 1min 56s Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 35 Rubrik

den über Barnaul zur mongolischen Grenze, die etwa entlang der Zentrallinie führt. Jenseits des Altai-Gebirges in China ändert sich das Klima aufgrund der Gebirgsbarriere grundle- gend: Es ist trocken und sonniger. Die mittlere Be- wölkung verringert sich auf 28% südöstlich der chinesischen Stadt Hami. Auch die Wahrscheinlichkeit für Sonnenschein steigt hier auf 76%, der Nieder- schlag im August beläuft sich auf wenige Millimeter. Trotzdem können Wettersysteme, die von Norden über das Altai-Gebirge eindringen, für Hochbewöl- kung sorgen, die die Finsternisbeobachtung vereitelt. Auf einer gut ausgebauten Straße kann man das Pla- teau erreichen, auf dem die Stadt Yiwu in der Nähe der Zentrallinie liegt. Allerdings kann die Wol- kenstatistik von Hami nicht auf Yiwu übertragen werden. Vieles spricht dafür, dass auf dem Plateau – und ähnlich gelegenen Orten auf dem Finsternispfad – aufgrund von Wolkenbildung an den umgebenden Bergen mit mehr Wolken zu rechnen ist (1–9/10). Der beste Beobachtungsort dürft e deshalb in der Gegend zwischen Hami und Jiuquan liegen. Weiter südlich auf dem Finsternispfad nimmt die Bewölkung aufgrund des Einfl usses des Monsuns wieder zu. Eine Beobachtung in Xi'an dürft e aufgrund der niedrigen Höhe des Sonne, großer Feuch- tigkeit und Smog, der die Sonne wahrscheinlich in 10° Höhe verschwinden lässt, nicht möglich sein. Au- ßerhalb der Stadt ist die Sicht besser, wird aber ebenfalls durch Dunst und Feuchtigkeit beeinträchtigt.

NDERSON Im deutschsprachigen Raum , J. A Die Monate August und Juli sind durch hochsom- SPENAK

F. E merliches Wetter geprägt. Gegenüber dem Juli weist

NACH der August jedoch nicht so starke Westwetterein- Abb. 3: Karte der Sonnenfi nsternis von 1. August (stereographische Pro- brüche auf, auch die Gewitterhäufi gkeit ist mit rund jektion). Eingezeichnet sind auch die Gebiete, in denen die Finsternis partiell sechs Gewittertagen geringer. Die Sonnenscheindau- zu sehen ist mit ihrer jeweiligen Größe (Bruchteil des Sonnendurchmessers, der er in Süd- und Ostdeutschland am 1. August liegt vom Mond bedeckt wird) und der Uhrzeit der maximalen Bedeckung. etwas höher als in Nord- und Westdeutschland. Die mittlere Sonnenscheindauer beträgt in Deutschland, Tab. 2: Kontaktzeiten für einige Städte im deutschsprachigen Raum der Schweiz und Österreich im August um die 200 Stunden. In der Tabelle 4 sind für einige Städte in Ort Beginn (MESZ) Mitte (MESZ) Ende (MESZ) maximale Bedeckung Deutschland Mittelwerte der Sonnenscheindauer, Berlin 10h 44min 6,6s 11h 38min 1,3s 12h 32min 58s 19% der Wolkenbedeckung und der Niederschlagsmenge Bern 10h 54min 49,1s 11h 29min 16,2s 12h 4min 27,0s 4% für den 1. August aufgeführt. Der Grad der Wolken- Frankfurt (Main) 10h 44min 55,1s 11h 31min 2,1s 12h 18min 20,5s 11% bedeckung wird in Prozent angegeben, wobei jede Art von Wolke als Bedeckung gezählt wird. Dabei Hamburg 10h 39min 0,7s 11h 32min 48,2s 12h 27min 58,1s 20% entspricht 0% einem wolkenfreien Himmel, ein völ- Hannover10h 40min 48,0s 11h 32min 30,6s 12h 25min 32,8s 17% lig bedeckter Himmel 100%. Zu beachten ist, dass Düsseldorf 10h 40min 25,3s 11h 28min 2,6s 12h 17min 4,4s 13% auch ein komplett mit transparenten Zirrus-Wolken München 10h 53min 49,7s 11h 36min 24,8s 12h 19min 48s 8% bedeckter Himmel mit 100% bewertet wird. Für einige Städte in der Schweiz und Österreich sind ent- Nürnberg 10h 49min 6,9s 11h 35min 8,5s 12h 22min 08,9s 10% sprechende Monatsmittelwerte für August in Tabelle Stuttgart 10h 49min 24,9s 11h 32min 4,8s 12h 15min 44,1s 8% 5 aufgeführt. Der Bewölkungsgrad ist hier ebenfalls Wien 10h 57min 54,5s 11h 44min 57,1s 12h 32min 29,4s 10% in Prozent angegeben. Zürich 10h 53min 54,7s 11h 31min 10,8s 12h 09min 14,5s 5% Der Sternhimmel zur Finsternis

Surftipps Während der Totalität einer Sonnenfi nsternis NASA Eclipse Homepage von Fred Espenak: sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/ sind die hellen Planeten – sofern sie nicht in Kon- eclipse.html junktion mit der Sonne stehen – und die hellsten

Sterne sichtbar. Am 1. August befi nden sich Merkur, Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

36 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Sonne

Tab. 3: Wetterdaten für einige Städte auf dem Finsternispfad Ort Wahrscheinlichkeit mittlerer Bewöl- Häufi gkeit von Häufi gkeit von Regentage Niederschlag Auftreten von Sicht- für Sonnenschein kungsgrad <1/10 Bewölkung1 1/10–5/10 Bewölkung1 behinderungen1,2 Alert 32% 22% 2,3% 19,1% 10,1 21,2mm 21% Nowosibirsk53% 47% 7,2% 25% – 60mm 1,9% Barnaul 57%47%– – 850mm– Hami76% 34% – – 1,5 7mm – 1zur Finsterniszeit 2Nebel, Dunst, Schneegestöber, aufgewirbelter Staub- und Sand

Tab. 4: Klimadaten für Städte in Deutschland1 Mittelwert 1998–2007 für den 1. August Ort Sonnenscheindauer Wolkenbedeckung Niederschlag Berlin 9,2h 45% 1,4mm Frankfurt (Main) 9,0h 50% 1,1mm Hamburg7,7h 59% 8,3mm Hannover8,2h 58% 4,1mm Düsseldorf 8,3h 53% 1,0mm NDERSON München 9,5h 44% 5,0mm , J. A h

SPENAK Nürnberg 9,6 43% 1,5mm F. E Stuttgart 9,7h 45% 5,1mm NACH Würzburg 9,7h 45% 1,3mm 1 Werte vom Deutschen Wetterdienst

Abb. 4: Der Bewölkungsgrad entlang des Finsternispfades. Tab. 5: Klimadaten für Städte in Österreich und der Schweiz1 Venus, Saturn und Mars östlich von der Sonne. Die helle Venus Normwerte von 1961–1990 für August ist während der Totalität leicht zu sehen, Merkur nahe der Sonne Ort Sonnenschein Wolken- Niederschlag Tage mit und Mars, der knapp 30° von der Sonne entfernt steht, dürft en (Monatssumme) bedeckung2 (Monats- Niederschlag schwerer auszumachen sein. Hoch im Süden stehen Arktur und summe) im Osten Wega, die unter guten Sichtbedingungen zu erkennen Bern 209h –113mm11 sein könnten. Genf 225h 42% 80mm 9 Die nächsten Sonnenfi nsternisse Innsbruck207h 55% 120mm 13 Salzburg 202h 51% 153mm 14 Auf die nächste totale Sonnenfi nsternis im deutschsprachigen Wien 242h 44% 69mm 8 Raum müssen wir noch bis zum Jahr 2081 warten. Die nächste Zürich 192h 51% 133mm 12 partielle Finsternis ereignet sich am 15.1.2010 und ist nur von Tei- 1 len Österreichs zu sehen: Sie endet mit Sonnenaufgang oder kurz Werte der Schweizerischen Meteorologische Anstalt und der Zentralanstalt für Meteorologie und Geodynamik danach. Entsprechend bescheiden ist der Bedeckungsgrad mit 2 aus [2] maximal 5%. Auch die Finsternis ein Jahr später am 4.1.2011 hat bei Sonnenaufgang für die meisten Orte im deutschsprachigen Raum bereits begonnen, nur im Osten Österreichs kann sie ganz beobachtet werden. Ihr maximaler Bedeckungsgrad erreicht immerhin 70–80%. Erst die Finsternis am 20.3.2015 mit einem interstellarum-Begleiter Bedeckungsgrad von 78–85% ereignet sich unter optimalen Be- dingungen und kann in Europa in ihrer ganzen Länge verfolgt Unter dem Titel: »Finsternisse – werden. verstehen, beobachten und fotografi eren« ist von den Autoren dieses [1] Keller, H.-U.: Kosmos Himmelsjahr 2008, Franckh-Kos- Beitrags ein interstellarum-Begleiter mos Verlags GmbH & Co. KG, Stuttgart (2007) erschienen, der ausführlich die Entste- [2] Keller, H.-U.: Kosmos Himmelsjahr 2003, Franckh-Kos- hung und Beobachtung von Finsternis- mos Verlags GmbH & Co. KG, Stuttgart (2002) ssen und Transiten erklärt. [3] Friedrich, S., Fried rich, P.: Finsternisse – verstehen, beobachten und fotografi eren, Oculum-Verlag, Erlangen (2005) [4] Espenak, F., Anderson, J.: Total solar eclipse of 2008 August 01, NASA/TP-2007-214149 (2007) Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 37 Rubrik

Entschleierte chönheit Das neue Gesicht der Venus S

VON MARIO WEIGAND

Venus ist während ihrer Sichtbarkeitsphasen das bei weitem hellste sternförmige Objekt am Himmel. Im Teleskop erscheint sie als weiße strukturlose Scheibe mit Phasengestalt. Komplett in Wolken gehüllt bleibt dem Beobachter der Blick auf ihre Oberfl äche verwährt. Doch was lässt sich heute mit den fotografi schen Mitteln eines Amateur- astronomen abbilden?

ie Anfertigung von Detailaufnah- nach Sonnenuntergang oder vor Sonnen- Strahlung, d.h. jeder Farbinformation ist men der Planeten gilt als eine der aufgang. Da ruhige Luft für hoch aufge- ein Infrarotsignal überlagert, was insge- Dschwierigsten Disziplinen in der löste Planetenfotos notwendig ist, erweist samt zu einem Kontrastverlust führt. Der Astrofotografi e. Hierbei kommt es auf die sich ein geringer Horizontstand als sehr Sperrfi lter blockt das störende IR-Licht Darstellung möglichst feiner Oberfl ächen- kontraproduktiv. und verhindert die genannten Probleme. strukturen an. Die Schwierigkeit liegt ne- Ein Ausweg ist eine Beobachtung am Venus erscheint mit dieser Technik als ben einer exakten Fokussierung der Optik Taghimmel, da Venus dann meistens viel völlig strukturlose Scheibe mit Phase. Die in der erforderlichen perfekten Luft ruhe. höher steht. Darüber hinaus ist dadurch Veränderung der Phasengestalt lässt sich Erschwerend kommt hinzu, dass die die atmosphärische Refraktion nicht so allerdings wunderbar dokumentieren. Der Planeten nur einige Bogensekunden groß störend. Man muss allerdings darauf ach- Höhepunkt ist hierbei das Übergreifen der erscheinen; selbst Jupiter, der größte Pla- ten, dass die Geräte nicht durch die Sonne Hörnerspitzen kurz vor oder kurz nach net, besitzt maximal einen Durchmesser aufgeheizt werden – das macht eine sinn- der unteren Konjunktion – hier gilt größte von etwa 40": Es werden also starke Ver- volle Beobachtung schnell zunichte. Dazu Vorsicht aufgrund der geringen Winkel- größerungen (lange Äquivalentbrennwei- sollte das Teleskop im Schatten, z.B. dem distanz zur Sonne! ten) benötigt. eines Gebäudes, stehen. Bei sonnennahen Das Aufk ommen der Video-/Webcam- Objekten ist generell große Vorsicht gebo- Venusfotografi e im Astronomie hat die Planetenfotografi e reten: Der Beobachter sollte sich der Sonne nahen Ultraviolett volutioniert. Die Webcam-Astronomie er- als Gefahrenquelle stets bewusst sein und möglicht es, Serien mit hunderten oder mit viel Vorsicht vorgehen! Zwischen einer Wellenlänge von etwa gar tausenden von Bildern in kurzer Zeit 300nm und 390nm lassen sich Verände- aufzunehmen. Die Belichtungszeiten kön- Venus im visuellen rungen in der Wolkenstruktur der Venus nen dank der höheren Empfi ndlichkeit Spektralbereich verfolgen. In diesem Spektralbereich sieht der CCD-Sensoren kurz gehalten werden. man refl ektiertes Sonnenlicht, das von den Zusammen mit der modernen digitalen Im visuellen Spektralbereich ist eine Venuswolken unterschiedlich stark absor- Bildauswertung hat der Amateur damit normale Webcam mit Farb-CCD-Chip – biert wird, was in helleren und dunkleren mächtige Werkzeuge, um die Planeten de- allen voran die beliebte ToUcam von Phi- Bereichen der Wolkendecke resultiert, die tailliert abzubilden. lips – bestens geeignet. Um den Kontrast sich durch starke Winde in dieser Höhe und die Bildschärfe zu verbessern, ist ein schnell verändert. Die Windgeschwindig- Venus fotografi eren Sperrfi lter für ultraviolettes (UV) und in- keiten können bis zu 400km/h erreichen. frarotes (IR) Licht zu empfehlen. Er ver- Die UV-Beobachtung eignet sich beson- Das größte Problem bei der Beobach- ringert den Eff ekt der atmosphärischen ders für Besitzer von Refl ektoren, da sie tung der inneren Planeten ist der stets Refraktion und schärft somit das Bild. Zu- anders als die meisten Linsenteleskope im geringe Sonnenabstand. Daraus resultiert dem sind die Filter der RGB-Matrix eines nahen UV ein scharfes Bild liefern. Achro-

eine niedrige Höhe über dem Horizont Farbchips sehr durchlässig für infrarote matische Linsenteleskope sind im allge- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

38 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Rubrik

MARIO WEIGAND

Abb. 1: Venus, die wandelbare Schön- Empfi ndlichkeit jenseits des Bereichs von sion bei 350nm. Er ist Bestandteil des heit. Die Sequenz zeigt Aufnahmen der 400nm bis 1000nm. Johnson-Bessel-Filtersatzes, der in Abendsichtbarkeit von Venus im Frühjahr Am häufi gsten wird der Sony-Chip ICX- der Photometrie Verwendung fi ndet. und Sommer 2007. 14"-SCT, DMK 21BF04 098BL verwendet, wie z.B. in aktuellen Der Wratten 47-Filter wird haupt- FireWire Kamera, Baader FFC. Kameras von Atik, Th e Imaging Source sächlich visuell verwendet, während die oder Lumenera. Dieser Chip ist für Venus- anderen beiden Filter nur fotografi sch meinen für den grünen Spektralbereich Aufnahmen sehr zu empfehlen und wurde einsetzbar sind. Von den meisten Venus- gerechnet und liefern hier das schärfste auch für die Venusaufnahmen in diesem Fotografen wird der U-Filter von Schüler Bild, wobei sie im blauen bis violetten Be- Artikel verwendet. Typischerweise liegt dem preislich im gleichen Rahmen lie- reich praktisch unbrauchbar sind. Soll ein die Quanteneffi zienz solcher Chips im genden Filter von Baader vorgezogen, wo- Linsenteleskop verwendet werden, muss UV-Licht bei ca. 15%. bei sich die Ergebnisse mit beiden Filtern man auf ein apochromatisches System Um den gewünschten Spektralbereich kaum unterscheiden. Der Wratten-Filter zurückgreifen, das auch für den blauen um 400nm aufzunehmen, ist die Verwen- liefert im Vergleich zu den beiden anderen Spektralbereich korrigiert ist. Erschwe- dung eines Filters unerlässlich. Prinzipiell Filtern bescheidenere Resultate, doch auch rend kommt hinzu, dass manche Glassor- stehen dem Venusfotografen drei geeig- hier sind in der Kombination mit Video- ten für das UV-Licht undurchlässig sind. nete Filter zur Verfügung: und CCD-Kameras schwache Strukturen Dazu gehört das vielfach in Fernrohrob- z Wratten 47 ist ein Bandpassfi lter, den nachweisbar. jektiven verwendete Flintglas. Zudem ist man bei verschiedenen Herstellern als Als Alternative zu den üblichen UV- es nützlich zu wissen, dass dieses Glas 1,25"-Einschraubfi lter erhalten kann. Bandpassfi ltern ist der »K-Line«-Filter von auch oft in den bei der Planetenfotografi e Das Transmissionsfenster reicht von Baader zu nennen, dessen Durchlasskur- so wichtigen Barlow-Linsen verbaut wird. ca. 300nm bis 470nm, wobei es ein IR- ve ihre Spitze ebenfalls im gewünschten Nicht nur die Optik sollte deswegen Leck von ca. 700nm bis 940nm gibt. Bereich hat. Auch dieser Filter eignet sich sorgfältig ausgesucht sein, auch bei der Die Transmission gipfelt bei 400nm hervorragend für die Aufnahme von Wol- Wahl der Videokamera bzw. Webcam und erreicht maximal etwa 45%. kenstrukturen im nahen UV (vgl. inter- muss die Empfi ndlichkeit des Gerätes be- z Das Baader U-Filter (Bandpassfi l- stellarum 51). rücksichtigt werden. Die meisten Kameras ter) ist ein vielschichtig vergütetes Die Transmission dieser Filter ist in der sind für den Einsatz im optischen Spek- Schott UG11-Glas mit einer maxima- Regel sehr gering. Daher wird ein Teleskop tralbereich und nicht für den im nahen len Transmission von 85% bei 350nm. mit größerer Öff nung benötigt, das genug UV-Licht ausgelegt. Daher gibt es nur sel- Es gibt kein IR-Leck bis 1500nm. Licht für ein brauchbares Signal-Rausch- ten Informationen der Hersteller zu der z Der Schüler U-Filter ist ebenfalls ein Verhältnis liefert. Jedoch ist es auch mög- Bandpassfi lter mit ca. 78% Transmis-

Abb. 2: Venus im ultravioletten Spektralbereich mit deutlichen Wolkenstrukturen. 11"-SCT, DMK 21BF04 FireWire Kamera, Schüler- U-Filter. a) 13.3.2007, Brennweitenverlängerung mit Skywatcher 2× Barlowlinse.; b) 14.4.2007, Brennweitenverlängerung mit Antares 3× Barlowlinse.; c) 24.5.2007, Brennweitenverlängerung mit Baader FFC.

abc EIGAND EIGAND EIGAND W W W ARIO ARIO ARIO Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. M M M

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 39 Planeten EIGAND

W a b ARIO M Abb. 3: Die Transmissionskurven der drei meistbenutzten Abb. 4: Venus im infraroten Spektralbereich. 11"-SCT, DMK 21BF04 Filter für die Venusfotografi e. FireWire Kamera, RG1000-Filter. a) 14.7.2007, Brennweitenverlängerung mit Antares 3×-Barlowlinse. b) 1.5.2007, Brennweitenverlängerung mit Baader FFC. lich, mit kleineren Geräten beachtliche Er- Licht nicht ganz folge zu erzielen (vgl. Kasten). gleichmäßig ist, so dass man verschieden Die möglichen Vergrößerungen bleiben helle Bereiche sieht. Das Licht wird in ei- aufgrund des Licht-Problems oft gering ner Höhe von 60km bis 70km in den Wol- und auch die Bildschärfe lässt meist zu ken der Venusatmosphäre refl ektiert. Man wünschen übrig. Im UV-Bereich ist man in schaut also in einen größeren Bereich der besonderem Maße anfällig für das Seeing, Atmosphäre, daher unterscheiden sich die da kurzwelliges Licht stärker gebrochen Strukturen in der Regel von einer zeit- wird. Auch UV-Aufnahmen lassen sich gleich entstandenen UV-Aufnahme. Mor- am Taghimmel gewinnen, jedoch sollte phologisch sind die Strukturen aber sehr man sich klar machen, dass der Eff ekt, der ähnlich und wirken nur etwas feiner. uns blauen Himmel beschert (Rayleigh- Leider nimmt die Empfi ndlichkeit der Streuung), auch Schwierigkeiten mit dem gängigen Webcam-Chips im Infraroten EIGAND

Kontrast bereitet: Die Streuung von UV- mit zunehmender Wellenlänge ab. Daher W ARIO

Licht von der Sonne bildet einen »UV- werden die Belichtungszeiten im 1000nm- M Hintergrund«, der den Kontrast schwächt. Bereich wieder deutlich länger und die Oft überwiegt jedoch der Vorteil des bes- Verstärkung muss höher eingestellt werden Abb. 5: Venus mit leuchtender Nacht- seren Seeings durch den höheren Stand – die Problematik ist ähnlich wie bei UV- seite im infraroten Licht am 13.9.2007. des Planeten. Aufnahmen. Jedoch sind IR-Aufnahmen 14"-SCT, DMK 21BF04 FireWire Kamera, Baa- am Tag nicht von dem Kontrastproblem der FFC, RG1000-Filter. Venus im nahen Infrarot betroff en. Zur Filterung eignet sich ein RG1000- im Infrarot – quasi ein schwaches Glühen, Man kann den visuellen Spektralbereich Glas. Auf dem amateurastronomischen das die Atmosphäre jenseits von 1000nm natürlich auch in die »andere Richtung« Markt gibt es leider keine gefassten durchdringen und bei ausreichend langer verlassen. Mit der Verwendung eines IR- RG1000-Filter in 1,25"- oder 2"-Ausferti- Belichtungszeit als schwaches Leuchten Passfi lters, dessen Transmission erst bei gung. Momentan gibt es keine Alternative der von der Sonne unbeleuchteten Nacht- ca. 800nm beginnt, gibt es eine weitere dazu, sich mit ein wenig Bastelarbeit eine seite fotografi ert werden kann (vgl. auch Möglichkeit, dem Problem der atmosphä- Filterfassung anzufertigen. Beitrag auf Seite 42). rischen Refraktion und Seeing-Problemen Für kürzere Wellenlängen gibt es di- zu begegnen, denn langwelliges Licht wird verse Langpassfi lter auf dem Markt mit Aufnahme und Bildbearbeitung weitaus geringer durch Turbulenzen in der Durchlass ab ca. 650nm bis 800nm. Aus Atmosphäre gestört. Zudem umgeht man Ergebnissen anderer Sternfreunde geht Der Lichtmangel bei UV-Aufnahmen das Problem der Refraktion durch die Be- hervor, dass die Chance auf Abbildung der Venus führt in der Regel zu sehr ver- schränkung auf ein engeres Frequenzband. von Wolkenstrukturen steigt, je näher das rauschten Einzelbildern und je nach Licht- Auf diese Weise lassen sich sehr scharfe Transmissionsfenster bei der Wellenlänge sammelleistung des Teleskops gleichzeitig Abbildungen der Phasengestalt gewinnen. von 1000nm liegt. Umso mehr kürzere zu langen Belichtungszeiten. Deshalb ist es Strukturen in der Atmosphäre sind ab Wellenlängen weggefi ltert werden, desto nötig sehr viele Bilder aufzunehmen – also 800nm jedoch selten und nur sehr kontrast- deutlicher treten sie hervor. Mit etwas lange Videosequenzen – um durch Bild- arm. In der Regel erhält man ein struktur- Glück sieht man aber schon mit einem überlagerung und -mittelung (Stacking) loses Bild wie im visuellen Spektralbereich. RG665-Glas ein paar grobe Wolkenstruk- ein gutes Signal-Rausch-Verhältnis zu be- Geht man jedoch weiter zu noch langwel- turen. kommen. Dazu sollten in einer Sequenz ligerem Licht, lassen sich Wolkenstruk- Ein spezielles »Highlight« in der IR-Fo- wenigstens 500 scharfe und wenig ver- turen erfassen. In diesem Spektralbereich tografi e der Venus sind Aufnahmen ihrer zerrte Bilder dabei sein. Die dafür nöti- fotografi ert man refl ektiertes Sonnenlicht, Oberfl äche. Die Hitze auf der Venusober- ge Gesamtlänge der Videosequenz richtet

wobei die Absorption genau wie im UV- fl äche von rund 450°C führt zur Emission sich dann nach dem Seeing, wobei bei ru- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

40 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Planeten

higer Luft weniger Aufnahmen nötig sind. Venusfotografi e mit kleiner Optik Hierbei können die von anderen Planeten bekannten Probleme des Verschmierens Auch mit kleineren Teleskopen lassen sich befriedigende Venusaufnahmen er- von Strukturen aufgrund der Planetenro- stellen. Das von mir verwendete Teleskop ist ein 8"-Newton f/5. Flintglas befi ndet tation bzw. Wolkenbewegungen ebenfalls sich beim Newton nicht im Strahlengang. Allerdings ist die Originalbrennweite von bei Venus auft reten, allerdings in gerin- Praxis 1000mm etwas zu kurz für die Venus. Es gibt zwei Strategien um die Brennweite gerem Maß. Aus eigenen Versuchen ging zu erhöhen, Barlow-Linse und Okularprojektion. Leider halten sich die Hersteller hervor, dass erst nach 15 bis 20 Minuten von Okularen und Barlow-Linsen mit Informationen zur UV-Durchlässigkeit ihrer Veränderungen durch Wolkenbewegung Optiken zurück. Es ist deutlich zu spüren, dass derartige Details zu den meist im- sichtbar werden. Die mit über 243 Tagen portierten Produkten bei den Händlern kaum bekannt sind. Anfragen über diverse Dauer sehr langsame Rotation der Venus Newsgroups und Listen ergaben auch keine eindeutige Antwort. Dank guter Erfah- spielt keine Rolle. Zum Vergleich: Bei Jupi- rungen mit der Abbildung eines einfachen 12,5mm-Plösslokulares wurde zunächst ter liegt die maximale Videolänge bei 90s dieses zur Okularprojektion verwendet. bis 120s – je nach Brennweite. Beim ersten Versuch am 5.3.2007 wurde bei einer Äquivalentbrennweite von Die Verwendungsraten der Einzelbilder 4000mm (f/20) in Verbindung mit dem Schüler-U-Filter gearbeitet. Das Bild am liegen meist zwischen 10% und 30%, je Bildschirm war sehr hell, aber auf dem Livebild waren keine Details zu erkennen. nach Qualität des Rohmaterials. Möchte Nach der Bildbearbeitung kamen dann leichte man mindestens 500 Bilder verwenden, ist Strukturen auf dem winzigen Scheibchen zum bei schlechterem Seeing von ca. 4/10 (Pi- Vorschein. Da das Bild bei 4000mm Brennweite ckering-Skala) also eine Sequenz aus 5000 hell genug war, wurde die Brennweite mit wei- Einzelbildern nötig. Bei einer typischen teren Zwischenringen am Projektionsadapter Bildrate bei der Aufnahme von 10 Bildern auf 8000mm erhöht. pro Sekunde braucht man dafür also etwa Der zweite Versuch startete am 13.3.2007. 8,4 Minuten. Venus stand zum Aufnahmezeitpunkt um 18:44 Nach der Bildmittelung folgen ggfs. Uhr MEZ 34° über dem Horizont, hatte einen noch einige Schritte mit Kontrastanpas- scheinbaren Durchmesser von 12,5" und war sung und Schärfung oder Weichzeich- zu 84% beleuchtet. An diesem Abend herrschte nung, um die aufgenommenen Strukturen Ausnahmeseeing. Die Luft war extrem ruhig zu verdeutlichen. Diese Schritte müssen und die Transparenz ausgezeichnet. Bereits auf vom Fotograf individuell an jedes Sum- den Livebildern waren Strukturen zu erkennen. menbild angepasst sein. Eigene Erfah- Für die Aufnahme wurde das Schwarzweiß- rungswerte sind nötig, um zu einem opti- videomodul SK 1004-X (siehe interstellarum 56) malen Resultat zu gelangen. verwendet. Das Modul hat 537×597 Pixel. Da Eine interessante Darstellungsweise je Belichtungsserie mehrere tausend Aufnah- der Venus ist ein Farbkomposit, bei dem men gemacht werden, kann der Speicherbedarf UV- und IR-Aufnahmen eingesetzt wer- schnell mehrere Gigabyte umfassen. Ein nicht den. Hierbei werden der normale Blauka-

OWOLLIK komprimierter 4-Minuten-Film bei 25 Bildern

K nal einer Farbaufnahme durch eine UV- ILVIA

S pro Sekunde benötigt 3,6GB Speicherplatz auf Aufnahme und/oder der Rotkanal durch der Festplatte. eine IR-Aufnahme ersetzt. Dadurch erhält Das Scharfstellen bei man eine Darstellung, bei der Helligkeits- 8000mm Brennweite er- unterschiede im IR- und UV-Licht farblich fordert viel Fingerspit- gekennzeichnet sind. zengefühl. Gewöhnlich OWOLLIK K erfolgt die Aufnahme Fazit ILVIA

S am hellblauen Taghim- mel. Etwa 30min vor Eine Webcam bietet zusammen mit Sonnenuntergang ist das Seeing meist am besten. Zu diesem Zeitpunkt herrscht geeigneten Filtern die Möglichkeit, die anscheinend ein kurzes Gleichgewicht zwischen einfallender Wärme durch die Venus im wahrsten Sinne in einem an- Sonne und atmosphärischer Rückstrahlung. Durch die im Laufe der Bildserie ab- deren Licht zu sehen. Belichtet man mit nehmende Umgebungshelligkeit müssen Kontrast und Helligkeitseinstellungen einem entsprechenden Filter im richtigen laufend nachgeregelt werden. Wellenlängenbereich, bekommt die dichte Wichtig ist, dass das Teleskop gut ausgekühlt zum Einsatz kommt. Mindestens Wolkenschicht auf einmal Strukturen. Die ein bis zwei Stunden vor Beginn der Beobachtung sollte das Fernrohr nach drau- Möglichkeiten der Venusfotografi e gehen ßen gestellt werden. Optimal ist es, wenn aus dem Schatten heraus beobachtet über die typische Darstellung der Phasen- werden kann. gestalt also weit hinaus und lassen zahl- Als Aufnahmesoftware wird das Freeware-Programm Giotto verwendet, auch reiche faszinierende Aspekte des Planeten die Bildbearbeitung erfolgt mit diesem Programm. Eine populäre Alternative ist sichtbar werden. Allerdings ist einzuräu- Registax, welches allerdings nicht für die Aufnahme, sondern nur für die Addition men, dass die notwendige Aufnahmetech- der Bilder geeignet ist. nik im Detail selbst für geübte Fotografen Silvia Kowollik Herausforderungen bereit hält. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 41 Rubrik Venus lässt tief blicken Amateurbilder der Venus-Oberfl äche

BERND GÄHRKEN

VON BERND GÄHRKEN Abb. 1: Venus am 14.9.2007 um 5:00 MESZ mit dem 80mm-Spiegelteleskop Der Planet Venus hat im visuellen Spektralbereich eine weitgehend un- der VSW München bei f/10 mit RG1000 durchdringliche Atmosphäre. Doch im infraroten Spektralbereich gibt es und einer Watec WAT120N. Links sieht einige schmale »Fenster«, durch die man weit in die Venusatmosphäre hi- man ein Einzelbild mit 2,56s Belichtungs- neinsehen kann. Mit dem richtigen Instrumentarium können heute auch zeit, in der Mitte das unbearbeitete Sum- menbild aus 33% von 911 Rohbildern mit Amateurastronomen auf die Oberfl äche des Planeten durchdringen und je 0,64s Belichtungszeit und rechts das sogar Karten des uns nächsten Planeten erstellen. bearbeitete Summenbild nach Schär- fung und Kontrastanpassung.

ie Oberfl äche der Venus leuch- liegt bei etwa 8° pro Höhenkilometer. Der Für die eigenen Experimente sollte eine tet im infraroten Licht aufgrund maximale Temperaturunterschied auf der Watec-Kamera WAT-120N verwendet wer- Dder hohen Temperatur von 560°C Oberfl äche soll etwa 100° betragen [3]. den. Ein Blick auf die Herstellerangaben zu (Wärmestrahlung). Die darüber schwe- Auch tiefl iegende Wolken lassen sich dem in dieser Kamera verbauten Sony-Chip benden Wolken sind deutlich kühler – damit dieser Technik dokumentieren. So ICX419all stimmte wenig hoff nungsfroh. rum dämpfen sie zwar das thermische wurde herausgefunden, dass die Hoch- Der Chip hat demnach bei 1000nm nur Leuchten, verursachen selbst aber keine atmosphäre eine Rotationszeit von etwa noch eine Empfi ndlichkeit von 3%. störende Strahlung [1]. Dies kann man 4 Tagen besitzt, tiefere Wolkenschichten Über die Empfi ndlichkeit der Watec- sich durch Beobachtung der Nachtseite rotieren aber deutlich langsamer. An der Kamera jenseits von 1000nm macht der des Planeten zunutze machen, denn wenn Oberfl äche beträgt die Rotationszeit im Hersteller keine Angaben, doch aus dem die Venuswolken nicht von der Sonne be- Mittel 145,9 Tage [4]. Verlauf der Kurve ab 900nm lässt sich ab- leuchtet werden und ihr Licht refl ektieren, schätzen, dass ab etwa 1050nm kein Signal kann die Wärmestrahlung der Oberfl äche Amateurbeobachtungen mehr messbar sein sollte. von der Erde aus detektiert werden. Bei einem ungekühlten Sensor vermin- Die in Frage kommenden Transmissions- dert sich im Infraroten zwar die Empfi nd- Raumsonden fenster für einen Blick auf die Venusober- lichkeit, aber nicht das Rauschen. Doch die fl äche liegen bei Wellenlängen von 1010nm, Watec-Kamera hat auch ihre Stärken. So Diese Tatsache haben sich bereits Ka- 1100nm und 1180nm [5]. Auf den ersten Blick verfügt der ICX419all-Chip über Mikro- meras an Bord der Raumsonde Galileo scheinen alle Frequenzen für den Amateur linsen, mit denen die Effi zienz beträchtlich zunutze gemacht. Daran anknüpfen soll unerreichbar zu sein. Es gibt lediglich eine gesteigert werden kann. das an Bord von Venus-Express instal- einzige Ausnahme bei etwa 1010nm: Durch lierte »Visible and Infrared Th ermal Ima- dieses Fenster wurde erstmals Anfang der Aufnahmetechnik ging Spectrometer« (VIRTIS). Es nutzt 1990er Jahre auf dem Pic du Midi beobach- die Wärmestrahlung der Oberfl äche zur tet [6]. Die handelsüblichen Amateur-CCD- Um das Infrarotleuchten einzufangen, Kartierung von Höhenunterschiede, denn Kameras sind aber für den visuellen Bereich wäre ein enger Linienfi lter bei 1010nm mit die Hochländer der Venusoberfl äche sind optimiert, bei 1000nm besitzen sie kaum etwa 15nm Halbwertsbreite ideal, doch lei- kühler und besitzen eine von den Tief- noch Empfi ndlichkeit. Dennoch gelangen der ist ein derartiger Filter im Astrohandel ebenen deutlich abweichende Strahlungs- bereits 2004 erste Amateurbilder mit einer nicht erhältlich. Es gibt allerdings einen

intensität [2]. Der Temperaturunterschied gekühlten CCD-Kamera [7]. Kantenfi lter mit der Bezeichnung RG1000, Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

42 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Rubrik

Abb. 2: Vergleich einer Venuskarte auf der Basis von Abb. 3: Karten der Venusoberfl äche: links aus den Bildern der Aufnah- Magellan-Daten vom VIRTIS-Team mit einer Karte aus meserien vom 7. und 9.10.2007 (invertiert), Mitte und rechts aus Höhen- den Bildern der Aufnahmeserien vom 21. bis 24.9.2007. Die daten der Radarsonde Magellan. Die Farben spiegeln unterschiedliche markante Struktur des liegenden Y bei etwa 70° Länge ist in Intensitäten wieder. beiden Karten deutlich zu erkennen. ÄHRKEN G ERND ), B ITTEILUNG . M PRIV ( EAM ÄHRKEN G ERND VIRTIS-T B

dessen Fenster sich schon bei 900nm öff - de versucht bei Wellenlängen von 1740nm mehr als vier Wochen betragen. Die nächste net und bei 1010nm eine Transmission von und 2300nm zur Oberfl äche durchzudrin- Chance einer erdgebundenen Kartierung etwa 50% erreicht. Für 1100nm wurden gen. Bei diesen Wellenlängen gibt es stärkere wird es im Februar/März 2009 geben. 70% gemessen [8]. Störungen durch Wolken, die jedoch durch Durch die Kombination der Transmissi- die Beobachtung auf zwei Frequenzen he- [1] Formisano, V. et al.: The planetary fourier spec- onskurven von Kamera und Filter lässt sich rausgerechnet werden konnten. trometer (PFS) onboard the European Venus ein Aufnahmefenster zwischen 900nm und Am Äquator bei 0° Breite und ca. 70° Län- Express mission, P&SS 54, 1298 (2006) 1050nm ableiten. Durch die große Fenster- ge ist deutlich ein Hochland in Form eines [2] European Space Agency: Mission Defi nition Report. breite von 150nm stört die helle Venussichel liegenden Y zu identifi zieren. Während der An Orbiter for the study of the atmosphere, the beträchtlich. ersten Aufnahme am 14.9.2007 hatte die Ve- plasma environment, and the surface of Venus, Dennoch war schon beim ersten Ver- nus eine Phase von 19%. Drei Wochen später servirtis.obspm.fr/Venus_Express/VEX_MDR51.pdf such am 14.9.2007 auf den Rohbildern die lag die Phase bei 37% und der Zentralmeri- [3] Carlson, R. W. et al.: Galileo/NIMS near-infrared dunkle Venusseite als leichte Aufh ellung dian hatte sich zwischen den Bildserien um thermal imagery of the surface of Venus, in Lunar sichtbar. Am 800mm-Spiegelteleskop der fast 45° erhöht. Die Oberfl äche zeigte nun and Planetary Inst., Twenty-fourth Lunar and Pla- Volkssternwarte München erwiesen sich bei ein deutlich verändertes Gesicht: Knapp netary Science Conference. Part 1: A-F, 253 (1993), f/10 Belichtungszeiten von etwa 1s als opti- südlich des Äquators dominieren die kühlen adsabs.harvard.edu/abs/1993LPI….24..253C mal. Durch die Mittelung einiger Hundert Hochländer der Ovda- und Th ethis-Region, [4] Wikipedia, Die freie Enzyklope- Bilder war es möglich das Verhältnis von während im Norden die heißen Tiefebenen die, Venus: de.wikipedia.org/wiki/Ve- Signal und Rauschen soweit zu verbessern, um Niobe Planitia zu erkennen sind. nus_(Planet)#Rotation_und_Resonanzen dass bei der Bildverarbeitung Strukturen [5] Fischer, D.: Venus features at 300 to 3000 nm wave- herausgearbeitet werden konnten. Fazit length, www.astro.uni-bonn.de/~dfi scher/venus/ [6] Lecacheux, J. et al.: Detection of the surface Ergebnisse Die Fotografi e der Venusoberfl äche ist of Venus at 1.0 micrometer from ground- auch für Amateure bei der Wellenlänge von based observations, P&SS 41, 543 (1993) Um den Einfl uss der Venuswolken zu 1010nm möglich. Für die Oberfl ächenfoto- [7] Pellier, C.: Thermal Emission on the Venusian minimieren, wurden jeweils die Aufnah- grafi e der Venus geeignet sind Phasen unter Nightside, astrosurf.com/pellier/venusthermal meserien vom 14. und 16. sowie vom 21. bis 40%, während Phasen unter 25% als ideal zu [8] Höbel, P.: Filterkurve Schott RG1000, www. 24.9. untereinander gemittelt. Die beiden so bezeichnen sind. Zugleich wird eine Höhe sonnen-fi lter.de/Filter-1/RG1000-lin.gif gewonnenen Bilder wurden mit der Soft - des Planeten von mindestens 15° und ein [9] Institut für Planetenforschung Berlin-Adlers- ware WinJupos zu Karten verarbeitet, um dunkler Himmel benötigt. Leichte Däm- hof, Bildmaterial der Magellan-Sonde, so- eine bessere Vergleichbarkeit mit den Daten merung schadet zwar noch nicht, doch die larsystem.dlr.de/RPIF/venus34.shtml der Raumsonden Magellan und Galileo zu Sonne sollte mindestens 10° unter dem Ho- [10] Helbert, J. et al.: Exploring the surface of Venus gewährleisten. rizont stehen. Da eine kleine Phase immer with VIRTIS on VenusExpress, www.cosis.net/ab- Zwischen den in München entstandenen einen geringen Sonnenabstand erfordert, stracts/EPSC2007/00372/EPSC2007-A-00372.pdf Bildern und den Magellan-Daten gibt es ver- sind die geometrischen Anforderungen nur blüff ende Übereinstimmungen. Der Anblick selten gegeben. Ideal ist es, wenn die Ek- Surftipp vom September 2007 entsprach zufällig auch liptik steil zum Horizont steht. Dies ist im dem der Raumsonde Galileo während des Frühjahr am Abendhimmel und im Herbst Homepage des Autors: Swingby-Manövers von 1991. So gibt es zwei am Morgenhimmel der Fall. Der Zeitraum www.astrode.de/venus07.htm

direkte Vergleichsquellen. Bei Galileo wur- in dem gute Bilder möglich sind, kann dann Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 43 Deep-Sky

Deep-Sky-Nächte für Großstadtbeobachter

Praxis Von Albireo zum Hantelnebel

VON KARL-PETER JULIUS

Die Beobachtung von Nebelobjekten am nächtlichen Großstadthimmel ist ein schwieriges und häufi g wenig be- friedigendes Unterfangen. Beim Hantelnebel (M 27) im Sternbild Vulpecula bzw. Füchschen ist das anders. Wegen seiner für Planetarische Nebel ungewöhnlichen Größe (8'×4') und Helligkeit (7m,3) haben auch Stadtastronomen durchaus die Chance, statt eines verwaschenen Nebelfl eckchens ein Deep-Sky-Objekt mit Form und Struktur zu betrachten. Doch das Füchschen hat noch mehr zu bieten: etwa die wenig bekannten Objekte Stock 1 und NGC 6885/6882/Cr 416, zwei entdeckungsgeschichtlich bzw. astrophysikalisch bemerkenswerte Sterngruppierungen, die keine exzellenten Sichtverhältnisse oder große Öff nungen benötigen und auch vom Einsteiger aus der Stadt heraus erfolgreich beobachtet werden können.

er kein GoTo-System zur Verfügung hat, muss jedoch zunächst einmal das Heimat-Sternbild dieser WObjekte fi nden. Vulpecula ist ein unscheinbares Sternbild, das mit bloßem Auge kaum erkennbar ist, weil es von der Helligkeit des nächtlichen Großstadthimmels ver- schluckt wird. Häufi g wird daher empfohlen, die Suche nach M 27 vom Sternbild Sagitta aus zu beginnen. Doch sind auch dessen Sterne, von denen die vier hellsten den Pfeil bilden, mit scheinbaren Helligkeiten von 3m,5 bis 4m,4 in der Regel zu β Cyg schwach, um am aufgehellten Stadthimmel mit der nötigen Deutlichkeit in Erscheinung zu treten – vor allem, wenn sich das Auge noch nicht ausreichend an die Dunkelheit gewöhnt hat. Als Startpunkt geeigneter erscheint dann eher Albireo (β Cygni). Mit 2m,9 ist er nur der fünft hellste Stern im Sternbild Cygnus, jedoch leicht mit bloßem Auge als Kopf des herabstür- St 1 zenden Schwans auszumachen. Cr 399

Albireo: »Topas«, »Saphir« und der unsichtbare Dritte

Albireo ist einer der beliebtesten Doppelsterne des Som- NGC 6882/5 merhimmels, denn er bietet das, was Amateurastronomen M 27 bei der Betrachtung von Deep-Sky-Objekten in der Regel so schmerzlich vermissen: Farbe! Bereits mit geringer Vergröße- rung erkennt man seine beiden orange-gelb und blau leuch- tenden Komponenten, die im amerikanischen Sprachraum häufi g mit den Edelsteinen »Topas« und »Saphir« verglichen werden. Ihre beeindruckende Farbintensität kann noch dadurch gesteigert werden, dass man das Okular eine Nuance unscharf stellt. Das eigentlich Besondere an Albireo liegt aber darin, dass die Wahrnehmung der Blaufärbung des schwä- α Aql cheren Begleiters nicht auf einem optischen Komplementäref- fekt beruht, sondern der im Fernrohr zu beobachtende Farb- kontrast die tatsächlichen astrophysikalischen Verhältnisse

Abb. 1: Der Sommerhimmel zwischen Albireo und Atair

bietet bekannte und unbekannte Ziele für einen Deep-Sky- IENERROITHER W Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt. Beobachtungsabend. ETER P

44 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Deep-Sky

auch von Amateuren mit relativ einfachen optischen Mitteln erkennbar. Jürgen Stock hat übrigens die Wiederentdeckung des nach ihm benannten Sternhaufens noch miterleben dürfen. Nachdem er lange Zeit entscheidend am Aufb au und an der Ent- wicklung der Europäischen Sternwarten in Südamerika mitgewirkt hatte, verstarb er achtzigjährig im April 2004.

NGC 6885/6882/Cr 416: ein, EHNER L

IENERROITHER zwei oder drei Haufen? W ETER EBASTIAN P S Die nächsten Off enen Sternhaufen ge- Abb. 2: Albireo gilt als der schönste Dop- Abb. 3: Albireo im 8"-Fernrohr bei 80×. hören zu den rätselhaft esten Deep-Sky- pelstern des Himmels. Beeindruckend ist Objekten des Sommerhimmels: NGC das Farbenspiel der beiden Sterne. 6885/6882 und Cr 416. Sie sind leicht zu fi nden: Wenn man den Sucher von Stock 1 widerspiegelt [1]: Sehr heiße Sterne mit onen, an denen man sich bei der Suche aus ca. 10° östlich schwenkt, trifft man auf über 11000 Kelvin Oberfl ächentemperatur orientieren kann: Zunächst fällt bereits die Sterne 18 (5m,5), 19 (5m,5) und 20 Vulpe- leuchten weiß-blau und »Saphir« ist ein bei geringer Vergrößerung (25× bis 40×) culae (5m,9), die sich im Sucherokular als 12000K heißer Stern der Spektralklasse eine leicht nach Westen geöff nete Kette ein langgestrecktes Dreieck formieren. Im B. Sein orange-gelber Partner gehört davon vier gleichmäßig schwach leuch tenden Okular der Hauptoptik konkretisiert sich gegen der Spektralklasse K an und ist mit Sternchen auf, die an eine im Zentrum dieses Dreieck: Bei geringer Vergrößerung 4400K kühler als unsere Sonne, jedoch des Haufens liegende Sternenraute grenzt. ist im Süden der allein stehende 20 Vulpe- rund 950-mal leuchtkräft iger und 5-mal Südöstlich davon kann man eine Minia- culae zu erkennen, um den sich eine Reihe massereicher als diese. Darüber hinaus turausgabe des Großen Wagens erkennen, schwach leuchtender Sternpünktchen ver- wird er von einer weiteren Komponente die allerdings nur einen »Deichselstern« sammelt. Südlich davon liegen die Sterne begleitet, die mit einer Oberfl ächentem- besitzt. Wer auf direktem Wege beim Auf- 18 und 19 Vulpeculae, die von zwei schwä- peratur von 11000K ebenfalls sehr heiß ist, fi nden keinen Erfolg hat, kann auch mit cheren Sternen begleitet werden. aber unsichtbar bleibt. Als sog. spektro- dem Sucher zunächst auf die 4° südlich Was ist nun das Besondere an diesem skopischer Begleiter lässt sich dieser Stern von Albireo stehenden α und 8 Vulpeculae Sternenfeld, das nach den Katalogeintra- visuell nicht beobachten. fahren, ein dicht beieinander liegendes op- gungen angeblich drei Off ene Sternhaufen Obwohl Albireo hinlänglich untersucht tisches Pärchen vierter und sechster Grö- beherbergt? Zunächst zu NGC 6885 und wurde, gibt er noch so manches Rätsel ßenklasse. Nach einem kurzen Schwenk in 6882: Ihre Aufnahme in den 1888 von J. auf. So ist z.B. nicht hundertprozentig nordöstliche Richtung gelangt man dann L. E. Dreyer veröff entlichten New Gene- geklärt, ob seine sichtbaren Komponen- nach Überquerung einer sternarmen Re- ral Catalogue of Nebulae and Clusters of ten tatsächlich ein binäres System bilden gion zu einem etwas dichter besiedelten Stars beruht auf den Beobachtungen von oder nur ein optisches Pärchen. Gegen ei- Sternfeld mit den genannten Merkmalen. Wilhelm Herschel, der Anfang September nen astrophysikalischen Zusammenhang Stock 1 ist deswegen interessant, weil er des Jahres 1783 den Himmel im Sternbild spricht vor allem, dass bislang keine signi- seit seiner Entdeckung durch den Ham- Vulpecula durchmusterte. Am 9. Septem- fi kante Bahnbewegung der Komponenten burger Astronomen Jürgen Stock in den ber erkannte er um 20 Vulpeculae herum ermittelt wurde. Auch die unterschied- 1950er Jahren [2] weitgehend in Vergessen- eine Sternenansammlung. Er notierte: »a liche Entfernung von jeweils 386 und 376 heit geraten ist und selbst in der aktuellen cluster of course scattered stars, not rich«, Lichtjahren wird als Argument gegen Al- Ausgabe des umfangreichen Deep-Sky- eine Beschreibung, die sich bestätigt, wenn bireos binären Charakter angeführt, doch Atlas Uranometria 2000 keine Erwähnung man mit mittlerer Vergrößerung das Um- liegt eine Diff erenz in dieser Höhe inner- fi ndet. Stock hatte insgesamt 21 Stern- feld von 20 Vulpeculae betrachtet. In der halb des bei astronomischen Distanzmes- gruppen fotografi sch durchmustert und folgenden Nacht entdeckte er einen zwei- sungen üblichen Fehlerbereichs und ist festgestellt, dass es sich bei der Nummer ten Haufen, den er mit den gleichen Merk- daher wenig aussagekräft ig. 1 seiner Liste zumindest nicht um einen malen wie den der Vornacht umschrieb Hauptreihen-Sternhaufen handelt, ohne und südlich von 19 Vulpeculae positio- Stock 1: der »vergessene« jedoch den Charakter der Sternengrup- nierte. Wenn man diesen Bereich absucht, Sternhaufen pierung in Vulpecula endgültig zu klären. ist jedoch auch bei stärkster Vergrößerung Erst zu Beginn dieses Jahrtausends haben keine Sternenansammlung zu erkennen, Wenn man sich von Albireo aus gut sich Astronomen der Michigan-Univer- auf die diese Beschreibung annähernd 3° südsüdöstlich bewegt, gelangt man sität in den USA an Stock 1 erinnert und passt. Sollte sich also Herschel geirrt und zu einem wenig bekannten Sternhaufen: mit modernen Analysemethoden mindes- nicht erkannt haben, dass es sich bei dem Stock 1. Die Erkennung dieses Haufens tens 17 Sterne als Mitglieder eines mit in der zweiten Nacht als Neuentdeckung fällt schwer, weil die locker verteilte Stern- 300 Millionen Jahren noch relativ jungen verzeichneten Sternhaufen um jenen han- ansammlung leicht im Feld der Umge- Sternhaufens identifi ziert [3]. Acht der delte, den er bereits eine Nacht zuvor beo- bungssterne untergeht. Einige Sterne in Mitgliedssterne liegen im visuellen Hellig- bachtet hat? Schwer vorstellbar, doch bei m m

Stock 1 bilden aber markante Formati- keitsbereich von 7 ,0 bis 8,9 und sind damit dem immensen Beobachtungsprogramm, Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 45 Deep-Sky

das sich Wilhelm Herschel und seine Deep-Sky-Objekte in Vulpecula und Cygnus Schwester Nacht für Nacht zumuteten, keineswegs ausgeschlossen. Und in der Tat Name Typ R. A. Dekl. Hell. Größe/Abstand DSRA/Uran werden heute von vielen, wie z.B. den Ver- β Cygni DS 19h 30,7min +27° 57' 3m,1/5m,1 34,5" 14/118 (162) fassern des Revised NGC [4], NGC 6885 Stock 1 OC 19h 35,5min +25° 11' 5m,2 50' –/162 und 6882 als identische Objekte angesehen. NGC 6885/6882 OC 20h 12,0min +26° 29' 8m,1 20' –/163 Man geht damit im Ergebnis von einer h min m Doppelbeobachtung des großen deutsch- Cr 416 OC 20 11,3 +26° 32' 5,6 8' –/– stämmigen Astronomen aus. M 27PN19h 59,6min +22° 44'7m,3 8'×4' 14/162 (163) Doch damit nicht genug. 1930 brachte Robert Trümpler eine weitere Sternen- M 27 als ein nebliges Fleckchen zu erken- den kann. Da M 27 das letzte Objekt der gruppe unmittelbar nordwestlich von 20 nen. Beobachtungstour ist, dürft e die wichtige Vulpeculae ins Gespräch [5], die Per Col- Darüber, wie und wann sich der Plane- Adaption der Augen bereits fortgeschritten linder daraufh in als Nr. 416 in seine Lis- tarische Nebel im Füchsen am besten beo- sein, so dass durch einige Tricks und Hilfs- te Off ener Sternhaufen aufnahm. Auch bachten lässt, ist viel geschrieben worden. mittel versucht werden kann, den Kontrast Großstadtbeobachter können diese Ent- Einsteiger, die von der Großstadt aus beo- noch etwas zu erhöhen. Durchaus Sinn deckung nachvollziehen und erkennen, bachten, sollten sich zunächst von der Il- macht der Einsatz eines Schmalbandfi lters, dass der Sternenhaufen um 20 Vulpeculae lusion befreien, bereits in der ersten Nacht doch sollte man keine Wunder erwarten. im Nordwesten durch ein sternenarmes die gegenständlichen Umrisse einer Han- Oft mals erzielt man durch den schlichten dunk les Band in zwei Gruppen geteilt tel oder einer Eieruhr zu erkennen. Denn Einsatz eines schwarzen Tuches, das über ist, von denen die nördliche als Cr 416 trotz seiner Helligkeit reagiert M 27 äu- Kopf und Teleskop gestülpt wird, eine bezeichnet wird. Ob es sich nun bei Col- ßerst sensibel auf die jeweiligen Lichtver- größere Wirkung, da die stärksten Beein- linder 416 um jenen Haufen handelt, den hältnisse des nächtlichen Stadthimmels. trächtigungen meist von Lichtquellen in Herschel in der zweiten Nacht beobachtete, Wer wissen möchte, wie es darum bestellt unmittelbarer Nähe ausgehen. Ein Beo- ist ungeklärt, ebenso wie die Frage, ob Cr ist, sollte kurz zur Wega und zu dem nun bachtungsgewinn kann auch mittels indi- 416 überhaupt eine physikalisch eigenstän- fast im Zenit stehenden Sternbild Lyra rektem Sehen erzielt werden, eine Metho- dige Sternenansammlung ist oder nur Teil aufschauen. Wenn die beiden südlichen de, bei der man am Objekt vorbeischaut des großen, um 20 Vulpeculae gruppierten Sterne der Leier, γ und β Lyrae, mit bloßem und es so in den am Rande liegenden Haufens NGC 6885. Auge auszumachen sind, liegt die Grenz- Bereich der schwarz-weiß empfi ndlichen größe bei ca. 3m,5. Ist ε Lyrae, der östliche Zellen des Auges verschiebt. Die weitere M 27 – Hantel oder Nebelfl eck? Begleiter der Wega, zu erkennen, so erhöht Frage nach der »idealen« Vergrößerung sich diese auf 3m,9, ein für urbane Verhält- dürft e eher vom persönlichen Geschmack Schlusspunkt der kleinen Tour bildet nisse durchaus respektabler Wert. Noch des Beobachters abhängen. Ratsam ist es, der Hantelnebel (M 27), der seit seiner eine Spur besser wird es, wenn mit δ Lyrae alle zur Verfügung stehenden Okulargrö- Entdeckung durch Charles Messier am 12. (4m,2) und ζ Lyrae (4m,1) die Rautenform der ßen mehrmals durchzuprobieren. Gerade Juli 1764 Amateur- und Fachastronomen Leier komplett zu erkennen ist. wenn man den Hantelnebel längere Zeit gleichermaßen in den Bann gezogen hat Wer noch keine lange Beobachtungs- mit der höchsten Vergrößerung beobach- [6]: Von NGC 6885/82 schwenkt man ca. erfahrung hat, sollte es auch bei diesen tet hat und dann auf eine niedrige Vergrö- 4° in südwestliche Richtung, indem man relativ günstigen Bedingungen als einen ßerung »herunterschaltet«, ist man von der mit dem Sucher durch 16 und 17 Vulpecu- ersten Erfolg verbuchen, wenn der Han- Schärfe des nun zwar kleinen, aber in den lae bis zu 14 Vulpeculae »hindurchfährt«, telnebel nach einigen Minuten intensiver Konturen erheblich klarer defi nierten Ne- allesamt Sterne fünft er Größenklasse. Be- Betrachtung nicht mehr »schwimmt«, son- bels überrascht. Vielleicht ist dann sogar reits bei 25-facher Vergrößerung gibt sich dern als Oval oder Rechteck fi xiert wer- eine schwache »Taille« in der Mitte von M 27 zu erahnen. Abb. 4: Der Hantelnebel ist der hellste aller Abb. 5: Auch mit kleiner Öff nung kann Planetarischen Nebel am Nachthimmel. man dem Hantelnebel viele Details entlo- [1] Stoyan, R.: Deep Sky Reiseführer, Ocu- cken – wie hier mit 63mm Öff nung. lum-Verlag, Erlangen (2004) [2] Stock, J.: Magnitudes and Colours for Stars in Two

TOYAN New Galactic Clusters, Astrophys. J. 123, 258 (1956) S [3] Osborn, W. et al.: The Neglected Open Clus- IENERROITHER ONALD R W ter Stock 1, PASP 114, 1382 (2002) ETER P [4] www.klima-luft.de/steinicke/ngcic/rev2000 [5]Trümpler, R. J.: Preliminary Results on the Dis- tances, Dimensions and Space Distribution of Open Star Clusters, Lick Obs. Bull. 420, 154 (1930) [6] Stoyan, R.: Atlas der Messier-Objekte, Oculum-Verlag, Erlangen (2006) Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

46 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Wissen

von Uwe Pilz PRAXISWISSEN Wie kann man Einzelheiten in Planetarischen Nebeln erkennen?

Wer einen Planetarischen Nebel anschaut, beobachtet einen Filter sind auf Planetarische Nebel abgestimmt und können für sterbenden Stern. In der letzten Lebensphase, wenn der Kern- die Beobachtung benutzt werden. brennstoff fast aufgebraucht ist, werden Sterne instabil. Plane- Die Milchstraße enthält über 1000 planetarische Nebel. Die tarische Nebel werden von Sternen bis ca. acht Sonnenmassen meisten sind jung und damit klein und hell. Sie sind leicht zu gebildet. Dabei werden Teile der Sternatmosphäre des in dieser sehen, aber schwer zu identifi zieren – sie sehen einem Stern zu Entwicklungsphase riesigen Sterns in den umgebenden Raum ähnlich. Hier gibt es drei Wege der Identifi kation: abgestoßen. Diese Materieab- 1. Die Anwendung einer hohen Ver- gabe erfolgt in mehreren Schü- größerung lässt den Nebel als leicht ben, welche sich gegenseitig unscharfen Stern erscheinen. beeinfl ussen. Der Nebel kann 2. Mit Hilfe eines Nebelfi lters lässt sich ein deshalb eine komplizierte Planetarischer Nebel auch im Über- Struktur haben. sichtsbild identifi zieren: Wenn man Der Stern selbst stellt die einen [OIII]- oder UHC-Filter zwischen Energieproduktion im Kern Okular und Auge hält, dann wer- schließlich ein und wird zu den alle Sterne abgedunkelt, wäh- einem heißen, aber leucht- rend der Planetarische Nebel seine schwachen weißen Zwerg, der Helligkeit fast behält. Diese Metho- langsam abkühlt. Dessen ener- de wird als »[OIII]-Blink« bezeichnet. giereiche Strahlung bringt die 3. Eine sehr genaue Sternkarte gestat- abgestoßene Nebelhülle zum tet das Auffi nden des Nebels ebenfalls. Leuchten. Planetarische Ne- Gewöhnliche Atlanten sind schlecht bel sind mit einer Lebensdauer dazu geeignet, da recht große Him- von etwa 10000 Jahren recht melsausschnitte auf einem Blatt kurzlebig, da sich das abgesto- dargestellt sind. Mit Hilfe von Com- ßene Gas vom Stern entfernt puterprogrammen lassen sich geeig- und sich schließlich im Weltall nete Karten jedoch leicht herstellen. zerstreut. Wegen der hohen Flächenhelligkeit kann Das Leuchten von Planeta- man diese kleinen Nebel sehr hoch vergrö- rischen Nebeln rührt von an- ßern. Die meisten Einzelheiten werden bei geregten Atomen im Gas her. der maximalen sinnvollen Vergrößerung In deren Hüllen werden Elek- des Instruments sichtbar. Die liegt etwa tronen durch Absorption eines bei dem doppelten Wert der Öff nung in Photons oder durch Stoß vom Millimetern, also für ein 80mm-Fernrohr Grundzustand in ein ener- bei 160×. giereicheres Niveau gehoben. Ältere Planetarische Nebel haben am Dort bleiben sie nur eine ge- Himmel eine beträchtliche Ausdehnung.

wisse Zeit, bevor sie in den ND Allerdings haben sie von wenigen Aus- E Grundzustand zurückkehren. nahmen abgesehen geringe Flächenhel- HOMAS Die absorbierte Energie wird T ligkeiten. Hier kommt es zunächst auf den in Form eines oder mehrerer Planetarische Nebel – wie hier NGC 2392 – er- Himmel an: Ein dunkler Standort ist die Vo- Photonen abgegeben, je nach- scheinen bei kleiner Vergrößerung oft kaum raussetzung für die erfolgreiche Sichtung. dem, ob das Elektron direkt größer als ein Stern (links). Erst bei hohen Vergrö- Um den Kontrast zwischen Nebel und Him- oder über dazwischenliegende ßerungen zeigen sie ihr wahres Gesicht – und melshintergrund weiter zu erhöhen, ist ein Energieniveaus in den Grund- möglicherweise den Rest des Sterns, aus dem Nebelfi lter zweckmäßig. Ausgehend von zustand gelangt. Die Energie sie entstanden sind (rechts). 6"-Newton, 40× und einem Okular mit niedriger Vergrößerung der emittierten Photonen, die 200×. zum Aufsuchen kann die Vergrößerung vor- ihre Frequenz bestimmt, ent- sichtig bis zu mittleren Werten gesteigert spricht der Energiediff erenz zwischen den Niveaus. Da die Ener- werden, um ein Höchstmaß an Einzelheiten zu erkennen. giediff erenzen zwischen den Niveaus typisch für ein Atom sind, Die Zentralsterne der Planetarischen Nebel sind leucht- wird das Leuchten Planetarischer Nebel (und Galaktischer Ne- schwache weiße Zwerge. Man kann versuchen, diese zu sehen, bel) durch Spektrallinien bei typischen Frequenzen verursacht. was nicht immer gelingt. Eine hohe Vergrößerung bis hin zum Hierauf beruht die Wirkung von Nebelfi ltern, welche genau bei Maximalwert schwächt die Nebelhülle ab und lässt den Stern diesen Frequenzen durchlässig sind und damit den Kontrast zum hervortreten. Eine gute Luftruhe entscheidet oft über den Er- Himmelshintergrund sehr stark erhöhen. [OIII]-Filter und UHC- folg der Sichtung. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 47 Astrofotografi e CCD-Kameras für Mond- und Planetenjäger Die ungekühlten Astrokameras von Imaging Source

VON ULLRICH DITTLER

Die in Bremen ansässige Firma The Imaging Source bietet eine ganze Palette ungekühlter CCD-Kameras für Astro- fotografen an. Der Autor konnte drei Modelle über mehrere Monate hinweg testen und deren Leistungsfähigkeit und Einsatzbereiche mit anderen Astrokameras vergleichen.

ine klassische Webcam ist in der Re- z Die übertragenen Bilddaten werden Abb. 1: High-End-»Webcams«: The Ima- gel der erste Schritt in die Astrofoto- typischerweise komprimiert, um die ging Source bietet ungekühlte CCD-Kame- Egrafi e. Die hellen Objekte der Nacht, Datenmengen schneller zu bewältigen. ras für die Amateurastronomie mit drei ver- der Mond und die Planeten Merkur, Venus, z Auch die maximale Belichtungszeit schiedenen Chipgrößen an. Mars, Jupiter und Saturn, können mit ei- einer Webcam beträgt in der Regel ner Webcam in Verbindung mit einem nur wenige Sekundenbruchteile. nach Steve Chambers für längere Belich- Teleskop ab mittlerer Größe eindrucksvoll z Ein weiter Nachteil ist in der ge- tungszeiten umbauen oder sogar mit einer und einfach fotografi ert werden. Auch ringen maximalen Bildrate (typi- aktiven Kühlung versehen. Die anderen die Nachbereitung der Bilder ist, dank scherweise bis maximal 5–10 Bil- Nachteile bleiben davon unberührt. entsprechender Soft ware meist kein Pro- der pro Sekunde) sowie … The Imaging Source (TIS) ist eine seit blem [1]. z …in der sehr kleinen Chipfl äche (ty- rund 20 Jahren im Bereich der Bildverar- So attraktiv und preiswert der Einstieg in pisch sind 4,6mm×3,97mm) zu sehen. beitsungskomponenten aktive Firma, die die Astrofotografi e mit Webcams auch ist, z Dem Vorteil, dass Webcams direkt sich auf den Bau und Vertrieb von Hoch- so schnell wird der Anwender aber auch an Farbbilder aufzeichnen (d.h. ohne leistungskameras und -Software für Fabrik- die Grenzen dieser Kameras stoßen: Verwendung eines Filterrades), steht automation, Qualitätssicherung und Medi- z Da Webcams nicht für die Astrofoto- zudem der Nachteil des beschränkten zinsysteme spezialisiert hat. Als man dort grafi e ausgelegt sind, sind deren Chips Empfi ndlichkeitsbereichs gegenüber. erkannte, dass – ausgehend von Belgien in der Regel stark rauschend; eine Einzelne der genannten Nachteile lassen und Frankreich – einige Astroamateure Ka- Kühlung zur Reduktion des Rauschens sich mit bastlerischem Engagement behe- meramodelle für die Mond- und Plane-

ist bei Webcams nicht vorgesehen. ben; so gibt es Amateure, die ihre Webcam tenfotografi e einsetzten, wurde das Kame- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

48 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Astrofotografi e

ra-Angebot für Astroamateure sukzessive einzelnen Kamera-Modelle: Die drei Buch- betrieben, so dass die allen ImagingSour- ausgebaut und umfasst heute 18 unter- staben »DMK« zu Beginn des Kamerana- ce-Kameras eigene maximale Belichtungs- schiedlich ausgestattete Modelle mit insge- mens deuten auf eine Monochrom-Kamera zeit von 60 Minuten wohl nur selten sinn- samt drei verschiedenen Chipgrößen. hin, »DFK« weisen eine Kamera als Farb- voll genutzt werden kann. Bilder werden kamera mit IR-Sperrfi lter aus und »DBK« unkomprimiert in einer Datentiefe von Die Modellpalette der bezeichnet Farbkameras ohne integrierten 8bit via Firewire an den angeschlossenen TIS-Astrokameras IR-Sperrfi lter. Rechner übertragen. Die folgenden Ziff ern »21«, »31« oder »41« Detaillierte Datenblätter zu allen in den Technik Gemeinsam sind allen Astrokameras beschreiben die Chipgröße, ehe »AU« oder The Imaging Source verwendeten Chips von Imaging Source die hochwertige Ver- »AF« im Namen den USB 2.0- oder Firewire- können auf der Homepage des Autors (s. arbeitung und das typische, würfelförmige Anschluss spezifi ziert. Surftipp) abgerufen werden. Hier fi nden leuchtend blaue Metallgehäuse, das die Für diesen Beitrag wurden freundlicher- sich zudem zahlreiche Darkframes auch rund 5,5cm×5,5cm großen und leichten weise drei Kameras unterschiedlicher Chip- zu den im Folgenden vorgestellten beiden Kameras auszeichnet. Ohne Teleskopad- größe und unterschiedlicher Ausstattung Kameras. apter wiegen die blauen Würfel weniger zur Verfügung gestellt. als 300g. DMK31AF03.AS – eine mittelgroße Die Astrokameras von The Imaging Sour- DBK21AF04.AS – eine kleine Farb- Schwarz-Weiß-Kamera ce gibt es mit drei verschiedenen Chip- kamera Im Gegensatz zur DBK21AF04 fi ndet in größen: 1/4"-CCD mit 640×480 Bildpunk- Die DBK21AF04 ist mit einem Listen- der DMK31AF03.AS ein 1/3"-Chip Verwen- ten, 1/3"-CCD mit 1024×768 Bildpunkten preis von rund 330€ (incl. MwSt.) die preis- dung. Mit einer Aufl ösung von 1024×768 Pi- und 1/2"-CCD mit 1280×960 Bildpunkten. werteste Kamera im Angebot von The xel (ca. 0,8 Megapixel) und einer Pixelgröße Alle Modelle sind wahlweise als Mono- Imaging Source. Sie verfügt über einen von 4,65μm×4,65μm bietet der Sony-Chip chrom- oder Farbkameras erhältlich. Bei 1/4"-CCD-Chip und spielt mit einer Auf- ICX204AL eine Bilddiagonale von immer- den Farbmodellen kann der Astroamateur lösung von 640×480 Bildpunkten (ca. 0,3 hin 6mm und damit größere und deutlich zudem wählen, ob auf dem Chip schon Megapixel) in der gleichen Liga wie die besser aufgelöste Bilder als dies bei einer ein IR-Sperrfi lter aufgebracht sein soll oder üblichen Webcams. Bei gleicher Aufl ösung Webcam möglich ist. Auch diese Kamera nicht. Während die Kameras bisher alle mit unterscheidet sie sich von diesen jedoch liefert 8bit Datentiefe und immerhin noch Firewire-Anschluss (IEEE 1394) ausgeliefert deutlich durch die zur Verfügung stehen- eine beachtliche maximale Bildrate von wurden, steht seit Jahreswechsel wahlwei- de maximale Bildrate von 60(!) Bildern pro 30 Bildern pro Sekunde. Die wählbare Be- se auch ein USB-Anschluss zur Verfügung. Sekunde. In der Kamera sitzt ein Sony-Chip lichtungszeit liegt auch hier – wie bei allen Die zunächst kryptisch klingenden Na- des Typs ICX098BQ mit einer Pixel-Größe Kameramodellen von Imaging Source – im men der The Imaging Source-Kameras die- von 5,6μm×5,6μm und einer Bilddiagona- Bereich von 1/10000s bis 60min. Der Vor- nen zur Identifi kation der Spezifi ka der len von 4,5mm. Der Chip wird ungekühlt teil dieser Monochromkamera ist in der deutlich höheren Licht- Abb. 2: Das Mare Imbrium mit den Kratern Archimedes, Aristillus und Cassini, aufgenommen mit einem empfi ndlichkeit gegen- 8"-SCT bei 2000mm Brennweite und Kamera DBK31AF03. über den Farbmodellen zu sehen.

DBK41AF02.AS – eine große Farb kamera Die DBK41AF02 gehört mit ihrem 1/2"-Chip zu den Flagschiff en der Ka- meraserie. Der verwendete Sony-Chip ICX205AK bietet eine Aufl ösung von 1280×960 Pixel, dies entspricht 1,2 Megapi- xel, bei einer Pixelgröße von 4,65μm×4,65μm. Der 7,60mm×6,20mm große Chip bietet insgesamt eine Bilddiagonale von 8mm. Während schon die Belichtungszeit und die Datentiefe gegenüber den anderen Modellen unverändert sind, liegt auch der Stromverbrauch dieses Modells bei unver- änderten 200mA (12V). Be-

dingt durch die erhöhte Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 49 Astrofotografi e

Abb. 3: Der Hantelnebel M27, aufgenommen mit einem 8"-SCT bei 2000mm Brennweite und Kamera DBK 31AF03.AS.

Bildgröße sinkt die maximale Bildrate gegenüber den Modellen mit kleineren CCD-Chips auf 15 Bilder pro Sekunde.

Die Kameras im nächtlichen Einsatz

Die Kameramodelle verfügen alle über einen Objektivanschluss vom Typ C/CS-Mount und lassen sich so problem- los über einen beiliegenden 1,25"-Adap- ter (inkl. Filtergewinde) an ein Teleskop anschließen. Die Verbindung zwischen Kamera und Computer wird lediglich über ein ebenfalls beiliegendes Fire- wire- (bzw. USB-Kabel) hergestellt. Hier- bei ist zu beachten, dass die Strom- versorgung der Kamera ebenfalls über das Firewire-Kabel erfolgt. Dies ist dann problematisch, wenn die Kamera an ein Notebook angeschlossen werden soll, da deren Firewire-Ports in der Regel mit einem 4-pin IEEE 1394-Anschluss ohne Spannungsversorgung ausgestattet sind. Anwender sollten daher vor der Anschaff ung der Kamera die Verfügbar- keit eines stromführenden Firewire-An- schlusses (6-pin IEEE 1394) prüfen oder zusammen mit der Kamera bereits ein separates Netzteil (Dxx 21F04/Mainy/EU) und das Zubehörkabel CA-1394-64/PJ/2 bestellen, das die benötigte Spannung separat in das Firewire-Kabel einspeist und so den Betrieb der Kameras auch an 4-pin IEEE 1394-Anschlüssen erlaubt. Zusammen mit den Kameras liefert Imaging Source das Programm IC Cap- ture aus, das die Steuerung der Aufnah- men auf PCs mit Windows 2000, XP oder Vista erlaubt. Die Software IC Capture ist in der Bedienung recht intuitiv und erfüllt auch komplexe Aufnahmeanfor- derungen. Zur Weiterverarbeitung der Aufnahmen empfi ehlt TIS das bekannte Programm Registax. Es zeigt sich sehr schnell beim nächt- lichen Einsatz der Kameras, dass sie in der Bedienung einfach und unkompliziert zu handhaben sind. Bedingt Abb. 4: Der Orionnebel M 42, aufgenommen mit einem 2,4"-Refraktor bei 355mm Brennweite durch ihre technischen Daten eignet und Kamera DBK 31AF03.AS. sich die kleine Farbkamera DBK21AF04 besonders für die Fotografi e der Pla- Surftipps neten – hier ist ihr doch recht kleines Homepage des Autors mit weiteren Beispielbildern und Darkframes: Gesichtsfeld ausreichend. Bereits bei der www.sternenstaub-observatorium.de Fotografi e von Monddetails werden allerdings die durch den kleinen Bildaus-

schnitt auftretenden Beschränkungen Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

50 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Astrofotografi e

Technische Daten der Astrokameras von The Imaging Source. Kamerabezeich- Typ IR-Sperr- Aufl ösung Chip Chipgröße Pixelgröße Bildrate Belich- Anschluss Preis nung fi l t er tungszeiten DMK 21AF04.AS s/wnein 640×480 Sony ICX- 4,60mm×3,97mm 5,6μm×5,6μm 60 1/10000s Firewire/USB 330€ DMK 21AU04.AS Pixel 098BQ (Typ 1/4") bis 60min 2.0 DMK 31AF03.AS s/wnein 1024×768 Sony IC- 5,80mm×4,92mm 4,65μm×4,65μm 30 1/10000s Firewire/USB 590€ DMK 31AU03.AS Pixel X204AL (Typ 1/3") bis 60min 2.0 DMK 41AF02.AS s/wnein 1280×960 Sony IC- 7,60mm×6,20mm 4,65μm×4,65μm 15 1/10000s Firewire/USB 740€ DMK 41AU02.AS Pixel X205AL (Typ 1/2") bis 60min 2.0 DFK 21AF04.AS Farbeja640×480 Sony ICX- 4,60mm×3,97mm 5,6μm×5,6μm 60 1/10000s Firewire/USB 290€ DFK 21AU04.AS Pixel 098BQ (Typ 1/4") bis 60min 2.0 DFK 31AF03.AS Farbeja1024×768 Sony IC- 5,80mm×4,92mm 4,65μm×4,65μm 30 1/10000s Firewire/USB 590€ DFK 31AU03.AS Pixel X204AK (Typ 1/3") bis 60min 2.0 DFK 41AF02.AS Farbeja1280×960 Sony IC- 7,60mm×6,20mm 4.65μm×4,65μm 15 1/10000s Firewire/USB 740€ DFK 41AU02.AS Pixel X205AK (Typ1/2") bis 60min 2.0 DBK 21AF04.AS Farbenein 640×480 Sony ICX- 4,60mm×3,97mm 5.6μm×5,6μm 60 1/10000s Firewire/USB 290€ DBK 21AU04.AS Pixel 098BQ (Typ 1/4") bis 60min 2.0 DBK 31AF03.AS Farbenein 1024×768 Sony IC- 5,80mm×4,92mm 4.65μm×4,65μm 30 1/10000s Firewire/USB 590€ DBK 31AU03.AS Pixel X204AK (Typ 1/3") bis 60min 2.0 DBK 41AF02.AS Farbenein 1280×960 Sony IC- 7,60mm×6,20mm 4.65μm×4,65μm 15 1/10000s Firewire/USB 740€ DBK 41AU02.AS Pixel X205AK (Typ 1/2") bis 60min 2.0 deutlich – hier kann die Monochromkamera Belichtungszeit kann bis zu einer Stunde Fazit DMK31AF03.AS eher punkten. Auch da der betragen und die Bildrate wurde auf bis Verlust der Farbe beim Mond nicht so stark zu 60 Bilder pro Sekunde erhöht. Andere Das Einsatzgebiet der ImagingSource- ins Gewicht fällt und der Gewinn an etwas Nachteile der Webcams sind geblieben: Kameras sind die Objekte unseres Son- mehr Bilddiagonale durch den etwas grö- Die Sony-Chips werden auch bei den TIS- nensystems. Bedingt durch ihre schnelle ßeren Chip (5,80mm×4,92mm Chipfl äche Kameras ungekühlt betrieben, so dass sie Bildfolge können die TIS-Kameras mit den gegenüber 4,60mm×3,97mm) bereits deut- in ihrer Leistungsfähigkeit nicht an gekühl- kleinsten Chips (DxK21xx04.AS) hier deutlich sichtbar ist. Ihre höhere Empfi ndlichkeit te CCD-Kameras heranreichen können. Die lich punkten. Für (Übersichts-) Aufnahmen kann die DMK31AF03.AS auch an hellen fehlende Kühlung ist jedoch bei der Mond- des Mondes und der Sonne eignen sich die Deep-Sky-Objekten ausspielen: Erste De- und Planetenfotografi e wegen der kurzen Kameras mit den größeren Chips sehr gut tails des Pferdekopfnebels können mit die- Belichtungszeit der Einzelaufnahmen nicht – die schnelle Bildfolge von 60 Bildern pro ser Kamera ebenso aufgenommen werden relevant, sie wird erst bei Deep-Sky-Ob- Sekunde können diese Kameras aber nicht wie beispielsweise der helle Ringnebel. jekten wichtig. Darüber hinaus geben die mehr bieten. Wie bei allen ungekühlten Ka- Helle Deep-Sky-Objekte sind aber auch TIS-Kameras – wie auch Webcams – die meras ist spätestens nach den hellen Deep- lohnenswerte Ziele für die große Farbkame- gewonnenen Bilder nur in einer Daten- Sky-Objekten die Leistungsgrenze erreicht. ra DBK41AF02.AS. Mit ihr gelingen an Tele- tiefe von 8bit aus (d.h. zwischen schwarz Die Kameras von The Imaging Source skopen mit Brennweiten bis 1000mm sehr und weiß sind 256 Abstufungen möglich), bieten sich daher als nächsten Schritt für schöne Übersichtsaufnahmen heller Kugel- während andere ungekühlte CCD-Kameras Besitzer einer Webcam an – und sind hier sternhaufen, bekannter Doppelsterne und 12bit (entspricht 4096 Abstufungen zwi- auch uneingeschränkt zu empfehlen, wenn heller Nebel. Da mit zunehmender Chip- schen schwarz und weiß) ausgeben und der Anwender mit den genannten Nach- größe auch die maximale Bildrate abnimmt, gekühlte CCD-Kameras sogar mit 16bit Da- teilen leben kann. Wer allerdings nach der eignen sich die großen Kameras weniger tentiefe (65536 Abstufungen) arbeiten. Wei- oberen Leistungsgrenze von ungekühlten gut für die Planetenfotografi e (hierbei ist terhin erlauben die ImagingSource-Kame- CCD-Kameras für die Astrofotografi e grei- eine möglichst hohe Zahl an gewonnenen ras kein Binning, d.h. die Zusammenfassung fen möchte, der ist bei anderen Anbietern Bildern für eine gute Qualität des verarbei- von einzelnen Pixeln zu Pixelböcken, um besser aufgehoben: Ungekühlte CCD-Ka- teten Bildes wichtig). eine höhere Empfi ndlichkeit zu erreichen, meras mit höherer Farbtiefe, mit der Mög- Die Domäne der Kameras von The Ima- ist nicht möglich. Ein weiterer Nachteil ist lichkeit des Binning und auch mit größeren ging Source sind zweifellos die Objekte darin zu sehen, dass bei der Aufnahme Chips sind beispielsweise in interstellarum unseres Sonnensystems, denn die Zunah- nicht nur der im Livebild markierte Bildaus- 53 vorgestellt. me des Rauschens ist bei zunehmender schnitt (ROI = Region of Interest) ausgele- Belichtungszeit erwartungsgemäß zu be- sen und an den PC übertragen wird, son- [1] Dittler, U.: Videoastronomie für Einstei- obachten. dern das gesamte Bild. Der Ausschnitt (ROI) ger, interstallarum 37, 64 (2004) Einige der eingangs genannten Schwä- wird erst anschließend softwareseitig auf chen von klassischen unmodifi zierten Web- dem PC herausgerechnet. Somit werden cams sind bei den Imaging Source-Kameras mehr Daten als notwendig zwischen Kame- behoben: Die Bilddaten werden unkompri- ra und PC ausgetauscht – zum Nachteil der

miert an den Rechner weitergegeben, die maximal möglichen Bildrate. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 51 Produktvergleich Weiter Blick mit beiden Augen Sieben Kompaktferngläser für die Himmelsbeobachtung

VON STEPHAN GRÖHN, GEORG DÜNSING, DIETMAR KUBUSCH UND ACHIM TRIBELHORN

Welcher Sternfreund träumt nicht davon, mit einer handlichen Optik bei jeder sich bietenden Gelegenheit sofort und unkompliziert beobachten zu können? Leichte Kompaktferngläser kommen der Vorstellung von der immer und überall verfügbaren Taschensternwarte vielleicht am nächsten. Sie sind so kompakt, dass sich dafür ein Platz in jeder Aktentasche, ja bei manchen Modellen sogar in der Manteltasche fi ndet. Die technische Entwicklung im Fernglasbau stand die letzten Jahre nicht still. Kontrast und Lichttransmission wurden auf ein sehr hohes Niveau geführt, von der auch die Himmelsbeobachtung profi tieren könnte. Modelle mit 7× und 8× Vergrößerung versprechen weite Sehfelder und ruhiges Halten für jedermann. Acht kompakte Ferngläser der zum Teil höchsten Qualitätsstufe haben wir für Sie unter den Sternen getestet.

Abb.1: Kompaktferngläser mit iele Amateurastronomen nehmen reitung der Teleskopbeobachtung. Man 7–8-facher Vergrößerung und 32mm kleine Ferngläser nicht ernst, denn kann sich damit dank sehr großem Über- und 42mm Durchmesser sind Optik- VÖff nungen von 32mm oder 42mm blick hervorragend in einer Himmelsre- Allrounder für die Naturbeobachtung. sind in punkto Lichtsammelleistung grö- gion orientieren und Sternmuster für das Wie stark zeigen sie sich am Nacht- ßeren 50mm-Gläsern unterlegen. Doch spätere Starhopping am Teleskop einprä- himmel? haben Kompaktferngläser mit 7- oder gen. Das Sehen mit beiden Augen ist dabei 8-facher Vergrößerung ganz andere Vor- deutlich entspannter und zeigt meist auch züge: Sie sind klein, leicht und besitzen ein mehr Details als das Sucherfernrohr. besonders großes Gesichtsfeld. Das zen- Es lohnt sich deshalb durchaus, ein trale Trapez des Herkules, die Sternbilder solches auf einem Fotostativ befestigtes Nördliche Krone oder Delphin, die Leier Fernglas auf das gleiche Objekt auszurich- oder auch die unteren beiden Kastensterne ten wie das Teleskop. Dank weitem Seh- des Großen Wagens passen je nach Modell feld kann völlig unproblematisch manuell (s. Tabelle) jeweils ganz oder fast in das nachgeführt werden und jederzeit zwi- Sehfeld der hier vorgestellten Optiken. schen binokularer Übersicht und Detail- Die vergleichsweise niedrigen Vergröße- ansicht gewechselt werden. Möchte man rungen erleichtern durch die weniger stark mit dem Fernglas wieder freihändig beo- ausgeprägte Handunruhe die freihändige bachten, lassen viele Stativadapter ein un- und ungebundene Himmelsbeobachtung – kompliziertes Abnehmen zu. ein großer Vorteil gegenüber der Teleskop- benutzung. Doch natürlich schließen sich Testarrangement Fernglas- und Teleskopbenutzung keineswegs aus, sondern ergänzen sich vielmehr. Im Herbst und Winter 2005/2006 stan- Ein Fernglas mit gro ßem wahrem Ge- den eine Reihe hochklassiger Fernglä-

sichtsfeld ist prädestiniert für die Vorbe- ser des Typs 8×32 und 7×42 für einen Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

52 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Produktvergleich

Abb. 2: Die getesteten Gläser im Überblick: Nikon 8×32 HG-L DCF, Zeiss Victory 8×32 T* FL, Swarovski EL 8×32 WB, Leica Ultravid 8×32 BR (oben), Swarovski SLC 7×42 B, Zeiss Victory 7×42 T* FL, Leica Ultravid 7×42 BR (unten).

Testbericht im Bereich Ornithologie zur werden. Angesichts der großen Sehfelder und Kontrast bei fl ächigen, wie auch bei Verfügung (Zeitschrift »Vögel«, Ausgaben im Testfeld war dies jedoch ungewohnt punktförmigen Himmelsobjekten überle- 2/2006 und 3/2006). Einige Mitglieder des selten notwendig. gen zeigte. 8×32-Feldstecher stellen einen Optiktestteams sind gleichzeitig Hobbyas- Besondere Stativadapter wurden für un- besseren Kontrast zwischen Himmelshin- tronomen und haben die Ferngläser auch seren Test benötigt, weil außer bei dem Vi- tergrund und Beobachtungsobjekt her und unter dem Sternenhimmel ausgiebig unter xen-Modell und dem Swarovski SLC keine zeigen dank der etwas höheren Vergrö- die Lupe genommen. Gewinde für einen standardmäßigen L- ßerung mehr Details. Der Himmel ist in Verglichen wurden die 8×32-Modelle Fotostativadapter vorhanden waren. 8×32-Gläsern dunkler als mit 7×42-Mo- Leica Ultravid, Nikon HG-L, Swarovski EL Die Gläser wurden auch bei Tempe- dellen. 7×42-Ferngläser fangen durch ihr und Zeiss Victory FL sowie die 7×42-Versi- raturen bis –15°C unter freiem Himmel gesteigertes Lichtsammelvermögen auch onen der Gläser Leica Ultravid, Swarovski getestet. das unerwünschte Streulicht des Himmel- SLC und Zeiss Victory FL. Außer Konkur- hintergrunds vermehrt auf. Vor diesem renz nahm ein 8×32-Glas von Vixen teil. 8×32 oder 7×42? Hintergrund erstaunt die Tatsache, dass Bei allen Modellen handelt es sich um sogar der Feldstechertyp 7×50 mit sei- Prismenfeldstecher mit Dachkantprismen, Die große Austrittspupille von 6mm ner noch größeren Austrittspupille immer Innenfokussierung, Drehaugenmuscheln in Verbindung mit der größeren Öff nung noch als besonders gut geeignetes Astro- und druckwasserdichter Bauweise mit vom 42mm scheinen zunächst klar für glas empfohlen wird. Schon ein 7×42-Glas Stickstoff füllung. Das Glas von Vixen ist die bessere Eignung eines 7×42-Fernglases benötigt unserer Einschätzung nach annä- in klassischer Bauweise mit Porroprismen für die Himmelsbeobachtung zu sprechen. hernd ideale Beobachtungsbedingungen, realisiert. Umso erstaunter waren wir, dass sich der wie man sie heutzutage nur noch fernab Bis zu fünf Ferngläser wurden paral- 8×32-Feldstechertyp vergangenen Winter von Städten in höheren Gebirgslagen bei lel auf einer Vixen DX-Montierung mit- unter einem normalen Landhimmel im bestem Beobachtungswetter fi nden mag. tels eigens angefertigter Stativadapter und norddeutschen Flachland bei Grenzgrö- Vergleicht man die Leistungsfähigkeit kleinen Kugelköpfen montiert. So konn- ßen von rund 5m,0 bis 5m,8 praktisch immer beider Fernglastypen nachts terrestrisch,

te jederzeit bequem manuell nachgeführt den 7×42-Gläsern in Detailerkennbarkeit zum Beispiel beim Beobachten einer Ge- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 53 Produktvergleich

büschgruppe, fällt die Überlegenheit der 7×42-Version sofort auf: Man sieht wesentlich mehr Details. Sobald der Blick jedoch zu den Sternen gerichtet wird, kehrt sich die Situation unter einem weniger als idealen Himmel überraschend deutlich um. Das fällt am deutlichsten bei fl ächigen Deep- Sky-Objekten auf. Bei typischen Beispielen wie M 31 und M 33 sieht man auch von den Randbereichen dieser Galaxien mit den 8×32-Gläsern mehr. Der Beobachtungs- standort bestimmt also, welches Fernglas für astronomische Beobachtungen besser geeignet ist. Das Potential relativ kleiner und kompakter Ferngläser im Vergleich zu so genannten Dämmerungsgläsern sollte dabei nicht unterschätzt werden.

Optik

Beim Aufl ösungsvermögen haben wir in der Bildmitte ohne nachvergrößernde optische Hilfsmittel keine wesentlichen Unterschiede bei allen Ferngläsern fest- stellen können. Selbst das 8×32-Vixen Ul- Abb. 3: Für den Test wurden die Gläser mit selbstgefertigten Adaptern aus Holz tima konnte hier gut mithalten. Neben auf einer parallaktischen Montierung befestigt, da keine Gewinde für einen Stativ- verschiedenen Trockentests mit Hilfe spe- Adapter vorhanden sind. Nur beim Swarovski SLC und beim Vixen-Modell sind diese zieller Testtafeln wurde das Aufl ösungs- vorhanden. vermögen auch an Doppelsternen geprüft . Die Sternabbildungen waren bei nicht zu hellen Sternen (2m und schwächer) in der Bildmitte perfekt punktförmig. Ab einer Muss eess iimmermmer tteuer sein? scheinbaren Helligkeit von ungefähr 1m zeigten sich auch in der Bildmitte je nach eeineninen ggeringeneringen Kontrast und zeigt sich Modell mehr oder weniger deutlich strah- bbeiei StreulichStreulichtt vviel empfi ndlicher. Für Bril- lenförmige Streuungserscheinungen. llenträgerenträger ist eess nur bedingt zu empfeh- Als besonders wichtige Kriterien für die len, weil sseinein Austrittspupillenabstand Eignung kristallisierten sich zwei Optik- rrechtecht ggeringerin ist. Es verfügt aber mit merkmale heraus: Kontrast und Größe des 88,4°,4° beibei den 8×-Gläsern über das scharf abgebildeten Feldes. Unschärfe ab- ggrößterößte Sehfeld, wenngleich sich seits der Bildmitte fällt bei auf unendlich dederer BBereich hoher Schärfe auf fokussierter Optik sofort auf, wenn man ddieie Bildmitte beschränkt. Die punktförmige Objekte betrachtet. Benutzt SSternabbildungt in diesem man das Glas parallel zu einer gut ab- BBereich kann als ausge- bildenden Teleskopoptik, fällt die Rand- ssprochen gut, das heißt unschärfe des Fernglases unangenehm pupunktförmig bezeichnet auf. Diese Unschärfe wird meist durch Das Vixen-Vixen- wewerden.erd Es ist ein handliches Bildfeldwölbung oder auch durch Astig- FernglasFernglas UUltimaltima uundnd besondersbesondeers leichtes Glas. In einer Dis- matismus hervorgerufen. Einzig das Ni- 8×328×32 – einein VertreterVertreter zzipliniplin ist der Vixen-FeldstecherVix sogar Test- kon-Glas konnte in dieser Disziplin über- klassischerklassischer BBauweiseauweise ssieger:ieger: Es zeizeigtgt als einziges Glas keine kis- zeugen und auf den zweiten Blick auch die mitmiiPt PPorroprismenorropr ismen – wurwur-- senförmigefö i VVerzVerzeichnung. Gerade Kanten Ferngläser von Swarovski. Letztere und de als Vertreter einer anderen werden auch am Rand des Sehfeldes nicht besonders das 8×32-Modell zeigten zwar Preisklasse in allen Disziplinen mitge- durchgebogen. Der Mond bleibt am Rand eine deutliche Unschärfe am Rand. Dafür testet. Wir wollten so nebenbei auch rund und verformt sich nicht zum Oval, wird aber insgesamt ein sehr weites Feld die Frage untersuchen, was ein Glas der wie dies bei den anderen Ferngläsern mit mit guter Schärfe geboten. Mittelklasse von Modellen der aktuellen kissenförmiger Verzeichnung mehr oder Beim Th ema Kontrast zeigte sich eine Spitzenklasse unterscheidet. weniger der Fall ist. Die Mechanik (Mit- Überraschung, die so unserem Wissen Das Vixen-Fernglas ist den Highend- teltrieb, Knickbrücke und Dioptrienaus- nach noch nie in der Literatur beschrieben gläsern in fast allen Belangen optisch gleich) des Vixen-Glases war die tempera- wurde. Mit Hilfe spezieller Testtafeln wur- klar unterlegen. Insbesondere hat es turanfälligste aller Gläser. den die Gläser auf Farbkontrast und Hell-

Dunkel-Kontrast untersucht. Dabei zeigte Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

54 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Produktvergleich sich, dass die Gläser mit dem stärksten sternreiche Regionen mit Dunkelwolken kontrastschwächeren Ferngläsern wie dem Farbkontrast (Leica Ultravid) keineswegs im Sternbild Schwan schienen geradezu Vixen Ultima oder auch dem Nikon HG-L auch den stärksten Kontrast im Bereich plastisch dreidimensionale Formen anzu- blieb der Eindruck meist mehr fl ächenhaft der Schwarz-Weiß-Töne (Swarovski SLC) nehmen. Dunkle Bereiche hoben sich da- und vergleichsweise blass. aufwiesen. bei besonders deutlich von helleren ab. In In der Beobachtungspraxis zeigte sich das Fernglas mit dem besten Graukontrast, interstellarum-Produktvergleich das Swarovski 7×42 SLC, bei terrestrischer Technik Verwendung in der Dämmerung bis in die Wirklich neutrale Aussagen über Teleskope und Zubehör – das wünschen sich Nacht hinein als besonders leistungsstark, viele Sternfreunde. Die vielfach veröff entlichten, fälschlicherweise als »Test« ausge- z.B. bei Beobachtung von Baumgruppen gebenen Erfahrungsberichte in Zeitschriften und dem Internet sind nicht dazu ge- und Feldern. Dieser Eff ekt wirkte sich eignet. Oft hat man den Eindruck, dass Händlerinteressen die Artikel prägen. dabei so deutlich aus, dass trotz stärkerer interstellarum geht einen anderen Weg: In Zusammenarbeit mit den Herstellern Helligkeit des Bildes im Zeiss 7×42 Victo- und Händlern entstehen Produktvergleiche, die eine Relativierung der Aussagen ry FL das Swarovski SLC 7×42 dieses beim erlauben. Bewusst wird auf subjektive Wertungen verzichtet und dem Leser selbst Erkennen von Details im Dunklen gerade die Möglichkeit gegeben, anhand der geschilderten Eigenschaften sich für eines der eben noch übertreff en konnte. Wir deuten Produkte zu entscheiden. diesen Befund so, dass eine auf die Licht- Mehr über unsere Test-Grundsätze und bereits erschienene Berichte können Sie verhältnisse der Dämmerung und Nacht auf www.interstellarum.de nachlesen. speziell abgestimmte Vergütung das Kon- trastempfi nden in einer Weise beeinfl ussen kann, die sich für die Wahrnehmung noch stärker auswirkt als die Lichttrans- Die 8×32-Ferngläser in der Praxis mission. Voraussetzung ist dabei sicher ein gewisses Mindestmaß an Transmissions- Leica Ultravid leistung, über das im Spitzenbereich aber hervorragender Farbkontrast alle Ferngläser verfügen dürft en. Leider beste Streulichtunterdrückung im Test ist eine solche speziell abgestimmte Vergü- kompaktestes Gerät im Test tung für die Dämmerungsleistung oft mit sehr leicht einer gelblichen Farbtönung bei Tage ver- Mechanik kälteunempfi ndlich bunden. Das 7×42 Swarovski SLC zeigte ausgeprägte Randunschärfe allerdings nur eine sehr schwach gelbe Pupillenschnittweite für viele Brillenträger nicht ausreichend Farbtönung. Damit der Überraschungen noch nicht Nikon HG-L genug: Gegen den Himmel gerichtet, wen- geringe Randunschärfe und Verzeichnung dete sich das Blatt abermals. Die Fern- wenig Farbsäume gläser mit dem stärksten Farbkontrast gute Brillenträgereignung (Leica) zeigten bei fl ächigen Objekten im relativ streulichtempfi ndlich Bereich Deep-Sky (Galaxien) die meisten Kontrastleistung nicht optimal Details. Referenzobjekt war beispielswei- Schwächen bei Griff ergonomie und Zubehör se die Triangulumgalaxie M 33, aufgrund ihrer Ausdehnung ein typisches Fernglas- Swarovski EL objekt. Sie ist bei aufgehelltem Himmel helles Bild immer eine Herausforderung für die Op- großes und weit auskorrigiertes scharfes Sehfeld tik und zeigt vom Kern bis in die Rand- gutes Einblickverhalten bereiche viele Abstufungen und Schattie- gute Sternabbildung rungen. Dieser Befund überrascht, denn sehr gute Griff ergonomie man würde erwarten, dass das Glas mit Randunschärfe der besseren Kontrastleistung bei Grautö- teuer nen besser abschneidet als das Instrument mit dem größten Farbkontrast. Zeiss Victory FL sehr helles Bild Die Ferngläser in der Praxis natürliche Farbwiedergabe guter Kontrast Leica Ultravid 8×32 BR weites Sehfeld Das besonders kompakt gebaute und Farbsäume selbst am Sehfeldrand kaum sichtbar leichte 8×32 Leica war bei Tageslicht das Streulicht gut unterdrückt farbkontraststärkste Fernglas im Testfeld. gute Brillenträgereignung Insbesondere bei fl ächigen Objekten wie Mechanik kälteunempfi ndlich M 42, aber auch in Sternfeldern, ließ dieses ausgeprägte Randunschärfe Modell mehr Strukturen erkennen als Einblick vergleichsweise anstrengend

alle anderen Gläser des Tests. M 33 und Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 55 Produktvergleich

Abb. 4: Die Gläser von Leica und Swarovski sind die Platzhirsche in der 42mm-Klasse: Leica Ultravid 7×42 BR (mit Tasche), Swarovski SLC 7×42 B.

Farben wirken bei Tage im Leica beson- Weise könnte man deshalb sagen, dass eine pakteren Konkurrenzmodelle. Es verfügt ders leuchtend und gesättigt. Das Sehfeld Kombination der positiven Eigenschaft en über das drittgrößte Sehfeld der Gläser des Leica ist minimal kleiner als das der der Optiken von Nikon und Leica das nach dem 8×32-Modell von Vixen und anderen Spitzengläser. Der Bereich, der ideale Astrofernglas in dieser Klasse erge- ganz knapp hinter dem 32mm-Zeiss-Glas. wirklich scharf abgebildet wird, ist, beben würde. Der Nikon-Feldstecher zeigte Die Ausdehnung des Sehfeldbereichs der dingt durch Bildfeldwölbung, jedoch deut- sich andererseits als recht unempfi ndlich scharf abgebildet wird, ist aber deutlich kleiner. Das Leica lag beim Schärfeab- für Farbränder z. B. am Mond. Die Aus- lich größer als beim Zeiss-Modell und fall zum Rand des Gesichtsfeldes deutlich trittspupille befi ndet sich recht weit hin- kann hier sogar mit dem Nikon-Fernglas hinter Nikon und Swarovski. Lediglich ter den Okularen und das Glas verfügt mithalten. So kommt das Swarovski EL die zentralen 50% wurden einwandfrei über reichlich Überhub. Dadurch ist das der oben beschriebenen Idealvorstellung punktförmig scharf abgebildet. Mecha- Nikon zur Benutzung mit Brille beson- aus einer Kombination von gutem Kon- nisch war das Leica tadellos und zeigte ders empfehlenswert. Bei Temperaturen trastverhalten und möglichst ausgedehnt auch bei tiefsten Temperaturen keinerlei unter –5°C wurden die beweglichen Teile scharfem Feld wohl am nächsten. Beeinträchtigung. Lediglich beim Betäti- dieses Fernglases (Mitteltrieb, Dioptrien- Tiefe Minustemperaturen zeigten eine gen der schwergängigen Drehaugenmu- ausgleich, Augenmuscheln und Knickbrü- leichte Wirkung auf die mechanischen scheln musste das Glas immer festgehalten cke) merklich schwergängiger. Wegen der Bauteile, das Fokussierrad lässt sich dann werden, damit es sich auf dem Stativadap- okularseitig angebrachten Ausbuchtungen z.B. etwas schwerer drehen als bei Zim- ter nicht verschob. ließ sich dieses Glas mit großen Händen mertemperatur. Swarovski verwendet of- weniger gut halten und nur schwer auf fenbar ein fl üssigeres Schmierfett als Lei- Nikon 8×32 HG-L einem Stativadapter anbringen. ca oder Zeiss. Man erkennt dies z.B. an Das Nikonglas ist in vielem der An- den abgeschraubten Augenmuscheln. In tipode zum Leica. Es ist das schwerste Swarovski EL 8×32 WB der Handhabung ergibt das zwar den der 8×32-Gläser. Sein Kontrast am nächt- Das Swarovski EL verfügt nach den bei- Eindruck »butterweich«, doch ist die Mi- lichen Sternenhimmel bei fl ächigen Deep- den Modellen von Zeiss über das hellste schung off enbar temperaturabhängiger. Sky-Objekten (z.B. M 42, M 31 und M 33) Bild im Testfeld. Seine Kontrastwieder- Als weiteres Zubehör befi ndet sich ein Di- zeigt sich als überraschend deutlich gerin- gabe ist gut, konnte jedoch die Leistung gitalkameraadapter mit im Lieferumfang. ger. Fährt man z.B. den Bereich um De- der Gläser von Leica und Zeiss nicht ganz neb im Schwan mit seinen Gas- und Dun- erreichen. Zeiss Victory 8×32 T* FL kelwolken ab, so zeigte das Nikon-Glas Die Sternabbildung des Swarovski-In- Dieses Fernglas war nach dem 7×42 weniger Konturen und Details. Sofern struments wirkte besonders bei hellen des gleichen Herstellers das zweithellste störende Lichtquellen wie z.B. der Mond Sternen (Beteigeuze, Rigel, Deneb, Wega) im Testfeld. Es hatte unter den 8×32-Glä- in der Nähe sind, verstärkt sich der Un- eine Idee sauberer als bei den anderen ge- sern den zweitstärksten Kontrast und terschied noch, denn das Nikon-Fernglas testeten Modellen mit Dachkantprismen. wies hier nach dem Vixen-Glas das größ- ist anfälliger für Streulicht. Dafür verfügt Es hat in seiner Klasse die größte Baulän- te Sehfeld auf, was es als Sucheroptik es aber über ein sehr weites und trotzdem ge und deshalb vermutlich eine längere und Ergänzung zum Teleskop beson- schön geebnetes Feld mit ausgedehnter Objektivbrennweite mit einem entspann- ders prädestiniert. Die Farbwiedergabe

Schärfe bis fast zum Rand. In gewisser teren Öff nungsverhältnis als die kom- am Tage wirkte besonders naturgetreu. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

56 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Produktvergleich

Sieben Kompaktgläser im Vergleich Modell Leica Ultravid Nikon 8×32 HG-L Swarovski EL Zeiss Victory Leica Ultravid Swarovski SLCneu Zeiss Victory 7×42 8×32 BR DCF 8×32 WB 8×32 T* FL 7×42 BR 7×42 B T* FL Objektivdurch- 32mm 32mm 32mm 32mm 42mm 42mm 42mm messer Vergrößerung 8× 8× 8× 8×7×7×7× Objektives 7,7° 7,8° 8° 8° 8° 8° 8,6° Sehfeld Austrittspupille 4mm 4mm 4mm 4mm 6mm 6mm 6mm Prismentyp/ Dachkantprismen Dachkantprismen Dachkantprismen Dachkantprismen Dachkantprismen Dachkantprismen Dachkantprismen Bauweise vom Typ Schmidt- vom Typ vom Typ Schmidt- vom Typ Schmidt- vom Typ Schmidt- vom Typ Schmidt- vom Typ Pechan Abbe-König Pechan Pechan Pechan Pechan Abbe-König Stativgewinde nein nein nein nein nein ja nein vorhanden Maße 116mm × 120mm 138mm × 129mm 114mm × 138mm 116mm × 129mm 121mm × 142mm 122mm × 164mm 128mm × 164mm Gewicht 535g 695g 610g 550g765g 950g740g mitgeliefertes Neopren-Tragerie- Trageriemen, Neopren-Trage- Neopren-Tragerie- Neopren-Tragerie- Neopren-Trage- Neopren-Tragerie- Zubehör men, gepolsterte Ledertasche, riemen, Tasche, men, gepolsterte men, gepolsterte riemen, Tasche, men, gepolsterte Corduratasche, einteiliger Okular- einteiliger Oku- Corduratasche mit Corduratasche, einteiliger Oku- Corduratasche mit einteiliger Oku- schutzdeckel, Ob- larschutzdeckel, verstellbarem Tra- einteiliger Oku- larschutzdeckel, verstellbarem Tra- larschutzdeckel, jektivschutzkappen Objektivschutz- gegurt, einteiliger larschutzdeckel, Objektivschutz- gegurt, einteiliger Objektivschutz- aus Hartplastik deckel mit O-Ring Okularschutzde- Objektivschutz- deckel mit O-Ring Okularschutzde- deckel mit O-Ring zur Befestigung ckel, Objektiv- deckel mit O-Ring zur Befestigung ckel, Objektiv- zur Befestigung am Objektivtubus, schutzdeckel mit zur Befestigung am Objektivtubus, schutzdeckel mit am Objektivtubus, Mikrofaser-Reini- O-Ring zur Befesti- am Objektivtubus, Mikrofaser-Reini- O-Ring zur Befesti- Mikrofaser-Reini- gungstuch gung am Objektiv- Mikrofaser-Reini- gungstuch gung am Objektiv- gungstuch tubus, Mikrofaser- gungstuch tubus, Mikrofaser- Reinigungstuch Reinigungstuch Preis (UVP des 1530€ 1099€ 1695€ 1530€ 1585€ 1390€ 1595€ Herstellers)

Farbsäume waren bei den Ferngläsern Die 7×42-Ferngläser in der Praxis: von Zeiss dank apochromatischer Op- tik nahezu unsichtbar. Das Sehfeld, das Leica Ultravid scharf abgebildet wurde, war etwas aus- hervorragender Farbkontrast gedehnter als beim Leica, ohne jedoch gute Streulichtunterdrückung an die diesbezügliche Leistung von Ni- kompaktestes 7×42-Glas im Test kon und Swarovski heranzukommen. Für Mechanik kälteunempfi ndlich diese Unschärfe zeichnete nicht nur die ausgeprägte Randunschärfe Bildfeldwölbung verantwortlich, sondern auch ein zum Rand hin erkennbarer As- Swarovski SLC tigmatismus. Dies ist möglicherweise die gutes Einblickverhalten ermöglicht sehr entspanntes Beobachten Ursache für ein im Vergleich etwas kri- großes und weit auskorrigiertes Sehfeld mit guter Randschärfe tisches Einblickverhalten. Ansonsten be- gute Sternabbildung wies auch das Zeiss Victory vornehmlich sehr gute Dämmerungsleistung durch seine Kontraststärke deutlich, wie relativ hohes Gewicht gut auch vergleichsweise kleine Optiken für die Himmelsbeobachtung geeignet Zeiss Victory FL sind. sehr helles Bild Die Mechanik der Victory Gläser be- natürliche Farbwiedergabe eindruckten auch tiefste Temperaturen guter Kontrast nicht. Alles blieb beweglich wie bei Plus- sehr weites Sehfeld temperaturen. Es fi el jedoch auf, dass bei- Farbsäume selbst am Sehfeldrand kaum sichtbar de Zeiss-Gläser deutlich eher beschlugen Streulicht gut unterdrückt als die anderen Ferngläser. Schnell gefror gute Brillenträgereignung der Taubeschlag über Glasfl ächen und Mechanik kälteunempfi ndlich Armierung zu Raureif, was eine weitere ausgeprägte Randunschärfe Benutzung unmöglich machte. Da die kissenförmige Verzeichnung anderen Ferngläser im Unterschied zu den Modellen von Zeiss Metallgehäuse

haben, liegt die Vermutung nahe, dass Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 57 Produktvergleich

die geringere Wärmeleitfähigkeit des bei Zeiss für die Gehäuse verwendeten Kunststoff s bzw. Kompo- sitmaterials hierfür verantwortlich ist. Aus Pappe improvisierte Taukappen sorgten hier für eine deutliche Verbesserung. Es muss erwähnt werden, dass wir noch Modelle ohne die inzwischen eingeführte was- serabweisende »Lotutec«-Vergütung im Test hatten, die es inzwischen unter anderem Namen auch für die Gläser von Leica und Swarovski gibt. Inwieweit diese Beschichtung auch das Beschlagen der Glasoberfl ä- chen bei niedrigen Temperaturen beeinfl usst, bleibt zu überprüfen.

7×42-Feldstecher Die 7×42-Gläser sollen hier nicht mehr im Detail beschrieben zu werden. Grundsätzlich weist die Ab- bildungsqualität markenspezifi sch ähnliche Eigen- schaft en wie die der kleineren Schwestermodelle auf. Gründe hierfür sind unter anderem die jeweils verwendeten gleichen Vergütungstechnologien und auch die »Philosophien« beim Optikdesign. Das Lei- ca Ultravid hat bei fl ächigen Objekten erneut die Nase ganz leicht vorn. Allerdings ist der Abstand zum Zeiss geringer als bei den 8×32-Gläsern, so dass man ihn nur bei sehr kritischer Prüfung beider Glä- ser im direkten Vergleich wahrnehmen kann. Das 7×42-Glas von Zeiss hat das größte Sehfeld im Test, bei einer allerdings recht ausgeprägten Unschärfe und kissenförmigen Verzeichnung zum Sehfeldrand hin. Das Swarovski SLC brilliert mit einem sehr weiten Feld, das scharf abgebildet wird, und einer weit nach hinten gezogenen Austrittspupille (fast 20mm Augenabstand). Letzteres ist bei Beobachtung auf Stativ immer ein Vorteil, was vielen Sternenfreuden von Astro-Okularen her bekannt sein dürft e. Erneut war die Sternabbildung ab einer bestimmten Hellig- keit (ca. 1m) im Swarovski dem Ideal näher, als die der anderen Modelle.

Fazit

Die vorgestellten Ferngläser wurden primär für die Naturbeobachtung konzipiert. Die dabei gewünsch- te Leichtbauweise geht häufi g, aber nicht immer mit einer geringeren Randschärfe einher, die noch Wünsche off en lässt. Die großen Sehfelder in Ver- bindung mit starker Kontrastleistung machen die hier vorgestellten Kompaktferngläser jedoch auch für den Astrogebrauch ausgesprochen attraktiv. Die hochwertigen 8×32-Feldstecher mit Dachkantpris- men werden ihrem Ruf als gute Allroundtalente auch unter dem Sternenhimmel überraschend klar gerecht. Die 7×42-Feldstecher erwiesen sich eher als Spezi- alisten für sehr dunklen Himmel und terrestrische Beobachtung in der Dämmerung. Sollten Sie sich zur Anschaff ung eines der vorgestellten Kompaktfernglä- ser entschließen, könnte es sich sehr schnell heraus- stellen, dass es Ihr am häufi gsten benutztes optisches Gerät wird – und das nicht nur, weil man es auch am Tage gerne benutzt. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

58 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Produktspiegel

Neues vom Fernglasmarkt

Dachkant-FerngläserDach mit 6° wahres Gesichtsfeldsfeld uundnd 42mm42m Öff nung sind bei wiegen jeweils 695g.. Die deden meisten renom- Gläser sind staub-- mimierten Herstellern die dicht montiert Technik FlFlaggschiffa e ihrer Mo- und halten kurz- ddellreihen.ell Nun präsen- zeitig auch bis ttierenieren drei weitere Herstel- zu 5m Wasser- llerer aktuelleaktue Instrumente auf säule stand. Das diesem vvieliel umkämpften Markt. Innere ist gegen Be-- PPentaxentax sschicktchic seine Gläser der schlagen mit Argonn ge-ge- Baureihe »DCF»DCF HRHRc«c« ins Rennen. Die bei- füllt. Beide Instrumenteente werden mit den Modelle mit 8- und 10-facher Vergrößerung beeindrucken Trageriemen und Bereitschaftstasche mit gerade einmal 670g Gewicht und erstaunlichen Gesichts- geliefert. Die vom Hersteller vorgegebenen un- feldern von 7,5° und 6°. Beide Geräte sind wasserdicht und gegen verbindlichen Preise liegen bei 699€ (8,5×42) und 749€ (10×42). Beschlagen von innen mit Stickstoff gefüllt. Sie verfügen über Es sind auch Modelle mit 52mm Öff nung erhältlich. die von den Pentax-Okularen bekannte SMC-Vergütung. Die un- Nikon setzt mit der EDG-Reihe auf den Trend der apochro- verbindlichen PreisempfehlungenPreise matischen Fernglasobjektive mit ED-Gläsern, die zuvor in Fo- lliegeniegen bei 369€3699€ ffürür das 8×42-Glas toobjektiven verwendet wurden. Für astronomische Anwender uundnd 399€399€ beimbeb im 10×42-Modell. interessant sind die 8×42 und 10×42-Modelle. Auch die Nikon- MiMinoxnoox füführt neue Glä- Gläser sind wasserdicht und mit Stickstoff gefüllt. Das Gesichts- sserer dderer BD-Baureihe feld übertriff t mit 7,7° bzw. 6,5° selbst das der renommierten mit 8,5-facher8 und Konkurrenz von Leica, das Gewicht ist mit 810g bzw. 820g jedoch 110-facher0-f Vergrö- deutlich höher. Auch bei den Preisen liegt man auf Augenhöhe: ßßerunger ins Feld. Für ein EDG 8×42 muss man 1949€ ausgeben, das 10×42 gibt es BBeideei Instru- für 1999€. menmente besitzen ca. Ronald Stoyan

Neues EinsteigerteleskopEi von Meade

Beim neuenneu Meade Teleskop DS-2090 MAK und Steuersoftware auf Knopfdruck angefahren werden können. GT handelthandelt ese sich um einen Refl ektor in Maksu- Das Teleskop richtet sich damit speziell an Astronomieeinsteiger, ttov-Bauweiseov-Bauweis mit 90mm Öff nung und 1250mm denen das automatische Goto-Steuersystem Objekte am nächt- BrennweitBrennweitee (Öff nungsverhältnis f/14), der auf lichen Sternenhimmel auffi nden hilft. einer azimutalenazi Einarmgabelmontierung Der Lieferumfang beinhaltet neben dem optischen Tubus und montiertmontiert ist. Das vollständig computerge- der Montierung nebst Handsteuerbox auch ein Kunststoff stativ, steuertsteuertee Teleskop ist mit einer Objektda- zwei 1 ¼"-Super-Plössl Okulare mit 26mm und 9,7mm Brennweite ttenbankenban von über 1400 gespeicherten und einen LED-Leuchtpunktsucher. Das Gesamtgewicht beträgt HimHimmelsobjektenm ausgestattet, die mit- 10kg, der Preis wird mit 599€ angegeben. tels dder mitgelieferten Handsteuerbox Frank Gasparini

MultiadapterM von Gerd Neumann

DieDie Firm Firmaa Gerd Neumann bieteteetet ei-ei- aauf. Okularseitig beträgt der Steckdurchmesser nnenen neuen, vieviel-l- seitig verwendbarenbaaren 1,25" (31,8mm). Außerdem sitzt hier ein T2-Bol- MultiadaMultiadapterpter an. Er ist zugleich Reduzier-zier- zengewinde (M42×0,75). Der schwarz eloxierte sstück,tück, FiFilterhalterlterhalter unundd KKomponente zur Okular-ar- Alukörper kann damit für vielseitige Adapti- pprojektionrojektion in einem unundd bietet fünf Anschluss-ss- onslösungen an Instrumenten mit 2"-Steckan- möglichkeiten. Teleskopseitig weist der Adapterer sschluss verwendet werden, an denen 1,25"-Zube- einen 2"-Steckdurchmesser (50,8mm) mit konischer höhörö benutzt werden soll. Sicherungsnut, ein Filtergewinde für 2"-Filter Frank Gasparini

(M48×0,75) und ein T2-Muttergewinde (M42×0,75) Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 59 Selbstbau Selbstbau in Perfektion Eine selbstgebaute Deutsche Montierung

VONVO MARTIN RAABE

EineEi gute Montierung führt das Teleskop zuverlässig eeinem Objekt nach und lässt sich dabei von äußeren StöreinflS üssen wenig beeindrucken. Im mobilen Ein- satzs ist sie schnell aufgebaut und auf den Pol justiert, uund zu später Stunde mit wenigen Handgriff en wie- dder abgebaut. Der Transport gestaltet sich so einfach wie möglich. Kommerzielle Montierungen mit diesen Qualitäten sind bereits für mittelgroße Teleskope teuer, und lassen trotzdem oft noch Wünsche off en. Wie bei Teleskopen liegt daher die Frage nah: warum eigentlich kein Selbstbau?

ine altel WeisheitW h dder Amateurastro-A sprünglichenl h BlickrichtungBl k h und das Objekt Abb. 1: Eine deutsche Montierung im nomie besagt, dass meist die ver- verschiebt sich im Okular. Selbstbau ist eine besonders anspruchs- Ewendeten Optiken leistungsfähiger Die Steifi gkeit der gesamten Struktur, be- volle Herausforderung – umso mehr, wenn sind als die Montierungen. Das gilt ins- stehend aus Tubus, Montierung und Stativ auch das Äußere überzeugen soll und Wert besondere auch für Selbstbauten in beiden bestimmt, wie stark sich ein Objekt in der auf eine kompakte Bauform gelegt wird. Bereichen. Jedoch ist eine Montierung ein Bildebene bewegt, wenn am Okularaus- komplexes mechanisches System, dessen zug hantiert wird, Wind aufk ommt, oder und Herschwingen des Objekts, oder wäh- Feinheiten sich erst bei genauer Betrach- sonstige Kräft e auf das Teleskop einwirken. rend einer Windböe als kurzzeitige Ver- tung erschließen. Nur durch gründliche Genauso wie eine Blattfeder oder Schrau- schiebung des Bildes. Planung und konsequente Umsetzung benfeder bildet jedes einzelne Bauteil der Generell ist für eine Montierung eine lässt sich im Selbstbau ein überzeugendes Montierung ein elastisches Federelement. möglichst hohe Steifi gkeit wünschenswert. Ergebnis erreichen, das einem Vergleich Mithilfe der Gesetze der technischen Me- Eine steifere Montierung reagiert weniger mit guten kommerziellen Montierungen chanik lässt sich für ein Bauteil bestimmen, stark auf die von außen einwirkenden Stö- standhält. Zudem hat man seine eigenen welcher Belastung es im Betrieb unterliegt rungen. Im Fall einer stoßförmigen An- Ideen verwirklicht, eine Menge über Me- und wie groß sein Beitrag zur gesamten regung entsteht eine Schwingung mit der chanik gelernt, versteht die Funktion von Elastizität der Montierung ist. Resonanzfrequenz des Systems, und bei Montierungen wirklich bis ins Detail, und Hierbei kann man zwischen statischen einer steiferen Montierung liegt diese Fre- hat nicht zuletzt seine handwerklichen und dynamischen Belastungen unterschei- quenz höher, die maximale Auslenkung Fertigkeiten perfektioniert. den: Durch die Gewichtskräft e von Tele- des Bildes ist bei gleicher Stoßanregung skoptubus, Gegengewicht und den Bau- kleiner und die Schwingung ist nach kür- Die Montierung als teilen der Montierung selbst wird jedes zerer Zeit soweit abgeklungen, dass sie nicht elastische Struktur Teil statisch belastet und dadurch elastisch mehr wahrnehmbar ist. Dafür wesentlich verformt. Diese Verformung ist für die vi- ist auch das Dämpfungsverhalten der Kon- Beim Fokussieren eines hoch vergrö- suelle Beobachtung in der Regel unbedeu- struktion bzw. der verwendeten Werkstoff e. ßerten Planetenbildes wird dem Beobachter tend, kann jedoch bei langbelichteten Auf- Ein stark gedämpft es System wandelt die die wesentliche mechanische Eigenschaft nahmen stören, wenn durch die zeitliche Energie der Schwingung in kürzerer Zeit einer Montierung buchstäblich vor Augen Variation der Richtung der Gewichtskraft in Wärme um. geführt. Bereits das Betätigen des Fokus- Winkelabweichungen zwischen Aufnahme- sierknopfes leitet Kräft e über den Teleskop- und Leitoptik auft reten. Die Steifi gkeit von Bauteilen tubus in die Montierung ein, worauf das Wichtiger für die Beurteilung einer Mon- System mit einer elastischen Verformung tierung sind die im Betrieb auft retenden Für einfach gestaltete Bauteile ist eine reagiert. Dadurch entsteht eine Winkelab- dynamischen Belastungen. Sie zeigen sich näherungsweise Berechnung der Steifi g-

weichung der optischen Achse von der ur- nach einem Anstoßen des Tubus als Hin- keit mit den Gleichungen der Elastome- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

60 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Selbstbau

wichtskraftwichtst einer Masse von 0,1kg) am bei kurzen Lagerabständen erhöhte La- OrtOrt desd Okularauszugs, wie sie leicht gerbelastung oder die größere Auswir- beimbeim Fokussieren auft reten kann. kung von Lagerspiel stellt bei Verwen- HierbeiH kann sich z.B. ergeben, dass dung geeigneter Lager kein Problem dar. unterunu dieser Belastung das obere Insgesamt sollte die Montierung »keinen EndeE der Rektaszensionsachse eine Platz verschenken«, also sind alle Bau- Winkelverkippung um 1" zeigt, be- teile so dicht zu packen wie funktional zogen auf das als »fest eingespannt« möglich. gedachte Lagergehäuse. Wenn nun Bei der Optimierung des Verhältnisses der Polblock eine Neigung von 5" von Steifi gkeit zu Masse sind die Werk- gegenübergeg seiner Lagerung zeigt, bil- stoff e Stahl und Aluminium im wesent- detdet ere bei dieser Konfi guration einen lichen gleichwertig. Für die Steifi gkeit Schwachpunkt.Schwaw Seine Steifi gkeit sollte er- entscheidend ist das Elastizitätsmodul, höhthöht werden,w oder alternativ könnten die das bei Stahl etwa dreimal so groß ist beiden Hauptachsen weniger steif und wie bei Aluminium. Allerdings hat auch Abb. 2: Die beiden Hauptachsen und die somit entsprechend leichter konstruiert das spezifi sche Gewicht von Stahl unge- zugehörigen Lagergehäuse. In der Bildmitte werden. fähr den dreifachen Wert. Bezüglich der ist eines der vier Kegelrollenlager zu sehen. Mit zunehmender Komplexität der Steifi gkeit gibt es keinen bedeutsamen Bauteile wird der Rechenaufwand sehr Unterschied zwischen den verschiedenen groß, und zudem bei kurzen und dicken Stahlsorten. Das gleiche gilt für die ein- chanik möglich. Hierbei werden die realen Teilen ungenau. Um auch solche Bauteile zelnen Aluminumlegierungen unterei- Bauteile idealisiert, und die grundlegenden untersuchen zu können, bedient man sich nander. Sehr ungünstig bezüglich des Verformungsarten, also Dehnung, Biegung üblicherweise einer Analyse unter An- Verhältnisses von Steifi gkeit zu Masse ist und Verdrehung (Torsion), als Reaktion wendung der Finite-Elemente-Methode Messing, welches aber als Gleitwerkstoff auf Kräft e und Drehmomente berechnet. (FEM). Sie beruht auf der Zerlegung einer zwischen zwei Aluminiumteilen gut ein- Der interessierte Leser muss hier auf die komplexen Struktur in eine Vielzahl klei- setzbar ist. Bei direktem Kontakt roher entsprechende Literatur der Technischen ner Volumenelemente, deren Verformung Aluminiumfl ächen unter Druck und Be- Mechanik verwiesen werden. Eine gute numerisch berechnet werden kann. Ent- wegung kommt es zum Fressen, wodurch Einführung mit konkreter Anwendung sprechende Soft ware zur FEM-Analyse ist die Oberfl ächen zerstört werden. auf den Montierungsbau fi ndet sich in [1]. kostenfrei verfügbar (siehe Surft ipp). Man muss hier verschiedene Werk- Generell besteht der Rechengang aus stoff eigenschaft en auseinander halten. drei Abschnitten: Designhinweise in Kurzform Die Steifi gkeit eines Werkstoff es, be- z Ermittlung der Belastungen, die schrieben durch den Elastizitätsmodul, auf die einzelnen Bauteile wirken Auch wenn keine derartigen Rechnungen charakterisiert sein elastisches Verhal- z Bestimmung der Einzelverformung der durchgeführt werden, sollten die zugrunde ten unter Einwirkung einer Kraft , sein Teile unter den jeweiligen Belastungen liegenden Zusammenhänge und prinzi- Federverhalten. Die Festigkeit gibt an, z Ermittlung, welche Winkelneigung piellen Auswirkungen auf eine Konstruk- bei welcher Belastung sich der Werkstoff der optischen Achse durch die Sum- tion bekannt sein. Die folgenden Hinweise bleibend verformt oder bricht. Die Här- me der Einzelverformungen entsteht mögen der Orientierung bei eigenen Pro- te eines Werkstoff es ist ein Maß für die Die Gestaltung der Bauteile kann nun jekten dienen. Widerstandsfähigkeit seiner Oberfl äche, so erfolgen, dass alle wesentlichen Ein- Alle Bauteile im direkten Kraft fl uss z.B. sein Verschleißverhalten. Festigkeit zelteile ungefähr den gleichen Beitrag zur sollten für optimale Steifi gkeit mit kurzer und Härte des Werkstoff es haben aber Bildverschiebung bei einer bestimmten Baulänge und großen Querschnitten ge- keinen Einfl uss auf die Steifi gkeit einer angenommenen Belastung leisten. Sinn- staltet werden, denn der wichtigste kon- Montierung. voll ist etwa die Annahme einer Kraft wir- struktive Freiheitsgrad zur Erhöhung der In erster Linie sollten die fertigungs- kung von 1 Newton (entsprechend der Ge- Steifi gkeit liegt in der Vergrößerung der technischen Möglichkeiten, die eigene Querschnitte. Wird der Durchmesser einer handwerkliche Erfahrung und die er- Abb. 3: Die Flansche zur Schwalben- runden Achse verdoppelt, so vergrößert hältlichen Rohmaterialien die Werkstoff - schwanzklemmung und – nicht im Bild – sich die Steifi gkeit bei einer Biegebelastung wahl bestimmen. Einige Fälle müssen zum Deklinationsgehäuse stützen sich axial auf das 24-fache, wird also 16 Mal so groß. jedoch beachtet werden: Unterschied- auf dem Innenring des Lagers ab, nicht auf Das ist auch der Grund warum Montie- liche thermische Ausdehnungen und der der Stirnseite der Achse. rungen oft anhand ihres Achsendurchmes- Verschleiß aufeinander gleitender Teile sers kklassifi ziert werden. schränken die möglichen Werkstoff paa- DiDie minimalen Längen ergeben sich rungen im Detail ein. dudurchr die erforderlichen Bauräume für Bei der Gestaltung der Teile ist anzu- PoPolblock, Getriebe, Motoren etc. und den streben möglichst nur Zug- oder Druck- bebenötigten Abstand der Getriebe zum belastungen entstehen zu lassen. Die TTubusub bzw. zwischen Tubus und Stativ- dabei auft retenden Verformungen sind bbeineneine bei zenitnaher Beobachtung. Die wesentlich geringer als bei Biege- oder AAchsenchs länger zu gestalten als unbedingt Torsionsbelastung. Ideal in dieser Hin- erfoerforderlich,r macht keinen Sinn, sondern sicht, insbesondere für minimiertes Ge-

verrverringerti erheblich deren Steifi gkeit. Die wicht, sind Fachwerkkonstruktionen. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 61 Selbstbau

sultierende Verschiebung im Bild einschät- (Stahl und Aluminium) die zu erwartenden zen zu können. Auch wenn ein Teil noch so Steifi gkeiten näherungsweise rechnerisch massiv ausgeführt ist, irgendeine Verfor- bestimmt. Mit zu bewerten ist dabei na- mung unter Belastung tritt immer auf. Ent- türlich der jeweilige fertigungstechnische scheidend ist deren Größe und Auswirkung Aufwand, beziehungsweise die Beschrän- auf die optische Achse. kung der konstruktiven Freiheit durch das Das schwächste Glied in der Kette ist vorhandene Fertigungswerkzeug. Es zeigte wesentlich. Ein überdimensioniertes Bau- sich, dass eine hohle Achse aus Aluminium, teil führt nur zu unnötig hohem Gewicht. mit Kegelrollenlagern in einem Alumini- Die starke Verformung eines unterdimen- umgehäuse gelagert, ein günstiges Verhält- sionierten Bauteils kann aber durch die nis von Steifi gkeit zu Masse ergibt. Eine übrigen Teile nicht mehr kompensiert wer- vergleichbar gute Lösung mit einer dünn- den. wandigen Stahlachse wurde nicht weiter verfolgt, da deren Fertigung mit der vor- Das Grundkonzept der Montierung handenen Drehmaschine schwierig gewe- Abb. 4: Der Polblock ist über einen sen wäre. Der schließlich gewählte Au- Flansch mit Hohlkehle mit dem Rektas- Im hier beschriebenen Selbstbauprojekt ßendurchmesser der Hauptachsen beträgt zensionsgehäuse verschraubt. Die Bauteile sollte eine Montierung entstehen, die nach zwischen den Lagerstellen 70mm, der Boh- sind zusätzlich großfl ächig verklebt. den vorstehend beschriebenen Prinzipien rungsdurchmesser 30mm. konstruiert ist. Somit kommt der Optimie- Schraubverbindungen sollten mittels rung der Steifi gkeit eine zentrale Bedeutung Die Lagerung der Achsen großer ebener Berührfl ächen zwischen zu. Der Einsatz erfolgt hauptsächlich mobil, den Bauteilen erfolgen. Wird die Schrau- in erster Linie zusammen mit einem eben- Jeweils zwei Kegelrollenlager mit einem be dann genügend stark angezogen, so falls selbst gebauten 8"-Newton-Teleskop. Innendurchmesser von 50mm lagern die dass ihre Vorspannkraft größer ist als Als Obergrenze bezüglich des Transport- Achsen in den Gehäusen, deren Außen- alle im Betrieb auft retenden Kräft e, ist gewichts wurde für das Achsenkreuz 18kg durchmesser 100mm beträgt. Allgemein ihre üblicherweise geringe Steifi gkeit angesetzt. kommen für die Lagerung Gleitlager oder kein Nachteil. Eine weitere Zielsetzung bestand da- Wälzlager (das sind Kugel-, Rollen- oder Na- Treten bei einer Montierung innerhalb rin möglichst alle Teile selbst anzufertigen. dellager) in den verschiedenen erhältlichen des Achsenkreuzes Verformungen von we- Hierzu wurde eine kleine Drehmaschine Bauformen in Frage. Für einen Selbstbau niger als einem Mikrometer auf, sind diese verwendet, die sich zuvor bereits bei der bieten sich Kegelrollenlager an, vorzugs- bereits deutlich im hoch vergrößerten Bild Fertigung etlicher Teile für den Newton- weise aus der leichten Baureihe 32000. Be- erkennbar. So winzige Verformungen ent- Tubus bewährt hatte. züglich der Steifi gkeit sind sie fast nicht zu ziehen sich den üblichen praktischen Erfah- Die wichtigsten Schritte in der Anfangs- überbieten, und ermöglichen aufgrund des rungen. Deshalb muss man jedes einzelne phase eines solchen Bauprojekts bestehen abnehmbaren Außenrings einen einfachen Teil im Kraft fl uss quantitativ betrachten, in der groben Festlegung der Abmessungen Einbau der Achse in das Gehäuse. Das La- um seine Verformung und die daraus re- für die Hauptachsen, insbesondere bezüg- gerspiel kann durch eine radiale Verstell-

Abb. 5: Die Klemmung der Achsen erfolgt Abb. 6: Die Spannschraube der Kupp- Abb. 7: Die Drehgeber werden über ein über eine Rutschkupplung. Die achsfeste lung folgt über zwei Hebel der Drehung Stirnzahnradgetriebe angekoppelt. Auf Basisplatte übt durch zwei Schrauben Kraft des Handrades. der Welle des Drehgebers (schwarz) befi n- auf die bewegliche Druckplatte aus. Auf det sich ein Messingritzel, auf der Haupt- dieser befi nden sich zwei Gleitstücke aus lich des Durchmessers von Achse und achse ein Kunststoff -Zahnkranz. Polyamid, die wiederum gegen das Schne- Achsgehäuse, der Entscheidung für eine be- ckenrad drücken. Dadurch entsteht auf stimmte Ausführung der Lagerungen und möglichkeit praktisch völlig beseitigt wer- der anderen Seite des Schneckenrades die der Auswahl der Werkstoff e. Es wurden für den. Der einzige Nachteil besteht im relativ Klemmwirkung, indem das Rad mehr oder verschiedene konstruktiv sinnvolle Kom- großen Gewicht dieser Bauform. weniger stark gegen die achsfeste Nabe binationen von Achsendurchmesser, La- Die einfachste und günstigste Lager-

gepresst wird. ger, Gehäuseabmessungen und Werkstoff bauform, das einreihige Rillenkugellager, Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

62 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Selbstbau sollte nicht verwendet werden. Bei idea- Die Verbindung der beiden Achsen er- die Achsendurchmesser genügend groß zu len Verhältnissen mag die Steifi gkeit aus- folgt durch einen Flansch, dessen Obersei- wählen. Entscheidend für die Anordnung reichend sein, es kommen aber durch die te sich durch eine Hohlkehle großfl ächig am unteren Achsenende war die Unsi- kombinierte Radial- und Axialbelastung an das Deklinationsgehäuse anschmiegt, cherheit in der frühen Konstruktionspha- des Lagers in der Montierung Unsicher- während die Unterseite mit dem Innenring se, welche Schneckengetriebe letztendlich heiten hinzu, die die Steifi gkeit wesentlich des oberen Lagers der Rektaszensionsachse zum Einsatz kommen würden. beeinfl ussen. Ursache ist die lastabhängig verspannt wird. Gegenüber einer einfachen Die Schneckenräder haben einen Durch- veränderliche Berührsituation der Kugeln Befestigung am überstehenden Ende der messer von 171mm bei 264 Zähnen für die Technik mit den Laufb ahnen. Bei einer ungüns- Achse erhöht sich die Steifi gkeit erheblich Rektaszensionsachse, und 137mm bei 216 tigen Konfi guration begrenzt die innere (Abb. 3). Eine entsprechende Konstruktion Zähnen für die Deklinationsachse. Die Di- Federwirkung des Lagers die Steifi gkeit fi ndet sich am Übergang der Deklinations- cke der Räder beträgt 11mm. Die Lagerung der Achskombination deutlich. Falls doch achse zur Schwalbenschwanzklemmung für auf den Hauptachsen erfolgt über eine In- ein Rillenkugellager eingesetzt wird, achte die Tubusbefestigung. Generell sollte der nenbohrung von 45mm, wobei eine auf die man auf möglichst viele möglichst kleine Überstand einer Achse über das obere Lager Achsen aufgeschrumpft e Messingbuchse als Kugeln, da diese Lager steifer sind als sol- so kurz und so dick wie möglich ausgeführt radiale Gleitfl äche dient. Der Werkstoff für che mit wenigen großen Kugeln. Hinweise werden, da diese Stelle einen großen Ein- die Schneckenräder ist hochfestes Alumini- zur konkreten Gestaltung einer Lagerung fl uss auf die Steifi gkeit der Achse hat. um. Die Schnecken mit einem Durchmesser werden in den Katalogen der Lagerherstel- Für die Gestaltung des Polblocks wurden von 16mm bestehen aus Stahl. ler gegeben. verschiedene Konzepte mit Hilfe von FEM- Gelagert werden die Schnecken in Mes- Gleitlager ermöglichen sehr kompakte Analysen verglichen. Neben der klassischen singbuchsen, die in Lagerböcke aus Alumi- und steife Lagerungen. Die fertigungs- Ausführung, wie in Abb. 4 zu sehen, wur- nium eingelassen sind. Diese können auf der technischen Anforderungen sind jedoch den auch scharnier- bzw. wiegenähnliche Getriebe-Montageplatte so justiert werden, hoch, deshalb wurde diese Variante für die Konstruktionen untersucht. Dabei hat sich dass eine genaue und spielarme Ausrich- Hauptachsen nicht weiter verfolgt. die klassische Ausführung als vorteilhaft tung der Schnecke zum Rad möglich ist. erwiesen in Bezug auf die Steifi gkeit in allen Generell stellen die Lagerungen der Kritische Verbindungsteile Belastungsrichtungen unter Berücksichti- Schnecken und Schneckenräder hohe An- gung des Gewichtes der Baugruppe. forderungen an die Genauigkeit. Es ist Neben den eigentlichen Achsen und de- auch wichtig an dieser Stelle den Steifi g- ren Gehäusen ist besondere Aufmerksam- Die Antriebe keitsaspekt nicht aus dem Auge zu ver- keit auf die verbindenden Bauteile zu rich- lieren. So muss beispielsweise die Monta- ten. Hierzu gehören die Übergänge von der Zur Nachführung in Rektaszension so- geplatte des Schneckengetriebes, die die Rektaszensionsachse zum Deklinationsge- wie zur Feinverstellung in beiden Achsen Schneckenlagerung mit dem Lagergehäu- häuse, von der Deklinationsachse zu den werden Schneckengetriebe verwendet. De- se der Hauptachse verbindet, genügend Rohrschellen des Tubus und der Polblock ren lange Tradition im Montierungsbau steif ausgeführt werden. Hier wurde eine zwischen Stativkopf und Gehäuse der Rek- resultiert aus ihren herausragenden Eigen- Aluplatte mit 20mm Dicke verwendet, die taszensionsachse. schaft en für diese Anwendung. nach der FEM-Analyse keineswegs überdi- Die Antriebe wurden an das untere mensioniert ist.

Abb. 8: Am Stativkopf sind die Stativ- Abb. 9: Der Stativfuß setzt das für die Abb. 10: Mit dieser Drehmaschine wur- beine schwenkbar gelagert. Die Gleit- Steifi gkeit optimale Dreieck bis zum Auf- den alle Teile hergestellt. Das Bild zeigt fl ächen zur Montierung sind in Messing lagepunkt fort. die Bearbeitung der Passungen der Rek- ausgeführt. taszensionsachse für Lager und Schne- ckenrad. Surftipps Ende der Achsen platziert. Das lässt grö- ßere Freiheiten bei der Gestaltung der Die Feststellung der Achsen erfolgt Homepage des Autors: www.astroselbstbau.homepage. Getriebe in Aufb au und Abmessungen, durch Klemmung auf die Schneckenrä- t-online.de jedoch mit dem Nachteil, dass die Achsen der über einstellbare Rutschkupplungen. FEM Software (Freeware): www.z88.de über ihre gesamte Länge als Drehfeder Mittels eines Handrades kann die Klemm-

wirken. Hier ist es dann besonders wichtig wirkung für die jeweilige Beobachtungssi- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 63 Selbstbau

tuation feinfühlig eingestellt werden. So- und zum anderen das Einstellen eines zu- nationsgehäuses befi ndet sich eine rote mit ist es möglich ohne Betätigen einer vor selektierten Objekts unterstützt. Hellfeldbeleuchtung, versorgt von der Klemmung den Tubus von Hand neu Elektronik des Deklinationsmotors. Ein auszurichten, und in der Zielposition ein- Das Stativ Glasfenster dient als Fingerschutz vor der fach loszulassen. Die Kupplung basiert Quetschgefahr durch die darunter befi nd- auf dem Hebelplatten-Prinzip (Abb. 5), Nur mit einem passend konstruierten liche quer durchbohrte Deklinationsach- wobei die Einstellung der Spannschrau- Stativ zahlt sich die Steifi gkeit des Achsen- se. Zur Feinjustage auf den Pol ist eine be mittels zweier Umlenkhebel durch ein kreuzes im Betrieb aus. An dieser Stelle bie- Azimut- und Polhöhenfeineinstellung am zentrisches Handrad erfolgt (Abb. 6). Der tet sich eine sehr schöne Möglichkeit durch Polblock vorhanden. Betätigungsbereich beträgt 90° von mini- eine geeignete Wahl der geometrischen Der Transport des Achsenkreuzes wird maler bis maximaler Klemmwirkung. Der Konfi guration eine steifi gkeits-optimierte erleichtert durch je einen Handgriff am Vorteil dieser Konstruktion mit kleiner au- Lösung bei begrenztem Maximalgewicht zu Rektaszensions- und Deklinationsgehäuse. ßeraxialer Spannschraube liegt darin, dass realisieren. Idealerweise verzichtet man auf Mit beiden Händen gepackt kann das Ach- bereits bei Betätigung mit zwei Fingern alle Bauformen bei denen die Stativbeine senkreuz somit dicht am Körper getragen eine hohe Klemmkraft erreicht werden auf Biegung beansprucht werden, und ver- werden. Auch das Gegengewicht verfügt kann und die gewählte Einstellung beim wendet eine fachwerkähnliche Konstrukti- über einen Handgriff . Schwenken der Achse erhalten bleibt. Mit- on. Diese ist dadurch gekennzeichnet, dass tels der Justierschraube wird die maximale das Stativbein aus zwei Streben besteht, de- Werkzeuge und Material Klemmwirkung begrenzt zum Schutz der ren Mittelachsen am Fuß zu einem Punkt Schneckengetriebe vor Überlast. zusammenlaufen. Das Bein hat somit die Für die Fertigung der Montierung Form eines spitzen Dreiecks. Die im Be- stand eine kleine Drehmaschine aus chi- Die Antriebs-Elektronik trieb auft retenden Belastungen führen nur nesischer Produktion zur Verfügung. Sie zu einer Dehnung oder Stauchung der Stre- wurde hauptsächlich für dieses Projekt Neben den Schrittmotoren sind in den ben, was eine optimale Steifi gkeit ergibt. angeschafft , aber bereits im Vorfeld zur Antriebsgehäusen Drehgeber integriert, Die Streben bestehen aus Edelstahlrohren Herstellung etlicher Teile für den New- die die Winkelposition der Hauptachsen mit 33mm Außendurchmesser bei 2mm ton-Tubus eingesetzt, wodurch sich die erfassen (Abb. 7). Hiermit werden elektro- Wandstärke. Um Spielfreiheit an den La- Anschaff ungskosten von ca. 1200€ in- nische Teilkreise für Stundenwinkel und gerpunkten am Stativkopf sicherzustellen klusive Zubehör relativiert haben. Mit Deklination realisiert. Die Anbindung an wurden kegelförmige Lagerbuchsen bzw. der Maschine wurden sämtliche Drehar- die Hauptachsen erfolgt mit einer Über- -sitze verwendet. beiten durchgeführt, sowie mittels ent- setzung von 5:1 über Stirnzahnräder. Da- Der größte Nachteil einer solchen Kon- sprechender selbstgebauter Zusätze auch durch ergeben sich bei Drehgebern mit fi guration ist die fehlende Höhenverstel- die Fräsarbeiten, Sägeschnitte und ge- 500 Impulsperioden pro Umdrehung und lung. Bei dem als Hauptinstrument vorge- nauen Bohrungen. Außer einer Stichsäge einer elektronischen Vierfachauswertung sehenen Newton ist jedoch eine einfache für Blechzuschnitte kam keine weitere 10000 Inkremente auf 360°, entsprechend Verstellung der Einblickhöhe durch ein Maschine zum Einsatz. einer Aufl ösung von 2,16 Winkelminuten. drehbares Tubusvorderteil möglich. Das Als Rohmaterial wurde überwiegend Die Elektronik zum Ansteuern der Gewicht des Stativs liegt bei 10,4kg. Aluminium in Dreh- und Fräsqualität ver- Schrittmotoren und Auswerten der Dreh- wendet, für Gegengewichtsstange und Sta- geber befi ndet sich direkt im jeweiligen Ergonomische Bedienung tivbeine V2A-Stahl. Einige Lagerbuchsen Antriebsgehäuse unter dem Schneckenrad. und Gleitscheiben wurden aus Messing Dabei stellt die Elektronik des Rektaszen- Verschiedene konstruktive Details un- angefertigt. Die Antriebsgehäuse wur- sionsantriebs zusätzlich die Schnittstel- terstützen die leichte Handhabung der den aus abgedrehten Scheiben und gebo- len für das Handbediengerät, einen Au- Montierung beim Auf- und Abbau, sowie genen Blechteilen zusammengesetzt. Alle toguider und den Anschluss für die 12V im Betrieb. So erfolgt die Befestigung auf Schrauben sind aus Edelstahl. Stromversorgung zur Verfügung. Ein ver- dem Stativ mittels einer Zentralschraube Die meisten äußeren Oberfl ächen wur- sehentliches Lösen der Kabel wird durch mit ausreichend groß dimensioniertem den mit Sprühlack grundiert und mit verriegelbare Steckverbinder verhindert. T-Griff . Die Handräder zur Bedienung einem lichtgrauen Decklack versehen. Die Über ein Spiralkabel für Versorgung und der Rutschkupplungen sind aufgrund ih- Kratzfestigkeit dieser Oberfl ächen lässt je- serielle Datenübertragung ist der Deklina- rer Anordnung auch im Dunkeln immer doch zu wünschen übrig. Je nach den in- tionsantrieb angeschlossen. leicht zu fi nden. Somit entfällt ein lästiges dividuellen Möglichkeiten sollte man eine Außer der Nachführgeschwindigkeit in Suchen, das man von Montierungen kennt, robustere Lackierung oder andere Ober- Rektaszension können in beiden Achsen bei denen sich die Klemmhebel je nach fl ächenbehandlungen vorziehen. Korrekturen mit ein- bzw. zweifacher Ge- Ausrichtung an einer anderen Stelle be- Insgesamt wurden für die Materialbe- schwindigkeit durchgeführt werden und fi nden. schaff ung ca. 750€ aufgewendet. Die Fer- es kann mit 32-facher Geschwindigkeit Wie bei transportablen Montierungen tigungszeit für die Einzelteile der Montie- zentriert werden. Zurzeit erfolgt die Be- üblich ist in der Rektaszensionsachse ein rung beläuft sich auf ca. 800 Stunden. Das dienung über eine kleine Handsteuerbox Polsucher zur schnellen Polausrichtung Projekt erstreckte sich seit den ersten Kon- mit Richtungstasten. Im Bau befi ndet sich integriert. Die 21mm-Objektivlinse und zepten über etwa vier Jahre. ein Bediengerät mit Grafi kdisplay und Ob- die Linsen des 16mm-Okulars wurden jektbibliothek, das zum einen die aktuellen aus alten Feldstechern ausgebaut. Ein [1] Roth, G. D. (Hrsg.): Handbuch für Sternfreunde, Teleskopkoordinaten numerisch und auf Skalenplättchen lässt sich mittels Diafi lm Springer-Verlag Berlin Heidelberg (1989)

einer einfachen Sternkarte anzeigen wird herstellen. Am oberen Ende des Dekli- Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

64 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Wissen

von Ulrich Beinert TECHNIKWISSEN Wie lang kann belichtet werden, um noch punktförmige Sterne zu erhalten?

Die Erdrotation bewirkt, dass sich alle Sterne in 23h 56min 4s Berücksichtigt man, dass mindestens zwei Detektorelemente Technik scheinbar um den Himmelspol drehen, und ermöglicht Astrofo- zur Aufl ösung eines Bilddetails benötigt werden (Nyquist-Kri- tografen damit schöne Strichspuraufnahmen. Sollen die Sterne terium), sollte die Sternspur nicht länger als ein, maximal zwei auf einer Aufnahme jedoch punktförmig sein, muss entweder Pixel sein. Praktisch bedeutet das, dass je länger die Brennweite die Kamera nachgeführt werden oder die Belichtungszeit so kurz ist und je näher die Deklination an 0° herankommt, und je klei- gehalten werden, dass die Bewegung der Sterne in diesem Zeit- ner ein Pixel oder das Filmkorn ist, desto kürzer die längste Be- raum nicht sichtbar wird. lichtungszeit, bei der die Sterne noch punktförmig erscheinen, Die maximal mögliche Belichtungszeit wird von drei Faktoren ausfällt. bestimmt: der Aufl ösung des Chips oder des Films, der verwen- So ergibt sich z.B. für eine Brennweite von 28mm, eine Pixel- deten Brennweite und der Deklination des fotografi erten Stern- größe von 15μm×15μm (=0,015mm×0,015mm) und ein Sternfeld feldes. Langbrennweitige Teleobjektive und Teleskope vergrö- in der Nähe des Himmelsäquators (cos δ=1) eine Belichtungszeit ßern alles, auch die scheinbare Bewegung der Sterne. Mit einem von etwa 7s oder 15s, je nachdem ob die Strichspur ein oder zwei Teleobjektiv ist die gleiche Bewegung stärker sichtbar als mit Pixel lang sein darf. einem Weitwinkelobjektiv, daher kann mit einem Teleobjektiv Dies kann auch experimentiell ermittelt werden. Um dies zu weniger lang belichtet werden als mit einem Weitwinkelobjek- verdeutlichen wird die Formel umgestellt, es ergibt sich t . F = tiv. 13717 . s. Liefert beispielsweise eine 15s-Belichtung mit einer Die Sterne beschreiben umso Nicht nur für die Sterne, auch für Mond und Planeten in der Dämmerung ist es gut zu wissen, wie lang kleinere Kreise, je mit der Kamera ohne Nachführung maximal belichtet werden kann, ohne dass die Himmelsobjekte durch näher sie dem Him- die Erddrehung verwischen. 2s bei 300mm mit Canon EOS 10D. melspol stehen. So- mit scheinen sich die Sterne in der Nähe des Himmelspols langsamer zu bewegen als die Sterne in der Nähe des Him- melsäquators. Damit ein Stern punktförmig abgebildet wird, darf die Strichlänge, die er aufgrund der Erdro- tation auf dem Chip oder dem Film er- zeugt, nicht größer sein als das Aufl ö- sungsvermögen des Aufnahmemediums. Werden die beeinfl ussenden Faktoren Aufl ösung, Brenn- weite und Deklinati- on in einer Formel verpackt, ergibt sich der folgende Zusam- menhang zwischen Belichtungszeit t in Sekunden und Länge der Strichspur s in mm: Digitalkamera und 28mm-Objektiv gerade noch punktförmige Sterne, die 20s-Belichtung dagegen schon zu deutliche Strich- 13713⋅ s t = spuren, ergibt sich t . F = 15 . 28 = 420. Setzt man diesen Faktor für ⋅ cosδF 13713 . s ein, kann für jede beliebige Brennweite und Deklination mit F = Brennweite in mm, δ = Deklination die entsprechende Belichtungzeit berechnet werden – solange kein anderer Chip oder Film Verwendung fi ndet. Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 65 Rubrik Die Mondfi nsternis am 21.2.2008

Während in weiten Teilen Deutschlands schlechtes Wetter herrschte, war der Himmel in Österreich weitgehend klar, so dass dieses Komposit aus zwei Aufnahmen gelang. Digitalfoto, 5,5"-Refraktor bei 980mm, Canon 40D, 4×3s (Mond) und 16"-Cassegrain bei 1220mm, SBIG STL-11000M, 5min (je LRGB, Sterne). Johannes Schedler Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

66 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Rubrik

Konjunktion von Venus und Jupiter Anfang Februar 2008

a b

Mehreren interstellarum-Le- sern gelang es, die enge Be- gegnung beider Planeten zu dokumentieren. Der geringste Abstand war am 1.2.2008 mit 35' erreicht. a) 1.2.2008, Digitalfoto, 280mm- Teleobjektiv, Canon EOS 5D. Pe- ter Wienerroither b) 3.2.2008, Digitalfoto, 50mm- Objektiv bei f/2,8, Canon EOS 400D, 800 ASA, 1/25s. Frank Berger c) 4.2.2008, Digitalfoto, 135mm- Teleobjektiv bei f/3,5, Canon EOS 350D, 100 ASA, 0,1s. Erwin Filimon

Auch am Poseidon-Tempel in Sounion, Griechenland herrschte gutes Wetter. Die Beleuchtung des Tempels ge- schah mit den Scheinwerfern des Wagens des Autors. Digi- talfoto, 78mm-Objektiv bei f/4, Canon EOS 300D, 400 ASA, 4s. Anthony Ayiomamitis c Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 67 OdS Objekte der Saison

Die Objekte der Saison: Leser beo- Die Objekte der Saison der nächsten 6 Ausgaben bachten. Ziel dieses interaktiven Projekts Ausgabe Name Typ Sternbild R.A. Dekl. Einsendeschluss ist es, Beschreibungen, Zeichnungen, Nr. 59, Aug./Sep. 2008 NGC 7000 GN Cyg 20h 58,8min +44° 20' 20.5.2008 Fotos und CCD-Bilder von Deep-Sky- NGC 7293 PN Aqr 22h 29,6min –20° 48' Objekten zusammenzuführen. In jeder h min Ausgabe werden im Abschnitt »Him- Nr. 60, Okt./Nov. 2008 NGC 457OCCas 01 19,1 +58° 20' 20.7.2008 mel« zwei Objekte vorgestellt, zu denen M 76 PN Per01h 42,4min +51° 34' jeweils ein Jahr später die Beobachtun- Nr. 61, Dez./Jan. 2009 M 38 OC Aur05h 28,6min +35° 50' 20.9.2008 gen veröff entlicht werden. Senden Sie IC 410 GN Aur05h 22,6min +33° 31' uns Ihre Ergebnisse – wir drucken eine Nr. 62, Feb./Mär. 2009 M 46 OC Pup 07h 41,8min –14° 49'' 20.11.2008 Auswahl der Bildresultate und Beschrei- M 47OCPup 07h 36,6min –14° 30' bungen ab. Weitere Informationen und h min Daten zu den Objekten der Saison fi n- Nr. 63, Apr./Mai 2009 M 106 Gx CVn 12 19,0 –47° 18' 20.1.2009 den Sie im Internet unter www.interstella- NGC 4449 Gx CVn 12h 28,2min –44° 06' rum.de/ods.asp, ebenso eine Möglichkeit, Nr. 64, Jun./Jul. 2009 M 12 GC Oph 16h 47,2min –01° 57' 20.3.2009 Resultate direkt online einzusenden. NGC 6210 PN Her16h 44,5min +23° 48'

NGC 6633

CCD-Aufnahme, 24"-Astrograph bei 1800mm, SBIG ST-11000M, 100min. Stefan Binnewies, Rainer Sparenberg Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

68 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 OdS

NGC 6633

bloßes Auge: Bortle 3–4; der Sternhaufen ist für das freie 80/480-Refraktor: Bortle 3–4; dieser charakteristische en Auge nicht schwierig. Er liegt inmitten des Milchstraßenarms Sternhaufen darf nicht zu hoch vergrößert werden, da-

und ist als länglich erkennbar. Der nahegelegene Sternhau- mit er sich noch von der umgebenden Milchstraße ab- g fen IC 4665 ist im selben Blickfeld zu sehen und rund. Uwe Pilz hebt. Die 20 Sterne bilden eine markante längliche Form, in der Mitte ist eine auff ällig sternarme Stelle. 30×. Uwe Pilz 8×24-Fernglas: Bortle 3–4; etwa 10 Sterne bis 9m liegen verstreut in Bildfeld. Der Haufen ist deutlich länglich NO-SW. 8×. Uwe Pilz 85/510-Refraktor: Bortle 4; prägnanter Sternhaufen, der sich in ein reiches Sternfeld einschmiegt und bei stei- 10×50-Fernglas: Bortle 3–4; etwa 20 Sterne bilden die- gender Vergrößerung an Charakter verliert. Evelyn Petkow sen hellen und auff älligen Haufen. Er hebt sich sehr gut m vom Hintergrund der Milchstraße ab und ist ein aus- 200/800-Newton: fst 5 ,6; ein sehr großer Sternhaufen, der gesprochenes Fernglasobjekt. 10×. Uwe Pilz nicht ins Gesichtsfeld (2,03°) vom Okular passt. Man muss den Sternhaufen abfahren um ihn ganz zu sehen. 70/700-Refraktor: fst 5m,5; weniger, aber deutlich hellere Sterne Die Sterne sind im Haufen locker angeordnet. Verschie- als der Nachbarhaufen IC 4756. Wirkt insgesamt recht kom- den helle, weiße Sterne. Im Haufen sind viele Sternket- pakt und länglich. Genau in Nord-Süd Richtung eine Kette ten und Ballungen. Es sind auch große Bereiche mit nur heller Sterne (ca. 7m). Im Nordosten ebenfalls eine auff ällige schwachen Sternen im Haufen. 32×. Gerd Kohler Sternenkette, im Osten noch zwei hellere Sterne. Im Nord- m westen ist eine Mini-Cassiopeia zu erkennen und östlich der 254/1140-Newton: fst 6 ,8; ein schöner, etwas verstreuter Hau- Beobachtun m Nord-Süd-Kette noch ein kleines Dreieck. 56×. Frank Lange fen aus ca. 40 blauweißen Mitgliedern ab 8 . Bester Anblick bei niedrigen Vergrößerungen, bei höheren Vergrößerungen geht der Gesamteindruck etwas verloren. 45×. Matthias Kronberger

CCD-Aufnahme, 10"-Astrograph bei 850mm, SBIG ST10, 2×2min (L), 1×2min (R), 1×2min (G), 1×2min (B), LRGB-Filter, Spikes in Photoshop hinzugefügt. Ullrich Dittler Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 69 OdS Beobachtungen

NGC 6572

8×24-Fernglas: Bortle 3–4; sternförmig, aber Vergrößerung ist die leicht ovale Form von NGC 6572 deutlich zu mit etwa 7m unerwartet hell. 8×. Uwe Pilz erkennen, jedoch bleibt der Nebel im Okular insgesamt struk- 80/480-Refraktor: Bortle 3–4; das Spektiv zeigt bei turlos. Der Zentralstern ist im Okular nicht auszumachen, er wird seiner Maximalvergrößerung einen ganz leicht un- wohl von der hellen Gaswolke völlig überstrahlt. Klaus Hohmann scharfen grünblauen Stern. 60×. Uwe Pilz 300/1500-Newton: bei 60× (5mm AP) sehr intensive grüne Farbe 150/750-Newton: fst 5m,6; der Nebel ist nur bei hohen Ver- mit Stich nach Türkis, auch bei 167× (1,8mm AP) noch sehr farbig. größerungen als kleines Scheibchen zu sehen. Bei ge- Bei 300× (1mm AP) ließ die Farbe stark nach, nur noch ein blasses ringeren Vergrößerungen bleibt er sternförmig. Er hat Grün war zu sehen. Von einem Unterschied zwischen direktem eine leicht grünliche Färbung. 159×. Gerd Kohler und indirektem Sehen kann ich nicht berichten. Michael Wilk 250/1250-Newton: fst 5m,3; von 42× bis 125× ist deutlich eine 317/1490-Newton: indirekt weiß, direkt bei mittleren Austrittspu- blau-grüne Färbung wahrzunehmen (ohne Filter), mit 170× und pillen leicht hellgrün, bei großen und kleinen Austrittspupillen 210× ist sie dann zugunsten einer Graufärbung verschwun- wird der Farbeindruck wieder sehr schwach. Es ist dann nur ein den. Die grünliche Nuance wird deutlich bei 5–6mm Austritt- leichter Grünschimmer zu erahnen. Die Farbe enstpricht genau spupille. Mit 340× und 420× zeigte der NGC 6572 deutlich seine der eines hellen Sterns im [OIII]-Filter (hellgrün). Christian Schreiner nicht gleichmäßigen Konturen (oval-ungleichmäßig und et- 320/1440-Newton: Bortle 3–4; oval 2:3 in Richtung Süd- was ausgefranst). Auch bei den kleinen Austrittspupillen von südwest-Nordnordost. Im Südosten befi ndet sich eine klei- 1,45mm und 1,2mm sowie 0,97mm erscheint NGC 6572 bei ne dunkle Stelle, während im Nordosten eine fl ächige Auf- direkter Betrachtung noch grün-bläulich. Jedoch verblassen hellung wahrnehmbar ist. Das äußere Halo ist indirekt gut die Farben bei indirekter Blickweise und der Nebel erscheint sichtbar. Sie umgibt den hellen Nebel vollständig, ist aber dann deutlich größer (ohne jedes Filter). Randolf Kunkel im NW deutlich schwächer ausgeprägt. 430×. Uwe Pilz 250/2500-SCT: fst 5m,0; kleiner blauer Planetarischer Ne- 360/1780-Newton: bei 130× extrem grün, ich würde sagen bel, bei 100× nicht von einem Stern zu unterscheiden. Erst ab neon-laubfroschgrün. Bei 300× immer noch grünlich, vielleicht 200× als Nebel erkennbar, kreisrund. 200×. Johannes Kohr mit einem Schuss türkis. Bei 600× ist es schwer zu sagen ob es 254/1140-Newton: fst 6m,0; recht kleines, dafür sehr hel- mehr bläulich oder grünlich angehaucht ist. Ronald Stoyan les, grünblaues Scheibchen, das nicht scharf begrenzt er- 500/2150-Newton: fst 6m,6; bei Austrittspupillen von 8,1mm, scheint, sondern nach außen hin diff us ausläuft. Keine wei- 4,7mm und 3,3mm intensiv türkis-grün, mit starkem Hang teren Details erkennbar. 175×. Matthias Kronberger zum grünen. Einen bläulichen Anteil sahen wir keinen. Bei ei- 254/2500-SCT: fst 4m,5; leichtes blau, nicht inten- ner Austrittspupille von 1,9mm nahm die Farbwahrnehmung siv, sondern nur leicht angedeutet. Keine türki- stark ab, der Nebel erschien im fahlen, türkisen Licht. Ab ca. AP se oder grüne Färbung sichtbar. 63×. Uwe Glahn 1mm war die Farbwahrnehmung so schwach, dass man keine genaue Farbe mehr defi nieren konnte. Ich hab mich dann 254/2500-SCT: Bei 100-facher Vergrößerung fällt NGC 6572 durch mit einer roten LED-Taschenlampe geblendet, am Farbeindruck seine beachtliche Helligkeit und die türkise Farbe sofort auf, zumal des Nebels machte das aber keinen Unterschied. Uwe Glahn sich im Blickfeld keine helleren Sterne befi nden. Bei 260-facher Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

70 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 OdS

CCD-Aufnahme, 4"-Refrak- tor bei 540mm, ST-2000XM, NGC 6572 9×4min (R), 9×2min (je G, B). Bernhard Hubl

Zeichnung, 3,3"-Refraktor, 33×. Zeichnung, 24"-Cassegrain, 1277×. Markus Dähne Zeichnung, 14"-Newton, 593×. Ronald Stoyan Evelyn Petkow Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 71 72 Beobachtungen 1min. 1min. Astrofotos unserer Leser unserer Astrofotos Galerie inter Sonnenaufgang über Augsburg. Die Plejaden über den Graten des AmaDablam des Graten den über Plejaden Die stellarum 58 Manuel Jung •Juni/Juli 2008 Digitalfoto, CanonEOS 350D. 300mm-Objektiv, (6856m) in Digitalfoto, Nepal. 105mm-Objektiv f/6,3, bei CanonEOS 5D, ASA, 800 Partik Rosyk Partik

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

Die Plejadennebel. CCD-Aufnahme, 8"-Newton bei 900mm, QHY8, 12×15min. Michael Posavec

Der Orionnebel. Digitalfoto, 4"-Refraktor bei 504mm, Canon EOS 40D, ISO 400, Komposit aus fünf Aufnahmen mit 13min, 10min, 8min, 5min und 18s Belichtungszeit. Norden ist links. Peter Heinzen Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 73 Galerie Zeichnungen unserer Leser

Drei Mondzeichnungen. 4"-Refraktor, 200×. Lambert Spix Das Ringgebirge Copernicus auf dem Mond. 4"-Refraktor a) Goldener Henkel am 16.2.2008; b) Krater Clavius; bei 233×. Cai-Uso Wohler c) Krater Langrenus

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

74 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Rezensionen Der Wolkenatlas

Wir Sternfreunde heben oft den Blick Bernhard Mühr, Winfried wollendew Aus- nach oben – nur selten gefällt es uns, wenn Berberich: Der Wolkenatlas, fl ug in die As- wir Wolken sehen. Doch diese im wah- Kunstschätze-Verlag 2008, ISBN tronomietr setzt ren Wortsinn verkürzte Sichtweise wird der 978-3-934223-18-9, 320 S., 49,80€ dasd tagsüber

Formenvielfalt und Schönheit der Wasser- aufgenom-a Service dampfansammlungen über uns nicht ge- te einer Wettersituation, festgehal- menem Kalei- recht. ten in einem mit Datum, Uhrzeit, doskop kon- Der Wolkenatlas von Bernhard Mühr und Ort und Blickrichtung dokumen- sequent an Winfried Berberich gönnt sich eine breitere tierten Bild. Dadurch werden die den nächt- Perspektive. Auf ca. 400 zum Teil betörend meteorologischen Konstellationen, lichen Stern- schönen Farbfotos führen uns die Autoren die zu den beschriebenen Wolken- himmel fort die kurzlebigen himmlischen Landschaften typen führten, auch für den Laien und rundet vor. Fundierte Essays erläutern die Ent- nachvollziehbar. das Buch in stehung der einzelnen Wolkentypen und Entgegen dem Titel führt der Wol- gelungener Weise ab. helfen bei ihrer Bestimmung und Unter- kenatlas jedoch noch mehr vor: Er zeigt op- Mühr und Berberich ist mit dem Wol- scheidung. Die zugrunde gelegte wissen- tische Phänomene wie Regenbogen oder kenatlas eines jener Kleinodien unter den schaftliche Systematik gibt dem Werk Sub- Aureole, geht auf besonders seltene Him- Büchern gelungen, die das Internet in ihrer stanz und Rückgrat. melsschauspiele ein und eröff net auch ei- Erlebnis- und Informationsdichte niemals Dies geschieht auf unterhaltsame Art: nen Blick an den nächtlichen Himmel. Die- erreichen und ersetzen können wird. Jede Aufnahme erzählt die kleine Geschich- ser im ersten Eindruck nicht so recht passen Ronald Stoyan

Making Beautiful Deep-Sky Images

Erstellung und Bearbeitung von As- bachtung und Bildgewinnung. Die weitere GregG Parker: Making trofotos mit Amateur-CCD Kameras bil- Bearbeitung der Aufnahmen in der elek- BBeautifule Deep-Sky den das Thema dieses bei Springer-Lon- tronischen Dunkelkammer wird im letzten ImagesIm – Astropho- don erschienenen Buches. Greg Parker Teil des Buches schrittweise anhand von totography with Af- hat das Buch in erster Linie für Einsteiger Beispielen verdeutlicht – von einfachen fordablef Equipment konzipiert. Daher bildet eine Einführung Bildbearbeitungsoperationen bis zu auf- anda Software. Pa- in Astrofotografi e, Teleskope, CCD-Ka- wändigeren Techniken und Mosaiken. Das trickt Moore's Prac- meras, Kollimation und Polausrichtung 178 Seiten umfassende Buch deckt als tical Astronomy der Montierung den Anfang. Dabei fi n- praxisnahe Anleitung für CCD-Astrofoto- Series, Springer- det ein Gerätespektrum vom Low-Cost- grafen in begrenztem Umfang auch die Verlag 2008, ISBN Teleskop bis zum 11"-SCT Beachtung. Astrofotografi e mit digitalen Spiegelrefl ex- 978-0-387-71352-6, Dann folgen die praktischen Aspekte der kameras ab. ca. 28,84€. Astrofotografi e: Vorbereitung einer Beo- Thomas Rattei

Jupiter and How to Observe It

Beinahe in infl ationärem Maßstab veröff entlicht Springer- eieines Nomogramms. Derart anachro- London Bücher zur praktischen Astronomie. In vielen Fällen nnistische Empfehlungen führen zu mussten wir mangelnde Qualität und schlechtes Lektorat eineme klaren Urteil: Nicht kaufen, es attestieren. Auf den ersten Blick umgeht diese praktische An- gibtg besseres. leitung für Jupiterbeobachter diese Mängel, doch im Detail Ronald Stoyan stellt man erschreckende Unkenntnis fest. Nicht nur bei den Möglichkeiten zur Auswertung von eigenen Planetenfotos ist dieses Buch ein Rückschritt im Vergleich zu den gängigen An- John W. McAnally: Jupiter and How leitungen in deutscher Sprache. So erwähnt der Autor zwar das to Observe It, Astronomers' Obser- Auswertungsprogramm Jupos, mit dem sich digitale Jupiter- ving Guides, Springer-Verlag, Lon- portraits hochgenau ausmessen lassen, empfi ehlt aber für diese don 2008, ISBN 978-1-85233-750-6, Aufgabe den Ausdruck des Bildes und das Ausmessen mithilfe ca. 37€ Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 75 Termine Termine für Sternfreunde Juni – August 2008

Messe 8 Service 4 14.6.: Astro-Technik- und Vereinstreff (ATV) Uebigau bei Herzberg LRalf Hofner, Walther-Rathenau-Str. 4b, D-04895 Falkenberg, 0176/22837911, 1 [email protected], www.herzberger-teleskoptreff en.de

3 Teleskoptreff en 10 4 1 6.–8.6.: 1. Esener Spechtel Tage (EST) L Astronomie-Freunde Esens, Folsten- 2 hausener Str. 15, 26427 Stedesdorf, 11 04971/949076, 6 12 www.astronomie-freunde-esens.info 13 7 2 6.-8.6.: 3. Sächsisches Sommernachts- teleskoptreff en, Lindenhof Peritz bei Rie- 9 sa, Hauptstraße 18, 01609 Peritz L Sternwarte Riesa e.V., Stefan Schwager, 5 0173/8076841, [email protected]

3 6.–8.6.: 8. Teleskop-Treff en Johannismüh- le (TTJ), Gelände des Wildparks Johannis- mühle bei Baruth, Brandenburg L Uwe Banisch, Tel.: 033704/97017, 14 kontakt@teleskoptreff en.com, www.teleskoptreff en.com

8 7.–10.8.: Teleskoptreff en am Selenter See, Pülsen 15 LRaff ael Benner, www.aft-info.de/selent/index.htm

9 16.8.: 8.: H-alpha-Treff Rüsselsheim 15 29.–31.8.: 20. Swiss Star Party, Gurnigel 13 26.8.–31.8.: ESOP XXVII, (HaTR), Vereinsgelände Am Schnepper- im Berner Oberland, Sternwarte Drebach berg, 65468 Rüsselsheim LRadek Chromik Leuenberger, LVolkssternwarte und Zeiss- LDietmar Sellner, 06147/936310, Föhrenweg 71, CH-3095 Spiegel, Planetarium Drebach, Straße [email protected], 0041/31/9718503, radek.chromik@star- der Jugend 14, 09430 Dre- www.sternfreunde-ruesselsheim.de party.ch, bach, 037341/7435, www.teleskoptreff en.ch esop2008.vds-astro.de/

12 26.8.–31.8.: 6. Amateur-Teleskoptreff en- Burgwald (ATB), Wohratal-Hertingshausen LAstronomie-Gruppe Lahn/Eder e.V., Fachtagung Sternwartenfest [email protected], 14.–15.6.: 11. Kleinplanetentagung, 23.8.: Lange Nacht am Aasee, www.astronomie-lahn-eder.de 5 10 Starkenburg-Sternwarte Heppenheim Astronomisches Programm der L www.kleinplanetenseite.de Sternfreunde Münster 14 29.–31.8.: WAA Summer Starparty 2008, LWL Museum für Naturkunde/ Gasthof Postl bei Maiersdorf, Naturpark , Westfälisches Landesmuseum Hohe Wand 11 23.–31.8.: Veränderlichen-Beobachtung Sternwarte Kirchheim/Thüringen mit Planetarium, Sentruper LWiener Astronomische Arbeitsgemein- Straße 285, 48161 Münster, BAV e.V., Fachgruppe Veränderliche der schaf t, Fraungrubergasse 3/1/7, A-1120 L www.sternfreunde- VdS, L Werner Braune, Münchener Str. Wien, 0043/664/2561221, muenster.de 26-27, 10825 Berlin, 030/7848453, www.waa.at/treff /ssp.html [email protected] Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

76 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 Astromarkt

Jugendlager Kleinanzeigen 6 20.7.–9.8.: 44. International As- 7 26.7.–9.8.: Astronomisches Sommer- tronomical Youth Camp (IAYC), lager (ASL), Bischofsheim/Rhön Sayda, Deutschland, Sachsen LTobias Opialla, Reinickendorfer Str. Verkaufe Großfernglas Miyauchi BJ-100iB 45°, Zubehör: Okulare 20-fach, Okulare 20-fach mit LAna Brajovic, Svetog Save 75, D-13347 Berlin, 030/80615870, eingebauten UHC-Filter, Okulare 37-fach und 20/1a, 11000 Beograd, Serbia, [email protected], ICS-Montierung, Preis VB! • Werner Schneider, 00381/642623182, www.vega-astro.de/sommerlager/ Tel.: 08375-8020 (ab 17:00 Uhr), E-Mail: schneider. [email protected], [email protected]

www.iayc.org/next_camp.php Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

interstellarum 58 • Juni/Juli 2008 77 Vorschau

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

Aktueller Stand der Planungen für die nächsten Ausgaben. Aufgrund Verlag: Oculum-Verlag GmbH, Westliche Stadtmauerstr. 30a, D-91054 Erlangen von aktuellen Ereignissen können sich Verschiebungen ergeben. WWW: www.oculum.de E-Mail: [email protected] Tel.: 09131/970694 Meteoriten- Fax: 09131/978596 suche Abo-Service: Oculum-Verlag GmbH, Westliche Stadtmauerstr. 30a, Stellen Sie sich vor, D-91054 Erlangen Sie fahren mit dem E-Mail: [email protected] Auto, und während Tel.: 09131/970694 (Mo–Do 10:00–15:00) Sie aus dem Fenster Fax: 09131/978596 blicken, fi nden Sie einen Meteorit. Das Bezug: Jahresbezugspreise 2008 inkl. Zustellung frei Haus: 39,90 € (D), 44,80 € (CH), 42,90 € (A), 44,80 € (Ausland), erscheint zweimonatlich funktioniert nicht? Anfang Feb., Apr., Jun., Aug., Okt., Dez. Im Gegenteil: Ein En- thusiast hat auf diese interstellarum erhalten Sie im Presse-Fachhan- Weise sogar mehrere del mit dem »blauen Globus«. Dort können Sie hundert Steine aus auch Hefte nachbestellen, wenn sie nicht im Regal stehen. dem All gefunden.

Chiemgau-Krater Hat es im Chiemgau vor mehr als 2000 Vertrieb: für Deutschland, Österreich, Schweiz Jahren einen großen Verlagsunion KG, Am Klingenweg 10, D-65396 Walluf

Meteoriteneinschlag Grafi k und Layout: Diana Hoh gegeben? Einige For- Redaktion: [email protected]

scher führen Gründe ABERER für einen Impakt H Ronald Stoyan (Chefredaktion), Daniel Fischer, Susanne Friedrich, Frank Gasparini, Stephan Schurig IEGFRIED an, während die S Mehrheit darin keine Mitarbeit: Ulrich Beinert (Technik-Wissen), Peter Friedrich (Schlagzeilen), Beweise sieht. Wir Béla Hassforther (Veränderlicher aktuell), Manfred Holl (Sonne aktuell), Matthias Juchert (Astronomie mit bloßem Auge, Objekte der Saison), lassen einen ausge- André Knöfel (Himmelsereignisse), Matthias Kronberger (Objekte der Sai- wiesenen Experten son), Burkhard Leitner (Kometen aktuell), Uwe Pilz (Praxis-Wissen), Tho- berichten. mas Rattei (Rezensionen), Nico Schmidt (Astronomie mit dem Fernglas), Martin Schoen ball (Deep-Sky-Herausforderung)

Peilsucher im Astrofotografi e: Siegfried Bergthal, Stefan Binnewies, Radek Chromik, Test Ullrich Dittler, Torsten Edelmann, Bernd Flach-Wilken, Michael Hop- pe, Bernhard Hubl, Michael Jäger, Bernd Koch, Erich Kopowski, Walter Suchen war einmal – Koprolin, Bernd Liebscher, Norbert Mrozek, Gerald Rhemann, Andreas fi nden ist in: Gerade Rörig, Johannes Schedler, Rainer Sparenberg, Sebastian Voltmer, Mario Weigand, Volker Wendel, Dieter Willasch, Peter Wienerroither, Thomas

im Einsteigerbereich CHURIG

S Winterer werden optische Su- TEPHAN cherteleskope immer S Manuskriptannahme: Bitte beachten Sie unsere Hinweise mehr von Leucht- unter www.interstellarum.de/texte.asp punktsuchern verdrängt. Wir vergleichen 8 aktuelle Modelle. Copyright/Einsendungen: Für eingesandte Beiträge, insbesondere Fo- tos, überlassen Sie uns das Recht für einen einmaligen Abdruck. Weitere Heft 59 ab 18.7.2008 im Zeitschriftenhandel erhältlich! Nutzungen in Büchern oder CDs sind nicht gleichzeitig gegeben und be- dürfen der Genehmigung durch den Autor. Ausgenommen davon ist der Abdruck ausgewählter Bilder in der Vorschau für die nächste Ausgabe und unter www.interstellarum.de. Aktuelle Berichte, Meldungen aus der Forschung und Neuigkeiten aus Prinzipiell drucken wir nur unveröff entlichte Fotos und Texte. Parallelver- der Astroszene erhalten Sie alle 14 Tage im kostenlosen interstellarum- öff entlichungen bereits eingesandter Materialien sind gesetzlich für den Newsletter. Zeitraum eines Jahres nach Abdruck untersagt (§ 2-1 Verlagsgesetz) – wir bitten um Beachtung. Bitte informieren Sie uns, ob Ihre Beiträge schon an anderer Stelle veröff entlicht worden sind. Inserenten dieser Ausgabe Wir behalten uns vor, bei der Bearbeitung Randpartien einer Aufnahme APM Telescopes 71 Astrotreff 71 Oculum-Verlag 8/79 abzuschneiden und diese zu verkleinern/vergrößern, sowie orthogra- fi sche und sprachliche Korrekturen vorzunehmen. Eingesandte Beiträge AP Nidderau 77 Fujinon Europe 6 nimax GmbH Beilage werden nicht sinnentstellend verändert bzw. gekürzt ohne Einverständ- Astronomie.de 18 Intercon Spacetec 4/5 Sahara Sky 77 nis des Autors. Der Verlag übernimmt keine Haftung für unverlangt eingesandtes Material. Astro!nfo 7 Kosmos-Verlag 80 Farm Tivoli 77 Astrocom U3 Wolfgang Lille 77 Teleskop-Service 80 Private Kleinanzeigen: können kostenlos unter www.interstellarum.de/ kleinanzeigen.asp aufgegeben werden Astro-Messe 58 Lunt Solar Systems 9 Astro Optik GmbH 33 Astro-Shop U2 Meade Instruments U4 William Optics 27 Geschäftliche Anzeigen: es gilt Preisliste Nr. 9 vom 1.11.2007 Stephan Schurig, Anzeigenleitung, Fax: 09131/978596, Astrolumina 74 Gerd Neumann jr. 24 Wissenschaft Online 13 E-Mail: [email protected] Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Nutzung nur zu privaten Zwecken. Die Weiterverbreitung ist untersagt.

78 interstellarum 58 • Juni/Juli 2008