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Liebe Mitglieder, liebe Sternfreunde, mit einem neuen Titellayout präsentiert Auf diesen Seiten – komplett in Farbe – 4. August in Hobbach bei Aschaffenburg sich unsere Mitgliederzeitschrift „Journal schreiben Sternfreunde für ihre Kollegen/ stattfinden, welches von der VdS veran- für Astronomie“. Auf Ihre Reaktionen innen und informieren so unsere große staltet wird. Besten Dank schon heute zum Titel und Inhalt sind wir sehr Zahl von Vereinsmitgliedern über die an die Verantwortlichen und Aktiven gespannt! Ergebnisse ihrer Beobachtungen. Bei dieses Lagers! Und bis zum Jahresende Wir bedanken uns bei all unseren diesem enormen Umfang unserer Zeit- soll die erste, komplette VdS-Einsteiger- Autoren, Mitgliedern, Fachgruppen und schrift macht es Sinn über eine dritte schrift vorliegen! den Sponsoren, die wieder mit dazu bei- Ausgabe im Jahr nachzudenken... getragen haben, daß die vorliegende Um noch effektiver auf die Wünsche und Ausgabe unserer Zeitschrift einen neuen Der Themenschwerpunkt dieses Journals Erwartungen unserer Mitglieder einge- Rekord aufstellt. Vor Ihnen liegen 160 gilt den Planeten und ihren Beob- hen zu können, legen wir dieser Seiten(!) geballter Amateur-Astronomie, achtern, um die es in den letzten Jahren Ausgabe nochmals den Fragebogen bei, die aus über 100 Beiträgen zusammen- etwas ruhiger geworden war. Nach der der im Dezemberheft aus technischen gestellt wurden. großartigen Jupiter- und Saturnopposition Gründen eingebunden war. befindet sich unser roter Nachbarplanet Wenn Sie ihn bereits an die Geschäfts- Mars derzeit in Opposition. Leider bietet stelle gesandt hatten, so danken wir die südliche Stellung in der Milchstrasse Ihnen herzlich dafür. Alle anderen nicht eben ideale Beobachtungsbeding- Mitglieder bitten wir erneut, die wenigen ungen. Minuten zu opfern und Ihren Verein durch das Ausfüllen und Einsenden des Für die nächste Ausgabe im Dezember Fragebogens zu unterstützen. Vielen Dank. 2001 planen wir als Schwerpunktthema die Deep-Sky-Beobachtung. Senden Sie Und was gibt es sonst noch Neues? Ihre Beiträge, Zeichnungen und Auf- Erstmals verfügen wir über interessantes nahmen an die Redaktion oder direkt an Werbematerial, die für Mitglieder und die VdS-Fachgruppe Deep Sky. Wolfgang Nichtmitglieder interessant sind. Neben Steinicke ist ein erfahrener Beobachter den wetterfesten VdS-Aufklebern und und Experte, der Ihnen gerne behilflich Taschen gibt es Mouse-pads, VdS-T-Shirts ist. Schreiben Sie uns, wir freuen uns und auch Fleece-Pullover. Alles können Unser Titelbild ihre Ergebnisse und Arbeiten einem Sie an der VdS-Geschäftsstelle bestellen großen Kreis von Sternfreunden vorzu- oder auf unserer 25. VdS-Tagung, die Nach monatelangem Warten auf gute stellen zu können. vom 5. bis 7. Oktober in Frankfurt statt- Seeingverhältnisse hatte Bernd Flach- findet, erwerben. Wilken am Abend des 17.12.2000 Mit dem Thema „Selbstbau“ der letzten Mit unserer Jubiläumsveranstaltung sind Erfolg. Zwar noch nicht ganz optimale, Ausgabe haben wir offenbar dem wir in diesem Jahr zu Gast beim aber im Laufe des Abends immer Wunsch vieler Sternfreunde entspro- Physikalischen Verein, der unsere Tagung besser werdende Seeingbedingungen chen. Dazu erreichten die Redaktion zum Anlaß nimmt, die „Frankfurter präsentierten dem Jupiterbeobachter eine Fülle interessanter Beiträge, die Sie Astronomietage“ auszurufen. Lesen Sie einen herrlichen Io-Mondschatten- in dieser Ausgabe lesen können. Auch in das umfangreiche Programm mit Vorträ- durchgang. Mit seinem 300mm-Schief- Zukunft werden wir verstärkt solche gen, einer Astronomie-Messe und inter- spiegler nahm Bernd Flach-Wilken Beiträge im Journal abdrucken. essanten Rahmenveranstaltungen in die- einige Megabyte an Daten in getrennten Informativ und hilfreich ist auch unsere ser Ausgabe des Journals. Die Mitglie- Farbkanälen auf, mit einer APOGEE- Webseite www.vds-astro.de, die von derversammlung der Vereinigung der AM13-Kamera bei einer Effektivbrenn- Uwe Reimann täglich oder wöchentlich Sternfreunde e.V. findet am 7. Oktober weite von 22 m und Belichtungszeiten aktualisiert wird. Surfen Sie im Internet statt, zu der wir Sie alle herzlich ein- zwischen 0,4 und 1,4 Sek. Zwischen und schauen Sie bei der VdS und den laden möchten. der ersten und der letzen der hier ge- VdS-Fachgruppen vorbei! zeigten Aufnahmen liegen 1,5 Stunden. Und in Zukunft wollen wir uns verstärkt Und schließlich steht das 4000ste Genug Zeit für den Riesenplaneten ein der Einsteiger-Astronomie und der Jugend- Mitglied vor der Tür, das wir gerne mit gutes Stück weiter zu rotieren, aber arbeit zuwenden. einem Präsent begrüßen möchten... auch genügend Zeit für Io fast den Nach dem SoFi-Jugendlager 1999 in Deshalb: Bis bald in der VdS ganzen Planeten zu überfliegen. Die Violau, dem größten auf deutschem Ihr Bildver- und -bearbeitung erfolgte mit Boden, und dem JAM 2000 in Mühl- den Programmen MIRA, MaxIm_DL und hausen wird dieses Astronomische PaintShopPro. Sommerlager ASL 2001 vom 21. Juli bis 2 INHALT

SEITE SCHWERPUNKTTHEMA - Liebe Planetenbeobachter 4 - Jupiter 1998 4 - Die Jupiter-Opposition vom 28.11.2000 12 - Verdunkelung von Io und Ganymed – Auswertung 13 der Videoaufnahmen von Jupitermonden - Die etwas andere Mondfinsternis 15 - Identifizierung von Jupitermond Himalia mittels CCD 16 - Planetenjagd am QLT 16 - Der Saturn im Fernrohr – Blicke in eine andere Welt 19 - Saturnmond Hyperion 20 Planeten beobachten Seite 4 - Liebe visuelle Planetenbeobachter 21 - Mars in Opposition 21 FACHGRUPPENBEITRÄGE Amateurteleskope - Das Spiegelobjektiv 5,6/1000 von Zeiss Jena 22 - Wie groß sollte ein Fernrohr sein? 25

S e l b s t b a u - Der Bau einer deutschen Montierung 30 - Reiseteleskop „Rosebud“ 34 - Die Selbstherstellung eines Teleskopspiegels, Teil 3 36

Atmosphärische - Polare Stratosphärische Wolken über Deutschland? 38 Erscheinungen Astrofotografie - Das Projekt „wechselwirkende Galaxien“, Teil 1 42 Do it yourself... - M 31 in D 19 48 Seite 30 CCD-Technik - Aus dem Pixelkästchen 52 - Das Audine Projekt – oder die französische Antwort 52 auf die Cookbook Kamera - Eine kleine Nachführhilfe 53 - Beugungsbegrenzte CCD-Astrofotografie mit einer 55 neuen Selbstbau-CCD-Kamera - CCD-Aufnahmen ohne Leitstern – oder die Frage 57 nach Belichtungszeit und Grenzgröße, Teil 2

M e t e o r e - Die Aktivitätsmaxima der Perseidenmeteore 1988-2000 62 - Leoniden 2001 – Hoffen auf die großen Stürme 65

K o m e t e n Tricks aus der Dunkelkammer - Albert Jones 66 Seite 48 - Kometenjagd am Winterhimmel 67 - Komet C/1999 T1 McNaught-Hartley 70 - Komet C/2000 WM1 LINEAR 71 - Ein Kometenjahr aus der Sicht eines Beobachters 73 mit einem Einsteigerteleskop

Kleinplaneten - Sternbedeckungen durch Kleinplaneten – eine 76 lohnende Aufgabe für Amateure - Auf der Suche nach einem kleinen Giganten: 81

(20 000) 2000 WR106 - Beobachtungshinweise: Trojaner des Jupiters 83

Spektroskopie - Spektroskopie mit Prisma und Foto-CD 83

Komet Mc Naught-Hartley Sternbedeckungen - 20 Jahre streifende Sternbedeckungen – beobachtet 87 Seite 70 mit Video-Technik

D e e p S k y - Neues aus der Fachgruppe Deep-Sky 90 - Weselowski 1 – Entdeckung einer Nachbargalaxie 91 im Cepheus? - Große Planetarische Nebel visuell – Ein neues 94 Fachgruppenprojekt - Markarian 959 – ein Kugelsternhaufen des 97 Andromedanebels

Veränderliche - BAV – die Fachgruppe Veränderliche der VdS 99 - Visuelle Beobachtungen des hellen RR-Lyrae-Sterns 101 SW And - Sterne aus dem BAV Circular 104 Lichtbrücken in Sonnenflecken Seite 105 INHALT 3

SEITE S o n n e - Lichtbrücken – ein kaum beobachtetes Phänomen, 105 Teil 1

Jugendarbeit - Das astronomische Sommerlager der VdS 108 - Jugend aufgepasst! Senioren aufgehorcht! 109

A s t r o l o g i e - Der Weg der Astrologie durch die Institutionen 110

VdS-Sternwarte - Neue Technik an der Volkssternwarte Kirchheim – 112 eine Sternwarte in ständiger Entwicklung

G e s c h i c h t e VdS-Jugendlager - Das Lowell-Observatorium in Flagstaff 114 Seite 108

D a r k S k y - Wie lange sehen wir noch Sterne? Neues aus der 116 Fachgruppe „Dark Sky“ SERVICE - M wie Messier, Teil 4 118 - Wie sind die Beobachtungsbedingungen in 121 Deutschland? - Astrofotografie: mit stehender Kamera fotografieren 122

BEOBACHTERFORUM - Digitale Bildbearbeitung von astronomischen Bildern 124 - Astrometrie mit der ST-4-Kamera bei kurzen 127 Brennweiten am Beispiel des Kleinplaneten (16) Messier im Okular Psyche Seite 118 - Kann ein Jupitermond visuell ohne Hilfsmittel beob- 128 achtet werden? - ISS – Back to the roots! 128 - Der Doppelstern 15 Lyncis = STT 159 130 VdS-NACHRICHTEN - Einladung zur 25. Tagung und Mitgliederver- 132 sammlung der VdS am 6. und 7. 10. 2001 - Bericht des Vorstandes 2000 133 - Dr. Friedrich Frevert verstorben 134 - Mitgliederentwicklung der VdS 135 - Jubiläen 136 - Spenden an die Vereinigung der Sternfreunde e. V. 137 - Werbemittel der VdS im neuen „Corporate Design“ 138 Könner am Werk - Service für unsere Mitglieder 138 Seite 124 - So läuft es für Sie richtig gut! 139 - Der Physikalische Verein und die Astronomie 139 - Frankfurter Astronomietage 2001 und 25. VdS-Tagung 142 VdS VOR ORT - Dem Himmel nahe – Astronomie auf dem Gornergrat 143 - Die Sternwarte Melle – ein Jahr nach der EXPO 2000 144 - Zu Besuch bei Planetarium und Sternwarte Josef 147 Anzer in Königsleiten - Kleinplanet „Heppenheim“ und Ehrung der Gründer 149 der Starkenburg-Sternwarte IMPRESSIONEN 151 25. VdS-Tagung 5.-7. Oktober REZENSIONEN Seite 142 - Kosmos StarObserver 2001/2002 154 - Kleine drehbare Sternkarte „Sirius“ 154 - The Handbook of Astronomical Image Processing 155 VORSCHAU - Terminkalender 157 - Vorschau auf astronomische Ereignisse 158 HINWEISE - Impressum 14 - Inserentenverzeichnis 51 - Autorenverzeichnis 159 Melle – das erste Jahr - Hinweise für Autoren 156 Seite 144 - Errata 123 4 SCHWERPUNKTTHEMA

Liebe Planetenbeobachter von André Nikolai

Es mag schon einige Zeit her sein, wo es Seitdem wurde es ruhig um die zu berichten. Nicht jeder will gleich zum letzten Mal ein Möglichkeit zur regel- Planetenbeobachtung, zumindest was Planetenbeobachter werden, aber den- mäßigen Publikation unserer Aktivitäten Publikationen anging. In einer großen, noch auch über jene amateurastronomi- und deren Ergebnisse gab. Das waren kommerziellen, deutschsprachigen Astro- schen Aktivitäten informiert sein. die „Mitteilungen für Planetenbeob- nomie-Zeitschrift erschienen noch spora- Vielleicht wirft man ja doch mal einen achter“ (MfP), begründet von Ernst disch einige Auswertungsberichte, dann genaueren Blick auf den einen oder Pfannenschmidt. Später neu herausge- war es aber auch dort vorbei. Führende anderen Planeten. geben von Holger Haug und Christian Planetenbeobachter fühlten sich offen- In meiner nun mehr wieder neuen Kowalec. Die Mitteilungen erschienen in sichtlich von Teilen der Redaktion dort (alten) Verantwortung als Redakteur der vierteljährlichem Rhythmus als kleine nur unzureichend akzeptiert, so dass FG Planeten bzw. AKP möchte ich hier Hefte und dienten dem Informations- sich die Zusammenarbeit auf Aktivitäten wieder den Austausch von Informa- fluss unter den Planetenbeobachtern im einzelner Beobachter beschränkte. Der tionen rund um die Planetenbeob- Arbeitskreis Planetenbeobachter (AKP AKP erschien nicht mehr in angemesse- achtung beleben. Doch das geht nur, bzw. FG Planeten der VdS). ner Weise in der Öffentlichkeit. Der wenn Sie, liebe Planetenbeobachter, und Neben Auswertungsberichten gab es Planetenbeobachtung im deutschspra- die, die es noch werden wollen, aktiv Berichte über Beobachtungsverfahren, chigen Raum trug dieser Zustand auch dazu beitragen, eigene Beobachtungen, Tagungen, Einzelbeobachtungen und nicht fördernd bei. Einmal mehr wurde Beobachtungsberichte und weiteres an Literaturrezensionen. Doch in der klar, es fehlte ein amateurbezogenes die Redaktion einzureichen. moderner werdenden Zeit verlor diese Publikationsforum. Für folgende Planeten gibt es redaktio- Publikationsform zunehmend an Popu- Nun ist es endlich zu Wege gebracht nelle Ansprechpartner innerhalb des larität. Die Diskussion verlagerte sich worden, mit dem VdS-Journal für VdS-Journals: mehr auf E.mail-Foren. Aber auch das Astronomie haben die Amateurastro- Merkur, Venus: Detlev Niechoy doch aufwendig erscheinende Planeten- nomen endlich ein eigenes Forum für Mars: Wolfgang Meyer beobachten an sich verlor an Popularität ihre Anliegen. Durch das gemeinschaftli- Jupiter: André Nikolai und Attraktivität. An Lesern mangelte es che Zusammenwirken besteht auch nicht Saturn: Klaus-Dieter Kalauch eigenartigerweise nicht. Zumindest waren mehr für eine einzelne Fachgruppe der Für die Redaktion der FG Planeten/ es noch genug, die eine Herausgabe Zwang, ein ganzes Heft voll mit Inhalt AKP: André Nikolai rechtfertigten. Auf der Seite aktiver, bei- bekommen zu müssen. So ist es für die Für den AKP tragender Beobachter mangelte es je- einzelnen Fachgruppen-Ressorts leichter, allgemein: Wolfgang Meyer doch zunehmend, so dass die 1993 von regelmäßige Beiträge einzureichen. So mir mit übernommenen MfP 1995 nicht sollte es nun auch dem AKP möglich Die Adressen finden Sie in diesem Heft mehr länger erscheinen konnten. sein, regelmäßig von seinen Aktivitäten in der Rubrik „Hinweise“.

Jupiter 1998 von André Nikolai

Jupiter bot allgemein seinen vertrauten Anblick mit den Hauptbändern und dem Großen Roten Fleck. Im Detail gab es jedoch eine kleine Sensation, nämlich das Verschmelzen der langlebigen weißen Ovale WOS-BC mit WOS-DE im März/April 1998, praktisch während der Konjunktion mit der Sonne. Desweiteren konnten zwei dunkle Flecken im STB beobachtet werden und auch eine Verwerfung des STB, verursacht durch eine Störung in der STrZ. Das STB und angrenzende Regionen waren zwar nicht die vom Kontrast her, aber von den Ereignissen her aktivsten Regionen in dieser Saison. Als zweite aktive Region tat sich das SEB hervor, in dem es einen Ausbruch von weißen Flecken zeigte. So konnte dieses mal die südliche Hälfte der Nördlichen an Beobachtungsattraktivität etwas entgegensetzen.

Grundlage dieser Auswertung sind reichtum wie auch in der Positions- weit über 2000 Positionsdaten möglich Beobachtungen, die überwiegend an der genauigkeit von keinem anderen Verfahren gewesen, das von einem einzigen Beob- WFS mit dem 6´´-Doppelrefraktor gemacht erreicht werden. Diese Saison bildete achter. Vermessen und bearbeitet wer- wurden. Das Besondere hierbei ist aber, dazu das Pilotprojekt. Aus Erfahrung den diese Daten mit JUPOS [1]. daß die Art der Beobachtung erstmals kann gesagt werden, daß mit dieser Die ersten Beobachtungen wurden im nahezu ausschließlich mit CCD-Kamera Methode die Gewinnung von Objekt- Juni 1998 gemacht, Jupiter war noch ein stattfand. Visuelle Beobachtungen fan- positionsdaten etwa um den Faktor 10 Planet der zweiten Nachthälfte. Die den nur sporadisch am Rande statt. Der größer ist, als es mit visueller Beobach- Luftunruhe störte teilweise sehr, so daß Vorteil der CCD-gestützten Beobach- tung möglich gewesen wäre. In dieser die Bildergebnisse noch unbefriedigend tungsmethode liegt in der sauberen Saison kamen über 1800 Positionsdaten waren. Ab August waren die Bedingun- Vermessbarkeit von Objekten in den zusammen, wäre das Wetter im Herbst/ gen jedoch zeitweise sehr gut. Am 16. Aufnahmen, welche durch ihren Detail- Winter besser gewesen, wären sogar September 1998 stand Jupiter in SCHWERPUNKTTHEMA 5

Opposition zur Sonne und erreichte Das NTB, von der Dunkelintensität nach unter sehr guten Bedingungen zu sehen einen scheinbaren Durchmesser von dem NEB immer noch das zweitstärkste und unterteilte die NTrZ symmetrisch in 49,7´´. Dies ist eine der Oppositionen Band, zeigte sich abschnittsweise unter- einen Nord- und einen Südteil. Die mit dem nahezu größtmöglichen, schiedlich. Neben einigen etwas schnel- weißen Flecken waren in beiden Teilen scheinbaren Durchmesser. 1999 wurde lerläufigen dunklen Flecken waren sichtbar, wobei keine markante er noch ein wenig größer. Die Witterung besonders dunkle Abschnitte zu sehen, Strömung festgestellt werden konnte. zeigte sich in den Sommermonaten trotz welche teilweise durch eine weiße Lücke Die Driftrate entsprach ziemlich genau mäßigen Allgemeinwetters kooperativ, oder weiße Flecken abgegrenzt wurden. dem System II. ab September nahmen Bewölkung und Weiße Flecken gab es aber wenig. Zwei Am NEBn gab es wieder viele Aktivi- Regen zu. In den Herbstmonaten ver- helle Sektoren unterteilten an zwei täten. Neben 24 Barren, die überwie- schlechterten sich die Wetterverhältnisse Stellen das NTB, allerdings nicht kon- gend stationär im System II blieben, drastisch, die überwiegend vorhandene stant. Die interessanteste Besonderheit bewegten sich einige weiße Flecken, aber Bewölkung ließ nur wenige Beobach- bildete aber eine Störung am Nordrand auch Lücken (WGAP) und Risse (WRIFT) tungen zu, im November waren es gera- es NTB. Sie erschien bei 0° (System II) als durch das NEB. Von etwa 0° II Anfang de zwei Abende, die nicht einmal wol- Barren, andermal auch als diffuse Ver- September bis 330°II im Januar bewegte kenfrei waren. Im Dezember und Januar waschung, als hätte jemand versucht, diese sich ein weißer Fleck entlang dem NEBn verbesserten sich die Bedingungen Stelle wegzuwischen oder zu radieren. und durchwanderte dabei mehrere etwas, aber Jupiter war schon wieder Auch in dieser Saison waren dunkle Barren, die er dabei zerteilte. Er bekam deutlich kleiner und zog sich vom Flecken im berühmten NTBs-Jetstream die vorübergehende Bezeichnung »Z«. Abendhimmel zurück. Im Februar 1999 zu beobachten, aber weit weniger als in Neben Buchten und Rifts im NEB gab es konnten zwei letzte Beobachtungen der vorigen Saison 1997. Von einem auch in sich geschlossene weiße Ovale gemacht werden, danach ging Jupiter Ausbruch war jedenfalls nichts zu sehen. bzw., Flecken. Die Drift lag hierbei erneut in Konjunktion zur Sonne am Jedoch konnten auch hier genügend typisch im System II. 1. April 1999. Positionen gemessen werden, die die hohe Driftrate dieser Strömung bestätig- Äquatoriale Regionen Ereignisse in den Regionen ten. Der NTBs-Jetstream ist die schnell- Am NEBs waren wieder viele tauben- Nördliche, polare Regionen ste bekannte Strömung auf Jupiter. Ende blaue Projektionen und Girlanden zu fin- Hierzu zählen noch die Zonen und September verwandelten sich drei dieser den. Sie bewegten sich innerhalb von Bänder bis zum NNTB. Die Polarregion kleinen aber markanten Flecke jeweils in System I. Einige Girlanden ließen (NPR) selbst zeigte in den besten Bildern einen Schleier. Sie wurden aufgrund der Materie in das sich daraus bildende EB zwar eine Struktur, jedoch keine repli- hohen Strömungsgeschwindigkeit aus- ab. Ein Streak (WSTRK) bildete sich am zierbaren Objekte. Einige wenige weiße einander gezerrt. NEBs, der sich schnell ausdehnte. In der Flecken konnten im N3TB und N3TZ EZ waren weiße Flächen zu beobachten beobachtet werden. Nördliche, tropische Regionen (WAREA). Die südliche Hälfte der EZ Etwas vielfältiger war das Treiben in der In der NTrZ gab es einige weiße Flecken zeigte kaum Struktur, lediglich am 1. NNTZ mit einigen weißen Flecken und im zu sehen. Das Besondere in dieser August bei 320° I ein weißes Oval das NNTB mit dunklen Flecken. Da die NNTZ Saison bildete ein schwaches, dünnes, sich etwas nach Norden zum EZ(N) leicht eingetrübt war, hoben sich die blaues NTrB. Dieses feine Band war nur bewegte. weißen Flecken etwas besser davon ab. Von Juli bis September konnte ein heller Sektor (WSECT) im NNTB verfolgt wer- den, der sich recht schnell prograd bewegte. Ein weiterer heller Sektor, der jedoch in normaler Driftgeschwindigkeit blieb, entwickelte sich aus drei hellen Lücken (WGAP), welcher sich im Laufe der Zeit wieder in einzelne Flecken auf- löste. Am NNTBs konnten einige dunkle Flecken beobachtet werden, allerdings eher sporadisch.

Nördliche, gemäßigte Regionen Die NTZ zeigte eine Menge an weißen Flecken. Unterbrochen wurde sie von drei Abschnitten, die sich in Form von dunklen Sektoren zeigten, einer davon verblaßte zeitweilig zu einem dunklen Schleier. Sporadisch verteilt tauchten einige dunkle Flecken auf und ver- schwanden auch wieder. Abb. 1: Driftgrafik Region P1 6 SCHWERPUNKTTHEMA

Bewegung nicht genügend verfolgt wer- den, um die einzelnen Flecken und Strömungen genauer zu analysieren.

Südliche, tropische Regionen Vorangehend dem GRF waren am SEBs einige dunkle Flecken zu sehen, welche mit der StrZ-Störung zusammenhingen. Diese dunklen Flecken wechselten sich in Reihe mit weißen Flecken ab. Sie drif- teten dabei langsam auf den GRF zu. Von der nachfolgenden Seite bewegten sich mit größerem Tempo zwei weiße Ovale auf den GRF zu. Wahrscheinlich wurden beide Gruppen von der GRF- Antizyklone Mitte bis Ende September erfaßt und verwirbelt. Anfang August zog der GRF dunkle Materie von der nach- folgenden zur vorangehenden Seite süd- lich an ihm vorbei. Dies äußerte sich als Abb. 2: Driftgrafik Region N2 N1 M1 klassische südtropische Störung. Bis Mitte September geschah dies mit einer recht hohen Strömungsgeschwindigkeit, die der radialen Geschwindigkeit der GRF-Antizyklone nahe kommt, mit etwa -1.2872°/d III. Die Materie strömte dabei schnell in die STrZ, vorangehend des GRF. Ab Mitte September schien die Strömung auf einen Stau aus weißen Ovalen zu stoßen und verlangsamte sich dabei auf 0,0603°/d III. Am vorangehen- den Ende dieser Störung waren drei bis vier schwache weiße Ovale zu sehen, an denen sich ein kleinerer Teil dieser Strömung an südlicher Seite vorbeizu- schieben versuchte. Am 10. Februar konnte diese Störung letztmals beob- achtet werden und das vorangehende Ende lag bei 322°II. Bis Mitte Dezember lag der GRF kon- stant bei 66,6°II. Dabei war seine südli- che Hälfte orange-rosa, während seine nördliche Hälfte hellorange war und Abb. 3: Driftgrafik Region J K L1 L2 gegen Ende der Saison noch blasser erschien. Dies kann mit seiner zuneh- Südliche, äquatoriale Regionen zerrt und ändern ständig ihre Intensität menden Drift zusammenhängen, die ab Das SEB war rötlich braun und deutlich und Anordnung. Irgendwann wird der an Mitte Dezember einsetzte. Er beschleu- blasser als das NEB. Nachfolgend dem der GRF-Bucht am nächsten stehen Fleck nigte von 0.2781°/d III auf 0.2680°/D III, GRF und weiter in Richtung »Rückseite« unter die Stromschnellen gedrückt und seine letzte Position lag am 18. Januar war ein Mid-SEB-Ausbruch mit weißen taucht der GRF-Bucht vorangehend wie- bei 68,5°II. Damit erreichte er seine bis- Flecken zu sehen, der sich in zwei der auf, wo er dann weiter prograd drif- her längste Position in retrograder Gruppen unterteilte. Die erste Gruppe tet. In dem Abschnitt von 200°II-300°II Richtung seit 1980. Die vorangehende, hielt sich über die ganze Saison stabil befindet sich eine weitere Gruppe an letzte maximal retrograde Position lag nachfolgend des GRF. Die weißen denen sich diese Flecken dann stauen 1980 bei 60°II. Flecken drifteten hier prograd und wur- und sich dabei in reihenförmigen den von der SEC-Strömung gegen die Gruppen untereinander schieben. Südliche, gemäßigte Regionen GRF-Bucht gedrückt, während sie von Dazwischen zeichnet sich eine Grenze in In Folge der STrZ-Störung wurde nahezu der Südseite her wieder entgegenge- Form eines feinen, dunklen Bandes im parallel zu dieser Störung in selber setzt von der SIC-Strömung in retrogra- SEB, welches aber schräg verläuft. Durch Länge das STB weiter nach Süden der Richtung gezogen wurden. Dadurch den witterungsbedingten Beobachtungs- gedrängt. Zugleich wurde es dabei zerreißen die Flecke, bzw. werden ver- ausfall konnte diese komplexe etwas blasser und dünner. Gelegentlich SCHWERPUNKTTHEMA 7

waren auch in diesem Abschnitt Flecken zu finden, die in Folge der Störung in ihrer Strömungsdrift irritiert wurden. Eine kleine Dreiergruppe wurde zuerst retrograd bewegt und dann wieder pro- grad, Ende September abermals, aber langsamer wieder retrograd. Aufgrund der einsetzenden Herbstwitterung konn- te das Schauspiel nicht weiter verfolgt werden. Der erste dieser Flecken »über- lebte« offensichtlich und konnte Ende Januar weiter prograd noch einmal gesichtet werden. Am »Knickpunkt« des STB befand ein kleiner weißer Fleck, der sich recht konstant hielt. Nach dem Knickpunkt verlief das STB weitgehend »normal«. Aber in dieser Saison war im STB eigentlich nichts »normal«. Nachfolgend dem GRF bildete sich das STB, südlich von ihm war es sehr dünn Abb. 4: Driftgrafik Region C2 und nahezu unsichtbar. Viele weiße Flecke drifteten in STB-Drift dem STB dem Verschmelzen der beiden Ovale gebildet. Der »neue« WOS-BE war sehr entlang. Eine erste Besonderheit in die- WOS-BC und WOS-DE im April 1998. blaß und leicht bläulich. Ihm folgte WOS- ser Saison war ein sehr dunkler und Dieses Ereignis war von der Fachwelt FA, das noch verbliebene »Original«. markanter Fleck, der sich im verblaßten eher unerwartet, denn nach einem Beide verringerten jedoch langsam, aber STB besonders hervorhob. Solche dun- bestimmten Minimalabstand entfernten kontinuierlich ihren Abstand über die klen Flecken sind in dieser Region eher sich die Ovale immer wieder voneinan- ganze Saison. Mitte Dezember »brem- selten. Dieser Fleck driftete sehr kon- der. Durch die scheinbare Sonnennähe ste« BE einmal deutlich ab und verrin- stant in der STC-Strömung und hielt sich Jupiters konnte dieses Ereignis auch gerte somit den Abstand noch einmal sehr stabil. Etwa 35° nachfolgend war nicht direkt verfolgt werden. Aufnahmen deutlich. Für die kommende Saison wird ein dunkler Strich (DSTRK) zu sehen, ein mit dem Hubble-Space-Telescope und ein Verschmelzen auch dieser beiden etwas diffuser, langgezogener Fleck, der der Raumsonde Galileo bestätigten die Ovale nicht mehr ausgeschlossen. Dies seine Ausdehnung im Lauf der Zeit Annahme. Die weißen Ovale bestehen bedeutet einen Neubeginn in dieser immer wieder etwas variierte. Danach seit Anfang vierziger Jahre und galten als Region. folgten die weißen Ovale BE und FA. langlebige, regelmäßig beobachtbare In der STZ, die eher dunkel erschien, Das weiße Oval WOS-BE bildete sich aus Objekte. Damals haben sie sich unter konnten einige schneller driftende ähnlichen Umständen (STB-Revival) weiße Flecken beobachtet werden.

Südliche, polare Regionen In der SSTZ und dem SSTB konnten neben eini- gen dunklen, vorwiegend weiße Flecken beobachtet werden, die mit höherer Geschwindigkeit prograd drifteten. Die Zonen und Bänder waren kaum zu unterscheiden. In der SPR waren keine Einzelheiten zu erkennen.

Abb. 5: Abb. 6: Breitenlagen der Regionen und deren Durchschnittliche Driftgeschwindigkeiten der Intensitäten auf Jupiter 1998 Regionen. Die Driftraten wurden aus Positions- Intenstät: 10=weiß - messungen mit Hilfe von JUPOS[1] ermittelt und ent- 1=Himmelshintergrund sprechen weitgehend den üblichen Literaturwerten. 8 SCHWERPUNKTTHEMA

Abb. 7 (links): Zeichnung vom Jupiter am 4.August 1998, 22:30 UT, ZMI 293°, ZMII 236°. Am SEBs sind zwei weiße Flecken zu sehen, im SEB zur f-Seite hin der SEB-Ausbruch. Deutlich sichtbar war, daß ein dunkles, schräggelagertes Band im SEB am p-Ende der Störung die weißen Flecken nach Norden zu drücken schien. Die Begrenzungen der einzelnen Flecke schienen schräg- gelegen zu sein. Das liegt an der unterschiedlichen Driftgeschwindigkeit zwischen Nord- und Südteil des SEB. Beobachter: André Nikolai.

Abb. 8 (Mitte): Zeichnung vom Jupiter am 25.September 1998, 23:13 UT, ZMI 257°, ZMII 162°. Die weißen Flecken sind am p-Ende der Störung kleiner geworden, auch das schräge dunkle Band ist nicht mehr sichtbar, was zeitweilig variierte. Im STB sind die beiden dunklen Streaks zu erkennen, der p-Seitige erinnerte an einen Mondschatten, während der f-seitige deutlich langge- zogen ist. Beide Objekte waren die ganze Sichtbarkeitsperiode hindurch zu verfolgen. Beobachter: André Nikolai.

Abb. 9 (rechts): Zeichnung vom Jupiter am 19.8.1998, 22:20 UT. ZM 137°I, 325°II. Hier ist das f-Ende der SEB-Störung zu sehen. Weitere weiße Flecken in STB und NTZ. Beobachter: Alois Juli, Frankfurt/M.

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Abb. 10: Serienkomposit Jupiters vom 31.8.1998. In dieser Beobachtungsnacht konnte fast eine vollständige Rotation Jupiters erfasst werden. Auf dem Bild oben links steht WOS-FA im ZM. Südlich von ihm (darüber) ein weitere weiße Zyklone im SSTB, neben ihm ebenfalls im STB eine kleinere weiße Zyklone. Kurz hinter dieser Zyklone in f-Richtung knickt das STB nach Süden ab, wie auf dem Bild oben Mitte zu sehen. Unterteilt wird dieser STB-Abschnitt von drei eher kurzlebigen kleinen Zyklonen. Verdrängt wird das STB von dem nördlich (darunter) gelegenen STrB, welches sich innerhalb weniger Wochen vom GRF aus in p-Richtung entwickelt hat. Im voran gehen drei weiße Flecken, welche einen ganz feinen dunklen Streifen südlich (darüber tangierend) mit sich führen. Dieser Streifen wie auch die Flecken gehören zu dem Komplex, welcher auch als „Dislokation des STB“ in der Geschichte Jupiters schon öfters zu beobachten war. Anfang des 20. Jahrhunderts war diese Störung bis in die dreißiger Jahre als „Großer (Süd-)Tropischer Schleier“ bekannt. Danach wurde diese Erscheinung seltener und auch weni- ger ausgeprägt. P-seitig vom GRF wird das SEB(S) sehr kräftig, da es sich vor dem GRF staut. Durch das STrB wirkt das SEB scheinbar dreiteilig.

Bei etwa 340°II zeigt das NTB an seiner Nordseite eine Verdickung, die auf dunkle Flecken am Nordrand schließen läßt. Diese Erscheinung war hielt sich auf längere Zeit stabil.

Desweiteren sind auch Monderscheinungen zu sehen: Der beschriftete Mond Io gehört zum linken Bild oben, er wanderte während der Aufnahmen in p-Richtung vor den Jupiter und warf seinen Schatten voraus, die Sonne wirft ihr Licht von der f-Seite her, dies zeigt, das die Oppositionsstellung noch bevorsteht. Während Io vor den Jupiter wandert kommt als nächster Mond Ganymed ebenfalls von rechts ins Bild. Auf dem Bild rechts oben wirft auch er seinen Schatten voraus. Ab dem Bild Mitte verschlechterte sich die Luftruhe, jedoch war das recht seltene Schauspiel zu sehen, das Io die „Scheibe“ verläßt, während Ganymed zugleich davor geht. Ab dem mittleren Bild rechts ist Ganymed vor der STrZ zu sehen, dunkel als wäre er ein Fleck oder gar selbst ein Schatten. Erst auf dem mittleren Bild unten ist ein echter Dunkler Fleck im STB f-seitig zu sehen. 10 SCHWERPUNKTTHEMA

Abb. 11: Weiteres Serienkomposit Jupiters vom 22.September 1998. In der STZ angesiedelt fällt eine helle Zyklone auf. Nur etwas früher ein Gegenstück in der NNTZ, etwas größer aber weniger hell. Das Bild oben-Mitte zeigt ein recht zerklüftetes NEB, begleitet von größeren Projektionen in der Äquatorregion. Mond Europa schiebt sich vor dem Planeten und zieht seinen Schatten kurz vor dem GRF hinterher. Die Wirbel f-seitig vom GRF scheinen sich etwas beruhigt zu haben. Die STB-Dislokation läßt das SEB p-seitig vom GRF immer noch dreiteilig erscheinen. Die Gruppe dunkler Flecken am NTBn ist auf dem Bild oben-Mitte annähernd aufgelöst zu sehen (siehe auch vorige Abb.).

Abb. 12: Aus der Bildreihe vom 22.9.98 wurde unter Zuhilfenahme weitere Aufnahmen eine Gesamtkarte mit PC-JUPOS[1] erzeugt. Neben den schon beschriebenen Einzelheiten ist auch der SEB-Ausbruch hier gut zu erkennen. SCHWERPUNKTTHEMA 11

Abb. 13: Wie Abb. 12 aus mehreren Gesamtkarten erzeugte Regionenkarte. Deutlich sichtbar die schnellere Bewegung der Äquatorial- region mit den Projektionen, während der Nordteil des NEB langsamer zieht. Bei etwa 340°II zieht sich ein heller Riß durch das NEB, welches durch die Driftbewegung weiter auseinander gezerrt wird.

Glossar N = Nord S = Süd E = Äquatorial T = Temperiert (Gemäßigt) Tr = Tropisch B = Band (dunkel) Z = Zone (hell) GRF = Großer Roter Fleck WOS = White Oval Spot (Langlebige Weiße Flecken im STB)

Alle Abbildungen haben den Süden oben (astro- nomische Orientierung) Daher bedeutet p-seitig = links, f-seitig = rechts.

Wenn nicht extra vermerkt, sind alle Abbildungen vom Verfasser.

CCD-Aufnahmen mit OES-LcCCD14SC, IR-Blockfilter und mittleres Grünfilter, 0,5-1s Belichtungszeit, alle Aufnahmen Einzelbilder, also keine Komposite.

Abb. 14: Für weitere Anfragen zum Artikel ist der Verfasser Auf dieser Abbildung wird der zeitliche Verlauf der südlichen Regionen Jupiters über die Redaktion erreichbar bzw. sichtbar. Der GRF ist weitgehend stabil zum Rotationssystem II, während das Email: [email protected] STB deutlich schneller rotiert. Dies wird bei der Lokalisation bestimmter einzelner Postanschrift in der nächsten Ausgabe. Flecken deutlich. Gleichsam wird die Ausbreitung der STB-Dislokation augenschein- lich. Durch seine schnelle Rotation ändert auch der GRF seine Form praktisch täglich. Literaturhinweise: Die schlechte Herbstwitterung setzte dieser Reihe ein vorzeitiges Ende. [1] www.jupos.de 12 SCHWERPUNKTTHEMA

Die Jupiter-Opposition vom 28.11.2000 von Giovanni Caronti

Jupiter ist wegen seiner vielen dunklen Bänder, hellen Zonen und Einzelobjekte der interessanteste Planet für CCD-Aufnahmen. Besonders interessant ist die Aufnahme des Riesen unter den Planeten wenn auf seiner Südhalbkugel der „Große Rote Fleck“ (GRF) sichtbar ist.

Seit Mitte 1998 besitze ich ein LX200, 10 Stunden habe ich 217 Aufnahmen meistens jeweils hintereinander 2 rote, Zoll von Meade, mit dem ich seit Anfang gemacht. Dabei musste ich immer wie- grüne und blaue Aufnahmen gemacht, 1999 mit einer CCD-Kamera Pictor 416xt der Jupiter in die Mitte des Chips zen- die ich dann addiert (average-Funktion) und einem Farbfilterrad 616 versuche, trieren, da er immer Richtung Westen habe, um das Rauschen zu vermindern. Planeten- und Deep-Sky-Objekte aufzu- auszubrechen drohte. Das war eine rich- Die Kamera ist zwar mit einer schnellen nehmen. Ich habe eine kleine Sternwarte tige Geduldsarbeit! Meine Frau, die im SCSI-Schnittstelle an den PC verbunden, gebaut, in der mein Teleskop permanent Wohnzimmer einen Spielfilm anschaute, aber bei mehr als jeweils zwei Auf- aufgestellt ist. In der Sternwarte habe musste mich mit Getränken und nahmen hätte ich die o.g. 3 Minuten ich einen PC mit der Software für die Nahrung versorgen, da ich den Monitor weit überschritten. Dies hätte zu einer CCD-Kamera und das Programm APT, nicht aus den Augen lassen konnte. Verschlechterung der Auflösung geführt. über das ich die Funktionen meiner Da man bei Jupiteraufnahmen die Ich habe verschiedene Belichtungszeiten Handbox für das LX200 steuern kann. Rotationsgeschwindigkeit von etwa 10 ausprobiert zwischen einer halben und Den PC in der Sternwarte habe ich über Stunden berücksichtigen muss, d.h. einer Sekunde für die Rot- und Grünauf- ein Netzwerk mit dem PC zu Hause ver- maximal 2 bis 3 Minuten für alle RGB- nahmen und zwischen 1 Sekunde und 3 bunden. Mit der Software PC-Anywhere Aufnahmen aufwenden darf, habe ich Sekunden für die Blauaufnahmen. Viele kann ich den PC in der Sternwarte von zu Hause fernsteuern. Das ist eine feine Sache, insbesondere in der kalten Winterzeit. Natürlich muss ich zuvor meine Instrumente initialisieren und ein- stellen und ganz wichtig: ich lasse mir sehr viel Zeit für das Fokussieren. Ich habe noch wenig Erfahrung mit der CCD-Fotografie. Um so mehr hatte ich mir für die Jupiter-Opposition im November 2000 vorgenommen, schöne Farbaufnahmen zu machen. Ich habe mich theoretisch mit der Materie befasst und u.a. das Buch „Planeten beobach- ten“ studiert. Seit September habe ich jede Gelegenheit genutzt und Jupiter aufgenommen. Am 28.11.00, am Tag der Jupiter-Opposition, freute ich mich über das gute Seeing. Die Temperatur war um Mitternacht mit 8 Grad für die Jahreszeit Abb. 1: recht hoch. Die Brennweite des LX200 Jupiter mit Europa am 28.11.2000 von 00:16:05 bis 00:19:01, RGB: je 2x 8/10 von 2,5 Metern wollte ich mit einer Sek., 8/10 Sek., 2 Sek., SCT LX 200, Pictor 416 XT CCD-Kamera, 3fach Barlowlinse von TeleVue auf etwa Effektivbrennweite 9,6 m, Bildbearbeitung mit AstroArt und Photoshop 7,5 Metern verlängern. Nach dem Nyquist-Theorem hätte ja die optimale Brennweite mindestens 7,5 Meter betra- gen müssen. Als ich später anhand der Aufnahmen die tatsächliche Brennweite von 9,6 Meter berechnet habe, war ich doch sehr erstaunt: Durch das Farbfilter- Rad ist der CCD-Chip um ca. 4 cm weiter Abb. 2: vom Brennpunkt des Fernrohrs entfernt Jupiter am 28.11.2000 von 00:48:12 bis und dies führt zu einer Verlängerung der 00:51:06, RGB: je 2x 7/10 Sek., 6/10 Brennweite um über 2 Meter! Aus den Sek., 1 Sek., SCT LX 200, Pictor 416 XT ersten Rohbildern konnte ich gleich CCD-Kamera, Effektivbrennweite 9,6 m, erkennen, dass dies meine besten Bildbearbeitung mit AstroArt und Jupiter-Bilder werden würden. In über 3 Photoshop SCHWERPUNKTTHEMA 13

Blauaufnahmen waren wegen der lan- werden können. Kleinere Farbkorrek- Aus den beiden Aufnahmen ist die gen Belichtungszeiten für die weitere turen erledige ich mit PhotoShop. schnelle Rotation innerhalb weniger Bearbeitung unbrauchbar. Anschließend Zunächst habe ich eine Auswahl der Minuten sehr gut sichtbar. Der GRF musste ich die Kalibrierungsbilder Bilder getroffen, die mir am besten rotiert von links nach rechts. Weitere anfertigen: pro Farbfilter 8 Flats, die ich erschienen. Danach habe ich diese kali- Informationen aus TheSky 5: Phase mit meiner selbst gebauten Light-Box briert und anschließend in vielen 99,999%; scheinbare Helligkeit: -2,85; aufgenommen habe, jeweils 8 Stunden mühsamer – aber auch schöner scheinbarer Äquatordurchmesser 48,6“; Dunkelbilder, Bias sowie Dunkelbilder und fast künstlerischer – Arbeit mit der scheinbarer Poldurchmesser 45,5“. für die Flats. Unscharfen Maskierung sowie mit High Für die digitale Bearbeitung benutze ich Pass-Filter, Low Pass-Filter und Maxi- Mein nächstes Ziel ist eine gute die italienische Software „AstroArt“, mit mum Entropy immer wieder versucht, Farbaufnahme des Roten Planeten. Bis der ich sehr zufrieden bin, da viele das Beste aus den kalibrierten Bildern dahin hoffe ich, ein paar schöne Deep- Arbeitsabläufe mit Makros automatisiert herauszuholen. Sky-Objekte aufnehmen zu können.

Verdunkelung von Io und Ganymed - Auswertung der Videoaufnahmen von Jupitermonden von Hans G. Diederich

Am 5.9.1999 fanden die Verdunkelun- gen von Io und Ganymed statt, die ich diesmal in Abweichung von meiner bis- herigen Übung nicht visuell beobachten sondern als Video aufzeichnen wollte. Die Aufnahmekonfiguration bestand aus der Astro-Videokamera B05-M3 (Vixen), dem Time-Inserter (Cuno), der durch ein DCF77-Empfängermodul (Conrad) mit der amtlichen Zeit des Frequenznormal- und Zeitzeichensenders DCF77 synchro- Abb. 1: Abb. 2: nisiert wurde oder ohne Synchronisa- Io am 05.09.99 vor dem VA Io am 05.09.99 nach dem VA tion frei lief. Hiermit war es möglich, auf allen Video-Halbbildern permanent auf Videoband und Digitalisierung Ereignis. Aufgrund der hohen Kapazität Zeitmarken bzw. sogar Datum und amt- zuhause – am Beispiel der beiden des Datenträgers VHS-Videoband von liche Zeit einzumischen. Die Aufzeich- Verdunkelungen in der Praxis erprobt insgesamt 3 Stunden Aufnahmezeit nung erfolgte mit einem an 12V betrie- werden. bestand keinerlei Erfordernis, die benen VHS-Videorecorder aus dem Mir erschien insbesondere die kurze Anzahl der aufzunehmenden und zu Campinghandel. Als Teleskop diente ein Aufnahme- und Speicherzeit pro Einzel- speichernden Bilder zu beschränken, 7-Zoll-Maksutov (f/15, Meade) auf alt- bild (Halbbild) von 20 ms verlockend die ganze Szene konnte folglich mit azimutaler Montierung. für ein recht schnell ablaufendes mehreren Minuten Vor- und Nachlauf Ich hatte mich schon immer gefragt, ob übliche PC-Frame-Grabber-Karten in der Abb. 3: Lage sind, Einzelbilder zu erzeugen, bei Lichtkurve VA Io denen die Helligkeit von astronomi- am 05.09.99 schen Objekten geringer Ausdehnung (die Skaleneinheit mit einem Photometrieprogramm zu- auf der Zeitachse mindest so genau zu bestimmen sind, beträgt 7,5 daß anschließend eine grobe Lichtkurve Sekunden) gezeichnet werden kann. Erste Versuche mit einer PCMCIA-Karte in meinem Notebook waren enttäuschend. Jetzt sollte die neue Konfiguration – also nicht Digitalisierung und Speicherung im Feld sondern Speicherung im Feld 14 SCHWERPUNKTTHEMA

vollständig aufgenommen werden. Die *.gif-Dateien erstellen zu können, muß- Entscheidung, was zu speichern wäre, ten die Einzelbilder zuvor noch mit wurde vollständig auf die Zeit der MaxIm CCD zentriert und mit PaintShop Auswertung zuhause verschoben. Einmal Pro nach *.gif konvertiert werden. Als aufgebaut, zentriert und fokussiert, Ergebnis des gesamten Aufwands stehen blieb für mich nichts mehr zu tun übrig. jetzt zwei kurze „Video-Sequenzen“ zur Ich konnte mich voll auf die visuelle Verfügung, welche zwei dynamische für Beobachtung des Ereignisses konzen- mich sehr interessante Ereignisse unse- trieren und dieses wie früher genießen, res Planetensystems dokumentieren. diesmal allerdings auf dem Monitor und Mit der gleichen Bildbearbeitung und ohne zugekniffenes Auge. noch etwas aufwendigerer Präsenta- Das Erzeugen der Einzelbilder erfolgte tionstechik (Einblendung von Skizzen, zuhause mit der Movie Machine II Titeln, Diagrammen u. Erläuterungen) (FAST), welche die Dateien im *.bmp- habe ich zwischenzeitlich aus 350 CCD- Format ausgab. Die Photometrie führte Aufnahmen ein Mini-Video erzeugt, das ich mit dem Bildbearbeitungsprogramm den Durchgang von Io, das Wandern sei- MaxIm CCD durch. nes Schattens und die Rotation des Wie bereits erwähnt, erwartete ich kei- Jupiters zeigt. Ich bin der Meinung, dass neswegs exakte Werte, hatte auch nicht nur so wertvolle Einzelaufnahmen inter- den Anspruch, mathematische Modelle essierten Nicht- (oder Nochnicht-) zu erstellen und mit den Meßwerten zu Astronomen gezeigt werden können, vergleichen. Es war das ausschließliche ohne die Lust beim Herumklicken in den Ziel, die grundsätzliche Eignung meiner Tiefen einer ansonsten ja erforderlichen Konfiguration und Vorgehensweise fest- Ordnerstruktur zu verlieren. Ich wünsche zustellen, den Beginn der Verdunkelung mir, dass diese Schilderung dem einen (VA) zu bestimmen und die Tendenz der oder anderen mit Video oder CCD arbei- fortschreitenden Helligkeitsabnahme tenden Amateurastronomen als An- des betreffenden Jupitermondes in regung dienen möge. einem Diagramm darzustellen. Die erhaltenen Helligkeitswerte wurden Literaturhinweis: Abb. 4: mit einem Tabellenkalkulationspro- Aufsatzreihe von Georg Dittie Ganymed am 05.09.99: vor, gramm aufbereitet und hiermit auch das zum Thema „Framegrabbing“ unter während und nach VA Diagramm erzeugt. http://www.geocities.com/CapeCanaveral/ Um mit dem GIF Animator animierte 6633/videoast.htm.

VdS-Journal für Astronomie · Zeitschrift der Vereinigung der Sternfreunde (VdS) e.V.

Herausgeber: Vereinigung der Sternfreunde (VdS) e.V. Grafik- u. Bild- bearbeitung: Dr. Werner E. Celnik und die Autoren Geschäftsstelle: Am Tonwerk 6, D-64646 Heppenheim Layout: Dipl. Des. Tina Gessinger Redaktion: Dr. Werner E. Celnik, (Schriftführer) Otto Guthier (Vorsitzender) Anzeigen: Otto Guthier c/o VdS-Geschäftsstelle Wolfgang Steinicke Dr. Axel Thomas Litho und Druck: GKD-Medien, Bad Dürkheim Unter redaktioneller Mitarbeit der VdS-Fachgruppen-Redakteure und Vertrieb: Teutsch, Laudenbach von VdS-Mitgliedern Bezug: „VdS-Journal für Astronomie“ erscheint Internet: www.vds-astro.de zweimal pro Jahr und ist im Mitgliedsbeitrag von DM 42.00, bzw. ermäßigt DM 35.00 pro Jahr enthalten IMPRESSUM

Beiträge werden erbeten an: VdS-Geschäftsstelle, Am Tonwerk 6, D-64646 Heppenheim und an die Redakteure der VdS-Fachgruppen (siehe Redaktionsliste). – Der Redaktionsschluß für die nächste Ausgabe (II/2001) ist der 15.09.2001. Mit dem Einsenden gibt der Autor sein Einverständnis zum Abdruck im „VdS-Journal für Astronomie“. Das Copyright obliegt den jeweiligen Autoren. Die abgedruckten Texte geben nicht unbedingt die Meinung der Redaktion wieder. SCHWERPUNKTTHEMA 15

seite des Bureau des Longitudes, Paris Die etwas andere zu entnehmen. Die Sichtbarkeitsperiode von Jupiter liegt exakt in der oben Mondfinsternis von Jens Briesemeister genannten Zeitspanne: Er bewegt sich in oder um das Sternbild Krebs. Im Jahr 1997 befanden sich die Erde und die Sonne in der Umlaufebene der Die Bedeckungen oder die gegenseitige Jupitermonde. Damit war es möglich, Verfinsterungen der Jupitermonde haben gegenseitige Verfinsterungen der vor allem Schauwert. Zum Beispiel läßt Jupitertrabanten zu beobachten – Mond- sich in Sternwarten mit Videotechnik finsternisse im wahrsten Sinn des eine Live-Übertragung in einen Vortrags- Wortes – ebenso wie die Beobachtung raum und so eine besondere „Sternführ- gegenseitiger Bedeckungen der Jupiter- ung“ realisieren. Für auswertbare Daten monde. Dazu war Gelegenheit von Juni müssen Zeitschienen von 0,1 s gemessen 1996 bis April 1998, wobei aber für Abb. 1: Finsternisverlauf am 21.9.1997, werden – mit heutiger CCD-Technik Europa im Jahr 1997 die günstigste Newton 114/900 mm, 150fach sicher kein Problem. Mit Videotechnik Sichtbarkeit lag [1][3]. läßt sich bei 25 Bildern pro Sekunde In meinem Beobachtungsbuch findet lation der Umlaufbahnen der Galilei- auch ein auswertbarer Videomitschnitt sich folgender Eintrag1: Bei der partiellen schen Monde mit einem herkömmlichen erstellen. Mit entsprechender Bildverar- Verfinsterung von Io durch Ganymed Planetariumsprogramm ergibt für die beitungssoftware können aus Video- (21.9.1997, Phase 0,726) verdunkelte Zeitspanne von Oktober 2002 bis März Einzelbildern der Bedeckungen Hellig- sich dieser erheblich für etwa 2–3 Minuten 2003 die nächste Möglichkeit gegensei- keitskurven erstellt und somit auf die (Abb. 1). Am 22.9.1997 verfinsterte tige Jupitermondverfinsterungen zu Atmosphäre der Galileischen Monde Ganymed Europa (Phase 0,673). Europa beobachten. Genauere Daten sind vor usw. geschlossen werden. verdunkelte sich in 3,5 Minuten und der genannten Zeitspanne der Internet- wurde anschließend in wiederum 3,5 Literaturhinweise: Minuten so hell wie vorher (Abb. 2). [1] D. Büttner: Gegenseitige Norden ist in den Abbildungen jeweils Bedeckungen und Verfin- unten. Festzustellen ist, daß die Beob- sterungen der Jupitermonde; achtungen sehr gut mit den Ergebnissen SuW 36 [1997] 763f von Büttner et al. [2] übereinstimmen. [2] D. Büttner et al.: Gegenseitige Diese Gruppe lieferte auch den wichti- Jupitermondverfinsterungen gen Hinweis, daß sich nicht alle vom beobachtet; SuW 37 [1998] 246 Bureau des Longitudes errechneten und [3] Bureau des Longitudes, Paris; vorhergesagten Verfinsterungen bezie- http//www.bdl.fr/phemu97_eng.html hungsweise Bedeckungen beobachten ließen, da zum Ereigniszeitpunkt die Anmerkung: beteiligten Monde im Jupiterschatten 1 Die Abbildungen wurden mit standen. einem konventionellen Zeichen- Die Bahnebenen der Umlaufbahnen der programm den Handskizzen im Galileischen Monde stehen etwa alle Abb. 2: Finsternisverlauf am 22.9.1997, Newton Beobachtungsbuch nachempfunden. 6 Jahre in der Ekliptikebene. Die Simu- 114/900 mm, 150fach

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Identifizierung von Jupitermond Himalia mittels CCD

von Hans G. Diederich

Der Jupitermond Himalia (J6) ist 14.6 gerade diese Serie gelohnt. mag hell und umkreist Jupiter in 251 Die größte Schwierigkeit bestand in den Tagen. Es sollte also möglich sein, ihn massiven Lichtreflexen durch den nahe mittels CCD-Kamera abzulichten und zu stehenden hellen Jupiter. Es verschafft identifizieren. eine große Befriedigung, ein ausgesuch- Die Identifizierung von J6 gelang, nach- tes Ziel nach mehreren Misserfolgen dem zwanzig Aufnahmen a 20s im schließlich doch erreicht zu haben. Binning-3-Modus aufaddiert und einer Ausrüstung: 7-Zoll-MAK (f/15) in Alt-Az, Bildbearbeitung (Rayleigh-Stretching) Focal-Reducer f/6.3, ST-7 (non-ABG), der unterzogen wurden. Erst der Vergleich Aufnahmeort: Odenwald. mit einem RealSky-Bild brachte aber die Das entstandene Summenbild mit ins- erforderliche Sicherheit. gesamt 400s Belichtungszeit wurde mit- Ich hatte ursprünglich mehrere Bilder- tels „Maximaler Entropie Entfaltung“ zu serien beginnend mit 10s, über 15s zu Abb. 1, mittels Rayleigh-Histogramm- 20s Einzelbelichtungszeit aufgenommen. Stretching zu Abb. 2 verarbeitet, und Die Serie mit 20s Einzelbelichtungszeit dann mittels Screen-Stretching in das erbrachte die besten Ergebnisse. Bei *.jpg und dann *.gif-Format umgewandelt. 20s ergab sich zwar ein Ausschuss durch In Abb. 3, dem *.gif-Bild, ist Himalia Nachführbewegungen von 50 % – Gabel- gekennzeichnet, das Objekt befindet montierung in Alt-Az – dennoch hat sich sich innerhalb des Kreises.

Planetenjagd am QLT Ein enthusiastischer Kurzbericht über das nächtliche Treiben zweier Sternfreunde auf der Planetenpirsch. von Christoph Lichtblau und Peter Schramm

Es ist Sonntagabend, der 17. Dezember 2000. Schon den ganzen Tag beobachte ich den Wetterverlauf. Ein recht klarer Tag mit etwas Hochnebel. Diesem könn- te eine dieser Nächte folgen, die jedem Planetenfreund das Herz höher schla- gen lassen. Eine Nacht mit gutem Seeing! Es wird dunkel. Schnell ist das Dachfenster geöffnet und der Blick Richtung Südost geschwenkt. Dort sind sie schon, die Objekte meiner Begierde, Jupiter und Saturn im Sternbild Stier, noch recht tief stehend. Aldebaran, ganz in der Nähe, funkelt deutlich weni- ger als sonst, trotz der geringen Horizonthöhe. Sofort stelle ich meinen 6" Maksutov ans Dachfenster und gebe ihm eine halbe Stunde (viel zu wenig) Abb. 1: zum Temperaturausgleich. Der kaum Saturn am 17.12.2000 um 23:50 MEZ mit einem 60 cm Cassegrain-Teleskop bei höher gestiegene Ringplanet zeigt mir 38 m Äquivalentbrennweite, 5 Sek. belichtet auf Kodak E 200. Mit PhotoPaint 8 sofort frech seine Cassini-Teilung, und digital nachbearbeitet. Aufnahme von Christoph Lichtblau, Volkssternwarte meinem Munde entfährt ein leises „ja“. Frankfurt des Physikalischen Vereins. Ich schließe das Dachfenster und greife zum Telefon. Schon am Freizeichen kann ich heraushören, dass mein abreden uns für 20 Uhr auf der Hans- Ich bin etwas früher dort und mache Sternwarten-Kollege Peter Schramm Ludwig-Neumann-Sternwarte auf dem unseren 60 cm Cassegrain (QLT) klar. meinen Anruf freudig erwartet. Wir ver- Kleinen Feldberg bei Frankfurt. Die Nachführung schnurrt behaglich und Anzeige 1/1 Seite Photo Universal FILM 18 SCHWERPUNKTTHEMA

ich stecke das 14 mm Pentax in das Zenitprisma. Der erste Blick auf Saturn: Fantastisch! Noch nie gesehene Struk- turen auf der Planetenoberfläche sowie den Ringen und da, tatsächlich, blick- weise die Encke-Teilung. Draußen höre ich Schritte. „Ei gude Christoph!“, schallt es in die Kuppel (wir befinden uns mitten in Hessen). Peters rechtes Auge funkelt jagdfiebrig. Ich kenne die- sen Blick und freue mich auf unsere gemeinsame nächtliche Jagd auf die beiden Gasriesen. Auch er erkennt die Encke-Teilung und ist begeistert. Erst nach Abdunkelung durch einen Graufilter erkennen wir auf Jupiter bei 420-facher Vergrößerung unaufzählbare Details. Wir beobachten noch eine ganze Weile und machen dann unsere Kameras klar. Peter zieht mit seiner Abb. 2: Digitalkamera in die Westkuppel um Jupiter am 18.12.2000 um 0:15 MEZ mit Mond Io und dessen Schatten. Mit einem und schießt sich erst mal am C 14 60 cm Cassegrain-Teleskop bei 38 m Äquivalentbrennweite, wurden zwei 3 Sek. warm. Ich lege zum ersten Mal für die lang belichtete Aufnahmen auf Kodak E 200 zu einem Sandwich zusammengefügt, Planetenjagd einen Kodak E 200 in das eingescannt und mit Photo Paint 8 digital nachbearbeitet. Aufnahme: Christoph Magazin meiner Kamera. Eine sehr gute Lichtblau, Volkssternwarte Frankfurt des Physikalischen Vereins. Wahl, wie sich im Nachhinein heraus- stellte. Seine Feinkörnigkeit bei seinem extrem guten Schwarzschildverhalten und seiner Farbneutralität machen ihn Monddurchgang von Io. Sein Schatten eine solche jedoch nicht besitzt und zum idealen Planetenfilm. Ich empfehle auf dem südlichen Äquatorband wirkt konventionell mit Emulsion arbeiten bei der Filmentwicklung einen leichten wie ausgestanzt. Wir sind begeistert. möchte, dem empfehle ich den Kodak E Push von einer Minute im Erstent- Noch schwärmend verlassen wir die 200 Diafilm. Auch die modernen wicklerbad. Sternwarte und beim letzten Blick nach Digitalkameras sind gut geeignet und oben wird uns klar, daß diese wieder machen die Planetenfotografie zu Mit dem Aufstieg in die Kulmination ver- eine jener besonderen Nächte war. einem bequemen Hobby, bei dem man bessern sich die Beobachtungsbedin- Zu den Aufnahmen: Natürlich werden seine Ergebnisse sofort betrachten gungen noch weiter. Der absolute die besten Resultate bei der Planeten- kann. Höhepunkt dieser Nacht ist jedoch der fotografie mit CCD-Kameras erzielt. Wer Weidmanns Heil!

Abb. 3: Abb. 4: Jupiter am 17.12.2000 um 23:40 MEZ aufgenommen mit Fuji Saturn am 10.09.2000 um 05:00 MESZ, mit einer Olympus C Fin Pix 4700, einer handelsüblichen Digital-Camera. Okular- 840L, Okularprojektion mit 2-fach Barlowlinse und einem 10 projektion mit 2-fach Barlowlinse und einem 12,5 mm Okular mm Okular an einem 60 cm Cassegrain-Teleskop. Aufnahme: mit einem 60 cm Cassegrain-Teleskop. Aufnahme: Peter Peter Schramm, Volkssternwarte Frankfurt des Schramm, Volkssternwarte Frankfurt des Physikalischen Vereins. Physikalischen Vereins. SCHWERPUNKTTHEMA 19

Der Saturn im Fernrohr – Blicke in eine andere Welt von Klaus-Dieter Kalauch

In den zurückliegenden Wochen und besonders gute Bedingungen herrschen, andere Strukturen die Ausnahme und Monaten zeigte der ringgeschmückte sind Betrachtungen von Schattenwürfen nicht die Regel. Details sind analog Planet Saturn wieder einen faszinieren- ob vorhandener skurriler Abweichungen Jupiter zu benennen. den Anblick. Bei einer scheinbaren von besonderem Reiz. Ergänzend darf Bei Saturn war in diesem Jahr das SEB Ringöffnung von etwa -24° bot sich auch angemerkt werden, dass bei (South Equator Belt – dt.: Südliches dem aufmerksamen Betrachter ein schö- Saturn eine Phase (weit vor/oder nach Äquatorband) gut auszumachen, das ner Blick auf die verschiedenen Details. der Opposition) deutlich gesehen und recht schmal die breite, sehr helle Äqua- Möchte man den Saturn genauer auch beachtet werden muss. Und dies torzone einrahmte. Dort waren verschie- betrachten, so empfiehlt es sich, neben gilt es für den Saturn auf jeden Fall zu dentlich einige kleine Fleckchen zu einer entsprechenden Schablone mit beachten, will man korrekt zeichnen. sehen. Derartige Sichtungen und even- der richtigen Ringöffnung (zu beziehen tuelle Positionsbestimmungen dieser über die VdS-Materialzentrale/Th. Als zweites: der Planetenkörper Objekte sind immer wesentlich von der Heising) auch die verschiedenen Der Planet selbst weist wie Jupiter eine Qualität der Luft abhängig. Die meisten „Grobdetails“ nacheinander zu beob- ausgeprägte Streifenstruktur auf. Jedoch Sichtungen kleinerer Flecke sind sehr achten. Dies hilft besonders dem nicht können durch die fast doppelte unsicher und nur selten ist es möglich, so erfahrenen Sternfreund, etwas Entfernung Saturn – Erde alle Einzelhei- genaue Positionen durch Zentralmeri- Ordnung in das Gesehene zu bringen. ten wesentlich schlechter gesehen wer- dian-Passagen abzuleiten. Eine folgende Einteilung kann ich nur den als bei Jupiter. Somit sind auch bei Beigefügt sind drei Zeichnungen, die anraten. Meine Beobachtungen von der größeren Geräten auffällige Flecke oder den typischen Anblick des Saturn wie- letzten Sichtbarkeitsperiode sollen hier- für als kleine Hilfe dienen.

Als erstes: das Ringsystem Prächtig und sehr deutlich zeigte sich die überaus breite und tiefschwarze Cassinische Teilung, die etwa 4.000 km breite Lücke zwischen dem dunkleren A- Ring und dem etwas helleren B-Ring. Bei dieser nunmehr großen Ringöffnung konnte bei guten Bedingungen auch die Enckesche Teilung im äußeren A-Ring erkannt werden. Auch feinere Einzel- heiten wie Speichen und weitere Teilungen boten sich bei sehr guten Verhältnissen dem aufmerksamen Betrachter dar. Der C-Ring oder auch Florring genannt, kann bei solchen großen Ringöffnungen erfolgreich gesichtet werden. Eine Darstellung des C-Ringes in einer Zeichnung ist sehr schwierig und bedarf spezieller Schablonen, die auch das Zeichnen von Details in den Bereichen innerhalb der Ringe zulassen.

Dazu der Schattenwurf: Mit Interesse können die gegenseitigen Schattenwürfe zwischen Ring und Planetenkörper leicht verfolgt werden. Natürlich sind derartige Beobachtungen nur in großem zeitlichen Abstand vom jeweiligen Oppositionsdatum zu machen. Besonders bei Hochnebel, wenn für eine Planetenbeobachtung 20 SCHWERPUNKTTHEMA

dergeben. Solche Zeichnungen verlan- Danach: die Monde Saturnringe schon etwas schwieriger, gen gute Luft und eine entsprechende Schon mit kleineren Geräten können die aber um so reizvoller. Optik; kleinere Geräte sind für die wechselnden Positionen der helleren Abschließend kann ich zu einer gründli- Beobachtung von Details weniger geeig- Monde gut verfolgt werden. Besonders chen Beobachtung des Saturn nur net. Die Abbildung 1 zeigt den Saturn der hellste Saturnmond TITAN wird in raten. Das Erlebnis einer großen am 14. Februar 2001 während einer den nächsten Jahren ein wichtiges Ringöffnung ermöglicht auch in der Hochnebellage. Zwar lassen sich grobe Missionsziel der Raumsonde CASSINI nächsten Sichtbarkeitsperiode bei einer Details sehr schön darstellen, aber die sein. Er ist mit etwa +8m der am leich- Öffnung von –26o einen nachhaltigen fehlende Helligkeit sorgt doch dafür, testen zu sehende Mond, aber auch die Eindruck. Kommen gute Beobachtungs- dass feinere Details nicht beobachtbar noch helle RHEA dürfte kaum ein bedingungen und ein gutes Fernrohr sind. Problem darstellen. zusammen, so ist es sicher für jeden Dies stellt sich völlig anders dar, wenn Selbst mittleren Geräten bleiben auch Sternfreund ein erhebendes Gefühl, mit man die Zeichnungen vom 10. Februar weitere Monde nicht verborgen. Jedoch einem Blick eine ferne, völlig anders 2001 betrachtet. Abbildung 2 zeigt den ist das Beobachten gerade der licht- geartete Welt zu erkunden. Dazu möch- Planeten um 18:10 UT. Hier können eini- schwächeren Monde wie THETYS oder te ich jeden Beobachter einladen. ge feinere Strukturen (Vergrößerung DIONE durch die sehr große Öffnung der 240x) ausgemacht werden. Von Interesse dürften in dieser Zeichnung die erfassten kleineren Fleckchen am Ostrand des auffälligen Äquatorbandes sein. Eine Kontrollzeichnung (Abbildung 3) um 19:10 UT zeigt deutlich, dass diese erfassten Details real sein dürften. Sie haben sich entsprechend dem Zeitfortschritt mitbewegt! Um solche Details auch im Nachhinein vergleichen zu können, sollte man eine „Standard- vergrößerung“ wählen. Sie sollte so bemessen sein, dass auch schlechtere Bedingungen noch eine hinreichende Detailfülle offerieren. Ich habe für mein Gerät (8-Zoll-Refraktor) eine Vergrös- serung von 240x gewählt.

Saturnmond Hyperion von Hans G. Diederich

Nach wiederholten Misserfolgen gelan- ung, einen Focal-Reducer f/6.3 und die bild Hyperion erkennen. Erst nach meh- gen mir am 5.8.2000 um 4:00 MESZ CCD-Kamera ST-7 (non-ABG). reren Versuchen (Durchprobieren ver- mehrere Einzelaufnahmen, die zuhause Die kurze Belichtungszeit wurde schiedener Varianten des Histogramm- nach massiver Bildbearbeitung schliess- gewählt, um die im Bild sichtbaren Stretchings in MaxIm CCD) gelang mit lich die Identifizierung des Saturn- Nachführbewegungen zu minimieren exponentiellem „Stretching“ die Sicht- mondes Hyperion ermöglichten. Die und Blooming zu vermeiden. Die Anzahl barmachung und Identifizierung von CCD-Bilder zeigen Japetus und Hyperion der Einzelbilder hatte ich so gewählt, Hyperion. Die Helligkeit des ebenfalls und entstanden aus 18 Einzelbildern a dass ein Objekt schwächer als 14 mag im Bild befindlichen Japetus wurde zu 10 s Belichtungszeit im Binning3-Modus. noch abgebildet werden sollte. Die ca. 12 mag bestimmt, er befand sich in Sie wurden im Odenwald in meiner große Schwierigkeit bestand aber in der der Nähe seiner östlichen Elongation. mobilen Sternwarte aufgenommen. Die Überstrahlung durch den nahe stehen- Hyperion hat 14.2 mag und konnte nur wesentlichen Gerätschaften umfassten den Saturn. Diese ließ weder auf den mit Hilfe eines Sternkartenprogramms ein 7-Zoll-MAK (f/15) in Alt-Az-Montier- Einzelbildern noch auf dem Summen- (Guide 7) aufgefunden werden. SCHWERPUNKTTHEMA 21

Liebe visuelle Planetenbeobachter, bei Jupiter 66 mm, bei Saturn 40 mm betragen. Daher auf genügend kleine Seitenränder achten, damit die Grafik die Sektion Jupiter/Saturn bietet Saturn: nicht „eingeengt“ wird. Schablonen für Planetenzeichnungen Pro Saison vier Neigungswinkel in Emailadresse: [email protected] an. Die Wahl besteht aus verschiedenen ganzen Graden, ebenfalls deutsch oder Wer keine Email hat, kann beim Unter- Schablonen für englisch. Zwei Schablonen pro Blatt. zeichnenden Vordrucke zum Selbstko- pieren bestellen, pro Blatt eine Auslagen- Jupiter: Bezug: vergütung von 0,30 DM plus 4,00 DM - Eine Schablone pro Blatt mit JUPOS- Das einfachste ist der Versand als Porto und Versandkosten (alles Selbst- Tabelleneintrag für Zentralmeridian- Emailanhang. Saturn ist durch vier kostenpreise). schätzungen und Kommentarteil, Blätter etwas umfangreicher. Dia Bitte Bestellwünsche an mich abgeben, - Zwei Schablonen pro Blatt, allerdings Dateien kommen als *.wmf und können ebenso Beobachtungsergebnisse (CCD ohne zusätzlichen Platz (nur Kurzkom- mittels Vektorgrafik in einem gängigen und auch visuell), Adresse im Autoren- mentare, weniger empfehlenswert), Textverarbeitungsprogramm oder mit und Referentenverzeichnis am Ende die- - Beide Schablonen in deutsch oder CorelDraw! (R) ausgedruckt werden. Der ses Heftes. englisch Horizontaldurchmesser muß im Druck André Nikolai

Mars in Opposition von Wolfgang Meyer

Wieder einmal ist es soweit – Mars führlich beschrieben werden. Originale 11.Oktober 2001 größer als 10“. 87 Tage kommt am 13. Juni 2001 in Opposition – von Zeichnungen sollten im allgemeinen -– vom 13.Mai bis 7.Juli – wird das mit der neuen Opposition kommen nicht eingesendet werden, es reichen Marsscheibchen größer als 16“ sein, auch neue Auswerter: Wolfgang Meyer, auch Kopien. Schablonen sind über die also doch sehr lange Zeit ein recht Tim Karberg und Arnold Wohlfeil. Wir VdS-Materialzentrale erhältlich (Adresse großer, scheinbarer Durchmesser, den alle gehören zur Wilhelm-Foerster- siehe unter „Hinweise“ im Anhang). man zum Beobachten des roten Sternwarte, von der ja in den letzten Zeichnungen, CCD-Aufnahmen und wei- Planeten nutzen sollte. Jahrzehnten immer wieder Impulse zur teres schicken Sie Planetenbeobachtung ausgegangen bitte an Wolfgang sind. Meyer (Adresse ebenfalls unter Nun aber zur kommenden Opposition: „Hinweise“ im An- Damit mit den eingesandten Beobach- hang), Anfragen tungsergebnissen auch etwas Sinnvolles können ebenfalls angefangen werden kann, ist es wichtig, gern gestellt wer- schon vorher einige Einzelheiten zu ver- den. abreden: – Auch Mars wird (wie Jupiter und Mars erreicht An- Saturn) klassisch kopfstehend ge- fang Januar einen zeichnet. scheinbaren Durch- – Bitte die Polkappe astronomisch messer von 6“. orientieren, das heißt, nicht auf der Ende März über- senkrechten Linie der Zeichenschab- schreitet er die 10“- lone einzeichnen, sondern kurz vor Marke, zur Opposi- dem Zeichnen das Fernrohr in tion am 13. Juni Stunden- und Deklinationsachse be- erreicht er mit ca. wegen; die Bewegungsrichtungen der 21“ sein Maximum, beiden Achsen sind mit dem Linien- allerdings steht er kreuz auf der Zeichenschablone iden- dann mit -270 Dekli- tisch. nation recht tief über dem Horizont. Keine Beobachtung sollte ohne Doku- Obwohl es sich mentation sein. Die Angabe der Uhrzeit diesmal um eine bitte in UT (MEZ -1h oder MESZ -2h). Perihelopposition Dinge, die sich nicht zeichnerisch erfassen handelt, ist das lassen oder die einer Erklärung bedür- Marsscheibchen fen, sollten mit einem Kommentar aus- vom 29.März bis 22 FACHGRUPPE > AMATEURTELESKOPE

Das Spiegelobjektiv 5,6/1000 von Zeiss Jena Eine exotische Optik im „Astroeinsatz“ von Rainer Mannoff

„Verkaufe Objektiv 5,6/1000 von Zeiss“. Mittelformataufnahmen geeignet sind. anschauen! Einen Tag später habe ich Als ich diese Anzeige las, war ich erst Ein Anruf beim Inserenten, einem es gekauft. einmal völlig verdutzt. Ein Siebenzöller Freund alter Fotoapparate und Objek- von Zeiss? Davon hatte ich noch nichts tive, verwirrte mich dann vollends: Nachforschungen gehört. Die Beschreibung „Anschluß für demnach wäre das Objektiv sehr kom- Das Objektiv wurde bei Carl Zeiss Jena Pentacon Six“ bestärkte mich dann in pakt und mit einem Spiegel versehen. in der ehemaligen DDR gebaut, wie ich der Vermutung, daß es sich um einen Ein Zeiss Meniscas? Nein, dafür stimmte der Gravur auf der Korrekturplatte Refraktor handeln müsse; kannte ich das Öffnungsverhältnis nicht. Ich mußte entnehmen konnte. Der Deutsch- doch nur wenige Spiegeloptiken, die für es einfach einmal anschauen... nur Schweizer Fotograf Max Galli, in dessen

Abb. 1: Gasnebel IC 1396 in Sternbild Cepheus am 6.8.2000, aufgenommen mit 1:5,6 / 1000 mm Zeiss Spiegelobjektiv, Komposit aus 2 Aufnahmen zu je 22 Min. Belichtungszeit auf PG 1000 (120), Aufnahmeort Saas Fee/CH. FACHGRUPPE > AMATEURTELESKOPE 23

Auftrag es verkauft wurde, konnte mir in Oberkochen gab es kurz darauf ein Slevogt. Es besteht aus einem zweilin- leider nicht viele Angaben machen. Er (was die optischen Werte betrifft) iden- sigen Korrektor, Haupt- und Gegen- hatte das Gerät in den 80er Jahren tisches Gerät: das „Mirotar 5,6/1000“, spiegel sowie einem zweilinsigen Feld- erworben und nutzte es seither für ter- welches noch heute auf Bestellung her- korrektor am Kameraanschluß. Die restrische Fotografie. Einige seiner gestellt wird. Flächen sind ausschließlich sphärisch. bekanntesten Bilder entstanden mit Aber um was für ein optisches System Richter-Slevogt-Systeme können auch dem 5,6/1000. Eine Anfrage bei Zeiss in handelte es sich? Ein Freund aus aus asphärische Flächen oder Kombi- Jena führte zu wichtigen Informationen. München gab mir den entscheidenden nationen von Schmidtplatten und Herr Dr. Wimmer vom dortigen Archiv Tipp, einmal im Buch „Astrooptik“ von asphärischen Flächen aufgebaut sein, sandte mir alle Unterlagen zu, die er zur Uwe Laux nachzulesen [1]. „Was dort was die Bildqualität weiter verbessert. Optik finden konnte. Demnach wurde nicht drin steht, das gäbe es nicht“ Der Name „Richter-Slevogt-Kamera“ das Objektiv unter den Namen „Prak- meinte er – und tatsächlich, das opti- mag exotisch klingen; aber ein ähnli- ticar 5,6/1000“ und „Zeiss Spiegel- sche System ist im Buch beschrieben. ches System, die Slevogt-Kamera, ist objektiv 5,6/1000“ seit Anfang der Es ist demnach ein kombiniertes unter dem Namen „Flatfield-Kamera“ 60ger Jahre in Jena hergestellt. Bei Zeiss Spiegel-Linsen-System nach Richter und weit verbreitet.

Abb. 2: Nordamerikanebel NGC 7000 und Pelikannebel IC 567-70 im Sternbild Cygnus am 24.9.2000, aufgenommen mit 1:5,6 / 1000 mm Zeiss Spiegelobjektiv, Komposit aus 2 Aufnahmen zu je 22 Min. Belichtungszeit auf PG 1000 (120), Aufnahmeort Nord-Schwarzwald. 24 FACHGRUPPE > AMATEURTELESKOPE

Abb. 3 (links): Das 5,6/1000 mm Spiegelobjektiv von Zeiss Jena auf Vixen GP-DX Montierung mit Leitrohr Meade ETX, Telrad- Sucher und Stromversorgung.

Abb. 4 (rechts): 5,6/1000 mm Spiegelobjektiv von Zeiss Jena, Rückansicht, mit Drehknöpfen für Filterrevolver (links) und Fokussierung (rechts) mit Justierschraube.

Ergänzt wird die Optik durch einen ein- Die ersten Ergebnisse waren jedoch nie- und +20 Grad blieb der Fokus seither gebauten Filterrevolver mit Graufilter derschmetternd. Fast alle Aufnahmen stabil. (halbe Blendstufe), vier Farbfiltern waren defokussiert. Mein erster Ver- sowie einem UV-Sperrfilter, der stan- dacht fiel auf die eventuell dejustierte Ein weiterer wichtiger Aspekt für mich dardmäßig verwendet wird und den Mattscheibe meiner Kiev-60-Kamera. Ich war die Ausleuchtung des Bildfeldes optischen Glasweg der Filter ausgleicht. wechselte zur Messerschneide-Methode, und die Abbildungsqualität zum Bild- aber auch hierbei waren die Bilder zum rand hin. Ich hatte bereits Erfahrungen Einsatz größten Teil verschwommen. Schließlich mit der Vignettierung bei Schmidt- Ich hatte bisher weder astronomische fand ich den „Übeltäter“. Die Fokus- Cassegrain-Systemen und der Komabil- Aufnahmen mit dieser Optik gesehen, sierung des Zeiss erfolgt mit einem dung bei Newtons im Kleinbildbereich noch waren mir Erfahrungsberichte Balgenauszug, welcher über einen gemacht. Hier zeigte sich aber bereits bekannt. So machte ich mich an erste Drehknopf mit Entfernungsskala (die bei den ersten (noch defokussierten) Tests. Die Montage auf meine Vixen GP- über „Unendlich“ hinausgeht) bewegt Aufnahmen, daß das 5,6/1000 ein guter DX-Montierung war relativ problemlos. wird. Obwohl die Bewegung schwergän- Mittelformat-Astrograph ist. Es lassen Obwohl mit Montageplatte und Meade gig ist, reicht das Gewicht der Kamera sich keinerlei Abbildungsverzerrungen ETX-Leitoptik rund 17 Kilogramm auf bei Himmelsaufnahmen aus, um Balgen- in den Bildecken erkennen. Die Rand- der DX lasten, war ich zuversichtlich, auszug und Knopf geringfügig zu bewe- abschattung empfinde ich als zufrieden- mit dieser Kombination gute fotografi- gen und somit den feinen Schärfepunkt stellend, gut 45 x 45 mm des Bildes las- sche Ergebnisse erzielen zu können. zu verlieren. Abhilfe schaffte schließlich sen sich ohne Einschränkungen verwen- Immerhin trug die Montierung vorher eine kleine Schraube, mit der ich den den. einen Zehnzoll-Newton, der es auf 20 Drehknopf dauerhaft fixierte. Trotz Kilogramm brachte. Aufnahmetemperaturen zwischen –10 FACHGRUPPE > AMATEURTELESKOPE 25

Ausblick Abb. 5: Mein erstes Jahr mit dem Spiegel- Der Autor mit objektiv geht zu Ende. Einmal abgese- seinem 5,6/1000 hen von den „defokussierten Wochen“ mm Spiegelob- hat es mir viel Freude bereitet – und es jektiv von Zeiss gibt noch viel zu fotografieren. Kürzlich Jena auf Vixen habe ich mir einen Zweifach-Konverter GP-DX Montierung gekauft. Das ergibt dann zwei Meter bei der Vorberei- Brennweite bei f/11... und noch immer tung einer 17 Kilogramm auf der DX. Entweder ist Beobachtungs- es das Tor zu neuen fotografischen nacht auf dem Objekten oder ich biete demnächst 3135 m hohen einen Konverter zum Verkauf an. Gornergrat/ Schau‘mer mal... Zermatt/CH.

Literaturhinweis [1] Uwe Laux, Astrooptik, Verlag Sterne und Weltraum, 1999

Abb. 6 (unten): 5,6/1000 mm Spiegelobjektiv von Zeiss Jena, Strahlengang. Quelle: Originalprospekt Zeiss Jena.

Abb. 7 (oben): Queraberrationsdiagramm eines Richter-Slevogt-Systems mit sphärischen Flächen. Quelle: Uwe Laux, Astrooptik, Verlag Sterne und Weltraum 1999

Wie groß sollte ein Fernrohr sein? von Klaus-Dieter Kalauch

Jeder Sternfreund hat auf diese Frage zu der Erkenntnis, dass die Größe eines Schließlich bringt die möglichst große zuerst natürlich nur eine Antwort: So Objektivs sicher nicht allein der bestim- Öffnung die Chance, viele Dinge detail- groß wie möglich! mende Faktor ist. liert betrachten zu können. Dies führt Jedoch stellt sich bei genauerer Jeder von uns hat dies auch erlebt. sehr schnell dazu, dass man zu einem Betrachtung dieser Fragestellung sehr Nach den ersten, zumeist sehr zaghaf- ersten, eigenen Beobachtungspro- schnell auch Ernüchterung ein. Denn ist ten Beobachtungen ist man vom gramm kommt. Und hier stellt sich als- es wirklich so, dass jeder Sternfreund Bazillus Astronomicus vollständig infi- bald auch die Frage nach der ein möglichst großes Fernrohr, sei es ziert und weiß, dass das Beobachten Kontinuität der gewünschten Beob- ein Refraktor oder Spiegelteleskop, möglichst in jeder klaren Nacht erfolgen achtungen ein. besitzen möchte? Der einschlägigen sollte. Dabei strebt man sehr schnell zu So fängt ein Beobachter an, etwas rea- Werbung nach auf jeden Fall. Und doch besonders großen Geräten, um M 51 listischer mit der oben gestellten Frage gelangt der versierte Beobachter schnell oder Pluto selbst gesehen zu haben. umzugehen. Man erkennt sehr rasch, 26 FACHGRUPPE > AMATEURTELESKOPE

dass die Größe des Beobachtungsgerä- günstigeren Bedingungen besser als Auch der Autor kam frühzeitig zu sol- tes nicht nur vom Geldbeutel abhängt, gelegentlich Beobachtungen in der klaren chen Schlussfolgerungen. Da er sich sondern es gibt vielmehr wesentlich Nacht auf einem hohen Berggipfel. sehr für die Planetenbeobachtung und wichtigere Faktoren, die die Auswahl Berücksichtigt ein Beobachter solche die Beobachtung von Sternbedeckun- beeinflussen. Der Beobachter begreift, Gedanken und stellt sein Beobachtungs- gen interessierte, war es nur natürlich, dass in einer un- dass er sich für günstigen Stadtlage einen nahen Beob- ein Teleskop mit achtungsplatz mit einem 30-Zoll-Spie- einem fest aufge- gel und einer sta- bauten Instrument tionären Aufstellung entschied. Sowohl kaum Freude berei- die Beobachtung ten wird. Hier lohnt von Planeten wie sich eher ein trans- auch die Beobach- portables Gerät mit tung von totalen 10 bis 15 Zoll Öff- Sternbedeckungen nung. Die Beobach- erfordern fortge- tung mit einem sol- setztes Beobach- chen Gerät bietet ten. Weite Wege, fernab von stören- entfernte Beobach- den Lichtquellen tungsplätze wären vermutlich einen einer kontinuierli- größeren Genuss. chen Beobach- Selbstredend darf tungsreihe nur diese Betrachtungsweise nicht zu dog- programm darauf ab, so ermöglichen abträglich. Gerade die Planetenbeob- matisch verstanden werden, denn gera- derartige Überlegungen eine Vielzahl achtung erfordert ein großes Maß an de bei Beobachtungsprogrammen, die hochklassiger Resultate, wie sie exem- fortlaufenden Beobachtungen. Viele eine hohe Kontinuität erfordern, sind plarisch von bekannten Veränderlichen- Beobachtungen sind hier wertvoller als häufige Beobachtungen bei etwas un- Beobachtern erreicht werden. eine gelegentliche Beobachtung unter

Anzeige 1/2-quer Interstellarum FILM FACHGRUPPE > AMATEURTELESKOPE 27

idealen Bedingungen. Dies galt auch für Objektiv zu erwer- die Beobachtung totaler Sternbe- ben. deckungen, wie sie jahrelang erfolgreich Alternativ sind praktiziert wurde. Heute werden beson- ähnliche Objektive ders die Beobachtungen von streifen- mindestens genau- den Sternbedeckungen gegenüber den so geeignet und „Routine-Beobachtungen“ totaler Stern- die Besitzer von bedeckungen favorisiert und hier gilt Spiegelteleskopen wiederum der Grundsatz der Mobilität. mögen es mir nach- Notwendige Expeditionen verlangen ein sehen, dass ich bewegliches Instrumentarium, welches mich für einen schnell transportiert werden kann und Refraktor entschie- bequemes, sicheres Beobachten ermög- den habe. licht. Dafür haben sich Geräte mit Öff- Ausgerüstet mit nungen von 3 bis 8 Zoll besonders solcherlei Gedan- bewährt. Für den Autoren stell- te sich die Frage wie folgt: Welches Gerät setzte ich für die sinnvolle Beobach- tung von Planeten ein? Da der Autor die klassische Methode der Planetenbeob- wegfallen. Schliesslich kann flexibel achtung bevorzugt, jede größere Wolkenlücke genutzt wer- also mit Bleistift und den. Somit sind bei den bescheidenen Wischer, kam nur ein Witterungsverhältnissen in Deutschland Refraktor entspre- und besonders an der Nordseite des chender Apertur in Erzgebirges durchaus noch vernünftige Frage. Und hier gerät Beobachtungsresultate zu erzielen. man unweigerlich in Nicht unerwähnt sollte die wichtige einen Zwiespalt. Feststellung bleiben, dass ein günstiger, Sollte es ein möglichst großes Gerät ken begann ich mit der Ausführung die- hausnaher Beobachtungsplatz auch ver- sein, so musste es trotzdem bezahlbar ser Überlegungen. Schnell kam ich mit sicherungstechnisch vorteilhaft ist. bleiben... der Hilfe einiger Sternfreunde und Somit ergab sich leicht der Rahmen für Nachbarn zum Ziel. Im Dezember 1996 Zusammengefasst heißt dies, dass jeder ein solches Gerät. Die Bauvorschriften erfolgten die ersten erfolgreichen Beobachter für sich natürlich entschei- in Sachsen sind eindeutig. Ein Bauwerk Beobachtungen mit dem nunmehr den sollte, was für ihn am günstigsten ist dann genehmigungsfrei, wenn die großen Refraktor. Die Maße sind dabei ist. Und die Regel, die besagt, dass Größe des umbauten Raumes 20 Kubik- recht imposant. Der 8-Zoll-Refraktor jedes Teleskop seinen Himmel hat, hat meter nicht übersteigt (sinngemäß)... weist eine Baulänge von etwa 3,30 nichts an Richtigkeit verloren. Gerade Bleibt also die Frage, wie baue ich Meter auf. Seine Montierung wiegt etwa heute, in der ein Beobachter Tausende einen möglichst großen Refraktor in ein eine halbe Tonne. Um dieses Gerät vor Kilometer leicht überbrücken kann, um schützendes Gebäude mit maximal 20 den Witterungsunbilden ausreichend zu eine totale Sonnenfinsternis oder den Kubikmeter Rauminhalt? Da ich auf mei- schützen, wurde ein abfahrbares Dach Meteorstrom der Leoniden in Regionen nem Grundstück entsprechend günstige konstruiert, welches einerseits ausrei- mit gesicherten Witterungsverhältnissen Bedingungen habe, kam ich schnell zum chend schützt und andererseits nicht zu- zu verfolgen, sollte der Wert einer dich- Ergebnis, dass ein abfahrbares Dach bei viel stört. Und die wichtigste Frage: Wie ten Beobachtungsreihe nicht unter- einer Sternwarte einen guten Kompro- gut sind die Beobachtungen mit einem schätzt oder gar vernachlässigt werden. miss darstellt. Die maximale Größe für solchen Gerät? Um so trauriger ist es, wenn gerade das einen solchen Refraktor in klassischer Der Autor beobachtet, wie bereits Gebiet der Planetenbeobachtung in den Bauweise, also ohne Faltung des Strah- erwähnt, besonders gern die großen letzten Jahren ein Schattendasein fri- lenganges liegt bei einer Baulänge von Planeten wie Jupiter und Saturn. Gerade stet. Es gibt bei uns eine Vielzahl guter etwa 3 Metern. Schaut man in die ent- die kontinuierliche Beobachtung dieser Beobachter, die mit großem Elan fleißig sprechenden Kataloge, so findet man Beobachtungsobjekte zeigt, wie nützlich beobachten bzw. beobachtet haben. Es schnell das passende Objektiv: das 8- ein günstiger Beobachtungsplatz ist, ist schade, dass in den letzten Jahren Zoll-AS-Objektiv der Firma Carl Zeiss in sofern dieser schnell und unkompliziert z.T. scheinbar falsche Prioritäten gesetzt Jena. Zwar wird dieses Objektiv heute erreichbar werden kann. Hinzu kommt, wurden. Wäre es nicht Zeit, dies zu so nicht mehr hergestellt, jedoch gibt es dass lange Anfahrtswege zum entfern- ändern? Denn, sei es wie es sei, genü- noch immer die Möglichkeit, dieses ten, sehr guten Beobachtungsplatz gend große Fernrohre gibt es allemal... DOBSON-TELESKOPE unverbindliche enorme Lichtstärke in kompakter Preisempfehlung Bauweise

Als der Hobby-Astronom John Dobson Ende der siebziger Jahre sein erstes Tele- DM 998,- skop baute, dachte er wohl nicht daran, welche Auswirkungen seine Erfindung für inklusive 16% MwSt die Amateur-Astronomen in aller Welt haben würde. Sein neues Design, ein lichtstarkes Newton-Spiegelteleskop auf einer einfach gehaltenen 2-Achsenmontierung, setzte jedoch neue Maßstäbe. Nie zuvor war es möglich gewesen, so große Spiegel- Durchmesser so effektiv zu nutzen und so einfach zu transportieren. Zudem sind die Herstellungskosten, verglichen mit großen parallaktisch montierten Spiegelteleskopen, wesentlich geringer. Geringer ist auch das Gesamtgewicht der Teleskopeinheit. So wird es mit dem DOBSON- Spiegelteleskop möglich, auf einfache Weise und ohne allzuviele Vorkenntnisse, tausende Objekte am Himmel aufzufin- den. Durch die Größe des Hauptspiegels bedingt, werden auch schwache Balkenspiralen im Detail sichtbar. Jupiter und Saturn zeigen eine Fülle von Oberflächeneinzelheiten, und selbst eng- ste Doppelsterne unterhalb einer Distanz von einer Bogensekunde werden noch sauber getrennt. Auch der Gesamtpreis dieses Teleskops sollte hier Erwähnung finden. Noch nie gab es eine so große präzise Newton- Spiegeloptik mit über 200mm unter 1.000.- DM in dieser kompletten Ausstattung und in dieser hochwertigen Optik-Qualität.

Optische Qualität Lieferumfang Die Oberflächengenauigkeit des Optisches System nach Newton Hauptspiegels liegt bei 95nm P.t.V. (”Peak to 200/1.000mm mit Sucher 9x50mm mit valley”), was bei einer Prüfwellenlänge von justierbarerHalterung, Okularauszug 2”, 632,8nm der Gütebedingung Lambda/6 Okularadapter 2”, Okularadapter 1,25”, oder besser entspricht. Statistische Werte Teflonauflage-System für Rockerbox. über die ganze Spiegeloberfläche gerech- Mechanisches System mit Rockerbox, net, liegen in einem Korridor zwischen 45nm Teilkreisen in Azimuth und Höhe, und 55nm rms (”root mean square”), was Okularablage, Handgriff für den Transport, weit über dem Durchschnitt bislang gehan- Federdämpfungs-System (ohne Abbildung). delter Newton-Spiegel liegt. Somit sind visu- Okulare: Wide Angle 20mm /1.25” und SKY– DOBSON 8” WATCHER ell und auch photographisch hochwertige Wide Angle 10mm /1.25”, beide Okulare Abbildungsleistungen zu erwarten, die auch mit Long- Eye-Relief und Technische Daten durch bauartbedingte Verfeinerungen des Gummiaugenmuschel für Brillenträger. Durchmesser der Primär-Optik: 202,5 mm Systems erzielt werden, z.B. durch eine (überdimensioniert) dynamisch gelagerte Hauptspiegelzelle, ein Brennweite: 1.000mm gering obstruierendes Fangspiegelsystem Öffnungsverhältnis: f/5 und einen überdimensionierten Preis: Okularauszug 2”, der mit 50,8mm freier Öff- Der Einführungspreis beträgt DM 998,- und Gesamtgewicht: 14,8 kg nung wesentlich mehr bietet als der sonst beinhaltet innerhalb Deutschlands Versand Hauptspiegelzelle: justierbar übliche 1,25”- Auszug (31,75mm). und Verpackung, eine Transportversicherung Sekundärspiegelzelle: justierbar Es gibt nur ganz wenige Instrumente auf sowie sämtliche Nebenkosten. Der Erhalt Sekundärspiegelaufhängung: ” Thin-suppor- dem Markt, die diese ”Spezialitäten” auf- erfolgt über die Deutsche Post AG per ter-system” (nur 0,5mm dicke weisen, und sogar teuerere Geräte bleiben Nachnahmelieferung. Fangspiegelstreben, dadurch geringste allzuoft hinter den optischen Leistungen und Für die Schweiz, Österreich und das übrige Obstruktions- und Beugungserscheinungen) dem mechanischen Aufwand des SKY-WAT- europäische Ausland erheben wir einen Okularauszug: 2” (unvignettiert) mit CHER DOBSON 8” zurück. Transportkostenaufschlag von DM 75,- pro Okularadapter 1,25” und 2” Gerät. Alle Preise inkl. 16% Mehrwertsteuer • Änderungen und Irrtümer vorbehalten • Lieferung solange Vorrat reicht. Amateurgeräten gehören. se Lichtstärkezuden wichtigsten handliche Kompaktheit undimmen- PE”, sogenannte”RFT´S”, diedurch klassische ”RICH-FIELD-TELESKO- Somit handeltessichhierbeium Objekte ungemeinansteigenläßt. Helligkeit besondersnebularer aber daswahre Gesichtsfeldunddie Restchromasie (=Farbfehler)erhöht, 750mm, waszwargeringfügigdie beim 150mm-Modelleinesolchevon eine Brennweite vonnur600mmund Ergebnis istbeim120mm-Modell ter) Qualität. wohnter optischer(=handretuschier- nungsverhältnis 1:5gebaut,inge- toren auchmitdemkürzeren Öff- 150/1.200mm werden dieseRefrak- FH-Achromate 120/1.000mmund In derTradition derweitverbreiteten Fraunhofer-Achromate kommen! die neuen”kurzen” SKY-WATCHER 150/750mm SKY-WATCHER 120/600mm 70-130 cm. höhenverstellbaren Aluminiumstativ, muthaler Montierungundstabilem Instrument, mitformschönerazi- paktes, reisetaugliches Allzweck- Einzelstern-Abbildungen. Einkom- Himmelshintergrund und nadelfeine Das Ergebnis isteinsamtschwarzer edging-Verfahren unterzogen. Herstellung einemmanuellendown- Jedes Linsenelementwird nachder Amateurastronomen. nur 480mm,derWunschtraum jedes 4 ZollÖffnung, einerBaulängevon Ein Fraunhofer-Achromat mitvollen starkes Reiseteleskop! ein transportablesundextrem licht- SKY-WATCHER 102/500mm SKY-WATCHER REFRAKTOREN SKY-WATCHER 150/750mm SKY-WATCHER 120/600mm Ausstattung wieobenDM2.498.- SKY-WATCHER 150/1.200mm Ausstattung wieoben DM2.498.- SKY-WATCHER 150/750mm Ausstattung wieoben DM1.698.- SKY-WATCHER 120/1000mm Ohne Abbildung: Gesamtausstattung: Augenmuscheln fürBrillenträger. Long-Eye-Relief undGummi- Okulare 20mmund10mm(1,25”)mit (1,25”),Wide-Angle Zenitspiegel 90° Visuelles Zubehör: höhenverstellbar). 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Der Bau einer deutschen Montierung von Herbert Zellhuber

Meine erste deutsche Montierung baute schen Spitzen ge- ich vor acht Jahren. Sie hatte einen dreht. Die Lagersitze Achsdurchmesser von 35 mm und es stellten schon gleich waren spielfrei einstellbare Kegelrollen- hohe Anforderungen lager eingebaut [1]. Als ich Erfahrungen an die Präzision. mit Astrofotografie sammelte, kamen Das Lagerpassmaß noch ein größeres Schneckenrad, ein darf keinesfalls zu Polsucher und verschiedene andere eng gewählt wer- Erweiterungen hinzu [2]. Da sich diese den oder unrund Konstruktion recht gut bewährte, hatte sein, damit sich ich schon damals den Gedanken, später das präzise ge- mal eine ähnliche Montierung mit 50 schliffene Kegel- mm Achsen zu bauen und entwarf einen rollenaußenlager Bauplan. Mit Hilfe des Plans konnten (5) darin nicht ver- auch schon andere Selbstbauer die ziehen kann. Zwei Montierung erfolgreich nachbauen. Lagersitze wurden Vor einiger Zeit unterhielt ich mich mit auch prompt 0,02 Abb. 1: Die Eigenbaumontierung mit 50 mm Achsen, das Magnus Zwick – wir treffen uns regel- mm größer als vor- Polsucherfernrohr kann seitlich am Deklinationsgehäuse mäßig bei den „Schongauer Sternfreun- gesehen und muß- angebracht werden. den“ – über die CCD-Aufnahmetechnik. ten deshalb später Er erzählte mir unter anderem von den mit etwas Problemen der präzisen Nachführung. Zweikomponenten- Seine SP-DX Montierung ist mit dem 8“ kleber fixiert wer- f/5-Newton und dem 90er Refraktor als den, um kein Spiel Leitrohr natürlich überlastet. Die zu haben. Danach Nachführung geschieht mit einer ST4, wurden die Gehäuse leider sind an den Aufnahmen häufig mittig auf 51 mm Nachführfehler zu erkennen. Dies ani- durchbohrt. Dann mierte mich, nun endlich die Montier- gab ich die Teile ung mit 50er Achsen zu bauen. zum Fräsen des Die Gehäuseteile wollte ich allerdings Vierkants fort. Nun nicht mehr aus Edelstahlrohr und ange- wurden die Achsen schweißten Platten herstellen, diesmal angefertigt. Als sollte Aluminium verwendet werden. Material wählte ich Zuerst war geplant, diese Teile aus 80er St 50. Sie wurden Vierkantmaterial herzustellen, es schei- wieder zwischen Abb. 2: Mit Hilfe der Plandrehscheibe wird am terte aber an der Schwierigkeit, dieses Spitzen gedreht. Deklinationsgehäuse das Gewinde für die Polachse gedreht. zu beschaffen. Ich entschied mich des- Das Vordrehen der halb, das Pol- und Deklinationsgehäuse Wellen gestaltete (s. Abb. 8, 19) aus 100er Rundmaterial sich mit meiner anzufertigen und es nach dem relativ kleinen Bearbeiten seitlich auf 80 mm abfräsen Maschine als etwas zu lassen. Ich wählte die Vierkantform langwierig, da die- deshalb, weil die Befestigung des ses Material doch Polgelenks und die Montage der ziemlich hart und Polachse an das Deklinationsgehäuse zäh ist. Aber Haupt- auf einer ebenen Fläche für mich weni- sache war, dass ich ger Probleme bereitet als eine runde. die nötige Präzi- Da die Positionierung des Teleskops sion einhalten über Computer gesteuert wird [3], konnte. Die Kegel- wurde auch in Deklination ein rolleninnenlager (4) Schneckengetriebe verwendet. müssen sich einer- Als erstes begann ich, die beiden seits von Hand auf- Gehäuseteile herzustellen. Die Lager- schieben lassen, sitze müssen natürlich genau zu einan- andererseits soll- Abb. 3: Das Polgelenk und der Polblock sind aus Gründen der fluchten, deshalb wurden diese zwi- ten sie möglichst der Stabilität genügend kräftig ausgeführt.

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schon mit der ersten ich die Höhe und den Abstand der Montierung gute Erfahrun- Zahnflanken zueinander überprüfen. Da gen. Auf der einen Seite, die Schnecke für meine Zwecke noch bei der die Schnecke beim nicht die passende Lagerung hatte, Nachführen eingreift, dür- musste ich auch diese selbst anfertigen. fen die Zahnflanken natür- Dazu baute ich eine Vorrichtung, mit lich keinen Verschleiß auf- deren Hilfe die Schnecke exakt mit der weisen. Schade, dass bei Messuhr ausgerichtet wurde, um diesen Schneckenrädern danach die Gleitlager zwischen Spitzen ein Stück ausgefräst war. abdrehen zu können. Die Schnecke soll- Ich musste deshalb ein te natürlich möglichst wenig Höhen- Segment einpassen, das schlag aufweisen, um damit den peri- ich aus einem gleich odischen Fehler zu minimieren. Deshalb großen Schneckenrad aus- machte ich mir die Mühe, einen sägte. Dies gelang erstaun- Höhenschlag von maximal 0,01 mm ein- lich gut. Mit einer Messuhr halten zu können. Als nächstes sägte und einem speziell angefer- und feilte ich die Getriebeplatte (7) aus tigten Messtaster konnte einer 10er Aluplatte zurecht. Diese stellt eine genügend steife Ver- bindung zwischen Gehäuse und Getriebe her. Die Lagerböcke (13) wurden auf einer kleinen Plandreh- scheibe hergestellt. Natür- Abb. 4: lich musste auch hier wie- Mit einer Messvorrichtung wurde der mit der nötigen Präzi- die Schnecke vor dem Drehen der sion gearbeitet werden, um Lagerung exakt ausgerichtet. das genaue Lagerpassmaß zu erreichen. Bei der wenig Spiel aufzuweisen. Nachdem die Montage der Schnecke wird Gehäuseteile gefräst waren, montierte das axiale Spiel mit einer ich das Polgelenk (2a). Die Teile wurden Fühlerlehre sowie die miteinander verschraubt sowie mit Flucht der beiden Bohrun- Zweikomponentenkleber verklebt. Der gen in den Lagerböcken Polblock (3) ist aus zwei 20er Aluplatten eingestellt. Zudem ist das hergestellt und wird mit jeweils vier Zahnflankenspiel zum Schrauben M 8 an das Polgelenk Schneckenrad zu berück- geschraubt. Ich gab dieser Lösung sichtigen. Man sollte auf gegenüber einer zentralen Verschrau- alle Fälle darauf achten, bung den Vorrang. Statt der Bohrungen dass die Schnecke über könnten natürlich auch Langlöcher den ganzen Umfang des gefräst werden, um eine weitere Ver- Schneckenrades nicht an stellmöglichkeit zu haben. Zur Fertigung Abb. 5: irgend einer Stelle klemmt. des Gewindes in das Deklinations- An den ausgeschlachteten Schneckenrädern Zuviel Spiel sollte das gehäuse (19) musste das Werkstück auf musste ein Segment eingepasst werden. Mit der Ganze natürlich auch nicht die Plandrehscheibe gespannt werden. Messuhr wird die Höhe und der Abstand der haben. Um die Einstell- Auf ähnliche Weise wurde das Gewinde Zähne überprüft. arbeiten zu erleichtern, in die Grundplatte (20) geschnitten. sind Justier- und Anschlag- Diese 20 mm dicke Aluplatte wählte ich schrauben an den entspre- möglichst groß. Ich konnte sie gerade chenden Stellen ange- noch spannen, ohne dass sie am bracht. Ich baute wieder Drehmaschinenbett anstieß. Nachdem die stufenlos einstellbare die Nutmuttern (8) hergestellt waren, Rutschkupplung ein, die konnten die Teile erstmals vormontiert sich schon bei der ersten werden. Konstruktion gut bewährte. Dann beschäftigte ich mich mit dem Durch Anziehen der Druck- Schneckengetriebe. Ich konnte mir eini- schraube (17) bzw. der ge Getriebe aus Papierbelichtungs- Druckmutter (21) übertra- geräten ausbauen, welche ausschlach- gen sich die Kräfte über die tet und der Rest verschrottet wurde. Ich Abb. 6: beiden Scheibenfedern mit machte mit dem 140er Schneckenrad Die Teile der stufenlos einstellbaren Rutschkupplung den Zwischenstücken (16) FACHGRUPPE > SELBSTBAU 33

auf die drei Druckbolzen (15) welche im Spannung zum Rutschkupplungsgehäuse (14) geführt Betrieb der Schritt- sind. Diese pressen die Druckplatte (12) motoren erhöht auf das Schneckenrad (9), die von der werden, da bei Schneckenradbuchse (11) zentrisch auf hoher Drehzahl die der Welle gehalten wird. exakte Positionier- Nach fünf Monaten sporadischer ung nicht immer Freizeitbeschäftigung waren die meisten gelang. Wir merkten Arbeiten an der Drehbank erledigt. Es auch, dass das waren noch die Schrittmotoren mit den Teleskop nicht per- Untersetzungsgetrieben 100:1 und die fekt austariert sein Zahnräder zur Schnecke anzubauen. Um sollte. Die meisten das Getriebe vor Staub zu schützen, Aufnahmen gelin- wurde ein Gehäuse aus 0,7 mm gen, wenn das Edelstahlblech hergestellt. Nachdem die Gewicht etwas auf Lager eingestellt und mit MoS2 die Zugseite verla- Abb. 7: (Schmierfett für Gleichlaufgelenke im gert wird. Das fertig montierte Getriebe mit dem Schrittmotor Kfz-Bereich) gefettet waren, konnten Erwähnenswert der Testbetrieb und die Abstimmar- dürfte auch der Polsucher sein. Da ich 30-35 kg Instrumentengewicht für foto- beiten beginnen. Dazu wurde die vermeiden wollte, die Achsen zu durch- grafische Zwecke zu tragen in der Lage Montierung auf der Sternwarte von bohren, ist dieser am Deklinations- ist. Magnus aufgestellt. Da in Deklination gehäuse befestigt. Der Pol kann auf Noch ein Wort zum Materialpreis: Die ein Schneckenrad eingebaut ist, womit diese Weise ebenso eingestellt werden Kegelrollenlager konnten für knapp feinste Korrekturen nicht möglich sind, wie bei durchbohrten Achsen. 200,- DM beschafft werden; das musste die Polachse sehr genau ausge- Mit 27 kg ist die Mon- Material für die Gehäuseteile, Wellen, richtet werden. Bei einer fünfminütigen tierung noch trans- Gegengewichte sowie Fräsarbeiten Belichtung darf der Stern nicht auswan- portierbar und ich kosteten um die 400,- DM. Viele andere dern. Beim Betrieb stellten wir fest, denke, dass sie Teile konnte ich für den Gegenwert von dass die Kegelrollenlager zu wenig vor- ein paar Kästen Bier aus Schrott- gespannt waren. Mit einem Haken- containern entnehmen. schlüssel wurde deshalb die Man kann sich also durchaus mit relativ Nutmutter etwas fester gezogen. geringen Kosten eine präzise arbeitende Als weiteres musste die deutsche Montierung selbst bauen. Vorausgesetzt natürlich, man eignet sich das nötige Know-How an und hat das geeignete Werkzeug dazu.

Literaturhinweise [1] H. Zellhuber: Nirosta - ein selbstgebauter Achtzöller; interstellarum 10 [2] H. Zellhuber: Astrofotografie mit Selbstbaugeräten; Magellan 4/1999 [3] M. Zwick: Teleskoppositionierung mit Guide 5.0; interstellarum 13

Abb. 8: Schnittzeichnung der Montierung mit benannten Bauteilen 34 FACHGRUPPE > SELBSTBAU

Reiseteleskop „Rosebud“ von Michael Mushardt

Ein grosses Fernrohr unter einem guten Spiegelkiste und die Rockerbox sollten dunklen Himmel kann durch nichts sehr flach werden, um beim Flugzeug- ersetzt werden. Der Aufwand beim transport handlich zu bleiben. Nach lan- Transport nimmt allerdings mit steigen- gem Zeichnen und Nachrechnen der dem Durchmesser deutlich zu, deswe- Haltemomente nach dem Artikel vom gen ist es leider oft unmöglich, diese Michael Koch [4] hatte ich dann auch beiden Umstände zu vereinen. Mir ist es eine Lösung gefunden, bei der die zuviel Aufwand, mit meinem 40 cm Höhenräder zwar einen Durchmesser Newton an dunkle Plätze zu reisen, des- von fast 50 cm hatten, aber die Teile so wegen steht er parallaktisch montiert zu flach waren, wie ich es mir vorstellte. Hause, wo ich bei gutem Wetter eine Das Oberteil sollte nach meiner Planung Grenzgrösse besser als 6 mag habe. Um mit Telrad und ohne Okular 2 kg wie- auf meinen Astroreisen nicht nur mit gen, Spiegelbox, Spiegel und Höhen- einem Feldstecher beobachten zu kön- räder zusammen ca. 12 kg. Das Gesamt- nen, brauchte ich also ein Teleskop, das gewicht von Rosebud beträgt gute 18 kg. Abb. 1: folgende Kriterien erfüllen sollte: Rosebud wartet auf klaren Himmel. • passt auch montiert ins Auto Die Bauphase • kann für Flugreisen soweit zerlegt Parallel zu Rosebud baute ein Stern- werden, dass die Optik ins Hand- freund seinen 10-Zöller f/4,5. Er baute gepäck passt mir die Halter für die Stangen an • für Planeten und Deepsky geeignet Spiegelbox und Oberteil, dafür fertigte ich ihm die Fangspiegelhalterung an. Welcher Durchmesser und andere Das weiterhin benötigte Birkenmultiplex Überlegungen habe ich im Baumarkt millimetergenau Aus Beobachtungen mit vielen Teles- zugesägt gekauft, die runden Teile wur- kopen wusste ich, was ich von einem den dann mit Stichsäge und Oberfräse 25 cm Newton erwarten konnte. weiterbearbeitet. Die Schraubenlöcher, Weniger Öffnung wollte ich nicht, und mit denen die Höhenräder an der 30 cm oder mehr war mir schon wieder Spiegelbox befestigt sind, bohrte ich Abb. 2: zu unhandlich. Das Öffnungsverhältnis gleichzeitig durch beide Seitenwände Am Oberteil ist die Konstruktion mit legte ich auf 1:5 fest, da bei diesem und die Höhenräder. So schafft man es, Stangen und dem Fokusbrett gut zu Wert die Balance bei einer Gitterkon- die Löcher deckungsgleich zu bohren erkennen. An den Plastikknöpfen kann struktion mit flachem Unterteil noch und die Spiegelbox hängt später sauber Rosebud gut bewegt werden. realisierbar ist. Weiterhin ist bei 1:5 die und gerade in der Rockerbox. Die Justage noch unkritisch und der Spiegelbox und die Spiegelzelle waren Stahlblechen mit 1 mm Stärke, die komafreie Bereich nicht zu klein. relativ schnell fertig, der Spiegel hat, da direkt an die 2“ Okularhülse geschraubt Um auch bei Planetenbeobachtung er eine Dicke von 35 mm hat, nur 3 sind. Diese Hülse ist justierbar auf dem knackige Bilder zu erhalten [1], plante Auflagepunkte (Filzfüße für Möbel). Die eigentlichen Schlitten, so kann ich die ich einen kleinen Fangspiegel mit 46 Justage erfolgt über Schloßschrauben Achse des Okulars senkrecht zum Tubus mm kleiner Achse in Verbindung mit und Flügelmuttern mit kräftigen Federn. justieren und der Fangspiegel bleibt einem Okularschlitten. Bei der Planung Das Oberteil ist aus 9 mm und 6,5 mm dabei, einmal an der Hülse justiert, dachte ich an den Film „Citizen Kane“, Multiplex gefräst, die Rohre sind 20x1 immer mitten unter der Okularhülse. in dem ein richtiger Schlitten, der mm Alurohre. In Krieges Buch werden Der Schlitten ist aus einem Stück 5 mm Schlitten des jungen Charles Foster „Regenschirmmuttern“ benutzt, die ich Aluminium gefräst und hält die Kane auftaucht. Dieser Schlitten hieß aber in Deutschland nicht auftreiben Okulareinheit mit dem Fangspiegel. „Rosebud“, ein schöner Name für ein konnte. Daher habe ich Holzstücke mit Oben und unten ist ein Teflonklotz befe- Teleskop, und so ein berühmter eingesetzten Holzmuttern eingeklebt, stigt, der mit entsprechenden runden Namenspate... Der Name stand also eine Alternative wäre eine durchgehen- Ausfräsungen auf zwei 8 mm Alu- fest, bevor ich genau wusste, wie sich de Gewindestange gewesen. Im Oberteil miniumstangen läuft, die vom Fokus- dieser Schlitten realisieren lässt. Leider sitzen 3 solche Rohre und das Brett für sierbrett seitlich gehalten werden. Bei hatte ich auch schon einigen Stern- den Okularschlitten. der Konstruktion hatte ich zwar kurz an freunden von der Namensgebung erzählt, Der Okularschlitten kostete mich einige unterschiedliche Wärmeausdehnungen so dass es von da an kein Zurück mehr Überlegegung, mit allen Planungen und von Teflon und Aluminium gedacht, gab. Begeistert von dem Buch von verworfenen halbfertigen Lösungen aber den Gedanken erfolgreich ver- Dave Kriege [2] und dem Artikel im habe ich ca. 50 Stunden allein für den drängt, hätte sich doch dadurch nur Sternkieker [3] ging es ans Planen der Schlitten und die Fangspiegelhalterung eine weitere Komplikation ergeben. Im weiteren mechanischen Teile. Die verwendet. Der Fangspiegel hängt an 2 Keller bei konstanter Temperatur lief der FACHGRUPPE > SELBSTBAU 35

Schlitten jedenfalls butterweich und First light Nachlese und Verbesserungen spielfrei. Zur Fokussierung hatte ich Auf Teneriffa wohnten wir im Parador in Als erstes wurde zu Hause der zunächst einen Spindeltrieb gebaut, den Canadas und erlebten den reinen Okularschlitten verbessert. Zwischen dann aber doch auf Zahnstange geän- Astrostress. Das Hotel lag immer über den Klötzen wurde auf einer Führung- dert. Der Fokussierbereich von ca. 30 den Wolken oder im Wolkenschatten stange je eine Feder gespannt, die mm deckt den Einsatz der meisten des Teide und wir mussten jede Nacht Ausdehnungsunterschiede bei Tempe- Okulare ab. beobachten. Der LOMO-Spiegel zeigte raturdifferenzen ausgleicht. Seitdem So entstanden Oberteil, Spiegelbox und Jupiter, Saturn und andere Objekte mit arbeitet der Schlitten butterweich und Rockerbox auf Bodenplatte. Die Länge einer brillanten Schärfe, wir beobachte- spielfrei. der Stangen hatte ich einigermassen ten Galaxien bis 15 mag, diverse südli- Die Stoffverkleidung des OT wurde genau ermittelt, verwendet habe ich 20 che Objekte wurden anvisiert, es war durch eine dünne Camping-Isomatte mm Rohre mit 1 mm Wandstärke. ein Traum. Rosebud läuft auf seinen ersetzt, die durch 2 mm Glasfiberstäbe Für den Transport wird dann das grossen Rädern butterweich, wir haben aus dem Drachenbau rund gehalten Oberteil in 1 Okularbrett, 2 Ringe und 3 mehr mit dem kleinen 10“er beobachtet wird. Die Isomatte ist so steif, dass die Stangen zerlegt, die Höhenräder werden als mit dem dort oben vorhandenen 25- Verkleidung problemlos so lang abgeschraubt und kommen mit der Zöller. gemacht werden kann, dass kein Licht Bodenplatte in den Koffer. Die Spiegel- Das Verdrängen der Wärmedehnungsko- in den Okularauszug fällt, dabei fast box wird in die Rockerbox gestellt, alle effizienten für den Okularauszug mach- nichts wiegt und noch thermisch iso- Kleinteile werden darin verstaut und te sich nun leider deutlich bemerkbar, liert. fertig ist das Handgepäck mit den der Okularschlitten schlabberte bei den Die Bewegung des Dobson wurde durch Maßen 38 x 38 x 27 cm. Beim Bauen Temperaturen um den Gefrierpunkt zwi- den Einsatz von strukturierter Teflon- schen den Führungen folie aus dem Artikel von Martin Lewis hin und her. Schnelle [5] noch deutlich verbessert, das Abhilfe verschaffte eine „Anfahren“ ist jetzt mit ganz leichtem Säge des Hotelmecha- Druck möglich, das restliche Ruckeln nikers, mit der die von Teflon auf Küchenplatte ist prak- Teflonlötze, die mich tisch weg. soviel Zeit gekostet Im Moment plane ich gerade den hatten, geteilt wurden. Einbau von digitalen Teilkreisen, dafür Nun war das Spiel habe ich noch nicht die optimale deutlich reduziert und Lösung gefunden, da ich einen wir konnten ganz leid- Magellan 1 einbauen möchte, dessen lich fokussieren. Montagematerial nicht für Eigenbauten Resumee: ein tolles Fern- vorgesehen ist. Bei der Gelegenheit rohr, transportabel und werde ich die Azimutachse noch mit trotzdem mit einer sehr einem Kugellager versehen. guten Deepsky-Leistung. Spätestens beim 1. TTC, dem 1.Teneriffa Abb. 3: Teleskop Convention, einem Teleskop- Beim Okularschlitten halten 2 Federn treffen direkt im Hotel Parador in den die Teflonklötze unter Vorspannung an Canadas, das vom 8.-12.4.2002 stattfin- den Laufschienen. An der Seite ist die det, können sich alle Teilnehmer von kurze Zahnstange zu erkennen, der Rosebuds Leistungsfähigkeit überzeu- Fangspiegel ist mit Silikon aufgeklebt. gen. Unter einem Himmel mit Grenz- Der helle Ring ist der 2 mm Glasfiber- helligkeiten von teilweise besser als 7 stab, der die Verkleidung in Form hält. mag wird sich dann ein Mal mehr der erste Satz aus diesem Artikel bestätigen. wurde ich von nahenden Abflug nach (Infos dazu unter www.mushardt. de) Teneriffa getrieben, dort wollten wir im Wer baut sich auch ein Reiseteleskop November ´99 die Leoniden beobach- und kommt mit? ten, und dort sollte Rosebud seinen ersten Einsatz erleben. Das Wetter war Literaturhinweise natürlich in den letzten Tagen schlecht, [1]: Sky & Telescope 7/93 und 9/93, Rules of in ein paar Wolkenlücken konnte ich Abb. 4: Thumb for Planetary Scopes lediglich ermitteln, dass die Stangen Die Höhenräder sind aus 19 mm [2]: The Dobsonian Telescope, Dave Kriege und noch ca 15 mm gekürzt werden muss- Birkensperrholz gefräst. Seitlich sind Richard Berry ten. Meine Frau nähte mir die Hülle für dünne zusätzliche Führungsflächen [3]: Sternkieker 4/92, K.-P. Schroder, Eine Lanze den Tubus und die Verkleidung für das befestigt. Die Höhenräder sind mit für den Newton Oberteil, die letzten Malerarbeiten Kantenumleimern für Küchenarbeits- [4]: Interstellarum 6, Michael Koch, erfolgten kurz vor dem Abflug und mit platten bezogen und laufen auf Dimensionierung der Gleitlager am Dobson einem nicht getesteten Teleskop ging es Teflonfolie nach [5]. Praktisch ist die [5]: Sky & Telescope 10/99, Martin Lewis, ab nach Teneriffa. Griffmulde in der Rockerbox. Improving Dobsonian Motion 36 FACHGRUPPE > SELBSTBAU

Die Selbstherstellung eines Teleskopspiegels von Thomas Heising

– Teil 3 – 2). Gut zu erkennen ist in Abb. 2 auch auspoliert und weitestgehend kugelför- das kleine Fernrohr hinter der Schneide. mig sein. Im 1. Teil dieser Artikelserie – erschienen Es leistet beim späteren Parabolisieren Von entscheidender Bedeutung für die in VdS-J I/2000 – wurde der Schliff eines gute Dienste [3]. Da man letztendlich Politur ist die richtige Härte des Pechs. Spiegels erläutert. Im 2. Teil, in VdS-J nur die Fehler beseitigen kann, die man Zu weiches Pech verdirbt schnell die II/2000, die Herstellung der Pechhaut. vorher gemessen hat, verwende man immens wichtige Spiegelkante, zu har- auf den Bau eines guten Prüfgerätes tes verursacht leicht Kratzer auf dem Die Politur einige Mühe. Spiegel. Das von der Materialzentrale Am Anfang der Politur ist ein gewisser Am Anfang der Politur prüft man in etwa vertriebene Gelbpech ist ohne Änderung Kraftaufwand nötig. Aber schon nach einstündigen Abstand. Nach ca. 6 für die meisten Spiegelpolituren ver- wenigen Minuten wird die Pechhaut Polierstunden verkürzt man den wendbar, muss aber gut warm gepresst greifen. Nach ca. 30 Minuten beginnt Abstand der Prüfungen auf einen werden. In den Polierpausen lagert man der Spiegel zu glänzen. Nach weiteren halbstündigen Rhythmus. Am Ende des den Spiegel auf dem Polierer liegend in 30 Minuten kann man mit den ersten Polierens sind alle 10 bis 15 Minuten einer Schüssel voll Wasser im Prüfungen beginnen. Als erstes schaut Prüfungen angesagt. Nach ca. 12 Polierraum in Arbeitshöhe. Durch dieses man sich die Oberfläche an. Sie soll bis Stunden sollte der Spiegel spätestens „Kaltpressen” ist auch gewährleistet, zum Rand hin gleichmäßig glänzen und daß Spiegel und Polierer stets genau keine matten Zonen zeigen, denn dies zueinander passen, da letzte wäre ein Zeichen dafür, daß der Spiegel Unebenheiten auf dem Polierer so nicht sphärisch geschliffen wurde. beseitigt werden. Außerdem ist garan- Die weitere Prüfung geschieht mit der tiert, dass Spiegel und Polierer sowie Foucaultschen Schattenprobe [1, 2, 3, die Umgebungsluft die gleiche 4]. Sie macht noch Fehler im Bereich Temperatur haben. Werden diese Dinge von 0,1 µm deutlich sichtbar, wobei die beachtet, erhält man mit dem von der Prüfanordung relativ einfach ist. Wenige Materialzentrale vertriebenen Pech in Zentimeter neben dem Krümmungs- Abb. 1: den allermeisten Fällen relativ gute mittelpunkt befindet sich ein kleiner Prinzip des Foucault-Testes sphärische Oberflächen ohne große „künstlicher Stern” oder ein beleuchte- (L – Lichtquelle, M – Krümmungs- Flächenfehler. Da beim Polieren auch ter schmaler Spalt. Das Reflexbild der mittelpunkt des Spiegels, S1, S2, S3 – chemische Prozesse eine Rolle spielen, Lichtquelle entsteht im gleichen Messerschneide vor, im und außerhalb sollte die Poliertemperatur beim Abstand vom Krümmungsmittelpunkt. des Fokus, A - Auge) Polieren 21 °C nicht unterschreiten Eine Mit etwas Geduld gelingt es bald leicht, höhere Arbeitsraumtemperatur wirkt diesen Lichtpunkt zu finden (Abb. 1). Der Spiegel erschient dann als hell erleuchtete Fläche. Schiebt man eine „Messerschneide” senkrecht in den Strahlengang, so beobachtet man eine Verdunklung von links nach rechts oder umgekehrt, je nachdem ob sich die Schneide innerhalb oder außerhalb des Schnittpunktes der Strahlen befindet. Steht die Schneide genau im Verei- nigungspunkt aller Lichtstrahlen, so werden beim Einschieben der Schneide alle Strahlen blockiert und damit der ganze Spiegel gleichmäßig verdunkelt. Neigt man die Schneide ein kleines Stück zurück so erkennt man auf der abgedunkelten, aber nicht völlig dun- klen Fläche hellere und dunklere Gebilde, die man mit etwas Phantasie als Berge, Hügel oder Täler interpretie- ren kann. Hier werden die Abwei- Abb. 2: chungen von der Kugelform in stark Praktischer Aufbau bestehend aus Spiegelständer mit Spiegel und Foucault- überhöhter Weise sichtbar. Ein Bauplan Testgerät(auf einem Kreuztisch stehend). Der Abstand zwischen Spiegel und für ein Foucault-Prüfgerät kann über die Testgerät ist verkürzt dargestellt. Beseitigung von Überhöhungen in der Materialzentrale bezogen werden (Abb. Spiegelmitte oder zum Parabolisieren FACHGRUPPE > SELBSTBAU 37

Abb. 3: im allgemeinen schnell durch Anwen- Polieren mit dung völlig unregelmäßiger Striche. Überhang zur Abb. 4 zeigt ein Ronchibild eines fehler- Beseitigung von haften Spiegels mit einer sphärischen Überhöhungen Vertiefung im zentralen Bereich. Einem in der Spiegelmitte solchem „Loch“ ist mit den eben oder zum beschriebenen Maßnahmen nicht mehr Parabolisieren beizukommen. Hier ist es notwendig, die Form des Polierers zu ändern. Dazu presst man einen entsprechend großen Papierstern in das Pech ein (Abb. 5). Die so veränderte Pechhaut poliert nun an der gewünschten Stelle weniger, so dass das „Loch“ auf der Spiegelober- fläche allmählich verschwindet (Abb. 6 und Abb. 7). Oft genügt es aber auch schon, mit einem scharfen Messer an sich positiv auf die Poliergeschwindig- der Mitte durch Polieren mit Überhang der entsprechenden Stelle etwas Pech keit aus. So gelang es einmal, einen gut (Abb. 3) sehr schnell beseitigen. abzuschaben. Nach der Behebung des feingeschliffenen 30 cm Spiegel bei Vertauscht man in der Polieranordnung Spiegelfehlers sollte man dann aber einer Arbeitstemperatur von 27 °C in ca. Spiegel und Polierer, kann man so einer den Polierer noch einmal warm pressen, 4 Stunden fast vollständig auszupolieren. Vertiefung in der Mitte aber auch der um die Pechverformung wieder restlos gefürchteten abgefallenen Spiegelkante zu beseitigen. Die Foucaultsche Schattenprobe ist sehr Herr werden. Zonenfehler verschwinden An dieser Stelle sei noch einmal auf die empfindlich und zeigt kleinste optisch sehr wichtige Spiegelkante hingewie- relevante Abweichungen von der Kugel- sen. Sie darf nicht abgefallen sein, das form an. Leider ist die Interpretation der heißt sie muß den gleichen Krüm- Schattenbilder nicht immer ganz ein- mungsradius wie der Rest des Spiegels fach. Deshalb sei hier ergänzend der aufweisen. Die abgefallene Spiegel- Ronchi-Test erwähnt [2, 4]. Der Aufbau kante entsteht meist dadurch, dass am dieses Testes ist ähnlich dem Foucault- Spiegelrand mehr Material wegpoliert Test. Nur wird hier an Stelle der wird. Man erkennt sie bei der Schatten- Messerschneide ein Gitter mit 8 – 10 probe daran, dass bei gerade dunkel Linien pro Millimeter verwendet. Als gewordenen Spiegel eine Hälfte des Lichtqelle eignet sich hier sehr gut ein Randes hell leuchtet, während die ande- sehr schmaler Spalt. Zu beachten ist, re Randhälfte dunkel ist. Eine intakte dass Spalt und Gitter parallel zueinan- Spiegelkante erzeugt bei der Schatten- der sein müssen. Hierzu ist es ratsam, probe bei gerade abgedunkeltem das Gitter drehbar anzuordnen. Spiegel einen leuchtenden Ring, wobei Außerdem sollte die Spaltbreite kleiner Abb. 4: eine Seite ruhig etwas heller sein kann, als der Linienabstand des Gitters sein, Innerfokales Ronchibild eines fehler- denn 1 - 2 Millimeter Spiegelkante sind da sonst Beugungserscheinungen sehr haften Kugelspiegels mit großem zen- immer etwas abgefallen. Die abgefalle- unangenehm in Erscheinung treten. tralen „Loch“ und abgefallener Kante ne Spiegelkante ist auch im Ronchitest Beim Beobachten des Reflexbildes des bei außerfokal eingestelltem Gitter Spiegels durch das Gitter müssen gera- leicht zu sehen. Die ansonsten geraden de Linien zu sehen sein. Jede Abwei- und parallelen Ronchilinien, die ein chung von der Kugelform ist so leicht zu Zeichen für einen guten Kugelspiegel erkennen [2, 4]. Ein solches Gitter eig- sind, gehen am Rand auseinander und net sich auch zur Prüfung von Optiken sehen dort aus wie „Nagelköpfe“. am Sternhimmel. Ein entsprechendes Innerfokal laufen die Ronchilinien am Prüfokular ist für wenig Geld schnell Rand spitz zusammen und sehen aus gebaut und erlaubt einem nach ein wie „Nagelspitzen“ (Abb. 6 und 7). Eine wenig Übung Aussagen über die Art der abgefallene Kante korrigiert man am Fehler eines Fernrohres zu machen. besten, in dem man in der Stellung Diese Problematik wird Gegenstand Spiegel unten - Polierer oben mit kurzen eines späteren Artikel sein. Über die Strichen und leicht wechselndem Über- Materialzentrale ist der Bezug geeigne- hang von 2 - 4 Zentimeter arbeitet. Hier ter Gitter in Diaform möglich. Abb. 5: ist die Verwendung von hartem Pech Kleinere Spiegelfehler beseitigt man im Eingepresster Papierstern auf einem sinnvoll. Man achte aber darauf, dass allgemeinen durch Änderung der Strich- Polierer zur Beseitigung großer das Pech gut an die Spiegeloberfläche form. So wird man eine Überhöhung in Vertiefungen auf dem Spiegel angepasst ist (gut warm und danach 38 FACHGRUPPE > SELBSTBAU

kalt pressen). Man gelangt so zu einem meist fast sphärischen Spiegel mit guter Kante. Der dabei bisweilen auftretenden leichten Überhöhung der Spiegelober- fläche wird man später schnell Herr. Wir polieren nur mit der eben beschriebe- nen Methode und haben gute Erfahr- ungen damit gemacht. Sollte die Pechhaut einmal aus irgend- einem Grund entfernt werden müssen, so gibt es dafür ein einfaches und sau- beres Verfahren. Man legt den abge- trockneten Polierer in eine entspre- chend große Plastiktüte und lagert ihn Abb. 6 (links): für mehrere Stunden im Tiefkühlfach Innerfokales Ronchibild des Spiegels aus Abb. 4, nur einige Polierstunden später eines Kühlschrankes. Dabei löst sich das meiste Pech von allein ab. Die noch Abb. 7 (rechts): verbleibenden Pechreste kann man Außerfokales Ronchibild, sonst wie Abb. 6 - gut zu erkennen ist die abgefallene dann durch die Tütenöffnung hindurch Kante mit einem Messer entfernen. Nach dem Trocknen kann das Pech wieder einge- eine sphärische Form gebracht, kann Orell-Füssli Verlag, Zürich schmolzen werden. Im übrigen sei man man zum interessantesten Teil des [2] Wenske, K.: Spiegeloptik, Verlag Sterne beim Umgang mit Pech auf Sauberkeit Spiegelschleifens, dem Parabolisieren und Weltraum, München bedacht. Es ist mit wenigen Gramm schreiten. Hierüber wird im nächsten [3] Heising, T.: Einfache Hilfsmittel zur Pech möglich, eine ganze Wohnung zu Teil zu berichten sein. Optikprüfung, interstellarum 6, 32 [1/96] besudeln – das klappt wirklich, wir [4] Trittelvitz, M.: Spiegelfernrohre – selbst haben es (unfreiwillig) ausprobiert. Literaturhinweise gebaut, Verlag Sterne und Weltraum, Hat man den Spiegel auspoliert und auf [1] Rohr, H.: Das Fernrohr für jedermann, Heidelberg

Polare Stratosphärische Wolken von Claudia Hinz über Deutschland?

Am 1.12.1999 beobachtete Heino was darauf hindeutet, daß sie sich in Es wird vermutet, daß Staub in der Bardenhagen in Helvesiek kurz nach großer Höhe befinden. Sie entstehen, Stratosphäre die Bildung von Sonnenaufgang einen „Himmel, der den wenn eine Luftströmung ein Hindernis, Perlmutterwolken begünstigt, da sich Eindruck einer welligen Wasserober- etwa ein Gebirge überströmt. Dadurch kleine Staubpartikel gut als Sublima- fläche machte, die matt das Sonnenlicht beginnt die Luftströmung zu schwingen tionskerne von Wassermolekülen eig- reflektierte. Dabei schien der 'Teich' auf und auf der windabgewandten Seite bil- nen. In Skandinavien können Perl- dem Kopf stehend.“ Er vermutete, daß den sich bei stabiler atmosphärischer mutterwolken in fast jedem Winter es sich bei seiner Beobachtung um Perl- Schichtung stehende Wellen aus. In die- beobachtet werden. Die finnischen mutterwolken gehandelt haben könnte. sen Leewellen strömt die Luft mehrmals Beobachter können dank des westwind- Aber Perlmutterwolken sehen anders abwechselnd nach oben und nach abfangenden Skandinavischen Gebirges aus und entstehen bei einer Strato- unten. In den Teilstücken mit Aufwärts- immerhin auf über 50 Erscheinungen in sphärentemperatur unter -80°C, während bewegung dehnt sich die Luft aus und 12 Jahren zurückblicken. Ob Perlmutter- der Radiosondenaufstieg um 6:00 Uhr kühlt sich dabei ab. Dadurch kann wolken auch in Deutschland möglich UTC in Bergen in 21 km Höhe eine Wasserdampf kondensieren und es bil- sind, darüber konnte man bisher nur Temperatur von nur -74,3°C zeigte. den sich Wolken. In den nördlichen spekulieren. Die theoretischen Beding- Als Perlmutterwolken beschreibt man Breiten reicht die Wellenbildung auf- ungen sind im Winter mitunter auch in ein meist pastellfarbenes Irisieren an grund der extrem stabilen atmosphäri- unseren Breiten gegeben, vor allem im kleinsten Eiskristallen linsenförmiger schen Schichtung bis in die obersten Norden Deutschlands, wo das Klima der Wolken in 20 bis 30 km Höhe. Ihre Schichten der Atmosphäre. Da die höheren Luftschichten noch durch das beste Sichtbarkeit erreichen sie kurz vor Temperaturen dort aber nur selten so skandinavische Gebirge beeinflußt wird. Sonnenuntergang bzw. kurz nach tief fallen, entstehen nur hin und wieder Jedoch blieben eindeutige Beobach- Sonnenaufgang in 10 bis 20° Entfer- Perlmutterwolken. In der Arktis und tungsberichte bisher aus. Auch in der nung von der Sonne. Allerdings können Antarktis sind sie nach neueren Literatur konnte ich bisher keinen sie auch noch bis 2 Stunden nach Kenntnissen im Winter hingegen häufi- Hinweis auf Perlmutterwolken in Mittel- Sonnenuntergang beobachtet werden, ger als bisher angenommen. europa finden. FACHGRUPPE > ATMOSPHÄRISCHE ERSCHEINUNGEN 39

Aber zurück zu der Beobachtung im nie- die Sonne im Spätherbst für einige abgebaut, als dies tatsächlich der Fall dersächsischen Helvesiek, bei der es Monate hinter dem Horizont verschwin- ist. Das Ozonloch entsteht also nach sich auch um andere Stratosphären- det, bildet sich rund um den Pol eine heutigem Wissen deswegen, weil unter wolken handeln könnte, denn es gibt intensive Westströmung aus, der sog. den speziellen Bedingungen der Pol- noch viel exotischere Wolken in den Polwirbel. Dieser Polwirbel bildet eine gebiete im Winter Chlor aus den obersten Schichten der Atmosphäre. ringförmige Strömung und behindert Reservoiren freigesetzt wird. An den Bereits bei -75°C kann z.B. Salpeter- den Luftaustausch mit der restlichen Oberflächen der Eiskristalle der Wolken säure (HNO3), die in geringen Mengen Atmosphäre. Erst dadurch können die finden nämlich ganz andere chemische in der Atmosphäre enthalten ist, kon- Stratosphärentemperaturen in diesem Umsetzungen statt, als in der Luft. Hier densieren. Daraus bilden sich sehr Bereich auf so tiefe Werte fallen. Der können die beiden Reservoirstoffe dünne, faserig aussehende und oft über Polwirbel ist besonders in der Antarktis Salzsäure und Chlornitrat miteinander Tausende Kilometer ausgedehnte Wol- ausgebildet, was mit den großen reagieren und dabei werden Chlor- kenfelder. Da in der entsprechenden Landmassen am Südpol zusammen- moleküle und Salpetersäure freigesetzt. Nacht über einem großen Gebiet von hängt. Der Wirbel über der Arktis und Die Chlormoleküle bleiben im Winter Mittelskandinavien bis nach Nord- die damit verbundenen Vorgänge ist zunächst unverändert in der Atmos- deutschland derartige, ähnlich aus- generell weniger stark ausgeprägt. phärenluft und tragen auch noch nicht sehende Wolken beobachtet wurden, Es wurde vorhergesagt, daß es in den zum Ozonabbau bei. Die Salpetersäure könnte es sich bei wird in den Eis- diesen Beobach- kristallen der Wol- tungen auch um ken gebunden und die sogenannten verursachen somit PSC-Wolken (polar die oben beschrie- stratospheric clouds) benen PSC-Wolken. handeln. Die Insti- Solange das Chlor tute für Umwelt- in Form von Mole- physik der Universi- külen vorliegt, täten Heidelberg kommt es zu kei- und Bremen und nem Ozonabbau. das Norwegische Sowie jedoch im Institut für Luftfor- arktischen Frühling schung informier- die Sonne aufgeht, ten in ihrem Ozon- werden die Chlor- bulletin für den moleküle durch entsprechenden UV-Strahlung (λ Zeitraum über fol- <450nm) dissozi- gendes: „Während iert, d.h. in reakti- im letzten Winter Abb. 1: onsfreudige Chlor- die Stratosphäre Polare Stratosphärische Wolken am 1.12.1999 vor Sonnenaufgang über Helvesiek, atome aufgespal- vergleichsweise Aufnahme von Heino Bardenhagen ten. Dadurch wer- warm war und eine den innerhalb kür- sehr geringe Chloraktivierung gemessen folgenden Monaten ein Rekord-Ozon- zester Zeit riesige Mengen an Chlor- werden konnte, kühlte sich Ende 1999 verlust über den Polen geben wird, atomen freigesetzt und es beginnt ein die Stratosphäre rasch ab, so daß ab denn nach neuesten wissenschaftlichen lawinenartiger Ozonabbau, der schließ- Mitte Dezember die Entstehung von Erkenntnissen spielen Stratosphären- lich zur Bildung des arktischen Ozon- großflächigen polaren stratosphären wolken beim Ozonabbau eine große lochs führt. Wolken möglich wurde. Von verschiede- Rolle. Unter normalen Bedingungen ist nen Bodenstationen sind polare stra- nämlich das Chlor, das aus freigesetzten Die Beobachtung von polaren stratos- tosphärische Wolken bereits zahlreich FCKW stammt, glücklicherweise zum phärischen Wolken läßt also viele beobachtet worden. Die meteorologi- größten Teil in den sog. Chlorreser- Rückschlüsse auf die chemischen Vor- schen Temperaturanalysen vom Januar voiren gebunden. Das sind Stoffe, die gänge in der oberen Atmosphäre zu. Im 2000 zeigen, daß in 20 km Höhe die zwar Chloratome enthalten, aber nicht Fall der vorliegenden Beobachtung sind Flächen mit kalten Temperaturen unter- zum Ozonabbau beitragen. Die wichtig- die Stratosphäreneigenschaften ziem- halb von 195 K (-78°C) in der Nord- sten Chlorreservoire sind Salzsäure lich gut dokumentiert und es sind auch hemisphäre noch nie so groß waren, (HCl) und Chlornitrat (ClONO2). Salz- einige weitere Beobachtungen ähnlicher wie in diesem Jahr.“ säure entsteht aus der Reaktion von Wolkenformationen von diesem Morgen Das Vorkommen dieser tiefen Tempera- Chlor (Cl) mit Methan (CH4). Chlornitrat und der Nacht zuvor aus Skandinavien turen hängt mit den extremen Beding- bildet sich aus Chlormonoxid (ClO) und bekannt. Insofern ist es nicht unwahr- ungen der Polargebiete zusammen, weil Stickstoffdioxid (NO2). Ohne diese bei- scheinlich, daß es sich wirklich um eine die Luftmassen über den Polen im den Substanzen, die fast das gesamte erste fotografische Dokumentation Winter von den sonstigen globalen Luft- Chlor in der Atmosphäre binden, würde Polarer Stratosphärischer Wolken in strömungen völlig isoliert sind. Sobald in der Atmosphäre weit mehr Ozon unseren Breiten gehandelt haben könnte. 40 FACHGRUPPE > ATMOSPHÄRISCHE ERSCHEINUNGEN

Name: obere/untere Lichtsäule

Typ: Spiegelungshalo

Medium: Plättchenkristalle, auch Schneesterne Hauptachse senkrecht

Häufigkeit: häufige Haloart, an ca. 20 Tagen im Jahr

bekannt seit: Altertum

Beschreibung: Ein weißes vertikales Lichtband über und unter der Sonne, gewöhnlich ebenso breit wie die Sonne, aber auch mit zu- oder abnehmender Breite. Die Lichtsäule entsteht durch die Spiegelung des Sonnenlichtes an den Grundflächen waagerecht schwe- bender Schneesterne oder hexagonaler Plättchenkristalles. Die Lichtsäule tritt nur bei geringen Sonnenhöhen auf. Die meisten Säulen entstehen bei Sonnenhöhen unter 10°, selten bis 30°. Der obere Teil ist wesentlich häufiger zu beobachten (Verhältnis ca. 1:8). Da es sich um ein Spiegelungshalo handelt, ist die Lichtsäule weiß, kann aber auch die Farbe der untergehenden Sonne annehmen. In den meisten Fällen ist die Lichtsäule nicht sehr hell, ist aber in aller Regel einfach zu beobachten, weil bei tief- stehender Sonne die Blendwirkung eine nicht allzu große Rolle spielt. Wenn die Sonne bereits untergegangen ist, kann sich die obere Lichtsäule zu einer imposanten Erscheinung entwickeln. Die Höhe der Lichtsäule ist von der Sonnenhöhe abhängig. Bei niedrigen Sonnenständen kann die obere Lichtsäule bis an den 22°-Ring heranreichen. Die untere Lichtsäule ist meistens nur wenige Grad lang, selten länger als 10°. Text: Gerald Berthold, Foto: Obere Lichtsäule am 31.5.1996 in Schlägl/AU, Aufnahme von Karl Kaiser

Name: Irisierende Wolken

Typ: Beugung

Medium: sehr kleine Wassertröpfchen

Häufigkeit: an Cirrocumuli- und Altocumuli-Wolken relativ häufig

bekannt seit: 1903 von Van der Linden in Hemel en Dampkring eingehend beschrieben

Beschreibung: Manchmal kann man beobachten, daß bestimmte Partien von Wolken schillernde Farben aufweisen. Ein solches Irisieren tritt zumeist bei Wolken auf, die sich schnell bilden (z.B. Altocumulus lenticularis). Beson- ders die Ränder der Wolken zeigen eine purpurrote, blaue und grüne Farbe. Diese Erscheinung ist eng mit den Kränzen verwandt. Auch hier entstehen die Farben durch Lichtbeugung. Die Wassertröpfchen, die das Irisieren hervorrufen, sind sehr klein. Kleine Tröpfchen erzeugen sehr große Kränze mit breiten Abschnitten gleicher Farbe. Aus diesem Grund weisen große Bereiche der Wolke die gleiche Farbe auf. Die anderen Farben an der irisierenden Wolke beruhen weniger auf dem unter- schiedlichen Abstand zur Sonne, sondern auf der unterschiedlichen Tröpfchengröße. Verschiedene Größen von Tröpfchen erzeu- gen unterschiedliche Kränze, so daß die Farbe trotz gleichem Abstand zur Sonne unterschiedlich ist. Irisierende Wolken, die mehr als 30° Abstand zur Sonne haben, lassen sich nur schwer mit Beugung an Wassertröpfchen erklären. Wahrscheinlich werden die Farben durch Interferenzerscheinungen an Eiskristallen erzeugt.

Text: Gerald Berthold, Foto: Irisierene Wolken am 5.1.1999 in Annaberg/Erzgebirge, Aufnahme von Claudia Hinz Überirdisch fernsehen. Die Spezialgläser von Fujinon.

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Das Projekt „wechselwirkende Galaxien“ von Peter Riepe, Stefan Binnewies und Harald Tomsik

– Teil 1 – der die Galaxien aufeinander zu- oder Kernabstand zeigen, dass bei vielen aneinander vorbeifliegen. Eine wichtige Scheibengalaxien die Sterne selbst weit Ein faszinierendes Szenario, das im Rolle spielt auch ihre Rotation zueinan- außen im Bereich des sichtbaren Randes Universum gar nicht so selten ist: Zwei der und wie diese Rotation bezüglich noch nicht nach den Keplerschen Galaxien mit Milliarden von Sonnen der relativen Flugrichtung der Galaxien Gesetzen um das Zentrum rotieren, da- begegnen sich. Aufgrund der Massen- orientiert ist. All dies nahm Gestalt an, her muss sich im Halo ein erheblicher anziehung beginnen sie, heftig aneinan- als J. und A. Toomre im Jahre 1972 eine Anteil an nicht sichtbarer Materie be- der zu zerren. Die Astrophysik bezeich- bahnbrechende Modellrechnung durch- finden. net einen solchen Prozess eher nüch- führten. Die Computersimulation ging tern als „gravitative Wechselwirkung” von zwei Spiralgalaxien aus, die sich – Damit ist unser Fachgruppenthema oder „Interaktion” [1]. Eine starke gravi- jeweils aus mehreren hundert Einzel- noch recht aktuell. Die hier gezeigten tative Wechselwirkung kann erhebliche sternen zusammengesetzt und indivi- Aufnahmen belegen, dass Amateure in morphologische Änderungen an den duell rotierend – einander näherten. der Lage sind, mit fotografischen Galaxien verursachen. Solche Gestalts- Resultat: Neben der Deformation der Mitteln wechselwirkende Galaxien auf- veränderungen, die der bekannte Galaxienkörper selbst können die Gezei- zuspüren und die gravitativen Auswir- Astronom F. Zwicky bereits in den 50er tenkräfte (engl. „tidal interactions“) auch kungen im Bild nachzuweisen. Visuelle Jahren untersuchte, dokumentieren sich riesige Materieanteile aus den Galaxien- Beobachter können dies nicht immer in verformten oder weit herausgezoge- scheiben herauslösen und in den Raum leisten, weil die Wechselwirkungs- nen Spiralarmen, aber auch durch schleudern. Die Simulation führte zu phänomene oft sehr lichtschwach sind. Materiebrücken zwischen den Partner- einer regelrechten „Schweifentwick- Sämtliche Abbildungen wurden von galaxien. Der Russe B.A. Vorontsov- lung”, die eine verblüffende Ähnlichkeit Mitgliedern der VdS-Fachgruppe Astro- Velyaminov erstellte Ende der 50er mit dem bekannten Erscheinungsbild fotografie gewonnen. Bereits im Früh- Jahre einen ganzen Katalog verzerrter der Antennengalaxien NGC 4038/39 auf- jahr 1998 erfolgte nach dem ersten Galaxienpaare. H. Arp setzte diese wies [3]. Eisenbergtreffen die Objektauswahl. Arbeit 1966 mit seinem Atlas peculiärer Anschließend ging eine Liste mit 50 ver- Galaxien fort [2], um die verschiedenar- Wir kennen heute „Gezeitenschweife” schiedenen Feldern wechselwirkender tigsten Strukturabweichungen über- mit der Form von Federbüscheln, Galaxien an 14 Astrofotografen und die haupt erst einmal zur Diskussion zu Antennen oder Tentakeln. Die zeitliche Fachgruppe der visuellen Deep-Sky- bringen. Noch etliche Jahre später wur- Entwicklung solcher Formen ist für Beobachter. Bis Oktober 2000 schickten den wechselwirkende Galaxienpaare unser kurzes menschliches Leben kaum acht Beobachter ihr Material zurück. fälschlicherweise als mögliche „eruptive nachvollziehbar. So dauert die Rotation Daraus wurden 21 Motive ausgewählt Systeme” bezeichnet, den wahren gravi- einer Spiralgalaxie wie unserer Milch- (Stand Oktober 2000), die in den drei tativen Ursachen wurde noch nicht straße etwa 100 Millionen Jahre. Ähnli- Teilen dieses Aufsatzes vorgestellt wer- genügend Bedeutung beigemessen. che Zeitspannen vergehen, wenn sich den sollen. Aufnahmeinstrumente waren bei einer Galaxienbegegnung gravitative mittelgroße und größere Amateur- Erst in den 70er Jahren setzte sich die Strukturänderungen ausprägen. teleskope, Detektoren ganz überwie- Idee der Wechselwirkung auf breiter gend CCD-Kameras, die sich in der Hand Front durch. Entscheidend war die Die Begegnungen können so eng ver- erfahrener Amateure der Aufgaben- Entwicklung geeigneter Computer, mit laufen, dass die Galaxien unter dem stellung gut gewachsen zeigten, nicht denen die Dynamik sich begegnender Einfluss starker Anziehungskräfte zu- zuletzt wegen ihres guten Signal/ Galaxien in aufwendigen numerischen sammenstoßen. Dabei ist es offenbar Rausch-Verhältnisses. Testverfahren untersucht werden konn- möglich, dass Galaxien bei hoher te. Eine der wesentlichen Fragen war, in Kollisionsgeschwindigkeit schadlos aus Unser Bericht ist in drei Teile gegliedert. welcher Weise gravitative Wechsel- der Begegnung hervorgehen. Dem Der vorliegende erste Teil behandelt wirkungen einen Einfluss auf die Gala- gegenüber erscheint es paradox, dass wechselwirkende Systeme, bei denen xienkörper als Systeme aus Milliarden die Kollision bei geringer Geschwin- die Partner noch deutlich voneinander von Einzelsternen ausüben. Heute wis- digkeit zum Zerreißen der Partnergala- entfernt sind und noch keine allzu star- sen wir: Je näher sich Galaxien kommen, xien und später sogar zum Verschmel- ken morphologischen Änderungen er- desto krasser kann sich ihr Erschei- zungsvorgang (engl. „merging”) führen fahren haben, so z.B. bei weiten Vor- nungsbild ändern. Die Stärke der kann [4]. Mitte der 80er Jahre fand J. übergängen. Im zweiten Teil geht es um Wechselwirkung – und damit der Verfor- Barnes heraus [5], dass die Dunkel- sehr nahe Begegnungen, deren gravita- mungsgrad der Partner – hängt von ver- materie in den Halos zweier Scheiben- tive Auswirkungen Materiebrücken oder schiedenen Parametern ab, so z.B. von galaxien die Kollisionswahrscheinlich- auch Gezeitenschweife produziert der Masse an Einzelsternen, von Vertei- keit beim nahen Vorübergang wesent- haben. Der letzte Teil schließlich dreht lung und Menge an Staub und Gas, und lich erhöht. Messungen der Rotations- sich um direkte Kollisionen. schließlich von der Geschwindigkeit, mit geschwindigkeit in Abhängigkeit vom FACHGRUPPE > ASTROFOTOGRAFIE 43

Abb. 1: sich diese Entfernung auch auf 30 NGC 672 und Millionen Lichtjahre beziffern. Damit fol- IC 1727, aufge- gen aus dem scheinbaren Durchmesser nommen von von 6,4' wahre Durchmesserwerte von Bernd Flach-Wilken ca. 56.000 Lichtjahren. Angesichts der in Wirges am geringen Flächenhelligkeit (d.h. recht 18. Oktober 2000 dünn gesäter Sterne) verwundert es mit einer CCD- dann nicht, wenn für die Masse der Kamera APOGEE Galaxien jeweils nur etwa 10 Milliarden AM 13 am Sonnenmassen ermittelt wurden [6]. Hypergraphen 400 Die beobachteten Radialgeschwindig- mm/3200 mm. keiten von NGC 672 und IC 1727 liegen Belichtungszeit: bei durchschnittlich 582 km/s. Da die

3 x 15 Minuten. Radialgeschwindigkeit vrad mit der Entfernung r (in Mpc) und der Hubble-

Konstante H0 über die Gleichung vrad = r·H0 miteinander im Zusammenhang ste- hen, konnten wir aus der Entfernung von 9,1 Mpc eine Hubble-Konstante von 64 km/(s·Mpc) berechnen. In einem Aufsatz aus den 80er Jahren [10] werden NGC 672 und IC 1727 und die Klarheit zu erhalten, wäre eine tiefere Messungen der Hubble-Konstante von Hubble-Konstante Aufnahme mit höherem Signal/Rausch- verschiedenen Autoren zitiert: 50 + 7, Erstes Objekt unseres Fachgruppen- Verhältnis wünschenswert. Im Um- 67 + 15, 74.3 + 11, 100 + 10, jeweils in projektes ist das Paar VV 338 im gebungsfeld unseres Galaxienpaares km/(s·Mpc). Der von uns elementar her- Sternbild Triangulum (Abb.1). Augen- sind auch einige hellere Hinter- geleitete Wert von 64 km/(s·Mpc) passt fällige Hinweise auf eine Interaktion grundobjekte zu entdecken, darunter damit sehr gut. Neueste und exakteste sind bei den zwei Balkenspiralen NGC eine kleine auffällige edge-on-Spirale Messungen führten im Rahmen des 672 (oben links) und IC 1727 (unten etwa 10' südlich von NGC 672. „Hubble key project“ zu dem Wert ± rechts) nicht zu bemerken. Die gravitati- Aufgrund ihrer geringen Flächen- H0 = 72 8 km/(s·Mpc) [11]. Alle in ve Wechselwirkung ist jedoch gesichert, helligkeit sind NGC 672 und IC 1727 unserem Text angegebenen Galaxien- sie hat bei IC 1727 mehr Störungen ver- ideale Studienobjekte für die Auflösung entfernungen haben wir mit diesem H0- ursacht als bei NGC 672 [6]. NGC 672 in Einzelsterne und bieten sich recht gut Wert und mit Hilfe der wissenschaftlich besitzt einige hellere, diffuse Knoten in zur Kalibrierung der extragalaktischen publizierten Radialgeschwindigkeiten den Spiralarmen. Dabei handelt es sich Entfernungsskala an. Was bedeutet das berechnet. Für NGC 672 und IC 1727 sowohl um helle Sternassoziationen als für unseren Bericht? muss damit die Entfernung auf 26 auch um HII-Regionen. Beide Galaxien Die Differenz m - M zwischen scheinba- Millionen Lichtjahre korrigiert werden. haben eine sehr geringe Flächen- rer Helligkeit m und absoluter Helligkeit helligkeit. Auf Zeichnungen visueller M eines Objektes wird als „Entfernungs- NGC 1023 Beobachter treten daher insbesondere modul” E bezeichnet. Mit E lässt sich NGC 1023 im Perseus ist das hellste die Spiralarme von IC 1727, die noch die wahre Entfernung r dieses Objektes Mitglied der NGC 1023-Galaxiengruppe, lichtschwächer als NGC 672 ist, kaum in in der Maßeinheit Parsec (pc) über fol- die von Humason, Mayell und Sandage Erscheinung. Und so gleicht ihr langge- gende Gleichung berechnen: 1956 identifiziert wurde. Weitere streckter und knotiger Balken eher einer Mitglieder dieser Gruppe sind die edge-on-Galaxie [7]. Sieht man sich IC log r = 0,2 · (m - M + 5) bekannte edge-on-Galaxie NGC 891, fer- 1727 genauer an, so wird eine gewisse bzw. r = 100,2 · (m - M + 5) ner NGC 925, 1003 und 1058. Die Spiralstruktur aber doch deutlich. Vom Klassifikation von NGC 1023 ist nicht Nordteil verläuft ein Spiralarm nach Die Blauhelligkeiten der leuchtkräftig- einheitlich, sie reicht vom elliptischen außen und biegt nach Osten ab. Der sten aufgelösten Einzelsterne von NGC Typ E7 bis zu SB0. Bei genauerer südliche Galaxienbereich dagegen 672 und IC 1727 liegen bei 22 mag [8]. Betrachtung fällt unmittelbar am erscheint eher diffus und etwas nach Legen wir einmal „weiße“ F-Sterne mit Südostrand der Galaxie eine kleine Aus- außen verzogen – unter Umständen ist absoluten Helligkeiten um -8 mag und beulung auf (Abb.2), unregelmäßig und das eine Folge der Interaktion. Dieser einem Farbindex B - V = 0.2 mag zu- von sehr geringer Flächenhelligkeit. Es diffuse Südteil scheint sich in einer grunde [9], so sollten sich deren visuel- handelt sich um die irreguläre Zwerg- lichtschwachen Aufhellung fortzusetzen, le Helligkeiten um 21,8 mag bewegen galaxie NGC 1023A, in der augenfällige die bei einiger Phantasie um den hellen mit einem Entfernungsmodul von m - M Strukturen und auch Sternentstehungs- Feldstern nach Westen abknicken könn- = 21,8 mag - (-8 mag) = 29,8 mag. gebiete fehlen [12]. Ähnliche Verhält- te. Liegt hier eine Ungleichmäßigkeit Unser Galaxienpaar steht damit in einer nisse liegen bei M 90 vor, auch hier des Himmelshintergrundes („unebenes” wahren Entfernung von r = 100,2· (29,8 + 5) steht eine helle Scheibengalaxie mit CCD-Flatfield) oder gar ein extrem = 106,96 pc = 9,1 Millionen pc = 9,1 Mpc. einer irregulären Zwerggalaxie (IC 3583) schwacher Gezeitenschweif vor? Um hier Da 1 pc = 3,26 Lichtjahre sind, lässt in direktem Kontakt. 44 FACHGRUPPE > ASTROFOTOGRAFIE

Abb. 2: Entfernung beträgt ca. 120 Millionen NGC 1023/1023A. Lichtjahre. NGC 772 ist eine frühe Sb- Aufnahme von Spirale mit ausgeprägten, aber gestör- Volker Wendel ten Armen. Sie muss riesig sein, denn am 26. Januar 2000 bei der genannten Entfernung ist ihr im Pfälzer Wald, wahrer Durchmesser etwa 2,5-mal so 70 Minuten belichtet groß wie der unserer Milchstraße. Der in auf TP 2415 (hyp) westliche Richtung abknickende innere durch Celestron 11 Arm hebt sich aus der Umgebung der bei f/7. Nachbararme ab. Seine Helligkeit ist überdurchschnittlich hoch, so dass man dort eine erhöhte Sternentstehungs- aktivität annehmen darf. Ob die in Abb. 4 sichtbaren diffusen Knötchen HII- Regionen oder neu entstandene Stern- Die Radialgeschwindigkeiten von NGC wendeten optischen Hilfsmittel reichen haufen darstellen, bleibt ungewiss, weil 1023 und 1023A differieren in unserer zum Wechselwirkungsnachweis nicht die Auflösung des benutzten Amateur- Tabelle ziemlich stark. Dies macht deut- aus. Teleskops nicht reicht. Der Vergleich lich, in welchem Maße sich NGC 1023A zweier Amateur-Aufnahmen – einmal relativ zu NGC 1023 bewegt. Für den NGC 770 und NGC 772 ohne Filter, einmal mit strengem Mittelwert ergibt sich eine Entfernung Bei NGC 770/772 (Abb. 4) zeigt sich die Rotfilter – könnte Gewissheit verschaffen. von etwa 37 Millionen Lichtjahren. Nach Wechselwirkung schon deutlicher. Das Auf der Gegenseite dieses prominenten Messungen von [12] liegt die Radial- Paar mit der Nr. 78 im Arp´schen Kata- Spiralarms scheint die Struktur ziemlich geschwindigkeit zwischen 712 und 772 log liegt im Sternbild Aries, seine verwaschen. Doch lösen professionelle km/s, was zu einer ähnlichen Entfer- Großteleskope hier nung von 34 Millionen Lichtjahren führt. zarte Spiralarme auf, Wir haben die Entfernungsbestimmung die an eine feinglie- auch über die Radialgeschwindigkeiten drige „multiple aller Mitglieder des NGC 1023-Galaxien- arm“-Struktur erin- haufens berechnet und mit durchschnitt- nern. Sozusagen lich 732 km/s eine Haufendistanz von parallel zu dem auf- etwa 33 Millionen Lichtjahren erhalten. fallenden Arm ver- läuft ein weiterer, M 60 und NGC 4647 lang ausgezogener Die S0-Galaxie M 60 wird hin und wie- Spiralarm, der der auch als Ellipse vom Typ E1 oder E2 jedoch erheblich bezeichnet. Ihre Partnerin ist NGC 4647, lichtschwächer ist. eine offensichtliche Sc-Spirale mit frag- Störenfried ist auf mentierten Armen. Die Gruppe ist etwa jeden Fall die 200“ 56 Millionen Lichtjahre entfernt, was für südlich stehende die kleinere Spiralgalaxie einen wahren kleine E3-Galaxie Durchmesser um 50.000 Lichtjahre NGC 770, die eine bedeutet. Bei diesem Paar (Abb. 3), das auch als Arp 116 oder VV 206 bekannt ist, liegt - wenn überhaupt - nur eine sehr schwache Wechselwirkung vor. Verformungen oder gar Materieauswürfe treten nicht auf. Von daher vermuten Sandage und Bedke [13], dass beide Galaxien nicht die gleiche Entfernung besitzen. Wäre das der Fall, so müssten sie sich dermaßen nahe stehen, dass deutlichere Interaktionsmerkmale zu erwarten wären. Dagegen sehen es Hirshfeld und Sinnott [14] als ein Abb. 3 (links): Zeichen der Wechselwirkung an, dass M 60 und NGC 4647. Bildautor und Instrumentierung wie bei Abb. 1, die Dunkelwolken in NGC 4647 auf der Belichtungszeit 3 x 10 Minuten am 9. April 2000. von M 60 abgewandten Seite stärker ausgeprägt sind. Dies ist jedoch nur auf Abb. 4 (rechts): sehr tiefen und hoch aufgelösten NGC 770/772. Aufnahme von Peter Bresseler, Lüneburg. 10”-SC-Teleskop bei Aufnahmen erkennbar, die in Abb. 3 ver- f = 1400 mm, CCD-Kamera SBIG ST-7, 4 x 5 Minuten belichtet. FACHGRUPPE > ASTROFOTOGRAFIE 45

Abb. 5: sphäroiden Kern auf die Störungen NGC 6769-71, einer Nachbargalaxie so empfindlich aufgenommen reagieren, dass die Summe all ihrer von Bernd Koch und überlagerten Bahnen ein Kastenprofil Stefan Binnewies ergeben kann [16]. am 11. Juli 1997 mit 40-minütiger M 65, M 66 und NGC 3628 Belichtungszeit. Im Sternbild Löwe steht das Trio M 65, Aufnahmeort war M 66 und NGC 3628 [17]. Die beiden die Farm Tivoli, erstgenannten Sb-Galaxien sind recht Namibia. Als hell, ihr Abstand beträgt nur 20'. NGC Instrument diente 3628 jedoch, eine markante edge-on- ein Celestron 14 Galaxie, vermochte Charles Messier auf- (350mm/2300mm) grund ihrer geringen Flächenhelligkeit mit einer CCD- nicht zu entdecken, obgleich die Kamera SBIG ST-8. Entfernung zu ihren beiden Schwester- galaxien noch nicht einmal 40' beträgt. relativ hohe Flächenhelligkeit aufweist. erkennen. Dass NGC 6771 aber dennoch NGC 3628, etwa 36 Millionen Lichtjahre Der kleine diffuse Fleck links im Bild ist mit beiden eine echte Dreiergruppe bil- entfernt und um 50% größer als unsere vermutlich eine ferne Hintergrund- det, wird an einer sehr schwachen Milchstraße, ist das interessanteste galaxie, die keinerlei Wechselwirkungs- Materiebrücke deutlich, die jedoch nur Gruppenmitglied (Abb. 6). Die Anzei- beitrag leistet. auf sehr tiefen Aufnahmen einiger- chen einer Wechselwirkung mit M 65/66 maßen zur Geltung kommt [15]. Die sind deutlich. Bei NGC 3628 ist ein NGC 6769, 6770 und 6771 Radialgeschwindigkeit des Paares NGC Auseinanderklaffen der Ebenen der Ein schönes Beispiel des südlichen 6769/70 lässt auf eine beachtliche Sterne und der interstellaren Materie zu Himmels ist das Trio NGC 6769, 6770 Entfernung von ca. 170 Millionen Licht- beobachten, nach [18] ist dies die und 6771 im Sternbild Pavo (Abb. 5). jahren schließen. NGC 6771 aber hat schwächste Form der Wechselwirkung. NGC 6769 (rechts) ist eine Spiralgalaxie eine merklich höhere Radialgeschwin- Ein genauerer Blick zeigt, dass das mit hellem Kern und schön entwickelten digkeit. Wir können uns durchaus den- Staubband nach beiden Enden hin Armen, NGC 6770 (links) wird als ken, dass sich die edge-on-Galaxie vor ungewöhnlich ausläuft. Im Osten wird Balkenspirale klassifiziert. Beide Stern- langer Zeit dicht an NGC 6769/70 vor- es diffuser und verbreitert sich erheb- systeme sind räumlich klar getrennt, beibewegt hat und momentan von dem lich, im Westen gabelt es sich in zwei machen aber aus ihren „innigen Paar fortstrebt. Die Möglichkeit einer etwa 20° gegeneinander geneigte Beziehungen” kein Geheimnis. Während solchen „interaktiven Begegnung” wird Einzelbänder, die von zahlreichen HII- NGC 6769 relativ ungestört erscheint durch die Tatsache erhärtet, dass NGC Regionen durchsetzt sind [19]. Mög- mit eng gewundenen Spiralarmen bis 6771 einen kastenförmigen Kern besitzt. licherweise – so interpretieren wir das zum Zentrum, weist NGC 6770 zwei Rechnersimulationen haben nämlich Erscheinungsbild – handelt es sich um dünnere Arme mit starken Störungen gezeigt, dass die Sterne in einem zwei separate Spiralarme, von denen auf. In ihrem Nordostbereich fallen zwei markante Dunkelwolken auf. Ferner streckt NGC 6770 ihrer Nachbarin einen besonders kräftig ausgebildeten Arm entgegen. Ursprünglich sicherlich gekrümmt, ist dieser Arm nun gerade- gebogen und von auffallend hellen Knoten durchsetzt. Offenbar haben sich hier etliche neue große Sternasso- ziationen gebildet, und zwar zu einer Zeit, als der Arm in die umgebende Dunkelmaterie von NGC 6769 „hinein- peitschte”. Abb. 5 zeigt auch, dass die Wechselwirkung durch einen gemeinsa- men Halo beider Galaxien belegt wird. NGC 6771 ist eine schöne egde-on- Galaxie. Sie besitzt einen auffälligen kastenförmigen Zentralbereich (box- shape), der auf eine zylindrisch geform- te, rotierende Scheibe hinweist. Auf den Abb. 6: ersten Blick sind keine Wechsel- NGC 3628, aufgenommen von Bernd Flach-Wilken am 18. April 1999. wirkungseffekte mit den beiden Nach- Mit dem 400-mm-Hypergraphen und der APOGEE AM 13 CCD-Kamera wurde bargalaxien NGC 6769 und NGC 6770 zu 3 x 15 Minuten belichtet. 46 FACHGRUPPE > ASTROFOTOGRAFIE

der im Vordergrund liegende Arm im Abb. 7: Winkel von 20° unter die Ebene des NGC 7752/7753. zweiten Arms abtaucht. Dies würde auf Bernd Flach-Wilken eine ziemliche Verbiegung der galakti- nahm das Paar am schen Ebene von NGC 3628 hinweisen. 4. Oktober 2000 mit der CCD-Kamera NGC 7753 und NGC 7752 APOGEE AM 13 auf. Eindeutige Hinweise auf eine kräftige Am 400-mm- Wechselwirkung sind auch bei einem Hypergraphen bekannten Paar im Pegasus erkennbar: wurde 4 x 10 Die Arme der Sb-Spirale NGC 7753 wer- Minuten belichtet. den von der wesentlich kleineren Galaxie NGC 7752 beträchtlich nach außen verbogen (Abb. 7). Dabei ist der auf NGC 7752 zulaufende Arm noch ein wenig länger und heller, gleichzeitig aber auch diffuser als der Gegenarm auf der anderen Seite. Üblicherweise lässt sich dies mit einer erhöhten Sternent- stehungsrate erklären, was angesichts als VV 5 bzw. Arp 86 bekannt, hat eine NGC 5426/ 27 der offensichtlichen Gezeitenwechsel- sehr große Ähnlichkeit mit dem System Bei dem letzten hier vorgestellten Paar wirkung genau in diesem Gebiet [20] M 51 und seiner Begleitgalaxie NGC NGC 5426/27 im Sternbild Virgo sind die durchaus auf der Hand liegt. Gemäß 5195. Während NGC 7752 als irreguläre Wechselwirkungen bereits stärker aus- Modellrechnungen bewegt sich NGC Galaxie gilt, glauben wir jedoch aus der geprägt. Die beiden Spiralgalaxien sind 7752 nämlich auf einem Orbit geringer Flach-Wilken-Aufnahme etwas anderes ungefähr 110 Millionen Lichtjahre ent- Exzentrizität um NGC 7753 [21], die ableiten zu können: entweder eine arm- fernt (Abb. 8a). Vom Zentrum der nörd- Bahngeometrie begünstigt einen Gas- lose Scheibengalaxie oder einen S0-Typ, licher gelegenen Galaxie NGC 5427 austausch. Durch diesen Massentransfer vielleicht sogar eine elliptische Galaxie. gehen sehr helle und weiche Spiralarme soll bereits etwa 5% der Materie von Im übrigen sollte NGC 7753 bei einer aus. Einer von ihnen gabelt sich im NGC 7753 zum kleinen Begleiter geflos- Entfernung von etwa 230 Millionen Nordosten, der gegenüberliegende sen sein, was dessen außerordentlich Lichtjahren ein riesiges Gebilde sein, fächert sich diffus auf. Am westlichen hohe Aktivität erklärt (vgl. die Flächen- mehr als doppelt so groß wie unsere Rand sitzt ein kleines, kompaktes helligkeiten!). Das Galaxienpaar, auch eigene Milchstraße. Anhängsel. Könnte es sich um eine

Abb. 8: NGC 5426/5427, aufgenommen am 25. April 2000. Bildautor, Teleskop, Kamera und Belichtungszeit wie bei Abb.7; (a) normale Gradation, (b) kontrastverstärkte Falschfarbendarstellung. FACHGRUPPE > ASTROFOTOGRAFIE 47

α δ Galaxie (2000) (2000) Typ Ø B (mag) V vrad (km/ s) IC 1727 01 47 31 +27 19 51 SB 6.2' x 2.9' 12.2 11.6 613 NGC 672 01 47 54 +27 25 55 SBc 6.6' x 2.7' 11.4 10.8 552 NGC 770 01 59 13 +18 57 19 Sb 1.3' x 1.0' 14.2 14.0 2609 NGC 772 01 59 20 + 19 00 24 Sb 7.1' x 4.5' 11.3 10.3 2560 NGC 1023 02 40 24 +39 03 46 SB0 8.7' x 3.3' 10.5 9.5 688 NGC 1023A 02 40 38 +39 03 28 – 2' x 2' – 954 NGC 3628 11 20 18 +13 35 14 Sbc 14.8'x3.6' 11.5 9.5 788 NGC 4647 12 43 33 +11 34 55 Sc 3.0' x 2.5' 12.5 11.4 1340 M 60 12 43 40 +11 33 09 S0 7.2' x 6.2' 10.3 8.8 1128 NGC 5426 14 03 25 - 06 04 10 Sbc 2.9' x 1.6' 12.8 12.2 2374 NGC 5427 14 03 26 - 06 01 42 Sbc 2.5' x 2.3' 12.1 11.4 2555 NGC 6769 19 18 23 - 60 30 02 S 2.5' x 1.7' 12.6 11.8 3742 NGC 6770 19 18 38 - 60 29 49 S 2.5' x 1.9' 12.9 12.0 3733 NGC 6771 19 18 40 - 60 32 43 S 2.6' x 0.6' 13.5 12.5 4118 NGC 7752 23 46 59 + 29 27 32 Irr 0.7' x 0.4' 14.3 14.0 4985 NGC 7753 23 47 05 +29 29 01 Sb 3.4' x 2.2' 13.2 13.0 5098

Tabelle 1: Koordinaten, Typen, scheinbare Durchmesser und Radialgeschwindigkeiten der wechselwirkenden Galaxien des Fachgruppenprojekts. Die Daten stammen aus [8], [13], [14] und [23], wobei die Radialgeschwindigkeiten Durchschnittswerte aus diesen Quellen darstellen.

Zwerggalaxie handeln, die für die diffu- Literaturhinweise se Auffächerung des Spiralarms verant- [1] R. Wielen (Ed.): Dynamics and Interactions of [14] A. Hirshfeld, R.W. Sinnott: Sky Catalogue wortlich ist? Nein, eine tiefe Aufnahme Galaxies; Proceed. Int. Conf. Heidelberg 1989; 2000.0 - Vol. 1 und 2; Sky Publishing nach [15] löst das diffuse Anhängsel in Springer-Verlag, Berlin 1990 Corporation/Cambridge University Press 1985 vier Kerne auf. Vermutlich haben sich [2] H. Arp: Atlas of Peculiar Galaxies; [15] S. Laustsen, C. Madsen, R.M. West: hier HII-Regionen oder Sternhaufen APJ Supp Series 14, 1 (1966) Entdeckungen am Südhimmel; Springer gebildet. Eine langbrennweitige Farbauf- [3] W.C. Keel: Crashing Galaxies, Cosmic Birkhäuser, Berlin/Heidelberg/Basel 1986 nahme könnte die Frage klären. Die Fireworks; Sky & Tel. 77, No. 1, 18 (Jan. 1989) [16] R.-J. Dettmar: Die großräumige Verteilung südlicher gelegene Partnergalaxie NGC [4] J. Roth: When Galaxies Collide; Sky & Tel. 95, der Sterne in Scheibengalaxien; SuW 27, 721 5426 hat deutlich lichtschwächere No. 3, 48 (March 1998) (12/1988) Arme, so dass ihr Zentralbereich relativ [5] J. Barnes, L. Hernquist und F. Schweizer: [17] S. Binnewies et al.: Das Galaxientriplett M 65, hell wirkt. Betrachten wir Abb. 8b, so Galaxien im Zusammenstoß; Spektrum der M 66 und NGC 3628 im Sternbild Löwe; zeigt sich die Wechselwirkung in Form Wissenschaft, 80 (Oktober 1991) Ahnerts Kalender für Sternfreunde 52, 94 eines schwach leuchtenden Materie- [6] N. Carozzi-Meyssonnier: Rotation and mass (2000) bandes, das zumindest in zwei of NGC 672 and IC 1727; Astronomy and [18] H.H. Voigt: Abriß der Astronomie; Strängen die Spiralarme von NGC 5426 Astrophysics Supplement Series 47, 237 Bibliographisches Institut, Mannheim 1975 fortsetzt und zu NGC 5427 hinüber- (Feb. 1982). [19] D. Malin: Blick ins Weltall. Neue Bilder vom reicht. [7] W. Steinicke: Beobachtung von Kosmos; Franckh-Kosmos Verlags-GmbH & Co., Untersuchungen der aus Spaltspektren Galaxiengruppen; Skript zur BoHeTa 2000 Stuttgart 1994 abgeleiteten Rotationskurven haben [8] A. Sandage, J. Bedke: The Carnegie Atlas [20] M. Marcelin et al.: The detailed velocity field gezeigt [22], dass die gravitative of Galaxies, Band II; Carnegie Institution of the ionized gas in the interacting pair of Wechselwirkung an den Galaxienkör- of Washington 1994 galaxies NGC 7752-53; Astronomy and pern selbst keine wesentlichen Verän- [9] K. Schaifers, G. Traving: Meyers Handbuch Astrophysics, 179, no. 1-2, June 1987, p. 101. derungen bewirkt hat. Die groben Weltall; Bibliographisches Institut, [21] H. Salo, E. Laurikainen: The interacting Eigenschaften von NGC 5426 und NGC Mannheim 1984 system NGC 7753-7752 (Arp 86). II - N-body 5427 sind von den Eigenschaften iso- [10] W. Priester, H.-J. Blome: Zum Problem des modeling; Astrophysical Journal, Part 1, 410, lierter Spiralgalaxien nicht unterscheid- Urknalls: „Big Bang“ oder „Big Bounce“? no. 2, p. 586. bar. Insbesondere NGC 5426 mit ihrem (Teil 1); SuW 26, 83 (2/1987) [22] C.P. Blackman: Surface photometry and mass relativ hellen Kern zeigt ein exponenti- [11] D. Fischer (Hrsg.): Skyweek 2/2001, S. 3-5 distributions of the interacting spiral galaxies ell abfallendes Helligkeitsprofil, wie es [12] M. Capaccioli et al.: Is NGC 1023/1023A an NGC 5426 and 5427; Royal Astronomical auch bei etlichen Einzelgalaxien beob- interacting system? Astronomy and Astro- Society, Monthly Notices, 200, 407 achtet wird. physics, 169, no. 1-2, Nov. 1986, p. 54. (August 1982). [13] A. Sandage, J. Bedke: The Carnegie Atlas [23] http://aladin.u-strasbg.fr/aladin/alapre.pl of Galaxies, Band 1; Carnegie Institution of (Stand: 1. November 2000) Washington 1994 48 FACHGRUPPE > ASTROFOTOGRAFIE

M 31 in D 19 – oder die Kontrastverstärkung einer Fotografie des Andromedanebels

von Dirk Sprungman

Der Andromedanebel zählt ohne Frage schließlich Detailfotografien von M 31, beinahe nie existierenden) Beobach- zu den prachtvollsten, ästhetischsten, was zeigt, wie intensiv sich Edwin P. tungsnacht. Der Staubbalken von M 31 gewaltigsten und damit zu den faszinie- Hubble mit der Andromedagalaxie war bei 8“ Öffnung überaus kontrast- rendsten Himmelsobjekten. Visuell sind befaßt hat – eine Beschäftigung, die reich visuell zu erkennen – ein Anblick, bereits viele Einzelobjekte innerhalb schließlich zum Hubble`schen Gesetz den ich seither nur sehr selten erlebt des nachbarlichen Milchstraßensystems und damit zu einer kosmologischen habe. aufzufinden, fotografisch enthüllt sich Revolution führte. Fotografiert wurde durch einen indessen im wahrsten Sinne des Wortes Die Fotografie der Andromedagalaxie 200/800mm Newton samt Rosskorrektor eine neue Welt – Sternwolken, Kugel- entpuppt sich als außerordentlich span- der Firma Vixen. Die Nachführung erfolg- sternhaufen, HII-Regionen, Dunkelwol- nende Betätigung. Im folgenden soll te visuell durch einen 80/910mm ken, Veränderliche Sterne etc. eröffnen nun exemplarisch die fototechnische Refraktor bei 182-facher Nachführver- sich dem Beobachter [1],[2]. Auch aus Herstellung einer solchen M31-Foto- größerung. Die Fokussierung erfolgte historischer Sicht erscheint M 31 in grafie erläutert werden. mit einem Ronchi-Gitter. Als Film- einem interessanten Licht, da die material diente der gehyperte Kodak Galaxie die Erste war, die als solche Nächtliche Jagd auf den TP-2415. Für 32 Minuten wurde die KB- erkannt wurde; der Bau des 100" Andromedanebel Kamera gegen 23:00 MEZ ausgelöst. Hooker Reflektors des Mount Wilson Das Originalnegativ der abgebildeten Observatoriums brachte diese Wende Andromedafotografie entstand bereits Ab in die Dunkelkammer im astronomischen Weltbild. In dem am 26. September 1997 im sauerländi- Zuhause angekommen wurde der Werk „The Realm of the Nebula“ (Das schen Ebbegebirge in einer extrem kla- Technical Pan bei 20°C sechs Minuten in Reich der Nebel) [3] findet man fast aus- ren als auch windstillen (also in einer Kodak D-19 entwickelt. Man erreicht

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dabei einen γ-Wert von ca. 3,2 [4] – die die Kornvergrößerung, die die Bild- Originalnegativ und Kopierfilm direkt Schwärzungsdichte nimmt also an den brillianz herabsetzt. Feinkörniges aneinanderliegen, oder man projiziert Schwärzungsgrenzen schnell zu, was Filmmaterial wie der Kodak Technical das Originalnegativ mit langer Projek- einem hohen Kontrast entspricht, der Pan sind hier empfehlenswert. tionsbrennweite (ca. 105 mm) und klei- besonders an den äußeren Bereichen der Spiralarme von M 31 wünschens- wert ist. In diesem Kontext wird bereits eine fotografische Problematik des Andromedanebels deutlich. Betrachtet man das entwickelte Negativ, so erkennt man, daß der Kern der Galaxie strukturlos erscheint und vollkommen zuläuft. Der Grund liegt einerseits in der hart arbeitenden Kombination Technical Pan – D 19 und andererseits in der zur Kernregion rapide zunehmenden Hellig- keit des Andromedanebels. Der fotoche- mischen Ursache kann später bei der Herstellung des Positivs per unscharfer Maskierung oder durch Abwedeln (bzw. Nachbelichten) etwas entgegengewirkt werden. Den Helligkeitsgradienten der Galaxie kann man durch Einsatz eines leichten Blaufilters verkleinern, da der helle Kern von M 31 hauptsächlich aus Sternen der Population II besteht, die im roten Spektralbereich strahlen.

Idee der Kontrastverstärkung Betrachtet man nun einen gewöhnli- chen Abzug bei harter Gradation, so sind in der Galaxienmitte bis auf den zugelaufenen Kern viele differenzierte Details zu erkennen, im Bereich der äußeren Spiralarme nimmt der Kontrast jedoch rasch ab. Die äußersten Gebiete gehen schließlich ganz im Hintergrund- rauschen des Grundschleiers unter und sind nur auf unterbelichteten Abzügen erkennbar, die nicht mehr brilliant wir- ken. Allerdings steckt in diesem Prinzip der Unterbelichtung die Idee der Kontrastverstärkung. Kopiert man das Originalnegativ leicht unterbelichtet auf Abb. 1: einen hart arbeitenden Film, so entsteht Die große Andromedagalaxie am 26.9.1997, 32 Minuten belichtet auf Kodak ein Positiv, auf dem nur noch die TP-2415hyp. mit einem 200/800mm Newton. Signalschwärzung zu erkennen ist, nicht aber mehr der Grundschleier des Originals – das Resultat ist ein kon- trastverstärkender Effekt. Durch eine Herstellung des Duplikatnegativs ner Blende auf den Kopierfilm. Man zweite Umkopie erhält man wieder ein Die Herstellung der Negativkopie erfor- stellt also einen Abzug auf Filmmaterial Negativ, auf dem erneut eine Kontrast- dert einen besonders staubfreien anstatt auf Fotopapier her. Beide verstärkung auftritt, allerdings ist diese Arbeitsplatz, da sich kleinste unschein- Verfahren haben Vor- und Nachteile. Das nicht mehr so signifikant wie die erste bare Staubpartikel auf dem späteren Kontaktverfahren produziert aufgrund (vergleiche Abb. 2 und 3). Ob man eine Abzug sehr störend bemerkbar machen des Staubes sehr viel Ausschuß und zweite Umkopie durchführt, richtet sich können. Gänzlich läßt sich das erfordert demnach immer etwas Glück. nach dem eigenen Geschmack. Effektiv Staubproblem jedoch nie lösen. Es gibt Das Projektionsverfahren führt hingegen ist es eine rein ästhetische Frage, ob man nun zwei Varianten, die Kopie herzu- direkt zum gewünschten Erfolg, erfor- die Negativ- oder Positivdarstellung auf stellen - entweder kopiert man unter dert jedoch eine sehr gute Abbildungs- dem späteren Abzug bevorzugt. einer staubfreien Glasscheibe bei diffu- qualität des Projektionsobjektivs. Bei Ein Nachteil der Kontrastverstärkung ist sem Licht im Kontaktverfahren, wobei den abgebildeten Kontrastverstärkun- 50 FACHGRUPPE > ASTROFOTOGRAFIE

gen kam das Projektionsverfahren zum Einsatz. Als Kopierfilm eignet sich der bei Rotlicht sehr komfortabel zu verarbei- tende, allerdings nicht ganz feinkörnige orthochromatische Planfilm (9x12) Agfa 0811-P. Gute Ergebnisse erzielt man zudem mit dem Kodak Ektagraphic und natürlich auch mit dem TP, nur muß dieser bei absoluter Dunkelheit verar- beitet werden, was besonders bei der Kleinbildversion den Umgang erschwert. Bevor nun die eigentliche Kopie herge- stellt wird, sollte man eine Belich- tungsreihe auf einem Testfilmstreifen anfertigen. Hierzu stellt man eine kurze Belichtungszeit am Vergrößerer ein (ca. 1 Sek.) und verdeckt den Kopierfilm mit einer Pappe. In Etappen zieht man nun die Pappe über den Film und löst jedes- mal eine Belichtung aus. Auf diese Weise entsteht eine Belichtungsreihe aus der nach der Entwicklung die opti- male Belichtungszeit der Kopie intuitiv ermittelt werden kann. Im Folgenden kann die Kopie nach dem gewählten Kopierverfahren angefertigt werden. Das Projektionsverfahren lohnt sich beson- ders dann, wenn der Vergrößerer Mittelformatnegative aufnehmen kann. In diesem Fall kann die Größe der Kopie etwa die des Mittelformates besitzen.

Geeignete Entwickler Ein hoher Kontrast verlangt hohe Gradationen – man sollte also den belichteten Kopierfilm in einem hart Abb. 2: arbeitenden Entwickler verarbeiten, um Einfache Kontrastverstärkung von Abb. 1. Kopierfilm Agfa 0811P, Prozess D19. Kern auch auf der Kopie hohe γ-Werte zu nicht abgewedelt. erreichen. Hierzu eignen sich der Kodak D-19 und der Tetenal Dokumol 1+6. Weniger gute Ergebnisse konnte ich mit Herstellung des Abzuges der Kern mit einer Pappschablone ca. dem HC110b erzielen, die Gradations- Von der endgültigen Kopie kann nun in vier mal länger belichtet als die äußeren differenz von D 19 und HC110b liegt bei üblicher Weise ein Abzug hergestellt Partien der Andromedagalaxie. Die 8 min Entwicklungszeit bei ∆γ ≅ 1,5.[4] werden. Bei der Kontrastverstärkung Schablone muß während der Belichtung Der Agfa 0811P wird in Kodak D 19 wie von M 31 tritt der oben angesprochene etwas bewegt werden, um einen in Tetenal Dokumol jeweils bei 20°C ca. Helligkeitsgradient besonders störend fließenden Übergang zu den Spiral- 2-3 Minuten entwickelt, anschließend in Erscheinung. Er kann durch Abwedeln armen zu gewährleisten. Auch darf die 10 Sek. zwischengewässert, fixiert und bzw. Nachbelichten der Kernregion Belichtungszeit bei diesem Arbeitsgang fünf Minuten schlußgewässert. Mit einer etwas geglättet werden. Dabei ist zu nicht zu kurz gewählt werden, um ein eventuellen zweiten Kopie verfährt man beachten, daß die Belichtungsver- ruhiges Arbeiten zu ermöglichen. Die analog. Bei der zweiten Kopie kann das hältnisse von Negativ- und Positivabzug Nachbelichtung darf allerdings nicht Experimentieren mit weicher arbeiten- genau umgekehrt sind – beim Negativ- übertrieben werden, da sonst eine gräu- den Entwicklern interessant sein, da abzug muß die äußere Umgebung der liche Schwärzung der üblicherweise hierdurch ein feineres Korn zu erzielen Kernregion nachbelichtet werden, weißen Kernregion auftritt. Diese obere ist; schließlich ist die eigentliche während der Kern verdeckt wird Belichtungsgrenze muß man experimen- Kontrastverstärkung bereits im ersten (Abwedeln), beim Positivabzug muß tell durch Probebelichtungen ermitteln. Kopierschritt vollzogen worden. Ist die hingegen der Kern mehr Licht erhalten Auch das Fotopapier sollte hart verar- Negativkopie vollständig getrocknet, so als das umliegende Feld (Nachbe- beitet werden. Die abgebildeten Abzüge kann der Planfilm für die Bildbühne des lichtung). Bei dem abgebildeten kon- wurden bei Gradation 4 zwei Minuten in Vergrößerers zurechtgeschnitten werden. trastverstärktem Positivabzug wurde Dokumol 1+7 bei 20°C entwickelt. FACHGRUPPE > ASTROFOTOGRAFIE 51

Inserentenverzeichnis

APM Markus Ludes, Reifenberg 31

Astro Optik Philipp Keller, Pentling 8

Astrocom, Gräfelfing 129

Astro-Shop, Hamburg U2

Astro-Versand, Hirrlingen 28+29

Baader Planetarium, Mammendorf 141

Dörr Foto-Optik-Video GmbH, Neu-Ulm 131

Fujinon (Europe) GmbH, Willich 41

Intercon Spacetec, Augsburg 117

Namyslo, Aschaffenburg 48

O.S.D.V. Göttker/Pietsch GmbH, Münster U3+160 Abb. 3: Zweifache Kontrastverstärkung von Abb. 1. Kernregion nachbelichtet. (sonst wie Photo Universal, Fellbach 17 Abb. 2). Man beachte den kaum merklichen Kontrastgewinn zu Abb. 2. Seminare und Meer, Mittelfischbach/Taunus 15 Abschluß Literaturhinweise Ich hoffe mit diesem Artikel einige Anregungen geliefert zu haben, einmal [1] Eckstein, H. und Mandel, H.: Einzelobjekte im Teleskop-Service Wolfgang selbst auf Entdeckungsreise in unser Andromedanebel Teil 2, SuW 5/1988 Ransburg, München 85 nachbarliches Sternsystem, den Andro- [2] Stoyan, R.: Galaxien der Lokalen Gruppe, medanebel, zu starten. Auch für die Teil 3, Interstellarum Nummer 9 Vehrenberg KG, immer weiter steigende Zahl von Astro- [3] Hubble, E.P.: Das Reich der Nebel, Meerbusch-Osterath U4 fotografen, die die digitale Bildbear- Friedrich Vieweg und Sohn Braunschweig 1938 beitung preferieren, wäre es sicherlich [4] Dragesco, J.: High Resolution Astrofotografie, von großem Reiz, eine kontrastreiche Cambridge University Press Verlag Sven Nähter, auf Technical Pan gewonnene M 31- Wilhelmshorst 75 Fotografie durch die Entwicklungs- schalen der mathematischen Algorith- Interstellarum, men zu ziehen. Wahrscheinlich würde eine digital optimierte SW-Fotografie Herzogenaurach 26 der großen Andromedagalaxie noch fei- nere Details zu Tage fördern, zumal die Kontrolle über die Bildentstehung am Rechner wesentlich größer ist als jene in der Dunkelkammer. 52 FACHGRUPPE > CCD-TECHNIK

Aus dem Pixelkästchen

Das Journal 2/2000 mit einem Beitrag Selbstbaukits nicht immer zu eigen war. So bleibt zu erwarten, daß, in Anlehnung über die Audine-Selbstbau-CCD-Kamera Nachfragen an die Fachgruppe signali- eines Zitates aus einem Schroeter-Brief war noch nicht ausgeliefert, da stand sieren einen gestiegenen Bedarf an an Lichtenberg, „durch diese(s) Unter- bereits die Ankündigung eines neuen preiswerten, funktionssicheren und nehmen viel Gutes gestiftet werden“ CCD-Kamera-Selbstbausatzes ins Haus. anwenderfreundlichen CCD-Kameras mit kann. Im Frühjahr noch in der Testphase, darf breitem Einsatzspektrum. Forderungen, In dem Schreiben aus dem Jahre 1793 man von der MR084-CCD-Kamera für die die nicht widersprüchlich sein müssen! berichtete Schroeter über Schraders Ausgabe 2/2001 sicher schöne Bilder Auch für die lange erwartete und infol- Absicht, durch Fertigung guter und erwarten. Die Kamera verspricht, über ge Lieferproblemen einzelner Kompo- preiswerter Newton-Teleskope in Lilien- kommerzielle Standards hinaus, hin- nenten immer wieder verzögerte Serien- thal und Kiel den Herschel-Fernrohren sichtlich Zusammenbau und Betrieb ein reife der VISU-Track-Kamera scheint ernsthafte Konkurrenz machen zu können. risikoarmes und innovatives Produkt zu nunmehr das „Licht im Tunnel“ sichtbar werden. Ein Vorteil, der bisherigen zu werden. Ihr H.-J. Leue

Das Audine Projekt – oder die französische Antwort auf die Cookbook Kamera von Christian Kuhn und Frank Niebling

CCD-Kameras bieten dem Hobbyastronomen ein breites Einsatzspektrum. Ihre Verbreitung ist aber nach wie vor noch sehr beschränkt. Wesentliche Gründe hierfür dürften die relativ hohen Preise kommerzieller Systeme auf der einen Seite und anspruchsvolle technische Kenntnisse für sogenannte Selbstbaulösungen auf der anderen Seite sein. Diese Problematik war auch der Ansatzpunkt für das französische Projekt Audine [1] – die Audine Kamera war geboren. Mittlerweile ist die Faszination Audine nach Deutschland übergeschwappt. Da das Projekt hierzulande bisher nur aus Mailing-Listen oder Workshops einem kleinen Kreis von Amateurastronomen bekannt war, soll es an dieser Stelle einmal allgemein vorgestellt werden.

Das Kamerakonzept Gehäuse 80 x 80 x 90 mm (B x H x T) Kernstück der Audine Kamera bildet ein CCD-Sensor der Firma Kodak mit wahl- Gewicht 600 g weise 768x512 Pixel (KAF 0400) oder Pixelgröße 9 x 9 µm 1536x1024 Pixel (KAF 1600). Auf Grund Sensorfläche 768 x 512 Pixel auf 6,9 x 4,6 mm (KAF 0400/0401) ihrer technischen Spezifikationen (Tabelle 1) sind diese Sensoren beson- 1536 x 1024 Pixel auf 13,8 x 9,2 mm (KAF 1600) ders für den Einsatz in der Astronomie Kühlung einstufige Peltierkühlung mit Lüfter (∆Τ = 35 °C) geeignet. Deshalb werden sie auch in Bildauflösung 15 Bit kommerziellen Kamerasystemen von Firmen wie z.B. SBIG oder auch Apogee Ausleserauschen < 18 Elektronen eingesetzt. Die Ansteuerelektronik ist Download 15 s über Parallelport beim KAF 0400 platzsparend auf zwei übereinander lie- 60 s beim KAF 1600 genden Platinen untergebracht (Abb. 1). Tabelle 1: Technische Daten der Audine Kamera

Diese Elektronik paßt in ein Gehäuse mit 8 x 8 x 9 cm, welches inkl. einer einstufigen Peltierkühlung mit Lüfter nur 600g wiegt (Abb. 2).

Über einen Parallelport können die Daten auf einen PC oder Laptop über- tragen werden. Die Kamera kann in die- ser Version als Komplettsystem über einen französischen Elektronikversand Abb. 1: Abb. 2: [2] erworben werden. Für den Bastler ist Die Elektronik der Audine–Kamera Die Audine-Kamera im Testlauf die Audine-Kamera auch in Form von FACHGRUPPE > CCD-TECHNIK 53

Bausätzen erhältlich [2]. Ausführliche liegen im Internet unter [5]. Dokumentationen über den Aufbau und Zur Auswertung der gewonnenen Daten den Zusammenbau der Kamera sind auf kann weiterhin die Software IRIS den AUDINE Projektseiten im Internet (Windows 95/98/NT) verwendet werden. [3] erhältlich. Hiermit wurde ein mächtiges Software- Tool geschaffen, um die Bilder der Die Software Audine-Kamera mit Bildbearbeitungsalgo- Zur Ansteuerung der Audine Kamera rithmen zu verarbeiten. Die Software ist stehen dem Anwender drei kostenlose auch hier über das Internet samt PDF- englisch- oder französisch sprachige Anleitung unter [6] erhältlich. Die Por- Softwarepakete zur Verfügung: tierung von IRIS auf Linux ist geplant. Für die normale Kameraansteuerung wurde die unter Windows 95/98 laufen- Die Bausätze Abb. 3: de Software PISCO entwickelt. Ziel die- Für Bastler oder Perfektionisten mit Mechanischer Bausatz ses Programmes ist die effektive Ver- eigenen Ideen gibt es die Kamera auch wendung der CCD-Kamera als Aufnahme- als Bausätze in unterschiedlichen instrument. Die Bilder können mit die- Ausbaustufen. So sind ein elektroni- ser Software unter anderem auch im scher und ein mechanische Bausatz mit weit verbreiteten FITS-Format abgespei- allen notwendigen Bauteilen erhältlich. Literaturhinweise chert werden, so daß eine Bildbearbei- Für die technisch weniger versierten tung mit konventionellen Programmen Bastler stehen auch bestückte und [1] AUDINE Projekthomepage möglich ist. PISCO wird auf einer CD bei getestete Platinen zur Verfügung. http://astroccd.com/terre/audine/English/index_ der Bestellung der Elektronik mitgelie- Derzeitig ist in der Audine noch keine en.htm fert, ist aber auch im Internet unter [4] Shutteransteuerung integriert. Über die [2] Bestelladressen: http://astroccd.com/terre/ zum Download verfügbar. Ebenso gibt Software PISCO kann ein Shutter über audine/English/prix.htm es hier eine ausführliche Bedienungs- einen Pin auf der Kontrollplatine ange- [3] Bauanleitung: http://astroccd.com/terre/ anleitung. Eine Version für Windows NT steuert werden. Ansteuerungen für audine/English/index0.htm ist in Vorbereitung. einen Shutter findet man im Internet [7]. [4] PISCO: Mit AUDACE für Windows 95 besteht http://astroccd.com/terre/audine/English/pisco/ weiterhin die Möglichkeit die Audineka- Der Ableger index.htm mera samt astronomischer Montierung Mittlerweile hat sich in den USA ein [5] AUDACE: mittels TCP/IP Protokoll über das Inter- Ableger des Audine Projektes gebildet – http://astroccd.com/terre/audine/English/auda- net oder über ein lokales Computernetz das Projekt Genesis [8]. Genesis baut ce/xiw3223b/webpages/audace/audace.htm fernzusteuern. Somit ist es möglich, voll und ganz auf AUDE auf. Hier wurde [6] IRIS: über einen PC oder vom Sofa im das Elektronikdesign leicht verändert. http://astroccd.com/terre/buil/us/iris/iris.htm Wohnzimmer mittels Laptop quasi-live Zusätzlich wurde auf den Platinen Platz [7] Audine Gruppe Deutschland: die Aufnahme astronomischer Bilder zu für einen Shutter der Firma DACO samt http://audine.coolworld.de steuern. Die Anleitung samt Programm Ansteuerungselektronik vorgesehen. [8] Projekt GENESIS: http://www.genesis16.net

Eine kleine Nachführhilfe von Dirk Langenbach

Jeder Amateur, egal ob er sich der kon- men. Eine Alternative zu den kommerzi- die üblichen Kinderkrankheiten nie ventionellen oder der CCD-Fotografie ell angebotenen Systemen soll im beseitigt, oder die Kosten bewegen sich bedient, kennt die Probleme des lästi- Folgenden vorgestellt werden. in astronomischen Dimensionen. gen Nachführens eines Fernrohrs mittels Leitrohr oder Off-Axis-Guider: Das Auge Die Vorüberlegungen Das Konzept ermüdet, die Aufmerksamkeit läßt nach, Der geplante Bau eines größeren Der Autoguider sollte durch folgende die evtl. ungewohnte Körperhaltung Newton-Teleskops inklusive der zuge- Eckpunkte gekennzeichnet sein: robu- trägt nicht unbedingt zum Wohlbe- hörigen Montierung führte zu ersten, stes, wetterunempfindliches Elektronik- finden des Beobachters bei, so daß grundlegenden Überlegungen einen gehäuse, leichter Kamerakopf, Betrieb mehr als 2 bis 3 Stunden Nachführ- Autoguider zur Nachführung des Teles- ohne zusätzlichen PC, eine Versorgungs- arbeit das Maximum des Zumutbaren kops zu entwickeln. Zwar werden fertige spannung von 12VDC für den Einsatz im darstellen. Schon vor Jahren haben sich Systeme von verschiedenen Herstellern Feld, ein Grafikdisplay zur Einstellung elektronische Nachführsysteme bei angeboten, jedoch erweist sich bei und Überwachung des Leitsterns sowie Amateuren etabliert, die uns diese näherer Betrachtung keines von ihnen eine komfortable Menüsteuerung. Arbeit mehr oder weniger gut abneh- als wirklich preiswert. Entweder wurden Weiterhin sollten sich die Kosten in 54 FACHGRUPPE > CCD-TECHNIK

Grenzen halten, d.h. der Preis des kom- Steuersignale zur Fernrohrsteuerung Montierung anzupassen. Das Umkehr- pletten Gerätes sollte zwischen 1.000 sowie das LC-Display und die Tastatur spiel der Getriebe wird ermittelt, um DM und 1.500 DM liegen sind in einem Elektronikgehäuse (200 x beim Wechseln der Drehrichtung die 120 x 60mm) untergebracht. Zeit für den Flankenwechsel so klein Die Realisierung der Hardware wie möglich zu halten. Dies setzt natür- Wie bereits oben erwähnt, besteht die Das monochrome 128 x 64 Pixel LC- lich voraus, daß das Antriebssystem in Nachführhilfe aus zwei Einheiten, dem Display ist grafikfähig und hintergrund- den entsprechenden Achsen über einen Kamerakopf (Abb. 1) und der Elektronik- beleuchtet (Abb. 3). Die Kontrastre- „Schnellgang“ verfügt. box (Abb. 2). Der Kamerakopf beher- gelung erfolgt manuell über die Weiterhin werden alle vom Benutzer bergt das CCD (TC211), die zugehörige Tastatur. Dies ist erforderlich, um den eingegebenen Parameter gespeichert. Elektronik zur Erzeugung der Clock- für LC-Displays typischen temperaturab- Hierzu gehört das Timing zur Aus- signale, die Aufbereitung des Analog- hängigen Kontrast anzupassen. Die führung der Korrekturschritte, das mini- signals des CCD´s, den Temperatur- Tastatur besteht aus beleuchteten Kurz- male Signal/Rauschverhältnis, das bei sensor und die Peltierkühlung. Die hubtastern, die unter der wasserdichten der Erkennung eines Leitsterns zulässig Weiterverarbeitung der gewonnenen Frontfolie liegen und auch bei winterli- ist, die Größe des Bildfeldes, welches Analogdaten, die Generierung der chen Temperaturen mit Handschuhen zur Schwerpunktbestimmung herangezo- bedienbar bleiben. gen werden soll, die Solltemperatur für die Temperaturregelung des CCD´s usw. Die Funktionen Die Handhabung: Parametrierung: Ziel war es, die Bedienung des Auto- Die Systemparameter werden in einem guiders so einfach wie möglich zu ge- EEPROM bzw. einem akkugepufferten stalten. Nachdem die Teleskop- und RAM abgelegt und bleiben auch nach Antriebsparameter einmalig ermittelt dem Ausschalten des Autoguiders erhal- worden sind, beschränkt sich die ten. Die lästigen Einrichtarbeiten entfal- Bedienung auf folgende Schritte: len dadurch. Zu den Systemparametern Aufsuchen eines Leitsterns im Find Abb. 1: gehören: Modus, das komplette Bild wird auf der Der Kamerakopf linken Seite des LCD´s dargestellt (3 x 3 Die Dunkelbilder: < binning). Ist der Leitstern gefunden Da der verwendete TC211 einen recht und in der Bildmitte positioniert, wird in hohen Dunkelstrom aufweist, ist eine den Fokusmodus geschaltet, der mittle- geregelte Peltierkühlung vorgesehen, re Bereich des CCD´s wird zur exakten die zwar keine arktischen Temperaturen Fokussierung des Systems in voller erzeugt, den Dunkelstrom der einzelnen Auflösung dargestellt. Ein Quadrat wird Pixel aber reproduzierbar macht. Ein in das aktuelle Bild eingeblendet und einmalig erzeugter und permanent mit den Cursortasten auf den Leitstern gespeicherter Satz von Dunkelbildern verschoben. Die LOCK-Taste wird unterschiedlicher Integrationszeiten gedrückt und schon geht es los: Die sorgt dafür, daß aus einem griesigen Montierung wird mit den vorgegebenen Rohbild eine zur Schwerpunktbestim- Parametern so gesteuert, daß der mung verwendbare Grundlage geschaf- Leitstern seine Position auf dem fen wird. Nachführchip beibehält.

Die mechanischen und optischen Der Selbstbau Abb. 2: Parameter des verwendeten Teleskops: Die Steuerbox Grundsätzlich sollte die Software alle Elektronik: Funktionen erfüllen, wie man sie von Um auch Amateuren mit geringen elek- den bekannten Autoguidern her kennt. tronischen und mechanischen Kennt- Neben der subpixelgenauen Schwer- nissen den Aufbau dieser Kamera zu punktbestimmung des Leitsterns und ermöglichen, haben wir uns zu einem der automatischen Anpassung der Bausatzkonzept ähnlich dem der COOK- Integrationszeiten an den Nachführstern BOOK-Kamera von Richard Berry ent- sollte der Guider im automatischen schlosssen; ein Elektroniklötkolben und Teach-In-Betrieb die teleskop- bzw. ein Multimeter sollten zur Fertigstellung montierungsspezifischen Korrekturpara- ausreichen. Es werden keine exotischen meter selbst ermitteln. Dazu gehört die Bauteile verwendet, auch der CCD-Chip Bestimmung der Achslage des Nach- (TC211 von Texas-Instruments) ist nicht führsystem, da es zwar praktisch, aber abgekündigt, wie vielfach aus der Abb. 3: nicht erforderlich ist, die Stellung des Gerüchteküche zu hören war. Alle ver- Das LC-Display Autoguiders den Bewegungsachsen der wendeten Bauteile sind Standard und FACHGRUPPE > CCD-TECHNIK 55

im Elektronikhandel oder über die die Ausschnitte für die Tastatur und das wareseitig bereits die Verwendung von bekannten Distributoren zu beziehen. LC-Display vorgesehen. Die Bearbeitung digitalen Teilkreisen vorgesehen. Eine Auf den Einsatz von SMD-Bauteilen dieses Gehäuses ist recht problemlos, Objektdatenbank findet noch ausrei- haben wir bewußt verzichtet, da sie eine Bohrmaschine und ein Satz Feilen chend Platz im EPROM, eine eigene ihren Namen zu Recht tragen: (S)chwer reichen aus. Schwieriger gestaltet sich Datenbank kann über die serielle (M)ontierbare (D)inger. Eine sichere der Aufbau des Kamerakopfes. Es han- Schnittstelle heruntergeladen und im Lötung von Hand verlangt viel Übung, delt sich um ein selbstgefertigtes RAM abgelegt werden. außerdem ist die Verfügbarkeit dieser Aluminiumgehäuse, in dem neben dem Bausteine ein Problem. Da die Größe CCD-Sensor auch die Peltierkühlung und Die Verwendung als „Planetenkamera“ des LC-Displays und der Tastatur die der Vorverstärker untergebracht sind. ist ebenfalls denkbar. Eine Auflösung mechanischen Abmessungen der Als Anschluss ist ein M42-Innengewinde von 165 x 192 Pixeln ist ausreichend; Steuerbox bestimmen, konnte auch die vorgesehen, das über entsprechende die Auflösung der Analog/Digitalwand- Leiterkarte so großzügig ausgelegt wer- Adapter den Anschluss am Leitfernrohr lung von 10 Bit sollte ebenfalls brauch- den, daß alle Bauteile in bedrahteter oder am Off-Axis-System ermöglicht. bare Ergebnisse erwarten lassen. Die Technik eingesetzt werden konnten. Die Hier ist filigranes Arbeiten erforderlich. Datenübertragung zum PC erfolgt über Elektronik besteht aus insgesamt drei Eine Drehbank sollte vorhanden sein, eine serielle Schnittstelle (RS232), Leiterkarten: Der Microcontrollerkarte oder zumindest ein guter Bekannter mit wobei die Übertragungsdauer eines und der Tastaturkarte in der Steuerbox einem Zugang zu einem solchen Werk- Bildes bei 115 kB bei ca. 6 Sekunden und dem Vorverstärker im Kamerakopf. zeug. Der Mechanikus unserer Gruppe liegt, also immer noch erträglich ist. Die Leiterkarten sind mit Lötstopplack wird mit Rat und Tat zur Seite stehen, und Bestückungsdruck versehen, so wenn die eigenen Möglichkeiten be- Sämtliche Funktionen des Autoguiders daß Fehlerquellen bei der Bestückung schränkt sind. lassen sich in dem begrenzten Rahmen und beim Löten minimiert werden. eines solchen Artikels nicht beschrei- Die Aussichten ben. Wir hoffen aber, allen bastlerisch Die Mechanik: Die Möglichkeiten eines solchen Sys- aktiven Amateuren einen Anstoß gege- Die Elektronik der Steuerbox ist in tems sind mit den bisher implementier- ben zu haben, an solchen Projekten einem robusten ABS-Kunststoffgehäuse ten Funktionen natürlich noch nicht mitzuarbeiten oder selbst ein Projekt zu untergebracht, dessen Unterteil die ausgereizt. Nach Anregungen aus der initiieren, das uns unabhängiger von Ausbrüche für die Stecker zur Span- Kometen- und Kleinplanetenfachgruppe kommerziellen Angeboten macht, ohne nungsversorgung, zum Kamerakopf und haben wir über die Möglichkeiten der daß auf die Annehmlichkeiten einer zur Verbindung zur Teleskopsteuerung indirekten Nachführung dieser Himmels- High-End-Ausrüstung verzichtet werden enthält. Im Oberteil des Gehäuses sind körper nachgedacht. Weiterhin ist hard- müßte.

Beugungsbegrenzte CCD-Astrofotografie mit einer neuen Selbstbau-CCD-Kamera von Matthias Rimkus

Angetan vom günstigen Preis einer Pixelgrösse[Bogensekunden] = 3600* durch das Bildfeld des Sensors auf COOKBOOK-CCD-Kamera habe ich im arctan (Pixelgröße[m] / Brennweite[m]) 3,2*2 Bogenminuten. Den Planeten ins Jahre 1996 Richard Berry´s Kochbuch- Bildfeld zu bekommen wurde zu einer Kamera nachgebaut. Ich war erfreut, Bei einem Refraktor mit 1 m Brennweite Geduldsprobe. Bei Deep-Sky-Aufnah- welch lichtschwache Sterne sich mit und 24*16 mm Pixeln der CB245 men von kleinen Objekten mit nur einer meinem 4Zoll-Refraktor erfassen ließen. beträgt das Bildfeld eines Pixels 5*3,3 Barlowlinse war es schier unmöglich, Anfangs wurde die Kamera immer im Bogensekunden und das der Kamera das Objekt zu finden. Primärfokus betrieben. Bedingt durch (252*5) x (242*3,3) Bogensekunden = Wohl dem, der ein computergesteuertes das kleine Bildfeld hatte ich jedoch 21*13 Bogenminuten. Um ein Objekt Teleskop besitzt. Mühe, die gesuchten Objekte zu finden. gut abzubilden, sollte die Pixelauf- Kleine Brennweiten ergeben ein großes Bei der Aufnahme von Planeten im lösung doppelt so groß wie das Bildfeld, und große Pixel große Brenn- Primärfokus waren praktisch nur winzige Auflösungsvermögen des Teleskops weiten, für eine gute Bildauflösung aber Scheibchen ohne Struktur zu erkennen. sein. In meinem Fall (1,2" Teleskopauf- winzige Bildfelder. Mit meinen 6,5 m lösung) ergibt dies eine benötigte Brennweite erreichte ich jedoch noch Dies brachte mich auf die Frage, wie Brennweite von ca. 8 m. nicht einmal die vom Shannon- groß denn das Bildfeld der Kamera und Also wurden zwei Ultima Barlow-Linsen Abtasttheorem geforderte Mindest- eines Pixels ist. Die Auflösung ist nur gekauft, die zusammen eine 6,5 fache brennweite von 8 m, um die Teleskop- von der Brennweite des Fernrohrs und Brennweitenverlängerung bewirkten. auflösung voll zu nutzen. Dies wurde der Pixelgröße abgängig: Dies brachte ordentliche Planeten- z.B. daran deutlich, daß die Cassini- scheiben, doch leider schrumpfte da- Teilung am Saturn nur verwaschen wie- 56 FACHGRUPPE > CCD-TECHNIK

chen schrieb ich keit kann somit zufällig zwischen 25 das Programm und 100% schwanken. Je kleiner das DIFFCALC, das als Pixel im Verhältnis zur Beugungsscheibe Freeware von mei- ist, umso kleiner wird dieser Fehler. In ner Homepage lad- den Bildserien (Abb. 2 bis 5) ist das bar ist. DIFFCALC erste Bild das theoretischen Beugungs- berechnet das bild des Teleskops, das zweite das CCD- beugungsbegrenzte Mittelwertbild aus 16 Aufnahmen und Bild eines Sterns die folgenden Bilder sind Schnapp- oder das eines schüsse von Einzelbildern. Doppelsterns. In Abb. 4 ist das Kontrastverhalten Dazu lassen sich gegenüber Serie eins und zwei wesent- die Daten des lich verbessert. Leider schrumpft das Teleskops sowie gesamte Bildfeld auf 78*49 Bogen- des Doppelsterns sekunden und ist damit wohl theore- einstellen. Ferner tisch. kann die Größe des Das Bildfeld in Abb. 5 ist gegenüber verwendeten CCD- Abb. 4, gleiche Chipgröße vorausge- Kamera-Pixels in setzt, 9mal größer und bleibt damit Mikrometern einge- praktikabel. Somit ist klar, dass nur mit geben werden. kleinen Pixeln das Auflösungs- und Nach dem Druck auf Kontrastvermögen des Teleskops voll den Start-Button genutzt werden kann. wird das Beugungs- Lassen sich die Pixel noch in Gruppen bild sowie das von zusammenfassen (2-fach Binning = 16 der CCD-Kamera mm Pixel etc.), so lässt sich das gesehene Bild be- Auflösungsvermögen sehr variabel rechnet. Das CCD- anpassen. Sensoren aus der KAF400 Bild wird dynamisch Serie von Kodak, oder ICX084 von Sony neu berechnet und bieten diese kleinen Pixel mit Binning- ändert sein Aus- Möglichkeit. Leider fehlt bei kommerzi- sehen von Bild zu ellen Kameras eine Software-Schnitt- Bild. Diese Bildbe- stelle, so daß sich eigene Software- wegung lässt sich projekte nicht realisieren lassen. Das auch ohne Seeing- nichtkommerzielle Projekt AUDINE- Einflüsse erklären. Kamera mit dem Kodak-Chip bietet eine Kein Teleskop besitzt freie Softwareschnittstelle, doch leider eine perfekte Nach- hat der Kodak-Chip keinen elektroni- führung, so dass schen Shutter zur Belichtungsbegren- sich zwischen zwei zung (s. Beitrag von C. Kuhn und Bildern das Bildfeld F. Niebing auf S. 52). Der Shutter muss Abb. 1: leicht verschiebt. Bei als Mechanik selbst realisiert werden. Bildfeldgröße der CB245 Kamera bei Brennweite f = 1 m einer Pixelgrösse von Bei einer Auslesezeit von 15 Sekunden und Bildfeld = 21*16’, f = 6,5 m und Bildfeld = 3,2*2’ 0,5 Bogensekunden für den KAF400 und einer Minute für genügt ein Positio- den KAF1600 sind schnelle Bildfolgen nierfehler von 0,25 schwer zu realisieren. dergegeben wurde. Es fiel praktisch Bogensekunden, um diesen Effekt voll- Um das Seeing auszuschalten habe ich kein Pixel vollständig in die Ringteilung ständig zu erklären. In Wirklichkeit für die CB245-Kamera eine Software und war damit schwarz, sondern erfas- beträgt die seeingbedingte Bildfeldver- realisiert, die automatisch Bilder auf- ste immer noch Bereiche des Ringes. schiebung oft sogar mehrere Bogen- nimmt, das Seeing bewertet und die Das Shannon-Theorem, mit der Forder- sekunden. besten Bilder abspeichert. Je mehr ung nach mindestens der zweifachen An Hand dieses Schiebe-Effektes läßt Bilder pro Zeiteinheit ausgewertet wer- Überabtastung ist nur eine Mindest- sich der Kontrast-/Auflösungsverlust den können, umso eher werden die forderung und macht keine Angaben durch zu geringe Abtastung schön ver- knappen Momente mit perfektem über den Kontrastverlust des Bildes bei folgen. Sitzt das CCD-Pixel genau über Seeing erfasst. Somit ist eine möglichst dieser Mindestforderung. Je kleiner das der Beugungsscheibe, erhält es einen kurze Transferzeit von der Kamera zum Bildfeld eines Pixels, um so mehr großen Teil der gesamten Sternhellig- PC erforderlich. Da ein 378 x 242 Bild nähert sich der Kontrast des CCD-Bildes keit. Ist das Bildfeld leicht verschoben, mit der CB245 schon ca. 3 s benötigt, dem theoretischen Kontrastverhalten so daß vier Pixel über der Beugungs- war klar, daß die Steuerung eines des Teleskops an. scheibe sitzen, bekommt jedes Pixel nur größeren CCD-Chips über die Drucker- Um diese Vorgänge näher zu untersu- 1/4 der Sternhelligkeit. Die Pixelhellig- portleitungen zu langsam ist. FACHGRUPPE > CCD-TECHNIK 57

Aus diesen Gründen habe ich mich für den Selbstbau einer neuen CCD-Kamera entschieden, die „MR084-CCD-Kamera- Kit“ heißen soll. Im meinem Entwurf Abb. 2: habe ich versucht, alle Schwachstellen CB245 Kamera, 24*16 mm Pixel, 4-Zöller 2,5 m Brennweite, Doppelstern mit 1,2" bisheriger Selbstbaukameras zu vermei- Abstand den und Anschluss an die kommerziel- len Designs zu finden. Für Leser ohne Internet-Zugang möchte ich stichwortar- tig einige Verbesserungen erwähnen: Nur 12 V-Steckernetzteil oder Batterie erforderlich, Peltier-Element mit Luft- kühlung, geregelte Kühlung bis -40 °C Abb. 3: unter Umgebungstemperatur, CCD- CB245 Kamera, 24*16 mm Pixel, 4-Zöller, 6,25 m Brennweite, Doppelstern mit Sensor 640*480 oder 1300*1000 Pixel 1.2" Abstand Chip mit 8 mm Pixelgröße, 2- und 3- fach Binning, elektronischer Shutter, 16 Bit A/D Wandler, ca. 6-fach höhere Gesamtempfindlichkeit, 100-fach gerin- gerer Dunkelstrom, Bildauslesen 640* 480 in 5 Sek., alles in einem Gehäuse. Abb. 4: Ein weiterer Vorteil liegt darin, daß die Auflösung CCD Bild = 0,25* Teleskopauflösung (16 m Brennweite an CB245) Sony-Chips bei ähnlicher Performance preiswerter als Kodak-Chips sind. Wer genaueres wissen will, sollte meine Homepage unter home.t-online.de/home/mrimkus/astr- main.htm ansehen oder sich mit mir in Abb. 5: Verbindung setzen. Auflösung CCD Bild = 0.25* Teleskopauflösung, 8 mm Pixel (5 m Brennweite) Tel.: 076 21 / 16 96 51, E-Mail: [email protected]. CCD-Aufnahmen ohne Leitstern – oder die Frage nach Belichtungszeit und Grenzgröße Teil 2: Wie weit kann meine CCD-Kamera sehen? von Volker Witt

Im Teil 1 dieses Berichts (VdS-Journal Sommer 2000) wurden theoretische Überlegungen angestellt, wie sehr das Signalrauschen die Abbildung eines Sterns beeinflusst und es wurde ausge- rechnet, wie viele Elektronen ein Stern bestimmter Helligkeit im CCD-Chip erzeugt. Um nun endgültig das S/N-Verhältnis nach Formel (1) aus Teil 1 zu berechnen, fehlen noch Annahmen über den Beitrag B Abb. 2a: Abb. 2b: der Nachthimmelhelligkeit, die üblicher- Signal-Rausch-Verhältnis in Abhängig- Wie Abb. 2a, aber Flächenhelligkeit weise in Magnituden pro Quadratbogen- keit von der Belichtungszeit T bei des Himmels beträgt 22 mag/ “. sekunde (mag/ “ oder mag/arcsec2) einmaligem Auslesen für Sterne der Der 19 mag-Stern erreicht S/N=10 gemessen wird. Für einen durchschnitt- Helligkeit 18 mag bis 21 mag. jetzt schon bei T = 3 min, der lichen Vorstadthimmel mit einer visuel- Der 19 mag-Stern erreicht bei T = 20 mag-Stern nach 11 min. len Grenzgröße um etwa 5 mag darf 17 Minuten die Schwelle von S/N = dafür m(Him) = 19 mag/ “ angesetzt wer- 10. Flächenhelligkeit des Himmels den. Das auf ein Pixel entfallende 19 mag/ “. Signal B des Nachthimmels kann mit 58 FACHGRUPPE > CCD-TECHNIK

kürzt, bis man auf die Nachführung in Stunde überhaupt verzichten kann, ohne daß die Bildauflösung darunter leidet. Dieser Fall tritt – je nach Qualität der Montierung und ihrer Justage – typi- scherweise bei Belichtungszeiten zwi- schen 30 s und etwa 120 s ein. Der Vorteil liegt auf der Hand, spart man sich doch jetzt das Aufsuchen eines Abb. 3a: Abb. 3b: Leitsterns und das lästige und zeitrau- Ein 19 mag-Stern wird mit verschie- Wie Abb. 3a, aber Flächenhelligkeit bende Nachführen. denen Teilbelichtungszeiten t = 10 s, des Himmels beträgt 22 mag/ “. Es soll an dieser Stelle erwähnt werden, 20 s, 30 s oder 60 s aufgenommen. Wegen des ideal dunklen Himmels daß der Amateurrekord für die CCD- Der Vergleich der 30 s-Kurve mit der liefert die Einmalbelichtung ein deut- Detektion eines Sterns bei der Grenz- Kurve der Einmalbelichtung (kont.) lich höheres Signal-Rausch-Verhältnis größe von 24,1 mag liegt und daß diese zeigt ein nur geringfügig vermindertes als die Methode der Kurzbelichtungen Leistung durch die Überlagerung von Signal-Rausch-Verhältnis. Flächen- mit beispielsweise t = 30 s. 601 Aufnahmen zu je 2 Minuten Belich- helligkeit des Himmels 19 mag/ “. tungszeit, also mit einer Gesamt- belichtungszeit von mehr als 20 Stunden erreicht wurde [4]. Der kanadi- der leicht abgeänderten Gleichung (4) me ist S/N = 10, strebt man allerdings sche Amateur Paul Boltwood hat im berechnet werden: photometrische Genauigkeit an, wäre Rahmen des von Sky & Telescope aus- S/N > 100 zu fordern. geschriebenen „Deep-Field Challenge“ B = 2 x 108-0,4 m(Him) x α2Pix [5] mit einer vierstufig gekühlten Die Reichweite bei verschiedener Selbstbaukamera an einem 16“-Newton- Dabei bedeutet α2Pix die an den Integrationszeit Spiegel in fünf aufeinander folgenden Himmel projizierte Pixelfläche in “. Da Zunächst soll der ideale Anwendungsfall Nächten im April 1998 ein 9,8 mal 6,5 bei der CB245-Kamera im üblichen betrachtet werden, daß der Chip erst Bogenminuten großes Feld im Sternbild Binning-Modus die Pixelfläche 25,5 µm am Ende der gesamten Integrationszeit Schlange beobachtet, wo zwei Jahre x 19,7 µm beträgt, ist bei 1300 mm T (ein einziges Mal) ausgelesen wird, vorher ein Gamma-Ray-Burster aufblitz- Brennweite die Pixelfläche am Himmel und somit auch das Ausleserauschen te (siehe auch VdS-Journal für Astro- 4,00“ x 3,13“ = 12,5 “. Damit wird nur dieses eine Mal berücksichtigt wer- nomie, Herbst 1999, S. 28). Dieses das Signal des Himmelshintergrunds B den muss. Die Abb. 2a zeigt das zu Beobachtungsergebnis ist umso höher = 2 x 108-0,4 x 19 x 12,5 = 63 e-/s/Pixel. erwartende Signal-Rausch-Verhältnis für einzuschätzen, wenn man bedenkt, daß es Was Nachführung, Fokussierung und Sterne der Helligkeit 18 mag bis 21 mag in einem Vorort der Großstadt Ottawa Seeing anbelangt, soll vom eher ungün- unter der Annahme eines mäßig dun- zustande kam, mit einer Helligkeit des stigen Fall mit k = 4 ausgegangen wer- klen Himmels (19 mag/ “). Bei dieser Nachthimmels von 19,3 mag/ “. den, d. h. das Seeingscheibchen wird und den folgenden Grafiken ist die auch während der Belichtung gleichmäßig auf schon in Teil 1 angenommene Teleskop- Lassen wir Paul Boltwood kurz selbst die Fläche von 4 Pixeln verschmiert. konfiguration zugrunde gelegt, nämlich beschreiben, wie er seine Aufnahmen Nach der etwas langwierigen theoreti- ein 8"-SCT (z. B. C8) mit dem Öffnungs- macht [4]: schen Vorarbeit kann nun endlich das verhältnis 1:6,3 in Kombination mit „Da ich faul bin, führe ich das Fernrohr Signal-Rausch-Verhältnis für den kon- einer Selbstbaukamera Cookbook nicht nach. Stattdessen mache ich kurze kreten Fall berechnet werden, was hier CB245. Aus der Abbildung geht hervor, Aufnahmen, verwerfe einige schlecht einmal für einen Stern der Helligkeit 19 daß der 19 mag-Stern ein S/N=10 nach geratene Aufnahmen und addiere die mag bei einer Belichtungszeit t = T = ca. 17 min. schafft, während dieses dem anderen auf. Dieses Verfahren bedeutet 600 s (10 min.) vorgeführt werden soll. 20 mag-Stern wohl auch nach längerer nur geringe Einbußen, da das Rauschen Aus Tabelle 2 (Teil 1) folgt für diesen Zeit nicht mehr gelingt. Man könnte meiner Bilder von dem hellen Himmel Stern ein Signal S = 5 e-/s. Hier wie also sagen, daß die Reichweite bei ver- kommt und nicht so sehr vom auch bei allen folgenden Abschätz- tretbaren Belichtungszeiten hier die 19. Instrument. Während ein Großteil der ungen soll der Einfachkeit halber der Größe ist. Darf man sich aber eines dun- Deep-Field-Bilder aufgenommen wurde, Einfluss der atmosphärischen Extinktion klen Gebirgshimmels mit 22 mag/ “ schlief ich auf dem Klappbett der vernachlässigt werden. Einsetzen der erfreuen (Abb. 2b), dann wird unter Sternwarte.“ Werte in Gleichung (1) ergibt sonst gleichen Annahmen die 20. Größe Dieses Verfahren bietet sich auch in der nach ca. 11 min. erreicht. Praxis der Cookbook-Kamera an, zudem S/N = 5 x 600 / 5 + 4 x (63 + 1 + 302/600) In der Praxis wird eine länger zu belich- wird die Möglichkeit durch die dazu- =7,5 tende Aufnahme häufig aus einer Anzahl gehörige Software hervorragend unter- kürzer belichteter Aufnahmen aufinte- stützt. Da von Anwenderseite immer Für den statistisch signifikanten Nach- griert. Diese Methode kann dahinge- wieder der Einwand zu hören ist, das weis eines Stern ist ein S/N ≥ 3 erfor- hend ausgebaut werden, daß man die Ausleserauschen der vielen kurzbelich- derlich, eine allgemein übliche Annah- einzelne Belichtungszeit soweit ver- teten Aufnahmen wirke sich in jedem FACHGRUPPE > CCD-TECHNIK 59

Fall verheerend auf die Bildqualität aus, Belichtung deswegen deutlich ab von sucht, daß eine fest gewählte Gesamt- soll die Situation nun einmal quantita- der Schar der „kurzbelichteten“ Kurven. belichtungszeit von T = 30 min. in n tiv für das oben beschriebene Instru- Bei einem derart idealen Himmel – aber Teilbelichtungen der Dauer t = T/n auf- mentarium (C8 + CB245) untersucht wer hat diesen schon in unseren geteilt werde. Die Gesamtbelicht- werden. Breiten? – ist die Methode der Kurzbe- ungszeit wird also erreicht durch 90 x Für die Kurven der Abb. 3a wurde ange- lichtung tatsächlich signifikant unterle- 20 s, 60 x 30 s, 45 x 40 s usw. Die nommen, daß ein 19 mag heller Stern gen und mit Einbußen an der eigentlich Kurven zeigen, daß ab einer Teilbelicht- an einem Vorstadthimmel mit 19 erreichbaren Bildqualität behaftet. ungszeit von t = 30 s das S/N-Verhältnis mag/ “, wie ihn viele von uns hinneh- Andererseits ist es gerade der unbe- nicht mehr wesentlich verbessert wird men müssen, mit verschiedenen Be- streitbare Vorteil der CCD-Technik, dass und für einen 19 mag-Stern wieder lichtungszeiten aufgenommen wurde. man nun auch aus der Stadt heraus ungefähr den Wert 10 erreicht. Die Der Parameter der Kurven ist die Objekte beobachten kann, die für her- Teilbelichtungszeit von t = 30 Sekunden Belichtungszeit t der Einzelaufnahme. kömmliche Astrofotografie wegen der scheint für viele Anwendungen ein guter Betrachten Sie beispielsweise auf der Kompromiss zu sein: Unterschreitet 30s-Kurve den dick eingezeichneten man sie wesentlich, handelt man sich Punkt für eine Gesamtbelichtungszeit ein deutlich größeres Rauschen ein, die von T = 25 min. (= 1500 s), so bedeu- Datenmenge nimmt zu und die für das tet dies, dass hier 50 Aufnahmen Auslesen der Bilder benötigte Zeit (n = T/t = 1500s/30s = 50) aufaddiert beansprucht einen erheblichen Teil der werden und dabei ein Signal-Rausch- gesamten Aufnahmedauer. Wählt man Verhältnis S/N = 10 erzielt wird, womit aber t wesentlich größer, kann es der Stern sicher nachzuweisen ist. Probleme mit der Genauigkeit der Vergleicht man die Situation mit dem Montierung geben. Der Verfasser hat hypothetischen Fall, daß der CCD- mit t = 30 s gute Erfahrungen gemacht, Sensor kontinuierlich belichtet und nur Abb. 4: die hier gezeigten Aufnahmen sind auf einmal ausgelesen wird (oberste Kurve), Hier wird eine feste Gesamtbelich- diese Weise entstanden. so wäre nach T = 25 min. ein S/N = 12 tungszeit T = 30 Minuten in n Kurz- Für die praktische Arbeit am Teleskop erreicht, oder für S/N = 10 wäre nur eine belichtungen mit der Teilbelichtungs- ist sicherlich auch folgende Frage von Belichtungszeit von T = 17 min. nötig. zeit t = T/n aufgeteilt. Die Kurven Interesse: Wie lange muss ich bei einer Naturgemäß steigen die Kurven der zeigen, daß bei einem Himmel mit der bestimmten Flächenhelligkeit des Abb. 3a mit größerer Einzelbelichtungs- Flächenhelligkeit 19 mag/ “ das S/N- Himmels den CCD-Sensor belichten, um zeit t steiler an, also zugunsten eines Verhältnis ab t = 30 s nicht mehr eine Grenzgröße von 19 mag zu errei- größeren S/N. Das S/N-Verhältnis bei wesentlich ansteigt. Kurvenparameter chen? Die Antwort hierauf gibt die Einmalbelichtung unterscheidet sich ist die Sternhelligkeit. Tabelle 3. aber – zumindest bei diesem mäßig dunklen Himmel – nicht grundlegend Da man nicht so ohne weiteres die von den Kurven mit kurzen Einzelbe- Lichtverschmutzung tabu wären. Flächenhelligkeit seines Himmels kennt, lichtungen von t = 10, 20, 30 oder 60 s. Da die Methode der Kurzbelichtung ist in Tabelle 3 auch der Zusammenhang Das bei den kurzen Einzelbelichtungen offensichtlich die Domäne des mäßig mit der visuellen Grenzgröße im Zenit stärker zu Buche schlagende Ausleser- dunklen Himmels ist, soll im Diagramm nach Clark [6] angegeben. Auch die auschen kann hier also durch eine Abb. 4 auch wieder eine Untergrund- Tabelle 3 zeigt wieder, dass mit dunkle- akzeptable Verlängerung der Gesamtbe- helligkeit von 19 mag/ “ angenommen rem (also besserem) Himmel die „Kluft“ lichtungszeit leicht ausgeglichen wer- werden. Hier wird nun der Fall unter- zwischen Kurzbelichtung und Einmal- den. Gehen Sie aber nun mit dem gleichen Instrument an einen Ort mit ideal dun- klem Himmel der Flächenhelligkeit 22 Flächen- Visuelle Hintergrund- Erforderliche Belichtungszeit in Minuten, mag/ “ und beobachten wieder einen helligkeit Grenzgröße signal um einen Stern der Helligkeit 19 mag mit einem 19 mag-Stern, so verschiebt sich das des Himmels in mag in e-/s/Pixel Signal-Rausch-Verhältnis S/N=10 wiederzugeben Verhältnis deutlich zugunsten der in mag/ “ nach [6] a) bei kontinuierlicher b) bei Addition von kurz- Einmalbelichtung. Zwar erreicht man Belichtung belichteten Aufnahmen jetzt durch das Aufaddieren von 30s- der Dauer t = 30 s Aufnahmen schon nach 10 min. ein S/N = 10, bei der Einmalbelichtung hätte 18 5,0 157 43 51 man dies aber schon nach 3 min. 19 5,2 63 17 25 geschafft (Abb. 3b). Die Kurzbelich- 20 5,7 25 8 16 tungen erfordern hier demnach – grob 21 6,2 10 5 12 gesagt – eine dreimal so lange Zeit 22 6,7 4 3 10 gegenüber der Einmalbelichtung, um zu 23 7,1 1,6 2,5 9 gleichem S/N zu gelangen. In der Abb. 3b hebt die Kurve der kontinuierlichen Tabelle 3 60 FACHGRUPPE > CCD-TECHNIK

belichtung immer deutlicher zu Tage tene Ergebnis zeigt. Naturgemäß ist noch der Kurzbelichtung skeptisch tritt. nach dieser kurzen Aufnahmezeit das gegenüberstehen, seien einige Auf- Bild stark verrauscht, der längs der ein- nahmen angefügt (Abb. 7 bis Abb. 11), Das Signal-Rausch-Verhältnis bei gezeichneten Geraden gelegte Profil- die alle nach dieser Methode entstan- ausgedehnten Objekten schnitt läßt die großen Signalschwan- den sind. Besonders bei der zwar Abschließend soll die Situation bei der kungen gut erkennen. Aber bereits großen, aber doch sehr lichtschwachen Abbildung flächenhafter Objekte (Nebel, durch das Aufaddieren von 10 Bildern Galaxie IC 342 dürfte eine gewisse Galaxien, Kometen) betrachtet werden. dieser Art mit einer Gesamtbelich- Grenze erreicht sein, beträgt doch ihre Hier ist es sinnvoll, das S/N-Verhältnis tungszeit von T = 5 min. (Abb. 6b) ist mittlere Flächenhelligkeit nach [6] nur für das einzelne Pixel zu berechnen eine wesentliche Verbesserung festzu- 26,5 mag/ “. (k=1 in Formel (1)) und die Helligkeit stellen, auch der Profilschnitt hat jetzt des Objekts als Flächenhelligkeit (wie einen weitgehend glatten Verlauf. Ausblick auch beim Himmelshintergrund) auszu- Natürlich wurden von der Galaxie noch Mit dem hier vorgestellten Formalismus drücken [2]. weitere Aufnahmen gemacht und insge- soll dem CCD-Anwender die Möglichkeit

Beträgt die Nachthimmelhelligkeit wie- der 19 mag/ “ und sei das vom Objekt erzeugte Signal 10% des Hintergrunds, so ist beispielsweise die Flächenhellig- keit des Objekts (19 + 2,5) mag/ “ = 21,5 mag/ “. Die in Abb. 5 dargestell- ten Kurven repräsentieren Objekte, die ein Signal von 40%, 10% bzw. 1% des Himmelshintergrunds von 19 mag/ “ liefern. Die entsprechenden Flächen- helligkeiten betragen 20 mag/ “ , 21,5 mag/ “ bzw. 24 mag/ “ , als Belich- tungszeit der Einzelaufnahme wurde wieder t = 30 s angenommen. Die 10%-Kurve übersteigt schon bei kleinem T ≈ 5 min. die Linie für S/N =10, erst recht ist dies natürlich für die 40%- Kurve der Fall, während die 1%-Kurve auch nach langer Belichtung praktisch nicht die Schwelle von S/N=10 erreicht. Abb. 6a: Abb. 6b: Viele der helleren Galaxien, die der Aufnahme der Whirlpool-Galaxie nach 10 Aufnahmen wie bei Abb. 6a mit Amateur gerne beobachtet und mit sei- 30 s Belichtung. Längs der eingezeich- einer Gesamtbelichtungszeit von 5 min. ner CCD-Kamera aufnimmt, haben eine neten Geraden wurde ein Profilschnitt wurden aufaddiert, der Profilschnitt hat Flächenhelligkeit zwischen 21 und 22 gelegt, der das heftige Rauschen nun einen deutlich glatteren Verlauf. mag/ “ und werden also durch die dokumentiert. mittlere (10%-) Kurve in Abb. 5 vertre- ten. samt 60 (T = 30 min.) davon aufaddiert. Einige mit der Kurzbelichtung Der in diesen zusätzlichen 25 min. erhaltene Ergebnisse erhaltene Informationszuwachs läßt sich Als praktisches Beispiel für das eben aber nicht vergleichen mit dem in den Besprochene wurde die bekannte Gala- ersten 5 min. gewonnenen (Abb. 6c), xie M 51 mit einer Flächenhelligkeit von was qualitativ mit dem Kurvenverlauf 21,1 mag/ “ [6] ausgewählt, von der in Abb. 5 recht gut übereinstimmt. die Abb. 6a das nach t = T = 30 s erhal- Für diejenigen Leser, die nun immer

Abb. 5: Abb. 6c: S/N-Verhältnis bei Abbildung ausge- Durch Aufaddieren von insgesamt 60 dehnter Objekte (Galaxien, Gasnebel, Aufnahmen (Gesamtbelichtungszeit 30 Kometen), die ein Signal von 1%, min.) ist die Verbesserung gegenüber 10% oder 40% des Himmelshinter- Abb. 6b nur noch marginal. grunds liefern. Flächenhelligkeit des Himmels 19 mag/ “, Teilbelichtungs- zeit 30 s. FACHGRUPPE > CCD-TECHNIK 61

Abb. 7: Abb. 8: Abb. 9: Edge-on-Galaxie NGC 4565 (Flächen- Galaxie NGC 2903 (Flächenhelligkeit Galaxie M 101 (Flächenhelligkeit 24,2 helligkeit 22,2 mag/ “), 75 x 30 s. 22,6 mag/ “), 80 x 30 s. mag/ “), 50 x 30 s.

gegeben werden, die optimale Integra- tionszeit und die damit erreichbare Grenzgröße für seine Kamera selbst zu berechnen, um damit sinnvolle Auf- nahmeparameter festzulegen. Alles was er dazu braucht, sind ein paar Daten des Kameraherstellers, des Teleskops und des örtlichen Himmels. Mit einem gängigen Tabellenkalkulationspro- gramm lassen sich dann sehr einfach die auf das eigene Fernrohr zugeschnit- tenen Kurven nach Formel (1) gewinnen, Abb. 10: Abb. 11: wie es auch für diesen Artikel gesche- Galaxie IC 342 (Flächenhelligkeit 26,5 Die Dunkelhöhle im Emissionsnebel hen ist. Es sollte damit gezeigt werden, mag/ “), 120 x 30 s. NGC 2024 (Orion), 70 x 30 s. daß die Überlagerung vieler kurzbelich- teter CCD-Aufnahmen durchaus eine gute Alternative zu wenigen länger be- von Dirk Langenbach in Hagen gebaut [4] Bradley E.Schaefer, Going to the Limit, Sky & lichteten Aufnahmen sein kann, vor wurde. Ihm sei dafür noch einmal herz- Telescope 97, No.5 (May 1999), 126 allem wenn die Qualität des Himmels zu lich Dank gesagt! [5] Bradley E.Schaefer, Limiting Magnitudes for CCDs, wünschen übrig lässt. Sky & Telescope 95, No. 5, (May 1998), 117 Bei entsprechender Wahl der Belich- Literaturhinweise [6] R.N.Clark, Visual Astronomy of the Deep Sky, tungszeit ist dann das geringfügig (Die Hinweise [1] bis [3] sind in Teil 1 zu finden) Cambridge University Press, Cambridge, 1990 erhöhte Rauschen tolerierbar. Wer gerne auf ein fertiges Programm zurückgreifen will, das zudem noch die Berechnung für einzelne Spektralbereiche zulässt, wird in Sky & Telescope fündig [5]. Hinweis für 25. VdS- Machen Sie es also wie Paul Boltwood und probieren Sie die Kurzbelichtung ruhig mal aus! Keine aufreibende Tagung Leitsternsuche mehr und damit weniger Streß bei der Arbeit am Teleskop sind der dafür erhaltene Lohn. Und während Sternfreunde, die einen Amateur-Vortrag anmelden möchten, die Kamera ein Bild nach dem anderen setzen sich bitte mit der Geschäftsstelle der VdS, Am Tonwerk 6, automatisch herunterlädt, brauchen Sie D-64646 Heppenheim, in Verbindung. sich ja nicht gerade schlafen zu legen, Bitte geben Sie auch die von Ihnen benötigten Hilfsmittel sondern Sie können derweil mit dem (Projektor etc.) mit an. Das Vortragsprogramm der Amateur-Astronomen Fernglas den Himmel durchmustern wird von der VdS organisiert. oder im Sternatlas schon das nächste Sternfreunde, Vereine und Volkssternwarten, die Ausstellungsfläche Aufnahmeobjekt heraussuchen. benötigen, wenden sich direkt an den Physikalischen Verein, z. Hd. Herrn Bruno Deiss, Robert-Mayer-Strasse 2-4, 60054 Frankfurt. Danksagung Programmhinweis siehe Seite 142. Alle gezeigten Aufnahmen wurden mit einem Celestron C8 bei f/6,3 in Wir freuen uns auf Ihre Teilnahme! Verbindung mit einer wassergekühlten Cookbook-Kamera CB245 gemacht, die 62 FACHGRUPPE > METEORE

Die Aktivitätsmaxima der Perseidenmeteore 1988-2000 von Rainer Arlt und Jürgen Rendtel

Meteorstrom und Komet Von dem berühmten Meteorstrom der Leoniden mag jedem bekannt sein, daß besonders hohe Fallraten in den Jahren um den Periheldurchgang des Mutter- kometen beobachtet werden. Doch auch der Erzeuger der Perseiden, die oft einfach als Augustmeteore bezeichnet werden, ist erst vor kurzem durch sein Perihel gewandert. Der Komet 109P/ Swift-Tuttle mit einer Umlaufzeit von rund 130 Jahren passierte den son- nennächsten Punkt im Dezember 1992. Ganz anders als bei den Leoniden wurde bei den Perseiden zuerst erhöhte Aktivität festgestellt, bevor man über- haupt einen Zusammenhang mit dem Perihelduchgang bemerkte; der Komet war nach seiner letzten Sonnennähe nämlich für 1981 erwartet worden und man hatte nichts entdeckt, den Kome- ten daher als verschollen abgeschrie- ben. Dennoch hatten die Meteorbeob- achter im Jahre 1981 den Eindruck erhöhter Perseidenaktivität. Abb. 1: Erst im September 1992 wurde Swift- Aktivitätsprofile der Perseiden in den Jahren 1988-1993 Tuttle wiederentdeckt und konnte bis März 1995 beobachtet werden. Die International Meteor Organization (IMO) verändert sich mit dem Sinus der Höhe. Umlaufzeit des Kometen hat sich im basierte, betraf die Perseiden 1988. Obwohl der Komet erst im darauffol- Laufe der Zeit von 120 Jahre auf 135 Einige Stunden vor dem jährlich mit ver- genden Jahr durch sein Perihel ging, hohe Jahre vergrößert. Freilich kreuzt die läßlicher Regelmäßigkeit wiederkehren- Raten also für 1992, eher sogar noch für Bahn des Kometen diejenige der Erde den Maximum bei einer Sonnenlänge 1993, zu erwarten waren, sollten die nicht direkt, sondern geht in einem von etwa 140,0° war ein zweiter Peak ZHRs von 1991 unübertroffen bleiben. Abstand von etwa 0.0009 Astrono- von ähnlicher Höhe auszumachen. Seit dem ersten Doppelpeak von 1988 mischen Einheiten vorbei (gut ein Drittel Kontroversen entspannten sich über die sind dreizehn Perseidenmaxima, denen der Mondentfernung). Erst die Streuung Signifikanz dieses Doppelmaximums. ein Zusammenhang mit frischen der Partikelbahnen im Laufe der Zeit, Der endgültige Durchbruch für die Partikeln von Periheldurchgängen in die sich sowohl aus der kleinen zusätz- Glaubwürdigkeit des Vormaximums kam naher Vergangenheit zugeschrieben lichen Ausstoßgeschwindigkeit der im Jahre 1991 als japanische Beobachter wird, dokumentiert. Ob nun das Teilchen aus dem Kometen als auch aus einen kaum wegzudiskutierenden Maximum von 1993 wegen der Erwar- späteren Bahnstörungen durch die Aktivitätsausbruch registierten. Die tungshaltung nach Entdeckung des Planeten ergibt, sorgt dafür, daß wir Meteorraten lagen bei einigen Hundert. Kometen wieder dem 1991er nahekam überhaupt Meteore vom Swift-Tuttle- Es gibt Photos, auf denen in einer oder ob es sich tatsächlich um ein zwei- Strom beobachten können. So lassen guten Stunde 20 bis 30 Perseiden zu tes Jahr mit Raten über 250 handelte, sich bestenfalls die Teilchen als sehen sind, alle heller als Helligkeit 0 ist nicht mit völliger Sicherheit zu Perseiden beobachten, die bei der letz- mag. Die spätere detaillierte Auswer- sagen. Immerhin ist es besser durch ten Perihelpassage 1862 vom Kometen tung zeigt eine maximale stündliche Beobachtungen dokumentiert und läßt freigesetzt wurden und seine nächste Zenitrate (ZHR) von 280 ± 60. Diese sich daher mit höherer Genauigkeit auf Umgebung verließen. Rate gibt die Anzahl der Strommeteore 260 ± 20 festlegen. Seither ging es im pro Stunde an, die ein Beobachter bei wesentlichen abwärts mit den Raten. Die Perseiden bringen Überraschungen einer Grenzhelligkeit von +6,5 mag und Die Tabelle zeigt die Ergebnisse [4, 5, Die erste erfolgreiche Auswertung, die Zenitstand des Radianten sehen würde. 6]. Im Jahr 2000 war das Maximum nicht auf global zusammengetragenem, visu- Bei geringerer Höhe des Radianten sind mehr als signifikante Struktur im ellen Beobachtungsmaterial in der weniger Meteore sichtbar; der Anteil Ratenprofil erkennbar; der angegebene FACHGRUPPE > METEORE 63

Wert beschreibt einen Zeitpunkt, zu denstroms zu modellieren [1, 2]. Drei den Jahren 1995 und 1996 wieder sin- dem einige Beobachter erhöhte Raten Modelle mit je 500 Partikeln, die allein ken werden, eine erstaunliche Überein- beobachteten, zu dem der Mittelwert über den letzten Umlauf des Kometen stimmung mit den dann folgenden sich jedoch nicht von dem zum traditio- zeitlich verfolgt wurden, waren damals Beobachtungen, wenngleich das Modell nellen Maximum ansteigenden Ast mit der zur Verfügung stehenden die äußerst einschränkende Annahme abhebt. Jenes Maximum tritt üblicher- Rechentechnik möglich, vor nicht ein- macht, daß jedes neue Perseidenpeak weise um Sonnenlängen von 140,0° mit mal 10 Jahren. Neuere Simulationen von von Teilchen des Periheldurchgangs ZHRs zwischen 80 und 120 auf. Brown & Jones umfassen bereits 12 1862 hervorgerufen sein sollte. Die Bemerkenswert ist die Tatsache, daß Modelle mit je 10.000 Teilchen, die über Modelle von Brown & Jones, die Teil- sich das Maximum von 1992 am dichte- 2000 Jahre verfolgt werden konnten [3]; chen der letzten 15 Umläufe betrachteten, sten am absteigenden Knoten der moderne Leonidenmodelle enthalten förderten eine ganze Reihe von Perihel- Kometenbahn befand, der bei einer mehrere Millionen Teilchen. durchgängen der letzten 1000 Jahre zu Sonnenlänge von 139,44° passiert wird. Tatsächlich wiesen die ersten Modelle Tage, die signifikant an den Perseiden- Zu diesem Zeitpunkt war der Komet darauf hin, daß die Perseidenraten in maxima beteiligt sind. Material von noch gar nicht entdeckt, ein Einfluß 1862 ist dennoch Hauptlieferant für die hoher Erwartungen ist also auszu- Jahre 1991 bis 1994. Damit sind aller- schließen. In den Folgejahren hat sich dings Anteile von 35 % bis 45 % der Abstand vom Knoten allmählich ver- gemeint, in jedem Fall weniger als die größert; das Maximum trat jedes Jahr Hälfte der Teilchen. In den Jahren 1988 etwas später und damit dichter am viel bis 1990 scheint der Periheldurchgang breiteren jährlichen Maximum der von 1610 wesentlich zu sein, in den Perseiden bei der genannten Sonnen- Jahren 1995 und 1996 der von 1479, das länge von rund 140° auf. heißt drei bzw. vier Umläufe altes Material. Interessant ist auch die Modellrechnungen Verteilung der Sonnenlängen, bei denen Bald nach der Überraschung von 1991 Abb. 3: die Teilchenbahnen heute zu liegen versuchten Wu & Williams in einer der Variation des Maximumszeitpunkt in kommen. Während die Partikel der letz- ersten wirklich umfassenden Teilchen- den Jahren 1988-1999, gemessen in ten drei Umläufe ganz klar den Bereich simulationen die Evolution des Persei- Sonnenlängen. 139,40° bis 139,55° bevölkern, können Teilchen von vor 1400 die Erde bei Sonnenlängen zwischen 139,7° und 140,0° treffen, gehen also bereits in das traditionelle Maximum über, das ver- mutlich durch rund 20 Umläufe altes Material gebildet wird.

Jahr Sol ZHR 1988 139.78° 86 ± 4 1989 139.56° 102 ± 10 1990 139.55° 75 ± 10 1991 139.55° 284 ± 63 1992 139.48° 220 ± 22 1993 139.53° 264 ± 17 1994 139.59° 238 ± 17 1995 139.62° 171 ± 30 1996 139.66° 121 ± 17 1997 139.71° 137 ± 5 1998 139.75° 110 ± 20 1999 139.80° 104 ± 4 2000 139.78° 84 ± 10

Tabelle 1: Positionen und maximale ZHR des vorgelagerten Perseidenmaximums, das seit 1988 beobachtet wird. Alle Sonnenlängen beziehen sich Abb. 2: auf das Äquinoktium J2000.0. Aktivitätsprofile der Perseiden in den Jahren 1994-1999 Die Daten stammen von [4, 5, 6]. 64 FACHGRUPPE > METEORE

Immerhin versprechen die Modelle von Perseiden (PER) Brown & Jones ein Wiederaufleben der Perseidenaktivität für die Jahre 2004- 2006, nachdem in den Jahren 2001 und 2002 ein Aktivitätstief von der Maxi- mumskomponente vor dem traditionel- len, alten Peak zu erwarten ist. Der mit regelmäßiger Verläßlichkeit wiederkeh- rende Meteorstrom der Perseiden bietet also durchaus die faszinierende Mög- lichkeit, durch einfach durchzuführende Amateurbeobachtungen das Verständ- nis von Bahndynamik der Kleinstkörper im Sonnensystem und die Auswurfbe- dingungen vom Kometen zu studieren; die große Zahl von Beobachtern und die vielen Jahre standardisierten Beobach- tens machten das möglich. Die Autoren arbeiten sowohl im deutschen Arbeits- kreis Meteore e.V. als auch in der International Meteor Organization mit, die die Datenmengen zentral sammelt. Wer sich für Meteorbeoachtungen inter- essiert, bekommt eine entsprechende Beobachtungsanleitung zugesandt.

Literaturhinweise Radiantposition α 46,2° (3h04m) δ +57,4° [1] Z. Wu, I.P. Williams (1993): The Perseid meteor Drift ∆α +1,4° ∆δ +0,18° shower at the current time. Mon. Not R. Sichtbarkeit 17.07. - 24.08. Astron. Soc. 264, 980-990. Maximum L 139,2° (12.08.) „neues“ Maximum seit 1990 [2] I.P. Williams, Z. Wu (1994): The current L 140,1° (13.08.) Traditionelles Maximum Perseid meteor shower. Mon. Not. R. Astron. Populationsindex r nahe Maximum 2,1; sonst 2,6 Soc. 269, 524-528. max. Zenitrate ZHR 200 (neues Maximum) bzw. 100 (traditionelles Maximum) [3] P. Brown, J. Jones (1998): Simulation of the Geozentrische Formation and Evolution of the Perseid Geschwindigkeit v∞ 59 km/s Meteoroid Stream. Icarus 133, 36-68. [4] P. Brown, J. Rendtel (1996): The Perseid Anfangshöhe 114 km Meteoroid Stream: Characterization of Recent Endhöhe 94 km Activity from Visual Observations. Icarus 124, Mutterkörper 109 P / Swift-Tuttle 414-428. Bahnelemente Ωωi e q [AE] a [AE] t [a] [5] R. Arlt (1999): Global Analysis of the 1998 Perseiden, Perseid Meteor Shower. WGN, Journal IMO 27, alter Teil 139,61° 150,53° 113,27° 0,996 0,948 81 730 237-249. Perseiden, [6] R. Arlt, I. Händel (2000): The "New" Peak neuer Teil 138,97° 151,68° 113,68° 0,961 0,953 24 118 Failed: First Analysis of the 2000 Perseids. 109 P/Swift-Tuttle 139,41° 152,91° 113,44° 0,963 0,959 26 132 WGN, Journal IMO 28, 166-171.

Radiantenhöhen für verschiedene geographische Breiten: Sonnenlänge: Geographische Breite Um die Aktivitätsprofile von Meteorströmen Ortszeit 25°N 30°N 35°N 40°N 45°N 50°N 55°N 60°N aus verschiedenen Jahren vergleichen zu können, muß man eine Größe für die Zeit 20 3 7 1217222731 verwenden, die die Position der Erde auf 2138 121721263034 ihrer Bahn misst. Das Datum ist dazu un- 229 14182226313538 geeignet, weil sich das Jahr nicht in eine ganze Tagesanzahl teilen läßt. Ein geeignetes 23 16 20 24 29 33 36 40 44 Maß ist die Sonnenlänge, die die Position 0 2428323639434650 der Sonne auf der Ekliptik mißt und damit indirekt natürlich die Position der Erde auf 1 3236404347505360 ihrer Bahn. Für ein Teilchen, das ein Meteor 2 4044485155586163 hervorruft, dessen Bahn also die Erdbahn exakt schneidet, ist die Länge des abstei- 3 4751555963666870 genden Knoten gleich der Sonnenlänge, bei 4 5357626670747678 der der Meteor beobachtet wurde. FACHGRUPPE > METEORE 65

Leoniden 2001 - Hoffen auf die großen Stürme von Hartwig Lüthen

Seit 1998 ist es jedes Jahr dasselbe den Meteorsturm von 1999 (ZHR Über Nordostasien bildet sich Mitte Ritual: Meteorastronomen – Amateure 5.000), nicht aber den von 1966 (ZHR November meist ein Hochdruckgebiet und Profis – geraten, wenn der Novem- ca. 100.000). Zum Vergleich: Die aktiv- aus, das allerdings manchmal von ber naht, in hektische Aktivität. Reise- sten jährlichen Meteorströme, die ein- schnell ziehenden Fronten von NW nach führer werden gewälzt, Satellitenbilder drucksvollen Quadrantiden, Perseiden SO durchzogen wird. Die Wetterstatistik stirnrunzelnd beäugt und schließlich und Geminiden, bringen es meist auf der Mongolei ist sehr gut. Deshalb war Flüge reserviert. Die minutengenaue ZHRs um 100-200. das Land schon 1998 das Ziel einer Vorhersage des Leonidensturms von Leider bedeuten die Uhrzeiten, dass uns AKM-Leonidentour. 2001 steht der 1999 durch Asher, McNaught und andere Mitteleuropäern die diesjährigen Radiant dort etwas niedrig (Tab. 1). Eine verwandelte die Vorhersage von Meteor- Meteorstürme entgehen werden. Das lokale spartanische Infrastruktur ist vor- stürmen von einer wüsten Spekulation Maximum um 10:01 UT wird über Nord- handen. Man sollte sich warm anziehen. in eine exakte Wissenschaft. Das ver- und Mittelamerika zu sehen sein. Der In der Maximumsnacht 1998 ertrugen wendete „Dust-Trail-Modell“ geht davon interessantere Doppelpeak (17:30, wir eine Temperatur von -30°C. Etwas aus, dass der Ursprungskomet bei 18:20 UT) bleibt Beobachtern in weiter westlich, in der nordostchinesi- jedem seiner vergangenen Periheldurch- Westaustralien, Südost- und Zentral- schen Mandschurei, ist das Wetter ähn- gänge Teilchen ausgestoßen hat. Deren asien vorbehalten. Wenn Sie diese lich vielversprechend und genauso kalt, Beschleunigung bzw. Abbremsung Zeilen lesen, haben etliche Meteorbeob- aber die Radiantenhöhe ist deutlich bewirkt eine Veränderung der Umlauf- achter ihre Flüge dorthin bereits ge- günstiger. In beiden Gegenden ist die zeit. Wenn alles genau passt, trifft die bucht. Mobilität eingeschränkt, falls man doch Erde in einer hoffentlich klaren Novem- Wohin soll man fliegen? Das ist die kon- Wolken ausweichen muss. bernacht auf einen feinen Staubstreifen trovers diskutierte Frage, auf die es Südkorea bietet die größte Radianten- solcher Teilchen – einen sogenannten keine einfache Antwort gibt. Je höher höhe auf dem Festland und ist ein „Dust-Trail“. Ist die Teilchendichte in der Radiant zum Maximumszeitpunkt etwas weniger schwieriges Terrain für dem Trail sehr hoch, erleben wir einen vor einem nachtdunklen, wolkenlosen den Reisenden. Wegen der Nähe des Meteorsturm. Himmel steht, um so besser! Weltweit Meeres ist das Wetter etwas milder, Derartige Vorhersagen erfordern einen ist der November eine Übergangsperi- aber wechselhafter als in Zentralasien. hohen Rechenaufwand, den aber heuti- ode mit instabilem Wetter. Einen Ort mit Das Verkehrssystem ist sehr gut ausge- gen Computer leicht bewältigen. Und 100%iger Wetterstatistik und einer baut, was Mobilität verspricht. Ähnli- das Ergebnis für das Jahr 2001 ist durch- zenitnahen Radiantenposition gibt es ches gilt für Taiwan. Wetterstatistik und aus aufregend! Die Erde fliegt gleich an nicht. Wohl aber bieten ein paar Preisniveau lassen Japan für Leoniden- drei Trails (Abb. 1) in äußerst knappem Regionen einen erträglichen Kompro- reisende weniger attraktiv erscheinen. Abstand vorbei. Am 18.11. um 10:01 UT miss zwischen den einzelnen Faktoren. Wer eine längere Flugdauer nicht wird das erste Maximum eintreten, wenn wir den im Jahre 1767 freigesetz- ten Teilchenstrom passieren. Einige Ort Wetterchance Radiantenhöhe° Dämmerungsbeginn Stunden später geht es Schlag auf % (17:30 / 18:20 UT) UT Schlag: Um 17:30 und 18:20 UT folgen Ulan-Bator 82 20 / 28 22:14 zwei weitere, wahrscheinlich höhere (Mongolei) Peaks aufgrund der 1699 und 1866 frei- Harbin 86 32 / 42 20:52 gesetzten Meteoroide. Das Beste: Der (Mandschurei, Mond spielt mit! Die maximale China) Aktivitäten lassen sich – im Gegensatz Taegu 75 36 / 46 20:36 zu den Zeiten – nur sehr ungenau vor- (Korea) hersagen. In den letzten beiden Jahren Taiwan 70-83 27 / 38 20:53 erwiesen sich die Ratenprognosen des Cairns 76 32 / 40 18:16 (Australien) Finnen Esko Lyytinen als am verlässlich- Mount Isa 63 24 / 33 18:32 sten. Er erwartet für 2001 eine maximale (Australien) Zenitstundenrate (ZHR) von 8.300 Alice Springs 63 19 / 28 18:48 Meteoren pro Stunde; andere Experten (Australien) rechnen sogar mit mehr als doppelt so hoher Meteoraktivität. Die Erfassung Tabelle 1: solcher Raten verlangt dem visuellen Bedingungen verschiedener möglicher Orte zur Leonidenbeobachtung. Die Meteorbeobachter äußerste Konzen- Wetterchancen wurden aus einer Auswertung von Satellitenbildern der Jahre 1995- tration ab. An genaues Zählen ist kaum 2000 entnommen. Die Radiantenhöhen gelten für die beiden vorhergesagten noch zu denken. Nach den Vorhersagen Maxima um 17:30 UT und 18:20 UT. Als Dämmerungszeit ist die astronomische übertreffen die diesjährigen Leoniden Dämmerung angegeben. 66 FACHGRUPPE > KOMETEN

scheut, mag eine Reise nach Australien halb der Sturmpeaks erwägen. An der Nordostspitze des immer noch eine Kontinents erreicht der Radiant fast die kurzweilige selbe Höhe wie in Korea, allerdings Beobachtung garan- beginnt die Dämmerung noch während tieren, und bei aller des Maximums. Den absteigenden Ast Präzision der Modelle der Ratenkurve wird man also dort nicht ist man als Meteor- verfolgen können. Die Wolkenstatistik beobachter vor ist insgesamt recht gut. Leider ist das Überraschungen nie Wetter im frühsommerlichen Australien sicher. Ihre Meteor- von Jahr zu Jahr, aber auch von Stunde zählungen werden zu Stunde, sehr variabel. Weiter nach sogar dringend be- Südosten gewinnt man zwar Beobach- nötigt, um wieder tungszeit und Wolkensicherheit, dafür eine gute globale schrumpft leider die Radiantenhöhe mit Analyse der dies- Abb. 1: jedem Kilometer. jährigen Meteorakti- Die Position der wichtigsten Dust-Trails im Jahr 2001. Die Tabelle 1 gibt eine Übersicht über vität aufstellen zu Die durchgezogene Linie stellt die Bewegung der Erde die Beobachtungsbedingungen und können. Der AKM vom 17. bis 19. November dar - die Bildebene entspricht Radiantenhöhe und Wetterchancen. und die Fachgruppe der Ekliptikebene. Die Ellipsen sind die Querschnittsflächen Angesichts der Vor- und Nachteile der Meteore beraten Sie einiger erdnaher Dust-Trails. Wir passieren die Randbereiche verschiedenen Zielländer werden sich gerne bezüglich des des 1767 freigesetzten Trails (18. November, 10:01 UT), die AKM-Beobachter wohl dieses Jahr notwendigen Know- sowie die zentralen Regionen der Trails von 1699 und auf verschiedene Regionen verteilen. Hows! 1866 (Passagen um 17:30 UT und 18:19 UT). Zu allen drei Und wenn Sie zuhause bleiben müssen? Zeitpunkten wird mit Meteorsturmraten gerechnet. Fahren Sie doch zum nächsten Wolken- loch und beobachten Sie trotzdem die Leoniden! Die Raten dürften auch außer-

ob er damit einen Rekord aufgestellt Albert Jones hat was das Alter eines Kometen- Veranstaltungs von Heinz Kerner entdeckers betrifft. Der Amerikaner Lewis Swift (1820-1913, 13 Kometen) -ankündigung meldete seine letzte Entdeckung (1899) Im VdS-Schnellzirkular Nr. 2 wurde u. a. im Alter von 79 Jahren. Gab es einen über die Kometenentdeckung durch die noch älteren Kometenentdecker? Die Volkssternwarte Bonn e.V. veranstal- beiden Amateure Syogo Utsunomiya, Interessant ist auch, was der alte Herr tet vom 30.8. bis 1.9.2002 (Fr.-So.) ein Japan, und Albert Jones, Neuseeland, aus Neuseeland über sein Instrument weiteres VdS-Regionaltreffen, wieder in berichtet. Wer die Ephemeride studierte, erzählt: „... Ich bevorzuge die visuelle Verbindung mit dem Sommerseminar erkannte schnell, daß für mitteleuropäi- Arbeit, seit 1948 mit einem 12,5"- der Bonner AG Planeten. Wegen des sche Beobachter keine gute Sichtbarkeit Reflektor. Der f/5 Spiegel wurde von F. J. regen Zuspruchs zur ersten derartigen gegeben war. Zum Jahresbeginn erreich- Hargraves in England hergestellt, die Veranstaltung im Sommer 2000 te der Komet nur eine geringe Höhe Okulare für das Teleskop und für die (s. Bericht im VdS-Journal II/2000, S. 108) über den Horizont, was sich im weiteren Sucher stammen aus Flugabwehr- haben wir uns entschlossen, 2002 ein Verlauf zwar verbesserte, gleichzeitig Fernrohren des 2. Weltkrieges. Das 78 mehrtägiges Treffen zu organisieren. nahm die Helligkeit aber rasch ab. Nur mm-Objektiv des einen Suchers brachte Tagungsort mit Übernachtungsmöglich- wenige werden sich daher die Mühe mein Cousin aus dem Krieg mit nach keit wird der idyllisch gelegene gemacht haben, ihn am Morgenhimmel Hause, ich glaubte es ist aus einem Jugendhof Rheinland bei Königswinter zu finden. deutschen Tiger-Panzer“. (südlich von Bonn) sein. Details werden noch bekannt gegeben. Weitere Interessant war die Kometenentdeckung Was lernen wir daraus? Informationen erteilt der Autor unter dennoch durch die Person Albert Jones, 1. Um einen Kometen zu entdecken, [email protected]. Da viele Stern- der im stolzen Alter von 80 Jahren die- braucht es Zeit. freunde und Vereinigungen ihre Veran- sen Erfolg für sich verbuchen konnte, 2. Keine alten Optiken wegwerfen, sie staltungen langfristig planen, möchten und das gegen die übermächtige können sehr nützlich sein. wir, um Überschneidungen zu vermei- Konkurrenz der professionellen Such- 3. So perfekt scheint die professionelle den, schon jetzt auf diesen Termin hin- maschinen. Hochachtung vor dieser Himmelsüberwachung doch nicht zu weisen. Leistung! Für den guten Albert keine sein. neue Erfahrung, bekanntlich entdeckte Paul Hombach er schon einmal einen Kometen - vor mehr als 50 Jahren. Es wurde spekuliert, FACHGRUPPE > KOMETEN 67

Kometenjagd am Winterhimmel von Konrad Horn und Otto Guthier

Von den langen Nächten einmal abge- 2001 zu sehen waren, Ausschau zu hal- sehen, bieten die Wintermonate in ten. Wider Erwarten boten die Monate Mitteleuropa nicht immer ideale Beding- Dezember und Januar Chancen unseren ungen zur Beobachtung lichtschwacher Objekten der Begierde nachzustellen. Kometen. Vor allem die Monate Novem- ber und Dezember sind im wahrsten Komet 41P/Tuttle-Giacobini-Kresak Sinne des Wortes oft „trübe Monate“. So heißt einer der interessanten peri- Doch widrige Beobachtungsbeding- odischen Kometen, der nach 27 Jahren ungen sollten uns zwei absolute wieder in das Innere unseres Sonnen- „Kometenfreaks“ nicht davon abhalten, systems zurückkehrte. Dieser Vertreter nach gleich drei interessanten Schweif- ist bekannt für seine sporadischen sternen, die um die Jahreswende 2000/ Helligkeitsausbrüche, die ihn bei seiner Abb. 1: Komet 41 P/Tuttle-Giacobini-Kresak am 1. Dezember 2000, 3:46-4:19 UT, 25 x 60 s Konrad Horn und Gerhard Neumann mit 100/500 mm Genesis Refraktor und Audine CCD-Kamera.

letzten Rückkehr im Jahre 1973 gleich um 10 Größenklassen (!!) heller werden ließen. Damals hatte Otto die Gelegen- heit diesen Kometen kurz visuell zu sichten; also dementsprechend groß war die Vorfreude auf seine Rückkehr. Die Sichtbarkeitsbedingungen waren für uns Mitteleuropäer nicht günstig, der Komet bewegte sich tief am Morgen- himmel im Südosten stehend, auf die Sonne zu. Konrad und Sternfreund Gerd Neumann konnten am 1. Dezember den Kometen mit einem 100/500 mm Genesis-Refraktor und einer Audine- CCD-Kamera erwischen (Abb.1). Gut eine Woche später gelang am 9. Dezember die erste Aufnahme mit einer 10“ Schmidt-Kamera. Die Helligkeit des Kometen bestimmte ich auf der

Abb. 2: C/41P/T-G-K am 9. Dezember 2000, 4:36-4:42 UT, Aufnahme von Otto Guthier und 2,3 / 495 mm Schmidt- Kamera und TP 6415 hyp. 68 FACHGRUPPE > KOMETEN

Januar erwischten ihn Konrad und Sternfreund Gerd Herzogenrath mit einem hübschen, geradlinigen Schweif (Abb. 7). Ende Ja- nuar hatte 1999 T1 ausreichend an Höhe gewonnen, so daß eine ausge- dehnte Beobach- Abb. 3: tung in den Morgen- C/41P/T-G-K am 21. Dezember 2000, stunden möglich 5:04-5:07 UT, Aufnahme von sein sollte. Also ver- Otto Guthier und 2,3 / 495 mm abredeten wir uns Schmidt-Kamera für eine Beobach- tungsnacht auf dem Aufnahme zu 12,8 mag, mit einer Koma 1000 m hoch gele- von rund einer und einem kurzen genen Klippeneck Schweif von ca. zwei Bogenminuten am Westrand der (Abb. 2). Schwäbischen Alp. Die Tage verstrichen und erst kurz vor Am 28. Januar um Weihnachten bot sich uns wieder die 2 Uhr in der Frühe Gelegenheit. In den Morgenstunden des trafen wir dort oben 21. Dezember erwischten wir 41P/ wie- aufeinander und der, diesmal mit einer Helligkeit von 8,5 groß war die Freude mag und einem kurzen Schweif (Abb. 3). über eine bevorste- Zwei Tage später war der Schweif noch hende Beobach- deutlicher ausgeprägt und erreichte tungsnacht. eine Länge von knapp 30 Bogen- Allerdings schien minuten (Abb. 4). „Es ist schon ein Abb. 4: uns das Wetter besonderes Gefühl, am Weihnachts- C/41P/T-G-K am 23.Dezember 2000, 5:55-6:00 UT, nicht ganz optimal, morgen einen Kometen aufzunehmen“, Aufnahme von Otto Guthier und 2,3 / 495 mm Schmidt- weshalb wir unsere schrieb Konrad, als ihm mit seinem Kamera. nächtliche Fahrt bis Refraktor die schöne nebenstehende in die Nähe von Aufnahme von C 41 P/ gelang (Abb. 5). wurden. Mitte Januar betrug die Meßkirch fortsetzten. Dort trafen wir Es sollte, wie sich später herausstellte, Helligkeit noch 8,3 mag. Der Komet ideale Bedingungen an und rasch wur- auch die letzte gewesen sein. Denn der wies in mehreren Nächten eine ausge- den die zwei Teleskope aufgebaut. Im Komet strebte seinem Perihel zu, wel- prägte, kondensierte Koma von 4-5 Feldstecher bot 1999 T1 McNaught- ches er am 6. Januar 2001 durchlief. Bogenminuten auf und hatte zuweilen Hartley mit 7,9 mag und einer rund 5‘ Versuche, ihn ab Mitte bis Ende Januar einen kurzen Schweif. Am 14. und 15. großen Koma einen hübschen Anblick. zu erwischen, scheiterten. Doch zeitgleich begann die Sichtbarkeit eines weiteren, mit großer Spannung erwarteten Kometen, die des im Jahr 1999 in Australien entdeckten Kometen

C/1999 T1 McNaught-Hartley Am 23. Dezember stand dieser Komet nur ganze 10 Grad von 41P/ entfernt, Abb. 5: also kein Problem, auch nach diesem C/41P/T-G-K am 24.Dezember 2000, Vertreter Ausschau zu halten. Die 4:10-5:10 UT, Aufnahme von Konrad Helligkeit betrug ca. 8 mag und damit Horn mit 100/500 mm Genesis- war dieser Schweifstern sogar noch Refraktor und Audine CCD-Kamera. etwas heller als 41 P/ (Abb.6). Die Bahn dieses Kometen führte im Abb. 6: Januar bis März 2001 steil nach Norden Komet 1999 T1 McNaught-Hartley (siehe VdS-Journal Sommer 2000), so am 23. Dezember 2000, 5:15-5:21 UT, daß die Sichtbarkeit und die Beob- Otto Guthier mit 2,3 / 495 mm achtungsbedingungen stetig besser Schmidt-Kamera und TP 6415 hyp. FACHGRUPPE > KOMETEN 69

Abb. 7: Abb. 8: C/1999 T1 am 15. Januar 2001, 3:52-4:43UT; 30 x 60 s, C/1999 T1 am 28. Januar 2001, 3:07-3:39 UT; Konrad Horn Konrad Horn und Gerd Herzogenrath mit 100/500 mm mit 100/500 mm Genesis-Refraktor und Audine CCD- Genesis-Refraktor und Audine CCD-Kamera. Kamera.

Es folgten eine Reihe von Aufnahmen hen. Doch gegen 5 Uhr in der Frühe bil- fusen Staubschweif zeigte (Abb. 10). (Abb. 8) und gespannt warteten wir auf dete sich schlagartig Hochnebel aus, Anfang März erreichte uns über Heinz einen weiteren Schweifstern: der bald den ganzen Himmel bedeckte Kerner die Nachricht, daß die Helligkeit und jede Chance, den Kometen noch dieses Schweifsterns 2000 W1 förmlich Komet 2000 W1 Utsunomiya-Jones, abzulichten, vereitelte. Etwas traurig zusammengebrochen war: Am 17. Januar der kurz vor der Dämmerung tief im traten wir die Rückreise an. schätzte ihn Y. Nagai, Japan, auf 10,1 Südosten zu erwischen sein sollte. Einen Tag später, am 29. Januar, hatten mag am 22. Januar K. Yoshimoto, Japan, Mehrfach hatten wir es in den letzten wir dann erneut eine unverhoffte auf 10,5 mag, am 28. Januar M. Tagen unabhängig voneinander ver- Chance. Konrad erwischte 2000 W1 mit Mattiazzo, Australien, auf 12,0 mag und sucht, diesen von zwei Amateur- seinem 5“ Genesis-Refraktor und seiner am 12. Februar ermittelte C. W. Hergen- Astronomen im November entdeckten CCD-Kamera (Abb. 9). Otto hatte rund rother die Helligkeit bereits zu 16,5 Kometen (siehe VdS-Circular 1/2000) zu 300 Kilometer nördlicher im Odenwald mag. sichten. Die Helligkeit sollte Ende das Jagdglück. Januar noch bei ca. 8 mag liegen, dürf- Allerdings war die te also kein schwieriges Objekt sein. Helligkeit des Ko- Gespannt warteten wir auf den Aufgang. meten mit ca. 12,8 An der Grenze der Sternbilder Serpens mag enttäuschend Cauda / Ophiuchus nahe dem Kugel- schwach und rund sternhaufen M 9 sollte der Komet ste- vier Größenklassen hinter den Prog- nosen zurückge- blieben. An diesem Morgen gelang noch- mals eine schöne Aufnahme von Mc Naught-Hartley, der einen gradlinigen Gas- und einen dif-

Abb. 10: C/1999 T1 am 29. Januar 2001, Abb. 9: 4:27-4:36 UT. Otto Komet 2000 W1 Utsunomiya-Jones am Guthier mit 2,3 / 29. Januar 2001, 5:25-5:38 UT. Konrad 495 mm Schmidt- Horn mit 100/500 mm Genesis- Kamera und Refraktor und Audine CCD-Kamera. TP 6415 hyp. 70 FACHGRUPPE > KOMETEN

Komet C/1999 T1 McNaught-Hartley von Heinz Kerner

Im letzten Journal Einige Ergebnisse aus der visuellen, hatte Maik Meyer fotografischen und CCD-Beobachtung eine ausführliche sollen aber schon vorgestellt werden. Vorschau auf die- Wie hell wurde McNaught-Hartley? Diese sen Kometen gege- Frage kann schon beantwortet werden, ben. Jetzt, zum da das Helligkeitsmaximum zum Redaktionsschluß Jahresbeginn zu erwarten war. Abb. 1 für diese Ausgabe zeigt knapp 100 visuelle, öffnungskorri- des VdS-Journals, gierte Helligkeitsschätzungen von inter- befindet sich der nationalen Beobachtern und Mitgliedern Komet noch unter der FG-Kometen. Danach lag das Beobachtung und Helligkeitsmaximum bei 7,7 - 7,8 mag, es ist somit viel zu eine dreiviertel Größenklasse schwächer früh für eine umfas- als vorhergesagt. sende Auswertung. Abb. 1: Visuelle Helligkeitsschätzungen des Kometen C/1999 T1 McNaught-Hartley aus dem Zeitraum Nov. 2000 bis Jan. 2001.

(zu vorigem Artikel) Komet Tuttle-Giacobini-Kresak, Komposit C/1999 T1 McNaught-Hartley am 16.2.2001, 0:28 und 0:37 UT, zweier Aufnahmen von Gerald Rhemann Komposit aus zwei Aufnahmen von Gerald Rhemann mit SC am 23.12.2000 um 3:28 und 3:52 UT mit 225/255/435 mm auf Kodak Supra 400. SC 225/255/435 mm auf TP 6415 hyp. FACHGRUPPE > KOMETEN 71

Komet C/2000 WM1 LINEAR von Maik Meyer

Die Parallelen sind nicht zu übersehen: Kometenbeobachter ein interessantes zen Schweif aufwies – es handelte sich Als 1999 der Komet C/1999 S4 (LINEAR) Objekt, was nicht zuletzt an seiner also um einen Kometen [3]. entdeckt wurde, hielt man ihn zunächst spektakulären und völligen Auflösung Die erste offizielle Bahn zeigte, daß der für einen Asteroiden. Nachdem die lag [1, 2]. nun als C/2000 WM1 (LINEAR) bezeich- kometare Natur erkannt war, ließen die Am 16.12.2000 entdeckte wiederum das nete Komet erst im Januar 2002 seine Bahnelemente inklusive der geringen amerikanische Suchprojekt LINEAR Sonnennähe durchlaufen würde – und Sonnendistanz im Perihel einen hellen (Lincoln Near Earth Asteroid Research) dies in der geringen Entfernung von nur Kometen für den Sommer 2000 erwar- ein asteroidales Objekt, welches jedoch 0,55 AE. Nahm man zugleich die damals ten – bis zu 3 mag sollten durchaus eine für einen Kleinplaneten ungewöhn- aktuelle Helligkeit von etwa 17,5 mag erreichbar sein. Doch C/1999 S4 verhielt liche Bewegung aufwies. In der Folge und Standardparameter für die weitere sich wie die meisten seiner Artge- wurden weitere Beobachtungen von Helligkeitsentwicklung als Basis, ergab nossen: Der Komet blieb hinter den LINEAR vom November 2000 gefunden, sich als Maximalhelligkeit 4 mag. Im ursprünglichen Voraussagen zurück und die zur Bezeichnung 2000 WM1 als Vergleich zu C/1999 S4 ist jedoch in die- seine Helligkeitsentwicklung verlief sehr Kleinplanet führten. Am 20.12.2000 ent- sem Fall eine Abschätzung der real mög- moderat. Letzten Endes erreichte er deckte man auf im Vergleich zu LINEAR lichen Helligkeit ungleich schwerer: Als knapp 6 mag und konnte die in der länger integrierten Aufnahmen, daß der Autor vor etwas mehr als einem Jahr Öffentlichkeit geschürten Hoffnungen das Objekt eine kleine Koma von 10" die Vorschau für den Kometen C/1999 nicht erfüllen. Trotzdem war er für den Durchmesser und einen bis zu 20" kur- S4 verfasste, war dieser schon visuell

Datum R.A. Dek. r delta m R.A. Dek Topt Hmax 2000.0 1950.0 J M D h m ° ‘ AE AE h m ° ‘ h m ° 2001 9 1 4 34 50 07 2,58 2,47 12,5 4 31 50 01 3:30 67 2001 9 6 4 40 50 20 2,51 2,33 12,3 4 36 50 14 3:40 71 2001 9 11 4 44 50 33 2,44 2,20 12,0 4 40 50 27 3:50 75 2001 9 16 4 49 50 44 2,37 2,06 11,8 4 45 50 39 3:59 79 2001 9 21 4 52 50 55 2,30 1,93 11,5 4 48 50 50 4:08 83 2001 9 26 4 55 51 04 2,23 1,79 11,2 4 51 50 59 4:16 87 2001 10 1 4 57 51 11 2,16 1,65 10,9 4 53 51 06 4:14 88 2001 10 6 4 58 51 15 2,09 1,52 10,5 4 54 51 10 3:55 88 2001 10 11 4 58 51 15 2,02 1,38 10,2 4 54 51 10 3:35 88 2001 10 16 4 55 51 09 1,95 1,25 9,8 4 51 51 04 3:13 88 2001 10 21 4 51 50 54 1,87 1,12 9,4 4 47 50 48 2:49 89 2001 10 26 4 44 50 24 1,80 0,99 9,0 4 40 50 19 2:22 89 2001 10 31 4 34 49 33 1,72 0,87 8,5 4 30 49 27 1:52 89 2001 11 5 4 19 48 06 1.64 0,75 8,0 4 15 47 59 1:18 87 2001 11 10 3 59 45 41 1,57 0,63 7,4 3 56 45 32 0:39 85 2001 11 15 3 33 41 38 1,49 0,53 6,8 3 30 41 28 23:53 81 2001 11 20 3 01 34 53 1,41 0,44 6,1 2 58 34 42 23:01 74 2001 11 25 2 23 24 07 1,33 0,36 5,5 2 20 23 53 22:04 63 2001 11 30 1 42 8 45 1,25 0,32 4,9 1 39 8 30 21:03 48 2001 12 5 1 00 -8 43 1,17 0,32 4,6 0 58 -8 60 20:02 31 2001 12 10 0 22 -23 56 1,08 0,36 4,6 0 20 -24 12 19:04 15 2001 12 15 23 48 -34 57 1,00 0,42 4,6 23 45 -35 13 18:10 4

Tabelle 1: Ephemeride für Komet C/2000 WM1 (LINEAR). Bahnelemente (MPC 42107): T = 2002 - 01 - 22,7832, Länge des aufsteigenden Knotens = 237,8868°, Argument des Perihels = 276,8169°, Bahnneigung = 72,5640°, q = 0,554845 AE, e = 1.0; Erläuterungen zur Tabelle: r = Abstand zur Sonne in AE, delta = Abstand zur Erde in AE, m = Helligkeit in mag, Topt = optimale Beobachtungszeit in MEZ (Sonne mindestens 16° unter dem Horizont), Hmax = Höhe am Himmel bei Topt. 72 FACHGRUPPE > KOMETEN

Abb. 1: Sichtbarkeitsdiagramm des Kometen C/2000 WM1 (LINEAR)

beobachtbar und die stagnierende der nächsten Monate wird er immer objekt, wobei er im Januar 2002 seine Entwicklung gab erste Hinweise auf das höher steigen und im September nahe- Maximalhelligkeit von knapp 4 mag kommende Szenario [4]. Bei C/2000 zu im Zenit optimal beobachtbar sein, erreichen könnte. Im Jahre 2002 öffnet WM1 sind bisher (Februar 2001) aber wobei die Helligkeit um die 11 mag sich dann ein zweites Sichtbarkeits- nur CCD-Beobachtungen bekannt und betragen kann. Bis Anfang November, fenster ab März. Dann wird der Komet erste visuelle Helligkeitsschätzungen wenn der Komet 8 mag hell sein könn- mit vielleicht 7 – 8 mag am Morgen- werden voraussichtlich erst im Sommer te, werden sich diese Verhältnisse kaum himmel wieder sichtbar und auch den 2001 erfolgen können, so daß die im ändern – die scheinbare Position am Rest des Jahres 2002 – immer weiteren angesetzte Helligkeitsent- Himmel verändert sich auch kaum, da er schwächer werdend – beobachtbar blei- wicklung nicht mehr als eine optimisti- sich fast stationär im Grenzgebiet der ben. Über die genaueren Sichtbarkeits- sche Abschätzung (um nicht zu sagen Sternbilder Giraffe, Fuhrmann und bedingungen wird dann sicher in einer eine gewagte Behauptung) ist. Es wird Perseus aufhalten wird. Mitte November späteren Ausgabe dieses Journals zu deshalb darauf hingewiesen, immer die strebt der Komet dann steil südlich, lesen sein. aktuellen Hinweise zu verfolgen, um wobei sich seine beste Beobach- sich ein realistisches Bild über die zu tungszeit in die Abendstunden verlegen erwartende Helligkeit zu machen. Die wird. Literaturhinweise Fachgruppe Kometen bietet diese Zur Zeit seiner größten Erdnähe Anfang [1] Kammerer, A.: Komet C/1999 S4 (LINEAR). VdS- Informationen z.B. im Internet unter Dezember kann mit einer empirischen Journal für Astronomie, Winter 2000 (II/2000), http://www.fg-kometen.de an. Formel von Andreas Kammerer ein maxi- S. 47-51. Die folgende Beschreibung der Sicht- maler visueller Komadurchmesser von [2] Kidger, M.: Der große Bruch: Komet 1999 S4 barkeit soll unabhängig von der aktuel- etwa 25’ abgeschätzt werden. Eine (LINEAR). VdS-Journal für Astronomie, Winter len Helligkeit die Planung von eigenen empirische Schweiflängenprognose des 2000 (II/2000), S. 51-52. Beobachtungen und die Abschätzung selben Autors sagt eine maximale visu- [3] IAUC 7546, 20.12.2000 der Sichtbarkeitsbedingungen ermögli- elle Schweiflänge von etwa 6° voraus – [4] Meyer, M.: Komet C/1999 S4 (LINEAR). VdS- chen. Aktuellste Bahnelemente sind allerdings unbeobachtbar von Mittel- Journal für Astronomie, Sommer 2000 (I/2000), jederzeit unter [5] zu finden. europa, von wo aus 3° maximale S. 69-70. Der Komet wird bis Mitte Dezember das Schweiflänge visuell erfassbar sind. [5] CBAT: http://cfa-www.harvard.edu/iau/ ganze Jahr 2001 von Mitteleuropa aus Wenn der Komet Mitte Dezember in der Ephemerides/Comets/2000WM1.html beobachtbar sein. Jedoch ist der Komet Abenddämmerung verschwinden wird, bis etwa Juli zu schwach, um wenig- sollte er 4 – 5 mag aufweisen können. stens in mittelgroßen Teleskopen beob- C/2000 WM1 (LINEAR) bewegt sich achtet werden zu können. Anfang während dieser Zeit durch die August könnte er dann die 14 mag- Sternbilder Widder, Fische und Walfisch. Grenze durchbrechen; dann in 40° Höhe Der Komet bleibt danach für Mittel- am Morgenhimmel stehend. Während europa unsichtbar und ein Südhimmel- FACHGRUPPE > KOMETEN 73

Ein Kometenjahr aus der Sicht eines Beobachters mit einem Einsteigerteleskop von David Bender

Nach den spektakulären Kometen Objekte dar und erscheinen bei einer den Schweiflänge und Positionswinkel Hyakutake im Jahre 1996 und Hale-Bopp kleinen Vergrößerung heller. Eine kleine bestimmt. Eine ausführliche, weiterge- in 1997 soll dieser Bericht zeigen, daß Vergrößerung hat auch gleichzeitig den hende Anleitung zu den Beobachtungs- auch die Beobachtung schwächerer Vorteil eines großen Gesichtsfeldes. techniken ist bei der VdS-Fachgruppe Schweifsterne mit einem Einsteiger- Denn damit läßt sich gleichzeitig eine Kometen erhältlich. teleskop sehr spannend sein kann und größere Fläche des Himmels über- Trotz keines spektakulären Kometen viele Überraschungen zu bieten hat. blicken. konnte das Jahr 1999 wieder viele und Das Erscheinen der beiden großen Nun kann man zur eigentlichen auch sehr interessante Erscheinungen Kometen hat mich so sehr in seinen Beobachtung des Schweifsterns kom- zeigen. Das immer wieder spannende Bann gezogen, daß ich seit diesen men. Das wichtigste ist die Helligkeits- und geheimnisvolle an dieser Beob- Tagen jede Möglichkeit nutze, die mit schätzung. Auch hier sollte grundsätz- achtung ist, daß Schweifsterne völlig meinem Instrument erreichbaren lich eine geringe Vergrößerung gewählt unerwartet und in unberechenbaren Schweifsterne zu beobachten. werden, um die volle Ausdehnung der Abständen auftauchen. Dabei hebt sich meist ein Komet durch seine besondere Das Teleskop Art, wie z. B. Helligkeitsausbruch, Mein Beobachtungsteleskop ist ein Schweif, Gegenschweif, Geschichte oder 4,5“-Newton mit 910 mm Brennweite Bahn am Himmel hervor. In einer gewis- von Celestron. Dieses Instrument habe sen Art wird damit jedem Kometen eine ich 1996 komplett mit einer einfachen Persönlichkeit verliehen. Wenn ein parallaktischen Montierung (ähnlich Komet entdeckt ist, gilt es, sein weite- EQ2) für wenige hundert Mark erwor- res Verhalten zu studieren und daraus ben. Die Montierung habe ich ein hal- verläßliche Vorhersagen abzuleiten. bes Jahr später mit einer elektrischen Dabei ist die Helligkeitsvorhersage Nachführung erweitert. Bereits zum immer noch das heikelste Thema. Lieferumfang gehörte ein 25 mm-Okular, welches aufgrund seiner geringen Komet 52P/Harrington-Abell Vergrößerung von 36-fach und des rela- Abb. 1: ist ein typisches Beispiel, daß eine tiv großen Gesichtsfelds von 1,50 her- Zeichnung des Kometen C/ 1999 H1 Vorhersage der Helligkeit nur sehr vorragend für die Kometenbeobachtung (Lee) vom 18. August 1999, 01:20 UT. schwierig oder gar nicht möglich ist. Ein geeignet ist. Komadurchmesser 5‘, DC = 6, Schweif- Komet, der Anfang 1999 eigentlich nur länge 0,12 in Positionswinkel 300, 17 mag hell und damit mit Amateur- Das Beobachten Gegenschweif ca. 0,06 lang. instrumenten visuell nicht beobachtbar Für ein erfolgreiches Auffinden von sein sollte. Bereits auf einer CCD- Kometen sind zwei Voraussetzungen Aufnahme vom 21.7.1998 zeigte er nicht von entscheidener Bedeutung. Als Koma erfassen zu können. Bei sehr die erwartete Helligkeit von 21 mag. Er erstes sollte die genaue Position des schwachen Kometen kann jedoch auch hatte einen Helligkeitsausbruch erlitten, Kometen bekannt sein. Soweit ein PC eine etwas höhere Vergrößerung für der ihn um sagenhafte 9 mag anhob, vorhanden ist, dürfte es hier keine wei- eine bessere Sichtbarkeit sorgen. Alle eine Verviertausendfachung der Hellig- teren Schwierigkeiten geben. Mit einem nachfolgenden Helligkeitsschätzungen keit. Planetariumsprogramm (z.B. GUIDE) wurden nach der Sidgwick-Methode Dieser Helligkeitsausbruch ging bis läßt sich anhand der Bahnelemente die durchgeführt. Man merkt sich den unge- Anfang 1999 auf 6 mag zurück. Jedoch Position zu jedem Zeitpunkt berechnen fähren Durchmesser der scharfgestellten konnte er aufgrund seiner abnehmen- und auf einer Sternkarte ausdrucken. Es (fokussierten) Koma sowie deren den Erddistanz die scheinbare Helligkeit gibt aber auch noch andere Möglich- Helligkeit. Nun wird das Bild unscharf noch steigern. Am 17.1.1999 konnte ich keiten z.B. Kometenzirkulare oder gestellt. Der Fokus wird so lange verän- den Kometen unter sehr guten Beding- Astrozeitschriften, in denen die Ephe- dert, bis das defokussierte Vergleichs- ungen beobachten. Er zeigte sich als meriden von Kometen veröffentlicht sternscheibchen den Durchmesser der kleiner Nebelfleck mit einer sehr gerin- werden. Es sei jedoch darauf hingewie- fokussierten Koma erreicht hat. Diesen gen Kondensation im Zentrum. Die sen: Je älter die Information ist, um so Vorgang sollte man mehrmals wieder- Helligkeit schätzte ich auf 10,9 mag mit ungenauer können die Positions- holen und beide Helligkeiten miteinan- einer 1,7‘ messenden Koma. Trotz der angaben sein (i. b. bei neu entdeckten der vergleichen. Die Komagröße wird geringen Helligkeit war er sehr einfach Kometen). Eine weitere wichtige Voraus- als Bruchteil des Abstands zweier zu sehen und gut vom Hintergrund setzung ist eine geringe Vergrößerung. Sterne geschätzt. Dann wird noch der abgegrenzt. Kometen stellen überwiegend diffuse Kondensationsgrad und soweit vorhan- 74 FACHGRUPPE > KOMETEN

C/ 1998 U3 Jäger erkennen. Die Kondensation zur Mitte nur noch schwerlich auszumachen. Die Ein weiterer Komet mit einer interessan- hin war sehr hoch und zeigte einen Helligkeit nahm im Zeitraum Mitte ten Hintergrundgeschichte war C/1998 scheibchenförmigen Zentralbereich. August bis Ende September von 7,5 U3 (Jäger). Seit 1946 gelang es erstmals Bereits beim ersten Anblick fiel der mag auf 8,5 mag ab. wieder einem deutschsprachigen Ama- schmale, streamerförmige Schweif auf. Am 2. Oktober war der südwestliche teur, einen Kometen zu entdecken. Auf Indirekt konnte ich auf der gegenüber- Teil der Koma scharf begrenzt. Der einer Aufnahme vom 23.10.1998 ent- liegenden Seite einen weiteren diffusen gegenüberliegende Teil war dagegen deckte Michael Jäger den nach ihm Ansatz erkennen. Anfangs hielt ich dies etwas heller und wirkte wie eine benannten Schweifstern. Eine erste für unmöglich, doch wie sich später auf Ausbuchtung der Koma. Ein Effekt, der Beobachtung gelang mir bereits im Fotoaufnahmen herausstellte, hat der noch von dem vorhandenen Ansatz des Dezember 1998. Er war zum Zentrum Komet einen sehr schönen Gegen- Gegenschweifs hervorgebracht wurde. hin sehr gut kondensiert und zeigte schweif ausgebildet. Ein Schweif, der Am 13. Oktober zeigte sich die Koma einen dominierenden Zentral- deutlich diffus. Damit endeten bereich. Trotz der geringen auch meine Beobachtungen Helligkeit von 10 bis 11 mag des Kometen Lee. war er relativ einfach beob- achtbar. Im Januar 1999 zeigte C/ 1999 N2 Lynn er sich noch unverändert mit Zum Zeitpunkt der Sonnen- einer Helligkeit von 10,4 mag finsternis machte noch ein und einer 2’ großen Koma. zweiter Schweifstern auf sich aufmerksam. C/1999 N2 (Lynn) C/ 1999 H1 Lee wurde am 13. Juli von dem Die spektakulärste Kometen- Australier Daniel W. Lynn ent- erscheinung des Jahres stellte deckt. Trotz der relativ großen C/1999 H1 (Lee) dar, am 16. Helligkeit war die Beobachtung April von Steven Lee in nur unter sehr guten Beding- Australien als 9 mag helles ungen möglich, da Lynn an- Objekt entdeckt. Schnell stieg fangs nur wenige Grad über die Helligkeit von 9 mag auf 6 dem Horizont stand. mag im Juni an. Jedoch war Am 7. und 8. August hatte ich dies nur von der Südhalb- das Glück, unter einem traum- kugel aus zu verfolgen. Erst haften Alpenhimmel beobach- nach dem Periheldurchlauf ten zu können. Die Zenitgrenz- tauchte er auf der Nordhalb- größe betrug 7,0 mag. Ich kugel im Sternbild Zwillinge konnte bereits so zeitig mit der auf. Beobachtung in der Dämme- Eine erste Sichtung gelang rung beginnen, als der Komet mir bereits am 31. Juli. Die noch eine komfortable Höhe Bedingungen für das Auffin- von ca. 20o hatte. Die runde den waren mehr als schlecht, Koma des Kometen war sehr denn Dämmerung, Vollmond Abb. 2: gut zur Mitte hin kondensiert und eine Höhe von 60 bis Der Autor mit seinem 4,5“-Newton. und zeigte ein 10 bis 11 mag 7o über dem Horizont spra- helles, sternförmiges Zentrum. chen nicht für eine erfolgreiche immer dann sichtbar werden kann, Diese sternförmige Erscheinung wird Beobachtung, jedoch war ich plötzlich wenn die Erde die Bahnebene des Ko- auch „false nucleus“ genannt, da der überrascht, als ich den Kometen im meten kreuzt. eigentliche Kern in dieser zentralen Okular hatte. Er hob sich relativ gut Ein weiteres Mal konnte ich den Kondensation versteckt ist. An diesen vom bereits bläulichen Hintergrund ab Kometen am 9.9.1999 von der Emberger beiden Tagen schätzte ich die Helligkeit und zeigte eine starke Kondensation im Alm in Österreich aus beobachten. auf 8,1 bis 8,2 mag bei einer Zentrum sowie einen diffus auslaufen- Visuell und fotografisch war der Komagröße von 4’ Durchmesser. Eine den Rand. Indirekt konnte ich sogar Hauptschweif nicht mehr zu erkennen. Sichtung am Heimatort gelang mir auf- einen Schweifansatz erkennen. Die Er zeigte jedoch immer noch einen wun- grund der schlechten Horizontsicht nicht. Helligkeit bestimmte ich zu 6,6 mag, die derschön ausgeprägten Gegenschweif. Komagröße auf 3,2’. Das zeitige Die Koma zeigte sich oval, ein Phäno- C/ 1999 J3 LINEAR Aufstehen gegen 2:30 Uhr hatte sich men, welches durch den Schweifansatz Ein weiterer überraschender Komet war doch gelohnt. hervorgerufen wurde. Die Kondensation C/1999 J3 (LINEAR). Dieser wurde, wie Weitere Beobachtungen gelangen mir der Koma hatte gegenüber den der Name schon sagt, vom LINEAR-Team von Mitte bis Ende August, als Lee kom- Augustbeobachtungen schon leicht (professionelles Suchprogramm) am 12. fortablere Höhen erreicht hatte und der abgenommen. Mai entdeckt. Nach visuellen Beobach- Mond nicht mehr störte. Am 18. August Gegen Ende September wurde die Koma tungen vom Juni zeigte sich dieser war er leicht im 10 x 50-Feldstecher zu deutlich diffuser. Ein Schweifansatz war Komet überraschend 3 mag heller als FACHGRUPPE > KOMETEN 75

erwartet. Damit sollte er zu einem Feldstecherobjekt im Herbst werden. Aufgrund der überwiegenden Morgen- sichtbarkeit gelang mir erst im Oktober eine Beobachtung. Die Kondensation war am 16. Oktober gut ausgeprägt. Die Helligkeit bestimmte ich auf 7,9 mag bei einer 6’ messen- den Koma. Bereits nach kurzer Beobachtungszeit war eine Weiterbewegung des Kometen zu erkennen. Als ich nach ca. 1 Stunde mein Teleskop erneut auf diesen Schweifstern richtete, konnte man erkennen, welche rasante Geschwin- digkeit der Komet hatte. Er hatte sich deutlich von der ersten Sichtungsposition entfernt.

Durch die schnelle südliche Bewegung gelang mir nur noch am 17. Oktober eine Beobachtung. In den nachfolgenden Tagen hatte Komet LINEAR solche südliche Breiten erreicht, daß eine Sichtung unmöglich wurde.

Komet 141P/ Machholz 2 soll hier nicht unerwähnt bleiben. Obwohl mir erst im Januar 2000 Beobachtungen gelangen, konnte dieser Komet schon eine interessante Geschichte im Jahr 1999 schreiben. Dieser im Jahre 1994 entdeckte Komet wurde auf einer Fotoaufnahme vom 3.8.1999 wiederentdeckt. Dabei war sehr unsicher, ob Machholz 2 wiederentdeckt werden würde, denn 1994 war der Kern von Machholz 2 in mehrere Komponenten zerbrochen. Wiederentdeckt wurden letztlich nur die Komponenten A und D. Die Komponente D konnte ihre Helligkeit bis zum 20. November auf 11 mag steigern. Danach waren wahr- scheinlich die Gas- und Staubvorräte erschöpft. Die Helligkeit ging zurück, obwohl weder das Perihel noch die größte Erdnähe erreicht waren. Die Helligkeit der Komponente A konnte sich im selben Zeitraum weiter ent- wickeln und erreichte zum Jahreswechsel 1999/2000 9,5 mag, blieb aber um 2 mag hinter den Erwartungen zurück. Ein Sternfreund aus unserer Gruppe konnte den Kometen bereits am 31.12.1999 beobachten und schätzte ihn auf 9,8 mag bei einer gut kondensierten Koma. Eigene Beobachtungen gelangen mir vom 5. bis 7.1.2000. Die Koma zeigte sich sehr diffus und wurde von Tag zu Tag diffuser. Die volle Ausdehnung der Koma konnte erst bei indirektem Sehen wahrgenommen werden. Die Helligkeit nahm von 9,8 mag auf 10,1 mag ab. Die Größe war dabei sehr konstant mit 4′. Ende Januar gelang mir keine Sichtung des Kometen mehr.

Ein Fazit Dieser Bericht kann nur einen kleinen Auszug aus der Kome- tenbeobachtung erzählen. Er kann vielleicht den einen oder anderen anregen, doch einmal einen Blick auf schwächere Kometen zu werfen. Hierbei sollte auch gezeigt werden, daß nicht immer ein teures Spezialinstrument notwendig ist. Selbst mit preiswerten Einsteigerteleskopen lassen sich schon beachtliche Erfolge erzielen. Wer erst einmal einen Kometen in seiner zerbrechlich wirkenden Schönheit erlebt hat, wird sich sein Leben lang diesen Schweifsternerschein- ungen nicht mehr entziehen können. 76 FACHGRUPPE > KLEINPLANETEN

Sternbedeckungen durch Kleinplaneten – eine lohnende Aufgabe für Amateure von Martin Federspiel

Dieser Beitrag stellt das für ernsthafte Amateurastronomen lohnende Arbeitsgebiet der Sternbedeckungen durch Kleinplaneten vor und führt in die zugehörige Beobachtungspraxis ein. Dabei werden verschiedene Tätigkeitsfelder angesprochen, die von den beiden VdS-Fachgruppen Kleinplaneten [1] und Sternbedeckungen (bzw. der International Occultation Timing Association [IOTA] und ihrem europäischen Teil IOTA/ES) [2] betreut werden.

Einführung Auch 200 Jahre nach der Entdeckung Abb. 1: des ersten Kleinplaneten sind Astero- (433) Eros ist einer iden top-aktuelle Forschungsobjekte. der wenigen Klein- Zum Beispiel jener Körper mit der sprö- planeten, die wir den Nummer 433 und dem vielverspre- aus der Nähe chenden Namen Eros: Seit Ende 1998 kennen. Seine mit pirschte sich die Sonde NEAR Shoe- Einschlagkratern maker immer näher an diesen etwa 33 übersäte Oberfläche x 13 x 13 km großen, erdnussförmigen und seine unregel- Brocken heran (Abb. 1). Schließlich mäßige Figur sind hatte sie sich dem Objekt der Begierde typisch für kleinere auf wenige km genähert und lieferte Asteroiden gestochen scharfe Aufnahmen mit einer (aufgenommen von Auflösung von einigen Metern (!) zur der Sonde NEAR Erde zurück. Dank Internet kann die Shoemaker, JHU/ interessierte Öffentlichkeit hautnah an APL und NASA). dieser kitzeligen Mission teilhaben [3]. Wenige Jahre zuvor wurde die Sonde GALILEO auf ihrem Weg zum Jupiter so gesteuert, dass sie die Kleinplaneten (951) Gaspra und (243) Ida im Vorbeiflug unter die Lupe nehmen konnte. Der kleine Umweg hat sich Bereits mit einfachen Amateurmitteln gelohnt: Ein besonderes Ergebnis des lassen sich Beobachtungen machen, Rendezvous mit Ida war z. B. die aus denen zum Beispiel Größe und Entdeckung des winzigen Asteroiden- Form eines Kleinplaneten abgeleitet monds Dactyl (Abb. 2). werden können. Dazu muß man freilich Warum interessieren uns Kleinplaneten besondere Umstände bei der Beobach- eigentlich? Nach der gängigen Vor- tung ausnutzen, denn auch in den größ- stellung der Entstehung unseres ten Teleskopen erscheinen Kleinpla- Sonnensystems haben sich die großen neten bei direkter Betrachtung nur als Planeten und ihre Monde vor rund 4,5 hellere oder schwächere Lichtpunkte. Milliarden Jahren durch relativ sanfte Zusammenstöße kleinerer Körper Das Prinzip einer Sternbedeckung („Planetesimale”) gebildet. Durch die Von der Erde aus betrachtet ziehen die Störungen des massereichen Planeten Kleinplaneten mit einer typischen Jupiter konnte aus der Materie zwischen scheinbaren Winkelgeschwindigkeit von Mars und Jupiter kein weiterer großer etwa 30 Bogensekunden pro Stunde Planet entstehen. Nach dieser Theorie vor dem Hintergrund der Sterne über sind Kleinplaneten also verhältnismäßig den Himmel. Dabei kommt es gelegent- Abb. 2: ursprüngliche Materie, die uns heute lich vor, dass ein Asteroid für den irdi- Auch Asteroiden können Begleiter noch einige wichtige Kapitel aus der schen Beobachter genau vor einem haben: Auf dem Flug zum Jupiter nahm Frühzeit des Sonnensystems erzählen Stern vorbeiläuft und ihn für einige die Sonde Galileo den Kleinplaneten kann. Sekunden bedeckt (Abb. 3). Während (246) Ida ins Visier. Auf den Bildern Es muß jedoch nicht immer eine teure dieser „Sternenfinsternis” sieht der wurde ein winziger Mond (unterhalb Sonde sein, die neue Erkenntnisse aus Beobachter nur das Licht des Klein- von Ida) entdeckt, der den Namen der Welt der Kleinplaneten bringt. planeten im Vordergrund; unmittelbar Dactyl erhielt (NASA/JPL). FACHGRUPPE > KLEINPLANETEN 77

einer Sternbedeckung legen auch für (532) Herculina einen Begleiter nahe. Weitere Doppelasteroiden und Klein- planetenbegleiter könnten bei Stern- bedeckungen entdeckt werden, wenn sie für manche Beobachter den Zielstern kurz „ausknipsen”. Hierzu sind mög- lichst viele Beobachter wünschenswert, um der Interpretation der Daten eine ausreichende Sicherheit zu geben.

Die Beobachtung Die Beobachtung einer Sternbedeckung durch einen Kleinplaneten ist im Prinzip eine relativ einfache Zeitmessung, die mit nur geringen Hilfsmitteln von Amateuren zu leisten ist. Man bestimmt möglichst genau (wünschenswert ist Abb. 3: 0,1 s) die Zeitpunkte, zu denen die Prinzip einer Sternbedeckung durch einen Asteroiden: Für einen Beobachter am Helligkeit des im Teleskop nicht aufge- Ort A bedeckt der Kleinplanet den Stern, während er für Beobachter an den Orten lösten Paares Stern/Kleinplanet mehr B und C unterhalb bzw. oberhalb des Sterns vorbeizieht. Beobachter innerhalb oder weniger schlagartig auf die der Bedeckungszone sehen je nach Abstand von der Zentrallinie verschiedene Helligkeit des Kleinplaneten allein Schnitte durch das Kleinplanetenprofil (kleines Bild, gelbe Linien). abnimmt und kurz darauf wieder auf den Ausgangswert zurückkehrt. Hier vor und nach der Bedeckung empfängt Bedeckung sieht. Diese Bedeckungs- geht es nicht nur um die Bestimmung er das kombinierte Licht von Stern und zone ist – je nach Projektion auf die der Zeitdauer der Bedeckung, sondern Kleinplanet. Für den Beobachter macht Erdoberfläche – mindestens so breit wie auch um die Festlegung des Ereignisses sich die Bedeckung also durch einen der Kleinplanet groß ist. Und wie bei in der UTC-Zeitskala. vorübergehenden Helligkeitsabfall einer Sonnenfinsternis fällt die Bede- Alles, was man an Instrumentarium zur bemerkbar. Diese Lichtabschwächung ckung kürzer aus, wenn der Beobach- Beobachtung von Sternbedeckungen ist umso deutlicher, je heller der Stern tungsort in der Nähe des Randes der durch Kleinplaneten braucht, ist ein im Vergleich zum Kleinplaneten ist. Bedeckungszone liegt. Teleskop, das den Zielstern sicher zeigt, Aus der Beobachtung eines solchen Noch einmal der gleiche Sachverhalt, einen Zeitzeichenempfänger (z.B. für kosmischen Schattenspiels läßt sich diesmal aus der Perspektive des DCF 77) für die genaue Zeit und ein dann die Größe des Kleinplaneten ablei- Beobachters: Je nach Standort auf der Datenaufzeichnungsgerät. Letzteres ten: Wenn seine Bahn und damit die Erde bedeckt der Kleinplanet den Stern kann ein Tonband sein, das Zeitzeichen scheinbare Winkelgeschwindigkeit und zentral, mehr oder weniger am Rand, und Kommentare des Beobachters auf- die absolute Entfernung zur Erde zum streifend oder gar nicht. Von verschie- nimmt, oder eine Videokamera mit ein- Zeitpunkt der Bedeckung bekannt sind, denen Standorten aus sieht man ver- geblendetem Zeitzeichen oder eine folgt aus der Zeitdauer der Bedeckung schiedene Schnitte durch das Kleinpla- geeignete CCD-Kamera wie die speziell die Größe des Asteroiden. netenprofil. Aus der Gesamtheit der für Bedeckungsbeobachtungen ent- Überlegen wir noch etwas genauer. beobachteten Schnitte lassen sich dann wickelte IOTA Occultation Camera (IOC; Verschiedene Beobachter an verschie- Größe und Umriss (bzw. die zweidimen- siehe dazu den Artikel von Wolfgang denen Standorten auf der Erdoberfläche sionale Projektion zum Zeitpunkt der Beisker et al. in [5]). Geeignete elektro- sehen den meist ja nur wenige AE ent- Bedeckung) des Kleinplaneten rekon- nische Kameras haben den Vorteil, dass fernten Kleinplaneten jeweils um einen struieren. Kennt man dazu noch seine sie das Ereignis praktisch verzögerungs- winzigen Winkelbetrag gegenüber dem rotationsbedingte Helligkeitsverände- frei und mit hoher zeitlicher Auflösung viel weiter entfernten Sternenhinter- rung („Lichtkurve”) um den Bede- registrieren. Letzteres ist etwa von grund verschoben (Parallaxe). Die ckungstermin herum, sind sogar Bedeutung, wenn man bei der Bedeck- Situation ähnelt der bei einer totalen Aussagen über die dreidimensionale ung auch noch den Winkeldurchmesser Sonnenfinsternis: Je nach dem, wo man Gestalt des Körpers möglich. Zum des Sterns mitbestimmen will. Dazu auf der Erde steht, sieht man, dass der Thema Photometrie von Kleinplaneten muß der Zielstern ein Riesenstern sein Mond die Sonne völlig abdeckt oder sei auf den Beitrag von Helmut Denzau und die Bildwiederholfrequenz bei 100 man schaut ein wenig am Mond vorbei in der letzten Ausgabe des VdS-Journals Hz oder besser liegen. und beobachtet, wie der Mond die verwiesen [4]. Sonne nur teilweise oder gar nicht Manche Asteroiden sind Doppelkörper Sternbedeckungen durch Kleinplaneten abdeckt. Wie bei einer Sonnenfinsternis [z.B. (90) Antiope und 2000 DP107] bzw. – wann und wo? gibt es auch bei einer Sternenfinsternis haben Monde – bei (45) Eugenia, (243) Dann stellt sich natürlich die Frage, durch einen Kleinplaneten eine Zone Ida und (762) Pulcova sind sie nachge- wann denn nun welcher Stern von wel- auf der Erde, innerhalb derer man eine wiesen. Lichtelektrische Messungen bei chem Kleinplaneten bedeckt wird und 78 FACHGRUPPE > KLEINPLANETEN

von wo aus das Ereignis zu beobachten ckungszonenbreiten. Schuld sind heut- sterne in der Nähe des zu vermessen- ist. Im Prinzip ist die Rechnung kein zutage meistens die Kleinplaneten: Nur den Objekts. Deutlich besser sieht es Kunststück. Man kennt die Bahnen von für ganz wenige Asteroiden können wir mit dem Tycho-2-Katalog [15] aus: In mehreren zehntausend Kleinplaneten die Position auf wenige 0,01“ genau für ihm wurden für 2 Millionen Sterne bis einigermaßen genau, einige hundert einige Zeit im voraus berechnen. Damit ca. 11 mag Positionen des Tycho- davon sogar sehr genau; auch die ein Ereignis gezielt beobachtet werden Experiments an Bord des HIPPARCOS- Positionen von einigen Millionen kann, sollte die Unsicherheit in der Satelliten mit Daten anderer Kataloge Sternen sind mit guter Genauigkeit Vorhersage aber nur etwa eine Bede- kombiniert, um die hochwertigen Tycho- bekannt. ckungszonenbreite betragen. Die Haupt- Positionen mit ausreichend genauen Für eine gute Vorhersage sind die aufgabe lautet daher: Verbesserung der Eigenbewegungen zu ergänzen. Anforderungen an die Genauigkeit sehr Kleinplanetenbahn. Alle anderen Astrometrie-Kataloge sind hoch: Die scheinbaren Durchmesser für Aufgaben im Zusammenhang mit selbst der größeren Asteroiden liegen in Astrometrie Bedeckungen nur bedingt brauchbar. der Größenordnung einige 0,01“ bis Für eine Bahnverbesserung benötigt Der oft benutzte GSC (Guide Star 0,1“. Für eine Bedeckungsvorhersage, man neue, möglichst genaue Positions- Catalog) Version 1.2 etwa ist nicht im die etwa so genau wie die Bedeck- messungen des Kleinplaneten. Sie soll- ICRF-System und gibt auch keine ungszone breit ist, muß sowohl die ten idealerweise einen Zeitraum von Eigenbewegungen an, wird also schon Position des Kleinplaneten als auch die einigen Wochen oder Monaten umfas- nach wenigen Jahren spürbar zu unge- des Sterns auf wenige 0,01“ genau sen und möglichst nahe an das eigent- nau. Ein nächster großer Fortschritt ist bekannt sein. liche Bedeckungsereignis heranreichen. mit Erscheinen des kompletten UCAC Aus der Vielzahl der möglichen Hier sind Amateure, die sehr genaue (US Naval Observatory CCD Astrograph Ereignisse gilt es nun diejenigen heraus- Astrometrie betreiben, herzlich zur Catalog) [16] etwa im Jahr 2003 zu zufiltern, die überhaupt beobachtbar sind: Mitarbeit eingeladen. Jens Kandler und erwarten. Dieser Katalog wird für etwa Gerhard Lehmann von der VdS- 50 Millionen Sterne im Helligkeits- • Das Ereignis muß bei Nacht statt- Fachgruppe Kleinplaneten haben in [8] bereich 8 bis 16 mag Positionen und finden. beschrieben, wie's gemacht wird. Mit Eigenbewegungen im ICRF-System mit • Die Bedeckungszone muß mindestens der heutigen CCD- und Computertechnik für die helleren Sterne ähnlicher teilweise über Land und bewohntes ist Astrometrie eine dankbare Amateur- Genauigkeit wie der Tycho-2-Katalog Gebiet laufen. aufgabe. Es gibt eine ganze Reihe von enthalten. • Der geschätzte Durchmesser des Computerprogrammen auf dem Markt, Kleinplaneten sollte mindestens 30 die speziell für Astrometrie entwickelt In letzter Minute km betragen, da sonst die Bede- wurden oder Astrometriefunktionen Einige Tage vor der Bedeckung ist es ckungszone auf der Erde so schmal integriert haben: Für Windows sind das dann an der Zeit, die Kleinplaneten- wird, dass das Ereignis bei der der- z.B. Astrometrica [9] von Herbert Raab positionen im MPC-Format per E-mail an zeitigen Vorhersagequalität praktisch und EasySky Pro [10] von Matthias die IOTA zu schicken, die dann nach unbeobachtbar wird. Busch, für Unix/Linux kann man das von Möglichkeit eine verbesserte Vorher- • Der zu bedeckende Stern sollte sicher der Europäischen Südsternwarte ESO sage („Update”) für die Bedeckung her- mit Amateurmitteln beobachtbar, d. h. geschriebene MIDAS [11] oder das ame- ausgibt. Zur Zeit berechnen David W. heller als etwa 11 mag sein. Er sollte rikanische Programmpaket IRAF [12] ver- Dunham (Greenbelt/USA, Präsident der möglichst heller als der Kleinplanet wenden. Die Datenreduktion lässt sich IOTA), Jan Manek (Prag/Tschechien) und sein, damit der Helligkeitsabfall deut- weitgehend automatisieren [13]. Martin Federspiel (Freiburg i.Br./ lich ausfällt (wenn Stern und Klein- Astrometrie zur Berechnung von Deutschland) solche Updates [17]. Die planet gleich hell sind, beträgt der Bedeckungen stellt allerdings hohe meisten der für die Berechnung von Helligkeitsabfall nur 0,75 mag; das ist Anforderungen. Damit die Position des Updates benutzten aktuellen Positionen visuell gar nicht so einfach festzu- Kleinplaneten mit einer absoluten steuern gegenwärtig Ronald Stone vom stellen). Genauigkeit von wenigen 0.01“ im seit US Naval Observatory in Flagstaff/ Die beiden IOTA/ES-Mitglieder Edwin 1998 verwendeten ICRF-Bezugssystem Arizona [18] und Bill Owen vom Table Goffin (Belgien) und Mike Kretlow (ICRF=International Celestial Reference Mountain Observatory (Wrightwood/ (Deutschland) suchen fast zwei Jahre im Frame) bestimmt werden kann, müssen Kalifornien) bei – ein gelungenes Bei- voraus unabhängig voneinander nach die Positionen der zur Messung benutz- spiel für eine fruchtbare Zusammen- Ereignissen, die diese Kriterien erfüllen. ten Vergleichssterne im ICRF minde- arbeit zwischen Fachastronomen und Diese Referenzvorhersagen („nominal stens so genau bekannt sein. Amateuren. Der Anteil der von predictions”) sind zum Beispiel über Als Vergleichsternkataloge kommen Amateuren beigetragenen Positions- das Internet zugänglich [6], [7]. deshalb nur solche in Frage, die auf den messungen ist noch erheblich steige- Daten des Astrometriesatelliten HIPPAR- rungsfähig. Ihre Daten sind sehr will- Verbesserte Vorhersagen: COS basieren. Der HIPPARCOS-Katalog kommen! „last-minute Updates” [14] selbst gibt zwar sehr genaue Aus allen verfügbaren Beobachtungen Bei den Referenzvorhersagen beträgt Positionen und Eigenbewegungen für wird dann eine im Hinblick auf die die Unsicherheit im Verlauf der fast 120.000 Sterne, die Sterndichte ist Bedeckung möglichst genaue Bahn des Bedeckungszone in den meisten Fällen aber zu gering, d.h. es gibt meistens Kleinplaneten berechnet. Der Autor hat einige 100 km oder etwa 10 Bede- nicht genügend HIPPARCOS-Vergleichs- zum Thema Störungsrechnung und FACHGRUPPE > KLEINPLANETEN 79

Bahnverbesserung vor einiger Zeit Programme geschrieben und in SuW vorgestellt [19]. Professionellen An- sprüchen genügt das in FORTRAN77 geschriebene Programmpaket OrbFit [20]. Auch Bill Gray von Project Pluto (der Autor von GUIDE) bietet ein mit Einschränkungen verwendbares Modul FIND_ORB zur Bahnbestimmung an [21]. Die Bahnverbesserung ist ein spannen- des Geschäft. Manchmal ist es eine ein- zige, bei der Bahnbestimmung akzep- tierte oder verworfene Beobachtung, die darüber entschiedet, ob die wahr- scheinliche Bedeckungslinie 100 km weiter nördlich oder südlich vorherge- sagt wird. Mit den verbesserten Bahnelementen ist die Bedeckungszone auf der Erde schnell berechnet, etwa mit dem Programm OCCULT [22] von David Herald oder mit GUIDE [21]. Nun muß Abb. 4: die verbesserte Vorhersage schnellst- Bedeckung von PPM 121913 durch (39) Laetitia am 21. März 1998. An den als möglich zu potentiellen Beobachtern schwarze Kreise eingezeichneten Beobachtungsorten wurde eine Bedeckung regi- gelangen. Hier ist das Internet un- striert, während andere Beobachter keine Bedeckung sahen (offene Kreise). Der schlagbar: Neuigkeiten über Ereignisse, tatsächliche Verlauf der Bedeckungszone stimmt sehr gut mit dem in der „last- die Europa betreffen, werden top-aktu- minute prediction“ vorhergesagten überein (IOTA/Jan Manek/Martin Federspiel). ell über eine Mailingliste [23] verbreitet und können über die Internetseite von Jan Manek und Ludek Vasta [24] sowie des Sternbilds Orion. Es bleibt nicht viel bis zu 6 Sekunden lang vom Kleinplane- über die europäische IOTA-Seite [5] ein- Zeit, denn gegen 19 Uhr UT soll dieser ten (476) Hedwig „ausgeknipst” wurde. gesehen werden. Wer über den europäi- Stern für ein paar Sekunden vom Ergebnis: Die gemessenen Zeiten legen schen Bedeckungsdunstkreis hinausse- Kleinplaneten (39) Laetitia bedeckt wer- einen projizierten elliptischen Umriss hen will, wird auf der amerikanischen den. Die Beobachtung gelang tatsäch- des Kleinplaneten (Abb. 6) mit den IOTA-Seite [25] und über die Sky & lich: Von 15 Standorten aus wurde eine Halbachsen 63 km und 42 km nahe. Der Telescope-Mailingliste [26] bestens Sternenfinsternis registriert, 9 sahen Radius war bislang aus IRAS-Daten zu informiert. keine Bedeckung. Die Zone der 61 km angenommen worden. Bedeckung war offenbar genauso ver- Volltreffer dank HIPPARCOS laufen wie Jan Manek und Martin Die nächste gute Chance: (2009) Vor HIPPARCOS war die erfolgreiche Federspiel es einige Tage zuvor berech- Voloshina/ ξ Arietis am 1. Dez. 2001 Beobachtung von Sternbedeckungen net hatten (Abb. 4). Sind Sie neugierig geworden? Möchten durch Kleinplaneten fast reine Glücks- Aus den beobachteten Bedeckungs- Sie vielleicht auch eine Sternbedeckung sache. Der genaue Verlauf der relativ dauern konnten Umriss und Größe von durch einen Kleinplaneten beobachten schmalen Bedeckungszone war meist Laetitia abgeleitet werden. Die Daten oder zur genaueren Vorhersage der um einige hundert km oder größenord- passen am besten zu einem Ellipsoid Bedeckungszone beitragen? Die nächste nungsmäßig 10 Bedeckungszonen- mit den projizierten Halbachsen 72 km Bedeckung eines helleren Sterns, die breiten unsicher. Bei einigen Beobach- x 113 km (siehe Abb. 5). Das ist befrie- möglicherweise von Teilen Deutschlands tern machte sich daher nach zahlreichen digend mit dem aus Infrarotbeob- aus sichtbar ist, ereignet sich am 1. nicht im vorhergesagten Bereich einge- achtungen des Satelliten IRAS bestimm- Dezember 2001 gegen 21:30 Uhr MEZ. tretenen Bedeckungen Frust breit. Mit ten Radius von 80 km verträglich. Die Dann soll der nur etwa 40 km große HIPPARCOS kam ab 1997 die Wende – Bedeckung von PPM 121913 lieferte und 15.3 mag schwache Asteroid (2009) dieser Satellit hat die Astrometrie revo- keine Anhaltspunkte für einen Begleiter Voloshina vor dem 5,5 mag hellen Stern lutioniert. von Laetitia. ξ Arietis (HIP 11249) vorüberziehen. Nach Berechnungen von Edwin Goffin Beispiel Eins Beispiel Zwei auf der Basis einer älteren Bahn des 21. März 1998, kurz nach Sonnenunter- Auch am 7. November 2000 hat es dank Asteroiden läuft die Bedeckungszone gang. Hektisch suchen einige Amateur- eines sehr genauen Updates wieder über Skandinavien und Schottland. Die und Fachastronomen in Spanien, geklappt. An diesem Abend beobachte- Bahn des Kleinplaneten ist aber drin- Südfrankreich, Norditalien und der ten 6 Sternfreunde um Martin Dentel gend verbesserungsbedürftig. Die Ukraine den 6,8 mag hellen Stern HIP aus Berlin und Nordostbrandenburg, Bedeckungszone könnte vielleicht über 28954=PPM 121913 im nördlichen Teil wie der 8,4 mag helle Stern HIP 103334 Deutschland liegen – das wollen wir 80 FACHGRUPPE > KLEINPLANETEN

Abb. 5 (oben): Rekonstruktion von Größe und Umriss von (39) Laetitia aus der Bedeckung von PPM 121913 am 21. März 1998. Die Daten passen am besten zu einem mittleren projizierten Ellipsoid mit den Halbachsen 72 km und 113 km. Kleinere Irregularitäten der Oberfläche deuten sich an (IOTA/David W. Dunham).

Abb. 6 (unten): Rekonstruktion von Größe und Umriss von (476) Hedwig aus der Bedeckung von HIP 103334 am 7. November 2000. Die 6 gemessenen Profile legen für diesen Kleinplaneten ein Ellipsoid mit den projizierten Halbachsen 63 km und 42 km nahe (IOTA/David W. Dunham).

Amateure. Schon mit relativ einfachen Mitteln lässt sich das Ereignis selbst verfolgen. Aus den an verschiedenen Standorten bestimmten Bedeckungs- zeiten und der in den Tagen um die Bedeckung gemessenen Lichtkurve fol- gen die wichtigen Parameter Größe und Umriss eines Asteroiden. Amateure können auch schon im Vorfeld der Bedeckung mitwirken. Ihre genauen Positionsmessungen relativ zu Sternen, die vom Astrometriesatelliten HIPPARCOS vermessen wurden, helfen mit, die Bahn des Kleinplaneten und damit die Qualität der Vorhersage erheblich zu verbessern.

Literaturhinweise [1] VdS Fachgruppe Kleinplaneten; Leiter: Gerhard Lehmann, Persterstr. 6h, 09430 Drebach, E- mail: [email protected] [2] VdS-Fachgruppe Sternbedeckungen bzw. IOTA/ES; Leiter/Präsident: Hans-Joachim Bode, Bartold-Knaust-Str. 8, 30459 Hannover, E-mail: [email protected]; Sekretär: E. Bredner, E- Mail: [email protected] [3] Bilder des Kleinplaneten (433) Eros, aufge- nommen von der Sonde NEAR, im Internet: http://near.jhuapl.edu nicht verpassen. Mit Ihren Positions- bzw. IOTA/ES freut sich schon auf Ihre [4] Denzau, H., Photometrie von Kleinplaneten, messungen in den kommenden Wochen Daten (bitte an [2] und [17]), auch dann, VdS-Journal II/2000 (Winter), 59ff. und Monaten können Sie mithelfen, wenn von Ihrem Standort aus der Stern [5] http://www.iota-es.de dass wenige Tage vor dem Ereignis ein nicht bedeckt wurde. [6] Referenzvorhersagen von Edwin Goffin im entsprechendes last-minute Update Internet: ftp://ftp.ster.kuleuven.ac.be/dist/vvs/ gerechnet werden kann. Wenn Sie in Zusammenfassung asteroids der Nähe der Bedeckungszone wohnen, Beobachtungen im Zusammenhang mit [7] Referenzvorhersagen von Mike Kretlow im lohnt sich eine Beobachtung auf jeden Sternbedeckungen durch Kleinplaneten Internet: http://astro1.physik.uni- Fall. Die Fachgruppe Sternbedeckungen sind eine dankbare Aufgabe für siegen.de/uastro/occult/index.html FACHGRUPPE > KLEINPLANETEN 81

[8] Kandler, J., Lehmann G., Wie astrometriert [16] UCAC-Katalog: Zacharias, N., et al. 2000, [22] David Heralds Programm OCCULT: man Kleinplaneten?, VdS-Journal I/2000 Astronomical Journal 120, 2131 http://www.lunar-occultations.com/iota/iota- (Sommer), S. 74ff http://ad.usno.navy.mil/ad/ucac occ3.htm [9] Astrometrica: http://www.astrometrica.at [17] Beobachtungen bitte an: IOTA-Präsident [23] Mailingliste [email protected]; wie man [10] EasySky Pro: http://www.easysky.de David W. Dunham ([email protected]), Jan dort Mitglied wird, steht in ftp://ftp.ster.kuleu- [11] MIDAS: http://www.eso.org/projects/esomidas/ Manek ([email protected]), Martin ven.ac.be/dist/vvs/asteroids/2001.README [12] IRAF: http://iraf.noao.edu/ Federspiel ([email protected]) [24] Jan Maneks und Ludek Vastas Internetseiten [13] Meyer, E., Automatisierte astrometrische [18] Stone, R.C. 2000, Astronomical Journal 120, mit Vorhersagen, Updates und Auswertungen Datenreduktion, VdS-Journal II/2000 (Winter), 2708 von Sternbedeckungen durch Kleinplaneten: S. 95f. [19] Federspiel, M. 1994, Sterne und Weltraum 33, http://sorry.vse.cz/~ludek/mp [14] HIPPARCOS-Katalog: The HIPPARCOS 482 [25] http://www.lunar-occultations.com/iota/iotan- Catalogue, ESA SP-1200, ESA 1997 [20] professionelle Bahnbestimmung mit OrbFit dx.htm http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR (FORTRAN77-Programm für Windows und [26] Mailingliste von Sky & Telescope: [15] Tycho-2-Katalog: Høg, E., et al. 2000, Unix/Linux): http://newton.dm.unipi.it/~astero- http://www.skypub.com/news/astroalert/astroa Astronomy & Astrophysics, 355, 27 id/orbfit/ lert.html http://www.astro.ku.dk/~erik/Tycho-2/, [21] Bahnbestimmung mit FIND_ORB, GUIDE: http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR http://www.projectpluto.com Auf der Suche nach einem kleinen Giganten:

(20 000) 2000 WR106 von André Knöfel und Reiner Stoss

Am 28. November 2000 entdeckten R. weniger lange Strichspuren, kann man tungen erbrachte keine anderen Ergeb- S. McMillan und J. A. Larsen mit dem 90 bei TNO’s nur einen sternförmiges Ob- nisse. cm-Spacewatch Teleskop des Steward jekt erwarten – unter Tausenden normalen Zufällig entwickelten sich die letzten Observatoriums auf dem Kitt Peak einen Sternen. Wie findet man nun in einem Dezembertage zu einem spannenden weit entfernten Kleinplaneten mit ver- solchen Gewimmel einen Kleinplaneten, Asteroiden-Krimi: André fielen am 30. hältnismäßig großer Helligkeit von 20 der sich durch nichts von normalen Dezember beim Aufräumen des Schreib- mag : 2000 WR106 [1]. Dieser Asteroid ist Sternen unterscheidet? Dazu muß von tisches die Unterlagen der mißlungenen etwas besonderes: Es handelt sich um der verdächtigen Region neben dem Suchaktionen in die Hände. Bevor er das größte bekannte Trans-Neptun- Ausschnitt der eigentlichen Fotoplatte diese ablegte, wollte er noch einen letz- Objekt (TNO – außerhalb der Neptun- auch eine weitere Platte derselben ten Versuch starten. Inzwischen lagen bahn), ausgenommen Pluto. Dement- Region mit möglichst ähnlichen Auf- Beobachtungen bis zum 22. Dezember sprechend war und ist das Interesse an nahmebedingungen (Belichtungszeit, vor, allerdings veränderten sich wie diesem Objekt groß. Filter) gefunden werden. Durch einen erwartet die vorausberechneten Positio- Schon wenige Tage nach der Veröffent- Vergleich beider Plattenausschnitte ist nen nur unwesentlich. lichung der ersten Bahn im Minor Planet es jetzt möglich, ein zusätzliches Objekt Wieder war es der bereits Anfang Electronic Circular [2] wurde von ver- zu finden – vielleicht einen Kleinpla- Dezember gefundene Punkt, der den schiedenen Seiten versucht, dieses neten oder auch nur einen Platten- Verdacht nährte, daß es sich hierbei um Objekt auf digitalisierten Fotoplatten fehler... des Digitized Sky Survey (DSS) [3] auf- Der Bahnbogen, der zur Berechnung der zufinden. Das Archiv reicht bis in das Bahn von 2000 WR106 herangezogen Jahr 1949 zurück und enthält über 5.000 wurde, war nur drei Tage lang. Damit Fotoplatten, die an den beiden großen war der Fehler, der bei der Rückrech- Schmidt-Teleskopen am Palomar Obser- nung der Bahn auftrat, noch verhältnis- vatorium und am Siding Spring Obser- mäßig groß, schließlich beträgt die vatorium aufgenommen und digitalisiert Gesamtumlaufzeit dieses Objektes 285 wurden und für jedermann in Internet Jahre. zugänglich sind. Die Chancen standen Die erste Suche Anfang Dezember 2000 aber anfangs recht schlecht, denn ein zeigte auf der Platte A26T vom 10. so weit entferntes Objekt auf den Januar 1997 einen verdächtigen Punkt Platten fast an deren Reichweite aufzu- dicht neben einem Stern. Allerdings war finden ist ein scheinbar aussichtsloses es nicht möglich, mit den wenigen vor- Unterfangen. Sieht man bei Belichtungs- liegenden Beobachtungen zu entschei- zeiten von etwa einer Stunde bei den, ob dieser Punkt tatsächlich der Abb. 1: Aufnahmen von ‚Mainbeltern‘, also gesuchte Kleinplanet war. Eine weitere Platte A26T vom 10. Januar 1997 mit  Kleinplaneten zwischen Mars und Suche Mitte Dezember mit einer verbes- (20 000) 2000 WR106. 1993-99, Jupiter, auf den Fotoplatten mehr oder serten Bahn durch weitere Beobach- California Institute of Technology 82 FACHGRUPPE > KLEINPLANETEN

Position für 1997 Jan 10.21771 Position für 1996 Okt 10.47916 Vorhersage (3 Tage Bahnbogen) RA 06 20 17.16 DEC +22 37 49.1 RA 06 26 05.75 DEC +22 29 36.7 Vorhersage (24 Tage Bahnbogen) RA 06 20 18.33 DEC +22 38 19.2 RA 06 26 06.68 DEC +22 30 08.3 Gefundene Positionen RA 06 20 09.43 DEC +22 38 01.8 RA 06 25 59.42 DEC +22 29 47.7

Tabelle 1: Die berechneten und beobachteten Positionen von 2000 WR106 auf den DSS - Platten A26T und A216.

den gesuchten Kleinplaneten handelte Nummerierung des 20.000. Kleinplane- (Abb. 1). Die Position lag allerdings um ten durch das Minor Planet Center ca. 9 Bogenminuten in RA westlich der zusammenfiel. Vielleicht nicht ganz

berechneten Position. Wenn es denn überraschend war es dann 2000 WR106, der Kleinplanet war, so sollte bei einem dem die Nummer 20 000 zugewiesen so weit entfernten Objekt auf der Platte wurde und der jetzt offiziell (20 000)

A216 vom 10. Oktober 1996, also drei 2000 WR106 heißt. Monate zuvor, in etwa diesem Abstand zur berechneten Position ebenfalls ein Literaturhinweise verdächtiger Punkt erscheinen. Tatsäch- [1] Spacewatch: New Spacewatch Discovery - lich tauchte im Abstand von ca. 7 Minor Planet 2000 WR106: http://www.lpl. Bogenminuten dann ein zusätzlicher arizona.edu/spacewatch/2000wr106.html Stern auf – vom ersten Gefühl her war [2] Minor Planet Electronic Circular 2000-X02: aber die Differenz der beiden Abweich- Abb. 2: http://cfa.www.harvard.edu/mpec/K00/K00X02.html ungen zur berechneten Position zu Platte 091W vom 24. November 1954 [3] Digitized Sky Survey:  groß. Trotzdem schickte André seine mit (20 000) 2000 WR106. 1994, http://www-gsss.stsci.edu/dss/dss.html Messungen mit den Worten „vermutlich Association of Universities for Research [4] DLR-Archenhold Near Earth Objects Precovery bin ich auf dem Holzweg, aber ich ver- in Astronomy, Inc. Survey (DANEOPS): http://earn.dlr.de/danepos/ suchs doch...“ an Reiner, der die Daten [5] Asteroid: 2000 WR106: mit Hilfe der DANEOPS-Software [4] Zu diesem Zeitpunkt beobachteten auf http://earn.dlr.de/daneops/k00wa6r.htm überprüfen sollte. Hawaii die Astronomen D. Jewitt und H. [6] Minor Planet Electronic Circular 2000-Y45: Nun begann zwischen uns ein intensiver Aussel mit dem 15m-James Clerk http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K00/ Austausch von E-Mails, denn nach dem Maxwell Telescope am Mauna Kea den K00Y45.html

ersten Lauf zeigte sich, daß die Kleinplaneten 2000 WR106 und bestim- [7] (20000) 2000 WR106 - Large TNO precovered Positionen von 1997 und 1996 und die mten den Durchmesser [8]. Sie erhielten on several old plates: Messungen aus dem Jahr 2000 erstaun- einen Wert von 900 (+100/-150) km. http://www.minorplanets.de/2000wr106/index.html

lich gut zusammenpaßten. Basierend Damit hat 2000 WR106 etwa dieselbe [8] IAU Circular 7554: http://cfa- auf der neu berechneten Bahn gelang Größe wie Ceres, dem größten Klein- www.harvard.edu/iauc/07500/07554.html#Item1 es Reiner, auf Platten vom 15. Februar planeten im Asteroidengürtel zwischen [9] Matthias Busch: EasySky. 1996, 14. Januar 1996 sowie 23. Okto- Mars und Jupiter. http://www.easysky.de ber 1955 weitere verdächtige Objekte zu Kurios ist, daß das Auffinden alter finden. Nach der Vermessung durch Aufnahmen und die Größenbestimmung

André und der positiven Überprüfung von 2000 WR106 mit dem 200. Jahrestag durch Reiner war es sicher: wir hatten der Entdeckung von Ceres durch Piazzi den Kleinplaneten bis zurück ins Jahr in Palermo und dem Zeitpunkt der 1955 verfolgen können [5]. Damit war aus einem recht unsicheren Objekt mit einem Bahnbogen von 24 Tagen ein bekannter Kleinplanet geworden, der in 45 Jahren in fünf Oppositionen beob- achtet wurde. In den Morgenstunden des letzten Tages im alten Millenium erschien eine Ausgabe des Minor Planet Electronic Circulars [6], das unsere Messungen, neuere Beobachtungen und die neuen Bahndaten veröffentlichte. Nach dieser Veröffentlichung gelang es Abb. 3: Reiner eine weitere Aufnahme vom 24. Position und Bahn November 1954 aufzufinden, auf der von (20 000) 2000 2000 WR106 nur wenige Bogenminuten WR106 am 28. vom Plattenrand entfernt zu erkennen November 2000, ist (Abb. 2) [7]. erstellt mit EasySky [9]. FACHGRUPPE > KLEINPLANETEN/SPEKTROSKOPIE 83

Beobachtungshinweise: Trojaner des Jupiters von Jens Kandler

Die Trojaner des Planeten Jupiter befin- Jahren 1960 bis 1977 suchte man am aufgeführt, die im Herbst 2001 heller als den sich in der gleichen Umlaufbahn Mt. Palomar – Observatorium gezielt 15,6 Größenklassen werden. Aktuelle wie der Gasriese. Diese Kleinplaneten nach Trojanern. Ab 1996 fand man durch Bahnelemente und Ephemeriden dieser haben also die gleiche Entfernung zur den Einsatz von automatischen Teles- Kleinplaneten finden Sie im Internet Sonne bzw. die gleiche Umlaufzeit wie kopen sehr viele Trojaner. Inzwischen unter: http://cfa-www.harvard.edu/iau/ Jupiter. Man unterscheidet zwei Gruppen sind 853 Trojaner des Planeten Jupiter MPEph/MPEph.html. von Trojanern, welche sich in den bekannt. Ihre Beobachtungsberichte und Aufnahmen Lagrangepunkten L4 und L5 befinden. In der Tabelle 1 sind Trojaner des Jupiter können Sie an die Redaktion schicken. Von der Sonne aus gesehen eilen die Mitglieder der Achillesgruppe (L4) dem Jupiter in einem Winkelabstand von 60 Asteroid JJJJ MM DD Entfernung zur Erde in AE Vmax in mag Grad voraus. Die Kleinplaneten der (4348) Poulydamas 2001 10 20 3,748 15,6 Patroclusgruppe (L5) folgen dem Jupiter (617) Patroclus 2001 10 30 3,682 14,5 im gleichen Winkelabstand. In den Jahren 1906 bis 1937 entdeckten (3451) Mentor 2001 10 30 4,139 15,1 die Astronomen Reimuth, Wolf und (1172) Aneas 2001 11 09 4,367 15,4 Kopff an der Sternwarte Heidelberg die ersten 12 Trojaner. Ab 1950 wurden auch Tabelle 1: andere Sternwarten fündig. In den Helle Trojaner des Jupiters.

Spektroskopie mit Prisma und Foto-CD von Dieter Goretzki

Für den Einsteiger in die Verfügung, was gerade auch Spektroskopie stellt sich nach für den Anfänger von Interesse den ersten erfolgreichen Ver- ist. Die digitale Auswertung suchen der fotografischen erfolgte an einem handelsübli- Aufnahme von Sternspektren chen Computer unter MS- recht bald die Frage, wie sich Windows mittels Bildverar- aus den vorhandenen Spek- beitungs- (hier PaintShopPro) tren physikalisch-chemische und Tabellenkalkulationspro- Aussagen über das Objekt grammen (hier MS-EXCEL), die ableiten lassen können. Als allgemein verfügbar sind. erster Schritt ist die qualitati- ve Analyse der beobachtbaren Aufnahme der Spektren Elemente in Form der auftre- Als Aufnahmeinstrument habe tenden Absorptionslinien mög- ich einen Objektivprismen- lich. Neben der Inspektion der spektrographen verwendet. Er Spektren mit bloßem Auge besteht aus einem herkömmli- und der Zuordnung ausge- chen Fotoapparat mit einem prägter Linien mittels Ver- 300-mm-APO-Objektiv (f/d = gleichsspektren wird alsbald 5,6 und 2x-Konverter). Vor die Identifikation schwacher dem Objektiv befindet sich ein Linien von Interesse sein. Prisma aus F2-Glas mit 60 mm Dieser Artikel beschreibt Basislänge und 30° brechen- meine ersten Erfahrungen mit dem Winkel [1]. Als Leitrohr der fotografischen Erfassung Abb. 1: und Podest verwende ich ein von Spektren heller Sterne Aufbau meines Objektivprismenspektrographen. Ein Prisma 4"-SCT von Meade. Die kom- und deren qualitativer Aus- befindet sich vor dem Objektiv der Fotokamera. Das plett montierte Anordnung ist wertung. Dabei wurden die Teleskop dient der kontrollierten Verbreiterung der Spektren. in Abb. 1 zu sehen. Fotos auf eine KODAK-Foto-CD Die Spektren wurden mit der übertragen, so dass eine digitale Weise die Möglichkeit einer Auswertung sog. Pendelmethode aufgenommen. Zu- Verarbeitung möglich wurde. Dieses von Spektren ohne die Benutzung eines nächst wird der „Spektralfaden“, d.h. Verfahren stellt in einfacher Art und Fotometers oder einer CCD-Kamera zur das dispergiert abgebildete Licht des 84 FACHGRUPPE > SPEKTROSKOPIE

Sterns, senkrecht zur scheinbaren Bewegungsrichtung des Sternes justiert. Dann belichtet man bei ausgeschalteter Nachführung den Film. Die Bewegung des Sternes führt nun zu einer Verbreiterung des Spektrums senkrecht zum Spektralfaden, was zu einem ansehnlichen Spektrum führt. Diesen Vorgang kann man nun (beliebig) oft wiederholen und damit die gleichen Stellen des Filmmaterials mehrmals belichten, indem man den Stern immer wieder kontrolliert „zurückholt“. Diesen Vorgang habe ich mittels eines Messokulares gut steuern können. Abb. 2a zeigt eine Aufnahme von Wega Abb. 2 (oben): α ( Lyr, A0 V) auf TP 2415, die mit der Rohaufnahmen der (a) Wega (Typ: A0 V, Filmmaterial: TP2415) und des (b) Rigel Pendelmethode aufgenommen wurde. (B8 I, Neopan 400). Das rote (langwellige) Ende der Spektren ist rechts. Bei Wega Hier sind deutlich die dominanten dominiert die ausgeprägte Absorption des Wasserstoffs (Balmer-Serie). Linien der Balmer-Serie des Wasser- stoffs erkenntlich. Generell sind frühe Abb. 3 (unten): Sterne (Spektralklassen B, A, F) sehr gut Spektrum des Rigel. (a) Kontrastvariation. Schwächere Linien im mittleren Bereich für den Einstieg in die Spektralanalyse werden deutlicher. (b) Hochpassfilterung. geeignet, da sie deutlich zuordenbare Absorptionslinien enthalten. In Abb. 2b ist das Spektrum von Rigel Rigel. Dadurch konnten schwächere weitere Verarbeitungschritte durchführt. (β Ori, B8 I) abgebildet, das auf NEO- Linien subjektiv besser sichtbar ge- So ist z. B. eine Mittelung der Pixelspal- PAN 400 mit 4 Durchläufen abgebildet macht werden. Es sei nochmals darauf ten dann einfach im Tabellenkalkula- und dann auf Foto-CD übertragen hingewiesen, dass nur das besser sicht- tionsprogramm möglich, was zu einem wurde. Die Größe des Spektrums auf bar gemacht wird, was schon auf der besseren S/N-Verhältnis führt. dem Film betrug ca. 1 x 14 mm2. Man ursprünglichen Aufnahme vorhanden erkennt deutlich die Überbelichtung auf war. Aus dem überbelichteten Teil der Konvertierung und Normierung der langwelligen Seite und die Unter- Aufnahme kann auch das beste Zunächst muss das bearbeitet Spektrum belichtung auf der kurzwelligen Seite Programm keine Informationen gewin- in eine Form gebracht werden, dass es des Spektrums. Im mittleren Bereich nen. Gleichzeitig erkennt man, dass der von MS-EXCEL eingelesen werden kann. sind die Absorptionslinien der Balmer- Hintergrund viel deutlicher wird Dazu wird es aus dem Bildbear- serie aber gut zu erkennen. Weitere Linien (Körnung) – das Signal-zu-Rausch- beitungsprogramm im RAW-Format lassen sich zumindest erahnen. An die- Verhältnis (S/N) hat sich nicht verbes- abgespeichert und die hexadezimalen ser Aufnahme wird nun exemplarisch sert. Eine Kontraststeigerung entspricht Helligkeitswerte ($00-$FF) unter Beach- eine Auswertung vorgenommen. nur einer Verstärkung von Information tung von Zeilen und Spalten in ganze und Rauschen gleichermaßen. Nun Zahlen (0...255) umgewandelt. Dies Bildverarbeitung könnte man zunächst das Bild glätten wird durch ein kleines PASCAL-Pro- Unabhängig vom digitalen Format liegt und dann erst verstärken. Aber auch gramm verwirklicht [2]. Diese Software ein Bild als n x m - Matrix vor. Die ein- diese Vorgehensweise führt nicht weiter, gebe ich gern an Interessierte weiter. zelnen Elemente der Matrix (die Bild- da durch das Glätten die schwachen Nachdem das so konvertierte Bild in punkte oder Pixel) bei der Foto-CD ent- Linien weggemittelt werden. MS-EXCEL eingelesen ist, kann daraus halten die Grauwerte von 0 bis 255 (8- Interessante Möglichkeiten bieten Hoch- ein „Linien-Scan“ errechnet werden, Bit Dynamikumfang). Dabei wird das bzw. Tiefpassfilter. Abb. 3b zeigt ein der- indem die Helligkeitswerte jeder einzel- Bild von 24 x 36 mm2 in 2048 x 3072 art hochpassgefiltertes Spektrum. nen Spalte gemittelt werden. Die ansch- quadratische Pixel aufgelöst, so dass Außerdem kann man die Bilder künst- ließende Auswertung erfolgt mit dem ein Pixel etwa 12 x 12 µm2 groß ist. Mit lich vergrößern, z. B. durch Pixelver- Programm MK/MK32 [3] für MS-DOS. einer herkömmlichen Bildbearbeitung vielfältigung. Allerdings ist man auf- Diese Software stellt alle speziell für die werden nun diese Grauwerte verändert grund beschränkter Tabellengrößen Stellarspektroskopie notwendigen oder die ganze Matrix verschoben bzw. begrenzt, wenn man eine weitere Aus- Auswerteschritte bereit. Da die gedreht. Die dabei erreichbaren Effekte wertung z. B. mit MS-EXCEL anstrebt. Bestimmung der Linien-Schwerpunkte können das Aussehen zwar verbessern, Manchmal ist es zusätzlich erforderlich, mit MK/MK32 erfolgen soll, sei noch sind aber für analytische Zwecke nur das Bild zu drehen, um die Absorp- anzumerken, dass eine zusätzliche bedingt einsetzbar und liefern manch- tionslinien „senkrecht zu stellen“. Spalte mit der Tabellenkalkulation zu mal auch Artefakte. Abb. 3a zeigt ein im Das nun vorbereitete Spektrum kann erzeugen ist, in der das Spektrum mittleren Spektralbereich durch Kon- man „ausschneiden“ und in eine invers dargestellt wird, da MK/MK32 nur trastvariation angepasstes Bild von Tabellenform überführen, mit der man in dieser Form korrekte Werte liefert. In FACHGRUPPE > SPEKTROSKOPIE 85

Abb. 4 und 5 sind die Ergebnisse zwei- er unterschiedlich bearbeiteter Spektren von Rigel dargestellt. Deutlich ist zu erkennen, dass die Filterung durch den Hochpass nur das Rauschen verstärkt hat, ohne zusätzliche Informationen zu liefern. Beide Spektren wurden mit Hilfe von MK/MK32 normiert [4], d.h. der kontinuierliche Anteil des Spektrums wird auf einen konstanten Wert gebracht.

Wellenlängenkalibration Der nächste Schritt ist die Kalibrierung der Messkurve mit der Wellenlänge λ, es muss also die Funktion λ = f(Pixel- nummer) bestimmt werden. Da bei mei- ner Anordnung die Verwendung einer Abb. 4: Vergleichslichtquelle unmöglich ist, Linienscan (Rigel) mit Mittelung über mehrere Spektrumspalten. Anschließende muss am Spektrum selbst kalibriert Normierung. Details im Text. werden. Am besten eignen sich dazu die Balmer-Linien des Wasserstoffs. Dazu habe ich alternativ zwei Methoden benutzt, ein Ausgleichspolynom und die Formel nach Hartmann [5]. Für beide Verfahren ist es notwendig, die Linien- schwerpunkte zu bestimmen. Dies ge- schieht entweder durch „scharfes Hin- sehen“ in der EXCEL-Tabelle oder durch MK/MK32.

Ausgleichspolynom Bei dieser Methode werden die Pixelwerte der entsprechenden Linien- schwerpunkte und die entsprechenden Wellenlängen durch ein Polynom n-ten Grades nach Gauß approximiert. Der Grad des Polynoms sollte allerdings Abb. 5: nicht höher als 3 bis 4 gewählt werden, Linienscan eines hochpassgefilterten Spektrums. Manche Linien treten deutlicher da sonst der gewünschte ausgleichende hervor, andere (z.B. H11) sind unterdrückt. 86 FACHGRUPPE > SPEKTROSKOPIE

Effekt von Messfehlern verloren geht. Linie Pixel λ (Å) Ausgleichspolynom Formel nach Hartmann Die Berechnung selbst kann in EXCEL Literatur λ (Å) Differenz λ (Å) Differenz durchgeführt werden. Ein Nachteil die- berechnet ∆λ (Å) berechnet ∆λ (Å) ser Methode ist, dass die Abweichungen Hβ 1778,134 4861,33 4860,75 0,58 4861,37 0,04 außerhalb der terminalen Stützstellen γ schnell sehr groß werden. H 1189,034 4340,47 4340,45 0,02 4340,28 0,19 Hδ 821,994 4101,74 4100,93 0,81 4101,88 0,14 Formel nach Hartmann Hε 580,989 3970,07 3969,82 0,25 3970,13 0,06 Diese rein empirische Formel für ein H8 416,024 3889,05 3889,34 0,29 3889,09 0,04 Prismenspektralapparat enthält drei zunächst unbekannte Konstanten, die H10 213,014 3797,90 3798,24 0,34 3798,08 0,18 aus drei bekannten Positionen von H11 147,056 3770,63 3770,12 0,51 3770,37 0,26 Absorptionslinien zu berechnen sind: Mittlere Abweichung 0,4 0,2 κ λ−λ = Tabelle 1: 0 (ϕ −ϕ )a 0 Vergleich der Ausgleichsrechnungen mit einem Polynom 3. Grades und der Formel nach Hartmann anhand der Referenzlinien. Die Subpixelangaben ergeben sich aus λ0, κ, ϕ0 sind die zunächst unbekannte der Schwerpunktsbestimmung in MK/MK32. Konstanten. λ ist die Wellenlänge und ϕ α die Pixelnummer. Der Exponent kann Linie Pixel λ (Å) Linien Literatur Abweichung in erster Näherung eins gesetzt werden. Berechnet λ (Å) ∆λ (Å) Es werden also drei Gleichungen mit drei Unbekannten aufgestellt, die ele- 1 1911,977 5013,9 HeI 5015,7 1,8 mentar gelöst werden können. 2 1832,207 4921,1 HeI 4921,9 0,8 Bei der Auswertung benutze ich ein ite- 3 1372,960 4481,4 MgII 4481,1 0,3 ratives Verfahren (Solver in MS-EXCEL). 4 1360,766 4471,5 HeI 4471,7 0,2 Zunächst werden elementar aus drei bekannten Wellenlängen die drei 5 1253,065 4387,5 HeI 4387,9 0,4 Konstanten überschlägig ermittelt. Dann 6 892,805 4144,0 HeI 4143,8 0,2 wird mit Hilfe des Solvers eine 7 871,701 4131,3 SiII 4130,9 0,4 Approximation über alle „bekannten“ 8 687,199 4026,4 HeI 4026,3 0,1 Wellenlängen durchgeführt. Beide Verfahren werden nun am 9 508,959 3933,9 CaII (K) 3933,7 0,2 Beispiel des Rigel demonstriert. Zu- nächst wird mit den bekannten Balmer- Tabelle 2: Linien die unbekannte Funktion λ = Bestimmung der „unbekannten“ Linien und Vergleich zu den Literaturangaben. f(Pixel) ermittelt und dann die mit den Nummern 1...9 in Abb. 4 bezeichneten Absorptionslinien zugeordnet. Tabelle 1 tungen entspricht. Je weiter man sich Literaturhinweise zeigt die Ergebnisse, die mit Hilfe eines aber davon entfernt (Linien 1 und 2 in Tab. [1] Bezugsquelle: LINOS Photonics GmbH, Ausgleichspolynoms 3. Grades und der 2), um so größer werden die Abweich- Göttingen, www.linos-photonics.de Formel nach Hartmann erhalten wurden. ungen. Die Zuordnung der einzelnen [2] D. Goretzki, Rundbrief der FG Spektroskopie Die rückgerechneten Abweichungen mit Linien erhält man über den Vergleich mit 17, 13 (1999) der optimierten Formel nach Hartmann Spektren aus der Literatur [6] oder mit [3] Software von Richard O. Gray, Appalachian sind geringer als die Ergebnisse mit Hilfe der einschlägigen NASA-Kataloge [7]. State University, dem Polynom. Danach ist eine Zu- ftp://am.appstate.edu/pub/prog/grayro; Daten ordnung der unbekannten Absorptions- Zusammenfassung und Ausblick müssen als ASCII-Liste mit Zahlenangaben der linien mit einer Unsicherheit von etwa Der Autor hofft, mit diesem Beitrag zu Gestalt x.xEx vorliegen. ±0,2 Å zu erwarten. Das mit einem so zeigen, dass eine Spektralanalyse von [4] J.-M. Will, Rundbrief der FG Spektroskopie 17, einfachen Equipment eine derartige hellen Sternen auch mit einfachen 22 (1999); Einführungsschrift der FG Präzision erreichbar ist, wird umso Amateurmitteln möglich ist und zu Spektroskopie, 2000 erstaunlicher, da die Auflösung des interessanten Ergebnissen führt. Eine [5] D. Goretzki, Rundbrief der FG Spektroskopie ursprünglichen Bildes bei nur etwa 2 Å/ konkrete Auswertung wurde aufgezeigt 19, 5 (1999), dort weitere Literatur Pixel liegt. Der „Trick“ besteht in der und diskutiert, die es erlaubt, auch [6] James B. Kaler, Sterne und ihre Spektren, Schwerpunktsbestimmung der Linien im schwache Absorptionslinien zu identifi- Spektrum, Akad. Verlag, Heidelberg, 1994 Subpixelbereich durch MK/MK32. Die zieren. Die Behandlung am Computer [7] ftp://adc.gsfc.nasa.gov/pub/adc/archives/cata- Zuordnung der Linien 1...9 in Abb. 4 erlaubt eine hohe Genauigkeit bei der logs/ zeigt Tabelle 2. Wie man sieht, über- Bestimmung der Linien. Die so kali- schreiten die Abweichungen innerhalb brierten Daten können nun einer weite- der terminalen Stützstellen nicht den ren Bearbeitung unterzogen werden, Wert von 0,4 Å, was ungefähr den Erwar- z.B. einer Äquivalentbreitenbestimmung. FACHGRUPPE > STERNBEDECKUNGEN 87

20 Jahre streifende Sternbedeckungen – beobachtet mit Video-Technik von Eberhard H. R. Bredner

Erinnern wir uns an das letzte VdS- Journal II/2000 (Winter 2000): Überra- schend viele Beiträge schilderten darin den Einsatz von CCD-Techniken, das scheint im Jahre 2001 Stand der „geho- benen“ Amateur-Ausstattung zu sein. Aber Video gab es früher auch schon: In der Nacht vom 12./13. Februar 1981 streifte Aldebaran (1,1 mag) den zu 54 % erleuchteten Mond. Das konnte die Astronomische Arbeitsgemeinschaft der Volkshochschule Hamm schon damals mit einem Celestron 8“ und einer Vidi- con-Video-Kamera aufzeichnen. Wir organisierten eine Expedition zur etwa 150 km entfernten Grenzlinie und brach- ten als Ergebnis eine der ersten ent- sprechenden Aufnahmen weltweit über- haupt mit zurück. Aber mit welchem Aufwand: Alle Geräte (Fernrohr-Nach- führung, Video-Kamera und -Recorder, Monitor) waren an 220 Volt netzbetrie- Abb. 1: ben. In einem PKW-Anhänger führten Dr. Wolfgang Beisker zeichnete von Hand das Mondrandprofil für die streifende wir deshalb von der städtischen Aldebaran-Bedeckung am 12./13. Februar 1981. Feuerwehr ausgeliehene 500 m Kabel- trommeln mit uns (Abb. 1). Umständen eine Vielzahl von Kontakten kann sich dem ästhetischen Reiz kaum Die Voraussagen waren handschriftlich registrieren. entziehen. Überraschte Ausrufe wie aus dem fotografischen Watts-Katalog Verdeckt ein Mondberg des Randes „toll” und „bärenstark” sind da noch zu des Mondrandprofils gezeichnet. Die einen Stern, so führt das in der Regel zu übertreffen. Skizze A zeigt die Situation: Es war für zwei Kontakten - zunächst verschwindet die Beteiligten ein prägendes Erlebnis – er, um früher oder später wieder aufzu- Streifende Sternbedeckungen – und hat den Verfasser seitdem nicht tauchen. In der Regel sind diese Vorbereitung wieder losgelassen. Zeitpunkte sehr kurz, der „Durchmesser An Grafiken, die wie Schnittmusterbögen des Sterns“ am Streifende Sternbedeckungen – Mondrand ist ge- die Herausforderung ring und die Relativ- Schon die totale Bedeckung eines hel- geschwindigkeit len Sterns am dunklen Mondrand ist für Mond/Stern hoch, jeden Beobachter eindrucksvoll. Je nach so dass der Stern dem geographischen Beobachtungsort urplötzlich, das wird der Stern dabei von einem immer heißt ohne sichtba- anderen Teil des Mondrandes bedeckt. ren Übergang, er- Viele Beobachtungen von vielen Ama- lischt oder wieder teuren haben in den vergangenen auftaucht. Wer das Jahrzehnten gute Daten vom Mondrand einmal gesehen hat, – oder wie wir sagen – vom Mondrand- profil zusammengetragen. Gerade in den polaren Regionen des Mondes feh- Abb. 2: len uns aber noch Daten, denn auch der Vorhergesagtes Watts-Katalog hat hier große Lücken. Mondrandprofil für Dabei ist die Beobachtung einer Stern- die streifende bedeckung an den Polen von besonde- Bedeckung rem Reiz. In einem schmalen Streifen während der von 2 bis etwa 8 km Breite (Grenzlinie) Mondfinsternis im lassen sich bei einer Beobachtung unter Januar 2001. 88 FACHGRUPPE > STERNBEDECKUNGEN

Abb. 3: Die Anordnung zur Video-Aufzeichnung des Verfassers. Von rechts sieht man den Gewinde-Ansatz des Spiegelteleskops, eine Kippspiegelzelle zum Justieren, eine Brennweitenverlängerung (hier 2-fach Konverter), das Aluminium-Gehäuse für den Restlichtverstärker (gebraucht mit kleinen Fehlern gekauft), die Halterung der Video-Kamera mit drei Einstellschrauben und die Video-Kamera selbst. Von vorne greift auch der Entlastungsarm um das Gehäuse des Restlichtverstärkers herum, um die durch den langen Hebelarm vergrößerte Last am Teleskopausgangsgewinde abzufangen.

für Camping–Zelte aussehen, werden Amateur wird bei einem spektakulären nicht bedeckt wurde. Interessierte Sie sicher erinnern. Dr. Eberhard Riedel Ereignis schon mal einen ganzen Tag Amateure müssen noch viele Jahre am von der IOTA/ES veröffentlicht diese unterwegs sein – müssen möglichst gute Mondrand Daten sammeln. regelmäßig beispielsweise in „Sterne Wetterprognosen eingeholt werden. und Weltraum“, um Beobachter auf Eine richtige Herausforderung für Grundlegende Ausstattung streifende Sternbedeckungen hinzuwei- Wetterfrösche, denn 99,8% aller Manchmal passt aber alles – man ver- sen. Denn die astronomische Erklärung Menschen interessieren sich für das folgt eine Vielzahl von Kontakten. Dann dieser kreuz und quer über Europa ver- Wetter am Tage – nur wenige reisende sind alle Beobachter hart gefordert. laufenden Linien ist diese: Ein bestimm- Astro-Freaks stellen die unerhörte Denn neben dem wirklich eindrucksvol- ter Stern entwirft vom Mond einen Forderung, möglichst am Vormittag len Anblick gilt es vor allem, die Schatten auf der Erdoberfläche, der eines Tages etwas über die Wetter- Kontaktzeiten aufzuzeichnen! Innerhalb nördliche oder südliche Rand dieser aussichten für die kommende Nacht in weniger Minuten (auch kürzer) mehrere Schattenspur kann als Grenzlinie einer einem engbegrenzten Streifen – nämlich Zeitpunkte mit hinreichender Genauig- streifenden Sternbedeckung angesehen entlang der Grenzlinie – zu erfahren keit, angestrebt wird ± 0.1 Sekunden, werden. (Abb. 2). zu bestimmen, erfordert als minimale Für interessierte Amateure beginnen Wenn sich die Beobachtergruppe dann Grundausstattung (neben dem Fernrohr) hier die Vorbereitungen einer Beobach- „sternförmig“ auf die ausgesuchte einen funkgesteuerten Wecker und ein tung – wenn sie sich denn entschlossen Beobachtungsregion zu bewegt, helfen Tonband (Diktiergerät). Mindestens zwei haben, eine „Expedition“ zu begleiten. heute Mobiltelefone bei Verabredungen „Weckzeiten“ und die Kontakte (knappe Dabei wird die Ausrüstung meist über in letzter Minute sehr. Mit der IOTA/ES- Wortfetzen wie „an“ und „aus“) werden lange Wege transportiert werden müs- Vorhersage, bestehend aus den aufgenommen. Ein so „zeit-geeichtes“ sen. Die Gruppe wird vor Ort eine Koordinaten der Grenzlinie und einem Band läßt sich später auswerten. Beobachtungskette senkrecht zur Grenz- Mondrandprofil (Beispiel Abb. 2) – alles Einfacher ist es natürlich, wenn man die linie bilden, um so mit mehreren Statio- mit Hilfe des Computers erstellt – geht Sekunden-Piepser eines Zeitzeichenem- nen den Mondrand am besten „auszu- es dann los. pfängers auf das Tonband spielt. messen“. Leider sind unsere Vorhersagen noch Wenn der Stern ausreichend hell und mit vielen Fehlern behaftet. So ist es in der Mond nicht zu sehr erleuchtet ist, Beobachtungen in der Gruppe der letzten Zeit auch erfahrenen läßt sich der Vorgang mit CCD– Expeditionen zu streifenden Sternbede- Beobachtern geschehen, dass sie Videotechnik aufzeichnen. Synchroni- ckungen sind immer ausgeprägte „außerhalb des Profils“ standen -also siert wird die Aufnahme durch die in Gruppenaktionen. Weil die Anreisewege nur zuschauen konnten, wie der Stern das Video–Bild eingeblendete DCF oft länger sind – der interessierte am Mondrand entlang schrammte und 77,5–Zeit mit einem „time-inserter”- FACHGRUPPE > STERNBEDECKUNGEN 89

System Prof. Dr. Cuno (s. dazu www. Phase kommt man etwas weiter (Abb. 3). Aufbau für eine Beobachtung hhcuno.de). So fixierte Kontakte können Abb. 4 zeigt den kompletten Aufbau auf ± 20 Millisekunden, also ± 0,02 s, Natürlich ist diese Grenzgröße unbefrie- nach einer Entwicklungsphase von 20 festgelegt werden. digend, kann man doch mit bloßem Jahren, alle Komponenten sind mit (zum Auge auch schwächere Sterne bei strei- Teil selbstgefertigten) Knebelschrauben Kampf um die Grenzgröße fenden Bedeckungen beobachten, muß verbunden. Auseinandergenommen paßt Gerade um die Jahreswende 2000/2001 dann allerdings die Reaktionszeit des alles in einen normalen PKW. Die Säule hat eine Vielzahl von Amateuren Beobachters (auch PE = personal equa- mit Saturn-Montierung steckt auf dem Experimente mit einfachen Webcam– tion = persönliche Gleichung genannt) Untergestell. An der Säule hängt der Video–Kameras begonnen, die sich berücksichtigen. Ein geübter Beobach- Okular-Kasten mit Akku für die Nach- auch für Astro–Zwecke haben anpassen ter kann mit einer PE von etwa 0,2 führung (Steuerbox am Refraktor- lassen. Damit sind nach einer Minute Sekunden rechnen. Ungeübte Beobach- Auszug) und der Monitor. Alles wird Belichtungszeit an einem 8”-Schmidt- ter erreichen eher nur 0,5 Sekunden, gesteckt und geschraubt. Die Montier- Cassegrain Sterne der 10. Größenklasse und das immer in Abhängigkeit von der ung ist selbst umgebaut worden, neben aufzuzeichnen. Unsere Beobachtungsan- Tagesform und mit zunehmendem Alter der normalen Last eines 10 cm / 1:15 forderungen sind andere. wird alles noch schlechter. Es spricht Frauenhofer-Refraktors ist als „Gegen- Wir wollen Kontaktzeiten möglichst viel für die neutralen Video-Aufnahmen. gewicht” ein C8-Spiegelteleskop mit der genau bestimmen, mit Belichtungs- Ein möglicher Ansatz, die Grenzgröße zu Video-Einrichtung (siehe oben) mon- zeiten einer normalen Video–Aufzeich- geringeren Sternhelligkeiten hin auszu- tiert. Eine Montageplatte trägt das C8 nung von 20 Millisekunden pro Bild weiten, ist der Einsatz eines Rest- und den Entlastungsarm, alles ist nach etwa erreichen wir die gewünschte lichtverstärkers. Die Abb. 3 zeigt die An- dem Transport frei justierbar (Abb. 4). Zeitauflösung. 20 Millisekunden zu 60 ordnung des Verfassers an einem 8“ In jedem Falle werden beide Fernrohre Sekunden ergibt den Faktor 3.000 in Spiegel-Teleskop, Stand Frühjahr 2001. aufgebaut, weil der direkte Anblick der Belichtungszeit, das entspricht Mit dieser Kombination müßten sich einer streifenden Sternbedeckung im einem Unterschied von etwa 8 Magni- Sterne bis knapp zur 8. Grenzgröße Refraktor ästhetisch sehr befriedigt. tuden. Mit unseren Aufbauten können beobachten lassen. Und wenn Video komplett ausfällt wir mit in der Empfindlichkeit verbes- besteht immer noch die Möglichkeit, serten Kameras noch Sterne visuell weiter zu beobachten. 6. Größenklasse aufzeichnen, Auf dem Gerätetisch steht links wenn sich der Verstärkungs- der Video–Rekorder, rechts faktor (gain) manuell einstel- davon ein Holzkasten mit den len läßt. elektrischen Komponenten für Denn wir sind ja leider nicht Kamera und Time-Inserter. im Bereich Deep-Sky, sondern Unterhalb liegt der Conrad DCF- im Gegensatz dazu immer in 77,5-Empfänger, aus dem über der Nähe des brutal hellen ein Glasfaserkabel der Time- Mondes. Sobald nur etwas Inserter optisch angesteuert beleuchtete Mondoberfläche wird. Die Zeilenfrequenz des mit in das Gesichtsfeld tritt, Monitors stört nämlich den Em- und das ist bei diesen pfang des Zeitzeichenempfängers. Beobachtungen ja nie ganz Über das bis zu 10 m lange auszuschließen, haben alle Glasfaserkabel ist die Entkop- Kameras Probleme. Entweder plung auch in ungünstigen Em- muß man grausam überbe- pfangssituationen gesichert. lichten, oder die Sternhellig- Der Beobachter trägt während keit wird automatisch wegen der Aufnahme eine Head-Set- der Mondhelligkeit wegge- Garnitur mit Mikrofon und Kopf- regelt. hörern, um die einwandfreie Vergrößern der Brennweite Aufzeichnung zu überwachen. hilft in dieser Situation etwas, weil damit die Flächen- Stromversorgung im Feld helligkeit des Mondes Ist man nächtens alleine mit gegenüber der Punkthellig- dieser Ausrüstung unterwegs, keit des Stern zurückgedrückt so sichert der Akku am Fuß der wird. Leider setzt hier aber Säule mit ausreichender Kapa- auch der sich verschlechtern- zität die Stromversorgung für de Kontrast eine Grenze. Im Monitor und alle anderen Ver- Bereich einer Mondphase bis braucher. Der Akku des PKW’s zu etwa 70 % bleibt man so Abb. 4: wird geschont, damit man nicht auf Sterne der 6. Größe Die Total-Ansicht des Aufbaues mit Ausbau-Stand Frühjahr übermüdet morgens mit leerer beschränkt, bei geringer 2001, alle Komponenten mit Knebelschrauben verbunden. Batterie im offenen Feld steht. 90 FACHGRUPPE > DEEP SKY

Koordinaten der Station Video-Zeitnahmen machen nur Sinn, wenn man seinen Beobachtungsort auf mindestens 10 m genau kennt. Früher bestimmten wir aus Messtischblättern 1:25.000 unsere Positionen. Nachdem der US-amerikanische Präsident Bill Clinton im Mai 2000 das Störsignal der GPS-Satelliten abschalten ließ, ermit- teln wir unsere Standorte mit diesen Geräten, eine wirkliche Erleichterung.

Mondfinsternis/streifende Sternbedeckung Vielfältige Vorbereitungen müssen alle einzeln gelingen, soll die Beobachtung ein Erfolg werden. So haben wir die sel- tene Gelegenheit genutzt, während der Abb. 5: totalen Phase der Mondfinsternis am 9. Die Beobachter-Runde am Tag der Mondfinsternis vom 9. Januar 2001 Januar 2001 eine streifende Sternbe- im Schwarzen Adler, Altenstadt, von links: Otto Farago, Wolf-Peter Hartmann, deckung zu beobachten. Wir fanden Silvia Kowollik, Hans-Günter Diederichs, Eberhard Bredner, Werner E. Celnik, nordöstlich von Frankfurt im Bereich der Aufnahme von Danilo Baroni Grenzlinie ein Gebiet mit nur leichter Beeinträchtigung durch hohe Zirren, alle ist, veröffentlicht im Jahre etwa 30 Jahres. Bereiten Sie sich doch auf eine Kontakte ließen sich verfolgen, wenn Vorausberechnungen zu streifenden Mitwirkung vor. Denn es gilt immer: auch nicht so perfekt aufzeichnen, wie Sternbedeckungen von helleren Ster- Eine gelungene Beobachtung entschä- es geplant war. Aber die Beobachter- nen. Die beschreibende Grenzlinie ver- digt unendlich für alle Mühsal. Runde im Schwarzen Adler in Altenstadt läuft dabei beinahe nie direkt über die Vom 10. bis 12. September gibt es eini- nachher war sichtbar erleichtert (Abb. 5). heimische Sternwarte. Und in jedem ge schöne streifende Sternbedeckun- Falle muß das Wetter „mitspielen”. Und gen. Im nächsten Journal soll über die Schlußbetrachtung dann gibt es ja auch noch Situationen, Auswertung einer Messung berichtet Der Verein IOTA/ES (s. dazu auch die uns anderweitig binden und – und – werden. Vielleicht ist ja auch schon ein www.iota-es.de), der auch Träger der und ... Es bleiben deshalb nur wenige Beobachtungsbeitrag von Ihnen dabei !? Fachgruppe Sternbedeckungen im VdS beobachtbare Ereignisse im Laufe eines Fragen Sie nach bei [email protected]

Neues aus der Fachgruppe Deep-Sky von Wolfgang Steinicke, Leiter der Fachgruppe Deep-Sky

Vorab ein Hinweis: Neuigkeiten aus der FG Deep-Sky erscheinen im VdS-Journal, interstellarum und Magellan. Wir sorgen für Aktualität, trotzdem kann es aufgrund der unterschiedlichen Erscheinungsweisen zu Überschneidungen kommen. Es schadet aber bekanntlich nicht, Dinge mehrfach und aus unterschiedlichen Richtungen zu hören.

Öffentlichkeitsarbeit bleiben. Natürlich ist das alles mit deren Beobachtung mit dem bloßen Die Fachgruppenleitung hat sich am Arbeit verbunden. Wir brauchen daher Auge oder dem Feldstecher beschäfti- 17.2.2001 in Hiddenhausen zu einer vor allem verlässliche Mitstreiter mit gen will. Gemeint ist also nicht der Sitzung getroffen und über verschieden- genügend Enthusiasmus, die sich aktiv absolute Astro-Neuling („Wo steht, bit- ste Themen diskutiert (das Protokoll ist an den Aktionen und Meetings (s. u.) teschön, der Polarstern?“), für den es beim FG-Leiter erhältlich). Schwerpunkt der FG beteiligen. Sie müssen mobil genügend andere Angebote gibt, z.B. im war eindeutig die Öffentlichkeitsarbeit. sein und natürlich kostbare Zeit opfern. Rahmen der VdS. Ganz bestimmt wollen So werden wir einen eigenen Stand Also, alles weitere genau durchlesen wir kein elitäres Image und aus- haben, der bereits im Einsatz war, wenn und sich dann umgehend melden und schließlich die Profis bedienen, auch dieses Heft erscheint (z.B. auf der ATT mitmachen! wenn es in der Vergangenheit gelegent- und dem ITV). Er ist ausgestattet mit Wen wollen wir mit der Arbeit der FG lich so ausgesehen hat! Logo (Banner), aktuellem Infomaterial erreichen? Grundsätzlich alle, vom Wir sind als (nicht kommerzielle) Fach- und Postern zur Arbeit der FG und ihren Anfänger bis zum „high-end“-Beob- gruppe für eine enge Zusammenarbeit Projekten. Es wird auch Namensschilder achter. Wobei wir unter „Anfänger“ den mit der VdS. Es bietet sich an, Ressour- geben – eine bislang vernachlässigte Deep-Sky Einsteiger verstehen, der sich cen gemeinsam zu nutzen und sich Selbstverständlichkeit –, damit die mit den Himmelsobjekten (Sterne, gegenseitig zu unterstützen. Dies findet Ansprechpartner nicht weiter anonym Sternhaufen, Nebel, Galaxien) und bereits seinen Ausdruck in der engen FACHGRUPPE > DEEP SKY 91

Verknüpfung mit dem VdS-Journal – der Magellan und Sternzeit, in denen Deep- Aktivitäten und Personal trefflich FG-Leiter ist gleichzeitig einer der vier Sky regelmäßig vertreten ist. Wir möch- „gestritten“ werden kann. Ferner wird Redakteure der Zeitschrift. Trotzdem sei ten alle auffordern – vor allem die über den Stand der FG-Projekte berich- nochmals betont, dass eine Mitarbeit in Anfänger – sich zu äußern und von tet, wobei das „Deep-Sky-Buch“ und der FG keine VdS-Mitgliedschaft voraus- ihren Erfahrungen zu berichten! Wir auch die „Deep-Sky-Liste“ (DSL) eine setzt (letztere umfasst natürlich den haben gesehen, dass das nicht ganz zentrale Rolle spielen. Beim Deep-Sky- Erhalt dieses schönen Journals). einfach ist – so könnte etwa die Betei- Buch ist die redaktionelle Arbeit abge- Wo wollen wir präsent sein? Natürlich ligung an den Deep-Sky-Seiten hier im schlossen und es geht in die Endphase auf den wichtigsten Tagungen und VdS-Journal noch größer sein! Wir wer- der verlagstechnischen Produktion. Bei Teleskoptreffen: allen voran die Deep- den also Leute gezielt ansprechen – der DSL wird es – hoffentlich rechtzeitig Sky Tagung DST2001 auf dem Eisenberg aber keine Angst, niemand wird zur DST2001 – eine neue Ausgabe geben. vom 20. bis 22. Juli – dem eindeutigen gezwungen! Wer als Einzelkämpfer in Beiträge in Form von Beobachtungen Höhepunkt des Jahres. Dann auf dem die Röhre gucken will, darf dies auch sind unbedingt erwünscht. Der Artikel BTM im bayrischen Pfünz (15. bis 19. weiterhin ungestört tun. Es wäre nur von Peter Riepe (FG Astrofotografie) August), der VdS-Tagung in Frankfurt (5. schön, mehr von Euch zu hören, vor über „Wechselwirkende Galaxien“ in bis 7. Oktober), dem ATN in Duisburg allem, wenn es um elementare Einstei- diesem Heft ist ein schönes Beispiel für (27. Oktober) und der BoHeTa in ger-Erlebnisse geht. Genau das wollen die gemeinsame Arbeit zweier FG's. Bochum (3. November). Auf allen Veran- die meisten Leute lesen! Parallel gibt es von mir Berichte in staltungen wollen wir mit unserem interstellarum über das zugehörige Stand, Vorträgen und möglichst vielen Deep-Sky Tagung DST2001, Projekte Deep-Sky-Projekt „Galaxiengruppen“. Aktiven vertreten sein! Ich glaube, ein Die Organisation der DST2001 ist abge- solches Programm hat es für die FG schlossen und der unbestrittene Besuch in Melle noch nicht gegeben – und es bedeutet Höhepunkt des Deep-Sky-Jahres steht Unweit von Hiddenhausen, der Heimat einiges an Arbeit. Es geht uns aber um unmittelbar bevor. Wie im letzten Jahr von Jens Bohle, liegt Melle. Im An- die Sache, wir möchten „Deep-Sky“ als legen wir wieder viel Wert auf schluss an unsere Sitzung vom Februar ein zentrales Thema der Amateurastro- Diskussion und Kennenlernen (vielleicht hatten wir Gelegenheit, das neue Expo- nomie populär machen und vor allem diesmal in lauer Sommernacht auf der Teleskop, einen 44“–Newton mit gewal- den gegenseitigen Austausch (Stichwort Terrasse). Es gibt also kein dichtge- tiger Montierung, untergebracht in „Kommunikation“) optimal fördern. drängtes Programm, sondern z.B. auch einem 10 m hohen Gebäude, zu besich- Dazu dienen auch die anderen Medien: Raum für spontane Präsentationen. tigen. Leider war der Himmel bewölkt, Zum Einen unsere Webseite (www.naa. Geplant sind wieder Vorträge und so dass nur ein kurzer Blick auf Jupiter net/deepsky) und die Mailingliste Workshops, so etwa einen Überblick möglich war. Anschließend blieb das ([email protected]), auf der viel los ist – über „Deep-Sky in Deutschland“, in Teleskop stehen und verharrte in unbe- also reinsehen! – und auf der wir auch dem auch über die Ergebnisse unserer quemer Schrägstellung – das Wort von gerne Fragen beantworten. Zum Ande- erfolgreichen Fragebogenaktion berich- Sabotage der FG Deep-Sky machte die ren die verschiedenen Magazine, neben tet wird. Es gibt natürlich auch eine FG- Runde ... dem VdS-Journal auch interstellarum, Sitzung, wo über Sinn und Zweck, Weselowski 1 – Entdeckung einer Nachbargalaxie im Cepheus? von Gido Weselowski und Wolfgang Steinicke

Am Abend nach der BoHeTa 2000 im als alter Katalog-Freak – erstaunt, was Nachdem in Sky & Telescope ein Artikel mediterranen Restaurant gegenüber der das für ein Objekt sei? Ich kenne viele über die Entdeckung der nahen Galaxie Bochumer Uni: Das Essen war abge- Kataloge, aber der „Weselowski“ war Cepheus 1 mit dem Radioteleskop in räumt, schräg gegenüber am Tisch saß mir nicht geläufig. Die Antwort finden Dwingeloo (Niederlande) erschien [1], Gido, den ich (Wolfgang) bisher nur von Sie in diesem Artikel. Folgen Sie uns auf ließ mich dieses Thema nicht mehr los. einigen Emails auf der Deepsky-Liste eine interessante Entdeckungsreise zum Ich wollte wissen, ob ein solch licht- kannte, allerdings ohne mich an den Himmel über Köln und in die Tiefen der schwaches Objekt auch mit den Mitteln Nachnamen zu erinnern. Alle hatten Katalogwelt. Lassen wir zunächst Gido eines Amateurastronomen sichtbar etwas aus dem Astro-Nähkästchen zu über die Vorgeschichte berichten. gemacht werden kann. Die zugege- erzählen, einige wenige zeigten der benermaßen vage Hoffnung begründete „professionellen“ Runde mutig ihre Mt. Palomar, Köln und ein seltsamer sich darauf, dass René Walterbos (Apaché‚ Bilder. So kam ich mit Gido beim Fleck Point Observatory, New Mexico), einer Rotwein ins Gespräch und sah einen A4- Viele haben mir die Frage gestellt, ob es der Entdecker von Cepheus 1, die Gala- Ausdruck in schwarz-weiß mit langbe- sich überhaupt lohnt, am Rande einer xie im roten bzw. infraroten Spektral- lichteten CCD-Aufnahmen. Unter einer Großstadt astronomische Beobachtun- bereich mit einem 2,2 m Teleskop auf stand „Weselowski 1“ und ich fragte – gen zu betreiben. Es lohnt sich. CCD abbilden konnte. 92 FACHGRUPPE > DEEP SKY

Angespornt durch diesen Erfolg und Objekt Stb Rekt (2000) Dekl (2000)m a b PW Typ natürlich über alle Maßen optimistisch Cepheus 1 CEP 20 51 10.6 +56 53 25 12,5 11,7 2,5 5 dE dieses Objekt auch aufnehmen zu kön- Weselowski 1 CEP 20 51 39.8 +57 20 09 14,5: 2,0 0,3 175 E5? nen, wählte ich im Internet die Seiten des Digital Sky Surveys (DSS) an [2]. Arp's shred AND 02 23 18.3 +41 24 50 17,0: 0,5 0,1 15 S? Hier ist der gesamte Himmel bis jenseits Dwingeloo 1 CAS 02 56 51.9 +58 54 42 8,3 5,5 4,0 170 SBcd der 20. Größenklasse für jeden zugäng- Weselowski 2 CEP 20 51 04.3 +57 20 04 15,5: 0,5 0,5 S? lich. Davon hat man als Amateur lange geträumt. Mittlerweile gibt es zwei Tabelle 1: Versionen. Zum einen die digitalisierten Daten für die im Text genannten Objekte (m = fotogr. Helligkeit, : = geschätzt; a, Blauaufnahmen des in den 50er Jahren b = Ausdehnung in arcmin; PW = Positionswinkel in Grad). aufgenommenen Palomar Observatory Sky Survey (heute mit POSS I bezeich- net) und des südlichen Pendants der Mein Plan war also, Cepheus 1 zu ver- ESO. Seit kurzem sind nun auch die suchen, doch dazu ist es nicht gekom- deutlich besseren POSS II-Aufnahmen men. Eine lang anhaltende Schlecht- (in Blau und Rot) aus den 70er Jahren wetterperiode setzte dem Vorhaben im Netz. zunächst ein Ende. Durch diesen „glück- Durch Eingabe der Koordinaten der lichen“ Umstand überlegte ich mir tags Galaxie landete ich schnell im darauf, die benachbarten Felder um gewünschten Himmelsausschnitt (Ta- Cepheus 1 (in jeweils 30' Abstand in belle 1 enthält die Daten aller genann- allen vier Himmelsrichtungen) auf dem ten Objekte). Es war außer Sternen aber DSS zu inspizieren – und entdeckte nichts zu erkennen. Erst durch Inver- prompt in nördlicher Richtung einen tieren (Darstellung von schwarzen länglichen Fleck. Er hob sich nach Inver- Sternen auf weißem Grund) und Kon- tierung und Kontrastverstärkung des trastverstärken des heruntergeladenen Bildes deutlich vom Himmelshinter- Bildes war Cepheus 1 zu erkennen (Abb. grund ab (Abb. 2, ganz links). 1). Meine Überraschung war groß. 50 Abb. 1: Um sicherzugehen, dass es sich nicht Jahre lang schlummerte diese Bildin- Extrem kontrastverstärkte POSS I- um einen Plattenfehler handelt, schaute formation bereits auf dem POSS I, ohne Aufnahme der 1998 entdeckten Galaxie ich mir die verfügbaren DSS-Aufnahmen dass es jemand bemerkt hätte – ein Cepheus 1. an (POSS I, POSS II blau/rot). Er war auf Hoch auf die digitale Bildverarbeitung. allen drauf, also kein Plattenfehler, aber Folgendes klingt vermessen, ist aber ein was dann? Eine Galaxie, ein galaktischer Beweis für die Leistungsfähigkeit der Die Antwort besteht aus drei Buch- Nebel? Für ersteres spricht, dass das heutigen Amateurinstrumente: Meine staben: CCD. Als der POSS I aufgenom- Objekt auf der Blau- und (etwas deutli- Erfahrung hat gezeigt, dass ich (nahezu) men wurde, standen nur „langsame“ cher) auf der Rotaufnahme zu sehen alle Objekte die auf dem POSS I zu Emulsionen auf Fotoplatten zur Ver- war. Galaxien bestehen bekanntlich aus sehen sind, auch mit meinem 10“ Newton fügung. Die heutigen CCD-Chips (ich Sternen, die kontinuierliches Licht aller abbilden kann – obwohl er am Stand- habe eine ST-7E mit diversen Filtern) Wellenlängen ausstrahlen. Reflexions- rand von Köln steht und nur 1/23 der sind extrem lichtempfindlich und mit nebel dominieren dagegen eindeutig im Teleskopfläche des 48“-Big-Schmidt auf optimaler Aufnahmetechnik und Bild- blauen Spektralbereich, Emissionsnebel dem Mt. Palomar besitzt! Wie geht das? verarbeitung ist eine Menge möglich [3]. im roten.

Abb. 2: Das neu entdeckte Objekt „Weselowski 1“ nördlich von Cepheus 1. V. l. n. r.: Rote POSS II-Aufnahme, Gido's erste CCD-Aufnahme vom 1.6.2000 (10" Newton, ST-7E mit Rotfilter, 12 Std. integrierte Belichtungszeit), CCD-Aufnahme von René Walterbos mit dem 1 m-Teleskop des Apaché Point Observatory, Gido's neueste CCD-Aufnahme mit höherer Auflösung vom 14.11.2000 (Orangefilter). FACHGRUPPE > DEEP SKY 93

Was macht man als nächstes: Kataloge CCD Site-Chip Kamera (ähnlich der von stätigen bekanntlich die Regel. Doch wälzen. Das hört sich aufwendig und Apogee) aufzunehmen. Das Resultat ist bevor ich die Götter anrief, schaute ich staubig an, ist aber im Internet-Zeitalter in Abb. 2 (2. Bild v. rechts) zu sehen. in meine Datenbank. Dabei kam mir ein Kinderspiel – wenn man weiß wie es Danke, René! Halton Arp's „shred“ [6] in den Sinn, ein geht! Es gibt im wesentlichen zwei Er vermutete, dass es sich um einen extragalaktischer Fetzen 3' nordöstlich Datenbanken: SIMBAD für die galakti- Nachbar von Cepheus 1 handeln könn- der Ringgalaxie Arp 145 in Andromeda schen (Sterne, Haufen, Nebel) und NED te, damit wäre es eine neue „nearby (Abb. 3). Vielleicht gibt es hier Gemein- für die extragalaktischen Objekte galaxy“ in ca. 20 Mill. Lj Entfernung – samkeiten und Gido's Objekt ist eben- (Galaxien, Quasare). Wenn man erstmal eine sehr rare und entsprechend falls eine „peculiar galaxy“. Ich sah den „drin“ ist [4], gibt man z.B. die Koordi- begehrte Gattung. Die Sache schien „smudge“ auch deutlich auf dem naten und einen gewünschten Radius spannend zu werden. Leider gab es Infrared Survey of the Galactic Plane, ein. Dann werden alle in der Datenbank keine HI-Daten (neutraler Wasserstoff), der 1977 mit dem 48“-Palomar-Schmidt enthaltenen Objekte, die im Suchfeld die weit genug über den Bereich von aufgenommen wurde. Dabei kam mir stehen, angezeigt. Leider war in mei- Cepheus 1 hinausreichten. Die im die Idee, im neuen 2 Micron All Sky nem Fall kein geeigneter Kandidat Radiowellenbereich liegende Wasser- Survey nachzusehen, der seit einiger innerhalb von 6' dabei. Auch mit mäßig stoffstrahlung durchdringt die galakti- Zeit wunderbare Bilder im nahen genauen Koordinaten lohnt sich ein sche „zone of avoidance“, also den Infrarot liefert [7]. Der 2MASS wird mit größerer Radius bei einem derart klei- Bereich stärkster Absorption, einiger- dem 1,3 m Cassegrain Teleskop auf dem nen Objekt nicht. Also Fehlan- Mt. Hopkins (Arizona) aufge- zeige, das Objekt ist in keinem nommen und es wurden schon bekannten Katalog enthalten einige neue Galaxien im (ein ähnlicher Fall ist in [5] Bereich der Milchstraße ent- beschrieben). deckt. Leider war der gewün- Ich ließ kurzerhand Cepheus 1 schte Himmelsausschnitt noch links liegen und versuchte die nicht im Internet verfügbar. unbekannte Galaxie(?) mit mei- Ich fragte meinen Freund nem Teleskop optisch nach- Harald Corwin (NED), was er zuweisen. Da das Objekt wie von dem neuen Objekt hält gesagt auf der roten POSS- (sein Kommentar: „an inte- Platte etwas deutlicher war, resting mystery!“) und ob es beschloss ich für die Aufnah- eventuell eine unveröffentlich- men ein Rotfilter zu benutzen. te 2MASS-Aufnahme gäbe. Diese Wahl ist auch logisch, da Das Auswerteteam sitzt quasi es sich um ein Gebiet inmitten nebenan – die betreffende der Milchstraße handelt. Sterne, Gegend war aber leider noch Gas und vor allem Staub nicht im Kasten. behindern die freie Sicht auf Ich fragte weiter bei Ron Buta die ferneren Regionen des Alls. von der University of Arizona Nur rotes, langwelliges Licht nach, ebenfalls ein Experte für kann die interstellare Materie nahe Galaxien (er hat sich z.B. einigermaßen durchdringen, mit der IC 342/Maffei-Gruppe alles andere wird reflektiert Abb. 3: beschäftigt). Leider auch von oder absorbiert. Bei insgesamt Ein ähnlicher Fall? Der „shred“ nordöstlich von Arp 145. dort nichts hilfreiches. 12 Stunden(!) Belichtungszeit Dann viel mir Rene‚ ein – aber wurden Einzelaufnahmen von 1 diesmal nicht männlich (Walter- Stunde bzw. 30 Min. aufaddiert. Resul- maßen mühelos. Das Objekt könnte bos), sondern weiblich: Reneé Kraan- tat: Das Objekt ist tatsächlich noch zu aber auch eine stark geschwächte Korteweg aus den Niederlanden hat im sehen, allerdings hart an der Grenze Hintergrundgalaxie sein – also alles offen. nahen Basel bei Prof. Tammann stu- (Abb. 2, 2. Bild v. links). Sein Licht hatte Das war die Ausgangssituation beim diert, war einige Zeit am Dwingeloo es auch wahrlich schwer, erst durch die Astro-Stammtisch in Bochum. Ich Radioteleskop und beschäftigt sich staubige Milchstraße, dann noch durch erzählte Wolfgang von meinen und intensiv mit der Suche nach „versteck- den trüben Kölner Großstadthimmel. René's Bemühungen und er war sofort ten Galaxien“ hinter der Milchstraße [8]. bereit in seinen Daten nachzusehen und Prominentestes Beispiel: Ihre Entde- Ein Bild aus New Mexico seine astronomischen Freunde zu kon- ckung von Dwingeloo 1 aus dem Jahr Ich schickte eine Email mit meiner sultieren. Er hat also wieder das Wort. 1994. Das Objekt wurde übrigens kürz- Aufnahme und den Koordinaten an lich von Frank Richardsen aus der FG René Walterbos. Er meldete sich bereits Weitere Hilfe von den Profis Deep-Sky visuell im 20“er gesehen! nach wenigen Stunden und war zu mei- Es ist ein Irrtum, dass die Profiastro- Momentan arbeitet Reneé in Mexico ner großen Überraschung bereit, den nomen ein elitäres Völkchen sind, die (Universidad de Guanajato), allerdings „smudge“ (O-Ton René; zu deutsch: den Kontakt zu Amateuren tunlichst ver- wurde meine Email mit Gido's Fleck) mit dem 1 m-Spiegel und einer meiden – (heimische) Ausnahmen be- Aufnahmen (darunter auch eine neue 94 FACHGRUPPE > DEEP SKY

mit höherer Auflösung; Abb. galaxie ist (Abb. 4). Auf jeden 2, ganz rechts) nach Austra- Fall bleibt die Sache spannend. lien umgeleitet und sie Ist die Natur von Gido's antwortete mir von „down „smudge“ momentan noch under“, dass sie die Sache offen, so ist doch eines klar: äußerst interessant fände. das Objekt ist unkatalogisiert Wohl auch deshalb, weil ihr und trägt somit zu recht den österreichischer Kollege Ronald Namen seinen Entdeckers – Weinberger (vor allem durch Weselowski 1. seine Arbeiten über Planeta- rische Nebel bekannt) bei Literaturhinweise einer systematischer Suche in [1] A New Neighbour for the Milky der Gegend nichts gefunden Way, Sky & Telescope, November hatte – da war Gido erfolg- 1994, S. 11 reicher. [2] Digital Sky Survey: Zurück in Mexico machte stdatu.stsci.edu/cgi-bin/dsswin Reneé mir kurz vor Weih- [3] Norbert Stapper, Gido Weselowski, nachten einen interessanten CCD-Astrofotografie unter „urba- Vorschlag. Sie hatte mit dem nen“ Bedingungen, VdS-Journal Direktor des Radioteleskops II/2000 (Winter 2000), S. 24 im französischen Nancay Abb. 4: [4] SIMBAD: cdsweb.u- gesprochen, der ihr 2 Stunden Rote POSS II-Aufnahme des benachbarten Objekts strasbg.fr/Cats.html, NED: Teleskopzeit (in HI) für das „Weselowski 2“, wahrscheinlich eine Hintergrundgalaxie nedwww.ipac.caltech.edu neue Objekt zusagte! Ich war mit einem schwachen Begleiter. [5] Wolfgang Steinicke, Anonyme natürlich begeistert, denn Galaxien in der NGC 999-Gruppe, damit würde man die wahre Natur des vom Typ E5 (?) handelt. Die Möglichkeit Magellan 1/2000, S. 10 Objekts schnell herausbekommen. eines ungewöhnlichen galaktischen [6] Halton Arp, Peculiar Galaxies and Radio Man darf also gespannt sein, was die Nebels besteht aber nach wie vor auch. Sources, Astrophys. J. 148, 321 (1967) HI-Beobachtungen in Nancay bzw. die Die Gegend um Cepheus 1 enthält noch [7] 2MASS: pegasus.astro.umass.edu/2mass.html 2MASS-Daten bringen. Rene und ihre mehr Flecken, so hat Gido 5' westlich [8] Renée Kraan-Korteweg, Ofer Lahav, Kollegen vermuten, dass es sich nicht des ersten ein weiteres unbekanntes Verborgene Galaxien, Spektrum der um eine nahe Galaxie, sondern eher um Objekt aufgespürt, das nach Renés Wissenschaft, Januar 1999, S. 54 eine stark elliptische Hintergrundgalaxie Meinung eine entfernte Hintergrund- Große Planetarische Nebel visuell – Ein neues Fachgruppenprojekt von Frank Richardsen

Die Entdeckung großer PNs ten. So kam es vor, dass starke O[III]- auch in O[III]. Und genau hier liegt die In den letzten zehn bis zwanzig Jahren Strahler wie die erst vor einigen Jahren Chance für den visuellen Beobachter, wurden mit erneuten Durchmuster- entdeckten Nebel Jacoby 1 und MWP 1 denn die beiden Hauptdurchlässe von ungen des Himmels zum Teil noch auf den Fotoplatten fast nicht zu erken- O[III] bei 495,9 nm und 500,7 nm liegen anhand der alten POSS-Platten immer nen waren. Ein anderer Weg auf der ganz in der Nähe der maximalen wieder großflächige nebulöse Filamente Suche nach neuen großflächigen PN‘s Empfindlichkeit des menschlichen entdeckt, die sich in einigen Fällen als war das genaue Absuchen der Umge- Auges von 550 nm im grünen Bereich. alte planetarische Nebel entpuppten. bung von heißen weißen Zwergen. Bewaffnet mit einem engbandigen Entscheidend an den Entdeckungen Auf diese Art wurden unter anderem Linienfilter und einem Okular, was eine beteiligt war eine Gruppe Innsbrucker Anfang der Neunziger Jahre die Nebel entsprechende Austrittspupille von 6 Astronomen unter der Leitung von Tonantzintla 320 und RE 1738+665 ent- oder 7 mm ermöglicht, kann man unter Ronald Weinberger. Der Grund für die deckt, die mit 60' bzw. 30' scheinbarem entsprechenden Bedingungen ganz zum Teil recht spät entdeckten Nebel Durchmesser nach Sh2-216 zu den größ- ordentliche Erfolge erzielen. In diesem liegt vor allem in der recht unterschied- ten PN's überhaupt gehören. Zusammenhang sei dem interessierten lichen Empfindlichkeit der Fotoplatten Wie schon erwähnt, haben die meisten Beobachter der von der Nasa veröffent- in Bezug auf die Emissionsstrahlung der großflächigen Planetarischen Nebel die lichte „Emission Line Survey“ (Anm. d. PNs. Auf den blauen Platten ist die Eigenschaft, in den für das menschliche Redaktion: leider vergriffen) ans Herz Empfindlichkeit z.B. für O[III] recht Auge unsichtbaren Hα und N[II]-Linien gelegt, der entlang der galaktischen gering, während auf roten Platten die zu emittieren und daneben manchmal Ebene von +5° bis –5° alle Nebel in ver- Hα- und N[II]-Linien stärker hervortre- zu einem nicht unerheblichen Anteil schiedenen Spektralbereichen abbildet FACHGRUPPE > DEEP SKY 95

Abb. 1: Abb. 2: HDW 2 im 20" f/5 Newton (V = 85x, O[III]-Filter) bei fst Simeis 22, Angaben wie Abb. 1. 7,2 mag. und bei den PNs neben Hα, auch die für der Nebel zu den starken O[III]-Strahlern der ONO-Seite konnte ich eine schwa- uns so wichtige O[III]-Linie berücksich- gehört, lassen sich hier visuell überra- che aber deutliche Ausbuchtung erken- tigt [1]. Daneben möchte ich noch auf schend viele Details beobachten (Abb. nen. Die einwandfrei hellste Stelle des eine Arbeit von Tweedy und Kwitter ver- 1). Eine Kette von sechs oder sieben Nebels liegt auf der Südseite. Auf tiefen weisen [2], die in ihrem Werk über das eng zusammenstehenden Sternen bil- Reproduktionen der Hα-Aufnahme in [2] Zusammenwirken zwischen alten PNs den das Zentrum einer großen und indi- kann man dem Bogen gegenüberlie- mit interstellarer Materie, einen Atlas im rekt deutlich sichtbaren Blase, die gend im NW einen großen, wesentlich Anhang aufführen, der gerade die zudem leicht asymmetrisch erscheint. schwächeren gleichmäßig nebulösen jüngst entdeckten PNs in den Linien An der SO-Seite, sowie auch auf der Bereich erkennen. Die Flächenhelligkeit Hα, N[II]und O[III] zeigt. NNW-Seite sind deutlich hellere Zonen hier liegt nur noch etwa bei 1/30 des zu erkennen, die eventuellen Schock- hellen Bogens. Es scheint sich dabei um Meine ersten Beobachtungen wellen zuzuordnen sind. Um den den schwachen ausgefransten Bereich Nachfolgend nun einige großflächige, Zentralteil mit der Sternengruppe lässt des PN's zu handeln, dessen Materie z. T. recht unbekannte PN's ab einem sich ebenfalls eine Aufhellung erkennen. sich allmählich verflüchtigt. Durchmesser von ca. 5', die von mir Im übrigen scheint dieser Nebel nach [3] visuell beobachtet worden sind. Die ein ausgedehntes Halo zu besitzen, das PuWe 1 (PK 158 +17.1) Beobachtungen wurden mit einem mit einem Durchmesser von 0,4° (!), Dieser Nebel galt lange Zeit als einer Newton von 20 Zoll Öffnung und unter ungefähr dem Fünffachen des eigentli- der größten alten PNs. Mit einem meist erstklassigen Bedingungen bei chen Nebels entspricht. Diese Ausmaße Durchmesser von gut 20' übertrifft der einer Grenzgröße von >7 mag durchge- entsprechen in der Realität etwa 4 pc in im Lynx gelegene PuWe 1 sogar noch führt. Verwendet wurde in der Regel ein einer Entfernung von 580 pc. den bekannten Helixnebel NGC 7293 O[III]- oder UHC-Filter an einem 30-mm- um ca. 250“! Jedoch nicht an Helligkeit, Leitz-Okular mit 90° Eigengesichtsfeld. Simeis 22 (Sh2 188) denn dieses Objekt ist selbst für große Das ergab eine Austrittspupille von Auch dieser PN befindet sich in der Fernrohre auch unter gutem Himmel 6 mm bei 85-facher Vergrößerung: Cassiopeia und besitzt mit die höchste nach wie vor eine Herausforderung. Flächenhelligkeit aller alten PNs. Visuell Zwischen zwei signifikanten kleinen HDW 2 konnte ich hier ein recht hellen Bogen Sterngruppen liegend, habe ich indirekt Dieser interessante PN, auch als Sh2- ausmachen, der von SW beginnend zeitweise eine gigantische, allerdings 200 geführt, liegt in der Cassiopeia. Da über SO nach NO verläuft (Abb. 2). Auf äußerst schwache Blase wahrgenom- 96 FACHGRUPPE > DEEP SKY

Abb. 3: Abb. 4: PuWe 1, Angaben wie Abb. 1. EGB 1, Angaben wie Abb. 1, bis auf: zusätzlich UHC-Filter, fst 7,0 mag.

men, die einige hellere Balken und EGB 1 (PK 124+10.1) JoEr 1 (PK 164+31.1) Strukturen aufweist (Abb. 3). Der hellste Mit rund 270“ Durchmesser ist dieser Der zweite hier vorgestellte Planeta- und markanteste Balken zieht sich vom PN der kleinste der hier vorgestellten rische Nebel aus dem Sternbild Lynx. Westende bis zum Südende (auch hier Nebel. Bereits 1965 von Lynds als heller Mit rund 6' Durchmesser allerdings nur vermutet man eine Schockfront). Auf Nebel klassifiziert, wurde seine wahre etwa 1/3 so groß wie sein Nachbar der SO- bis hin zu NO-Seite war eben- Identität unabhängig voneinander ein- PuWe 1. Er ist dafür jedoch wesentlich falls eine kleinere hellere elongierte mal 1983 von Hartl, Dengel und Wein- heller und wartet im 20-Zöller mit einer Struktur auszumachen, ebenso innerhalb berger [4] (daher auch die Bezeichnung Fülle an Details auf! Bei erster der riesigen Scheibe (das Aussehen hier HDW 1) und 1984 von Ellis, Grayson und Betrachtung erinnert er in der Form ein erinnerte ein wenig an einen Schweizer Bond [5] erkannt. Der Nebel erscheint wenig an die gespreizten Flügel eines Käse). auf dem blauen POSS schwächer als auf aufgebrachten Schwans in der Frontal- dem roten, was an einer stärkeren O[III]- ansicht. Man erkennt deutlich eine HDW 3 (PK 149-09.1) Emission liegen mag. Außerdem scheint große, helle, leicht ovale Blase, die auf Dieser mit fast 500“ Durchmesser rela- eine Verbindung zwischen einer kleinen der ONO-Seite in der Helligkeit stark tiv große PN im Perseus, stellte sich als Dunkelwolke und dem östlichen Rand abfällt. In den Randbereichen auf der echte „challenge“-Beobachtung heraus. des PNs zu bestehen. Exakt an der SO- und der NW-Seite sind leicht elon- Man konnte hier zwischen zwei markan- Position von EGB 1 befindet sich eine gierte, nach innen bauchige, helle ten Sternen, von dem sehr schwachen Infrarotquelle. Visuell jedenfalls war hier Zonen zu erkennen, die leicht struktu- großen Ring nur den östlichen Bogen, ein oval geformter Nebel auszumachen, riert erscheinen. Auf der SSW-Seite fällt von NNW nach SSO verlaufend, indirekt der mit Ausnahme der NO-Seite, auf die Helligkeit ebenfalls ab, jedoch nicht erahnen. Insgesamt einer der weiter allen Seiten gleich hell erscheint (Abb. so stark wie ONÖstlich. Der Innen- entfernten PNs die von Hartl, Dengl und 4). Auf der NO-Seite wirkt der PN aus- bereich wirkt dunkel, ist aber immer Weinberger [4] entdeckt wurden und gefranst und wird sehr schwach, an der noch deutlich nebulös. Auch die östlich dessen eigentliche Natur lange Zeit SO-Seite am hellsten. Der extrem blaue des PNs stehende kleine Galaxie NPM1G ungeklärt schien. Man zog damals auch Zentralstern von EGB 1 konnte nicht +53.0046 war ohne Filter bei V = 160x die Möglichkeit in Betracht, dass es sich erkannt werden. indirekt auszumachen. hier um eine Galaxie handeln könnte. FACHGRUPPE > DEEP SKY 97

LoTr 5 (PK 339+88.1) Comae (der aber, wie oben beschrieben, Literaturhinweise Dieser PN, auch erst 1980 von Long- nicht der eigentliche Zentralstern ist) [1] R. A. R.Parker, T. R. Gull, R. P. Kirschner, An more und Tritton entdeckt, besitzt mit eine sehr schwache, stark O-W elongier- Emission Line Survey of the Milky Way, NASA 0,55 pc einen der größten Nebelradien te Aufhellung wahrnehmen. Da die Publication 1979 überhaupt und wird nach anfänglichen Bedingungen für ein solches Objekt hier [2] R. Tweedy, K. Kwitter, An Atlas of ancient pla- Schätzungen von 400 bis 600 pc, nun mit Sicherheit nicht optimal waren, wird netary nebulae and their interaction with the auf eine Entfernung von 100 bis 170 pc die Beobachtung von LoTr 5 in absehba- interstellar medium, Astrophys. J. Suppl. 107, geschätzt. Seine Ausdehnungsgeschwin- rer Zeit wiederholt. 255 (1996) digkeit beträgt 27 km/s [6] und das Die eben vorgestellten Beobachtungen [3] H. Hartl, R. Weinberger, Planetary nebulae of Expansionsalter wird auf etwa 20.000 sollen dem visuell ambitionierten low surface brightness: gleanings from the Jahre geschätzt. Außergewöhnlich auch Beobachter zeigen, dass Objekte – und POSS, Astron. Astrophys. Suppl. 69, 519 IN Comae, der Zentralstern von LoTr 5: wirkten sie noch so hoffnungslos bei (1987) Er hat sich nach eingehenden spektro- der Betrachtung einer Fotoplatte - nicht [4] H. Hartl, J. Dengel, R. Weinberger, Alte plane- skopischen und photometrischen zwingend außerhalb seiner Reichweite tarische Nebel, neue Kandidaten, Mitt. Astron. Untersuchungen als ein Dreifachsystem liegen müssen. Sie stellen einen Teil Ges. 60, 325 (1983) herausgestellt [7], bestehend aus einem eines Fachgruppenprojektes dar, das [5] G . L. Ellis, E. T. Grayson, H. E. Bond, A G-Typ-Stern mit aktiver Chromosphäre, Jens Bohle ins Leben gerufen hat, und search for faint planetary nebulae on Palomar einem masseärmeren Begleiter und dessen erste Ergebnisse in der Sky Survey prints, Publ. Astron. Soc. Pac. 96, einem Unterzwerg, der den umgeben- Zeitschrift „Magellan“ veröffentlicht 283 (1984) den Nebel ionisiert. LoTr 5 wurde leider werden. Neben dem visuellen Aspekt [6] R. Weinberger, A catalogue of expansion velo- von mir unter nicht ganz so guten sollen natürlich auch die Ergebnisse der cities of galactic planetary nebulae, Astron. Bedingungen wie die anderen großen Fotografen einfließen. Vor allem die Astrophys. Suppl. 78, 301 (1989) PNs beobachtet (ca. 6,5er Himmel und CCD-Technik wird hier im Bezug auf eine [7] H. L. Malasan, A. Yamasaki, M. Kondo, The relativ hohe Luftfeuchtigkeit). Der sinnvolle Gegenüberstellung, gefordert central star of planetary nebula LT-5: a triple Himmel erwies sich auf Grund seiner sein. Interessenten, die sich an dem system, Astron. J., 101, 2131 (1991) Dunkelheit trotzdem als recht brauchbar Projekt beteiligen möchten, werden auf und so konnte ich den Nebel zeitweise der Magellan-Homepage (www.beob- um den ca. 9 mag hellen Stern IN achterforum.de) fündig. Markarian 959 – ein Kugelsternhaufen des Andromedanebels von Klaus Wenzel

Im Jahre 1932 veröffentlichte Edwin etc.) eingeschlichen haben, versteht Hubble im Astrophysical Journal [1] eine sich fast von selbst. Einen dieser Fehler Arbeit über diffuse Objekte im Andro- möchte ich mit dieser Arbeit aus histo- medanebel, die er als Kugelsternhaufen rischer, visueller und aus der Sicht des identifizierte. Hubble beschrieb diese CCD-Beobachters (Wolfgang Düskau) Objekte, die er übrigens auch visuell etwas näher betrachten. mit dem 100-Zöller auf dem Mount Die Geschichte von Mrk 959 beginnt im Wilson beobachtete, als „nebulous Jahre 1948, da überließ Edwin Hubble stars, small, highly concentrated, round dem Lick Observatorium auf dem Mount and perfect symmetrial“. In dieser Hamilton eine Aufnahme der 48“- Arbeit identifizierte Hubble 140 Objekte, Schmidt-Kamera, die auf M 31 zentriert Abb. 1: von denen später einige allerdings als war, zur näheren Untersuchung. Die bei- Zeichnung von Mayall IV (Mrk 959) Hintergrundgalaxien identifiziert wur- den Astronomen N. Mayall und O. von Wolfgang Steinicke am 23.12.2000 den. Sehr gute Amateurberichte zum Eggen nahmen sich der Sache an und (C14, 266x). Thema Kugelhaufen in M 31 wurden fanden 6 bisher unbekannte kompakte bereits von Klaus Veit [2] und Jens Objekte, die sie sofort für Kugelstern- IV und VI sind jedoch mit M 31 asso- Bohle [3] veröffentlicht. haufen des äußeren Halos von M 31 ziiert und offensichtlich Kugelstern- Seit Ende 1998 beschäftige ich mich hielten. 1952 wurden alle 6 Objekte mit haufen im äußeren Halo des Andro- sehr intensiv mit sogenannten Markar- dem Crossley-Reflektor spektroskopisch medanebels [5]. Das Objekt Mayall II ist ian Galaxien. Das Beobachtungspro- untersucht, wobei bei 2 Objekten übrigens identisch mit dem hellsten gramm und einige interessante Objekte (Mayall I und V) eine Fluchtgeschwin- Globular G1 [5]. Das Objekt Mayall IV daraus, hatte ich an dieser Stelle digkeit von mehr als 10.000 km/s sollte Ende der 60er Jahre von dem bereits vorgestellt [4]. Dass sich bei den gemessen wurde. Diese beiden Objekte Schweizer Astronomen Fritz Zwicky auf 1500 Objekten in Markarians Liste einige sind demnach weit entfernte Hinter- dem Mount Palomar als kompakte Fehler bzw. Fehlidentifikationen (Sterne grundgalaxien. Die Objekte Mayall II, III, Galaxie 4ZW 30 (die Galaxie Nr. 30 in 98 FACHGRUPPE > DEEP SKY

Zwicky´s vierter Liste über kompakte Daten von Mrk 959 und eruptive Galaxien) wiederentdeckt Typ Kugelsternhaufen in M 31 (Andromedanebel) werden. Zwicky´s Originalkommentar hierzu lautete „very compact, possibly R.A. (2000) 00h 43m 17s star on galaxy, neutral, mp 15,1m“ [6]. Dekl. (2000) +39° 49' 12" Zwicky vermutete also einen Vordergrund- Helligkeit V 14,5 mag stern, der auf das Zentrum einer ent- Andere Bezeichnungen 4ZW 30 fernten kompakten Galaxie projiziert ist. 1977 schließlich ging das Objekt dem G219 armenischen Astronomen B. E. Marka- Mayall IV rian am Bjurakan Observatorium im Rahmen seiner Durchmusterung nach Galaxien mit starkem UV-Kontinuum ins Als Fazit ist zu bemerken, dass hinter VdS-Journal I/2000 (Sommer 2000), S. 59 Netz [7]. Markarian beschrieb das kleinen unauffälligen „Sternen“ oftmals [4] Klaus Wenzel, Markarian Galaxien visuell beob- Objekt wie folgt: „Very compact starlike ein überaus interessantes Objekt achtet, VdS-Journal, II/1999 (Herbst 1999), S. 54 galaxy, Seyfert characteristics possibly stecken kann, das erst dann zu einem [5] N. U. Mayall, O. J. Eggen, Four nebulous present. 4ZW 30“. Markarian vermutete befriedigenden Beobachtungserlebnis Objects in the outer parts of the Andromeda also in dem Objekt sogar einen soge- führt, wenn man seine Geschichte Nebula, Publ. Astron. Soc. Pac. 65, 24 (1953) nannten aktiven Seyfert-Kern. Die kennt. Mrk 959 dürfte unter optimalen [6] Fritz Zwicky, Catalogue of selected compact Identität mit Zwicky´s Objekt war ihm Bedingungen auf dem Lande bereits mit Galaxies and of post-eruptive Galaxies, 1971 jedenfalls bekannt, offensichtlich aber 8 bis 10 Zoll sichtbar sein. [7] B. E. Markarian et. al., Galaxies with ultravio- nicht die Entdeckung von Mayall. Das let Continuum X, Astrophysics 13, 16 (1977) Objekt wurde dann vermutlich von Literaturhinweise [8] W. L. W. Sargent et. al., A search for Globular Sargent [8] als Kugelhaufen „wiederent- [1] E. Hubble, Nebulous Objects in M 31 provisio- Clusters in M 31, Astron. J. 82, 947 (1977) deckt“ und findet sich schließlich im nally identified as Globular Clusters, Astrophys. [9] D. Crampton et. al., The M 31 Globular Cluster umfangreichen Katalog von D. Cramp- J. 76, 44 (1932) System, Astrophys. J. 288, 494 (1985) ton [9] als G219. Eine eingehende [2] Klaus Veit, Kugelhaufen in M 31, Interstellarum [10] C. Christian, J. Heasley, The M 31 Globular photometrische Untersuchung wurde im 1, 18 (1994) Cluster G 219: Resolved V and I CCD- Oktober 1988 und August 1989 von [3] Jens Bohle, Extragalaktische Kugelsternhaufen, Photometry, Astron. J. 101, 848 (1991) Carol Christian und J. Heasley am 3,6 m Canada-France-Hawaii-Telescope (CFHT) durchgeführt [10]. Das Objekt ist ein Kugelsternhaufen im äußeren Halo von M 31 und befindet sich in einer Entfernung von 16,1 kpc vom Zentrum des Andromedanebels. In der sehr klaren Nacht vom 28.9. auf 29.9.2000, in der auch das Seeing stimmte, ging ich das Objekt erstmals mit meinem 12,5“-Newton an. Etwa 2' nordwestlich einer 3er Sternenkette (12 bis 14 mag) war Mrk 959 indirekt bei 170facher Vergrößerung sofort als stel- lares Objekt zu erkennen und ständig zu halten. An dieser stellaren Erschei- nung änderte sich auch bei 312facher Vergrößerung nichts. Ich schätzte die visuelle Helligkeit des Objektes auf 14,5 bis 14,8 mag. Am 23.12.2000 beobach- tete Wolfgang Steinicke das Objekt vom Schauinsland-Observatorium mit dem C14 (Abb. 1). Bei den besseren Beob- achtungsbedingungen auf dem Schau- insland und der größeren Öffnung beschrieb Wolfgang den Kugelstern- haufen als etwas diffus. Wolfgang Düskau aus Waldkraiburg hat das Objekt mit seinem 5“-Starfire-Refraktor und ST-7 aufgenommen. Bei einer Belich- Abb. 2: tungszeit von 15 Minuten ist auch hier ein CCD-Aufnahme von Mrk 959 von Wolfgang Düskau mit 5"-Starfire-Refraktor und leicht diffuser Halo zu erkennen (Abb. 2). ST-7 (Belichtungszeit 15 min). FACHGRUPPE > VERÄNDERLICHE 99

BAV – die Fachgruppe Veränderliche der VdS von Peter Maurer

Nun hat die Bundesdeutsche Arbeitsge- Informationen über veränderliche Sterne im Internet meinschaft für Veränderliche Sterne e.V. (BAV) ihr 50-jähriges Jubiläum hinter Auf der Internet Homepage der BAV hat Thorsten Lange für uns folgende sich gebracht. In diesen 50 Jahren Stichworte so bereitgestellt, daß man durch einen einfachen Mausklick auf das wurde enorm viel geschaffen, dokumen- Stichwort bewirkt, daß sofort eine Verbindung zu den Informationen im Internet tiert in ungezählten Lichtkurvenblättern, hergestellt wird. die bei Joachim Hübscher (Geschäfts- BAV Sektionen: führer) lagern, den daraus abgeleiteten Sektion Mirasterne, Eruptive, Halb- und Unregelmäßige, Kurzperiodische Ergebnissen in den BAV Mitteilungen Pulsationssterne oder den Einzelschätzungen die in Sektion Spektroskopie Datenbanken in Frankreich, den USA und Japan dokumentiert sind. Zahlreiche Allgemeines und Daten: IBVS (Information Bulletin on Variable General Catalogue of Variable Stars Stars) wurden publiziert. 50 Jahrgänge Ein Lexikon der Sterntypen des BAV Rundbriefes sind beein- VSNET Homepage: aktuellste Beobachtungen und Lichtkurven, Aufsuchkarten druckend! In den IBVS, dem Mitteilungsblatt der und viele Links: AAVSO Commission 27 („Veränderliche“) der AFOEV: ftp-Archiv IAU (International Astronomical Union) SAC-Ephemeriden publizieren außer den Fachastronomen (Super)Nova-Suspect Minor-Planet Checker des CBAT natürlich auch die BAV. SAI AstroNet, Sternberg Astronomical Institute Seit 1982 fungiert die BAV als VdS- Aufsuchkarten der Warren Astronomical Society (WAS-VSO) Fachgruppe „Veränderliche“. Dadurch Bright Supernovae sollen weitere interessierte Amateure für Lichtkurven Kurzperiodischer Sterne das Gebiet der veränderlichen Sterne Datenbank für Maxima von RR Lyrae-Sternen gewonnen werden, das in seiner SIMBAD Astronomical Database Struktur einzigartig im Bereich der Abstract und Artikel-Service der NASA Amateurastronomie ist. Sternberg Astronomical Institute Supernova Catalog Neue Veränderliche von Bernhard Fast nur das Gebiet der veränderlichen Sterne ermöglicht es dem Amateur Organisationen: heute noch echte astronomische For- BAA Variable Star Section schung zu betreiben. Dabei nehmen die Eclipsing Binary observers of the Swiss Astronomical Society (BBSAG) Möglichkeiten immer mehr zu, sei es HAA's Variable Star Section (Ungarn) durch CCD, Internet (internationale Szeged Observatory Hungary Kommunikation), Stardial oder anderes Sektion Veraenderliche der Tschechischen Astronomischen Gesellschaft (CAS) mehr. Aber selbst mit Teleskop und dem Virtual Observatory Network (Tschechisch) Auge ist man nach wie vor dabei, man Center for Backyard Astrophysics (CBA) muss nur die richtigen Sterne aus- Vereniging Voor Sterrenkunde (Belgien) wählen. Schließlich gibt es noch einen Grupo de Variables y Supernovas M1 (Spanisch) Ursa Astronomical Association (Finnland), Variable Star Section ganz entscheidenden Punkt: Die ganze GEOS, eine europäische Vereinigung von Veränderlichenbeobachtern Sache macht viel Spaß, man erfährt eine Star Fox, russische Seite für Amateur-Astronomen ganze Menge und es ist enorm span- Astronomical Society of South Australia variable star group nend. International Astronomical Commission 27. Variable Stars Information Bulletin on Variable Stars Anm. d. Redaktion: Anbei findet der geneigte Veränderlichen- Private Seiten und weitere Informationen: beobachter eine Liste der für die Beobachtung Astronomy Archive hilfreichen Arbeitsmittel der BAV, sowie eine Liste The Random Variable page der verschiedenen Ansprechpartner in der BAV. McMaster Cepheid Photometry and Radial Velocity Data Archive Astrosite Groningen Hilfreich ist womöglich auch die Liste der Themen Homepage von Bjorn H. Granslo, auch Infos über Kometen etc. und Organisationen, auf deren Webseiten man Delta Scuti Newsletter über die Homepage der BAV gelangt. a comprehensive photometric catalogue of faint stars for calibration of wide-field survey images

Beobachtungsmöglichkeiten: Weltweite Wetterlage 100 FACHGRUPPE > VERÄNDERLICHE

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Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e.V. (BAV)

Fachgruppe Veränderliche Sterne der Vereinigung der Sternfreunde (VdS) e.V. A n s c h r i f t B A V · Munsterdamm 90 · D-12169 Berlin · Bankverbindung: Postbank · 163750-102 · BLZ 10010010 Mitgliedsbeitrag: 30,- DM/15,50 EUR pro Jahr · Internet http://thola.de/bav.html

V o r s t a n d 1. Vorsitzender Peter Maurer Hauptstr. 49 / I D-74177 Bad Friedrichshall Tel. 071 36 - 244 29 [email protected] 2. Vorsitzender Werner Braune Münchener Str. 26 D-10825 Berlin Tel. 030 - 784 84 53 [email protected] 344 32 93 Geschäftsführer Joachim Hübscher Marwitzer Str. 37a D-13589 Berlin Tel. 030 - 375 56 93 [email protected] Fax: 030 - 386 41 005 FACHGRUPPE > VERÄNDERLICHE 101

S e k t i o n e n Bedeckungsveränderliche Helmut Busch Nordstr. 18 D-04746 Hartha Tel. 034 328 - 433 64

Kurzperiodische Pulsationssterne Anton Paschke Weierstr. 22 b CH–8630 Rüti Tel. 0041 – 55 – 31 28 85 [email protected]

Mirasterne Hartmut Goldhahn Schloßstr. 2 D-01847 Lohmen Tel. 035 01 - 58 83 50 [email protected]

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Kataklysmische und Eruptive Thorsten Lange Plesseweg 77 D-37120 Bovenden Tel. 0551 – 83 55 [email protected]

Auswertung und Publikation der Beobachtungsergebnisse Joachim Hübscher s. oben

Lichtelektrische und CCD-Beobachtung Wolfgang Quester Wilhelmstr. 96-B13 D-73730 Esslingen Tel. 0711 - 36 67 66 [email protected]

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Einzelschätzungsbögen an die Anschrift der BAV s. oben

Visuelle Beobachtungen des hellen von Werner Braune RR-Lyrae-Sterns SW And

Nach der Darstellung der Argelander- beobachtet wird. Für die Beobachtung So war meine erste Beobachtung Ende Stufenschätzmethode und deren Aus- reicht ein 4-Zöller. Ich beobachtete mit Juli 1999 seit jahrelanger Pause als wertung bei Bedeckungsveränderlichen meinem C8. Die Vergleichssterne sind in Beobachter die eines Anfängers, wenn in den vorangegangenen VdS-Journalen einem Gesichtsfeld von einem halben auch mit grundsätzlichen Erfahrungen. gebe ich nun anhand meiner aktuellen Grad (Vollmonddurchmesser) grundsätz- Dabei kam innerhalb von weniger als 2 Beobachtungen an SW Andromedae lich gut dabei. SW And lässt sich auch Stunden ein Maximum heraus, das Hinweise zur Praxis der visuellen mit einer CCD-Kamera beobachten, wie sogar im Anstieg etwas steiler war als Veränderlichenbeobachtung und zum sie H. Achterberg ausführte, wobei er für im Abstieg; aber es ging alles sehr Umgang mit der Stufenschätzmethode. das Maximum einen in der Nähe befind- gemächlich vonstatten, was einem RR- SW And ist ein pulsierender Verän- lichen Vergleichsstern hatte. Lyrae-Stern eigentlich nicht immer ent- derlicher des Typs RR Lyrae mit einer Weshalb ich über meine Beobachtungen spricht. Dabei war die Amplitude mit Periode von 0,4422665 Tagen und an diesem Stern berichte, liegt an sei- nur vier Stufen auch nicht ganz toll, weil damit fast an jedem Abend zu beobach- nem für mich eigentümlichen Verhalten. man erst bei mehr als zwei Stufen ten. Nach dem Namensgeber RR Lyrae Wenn man von RR-Lyrae-Sternen ge- davon ausgehen kann, dass eine deut- als Feldstecherstern ist er, wie viele meinhin erwartet, dass diese einen lich sichtbare Helligkeitsänderung vor- andere RR-Lyrae-Sterne des BAV- schnellen Anstieg und baldigen Abfall liegt. (Abb. 1). Standardprogramms, nicht mehr so hell der Helligkeit zeigen, richtet man sich Bei der Durchsicht der von der BAV mit Helligkeitsschwankungen vom bei der Beobachtung nicht auf viel Zeit angeforderten Lichtkurvenblätter aus Minimum bei 10,09 bis 9,14 mag im ein. Zwei oder drei Stunden sollten rei- der BAV-Sammlung finde ich mich Maximum, das bei diesem Sterntyp chen, wenn der Stern nach den Vorher- dabei grundsätzlich in guter Gesell- wegen seiner besseren Ausprägung sageberechnungen pünktlich kommt. schaft: Meist ist der Stern in solch 102 FACHGRUPPE > VERÄNDERLICHE

Abb. 1: Abb. 2: SW And-Beobachtung mit nur zwei Vergleichssternen CCD-Beobachtung eines Maximums von SW And

einem kurzen Zeitraum wirklich wenig Amplitude in der Lichtkurve. Was für die Variationen der Lichtkurve, die beson- veränderlich. Dies zeigt auch die CCD- Abbildung 1 leicht zu sehen ist, wenn ders gut im Maximum sichtbar sind, Lichtkurve von H. Achterberg (Abb.2). man einmal das Ergebnis gedanklich aber auch zu Buckeln im Abstieg der Allerdings hatten andere visuelle auf B = C entzerrt. Hiermit habe ich ein Helligkeit führen. Damit ergeben sich Beobachter eine größere Amplitude als Beispiel für unsere visuellen Anfänger zugleich auch Veränderungen des ich! im ersten Umgang mit der Argelander- Zeitpunktes der Maxima, die damit auch Hier ergab die Nachschau anlässlich die- methode selbst in Reinkultur produziert im Periodenverlauf als Schwebungen ses Beitrags in meinen Beobachtungs- und zugleich die Lösung für bessere der Periode des Blashko-Effektes mit unterlagen, dass ich einen recht schwa- Beobachtungen geliefert. Perioden von 40 bis 90 Tagen in nor- chen, in der Nähe des Veränderlichen Die mir Anfang September gelungenen malen Fällen grundsätzlich erkennbar befindlichen Stern als Vergleichsstern zwei weiteren Maxima hatten den sein sollten. benutzte. Und meine Stufe war nach Vorteil des etwas früheren Beobach- Ich fragte deshalb beim BAV-Sektions- langer Beobachtungspause noch sehr tungsbeginns und des weiteren Ver- leiter „RR-Lyrae-Sterne“ nach und erhielt grob! Ich konnte, wie Anfänger auch, gleichssterns mit einem schnellen den grafischen Verlauf aller der BAV vor- kleinste Helligkeitsunterschiede nicht Anstieg der Helligkeit. Nur im Maximum liegenden Ergebnisse (auch aus der Lite- richtig beurteilen. verlief alles weiter sehr langsam, wenn ratur), die den langfristigen Verlauf der Bei weiteren Beobachtungen hatte ich, nun auch aus anderen Gründen. erzielten Maxima zu den berechneten wegen des früheren Beginns oder wie Meine inzwischen wiedererhaltene Vorhersagen darstellen (B-R-Diagramm auch immer, einen weiteren schwachen Beobachtungsübung fand die Beobach- in Abbildung 6). Hiernach sind aktuelle Stern benutzt und damit deutlich mehr tungspunkte gut zur genauen Aus- Abweichungen, die einer halben Stunde Amplitude erzielt! Die Umgebungskarte wertung nach diesen Schätzungen. bzw. 0,02 Tagen entsprechen, möglich, mit den Vergleichssternen ist als Zumal die Lichtkurve vom 1.9. sehr wie es meine Beobachtung ergab. Abbildung 3 beigefügt. SW And steht in streuungslos verlief, wertete ich danach der Mitte eines Dreiecks aus a, d und e auch aus und kam auf ein Doppel- Was machen wir aus den And nahe einem Stern von 7,5 mag, der maximum mit einer ersten sehr hellen Beobachtungen? in der Umgebungsskizze der hellste Spitze als Maximum und danach zu Man muss bei visuellen Beobachtun- Stern ist. Ein markantes kleines Dreieck einer nicht so hohen Spitze mit dann gen grundsätzlich nicht zu viel auf die etwa gleich heller Sterne steht neben folgendem Abstieg. Mit einer Verfrühung Güte der Helligkeitsschätzungen geben: dem Veränderlichen. Die Vergleichs- von über 1/2 Stunde wurde nach der Nach Argelander sind zwei Stufen eine sterne A, B und C sind eingetragen. hellsten Beobachtung ausgewertet, weil nur eben deutlich erkennbare Abweich- Man muss also immer im Gesichtsfeld alles so eindeutig aussah (Abb. 4). ung der Helligkeit. Also eine Größen- wirklich nach Vergleichssternen suchen, Am 5.9. war das Maximum wieder flach, ordnung von rd. 0,2 mag! Diesen Hin- die der Helligkeit des Veränderlichen im allerdings, wenn man den jetzt witte- weis gebe ich für Beobachter, die Beobachtungsmoment sehr nahe kom- rungsbedingt (klumpiger Dunst lt. etwas Umgang mit dem Schätzen nach men und darf nicht einfach so im Beobachtungsangabe!) mehr streuen- vorgegebenen Helligkeiten haben. Über Umfeld einmal loslegen und mit den in den Schätzungen nachgeht, lag eine Schätzungsprobleme mit schlechten Ver- der unmittelbaren Nähe vorhandenen Stufe vor dem Maximum vor. Also mög- gleichssternen hatten wir bereits Vergleichssternen zufrieden sein, auch licherweise ein wandernder Buckel in gesprochen (Abb. 1). Im Dargestellten wenn man jeweils einen helleren und der Lichtkurve des RR Lyrae-Sterns, den ist zu sehen, dass Beobachtungsübung einen schwächeren Vergleichsstern zur man nach seinem Entdecker als bessere Ergebnisse bringt. Anwendung der Argelandermethode findet! Blazhko-Effekt bezeichnet? (Abb. 5). Im Ansatz erkennbar ist bei den beiden In den folgenden Abbildungen 4 und 5 Diese Lichtkurvenvariation überlagert Lichtkurven das Problem einer richtigen ist bei weiteren Beobachtungen nun B den eigentlichen Lichtwechsel bei RR- Auswertung: Diese Frage kann grund- zu C geworden mit deutlich mehr Lyrae-Sternen und äußert sich in sätzlich recht leicht gelöst werden. Legt FACHGRUPPE > VERÄNDERLICHE 103

Abb. 3: Umgebungsskizze von SW And mit den Vergleichssternen A, B und C

man in die Beobachtungen der Abb. 4 eine den Schätzungen in ihrer Güte übli- che ausgleichende Lichtkurve (gestri- chelte Linie), so kommt man auf ein Ergebnis ohne B-R! Der Beobachter wird das als nicht richtig empfinden, weil die Beobachtungen nicht streuen und das Wetter gut war. Das Ergebnis ent- spräche einer sinnvollen Auswertung visueller Beobachtungen dennoch. In Abb. 5 sind von mir wegen der Streuung der Schätzwerte bereits übli- che Auswertungsverfahren eingebracht worden, die aus dem Bereich der Mirasterne stammen: POGSON wertet grundsätzlich nach den An- und Abstie- gen den Zeitpunkt des Maximums aus. Er käme hier auf etwas frühere Zeiten, die dem dargestellten Maximum keinen Abbruch täten; denn ob das Maximum wegen eines Punktes wirklich später liegt, dass kann nach Prüfung selbst der Beobachter nicht mehr sagen. Auch ich nicht, weil ich mich bei meiner Bemer- kung hinsichtlich Pogson gar nicht mit der einzelnen Schätzung beschäftigt habe, und ich auch im Nachhinein dazu nichts finde. Insgesamt haben unsere Sektionsleiter für die entsprechenden Sterntypen bei der Beurteilung solcher eingehenden Auswertungen sicher ihre Mühe, hier das richtige zur BAV-Veröffentlichung geeignete Ergebnis zu bestimmen. Ggfs. muss mit dem Beobachter Rücksprache genommen werden, bzw. es wird ein- fach korrigierend eingegriffen mit einer neuen Zeitangabe für die Auswertung.

Abb. 4: Abb. 5: Breites Maximum von SW And (Doppelmaximum?) Breites Maximum von SW And (Stufe vor dem Maximum?) 104 FACHGRUPPE > VERÄNDERLICHE

Aber es gibt auch ausführliche Anlei- tungen (BAV Einführung in die Beobach- tung Veränderlicher Sterne), die diese Themen näher beschreiben und den Beobachter vorbereiten. Lassen Sie sich als Erstbeobachter nicht entmutigen bei Ergebnissen mit nur geringer Amplitude. Erkennen Sie mit uns Wege zur Verbesserung! Mir waren meine Beobachtungen Anlass, nicht nur aufklärend hilfreich zu sein, sondern auch etwas zum Beobach- tungseingang der BAV und zu seiner Bearbeitung VdS-weit bekannt zu machen und zum Mitbeobachten aufzu- fordern. Denn erkennbar ist, dass die vorliegenden Maxima von SW And (B-R- Diagramm) Platz lassen für Abweich- ungen von über 1/2 Stunde, nur es gibt Abb. 6: keine dichte Beobachtungsfolge und B-R-Diagramm („Beobachtung-Rechnung“) von SW And. Die unterschiedlichen auch keine genaueren Ergebnisse, um Symbole stellen die verschiedenen Beobachtungsverfahren dar. einen Blashko-Effekt zu bestätigen. Allgemein ist aber erkennbar, dass nach Stern möglichst weiter zu beobachten, denverhalten, das leichter zu verfolgen ist. einem Anstieg im B-R-Diagramm (Perio- ggfs. genauer mit CCD, um beide möglichen Deshalb habe ich SW And als Beobach- denverlängerung) ggfs. demnächst eine Effekte erkennbar zu machen: Den Blas- tungsstern in die allgemeine Tabelle für Verkürzung der Periode möglich er- hko-Effekt, zu dem wir wenig Beobacht- Sterne der folgenden Saison mit aufge- scheint. Insgesamt ein Anlass, diesen ungen haben und das allgemeine Perio- nommen. Sterne aus dem BAV Circular von Dietmar Bannuscher

Sternname Helligkeitsamplitude Periode Veränderlichentyp Pos. 2000.0 Rec/Dec Zeitpunkt Julianisches Datum W Umi 8,7 – 9,78 m 1,7011383 d Bedeckungsv. Algol 16h 8m 22s + 86° 12,0m Min: 17.07. 0:19 2452107.43 Min: 03.08. 0:34 2452124.44 Min: 20.08. 0:48 2452141.45 Min: 17.09. 22:53 2452170.37 KO Aql 8,3 – 9,5 m 2,8640786 d Bedeckungsv. Algol 18h 47m 10s + 10° 45,8m Min: 16.07. 1:31 2452106.48 Min: 28.08. 0:34 2452149.44 Min: 19.09. 22:24 2452172.35 AW Her 9,5 – 10,9 m 8,8009 d (langp.) Bedeckungsv. Algol 18h 25m 38s + 18° 17,6m Min: 14.07. 2:00 2452104.50 Min: 27.08. 2:14 2452148.51 Min: 04.09. 21:26 2452157.31 TW Her 11,83 – 10,52 m 0,3996001 d RR-Lyr-Stern RRAB 17h 54m 30s + 30° 24,6m Max: 19.07. 0:34 2452105.44 Max: 27.07. 0:19 2452117.43 Max: 06.08. 0:05 2452127.42 Max: 25.08. 23:36 2452147.40 Tabelle 1 Sternname Amplitude Periode Maximum Vorhersagen von Veränderlichen im Sommer und Herbst 2001: RT Cyg 7,4 – 12,0 m ca. 190 d Ende September 2001 R Dra 7,6 – 12,6 m ca. 245 d Anf. September 2001 Kurzperiodische Sterne (Tab. 1) R Peg 7,8 – 13,1 m ca. 378 d Mitte Oktober 2001 U UMi 8,4 – 11,8 m ca. 330 d Anf. November 2001 Mit der Beobachtung sollte etwa 3 Std. vor dem angegebenen Zeitpunkt begon- Tabelle 2 nen werden. Zum Teil müssen 2 oder 3 Minima beobachtet werden, um den An- Minima- und Maximazeitpunkte errech- Pulsationssterne (Mira-Sterne) sollte und Abstieg zu erfassen (AW Her). Alle net werden. Die BAV hilft gerne bei man zwei bis drei Monate vor dem an- Zeiten sind in MESZ und Datum korri- Fragen, Karten und mit anderen gesagtem Maximum beginnen, Schätz- giert, d. h., evtl. muss die Beobachtung Beobachtungshilfen. ungen ein- bis zweimal pro Woche soll- dann am „Vortag“ vor Mitternacht be- ten genügen. Hierbei benötigt man gonnen werden. Mit dem Julianischen Mirasterne (Tab. 2) Aufsuch- und Vergleichsternkarten, die Datum und der Periode können weitere Die Beobachtung langperiodischer bei der BAV erhältlich sind. FACHGRUPPE > SONNE 105

Lichtbrücken - ein kaum beachtetes Phänomen von Heiko Bromme und Manfred Holl

– Teil 1 – können in allen Fleckengruppen gesich- zufolge [4] sollten bereits 60 mm genü- tet werden, dennoch gibt es nur wenige gen, andere wiederum meinen, dass Die Beobachtung von Lichtbrücken wird Beobachter, die sich ihnen intensiver man hierzu mindestens 100 mm von den meisten Sonnenbeobachtern widmen. Schon 1977 beklagte Heinz benötigt. Ich selbst konnte z. B. am eher stiefmütterlich behandelt. Nur Hilbrecht in [1] diese auf den ersten 26.12.1997 mit meinem 80/400 Refrak- wenige scheinen sich berufen zu fühlen, Blick etwas paradoxe Situation, die aber tor bei 40facher Vergrößerung in einer in dieses interessante und abwechs- verständlicher wird, wenn man berück- H-Gruppe eine Lichtbrücke vom Typ d lungsreiche Beobachtungsgebiet ein- sichtigt, dass sichere Beobachtungen einwandfrei erkennen. Während meines steigen zu wollen. Teils aus der Befürch- anscheinend nur mit größeren Teleskop- Beobachtungsaufenthalts auf der VdS- tung, das eigene Instrument sei dafür öffnungen möglich und auch mit einem Sternwarte in Kirchheim im Jahr 1999 nicht geeignet genug, teils aus der erhöhten Zeitaufwand verbunden sind, konnte ich mit dem gleichen Gerät am Unkenntnis heraus, was man mit der der ungleich höher ist als der, den man 3. und 4.8. innerhalb einer F-Gruppe mit Tatsache, dass man eine Lichtbrücke bei für das Ermitteln der Relativzahl(en) 38, bzw. 28 Flecken gleich mehrere einer Sonnenfleckengruppe erkannt hat, benötigt. Zudem unterliegen Licht- Lichtbrücken (Typen: b, c, d, und g) anfangen kann. Über das Wesen der brücken sehr stark dem örtlichen beobachten. Hier sind auf jeden Fall Lichtbrücken, ihre vielschichtigen Er- Seeing, geringste Beeinträchtigungen noch weitere eingehende Untersuch- scheinungsformen, die von der AG können Lichtbrücken vortäuschen, ihre ungen notwendig. Lichtbrücken im Redaktionsstab von Existenz verschleiern oder eine eindeu- SONNE angebotenen Beobachtungspro- tige Klassifizierung unmöglich machen. 2. Erscheinungsbild und Klassifikation gramme und eine erste Auswertung Folglich beschränkt sich die Literatur Grundsätzlich unterscheidet man drei eines dieser Programme für das Jahr über die Beobachtung von LBn auch nur Arten von LBn [4]: 1999 soll hier nun im folgenden berich- auf einige kleinere Berichte [2], [3]. In tet werden. den letzten Jahren gab es, wohl nicht • Klassische Lichtbrücken, die von nur aufgrund des Minimums, dann keine außen her in den Fleck eindringen, 1. Was sind Lichtbrücken? Veröffentlichungen mehr darüber in SONNE. • Inseln, die innerhalb der Umbra oder Lichtbrücken (LBn) sind eine schon bei- Zudem streuen in der Literatur die der Penumbra des Flecks entstehen nahe alltäglich zu nennende Erschei- Angaben darüber sehr stark, ab welcher sowie nung in Fleckengruppen aller Art. Sie Öffnung man Lichtbrücken überhaupt • Streamer, die sich netzwerkartig zwi- treten in unterschiedlichen Typen auf, beobachten kann. Älteren Angaben schen Umbra und Penumbra ausbreiten.

Abb. 1: Abb. 2: 25.4.2000, 8:31 UT, Sonne im weißen Licht, Aufnahme von 26.4.2000, 8:28 UT, Daten wie Abb. 1 Erich Kopowski auf TP 2415, mit Apochromat 127/1100 mm, 2fach-Barlowlinse, Eff.-Brennweite 2,1 m, Objektivfilter ND3, Belichtung 1/4000 s, Ort: Recklinghausen 106 FACHGRUPPE > SONNE

Obwohl am häufigsten, sind die Diese zeigen allerdings noch etwas schema zusammengefasst. Eine erste „Streamer“ mit am schwierigsten zu anderes: Sie weisen eine Granulen ähn- Einteilung hatte 1932 H. Strebel vorge- beobachten, verfügen dafür aber auch liche Struktur auf und scheinen mit der nommen, doch war dies eher eine rein über die kürzeste Lebensdauer aller LBn Feinstruktur in den Filamenten der morphologische Darstellung, während von wenigen Minuten bis zu wenigen Penumbren in Verbindung zu stehen. die Hilbrechtsche der zeitlichen Ent- Tagen, während „klassische LBn“ zwi- Auch zeigen Hα-Aufnahmen, dass sich wicklung Rechnung trägt. schen einem Tag und mehreren Wochen die LBn viel weiter in die Umgebung Nähere Untersuchungen haben gezeigt, und „Inseln“ ebenfalls bis zu mehreren des Flecks hinein erstrecken. Um diesen dass verschiedene Lichtbrückentypen Tagen beobachtet werden können. Der Befund näher zu erleuchten, wären wir bevorzugt in bestimmten Fleckengrup- Grund hierfür ist denkbar einfach: Sie sehr dankbar, wenn uns Beobachter pen auftauchen [4], [6]. Die Tabelle 1 haben Ausdehnungen zwischen maximal Fotos und/oder CCD-Aufnahmen zur wurde [5] entnommen und gibt ein 1“ und 5“ und können entweder nur mit Verfügung stellen könnten. erstes Bild wieder. Allerdings sind auch entsprechendem Instrumentarium oder Die gängigen Typen der LBns wurden hier weitere Beobachtungen nötig, um auf hochauflösenden Fotos erkannt wer- bereits 1977 von H. Hilbrecht [1] zu die bisherigen Aussagen zu überprüfen. den. einem modifizierten Klassifikations-

Gruppe häufige besonders LBn-Typen häufige LBn-Typen C g, h, j, l, m g, l, m Dd, hh Ed d F a, g, j, k a, g Gb, h, kb H a, l, m l, m J a, d, l, m l, m Tabelle 1: Häufigkeit verschiedener LBn in Sonnenfleckengruppen (siehe Abb. 5)

Dass in der Auflistung in Tab. 1 die A- und B-Gruppen fehlen, liegt daran, dass hierüber bislang keine aussagekräftigen Untersuchungen vorliegen, wenngleich auch hier LBn vertreten sind. Sie können aber nur mit entsprechendem Instru- Abb. 3: mentarium erkannt und identifiziert 27.4.2000, 12:24 UT, Sonne im weißen Licht, Aufnahme von Erich Kopowski auf TP werden und sind noch Seeing anfälliger 2415, mit Apochromat 127/1100 mm, 16-mm-Okular, Eff.-Brennweite 7,1 m, als die LBn in den anderen Waldmeier- Objektivfilter ND3, Belichtung 1/1000 Sek., Ort: Recklinghausen klassen! Erste Beobachtungen von

Abb. 4: 15.5.2000, 8:20 UT, Daten wie Abb. 3 FACHGRUPPE > SONNE 107

Zahl an Lichtbrücken eher stagniert und bei abnehmender Fleckenfläche wieder zurückgeht. Die Beobachtung von Lichtbrücken ist insofern auch heute noch sinnvoll, da es nur wenig fundiertes Beobachtungs- material gibt, das signifikante Aussagen über verschiedene, vielfältige Korrela- tionen zwischen Lichtbrücken und Flecken ermöglicht. Hier gibt es für den ambitionierten und instrumentell ent- sprechend ausgerüsteten Sonnen- beobachter ein reichhaltiges Betäti- gungsfeld.

4. Bisherige Auswertungen von täglichen Lichtbrückenbeobacht- Abb. 5: ungen ergaben, dass zum Zeitpunkt der Klassifikationsschema der Lichtbrücken maximalen Aktivität einer Flecken- gruppe bzw. eines Einzelflecks das Auftreten der Lichtbrückenerscheinun- Lichtbrücken ohne Penumbra (bezeich- oder durchtrennt werden, was aber gen von Anzahl und Größe am größten net als Lb für Lichtbrücken in Flecken nicht zwangsläufig eine völlige ist. Es scheint so, dass in verhältnis- ohne Penumbra, im Gegensatz zu LB für Auflösung des betreffenden Sonnen- mäßig jungen Flecken die Lichtbrücken- Lichtbrücken in Flecken mit Penumbra) flecks zur Folge hat. Zwar können die aktivität langsam ansteigt und in alten hierüber hat Heiko Bromme in Wertheim getrennten Teile nicht wieder zusammen Flecken wieder abnimmt. Auch wurde am dortigen 155/1402-Refraktor durch- gefügt werden, doch existieren sie beobachtet, dass sich Lichtbrücken im geführt. Hier wäre neben der Frage, wel- unbeschadet nebeneinander weiter. Aktivitätsmaximum der Fleckengruppe che Bedeutung sie für die Entwicklung Zudem ist das Auftreten von LBn offenbar eher stabilisierend auf die Struktur aus- der dazu gehörigen Fleckengruppe unabhängig von der Waldmeierklasse wirken können. Dagegen kann es in haben ebenso interessant, ab welcher [7], wobei insbesondere in [8] darauf jungen oder älteren Flecken bis zur Teleskopöffnung man Lichtbrücken in hingewiesen wird, dass sie in den völligen Teilung bzw. Auflösung des penumbralosen Fleckengruppen beob- Klassen A und B eher „Proto-LBns“ sind Fleckes kommen. achten kann und ob die verwendete und maximal Einkerbungen in den Untersuchungen mit einem Refraktor Öffnung sozusagen die Untergrenze dar- penumbralosen Flecken hervorrufen, die 155/1400 mit Objektivglasfilter, mit stellt oder nicht! mit Teleskopöffnungen ab etwa 100 mm einem 1 1/4“–Zenitprisma und Graufil- beobachtet werden können. Erst ab tern (2“) zur Lichtdämpfung (2x bis 3. Entstehung und Entwicklung Klasse C entwickelt sich dann aus der 512x) bei 140facher Arbeitsvergrößerung Lichtbrücken stehen in engem Zu- Einkerbung eine richtigen Lichtbrücke. (bei gutem Seeing 200fach bis 290fach) sammenhang mit der Entwicklung von Interessant ist hier die Frage, inwieweit haben über einen längeren Beobacht- Fleckengruppen. Es gibt jedoch keine ein Zusammenhang besteht zwischen ungszeitraum zu folgenden Ergebnissen Hinweise darauf, dass ihr Auftauchen der Zahl der Lichtbrücken und der geführt: Durch zusätzlichen Einsatz von prinzipiell einhergeht mit der Zerstörung Fleckenfläche. In [8] wurde das einmal 1 1/4“–Okularfarbfiltern Orange (mittel) des Flecks. Vielmehr scheinen sie in näher untersucht, wobei als Alternative und Blau (mittel) konnte festgestellt bestimmten Entwicklungsstufen der zur Messung von Fleckengrößen die werden, dass die Intensität bzw. Hellig- Fleckengruppe diese zu stabilisieren Becksche Flächenzahl Re‘ zugrunde keit von Lichtbrücken stärker oder und tragen zu abgerundeten Formen gelegt und ein Lichtbrückenkoeffizient höher ist als die normale ungestörte der Penumbren z. B. in H- und J- (LBk) verwendet wurde. Hierbei wurde Sonnenoberfläche; nicht zu verwechseln Gruppen bei. Lichtbrücken gelten daher dem Koeffizienten, ähnlich wie bei der mit Fackeln. Der Unterschied zu Fackeln heute eher als Hinweis für eine ver- Beckschen Flächenzahl, eine Bewer- besteht darin, dass diese im Orange- stärkte magnetische Aktivität innerhalb tungsskala für die einzelnen Licht- und im Blaufilter unterschiedlich inten- einer Fleckengruppe, möglicherweise brückentypen zugrunde gelegt. Das siv hervortreten (auch abhängig vom sind sie auch Teil des Magnetfeldes, das Ergebnis: Bei einer Wahrscheinlichkeit Seeing). Aber die Intensität der Licht- den Fleck hervorruft. von über 90 % besteht eine Korrelation brücken bleibt in beiden Filtern fast Die Entwicklung einer Lichtbrücke inner- zwischen der Fleckenfläche und dem gleich stark. Das ermöglicht mir auch halb einer Fleckengruppe erfolgt sowohl LBk; wie hoch diese aber zwischen der festzustellen, ob es sich um eine von der Umbra, als auch von der LB-Zahl und Re‘ ist, ist nicht bekannt. Lichtbrücke oder um eine Störung bzw. Penumbra aus [7]. Hat sich erst einmal Anscheinend ist aber insofern eine Teilung des Sonnenfleckes handelt. ein Lichtbrücken-Filament bzw. eine Korrelation zwischen Fleck und LBn vor- Diese Handhabung eignet sich aber nur vollständige Lichtbrücke gebildet, kann handen, als das mit ansteigender beim Einsatz eines Objektivglasfilters die Penumbra vollständig eingeschnürt Aktivität der Sonnenfleckengruppe die (vielleicht auch noch mit Baader-Folie). 108 FACHGRUPPE > JUGENDARBEIT

Bei der Verwendung eines Herschel- [4] Heinz Hilbrecht: „Lichtbrücken“ Handbuch für aktuell, SONNE 84, S. 234-235, SONNE 87, Prismas zeigte der Einsatz des Blau- Sonnenbeobachter, Berlin/Bonn (1982) S. S. 82-84 und Orangeokularfilters keine Wirkung. 403ff. [12] Manfred Holl: Sektion Sonne, Sternkieker 172 Hier sollte mal mit anderen Farbfiltern [5] Heinz Hilbrecht: „Lichtbrücken“ in „Die Sonne (1/98) S. 8 experimentiert werden (sicher kann man beobachten“, S. 129 ff, Heidelberg (1999) [13] Manfred Holl: Jahresbericht 1997 der GvA- auch hier mit anderen Farbfiltern zu [6] Heinz Hilbrecht: „Verteilungsstatistik der Sektion Sonne, Sternkieker 173 (2/98), S. 80f. ähnlichen Resultaten kommen). Völliges Lichtbrücken“, SONNE 4, November 1977, S. [14] Heiko Bromme, Manfred Holl: Ein neues Neuland ist noch der Bereich der Hα- 145ff. Lichtbrückenprogramm, SONNE 86, S. 55 Beobachtung und -fotografie. [7] Heinz Hilbrecht: „Lichtbrücken“, Kapitel 5.4 in [15] Manfred Holl: Sonne aktuell, Sternkieker 174 Sonne beobachten, Astropraxis, SuW- (3/98), S. 129f. Literaturhinweise Taschenbuch, Hüthig-Verlag (1999), S. 129ff. [16] Heiko Bromme, Manfred Holl: Lichtbrücken, [1] Heinz Hilbrecht: „Lichtbrücken - ein wiederent- [8] Dieter Brauckhoff: „Lichtbrücken – Erfahrungen SONNE 94, S. 39 decktes Beobachtungsgebiet für den Amateur“, und Ergebnisse nach zweijähriger [17] Manfred Holl: Lichtbrücken-Auswertung 1999, SONNE 2, Juni 1977, S. 72f Beobachtung“, SONNE 34, Juli 1985, S. 34ff. SONNE 94, S. 43 [2] Udo Reffke: „Zerstörung eines Sonnenflecks [9] Heiko Bromme, Manfred Holl: Beobachternetz durch Lichtbrücken“, SONNE 13, April 1980, S. 17 Lichtbrücken, SONNE 82, S. 169 [3] Ludwig Sienel: „Lichtbrücke - oder [10] Manfred Holl: Sektion Sonne, Sternkieker 170 Weißlichtflare?“, SONNE 24, September 1982, (3/97), S. 114 S. 168 [11] Heiko Bromme, Manfred Holl: Lichtbrücken

Das astronomische Sommerlager der VdS von Oliver Jahreis

Abb. 1: Abb. 2: Abb. 3: Manche Probleme lassen sich nur Genial, was manche Astroprogramme Wir beobachten auch im Radiobereich! gemeinsam lösen drauf haben

Auch in diesem Jahr veranstaltet die Physik im Alltag, Astrofotografie, renten konnten wir einige Amateur- VdS wieder ein großes Jugendlager. Es Philosophie & Astronomie, Himmelsme- astronomen und Wissenschaftler gewin- findet diesmal vom 21.7. bis 4.8.2001 chanik sowie eine Anfänger- und eine nen, aber auch der eine oder andere im Schullandheim Hobbach bei Aschaf- Fortgeschrittenengruppe zur Kosmolo- Teilnehmer hat etwas zu erzählen. fenburg statt. gie. Die Arbeitsgruppen werden im klei- Außerdem steht uns eine kleine Biblio- Wir werden auch dieses Jahr wieder 50 nen Kreis Projekte bearbeiten, Experi- thek mit naturwissenschaftlichen Büch- astronomisch interessierte Jugendliche mente oder Beobachtungen planen, ern und das Internet für Recherchen zur zwischen 15 und 24 Jahren zu Gast durchführen und auswerten. Am Ende Verfügung. haben, egal ob Anfänger oder Fort- werden die Ergebnisse dem ganzen Viele Teilnehmer wollen in die Beob- geschrittene. Camp präsentiert. achtung einsteigen. Dafür stellen uns Im Mittelpunkt des Programms stehen Um das Wissen noch weiter zu vertiefen zahlreiche Firmen Teleskope zur Ver- die 4-tägigen Arbeitsgruppen. Die Inte- werden Vorträge angeboten. Als Refe- fügung. Gerade die Anfänger haben so ressen und der Wissens- die Möglichkeit mit stand der Jugendlichen 21. Juli - 4. August 2001 - Astronomisches Sommerlager der VdS Anderen zusammen zu ist sehr unterschiedlich, beobachten. In unserem Jugendlager mit 60 Teilnehmern für Einsteiger und Fortgeschrittene zwischen darum sind die Themen Sonderworkshop „Beob- 15 und 24 Jahren. 9 Arbeitsgruppen, Vorträge, Workshops uvm. sehr breit gefächert. In achten mit dem Teleskop“ Ort: Schullandheim Hobbach bei Aschaffenburg; Preis: 550 DM, Vorbereitung sind für werden die Grundlagen für VdS-Mitglieder 500 DM. Info- und Anmeldeunterlagen bei: diesen Sommer: Einführ- behandelt sowie verschie- Oliver Jahreis, Berlinstraße 92, D-55411 Bingen, Tel: 06721/976376, ung in die Astronomie, dene Teleskope getestet Sternphysik, Exobiologie, Email: [email protected], Internet: www.vds-astro-jugend.de/sommerlager und erste Erfahrungen FACHGRUPPE > JUGENDARBEIT 109

Abb. 4: Abb. 7: Der Spaß kommt auch nicht zu kurz Der Andromedanebel, aufgenommen im Camp mit einem 8-Zoll f/4 Newton am 1.8.2000, 20 Min. belichtet auf Ilford HP 5. Das Bild wurde mit einer unscharfen Maske am Computer nach- Abb. 6: bearbeitet. Auch so etwas lernen wir Einer der vielen Raketenstarts im Jugendlager.

nen sich die Teilnehmerinnen und schaftsspiele, Sportturniere oder Parties, Teilnehmer kennen. Manchmal werden für jeden ist etwas dabei. einfach die müden Knochen bewegt, dann ist mal wieder Köpfchen oder Die neuesten Informationen zum Pro- Abb. 5: Kreativität gefragt. Außerdem werden gramm und ob noch Plätze frei sind Jeder wollte eine Rakete bauen zahlreiche Workshops angeboten. Da (es gibt keinen Anmeldeschluß) unter: werden Raketen gebaut, astronomische www.vds-astro-jugend.de/ sommerlager gesammelt. In unserem Fotolabor kön- Geräte gebastelt, eine Homepage oder bei: nen dann auch gleich die ersten gestaltet, ein Theaterstück geprobt und Oliver Jahreis, Astroaufnahmen entwickelt werden. aufgeführt u.v.m. Trotz des reichhaltigen Berlinstraße 92, Im abendlichen „nicht-astronomischen- Programms wird es genug Zeit für eige- 55411 Bingen, Programm“ steht der Spaß im Vorder- ne Aktivitäten und Ideen geben. Ob Tel: 06721/ 976376, grund. Bei Spielen mit der Gruppe ler- Beobachtungen, Diskussionen, Gesell- Email: [email protected]

Jugend aufgepasst! Senioren aufgehorcht!

Seit der SoFi 1999 bietet unser Jugend- möglich. Außerdem gibt es die Möglich- gerne die Fragen anderer beantworten. referat das größte astronomische keit, Astrofotos oder Zeichnungen zu Schaut einfach mal vorbei und sagt uns Jugendlager in Deutschland an, andere veröffentlichen. eure Ideen! größere Angebote gibt es bisher nicht. Toll wäre es, wenn sich ein paar Leute In der Mitgliederumfrage im letzten finden, die naturwissenschaftliche Inter- Veranstaltungen für Jugendliche Journal, wurde jedoch oft der Wunsch netseiten testen und einen Kommentar Wir wollen neben dem astronomischen nach mehr Jugendarbeit geäußert. Gut, dazu verfassen. So könnten wir einen Sommerlager auch andere Angebote dann tun wir was! Einige unserer Ideen kleinen Webkatalog erstellen, der etwas schaffen. Spezielle Jugendkurse sind ein wollen wir euch hier vorstellen. durch das reiche Angebot im Internet Muss, Tagungen und Treffen eine gute führt. Idee! Gerade das ist aber noch ein wun- Die Homepage Wir wollen neben unseren Projekten, der Punkt, denn wir sind schon mit der Unter www.vds-astro-jugend.de haben auch wissenschaftliche Wettbewerbe Organisation des Sommerlagers und der wir bereits Internetseiten eingerichtet, und Forschungsprogramme für Jugend- Betreuung der Homepage ziemlich aus- denen im Moment noch viele Inhalte liche vorstellen. Darum veröffentlichen gelastet. fehlen. Jedes jugendliche VdS Mitglied wir gerne die Ergebnisse und Erfahrun- Darum brauchen wir noch Mitstreiter, kann das aber ändern! gen von ehemaligen Teilnehmern. die solche Projekte mit uns verwirkli- Wir suchen fleißige Schreiberlinge, die Natürlich gibt es die Möglichkeit neue chen wollen. z. B. ihre Tips & Tricks verraten, über ihr Kontakte zu schließen. Dafür gibt es Teleskop oder ihren Feldstecher schrei- unsere Mailinglisten und Foren. Für den Iris Fleischer, Susanne Hoffmann, ben oder Erfahrungsberichte, Bauanlei- Bereich "Wer hilft?" brauchen wir unbe- Oliver Jahreis tungen, Beobachtungsberichte usw. ver- dingt noch erfahrene Mitglieder (dürfen [email protected] fassen. Alles was besonders den Ein- auch älter sein ;-), die sich besonders [email protected] steigern in ein Thema weiterhilft ist gut in einer Thematik auskennen und [email protected] 110 FACHGRUPPE > ASTROLOGIE

Der Weg der Astrologie durch die Institutionen von Edgar Wunder

„Die moderne Astrologie nähert sich sich die Studenten auf ein bestimmtes sächliche Realisierung als durchaus mehr und mehr der Psychologie und Fachgebiet spezialisieren, z.B. astrologi- wahrscheinlich gelten muss. Es würde klopft bereits vernehmlich an die Tore sche Beratungstätigkeit, Astromedizin, sich um den weltweit ersten astrologi- der Universitäten!“. Der zweite Teil die- indische Astrologie, verwandte Probleme schen Studiengang an einer staatlich ses angeblichen Zitats von C. G. Jung der Astronomie und Informatik, sozial- getragenen Universität handeln, wenn kann nach neueren Entwicklungen im wissenschaftliche Methoden oder auch durch private Stiftungsmittel finan- Jahr 2000 nun erstmals mit einer gewis- Wissenschaftsphilosophie. Das letzte ziert. sen Berechtigung vorgebracht werden. Studienjahr ist je nach Spezialisierung Ebenfalls aus Mitteln des „Sophia Trust“ Zwar demonstrieren wissenschaftliche wissenschaftlichen Kontroversen um die wurde Ende 2000 an der Fakultät für Studien immer wieder, dass die Stellung Astrologie, Problemen der astrologi- Sozialwissenschaften der Southhampton der Gestirne zum Zeitpunkt der Geburt schen Geschäftspraxis und Öffentlich- University eine interdisziplinäre Arbeits- eines Menschen für seinen Charakter keitsarbeit, Supervision bei astrologi- gruppe namens „Research Group for the und späteren Lebenswegs gar nicht schen Beratungen u.a. gewidmet, bevor Critical Study of Astrology“ (RGCSA) eta- relevant ist. Trotzdem ist es ernsthaften die Studenten eine Abschlussarbeit zu bliert, die von dem Sozialwissen- Astrologen im Jahr 2000 gelungen, erstellen haben. schaftler Prof. Christopher Bagley gelei- bemerkenswerte politische Erfolge im Wie bei allen neuen Colleges im ameri- tet wird. Mittlerweile werden aus den Ringen um Selbstorganisation und kanischen Bildungssystem ist die Stiftungsmitteln auch Stipendien für Institutionalisierung der Astrologie – Anerkennung der vergebenen akademi- Untersuchungen zur Astrologie im uni- auch im universitären Rahmen – zu schen Titel durch andere Hochschulen versitären Rahmen vergeben, die erzielen. Dieser „Durchbruch“ kommt zunächst (und hier wohl auch längerfri- bereits von drei britischen Studenten für viele sicherlich überraschend. stig) prekär. Es dürfte also schwierig bzw. Promotionsstudenten in Anspruch sein, aufgrund dieses Magisterab- genommen werden. USA schlusses an anderen (gar deutschen) Die zuständige Behörde des Bundes- Universitäten zur Promotion zugelassen Deutschland staates Washington autorisierte das zu werden. Trotzdem ist diese Institu- In Deutschland richten sich nicht minder durch eine private Stiftung getragene tionalisierung zweifelsohne ein beachtli- intensive Bemühungen des gut 900 „Kepler College of Astrological Arts and cher Erfolg für die amerikanischen Mitglieder umfassenden Deutschen Sciences“ die akademischen Titel B.A. Astrologen mit noch gar nicht absehba- Astrologen-Verbands (DAV) weniger auf (Bachelor) und M.A. (Magister) zu ver- ren Folgen. eine universitäre Etablierung der leihen: für die vom College ausschließlich Astrologie, sondern auf eine staatliche angebotenen Studiengänge in „Astrolo- England Anerkennung des Astrologenberufs. Die gical Counseling“ und „Astrological Eine ähnliche Entwicklung ist in Berufsbezeichnung „Astrologe“ solle Studies“, also astrologische Beratungs- Großbritannien zu beobachten. Eine nur noch mit staatlicher Erlaubnis auf bzw. Forschungstätigkeit. Damit ist es anonyme Spenderin stellte dem gut der Basis einer nachgewiesenen erstmals in einem westlichen Land mög- organisierten britischen Astrologen- Qualifikation und Ausbildung geführt lich, einen staatlich anerkannten akade- verband eine Summe von nicht weniger werden dürfen, wobei das Endziel die mischen Titel in der Disziplin „Astro- als einer Million Pfund zur Verfügung, Einrichtung eines Studiengangs „Dip- logie“ durch ein – im Fall des Magister- um mit diesen Mitteln die Schaffung lom-Astrologe“ an einer Fachhochschule studiengangs vierjähriges – Studium zu eines Lehrstuhls für Astrologie an einer darstellt. Hintergrund ist die Tatsache, erwerben und zu führen. englischen Universität zu erreichen, im dass sich derzeit jeder die völlig unge- Am 20. Juli 2000 nahmen die ersten Sinne einer Stiftungsprofessur. Ende schützte Bezeichnung „Astrologe“ frei Studenten, die pro Trimester 3.000 US- 2000 wurden die ersten Erfolge der zulegen kann und folglich unzählige Dollar Studiengebühren zu begleichen Verhandlungen mit verschiedenen Scharlatane und dreiste Geschäfte- haben, ihr Studium auf. Der Lehrkörper (neueren, nicht traditionellen) Universi- macher unter diesem Titel firmieren, des College besteht aus 13 als Astro- täten bekannt: An der Bath Spa Univer- was aus Sicht des Astrologenverbands logen tätigen Akademikern, darunter sity wird ab Herbst 2001 oder Frühjahr einerseits den Ruf der Astrologie schä- drei promovierten Psychologen. 2002 ein neuer Studiengang „Astrolo- digt, andererseits aus der Perspektive Der Studienplan (für das Abschlussziel gie“ eingerichtet werden, der mit dem des Verbraucherschutzes die astrologi- M.A.) sieht für das erste Jahr die akademischen Titel „Master of Arts“ schen Rat suchenden Klienten ständig Beschäftigung mit der Geschichte der (M.A.) abgeschlossen werden soll. Die der Gefahr aussetzt, von verantwor- Astrologie, ihren Erscheinungsformen betreffenden Genehmigungsverfahren tungslosen und unqualifizierten Bera- und Grundannahmen im interkulturellen waren zum Zeitpunkt der Abfassung die- tern übervorteilt und ausgenutzt zu wer- Vergleich vor, für das zweite Jahr das ses Artikels (Januar 2001) noch nicht den. Erlernen verschiedener Techniken der ganz abgeschlossen, aber schon sehr Am 26. Mai 2000 fand im Queens-Hotel Horoskopdeutung. Im dritten Jahr sollen weit fortgeschritten, so dass die tat- Heidelberg ein vom DAV einberufenes FACHGRUPPE > ASTROLOGIE 111

Experten-Hearing zum Thema „Verbrau- Astrologen bereits mit ab. Doch das großer Relevanz sind, Problemdruck cherschutz in der astrologischen Bundeswirtschaftsministerium wurde und insofern Regelungsbedarf besteht. Beratung“ statt. Erfreulicherweise war auf den Vorgang aufmerksam und übte Institutionalisierungen, auch staatlicher- auch ich als Kritiker der Astrologie vom Druck auf den BFB aus, da „Astrologe“ seits, können also auch dann sinnvoll DAV-Vorsitzenden zu dem Hearing ein- kein anerkannter Beruf sei. So wurde sein, wenn wissenschaftliche Validität geladen worden und konnte mich ange- der DAV zum Jahresende 2000 schon nicht gegeben ist. Umgekehrt bedeuten messen in die Diskussion einbringen, wieder aus dem BFB ausgeschlossen. solche Institutionalisierungen nichts für die was für das Selbstbewusstsein des DAV Die weitere Entwicklung bleibt abzuwar- Frage nach wissenschaftlicher Validität. aber auch für die Ernsthaftigkeit des ten, jedenfalls hat der DAV bereits neue Bemühens spricht. Unter unserem wurde Initiativen angekündigt. 3. Als verbreitetes soziales Phänomen betont, dass es der zentrale Sinn der ist Astrologie nicht wegzudiskutieren.. Astrologenausbildung des DAV sein Bewertung Eine nicht unerhebliche gesellschaftli- müsse, den angehenden Astrologen in 1. Zunächst muss festgehalten werden, che Nachfrage nach astrologischen der Intention des Heilpraktikergesetzes dass die mittlerweile zahlreich vorlie- Beratungen ist unzweifelhaft. Es sollte zu vermitteln, was sie nicht dürften und genden empirisch- wissenschaftlichen deshalb – neben Aufklärung zum zwei- wann sie einen Ratsuchenden zu nicht- Studien zur Astrologie klar zeigen, dass felhaften wissenschaftlichen Status der astrologischen Fachexperten schicken die von der Astrologie angenommenen Astrologie - auch darum gehen, wie die müssten. Dies sei um so bedeutsamer, Chancen-Risiko-Relation der Angebote als die Erfahrung zeige, dass es „nichts auf dem astrologischen „Marktplatz“ gibt, wonach ein Astrologe nicht optimiert werden kann. Aus dieser gefragt wird“. Was die ca. 6.000 in Perspektive ist es zu begrüßen, dass Deutschland tätigen Astrologen der Deutsche Astrologen-Verband im Detail anbieten, sei bis hier aus eigener Initiative Über- jetzt empirisch kaum unter- legungen und Anstrengungen sucht und auch der DAV zum Verbraucherschutz unter- habe einen nur unzurei- nimmt und dabei auch das chenden Überblick. Um Urteil von kompetenten hier für mehr Klarheit Kritikern der Astrologie zu sorgen führte der mit einholt. DAV-Vorsitzende Hover im Jahr 2000 – mit 4. Obwohl den im DAV Unterstützung des organisierten Astrologen Verfassers des vorlie- ein ernsthaftes Interesse genden Artikels – eine und Bemühen um Ver- breit angelegte Umfrage- braucherschutzfragen nicht studie unter den 900 abgesprochen werden kann, DAV-Astrologen durch, so ist doch ebenso unzwei- deren Ergebnisse bis jetzt felhaft, dass hier auch Ver- aber noch nicht vorliegen. marktungsinteressen und Mono- In der kontrovers geführten polisierungsversuche mit ihm Spiel Diskussion um Sinn und Möglich- sind. Es ist deshalb ganz klar, dass ein keiten einer staatlichen Anerkennung eventueller Prozess der Institutionali- des Astrologenberufs wurden verschie- sierung des Astrologenberufs unbedingt dene Modelle vorgestellt, die von einer der kritischen Begleitung bedarf und Orientierung an Heilpraktikerschulen Beziehungen zwischen Menschen und dies nicht blind astrologischen oder über die Überführung der DAV-Aus- der Welt der Gestirne so gar nicht bes- anderen Lobbyisten überlassen bleiben bildung in eine Berufsakademie, eine tehen, die grundlegende astrologische darf. staatliche Legitimierung nach dem Hypothese also falsch ist. Daran ändert Modell der Ergotherapeuten zunächst auch die unzweifelhaft zunehmende Insti- 5. Als VdS-Mitglied habe ich in der auf Länderebene bis hin zu einem FH- tutionalisierung der Astrologie nichts, Vergangenheit mehrfach den kritischen Diplomstudiengang Astrologie gingen. auch wenn der universitäre Rahmen ge- Dialog mit verantwortlichen DAV- Ein erster Erfolg gelang dem DAV im sucht wird. Vertretern gesucht und es erscheint in Frühsommer 2000. Der Astrologen- 2. Zu entscheiden, inwiefern astrologi- der Tat sinnvoll, auf solche Weise vor- Verband wurde in den Bundesverband sche Vorstellungen wissenschaftlich sichtig Einfluss zu nehmen, kritische freier Berufe (BFB) aufgenommen, der haltbar sind oder nicht, fällt nicht in Bedenken vorzubringen oder auch nicht weniger als 700.000 Freiberufler den Zuständigkeitsbereich des Staates. gemeinsame empirische Untersuch- als Einzelmitglieder repräsentiert. Im Weder kann noch sollte der Staat hier ungen zum Astrologieglauben durchzu- Jahrbuch 2000/2001 des BFB war der Urteile fällen, noch kann oder sollte er führen, um noch offene Fragen zu DAV schon als neue Mitgliedsorganisa- sich darauf beschränken, nur wissen- klären. Dies ist letztlich zielführender tion angeführt, auf der BFB-Jahresmit- schaftlich valide Angebote institutionell als der Astrologie mit Polemik und gliederversammlung 2000 stimmten die zu regeln, wenn sie gesellschaftlich von Zynismus zu begegnen. 112 VDS-STERNWARTE

Neue Technik an der Volkssternwarte Kirchheim – eine Sternwarte in ständiger Entwicklung von Bernd Mathis, Tobias Pfaff und Jürgen Schulz

Kaum ein Amateurastronom kommt 4 x 6 Bogenminu- heute noch am Einsatz von Elektronik ten. Dies veranlas- und Computertechnik vorbei. Sei es ste uns dazu, ein- auch nur eine elektronisch gesteuerte mal ein Beobacht- Nachführung des Teleskops oder ein ungsprogramm aus- Computerprogramm als Aufsuchhilfe der zuarbeiten, in dem astronomischen Objekte. Auch an der wir eine Serie von Volkssternwarte Kirchheim hat Mikro- CCD-Bildern von Pla- elektronik vor einigen Jahren mit der netarischen Nebeln ersten Mikroprozessor gesteuerten mittlerer Größe Nachführung Einzug gehalten. Heute erstellen wollen. arbeiten an unseren beiden großen Mittlere Größe heißt Montierungen nagelneue FS2-Steuer- für uns Planetari- ungen, welche durch einen PC mit sche Nebel von 4 Guide 7-Software ergänzt werden. Kaum bis 30 Bogensekun- ein Vereinsmitglied mag sich noch an den Ausdehnung. Abb. 1: die Objektsuche mit Sternkarte und Bei der Zusammen- Zeiss Refraktor AS 200/3000mm mit Adapter und Camcorder dem Einstellen nach Stunden- und stellung der Objekt- Grad-Skala erinnern. Mit dieser sehr liste für dieses präzise arbeitenden Kombination ist es Programm stellte sich für uns das damit ein neues Problem: Wie sollte nun möglich, in sehr kurzer Zeit auch Problem, dass in keinem der uns man eine genaue Scharfeinstellung optisch sehr schwache Objekte aufzusu- bekannten Astronomieprogramme eine erreichen, wenn der Monitor eine Etage chen. Auflistung nach Größe und Helligkeit tiefer steht? Außerdem wäre zur korrek- Im Sommer 2000 konnte unser Vereins- der Objekte möglich ist. Und da waren ten Bildfeldeinstellung eine Kontroll- equipment um eine CCD-Kamera erwei- sie wieder, die schon eingestaubten möglichkeit direkt am Teleskop von tert werden. Es handelt sich dabei um Sternenkataloge. Aus ihnen konnten wir Vorteil. Hier bedienen wir uns eines ein- eine Alpha-Maxi der Firma OES mit dann eine Liste der für uns in Frage fachen Tricks: Zwischen CCD-Computer einem KAF-400-e-Chip, also eine kommenden Objekte erstellen. Parallel und Monitor wird ein „PC-zu-TV- Kamera mit besserer Blauempfind- dazu richteten sich die Vereinsmit- Adapter“ geschaltet. Dieser liefert über lichkeit, was besonders bei Galaxien glieder der Sternwarte Kirchheim einen ein einfaches Koaxialkabel ein von Vorteil ist. Mit dieser Kamera errei- Computerraum ein, von welchem Videosignal in die Kuppel, wo dann ein chen wir an unserem großen Newton- sowohl die CCD-Kamera als auch das kleiner S/W-Monitor ein durchaus aus- teleskop 500/2500mm ein Bildfeld von Teleskop zu steuern sind. Dies hat für reichendes Kontrollbild liefert. uns mehrere Vor- Dasselbe Koaxialkabel, ursprünglich für teile: Zum einen ein 10 Mbit-Netzwerk vorgesehen, kann stören wir nicht uns auch ein Videosignal in unseren durch unnötige Vortragsraum liefern. Eine erste sehr Wärme das Seeing erfolgreiche Nutzung dieser Möglichkeit in der Kuppel, die war die Mondfinsternis am 9. Januar oft langwierigen 2001. Mit einer Sony-Videokamera Aufnahmeserien haben wir die gesamte Finsternis auf können in einem Band aufzeichnen und gleichzeitig einer geheizten Raum größeren Besucherschar auf unserem überwacht werden, 85 cm-Fernseher im Vortragsraum nebst und auch unsere fachlicher Erklärung und heißem Tee Rechner danken es darbieten können. uns mit zuverlässi- Weiterhin brachte die Vernetzung der gerem Arbeiten, da PCs an der Sternwarte Kirchheim einige sie nicht mehr in große Vorteile bei der Verarbeitung der der Kälte stehen anfallenden Datenmengen. So ist es Abb. 2: müssen. auch unseren Gästen möglich über das Sonne im Hα-Licht, Sony TRV110 E Camcorder Allerdings entstand Netzwerk auf den Sternwarten-Internet- VDS-STERNWARTE 113

zugang zu zugreifen. Das verkürzt schon lungen auf CD oder im Internet als kann dann in Originalqualität wieder mal eine verregnete Nacht, und aktuelle Homepage. Ist doch mal ein gutes auf Band gespeichert oder als kompri- Wettersatellitenbilder aus dem Internet „Hardware“-Bild gewünscht, ist dies mit mierte Videodatei ins Internet gestellt sind eine gute Quelle, um seine Beob- einem HP Deskjet 970 Cxi für rund werden. achtungsnacht zu planen. 3,- DM Materialpreis in A4 zu haben. All unsere Bemühungen gehen also Ein weiteres aktuelles Projekt an unse- Einige Mitglieder unseres Vereins versu- dahin, die erreichten Ergebnisse mög- rer Sternwarte ist es, endlich der seit chen Erfahrungen und gute Ergebnisse lichst auch Besuchergruppen zugänglich Jahren nur als „Gegengewicht“ fungie- mit der Video-Astronomie zu sammeln. zu machen. Denn bei uns soll der Name renden aplanatische Kühn-Slevogt- Dafür steht neben dem erwähnte Sony- auch Programm sein: „Volkssternwarte Kamera 300/450/900mm wieder Leben CCD-DV-Camcorder auch eine kleine Kirchheim e.V.“. Einige unserer Ergeb- einzuhauchen. Bisher scheiterte dieses S/W-Webcam zur Verfügung. Während nisse kann man auch im Internet unter Vorhaben an den recht teuren und die Webcam mit ihrer 1,25 Zoll- der Adresse: http:/ / sternwarte-kirch- unpraktischen Fotoplatten. Vor allem Anschlusshülse ohne eigenes Objektiv heim.coolstar.de begutachten. deren Verfügbarkeit meist nur in direkt im Primärfokus arbeitet, musste schwarz-weiß und die gegenüber Film für den Camcorder ein spezieller teurere Entwicklung ließ uns dieses Adapter gebaut werden. Da ein Cam- Vorhaben auf die lange Bank schieben. corder mit fest eingebautem Objektiv Viel preisgünstiger ist die Verwendung nur durch ein Oku- von Mittelformat-Farbnegativfilm. Beim lar scharfe Bilder Fotoversand konnten wir eine Film- „sehen“ kann, mus- kassette für eine „Kiev“-Kamera erwer- ste unser Adapter ben. Diese ermöglicht ein Bildfeld von das Okular und das 5,5 x 5,5 cm auf dem Film auszuleuch- Aufnahmegerät zu ten. Vor allem das große Bildfeld von einer Einheit kom- 3,3 x 3,5 Grad und das große Öffnungs- binieren, welche verhältnis von 1:3 machte uns auf die dann mit einem 2- ersten Ergebnisse neugierig. Und wir Zoll-Anschluß am wurden nicht enttäuscht. Eine komplett Teleskop geklemmt ins Bild passende Andromedagalaxie wird. Diese Vor- mit einer enormen Detailfülle war unser gehensweise ist erstes Bild. Allerdings tat sich auf den aber nur bei größe- ersten Aufnahmen ein weiteres Problem ren, stabilen Teles- auf: Partielle Unschärfe. Das Problem kopen zu empfehlen, war schnell gefunden: Das Papier, das denn das Gewicht vorher auf der Rolle außen war, wirft des Camcorders Wellen zwischen der Andruckplatte und macht sich an der dem Film. Diesem Problem versuchen Anschlussklemmung wir im Moment mit vor dem Film ange- des Teleskops mit brachten Spezialglasscheiben zu begeg- einer beachtlichen nen. Hebelwirkung be- Abb. 3: Das Entwickeln des Negativfilms ist ja merkbar. Besonders Erstes Foto mit der aplanatischen Kühn-Slevogt-Kamera bekanntermaßen recht preiswert zu lohnende Objekte 300/450/900mm, auf 6 x 6 cm Planfilm bekommen. Ein Positivabzug dagegen für die Video-Astro- gestaltet sich schwieriger und teurer. nomie sind für uns Kaum ein Fotograf kann 6 x 6 Fotos ent- die Planeten Jupiter und Saturn, und wickeln. Da wir für unsere Astrofotos natürlich die Sonne. gerne eine Handbelichtung wegen der Für die Sonnenbeobachtung können schwierigen Verhältnisse beim Himmels- alle VdS-Mitglieder einen H-Alpha-Filter hintergrund hätten, kostet ein Abzug mit 0,5 Angström Halbwertsbreite nut- zwischen 15,- und 30,- DM. Da waren zen, das von der Fachgruppe Sonne zur wir uns schnell über die nächste Verfügung gestellt wurde. Zur Auf- Anschaffung einig. Einen Scanner mit zeichnung der Sonnenaktivität erstellen Durchlichteinheit mit mindestens 6 x 6 wir Zeitraffervideos von Randpro- cm. Damit ist dann eine sehr individuel- tuberanzen, um die oft recht langsamen le Bearbeitung möglich. Und bei 6 x 6 Veränderungen sichtbar zu machen. Um cm Negativgröße reichen auch 1.200 dpi die Filme in die entsprechende Länge zu beim Scannen für sehr scharfe detailrei- bringen, Titel und Übergangseffekte ein- che Bilder. Die hauptsächliche Verwen- fügen und schlechte Bilder herauszu- dung der Bilder erfolgt heute meist als schneiden, nutzen wir die Möglichkeit Abb. 4: PC-Bilddatei, sei es nun zum direkten des qualitativ sehr hochwertigen DV- M97, Eulennebel, 3 x 5 Minuten mit Betrachten am PC, Anlegen von Samm- Schnittes am PC. Das fertige Produkt CCD-Kamera 114 FACHGRUPPE > GESCHICHTE

Das Lowell – Observatorium in Flagstaff von Hans-Dieter Gera

1894 gründete der reiche Bostoner war sichtbar. Seeing 5: Das Teleskop Mexiko schien sich anzubieten, weil es Geschäftsmann Percival Lowell in Flag- war sichtbar. Seeing 1: Das Teleskop nicht allzu weit von Arizona entfernt war staff im Norden Arizonas eine Stern- war nicht sichtbar, nur fühlbar.“ Der und neben passablen Wetterbeding- warte. Die Ära des Wilden Westens schneereiche Winter 1894/95 mag letzt- ungen auch die nötige Infrastruktur bot. neigte sich dem Ende zu, während die lich den entscheidenden Ausschlag für Der weitere Verlauf war nun recht chao- Pionierzeit der großen Sternwarten in Lowell`s Entscheidung, die Sternwarte tisch: Im Juli 1896 war das neue Nordamerika begann. Arizona war zu schließen, gegeben haben. Er wies Teleskop fertig und wurde nach Flag- damals noch kein Staat der USA, und Douglass an, das entliehene Instrumen- staff gebracht, zu einer Zeit, wo Flagstaff, kurz vorher aus einem tarium zurückzugeben und die Gebäude Douglass noch nach einem geeigneten Holzfällercamp entstanden, hatte gera- abzureißen. Douglass riet Lowell je- Ort suchte. Bis dahin musste der große de einige hundert Einwohner. doch, zumindest den Kuppelbau ste- Refraktor noch in der Kuppel der alten Lowell, 1855 geboren, war besonders an der Erforschung des Mars interes- siert. Und er meinte, dass für dessen intensive Erforschung ein eigenes Observatorium vonnöten wäre. Da Lowell aufgrund reichlichst vorhandener Geldmittel nicht auf Sponsoren ange- wiesen war, konnte er sein Vorhaben problemlos in die Tat umsetzen. Sein Mitarbeiter Andrew Douglass war aufge- rufen, einen geeigneten Platz für die geplante Sternwarte zu finden. Dieser entschied sich 1894 für einen malerisch gelegenen, bewaldeten Berghang bei Flagstaff in Nordarizona auf 2.300 m Höhe. Die ersten Instrumente für die Sternwarte hatte sich Lowell ausgelie- hen. Ein Refraktor von 18" (ca. 46 cm) Öffnung kam aus Pittsburgh, während ein kleinerer Refraktor mit 12" (ca. 31 Abb. 1: cm) vom Harvard College Observa- Die Kuppel des 24"-Clark-Refraktors im März 2000 torium beigesteuert wurde. An dieser Sternwarte wirkte auch der bekannte Astronom William Henry Pickering (1858 – 1938), der Lowell neben Douglass henzulassen, damit Flagstaffs Wahrzei- Refraktoren untergebracht werden. Die maßgeblich beim Aufbau seiner Stern- chen erhalten bliebe und die Bevöl- Zeit drängte – denn spätestens zur warte behilflich war. kerung hoffen durfte, das Observato- nächsten Marsopposition im Dezember Schon bald wurde die Sternwarte das rium würde eines Tages nach Flagstaff 1896 sollte das neue Fernrohr einsatz- Wahrzeichen der jungen Stadt Flagstaff. zurückkehren. Lowell willigte ein, und bereit sein. Douglass hatte seine liebe Das Institut war der Öffentlichkeit jeder- im April 1895 erinnerte nur noch die Last mit dem Finden des neuen zeit zugänglich, weil es auch Lowells Kuppel an die kurze Zeit der Sternwarte. Standorts, und Godfrey Sykes musste Ansinnen war, allen Menschen Einblicke Gleichzeitig trat Lowell mit dem schnellstmöglich einen geeignete, trans- in die astronomische Forschung zu Instrumentenmacher Alvan Clark in portable Kuppel für den neuen Refrak- gewähren. Kontakt und gab ihm den Auftrag, für tor bauen. So kam letztlich die Form Die erste Zeit des Observatoriums war die zur damaligen Zeit ungeheuer hohe zustande, die an einen umgedrehten jedoch nicht so, wie es Lowell sich vor- Summe von 20.000 $ einen Refraktor Eimer erinnert und auch heute noch die gestellt hatte: Der größte Feind astro- von 24“ (ca. 61 cm) Öffnung zu bauen, Kuppel des Clark-Refraktors charakteri- nomischer Beobachtungen, nämlich das der im Juni 1896 ausgeliefert werden siert (Abb. 1). Wetter, ließ kaum brauchbare Beobacht- sollte. Denn Lowell war nicht gewillt, Douglass entschied sich im November ungen zu. So kreierte Stanley Sykes, der seine Sternwartenpläne nach der an- 1896 schließlich für Tacubaya als neuen gemeinsam mit seinem Bruder Godfrey fänglichen Enttäuschung aufzugeben. Standort für die Sternwarte. Dieser viele Jahre am Lowell-Observatorium So wurde Douglass erneut auf die Reise Vorort von Mexiko-City hatte immerhin arbeitete, eine spezielle Flagstaff- geschickt mit dem Ziel, einen geeigne- eine Bahnstation, womit der Transport Seeing-Skala: „Seeing 10: Der Mond ten Ort für das neue Fernrohr zu finden. des Teleskops und der Kuppelteile mög- FACHGRUPPE > GESCHICHTE 115

Leiter des Observa- Blinkkomparator. Lowell untersuchte toriums, einen Astro- seine Fotos noch mühevoll mit einer graphen, der sich Lupe. allerdings aufgrund Im Januar 1929, der fotografische seines kleinen Ge- Refraktor war gerade neu im Einsatz, sichtsfeldes für die wurde Clyde William Tombaugh (1906- Suche nach dem 1997), der 23-jährige Farmersohn aus hypothetischen Pla- Illinois, als Assistent am Observatorium neten als ungeeig- eingestellt, wo er bald mit der Arbeit am net erwies, weshalb fotografischen Refraktor und der Lowell`s Suche nach Auswertung am Blinkkomparator be- dem Planeten erfolg- gann. Ein Jahr später, am 18. Februar los blieb. Als Lowell 1930, fand Tombaugh auf drei Fotos, die im November 1916 er in der zweiten Januarhälfte aufge- im Alter von nur 61 nommen hatte, nahe dem Stern Delta Jahren unerwartet Geminorum ein Objekt 15. Größe, das an einem Herzin- sich geringfügig weiterbewegt hatte. farkt starb, war es Lowell`s Vermächtnis war erfüllt worden. das schwere Erbe Slipher gab die Entdeckung des neun- der Mitarbeiter, das ten Planeten offiziell am 13. März 1930, Vermächtnis des Lowell`s 75. Geburtstag, bekannt. Der Gründers der Stern- neue Planet wurde Pluto genannt, und warte zu erfüllen. die Anfangsbuchstaben des Namens bil- So ordnete Lowells den die Initialen von Percival Lowell`s Nachfolger als Leiter Namen. Die Buchstaben P und L sind, der Sternwarte, Vesto ineinander verschlungen, auch das Melvin Slipher Symbol für den Planeten – eine ver- (1875-1969) 1927 diente Würdigung für den Mann, dessen den Bau eines foto- Lebensaufgabe die Suche nach dem grafischen Refrak- Planeten war. Abb. 2: tors mit 13“ (ca. 33 Später stellte sich heraus, dass der In der Kuppel des Clark-Refraktors unter studentischer cm) Öffnung an, der Planet bereits vor seiner Entdeckung Führung ... ein recht großes mehrfach fotografiert worden war, was Gesichtsfeld von natürlich bei der Bestimmung der lich wurde. So wurden der Refraktor 164 Quadratgrad besaß. Eine weitere Bahnelemente half. So wurde dann und die Kuppel eilends demontiert und Erleichterung bei der Suche war ein von auch ein weiterer Grund für das nach Tacubaya gebracht, wo einheimi- der Firma Carl Zeiss entwickeltes Gerät Scheitern der Suche in früheren Jahren sche Zimmerleute indes den unteren zur Identifizierung eines bewegten klar: Der Planet stand damals in respek- Teil des Schutzbaus für den Clark- Objekts auf Himmelsaufnahmen, der tabler Südbreite, also in einem Bereich Refraktor zusammenbauten. Um die Arbeitsmoral war es offenbar nicht besonders gut bestellt, denn das Fernrohr war erst Ende Dezember ein- satzbereit, als die beste Beobacht- ungszeit für den Mars bereits vorbei war. Richtig glücklich wurde Lowell auch in Mexiko nicht, weil die Stabilität des Schutzbaus zu wünschen übrig ließ. So entschied sich Lowell im Frühjahr 1897, mit der Sternwarte nach Flagstaff zurückzukehren. Der Stress durch die ständigen Ortswechsel seiner Stern- warte setzte Lowell gesundheitlich arg zu – eine Nervenkrankheit zwang ihn zu einer vierjährigen Pause. Erst 1901 konnte er sich wieder seiner Sternwarte widmen, wo er sich ein weiteres großes Ziel setzte: Das Auffinden des PLANETEN X, des Transneptuns. Zu die- sem Zweck entwickelte Lowell`s Abb. 3: Mitarbeiter Carl Lampland, später auch Die historische Rotunda (rechts) und das Slipher-Haus. 116 FACHGRUPPE > DARK SKY

unterhalb der Ekliptik, der nicht in wissenschaftliches Institut, das seine dig werden lassen. Und natürlich fehlt Betracht gezogen wurde. Pluto wurde Hauptaufgabe in der astronomischen auch ein Besucherzentrum mit einem auch auf einem Foto aus dem Jahre Volksbildung sieht – wie es auch gut sortierten Souvenirshop nicht. 1915, das Lowell selbst aufgenommen Percival Lowell im Sinn hatte. Die Obwohl das Observatorium den Erfor- hatte, gefunden – Ironie des Schicksals. Sternwarte ist der Öffentlichkeit jeder- dernissen der Zeit entsprechend ständig Die Suche nach Pluto brachte auch zeit zugänglich. Der Clark-Refraktor modernisiert wurde, war man bestrebt, interessante Nebenergebnisse: So hatte (Abb. 2) wird an jedem klaren Abend für möglichst viel vom ursprünglichen Tombaugh Fotos untersucht, die ca. 90 allgemeine Beobachtungen genutzt. Charakter der Sternwarte zu bewahren. Mio. Sterne enthielten. Dort fanden sich Darüber hinaus werden Kurse angebo- Zum Abschluss noch einige wenige 4.000 Planetoidenspuren (40 % davon ten, die angehenden Amateurastro- Zahlen zu einem der größten Refrak- neu), 1807 veränderliche Sterne und nomen den Umgang mit Fernrohren toren der Erde: Das Objektiv (ein nor- 29.548 Galaxien. sowie die Astrofotografie näherbringen. maler zweilinsiger Fraunhofer-Achromat) Ein Kugelhaufen und 6 offene Haufen Oft sind Schulklassen zu Gast in der wiegt 68 kg, das Gesamtgewicht inklu- wurden neu entdeckt. Am 20. Februar Sternwarte. Der fotografische Refraktor, sive Montierung beträgt 13.000 kg. Das 1930 wurde Pluto erstmals visuell am mit dem Tombaugh Pluto entdeckte, Objektiv hat eine Brennweite von 977 Clark-Refraktor beobachtet. Vielfach befindet sich etwas abseits des cm (1:16). Die höchste Vergrößerung, wurde fälschlicherweise verbreitet, der Sternwartengeländes und bleibt den die jedoch selten genutzt wird, ist Planet sei an diesem Teleskop auch ent- Besuchern daher für gewöhnlich verbor- 4.000x, üblicherweise sehen Besucher deckt worden. gen. die Himmelsobjekte mit 400x oder 500x. Von 1961-1969 wurde der Refraktor zur In der historischen Rotunda (Abb. 3), Kartografie des Mondes benutzt, wobei die ein kleines Museum darstellt, kön- Literaturhinweise einige der gewonnenen Karten bei den nen neben vielen anderen Exponaten [1] Schindler, K. S.: 100 Years Of Good Seeing. Apollo-Missionen Verwendung fanden. alte Marszeichnungen und Schriften Lowell-Observatorium, Flagstaff 1998 Im Jahre 1966 wurde das Observatorium Lowell`s sowie der Blinkkomparator, mit [2] Ley, W.: Die Himmelskunde, Econ-Verlag, Wien offiziell ein eingetragenes historisches dessen Hilfe Tombaugh Pluto entdeckte, 1963 Wahrzeichen der USA. besichtigt werden. Zudem gibt es [3] Keller, H.-U., Das Himmelsjahr 1999. Kosmos- Heute ist das Lowell-Observatorium ein Vorträge, welche die Geschichte leben- Verlag, Stuttgart 1998

Wie lange sehen wir noch Sterne? Neues aus der Fachgruppe „Dark Sky“ von Andreas Hänel

Das Problem der Lichtverschmutzung ist bis 2025 zeigt einen 40fachen Zuwachs anstrahlen zu müssen. Siedlungsflächen jedem Sternfreund ein Dorn im Auge. der Helligkeit gegenüber 1971. dehnen sich immer weiter aus, selbst Selten setzt er sich dagegen zur Wehr, Inzwischen hat er seine Untersuchungen die kleinste Nebenstraße im Außen- meist resigniert er und versucht, sich für auf andere europäische Länder ausge- bereich der Städte muss ausgeleuchtet seine Beobachtungen in dunklere dehnt. Natürlich ist auch Deutschland werden, oft mit dem Argument einer Gegenden zurückzuziehen. Doch wo stark aufgehellt, nur in Mecklenburg- vermeintlichen Sicherheit. Dabei sind und wie lange gibt es sie noch? Vorpommern findet man noch einige die Stadtväter bemüht, Leuchten einzu- Der italienische Astronom Dr. Pier- dunklere Gegenden. Diese Karte stellt setzen, die möglichst hoch sind und antonio Cinzano hat das Ausmaß der die Himmelshelligkeit nur in den Jahren breit gefächert leuchten, dann müssen Lichtverschmutzung untersucht. Aus 1996 und 1997 dar, eine zeitliche weniger Leuchten aufgebaut werden, Satellitenaufnahmen der nächtlich be- Entwicklung ist noch nicht untersucht was die Installationskosten senkt. Den leuchteten Erde konnte er unter der worden. (Die Bilder sind auf den Sternfreund blenden solche Leuchten modellhaften Annahmen der Streuung Internetseiten Cinzanos: http://debora. allerdings selbst über weite Distanzen des Lichtes in der Erdatmosphäre ablei- pd.astro.it/cinzano/defaulten.html zu und Cinzano hat nachgewiesen, dass ten, wie stark der Himmelshintergrund finden.) selbst Leuchten, die bis zu 10 Grad durch künstliche Lichtquellen aufgehellt Doch die Tendenz ist klar: Immer mehr unter der Horizontalen abgeschirmt wird. Solche Karten der Himmelshinter- der sogenannten Skybeamer werden sind, so stark zur Seite strahlen, dass grundhelligkeit hat er ursprünglich für aufgebaut, verstärkt werden wieder sie erheblich zu den Lichtglocken über Italien erstellt und auch die zeitliche Gebäude angestrahlt, häufig sind dabei den Städten und damit zur Aufhellung Entwicklung berücksichtigt. Das Ergeb- die Strahler miserabel ausgerichtet und des Himmels beitragen. Im Rahmen der nis ist deprimierend: Die Helligkeit des strahlen einen großen Prozentsatz des Freigabe des Strommarktes sind die Himmelshintergrundes in Italien nimmt Lichtes an den Himmel. Selbst kleinste Stromkosten für Großabnehmer, wie es jährlich um 6-10% zu, eine Extrapolation Orte glauben inzwischen, ihre Kirche auch die Gemeinden sind, erheblich FACHGRUPPE > DARK SKY 117

zurückgegangen (typische Werte liegen Die Fachgruppe Dark Sky bei 30%), doch statt diese Kosten ein- in eigener Sache zusparen, werden sie oft für zusätzliche Die vorangehenden Ausführungen zei- Beleuchtung ausgegeben. Zudem glaubt gen, wie wichtig ein Vorgehen gegen die jeder Hausbesitzer inzwischen, seinen Lichtverschmutzung ist. Winfried Kräling Garten bis in den letzten Winkel aus- hat durch seine unermüdliche Arbeit die leuchten zu müssen, wobei meist billi- Fachgruppe Dark Sky aufgebaut, muss ge, oft nicht abgeschirmte Lampen aus sich jetzt aber aus verschiedenen dem Baumarkt eingesetzt werden. Öko- Gründen zurückziehen. Er bat mich, die logische Argumente spielen inzwischen Leitung der Fachgruppe zu übernehmen. nur noch eine untergeordnete Rolle: Die Mein Ziel wird es sein, vor allem den Störung der nachtaktiven Tierwelt bis Informationsaustausch über erfolgrei- hin zur Bedrohung vieler Tierarten, oder che, aber auch weniger erfolgreiche die weitere Zunahme der CO2-Emission, Erfahrungen zu fördern. Der Zeit ent- obwohl das Gegenteil das erklärte Ziel sprechend soll dies vor allem per Email der Bundesregierung ist. Daran mag der und -– sofern es für weitere Kreise inter- Sternfreund erkennen, dass sein lokales essant ist – über die Internetseite Problem durchaus global von Bedeu- www.lichtverschmutzung.de geschehen. tung ist, auch wenn die neuen Strahler Wie bisher möchte ich aber auch wei- an der Kirche nur einige 100 Watt terhin die internationalen Kontakte pfle- haben, aber: Kleinvieh macht auch Mist! gen. Dies ist wichtig, da gerade europäi- sche Verordnungen für die Straßen- Kämpfen wir wie Don Quijote beleuchtung in Bearbeitung sind, und gegen Windmühlenflügel? Gruppen in Spanien, Italien, Frankreich, Anzeige 1/3 Seite Doch vielleicht gewinnt die Lichtver- Großbritannien, der Schweiz und ande- schmutzung einmal die Bedeutung, die ren europäischen Ländern sich inzwi- hoch wir heute der Luftverschmutzung, der schen mit dem Problem der Lichtver- Bodenbelastung, der Verschmutzung schmutzung beschäftigen müssen. Intercon Spacetec der Gewässer beimessen. Mitglieder der Fachgruppe DARK SKY Daher sollten wir uns durchaus zu Wort werden sich im Rahmen des ITV am 25. FILM melden und darauf hinweisen, Mai wieder in Stumpertenrod am • dass bei der neuen Straßenbeleuch- Vogelsberg treffen. tung möglichst gut abgeschirmte Für weitere Informationen und Kontakte Leuchten eingesetzt werden, stehe ich gerne bereit, vorzugsweise • dass dabei vor allem Natriumdampf- per Email: [email protected] lampen installiert werden, • dass die Beleuchtungsstärke nicht übermäßig groß ist, • dass die Scheinwerfer zur Anstrahl- ung eines Gebäudes sehr exakt aus- gerichtet werden und nicht an den Himmel strahlen, • dass nicht einzelne Werbetreibende (Diskotheken, Tankstellen, Firmen...) übermäßig viel Lichtwerbung (auf Kosten anderer oder als negatives Vorbild) einsetzen, • dass der Nachbar (oder gar wir sel- ber) im Garten oder am Haus eine abgeschirmte Leuchte mit Beweg- ungsmelder zur Beleuchtung einsetzt.

Wer mit offenen Augen nachts nicht nur in die Sterne schaut, wird auch sehen, wie häufig schlechte Beleuchtung einge- setzt wird. Denn der wichtigster Grund- satz der Beleuchtungstechnik heißt: Eine Beleuchtung ist gut, wenn das zu beleuchtende Objekt angestrahlt wird, die Lichtquelle jedoch möglichst nicht zu sehen ist! 118 SERVICE

Sie mit dieser Rubrik anregen, ihre eige- Herbst/Winterausgabe 2001 werden M wie Messier nen Objektbeschreibungen einzurei- sein: M 74 in den Fischen, M 15 im von Torsten Güths chen! Die Messierobjekte sind für ein Pegasus, M 1 in Stier, M 78 im Orion. solches Vorhaben ideal, da sie keine Für die Frühlings/Sommerausgabe 2002 Traumsternwarte besitzen müssen, um plane ich: M 51 in den Jagdhunden, M 5 – Teil 4 – sie zu beschreiben. In der vorliegenden in Schlange (Kopf), M 16 in Schlange vierten Folge unserer „M”-Serie sind (Schwanz), M 17 in Schütze. Der Astronom Charles Messier stellte in Berichte von Günter Igel, Gerhard Bitte schicken Sie Ihre Beobachtungs- den Jahren 1730 bis 1817 den ersten Scheerle und Dirk Panzcyk enthalten, eindrücke zu diesen Objekten direkt an Katalog von nicht stellar erscheinenden denen ich für Ihre Beiträge meinen herz- den Verfasser dieser Rubrik, Stichwort Himmelsobjekten zusammen. Dieses lichen Dank ausspreche! Damit keine „Messierobjekte”! Einsendeschluß ist wohl bekannteste Werk umfaßt 110 falschen Vorstellungen einer Lobby auf- der 15.9.2001. Vergessen Sie bitte nicht, Objekte, die teilweise schon mit dem tauchen, möchte ich darauf hinweisen, die Beobachtungsumstände anzugeben: bloßen Auge erkennbar sind. Mit einem daß ich Berichte von allen Einsendern, zumindest die Grenzgröße mit bloßem guten Fernglas werden bereits schon die bei mir rechtzeitig eingingen, Auge, die Öffnung Ihrer benutzten die Hälfte sichtbar. Somit eignen sie berücksichtigt habe! Instrumente und die eingesetzten sich besonders für Astronomieein- Anmerken möchte ich, dass Größen- Vergrößerungen. Eine Dateiform (Word steiger. Die hartgesottenen Deep Sky- und Helligkeitsangaben die subjektiven ‘97 oder älter, *.txt, *.wpd) wäre gut. Beobachter unter uns können mit ihren Beobachtungseindrücke sind. Sie sind Adresse: Torsten Güths, Wettertalstraße „Lichteimern” eine enorme Fülle von abhängig vom Beobachter, Wetter, 5, D-61231 Bad Nauheim, torsten- Details in einigen dieser Objekte ausfin- Lichtverschmutzung und Instrument. [email protected] (maximal 200 KB dig machen! Im VdS-Journal wollen wir Die nächsten vier Messierobjekte für die Dateigröße).

M 3, NGC 5272, Jagdhunde

Objekttyp: Kugelsternhaufen Entfernung: 27.000 Lichtjahre Reale Ausdehnung: 130 Lichtjahre Anzahl Sterne: 45.000 (gezählt, 500.000 vermutet) Hellste Sterne: 12,7 mag Scheinbare Helligkeit:5,9 mag Winkelausdehnung: 16' Koordinaten: R.A. 13h 42m Dekl. +28° 23'

Historisches: Messier hat diesen Kugelsternhaufen 1764 entdeckt. Er gehört neben M 13 (Herkules) und M 5 (Schlange) zu den hellsten Exemplaren dieser Objekt- klasse am nördlichen Sternenhimmel.

Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße mind. 6 mag) Auge: Als kleines Sternchen sollte er bereits dem bloßem Auge unter sehr dunklem Abb. 1: Himmel erscheinen. Trotz diesigem Himmels gelang Bernd Flach-Wilken am 30.4.1998 diese M 3- Aufnahme durch seinen 400-mm-Hypergraphen f8/3200 mm. 3 x 600 Sekunden Fernglas 8 x 56: Integrationszeit mit einer APOGEE-AM13-CCD-Kamera waren genug, um dieses M 3 ist als deutlicher Nebelflecken er- Ergebnis zu erhalten. Die Bildverarbeitung fand in MIRA und Paint-Shop-Pro statt. kennbar (Gerhard Scheerle). 9 cm Öffnung: Granulation erkennen. Bei 104x bestes Fernglas 16 x 70: Lohnenswert im 90-mm-Maksutov (ETX). Bild. Der Rand wirkt etwas griesig, der Hiermit erscheint M 3 als deutlich sicht- Bei 31x erscheint er als heller, leicht dif- Kern scheint zwei oder drei unter- barer kleiner Nebel, dessen Ränder fus auslaufender Nebel. Erst bei 74x schiedliche Regionen zu haben. Bei diffus auslaufen (Günter Igel). mag man vielleicht eine Andeutung von 132x meine ich, tatsächlich etwas SERVICE 119

Granulation zu erkennen, das Bild ist Ab 148x kommt sehr gut ein „Raum- Zentrum hin konzentriert stehen. Ein aber etwas dunkel (Günter Igel). effekt” zur Geltung. Das schönste Bild grandioser Anblick! (Gerhard Scheerle) erhielt ich bei 258x. Man meint, daß M 11 cm Öffnung: 3 Spiralarme hat, d. h. der Halo geht Fotografie: Eine 6 mag helle und 6' große runde, spiralig um den Kern herum. Auch inner- Für die sinnvolle Fotografie von M 3 zum Zentrum hin konzentrierte diffuse halb des Kerns sind hellere und dunkle- sollte man Brennweiten ab 1.000 mm Fläche, die auffällig körnig erscheint re Stellen zu erkennen. Bei 326x sieht einsetzen. Es zeigt sich dann das für und etwa 10 Sterne erahnen läßt man, dass innerhalb des Kerns nochmals Kugelhaufen typische Gewimmel von (Gerhard Scheerle). eine Konzentration zur Mitte hin erfolgt Sternen. Doch auch ab 300 mm (Günter Igel). Brennweite sehen wir die ersten 23 cm Öffnung: Strukturen. Eine kürzer belichtete Sehr schön im 9-Zöller-Maksutov. 40 cm Öffnung: Aufnahme löst das Zentrum auf, voll Bereits bei 78x ist der Rand recht gut Man erkennt auf einer hellen, diffusen, ausbelichtete Aufnahmen geben die aufgelöst, selbst der Kern wirkt granu- 9 Bogenminuten messenden Fläche Randpartien eindrucksvoll wieder. liert. Schon bei 124x viele Einzelsterne. etwa 150 Sterne ab 11,8 mag, die zum M 57, NGC 6720, Leier

Objekttyp: Planetarischer ringförmiger Nebel Nebel 8,2 ter Größe zu Entfernung: 1.400 Lichtjahre sehen. Seine Größe Reale Ausdehnung: 0,5 Lichtjahre schätze ich auf 60“ Scheinbare Helligkeit: 8,8 mag x 50“. Im Ring sind Winkelausdehnung: 70“ erste Strukturen Koordinaten: R.A. 18h 53m wahrnehmbar. Der Dekl. +33° Nebel macht sei- nem Namen „Ring- Historisches: nebel” alle Ehre Antoine Darquier fand ihn als erster im und gehört unbe- Jahre 1779. Herschel erspähte seine stritten zu den ringförmige Struktur erst sechs Jahre schönsten Himmels- später. Er ist das zuerst entdeckte objekten! (Gerhard Exemplar eines Planetarischen Nebels, Scheerle) einer Gattung von Objekten, deren Erscheinungsform im Teleskop an einen 23 cm Öffnung: Abb. 2: lichtschwachen und verwaschenen Bei 78x ist M 57 ein Über 3 Jahre Unterschied liegen zwischen den RGB-Kanälen Planeten erinnert. Den Zentralstern, der großartiges Objekt und dem L-Kanal dieser Aufnahme. Während der Luminanz- 15,3 mag „hell” ist, visuell zu erspähen, in sternreicher Um- kanal bereits am 8.7.1996 durch einen 300-mm-Schief- stellt seit jeher eine große Heraus- gebung. Der Ring spiegler bei 6 m Aufnahmebrennweite mit einer ST-6-CCD- forderung für Hobbyastronomen dar. mit dem zentralen Kamera 3 x 300 Sekunden belichtet wurde, folgten die „Loch” kommt deut- Farbkanäle erst am 18.10.1999 durch einen RGB-Farbfilter- Objektbeschreibungen unter guten lich heraus. Er sieht satz von TrueTechnologie. Bei 3,6 m Effektivbrennweite Bedingungen (Grenzgröße mind. 6 mag) aus wie der Rauch- kam eine APOGEE-AM13 zum Einsatz, bei Belichtungszeiten Fernglas 8 x 56: kringel einer Ziga- von R=300 / G=300 / B=1.200 Sekunden. Instrument war M 57 ist als fast stellares Nebel- rette und wirkt rich- wiederum der o.g. Schiefspiegler unter der Regie von fleckchen von 8,2 mag erkennbar, wenn tig plastisch. Ein Bernd Flach-Wilken. An Software kam zum Einsatz: man die genaue Position kennt. (Ger- Zentralstern ist nicht MIRA_AM 4.03, RegiStar 1.2 und Paint Shop Pro 6.02, hard Scheerle) zu sehen. Mit UHC- welches letztendlich aus dem L-Kanal und dem RGB-File Filter und noch das hier abgebildete LRGB-Bild „zauberte“. Fernglas 16 x 70: mehr mit O[III]-Filter Im 16 x 70 gut auffindbar zwischen bei 148x springt Gamma und Beta Lyr. Wirkt fast stellar, einem der Ring nun fast ins Auge. 33 cm Öffnung: allerdings deutlich „weicher” als die Allerdings leidet durch die Filter sehr Im Newton 333/1500 mm bei einer punktförmigen Sterne. Er ist auf keinen die Sichtbarkeit der Umgebung. Da der Grenzgroesse von 5,5 mag erkennt man Fall als Ring erkennbar. (Günter Igel) Ringnebel relativ hell ist, wirkt bei 148x seine elliptische Form. Der äussere das Bild ohne Filter am ästhetischsten. Nebelring ist heller. Der Innenbereich ist 11 cm Öffnung: Bei 78x bringt ein O[III]-Filter das schön- dunkler und diffus mit schwacher Als wunderschöner matter, leicht ovaler, ste Bild (Günter Igel). Nebelmaterie überzogen. Bei indirektem 120 SERVICE

Sehen sind die schmalen Enden der 40 cm Öffnung: schwach gesichtet werden kann. Ellipse noch weitläufiger und schwach Der Nebel erscheint als großer Ring, der (Gerhard Scheerle) ausgefranst. Im Außenring unterschied- deutliche Strukturen zeigt. Auf der einen liche Helligkeitsabstufungen sichtbar. Seite befinden sich helle Knoten. Das Fotografie: Mit O[III]-Filter schwächere Außen- Ringinnere erscheint nicht schwarz, son- Brennweiten ab 1.000 mm zeigen seine bereiche besser sichtbar. Vergrößer- dern leicht aufgehellt, was die Beob- Ringstruktur deutlich und auch schon ungen von 100x bis 405x wurden ver- achtung des Zentralsterns erheblich der Zentralstern zeigt sich bereits. Bei wendet. Der Zentralstern ist auch bei erschwert. Dieser kann dennoch als einem Öffnungsverhältnis von f/5 und 405x (ohne Filter) und konzentrierter schwaches Sternchen von 14,8 mag rund 5 Minuten Belichtungszeit auf 400- Beobachtung nicht zu sehen. Ein faszi- minimal nördlich des Zentrums eben ASA-Film ist er schon gut auf den Film nierendes Objekt! (Dirk Panzcyk) noch wahrgenommen werden. Nur 4' gebannt. Dennoch ist seine Ausdehnung nordwestlich von M 57 befindet sich die auf der Aufnahme noch sehr gering und Galaxie IC 1296, die als 0,6' kleine und empfehlenswert sind daher Brennweiten 14,4 mag helle diffuse Fläche ganz ab 2.000mm! M 84, NGC 4374, Jungfrau

Objekttyp: Elliptische Richtung. M 84 er- Galaxie, Typ E1 scheint etwas heller Entfernung: 65 Mio. als M 86 und hat Lichtjahre bei 124x einen sehr Reale Ausdehnung: 100.000 hellen Kern, der fast Lichtjahre wie ein Planetarischer Scheinbare Helligkeit:9,1mag Nebel wirkt. Auch Winkelausdehnung: 5,1' x 4,1' die Größe von 2-3‘ Koordinaten: R.A. 12h 25m könnte einem Pla- Dekl. +12° 53' netarischen Nebel entsprechen (Günter Historisches: Igel). Messier entdeckte diese Galaxie im Jahre 1781 zusammen mit der scheinbar 40 cm Öffnung: benachbarten M 86, die uns deutlich Als strukturlose 3' näher liegt. große runde diffuse Fläche der geschätz- Objektbeschreibungen unter guten ten Gesamthellig- Bedingungen (Grenzgröße mind. 6 mag) keit von 8,8 mag Auge: sichtbar. In einem Unsichtbar. Umfeld von 1° Durch- messer sind außer- Fernglas 8 x 56: dem M 86 und 7 Als schwaches Nebelfleckchen andeu- weitere Galaxien tungsweise erkennbar, wenn man die ge- erkennbar (Gerhard naue Position kennt (Gerhard Scheerle). Scheerle).

11 cm Öffnung: Fotografie: Abb. 3: Als strukturlose, 3' große, runde, diffu- M 84 erscheint Im Zentrum des Virgo-Haufens wimmelt es nur so vor se Fläche der Gesamthelligkeit 9 mag zu selbst als ein recht Galaxien. Die beiden hellsten in diesem Bild sind links M sehen. In einem Umfeld von 1° Durch- eintöniges Objekt. 86 und rechts M 84. Weitere gut erkennbare Galaxien tra- messer sind außerdem M 86 sowie NGC Durch die Nachbar- gen die Bezeichnungen: NGC 4387, NGC 4388, NGC 4402 4435 und 4438 erkennbar (Gerhard schaft zu M 86 und und NGC 4413. Bernd Flach-Wilken belichtete am 13.4.1988 Scheerle). vieler weiterer Gala- ein TP6415-hyps.-Negativ im Format 6 x 6 cm, 40 Minuten xien („Markarians lang durch seine FFC 3.2/940 mm (ohne Filter). Etwa 1/30 23 cm Öffnung: Kette”) wirken be- der Negativfläche kommt hier zur Abbildung. M 84 bildet eine schöne Dreiergruppe reits Aufnahmen ab bei 78x. NGC 4388 ist die südliche 300 mm Brennweite Spitze eines Dreiecks, bei dem M 84 interessant. Sie sollten aber mit der umgebenden Galaxien sichtbar, M 84 und M 86 die nördliche Grundlinie bil- Belichtungszeit an die Grenzen gehen, selbst bleibt strukturlos. den. Der Abstand von M 84 zu M 86 was Ihr Himmel hergibt. Ab 750 mm etwa 18‘, beide fast in Ost-West werden bereits mehr Strukturen in den SERVICE 121

M 86, NGC 4406, Jungfrau

Objekttyp: Elliptische Position kennt. (Gerhard Scheerle) Galaxie, Typ E3 40 cm Öffnung: Entfernung: 50 Mio. 11 cm Öffnung: Als strukturlose, 3' große, runde, diffu- Lichtjahre Als strukturlose, 3' große, runde, diffu- se Fläche der geschätzten Gesamthellig- Reale Ausdehnung: 175.000 se Fläche der Gesamthelligkeit 9,2 mag keit von 9,2 mag zu sehen. In einem Lichtjahre sichtbar. In einem Umfeld von 1° Durch- Umfeld von 1° Durchmesser sind außer- Scheinbare Helligkeit:8,9 mag messer sind außerdem M 84 sowie NGC dem M 84 und 7 weitere Galaxien Winkelausdehnung: 12' x 9,3' 4435 und 4438 erkennbar. (Gerhard erkennbar. (Gerhard Scheerle) Koordinaten: R.A. 12h 26m Scheerle) Dekl. +12° 57' Fotografie: Historisches: 23 cm Öffnung: Als elliptisches Milchstraßensystem Messier entdeckte diese Galaxie im M 86 bildet mit M 84 und NGC 4388 eine erscheint M 86 selbst recht uniform. Die Jahre 1781 zusammen mit der scheinbar schöne Dreiergruppe bei 78x im 9-Zoll- Nachbarschaft zu M 84 und vieler wei- benachbarten M 84. Durch seine gerin- Maksutov. NGC 4388 ist die südliche terer Galaxien („Markarians Kette”) gere Rotverschiebung wird angenom- Spitze eines Dreiecks, bei dem M 84 lockert jedoch auf, und Aufnahmen ab men, daß M 86 quasi im Vordergrund zu und M 86 die nördliche Grundlinie bil- 300 mm Brennweite wirken durch die M 84 steht. den. Abstand M 84 von M 86 etwa 18‘, Vielzahl der erkennbaren Galaxien beide fast in Ost-West Richtung. Bei M schon recht interessant. Sie sollten mit Objektbeschreibungen unter guten 86 ist der Kern nicht ganz so hell, der Belichtungszeit an die Grenzen Bedingungen (Grenzgröße mind. 6 mag) außerdem scheint diese Galaxie im gehen, was Ihr Himmel hergibt. Ab 750 Auge: Osten etwas abgeplattet zu sein. Bei mm werden bereits mehr Strukturen in Unsichtbar 148x erscheint M 86 leicht elongiert. den umgebenden Galaxien sichtbar, M Etwa 3‘ bis 4‘ im Südosten von M 86 86 selbst bleibt strukturlos. Fernglas 8 x 56: befindet sich ein winziges Sternchen. M 86 ist als schwaches Nebelfleckchen Ich habe fast den Eindruck, als würde M erkennbar, wenn man seine genaue 86 bis dahin reichen. (Günter Igel)

Wie sind die Beobachtungsbedingungen in Deutschland ? von Günter Igel

Auch im Jahr 2000 habe ich in meinem Leider kommen nun aber noch die Grenzgröße von um 5,0 mag, ein einzi- bisherigen Wohnort Iserlohn meine Einschränkungen: Die unter „B“ ver- ges Mal in diesen 3 Jahren lag sie bei Aufzeichnungen über die rein vom zeichneten eingeschränkten Beobacht- 5,5 mag. Es kann also bei meiner Wetter abhängigen Beobachtungsbe- ungsmöglichkeiten verschönern eigent- Aussage im VdS-Journal I/2000 (Sommer dingungen fortgesetzt. Wie Tabelle 1 lich nur die Statistik. Denn bei 2000) bleiben, daß man in einer zeigt, unterscheiden sich die letzten Grenzgrößen zwischen 4,0 und 4,5 mag „Deutschland-Karte für Amateurastro- 3 Jahre gar nicht so sehr voneinander. gehen die meisten Hobby-Astronomen nomen“ einen etwa 10 bis 20 km brei- Während man 2000 vom Wetter her all- gar nicht erst hinaus, und eine Fahrt ten Streifen von Hagen bis Soest mit gemein den Eindruck hatte, daß es ein irgendwohin zum Beobachten würde „10% 5 mag“ eintragen könnte. besonders schlechtes Jahr war, zeigt sich schon gar nicht lohnen. Zieht man Anfang Januar 2001 bin ich in meine sich unterm Strich, daß die astronomi- von den insgesamt 218 möglichen alte Heimat, die Pfalz, umgezogen und schen Beobachtungsbedingungen mit Beobachtungsnächten die 48 einge- werde hier natürlich ebenfalls entspre- 73 möglichen Abenden bzw. Nächten schränkten Nächte ab, so verbleiben chende Aufzeichnungen machen. ähnlich waren wie in den beiden Jahren noch 170 Nächte. Weiterhin gab es bei Unabhängig davon freue ich mich, daß vorher mit 77 bzw. 68 Nächten. diesen 170 Nächten noch 63 Nächte, in Herr Thomas Kaltenbrunner aus Inzell Die vom Wetter her möglichen Beob- denen das Mondlicht deutlich störte, meine Anregungen aufgegriffen hat und achtungsnächte lagen also in Iserlohn verbleiben 107 Nächte in 3 Jahren, in im VdS-Journal II/2000 (Winter 2000) im Schnitt der 3 Jahre bei etwa 20 %. denen wirklich vernünftige Beobacht- dazu aufgerufen hat, bei der Erstellung Ähnliche Verhältnisse dürften für einen ungen möglich waren. Das sind dann einer „Deutschland-Karte für Amateur- ca. 10 bis 20 km breiten Streifen von leider nur knapp 10%. astronomen“ mitzuwirken. Daß dies für Hagen bis Soest am Nordwest-Rand des Unter „vernünftig“ versteht man an mei- viele ein Thema ist, beweisen die Sauerlandes gelten. nem bisherigen Beobachtungsort eine Zuschriften, die ich erhalten habe. 122 SERVICE

1998 1999 2000 Gesamt AB A B A B CD

Januar 7 1 2 3 5 2 20 6,7 Februar 8 1 2 - 3 2 16 5,3 März 4 2 7 - 2 - 15 5,0 April 2 2 4 2 5 3 18 6,0 Mai 8 1 4 2 6 1 22 7,3 Juni 2 2 4 3 9 1 21 7,0 Juli 3 - 10 1 -- 14 4,7 August 6 - 1 1 7 1 16 5,3 September 5 1 8 2 6 4 26 8,7 Oktober 1 - 9 3 5 1 19 6,3 November 6 - 6 - 5 - 17 5,7 Dezember 3 3 - 3 5 - 14 4,7

Gesamt 55 13 57 20 58 15 218 72,7

A = ohne Einschränkung (wenigstens 3 Std. bei mind. 4,5 mag). B = mit Einschränkung (wenigstens 3 Std. bei 4,0 bis 4,5 mag, also nur für besonders helle Objekte geeignet). C = Gesamtzahl der möglichen Beobachtungsabende in 1998 bis 2000. D = Durchschnittliche monatl. Beobachtungsmöglichkeiten in 1998 bis 2000.

Tab. 1: Beobachtungsbedingungen in Deutschland, nördlicher Vorort von Iserlohn

Sternbilder mit stehender Kamera fotografieren von Werner E. Celnik

Bei Astro-Aufnahmen kommt es darauf teilen als bei Negativfilmen. Auch lassen an, das Originalbild schnell und sicher sich von Dias wie von Negativen sehr beurteilen zu können. Gerade für schöne Farbvergrößerungen auf Foto- Einsteiger in die Astrofotografie ist des- papier anfertigen. halb die Verwendung von Diafilmen zu Ein heller Himmelshintergrund verkürzt empfehlen. Das Bild sollte scharf sein, die maximal sinnvolle Belichtungsdauer korrekt belichtet sein, und der Himmels- für ein Astrofoto. Je dunkler der Himmel, hintergrund sollte nach Möglichkeit eine um so länger kann belichtet werden, bis neutral-graue Farbe zeigen. Gerade letz- der Himmelshintergrund auf dem Bild teres ist das größte Problem. Nicht nur zu stören beginnt. Ein Grund, warum wegen der auch in dieser Ausgabe des viele Astrofotografen an „extreme“ Orte VdS-Journals angesprochene Lichtver- reisen, wo der Himmel (noch) dunkel schmutzung des Himmels, die meist ei- ist. Es hilft jedoch schon, wenn sich der nen grünen Himmelshintergrund erzeugt, Beobachter „raus aus der Stadt“ begibt. weil die vielfach aufgestellten Queck- Für kurz belichtete Aufnahmen mit ste- silberdampflampen im Grünen am hell- hender Kamera, also ohne Nachführung sten strahlen. Der fotografische Film auf die scheinbare Drehung des selbst erzeugt bei längeren Belicht- Sternhimmels, sind aber eh‘ keine opti- ungszeiten ebenfalls Farbverschie- malen Bedingungen erforderlich, auch bungen, die je nach Fabrikationstyp des wenn solche die Bildqualität verbes- Films in jede Farbrichtung gehen kön- Abb. 1: sern. nen (ein Grund für die „pausenlosen“ Mehr brauchen Sie nicht für Was brauchen Sie für Aufnahmen mit Filmtests der Amateur-Astrofotografen, Sternhimmel-Aufnahmen mit stehender stehender Kamera? Eine Kleinbild- die den „besten“ Film finden wollen). Kamera, Aufnahme W. E. Celnik. Kamera mit der Möglichkeit der Alle diese Effekte lassen sich bei Dauerbelichtung (B-Einstellung), einen Diafilmen schneller und sicherer beur- hochempfindlichen Film mit ISO 400 bis SERVICE 123

Abb. 3: Abb. 2: Der Große Wagen bei unterer Kulmination, bei Sternbild Löwe, selbst mit kurzer Belichtungszeit bei stehen- Belichtungszeiten von einigen Minuten bei stehender der Kamera sind auch schwächere Sterne abgebildet. Kamera werden die Sterne als Strichspuren abgebildet. Aufnahme W. E. Celnik. Aufnahme W. E. Celnik.

1600, ein stabiles Fotostativ und einen Minuten. Bei einer Brennweite von 50 darauf, dass der Filmstreifen nicht zer- Drahtauslöser. Diese Dinge sind gar mm sind die Sterne in der Nähe des schnitten, sondern gerollt zurück- nicht teuer, da sie auf Fotobörsen oder Himmelsäquators, also z. B. die Sterne kommt. Wählen Sie nun die Bilder aus, Astro-Ausstellungen wie dem ATT in des Orion, bei Belichtungszeiten bis zu die Ihnen am besten gefallen. Legen Sie Essen oder dem HATT in Hattingen etwa 8 Sekunden noch punktförmig. Bei für zukünftige Aufnahmen die maximal gebraucht zu erhalten sind (es gibt längeren Zeiten werden die Sterne sinnvolle Belichtungszeit am gewählten sicherlich noch weitere solcher durch die scheinbare Himmelsdrehung Standort fest. Legen Sie vielleicht ein Veranstaltungen in anderen Teilen zu Strichen auseinandergezogen, was Sternbilder-Archiv an, mit jeweils einer Deutschlands, schauen Sie ruhig mal in ebenfalls sehr reizvolle Bilder liefern noch punktförmigen Aufnahme und die astronomischen Veranstaltungs- kann. Sie werden jedoch erstaunt sein, einer länger belichteten Strichspur- kalender). wie viele schwache Sterne bereits bei aufnahme jedes Sternbildes. Teleobjektive sind weniger geeignet, da kurzen Belichtungszeiten abgebildet Viel Spaß dabei. sie nur einen kleinen Teil eines Stern- werden. Notieren Sie jede einzelne Auf- bildes abbilden und für diesen Zweck nahme in Ihr Beobachtungsbuch, damit meist zu lichtschwach sind. Ideal sind Sie Aufnahmedaten und Bild später PS: Noch ein Hinweis – Die Fachgruppe Objektive zwischen 28 und 55 mm, mit zueinander in Beziehung setzen können. Astrofotografie hat eine Informations- Blenden zwischen 1,4 und 2,8. Je kleiner Lassen Sie den Film entwickeln. schrift „Einführung in die Stellarfoto- die Blendenzahl, um so heller wird ein Bestehen Sie bei Astroaufnahmen stets grafie“ herausgegeben. Stern bei gleicher Belichtungszeit. Blenden Sie das Objektiv ab, müssen Sie länger belichten. Wählen Sie für Ihre Aufnahmen eine mondlose Nacht und legen Sie den hochempfindlichen Film ein. Schrauben Errata Sie die Kamera für verwacklungsfreie Aufnahmen auf ein stabiles Fotostativ. Leider haben sich im Heft I/2000 (Sommer 2000) einige Druckfehler Schrauben Sie den Drahtauslöser ein. eingeschlichen, die bei der Durchsicht übersehen wurden: Stellen Sie die Belichtung auf „B“ und den Entfernungseinstellring auf „Unend- Im Beitrag von Volker Witt „CCD-Aufnahmen ohne Leitstern, Teil 1“ auf lich“. Stellen Sie im Sucher der Kamera Seite 38 wurden teilweise griechische Buchstaben durch lateinische wieder- das gewünschte Himmelsobjekt ein, gegeben. z. B. jetzt im Sommer das „Kreuz“ des In Spalte 2 (unten) muss es korrekt heißen: Sternbildes Schwan. Schrauben Sie – Strahlungsleistung Pλ (in Watt), statt Pl dann die Kamera richtig fest. Zum – Transmissionsgrad τ, statt t Abschluss nochmals die Kontrolle aller Einstellungen, fertig. In Spalte 3 müssen folgende Korrekturen angebracht werden: Eine Aufnahmeserie hilft, die optimale – Wellenlängenintervall in µm, statt mm (oberhalb der Mitte) Belichtungszeit für Ihren Standort zu – Energie E = h ν = hc/λ, statt hc/l (Beginn des unteren Drittels) finden. Beginnen Sie bei 10 Sekunden – λ in µm, statt mm (unten) und verdoppeln Sie bei jeder folgenden 100 nm = 0,1 µm, statt 0,1 mm (unten) Aufnahme die Belichtungszeit. Gehen Sie vielleicht bis maximal 2 oder 4 124 BEOBACHTERFORUM

Digitale Bildbearbeitung von astronomischen Bildern von Ernst Brodkorb

In der Astronomie wird die Schwarz- weiß-Fotografie seit etwa 150 Jahren eingesetzt, Farbfilme stehen seit 1935 zur Verfügung. Deshalb ist es verwun- derlich, dass die ersten astronomischen Farbbilder erst im Jahre 1959 veröffent- licht wurden. Die ersten Farbaufnahmen von William C. Miller vom Mount Palomar-Observatorium mit dem 5-m- Reflektor waren dann aber eine kleine Sensation und wurden nicht nur in der astronomischen Literatur bekannt. Nach ersten Versuchen mit der Astro- fotografie versuchte ich etwa 1965 die ersten Farbaufnahmen, stieß dabei aber schnell auf die damals bestehenden Probleme. Die Empfindlichkeit der Farb- umkehrfilme betrug maximal 100 ASA, ihr Schwarzschildeffekt (Schwarzschild- koeffizient etwa 0,72) war beträchtlich. Das bedeutet, dass bei länger belichte- ten Aufnahmen die Deckung der Bilder nur sehr langsam zunimmt. Außerdem war der Schwarzschildeffekt für die drei Farbschichten unterschiedlich, das führ- te zu einem starken Farbstich der Bilder. Es gab aber für die Astrofotografie Schwarzweiß-Emulsionen mit sehr klei- nem Schwarzschild-Effekt wie z.B. den Kodak Spectroscopic Film 103a, der bei Langzeitaufnahmen den handelsübli- chen Schwarzweiß-Filmen weit überle- gen war. Diesen Filmtyp gab es in unter- schiedlichen Sensibilierungen, der Film 103a-O war blauempfindlich, 103a-G grünempfindlich und 103a-E rotem- pfindlich. Mir kam der Gedanke, einen Farbfilm ohne Schwarzschildeffekt aus Kodak-Astrofilmen zusammenzusetzen. Abb. 1: Beim Farbumkehrfilm entsteht bei der Der Whirlpool-Nebel M 51 (= NGC 5194) + NGC 5195 ist einer der schönsten Farbentwicklung in der blauempfindli- Spiralnebel mit zwei gut ausgeprägten Spiralarmen. Die bläuliche Farbe der Arme chen Schicht ein gelbes, in der grün- stammt von jungen hellen Sternen der Population I. Entlang der Spiralarme sieht empfindlichen Schicht ein purpurrotes man HII-Regionen (rot oder bei Überbelichtung hellrot). Gut erkennbar sind auch und in der rotempfindlichen Schicht ein die dunklen Staubbänder am Rand der Spiralarme und zwischen den beiden blaugrünes Positiv. Durch subtraktive Galaxienzentren. Aufnahme am Observatoire Haute Provence (OHP). Farbmischung der drei übereinanderlie- genden Farbschichten entsteht das far- bige Diapositiv. Dieses Prinzip des Farbumkehrfilms Aufnahmen gemacht, die durch Kombi- erhält man ein Farbbild, jetzt aber ohne lässt sich übertragen auf drei Teilfilme, nation aus Film und Farbfilter den drei Schwarzschild-Effekt. die bei Belichtung und Entwicklung farbempfindlichen Schichten des Farb- Die ersten Bilder nach diesem Verfahren nicht übereinander auf einem gemein- films entsprechen. wurden in [1,2,3] veröffentlicht, einige samen Träger liegen. Vom Himmels- Beim Überlagern der durch chromogene der Bilder erschienen als Titelbild in objekt werden nacheinander drei Umkehrentwicklung entstehenden Dias Sterne und Weltraum [4]. Eine genaue BEOBACHTERFORUM 125

Abb. 2: In dem reichen Sternfeld um den Nordamerika-Nebel (NGC 7000) sind an den hellen Sternen Sternfarben zu erkennen. Der K5-Stern xi Cyg links von der Bildmitte ist rot, Deneb am rechten Bildrand (Klasse A2) wird blau überstrahlt. Maksutov- Aufnahme.

Beschreibung der Methode findet man Farbfilmen erreicht man heute etwa die Die Einzelbilder (jeweils 2 bis 4 Nega- in [5]. H. Vehrenberg hat einige Bilder in gleichen Ergebnisse wie mit dem tive pro Farbauszug) werden bequem seinem „Atlas der schönsten Himmels- umständlichen Dreifarbenverfahren. und schnell mit dem Programm RegiStar objekte“ veröffentlicht [6]. Seit kurzer Zeit stehen dem Amateur lei- [9] pixelgenau zur Deckung gebracht Dieses Verfahren zum Erzeugen von stungsfähige Computer und Scanner zur und mit der Funktion AVERAGE zu Astro-Farbbildern aus drei getrennten Verfügung. Ich habe versucht, die alten einem gemeinsamen Farbauszug zusam- Farbauszügen in Schwarzweiß wurde Farbauszugsnegative mit den Methoden mengefasst. Für die gesamte Weiterver- später von David Malin zur Perfektion der modernen Bildverarbeitung zu arbeitung wird das Programm AIP4WIN gebracht, seine im Anglo-Australian- Farbbildern zusammensetzen. Die Nega- [10] benutzt. Die drei Farbauszüge wer- Observatory mit großen Instrumenten tive wurden zusammen mit E. Alt, K. den mit der Funktion JOINCOLOR zum gewonnenen Farbbilder sind weltweit Rihm und J. Rusche zum Teil vor 25 Farbbild zusammengesetzt, dabei kön- bekannt, seine ersten Veröffentlich- Jahren belichtet. Für jeden Farbauszug nen leicht Helligkeit und Kontrast ein- ungen dazu findet man in [7,8]. wurden immer mehrere Aufnahmen gestellt und eventuelle kleine Farbstiche Allerdings ist diese Methode für gemacht, um die Körnigkeit des Films korrigiert werden. Ebenso können feh- Farbaufnahmen sehr umständlich, die auszugleichen. lerhafte Bildbereiche retuschiert wer- Arbeit in der Dunkelkammer zum Die Negative werden mit einem lei- den, die von Kratzern in den Negativen Zusammensetzen des Farbkomposits stungsfähigen Scanner (UMAX Power herrühren. Mit etwas Erfahrung kann ein erfordert viel Zeit und sehr große Look 3000) gescannt und als TIF-File Bild aus 12 Einzelnegativen in wenigen Sorgfalt. Mit der Verfügbarkeit von bes- gespeichert. Durch die hohe Auflösung Stunden gescannt und zusammenge- seren Farbfilmen mit immer kleinerem von 3.048 dpi und die Farbtiefe von 14 setzt werden. Schwarzschild-Effekt verlor im Laufe der bit werden alle Einzelheiten des Natürlich kann die Arbeit am Computer Jahre diese Methode mehr und mehr an Negativs sowohl in den hellsten wie in auch mit anderen Programmen erfolgen Interesse, mit hypersensibilisierten den dunkelsten Stellen erfasst. (z.B. Maxim DL, Picture Window, ...). 126 BEOBACHTERFORUM

Die verwendeten Instrumente: Literaturhinweise [5] Brodkorb, E.: Astrofotografie in Farbe. In: Newton-Teleskop, Brennweite 1.200 mm, [1] Brodkorb, E.: Indirekte Astrofarbenphoto- Praxis der Astronomie (Acker, A.) Birkhäuser 1:6, 24 x 36 mm graphie durch subtraktive Farbmischung, Verlag Basel 1991, S. 22 Maksutov-Kamera, Brennweite 350 mm, SuW 13, 347 [12/1972] [6] Vehrenberg, H.: Atlas der schönsten 1:3,4, 40 x 40 mm [2] Alt, E., Brodkorb, E., Rihm, K., Rusche, Himmelsobjekte, Treugesell Verlag, Düsseldorf Newton-Teleskop, Brennweite 7.200 J.: Color Portraits of Deep-Sky Objects, Sky 1978, S. 222 mm, 1:6, 60 x 90 mm, am Observatoire and Telescope 48, 120 [2/1974] [7] Malin, D.: Colour Photography, Vistas in Haute Provence (OHP). [3] Alt, E., Brodkorb, E., Rihm, K., Rusche, Astronomy 24 Pt 3, 219 (1980) J.: More about Indirect Color Astrophoto- [8] Malin, D.: The Deep Sky in Color, Sky and graphy, Sky and Telescope 48, 333 [5/1974] Telescope 62, 216 [9/1981] [4] M 16 in SuW 11/76; M 20 in SuW 6/82; M 57 [9] RegiStar 1.0.2 http://www.aurigaimaging.com in SuW 10/87; M 51 in SuW 5/92 [10] Astronomical Image Processing for Windows 1.2 http://www.willbell.com/aip/index.htm

Abb. 3: Das Bild der Großen Magellanschen Wolke (mit Tarantelnebel NGC 1952) wurde in Südafrika gemacht. Neben dem Tarantelnebel erkennt man viele rote H II-Regionen und blaue Sternassoziationen, alles interessante Objekte für längere Brennweiten. Maksutov-Aufnahme. BEOBACHTERFORUM 127

Astrometrie mit der ST-4-Kamera bei kurzen Brennweiten am Beispiel des Kleinplaneten (16) Psyche von Horst Braunwarth

Kleinplaneten fanden bislang nicht mein sen, mich bei nächster Gelegenheit an gute Übereinstimmung. Die Genauigkeit Interesse, da ich davon ausgegangen die Beobachtung eines Kleinplaneten zu der Positionsbestimmung mit der gerin- bin, dass die Auswertungen von wagen. gen Brennweite (f = ca. 90 mm) hat Aufnahmen zeitraubend und kompliziert Im Kopf hatte ich natürlich all die mich doch erstaunt. bekannten Dinge: Die ST-4-Kamera eig- Erste Messungen mit längerer Brenn- net sich bestenfalls als Tracker (8 bit weite zeigen auch hier den bekannten Digitalisierung!), die Aufnahmebrenn- Effekt. Die Genauigkeit wird bei ca. 180 weite muß groß sein, um eine genaue mm Brennweite deutlich besser: Die Positionsbestimmung zu ermöglichen Residuen der Positionsbestimmungen (siehe hierzu z. B. [2]). mit Astrometrica betragen nun im Mittel Ich habe mich dann jedoch ohne jede 0,9" in Rektaszension und 0,63" in weitere theoretische Vorbereitung bei Deklination. der ersten sich abzeichnenden Das Ergebnis hat mich ermutigt weiter- Gelegenheit (im Urlaub im Dezember zumachen und es zeigte sich wieder 2000 bzw. Januar 2001) einen nicht zu einmal, daß es manchmal besser ist, hellen Kleinplaneten ausgewählt. Die einfach etwas zu probieren und weniger Wahl fiel auf (16) Psyche, da dieser lange theoretisch zu überlegen. Ich Abb. 1: Kleinplanet zu dieser Zeit ca. 10 mag werde mich bei nächster Gelegenheit an Aufnahme am 16.1.2001, 20:33:10 UT hell war und für mich günstig am einem weiteren Kleinplaneten versu- Himmel stand. Aufgrund der kleinen chen und dabei die Brennweite des CCD-Chipfläche habe ich mich ent- Meade LX-200 ausnutzen. schlossen die ersten Versuche mit einem Teleobjektiv (f = ca. 90 mm), das ich zur Nachführung auf mein Meade LX- 200 montierte, durchzuführen. Die Koordinaten des Kleinplaneten Literaturhinweise berechnete ich mit Guide 7.0 [3] und die [1] G. Lehmann: Astrometrie mit der CCD-Kamera, Identifizierung erfolgte mit dem VdS-Journal 1997, 36 Programm Astrometrica [4], das so kom- [2] J. Kandler und G. Lehmann: Wie astrometriert fortabel ist, daß ich als Ungeübter auf man Kleinplaneten ?, VdS-Journal I/2000 Anhieb damit umgehen konnte. Zu mei- (Sommer 2000), 74 ner Überraschung war es äußerst ein- [3] Project Pluto: Guide 7.0 Abb. 2: fach den Kleinplaneten zu finden und [4] Raab H.: Astrometrica (Version 3.25), Aufnahme am 17.1.2001, 20:12:15 UT zu identifizieren (Abb. 1 und 2). Schrammlstraße 8, A-4050 Traun Die Residuen der Positionsbestimmun- sind und das Gesichtsfeld des ST4-CCD- gen mit Astrometrica Chips zu klein ist, um genügend betragen dabei im Anhaltsterne abzubilden und damit das Mittel 3,35" in Objekt sicher zu identifizieren. Rektaszension und Meine Einstellung hierzu hat sich zum 2,59" in Deklina- einen dadurch geändert, da ich in einer tion. Vergleicht man Großstadt lebe und nach die mit Guide be- Betätigungsfeldern suchte, die an rechneten Klein- einem solchen Standort realisierbar planetenpositionen sind. (Kalkulation in Abb. Als ich dann noch an einem regneri- 3) mit den mit Astro- schen Wochenende erneut das VdS- metrica gemesse- Journal 1997 durchblätterte und auf den nen (Observation in sehr informativen Artikel von G. Abb. 3) zeigt sich Abb. 3: Residuen O-C (Beobachtung minus Rechnung) Lehmann [1] stieß, habe ich beschlos- auch hier eine sehr in Rektaszension und Deklination 128 BEOBACHTERFORUM

Kann ein Jupitermond visuell ohne Hilfsmittel beobachtet werden? von Jürgen Sonnemeyer

Im Oktober 1999 gab es klare, dunkle Winkelminute [1]. Der Abstand Erde- sondern fünf Monde sind so hell, daß Nächte. Jupiter befand sich in Oppo- Jupiter beträgt maximal 6,2 astronomi- man sie mit bloßem Auge an unserem sition, daraus ergibt sich eine große sche Einheiten = 930 Millionen Kilo- Himmel finden kann: unser eigener und Helligkeit, auch für seine Monde. Zwei meter. Befindet sich Jupiter in Oppo- dazu das Quartett um Jupiter. Menschen Beobachter gaben unabhängig vonein- sition, so ist der Abstand zur Erde mini- mit scharfen Augen, besonders Kinder, ander an, einen Jupitermond zu sehen. mal (4,2 AE = 630 Mio. km). Die große haben sie seit Jahrhunderten gesehen“ Einer der Beobachter nannte eine Halbachse der Ganymedbahn hat eine [3]. Position unterhalb (?) des Planeten, Länge von 1,07 Millionen Kilometern. Gibt es weitere Aussagen zur Beobacht- kaum von ihm trennbar. Spontan habe Daraus ergibt sich ein Sehwinkel von barkeit von Jupitermonden mit dem ich gesagt „Unmöglich“. Die folgende 5,8 Winkelminuten (arctan 1,07/630). unbewaffneten Auge? Über Hinweise Überlegung gibt mir aber zu denken. Ganymed und Jupiter könnten also würde ich mich freuen. Informationen Unter guten Bedingungen beträgt die getrennt wahrnehmbar sein. bitte an Jürgen Sonnemeyer, E-Mail: Grenzgröße für die Beobachtung mit Erschwerend wirkt sich allerdings der [email protected] dem bloßen Auge 6 mag, in Plettenberg große Helligkeitsunterschied zwischen vielleicht etwas weniger. Wir betrachten Jupiter und seinen Monden aus. Literaturhinweise den hellsten Jupitermond Ganymed. Mein Interesse an diesem Thema wurde Seine mittlere Helligkeit beträgt 5,1 durch folgende Aussage von B. Berman [1] Horst Kuchling: Taschenbuch der Physik, mag, seine Oppositionshelligkeit 4,6 über die vier hellsten Jupitermonde wie- Fachbuchverlag Leipzig, Leipzig 1994, S. 370 mag [2]. Ein Objekt mit 4,6 mag könnte der geweckt: „Wären sie dem blenden- [2] Joachim Krautter u.a.: Meyers Handbuch also auch unter etwas schlechteren den Glanz Jupiters nicht auf ewig nah, Weltall, Bibliografisches Institut, Mannheim Bedingungen sichtbar sein. würden sich die Galileischen Kugeln 1994, S. 124 Das Auflösungsvermögen des menschli- ohne jede optische Hilfe deutlich [3] Bob Berman: Die Wunder des Nachthimmels, chen Auges beträgt etwa eine abzeichnen! Anders gesagt, nicht einer, Piper Verlag, München 1999, S. 169

ISS – Back to the roots! von Thomas Kaltenbrunner

Das kennen Sie sicherlich auch: da Sonne und Mond avanciert sein dürfte: der Nova im Adler und einiger Kometen steht gerade eine helle Nova oder ein die Internationale Raumstation ISS. noch keine großen Erfahrungen gesam- Komet in vollster Pracht am Himmel, Jeder Liebhaberastronom, der diese melt hatte. Aber die Aufgabe erwies sich aber Ihr besorgter Blick nach oben ver- Station je bewusst oder unbewusst so als weniger kompliziert als gedacht, sinkt förmlich in einem dunklen Meer lautlos und elegant in leicht geschwun- weil häufig schon drei bis vier Ver- von schweren, nassen Regenwolken. genen Bahnen über das nächtliche gleichssterne zur geforderten Schätz- Oder noch schlimmer: Es sind ein paar Firmament gleiten gesehen hat, wird sie genauigkeit von 0,5mag ausreichen. Wolkenlücken da! Dann stellt man sich wohl sehr schnell in den Reigen seiner Außerdem nimmt die Station oft bei unangenehmen Temperaturen oft schönsten Erlebnisse aufnehmen. Größenklassen zwischen Saturn und stundenlang neben sein taubeschla- Mitte Dezember letzten Jahres kam Jupiter ein, so dass man ohnehin nur genes Rohr und sieht Lücke um Lücke dann eine Email aus dem amerikani- noch interpolieren kann. Insgesamt ein paar Grad am Beobachtungsobjekt schen Cambridge, dem Sitz der erweist sich eine solche Unternehmung vorbeiziehen – welch eine Folter für uns Zeitschrift „Sky and Telescope“ und der als eine recht lohnende Aufgabe, weil Sternfreunde. berühmten Harvard-University. Darin man nicht nur die Helligkeit einiger Um ein Vielfaches besser hat man es wurde mitgeteilt, dass sich durch die Sterne im Laufe der Zeit kennenlernt, da, wenn das zu beobachtende Objekt Montage der Sonnensegel die Helligkeit sondern auch mal wieder ohne schwere nur einige Minuten zu sehen ist. Dann der Raumstation vor allem wegen even- Ausrüstung mit bloßem Auge „Back to entfällt zumindest die vergebene tueller Lichtausbrüche nicht mehr realis- the Roots“ und „Retour à la nature“ Wartezeit und eine eventuelle Ent- tisch vorhersagen ließe und man des- übt. Es bringt einfach ein ganz anderes täuschung lässt sich leichter verschmer- halb über Helligkeitsschätzungen sehr Gefühl von Freiheit mit sich, nicht mit zen. Diese Bedingungen erfüllt ein dankbar sei. Zunächst stand ich dieser einem zugekniffenen Auge den Blick des Himmelskörper, der mittlerweile dank Aufforderung relativ kritisch gegenüber, anderen durch das stark eingeengte der Medien zum bekanntesten nach da ich bis dahin außer einer Schätzung Blickfeld eines Teleskops zu zwingen, BEOBACHTERFORUM 129

sondern den ganzen weiten Himmel mit Passage: man kann wirklich auf die Dabei dürfte es sich meistens um eines dem Sternenzelt über sich aus einer Minute genau vor die Haustüre treten, der zahlreichen russischen Versorgungs- friedvollen Landschaft in leichtem die Augen zum Westhorizont richten raumschiffe vom Progress-Typ, oder gar Dämmerschein genießen zu können. und kurz darauf einen hellen Lichtpunkt um ein amerikanisches Space-Shuttle Besonders angenehm gestaltet sich aufsteigen sehen. Die schnelle Beweg- handeln, das gerade kurz vor dem eine solche Beobachtung freilich in der ung der Raumstation unter dem Andocken ist. Abendsichtbarkeitsperiode. Zuerst kann Sternenhimmel lässt sie auch für den Nachdem bis zur Fertigstellung der man sich im Internet unter ungeübten Beobachter sofort aus dem Station noch ein paar Jährchen verstrei- „www.heavens-above.com“ über die Gewirr der Lichtpunkte herausstechen, chen werden, in denen noch unzählige aktuellen Passagen der Station infor- denn in knapp fünf Minuten durch- Andockmanöver von Nöten sind und mieren: zur Standortwahl stehen rund schreitet die Station in 360 km Höhe viele Sonnenpannels angebracht wer- zwei Millionen Orte auf der ganzen Welt den gesamten sichtbaren Himmel von den müssen, wird der Liebhaberastro- in Ländern von A wie Afghanistan bis Z Horizont zu Horizont. Wenn wir sie zu nom immer wieder mit neuen Überra- wie Zimbabwe zur Verfügung. In der etwas späterer Beobachtungsstunde schungen für seine Neugierde reichhal- Regel wird der eingegebene Beobacht- noch vor dem Erreichen des Osthori- tig belohnt – garantiert ohne stunden- ungsort auch gefunden und man kann zonts in den Erdschatten eintauchen langes Warten oder Frostbeulen! per Mausklick die Daten der ISS- und langsam verblassen sehen, dann Sichtbarkeit für die nächsten zehn Tage bedeutet das für die Astronauten Welcher Hobbyastronom sendet uns aufrufen; neben den Sichtbarkeitszeiten Sonnenuntergang im 90-Minuten-Takt. seine ISS-Aufnahme zur Veröffentlich- sind hier auch Himmelsrichtung, der Mit etwas Glück kann man aber nahe ung im VdS-Journal? (Alle Einsender Bahnverlauf durch die Sternbilder und der Bahnmitte noch ein plötzliches erhalten ein VdS-Journal gratis.) etwaige Helligkeiten zu finden. Und Anschwellen dieses „Sterns“ miterle- schon kann’s losgehen – klarer Himmel ben, der dann sogar den Glanz der Die Redaktion vorausgesetzt. Venus mit Leichtigkeit übersteigen Für den normalen Hobby-Astronomen kann. Manchmal sieht man auch knapp zunächst eher ungewöhnlich, aber prak- vor oder hinter der Station einen weite- tisch ist die genaue Zeitangabe der ren, etwas schwächeren Lichtpunkt fliegen.

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Der Doppelstern 15 Lyncis = STT 159 von Andreas Alzner

Name: 15 Lyncis=STT 159=ADS 5586 Zeit Winkel Distanz Anzahl der Nächte dm Instrument Position 1993,19 single 3n N 2000: 06h 57,3m, +58° 25‘; 1994,21 single 2n N A: 4,8 mag, Spektrum G5 III-IV 1995,11 single 1n N B: 6,0 mag, Spektrum unbekannt 1996,08 218,9° 0,27" 3n 0,8 N 1997,13 223,7° 0,30" 2n 1,0 F Tabelle 1: 1998,10 220,9° 0,30" 2n 1,0 D Charakteristische Daten des Doppelsterns 1999,01 219,5° 0,34" 2n - D 1999,02 220,8° 0,40" 1n - N 7 Jahre Beobachtungen und Messungen 1999,05 218,6° 0,42" 3n 1,0 F ermöglichten mir eine Neurechnung 2000,05 222,1° 0,49" 3n 1,4 D der Bahn dieses hellen, von Otto Struve entdeckten Doppelsterns. Zum Zeit- Messungen nach dem Periastron. Es bedeuten: punkt der ersten Messungen 1843/44 N 360-mm-Newton, Positionswinkel mit in Okularen aufgespannten Fäden bestimmt, Distanzen geschätzt, V=490x hatte das Paar ca. 0,45" Distanz, F 325-mm-Cassegrain, Fadenmikrometer, V=490x erreichte Anfang der 1950er Jahre nach D 325-mm-Cassegrain, Doppelbildmikrometer, V=620x, 490x einem Bogen von 65 Grad mit knapp n Anzahl der Nächte dm geschätzte Helligkeitsdifferenz einer Bogensekunde maximalen Ab- stand, zeigte etwa 15 Jahre lang nur Tabelle 4 sehr geringe Änderung und wurde nach 1980 schnell enger. Die letzten visuellen Baize rechnete 1987 eine erste Bahn mit Baize 1993. Unvergessen ist mir die Messungen vor dem Periastron wurden P = 225, revidierte diese 1993 und erste Beobachtung am 11. Februar 1993: 1989 gemacht, 1980 bis 1990 Speckle erhielt P = 210,75. mit dem 360-mm-Newton und Vergrößer- Messungen an Großteleskopen. Paul Kürzliche Messungen mit einem Doppel- ungen bis 490x zeigte der Stern im bildmikrometer an einem 325-mm- Zenit bei bester Luftruhe eine perfekte, Cassegrain zeigten endgültig weniger runde Beugungsscheibe: keine Spur P = 262 Krümmung und schnellere Distanz- vom Begleiter! Am 11. Dezember 1995 zunahme als die Vorhersage von Paul das gleiche Fernrohr, wieder hervorra- T = 1992,68 a = 1,19 e = 0,74 i = 78,0 omega = 98,0 Knoten = 43,4

Tabelle 2: Bahnelemente des Doppelsterns 15 Lyn

Zeit Winkel Distanz 2000 222,1° 0,45" 2002 224,4° 0,52" 2004 226,3° 0,56" 2006 227,9° 0,60" 2008 229,3° 0,63" 2010 230,6° 0,66" 2012 231,8° 0,67" 2014 233,0° 0,69" 2016 234,1° 0,70" 2018 235,3° 0,70" 2020 236,4° 0,71"

Tabelle 3: Abb. 1: Ephemeride des Doppelsterns 15 Lyn Bahn von 15 Lyn gende Bedingungen: mit 490x sofort keilförmig zu sehen, nicht getrennt, Quadrant sicher, dm = 1, sehr eng, aber sicher, Distanz ca. 0,25", sehr wahr- scheinlich kleiner als 0,30", 11 mal wurde der Winkel gesetzt, Ergebnis: 216,3°. Anfang 2000 ist das Paar im 325-mm-Cassegrain bereits leicht getrennt, die Messungen auch der Distanz sind dank des Kalkspat-Doppel- bildmikrometers sehr sicher. Die neue Bahn wurde im Juni 2000 im Information Circular 141 der IAU, Commission 26 veröffentlicht und ist im 5. Bahnkatalog von William I. Hartkopf, C. E. Worley und Brian Mason enthalten. Die Elemente sind in Tabelle 2 aufge- führt, die Ephemeride für die nächsten Jahre in Tabelle 3. Nach 2020 geht die Distanz langsam wieder zurück und etwa 2100 ist die Entdeckungsposition wieder erreicht. Das Ergebnis für die dynamische Parallaxe 0,0175" ist in guter Überein- stimmung mit dem von Hipparcos Anzeige 1/3 Seite bestimmten trigonometrischen Wert 0,01914" ± 0,00076". Die Gesamtmasse bestimmt sich damit zu 4,6 Sonnen- hoch massen. Der Hauptstern ist klassifiziert als G5 III-IV, für den Begleiter wurde noch kein Spektrum bestimmt. Nach der Dörr Foto-Optik neuen Bahn könnte es sich um einen Hauptreihenstern handeln mit Spektraltyp A8 oder FO. Da der Least- FILM Square-Fit schnell konvergierte bei gleichzeitiger Korrektur aller sieben Bahnelemente, sind diese nun einiger- maßen sicher. Die Tabelle 4 zeigt meine Messungen nach dem Periastron. Die Abb. 1 zeigt die Bahn und die für die Rechnung ver- wendeten Normalorte.

Literaturhinweise [1] P. Baize, A&ASS 71, 177 – 184 (1987) [2] P. Baize, A&ASS 99, 205 - 215 (1993) [3] A. Alzner, A&ASS 132, 237 – 252 (1998) [4] Speckle measurements, 3rd Speckle catalogue, W.I. Hartkopf, H.A. McAlister, B.D. Mason (Sept. 1999) [4] Information Circular 141, Com. 26 (Juni 2000) [5] 5th Catalog of Orbits of Visual Binary Stars, W.I. Hartkopf , C.E. Worley, B.D. Mason, Astrometry Department, U.S. Naval Observatory (November 2000). Adresse: http://ad.usno.navy.mil/dsl/. 132 VDS > NACHRICHTEN

Einladung zur 25. Tagung und Mitgliederversammlung der Vereinigung der Sternfreunde e. V. am 6. und 7. Oktober 2001 in Frankfurt

Liebe Mitglieder und Sternfreunde, hiermit laden wir Sie ganz herzlich zur diesjährigen Tagung und Mitgliederversammlung der Vereinigung der Sternfreunde e.V. ein.

In Abänderung der Ankündigung im VdS-Journal II/2000 (Winter 2000) auf Seite 108 musste der Termin aus organisatorischen Gründen leider auf den 6. und 7. Oktober verschoben werden. Wir bitten um Ihr Verständnis.

Mit unserer Jubiläumstagung sind wir zu Gast beim Physikalischen Verein Frankfurt, der die Veranstaltung organisiert und aus- richtet. Veranstaltungsort ist die Johann-Wolfgang-Goethe-Universität in unmittelbarer Nähe des Hauptbahnhofes Frankfurt. Der Vorstand der VdS und die Veranstalter freuen sich ganz besonders, wenn recht viele Mitglieder und andere Tagungsteilnehmer an diesem Wochenende den Weg nach Frankfurt finden.

In Vorbereitung ist eine schöne Tagung mit vielen Amateur-Beiträgen und Referaten sowie abendlichen Fachvorträgen bekannter Wissen- Vereinigung der Sternfreunde e. V. schaftler. Eine umfangreiche Astronomie-Aus- stellung von Sternfreunden, Vereinen und 25. ordentliche Mitgliederversammlung Volkssternwarten ist vorgesehen. Auch eine – am 7. Oktober 2001, 10:00 Uhr in Frankfurt – Verkaufsausstellung für astronomische Instru- mente, Zubehör, Literatur und Softwarepro- Tagesordnung gramme namhafter Firmen bereichern. Die „FRANKFURTER ASTRONOMIETAGE 2001“, die Top 1 Begrüßung ganz im Zeichen der Amateur-Astronomie in Deutschland stehen. Top 2 Tätigkeitsbericht des Vorstandes Die Mitgliederversammlung beginnt am Top 3 Bericht der Kassenprüfer 7. Oktober um 10:00 Uhr mit nebenstehender Tagesordnung. Wir laden unsere Mitglieder dazu Top 4 Aussprache über die Berichte herzlich ein und freuen uns auf Ihre Teilnahme. Top 5 Entlastung des Vorstandes Sternfreunde, die einen Amateurvortrag zur Tagung anmelden möchten, setzen sich bitte mit Top 6 Wahl des Vorstandes der Geschäftsstelle der VdS, Am Tonwerk 6, D-64646 Heppenheim, in Verbindung. Top 7 Wahl der Kassenprüfer

Top 8 Vorstellung Haushaltsplan 2002 Sternfreunde, Vereine und Volkssternwarten, die Ausstellungsfläche benötigen, wenden sich Top 9 Beschluß über dreimaliges Erscheinen des VdS-Journals direkt an den Physikalischen Verein, z. Hd. Herrn im Jahr Bruno Deiss, Robert-Mayer-Str. 2-4, D-60054 Frankfurt. Top 10 Neufestsetzung des Mitgliedsbeitrages

Einzelheiten zu unserer Veranstaltung und das Top 11 Ernennung von Ehrenmitgliedern vorläufige Tagungsprogramm finden Sie in dieser Ausgabe des VdS-Journals. Ihre Anmeldung Top 12 Verleihung der VdS-Medaille erleichtert unsere Vorbereitungen. Besten Dank! Top 13 Nächste Mitgliederversammlung

Wir freuen uns auf Ihren Besuch und interessan- Top 14 Verschiedenes te Gespräche auf den „FRANKFURTER ASTRONO- MIETAGEN 2001“. Eingaben und Änderungen zum Punkt „Verschiedenes“ werden schriftlich erbeten bis zum 15. September 2001 an den Vereinigung der Sternfreunde e. V. Vorsitzenden Otto Guthier, Am Tonwerk 6, D-64646 Heppenheim.

Der Vorstand Wir erbitten Vorschläge für den Ort der nächsten Mitglieder- versammlung (2003). VDS > NACHRICHTEN 133

unvollständig, würde er nicht auch die Bericht des Vorstandes 2000 Schwachstellen ansprechen. Seit gerau- Der Bericht des VdS-Vorstandes für nun endlich auch wetterfeste VdS- mer Zeit kommen wir mit einer „regio- 1999 wurde bereits in unserem VdS- Aufkleber und VdS-T-Shirts hinzuge- nalen Ausrichtung“ und Neuordnung Journal September 1999 vorgelegt. Über kommen. Die in den letzten Jahren stark unserer Vereinsarbeit mangels Power die 24. Mitgliederversammlung der VdS nachgefragten VdS-Taschen sind eben- nicht voran. Viele unserer Mitglieder am 24. Oktober 1999 wurde im Journal so fertiggestellt wie ein völlig neu suchen in ihrer Region Kontakt zu I/2000 (Sommer 2000) berichtet, so daß gestalteter VdS-Flyer, der ab sofort allen Gleichgesinnten, denen die VdS unmit- der vorliegende Beitrag sich über den Interessierten zur Verfügung steht. telbar vor Ort nicht genügend zu bieten Zeitraum November 1999 bis Dezember Schließlich wird bis zum Sommer auch hat. Zwar wurden inzwischen von vielen 2000 erstreckt. der VdS-Stand in neuem „Licht“ erstrah- Sternfreunden Auszüge aus der In diesem Zeitraum traf sich der VdS- len, der ebenso wie die anderen Mitgliederdatei von der Geschäftsstelle Vorstand zu insgesamt drei Vorstands- Materialien in unserem neuen „Corpo- angefordert, doch ist dies nur eine erste sitzungen: rate Design“ gestaltet wurde. Möglichkeit Kontakte zu Gleichgesinn- In den zurückliegenden zwei Jahren ten zu knüpfen. Zu begrüßen ist es, • 11. Dezember 1999 in Hannover stand die Betreuung von Sternfreunden wenn in Zukunft wieder mehrere Regio- • 6. Mai 2000 in Essen im Mittelpunkt der täglichen Arbeit in nalveranstaltungen, Tagungen und • 30. September 2000 in Kirchheim. Geschäftsstelle und Vorstand. Neben Treffen vor Ort durchgeführt werden. vielen anderen Aufgaben wurden allein Leider konzentriert sich heute oft vieles Zu den Schwerpunkten der Vorstands- in den beiden letzten Jahren 1999 und auf große Veranstaltungen, die nach wie tätigkeiten gehörten eine Reihe von 2000 rund 1.000 Anfragen und Schrei- vor von der VdS mitorganisiert und VdS-Aktivitäten mit dem Ziel der ben beantwortet, dazu etwa 2.100 durchgeführt werden, bei denen aber Verbesserung der internen Kommu- Serienbriefe, die der Kommunikation die Wünsche des einzelnen Mitgliedes nikation der Mitglieder und der VdS- innerhalb der VdS dienten, verschickt. oft etwas „unterzugehen“ scheinen. Auf Fachgruppen. Im Jahr 1999 wurden zwei, Hinzu kommen noch die Anfragen an diesem Gebiet kommen wir nur durch im darauf folgenden Jahr ein Treffen mit die Fachgruppen, die direkt von den die tatkräftige Unterstützung von den FG-Referenten und dem Vorstand Fachgruppenreferenten betreut und Vereinen und Mitgliedern voran, die wir durchgeführt. Seit dem Jahr 2000 findet beantwortet werden. Das enorme unsererseits gerne unterstützen wollen. zusätzlich ein gemeinsames Treffen der Arbeitspensum an der Geschäftsstelle Die vom Vorstand durchgeführte Frage- FG-Redakteure, die am VdS-Journal mit- war nur durch die Mitarbeit von Frau bogenaktion an ausgetretene Mitglieder wirken, statt. Charlotte Wehking, die seit November und die Umfrage im letzten Journal för- Im Mittelpunkt dieser Gespräche stand 1998 für die VdS tätig ist, zu leisten. derten wichtige Erkenntnisse zu Tage, der Ausbau unserer VdS-eigenen Seit vielen Jahren kümmert sich Frau über die wir in der nächsten Ausgabe Mitgliederzeitschrift „VdS-Journal für Hildegard Plötz im VdS-Sekretariat um berichten werden. Astronomie“, an dem nahezu alle Fach- die Mitgliederangelegenheiten sowie Ein weiteres Vorhaben soll noch in die- gruppen und viele Mitglieder mit inter- um die gesamte Buchhaltung, die sie sem Jahr realisiert werden: Die Erstel- essanten Beiträgen mitarbeiten. An die- mit großer Akribie erledigt. lung einer Anfängerschrift, die dem ser Stelle möchten wir allen Aktiven den Neben der Bearbeitung postalischer, Einsteiger und Interessierten bei ihren herzlichen Dank des Vorstandes aus- telefonischer und elektronischer Anfra- ersten Schritten auf dem Gebiet der sprechen! gen wurde in den letzten beiden Jahren Astronomie behilflich sein soll. Wir hof- Als weitere Themen sind an dieser das Medium Internet stärker ausgebaut fen, bis Ende des Jahres eine solche Stelle die Auslobung und die Verleihung und genutzt. Dabei wurde viel Zeit und VdS-Schrift vorlegen zu können. der VdS-Medaille zu nennen, die im Aufwand in den Ausbau der Webseiten Auch eine Reihe von Sonderveröffent- Jahr 1999 erstmals überreicht wurde. der VdS investiert. Inzwischen werden lichungen der VdS soll es in den näch- Inzwischen steht die Benennung eines die VdS-Seiten wöchentlich, ja sogar sten Jahren wieder geben. Vor allem die dritten Preisträgers aus den eingegan- täglich aktualisiert. So konnte erstmals tollen Einführungsschriften der VdS- genen Vorschlägen unserer Mitglieder die Mondfinsternis am 9. Januar 2001 Fachgruppen wollen wir in kompakter noch an; die Preisverleihung soll auf live auf der VdS-Homepage von nahezu Form einem größeren Kreis von der Mitgliederversammlung im Oktober 20.000 Usern miterlebt werden. Für die Mitgliedern zugänglich machen. in Frankfurt stattfinden. Zukunft soll dieses Medium noch stär- Sicherlich ließe sich an dieser Stelle Ausgiebig und intensiv wurde in den ker entwickelt werden und Mitglieder noch über manche wichtige Arbeit und letzten Monaten an dem Erscheinungs- wie Nichtmitglieder über die Amateur- interessante Tätigkeit berichten, was bild der VdS gearbeitet. Nach Her- Astronomie informieren. jedoch diesen Rahmen sprengen würde. stellung einer 32-seitigen Informations- Die erfolgreiche Öffentlichkeitsarbeit Doch eines liegt uns ganz besonders broschüre für Mitglieder wie Nichtmit- hat die VdS des öfteren in die Medien am Herzen: Bereichern Sie die VdS-Tage glieder, die in einer Auflage von fast „katapultiert“. Auch nach der Sonnen- und Frankfurter Astronomietage im 7.000 Stück gedruckt und verteilt finsternis vom 11. August 1999 blieb die Oktober in Frankfurt mit Ihrem Beitrag wurde, folgte 1999 ein A1-Plakat als VdS eine Adresse, wenn es um Beant- oder teilen Sie uns Ihre Wünsche und Werbeträger für die VdS und deren wortung von Fragen aus dem Bereich Anregungen mit. Schreiben Sie uns von Fachgruppen. der Astronomie ging. Ihren Erfahrungen und Ergebnissen aus Inzwischen sind weitere Materialien, Dieser Bericht des Vorstandes wäre dem Bereich der Amateur-Astronomie 134 VDS > NACHRICHTEN

und arbeiten Sie damit aktiv an unserer • Jost Jahn Bitte denken Sie daran: Der Vorstand VdS-Zeitschrift mit. Öffentlichkeits- und Pressearbeit arbeitet ehrenamtlich. Die VdS ist keine • Silvia Otto Firma. Arbeiten müssen in der Freizeit Die Mitglieder des Vorstandes nahmen Organisation VdS-Stand, erledigt werden. Verzögerungen bei der folgende Aufgabenbereiche wahr: Mitgliederwerbung und Marketing- Bearbeitung von Anfragen bitten wir • Otto Guthier Aktionen deshalb zu entschuldigen. Die Arbeit Vorsitzender, Redaktion VdS-Zeit- • Uwe Reimann hat jedoch in den letzten Jahren einen schrift, Mitgliederbetreuung, VdS-Homepage, Jugendarbeit solchen Umfang angenommen, dass Geschäftsstelle,Tagungsorganisation, • Peter Völker einzelne Aufgaben als typische Dienst- Kontakte zu den Zeitschriften Corporate Design der VdS, leistungen nach außen vergeben wer- „Sterne und Weltraum“ und „Star Gestaltung VdS-Stand, Gestaltung den mussten. Wir glauben, dass insge- Observer“, administrative Aufgaben, VdS-Veröffentlichungen samt betrachtet Beachtliches geleistet Repräsentation auf Tagungen und kooptierte Vorstandsmitglieder: wurde. Nicht zuletzt durch den persönli- Sternfreundetreffen • Thomas Keßler chen Einsatz zahlreicher Mitglieder, also • Hans-Joachim Bode Ansprechpartner für Finanzen und durch Sie! Schatzmeister, Zahlungsangelegen Steuer-Angelegenheiten Wir freuen uns, Sie am 6. und 7. Okto- heiten, VdS-Medaille • Dr. Jürgen Schulz ber 2001 in Frankfurt oder zu einem • Dr. Werner E. Celnik Ansprechpartner VdS-Sternwarte anderen Zeitpunkt an unserem VdS- Schriftführer, Protokollführung, Volkssternwarte Kirchheim Stand begrüßen zu können. Machen Sie Redaktion VdS-Zeitschrift, VdS- • Dr. Axel Thomas mit und unterstützen Sie Ihre VdS! Rubriken in Amateurzeitschriften, Ansprechpartner für die Fach- Für den Vorstand Tagungsorganisation, Repräsen- gruppen, übergeordnete Organi- Otto Guthier, Werner E. Celnik tation auf Tagungen sation, Redaktion VdS-Zeitschrift im Mai 2001

Dr. Friedrich Frevert verstorben Wenige Tage nach der 26. Würzburger waren es Arbeiten auf dem Gebiet der 6. Februar 1993 der im Jahre 1990 ent- Frühjahrstagung 2001 verstarb Dr. Fried- fotografischen Astrometrie und der deckte Kleinplanet 1990 VC ihm zu rich Frevert im Alter von 86 Jahren. Messung von Lichtkurven, die seinen Ehren auf den Namen 5137 Frevert Am 5. August 1914 geboren, übernahm Ruf als Amateur-Astronom begründeten. getauft. der Physiker und passionierte Sternfreund Aus solchen Lichtmessungen fand er Am 4. August 1994 konnte Dr. Frevert im im Jahr 1969 in Berlin den Vorsitz der eine Methode zur Ableitung der Gestalt Kreis seiner Familie und Freunden seinen Vereinigung der Sternfreunde e.V.. des Kleinplaneten (216) Kleopatra. Im 80. Geburtstag feiern. Auch im hohen Dr. Frevert hatte wenige Jahre zuvor die Rahmen seiner Vorstandstätigkeit grün- Alter verstand er es vortrefflich, alljähr- Astronomische Arbeitsgemeinschaft dete er auch die VdS-Fachgruppe Kleine lich zu der Würzburger Frühjahrstagung Wetzlar gegründet, die unter seiner Planeten, dessen Leitung er bis zum einzuladen. Unvergessen bleibt seine Leitung bei Burgsolms eine gut aus- Jahre 1995 inne hatte. Diese Fachgruppe Art, die Sternfreunde anzusprechen. gestattete Volkssternwarte errichtete. gehört heute zu einer der leistungs- Auf der 24. Würzburger Frühjahrstagung Seine Kenntnisse und Erfahrungen im starken Sektionen innerhalb der auf die im April 1999 übergab er die Leitung an eigenen Verein konnte er in die Führung Zahl von zwanzig angewachsenen VdS- seinen Nachfolger, Herrn Peter Höbel der damals rund 1000 Mitglieder umfas- Fachgruppen. aus Erlangen, der fortan mit Geschick senden VdS einbringen. Unter seiner Dr. Frevert regte außerdem regionale und Fortune die Tradition der Jahres- Leitung fand am 1. Mai 1970 eine außer- Treffen von Sternfreunden an, die einen tagung fortsetzt. ordentliche Mitgliederversammlung in Erfahrungsaustausch und intensive Dr. Frevert, der am 27. April im geseg- Frankfurt statt, die in unserer Vereinsge- Kontaktaufnahme zum Ziele hatten. Im neten Alter von 86 Jahren einer langen schichte einmalig war. Nach vielen Jahre 1972 organisierte er erstmals die schweren Krankheit erlag, konnte auf Diskussionen beschloß die Mitglieder- Würzburger Frühjahrstagung der VdS, ein erfülltes Leben als Mensch und versammlung das eigene Nachrichten- die sich in den folgenden Jahren zu Amateur-Astronom zurückblicken. Mit blatt „VdS-Nachrichten“ aufzugeben um einem sehr gut besuchten Treffpunkt ihm verliert die Amateur-Astronomie sich fortan mit vier Seiten in „Sterne der Amateur-Astronomie entwickelte. und unsere Vereinigung in Deutschland und Weltraum“ zu präsentieren (1). Auf Auf diesen Tagungen begegneten sich einen Vordenker und Aktivisten der der VdS-Tagung in Karlsruhe übergab eine Vielzahl von Sternfreunden, die ersten Stunde. Die viele Sternfreunde, Dr. Frevert im Jahre 1979 nach 10 jähri- entweder als Referenten aus ihren die ihm begegneten, werden seine ger Leitung den Vorsitz an Herrn Dr. Arbeitsgebieten berichteten oder die im Freundlichkeit und Hilfsbereitschaft in Klaus Güssow, Leverkusen. Die Mitglieder- Auditorium begierig den Ergebnissen guter Erinnerung behalten. versammlung dankte ihm für seine und Ausführungen lauschten. Otto Guthier / VdS ehrenamtliche Tätigkeit und ernannte Seine astronomische Liebe gehörte aber (1) Völker,P. „Vierzig Jahre VdS“. Sterne und ihn zum Ehrenmitglied unserer Vereinigung. nach wie vor den kleinen Planeten Weltraum 32, 728 ( 10/1993). Mit Vorliebe beschäftigte sich Dr. Frevert unseres Sonnensystems. Für sein Enga- (2) Bendel,R. „Zum 80.Geburtstag von Dr. Friedrich Frevert. Sterne und Weltraum 33, mit den Kleinplaneten (2). Insbesondere gement auf diesem Gebiet wurde am 658 (8-9/1994) VDS > NACHRICHTEN 135

Mitgliederentwicklung der VdS

Die Bilanz der Mitgliederentwicklung verlief auch für das Jahr 2000 positiv. Exakt 354 (Vorjahr 317) Neumitglieder konnte unsere Vereinigung begrüßen. Mit den 19 (VJ 33) Wiedereintritten r betrug der Bruttozuwachs 373 (VJ 350), was einem Wachstum von 10,4% entspricht. Der Mitgliederstand per 31.12.2000 erreichte 3.956, womit die 4.000er-Marke nur knapp verfehlt wurde. Anzahl Mitgliede Nach Berücksichtigung der Austritte ergibt sich ein Nettozuwachs von 174 Mitgliedern (VJ 169) oder 4,9 % (VJ 4,9%). Damit ist eine gewisse Stagna- tion im Wachstum eingetreten. Die Zahl der Ausschlüsse wegen Ausfall der Zahlungsbereitschaft oder der feh- Abb. 1: lenden Angabe der neuen Adresse nach Entwicklung der VdS-Mitgliederzahlen 1967 bis 2000 einem Umzug ist mit 75 unverändert zum Vorjahr geblieben. Dennoch hat Gründe spielen eine große Rolle, die wenig bieten! sich diese Zahl innerhalb von drei zum Austritt führen. Knapp die Hälfte Konkrete Ergebnisse dieser Befragung Jahren mehr als verdoppelt (siehe Tab. 1)! assoziierten Ihren Austritt mit dem werden wir in der nächsten Ausgabe Die Zahl der jährlich an die Geschäfts- Bezug der Zeitschrift „Sterne und unserer Zeitschrift vorstellen. stelle mitgeteilten Adressänderungen Weltraum“, deren Abokosten oder Eine weitere Zahl ist vielleicht ganz unserer Mitglieder bewegt sich zwi- Niveau als zu hoch beurteilt wurden. interessant. Am 4.1.1991 betrug die Zahl schen 300 und 350 pro Jahr und hat Rund 30% gaben auch die VdS als der VdS-Mitglieder 2.219. Nach exakt 10 ebenso enorm zugenommen. Grund an, von der sie sich mehr Jahren ist die Zahl der Mitglieder auf Die Zahl der eigentlichen Aufkündigun- Leistungen oder eine andere Leistung 3.834 angestiegen. Dies bedeutet einen gen ist mit 111 (VJ 92) deutlich gestie- wünschten. Als zweiter Punkt wurde die Nettozuwachs von 1.615 Sternfreunden, gen, liegt aber im Bereich von knapp 3 fehlende Kommunikation und die man- oder 72,8%. Prozent. Seit 1999 werden alle Mit- gelnden Kontakte zu Gleichgesinnten Im Sommer 2001 dürfen wir vorraus- glieder, die ihren Austritt erklärt haben, angeführt. Bemerkenswert ist, dass sichtlich das 4.000. Mitglied unserer mit einem Fragebogen angeschrieben. über 80% sich als Anfänger oder gele- Vereinigung begrüßen. Auf diese/n Oft werden persönliche Gründe, wie gentliche Beobachter („Spazieren- Sternfreund/in wartet ein Präsent im Beruf, Familie als Aufgabe des Hobbys gucker“) bezeichneten, d. h. die VdS Wert von DM 100,-. Wer wird es sein? genannt. Auch andere persönliche kann diesen Einsteigern offenbar zu Wir freuen uns über dieses beachtliche Wachstum unserer Vereinigung. Insbeson- dere durch unsere eigene Zeitschrift 1997 1998 1999 2000 erwarten wir einen stärkeren Zustrom von Mitgliedern, die von den Vorteilen Mitgliederstand per 1. Januar 2918 3217 3414 3583 einer Mitgliedschaft überzeugt sind. Neueintritte 367 312 317 354 Schließlich ist unsere Amateur- Wiedereintritte 23 33 33 19 Zeitschrift „VdS-Journal“ die größte Eintritte (gesamt) 390 (13,3%) 345 (10,7%) 350 (10,3%) 373 (10,4%) ihrer Art in Deutschland und wird mit Herzblut von Hobby-Astronomen für Austritte 91 (3,1%) 148 (4,6%) 181 (5,3%) 199 (5,5%) Sternfreunde geschrieben. Davon Das Ziel sind 4.150 Mitglieder zum - durch Tod 8 16 14 13 Jahresende 2001 und 4.500 Vereinsmit- - unbekannt verzogen 11 9 28 35 glieder zu unserem 50jährigen Besteh- en, welches wir im Jahr 2003 begehen - keine Beiträge gezahlt 20 31 47 40 werden. Helfen Sie deshalb mit, - Austrittserklärung 52 92 92 111 Neumitglieder für die VdS zu werben und Sternfreunde von unserer Nettozuwachs 299 (10,2%) 197 (6,1%) 169 (4,9%) 174 (4,9%) Vereinigung zu überzeugen. Otto Guthier Tab. 1: VdS-Mitgliederentwicklung 1997 bis 2000 136 VDS > NACHRICHTEN

Jubiläen

Auch in diesem Jahr können einige Vereinsmitglieder auf Ihr stolzes Jubiläum zurückblicken. Der Vorstand der Vereinigung der Sternfreunde e. V. gratuliert folgenden Mitgliedern für die jetzt 20jährige, 30jährige und 40jährige Mitgliedschaft in der VdS sehr herzlich und bedankt sich für Ihre Treue.

40jährige Mitgliedschaft Mitglieds-Nr. 20jährige Mitgliedschaft Mitglieds-Nr.

Prof. Dr. Klaus Funke, Münster 798 Eugen Schülein, Hückelhoven 3127 Erhard Hubert, Sinn 799 Jürgen Harms, Hohenberg-Krusemark 3132 J. H. M. Ruland-Missotten, B-Hasselt 803 Max Falk, Egloffstein 3133 Dr. Karl-Heinz Geiger, Schlangenbad 806 Manfred Seufert, Ratingen 3134 Klaus Aschenbrenner, Wiesbaden-Naurod 809 Hans-Werner Ebert, Grevenbroich 3139 Dr. Lutz D. Schmadel, Wiesloch-Baiertal 813 Josef Waggershauser, Vogt 3143 Dr. Friedrich Frevert, Wetzlar 820 Stephan Bonnen, Kleve 3149 Wolfgang von König, Bad Schussenried 847 Jürgen Stein, Kriftel 3153 Dr. Hans-Jörg Zeitler, Neuried 857 Thomas Lang, Großaitingen 3154 Dr. med. Christian Kramann, Neustadt 863 Dr. Rainer Bürstinghaus, Teltge 3157 Dr. med. Roman Schmid, Baden-Baden 867 Carsten Pauls, Mönchengladbach 3159 Bernhard Brauner, Herford 874 Hans Krammer, Palling 3160 Johannes Scholz, Hildesheim 877 Theo-Hermann Wacker, Dortmund 3161 Matthias Recknagel, Kornwestheim 3168 30jährige Mitgliedschaft Mitglieds-Nr. Dirk Rogaza, Recklinghausen 3171 Dr. Sven Stürenburg, Ganderkesee 3173 Horst Thiel, Bad Driburg 1912 Dr. Peter Heller, Lehrte 3175 Dr. Erich Joos, Schenefeld 1920 Udo Reffke, Waldsolms 3182 Morris Mavromatis, Hürth 1929 Hans Margot, Westerstede 3204 Josef Grymbowsky, Aachen 1936 Dipl.-Ing. Eckard Hengstenberg, Esslingen 3206 Josef Beyer, Dülmen 1943 Peter Hosters, Arnsberg 3211 Viktor Schmitz, Andernach 1947 Michael Babke, Berlin 3213 Dr. Jürgen Beisser, Lilienthal 1954 Manfred Pieper, Gelsenkirchen 3214 Dr. Kurt Becker, Tuningen 1958 Franz L. Otto, E-Capdepera 3217 Michael Schulte, Bremerhaven 1963 Reinhold Schmitt, Kaiserslautern 3218 Dipl.-Ing. Reinhard Sopper, Rodgau 1980 Oliver Dicklhuber, Salching 3222 Dipl.-Ing. Heinrich Feindt, Hameln 1982 Guido Hüsken, Heiden 3228 Peter Höltge, Hamburg 1987 Otto Beesch, Fluorn-Winzeln 3231 Horst Liebig, Bietigheim-Bissingen 1994 Gerhard Gramm, Hüffenhardt-Kälbertshausen 3234 Hans-Otto Garbers, Embsen 1995 Klaus Bagschik, Koblenz-Karthausen 3236 Gunnar Glitscher, Darmstadt 1998 Franz Bauer, München 3237 Freunde und Förderer des Max-Born- Günther Strauch, Borken 3239 Gymnasiums Germering e. V., Germering 2016 Klaus Soja, Drensteinfurt 3240 Volkssternwarte / VdS Köln e. V., Köln 2036 Wolfgang Jungnickel, Wendeburg 3242

Derzeitige Ehrenmitglieder der Vereinigung der Sternfreunde e. V. Mitglieds-Nr. Edgar Mädlow, Berlin 16 Hans Oberndorfer, München 55 Dr. Karl Schaifers, Heidelberg 994 Dr. Klaus Güssow, Leverkusen 2783 VDS > NACHRICHTEN 137

Spenden an die Vereinigung der Sternfreunde e. V.

Der Vorstand bedankt sich herzlich für folgende Spenden, die im Jahr 2000 eingegangen sind:

Mitglieds-Nr. Name DM Mitglieds-Nr. Name DM

3091 Günther Dass 37,20 3581 Bernd Wippich 137,20 3921 Stephan Küppers 37,20 1533 Wolfgang Wichmann 11,45 3475 Prof. Dr. Reinhold Wrona 37,20 971 Ernst Häring 17,20 15 Ernst Büschel 37,20 2067 Ulrich Fritz 30,00 3046 Werner Kuhlmann 37,20 7166 Otto Frömel 3,00 2714 Dipl.-Kfm. Werner Braune 28,00 5734 Dir. Gerhard Miedaner 37,20 7019 Christian Mikolaschek-Schmitz 28,00 1324 Dr. Rainer Fuchs 37,20 4617 Dipl.-Inf. Wolfgang Grimm 37,20 1815 Peter Berger 37,20 2098 Peter Ranly 17,20 803 J. H. M. Ruland 25,20 4584 Karin Lankes 37,20 6679 Dr. Andrea Steck 174,43 1459 Friedhelm Dorst 37,20 3631 Adam Renner 17,20 2275 Robert Wurm 7,20 6570 Uwe Thönnes 39,20 3531 Michael Korff-Karlewski 7,20 2265 Kurt Decker 11,45 693 Werner Weiser 37,20 6891 Günther Bendt 37,20 5350 Dipl.-Kfm. Rudolf Stähler 37,20 4593 Dipl.-Päd. Hans Peter Mathieu 7,95 1803 Horst Mack 37,20 4748 Michael Henseler 7,20 867 Dr. med. Roman Schmid 37,20 5783 Dipl.-Phys. Horst Kern 2,20 7156 Dr, Konrad Wenning 37,20 6360 Dr. Norbert Stapper 28,00 5254 Dr. Volker Zillessen 37,20 7252 Olaf Kohlberg 2,20 2980 Dr. Franz-Josef Hambsch 75,20 2585 Franz Vrabec 5,20 2765 Dr. Otto Vogt 87,20 4034 Hans Gerhard Weber 6,00 5127 Eberhard Quaas 87,20 7300 Kurt Tiede 3,00 5877 Dr. Klaus Bernhard 25,20 3605 Hans Gahler 50,00 6129 Dipl.-Math. Jörg Fellner 7,20 2469 Wolfgang Gösser 37,20 6994 Frank Wächter 7,20 6364 Stephan Bichlmeir 32,20 2088 Dipl.-Ing. Peter Höbel 7,20 2829 Walter Bonkat 37,20 5518 Stefan Paulick 26,45 6774 Erich Gans 37,20 4130 Peter Schulte 12,20 3211 Peter Hosters 32,20 6245 René Purwin 87,20 6621 Walter Halbwax 8,00 7028 Joachim Uhlig 50,00 7069 Willi Kalter 2,20 7319 Axel Rönnfeldt 3,00 1998 Gunnar Glitscher 82,20 3596 Dipl.-Ing. Jürgen Vogel 5,00 3745 Dr. Werner E. Celnik 200,00 2786 Dr. Ricardo Catasus Brüggemann 6,00 4476 Dr. Heinz Steinbach 10,00 5715 E.-Günter Bröckels 7,20 3507 Bernhard Flach-Wilken 100,00 2233 Hans Ilincic 17,20 2714 Werner Braune 94,00 6285 Dr. Gottfried Beyvers 30,00 6012 Uwe Reimann 70,00 6530 Hubert Katzmarz 51,45 3940 Silvia Otto 202,20 3419 Hans Michael Fritz 41,45 6790 Alexander Walter 58,00 4949 Jürgen Jaspert 50,00 2520 Spenden anläßlich des 1076 Bruno Dannecker 7,20 Geburtstages von 2335 Erich Bürger 20,00 Dr. Gerhart Raichle 795,00 6575 Lukas Bolz 5,00 3406 Hermann Gössling 6,45 2653 Peter Reinhard 5,20 Spenden von Freunden der VdS 3546 Dipl.-Ing. Wolfgang Wildmann 37,20 3312 Peter Fischer 37,20 Spenden anläßlich des Geburtstages von 3448 Günter Stück 37,20 Prof. Dr. Peter Svejda 1.180,00 3920 Michael Wenzel 87,20 Fa. Carl Zeiss Oberkochen 3.000,00

Zuwendungen sind uns jederzeit willkommen und Sie unterstützen damit die Tätigkeit der Vereinigung der Sternfreunde e.V. Wegen Förderung der Volksbildung und der Amateur-Astronomie ist unsere Vereinigung als gemeinnützigen Zwecken dienend anerkannt. Somit sind Ihre Zuwendungen steuerlich absetzbar. Zuwendungen und Sachspenden können auch zweckgebunden an die Vereinigung übergeben werden, so zum Beispiel für das VdS-Jugendlager oder die VdS-Sternwarte Kirchheim. 138 VDS > NACHRICHTEN

Werbemittel der VdS Service für unsere Mitglieder im neuen „Corporate Design“ Viele Fachgruppen der VdS geben eigene Einführungs- und Informationsschriften • Informationsbroschüre • VdS-Flyer heraus, die Mitgliedern und Sternfreun- 32 Seiten, für Mitglieder wie Nicht- neu gestaltet, steht allen Interessier- den zur Verfügung stehen. Diese Schriften mitglieder. Auflage von fast 7.000 ten zur Verfügung, z. B. zum Ver- können bei der VdS-Geschäftsstelle oder Stück! teilen an jeden Astronomie- bei den Fachgruppen angefordert werden: Interessierten oder zum Auslegen für • A1-Plakat Sternwartenbesucher „VdS-Infobroschüre“ als attraktiver farbenprächtiger 32–seitige Informationsschrift der Verei- Blickfang, Werbeträger für die VdS • VdS-Stand nigung der Sternfreunde und der Fach- und deren Fachgruppen, z. B. für die unser Stand erstrahlt in neuem gruppen. Diese Schrift informiert die Sternwarte „Licht“, frisch und erfrischend, Leser über die Tätigkeit der VdS und der lebhaft gestaltet von Peter Völker einzelnen Fachgruppen und enthält alle • VdS-Aufkleber aktuellen Adressen. Diese Schrift ist gratis! wieder wetterfest, z. B. für Teleskop, Die Werbemittel sind an unserem VdS- Koffer oder Auto Stand erhältlich, der zukünftig ver- Fachgruppe Astrofotografie: stärkt durch Deutschland reisen wird. „Astrofotografie- eine Einführung in die • VdS-T-Shirts Zu beziehen auch über die VdS- Stellarfotografie“ (3. Überarbeitete Auf- neu! Farbe weiß, mit farbigem Auf- geschäftstelle. lage, 85 Seiten). Für Mitglieder 8.00 DM, druck vorn und Schriftzug DM 12.00 für Nichtmitglieder. „Vereinigung der Sternfreunde“ hinten z. B. zum Anziehen Fachgruppe CCD-Technik: „Informationsblatt der Fachgruppe CCD- • VdS-Tragetaschen Technik“. DM 3.00 für VdS-Mitglieder, aus Leinen, neues Design, farbig DM 5.00 für Nichtmitglieder. bedruckt, blau/gelb, z. B. zum Ein- kaufen, vor allem auf Astro-Messen Fachgruppe Kometen: und im Supermarkt „Einstieg in die visuelle Kometenbeob- achtung“, DM 6.00.

„Anleitung zur visuellen und fotografi- schen Kometenbeobachtung“, DM 6.00. Jeweils DM 8.00 für Nichtmitglieder.

Fachgruppe Spektroskopie: „Einführungschrift in die Spektroskopie“, DM 5.00; Nichtmitglieder DM 7.00.

Fachgruppe Amateur-Teleskope: Infoschrift Sektion Selbstbau: DM 1.00. Ausführliche Informations- und Einführ- ungsschrift mit Bezugsquellennachweis DM 5.00; Nichtmitglieder DM 7.00.

Fachgruppe Meteore: „Anleitung zur visuellen Meteorbeobacht- ung“, DM 5.00; Nichtmitglieder DM 7.00.

Fachgruppe Sonne: „Anleitung zur Sonnenbeobachtung“, DM 5.00; Nichtmitglieder DM 7.00.

Die Schriften können von Mitgliedern gegen Einsendung von entsprechenden Briefmarken (zzgl.DM 3.- in Briefmarken für Rückporto) an der Geschäftsstelle angefordert werden. Ein Bezug über die Fachgruppen ist aber genauso möglich. VDS > TAGUNG 139

Liebe Mitglieder, so läuft es für Sie richtig gut!

Sie sind umgezogen und wollen Infos es, wenn Sie uns schriftlich mitteilen, Und so erreichen Sie uns: der VdS, das VdS-Journal und Ihre ab wann das Abo über die VdS begin- VdS-Geschäftsstelle / Vorsitzender abonnierten Zeitschriften weiterhin nen soll. Wir veranlassen dann alles Am Tonwerk 6, pünktlich erhalten? Weitere. Wenn Sie schon Direkt- D-64646 Heppenheim Dann geben Sie uns Ihre neue Anschrift Abonnent sind, prüfen Sie bitte, zu wel- Fax-Nr. 0 62 52 / 78 72 20 schnellstens bekannt. Wenn Sie Zeit- chem Termin Ihr Abonnement-Vertrag Tel.-Nr. 0 62 52 / 78 71 54 schriften im Abonnement über die VdS auslaufen kann und kündigen Sie diesen E-Mail Geschäftsstelle: beziehen, geben wir die Anschriften- selbst fristgerecht beim [email protected] änderung automatisch an die Verlage Verlag. Dann teilen Sie E-Mail Vorsitzender: weiter! uns den Start-Termin [email protected] für Ihr Abo über die VdS mit. VdS-Sekretariat – Frau H. Plötz Sie möchten SuW Jagdfeldring 31, D-85540 Haar Sie haben uns eine Einzugsermächti- und/oder Star Observer Fax-Nr. 0 89 / 68 84 36 0 gung erteilt und Ihre Bankverbindung ab 1.1. des nächsten Jahres abonnieren hat sich geändert? bzw. zum 31.12. dieses Jahres kündigen? Wenn es für Sie gut läuft, dann sind Informieren Sie die Teilen Sie uns dies bitte schriftlich bis auch wir zufrieden. Geschäftsstelle zum 15.11. mit! Für Ihre Unterstützung herzlichen Dank! bitte schriftlich. Ansonsten erbit- Wir finden es schade, wenn Sie unsere VdS-Geschäftsstelle ten wir Zahlungen Vereinigung verlassen möchten! Charlotte Wehking auf unser Konto 11745 bei Aber wenn Sie fest ent- der Sparkasse Starkenburg, Heppen- schlossen sind, beachten heim, BLZ 509 514 69. Zur Vermeidung Sie bitte, dass der Aus- unnötigen Verwaltungsaufwandes bitte tritt zum Jahresende nur immer mit Angabe Ihrer Mitglieds-Nr. mit einer dreimonatigen Frist möglich ist, d.h. Ihre Kündigung Sie möchten „Sterne und Weltraum“ muss laut Satzung spätestens am 30.9. und/oder „Star Observer“ über die VdS bei uns vorliegen. zu ermäßigten Abo-Preisen beziehen? Nur zur Erinnerung: Eine Mitgliedschaft Wenn Sie die Zeitschrift/en noch gar ist auch ohne Bezug einer Zeitschrift nicht im Abonnement beziehen, genügt möglich!

Der Physikalische Verein und die Astronomie Liebe Mitglieder und Freunde der VdS, liebe Sternfreude, an dieser Stelle wollen wir dem Ausrichter unserer diesjährigen Tagung und Mitgliederversammlung, dem Physikalischen Verein Frankfurt e.V., Gelegenheit geben, sich Ihnen einmal vorzustellen.

Der Physikalische Verein ist eine tradi- Meteoriten erkannt hatte, 1826 eine die Astronomische Sektion offiziell ins tionsreiche Frankfurter Institution. Auf Vorlesungsreihe „über die Meteormassen, Leben gerufen. Der Neubau des eine Anregung Goethes fußend, grün- mit Vorzeigung seiner Sammlung“. 1828 Vereinshauses 1908 wird mit einer gut den Frankfurter Bürger im Jahre 1824 werden die Sonnenfleckenbeobach- ausgestatteten Sternwarte versehen. den Verein „um sich gegenseitig zu tungen Samuel Thomas von Soemmerrings Zudem wird mit Professor Brendel ein belehren, um die Kenntnisse in der veröffentlicht. Gelegentlich tauchen in Mathematiker und Astronom Direktor Physik und Chemie allgemeiner zu ver- den Jahresberichten Beobachtungen der als eigenes Institut betriebenen breiten, und diese Wissenschaften von Sternschnuppenströmen, Sonnen- Sternwarte. Bald kommt es zur Gründ- selbst soviel wie möglich zu fördern und Mondfinsternissen auf. 1838 erhält ung der Frankfurter Universität. Der und zu bereichern“, wie es in den der Physikalische Verein von der Stadt Physikalische Verein als einer der her- ersten Vereinsstatuten nachzulesen ist. den Auftrag, für die genaue Regulierung ausragenden Stifter, stellt sein Vereins- Zwar spielt die Astronomie im Rahmen der Frankfurter Turmuhren zu sorgen. gebäude der Universität für den Lehr- der Vereinsarbeit eine eher untergeord- Hierzu wird auf dem Turm der Pauls- betrieb zur Verfügung. Die existierenden nete Rolle, doch von Anfang an lassen kirche die erste Sternwarte des Vereins Vereinsinstitute, so auch die Stern- sich Beobachtungs- und Lehraktivitäten eingerichtet. 1861/62 versah übrigens warte, werden durch diesen Schritt belegen. So hält E. F. F. Chladni, der als Ernst Abbe als Frankfurter Stadtastro- Universitätsinstitute. Brendel regt auch erster die außerirdische Natur von nom den Zeitdienst. Im Mai 1877 wird die Gründung des Planeteninstituts an, 140 VDS > TAGUNG

einer internationalen Einrichtung, die Astronomie gemausert. Einmal wöch- durch den Physikalischen Verein sich mit der Rechnung von Bahnstör- entlich wird ein Vortrags- und Beob- erschlossen, bietet einen guten Kom- ungen bei Kleinplaneten beschäftigte. achtungsabend angeboten. Anders als promiss zwischen Entfernung und Beob- Astronomen aus Belgien, Frankreich, bei anderen Volkssternwarten ist die achtungsqualität. Mit freundlicher Rumänien und Russland arbeiten in Öffnung unabhängig vom Wetter. Einem Unterstützung der Universität Frankfurt Frankfurt an diesem Problem. Der Erste geflügelten Spruch ehemaliger Mitar- kehrt der Verein quasi zu den Wurzeln Weltkrieg behindert die Arbeit des beiter folgend, beginnt der Vortrags- zurück. Er errichtet dort die Hans Instituts erheblich, doch arbeitet es bis abend erst, wenn mindestens drei Ludwig Neumann Beobachtungsstation. zum 1. Oktober 1939, als es an die Besucher anwesend sind. Dieses Sie besteht aus zwei Baaderkuppeln Sternwarte in Heidelberg verlagert wird, Problem kennen die derzeitig Verant- (Durchmesser 4 m), einem 9 x 3 m weiter. Insgesamt über 700 Planeto- wortlichen nur noch vom Hörensagen. Container und einem 3 x 3 m Container. idenbahnen werden so exakt verbes- Finden die Vortragsabende zunächst in Die Container bieten Aufenthalts-, sert, dass bis in das Jahr 2000 keine einem kleinen Raum im 4. Stock statt, Vorbereitungs-, Lager- und Ruhemög- Neurechnungen erforderlich sind. Aus so ist bald der Umzug in den im Hause lichkeiten. In der Westkuppel sind ein dieser Tätigkeit resultieren übrigens die befindlichen Vortragssaal erforderlich. C14, ein 13,5-cm-Zeissrefraktor sowie drei Frankfurter Kleinplaneten 728 In den letzten Jahren werden bei durch- ein 8-cm-Vixenrefraktor mit Protube- Leonisis (nach dem Vorsitzenden des schnittlich 40 Freitagsveranstaltungen/ ranzenansatz auf einer Alt-AD7- Ph. V., Leo Gans und dem Vereins- Jahr zwischen 5.000 und 6.000 Besu- Montierung eingebaut. Die Ostkuppel wappen Isis), 761 Brendelia (nach cher gezählt. Zu Gruppenführungen, die beherbergt ein 60-cm-Cassegrain-Teles- Martin Brendel) und 1437 Boda (nach Donnerstags angeboten werden, kom- kop von Astrooptik Keller, das von den seinem Assistenten Karl Boda). Von men 600 bis 800 Besucher / Jahr. Beobachtern respektvoll als QLT (für Beginn der dreißiger Jahre an finden Darüber hinaus ist die Sternwarte natür- Quite Large Telescope) bezeichnet wird. sich in den Aufzeichnungen des Vereins lich bei besonderen Himmelsereignissen Es lässt sich mit einem Primärfokus- immer mehr Hinweise auf Besuche von geöffnet. Korrektor als fotografisches Fernrohr Schulklassen und Gruppen. Unter der f/3,3 ebenso einsetzen wie als visuell/ Leitung von Dr. Karl Boda beginnen ab Außerdem bieten die Mitarbeiter in fotografisches Instrument im Sekundär- 1936 regelmäßig öffentliche Beobach- Zusammenarbeit mit der Volkshoch- fokus bei f/9,5. Weiter sind dort noch tungen auf der Sternwarte, die bis zu schule Frankfurt in jedem Semester eine 25-cm-Schmidtkamera, ebenfalls seinem Tode im Jahr 1942 fortgesetzt einen 10-wöchigen Kursus an, der sich von Keller, ein 45-cm-Dobsonfernrohr werden. Hier beginnt die Geschichte der abwechselnd mit dem Planetensystem (Eigenbau) sowie ein Mijauchi-Binokular Volkssternwarte Frankfurt. Nach 1942 oder der Welt der Sterne befasst. Die 20 x 100 stationiert. Diese vielfältige erzwingen die Kriegsfolgen den Abbruch Aktivitäten der Volkssternwarte, die die Ausrüstung bietet, zusammen mit dem jeder Tätigkeit. Volksbildung betreffen, sind also sehr wesentlich besseren Beobachtungs- umfangreich. Wesentlich ungünstiger himmel endlich wieder umfangreiche Nach dem Krieg dauert es bis zum 30. sehen lange Zeit die Möglichkeiten für Möglichkeiten zu eigener amateurastro- Mai 1960, bis Dr. Philipp Siedler, der unsere Mitarbeiter aus, sich mit nomischer Betätigung. damalige Vorsitzende des Physikali- Amateurastronomie auseinander zu set- schen Vereins, die Sternwarte ihrer zen. Die Beobachtungsbedingungen am Ein kleiner Wermutstropfen ist die neuen Bestimmung übergeben kann. Observatorium sind durch die extreme Tatsache, dass die Station immer nur Zwar stehen die Instrumente der Stadtlage stark erschwert. Das qualita- von einer begrenzten Beobachteranzahl Universität weiter zur Mitbenutzung zur tiv exzellente Teleskop erlaubt sehr gute genutzt werden kann, um die empfind- Verfügung, doch ist hauptsächlich an Planeten-, Mond- und Sonnenbeob- lichen seismologischen Anlagen nicht zu eine Nutzung in der Volksbildungs- achtungen, jedoch sind Deep-Sky- sehr zu stören. Dies macht eine öffent- tätigkeit gedacht – die Geburtsstunde Beobachtungen aufgrund der extremen liche Nutzung unmöglich. Die HLN, wie der Volkssternwarte Frankfurt. Die Lichtverschmutzung kaum möglich. Der die Station von den Mitarbeitern liebe- Ausstattung der Sternwarte besteht aus Volkssternwartenbetrieb lässt sich ver- voll genannt wird, ist seit 1997 offiziell einem 20-cm-Refraktor von Max Pauly nünftig durchführen, doch für besonde- in Betrieb. Seitdem können eine ganze (nach seinem Stifter „Oppenheim re Beobachtungen ist der Einsatz porta- Reihe hervorragender Beobachtungs- Refraktor“ genannt), einem 11-cm- bler Instrumente, sowie eine längere ergebnisse und fotografischer Resultate Refraktor sowie einem 15-cm-Astro- Fahrtstrecke aus dem Rhein-Main-Gebiet belegen, dass auch in der Rhein-Main- grafen f/5,6. Bald kommt für den 11-cm- heraus dringend erforderlich. Das Region sinnvolle Amateurastronomie Refraktor auf Anregung von Professor ändert sich erst 1994, als der Physi- möglich ist. Gleissberg noch ein Lyot-Filter der Firma kalische Verein in einem erheblichen Halle (Berlin) in den Bestand. Seither finanziellen Kraftakt mit dem Bau eines gestalten die Mitarbeiter des 1962 ent- Observatoriums auf dem Kleinen standenen Astronomischen Arbeits- Feldberg im Taunus, vor den Toren kreises das Beobachtungs- und Vor- Frankfurts, beginnt. Die Universität tragsprogramm in eigener Regie. Aus betreibt auf der Kuppe des Kleinen kleinen Anfängen heraus hat sich die Feldbergs ein seismologisches Observa- Volkssternwarte zu einem wichtigen torium sowie meteorologische For- Wissensvermittler auf dem Gebiet der schungseinrichtungen. Das Areal, 1913

142 VDS > TAGUNG

Frankfurter Astronomietage 2001 und 25. VdS-Tagung 5. – 7. Oktober 2001 Veranstalter: Physikalischer Verein Frankfurt e.V. Tagungsort: Im Hörsaalgebäude der Universität Frankfurt Gräfstraße/Robert-Mayer-Straße Freitag, 5.10.2001 Mitgliederversammlung der VdS ebenfalls am 8:00 – 18:00 Uhr Aufbau der Aussteller und Sonntag, 7.10. 2001 Volkssternwarten im Foyer der Goethe- ab 9:00 Uhr Einlass Universität Frankfurt 10:00 Uhr Beginn der Mitgliederversammlung 18:30 Uhr Begrüßungsabend Ende ca. 13:00 Uhr 20:00 Uhr Öffentlicher Fachvortrag: Räumlichkeiten Ref. Prof. Harald Lesch, • Ca. 350–400 qm Ausstellungsfläche im Foyer und Universitätssternwarte München Treppenhaus der Uni „Sind wir alleine im Universum?“ • Parkhaus mit über 400 Parkplätzen direkt nebenan ab 22:00 Uhr gemütliches Beisammensein • U-Bahn-Station „Bockenheimer Warte“, Straßenbahn- Haltestelle „Festhalle/Messe“ Samstag, 6.10.2001 • Für Übernachtungen bitte an das Fremdenverkehrsamt ab 8:00 Uhr Einlass „Astronomietage 2001“ für Frankfurt wenden. Aussteller Rahmenprogramm 10:00 Uhr Eröffnung der Astronomietage 2001 • Senckenbergmuseum (um die Ecke) ➠ Eintritt für Besucher 10:00 – 19:00 Uhr „Astronomie-Messe“ der Astronomie-Tage frei! 11:00 – 17:00 Uhr Amateur-Referate (dieses Programm wird • Palmengarten in der Nähe von der VdS gestaltet ) • Besuch der Hans-Ludwig-Neumann-Sternwarte (Kleiner 20:00 Uhr Öffentlicher Fachvortrag: Feldberg) am Samstag, dem 6.10.2001, Abfahrt um 13:30 Referent: Dr. Gero Rupprecht, Uhr, Fahrtkosten ca. 20,- DM ➠ Nur nach vorheriger European Southern Observatory (ESO) Anmeldung! „Neues vom VLT“ • Besuch des Frankfurter Zoos ab 22:00 Uhr gemütliches Beisammensein • Besuch des Maintowers im Foyer des Physikalischen Vereins Eintrittspreise Tageskarte 1 Tag 2 Tage Sonntag, 7.10. 2001 Mitglieder DM 10.- DM 15.- 9:00 – 17:00 Uhr „Astronomie-Messe“ Mitglieder ermäßigter Preis DM 8.- DM 12.- 10:00 – 15:00 Uhr Amateur-Referate (dieses Programm wird Nicht-Mitglieder DM 13.- DM 20.- von der VdS gestaltet) Nicht-Mitglieder ermäßigter Preis DM 10.- DM 15.- 18:00 Uhr Ende der Veranstaltung Kinder bis 12 Jahre frei frei ✃ Anmeldung (bitte an den Physikalischen Verein zurückschicken!) zu den Astronomie-Tagen 2001 beim Physikalischen Verein · Robert-Mayer-Str. 2-4 60054 Frankfurt · Tel.: 069 / 70 46 13 ❒ Ich nehme an der Veranstaltung mit ...... Personen teil. VdS-Mitglied: ❒ ja ❒ nein ❒ Ich nehme an der Besichtigung der Hans-Ludwig- Neumann-Sternwarte auf dem Kleinen Feldberg teil. (Fahrtkosten ca. DM 20., da nur eine begrenzte Anzahl an Teilnehmern möglich ist, entscheidet die Reihenfolge der Anmeldung). Physikalischer Verein Frankfurt Abfahrt Samstag 6.10. um 13:30 Uhr (Dauer ca. 3 Std.) Robert-Mayer-Straße 2-4 Name 60054 Frankfurt/Main PLZ, Ort

Straße VDS > VOR ORT 143

Dem Himmel nahe – Astronomie auf dem Gornergrat von Nathalie Buffat und Ulrich Schimek

Ein Seminar der besonderen Art veran- staltete die Astronomische Arbeitsge- meinschaft Gornergrat (AAG) in der Schweiz. Dieses Seminar fand vom 18. bis 25. November 2000 in rund 3.100 Meter Höhe in den Hochalpen der Walliser Alpen statt. An dem erstmals durchgeführten Semi- nar „Astronomie für Einsteiger“ mit Grundkenntnissen nahmen zwölf Seminar- teilnehmer/innen teil. Die beiden Seminar- leiter Dr. Werner E. Celnik und Otto Guthier waren für uns das erste Hoch in der Liste dieser Veranstaltung. Wer kennt diese beiden von der Astronomie begeisterten Personen denn nicht?! Der Veranstaltungsort und die Unter- bringung im „Kulmhotel Gornergrat“, Abb. 1: Europas höchstgelegenem Hotel, war Gruppenfoto aller Seminarteilnehmer/innen und anwesenden Amateur-Astronomen der zweite Höhepunkt. Als Amateur auf dem Gornergrat sieht man immer in diversen Publika- tionen Astroaufnahmen, die auf dem Gornergrat belichtet wurden. Und nun hatten wir die Möglichkeit, diese Schön- heit selbst, im Rahmen eines Seminars, zu erleben. Das Alter der Teilnehmer war bunt gemischt. Es fing bei knapp über Zwanzigjährigen an und reichte bis ins Rentenalter. Auch einige bekannte Ama- teur-Astronomen waren in dieser Woche im Hotel untergebracht. Die gebotene Verköstigung (Halbpension) war hervor- ragend; das Personal, schon an einige Astronomen-Treffen gewöhnt, war sehr hilfsbereit und freundlich. Abb. 2: Nach einer winterlichen Anreise wurden Blick in den Seminarraum des Kulmhotels Gornergrat wir am Samstag von den Veranstaltern am frühen Abend im Hotel begrüßt. Die erste Nacht offenbarte uns Einsteigern tungsbuches. Weiterhin stand das Auffin- Beobachtungen begannen mit dem einen tadellosen, klaren und dunklen den von Objekten am Nachthimmel, der Blick auf die Sonne. In der ersten Nacht Sternenhimmel über den über 4.000 Vorbereitung einer Beobachtungsnacht, konnten wir die Planeten Venus, Jupiter Meter hohen Bergen rund um Zermatt. Grundlagen der Teleskoptechnik und und Saturn beobachten und bis zu den An Geräten war alles, vom Fernglas bis der Astrofotografie, das Zeichnen von entferntesten Galaxien und Sternhaufen zum 16-Zoll-Dobson, vertreten. Die mei- Himmelsobjekten, sowie weitere Themen vordringen, die wir durch unsere Ama- sten Teilnehmer hatten ihre eigenen auf dem Programm. So waren wir fit teurgeräte noch sehen konnten. Wenn Geräte mitgebracht. Als „Stadtmenschen“ genug für eine geplante Astronacht. es Fragen gab, und die gab es häufig, waren wir in dieser ersten Nacht begei- Der praktische Teil des Seminars dann war immer jemand für uns da und stert von diesem dunklen Himmel. Für begann mit dem Aufbau und der beantwortete sie verständlich und mit die Zeit am Tage war ein ausführliches Ausrichtung der Instrumente auf den viel Enthusiasmus. So lernten wir unse- Seminar-Programm vorgesehen. Es be- Himmelspol unter Anleitung der re Geräte kennen und richtig damit gann mit dem astronomischen Koordi- Seminarleiter auf dem tiefverschneiten umzugehen. natensystem, dem Umgang mit Stern- Gornergratplateau in 3.130m Höhe (die Leider spielte das Wetter in den näch- karten, der Bedienung von Astro-Soft- Plätze hierfür, mussten wir unter viel sten Tagen nicht so richtig mit; der ware, und dem Führen eines Beobach- Gelächter zuerst freischaufeln!). Unsere Himmel war immer wieder bedeckt. Für 144 VDS > VOR ORT

diese Abende hatten die Veranstalter Ankündigung Dias und Videos mitgebracht. Wir sahen Die Astronomische Arbeitsgemeinschaft Gornergrat (AAG) veranstaltet in der Zeit wunderbare Bilder des Sternhimmels, vom 12. bis 19. Januar 2002 ein zweites Seminar dieser Art. Seminarleiter sind Dr. die von den beiden Seminarleitern Werner E. Celnik und Otto Guthier (VdS). Anfragen richten Sie bitte an Dr. Werner selbst angefertigt waren. Für die mei- E. Celnik, Graudenzer Weg 5 , D-47495 Rheinberg, [email protected] sten Seminarteilnehmer/innen war dies ein Ansporn, sich intensiver mit diesem auch Seminare gibt, welche die Leute Erfahrungen hieß es Abschied nehmen schönen Hobby beschäftigen zu wollen. begeistern. Nicht nur trockene Theorie, von diesem großartigen Panorama. Viel zu schnell verging diese „astrono- sondern auch „praktische Astronomie“ Wir bedanken uns recht herzlich bei den mische“ Woche in der tief verschneiten wurde uns Seminaristen geboten, die es Veranstaltern für dieses unvergessliche Bergwelt des Wallis. Für uns Teilnehmer/ so zum ersten Mal gab und hoffentlich Erlebnis. innen war es ein faszinierendes Erlebnis eine Fortsetzung findet. Nach einer und eine positive Erfahrung, dass es Woche mit vielen Eindrücken und Die Sternwarte Melle – ein Jahr nach der EXPO 2000 von Peter Riepe und Harald Tomsik

neuer Impulse er- von der 1 km entfernten Landstraße fahren. Insbesondere Melle – Bad Essen weithin sichtbar ins die Öffentlichkeits- Auge. Interessantester Gast war der arbeit – für uns als Prinz von Nepal, der mit seinem Gefolge Astrofotografen ein eine in Englisch gehaltene Führung mit- bisher wenig bekan- erleben konnte. Viermal besuchten uns ntes Terrain – hatte Fernsehteams des Norddeutschen Rund- mit einem Male zen- funks, um in Live-Sendungen über das trale Bedeutung Sternwartenprojekt zu berichten. erlangt. Der folgen- Ein Großteil der Besucher bestand aus de Bericht soll dies Kindern und Jugendlichen, meist kamen ein wenig näher sie als Schülergruppen in Begleitung schildern. von Betreuern oder Lehrern. Daneben interessierten sich auch Kegelclubs, Führungsbetrieb Naturfreunde, Hausfrauenverbände und Vom 4. Juni bis zum viele Familien für die Sternwarte. Etliche 31. Oktober fand ab Besucher besaßen ein Fernglas oder ein 18 Uhr der tägliche kleineres Fernrohr, aber der weitaus Abb. 1 EXPO-Betrieb statt. größte Teil hatte noch nie durch ein Im April 2000 wurde die Gabelmontierung per Autokran in Fast alle Gesell- Teleskop von 200 mm Öffnung oder die geöffnete Sternwarte gehoben (Bild: Wolfhard schafter investier- mehr die Himmelsobjekte beobachtet. Schlosser). ten in diesem Zeit- Fester Programmpunkt war zunächst raum mehr als ihren eine 45-minütige Führung durch das Am 4. Juni 2000 wurde die Sternwarte Jahresurlaub, so dass die Führungen rei- Haus. Die Gäste lernten die baulichen Melle nach 5-jähriger Planung als bungslos ablaufen konnten. An Be- Besonderheiten kennen, z. B. die rund- Projekt der EXPO eröffnet. Unser suchern kamen in den fünf Monaten um isolierende Aluminiumverkleidung, Teleskop ist ein Newton-Reflektor von insgesamt 6.000 Besucher, also durch- den massiven Teleskop-Sockel und das 1,12 m Öffnung und 4,40 m Primär- schnittlich 40 Personen pro Tag. Der selbstkonzipierte fahrbare Dach. Auch brennweite, konzipiert von Philipp Großteil meldete sich als Gruppe bei der die Funktionsräume wurden gezeigt, Keller. Das Gerät ist auf einer von uns Geschäftsstelle an. Hier wurde Buch wobei die Computereinrichtung mit dem selbst entwickelten und mit Spon- geführt, Termine vergeben und die Steuerungsprogramm AUTOSLEW von P. sorenhilfe gebauten parallaktischen Betreuung verplant. An Regentagen, Keller und dem Astronomieprogramm Gabelmontierung installiert. Teleskop von denen wir im Sommer 2000 wirklich „The Sky“ auf großes Interesse stieß. und Montierung – zusammen bringen mehr als genug hatten, waren die Bei der Teleskopbesichtigung wurden sie 9,2 Tonnen auf die Waage – stehen Besucher an einer Hand abzuzählen. alle mechanischen und optischen in einer 9-m-Kuppel, die im Betrieb bis Aber selbst an wolkenverhangenen Komponenten vorgestellt, ein Celestron- auf 4m Spaltbreite geöffnet werden kann. Tagen, wenn es nur trocken blieb, fan- 8 leistete im Kleinen sehr nützliche Inzwischen ist das erste Betriebsjahr den Radfahrergruppen, Wanderer und Anschauungsdienste. Im Anschluss erfolgreich abgeschlossen. Wir haben neugierige Reisende den Weg zur konnten die Besucher dann in einem als Betreiber der Sternwarte eine Menge Sternwarte, denn unser „Silo“ sticht 15-minütigen Videofilm von Volker VDS > VOR ORT 145

Abb. 2 Anblick der Sternwarte Melle am abendlichen Dämmerungshimmel (Bild: Rainer Sparenberg).

Robering und Rainer Sparenberg Einzel- in Raumschiffmanier langsam am wenn die Transparenz gut war. Für heiten zum Bau der Sternwarte und zum Mondterminator entlangfahren. Die ein- Besucher, die tagsüber die Sternwarte Einkranen von Teleskop und Montierung gesetzten Vergrößerungen richteten sich besichtigten, war die Beobachtung hel- nacherleben. Das Führungsprogramm nach der Luftqualität, wobei die Pentax- ler Einzel- und Doppelsterne bei endete im Erdgeschoss mit einem Weitwinkelokulare von 28, 14, 7 und 5 Sonnenschein ein unglaubliches und musikuntermalten Diavortrag von 35 mm Brennweite beste Arbeit leisteten. völlig unerwartetes Beobachtungs- Minuten Länge. Inhalt war einerseits die Da der Okularauszug des Newton- erlebnis. Entstehung von Gebäude und Teleskop, Teleskops bei Zenitbeobachtungen Ab August ging es verstärkt an die andererseits eine „farbige Reise“ durch recht hoch liegt, wurde eine kompakte, Beobachtung der Deep-Sky-Objekte. Am das Weltall mit seinen Objekten. Im fahrbare Aluminiumbrücke mit 400 kg frühen Abend wurden zur Überbrückung Foyer erhielten die Besucher Prospekte Tragkraft angeschafft, die jeweils pas- der Dämmerungsphase zunächst inter- und Info-Material verschiedener Spon- send positioniert wird. essante helle Fixsterne ins Blickfeld soren sowie unsere EXPO-Broschüre. Am 31. Juli gegen 12:15 MESZ führten gefahren, z.B. der orange leuchtende Stets standen die Referenten für die wir erste Tagesbeobachtungen durch. Arkturus oder die funkelnde Wega. Man ausführliche Beantwortung von Pub- Zunächst wurde Merkur anvisiert. Bei muss einfach akzeptieren, dass der likumsfragen zur Verfügung. Nach Ein- schlechtem Seeing stand der son- Anblick so heller Fixsterne zusammen bruch der Dunkelheit – wenn das Wetter nennächste Planet hoch im Mittags- mit schwächsten Hintergrundsternen es zuließ – ging es hinauf zum Teleskop, himmel. Und doch war in Augenblicken gerade für die Neulinge ein Erlebnis zur Live-Beobachtung der Himmels- ruhiger Luft ein scharf begrenztes war. Ein vierjähriges Mädchen im objekte. Nicht selten blieb die Stern- Scheibchen von Halbmondgestalt zu Trachtenkleid, von ihrem Vater ans warte bei regem Besucherbetrieb bis erkennen. Ermutigt wandten wir uns Okular gehoben, schilderte den Anblick morgens um 3 Uhr geöffnet. stellaren Objekten zu. Eine wesentliche des Doppelsterns Albireo (Spektraltypen Hilfe war dabei das Kellersche Steuer- K3 und B8) ganz begeistert: „Ich sehe Astronomische Beobachtungen am programm, mit dem bei exakt aufge- ein Goldklümpchen und daneben ein 1,12-m-Teleskop stellter Montierung jedes Objekt sofort blaues Fünkchen!“ Die Besucher emp- Im Juni und Juli ist die Deep-Sky- präzise ins Gesichtsfeld des 44-Zöllers fanden es übrigens immer wieder als Beobachtung auf 52° nördlicher Breite gefahren werden konnte, und das bei faszinierend, dass der Blick in die Tiefen während der „hellen Nächte“ nur einge- 160-facher Vergrößerung. Sirius stach in des Alls ein Blick in die Vergangenheit schränkt möglich. Kein Wunder, dass Kulmination bei 7 mm Austrittspupille darstellt. Beim Anblick des 400 Licht- der Mond das favorisierte Beobacht- am blauen Himmelshintergrund sofort jahre entfernten Doppelsterns Albireo ungsobjekt war. Er zog bei klarem ins Auge - wie eine kleine Sonne. Schön wurde bewusst, dass das heute ins Wetter schon ab dem späten Nach- zu sehen war am frühen Nachmittag der Teleskop fallende Licht den Stern mittag die Besucher an. Mit dem Doppelstern e Bootis. Seine unter- bereits verließ, als Johannes Kepler Celestron-8 und dem 6-Zoll-Leitrefraktor schiedlich farbigen Komponenten (oran- astronomisch wirkte. wurde der Erdbegleiter bei kleiner ge und weißbläulich) von nur 2,8“ Bei Dunkelheit wurden dann die regel- Vergrößerung in der Übersicht betrach- Distanz sind 2,5 bzw. 4,9 mag hell. Auch rechten Highlights ins Blickfeld gefah- tet, am Hauptteleskop folgte der hoch- das Vierfachsystem e Lyrae war mühe- ren. Wie prachtvoll die hellen aufgelöste Blick auf die Krater und los in Einzelsterne aufzulösen. Tests Kugelsternhaufen M 13 und M 15 bei Gebirgsketten. Dank der funkgesteuer- ergaben als schwächste erkennbare 315-facher Vergrößerung und 3,5 mm ten Handtastbox konnten die Besucher Sterngrenzgröße bei Tage etwa 6 mag, Austrittspupille erschienen, bedarf kei- 146 VDS > VOR ORT

ren Besucher- Instrument schon ein Grenzobjekt sei. gruppen während Bei uns waren die Einzelgalaxien direkt der Beobachtung und hell erkennbar. Überhaupt ist die mit hoher Vergröß- Welt der Galaxien ein dankbares erung deutlich Beobachtungsgebiet. M 82 im Großen schlechteres Seeing Bären erschien kontrastreich mit inne- im Kuppelinneren ren Dunkelgebieten. NGC 891, die fest. Ursache sind bekannte egde-on-Galaxie in der die Turbulenzen, Andromeda, ist als „nicht einfach“ ein- die sich aufgrund gestuft. Sie kann als „Himmelstester“ der Wärmeaus- gelten, denn bei schlechter Transparenz strahlung jedes passiert es, dass man sie zwar einge- Besuchers ergeben. stellt hat, aber nichts von ihr bemerkt. Immerhin ist die In unserem Newton fiel sie sofort auf Wärmeerzeugung und präsentierte ihren breiten Staub- des Menschen ver- streifen in der galaktischen Ebene. NGC gleichbar mit der 7331 hatte eine spindelförmige Gestalt, einer leistungsstar- um sie herum gruppierten sich vier klei- ken Glühlampe. nere Begleitgalaxien. Ganz überwälti- M 27, der Hantel- gend war der Andromedanebel M 31. Abb. 3 nebel, war eines Die Spiralarmstruktur und die dazwi- Die Besucher können von einer Aluminiumbrücke aus an der Glanzstücke des schenliegenden Dunkelwolken waren das Okular (Bild: Peter Riepe). Spätsommerhim- klar auszumachen, wenn auch wegen mels. Er gehörte zu des kleinen Gesichtsfeldes nur in ner besonderen Worte. Dass aber auch den Objekten, bei denen wir die Ausschnitten. Als beim „Durchfahren“ erheblich lichtschwächere Vertreter wie Besucher gern nach ihrem Sichtungs- mit dem Handtaster NGC 206 als längli- NGC 6749 im Sternbild Adler problem- eindruck fragten. Die typische Form ches Objekt ins Blickfeld rutschte, konn- los bis in die Zentralbezirke in wurde eigentlich immer erkannt. Von ten geübte Beobachter bei indirektem Einzelsterne aufzulösen waren, darf Kindern kamen meist spontane Sehen einige Einzelsterne dieser hell- schon einmal erwähnt werden. Muster- Beschreibungen, etwa: „Er sieht aus wie sten Sternenwolke des Andromeda- exemplare unter den offenen Stern- eine Sanduhr,“ „wie ein rundherum nebels wahrnehmen. Volker Wendel: haufen waren im Sommer der kompak- abgenagter Apfel“ oder „wie ein taillier- „Die liegen so etwa bei 17 mag!“ te M 11 im Schild und im Herbst das tes Kleid“. Bereits ohne Filter war M 27 Vieles ließe sich noch berichten. Als „Fuhrmann-Trio“ M 36, 37 und 38. gut zu sehen, aber erst der Einsatz letzten Beobachtungsbericht zitieren wir Ein Fernrohrerlebnis besonderer Art eines UHC-Filters brachte bei 160-facher eine mitreißende Aufzeichnung von stellten die Planetarischen Nebel dar! Vergrößerung und 7 mm Austrittspupille Daniel Restemeyer, der die Gelegenheit Schon zur Zeit der Mitternachts- einen komplett kugeligen PN zutage, hatte, in ruhiger Stunde einige dämmerung hatten wir NGC 6543 im fein strukturiert mit etlichen darin ent- Wunschobjekte beobachten zu können: Drachen beobachtet. Wowww! Nicht nur, haltenen Einzelsternen. Außer den ziem- „Cirrusnebel im UHC (leider hatte ich dass das 20“-Scheibchen durch seine lich scharf begrenzten Nebelrändern an keinen OIII-Filter mit). Der Sturmvogel enorme Flächenhelligkeit ins Auge stach der nördlichen und südlichen Hantel- um den Stern 52 Cygni war anvisiert – der PN bot uns auch erstmalig die kante waren auch noch links und rechts und breitete vor den staunenden Augen Gelegenheit zum „Farbfernsehen“! Viele die bekannten Henkel zu sehen. Sie des Betrachters seine filigranen und Besucher nahmen das lebhafte Grün umgeben einen dunkleren Bereich, der verwobenen Schwingen weit, sehr weit wahr und fragten, ob das ein Planet sei, eindeutig mit leuchtendem Gas ausge- aus. Einfach gigantisch, die feinen zumal das Scheibchen strukturiert füllt war. Paradeobjekt für den Herbst Filamente zu verfolgen, wie sie sich erschien. Im Gegensatz dazu blieb M wurde NGC 7662. Sehr hell, mit ringför- mehrmals kreuzen, bis sie hauchzart 57, der Ringnebel in der Leier, farblos. migem Innenbereich und klarem und spitz zulaufend im Raum auslaufen. Er wurde von allen Besuchern als Zentralstern, zeigte auch er Farbe – Auch der in interstellarum 4 auf Seite „Kringel“ identifiziert, der im nicht grün, sondern eindeutig in 20 beschriebene feine Nebelbogen Innenbereich aber nicht etwa dunkel, Richtung türkisblau. Vom inneren Ring direkt bei 52 Cygni war kein Problem. sondern merklich aufgehellt war. An war mit einem dunkleren Zwischenraum Jedoch erschien er mir nicht wie auf der einem Oktobertag war uns das ein girlandenartiger Saum abgetrennt. Zeichnung (Seite 22) vom Stern ausge- Beobachterglück hold: Mit einer Nicht selten hatten wir erfahrene hend, sondern sich parallel zum Kleingruppe konnte bei bestem Seeing Sternfreunde zu Besuch, die sogar von Hauptteil des Nebels am Stern vorbei- die Qualität des 5-mm-Okulars ausge- weiter her den Weg zu uns gefunden zuwinden. Mich hätte noch besonders nutzt werden. Bei 880-facher Vergröß- hatten. Dann wurden oft schwierigere Pickering´s Triangular Wisp (der mittle- erung war nicht nur der Zentralstern „Insiderobjekte“ eingestellt. Bernd re, schwache Teil des Cirrusnebel- von M 57 zu sehen, sondern auch der Flach-Wilken erzählte beim Anblick von komplexes) interessiert, da jedoch noch zweite kleine Stern knapp daneben. Stephans Quintett, dass diese Galaxien- andere Besucher den Sturmvogel sehen Übrigens stellten wir gerade bei größe- gruppe zuhause mit seinem eigenen wollten verkniff ich mir die Frage VDS > VOR ORT 147

danach. Ich durfte einen Wunsch wurde von zwei Nebelknoten flankiert, entwickelt. Bis alles funktioniert, wird äußern: „NGC 7008 im Schwan würde die dem Beobachter den Eindruck eines noch einige Zeit vergehen. Aber wie ich gerne gucken!“ Kurz darauf stand er schwachen Saturns in Kantenstellung heißt es so schön: „Rom wurde auch im UHC-gefilterten Okular – wie ein vermittelten.“ nicht an einem Tag erbaut.“ Jedenfalls Fragezeichen sah er aus, den Punkt des ist vorher mit Sicherheit die CCD- Fragezeichens bildete ein Stern. Im Und wie geht es weiter? Kamera einsatzbereit. Im Sommer ver- Nebelbogen waren deutlich die in inter- Nach der EXPO 2000 waren intensive suchen wir, den roten Planeten Mars stellarum erwähnten Knoten sichtbar; Wartungsarbeiten angesagt. Klar, dass „aufs Korn“ zu nehmen. nicht unbedingt an der Grenze der nach über 6.000 Besuchern mechani- Die Sternwarte Melle steht auch in der Wahrnehmbarkeit. Dann M 11. Ich bin sche Überarbeitungen anstanden und Nach-EXPO-Zeit weiterhin der Öffentlich- kein Freund von Sternhaufen (sehen eh auch das Nachlackieren nötig war. In keit für Besuche und Beobachtungen doch alle gleich aus, lieber schwache der kalten Jahreszeit musste auch ein zur Verfügung. Im Januar entwickelte Emissionsnebel), aber M 11 mit seiner Ölwechsel durchgeführt werden, denn eine Praktikantin ein Konzept für astro- Unmenge an Sternen fesselte mich ans die Vorgetriebe – als Schneckengetriebe nomische Angebote an Schulen. Aber Okular! Ein Stern tat sich durch seine sehr passgenau eingestellt – wurden nicht nur Schüler, auch jeder andere größere Helligkeit hervor, die schwäche- bei Minustemperaturen aufgrund des Besucher ist herzlich willkommen. ren Sterne schienen Ketten und Muster zähen Originalöls sehr schwergängig. In Interessenten wenden sich an die zu bilden. Ich glaube, man sollte den kommenden Monaten gilt es nun Geschäftsstelle: Astronomie nicht zu einseitig betreiben, das eigentliche Ziel anzusteuern, die Bernd Schröter, Oststr. 17, 49324 sonst entgeht einem der ein oder ande- Inbetriebnahme des Teleskops für astro- Melle, Tel. 05422/3986. re bemerkenswerte Anblick! Beim näch- fotografische Arbeiten. Zur Zeit ist ein Machen Sie mit Ihrer Beobachtergruppe sten Abend mit meinem 10“-Dob wird M Okularauszug mit einem Komakorrektor einen Termin aus, erkundigen Sie sich 11 sicherlich ganz oben auf meiner für das Mittelformat 6 x 7 in Planung, nach den aktuellen Öffnungszeiten. ´most wanted Liste´ stehen. NGC 7009 für gefilterte Aufnahmen auf Planfilm TP Beachten Sie auch unsere neue Home- (ja, schon wieder ein PN), der 4415. Ferner wird in Verbindung mit page: Saturnnebel: Hatte ich noch nie vorher Herrn Prof. Dr. W. Schlosser vom http://www.sternwarte-melle.de gesehen, schlimm? Jetzt stand er türkis- Astronomischen Institut der Ruhr- blau im Okular. Der elliptische Nebel Universität Bochum ein Spektrograph

Zu Besuch bei Planetarium und Sternwarte Josef Anzer in Königsleiten von Jan Kertzscher

Wann immer man besonders ungestört von Luftfeuchtigkeit und massiven Lichteinflüssen Himmelsbeobachtungen durchführen will, ohne dafür gleich Tausende von Mark ausgeben zu müs- sen, sind möglichst große Höhen, wie sie nur die Alpen zu bieten haben, Trumpf. Das wissen nicht nur diejeni- gen, die sich regelmäßig im Winter bei - 30 C mitsamt ihren Gerätschaften ins ewige Gornergrateis eingraben, wobei es aber zugegebenermaßen im gesam- ten Alpenraum vermutlich keinen zwei- ten Beobachtungsposten ähnlicher Qualität gibt. Seit Ende 1996 gibt es jedoch inmitten des Nationalparks „Hohe Tauern“ ein anderes, im wahr- Abb. 1: sten Wortsinn, hochinteressantes Exkur- Die Ferienanlage „Sterngucker“ mit Sternwarten-Plattform und darunter gelegenem sionsziel, das ich am Himmelfahrtstag Planetarium 2000 nach von München aus nur zwei- stündiger Fahrt besuchen konnte und und Salzachtal miteinander verbindet, appartements besteht. Eine von ihnen das hier kurz beschrieben werden soll. in einer Höhe von 1.600 m das Almdorf ist die Ferienanlage Sterngucker, die in Im westlichsten Zipfel des Salzburger Königsleiten, das neben diversen Liftan- einem Seitenflügel neben Europas Landes liegt am Gerlospass, der Zillertal lagen hauptsächlich aus Wochenend- höchstgelegenem Planetarium, welches 148 VDS > VOR ORT

elle Bilder automatisch ins Internet ein- speisen soll. Natürlich ist es an einem 1. Juni gegen 21:30 Uhr, direkt nach der abendlichen Vorstellung, noch viel zu hell um direkt mit der Himmelsbeobachtung beginnen zu können, was für einen Schwenk mit dem 25 × 150, über die teilweise ganzjährig schneebedeckte Gletscher- welt des Alpenhauptkamms unmittelbar gegenüber der 2.315m hohen Königs- leitenspitze, zur Zeitüberbrückung gera- de recht kam. Mit dem Erscheinen der ersten Sterne hinter den vereinzelten Föhnwolken wurde anschließend ver- sucht, die zuvor im Planetarium vorge- stellten hellsten Sterne den sporadi- schen Lichtpunkten am Firmament zuzu- Abb. 2: ordnen, was sich erwartungsgemäß als Vorraum von Planetarium und Sternwarte mit maßstabsgetreuer Sonne im nicht ganz leichte Übung für die Gruppe Vordergrund, die den Beginn eines Planetenwanderweges darstellt. herausstellte. Die eigentliche Führung am 24-Zöller beschränkte sich ansch- im April 1997 eröffnet wurde, auch eine einem 24“-Cassegrain-Spiegelteleskop ließend wie befürchtet auf den üblichen öffentliche Sternwarte mit, wie später zur Verfügung. Letzteres kann neben, Reigen einer frühsommerlichen noch zu erfahren sein wird, höchst durch Computersteuerung vereinfach- Volkssternwartenveranstaltung, womit beachtlichem Instrumentarium beher- tem, visuellem Einsatz auch als CCD- sich die Leistungsfähigkeit eines sol- bergt und durch kräftige finanzielle Plattform genutzt werden, wofür in der chen Gerätes natürlich bei weitem nicht Mithilfe eines örtlichen Architekten und Kuppel ein PC installiert ist, über den ausschöpfen läßt. Glücklicher- und über- Bauunternehmers entstand. eventuell auch einmal die Teleskop- raschenderweise ermöglichte aber Josef Das Planetarium besitzt einen Kuppel- steuerung bewältigt werden soll. Anzer, der mit bewundernswertem durchmesser von 7 m und bietet somit Außerdem ist für die nächste Zeit noch Astro-Idealismus gesegnete Betreiber bis zu ca. 50 Personen Platz. Sein Herz- eine WebCam geplant, die laufend aktu- der Anlage, nachdem die letzten „nor- stück ist ein, verglichen mit denen malen“ Besucher auf- großer Planetarien geradezu drollig aus- gebrochen waren mir sehender, nur gut einen Meter langer noch, mich als Selbst- Projektor vom Typ Zeiss Skymaster, der unterhalter an die- von Dia- und Videoprojektoren unter- sem beeindrucken- stützt werden kann, worauf bei meinem den Gerät zu betäti- Besuch aber leider praktisch völlig ver- gen. Dazu bekam ich zichtet wurde. Die Vorstellungen werden nicht nur eine Kurz- mit Hilfe eines PCs größtenteils live einweisung in die gefahren und vom Potsdamer Astro- Aufsuchautomatik, physiker Dr. Heinz Thiersch genau so sondern auch Urano- unterhaltsam wie fachkundig geleitet metria, Deep Sky und auch durchgeführt. Dabei kann bei Field Guide und den größerem Andrang als an diesem Tag Karkoschka aus dem bei Bedarf auch das Publikum direkt mit Büro in die Kuppel eingebunden und auftretende Fragen gebracht. Wirklich beantwortet werden. Derzeit finden die ein toller Service Vorstellungen von Dienstag bis Sonntag um jeweils 10, 13:30, 17 und 20:30 Uhr (im Winter 19 Uhr) statt, wobei sich, entsprechendes Wetter vorausgesetzt, den Tagvorstellungen Sonnenbeob- Abb. 3: achtung und den Abendveranstaltungen Blick in die große „Sternderlspechteln“ auf der direkt über Kuppel auf den der Kuppel gelegenen Terrasse an- 24-Zoll-Cassegrain- schließt. Dort stehen neben einem Reflektor mit der Großfeldstecher vom Typ Fujinon 25 x leicht gekippten 150 zwei Kuppeln mit einem 8“-Zeiss- Steuerbox auf der Refraktor bzw. als Hauptgerät immerhin Betonbasis VDS > VOR ORT 149

und in der Szene sonst absolut unübli- der Meter-Klasse in deutlich über 2.000 bekannte Embergeralm in Kärnten), cher Vertrauensbeweis, einen wildfrem- m Höhe oberhalb von Königsleiten, das erstklassiges Material sowie ein den mit so wertvollem Gerät unbeauf- dann neben astronomischen Forschungs- unschlagbares Preis-/Leistungsverhältnis sichtigt hantieren zu lassen. Dass die projekten ebenfalls für visuelle Zwecke gegenübersteht (Eintrittspreis für Plane- Zentriergenauigkeit bei meiner Gala- verwendet werden kann und zwar ohne tarium und Sternwarte nur 90 öS = xiengruppentour ständig die gleichen die jetzt noch vorhandenen restlichen 12,50 DM!). Bei Bedarf können die ca. 30’ in Rektaszension zu wünschen Lichteinflüsse durch einige unverschämt Einrichtungen unter folgender Adresse übrig ließ, bleibt da nur eine Randnotiz, blau-grün strahlende Edelgaslaternen auch für vielerlei Veranstaltungen die sich bei der nächsten Justierung von am Hauptweg durch den Ort. Diese sind gebucht werden: Montierung und/oder Elektronik sicher zweifellos der größte Nachteil der Planetarium/Sternwarte Josef Anzer, in den Griff bekommen lässt. bestehenden Anlage, dem aber hervor- Königsleiten 29, A-5742 Wald im Zur endgültigen Krönung des „Sternen- ragende Erreichbarkeit vor allem von Pinzgau, Tel.: 0043-6564-8770-42, städtchens“ läuft derzeit noch ein der Zillertaler Seite her (ohne unterbo- Fax: 0043-6564-8770-43, Genehmigungsverfahren für ein Gerät dengefährdende Piste wie auf die vielen E-Mail: [email protected] Kleinplanet „Heppenheim“ und Ehrung der Gründer der Starkenburg-Sternwarte von Erwin Schwab, 2. Vorsitzender der Starkenburg-Sternwarte

Abb. 1: Die Kleinplanetenentdecker der Starkenburg-Sternwarte v.l.n.r.: Matthias Busch, Alexandra Seib, Reiner Stoss, Jens Rothermel, Karin Sonnenberg, Sven Klügl, Rainer Kresken, Peter Geffert und Erwin Schwab, nicht anwesend: Wolfgang Ernst, Felix Hormuth und Lothar Kurtze. (Foto: Annette Peter)

Die Starkenburg-Sternwarte Heppen- Leistungen der beiden Initiatoren der Starkenburg-Sternwarte zu seinem heim feierte ihr dreißigjähriges Be- Sternwarte Alfred Sturm und Martin Hobby kam. Otto Guthier zählte damals stehen. Im Rahmen der Festveran- Geffert hervor, sondern auch die der vie- zu den ersten aktiven Beobachtern. staltung im Heppenheimer Kurfürsten- len anderen aktiven Mitglieder, die zum Bereits 1971 verfasste er dort seine saal wurden die Gründer der Starken- Aufbau der Sternwarte beigetragen „Jugend-Forscht-Arbeit“ mit dem Thema: burg-Sternwarte geehrt, sowie besonde- haben. Anschließend überreichte der „Die Auswirkungen der Sonnenaktivität re Geschenke der Amateurastronomen Landrat Norbert Hofmann den Ehren- auf Kometen in Sonnennähe.“ an die Stadt Heppenheim und vom brief des Landes Hessen an Martin Ein weiterer Höhepunkt war die Überga- Heidelberger Max-Planck-Institut für Geffert und Alfred Sturm, die vor über be des Geschenks der Sternwarte an die Astronomie an die Sternfreunde der dreißig Jahren den Bau der Sternwarte Stadt Heppenheim. Leider konnten die Starkenburg-Sternwarte übergeben. nahe der Starkenburg herbeiführten. Sternfreunde dem Heppenheimer Der Bürgermeister von Heppenheim Zu den Gratulanten zählte auch der Bürgermeister das Präsent nicht direkt Ulrich Obermayr hob in seiner An- erste Vorsitzende der Vereinigung der in die Hand drücken, sondern nur in sprache nicht ausschließlich die Sternfreunde, der nicht zuletzt durch die Form einer Urkunde. Denn es handelte 150 VDS > VOR ORT

sich dabei um einen „Dreckbrocken“ mit einem Durchmesser von ungefähr 10 Kilometer, der sich in rund 300 Millionen Kilometern Entfernung befin- det. Der Kleinplanet „Heppenheim“ wurde am 1. April 1997 auf der Starkenburg-Sternwarte entdeckt und durfte vor kurzem benannt werden. Es war der erste Kleinplanet, der von den Beobachtern der Sternwarte gefunden wurde. Seitdem haben die zwölf Klein- Abb. 2: planetenentdecker der Starkenburg- Der Vorsitzende der Sternwarte Matthias Busch, Wolfgang VdS Otto Guthier Ernst, Peter Geffert, Felix Hormuth, Sven (links) gratuliert dem Klügl, Rainer Kresken, Lothar Kurtze, ersten Vorsitzenden der Jens Rothermel, Erwin Schwab, Starkenburg-Sternwarte Alexandra Seib, Karin Sonnenberg und Alfred Sturm (rechts), Reiner Stoss stolze 40 Entdeckungen (Foto: Erwin Schwab) vorzuweisen. Die Vorträge von Matthias Busch, einer der Heppenheimer Planetoidenjäger und Dr. Jakob Staude vom Max-Planck- Institut für Astronomie handelten, wie soll es anders sein, von Kleinplaneten. Danach fand die mit Spannung erwarte- te Enthüllung das von Dr. Jakob Staude mitgebrachten Geschenks statt. Unter einem weißen Tuch kam ein blauer Refraktor zum Vorschein. Der Zeiss- Refraktor mit 150 mm Linsendurch- messer und 2.250 mm Brennweite war ursprünglich als Leitrohr für das 2,2 Meter Teleskop auf La Silla in Chile geplant. Er wird demnächst auf der Sternwarte aufgestellt und vielleicht Abb. 3: wird auch bald damit ein Kleinplanet Alfred Sturm und Dr. Jakob Staude neben dem Geschenk des MPI für Astronomie entdeckt werden. an die Sternwarte, (Foto: Erwin Schwab)

Hinweis Und im nächsten Heft lesen Sie.... Astro- Stammtisch • Schwerpunktthema: Deep Sky Beobachtung • Das Katzenauge im Drachen - Ein interessanter Planetarischer Nebel • Ist Deep Sky nur Männersache? Eine philosophische Betrachtung in Essen

• Selbstbau: Stromversorgung für die Montierungsnachführung – einmal anders Ich mache auf einen Stammtisch auf- • Über den Dächern der Stadt - Eine Dachsternwarte im Selbstbau merksam, den ich in Essen / Ruhr ins Leben gerufen habe, und zu dem alle • Meteore: Aktuelle Ergebnisse der Videobeobachtungen im AK Meteore interessierten Sternfreunde herzlich ein- • Veränderliche: Beobachtungen an KO Aquilae geladen sind. Das Treffen findet an • Atmosphärische Erscheinungen: Halo-Protokolle aus der Broncezeit? jedem Vollmond-Freitag im Monat gegen • Astrofotografie: Das LRGB- Verfahren mit Filmemulsionen in der digitalen 19:30 statt. Ort: Landhaus Schnitzler, Dunkelkammer Nöckersberg 65, in Essen-Byfang. • Beobachterforum: Zuhause • Sternzeichen Schlagenträger , oder warum Skorpione so selten sind Dirk Sprungmann IMPRESSIONEN 151

Abb. 1 (links oben): Superweitwinkelaufnahme des Polarlichtes vom 30.3.2001 um 22:15 MESZ. Torsten Güths verwendete ein 28-mm-Weitwinkelobjektiv mit 0,42-fachem Fisheye-Vorsatz und belichtete auf Agfa XRG 200 Farbfilm.

Abb. 2 (links mitte): Die totale Mondfinsternis am 9.1.2001 nahm Hans Ophey im Primärfokus seines 8-Zoll-Schmidt-Cassegrain-Teleskops bei 2 m Brennweite auf. Er belichtete 13 Sekunden auf Kodak Royal 400 Farbfilm.

Abb. 3 (links unten): Sehr diesiges Wetter verdunkelte den Mond während der Verfinsterung durch den Erdschatten am 9.1.2001 zusätzlich, so dass ein flaues, 60 Sekunden auf E200 belichtetes Dia erst nach digitaler Bildbearbeitung in etwa den visuellen Eindruck wiedergibt. Bernd Flach-Wilken belichtete ab 20:40 den Erdtrabanten durch einen 40-cm-Hypergraphen bei einer Effektivbrennweite von 3,2 m, Volker Wendel quälte anschließend seinen Profiscanner bis an die Grenzen des physikalisch Möglichen, um aus den flauen Dias noch Verwertbares herauszulocken.

Abb. 4 (rechts oben): Während des Jahreswechsels 2000/2001 änderten Saturns Äquatorregionen deut- lich ihre Farbe - Rot kam stark in Mode. Diese beiden Aufnahmen nahm Bernd Flach-Wilken bei exakt gleichen Aufnahmeparametern auf. Selbst die anschließen- de Bildverarbeitung wurde weitgehendst standardisiert, um die Veränderungen gut dokumentieren zu können. Der obere Saturn wurde am 17.12.2000, der untere am 15.2.2001 mit dem 300-mm-Schiefspiegler und einer CCD-Kamera APOGEE AM-13 (16 x 16 mm Pixel) aufgenommen. Die Effektivbrennweite betrug in beiden Fällen 22 m (1:73), jeweils 10 Einzelfiles wurden pro Farbkanal gewonnen. Die Belichtungszeiten lagen im R- und G-Kanal bei jeweils 0,7 Sek., der Blaukanal des betagten KAF1300 (non E) forderte 2,5 Sek., um in etwa die visuelle Farbbalance zu erhalten. Wenn auch die Seeingbedingungen beides mal nur suboptimal waren, lässt sich immerhin das bekannte Encke-Minimum im A-Ring erkennen. Der Farbwechsel des Ringplaneten ist augenfällig.

Abb. 5 (rechts unten): Jupiter mit zweien seiner Monde nahm Wolfgang Düskau im Oktober 2000 mit einem 5"-APO-Refraktor bei einer Effektivbrennweite von 11 m auf. Er belichtete mit einer ST-7E-CCD-Kamera durch ein Dunkelrot-Filter 0,4 Sekunden je Bild. 152 IMPRESSIONEN

Abb. 6 (oben): Der California-Nebel (NGC 1499) als LRGB-Aufnahme vom Spiegelteam (Volker Wendel, Roland Eberle und Stephan Eisenhauer). Zwei Aufnahmen auf TP 6415 hyp. mit je 110 Minuten Belichtungszeit und OG 590-Filterung von einem 15"-Newton f/5,2 wurden kombiniert mit 2 Aufnahmen mit je 17 Minuten an einem 14"-Hypergraph bei f/3,3. Als Aufnahmematerial der Farbinformation diente Kodak Ektachrome 200 prof., der ungefiltert belichtet wurde. IMPRESSIONEN 153

Abb. 9 (oben): Die Galaxie M 81. Ein Komposit aus zwei Aufnahmen von 60 und 70 Minuten auf Kodak Pro Gold 1000 an einem 60-cm-Cassegrain-Teleskop. Christoph Lichtblau von der Volkssternwarte Frankfurt des Physikalischen Vereins bearbeitete das Bild nachträglich mit Corel PhotoPaint 8. Man achte auf die roten Gasnebel in den Spiralarmen der Galaxie.

Abb. 10 (unten): Die Galaxie M 63. Peter Bresseler verwendete eine ST-7-ABG-CCD-Kamera an einem 10"- Schmidt-Cassegrain-Teleskop bei f/5,5 und belichtete 4 x 300 Sekunden. Die Sterngrenzgröße betrug 5,2 mag. Jedes Pixel des Bildes bildet 2,8 Bogensekunden ab. 154 REZENSIONEN

Kosmos Star Observer 2001/2002 Das Activity Jahrbuch für 13 Monate praktische Himmelsbeobachtung von Werner E. Celnik, 17 x 24,5 cm, 168 Seiten, Kosmos Verlag Stuttgart 2001, DM 19,90, ISBN 3-440-08483-3

Astronomische Jahrbücher gibt es Sache ab und bietet einen ausgezeich- inzwischen reichlich, warum soll ich ge- neten Anreiz zur aktiven Beobachtung. rade den Kosmos StarObserver kaufen? Die folgende Seite enthält Informatio- Diese oder ähnliche Fragen mag sich so nen zur Planetenbeobachtung. Hier feh- mancher Astronomiefreund stellen, wenn len mir als aktiver Planetenbeobachter er sich die mögliche Auswahl betrach- jedoch Angaben über die täglichen „Kosmos StarObserver 2001/2002“ tet. Dabei steckt die Antwort schon im Mondstellungen von Jupiter und Saturn. hebt sich durch die vielen Anregungen Titel des Buches. Dort heißt es In der folgenden Rubrik „Sternbild des zum praktischen Beobachten von ande- „Activity“ und „praktische Himmels- Monats“, wird erneut zum Selbstbeob- ren Jahrbüchern völlig ab und ist auch beobachtung“. Und genau hier liegt der achten angeregt. Es werden die High- wegen seiner ausgezeichneten Ver- Schwerpunkt dieses Jahrbuches. Es ent- lightobjekte eines Sternbildes in einer ständlichkeit ein absolutes Muß für alle hält Anleitungen zu praktischen Beob- Tabelle mit Sternkarte aufgeführt – sehr Einsteiger in die Astronomie. Er erhält achtungen und amateurastronomischen gut –. Ein Objekt wird auf der folgenden von mir das Prädikat: Besonders Kleinprojekten. Öde Litaneien von Seite noch einmal besonders hervorge- empfehlenswert!!!! Zahlentabellen und unverständlichen hoben. Dazu gibt es eine Aufsuchkarte Christoph Lichtblau Graphiken sucht man hier vergebens und ein gelungenes Astrofoto. Der und so ist der Kosmos Star Observer für jeweilige Monat wird dann mit einer Anfänger und Schüler oder Schul- Anleitung für ein „praktisches Objekt“ Kleine drehbare klassen bestens geeignet. abgeschlossen. In dieser Rubrik kom- Unterteilt in vier Hauptabschnitte ist für men die jahrzehntelangen Beobacht- Sternkarte „Sirius“ jeden etwas dabei. Im ersten Abschnitt ungserfahrungen des Verfassers voll geht es um astronomische Grundlagen. zum Tragen und er gibt ausgezeichnete Verlag Freemedia, Bern 2000, 21,5 x Hier wird sehr anschaulich das Anleitungen zu einem aktuell möglichen 21,5 cm, Karton, DM 44,- (ÖS 290 Handwerkzeug des Hobbyastronomen Beobachtungsprojekt: Sternbedeckung bzw. Fr. 36), ISBN 3-905665-01-8, erklärt – Die Entstehung der Jahreszei- durch den Mond, Erstellen einer ten, die Bahn der Sonne am Himmel, Lichtkurve des veränderlichen Algols, Seit 1946 sind die drehbaren Stern- die Mondphasen und die Mondbahn, Beobachtung von Kleinplaneten, Anleitung karten Sirius, herausgegeben unter dem die Himmelskoordinaten..., eben Grund- zur Erstellung der Sonnenfleckenrelativ- Patronat der Schweizerischen Astrono- legendes der Astronomie. Das Ganze ist zahl, usw. ... mischen Gesellschaft, eine feste Größe gut verständlich und mit Grafiken im Diese beschriebenen Projekte machen unter den drehbaren Sternkarten. Seit 3-D-Look untermalt, die wohl kaum den „Kosmos StarObserver“ so beson- 1999 wird die kleine Sternkarte vom mehr verbesserungsfähig sind. ders wertvoll für Anfänger und Schüler Freemedia Verlag, Bern in veränderter Der zweite Abschnitt bildet den oder überhaupt für Leute, die nicht so Form herausgegeben. Hauptteil des Jahrbuches. Jeder Monat recht wissen, was sie eigentlich mit Neben der Sternkarte enthält die qua- beginnt mit einer zur Monatsmitte gülti- ihrem Teleskop anfangen sollen. dratische Verpackung zusätzlich eine gen Sternkarte des Abendhimmels. Dort Nach dem Hauptteil folgt in Abschnitt 3 Tafel mit den Planetenörtern des laufen- sind die aktuellen Planetenpositionen, ein Kapitel über die Praxis der Beob- den Jahres, ein Faltblatt mit einer Karte die jeweilige Stellung des Mondes und achtung, indem Grundlegendes über der Vorder- und Rückseite des Mondes natürlich die Sternbilder anschaulich Teleskope, Feldstecher und deren und einem Verzeichnis der wichtigsten und unkompliziert dargestellt. Darauf Zusatzinstrumente vermittelt wird. Mondformationen, ein Faltblatt „Ver- folgt ein Kalender mit den Mondphasen Zusätzlich gibt es wertvolle Tips zur zeichnis der Sternbilder“ zum Erlernen und interessanten astronomischen praktischen Beobachtung von Himmels- der Sternbilder mit Darstellungen des Ereignissen. Dann eine Grafik, aus der objekten. Nord- und Südsternhimmels mit und sich leicht die jeweiligen Zeiten für die Der Abschnitt 4 mit „News aus For- ohne Sternnamen und einem ausführli- Auf- und Untergänge von Sonne und schung und Raumfahrt“ schließt dieses chen Textheft für den Gebrauch der Mond ablesen lassen. In der folgenden Jahrbuch gelungen ab. Außerdem befin- Sternkarte. Die Begleitblätter sind in Rubrik „Star des Monats“, wird entwe- den sich auf den letzten Seiten des deutsch, englisch, französisch und itali- der ein astronomisches Objekt oder Jahrbuches noch eine Liste mit wichti- enisch erhältlich. eine Objektgruppe oder ein besonderes gen Internetlinks zu astronomischen Die 20 cm durchmessende Sternkarte ist Ereignis hervorgehoben welches im ent- Themen und eine Adressenliste von auf einem stabilen Karton gedruckt und sprechenden Monat beobachtet werden Planetarien und Sternwarten. besitzt ein durchsichtiges Deckblatt und kann. Eine zusätzliche Grafik rundet die Zusammenfassend läßt sich sagen: Der einen Deklinationszeiger. Sterne sind REZENSIONEN 155

bis zur 4,5ten Größenklasse eingetragen, akademischen Art trotz der vielen daneben finden sich Symbole für Beispiele nicht einfach zu lesen. Doppelsterne, Veränderliche, Sternhau- Inhaltlich erfaßt er aber wohl alle denk- fen und Galaxien. Zusätzlich ist die baren Möglichkeiten der Verwendung Milchstraße vergleichsweise detailge- einer drehbaren Sternkarte. Alle treu eingezeichnet. Einige der nichtstel- Ortsbeispiele (z. B. zum Bestimmen von laren Objekte sind mit Messiernummern Aufgangszeiten) sind auf die Schweiz versehen. Warum als einzigste NGC- bezogen. Karten für die Ortszeitkorrek- Objekte ausgerechnet NGC 2244 (der tur in Europa, Nordamerika und der Rosettenebel) und NGC 6572 (der hell- Schweiz sind zwar beigefügt, aber ohne ste stellare Planetarische Nebel) mit Ortsnamen selbst für mich als Nummern gekennzeichnet wurden, ist Geographen eher eine Rätselspiel für ein Geheimnis der Herausgeber. Auch bewölkte Abende als eine Hilfe. Auch die Beschriftung des Monatskreises mit macht auch sonst im praktischen die „Empfehlenswerte Literatur“ am lateinischen Monatsnamen, um für alle Gebrauch einen guten Eindruck. Der Ende der Broschüre ist mehr als spärlich vier Sprachen mit einer Sternkarte aus- Aufdruck des durchsichtigen Deck- (11 Einträge, davon 4 Zeitschriften), feh- zukommen, mutet etwas seltsam an. blattes liegt allerdings leider auf der lerhaft und veraltet: die Zeitschrift Sternbildlinien, Beschriftung der Stern- Oberseite und wird sich nach Erfahrung „Sterne und Weltraum“ wird schon seit bilder und der Tierkreiszeichen, Ekliptik mit anderen Sternkarten wohl im Laufe über 20 Jahren nicht mehr vom Biblio- und Himmelsäquator mit Frühlingspunkt der Zeit abnutzen. Über die beigelegten graphischen Institut in Mannheim her- ergänzen den Aufdruck der Sternkarte. Mondkarte läßt sich weniger Gutes ausgegeben und der Taschenführer von Das Deckblatt ist mit einem für 47° N sagen. Der blass-orange Farbton der P. Moore, der im Text auf das Literatur- (der geographischen Breite von Bern) Mondkarte ist bei Rotlicht praktisch verzeichnis verwiesen wird, findet sich berechneter Horizont und den Himmels- unsichtbar und selbst bei Weißlicht dort erst gar nicht. richtungen sowie der Ost-West-Verbin- ohne Kontraste. Wegen der vergleichsweise geringen dungslinie (1. Vertikal) mit dem Zenit Die beiliegende „Anleitung zum Ge- Zahl an Sternen eignet sich die Karte gekennzeichnet. Zusätzlich findet sich brauch der drehbaren Sternkarte Sirius“ am ehesten für die Feststellung von Auf- eine Zusatzskala mit der Rekaszension ist eine 47-seitige Broschüre. Neben und Untergangszeiten bzw. Sichtbar- des Polarsterns, die eine Bestimmung Angaben zur Sternkarte selbst finden keiten als für die teilweise hochgenau seines Stundenwinkels (zur Einnordung sich Informationen zur Orientierung am ausgeführten Beispiele der „Anleitung“. einer parallaktischen Montierung ohne Sternhimmel, der Verwendung der Abgesehen von den genannten Schwä- Polsucherfernrohr) ermöglicht. Sternkarte als Astronomisches Instru- chen stellt die kleine drehbare Stern- Die Beschriftung ist in schwarz und rot ment und vieles andere mehr. Der karte Sirius ein gutes Hilfsmittel für die gehalten und bei roter Beleuchtung am umfangreiche Text ist offensichtlich auf praktische Astronomie dar. Fernrohr gut zu lesen. Lediglich die die Möglichkeiten der „großen“ der bei- Axel Thomas Milchstraße ist schlecht zu erkennen. den Sirius-Sternkarten zugeschnitten Die Sternkarte läßt sich gut drehen und und ist in weiten Teilen in seiner etwas

ermittelt? Wichtig für die Photometrie: The Handbook of Astronomical Wie werden die Pixelwerte richtig in pho- tometrische Standardsysteme umgerech- Image Processing net? Wichtig für die Spektroskopie: Wie wird aus dem Bild ein Spektrum extra- von Richard Berry und James Burnell, Willmann-Bell Inc., Richmond 2000, 624 hiert und analysiert? Und was ist bei all Seiten, in englischer Sprache, gebunden, mit CD-ROM, DM 198,- , ISBN 0-943396-67-0 diesen Auswertungen zu beachten? Viele Beispiele helfen zu Verstehen. Wer mit seinem PC astronomische Auf- Es folgt ein großer Abschnitt über CCD- Die geometrischen Bildtransformationen nahmen bearbeiten will und Englisch Fotografie. Welche Probleme treten bei werden vorgestellt – verschieben, drehen, kann, der wird von diesem Buch begei- der Aufnahme auf und wie kann diesen skalieren, resampling u.v.m. Ein längeres stert sein: eine Einführung in die digitale begegnet werden? Wo liegen die Beson- Kapitel widmet sich den Punkt-Opera- Bildbearbeitung von Null an. Der Schwer- derheiten von Deep-Sky-, Planeten-, tionen wie z. B. den Korrekturen von punkt liegt stets auf der Bearbeitung Mond- und Sonnenfotografie? Wie wird Pixelwerten mit Histogramm (Tonwert- astronomischer Bilder, ob mit Film oder ein CCD-Bild geeicht? korrektur) oder Gradation (Gamma- CCD-Chip gewonnen. Die Autoren stellen anhand praktischer Korrektur). In der Praxis gerne übertrie- Der Einstieg beginnt damit, wie ein Bild Beispiele die gängigen Werkzeuge der ben wird das Schärfen von Bildern. Hier überhaupt entsteht – auf der Retina, der Bildanalyse astronomischer Aufnahmen wird genau erläutert, worauf es beim fotografischen Emulsion, dem CCD-Chip. vor. Von Pixelwerten über das Histo- Schärfen ankommt und wie es richtig Eine Diskussion der digitalen Bildformate gramm bis zum Signal-Rausch-Verhältnis. gemacht wird. Mit vielen verschiedenen führt zum astronomischen Standard, dem Wichtig für die Astrometrie: Wie werden Methoden. Und vor allem wieder mit FITS-Format. Sternabstände in digitalen Bildern richtig Beispielen. 156 HINWEISE FÜR AUTOREN

Wie hole ich mehr Details aus meinen sich das zusammenfassen in: „Traue kei- Mondaufnahmen heraus? Die Deconvolu- nem Bild!“ tion ist mehr als nur Schärfen. Der 15 Seiten Glossar runden das Gesamtbild Erläuterung dieser Methode haben die des Handbuches ab, gefolgt von 14 wert- Autoren ein wichtiges Kapitel über die vollen Seiten mit Literaturhinweisen. Fast-Fourier-Transformation von Bildern Und nun der Höhepunkt: 78 Buchseiten vorangestellt. sind der auf CD-ROM mitgelieferten voll- Die Krönung der Astrofotografie ist die wertigen Bildbearbeitungssoftware „AIP Farbfotografie. Eines der größten Pro- for Windows“ gewidmet. Diese Software bleme in der Farb-Astrofotografie ist die ist sowohl von „blutigen“ Anfängern der korrekte Wiedergabe der Farbe des Bildbearbeitung als auch von erfahrenen Objektes. Aber was ist eigentlich „Farbe“? Astronomen einsetzbar. Sie stellt nahezu Farbe hängt von der Natur des Objektes alle im Buch beschriebenen Methoden ab. Strahlt das Objekt ein kontinuierli- der Bearbeitung astronomischer Bilder ches oder ein Emissionslinienspektrum zur Verfügung. Schritt-für-Schritt-Anleitun- ab? Wie erstellt man korrekte Farbbilder gen mit Screen-Shots führen den Nutzer im RGB-, L/RGB-, CMY- oder L/CMY- in die Technik ein. Nicht nur schöne Farbformat? Welche Filter werden bei der Bilder können erzeugt werden, auch Aufnahme benötigt? Auswerteprojekte sind möglich, wie z. B. Alle beschriebenen Methoden und Ver- das Erstellen von Lichtkurven veränderli- fahren werden untermauert durch die men bedeutet, bestimmte Bildinformatio- cher Sterne oder die Asteroidensuche. zugehörige Theorie. So sollte der Leser nen gegenüber anderen Informationen Kurzum: Nachdem mich der hohe Preis sich nicht durch einige mathematische hervorzuheben, zu betonen. Neue Infor- des Werkes zunächst abgeschreckt hatte, Formeln oder Programm-Quellcodes ab- mationen werden durch Bildbearbeitung bin ich zu der Überzeugung gelangt, das schrecken lassen. Alle Angaben der nicht erzeugt. Wenn ja, dann sind dies für jede Mark ein hoher praktischer Autoren sind dadurch nachvollziehbar. unerwünschte Artefakte. Dieses Thema Nutzwert geliefert wird. Dieses Buch mit Dies ist nahezu einzigartig in der wird oftmals vernachlässigt: Wie entste- Software gehört in jede astronomische Literatur, nur wenige andere Autoren hen Artefakte in Astro-Aufnahmen und Bibliothek. wagen diesen Schritt ins Detail. wie geht man damit um? Immerhin, die- Was ist eigentlich Bildbearbeitung? ses Thema wird in einem Kapitel behan- Bildbearbeitung astronomischer Aufnah- delt, wenn auch nur kurz. Reißerisch lässt Werner E. Celnik

Hinweise für Autoren Wir nehmen sauber getippte Schreibmaschi- Leerzeichen gebildet werden. Die Tabellen- ZIP, möglichst keine email! nenseiten oder Ausdrucke als Manuskripte funktionen der Textverarbeitungssoftware entgegen. In Ausnahmefällen können nach bitte vermeiden. Große Tabellen (über meh- Versand der Unterlagen: Absprache mit dem Redakteur auch hand- rere Seiten) als Ausdruck in der gewünschten Jeder einzelne Beitrag sollte in einer geloch- schriftliche Texte akzeptiert werden. Wer über Form beifügen. ten Klarsichthülle zusammengefaßt sein und entsprechende technische Möglichkeiten ver- folgendes enthalten: fügt sollte sich an die folgenden Vorgaben Zeichnungen, Fotos: • Namen, Anschrift und Telefonnummer halten. Im Zweifelsfall immer eine Rückfrage Aufnahmen als s/w- oder Farbabzüge bitte • Aufsichtvorlagen (Fotos, Ausdruck) beim verantwortlichen Redakteur! Der Text nicht größer als DIN A4-Format, Fotoabzüge • Kontrollausdruck des gesamten Textes der Beiträge darf 10000 Zeichen nicht über- nur auf Hochglanz-Fotopapier. Nicht gescannt inkl. Bildunterschriften und Tabellentiteln steigen. Längere Beiträge müssen leider zur als Datei einschicken! Aufnahmen und • Zuordnung zu welcher Rubrik der Beitrag Überarbeitung an den Autor zurückgehen. Zeichnungen müssen auf der Rückseite mit gehört (z.B. ,Sonne‘) Der Autor bestätigt mit seiner Einsendung, der Dokumentation (Bildunterschrift) und • durchnumerierte Liste aller beigelegten dass der Beitrag (auch nicht in Teilen oder dem Namen des Autors versehen sein. Die Teile (mit entsprechenden Nummern auf veränderter Form) noch nicht anderweitig zugehörigen Bildunterschriften zusätzlich den einzelnen Teilen) veröffentlicht oder zur Veröffentlichung ein- bitte auf eine eigene Seite bzw. in eine eigene • Dateiträger mit allen Text- und Bilddateien gereicht ist. Datei schreiben. sowie Angaben zu den Dateien (verwen- detes Programm mit Versionsnummer) Text: Bilddateien, CCD-Bilder: Nur als MS-Word-Datei (Format *.doc, bitte Nur als TIFF oder JPG in ausreichend hoher Redaktionsschluß: Word-Version, z.B. Word97 angeben). Auflösung. 15. September 2001 (Winter-Ausgabe 2/2001) Notfalls ASCII oder Fließtext-Datei (Format: *.rtf, *.txt, *.asc), einspaltig, ohne jedes Graphiken, Diagramme: Versandadresse: Layout auf 3,5"-MS-DOS-Disketten. Bitte der Mit mindestens 600 dpi als Ausdruck (max. Vereinigung der Sternfreunde e. V. Diskette immer einen sauberen Ausdruck bei- Abdruckgröße 1:1, ohne Raster), möglichst Geschäftsstelle legen. zusätzlich auf Diskette als encapsulated Am Tonwerk 6 Postscript-Datei (*.eps). Postscript oder Corel D-64646 Heppenheim Tabellen: Draw Dateien können nicht gelesen werden. Tabellen müssen so angelegt sein, daß Farbgraphiken sollten vermieden werden. Spalten ausschließlich durch ein Tabulator- Beiträge, die dem Bereich der Fachgruppen- Zeichen getrennt werden. Auf keinen Fall dür- Dateiträger: Arbeit zuzuordnen sind, bitte an nachfol- fen die Spalten durch das Eintippen von 3,5" Floppy Disk 1,4 MB, CD-ROM, 100 MB gende Adresse des FG-Redakteurs senden: 158 VORSCHAU

Vorschau auf astronomische Ereignisse

von Werner E. Celnik 2001 / 2002 August 2001 November 2001 4. Vollmond, 7:57 MESZ 1. Vollmond, 6:41 MEZ 6. Venus 1° südl. Jupiter, 3:28 MESZ 3. Mond bedeckt Saturn, 22:02 MEZ 12. Letztes Viertel, 9:53 MESZ 4. Merkur 39‘ nordöstl. Venus, 5:50 MEZ 14. Mond 40‘ südöstl. Saturn, 4:56 MESZ 6. Mond 2° nordwestl. Jupiter 15. Mars 11" (!) südl. SAO 185178, 23:06 MESZ 8. Letztes Viertel, 13:21 MEZ 19. Neumond, 4:55 MESZ 14. Mond 3° östl. Venus, Merkur 3° östl. Venus, 6:40 MEZ 25. Erstes Viertel, 21:55 MESZ 15. Neumond, 7:40 MEZ 27. Mond 5° nordöstl. Mars 23. Erstes Viertel, 0:21 MEZ September 2001 30. Vollmond, 21:49 MEZ 2. Vollmond, 23:43 MESZ Dezember 2001 8. Uranus 6" (!) südl. Stern, 1:20 MESZ 1. Mond bedeckt Saturn, 3:36 MEZ 10. Letztes Viertel, 20:59 MESZ 3. Mond 3°westl. Jupiter, 6:40 MEZ 12. Mond bedeckt Jupiter, 15:14 MESZ 7. Letztes Viertel, 20:52 MEZ 15. Algol im Minimum, 2:22 MESZ 14. Geminiden, Meteorstrom-Maximum, 0:10 MEZ Mond 3° nördl. Venus, 5:45 MESZ Neumond, 21:47 MEZ 17. Neumond, 12:27 MESZ 20. Winteranfang, 20:22 MEZ Algol im Minimum, 23:11 MESZ Mond 5° südl. Mars, 21:00 MEZ 21. Venus 30‘ nordöstl. Regulus (Löwe), 5:00 MESZ 22. Erstes Viertel, 21:56 MEZ 23. Herbstanfang, 1:05 MESZ 28. Mond 3° südl. Saturn, 5:00 MEZ 24. Erstes Viertel, 11:31 MESZ 30. Vollmond, 11.40 MEZ Mond 3° nordwestl. Mars, 22:00 MESZ Mond 2° östl. Jupiter, 17:45 MEZ 30. Ceres 8‘ südwestl. M 54, 20:30 MESZ Januar 2002 Oktober 2001 1. Jupiter in Opposition 1. Ceres 6‘ südöstl. M 54, 20:30 MESZ 3. Quadrantiden, Meteorstrom-Maximum, 19:00 MEZ Pallas 4‘ südl. Kappa Ophicuchi 6. Letztes Viertel, 4:55 MEZ 2. Vollmond, 15:49 MESZ 12. Merkur am Abendhimmel, 17:30 MEZ 7. Mond 1° östl. Saturn, 22.30 MESZ 13. Neumond, 14:29 MEZ 10. Mond 32‘ nördl. Jupiter, 1:05 MESZ 15. Mond 7° südöstl. Merkur, 17:45 MEZ Letztes Viertel, 6:20 MESZ 18. Mond 6°südl. Mars, 21:00 MEZ 15. Mond 3° nordöstl. Venus, 6:30 MESZ 21. Erstes Viertel, 18:46 MEZ 16. Neumond, 21:23 MESZ 24. Mond 1° östl. Saturn, 18:15 MEZ 23. Mond 1° südwestl. Mars, 22:00 MESZ 26. Mond 5‘ (!) nördl. Jupiter, 19:04 MEZ 24. Erstes Viertel, 4.58 MESZ 28. Vollmond, 23:50 MEZ 30. Merkur 36‘ nordöstl. Venus, 6:00 MEZ

Ganz herausragende Ereignisse in diesem Zeitraum sind die drei Planetenbedeckungen durch den Mond: 12.9. Jupiter, 3.11. und 1.12. Saturn. Weiterhin interessant sind die engen Vorübergänge von Planeten und Kleinplaneten an hellen Sternen oder Messier-Objekten. Der Leonidenschauer am 18.11. wird in Mitteleuropa leider nicht beobachtbar sein, dafür in Ost- asien und Australien. Viel Spaß beim Beobachten!

Abb. 1: Am 22.2.1984 verschwand Saturn hinter dem Mond, der etwa im Letzten Viertel stand. W. E. Celnik fotografierte die Eintrittsphase durch einen 24-Zoll- Cassegrain-Teleskop bei Okularprojek- tion (Effektivbrennweite ca. 42 Meter) auf Ektachrome 400 Farbdiafilm. Die Belichtungszeit betrug eine Sekunde. Da der Mond überbelichtet und Saturn unterbelichtet war, kam das gezeigte Bildergebnis erst nach umfangreicher Bildbearbeitung zustande.