Spektroskopie Der Zirkumhorizontalbogen Deep-Sky-Beobachtung Kometen Seite 70 Seite 79 Seite 108 Canon EOS 700D & 1200D Modiﬁziert Für Die Astrofotograﬁe !

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www.vds-astro.de ISSN 1615-0880 II/2015 Nr. 53 Zeitschrift der Vereinigung der Sternfreunde e.V.

Schwerpunktthema Spektroskopie Der Zirkumhorizontalbogen Deep-Sky-Beobachtung Kometen Seite 70 Seite 79 Seite 108 Canon EOS 700D & 1200D modiﬁziert für die Astrofotograﬁe !

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Liebe Mitglieder, liebe Sternfreunde,

wenn Sie diese Ausgabe unseres „VdS-Journal für Astronomie“ in der Hand haben, gehört ein astronomisches Großereignis des Jahres 2015 der Vergangenheit an: die Sonnenfinsternis vom 20. März. Ebenso ist auch der Astronomietag vom 20./21. März Geschichte. Wir freuen uns auf Ihre Beiträge und Berichte zu diesen beiden Ereignissen! Unser Titelbild zeigt Ausschnitte aus einem Echelle-Spektrum der Sonne im Zusätzlich wurde uns Freizeit-Astronomen Anfang des Jahres ein weiterer sichtbaren Spektralbereich mit einer astronomischer „Leckerbissen“ serviert – mit dem farbenprächtigen Auftreten originalen Auflösung von 0,21 Å/Pixel. In des Kometen 2014 Q2 Lovejoy – bestens am Abendhimmel platziert! der obersten Zeile sind die Calcium-H- und K-Linien, in der 3. Zeile von unten die Mit dem beginnenden Frühling werden für uns Hobby-Astronomen die Nächte H-alpha-Linie abgebildet. Die abgebil- zwar wieder kürzer, aber es beginnt die Zeit der Tagungen und Teleskoptreffen. deten Skalen geben die Wellenlängen in Hervorheben möchten wir aus der Flut von Terminen das Internationale Tele Ångström wieder. Siegfried Hold hat das skoptreffen (ITV) vom 13.–17. Mai 2015 in Vogelsberg sowie den am 30. Mai Spektrum mit einem Czerny-Spektrografen 2015 stattfindenden ATT in Essen. an einem 300-mm-Schiefspiegler aufgenommen. Das vollständige Spektrum ist Ungerade Jahre sind VdS-Jahre; d. h. in diesem Jahr findet wieder, mit der im Beitrag von Siegfried Hold im Schwer- 32. Auflage, die VdS-Tagung und Mitgliederversammlung am 14. November punktthema dieser Ausgabe dargestellt. 2015 in Braunschweig statt. Auf dieser Tagung soll/wird auch zum dritten Mal der „Deutsche Preis für Astronomie“ verliehen. Vorschläge für den/die Preisträ- ger/in nimmt der Vorstand ab sofort gerne entgegen.

Das Schwerpunktthema dieser Ausgabe befasst sich mit der Spektroskopie in all ihren Facetten. Eine wahre Flut von interessanten Beiträgen, verfasst von Mitgliedern der gleichnamigen, aktiven Fachgruppe, erreichte uns in einem Umfang, dass sich die Endredaktion veranlasst sah, dieses Material auf zwei Ausgaben zu „verteilen“.

In diesem Sinne erhalten Sie mit dieser und der nächsten Ausgabe wieder ausreichend Lesestoff sowie Ideen und Anregungen für Ihre eigene Beobachtungs- tätigkeit.

Wir wünschen Ihnen viel Spaß beim Lesen, interessante Beobachtungen am Fernrohr und nette Begegnungen mit Gleichgesinnten!

Herzlichst grüßt Ihr

Otto Guthier

VdS-Journal Nr. 53 2 Inhalt

SCHWERPUNKTTHEMA Spektroskopie

6 COMPUTERASTRONOMIE Der Exoplanet-O-Mat 74

ASTROFOTOGRAFIE Selten gezeigte Planetarische Nebel 64

1 EDITORIAL ASTROFOTOGRAFIE 61 Neues aus der Fachgruppe Astrofotografie – die 2 INHALTSVERZEICHNIS Internetseite der TBG-Gruppe 62 Igor D. Karachentsev und der „Viktor Ambartsumian NACH REDAKTIONSSCHLUSS Prize 2014“ 5 Astronomers Without Borders und die VdS kooperieren 64 Drei selten gezeigte Planetarische Nebel 5 Zwanzig Minuten Jupiter 67 Die „Kronberger-PN“ – eine Zwischenbilanz von 2005 bis 2013 SCHWERPUNKTTHEMA: SPEKTROSKOPIE 6 Der Schwerpunkt Spektroskopie – was bietet er? ATMOSPHÄRISCHE ERSCHEINUNGEN 8 Citizen Science – warum eigentlich Spektroskopie? 70 Der Zirkumhorizontalbogen – Teil I: Auftreten und 10 Was uns das Licht verraten kann – ein einfacher Häufigkeit Einstieg in die Amateurspektroskopie 16 Einstieg in die Spektroskopie – der Star Analyser 100 COMPUTERASTRONOMIE 20 Vom Schüler zum Amateur-Spektroskopiker 74 Anzeige von Sternsystemen mit extrasolaren 24 Planetarische Nebel, Galaxien und Quasare im Visier Planeten in GUIDE – das Werkzeug Exoplanet-O-Mat amateurspektroskopischer Untersuchungen 76 Computerecke – Kimmtiefe 29 Emissionen in den Linien H und K 77 „Jeder kann programmieren“ 33 Spektroskopie in Offenen Sternhaufen 38 Erweiterung auf einen Spaltspektrografen – ein DEEP SKY Prototyp 79 HTT 2014 – ein kleiner visueller Rückblick 41 Spektrografen-Selbstbau mit Leichtbau-Werkstoffen 80 Planetarische Nebel in kosmischer Nachbarschaft 44 Amateur-Astrospektroskopie mit einem Laborgitter- 86 Ein Beobachtungswochenende in Melle spektrografen 48 Echelle-Spektroskopie für Amateure? GESCHICHTE 53 Ziele und Aktivitäten der Fachgruppe Spektroskopie 90 Neues aus der Fachgruppe „Geschichte der (FGS) Astronomie“ 90 Jupiterbeobachtungen an der Manora-Sternwarte FACHGRUPPENBEITRÄGE 95 Astronomische Beobachtungen in Rostock – Teil 4 AMATEURTELESKOPE/SELBSTBAU 99 11. Tagung der Fachgruppe „Geschichte der 56 Neues von der Fachgruppe Amateurteleskope/ Astronomie“ in Dresden Selbstbau

56 Neue leistungsfähige Handferngläser JUGENDARBEIT 58 Eine kleine Deutsche Montierung mit je einem Vier- 102 Erste Eindrücke aus dem Astronomischen Sommer- punktlager pro Achse lager 2014 VdS-Journal Nr. 53 Inhalt 3

BEOBACHTERFORUM Vom Halbwissen zur Begeisterung 133 STERNBEDECKUNGEN Astronomie 4.0 121

103 Hoch hinaus mit dem Wetterballon SERVICE 104 Eine Reise durch die faszinierende Welt der 129 Himmelsvorschau April – Juni 2015 Raumfahrt BEOBACHTERFORUM KLEINE PLANETEN 133 Vom Halbwissen zur Begeisterung 105 Neues aus der Fachgruppe Kleine Planeten 136 Jupiter, Venus und der Mond – die Himmels- 106 Kosmische Begegnungen konstellation 2014 138 Alexander fliegt zur ISS KOMETEN 108 Zum Gedenken an Friedrich Wilhelm Gerber LESERBRIEFE (1932 – 2014) 140 Zur Kultur des VdS-Journals 110 Zu Helligkeitsschätzungen des False Nucleus 140 Nächtliches Beobachtungserlebnis mit Seltenheitswert 112 Kometenbeobachtung auf dem Herzberger 141 Bloß kein Schulfach Astronomie! Teleskoptreffen REZENSION PLANETEN 142 Sehr gute Einführung in die praktische Beobachtung 114 Doppelsichtbarkeiten der Venus VORSCHAU STERNBEDECKUNGEN 135 Vorschau auf astronomische Veranstaltungen 118 Streifende Sternbedeckungen durch den Mond im 2. Quartal 2015 IMPRESSIONEN 121 Astronomie 4.0 – zum Stand der Bedeckungs- 52 Verfinsterung Ganymeds durch Io am 12.02.2015 beobachtungen zu Beginn des Jahres 2015 98 Venus, Mars und die schmale Mondsichel am Abend des 20. Februar 2015 VERÄNDERLICHE 102 Polarlichtexpedition Lofoten 122 Jubiläumstagung der BAV in Nürnberg

VDS-NACHRICHTEN HINWEISE 124 Neues aus dem Vorstand 6 Ihr Beitrag im VdS-Journal für Astronomie! 125 Wir begrüßen neue Mitglieder 9 Inserentenverzeichnis 126 Jubiläen 73 Impressum 127 In Memoriam 4 Fachgruppen-Redakteure VDS VOR ORT / PODIUM 4 Fachgruppen-Referenten 128 Astro-Team e.V. – Kiel 143 Wichtige Informationen für unsere Mitglieder! 128 Astronomische Arbeitsgemeinschaft Mainz e. V. 144 Autorenverzeichnis 4 Hinweise

VdS-Fachgruppen-Redakteure

Fachgruppe Name Vorname Straße PLZ Ort E-Mail Amateurtele./Selbstbau Zellhuber Herbert Kreuzeckstr. 1 82380 Peissenberg [email protected] Astrofotografie Riepe Peter Lortzingstr. 5 44789 Bochum [email protected] Computerastronomie Jahns Helmut Am Langen Felde 46 30900 Wedemark [email protected] Dark Sky Dr. Hänel Andreas Am Sportplatz 7 49124 Georgsmarienhütte [email protected] Geschichte Dr. Steinicke Wolfgang Gottenheimerstr. 18 79224 Umkirch [email protected] Jugendarbeit VEGA e.V. Reinert Caroline Ringstr. 31 08412 Werdau [email protected] Kleine Planeten Lehmann Gerhard Persterstr. 6 h 09430 Drebach [email protected] Kometen Kerner Heinz Gerdehaus 11 29328 Fassberg [email protected] Meteore/atm. Ersch. Nitze Reinhard Heinrichstr. 11 30890 Barsinghausen [email protected] Planeten Huebner Kurt Nachtigallenstr. 62 63263 Neu-Isenburg [email protected] Sonne Hörenz Martin Pappelallee 44 18147 Rostock [email protected] Spektroskopie Schanne Lothar Feldbergstr. 62, Wohnung 32 68163 Mannheim [email protected] Sablowski Daniel Erich-Weinert-Str. 19 14478 Potsdam Sternbed./IOTA-ES Dr. Bredner Eberhard Ginsterweg 14 59229 Ahlen-Dolberg [email protected] VdS-Volkssternwarte Dr. Schulz Jürgen Arnstädter Str. 49 99334 Kirchheim [email protected] Veränderliche (BAV) Bannuscher Dietmar Burgstr. 10 56249 Herschbach [email protected] Visuelle Deep-Sky-Beob. Bannuscher Dietmar Burgstr. 10 56249 Herschbach [email protected]

VdS-Fachgruppen-Referenten

Fachgruppe Name Vorname Straße PLZ Ort E-Mail Amateurteleskope/Selbstbau Zellhuber Herbert Kreuzeckstr. 1 82380 Peissenberg [email protected] Astrofotografie Riepe Peter Lortzingstr. 5 44789 Bochum [email protected] Atm. Erscheinungen Hinz Wolfgang Oswaldtalstr. 9 08340 Schwarzenberg [email protected] Computerastronomie Jahns Helmut Am Langen Felde 46 30900 Wedemark [email protected] Dark Sky Dr. Hänel Andreas Am Sportplatz 7 49124 Georgsmarienhütte [email protected] Geschichte Dr. Steinicke Wolfgang Gottenheimer Str. 18 79244 Umkirch [email protected] Jugendarbeit/VEGA e. V. Opialla Tobias Grüntaler Str. 48 13359 Berlin [email protected] Kleine Planeten Lehmann Gerhard Persterstr. 6 h 09430 Drebach [email protected] Kometen Dr. Pilz Uwe Pöppigstr. 35 04349 Leipzig [email protected] Meteore Molau Sirko Abenstalstr. 13 b 84072 Seysdorf [email protected] Planeten Meyer Wolfgang Martinstr. 1 12167 Berlin [email protected] Sonne Delfs Michael Munsterdamm 90 12169 Berlin [email protected] c/o Wilhelm-Foerster-Sternwarte e.V. Spektroskopie Borchmann Rainer Bäuminghausstr. 150 45326 Essen [email protected] Sternbedeckungen/IOTA-ES Bode Hans-Joachim Bartold-Knaust-Str. 8 30459 Hannover [email protected] VdS-Volkssternwarte Dr. Schulz Jürgen Arnstädter Str. 49 99334 Kirchheim [email protected] Veränderliche (BAV) Braune Werner Münchener Str. 26 10825 Berlin [email protected] Visuelle Deep-Sky-Beob. Zebahl Robert Industriestr. 22 04229 Leipzig [email protected]

Kontaktadressen Materialzentrale Heising Thomas Clara-Zetkin-Str. 59 39387 Oschersleben [email protected] [email protected] Vereinigung der Sternfreunde e. V. Geschäftsstelle Postfach 11 69 64629 Heppenheim [email protected] Vorsitzender Guthier Otto Am Tonwerk 6 64646 Heppenheim Homepage www.vds-astro.de

VdS-Journal Nr. 53 Nach Redaktionsschluss 5

Astronomers Without Borders und die VdS kooperieren von Alexander Weis

Die internationale Organisation „Astro Durch die Zusammenarbeit mit der VdS, Astronomers Without Borders nomers Without Borders“ (AWB, [1]), der größten Vereinigung für Amateur Gegründet 2007 im Vorfeld des Interna bekannt unter anderem durch Aktionen astronomen im deutschsprachigen Raum tionalen Jahres der Astronomie, ver- zum Global Astronomy Month (GAM) mit mehr als 4.000 Mitgliedern, darunter bindet Astronomers Without Borders und das Fotografie-Projekt TWAN (The über 125 Institutionen, erhofft sich AWB Astronomie-Enthusiasten in aller Welt. World At Night), kooperiert ab sofort mit neue Impulse in der Zusammenarbeit mit Gemeinsam hat sich ein breites Spektrum der Vereinigung der Sternfreunde (VdS) Organisationen in anderen Ländern. von Leuten zur Völkerverständigung und in Deutschland. Die VdS wird Projek- dem Zugang zu wissenschaftlicher Bil- te und Aktionen von AWB unterstützen Bestehen auf Ebene der Fachgruppen dung in aller Welt gebildet. AWB erin- und weiterführen, über die Kanäle von in der VdS häufig schon internationale nert mit dem Motto „One People, One AWB wird umgekehrt verstärkt über Ak- Kontakte zu anderen Beobachtergrup- Sky“ daran, dass wir – ohne Grenzen zu tivitäten der deutschen amateurastrono- pen, so sollen durch die Kooperation ziehen – vereint sind in der Ehrfurcht vor mischen Szene und der VdS berichtet mit AWB weitere Anknüpfungspunkte dem Universum und dem Respekt gegen- werden. entstehen, um als Keimzellen für einen über der Menschheit. Hunderttausende erweiterten Austausch neue Projekte und Menschen aus über 100 Nationen betei- Als Nationaler AWB-Koordinator für Vorhaben rund um astronomische The- ligen sich bei Astronomers Without Bor- Deutschland steht Gernot Meiser wei- men zu befördern. Getreu dem Motto von ders an innovativen Programmen, Pro- terhin zur Verfügung. Innerhalb der VdS AWB „One People, One Sky“ mit Gleich- jekten und Initiativen und überschreiten wird die Zusammenarbeit mit AWB in gesinnten in aller Welt. damit Grenzen. einer Arbeitsgruppe abgebildet, so dass ein Team sich den anstehenden Projekten Kontakt bei der VdS: [email protected] Internethinweis: widmen wird. [1] www.astronomerswithoutborders.org Zwanzig Minuten Jupiter von Ralf Burkart

Am 11. Februar sind mir dank gutem Seeing (der Jetstream war stand um 23:19 Uhr MEZ, das mittlere zehn Minuten später und nur einige Meter pro Sekunde schnell) diese Jupiteraufnahmen das rechte um 23:40 MEZ. Deutlich erkennt man in diesen gut gelungen. Am C11 wurde dazu die Brennweite mittels Telekon- 20 Minuten die rasche Rotation des Riesenplaneten. verter auf 5400 mm verlängert. Die Bilder sind Kombinationen von Filmen mit der monochromen Kamera ASI 120 MM und Die Nacht endete übrigens weitaus weniger erfreulich, als sie der Farbkamera ASI 120 MC. Bei den Schwarzweißaufnahmen begonnen hatte: Noch bevor der Große Rote Fleck sichtbar wur- wurden ein Rot- und ein Grünfilter eingesetzt. Als Vorlage für de, hatte ich mit Taubildung zu kämpfen, der Laptop streik- die Point-Spread-Function zur Schärfung wurde zusätzlich ein te und die Teleskopjustage musste neu eingestellt werden. Am Stern aufgenommen. Weiterhin wurden die Filme derotiert, um Ende verhinderte das zunehmend schlechtere Seeing weitere die Rotation von Jupiter zu kompensieren. Das linke Bild ent- Aufnahmen.

1 Drei Aufnahmen von Jupiter im Zeitraum von 20 Minuten. Weitere Erläuterungen siehe Text.

VdS-Journal Nr. 53 6 Spektroskopie

Der Schwerpunkt Spektroskopie – was bietet er? von Lothar Schanne, Daniel Sablowski (Redakteursteam des VdS-Journals für die Fachgruppe Spektroskopie)

Dieser Schwerpunkt ist ein gemeinsa- Der erste Artikel von Thomas Evers Dominic Freudenmann zeigt, dass nicht mes Produkt vieler aktiver Mitglieder der berg ist als Einstiegsdroge gedacht. Rolf nur Sterne, sondern auch Planetarische Fachgruppe Spektroskopie in der VdS. Schad führt das Thema weiter, indem er Nebel, Galaxien und Quasare für Ama- Spektrografenbau-Enthusiasten, Beob- uns verrät, was das Licht über die Ob- teure spektroskopisch erreichbar sind. achter, theoretisch Interessierte … – alle jekte der menschlichen Neugier verra- Siegfried Hold diskutiert anschließend haben versucht, ihren Beitrag zu leisten. ten kann. Alexander Golec erzählt uns seine Messungen von Emissionen in den Aus Platzgründen mussten wir zehn ein- anschließend, wie er als Schüler mit Fraunhoferlinien H und K. Auch Offene gereichte, nicht minder interessante Ar- einfachsten Mitteln in die Spektrosko- Sternhaufen sind ein lohnendes Ziel, tikel in die nächste Ausgabe verschieben. pie eingestiegen ist. Auch Constantin insbesondere für die klassische Objektiv Wir hoffen sehr, dass der Schwerpunkt Zborowska ist Schüler. Er hat sich das prismenspektroskopie, wie Bernd Ha Ihnen gefällt und allen Lesern einen in- ehrgeizige Ziel gesetzt, das Hertzsprung- nisch vorstellt. teressanten Einblick in die Spektroskopie Russell-Diagramm anhand eigener spek- und unsere Arbeit gibt. troskopischer Messungen aufzustellen. Nach diesen einführenden und an der Beobachtung orientierten Artikeln zeigt uns Gerhard Hauke, wie ein vorgefun- Hinweis denes Spektrografenkonzept an die eigenen Bedürfnisse angepasst werden kann und wieviel Freude es macht, sich selbst Ihr Beitrag im einen Spektrografen zu bauen. Sander Slijkhuis aus den Niederlanden setzt VdS-Journal für Astronomie! Leichtbauwerkstoffe ein, um das Gewicht seiner selbstgebauten Spektrografen zu Nachdem wir unser Schwerpunktthema für das Journal 53 „Spektroskopie“ abge- minimieren. Die Gewichtsersparnis ist schlossen haben, möchten wir gerne auf unsere zukünftigen Schwerpunktthemen hinweisen: ein häufig unterbewertetes, aber wichtiges Thema für die spektroskopische „Sternwarten-Bau“ in Journal Nr. 56 Praxis. Ulrich Waldschlaeger hat einen Redaktionsschluss: 01.08.2015 ausgedienten Laborspektrografen mit Redakteur: Herbert Zellhuber, [email protected] allerlei Zubehör versehen, damit er optimal zu seiner Astroausrüstung passt und „Der Südsternhimmel“ in Journal Nr. 57 gewann damit Ergebnisse, die sich sehen Redaktionsschluss: 01.11.2015 lassen können. Berthold Stober setzt den Redakteur: Peter Riepe, [email protected] Schwerpunktteil Spektrografenbau mit „Mitgliedssternwarten“ in Journal Nr. 58 einem Bericht über seine langwierigen Redaktionsschluss: 01.02.2016 Versuche, einen praxistauglichen Echelle- Redakteur: Dietmar Bannuscher, [email protected] Spektrografen zu konstruieren und zu betreiben, fort. Zur Gestaltung unserer Journale benötigen wir Beiträge der Mitglieder. Dies kann sowohl ein wissenschaftlich fundierter Artikel als auch ein einfaches Beobach- Die Ziele und Aktivitäten der Fachgruppe tungserlebnis sein. Außerdem soll es möglichst regelmäßig eine Galerie von Fo- Spektroskopie sind im abschließenden tografien und Zeichnungen geben. Wer nicht gerne schreibt, kann also auch auf Artikel von Daniel Sablowski, Lothar diese Weise vertreten sein! Wir freuen uns über alle Einsendungen! Schanne und Rainer Borchmann aufge- Beiträge sollen an die zuständigen Redakteure (siehe auch Liste der VdS-Fach- führt. gruppen-Redakteure) oder an die VdS-Geschäftsstelle (Mail/Postadresse) ge- schickt werden. Folgende Artikel finden Sie aus Platzgründen im nächsten Heft: Mit dem Einsenden gibt jeder Autor gleichzeitig sein Einverständnis zum Ab- Die Supernova SN 2014 in M 82 hat im druck im „VdS-Journal für Astronomie“. Es besteht jedoch keine Veröffentli- letzten Jahr für Aufsehen gesorgt und chungspflicht. Die Redaktion behält sich vor, Beiträge gar nicht oder in gekürzter wurde natürlich auch spektroskopisch Form abzudrucken. Das Copyright obliegt den jeweiligen Autoren. Die Texte ge- beobachtet. Torsten Hansen zeigt im ben nicht unbedingt die Meinung der Redaktion wieder. nächsten VdS-Journal, wie spannend die Die Redaktion Verfolgung der variablen Spektren von Supernovae ist. Über die Nova Delphini

VdS-Journal Nr. 53 Spektroskopie 7

2013 berichtet dann auch Erik Wisch Strahlen ist“. Erst rund 140 Jahre später wurden die spektroskopischen Methoden newski. Ein weiteres klassisches Feld der (1802) bemerkte William Hyde Wollas in andere Wellenlängenbereiche ausge- Spektroskopie wird uns Rainer Anton ton Linien im Sonnenspektrum. Joseph weitet, die Techniken wesentlich verbes- vorstellen, der eigene Radialgeschwindig- von Fraunhofer untersuchte dieses Phä- sert und das physikalisch-mathematische keitsmessungen an spektroskopischen nomen 15 Jahre später genauer. Erst als Verständnis vertieft. Während die klas- Doppelsternen professionellen Daten 1860 Robert Wilhelm Bunsen und Gustav sische optische Abbildung (Astrofotogra- gegenüberstellen wird. Die Technik, aus Robert Kirchhoff ihre berühmte Arbeit fie, Astrometrie u.a.) die Verteilung und den spektroskopischen Messungen auch „Chemische Analyse durch Spectralbeob- Geschwindigkeiten von Himmelskörpern die räumlichen Informationen zu erhal- achtungen“ veröffentlichten, wurde klar, über den Raumwinkel ergibt, informie- ten, ist im professionellen Bereich als dass diese rätselhaften Linien der Schlüs- ren spektroskopische Daten über radi- aufwändige 3D-Spektroskopie bekannt. sel sind, um die chemische Zusammen- ale (entlang der Sichtlinie ablaufende) Den Versuch, sie auch in die Amateursze- setzung der Himmelskörper erforschen Bewegungszustände und verraten viel ne einzuführen, wird Daniel Sablowski zu können. Parallel entwickelte sich die über die physikalischen und chemischen in einem weiteren instruktiven Artikel Fotografie und wurde sehr schnell für Eigenschaften der Objekte. Beide Metho- beschreiben. spektroskopische Aufnahmen seitens den ergänzen sich in vorteilhafter Weise. der Astronomen adaptiert. Die klassi- Auch für uns astronomisch interessier- Die Amateurspektroskopie ist nicht nur sche beschreibende Astronomie (Positi- ten Amateure stehen heute technische in Deutschland etabliert. In unseren onsbestimmungen und Katalogisierung Mittel zu erschwinglichen Preisen zur Nachbarstaaten Schweiz, Frankreich, von Himmelsobjekten) entwickelte sich Verfügung, von denen vor 40 Jahren die England, Dänemark und Österreich, zunehmend zur Astrophysik. 1887 wa- Profis nur träumen konnten. Seit dem aber auch in den USA, China, Austra- ren die technischen Möglichkeiten so Jahr 2000 hat sich die Amateurszene lien sind Sternfreunde spektroskopisch weit fortgeschritten, dass in den folgen- weltweit stürmisch entwickelt. Die Grün- nachtaktiv. Einen Einblick in die däni- den Jahrzehnten die Klassifizierung der de dafür liegen im Aufkommen des In- sche Szene geben uns Knud Strandbaek Sterne ein zentrales Forschungsfeld der ternets (Information, Kommunikation), und seine Spektroskopiefreunde Frank Astronomie wurde. Durch Objektivpris- in der höheren Mobilität (persönliche Larsen, Jens Jacobsen und Lars Zielke. menspektroskopie gewonnene Spekt- Bekanntschaften), dem höheren Organi- Die VdS-Fachgruppe Spektroskopie ver- ralklassen von 250.000 Sternen wurden sationsgrad, der preiswerten Technik und sucht kontinuierlich, Impulse zur Wei- sukzessive bis 1923 von Edward Charles einfach auch in der Vielfalt des Themas, terbildung ihrer Mitglieder und sonstiger Pickering im neunbändigen Henry-Dra- das Forscherdrang, Emotionen, intellek- Interessierter zu geben. Darüber wird per-Katalog veröffentlicht. Die diskreten tueller Selbstbestätigung und handwerk- Thomas Eversberg in einem Artikel über Absorptions- und Emissionslinien in den licher Geschicklichkeit gleichermaßen die jährlichen Spektroskopiekurse an der Spektren der Himmelskörper (und expe- einen unermesslichen Raum bietet. Was Starkenburg-Sternwarte in Heppenheim rimentelle Ergebnisse der Physiker und wollen Amateure mehr? berichten. Chemiker in ihren Labors) erzwangen bald eine neue Physik, die Licht nicht nur Noch einige Worte zur Bedeutung der als Welle, sondern auch als Energiepakete Spektroskopie für unser astronomisches (Quanten) sehen musste. Die Quantenme- Weltbild. Bereits Isaac Newton erkann- chanik war geboren. Endlich konnte man te an den Bildfehlern von Glaslinsen die Quelle für die gewaltigen Energie- und durch Effekte an Spalten und Pris- mengen erklären, welche von den Ster- men, dass „Licht selbst eine heterogene nen abgestrahlt werden und ihre schnelle Mischung unterschiedlich brechbarer Abkühlung verhindern. In rascher Folge

VdS-Journal Nr. 53 8 Spektroskopie

Citizen Science – warum eigentlich Spektroskopie? von Thomas Eversberg

Immer wieder werde ich gefragt, was man kann problemlos ein kleines Disper- gelmäßig zu den Galaxien. Spektren sind ich als Astronom eigentlich mit meinen sionselement in den Strahlengang eines öde Kurven, die auf den ersten Blick gar Spektrografen mache. Ich erläutere die Teleskops halten, und schwupps, hat man nichts sagen. Ich sage dann aber auch: physikalischen Hintergründe, die damit ein Spektrum! Doch will man wirklich „Wenn Du wirklich Interesse an beson- beobachtbaren Phänomene und die Er- interpretierbare Daten gewinnen, ist das deren physikalischen Phänomenen hast, kenntnisse, die daraus gewonnen werden. durchaus mit instrumentellem Aufwand einen ganzen physikalischen Horizont Ich schaue dabei regelmäßig in neugierige und viel Lernarbeit verbunden. Muss das kennenlernen und bestimmten Frage- Gesichter voller Staunen. Doch spätestens, für den Amateur eigentlich sein? stellungen wirklich auf den Grund gehen wenn ich ein Sternspektrum zeige, erbli- willst, und wenn Du dann auch noch cke ich Skepsis und distanzierten Respekt. Oft wurde ich von Studenten gefragt, ob Spaß daran hast, in einer sehr offenen Ich verstehe das, denn Spektroskopie ist sie das Arbeitsfeld der Sternspektrosko- Forschungsgemeinde aus sehr neugieri- nicht selbsterklärend. Wie soll man schon pie wählen oder nicht doch besser Gala- gen Menschen zu arbeiten, dann bist Du mit einer Schwarzweißgrafik die Wunder xienforschung mit spektakulären Bildern bei den Spektroskopikern richtig.“ des Universums nachvollziehen? Sicher, vorziehen sollten. Ich rate zunächst re- Diese Antwort kann ich genauso gut fra- genden Amateurastronomen geben, sei es puren Anfängern mit einem kleinen Dobson oder fortgeschrittenen Deep- Sky-Cracks, die eine neue Herausfor- derung suchen. Natürlich, Spaß an der Sache haben wir in allen Fachbereichen und die Beobachtungen mancher Deep- Sky-Fotografen hauen mich regelmäßig vom Stuhl und bringen mir die Gründe in Erinnerung, warum ich Astronom geworden bin. Solch unmittelbare ästheti- sche Erfahrungen kann mir die Spektros- kopie nur indirekt liefern. Aber: Nur mit ihr erhalte ich Erklärungen für die Ur- sachen unterschiedlichster Phänomene. Ein spektakuläres Beispiel: Wenn eine Supernova aufleuchtet, kann ich aus der Abbildung der entsprechenden Heimat- galaxie und des plötzlich erschienenen Lichtpunktes nur erahnen, was dort passiert ist. Schraube ich aber ein lichtauf- spaltendes Dispersionsgitter für gerade einmal 100 Euro in meinen Okularaus- zug, so kann ich die auf mich zu rasende Schockwelle des explodierenden Sterns direkt messen (Abb. 1). Das ist deutlich billiger als die meisten optischen Filter.

Ein weiteres Beispiel ist der Wolf-Rayet- Stern EZ CMa (WR 6). Manche Astrofo- tografen kennen ihn als gewaltigen Pla- 1 Spektrum der Supernova SN2011by (V = 13 mag). Das optische Gitter für 100 € von netarischen Nebel im Sternbild Großer PATON HAWKSLEY nutzte Thorsten Hansen aus der VdS-Fachgruppe Spektroskopie Hund. In seinem Zentrum findet sich ein an seinem 20-cm-Newton und konnte mehrere atomare Absorptionslinien messen. unscheinbarer Stern. Doch dieser Stern Alle Linien sind systematisch blauverschoben und stark verbreitert. Ursache ist die ist ein riesiges Biest, welches etwa eine zwölf Tage nach der Explosion noch mit etwa 7.000 km/s in Richtung Beobachter Millionen Mal heller leuchtet als unsere rasende Schockwelle. Sonne (Abb. 2).

VdS-Journal Nr. 53 Spektroskopie 9

2 Der Wolf-Rayet-Stern EZ CMa und sein Auswurfnebel im Sternbild Canis Majoris mit einer scheinbaren Ausdehnung am Himmel von rund 2/3 Grad. Bei einer Distanz von etwa 5.200 Lichtjahren hat der Nebel einen realen Durchmesser von etwa 60 Lichtjahren. Die Spektrenserie wurde von Thierry Morel an einem kleinen Teleskop aufgenommen. Die Ursache für die in der Serie entdeckten, variablen Linienanteile sind an der Sternoberfläche ausgestoßene Materiefackeln, die mit dem Stern mitrotieren.

Will man den von EZ CMa ausgeworfe- Zusammenhalt über das Internet sowie nen Sternwind, der den Nebel verursacht, persönliche Treffen auf Tagungen und Inserentenverzeichnis an der Sternoberfläche untersuchen, Workshops machen die Beschäftigung bleibt einem nur die Spektroskopie. War- mit der Spektroskopie zu einem außer- 31. ATT, Essen 89 um? Weil der Stern im obigen Bild maß- ordentlich anregenden Arbeitsfeld. Kurz stabsgetreu die Größe eines Atoms hätte gesagt: Man ist nicht allein und stößt auf astronomie.de, Neunkirchen 39 und nur die Spektroskopie so tief in die wissbegierige und motivierte Mitstreiter, Astro-Shop, Hamburg Geometrie eindringen kann. Sie ist das die ihre Kenntnisse sofort austauschen U2 „Mikroskop des Astronomen“. und sich gegenseitig helfen, wenn kom- Astroshop.de nimax GmbH, 15 plizierte Sachverhalte verstanden werden Landsberg Schon an diesen relativ einfachen Bei- sollen. Dazu gehören interessanterwei- spielen zeigt sich die Mächtigkeit der se auch professionelle Astronomen, die Baader Planetarium, U4 Mammendorf Spektroskopie. Sie ist ein berührungslo- Amateure nicht nur inhaltlich unterstüt- ses Analysewerkzeug für unvorstellbare zen, sondern auch an ihren Messkam- Bresser GmbH, Rhede 55 Distanzen. Dabei ist jede Messung ein- pagnen teilhaben lassen. Denn auch mit zigartig und muss sich auf dem Prüf- sehr kleinen Fernrohren lassen sich wis- euro EMC GmbH, Postau 7 stand der ebenfalls begeisterten Kollegen senschaftlich nutzbare, spektroskopische Gerd Neumann jr. bewähren. Wer sich davon mitreißen Daten gewinnen. Das ist im besten Sinne 47 lässt, kann dann beliebig „Aufrüsten“ „Citizen Science“ und daher lege ich ge- Koring, Marocco 66 und Messungen an Sonne, Planeten, rade dem Nachwuchs aus der Amateur- Kometen, Sternen, Nebeln und Gala- szene die Spektroskopie ans Herz. Kosmos Verlag, Stuttgart 81 xien durchführen. Wer darüber hinaus Optical Vision Ltd., UK sein Instrumentarium selbst entwickelt U3 und baut, lernt zwangsläufig etwas über Optische Geräte Wolfgang Lille, 79 komplexe Mechanik, Wellenoptik so- Heinbockel wie fortgeschrittene Datenverarbeitung – grundlegende Dinge, welche Physik Spektrum der Wissenschaft Ver- 19 lagsgesellschaft mbH, Heidelberg ausmachen und mich gut beschäftigen. 117 Der sich daraus ergebende kollegiale

VdS-Journal Nr. 53 10 Spektroskopie

Was uns das Licht verraten kann – ein einfacher Einstieg in die Amateurspektroskopie von Rolf-Dieter Schad

Eigentlich haben Sie alle schon „spektro- Während die Radioastronomie bei Ama- 100 mittels eines Adapters an einer EOS skopiert“ – mit Ihren Augen! Ist doch der teuren kaum Bedeutung erlangt hat, wird 1000 D am Okularauszug eines Celestron Regenbogen eine immer wieder bezau- die optische Astronomie im sichtbaren C14 angebracht. Das helle Sternscheib- bernde Naturerscheinung, welche sicher Licht, beobachtend oder fotografierend, chen stellt die „gradlinige“, ungebeugte schon zu allen Zeiten Menschen faszi- von Hundertausenden weltweit betrie- nullte Ordnung dar. Dass diese so einfach nierte und als positives Symbol Eingang ben. Leider sind die Bedingungen hierfür, sichtbar ist, erleichtert die Aufsuch- und in die Kulturgeschichte gefunden hat. besonders durch Lichtsmog, sehr oft alles Einstellarbeiten erheblich. Erklärungsversuche dieses Phänomens andere als ideal. Könnte man den weit- waren eine bedeutende Triebfeder physi- gereisten, raren Photonen neben ästhe- Besonders hell erscheint die erste Ord- kalischer Erkenntnis. Die Entdeckung der tischer Bewunderung nicht noch etwas nung rechts, da durch das „Blazen“ des Lichtdispersion an einem Prisma durch mehr Informationen entlocken? Staranalysers besonders viel Licht in die- Isaac Newton war ein Meilenstein. se Ordnung gelenkt wird. Entsprechend Stellen Sie sich vor, Sie könnten aus ei- weniger Licht gelangt in die anderen Zwei Jahre nachdem er aufgehört hatte, ner Stadtrandlage Methan in der Atmo- Ordnungen (-1 und +2). Um diese über- als Arzt zu praktizieren, fand William sphäre des Uranus nachweisen oder die haupt gut sichtbar zu machen, musste Hyde Wollaston 1802 sieben dunkle Lini- Rotverschiebung eines Quasars bestim- soweit überbelichtet werden, dass die en im Sonnenspektrum. Unabhängig von men. Immer mehr Amateurastronomen erste, „geblazte“ Ordnung nicht auswert- ihm entdeckte 1814 Joseph von Fraun- entdecken durch die Spektroskopie neue bar wäre. hofer Absorptionslinien im Sonnen- Dimensionen ihres Hobbys. spektrum, entwickelte ein Spektroskop Die hellen B- und A-Sterne, z. B. Regulus und führte erstmalig Versuche zur Licht- Allgemein ist die Ansicht verbreitet, oder Wega, sind geeignete Einsteigerob- beugung an optischen Gittern durch. Spektroskopie wäre kompliziert und teu- jekte. Das Bild des gewonnenen Spekt- Ungefähr ab 1860 wurde in Heidelberg er. Das hat sich aber geändert - die Ein- rums kann man dann mittels frei verfüg- eine bedeutende Basis für die moderne stiegshürden sind niedriger geworden. barer Software bearbeiten und auswerten Astronomie geschaffen: Gustav Robert Preiswerte und anwenderfreundliche (z. B. via IRIS, Vspec, ISIS oder MIDAS). Kirchhoff und Robert Wilhelm Bunsen Hard- und Software sind mittlerweile Die englisch- bzw. französischsprachigen entdeckten, dass chemische Elemente verfügbar. Programme benötigen eine gewisse Ein- einer Gasflamme eine charakteristische arbeitungszeit. Für IRIS [6] und Vspec [7] Färbung geben. Durch ihre Untersuchun- Aber natürlich geht es nicht ohne Ka- gibt es aber ein gutes deutschsprachiges gen der Flammenfärbung konnte man mera! Für den Einstieg sind jedoch viele Tutorial von Urs Flückiger [8]. Sehr ein- nun auch die Fraunhoferschen Linien im Kameratypen geeignet, ob CCD, DSLR, fach und intuitiv bedienbar sowie auch Sonnenspektrum erklären [1]. Die Arbei- Videokamera oder Webcam. Als zusätzli- in Deutsch und anderen Sprachen ver- ten wurden von Anders Jonas Ångström ches Hardwareteil benötigen Sie nur noch fügbar ist das Programm „RSpec“, wel- in Schweden fortgesetzt, welcher 800 ein Transmissionsgitter, welches das Licht ches allerdings kostenpflichtig ist (ca. 99 Fraunhoferlinien den erzeugenden Ato- in seine Spektralfarben zerlegt, z.B. den US $). Es ermöglicht aber mit einer Vi- men zuordnen konnte [2]. Mittlerweile ist Staranalyser SA 100, ein Gitter in einer deo- oder Webcam sogar eine Spektral- die Spektroskopie eines der wichtigsten 1¼-Zoll-Standard-Filterzelle [5]. Dieses analyse in Echtzeit, was in den USA be- Werkzeuge astronomischer Forschung Gitter wird einfach in einer geeigneten reits im Unterricht an High Schools und geworden. Halterung vor dem Kamerachip befestigt. Colleges eingesetzt wird. Diese Software wurde von SKY & TELESCOPE zum HOT Auch Sie können mit Hilfe eines reflek- Dazu zunächst zwei Beispiele vom Ver- PRODUCT 2012 gekürt [9]. Unter den am tierenden Datenträgers [3] oder eines fasser. Die Abb. 1 zeigt Wega, den Haupt- Artikelende erwähnten Links gibt es eine preiswerten Kartonbausatzes [4] auf ein- stern im Sternbild Leier. Hier ist der SA Fülle weiterer Informationen. Das zweite fachste Weise das Licht in seine Spektral- farben zerlegen!

Das elektromagnetische Spektrum, welches von den Sternen und anderen Him- melsobjekten kommt, reicht von langen Radiowellen über das sichtbare Licht bis hin zur Gammastrahlung. Nur wenig davon dringt (glücklicherweise!) durch die 1 Spektrumaufnahme der Wega, Apparatur bestehend aus Celestron C14, Atmosphäre bis zur Erdoberfläche vor. Staranalyser und EOS 1000 D.

VdS-Journal Nr. 53 Spektroskopie 11

Beispiel zeigt ein Spektrum von Regulus, dem Hauptstern im Löwen (Abb. 2).

Die Auswertung erfolgte vom Verfasser mit der Software RSpec. Sehr gut sind die Einsenkungen im Kurvenverlauf zu sehen. Sie stellen die Absorptionslinen des Wasserstoffs der Balmer-Serie dar. Aus der Datenbank des Programms wurden die dazugehörigen Laborwerte als senkrechte blaue Markierungslinien eingeblendet.

Aber auch in unserem Sonnensystem 2 Das mit RSpec ausgewertete Spektrum vom Stern Regulus (α Leo) zeigt die lassen sich mit Hilfe der niedrigauflösen- prägnanten Balmer-Linien des Wasserstoffatoms. den Spektroskopie mit dem Staranalyser 100 interessante Objekte studieren, z. B. der Planet Neptun (Abb. 3). Die tiefen Einsenkungen auf der rechten, langwel- ligen „rötlichen“ Seite stellen Methan- banden dar, welche durch Absorption in der Planetenatmosphäre hervorgerufen werden. Im linken, kurzwelligen Teil des Spektrums wird weniger Sonnenlicht absorbiert. Durch den stark reflektierten blauen und den geschwächten roten An- teil des Sonnenlichts erscheint Neptun visuell bläulich.

Das nächste Beispiel zeigt das Spektrum des Saturnnebels NGC 7009, aufgenommen von Tom Field im recht lichtver- schmutzten Seattle mit einem 9,25-Zoll- Schmidt-Cassegrain-Teleskop und einer CCD-Kamera (Abb. 4). Auffällig sind die beiden „Peaks“ und die Breite dieser 3 Emissionslinien. Sie werden durch Gas Spektrum des von Neptun reflektierten Sonnenlichts mit ausgeprägten Absorptions- verursacht, welches durch die Strahlung banden der Neptunatmosphäre. (Bildautor: P. Tervit) des Zentralsterns zum Leuchten angeregt wird.

Auch Kometen sind mit niedrigauflö- sender Spektroskopie für Amateure erreichbar. Vikrant Kumar Agnihotri aus Rajasthan (Indien) hat ein Spektrum des Kometen C/2012 S1 (ISON) aufgenommen. Deutlich sind die grünlichen Swan- Bänder des glühenden Kohlenstoffs zu sehen (Abb. 5).

Zum Jahresbeginn 2014 gab es die seltene Möglichkeit, eine Supernova im Sternbild Großer Bär zu beobachten. Auch diese Objekte kann ein Amateur spektroskopieren! Torsten Hansen hat die Supernova SN 2014J in M 82 mit einem 8-Zoll-Newton, Staranalyser und einer QHY-5L-II-Videokamera aufgenommen (Abb. 6). 4 Spektrum des Saturnnebels NGC 7009 (Bildautor: Tom Field)

VdS-Journal Nr. 53 12 Spektroskopie

5 Spektrum des Kometen C/2012 S1 ISON (Bildautor: V. K. Angnihotri)

6 Spektrum der Supernova SN 2014J in M 82, aufgenommen mit 8-Zoll-Newton, Staranalyser und QHY-5L-II-Videokamera (Bildautor: Torsten Hansen).

VdS-Journal Nr. 53 Spektroskopie 13

7 Sehr einfaches Setup aus Staranalyser, 200-mm-Teleobjektiv und DSLR (Bildautor: R. Leadbeater).

Niedrigauflösende Spektroskopie ist sogar völlig ohne Teleskop möglich, wie das einfache Setup von R. Leadbeater [10] mit dem Staranalyser in einem Ob- jektivschutzdeckel zeigt (Abb. 7). Damit kann man ohne jegliche Nachführung ein einfaches Driftspektrum gewinnen. In diesem Fall bei 200 Millimetern Brenn- weite ein Spektrum von Deneb im Stern- bild Schwan (Abb. 8).

Mit diesem sehr einfachen Setup kann man mit guter Nachführung sogar recht außergewöhnliche Objekte spektroskopieren, z. B. die sehr heißen Wolf-Rayet- Besonders eindrucksvoll, was niedrig- zwischen den beiden rötlichen horizon- Sterne. Sie haben ihre Wasserstoffhülle auflösende Spektroskopie mit dem SA talen Streifen, „the box“, markiert. Im verloren, weisen extrem starke, sehr dich- 100 leisten kann, zeigt sich am Beispiel rechten Teil des Screenshots erscheint te Sternwinde auf und sind in unserer eines Sternfeldes mit dem Quasar 3C 273 mit der Software Rspec dann sofort das Milchstraße sehr selten (ca. 150 Stück). (12,7 mag), spektroskopiert von Roland Profil des markierten Spektrums, wel- Janet Simpson hat den Wolf-Rayet-Stern Bähr mit einem 8-Zoll-Newton auf einer ches an Hand der nullten Ordnung und WR 140 mit einer EOS 350D, SA 100 im HEQ5-Montierung und einer Meade DSI der spektralen Dispersion kalibriert wur- Objektivschutzdeckel eines 85-Millime- pro (Abb. 10). Es ist ein Summenbild von de (1-Punkt-Kalibration). Als senkrech- ter-Objektivs, auf einer AstroTrac-Mon- 150 Aufnahmen à 15 Sekunden. Der Ver- te blaue Linien sind die Laborwerte der tierung mit 30 Sekunden Belichtungszeit fasser dieses Artikels nahm die Auswer- Balmerlinien des Wasserstoffs aus der aufgenommen (Abb. 9). Beachtenswert tung des Bildes in RSpec folgendermaßen Datenbank eingeblendet. Für die Hα- sind die verbreiterten Kohlenstoff-Emissi- vor: Linie beträgt dieser 6563 Ångström. Im onsbänder, verursacht durch den Dopp- Spektrum des Quasars 3C 273 liegt die lereffekt der extremen Sternwinde. Im linken Teil des Screenshots ist das Hα-Linie des Wasserstoffs (der Emissi- WR 140 ist ein Doppelsternsystem im Bild des Sternfeldes mit den Spektren onspeak) deutlich weiter rechts bei einer Sternbild Schwan, bestehend aus ei- zu sehen. Zunächst wurde das Spekt- größeren Wellenlänge (7597 Angström), nem Wolf-Rayet-Stern und einem Stern rum des hellen Sterns (GSC 282 227, Typ also stark rotverschoben. Die Ursache der Spektralklasse O. Sie bewegen sich F5) im unteren Bilddrittel ausgewertet. dieser Rotverschiebung ist die Expansion um einen gemeinsamen Schwerpunkt, Der Sternpunkt ist die ungebeugte null- des Universums. Der berechnete z-Wert ihre Sternwinde kollidieren miteinander te Ordnung, rechts davon das Spektrum ist 7597/6563 - 1 = 0,158, was exakt mit und bilden eine Schockfront. Für höher erster Ordnung. Nach der Kalibrierung den Literaturwerten übereinstimmt. Dies auflösende Spektroskopie ein hochinte- an Hand identifizierbarer Absorptionsli- entspricht einer Fluchtgeschwindigkeit ressantes Geschehen (vgl. auch interna- nien wurde damit die spektrale Disper- von etwa 47.400 km/s. tionale Kampagnen unter Mitwirkung sion des Systems mit 17,5 Ångström/ einiger Mitglieder der VdS-Fachgruppe Pixel berechnet. Dann wurde das Spekt- Bei all diesen Beispielen handelt es sich Spektroskopie). rum des Quasars 3C 273 untersucht (hier um niedrigauflösende Spektroskopie mit

8 Spektrum von Deneb, aufgenommen mit dem Einfachst-Setup aus Abbildung 7.

VdS-Journal Nr. 53 14 Spektroskopie

9 Spektrum des Wolf-Rayet-Sterns WR 140 im Sternbild Schwan (Bildautor: J. Simpson) einem einfachen Transmissionsgitter „Staranalyser“ in spaltloser Anordnung. Hat man daran Spaß gefunden und Er- Literatur- und Internethinweise: [5] www.patonhawksley.co.uk sowie fahrungen gesammelt, wird man sich [1] G. Kirchhoff, R. Bunsen: Chemische diverse Astrohändler möglicherweise „höhere Weihen“ erar- Analyse durch Spectralbeobachtungen; [6] www.astrosurf.com/buil/index.htm beiten wollen. Für die höher auflösende Annalen der Physik und Chemie. [7] www.astrosurf.com/vdesnoux/ Spektroskopie sind diverse Spaltspektro- Band 189, Nummer 7, 1861, S. download.html grafen am Markt erhältlich [11]. 337–381 [8] www.ursusmajor.ch [2] A. Ulrich: Einführung in die Spek- [9] www.rspec-astro.com Weitere umfangreiche Informationen zu troskopie für Amateure, 2000 [10] www.treehillsobservatory.uk allen Aspekten der Amateurspektroskopie, [3] Suchwort „CD-Spektroskop“ oder [11] www.shelyak.com; www.baader- speziell auch für Einsteiger, sind auf der „CD-ROM spectroscope“ planetarium.com; www.sbig.com; Homepage der Fachgruppe [12] zu finden. [4] www.astromedia.de, Suchwort: de.astro-spec.com/ Handspektroskop, ca. 8 € [12] http://spektroskopie.fg-vds.de

10 Spektrum des Quasars 3C 273 zur Bestimmung der Fluchtgeschwindigkeit (Bildautoren: R. Bähr/R.-D. Schad)

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Einstieg in die Spektroskopie – der Star Analyser 100 von Alexander Golec

Als ich mich im Oktober 2012 dazu entschied, mit der Spektroskopie zu beginnen, stellte sich selbstverständlich die Frage, mit welchem Spektrografen ich starten will. Nach kurzer Recherche hatte ich einen ersten Überblick und war er- staunt, in welcher Preisklasse sich das Ganze abspielte. Natürlich will man am Anfang nicht viele hundert Euro investieren, vor allem nicht als Schüler. Auf der Suche nach einer günstigeren Al- ternative stieß ich auf den Star Analy- ser 100, welchen es bereits für etwa 100 Euro gibt. Nach weiteren Recherchen entschloss ich mich dazu, dieses Geld zu investieren und dadurch einen neuen Teilbereich der Astronomie zu entdecken. Bei dem SA 100 handelt es sich um ein Beugungsgitter, welches genau so funktioniert wie eine handelsübliche CD: auf dem Glas sind viele Rillen eingraviert, welche den durchtretenden Lichtstrahl beugen und so ein Spektrum erzeugen 1 Der vor dem Objektiv einer CCD-Kamera aufgeschraubte Star Analyser SA 100 (der SA 100 hat beispielsweise 100 Linien (ganz rechts im Bild). pro Millimeter, daher auch sein Name).

Da ich schon zuvor Astronomie betrieben habe, brauchte ich kein weiteres Equipment. Generell braucht man jedoch ein Teleskop und eine der Größe entspre- 2 Spektrumaufnahme des Sterns Wega. Rechts der Stern in 0. Ordnung, chende Montierung, üblicherweise eine links der Spektrumstreifen (1. Ordnung). Kamera und gegebenenfalls Adapter, um den SA 100 zu montieren. Bei der Frage nach einem Teleskop gelten ähnliche Kri- terien wie bei der Deep-Sky-Astronomie: CCD-Kameras besser geeignet als DSLR- Besitzer sollten auf eine gute Justierung Es sollte möglichst lichtstark sein. Ich Kameras, da diese eine höhere Empfind- achten, da eine schlechte die Qualität des habe mich aufgrund des nicht vorhande- lichkeit (auch im NIR-Bereich) besitzen Spektrums stark beeinträchtigt. Der Auf- nen Farbfehlers (im Gegensatz zu Linsen- und meistens keinen Infrarotfilter vor bau des Equipments ist nicht anders als teleskopen) von Anfang an für ein New- dem Sensor haben. Das ist wichtig, da üblich. Das Beugungsgitter befindet sich ‚‚ ton-Teleskop (150/750 mm) entschieden. im nahen Infrarot (NIR) und im roten in einer 1,25 -Fassung (s. Abb. 1), was Bei der Montierung ist es wichtig, dass Bereich viele wichtige Informationen des eine einfache Montierung am Teleskop diese das Teleskop gut tragen kann und Spektrums liegen. Desweiteren eignen sicherstellt. Man benötigt lediglich einen es möglichst genau nachführen sollte, sich monochrome Kameras eher, da die- Adapter, welcher einerseits einen Kamera da man durchaus auch mal länger be- se eine bessere Auflösung besitzen und anschluss (oft T-Mount) und andererseits ‚‚ lichten muss. Zusätze wie beispielsweise lichtempfindlicher sind. ein 1,25 -Innengewinde besitzt. eine GoTo-Steuerung oder ähnliches erleichtern zwar die Bedienung, sind aber Bevor man beginnt, Spektren aufzuneh- Ist der Aufbau des Equipments erfolgt, keineswegs notwendig. Die Entscheidung men, sollte man sein Equipment über- kann man beginnen, Spektren aufzuneh- für die eine oder andere Kamera ist für prüfen, um zu sehen ob alles richtig men. Zuerst sucht man sich ein helles die spätere Qualität der Spektren maß- funktioniert. Dies sollte am besten zu Objekt, um den Fokus scharf einzustel- geblich, da diese sehr stark von dieser Hause geschehen, da es auf dem Feld oft len. Für eine optimale Fokussierung ist Entscheidung abhängt. Allgemein sind zu spät ist, um nachzubessern. Newton- es praktisch, eine Bathinov-Maske zu

VdS-Journal Nr. 53 3 Lage der Nova Delphini Bild passt, muss der Abstand verkleinert werden, wenn das Spektrum zu klein verwenden, da man mit dieser normaler- linienarmen Spektren das Prinzip der ist, entsprechend vergrößern (siehe auch weise die besten Ergebnisse erzielt. Die Verarbeitung am Computer besser erler- Gittergleichung für genaue Werte). Die ersten Spektren sollten vorwiegend an nen kann). Besonders eignen sich hierfür Belichtungszeit hängt von der Helligkeit helleren Sternen gewonnen werden, da Sterne wie Wega, Deneb oder Atair. Bei des Objekts ab. Man sollte so lange be- es bei ihnen nicht so viele Effekte gibt, der Aufnahme sollte man darauf ach- lichten, dass man das Spektrum gut sieht, welche das Spektrum verschlechtern ten, dass das Spektrum waagerecht im es aber an der hellsten Stelle noch nicht könnten. Zudem gehören viele, selbst- Bild liegt und zudem der Stern in null- überbelichtet ist. Hat man ein Spektrum verständlich nicht alle, helle Sterne zu ter Ordnung zu sehen ist. Falls dies nicht aufgenommen, sollte man noch entspre- den frühen Spektralklassen (A, B, O), der Fall ist, muss man die Entfernung des chende „Darks“ (bei gleicher Temperatur welche zwar weniger, dafür aber deut- SA 100 durch Verwendung verschiede- und mit gleicher Belichtungszeit) erstel- lichere Linien aufweisen (das ist auch ner Adapter zum Chip verändern. Wenn len, die für die spätere Arbeit am Compu- für die Auswertung wichtig, da man mit das Spektrum nicht vollständig auf das ter benötigt werden. Falls man noch das

VdS-Journal Nr. 53 18 Spektroskopie

4 Vergleich der Spektren der Nova Delphini zur Demonstration ihrer zeitlichen Entwicklung

benötigte Equipment besitzt, kann man oben schon beschrieben, wenige, dafür vollziehen konnte. Das Verschwinden auch „Flats“ machen – dies funktioniert deutlichere Linien besitzen, eignen sich der P-Cygni-Profile, die Ausprägung der genauso wie in der normalen Astrofo- diese besonders dafür, die Grundprinzi- starken Emissionslinien und die restli- tografie. Wie ein Rohspektrum aussieht, pien der Spektren-Verarbeitung zu erler- chen Veränderungen waren sehr gut zu kann man in Abbildung 2 sehen. Ist man nen und zu üben. Nach einiger Zeit ist sehen, und es war mir möglich, die phy- mit der Beobachtung fertig und hat alle es wie bei allem anderen: Die Ergebnis- sikalischen Prozesse in meinen Spektren Daten gesammelt, muss man diese noch se werden immer besser. So kann man zu verfolgen (vgl. Abb.4). richtig verarbeiten, um ein Spektrum, schon mit etwas Übung die verschiede- wie man es kennt, zu bekommen. Dies nen Spektralklassen in seinen eigenen Zusammenfassend lässt sich sagen, dass ist jedoch natürlich wieder ein Thema für Spektren gut nachweisen. Ein Ereignis, ich den SA 100 für den Einstieg in die sich, doch so viel sollte gesagt sein: Für welches mir besonders in Erinnerung Spektroskopie sehr geeignet finde. Er die Verarbeitung reichen anfangs Free- geblieben ist, war die Beobachtung der kostet nicht zu viel und liefert sehr zu- ware-Programme völlig aus (z. B. IRIS, Nova im Sternbild Delfin im August friedenstellende Ergebnisse, vor allem Vspec). 2013 (s. Abb. 3). Ich konnte die Nova wenn man seine Objekte nach den Ei- drei Tage nach ihrer Entdeckung das ers- genschaften des SA 100, wie oben be- Der Star Analyser besitzt eine relativ ge- te Mal beobachten. Das Auffinden war schrieben, auswählt. Der SA 100 eignet ringe Auflösung, was selbstverständlich nicht leicht, da die Helligkeit zu dieser sich auch sehr gut zum Beobachten ver- für gewisse Objekte einen Nachteil dar- Zeit nur etwa 6 mag betrug und sie so- schiedener physikalischer Vorgänge, was stellt, doch hat dies auch seine Vorteile. mit eines meiner bislang lichtschwächs- mir vor allem die Beobachtung der Nova Vor allem bei lichtschwachen Objekten ten Objekte war. Das erste Spektrum, das Delphini 2013 zeigte. lässt sich der SA 100 sehr gut einsetzen. ich aufnahm, sah für mich zunächst sehr Auch aufgrund des nicht vorhandenen verrauscht und auch allgemein nicht be- Spalts lassen sich großflächige Objekte, sonders gut aus. Nichtsdestotrotz habe wie zum Beispiel Planetarische Nebel, ich mich an die Verarbeitung gewagt gut spektroskopieren. Wenn man dies bei und war mit dem Ergebnis durchaus der Auswahl seiner Objekte berücksich- zufrieden. Glücklicherweise hatte ich in tigt, kann man bei den Beobachtungen den darauffolgenden Tagen erneut die sehr viel Freude haben. Chance für weitere Beobachtungen und konnte noch zwei zusätzliche Spektren Meine ersten Beobachtungen habe ich der Nova aufnehmen. Ich war sehr über- überwiegend an heißen Sternen (Wega, rascht, wie gut ich die Entwicklung der Atair etc.) gemacht. Da die Spektren, wie Nova in meinen eigenen Spektren nach-

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Vom Schüler zum Amateur- Spektroskopiker von Constantin Zborowska

Seit ich mich erinnern kann, hat der Himmel etwas Magisches für mich. Mein Name ist Constantin Zborowska, ich bin 17 Jahre alt und besuche zurzeit die 12. Klasse der gymnasialen Oberstufe. Schon früh hatte mich mein Vater bei seinen Beobachtungen mit eingebun- den. Ich erinnere mich noch daran, wie ich mit sechs Jahren in der Sternwarte am Computer saß und erwartungsvoll die Temperaturkurve der wassergekühlten Megatek-CCD-Kamera beobachtete. Mein Vater hatte sich in unserem Einfamilien- haus schon nach dem Einzug eine kleine Sternwarte mit Schiebedach eingerichtet. So kam ich schon sehr früh mit der Astronomie in Berührung. Damals foto- grafierte mein Vater viele Standardob- jekte am Himmel. Für die Spektroskopie interessierte er sich jedoch nicht.

2012 wollte ich die, nur selten genutz- te, Sternwarte einmal selbst erkunden. Ich fragte also meinen Vater nach einem geeigneten Gebiet in der Astronomie, in dem man nicht nur schöne Bilder auf- 1 Unsere Sternwarte mit Teleskop und Spektrograf nehmen, sondern auch „forschen“ kön- ne. Es fiel dann schnell das Stichwort „Spektroskopie“, wobei ich zu diesem so alle wichtigen Inhalte von Grund auf men. Bei einem Besuch des ATT 2013 Zeitpunkt absolut noch nichts damit an- lernen kann. lernte ich Heinrich Kuypers (Physikleh- fangen konnte. rer in Düsseldorf) kennen. Er konnte mir Auf dem Spektroskopieseminar entstand einen LISA-Spektrografen zur Verfügung Ich suchte also im Internet nach einer dann mit Hilfe von Ernst Pollmann eine stellen. Dieser Spektrograf war ideal für Erklärung. Bei meinen Recherchen stieß erste Idee für ein Thema meiner „Jugend mich, da er nur Spektren in niedriger ich schnell auf die Webseite der VdS- forscht“-Arbeit. Die Idee: Die Reproduk- Auflösung aufnimmt. Perfekt für Über- Fachgruppe Spektroskopie, auf der eine tion des Hertzsprung-Russell-Diagramms sichtsspektren, wie ich sie zur Klassifika- Seite mit der Überschrift „Ausleihbarer (auch HRD) durch spektrale Untersu- tion benötige. Solarspektrograf für Schüler-Facharbei- chungen von Sternen nach der MKK- ten oder Jugend forscht“ betitelt war. Klassifikation (auf das MKK-System gehe Die aktuelle Aufnahmekonfiguration, die Ich setzte mich also mit Lothar Schanne ich gleich noch näher ein). Mit anderen ich mir in den letzten Jahren mit der fi- (Amateur-Astrospektroskopiker) in Ver- Worten: Es ist es mein Ziel, möglichst nanziellen Hilfe meines Vaters aufgebaut bindung, um nach dem erwähnten Spek- viele niedrigdispersive Spektren aufzu- habe, sieht wie folgt aus: trografen zu fragen. nehmen und diese dann nach dem be- – 6-Zoll-Astrophysics-Starfire-Refraktor kannten MKK-System zu klassifizieren. (f/9) Schnell stellte sich jedoch heraus, dass – Sideres-85-Montierung mit FS2-Steu- ich lieber in Richtung Sternspektroskopie Fehlte mir nur noch ein geeigneter erung gehen wollte. Über Ernst Pollmann (eben- Spektrograf. Zu Anfang verwendete ich – ALCCD-5-Guiding-Kamera (sitzt am falls ein Amateur-Astrospektroskopiker) einen von Lothar Schanne bereitgestell- Spektrografen und beobachtet den erfuhr ich von dem Wuppertaler Spek- ten und von Thomas Bergmann gebauten Spalt zur Nachführung) troskopieseminar 2012. Ich würde die Spaltspektrografen, der vom Aufbau dem – ATIK 383L + CCD-Kamera Teilnahme an einem solchem Seminar LHIRES III ähnelt. Mit diesem gelangen – LISA-Spektrograf von Shelyak jedem Interessierten empfehlen, da man mir aber keine qualitativ guten Aufnah-

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2 Auswertungsmethodik von der aufgenommenen Spektrumserie bis zum normierten, wellenlängenkalibrierten Ergebnisspektrum.

Mit dieser Aufnahmekonfiguration konn- Schritt der Auswertung ist das „Foto- Grafik übertragen. In dieser allerersten te ich zur Datensammlung übergehen. Stacking“, bei dem von jedem Rohspek- Grafik befinden sich auf der x-Achse Bevor ich allerdings die Klassifikation im trum ein gemitteltes „Dark“ abgezogen die Pixelnummern sowie auf der y- Einzelnen beschreibe, möchte ich noch wird und alle Dark-korrigierten Roh- Achse die relativen Pixelanregungen in einige Worte über die Auswertung von spektren übereinandergelagert werden. „Analog-Digital-Einheiten“ (ADU). Mit Spektren verlieren. Dieser Prozess dient der Verbesserung diesem Spektrum lässt sich allerdings des Signal-Rausch-Verhältnisses. Nach noch relativ wenig anfangen, da es noch Am Anfang einer jeden Auswertung diesem ersten Schritt wird das gemittelte nicht das wahre Sternkontinuum zeigt, steht eine große Anzahl von Rohspek Rohspektrum mit einer geeigneten Soft- sondern lediglich eine verfälschte Ver- tren sowie einige am Abend aufgenom- ware (z. B. der frei erhältlichen Software sion desselben. Abhilfe schafft hier ein mene „Dark-Bilder“ (Abb. 2). Der erste Vspec) extrahiert und so in eine erste Verfahren namens „Response-Korrektur“.

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3 Plot des flusskalibrierten Spektrums (3.1; oben) und des normierten Spektrums (3.2; unten)

Mit diesem Verfahren wird das Spektrum Punkte im Spektrum, die auf dem Kon- trum durch das erzeugte Kontinuum von allen systematischen Instrumenten- tinuum liegen. Das Programm errech- dividieren. Das Ergebnis ist ein auf das einflüssen gereinigt. Eine sogenannte net daraus ein Sternkontinuum (siehe Kontinuum normiertes Spektrum wie in „Response-Korrektur-Kurve“ ergibt sich Abbildung 3 oben, rote Kurve). Diese Abbildung 3 (unten). Sternspektren wer- aus der Division eines gemessenen Spek- Methode ist gerade bei späten K- oder den häufig in dieser Form dargestellt, da trums durch ein entsprechendes Daten- M-Sternen empfehlenswert, bei denen sich die einzelnen Linien so am einfachs- bankspektrum des gleichen Sterns. Das das Kontinuum nur schwer zu finden ist. ten identifizieren lassen. Abbildung 2 eigene vorliegende Spektrum lässt sich Beim zweiten Verfahren wende ich einen zeigt den gesamten Auswertungsprozess jetzt durch die eben erstellte Response- „Spline filter“ auf mein flusskalibriertes in einem von mir erstellten Schema. Korrektur-Kurve dividieren. Es entsteht Spektrum an. Damit wird das Spektrum ein flusskalibriertes Spektrum, das jetzt unter Zugabe eines Koeffizienten quasi Kommen wir nun zur eigentlichen Ar- das „wahre“ Sternkontinuum offenbart „flachgebügelt“. Das heißt in der Praxis, beit, der Klassifikation. Die Spektraltypen (siehe Abbildung 3, oben). Als nächs- dass die Koeffizienten so lange variiert von Sternen (zum Beispiel F5 V) werden tes gibt es zwei Methoden, um auf das werden, bis alle Emissions- oder Absorp- immer in einem zweiteiligen Klassifika- Sternkontinuum zu kommen. Beide Ver- tionslinien aus dem Spektrum entfernt tionsschema ausgedrückt. Der erste Teil fahren lassen sich analog zueinander an- sind. Um jetzt ein normiertes (auf eins (F5) ist die Spektralklasse, die ein Maß wenden. Bei der ersten Methode markiert gesetztes) Spektrum zu erzeugen, muss für die Oberflächentemperatur eines man mit einem Auswertungsprogramm ich nur noch das flusskalibrierte Spek- Sternes darstellt. Die Grundtypen der

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Spektralklassen lauten O, B, A, F, G, K, M, wobei die Klassen M die kühlsten Sterne Tabelle 1: Die Leuchtkraftklassen des MKK-Systems (etwa 2000-3350 K) und O die heißesten Sterne (etwa 30.000-50.000 K) beschrei- Leuchtkraftklasse Bezeichnung ben. Eine Einteilung einzig und alleine 0 Hyperriesen nach der Temperatur reicht allerdings I (a, ab, b) Überriesen nicht, um einen Stern eindeutig zu klassi- II Helle Riesen fizieren. Da es Zwerge (kleine Sterne) und III Normale Riesen Riesen (große Sterne) mit gleicher Ober- IV Unterriesen flächentemperatur gibt, die sich aber in V Zwerge (Hauptreihensterne) Bezug auf den Radius oder die Masse stark VI Unterzwerge unterscheiden, ist ein weiteres Kriterium VII (auch WD) Weiße Zwerge notwendig. Aus diesem Grund beschreibt der zweite Teil (V) die Leuchtkraftklasse, die wiederum Rückschlüsse auf den Ent- wicklungszustand eines Sternes erlaubt. Ein Beispiel zwischen den Linien eindeutig >1. So Tabelle 1 beschreibt die Bezeichnungen Ich habe ein Spektrum des Sternes α Persei lässt sich eine erste grobe Eingrenzung der einzelnen Leuchtkraftklassen. Um die (Spektraltyp F5 Ib) vorliegen. Aus dem vornehmen. Aus [2] können wir weitere Leuchtkraftklasse eines Sternes zu bestim- Aussehen des Spektrums kann ich er- Kriterien entnehmen. Die Seite „Lumi- men, betrachtet man besonders die Breite kennen, dass es sich um einen F-Stern nosity Effects at F5“ offenbart, wie wir und Intensität der Spektrallinien. Zusam- handeln muss. Um dem Stern jetzt einen weiter vorgehen. Es wird gezeigt, dass men ergeben beide Teile im sogenannten entsprechenden Subtypen zuweisen zu Linien wie zum Beispiel Ti II (Titan)/Fe II MKK-System (nach den Anfangsbuchsta- können, messe ich die Äquivalentbreite bei 4444 Ångström deutlich ausgepräg- ben der drei Entwickler William Wilson der Hα-Linie in meinem Spektrum bei ter bei Überriesen als bei Zwergen zu Morgan, Phillip C. Keenan und Edith Kell- einer Wellenlänge von 6562,8 Ångström finden sind. Da diese Linie in unserem man benannt) den Spektraltyp. (1 Å = 0,1 nm). Die Messungen lassen Beispielspektrum stark ausgeprägt ist, sich mit einer beliebigen Auswertesoft- können wir so daraus schließen, dass es Praktisch muss ich unter Zuhilfenahme ware durchführen. Das Ergebnis der sich bei diesem Stern um einen Überrie- von Referenzspektren in meinen nor- Messung für Hα ist 5 Ångström. Aus den sen handelt. mierten Spektren nach den jeweiligen einschlägigen Spektralatlanten kann ich Kriterien für die Einteilung in Spektral- entnehmen, dass diese Äquivalentbreite Mit weiteren Linien, die in den Spektral klasse und Leuchtkraftklasse suchen. zum Subtyp F5 passt. Um die Genauig- atlanten aufgeführt werden, lässt sich keit der Einteilung noch zu verbessern, unsere Klassifikation zusätzlich verbes- Zuerst teile ich den vorliegenden Stern in kann ich auch noch andere Linien, wie sern. Damit ist die MKK-Klassifikation eine Spektralklasse ein. Die Grundklasse zum Beispiel CaI (Calcium), SrII (Stron- für unseren Beispielstern α Persei fertig: (O, B, A, F, G, K, M) ist bei den meisten tium) oder CaII, verwenden. Das Ergeb- Die Klassifizierung lautet: F5 Iab (Über- Sternen mit einem geübten Blick auf den nis ist eine relativ genaue Einteilung der riese). Spektralverlauf ersichtlich. Die Spektral- Spektralklasse. In unserem Beispiel F5. klasse lässt sich allerdings noch genauer Nach diesem Muster lassen sich so gut bestimmen. Zu diesem Zweck wird ein Es folgt die Leuchtkraftklassifikation. wie alle Sterne klassifizieren. Abb. 3 zeigt Stern ergänzend zur Grundklasse in wei- Auch die Leuchtkraftklassenzuordnung zwei Auswertungsstadien von dem von tere Subtypen von 0 bis 9 eingeteilt. Da- werde ich am Beispiel des Sterns α Persei mir aufgenommenen und als Beispiel bei besitzt eine Spektralklasse allerdings zeigen. Eine sehr ausführliche Auflistung verwendeten Spektrum des Sterns α Per- nicht alle Subtypen. Zum Beispiel folgen aller Kriterien zur Einordnung in Leucht- sei. In dem normierten Spektrum (Abb. auf die B3-Sterne unmittelbar die B5- kraftklassen findet man auch in [1]. Wie 3, unten) sind zusätzlich alle wichtigen Sterne. Die Unterteilung in Subtypen ge- schon beschrieben, lässt sich die Leucht- Linien mit den zugehörigen Elementen lingt zum Beispiel über die Äquivalent- kraftklasse durch die Verhältnisbildung beschriftet. breite von bestimmten Spektrallinien. zwischen bestimmten Linien bestimmen. Die Äquivalentbreite einer Absorptions- Auf dem Blatt L20 [1] sind alle Kriteri- linie gibt deren Stärke unabhängig von en der Spektralklasse F5 aufgelistet. Ein der Auflösung der verwendeten Mess- Beispiel: apparatur an. Aus diesem Grund ist sie Internet- und Literaturhinweise: ein beliebtes Maß in der Spektroskopie, Sr II 4078/ Fe I 4046 [1] Waltraut Seitter: Blätter L1 bis um die Stärke von Linien zu vergleichen. =1 in class V, L32 des „Bonner Spektralatlas I“, Aus Büchern wie „The Classification of >1 in classes II-Ia Dümmler-Verlag, 1970 Stars“ von Jaschek & Jaschek (Cam- [2] R. O. Gray: “A Digital Spect- bridge University Press, 1987) kann man Da in unserem Spektrum die Strontium- ral Classification Atlas“; online jetzt die entsprechende Äquivalentbreite Linie (Sr) deutlich ausgeprägter ist als die zugänglich via: http://ned.ipac. zur Einteilung der Subtypen erfahren. Eisen-Linie (Fe), ist der Verhältniswert caltech.edu/level5/Gray/frames.html

VdS-Journal Nr. 53 Planetarische Nebel, Galaxien und Quasare im Visier amateurspektroskopischer Untersuchungen von Dominic Freudenmann

Aufnahme und Reduktion von Stern- hierfür ist [1]. Weit weniger im Blickpunkt Strukturvielfalt zeigen. Von kreisrunden, spektren gehören mittlerweile zum amateurspektroskopischer Beobachtun- elliptischen bis hin zu multipolaren Ne- Standardrepertoire ambitionierter Ama- gen stehen Objekte wie Galaxien oder belformen bieten sie uns eine Fülle poten- teurspektroskopiker. Neben Langzeitbe- Planetarische Nebel (PN), obwohl diese tieller Beobachtungsziele am nächtlichen obachtungen von Be- oder WR-Sternen nicht weniger einladend sind: Planeta- Himmel an (vgl. Abbildung 1, rechts). zählen auch Novae zu beliebten Untersu- rische Nebel erstaunen ihre Beobachter chungsobjekten, wobei die Nova Delphi- durch ihre leuchtenden und farbenreichen Die Analysen von Galaxienspektren bie- ni aus dem Jahr 2013 ein Paradebeispiel Gasfilamente, die eine schier unendliche ten nicht zuletzt deshalb einen beson-

VdS-Journal Nr. 53 1 Mögliche Beobachtungsziele: Der Krebsnebel (Supernovarest, linke Seite) und der Helixnebel (Planetarischer Nebel, oben) [2]

deren Reiz, da diese fremden Welten- Dieser Beitrag soll einen Eindruck geben, bei wird das expandierende Gas durch inseln einzig und allein durch ihr Licht welche erstaunlichen Informationen mit physikalische Vorgänge in den Elektro- mit uns in Kontakt treten können. Zu- amateurspektroskopischen Mitteln aus nenhüllen (z. B. Wärme, Strahlung) zum dem enthalten ihre Spektren verschlüs- den Spektren extrahiert werden können Leuchten angeregt. Bei der Ausdehnung selte Informationen zur Expansion des und soll den Leser zu eigenen Experi- des Gases in den interstellaren Raum Weltalls und erlauben Rückschlüsse auf menten am nächtlichen Sternenhimmel handelt es sich um einen dynamischen die Hubble-Konstante. Zu den weiteren ermutigen. Prozess, d. h. Form, Gestalt und Farbe Exoten gehören Quasare, die als Kerne eines heute sichtbaren Nebels werden in aktiver Galaxien zu den am weitesten Die Natur Planetarischer Nebel und einigen 10.000 Jahren nicht mehr vor- entfernten Objekten in unserem Univer- ihre Spektren handen sein. Eine sehr kurze Zeitspanne sum zählen. Dass wir sie dennoch beob- Planetarische Nebel (PN) bestehen aus ei- im Vergleich zum Leben eines Sterns! achten können, liegt daran, dass sie zu ner Hülle aus neutralem und ionisierten den leuchtkräftigsten Erscheinungen im Gas, das von einem Zentralstern am Ende Planetarische Nebel sind wahre Schatz- Weltall zählen. seines Lebens abgestoßen wird. Hier- kammern für den Stoffkreislauf des Uni-

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2 Spektren des Ring-, Katzenaugen- und Orionnebels (von oben nach unten) [8]

versums: Sie enthalten eine Fülle von Spiegelreflexkamera dienen. Neben Voraussetzung. Die Reduktion und Visu- chemischen Elementen und Verbindun- kommerziell erhältlichen Spektrografen alisierung der Daten kann u. a. mit den gen, mit denen sie ihre Umgebung anrei- (DADOS, LHIRES) können auch selbst- Programmen Astroart, Fitswork, IRIS, MI- chern. Obwohl Planetarische Nebel dem gebaute Instrumente beeindruckende DAS oder Vspec erfolgen, die u. a. auf der menschlichen Auge wie dichte Materie- Ergebnisse erzielen [5],[6]. Da Belich- Homepage der VdS-Fachgruppe Spektro- ansammlungen erscheinen, sind sie in tungszeiten bis zu einer Stunde für ein skopie teilweise frei zugänglich sind. Auf Wahrheit sehr leere, materiearme Orte. brauchbares Spektrum benötigt werden, diese Weise lassen sich Spektren einer Die Teilchendichte dort ist extrem geist die Verwendung eines Autoguiders Vielzahl von Nebeln, Galaxien und Qua- ring, vergleichbar mit einem Ultrahoch- unabdingbar. Er sorgt für die erforderli- saren analysieren. vakuum im Labor [3]. Dieser Umstand che hochpräzise Nachführung der Mon- beeinflusst auch die Physik bzw. Chemie tierung während der Aufnahmen. Für die Die potenziellen Beobachtungsmöglich- des Gases: Neben den Emissionslinien Bestimmung der exakten Wellenlängen- keiten reichen vom Ringnebel (M 57) im der im Nebel vorhandenen chemischen positionen der Linien im Nebelspektrum Sternbild Leier, dem anmutig erschei- Elemente finden sich dort auch Linien ist die Einspeisung eines „Kalibrierlichts“ nenden Katzenaugennebel (NGC 6543) verbotener Übergänge, deren angeregte Ausgangszustände nur unter diesen extremen Bedingungen des Weltalls lang- lebig genug sind, um im Spektrografen detektiert werden zu können. Emissi- onslinien sind die direkte Folge der Io- nisation des Gases durch die Strahlung des heißen Sterns. Durch Rekombination der Elektronen mit den Ionen entstehen angeregte Zustände. Aus einem höher gelegenen Energieniveau in der Atom- hülle wird anschließend Licht einer spe- zifischen Wellenlänge freigesetzt (chemi- scher Fingerabdruck) [4].

Zur Spektrenaufnahme dieser lichtschwachen Objekte erweisen sich Tele- skope mittlerer Öffnung als durchaus ‚‚ geeignete Messinstrumente (C8, 8 -New- tons). Als Spektrograf kann ein DADOS- 3 Spaltspektrograf mit CCD-Kamera oder Profildarstellung der OIII- bzw. HI-Linien im Ringnebel [9]

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4 Hubble-Aufnahme von M 82 mit HII-Regionen (links) und von 3C 273 (rechts) [10]

bis hin zum majestätischen Orionnebel zu beobachtenden Linie aufgetragen. Da reguläre Galaxien mit einem sehr hellen (M 42) am nördlichen Winterhimmel. die aufgenommene Linie die Gesamtheit Galaxienkern (z. B. NGC 1275 oder NGC Die Abbildung 2 zeigt aufgenommene aller abgestrahlten Photonen von einem 1667) [12]. Die Energie zur Anregung Spektren dieser Nebel im Überblick. Ins Ende des Nebels bis zum anderen reprä- dieser Emissionen wird hierbei nicht Auge fallen die markanten Emissionsli- sentiert, gibt eine Profildarstellung eine von jungen Sternen geliefert, sondern nien der Elemente Wasserstoff und Sau- grobe Elementverteilung innerhalb des entstammt Materieströmungen im Um- erstoff. Die erste markante Linie findet Nebels wieder (vgl. Abbildung 3). Da- feld eines supermassereichen Schwarzen sich im kurzwelligen Spektralbereich. durch ist sowohl eine Beurteilung der Lochs. Bei der Betrachtung eines sol- Sie kann der Hγ-Linie {~ 434 nm (1)} Temperatur- als auch der Dichtevertei- chen Galaxienspektrums fallen sowohl zugeordnet werden. Das darauffolgende lung möglich [8], [9]. breite Linien von Wasserstoff oder He- Linientripel beginnt mit der Hß-Linie lium auf, als auch sehr schmale Linien {~ 486 nm (3)} und wird durch die ver- Galaxien und Quasare von Sauerstoff, Stickstoff oder Silizium botenen Linien des Sauerstoffs {[OIII]: ~ Auch hier werden hauptsächlich die stark (sog. Typ-1-Seyfert-Galaxien). Während 496 und 501 nm (4, 5)} vervollständigt. ausgeprägten Emissionslinien aufge- die H- bzw. He-Linien aus dem Bereich Im Falle von M42 und NGC 6543 treten zeichnet, deren Form, Lage und Wellen- der Akkretionsscheibe um das Schwarze neben der HeI-Linie im blauen Spektral- länge dem Beobachter indirekte Hinwei- Loch stammen (hohe Rotationsgeschwin- bereich {~ 447 nm (2)} zusätzlich eine se auf die physikalischen Bedingungen digkeiten bedeuten breite Linien) deuten intensive HeI-Emissionslinie {~ 587 nm und den chemischen Background ihrer die wesentlich schmaleren Linien der (6)} im gelben Spektralbereich besonders Entstehungsorte liefern. Die Emissions- verbotenen Übergänge auf einen Entste- deutlich hervor [7]. Schwach ausgeprägt linien entstehen aus gewaltigen Wasser- hungsort am Rande der Galaxie hin. Dort ist dagegen die [SIII]-Emissionslinie {~ stoffwolken im Bulge, in dem eine Viel- findet sich verdünntes Gas in einer ruhi- 631 nm (7)}. Die dominanteste Linie am zahl junger Sterne geboren werden (sog. geren Umgebung [13]. rechten Ende des Bildes hat ihren Ur- Starburst-Galaxien). Solche sogenannten sprung in der Ionisation von Wasserstoff HII-Regionen mit ausgeprägten Wasser- Neben der chemischen Zusammensetzung {Hα: ~ 656 nm (8)} und wird von einer stoff-Emissionslinien finden sich z. B. im können mithilfe spektroskopischer Un- HeI- {~ 668 nm (9)} und [SII]-Linie {~ Kern von M 82, NGC 5641 oder den weit tersuchungen die Rotverschiebung z von 674 nm (10)} begleitet. entfernten Quasaren (vgl. Abbildung 4). Galaxien oder Quasaren identifiziert und grobe Abschätzungen über die Fluchtge- Neben der Identifikation der chemischen Neben den Wasserstoff-Emissionslinien schwindigkeit dieser extragalaktischen Bestandteile in den Nebeln ist es mög- finden sich im Spektrum ebenfalls Linien Objekte gezogen werden. Die kosmologi- lich, ein Mapping vorzunehmen, um u. a. verbotener Übergänge leichter Ionen wie sche Rotverschiebung z ist eine Folge des die Elementverteilung innerhalb des PN OIII oder NII. Ein schönes Beispiel für die Dopplereffektes sich bewegender (Licht)- abschätzen zu können. Dazu wird der Interpretation dieses astrophysikalischen Quellen. Je größer der Wert z, desto län- Spalt auf den gewünschten Abschnitt Prozesses bieten Seyfert-Galaxien [11]. ger war das von ihnen ausgesandte Licht des Objektes gelegt und das Profil der Dabei handelt es sich um Spiral- oder Ir- auf dem Weg zu uns und desto weiter

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5 Spektrum zweier Quasare mit eingezeichneter Rotverschiebung bekannter Elementlinien. Die gelbe Markierung kennzeichnet die Spektrallinie eines Feldsterns [13].

blicken wir in die Vergangenheit zurück. Internet- und Literaturhinweise: [9] A. Gerhardus, P. Stinner: SPEK Den momentanen Rekord hält die Galaxie [1] T. Hunger et al.: SPEKTRUM, 45, TRUM, 41, 2011 UDFj-39546284: Mit z = 10,3 sehen wir 2013 [10] NASA/ESA/Hubble-Aufnahmen via dort eine Galaxie nur 480 Millionen Jah- [2] NASA/ESA/Hubble-Aufnahmen via www.hubblesite.org (M 82) bzw. re nach dem Urknall [14]! www.hubblesite.org www.spacetelescope.org/images/ Krebsnebel: Bildmaterial vom potw1346a/(QSO 3C 273) Die Bestimmung der gesuchten Para- 09.03.2006, Helixnebel: Bildmate- M 82: Bildmaterial vom 24.04. meter wie z. B. z erfolgt aus den Radi- rial vom 16.12.2004 2006, Quasar 3C 273: Bildmaterial

algeschwindigkeiten vrad, wobei gut aus- [3] G. A. Gurzadyan: The physics and vom 18.10.2013 geprägte und bekannte Emissionslinien dynamics of planetary nebulae, [11] P. Schneider, P. Simon: Aktive Ga- (Hα, Hβ bzw. OIII-Linien) zur Analyse Springer-Verlag, Berlin, 1997 laxienkerne, Argelander Institut für hinzugezogen werden. Die Messung der [4] G. Wedler: Lehrbuch der Physikali- Astronomie, Universität zu Bonn Rotverschiebung aus Δλ, d. h. der Dif- schen Chemie, 4. Aufl., Wiley-VCH, [12] B. M. Peterson: An Introduction to ferenz zwischen einer bekannten Refe- 1997 Active Galactic Nuclei, Cambridge renzwellenlänge (aus dem Kalibrierlicht) [5] D. Sablowski: SPEKTRUM, 42, University Press, 1997 und der gemessenen Linie, erfolgt aus 2012 [13] R. Bähr: SPEKTRUM, 43, 2012 dem aufgenommenen Spektrum (vgl. [6] D. Freudenmann: SPEKTRUM, 44, [14] R. J. Bouwens, et al: NATURE, Abbildung 5). Obwohl Fehlerquellen (Li- 2013 2011, 469, 504 nienqualität, Rauschen, Ungenauigkeit [7] P. F. Bernath: Spectra of Atoms and in der Wellenlängenbestimmung, Aus- Molecules, 2. Aufl., Oxford Univer- rüstung) die Geschwindigkeitsbestim- sity Press, Oxford, 2005 mung nur in einem ungefähren Werte- [8] A. Gerhardus, D. Küsters, P. Stin- bereich zulassen, zeigen die publizierten ner: Schülerprojekt der Astronomie Ergebnisse eine gute Übereinstimmung AG Kopernikus-Gymnasium Wis- mit den Daten der Profiastronomen und sen, 2009 unterstreichen die Leistungsfähigkeit amateurspektroskopischer Arbeiten (vgl. Tabelle 1) [13].

Tabelle 1: Übersicht der gewonnenen Daten vrad bzw. z Diese kurze Zusammenfassung soll zei- der Objekte NGC 7469, NGC 5548 und QSO 3C 273 [13] gen, dass es möglich ist, mit einer ge- hobenen Einsteigerausrüstung, viel Spaß Objekt Linie vrad vrad und Ehrgeiz, die Faszination an diesem Messung Messung Literatur z zLit. Hobby in einer sternklaren Nacht nach- [mag] [nm] [km/s] [km/s] zuempfinden. Nicht zuletzt die spektro NGC 7469 Hα 667,8 5266 0,0176 4892 0,0163 skopische Beobachtung und Analyse des (13) Hβ 493,0 4240 0,0141 Lichts von Galaxien bzw. Quasaren er- NGC 5548 Hα 664,5 3758 0,0125 5149 0,0172 laubt es uns in unvergleichbarer Art und (13,3) [OIII] 508,5 4673 0,0156 Weise, kosmologische Modelle und phy- QSO 3C 273 Hα 756,6 45.858 0,1529 sikalische Prinzipien in Echtzeit nachzu- 47.400 0,1580 (12,9) [OIII] 578,0 46.315 0,1544 vollziehen.

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von Siegfried Hold

Sternspektren vom Typ G, K und M zeigen im violetten Bereich zwei breite, eng benachbarte Linien (Abb. 1). Deren Be- zeichnung H (396,8 nm) und K (393,3 nm) sind historisch überliefert und haben weder mit dem chemischen Zeichen von Kalzium noch mit der Temperatur etwas gemein. Joseph von Fraunhofer benannte die Linien im Spektrum beginnend von der roten Seite mit Buchstaben aufstei- gend, wobei H und K für ihn die letzten Linien im noch sichtbaren blauvioletten Bereich waren. Dieser Beitrag zeigt interessante Variationen in den Spektren von Sonnenflecken und einiger Sterne vom Spektraltyp M und K. Zu den hier unter- suchten Sternen gehören Kochab (K4 III), Beteigeuze (M2 Ib) und Aldebaran (K5 III).

Zu den Herausforderungen stellarer Spektroskopie gehören zum einen die geringe Blauempfindlichkeit der verwendeten CCD-Kameras und zum anderen die Absorption/Streuung der Erdatmo- sphäre. Idealerweise sollte im Meridian, der höchsten Stellung des Objekts am Himmel, gemessen werden. Dies war bis zum Abgabezeitpunkt des Artikels wit- terungsbedingt nicht möglich. Deshalb konnten auch nur die hellsten Sterne mit diesem Phänomen vermessen werden. Antares, max. zwölf Grad über dem Hori- zont, wäre ebenfalls ein Kandidat, ist aber von meinem Beobachtungsort in Südost- Österreich nicht möglich. Der blaue An- teil des Spektrums wird durch die Hori- zontnähe größtenteils aus der Sichtlinie gestreut und ist somit nicht erreichbar. Mehrmalige Versuche mit langen Belich- tungszeiten brachten keine verwertbaren Ergebnisse unter 400 Nanometern.

Das Spektrum der Sonne im sichtbaren Bereich mit einer Auflösung von 0,21 Å/Pixel. Alle Bilder und Grafiken dieses Beitrags: Siegfried Hold 30 Spektroskopie

Linien pro Millimeter zur Verfügung. Für Aufnahmen der Sonne in diesem Bei- trag wurde das 1200-Linien-Gitter in 2. Ordnung verwendet. Die Sternspekt- ren wurden mit dem 2400-Linien-Gitter aufgenommen. Der Eingangsspalt – eine optisch verspiegelte Platte, auf welcher vier Spalte (15, 19, 23 und 35 μm) angebracht sind – ist so montiert, dass durch Drehen der gewünschte Spalt in Positi- on gebracht werden kann. Für die Son- ne wird der engste Spalt verwendet, da genug Lichtintensität vorhanden ist. Bei Sternen wird entsprechend der Helligkeit und abhängig vom Seeing ein entsprechend größerer Spalt verwendet, damit noch genügend Photonen den Chip der Kamera SBIG 2000 XM erreichen. Bei sehr schlechtem Seeing steht eine Spalt- platte mit 19, 50, 70 und 100 μm zur Verfügung. Die Sternspektren in diesem Beitrag wurden mit dem 50-μm-Spalt aufgenommen. Die Spaltbreite ist einer der Parameter, welche die Auflösung des Spektrografen bestimmen.

Typische Auflösung Sonne: 0,07 Å/Pixel Typische Auflösung stellar: 0,07 – 0,21 Å/Pixel

Datenreduktion Die Korrektur des Lichtbildes erfolgt wie in der Astrofotografie mit Dark, Bias und Flat. Was in der Spektroskopie hinzu- kommt, ist die Aufnahme einer Referenz- 2 Der Schiefspiegler mit angebautem Spektrografen lichtquelle, um das Spektrum in Wel-

Aufnahmetechnik Als Lichtsammler dient ein Schiefspieg- ler mit 300 Millimetern Öffnung (Abb. 2). Zur Lichtdämpfung für Aufnahmen der Sonne ist im Strahlengang ein Strahltei- ler 75/25 (Abb. 3) eingebaut. Der Rest wird, je nach Bedarf, mit Dämpfgläsern reduziert. Für Arbeiten in 2. Ordnung wird noch kurz vor dem Spalt ein Fil- ter eingesetzt, um Überlappungen der Ordnungen zu vermeiden. In diesem Fall überlappen die Bereiche H und K in 2. Ordnung mit dem Rotbereich der 1. Ord- nung, weshalb ein Blaufilter verwendet wird.

Der Spektrograf Der Spektrograf vom Typ Czerny hat einen Kollimator- und einen Kamera-Spie- gel von je 320 Millimetern Brennweite. Es 3 stehen Gitter mit 1200, 1800 oder 2400 Strahlteiler und Spektrograf

VdS-Journal Nr. 53 Spektroskopie 31

Spektrum einer Sonnenfleckengruppe am 12.11.2011

5 Links: Ausschnitt aus Abb. 6, rotes Profil mit Benennung der Erschei- nungen in der Kalzium- Linie.

6 Die drei markierten Spektrenstreifen aus Abb. 4 – zur besseren Darstellung der Variationen im Zentrum der Kalzium- linien übereinander ge- plottet. 32 Spektroskopie

des Bildes stammt von der Guidingka- mera und soll zum besseren Verständnis der Effekte im Spektrum (linker Teil der Abb. 4) dienen. Sonnenflecken auf dem Spalt sind als dunkle horizontale Streifen im Spektrum sichtbar. Positioniert man eine aktive Region auf dem Spalt (Abb. 4 rechts), kann man sehr gut erkennen, dass die CaII-Emissionen nur in aktiven Regionen sichtbar sind.

In Abbildung 5 sind die Komponenten der Kalziumlinie benannt, wobei „V“ für Violett und „R“ für Rot stehen. Die tiefe und breite Absorption K1 entsteht in der Photosphäre der Sonne, die Emis- sion K2 etwa tausend Kilometer höher in der wesentlich heißeren Chromosphä- re. Am oberen Rand der Chromosphäre entsteht im Zentrum der Emission eine weitere Absorption, K3 genannt. Dieses 7 Phänomen bezeichnet man als Selbst- Das Spektrum von Aldebaran mit einer deutlichen Emission im Linienkern. absorption. Hierbei handelt es sich um Darunter eingeblendet ist der Spektralstreifen. komplexe Abläufe, deren Beobachtung für den Amateur lohnenswerte Ergebnis- se bringen kann. Die Komponenten K2V und K2R können asymmetrisch zum Li- nienkern auftreten. Eine Ursache hierfür könnte rasch aufsteigende Materie sein. Dieser Effekt ist allerdings nur bei entsprechend hoher Auflösung messbar.

Aufnahmen wie diese erfordern sehr viel Geduld, da aktive Gebiete nicht leicht auszumachen sind. Ein Fleck ist kein Ga- rant für Emissionen wie in Abbildung 5. Bilder der SOHO-Sonde liefern Hinweise darauf, bei welchem Fleck es sich lohnt, das Spektrum zu vermessen. Letztlich ist aber das Seeing für ein gutes Gelingen entscheidend.

Zur Auswertung nach der Wellenlänge wurden drei Bereiche (siehe Pfeilmarkie- rung in Abbildung 4) markiert, an denen je zehn Pixel breite Streifen verwendet wurden. Das Ergebnis der drei Profile ist 8 in Abbildung 6 dargestellt. Im kalibrier- Das Spektrum von β UMi ten Profil lassen sich auch die restlichen Linien zuordnen, was hier nicht weiter lenlänge zu kalibrieren. Hier wird eine ren zu können. Das bereinigte Bild mit untersucht wird. Lampe benutzt, welche mit den Gasen dem Spektralstreifen wird anschließend Neon und Argon unter niedrigem Druck mit der Freeware Vspec auf ein Profil re- Die Sternspektren gefüllt ist. Mit dieser Glimmlampe wird duziert, in der auch die Wellenlängenka- Die Spektren der Sterne (siehe Einfüh- der Spalt vor und nach der Objektauf- libration durchgeführt wird. rung) weisen je nach Spektraltyp unter- nahme beleuchtet. Dies ist bei langen Be- schiedliche Variationen im Linienkern lichtungszeiten erforderlich, um zeitab- Das Spektrum der Sonne auf (Abb. 7-9). Dies ist abhängig von hängige Effekte wie Durchbiegung und Abbildung 4 zeigt eine Aufnahme der physikalischen Gegebenheiten wie Dich- Temperaturtrift bestimmen und eliminie- Sonne vom 12.11.2011. Der rechte Teil te, Temperatur und Geschwindigkeit. Im

VdS-Journal Nr. 53 Spektroskopie 33

Jahr 1965 entdeckten O. C. Wilson und V. Bappu, dass die Breite von K2 eng mit der absoluten visuellen Helligkeit ver- knüpft ist. Dies gilt für alle Sterne mit einer Chromosphäre (G, K und M). Dieses Verhältnis zur Bestimmung von Leucht- kraft und Entfernung bezeichnen die As- tronomen als „Wilson-Bappu-Effekt“.

Systematische Untersuchungen über die Intensität und die Variationen der Linien erfordern viele Messungen über einen langen Zeitraum (Monate bis Jahre).

Fazit Messungen an Sonnenflecken und Ster- nen zeigen eine Vielfalt von Variationen. Die Erarbeitung dieses Berichtes hat mich ermutigt, weitere Messungen – selbst an schwächeren Objekten – durchzuführen. Darüber wird zu einem späteren Zeit- 9 punkt zu berichten sein. Das Spektrum von Beteigeuze zeigt einen „tiefen Kern“, K2 ist eher schwach ausgeprägt.

Spektroskopie in Offenen Sternhaufen von Bernd Hanisch

Bei Offenen Sternhaufen handelt es sich um eine Ansamm- lung von zwanzig bis zu einigen tausend Sternen, die ursprünglich aus derselben Mo- lekülwolke entstanden sind. Die Eigenbewegungen der Sterne, gegenseitige Bahnstörungen, aber auch Zusammenstöße mit anderen Sternhaufen oder Gas- wolken führen dazu, dass Offe- ne Sternhaufen selten älter als 1 Strahlengang im Objektivprismenspektrografen einige hundert Millionen Jahre werden. Sie sind damit, im Ver- gleich zu den Kugelsternhaufen, relativ an den beiden bekannten Offenen Stern- Detektion des Spektrums. Der Strahlen- junge Objekte. Offene Sternhaufen sind haufen der Plejaden (M 45) und der Prae gang in einem solchen Objektivprismen- für das Verständnis der Sternentstehung sepe (M 44) dargestellt werden. spektrografen ist in Abbildung 1 darge- sehr wichtig, da ihre Mitglieder alle in stellt. etwa das gleiche Alter und dieselbe che- Beobachtungstechnik mische Zusammensetzung haben [1]. Die einfachste und für die spektroskopi- Ein Vorteil dieser Aufnahmetechnik be- Somit ist es natürlich interessant, das sche Beobachtung der Sterne in Offenen steht u. a. darin, dass auf einer Aufnah- Licht der Sterne in Offenen Sternhau- Sternhaufen gut geeignete Technik ist me die Spektren mehrerer Sterne eines fen genauer zu untersuchen, diese also die Objektivprismenspektroskopie. Dabei Haufens abgebildet werden, wodurch spektroskopisch zu beobachten. Wie dies wird direkt vor das Fernrohrobjektiv ein z. B. eine schnelle Grobklassifizierung im einfachsten Fall geschehen kann und Prisma gesetzt, welches das Sternlicht der Spektraltypen ermöglicht wird. Von welche Informationen man prinzipiell in sein Spektrum zerlegt. Im Fokus der Nachteil ist allerdings die teilweise Über- auch als Amateur aus diesen Beobach- Fernrohroptik befindet sich dann eine lappung der Spektren (siehe auch Abb. tungen gewinnen kann, soll nachfolgend CCD-Kamera oder ein Fotoapparat zur 5). Die in diesem Beitrag dargestellten

VdS-Journal Nr. 53 34 Spektroskopie

und der Krippe (Praesepe, M 44) zeigen die nachfolgenden Abbildungen 2-5 (zu- nehmende Rektaszension der Sterne von oben nach unten).

Zunächst kann man sich im Rahmen der Interpretation derartiger Beobachtungen einen groben Überblick über die Spek tralklasse der zu den Sternhaufen gehö- renden helleren Sterne verschaffen. Dies kann z. B. durch einen Vergleich mit sogenannten Standardsternen für bestimmte Spektralklassen geschehen. Abbildung 6 gibt einen Überblick über die Spektren der Hauptspektralklassen O, B, A, F, G, K und M. Während in den Spektralklassen B, A und F die Balmerlinien des Wasser- stoffs wie z. B. Hβ bei 4861 Ångström oder Hγ bei 4340 Ångström dominieren, treten bei den späteren Spektralklassen (den kühleren Sternen) zunehmend viele 2 Plejaden mit Objektivprisma 5° SF2. Metalllinien und ab der Spektralklasse M auch dunkle Molekülbanden des Titan- oxids hervor.

Weiterhin ist es auch mit den Mitteln der Objektivprismenspektroskopie möglich, eine grobe Orientierung über die Leucht- kraftklasse der Sterne zu erlangen. Dies sei hier am Vergleich der Spektren von Wega und Deneb, die beide nicht zu den hier diskutierten Offenen Sternhaufen gehören, mit Abbildung 7 verdeutlicht.

Dargestellt sind die Spektren zweier Sterne der Spektralklasse A mit etwa der gleichen Oberflächentemperatur von ca. 10.000 Kelvin bzw. 9.000 Kelvin. Während beim Hauptreihenstern Wega (Leuchtkraftklasse V) die Balmerlinien des Wasserstoffs durch den größeren Photosphärendruck stark verbreitert sind, zeigt der Riesenstern Deneb (Leuchtkraft- klasse I) bei dem aufgrund des großen Durchmessers vorhandenen geringeren Photosphärendruck sehr scharfe Linien. Die ebenfalls sehr scharfe CaII-Linie bei 3 Wega stammt nicht von der Sternatmo- Spektren heller Plejaden-Sterne mit Prisma 45° BK2. sphäre, sondern ist als interstellare Linie anzusehen.

Spektren wurden mit einem Zeiss-Menis- gegebenen Gradzahlen den brechenden Ist ein Stern eines Offenen Sternhaufens cas 180/1800 mit wahlweise zwei Objek- Winkel des Prismas. hinsichtlich Spektral- und Leuchtkraft- tivprismen (5° SF2, Durchmesser 205 mm klasse spezifiziert, kann seine Position bzw. 45° BK2, Kantenlänge 110 x 110 mm) Beobachtungsergebnisse und im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) sowie einer Digitalkamera EOS 20 D von Diskussion bestimmt werden. Damit können unter Canon aufgenommen. Die Großbuchsta- Einige mit der o. g. Aufnahmetechnik Berücksichtigung der Theorie der Stern ben SF und BK kennzeichnen die Glas- erhaltenen Spektralaufnahmen der Of- entwicklung z. B. Aussagen über das sorten Schwerflint bzw. Borkron, die an- fenen Sternhaufen der Plejaden (M 45) Alter der Offenen Sternhaufen getrof-

VdS-Journal Nr. 53 Spektroskopie 35

fen werden. Denn es gilt folgende Regel: Kurz nach der Entstehung eines Offenen Sternhaufens aus einer Molekülwolke ist zunächst die gesamte Hauptreihe mit Sternen aller Massen besetzt. Da sich aber die massereichen Sterne schneller (von der Hauptreihe weg, hin zu den Überriesen und Riesen) entwickeln als massearme, verschwindet die Hauptreihe in einem Offenen Sternhaufen langsam von oben (links) her. Somit ist im HRD bei Offenen Sternhaufen genau der Punkt interessant, an dem die Hauptreihe nach oben abknickt, also ab dem keine heiße- ren Hauptreihensterne mehr vorhanden sind. Je jünger ein Offener Sternhaufen also ist, desto weiter links (bei früheren) Spektralklassen oder kleineren Farbin- dizes wird dieser Punkt zu finden sein. Abbildung 8 verdeutlicht diesen Zusam- menhang. 4 Praesepe mit Objektivprisma 5° SF2. Für die Plejaden ergibt sich aus der Ana- lyse ihrer Spektren ein Alter von etwa 100 Millionen Jahren [4]. Hier handelt es sich also um ein relativ junges Objekt. Es gibt in diesem Sternhaufen keine helleren Hauptreihensterne, die heißer als Spektralklasse B 6 sind oder anders gesagt, eine höhere Oberflächentemperatur als ca. 14.000 Kelvin oder noch anders formuliert, einen Farbindex B-V < - 0,2 haben. Der Farbindex B-V bezeichnet dabei die Differenz zwischen der Blau- helligkeit B eines Sterns bei 4500 Ång- ström und der visuellen Helligkeit V bei 5480 Ångström. In Tabelle 1 sind die scheinbaren visuellen und Blauhellig- keiten, die Farbindizes B-V sowie die Spektral- und Leuchtkraftklassen für die hellsten Sterne des Offenen Sternhaufens M 45 dargestellt. Die Angaben sind der Quelle [2] entnommen.

Einige Sterne der Plejaden enthalten Spektrallinien in Emission, wie z. B. die Hα-Linie des Wasserstoffes bei 17 Tau, 23 Tau oder 28 Tau, siehe Abbildung 9. 5 Dass im Gegensatz zu 27 Tau, bei dem Spektren heller Praesepe-Sterne mit Prisma 45° BK2. die Hα-Linie bei 6563 Ångström als dunkle Absorptionslinie erscheint, bei 28 Tau die Hα-Linie als helle Emissionslinie gleich zu den Plejaden im HRD deut- wie etwa die Stärke der Hβ-Linie zeigt, hervortritt, erklärt sich aus der Existenz lich weiter rechts. Ferner ist bei diesem siehe Abbildung 5. Dies bedeutet, dass einer den Stern umgebenden Gashülle, in Sternhaufen der Bereich der Riesensterne bei Praesepe auch schon Sterne, die hei- der diese Emissionslinie entsteht. im Spektralbereich etwa von G7 bis K2 ßer sind als Spektralklasse A5 bzw. mit mit einigen Sternen besetzt, siehe Abbil- höherer Oberflächentemperatur als ca. Für den Offenen Sternhaufen der Prae dung 8. Ein Beispiel dafür ist der Stern 8500 Kelvin oder eben mit einem Farb- sepe (M 44) liegt der Punkt, an dem die 39 Cnc mit einem sichtbaren Unterschied index B-V von weniger als ca. + 0,2 die Hauptreihe nach oben abknickt im Ver- im Spektrum im Vergleich zu 40 Cnc, Hauptreihe verlassen haben. Gemeinsam

VdS-Journal Nr. 53 36 Spektroskopie

6 Sternspektren der Hauptspektral- typen im blauen und grünen Bereich, Aufnahme mit Meniscas 180/1800 und Objektivprisma 45° BK2.

mit der Beobachtung von deutlich küh- leren Riesensternen der Spektralklassen G8-K0, wie z. B. 39 CnC, Σ 1254 oder S571, ist dies ein Indiz dafür, dass Pra- esepe deutlich älter sein muss, als die Plejaden. Tatsächlich wird das Alter von M 44 auf etwa 600-700 Millionen Jahre bestimmt [3]. Tabelle 2 stellt die scheinbaren visuellen und Blauhelligkeiten, die Farbindizes B-V sowie die Spektral- und Leuchtkraftklassen für die hellsten Sterne des Offenen Sternhaufens M 44 dar. Die Angaben sind ebenfalls der Quelle [2] entnommen.

Einer Erklärung bedarf abschließend noch das Spektrum des Sterns 40 Cnc, der verglichen mit Sternen derselben Leuchtkraftklasse als Hauptreihenstern der Spektralklasse A1 eigentlich etwas zu heiß für diesen Offenen Sternhaufen ist. Solche Sterne werden in der Literatur als sogenannte blaue Nachzügler oder „blue stragglers“ bezeichnet. Als Ursache für diese Überhitzung wird für 40 Cnc eine Kollision von zwei Sternen geringer Masse diskutiert [5].

7 Klassifizierung der Leuchtkraft- klasse am Beispiel von Wega (oben) und Deneb (unten), aufgenommen mit dem oben beschriebenen Meniscas 180/1800 mit 45°-Prisma auf Film KODAK TAX 400.

8 Farben-Helligkeits-Diagramm der Offenen Sternhaufen M 44 (Praesepe) und M 45 (Plejaden)

VdS-Journal Nr. 53 37

9 Spektren der Plejadensterne 27 Tau (oben) und 28 Tau (unten), mit der Tabelle 1: Scheinbare Helligkeiten B (blau) und V (visuell), Hα-Linie in Emission bei 28 Tau Farbindizes B-V und Spektrum heller Sterne im Offenen Sternhaufen der Plejaden (M 45) nach [2] Stern Scheinbare Scheinbare Farbindex Spektrum Die in diesem Artikel dargestellten Sach- Helligkeit Helligkeit verhalte sollen als Anregung zur Spek- (V) mag (B) mag B-V mag troskopie der Sterne in Offenen Stern- 16 Tau 5,45 5,41 -0,04 B7 IV haufen dienen. Auch wenn nicht alle der 17 Tau 3,71 3,61 -0,10 B6 IIIe dargestellten Erkenntnisse aus den hier 18 Tau 5,65 5,59 -0,06 B8 V gezeigten Objektivprismenspektren un- 19 Tau 4,29 4,20 -0,09 B6 IV mittelbar ableitbar sind, lohnt sich auch 20 Tau 3,87 3,81 -0,06 B8 III für den Amateur die Mühe, zumal quali- 21 Tau 5,76 5,73 -0,03 B8 V tativ höherwertige Spektrografen weitere 22 Tau 6,43 6,42 -0,01 AO Vn Möglichkeiten eröffnen. 23 Tau 4,16 4,11 -0,05 B6 IVe 25 Tau 2,87 2,81 -0,06 B7 III 27 Tau 3,62 3,54 -0,08 B8 III Internet- und Literaturhinweise: 28 Tau 5,05 4,97 -0,08 B8 Vne [1] http://de.wikipedia.org/wiki/ Offener_Sternhaufen [2] http://simbak.cfa.harvard.edu/ simbad/sim-fid Tabelle 2: Scheinbare Helligkeiten B (blau) und V (visuell), [3] http://en.wikipedia.org/wiki/ Farbindizes B-V und Spektrum heller Sterne in M 44 Beehive_cluster [4] James B. Kaler: Die physikalische (Praesepe) nach [2] Welt der kosmischen Sonnen, Spek- Stern Scheinbare Scheinbare Farbindex Spektrum trum Akademischer Verlag, 2000 Helligkeit Helligkeit [5] www.starobserver.eu/openclusters/ (V) mag (B) mag B-V mag m44.html HD 73575 (38 CNc) 6,66 6,88 0,22 F0 III HD 73574 7,75 7,93 0,18 A5 V HD 73598 (S 571) 6,60 7,53 0,93 K0 III HD 73618 (β 584) 7,30 7,49 0,19 Am HD 73619 7,52 7,76 0,24 Am HD 73665 (39 Cnc) 6,38 7,35 0,97 G8 III HD 73666 (40 Cnc) 6,61 6,62 0,01 A1 V HD73709 (S 572) 7,68 7,87 0,19 F2 III HD 73710 (Σ 1254) 6,39 7,41 1,02 G9 III HD 73712 6,78 7,04 0,26 A9 V HD 73731 (ε Cnc) 6,29 6,46 0,17 A5m HD 73785 (42 Cnc) 6,83 7,04 0,21 A9 III

VdS-Journal Nr. 53 38 Spektroskopie

Erweiterung auf einen Spaltspektro- grafen – ein Prototyp von Gerhard Hauke

Als ich gegen Ende des vorletzten Jahres auf die Baubeschreibung für einen preis- günstigen Einsteiger-Spektrografen von Daniel Sablowski [1] stieß, beschloss ich sofort, ihn nachzubauen. Eine Beschrei- bung des „MiniSpec“ findet sich im FG- Journal Nr. 42, ladbar von der Homepage der FG [2].

Siegfried Hold, der sich schon länger intensiv mit der Spektroskopie befasst, gab mir etliche Anregungen für eine Erwei- terung des MiniSpec-Konzepts zu einem Spaltspektrografen. Da ich die Grund- konstruktion des Minis weiter verwenden wollte, ergab sich als erste, naheliegende Möglichkeit das Andocken eines zweiten, ebenso stabilen Gehäuses wie das, welches Daniel in der ersten Version verwendet hatte. 1 Gehäuse der Spaltbeobachtungseinheit mit Teleskopadapter und Guiding-Kamera- Das Konzept für die Erweiterung sah die Anschluss, links der Mini-Spektrograf Verwendung eines Vierfach-Spalt-Plätt- chens der Firma Shelyak und Autogui- ding (optische Spaltüberwachung und verwendete ich für die Verbindung einen meter Spaltbreite. Abbildung 3 zeigt die Teleskopsteuerung) mittels der empfind- Zweikomponentenkleber. schließlich verwendete Konstruktion des lichen Lodestar-Kamera von Starlight Spaltträgers. XPress direkt an der Spaltkammer vor. Als etwas heikel gestaltete sich die Be- festigung der empfindlichen Spaltplatte, Die Halteklammern habe ich etwas ein- In den Abbildungen 1 und 2 sind das die so angebracht werden musste, dass facher gestaltet und nur zwei Klammern Grundgehäuse und das Erweiterungsmo- sie abgenommen und gedreht werden aus dünnem Aluminiumblech mit aufge- dul für den Spalt gezeigt. konnte, um auch die anderen drei Spalt- klebten Korkplättchen verwendet. breiten nutzen zu können. Die quadrati- Das zweite Gehäuse konnte ich an das sche Platte verfügt über je einen Spalt an Um eine Spaltüberwachung mittels Ka- Grundgehäuse nicht anschrauben und so den Kanten mit 15, 19, 23 und 35 Mikro- mera realisieren zu können, musste der

2 Konstruktionszeichnungen für den Spaltträger

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M http:// 4 Blick in die Spaltbeobachtungseinheit

www.Astronomie.de spiegelnde Spalt mit Halterung leicht schräg befestigt werden. Siegfried Hold hat einen Winkel von etwa 16 Grad errechnet. Ein Aluminium-Vierkantrohr, frontsei- tig auf den errechneten Wert abgeschrägt, erfüllte diesen Zweck und war ideal für den Durchtritt des Lichts zur Gitter-Kammer. (Abb. 4).

Mittels Umlenkspiegel war zwar so eine optische Spaltüberwachung gegeben, nur passte das zuerst eingesetzte Kameraobjektiv hinsichtlich seiner Brennweite nochRZ_Astronomie-de.indd 1 13.03.2012 11:14:15 nicht. Für die Lodestar gut geeignet erwies sich schließlich ein Achromat der Firma Thorlabs mit 19 Millimeter Brennweite und einem Durchmesser von 12,7 Milli- metern, montiert in der Verlängerungshülse zur Aufnahme der Lodestar-Kamera (Abb. 5).

Obwohl nun bei Tageslicht der Spalt sehr schön über die Kamera zu sehen war, stellte sich bei den ersten Versuchen am Teleskop heraus, dass ein Guiding ohne Spaltbeleuchtung als Einstellhilfe unmöglich war. Dieses Problem löste ich, indem ich im Gitter-Raum des Spektrografen knapp neben dem Spalt eine Leuchtdiode 40 Spektroskopie

befestigte, die ich mit Hilfe meiner 12V- Verteilerbox dimmbar machte. Der obligatorische Vorwiderstand für die LED (in diesem Fall: 560 Ohm) wurde direkt daneben an die Gehäusewand geklebt.

In Abbildung 6 ist rechts gut zu erkennen, dass die Kollimatorlinse in einem Gewindestück montiert, fein justierbar und mit einer Kunststoffschraube fixier- bar eingesetzt wurde.

Die verwendete Elektroverteilerbox ist 5 in Abbildung 7 zu sehen. Hier ist das Blick in die Autoguidingkamera-Anschlusshülse mit dem Achromaten Versorgungskabel für die LED ange- zur Spaltabbildung schlossen. Ihre Helligkeit kann über ein Poti eingestellt werden. Mit dem Schal- ter kann die Spaltbeleuchtung nach dem Justieren des Sterns auf dem Spalt aus- geschaltet werden.

Auf diese Art gestaltet sich die Positio- nierung des zu analysierenden Sterns auf dem Spalt recht einfach.

Noch nicht gut gelöst ist die Gestal- tung des Gesamtgehäuses und die Ver- ‚‚ wendung eines 1,25 -Stutzens für den Okularauszug. Ferner würde ich gerne anstatt der Mikrometerschraube einen Schrittmotorantrieb mit µC-Auswertung der gefahrenen Wegstrecke einsetzen, doch zu dem Zweck möchte ich den gesamten Spektrografen neu aufbauen.

Internet- und Literaturhinweise: 6 Spektrografenbox mit Leuchtdiode (rechts) zur Hinterleuchtung des Spalts [1] Internetseite von Daniel Sablowski: http://hobbysternwarte-ploesen. de.tl/ [2] http://spektroskopie.fg-vds.de/

7 Elektroverteilerbox für die Steuerung und Helligkeitsanpassung der Spalthinter- leuchtung mittels einer LED

VdS-Journal Nr. 53 Spektroskopie 41

Spektrografen-Selbstbau mit Leichtbau-Werkstoffen von Sander Slijkhuis

Kommerzielle Spektrografen sind nicht gerade billig und meistens für eine bestimmte Anwendung optimiert. Selbst- bau bietet eine gute Gelegenheit, für weniger Geld genau das Gerät zu bekommen, das man haben möchte. Außerdem hat man die Möglichkeit, das Design so flexibel zu gestalten, dass eine Änderung der Spektrografeneigenschaften (z. B. die Auflösung) ohne allzu viel Aufwand möglich bleibt.

Selbstbau erfordert weder besonders gro- 1 Optische Elemente eines klassischen Gitterspektrografen. Die divergenten Lichtbündel ßes handwerkliches Geschick, noch eine aus dem Teleskop werden vom Kollimator parallelisiert und nach Dispersion von der professionelle Werkstatt. Meine elektri- Kameralinse auf dem CCD fokussiert. schen Werkzeuge beschränken sich auf eine Handbohrmaschine auf Bohrständer (notwendig) und eine elektrische Laubsä- ge Beschreibung findet sich auf meiner siehe Abb. 1). Deshalb hat der Kollima- ge (Luxus). Handwerkliches Ungeschick Homepage [1]. Die benötigten Brennwei- tor (ein 50-mm-Achromat von Thorlabs) bzw. mangelnde Präzision kann man ten hängen vorwiegend von der Brenn- eine Brennweite von 200 Millimetern. dadurch kompensieren, dass man ein weite des Teleskops, von der gewünsch- Die Länge des optischen Wegs ist damit Spektrografendesign mit möglichst gro- ten spektralen Auflösung und von der beträchtlich: sechs Zentimeter für Spalt ßen Toleranzen wählt. Sobald der Spek- Pixelgröße des CCD-Chips ab. und Nachführeinheit, 20 Zentimeter vom trograf einen Spalt mit Nachführeinheit Spalt zum Kollimator, 15 Zentimeter haben soll (welche einigen Platz braucht) Ein Rechenbeispiel zu meinem SMAGS- vom Spalt zum Reflektionsgitter; ab hier oder eine höhere Auflösung gewünscht Spektrografen [1] an einem C9-Teleskop geht der Lichtweg wieder zurück. Zudem ist, sorgt die Notwendigkeit von größe- verdeutlicht diesen Zusammenhang. Das kommen noch zehn Zentimeter für einen ren Toleranzen dafür, dass das Spektro- Design ist angelehnt an den MERIS- integrierten Klappspiegel hinzu, insge- grafengehäuse schnell relativ groß wird. Spektrografen von Christian Buil [2]. samt also 51 Zentimeter. Deshalb wird Es wird dann problematisch, die nötige SMAGS kann für mehrere Auflösungen zwischen Spalt und Kollimator der Licht- Steifheit zu bekommen, ohne dass das konfiguriert werden. Für die niedrige weg mittels eines zusätzlichen Spiegels Gewicht exzessiv zunimmt. Holz hat Auflösung benutze ich ein 30 Millimeter gefaltet, so dass der Lichtweg vom Te- zwar ein relativ günstiges Verhältnis von großes Gitter von Edmund Scientific mit leskop zur Kamera die Form eines Z hat Gewicht zu Steifheit, verzieht sich aber 600 Linien pro Millimeter. Mit einer Ka- (siehe Abb. 2). Die Bodenplatte des Spek- schnell und ist daher weniger geeignet meralinse von 85 Millimeter Brennweite trografen misst damit 35 mal 27 Zen- für große Flächen. Moderne Leichtbau- reicht das Spektrum von ca. 425 bis 670 timeter (ein paar Zentimeter sind extra werkstoffe aus Aluminium oder Ver- Nanometer. Es beinhaltet damit das für eingeplant, damit optional ein längerer bundmaterialien bieten hier eine bessere die spektrale Klassifikation wichtige G- Kollimator eingebaut werden kann). Lösung, sind allerdings etwas schwieri- Band sowie Hα (Abb. 4). Wellenlängen ger zu verarbeiten. unterhalb von 420 Nanometer betrachte Für eine kürzere Bauweise bräuchte man ich als weniger sinnvoll wegen der hier einen engeren Spalt oder einen kleineren Spektrografendesign: „bigger is geringen CCD-Quanten-Effizienz und Kollimator samt Kamera oder einen klei- better“ der abnehmenden Gittereffizienz. Die neren Abstand zwischen Kollimator und Ein wenig Mathematik zeigt, wieso bei Pixelgröße des CCD beträgt neun Micron. Gitter. Aber jede von diesen Alternati- zunehmender Teleskopöffnung ein op- Für eine optimale Auflösung soll der 50 ven verringert die Lichtausbeute. Am C9 timal ausgeleuchteter Spektrograf gerne Micron breite Spalt auf ca. zwei Pixel ab- mit 2350 Millimetern Teleskopbrennweite mal an Umfang zunimmt. Die Größe des gebildet werden (zwei Pixel sind eigent- entspricht ein 50 Micron breiter Spalt 4,4 Spektrografen hängt maßgeblich von lich zu wenig, um „undersampling“ vor- Bogensekunden. Hat das Seeingscheib- den Brennweiten von Kamera und Kol- zubeugen, dies ist aber vertretbar solange chen eine Halbwertsbreite von 4,4”, blockt limator ab (Abb.1). Das optimale Design das Signal-Rausch-Verhältnis nicht hoch der Spalt immerhin noch 24 % des Lichts; wird von vielen, zusammenhängenden sein soll [3]). Der Vergrößerungsfaktor bei einem mittlerem Seeing von 3,2” (eher

Parametern bestimmt. Eine vollständi- der Spaltabbildung ist fcam / fcol (Symbole selten am C9 bei Langzeitbelichtungen

VdS-Journal Nr. 53 42 Spektroskopie

von 10-15 Minuten) würde der Spalt noch stellen, zumal bei einem größeren Kasten dient hauptsächlich dazu, diese Boden- 5 % abblocken. Ein „focal reducer“ am auch eine ausreichende Steifheit erzielt platte fest mit dem Teleskop zu verbin- C9 würde einen engeren Spalt erlauben, werden muss. Wabenplatten aus Alumi- den und den Kasten lichtdicht zu bekom- aber ein schnelleres Öffnungsverhältnis nium bieten eine hervorragende Steifheit men. Auch die Frontplatte, an dem der reduziert die Toleranzen stark, und der bei geringem Gewicht. Der Nachteil ist, Flansch mit T2-Gewinde zum Teleskop Backfokus wird sehr eng. Eine Reduzie- dass kleinere Mengen davon schwer zu befestigt ist (ein von Gerd Neumann mo- rung der Kamerabrennweite bräuchte ein bekommen sind (Platten im Großhandels- difizierter Deckel des T2-Filterschiebers), Gitter mit höherer Liniendichte, aber dies format sind riesig und teuer), und anders ist aus 15 Millimeter dickem ALUCORE. hätte eine geringere spektrale Bandbreite als bei Holz oder gefaltetem Blech kön- Befestigt wird diese an der Bodenplatte (die Effizienz wäre an den Spektrumrän- nen die Seiten nicht verschraubt werden mittels außerhalb angebrachter Buchen- dern deutlich geringer), und viel mehr (die Wabe selber ist papierdünn). Nur die holzklötze (Bild 3). Auch der (abnehmba- als 1800 Linien pro Millimeter sind für Oberflächenplatten erlauben Verschrau- re) Deckel wird mit solchen Holzklötzen einen klassischen Spektrografen nicht bungen (da auch diese relativ dünn sind, an der Frontplatte befestigt. Die übrigen möglich, weil der Einfallswinkel auf dem braucht man immer breite Unterlegschei- drei Seiten vom Kasten dienen dann Gitter zu groß wird. Eine Reduzierung ben damit die Platte nicht eindellt). Man hauptsächlich nur noch der Verbindung des Abstands zwischen Gitter und Kol- braucht daher ein Design, bei dem die von Bodenplatte und Deckel zu einer limator erfordert engere Toleranzen und/ Seiten möglichst geringer Belastung aus- biegesteifen Sandwichkonstruktion – sie oder einen größeren Austrittswinkel am gesetzt sind, ansonsten müssen andere sind keinen großen Kräften ausgesetzt. Gitter, was die Effizienz ebenfalls redu- Materialien die Kräfte übernehmen. Die Hinterseite ist festgeschraubt, die zieren würde. zwei anderen Seiten haben teilweise eine Bei meinen Spektrografen hat sich fol- abnehmbare Alublech-Abdeckung, die gende Konstruktion bewährt: Eine 15 Zugang zum Spalt oder zur drehbaren Konstruktion mittels Alu-Waben- Millimeter starke ALUCORE-Platte bildet Gitterhalterung bietet. platten eine selbsttragende optische Bank, auf Kommerzielle Spektrografengehäuse sind der alle Optiken samt Kamera montiert Trotz einer Gesamtoberfläche von ca. 3300 meist aus gefaltetem Metallblech herge- sind (mit Ausnahme der Nachführkame- Quadratzentimetern hat der SMAGS-Kas- stellt. Dies ist aber schwer selbst herzu- ra). Der Rest vom Spektrografengehäuse ten ein Gewicht von „nur“ 2,8 Kilogramm.

2 Der SMAGS-Spektrograf. Der Spalt ist unten in der Mitte neben dem Kollimator, das Gitter links oben.

VdS-Journal Nr. 53 Spektroskopie 43

Das Gesamtgewicht, inklusive Optik(-hal- terungen) und Kameras, beträgt immerhin knapp sieben Kilogramm.

Der Spektrograf wird mittels einer 2”- Steckverbindung am Teleskop (an einem Baader Clicklock) befestigt. Weil er nicht um die optische Achse ausbalanciert ist, verdreht er sich leicht. Deshalb wird er noch mit zwei Schrauben an der ver- längerten Prismenschiene des Teleskops gesichert.

Weitere Details Ich bevorzuge eine fest an der Boden- 3 platte montierte Kamera. Als Kamera Querschnitt durch mein aus Aluminiumwaben aufgebautes Spektrografengehäuse linse dient ein Kleinbildobjektiv, das mit (Konstruktionsprinzip) der Kamera verschraubt wird. Dies hat manche Vorteile: die optische Qualität ist gut, die Zentrierung der Linse ist perfekt, T2-Adapters am Teleskop befestigt: Am Stern wird ohne Astigmatismus scharf in das Objektiv (die Brennweite) ist einfach T2-Gewinde kann statt des Teleskops Dispersionsrichtung und senkrecht dar- auszuwechseln und die Fokussierung ist ein 1,25”-Adapter für den Laser befes- auf fokussiert. sehr einfach. Ein Nachteil ist aber, dass tigt werden. Die genaue Prozedur zum die Objektivlänge vom Fokuspunkt ab- Ausrichten und Fokussieren findet sich hängt. Deshalb kann das Objektiv nicht auf der SMAGS-Homepage [1]. Toleran- Internet- und Literaturhinweise: fest an der Spektrografenwand befestigt zen spielen hier eine große Rolle: Bei der [1] Meine Homepage, http://sunken- werden, was ein Problem mit Streulicht Kollimatorlänge des SMAGS hat man für mill-observatory.jimdo.com verursacht. Mittels einer mehrfachen ein f/10-Lichtbündel eine Zentriertole- [2] C. Buil: www.astrosurf.com/buil/ Lichtfalle (Labyrinth) wird das Problem ranz von bis zu einem Millimeter. Bei f/5 spectrographs.htm, “MERIS spec- aber stark reduziert. wäre dies deutlich weniger. Für Selbst- trograph” bauer sollten Genauigkeiten von einem [3] S. Slijkhuis: Spektrum 43, S. 21, Eine saubere Abbildung des Spektrums Millimeter machbar sein, außerdem ist es Hrsg. Pollmann (2012) http:// ist nur dann möglich, wenn die Optik gut sinnvoll, die Montage der Optik immer so astrospectroscopy.de, „Magazine“ ausgerichtet ist; d. h. dass die optische gestalten, dass noch eine Feinjustierung Achse vom Teleskop durch den Spalt möglich ist. durch das Zentrum der Linsen gehen muss und dass die Linsen genau senk- Abbildung 4 belegt die gute Justierung recht zum Lichtweg stehen. Ein Prüflaser, der Optik. Der voll ausgeleuchtete Spalt der fest auf der optischen Achse befestigt wird fast ohne Krümmung („smile“) ab- wird, ist daher ein Muss. Auch deshalb gebildet, was die Symmetrie um die op- habe ich den Spektrografen mittels eines tische Achse verrät. Der punktförmige

4 SMAGS-Spektren; oben: Abendhimmel bei voll ausgeleuchtetem Spalt; unten: der Spektrumstreifen des symbiotischen Sterns CH Cygni

VdS-Journal Nr. 53 44 Spektroskopie

Amateur-Astrospektroskopie mit einem Laborgitterspektrografen

von Ulrich Waldschlaeger

Einleitung Es war etwa Ende 2010, als ich nach langer Pause mit 49 Jahren wieder den Einstieg in die aktive Amateurastrono- mie fand. Relativ schnell wuchs in mir dann das Bedürfnis, mich stärker der wissenschaftlichen Seite dieses Hobbys zuzuwenden. Da ich beruflich als Physi- ker im Gerätebau (Röntgenspektroskopie) tätig bin, war der Weg zur Astrospektro skopie schnell gefunden. Die Entschei- dung für die Art meines Einstiegs in die Spektroskopie wurde dann durch den Sachverhalt geprägt, dass ich Anfang der 1990er-Jahre bei einer Betriebsauf- lösung im Bereich der neuen Bundeslän- der einen Laborgitterspektrografen OVA 284 erworben hatte. Die etwas gewagte Ausgangsidee bestand also in der Kopp- lung eines professionellen Spektrogra- 1 Hauptkomponenten des Spektrografen OVA 284 in der Draufsicht ‚‚ fen an mein 10 SCT LX200. Dass aus der Idee relativ schnell Realität wurde, ist vor allem auch den vielen hilfreichen Vielkanal-Analysator“. Der Spektrograf (ZWG) der Akademie in Serie gebaut. Der Informationen im Forum der Fachgruppe wurde in den 1980er-Jahren vom Zen- OVA 284 ist ein klassischer f/10-Czerny- Spektroskopie zu verdanken. Insbeson- tralinstitut für Optik und Spektroskopie Turner-Spektrograf mit rechtwinkligem dere die dort beschriebenen Lösungen (ZOS) der Akademie der Wissenschaf- Ein- und Austritt an den Seiten. Zu den und Erfahrungen bei der Faserkopplung ten der DDR entwickelt und später vom Besonderheiten des Instruments ge- von Spektrografen an ein Teleskop, be- Zentralen Wissenschaftlichen Gerätebau hört ein Revolver, mit dem man zwi- stärkten mich in dem Entschluss, eine solche Lösung für mein System in An- griff zu nehmen.

Der Laborgitterspektrograf OVA 284 Abbildung 1 zeigt den von mir für die Astrospektroskopie modifizierten Spektro grafen mit abgenommenem Deckel. Die Abkürzung OVA steht für „Optischer

3 2 Klappspiegel am Spektrografen- Auflösungsvermögen R in Abhängigkeit von der Spaltbreite für die drei Gitter des deckel, links oben der Spot auf der OVA 284 in Verbindung mit der CCD-Kamera STF 8300 CCD bei Verwendung des Spiegels

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4 Schematische Darstellung 5 Sirius-Kuppel mit Teleskop und Spektrometer des Fiberports

des Spalts zu positionieren. Im zweiten Abhängigkeit der Spaltbreite für die drei Schritt wurde ein Klappspiegel so in den Gitter des OVA 284 grafisch dargestellt. Deckel des Systems integriert, dass man ihn bei Bedarf vor das Gitter schwenken Faseranbindung am Teleskop kann (s. Abb. 2). In dieser Position des Eine besondere Herausforderung stellt Spiegels wird die dispersive Wirkung die Positionierung der Lichtleitfaser in des Gitters abgeschaltet und das Licht die Fokalebene des Teleskops dar. Dieser aus dem Lichtleiter spektral unverän- sogenannte Fiberport muss gleichzeitig dert auf einen deutlich kleineren Bereich mehrere Funktionen erfüllen, die sich da- des CCD-Chips abgebildet als mit Gitter. bei aber gegenseitig etwas im Wege ste- Mit diesem Spot (Abb. 2 links oben ein- hen. Auf der einen Seite braucht man die geblendet) ergibt sich insbesondere für Bildinformation über den ausgewählten lichtschwache Objekte eine wesentlich Himmelsabschnitt, um sich orientieren einfachere Kontrolle aller Einflussfakto- und die Teleskoppositionierung kontrol- ren auf die Photonenausbeute wie Faser- lieren zu können. Andererseits muss aber positionierung, Fokussierung, Guiding der ausgewählte Stern in der Fokalebe- und Belichtungszeit. Für die Erfassung ne präzise auf den Faserkern positioniert 6 der Spektren am Ausgang des Gerätes werden. Fiberport mit Strahlteiler, wird eine monochrome, peltiergekühlte Beobachtungskamera, OAG, Astro-CCD-Kamera STF 8300M mit KAF- Für diese Aufgabe gibt es eine Vielzahl Guider-CCD und Focal Reducer 8300-Chip benutzt. von Gestaltungsvarianten ([2], [3]) die verschiedene Vor- und Nachteile besit- Spektroskopische Leistungs- zen. In Abbildung 4 ist eine schemati- schen zwei Gittern wechseln kann. Der parameter des OVA 284 sche Darstellung des derzeit verwendeten OVA 284 verfügt insgesamt über drei Vor dem eigentlichen Einsatz des Spek- Fiberports gezeigt. Bei dieser Bauform Gitter (50 x 50 mm2) mit 300, 600 und trografen in der Astrospektroskopie er- wird das Faserende über einen aus einem 1200 Linien pro Millimeter, die über ei- folgte die Bestimmung des spektralen Mikroskop-Deckgläschen bestehenden nen Klippmechanismus relativ einfach Auflösungsvermögens für die verschie- Strahlteiler senkrecht mit einer CCD- ausgewechselt werden können. Um den denen Gitter und Spaltbreiten. Dazu wur- Kamera Watec120N+ beobachtet. Die Spektrografen für die Astrospektro de mit einem 50-µm-Quarzlichtleiter das beiden Reflexionsanteile an den Grenz- skopie nutzbar zu machen, wurden eine Licht einer Starterglimmlampe „Relco flächen der Glasplatte reichen für eine Reihe kleinerer Modifikationen vorge- SC480“ [1] am Spalt des OVA 284 ein- komfortable Abbildung vollkommen aus, nommen. Zuerst entstand mit Hilfe einer gekoppelt. Die Datenerfassung und Vor- während sich gleichzeitig die Verluste ausgedienten Kondensoraufnahme eines verarbeitung erfolgte mit dem Programm für das Sternlicht auf dem Weg zur Faser alten Lichtmikroskops ein justierbarer Astroart 5.0, die Datenreduktion und Pa- in Grenzen halten. In dieser Anordnung Fiberport am stufenlos verstellbaren Ein- rameterbestimmung mit dem Programm kann man auf der polierten Oberfläche trittsspalt des Spektrografen. Diese Vor- Vspec in der Version 4.1.4. In Abbildung und auf dem Lochspiegel die Positio- richtung ermöglicht es, den Faserkern 3 ist das spektrale Auflösungsvermögen nierung des Zielsterns kontrollieren. Die des Lichtleiters präzise auf die Mitte R für die Ne-Linie 6506,53 Ångström in präzise und langzeitstabile Positionie-

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leskop in das Spektrometer und von dort über dessen Strahlengang in eine CCD- Kamera mit möglichst hoher Quantenef- fizienz. Bei optischen Systemen, die wie in diesem Fall ursprünglich nicht fürein- ander bestimmt waren, wird das schnell zu einer ernsthaften Herausforderung. An dieser Stelle sollen Probleme und Lö- sungsansätze nur kurz umrissen werden.

Die maximale Auflösung des Spektro- meters wird für Spaltbreiten unter 20 Micron erreicht (s. Abb. 3). Im Idealfall transportiert man also den größten Teil des Sternbildes aus der Fokalebene des Teleskops durch den Spalt des Spektro- meters. Gleichzeitig darf der Öffnungs- kegel des Lichtes hinter dem Spalt die f/10-Eintrittsgeometrie mit dem Kol- 7 limatorspiegel nicht überstrahlen. Bei Zeitlicher Verlauf der Nova Delphini Verwendung eines 0,63-Focal-Reducers ergibt sich an diesem Teleskop bei üb- licher Nachführqualität und Seeing eine Sternabbildung mit einer Halbwertsbrei- te von ca. 40 Micron. Könnte man diesen Stern direkt auf den Eintrittsspalt von 20 Micron abbilden, müsste man für eine hohe spektrale Auflösung also bereits erhebliche Verluste in Kauf nehmen. Durch die Faserkopplung von Teleskop und Spektrometer wird dieses Problem sogar noch verschärft.

Aufgrund der Verhältnisse zwischen Sternabbildung in der Fokalebene und Spaltbreite wurde für den Lichtleiter eine 50-Micron-Quarzfaser (2 m) der Firma Thorlabs ausgewählt. Zu den Besonder- heiten von Lichtleitern gehört, dass die Eintrittsdivergenz des Strahlengangs am Eingang der Faser bis zum Ausgang des Lichtleiters durch eine F-Zahl-Degrada- 8 tion [4] (engl. Focal Ratio Degradation) Messreihe der H-alpha-Linie der Nova Delphini über zwei Stunden hinweg merklich erhöht wird. Aus der f/6,3- Geometrie in der Fokalebene wird am Ausgang der Faser schnell eine f/4-Geo- rung des Zielsterns auf den Faserkern kabel zu haben. Abbildung 6 zeigt das metrie, die dann von der f/10-Geometrie erfolgt dann mit einem Off-Axis-Guider gesamte Teleskopinterface mit Strahlteiler, am Eingang des Spektrografen nur noch (TSOAGT2) und separater Guidingkamera Beobachtungskamera, Off-Axis-Guider teilweise weitertransportiert wird. Um (LodestarM). (OAG) und Focal Reducer. den damit unweigerlich verbundenen Lichtverlusten vorzubeugen, wird der Das für die Spektroskopie verwendete Parameteroptimierung Faserausgang im vorliegenden Fall über ‚‚ Teleskop ist ein 10 SCT LX200 ACF (s. In der Amateur-Astrospektroskopie eine zweifache f-Anpassung (s. Abb. 1) Abb. 5) mit f/10-Geometrie am Ausgang. herrscht selten ein Überschuss an Pho- auf den Eintrittsspalt abgebildet. Dabei Bei allen bisherigen Messungen wurde tonen, insbesondere dann nicht, wenn sind die Verluste durch die vergrößerte der Strahlengang aber bereits vor dem man hohe spektrale Auflösungen errei- Faserabbildung auf den Spalt kleiner als Off-Axis-Guider mit einem Focal Redu- chen will. Eine der wichtigsten Aufgaben der Gewinn durch die bessere f-Anpas- cer auf f/6,3 abgeändert, um eine bessere besteht darum in einem möglichst ver- sung hinter dem Spalt. Außerdem bietet Anpassung an das 50-Micron-Lichtleit lustarmen Transport des Lichts vom Te- diese Variante für die Zukunft noch die

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Option, über einen sog. „Image Slicer“ und 1200 Sekunden für alle weiteren dass für mich durch die Astrospektros- [5] das Bild des Faserausgangs deutlich Messungen. Deutlich erkennbar ist hier kopie die „Lichtpunkte“ meiner früheren besser an den Spalt anzupassen. der Übergang von einem Spektrum mit visuellen und fotografischen Beobach- ausgeprägten P-Cygni-Profilen zu einem tungen, eigentlich jetzt erst zu Sternen Erfahrungen in der Astro- Spektrum (28.08.2013), das primär durch geworden sind. spektroskopie eine H-alpha-Emission dominiert wird. Trotz der nicht optimalen Kopplung Zu diesem Zeitpunkt war die Helligkeit von Spektrograf und Teleskop wurden der Nova bereits wieder auf rund 6,5 mag Internet- und Literaturhinweise: im Jahr 2013 eine Vielzahl von Spek abgefallen. [1] Richard Walker: Glimmstarter tren aufgenommen, bearbeitet und so- RELCO SC480 Atlas der Emissions- weit wie möglich ausgewertet. Dabei In der Nacht vom 6. auf den 7. Sep- linien V 2.0, 2013, konnte durch die bereits beschriebenen tember 2013 entstand dann noch eine www.ursusmajor.ch/downloads/ Verbesserungen des Systems, aber auch Messreihe mit der Fragestellung, ob man sques-relco-sc480-eichlinien- durch einen immer sorgfältigeren Um- innerhalb weniger Stunden eine Variati- 2.0.pdf gang mit allen Einflussfaktoren, die on im Bereich der H-alpha-Linie sehen [2] CAOS Homepage (2013): spektroskopierte Grenzgröße von 4 auf 7 könne. Für diese Messungen wurden http://spectroscopy.wordpress. erhöht werden. Unbedingt erwähnt wer- das 1200er-Gitter, eine Spaltbreite von com/2010/12/ 30/linking-a- den muss auch, dass zu den wichtigsten 30 Micron und eine Messzeit von 1200 telescope-to-a-spectrograph- Verbesserungen des gesamten Systems Sekunden verwendet. Abbildung 8 zeigt through-an-optical-fibre-part-ii/ im Jahr 2013 die Anschaffung einer ge- vier von insgesamt zwölf Spektren aus [3] Daniel Sablowski: Zur Lichtwellen- brauchten Astrokuppel gehörte (s. Abb. dieser Serie über einen Zeitraum von leitereinkopplung, Spektrum 42, 5). Abgesehen von den prinzipiellen Vor- zwei Stunden. Inwieweit die sichtbaren 1/2012, 11-13 teilen einer dauerhaft stationären Teles- Variationen im Spektrum tatsächlich auf [4] Vincent van Assen: Focal Ratio kopmontierung bietet eine Kuppel einen physikalische Vorgänge in der Sternhülle Degradation in Optical Fibres, Windschutz, der insbesondere für die zurückzuführen sind, kann der Autor Bachelor Work präzise Nachführung der Faser auf die aufgrund fehlender Erfahrungen hier University of Groningen, 2011 Sternposition von unschätzbarem Vorteil nicht sagen. [5] Daniel Sablowski: Simple Image ist. Slicer, Spektrum 43 2/2012, 14-16 Fazit Besonders erfreulich war es dann im Au- Durch die Faserkopplung eines professio- gust 2013 für den Autor, dass die Viel- nellen Laborgitterspektrografen mit einem zahl der Maßnahmen und Umbauten Amateurteleskop konnte ein Messplatz gerade rechtzeitig abgeschlossen waren, für astrospektroskopische Untersuchun- um bei der Spektroskopie der Nova Del- gen von Sternen bis ca. 7. Magnitude ge- phini dabei zu sein. Abbildung 7 zeigt schaffen werden. Die noch vorhandenen exemplarisch vier Spektren, die zwischen Defizite in der Optimierung verschiedener dem 16. und 28. August 2013 aufge- Komponenten lassen eine weitere Ver- nommen wurden. Genutzt wurde hierfür besserung des Systems möglich erschei- das 300er-Gitter bei einer Messzeit von nen. Ein persönliches Fazit an dieser 600 Sekunden für die erste Messung Stelle ist die faszinierende Erkenntnis,

Anzeige 48 Spektroskopie

Echelle-Spektroskopie für Amateure? von Berthold Stober

Echelle-Spektrografen arbeiten zweidi- -möglichkeiten im praktischen Ein- 1) den Echelle-Spektrografen (Abb. 1) mensional. Das Spektrum eines Objekts satz. Somit immer eine konstante Auf- 2) eine Vorrichtung im Fokus des Tele- wird im gesamten optischen Wellenlän- lösung über den gesamten Spektralbe- skops, die das Licht aus dem Teleskop genbereich in einem Schuss in hoher reich. in die Glasfaser einkoppelt, die soge- Auflösung aufgenommen, aber in viele nannte „fiberinjection“ (Abb. 2) Ordnungen linear aufgeteilt (Abb. 7). Bis Einen funktionsfähigen Echelle-Spektro- 3) die Kalibriereinheit (Abb. 3) zur Bereit- vor wenigen Jahren war die Echelle- grafen selbst zu bauen, stellt erhebliche stellung von Flatlicht und Kalibrier- Spektroskopie eine ausschließliche Do- Anforderungen, die ich zwar grund- licht. mäne der professionellen Beobachter. sätzlich lösen konnte. Allerdings bin Mich hat als Amateur gereizt zu untersu- ich nicht so weit gekommen, dass eine chen, ob Echelle-Spektroskopie auch für dauerhaft routinemäßige Anwendung Der „eShel“-Spektrograf selber kommt Nicht-Fachleute machbar ist. zustandekam. Über die vielen Versu- als ein geschlossener Kasten, an dem che kann ich vielleicht ein anderes Mal das Echelle-Gitter um seine Längs- und Meine Gründe, mich mit Echelle- berichten. Hier möchte ich über meine Querachse verstellt werden kann. Die- Spektrografen zu befassen, waren: Erfahrungen im Umgang mit dem faser- se Justierung muss nur einmal gemacht 1. Die technische Herausforderung, ein gekoppelten Echelle-Spektrografen der werden. Änderungen während des Be- solches Gerät bauen und bedienen zu Firma Shelyak berichten und dabei mei- triebes sind nicht notwendig. Das aus können. ne eigenen Versuche nur kurz streifen. der Faser kommende Licht passiert einen 2. Mit dem Gerät ist der gesamte sicht- Linsensystem-Kollimator, der den diver- bare Spektralbereich mit hoher Auflö- Apparatives genten Lichtstrahl parallelisiert, und be- sung darstellbar. Die fasergekoppelte Echelle-Spektrosko- leuchtet danach ein sogenanntes Echelle- 3. Keine Verstellnotwendigkeiten und pie setzt drei apparative Einheiten voraus. Gitter. Das ist ein mit relativ wenigen

1 Echelle-Spektrograf der Fa. Shelyak, Typ „eShel“, mit 2 Fasereinkopplungs-Einheit der Fa. Shelyak am Teleskop Fasereintritt (links) und CCD-Kamera (oben). („fiberinjection“ = weißes Gehäuse)

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3 Kalibriereinheit der Fa. Shelyak 4 Prototyp eines einfachen Echelle-Spektrografen, aus Holz gefertigt

Furchen (hier 32 pro mm) ausgestatte- eines Echelle-Spektrografen skizzieren: toobjektiv. Dieser kann ein Prisma oder tes optisches Gitter, welches in hohen Oben links sitzt in einem Holzklotz der – wie hier – ein Gitter sein. Anschlie- Ordnungen betrieben wird, wodurch es Lichteintritts-Kurzspalt. Das vom Teles- ßend wird das Spektrum durch das sehr aber zu Überlagerungen der Ordnungen kop über den Spalt kommende Licht pas- lichtstarke Objektiv abgebildet. Hier liegt kommt. Ein sogenannter Querzerleger siert die kleine Linse, die als Kollimator eines der Hauptprobleme des Echelle- oder „Crossdisperser“, hier ein Glaspris- wirkt und trifft dann in parallelisierter Spektrografen. Die Objektive müssen ma, trennt anschließend die überlagerten Form auf das Echelle-Reflexionsgitter. sich widersprechende Anforderungen Ordnungen in Querrichtung und stellt Von diesem wird es dispergiert und pas- möglichst gleichzeitig optimal erfüllen: diese einzeln dar. Das dispergierte Licht siert den sogenannten Querzerleger oder hohe Lichtstärke einerseits und beste fällt dann in ein lichtstarkes Objektiv mit auch Crossdisperser direkt vor dem Fo- Abbildungsleistung über den gesamten möglichst geringem Farbfehler, welches die Ordnungen auf einem Sensor, dem CCD, abbildet.

Voraussetzung für eigene Konstrukti- onsversuche eines Echelle-Spektrografen war die Entwicklung einer Berechnungs- routine für diese Geräteklasse. Diese wurde mir von Dr. Klaus Vollmann zur Verfügung gestellt, der ebenfalls Mitglied in der Fachgruppe Spektroskopie ist.

Mein Prototyp war zunächst wegen der leichteren Bearbeitbarkeit aus Holz gefertigt (Abb. 4). Zunächst in f/10-Ausfüh- rung als direktgekoppelter Spektrograf zum direkten Anbau im Teleskopfokus. Dadurch wurden zunächst nur klein di- mensionierte, optische Bauelemente notwendig.

An diesem Prototyp habe ich meine ersten Erfahrungen mit der Echelle- Spektroskopie gemacht. Mit dem Er- gebnis, dass das Echelle-Prinzip auch für Amateure handhabbar ist. In Abbil- 5 dung 4 lässt sich recht gut das Prinzip Mein „Märklin-Echelle-Spektrograf“

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6 Autoguideraufnahme mit dem Trapezstern the1 Ori C auf dem Pinhole (Fasereintritt)

sichtbaren Wellenlängenbereich andererseits, also geringe Farblängsfehler. Das ist technisch schwer zu realisieren und wird meist nur als Kompromiss – auch finanzieller Art – zu finden sein.

Ein weiteres Problem bei diesem „Holz- Echelle“ war das Fehlen eines passenden Kurz-Spaltes. Es stand nur ein 50-Mik- rometer-Pinhole zur Verfügung. Hiermit ist keine gute Effizienz bei der Nachfüh- rung des Sternbildes auf dem Pinhole im Fokus des Teleskops zu erzielen. Genau wegen dieser Probleme wandte ich mich dann der glasfasergekoppelten Echelle- Spektroskopie zu. Allerdings zeigte sich, dass eine effiziente Lichteinkopplung in eine Faser von 50 Mikrometer für Ama- teure nur schwierig zu bewerkstelligen ist. Die französische Firma Shelyak bie- 7 tet eine solche „fiberinjection“ fertig an, CCD-Echelle-Spektrumaufnahme vom Licht einer Glühlampe (Flatlicht); die ich dann auch gekauft habe. Es folgte optisches Durchlichtgitter als Crossdisperser daraus die Notwendigkeit, einen passenden Echelle-Spektrografen zu bauen, der aber aus faserbedingten Gründen eine durchaus brauchbare Echelle-Spektren grad beleuchten, so dass man das kleine Öffnungsblende von f/4 haben musste, am Teleskop. Ein Hauptnachteil dieses Loch in dem Spiegel der „fiberinjection“ was relativ große optische Bauelemente „Märklin-Echelles“ war aber, dass er me- mit der Nachführkamera sieht. Ein auf erforderlich macht, die dann eben auch chanisch nicht hinreichend stabil gebaut dem Bildschirm des Computers frei ver- deutlich kostspieliger wurden. werden konnte. Deswegen entschloss ich schiebbares Fadenkreuz kann man dann mich, den für Amateure entwickelten genau auf das Pinhole einstellen und Wieder aufgrund bequemerer Variations- Echelle-Spektrografen der Firma Shelyak weiß somit auch bei ausgeschalteter Be- möglichkeiten wurde eine Konstruktion zu kaufen und damit arbeite ich nun seit leuchtung, wohin das Sternbild positio- mit den Bauelementen eines Metallbau- etwa zwei Jahren. niert werden muss. Letzteres muss mög- kastens („Märklin“, Abb. 5) aus meiner lichst genau auf dieser Position gehalten Jugend gewählt. Da ein Echelle-Gitter Der Umgang mit diesem Echelle-Spektro werden. Das geschieht über eine „einge- von 25 x 50 Millimetern für einen f/4- grafen ist verhältnismäßig einfach. Die scheinerte“, parallaktische Montierung Spektrografen zu klein ist, wurde ein 45 einzige Schwierigkeit besteht darin, den und eine Guidingkamera. In meinem x 90-Millimeter-Echelle-Gitter verwen- zu untersuchenden Stern genau auf das Fall verwende ich zusätzlich noch einen det. Der Kollimator hatte 150 Millimeter Pinhole – also das nur etwa 50 Mikro- hochauflösenden Winkelencoder, um Brennweite. Als Crossdisperser diente ein meter große Loch des Spiegels der „fiber das Guiding möglichst genau zu halten. 300 L/mm-Reflexionsgitter und als Ka- injection“ – zu positionieren und auch Abbildung 6 zeigt eine Aufnahme des meraobjektiv ein f/2 mit 90 Millimetern da zu halten. Hierfür kann man mit einer Trapezes im Orionnebel mit der Autogui- von Zeiss. Mit diesem Gerät gewann ich zweiten Glasfaser diesen Spiegel retro- dingkamera, wobei das Bild des hellsten

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Sterns (the1 Ori C) auf dem Pinhole sitzt (dunkler Fleck).

Zum Schluss dieses kleinen Artikels möchte ich noch einige Aufnahmen zeigen, wie sie bei der Arbeit mit diesem Echelle-Spektrografen entstanden. Weil es mir besonders eindrucksvoll erscheint, zeige ich als erstes in Abbildung 7 eine farbige Flatspektrumaufnahme. Jede Sprosse der Leiter („les echelles“!) zeigt einen bestimmten Wellenlängenbereich (Ordnung des Echelle-Gitterreflexes). Dieses Spektrum wurde mit einem von mir selbst gebauten Echelle-Spektrogra- 8 Spektrumaufnahme einer Th-Ar-Hohlkathodenlampe zur Wellenlängenkalibrierung fen erstellt. Im Gegensatz zu den weiter unten folgenden Spektren, bei denen die Ordnungen etwas gebogen sind, sind hier die Ordnungen gerade. Das von mir als Crossdisperser eingesetzte, optische Durchlichtgitter erzeugte gerade Ord- nungen. Bei den weiter unten folgenden Spektren wurde als Crossdisperser ein Prisma eingesetzt, das gebogene Ordnun- gen ergibt. Oberflächenvergütete Prismen sind insofern vorteilhafter, weil deren Effizienz höher ist, als die optischer Git- ter (geringere Lichtverluste).

In Abbildung 7 sieht man unten die nullte Ordnung des Spektrums als weiße Linie, welche durch den Crossdisperser erzeugt wird. In der Mitte des Bildes ist das farbige Spektrum der Glühlampe zu sehen. Die im oberen Bildbereich erscheinenden blauen Linien gehören schon zur 9 zweiten Ordnung des Crossdispersers. Flatlicht-Aufnahme

Auch bei der Echelle-Spektroskopie werden sogenannte Kalibrierspektren zur Wellenlängenkalibrierung benötigt. Diese können mit einer Thorium-Argon-Hohl- kathodenlampe erzeugt werden. Diese Lampe erzeugt sehr viele Emissionslini- en, so dass für jede Ordnung ausreichend viele Kalibrierlinien zur Verfügung stehen (Abb. 8). Die Wellenlängen der einzelnen Lichtpunkte in Abbildung 8 in den verschiedenen Ordnungen sind bekannt (Kalibrierspektrum).

Die Spektren eines Echelle-Spektro- grafen, bei dem als Crossdisperser ein Prisma eingesetzt ist, hat – wie bereits erwähnt – „gebogene“ Ordnungen. Dies sieht man auch deutlich in Abbildung 9, einer zu Abbildung 8 passenden Flat- lichtaufnahme. 10 Echelle-Spektrumaufnahme des Sterns P Cyg

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11 Ausschnitt aus dem ausgewerteten Spektrum von P Cyg als Resultat der Messungen (Abszisse: Wellenlänge in Å, Ordinate: relativer, auf das Kontinuum normierter Lichtfluss)

In Abbildung 10 zeige ich eine Spektrum länge aufgetragen ist und auf dessen y- lette der untersuchbaren Objekte nicht zu aufnahme des Sterns P Cyg. Achse der relative, auf das Sternkontinu- sehr einschränken zu müssen. um normierte Lichtfluss dargestellt wird. Deutlich sind die Wasserstoff- und Allerdings erscheint mir ein solches Vor- Heliumemissionslinien zu erkennen und Ausblick haben ohne die Unterstützung erfahrener die typischen P Cyg-Profile, die knapp Letztlich kann die doch ziemlich auf- Sternfreunde als nahezu nicht machbar. neben den Emissionen auf der kurzwelli- wändige Echelle-Spektroskopie durchaus Daher möchte ich nicht versäumen, gen Seite auftretenden Absorptionen. Der von engagierten Amateuren angewendet mich bei den Herren Dr. Otmar Stahl Effekt wird durch Absorption im durch und beherrscht werden. Allerdings ist (Landessternwarte Heidelberg), Dr. Lo- den Lichtdruck beschleunigten Stern- eine ziemlich intensive Beschäftigung thar Schanne, Dr. Klaus Vollmann und wind verursacht. Diese zweidimensiona- mit der Technik als solcher und der ver- Dr. Martin Dubs zu bedanken. Ohne de- len Spektrenaufnahmen müssen in einer gleichsweise komplizierten Methodik der ren engagierte Mithilfe hätte ich den Ein- komplizierten Datenreduktionsprozedur Datenreduktion erforderlich. Vorwie- stieg in die Echelle-Spektroskopie sicher ausgewertet werden, die hier aus Platz- gend bedingt durch die im Vergleich zur nicht geschafft. gründen nicht näher beschrieben werden Direktkopplung weniger effiziente Licht- kann. Dabei entsteht als Resultat ein Graf einkopplung über eine Glasfaser benötigt (Abb. 11), auf dessen x-Achse die Wellen- man relativ große Teleskope, um die Pa-

Impression

Verfinsterung Ganymeds durch Io am 12.02.2015 Silvia Kowollik nutzte ein Maksutov-Teleskop 150 mm/ 1.800 mm mit 2-facher Barlow linse und eine ALCCD5L-IIc (Video). Aufnahme mit Fire- capture, Bildbearbeitung mit AutoStakkert und GIOTTO, Animationserstellung mit VirtualDub. Die beiden unteren Reihen zeigen den Schattenwurf von Io auf den Mond Ganymed, von links oben nach rechts unten. Beginn der Verfinsterung auf Bild 1 um 21:45:22 UT, Ende der Verfinsterung auf Bild 14 um 21:50:26 UT (jeweils Mitte der Videosequenzen).

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Ziele und Aktivitäten der Fachgruppe Spektroskopie (FGS) von Daniel Sablowski, Lothar Schanne (Fachgruppenredakteure des VdS-Journals) und Rainer Borchmann (gewählter Sprecher der FG Spektroskopie)

Die Fachgruppe Spektroskopie (FGS) werben wir auf unseren Veranstaltungen Im Laufe eines Jahres stoßen immer wieder wird von außen vornehmlich durch ihre und anderweitig in Form von Kleinspen- Anfänger zu uns, die dankbar sind, wenn Internetseite [1] und ihr Internetforum den ein. Diese Unterstützungsmaßnah- ihnen theoretisch und auch mit Praxis [2] wahrgenommen. Im Forum finden men laufen unbemerkt im Hintergrund, wissen unter die Arme gegriffen wird. und sammeln sich Interessierte aus dem ohne Aufsehen oder Öffentlichkeits- Neben den persönlichen Beratungen im deutschsprachigen Raum, aber auch aus wirksamkeit. Beispielsweise bekam im Forum und durch persönliche Kontakte anderen Ländern bis nach China. Des- Sommer 2014 eine Schülergruppe einer bilden unsere Herbst-Wochenend-Spekt- halb ist das Forum deutsch- und eng- Astro-AG aus Neckargemünd einen Zu- roskopiekurse an der Starkenburg-Stern- lischsprachig. Derzeit sind wir 300 ein- schuss für einen Spektrografen, mit dem warte in Heppenheim eine willkomme- getragene und schreibberechtigte Nutzer sie ihre gewitzten Beobachtungen, die sie ne Möglichkeit, Praxiswissen zu tanken, (Stand: September 2014). Hier werden im Mai auf unserer Jahrestagung in Köln zu üben und persönliche Kontakte zu alle möglichen Themen besprochen, Er- vorgestellt hatten, vertiefend weiterfüh- Gleichgesinnten in einer privaten Atmo- gebnisse vorgestellt und diskutiert und ren können. Ebenso wurde ein Sonnen- sphäre der Freundschaft zu knüpfen. Ge- viele technische Fragen über den Bau spektrograf mitsamt einfachem Teleskop, legentlich werden auf Anforderung auch von Spektrografen und peripheren Ein- CCD-Kamera und Laptop angeschafft, Spektroskopiepraktika/-kurse bei Vereinen richtungen gelöst. Insbesondere Anfän- welcher kostenfrei ausgeliehen werden abgehalten. Dies geschah bereits in Kolding ger finden schnelle Hilfe und Unterstüt- kann. Mit diesem Aufbau wurden bereits (Dänemark) und in Brittheim. Zusätzlich zung für ihren erfolgreichen Einstieg in zwei Schülerarbeiten durchgeführt. Vor- werden von FGS-Mitgliedern regelmäßig die Amateurspektroskopie. aussetzung für die Unterstützungsmaß- auch Vorträge über die Amateurspektro- nahmen der FGS ist die erklärte Bereit- skopie gehalten. Entsprechende Anfragen Apropos Unterstützung: Es ist bei uns schaft der Empfänger, auch etwas an die an uns wurden bisher nie abgelehnt. seit Jahren Brauch, dass wir Schüler und FGS zurückzugeben. Meist in Form eines Studenten finanziell und auch materiell Vortrags über ihre Aktivitäten und Er- Immer wieder organisiert Thomas Evers- unterstützen, wenn sie spektroskopische gebnisse auf unserer Jahrestagung. Auch berg sog. „Pro-Am-Beobachtungskam- Projekte beginnen oder durchführen wol- unser heutiger Webmaster hat so vor we- pagnen“, die uns Amateuren die Chance len, ihnen aber die Mittel fehlen, z. B. um nigen Jahren angefangen und sich in die bieten, an professionellen Observatorien, sich eine spektrografische Ausrüstung Fachgruppe eingebracht. Informationen wie z. B. an dem Observatorio del Teide anzuschaffen oder an einer spektroskopi- für Jugendliche finden sich ebenfalls auf in Teneriffa [3], Erfahrungen zu sammeln schen Veranstaltung teilzunehmen (Kurs, der Homepage der Fachgruppe [1]. und wissenschaftlich relevante Ergebnis- Jahrestagung). Die dazu nötigen Gelder se zu liefern.

1 Spektroskopiekurs im Jahr 2010 in Brittheim: Theorie, Demonstrationen und Übungen in kleiner Runde

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Borchmann), die nächste wird Anfang Mai 2015 in Freiburg im Breisgau stattfinden. Informationen dazu gibt es in [5]. Außerdem findet üblicherweise im Herbst ein Treffen in Langenselbold bei Hanau statt. Diese von Dieter Goretzki organisierten samstäglichen Treffen laufen ganz informell ab, ohne vorab festge- legte Tagungsordnung. Jeder Teilnehmer kann seine spektroskopischen Probleme einbringen, die dann gemeinsam diskutiert werden. Bei diesem Treffen ist schon manch gute Idee und manche langlebige Freundschaft geboren worden.

Alles in Allem: Diese Fachgruppe gibt ihren Mitgliedern und den über das Fo- rum Assoziierten eine freundschaftliche Heimat, in der sich alle wohl fühlen. Rat und Hilfe im Austausch mit Profis und Amateurspektroskopikern in der ganzen Welt sorgen für eine stetige Weiterent- wicklung unseres schönen Hobbys.

Internet- und Literaturhinweise: [1] http://spektroskopie.fg-vds.de/ [2] http://spektroskopieforum.vdsastro. de/index.php [3] www.iac.es/eno php?op1=3&lang=en 2 Plot aus der Spektrendatenbank der Fachgruppe Spektroskopie [4] ConVento-Group: http://spektroskopieforum.vdsastro. de/viewforum.php?f=32 Das motiviert, erweitert den persönlichen Auf unserer Internetseite [1] gibt es vie- [5] www.spektralklasse.de/ theoretischen und praktischen Hinter- le Hinweise zu Literatur, Projekten, ins- grund und macht ganz nebenbei ein- besondere auch einführende Texte für fach nur Spaß. Aus solchen Projekten ist Schüler und Anfänger, technische Hilfen, mittlerweile eine Gruppe von Profi- und Internetlinks und vieles andere mehr. Es Amateurastronomen entstanden, die ihre lohnt sich immer, hier einmal reinzu- Arbeiten über eine eigene Webseite koor- schauen. dinieren [4]. Ein internes Fachgruppenjournal namens Im Laufe der Zeit werden von unseren SPEKTRUM, von Thomas Hunger redak- Mitgliedern und Assoziierten viele Spek tionell geleitet, als PDF-Datei online tren gemessen - mit unterschiedlichen In- oder in gedruckter Form auf Bestellung strumentarien und Zielsetzungen. Damit zugänglich, informiert mehrmals jährlich all diese Spektren allen zur Verfügung über fachgruppenspezifische Themen. stehen, betreibt die FGS eine eigene Da- Die Dateien der einzelnen Ausgaben fin- tenbank (administriert von Otmar Stahl den sich auf unserer Fachgruppen-Web- von der Landessternwarte in Heidelberg), seite [1] für Jedermann zum Download. in der die ausgewerteten Daten als 1d- Spektren im fits-Format gesammelt Der persönliche Erfahrungsaustausch werden. Jeder kann sich hier über die und der Gruppenzusammenhalt dürfen Spektren von Objekten – überwiegend in einer lebendigen Fachgruppe natürlich Sternen – informieren. Die Datenbank nicht zu kurz kommen. Sie werden ins- ist auf unserer Fachgruppen-Webseite besondere durch unsere Jahrestagungen zu finden und enthält derzeit etwa 1500 intensiv gefördert. 2014 fand die Konfe- Spektren von rund 70 Objekten. renz in Köln statt (organisiert von Rainer

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Im Instrumentenpark des Amateurastro- nomen nimmt das Fernglas eine besondere Stellung ein: Ähnlich wie das Te- leskop verstärkt es das Auge unter dem Nachthimmel, ist dabei jedoch deutlich schneller und flexibler. Mit seinem weiten Sehwinkel unterstützt es den Beob- achter dabei, sich am Himmel zu orientieren und Sternkonstellationen anhand von Sternkarten zu identifizieren, mit deren Hilfe dann lichtschwache Objekte im Sucher des Teleskops lokalisiert werden können.

Das Fernglas dient jedoch nicht nur als Hilfsmittel, sondern ist zudem auch als eigenständiges Instrument erfolgreich. Seine kompakte Form und hohe Robust- heit erlauben es ihm, bei Reisen oder aus- gedehnten Wanderungen in der Wildnis dabei zu sein, wo es fernab von künst- lichen Lichtquellen unerwartete Kräfte 1 Swarovski 10x56 SLC WB und Zeiss 10x54 Victory HT entfaltet. Um solche Gelegenheiten optimal nutzen zu können, ist es wichtig, einen geeigneten Kompromiss zu finden dürften: Aus Tirol stammen die neuen gleichsweise große Baulänge aufweisen, zwischen maximaler Leistung und noch Swarovski SLC WB mit den Kennwerten dabei jedoch höhere Transmissionen er- hinreichender Mobilität des Instruments. 8x56, 10x56 und 15x56, und aus Wetzlar lauben als alternative Dachkantprismen. In den vergangenen Monaten haben die neuen Zeiss Victory HT der Größen So gibt Swarovski eine Gesamttransmis- zwei Premiumhersteller neue Ferngläser 8x54 und 10x54. Beiden Serien gemein- sion von 93 % an, und Zeiss verspricht, auf den Markt gebracht, die unter den sam ist der Einsatz von Abbe-König Pris- unter Verwendung neuartiger hochtrans- Amateurastronomen auf Interesse stoßen men, die konstruktionsbedingt eine ver- parenter Glassorten von Schott, die dem Fernglas den Namen HT verpassten, sogar noch höhere 95 %. Damit ist klar, dass bei der Entwicklung dieser Baurei- Neues von der Fachgruppe hen optische Leistung vor konstruktive Kompaktheit gestellt wurde. Ich hatte die Amateurteleskope/Selbstbau Gelegenheit, jeweils einen Vertreter beider Serien mit zehnfacher Vergrößerung von Herbert Zellhuber auf Herz und Nieren testen zu können.

Schon im Heft 48 wurde von mir angekündigt, dass die Fachgruppe Ama- Das Swarovski 10x56 SLC WB liegt trotz teurteleskope/Selbstbau für Heft 55 das Schwerpunktthema „Sternwarten und seines Gewichts von 1.200 g sicher und Schutzbauten“ gestalten wird. Leider sind bisher erst vier Beiträge zu diesem gut ausbalanciert in der Hand, und dessen Thema bei mir eingegangen (Stichtag 22.10.2014). Deshalb rufe ich die Leser Einblick ist mit ausgefahrenen Augen- des VdS-Journals nochmals dazu auf, mir Beiträge zu senden. Es ist egal, ob muscheln sofort perfekt: Das komplette das nun ein Bericht über einen kleinen abfahrbaren Fernrohrschutzbau, eine Sehfeld ist bis zur klar abgrenzenden Dachsternwarte, ein Schutzbau mit abklappbarem Dach, eine Rolldachhütte Sehfeldblende voll zu überblicken, und oder ein privates High-End-Observatorium ist. Auch „exotische“ Bauten wer- beim Schwenk über die Landschaft treten den gerne angenommen. keinerlei Abschattungen auf. Das Seh- feld ist mit 110 m / 1.000 m nicht riesig, Leider hat sich im Heft 51 auf Seite 7 ein Druckfehler eingeschlichen. Dort aber weit genug, um mit dem scheinba- wird irrtümlicherweise als Schwerpunktthema „Sternwartenbau und automa- ren Sehwinkel von 61° einen moderaten tische Teleskopsteuerung“ angekündigt. Tatsache ist, dass es „Sternwarten und Weitwinkeleindruck zu vermitteln. Gut Schutzbauten“ heißen muss! gefallen hat mir der hinreichend hohe Drehwiderstand der Fokussierwalze: So

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Neue leistungsfähige Handferngläser von Holger Merlitz

3 2 Der Fokussiermechanismus des Zeiss ist nicht nur ergonomisch Hinter der vorderen Achsenkappe des Swarovski verbirgt sich gestaltet, sondern, aufgrund der beidseitigen Lagerung, auch das Gewinde für den Stativadapter. sehr robust.

verstellt sich das einmal am Stern fokus- Andromedanebel erscheint weit ausge- Am Mond schließlich wird deutlich, dass sierte Fernglas nicht versehentlich wäh- dehnt mit einem hellen, fast sternartigen beide Geräte über hervorragende Vergü- rend des Hantierens. Kern, und der Nordamerikanebel ist deut- tungen und eine ebenso ausgezeichnete lich an seinen Umrissen auszumachen, Streulichtunterdrückung verfügen: Trotz Das Zeiss 10x54 HT ist mit 1.075 g etwas wobei die Vielzahl feinster Sterne, die in der enormen Helligkeit des Trabanten leichter als sein Konkurrent, und die eher den Okularen erscheinen, verwirrend ist. wirkt dessen Bild extrem kontrastreich, mittig und schwerpunktnah platzierte, Der Kugelsternhaufen M 13 schwebt als feinste Strukturen an den Licht-Schat- sehr große Fokussierwalze erlaubt eine sehr auffälliger und heller Wattebausch ten-Übergängen der Krater werden er- perfekte Haltung des Gerätes während vor dem Sternhintergrund. Unter der kennbar. Schwenkt man den Mond in des Fokussiervorgangs. Wie beim SLC zehnfachen Vergrößerung ist auch ein Richtung Sehfeldrand, so werden auch ist auch hier der Mitteltrieb langsam kleinerer Planetarischer Nebel wie der dünne Farbsäume sichtbar, die jedoch übersetzt, was ein feinfühliges Verstel- Ringnebel (M 57) leicht zu lokalisieren, unauffällig bleiben, denn eine Korrek- len erlaubt und den Astronomen entge- wenn auch nur als blasser, scheinbar de- tur der chromatischen Aberration ist bei gen kommt. Als nachteilig empfand ich fokussierter Stern. Ferngläsern dieser Preisklasse natürlich den eher geringen Drehwiderstand der auf hohem Niveau. Suche ich nach feins- Fokussierwalze – gerade mit Handschu- Sehr beeindruckend sind die Offenen ten Details auf der zerklüfteten Oberflä- hen würde eine härtere Einstellung, wie Sternhaufen, in denen die erhebliche che, so scheint mir das SLC um eine Na- sie das SLC aufweist, ein noch besseres Lichtsammelleistung dieser Ferngläser senspitze vor dem HT zu liegen, jedoch Feingefühl vermitteln. Das Sehfeld des oft ein Unterscheiden von Farbnuancen bewegen sich diese Unterschiede in der HT umfasst ebenfalls 110 m / 1.000 m, zwischen den einzelnen Sternen erlaubt. Auflösung schon recht nah an der Wahr- die ich jedoch nur dann voll überblicke, Hier offenbaren sich auch Unterschiede nehmungsgrenze. wenn ich die Augenmuscheln eine Stufe in den Randschärfen beider Ferngläser: herunterdrehe. Das SLC zeigt die Sterne perfekt punktför- Gelegentlich beobachtet der Amateuras- mig bis zu einem Winkel, der etwa 85 % tronom auch in der Dämmerungsphase, Unter dem Sternhimmel entfalten beide des maximalen Sehwinkels erreicht, und etwa beim Versuch, den Merkur oder Ferngläser ihre volle Leistungsfähigkeit: selbst am Sehfeldrand sind die Sternabbil- einen sonnennahen Kometen aufzufin- Mit Austrittspupillen von 5,6 mm (SLC) dungen nur mäßig verschmiert. Das HT den. Hier zeigt das SLC beim Schwenken und 5,4 mm (HT) sammeln sie 25 % be- wird bereits früher, ab etwa 70 % des ma- vereinzelt einen flüchtigen Reflex, der ziehungsweise 17 % mehr Licht als ein ximalen Sehwinkels, allmählich unscharf vermutlich von einem feinen Lichtbal- ähnlich gutes 10x50-Fernglas, und die und am Sehfeldrand sind die Sterne auf- ken gleich unterhalb der Austrittspupille hohen Transmissionen dieser Boliden grund von Astigmatismus zu unästheti- ausgeht. Das Auge kommt während der sorgen unter dunklem Himmel für eine schen Strichen auseinandergezogen. Schwenkbewegung sporadisch in Kon- extrem kontrastreiche Abbildung. Der takt mit dieser Falschlichtquelle und

VdS-Journal Nr. 53 58 Amateurteleskope / Selbstbau

nimmt dabei ein Flackern wahr. Ich ver- arretiert wird. Für das Zeiss gibt es als des SLC WB liegt momentan bei 2260 mute eine reflektierende Kante des Pris- Universaladapter das Binofix, eine Art Euro, der des Victory HT bei 2345 Euro mas als Ursache für diesen Reflex, und Manschette, mit der das Fernglas auf ei- - ausschließlich für den astronomischen ein werkseitiges Schwärzen dieser Stelle ner Stativplatte fixiert wird. Einsatz rechtfertigen können. Im nicht- dürfte hier Abhilfe schaffen. Absolut ein- astronomischen Alltag hätte das Zeiss wandfrei ist unter diesen Bedingungen Zusammenfassend halten wir fest, dass mit seinem geringen Gewicht und seiner das HT, dessen hoher Kontrast durch kei- mit dem Swarovski SLC WB und dem hervorragenden Ergonomie durchaus ei- nerlei Störlichtquellen beeinflusst werden Zeiss Victory HT zwei sehr leistungsfä- nige Argumente auf seiner Seite. Es ist kann. hige Neueinführungen vorliegen, deren daher sinnvoll, vor der Kaufentscheidung direkter Vergleich keinen eindeutigen zunächst die Prioritäten im geplanten Um ihr Auflösungsvermögen vollständig Sieger erkennen lässt. Das SLC kann Anwendungsspektrum des neuen Premi- ausschöpfen zu können, müssen diese aufgrund seiner höheren Randschärfe umglases festzulegen, und dann die Kan- Ferngläser auf ein Stativ montiert wer- unter dem Sternhimmel einen ästheti- didaten auch selber auszuprobieren, denn den. Das SLC hat dazu ein eingelassenes schen Vorteil für sich verbuchen, und viele Feinheiten, die die Ergonomie und Gewinde, das sich unter der vorderen mit seinen größeren Objektiven hat es den Einblick betreffen, werden individu- Abdeckung der Knickbrücke befindet, zudem einen kleinen Vorsprung in der ell ganz unterschiedlich bewertet. und einen etwa 8 mm langen Zapfen Lichtsammelleistung, den das HT, trotz aufnimmt. Dieser kann am Gerät ver- seiner höheren Transmission, nicht Der Autor bedankt sich bei Martin Birk- bleiben, und der passende Stativadapter ganz wettmachen kann. Auf der ande- maier von Intercon-Spacetec für das verfügt über einen Schnellspannhebel, ren Seite werden nur wenige Anwender Zeiss-HT-Testgerät, sowie bei der Swarov mit dem das Fernglas sekundenschnell eine solche Investition – der Listenpreis ski Optik KG für das SLC-WB-Demoglas. Eine kleine Deutsche Montierung mit je einem Vierpunktlager pro Achse von Matthias Muttersbach

– Teil 1 –

Wer sich mit dem Selbstbau einer pa- rallaktischen Montierung beschäftigt, kommt um eine Frage garantiert nicht herum: Welche Lager sollen verwendet werden? Natürlich gibt es sehr viel mehr Details, die gelöst werden müssen - aber die Wahl der Lager ist verantwortlich für die wichtigsten, physikalischen Grö- ßen einer Montierung: Größe, Gewicht und Tragkraft. In den meisten Montie- 1 Das Lagerelement LEL. Oben links zwei äußere, oben rechts zwei innere rungen, die kommerziell am Markt er- geschliffene Laufringe. Unten das Kunststoffband mit 31 Kugeln. hältlich sind, findet man hauptsächlich Kegelrollenlager und Rillenkugellager in den unterschiedlichsten Variationen und ßig geringem Wellendurchmesser erhält. Ich wollte eine kleine, leichte und den- Kombinationen (selten Nadellager, z. B. Beispiel: Ein Standard-Kegelrollenlager noch tragfähige Montierung bauen. Losmandy) – selbst bei teuren Montie- mit ca. 90 mm Außendurchmesser hat Immerhin wollte ich mindestens einen rungen. Es ist auch verständlich, dass einen Wellendurchmesser von maximal 10-Zoll-Newton mit ca. 13 kg sicher kommerziell solche Lager verbaut wer- 55 mm. Das Gleiche gilt für Rillenku- und fotografisch betreiben. Ich weiß, für den. Denn sie sind relativ preiswert und gellager. Nadellager schneiden in diesem manche klingt das nach nicht viel – 13 tun bei guter Anordnung und passgenau- Punkt besser ab, jedoch müssen bei Ver- kg. Aber mit einer „kleinen“ Montierung? er Montage und Qualität ihren Dienst. wendung solcher Lager im Montierungs- Bei der Recherche nach passenden Lagern Diese Lager haben aber – mal abgesehen bau die Wellen zusätzlich axial gelagert war ich zunächst den so häufig verwen- von Nadellagern – einen Nachteil: Der werden. Die Kosten für diese Lager be- deten Kegelrollen- und Rillenkugellagern Wellendurchmesser ist im Verhältnis zum laufen sich pro Stück auf ca. 60 bis 80 erlegen. Aber mir passte das Verhältnis Außendurchmesser bauartbedingt eher Euro. Benötigt werden bei Verwendung Wellen- zu Außendurchmesser nicht. Ich gering. Das bedeutet, dass man recht solcher Lager mindestens zwei Stück pro wollte einen gelagerten Wellendurch- massive Montierungen bei verhältnismä- Achse. Aber es gibt Alternativen. messer von ca. 75 mm realisieren und ei-

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2 Die fertige Konstruktion der Montierung, so wie sie gebaut werden soll 3

Eine Explosionsansicht der Montierung mit allen Bauteilen (ohne Schrauben)

nen Außendurchmesser der Montierung kg/0,085 m/2 = 155,3 kg), wenn man die und leicht werden. Es war mir von vorn- von maximal 100 mm. Unter diesen Kri- Montierung mit Polhöhe 0°, also am Er- herein klar, dass die Montierung nicht terien fielen sämtliche Lager konsequent däquator, einnorden muss. Diese Daten der theoretisch berechneten Belastung durch. Also recherchierte ich weiter und sind beruhigend. von 155 kg Teleskopgewicht standhalten fand diese Vierpunktlager oder auch wird. Aber 20 bis 30 kg sollten es schon „Drahtwälzlager“, wie sie bei der Firma Als eine frühere Version hatte ich im Jahr sein. Hier kann man sich streiten, ob es Franke GmbH heißen. 2008 eine Montierung mit einem solchen sinnvoll ist, mit einer kleinen, leichten Lagerelement nur in der Stundenachse Montierung große Teleskoplasten beför- Diese Lager sind im eigentlichen Sinn kei- gebaut, Grundwerkstoff war Aluminium. dern zu wollen. Ich persönlich stehe aus ne Lager, sondern Lagerelemente. Sie be- An dieser gab es aber einige Schwächen, Erfahrung jedoch nicht auf dem Stand- stehen aus zwei inneren und zwei äuße- die Bauteile wie Schneckengetriebene und punkt „groß + schwer = stabil“. ren geschliffenen Laufringen und einem Schneckenlagerung betrafen. Zum Beispiel Kunststoffband mit den Kugeln (Abb. 1). waren dort Schneckengetriebe einer Vixen Die Abbildung 2 zeigt zunächst die kom- Das Element wird also direkt in die Konst- GP verbaut. Diese sind zwar recht genau, plett fertige Konstruktion der Montie- ruktion integriert (in Gehäuse und Welle). jedoch nicht groß belastbar. Hier musste rung als Übersicht, die Abbildung 3 zeigt Bei meiner Montierung habe ich mich für unbedingt eine andere Lösung her. Ziel eine Explosionsdarstellung mit allen Lagerelemente LEL mit einem Kugelkreis- waren Schneckenräder aus Bronze mit 144 Teilen (ohne Schrauben). Grundmaterial durchmesser von 75 mm entschieden. Zähnen, Modul 0,7 (Durchmesser dann ist wieder Alu. Ursprünglich wollte ich Die Berechnungen der Fa. Franke erga- ca. 102 mm) und die Schnecken sollten mit der Stundenachslagerung so nah wie ben folgende Belastungswerte – statisch aus Edelstahl sein. Die Verwendung der möglich an den Schwerpunkt der Nutz- axial: 14.670 N; statisch radial: 6.903 N; Vierpunktlager stand jedoch außer Frage. last, der sich ja im Schnittpunkt Stun- Kippmoment: 259 Nm. Das bedeutet, dass Da ein Umbau der bestehenden Montie- den-/Deklinationsachse befindet. Also die maximale Kippbelastung 26,4 kg bei rung nicht in Betracht kam, nahm ich im positionierte ich diese zunächst über der einer Hebellänge von einem Meter be- Juni 2011 eine komplette Neukonstrukti- „Grundplatte RA“. Aber dann wäre mir tragen darf. Die am meisten durch Kipp- on in Angriff, wobei der Grundansatz des das Schneckenrad zu weit vom Lager moment belastete Achse einer Deutschen Aufbaus annähernd gleich geblieben ist: entfernt gewesen, da ich für dieses samt Montierung ist die Stundenachse, da hier eine Polhöhenwiege mit zwei stabilen, Antrieb über der Grundplatte keinen im Gegensatz zur Deklinationsachse kei- geschlossenen Seitenteilen und darauf Platz mehr hatte. Also verlagerte ich das ne Gegengewichte angebracht werden. aufbauend das eigentliche Achsenkreuz. Ganze im Design unter die Grundplatte Bei meiner Selbstbaumontierung beträgt Hauptschwerpunkte bei der Konstruktion mit dem Ergebnis, dass das Lager 85 mm die Länge des „internen Hebels“ (Distanz waren: die sinnvollste Positionierung der vom Schwerpunkt der Nutzlast entfernt Stundenachslager zum Schwerpunkt der Lagerelemente sowie Schneckenräder in ist. Diesen internen Hebel von 85 mm Nutzlast) 85 mm. Das bedeutet eine the- nächster Nähe zum Lager bei möglichst vom Lager zum Schwerpunkt nahm ich, oretische Belastbarkeit von ca. 155 kg kurzen Hebellängen zum Massenschwer- nach den hier zuvor dargelegten Berech- ohne Gegengewichte (Rechnung: 26,4 punkt. Und die Montierung sollte klein nungen, in Kauf. Dafür gewann ich eine

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verdreht, montiert werden. Wenn die Tei- le fertig sind, wird das Ganze mit dem Lagerelement zusammengebaut und das Spiel geprüft. Zu erwarten ist, dass es ein Spiel gibt. Wenn dies der Fall ist, wird die Lagerschale mit Übermaß bearbeitet, indem die Höhe des Drahtbettes durch Materialentnahme von der Abstimm- fläche verringert wird. Dazu muss diese Lagerschale wieder peinlichst genau auf einem Schleiftisch oder einer Drehbank ausgerichtet werden. Referenz ist die Ab- stimmfläche. Hier sind Messuhren unbedingt erforderlich. Je nachdem wie groß 4 Lagerung der Stundenachswelle (RA-Welle) das Spiel beim ersten Test ausgefallen ist, wird nun von der Abstimmfläche (Abb. 5) Material abgenommen und somit das Distanz vom Lager zum Schneckenrad ist ungeteilt ausgeführt und hat einen Spiel des Lagers verringert. Hierbei muss von gerade mal 16 mm. Das Gleiche gilt Durchmesser von 74,50 mm. Am Außen- mit äußerster Sorgfalt vorgegangen wer- für die Deklinationsachse, auch hier ist durchmesser der RA-Welle befindet sich den, da – wenn zu viel Material entnom- das Schneckenrad nur 16 mm vom Lager dann das innere Drahtbett mit Höhe 5,9 men wird – das Lager beim nächsten entfernt. Wie aber integriert man nun ein mm und Durchmesser 69,1 mm (Kugel- Zusammenbau klemmen könnte. Abhilfe solches Vierpunktlager praxisnah in die kreisdurchmesser -5,9 mm). Dies muss so schafft in diesem Fall nur eine Neufer- Konstruktion? genau wie möglich und ohne Umspan- tigung der Lagerschale oder der Einsatz nen genau auf Maß gefertigt werden. von dünnen Abstimmplättchen, die zwi- Eigentlich ist das vom Prinzip her sehr Die Lagerschalen müssen ebenfalls sehr schen die Lagerschalen positioniert wer- einfach, wenn auch bei der Umsetzung genau gefertigt werden, besonders der den können – wenn die Laufringe beim aufwändig. Dieser Aufwand scheint mir Durchmesser des Drahtbettes: 80,9 mm Zusammenbau nicht beschädigt wurden! auch der Grund zu sein, warum bei Selbst- (Kugelkreisdurchmesser +5,9 mm). Die Auf diese Art kann es sein, dass man das bauten von der Verwendung solcher Lager Abstimmflächen und das gesamte Draht- Lager dreimal und öfter zusammenbaut Abstand genommen wird und auch, war- bett sollten ebenfalls ohne Umspannung und prüft. Die Abstimmung des Lagers um solche Lager in kommerziellen Mon- gefertigt werden. Für eine Lagerschale kann also einige Zeit in Anspruch neh- tierungen nicht zu finden sind. Denn die wird die Höhe des Drahtbettes genau auf men. Aber dieser Aufwand lohnt sich. Lagerelemente müssen exakt eingepasst Maß gefertigt: 2,95 mm (5,9 mm/2). Die werden, damit sie das halten, was sie zweite Lagerschale erhält in der Höhe für Das war jetzt viel Theorie. In Teil 2 des versprechen. das Drahtbett ein Übermaß von ca. +0,10 Beitrags wird über die Fertigung der mm. Beide Lagerschalen erhalten einen Montierung berichtet. In der Konstruktion wird zunächst die „Index“ (eine Markierung), damit sie bei Position der Lager festgelegt. Dann der Montage immer gleich, und nicht wird entschieden, welches Bauteil ge- teilt ausgeführt werden muss, um das Lager überhaupt montieren zu können. Bei mir waren es bei allen Ausführun- gen die äußeren Lagerschalen. Das sind die Bauteile, die die äußeren Laufrin- ge des Lagerelements aufnehmen. Die Abbildung 4 zeigt den grundsätzlichen Aufbau der Lagerung der RA-Welle (Stundenachswelle). Zu sehen ist die „Grundplatte RA“, an der mittels sechs Schrauben M6 die beiden äußeren Lager- schalen befestigt werden, eine obere und eine untere. Beide Lagerschalen bilden das sog. äußere „Drahtbett“. Die Trenn- fläche der beiden Lagerschalen ist die spätere „Abstimmfläche“. Das gesamte Drahtbett hat bei den verwendeten La- gerelementen eine Höhe x Breite von 5,9 5 x 5,9 mm (s. a. Abb. 5). Die RA-Welle Detaillierte Ansicht der Lagerung in Stunde

VdS-Journal Nr. 53 Astrofotografie 61

Neues aus der Fachgruppe Astrofotografie – die Internetseite der TBG-Gruppe von Thorsten Zilch

Das Fachgruppenprojekt „Tief Belichtete Galaxien (TBG)“ ist nun auch über einen eigenen Internetauftritt erreichbar. Die Internetseite ist dabei allein in Englisch ausgeführt und in die Reiter „home“, „the project“, „team“, „results“, „links“, „publications“, „contact“ und „impressum“ gegliedert. An dieser Stelle erfolgt eine kurze Vorstellung der einzelnen Reiter. Auf „home“ und „the project“ wird das Projekt zunächst als Ganzes vorstellt. Auch Informatives und Hintergründe aus der Anfangszeit werden hier gegeben. Unter „team“ stellen sich unsere Grup- penmitglieder kurz mit den jeweiligen wahrzunehmenden Aufgaben innerhalb der Gruppe vor. In einem nur für die Teammitglieder zugänglichen Bereich finden sich dann projektinterne Infor- mationen und Dokumente, die allein der Projektarbeit dienen. Der Reiter „results“ zeigt Ergebnisse, die durchaus unterschiedlich ausfallen können. Einerseits werden Galaxien vorgestellt, die auch nach sehr langer Belichtungszeit keine weiteren Hinweise auf LSB-Phänomene 1 Die Startseite des TBG-eigenen Internetauftritts (also Sternströme oder Zwerggalaxien) zeigen. Andererseits werden Galaxien mit unbekannten Objekten oder anderen Auffälligkeiten gezeigt, bei denen wir uns wünschen in eine Diskussion mit Gruppe abgelichteten Galaxien zu tun Internethinweis: Berufsastronomen einzusteigen. Auch haben, werden hier aufgeführt. Eine fort- [1] http://arxiv.org/abs/1401.2719 ist es möglich, dass diese schon mit Be- während aktuelle Vollständigkeit kann (Stand Feb. 2015) rufsastronomen diskutiert werden. Läuft hier allerdings nicht immer gewährleistet alles optimal, kann sich hinterher - wie werden. schon bereits geschehen - auch eine an- erkannte wissenschaftliche Arbeit daraus Während unter „impressum“ die notwen- entwickeln. Der selbstsprechende Reiter digen Disclaimerhinweise stehen, kann „links“ stellt weitere interessante themen- man unter „contact“ bei Bedarf direkt verwandte Internetseiten, private Inter- Kontakt zu uns aufnehmen. Hierzu ist netseiten der Gruppenmitglieder, Katalo- entweder das Kontaktformular auszu- ge, aber auch mitwirkende Observatorien füllen, oder alternativ der Webmaster- zur Verfügung. Unter „publications“ wird Link zu wählen. Die Internetseite ist versucht, dem tiefer interessierten Leser ganz bewusst werbefrei gehalten, da sie eine aktuelle und umfassende Sammlung in erster Linie zur Kontaktaufnahme mit wissenschaftlicher Fachliteratur zum The- interessierten Berufsastronomen dienen ma Sternströme und Zwerggalaxien zur soll. Wer nun auch als Amateurastronom Verfügung zu stellen. An dieser Stelle Interesse bekommen hat, mit welchen verweisen wir auch auf eine erste eigene Objekten sich die Projektgruppe aktuell Veröffentlichung, die in Zusammenarbeit beschäftigt, kann dies gerne unter der mit einem Berufsastronomen entstand [1]. folgenden Internetseite verfolgen: Auch Publikationen, die mit den von der www.tbg.vds-astro.de

VdS-Journal Nr. 53 62 Astrofotografie

Igor D. Karachentsev und der „Viktor Ambartsumian Prize 2014“ von Peter Riepe

Unsere Fachgruppe kann stolz darauf sein, mit einem dermaßen bekannten Astronomen an gemeinsamen Projekten mitwirken zu dürfen. Prof. Igor D. Ka- rachentsev arbeitet seit vielen Jahren in Russland. Lang, sehr lang ist die Liste seiner Publikationen, die sich stets um ein Thema drehen: die Galaxien des „Local Volume“ (bis 10 Mpc entfernt). Was aber hat die FG Astrofotografie mit ihm zu tun? Ganz einfach. Seit 2012 gibt es zwischen uns eine regelmäßige Zusammenarbeit. Die VdS-Arbeitsgruppe „Tief Belichtete Galaxien“ (TBG) liefert Prof. Karachentsev genau das, was er als wichtig ansieht: lang belichtete Auf- nahmen nahe gelegener Galaxien in ihrer Umgebung. TBG-Mitglieder nehmen ausgesuchte Galaxien des lokalen Uni- versums mit größerem Bildfeld auf, er 1 Eröffnungsrede von Prof. Radik M. Martirosyan, Präsident der Nationalen Akademie wertet die Bilder aus und kommentiert der Wissenschaften von Armenien. Anschließend (v. links nach rechts): Profs. Tully, sie. Bisher entstand eine gemeinsame Karachentsev und Aharonian, rechts Armeniens Staatspräsident Sargsyanden. Publikation. Mit freundlicher Genehmigung: Public Radio of Armenia

Am 17. September 2014 wurde dem verdienten Wissenschaftler eine hohe Anerkennung zuteil. Im Festsaal der Ambartsumian Prize 2014“. Dieser mit – Prof. Igor Karachentsev Nationalen Armenischen Akademie der 500.000 Dollar dotierte Preis ist eine sehr (Special Astrophysical Observatory, Wissenschaften zu Eriwan verlieh der bekannte Auszeichnung und wird seit Russland) armenische Präsident Serzh Sargsyan- 2010 alle zwei Jahre an weltweit führen- Er wurde für seine wegweisenden For- den vor etwa 400 geladenen Gästen aus de Astronomen oder Astrophysiker ver- schungsarbeiten auf dem Gebiet der Politik und Wissenschaft den „Viktor liehen. Diesmal gab es drei Preisträger: Kosmologie geehrt. Seine Fachgebiete sind: Zwerggalaxien, Galaxien des Local – Prof. Felix Aharonian Volume, Galaxiensysteme, beobachtende (Dublin Institute for Advanced Studies, Kosmologie, Dunkle Materie und Dunkle Ireland, und Max-Planck-Institut für Energie, Wechselwirkungen von Galaxi- Kernphysik, Heidelberg). en, Rotverschiebung sowie großräumige Der gebürtige Armenier erhielt den Preis Strukturen und Ströme von Galaxien. für seine hervorragenden Beiträge auf Im Verlaufe seiner beruflichen Tätigkeit dem Gebiet der Hochenergie-Astrophysik hat er mehr als 500 wissenschaftliche und der kosmischen Strahlung. Er spiel- Arbeiten publiziert. Zusammen mit seite die führende Rolle in der Entwicklung ner Ehefrau Valentina E. Karachentseva stereoskopischer Cherenkov-Teleskope. (sie ist Astronomin am Astronomischen Seine grundlegenden Ideen wurden in Observatorium Kiew) lenkte er den Blick den Cherenkov-Teleskopen HEGRA auf frühzeitig auf die Zwerggalaxien. Legt der Kanareninsel La Palma und H.E.S.S. man die Vorhersagen der theoretischen in Namibia umgesetzt. Seit 1993 arbeitet kosmologischen Modelle zugrunde, so Prof. Aharonian im Heidelberger Max- sind diese Begleiter großer Galaxien 2 Prof. Felix Aharonian bei der Planck-Institut für Kernphysik als Leiter statistisch klar unterrepräsentiert. Daher Preisverleihung. Mit freundlicher der Arbeitsgruppe „Theoretische Hoch ist die systematische Suche nach neuen Genehmigung: Public Radio of energie-Astrophysik“. Zwerggalaxien von größter Bedeutung. Armenia

VdS-Journal Nr. 53 Astrofotografie 63

promovierte. Seine Doktorarbeit „Dyna- mical State of Systems of Galaxies“ entstand unter seinem Doktorvater Viktor Ambartsumian. Seit 1971 arbeitet Igor Karachentsev am Special Astrophysical Observatory. Von 1973 bis 1975 war er stellvertretender Direktor und zwischen 1975 und 2006 führte er das „Extraga- lactic Research Laboratory“. Er hat als Kommissionsmitglied bei der Organi- sation von 20 internationalen wissenschaftlichen Tagungen mitgewirkt, war aber auch 15 Jahre lang im Gremium für die Vergabe von Beobachtungszeit am 6-Meter-Teleskop tätig. Für seine wissen schaftlichen Arbeiten und die Betreuung junger russischer Wissenschaftler erhielt Prof. Karachentsev weitere Preise der Russischen Förderation und der Russi- schen Akademie der Wissenschaften. 1999 wurde ihm ein Preis der Ameri- 3 kanischen Astronomischen Gesellschaft Prof. Igor Karachentsev bei der Preisverleihung. zuteil. Er ist Mitglied der Internationalen Mit freundlicher Genehmigung: Public Radio of Armenia Astronomischen Union, Mitglied der He- rausgeber von „Astrofizika“ und „Astro physical Bulletin“. Bei allen Ehrungen, – Prof. Brent Tully Aber wer war eigentlich Viktor Am- Preisen und Auszeichnungen ist Igor (Institute of Astronomy, University of bartsumian? Der 1908 geborene Arme- Karachentsev immer ein bescheidener Hawaii, USA). nier war sowjetischer Wissenschaftler Mensch geblieben, der offen seine Sym- Er erhielt den Preis ebenfalls für sei- und einer der Begründer der theore- pathien für Amateure bekundet. In seiner ne kosmologischen Forschungen. Von tischen Astrophysik. Seine Arbeitsge- beruflichen astronomischen Arbeit ist er ihm stammen maßgebliche Beiträge zur biete waren die Physik der Sterne und stets zielstrebig, beharrlich und höchst Erforschung der Galaxienentwicklung. stellarer Systeme, Nebel und Galaxi- engagiert. Außerdem konnte mit der „Tully-Fisher- en. Prof. Ambartsumian gründete 1946 Beziehung“ bis heute die Entfernung sehr das Byurakan-Observatorium und war Wir wünschen ihm noch viele vieler Galaxien bestimmt werden. Brent der am längsten gediente Präsident der erfolgreiche weitere Jahre! Tully und Igor Karachentsev haben ver- Armenischen Akademie der Wissen- schiedene gemeinsame Arbeiten publi- schaften. In den 1960er-Jahren wurde ziert, u. a. zur Entfernungsbestimmung er zum Präsidenten der Internationalen von Galaxien des Lokalen Universums Astronomischen Union berufen. Er war mit dem Weltraumteleskop Hubble, aber ausländisches Mitglied verschiedener auch zu Gruppen von Zwerggalaxien. anderer astronomischer Gesellschaften, Prof. Tully, der ebenfalls mit interna- unter anderem der amerikanischen Na- tionalen Preisen ausgezeichnet wurde, tional Academy of Sciences. Abgesehen publizierte 1988 den „Nearby Galaxies von zahlreichen sowjetischen Preisen Catalog”, dazu den „Nearby Galaxies und Ehrungen erhielt Prof. Ambartsumi- Atlas”. Hiermit gelang ein erster Versuch an auch die Goldmedaille der Royal Ast- zur Darstellung der räumlichen Vertei- ronomical Society. Der Nationalheld von lung von Galaxien. Armenien verstarb 1996.

Nach der Preisverleihung gab es eine An dieser Stelle möchte ich „unseren Pressekonferenz. Abends fand zu Ehren Astrophysiker“ kurz näher vorstellen. der Preisträger ein Gala-Dinner für alle Igor Karachentsev wurde 1940 in Kiew geladenen Gäste statt. Auch der Besuch in der Ukraine geboren. An der dortigen des Astrophysikalischen Observatoriums Universität schloss er 1962 sein Studi- 4 Byurakan war obligatorischer Bestand- um der Astronomie erfolgreich ab und Prof. Brent Tully bei der Preis- teil des Programms, dazu eine Tour zu startete sofort seine wissenschaftliche verleihung. Mit freundlicher sehenswerten armenischen Orten. Laufbahn am Astrophysikalischen Ob- Genehmigung: Public Radio of servatorium Byurakan, wo er 1967 auch Armenia

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Drei selten gezeigte Planetarische Nebel von Bernd Gährken, Ralf Burkart/Kreuels, Peter Remmel und Peter Riepe

Viele Astrofotografen haben gerade in ben. Bernd Gährken berichtet: „Ein erster ein Filter für Hα+[NII] verwendet. „Damit der Einsteigerphase allein ein Interes- Beobachtungsversuch war gescheitert. bekommt IC 4593 ein ganz neues Gesicht. se daran, nur die schönsten, eindrucks- Während der Top-Wetterlage Anfang Es handelt sich um ein reich strukturier- vollsten und daher auch hellsten Deep- August 2013 wurde der PN in den Voral- tes Scheibchen mit zwei kleinen Blasen im Sky-Objekte zu fotografieren. Für einige pen auf 1.500 m Höhe beobachtet. Dies- Stil des Saturnnebels.“ Im Außenbereich jedoch – eher die fortgeschritteneren mal jedoch erschien der Halo im 13-zöl- des Ringes scheinen auch einige FLIERS Amateure – beginnt danach eine weite- ligen Dobson fast leicht (Abb. 1). Der PN zu liegen, das sind dichtere Materieklum- re Phase: Man möchte für Kamera und selbst ist ein kleines helles Scheibchen pen, die langsamer als der PN selbst nach Teleskop die Grenzen der Erfassbarkeit mit dem blauen Zentralstern HD 145649 außen driften. Sie emittieren in der Regel testen. Das kann sich auf sehr licht- (Spektraltyp O5f und 11,2 mag laut [1]). rotes [NII]-Licht. Jeder Hα-Filter von mehr schwache, kaum nachweisbare Objekte Differenzierte Strukturen waren nur zu als etwa 5 nm Halbwertsbreite (HWB) lässt beziehen, so wie beispielsweise die alten, erahnen. Der Halo war bei 190-facher diese Linien mit durch. Deswegen werden sich bereits auflösenden Halos Planeta- Vergrößerung indirekt auch ohne Filter FLIERS oft mit Hα-Strukturen verwechselt. rischer Nebel (PN). Aber auch die Frage zu sehen. Mit [OIII]-Filter war es nur mi- der Auflösung – gerade bei sehr kleinen nimal besser, obwohl laut [1] die Emissi- IC 3568 Objekten – ist höchst spannend und an- on in [OIII] etwa doppelt so hoch wie in Dieser PN ist nur etwa halb so groß wie spruchsvoll: Was erreiche ich an feinsten Hα ist. Der PN sitzt im Halo außermittig IC 4593. Wir finden ihn bei Rektasz. = Detailstrukturen? Zu diesen beiden As- und scheint fast den Rand zu berühren. 12h 33m 07s, Dekl. = +82° 33’ 50’’, also pekten folgen nun drei Planetarische Ne- Im Südosten hat der Halo eine Breiten- nur 7,5° vom nördlichen Himmelspol bel, die den meisten Lesern bisher wohl ausdehnung von mehr als 10 arcsec. Ob- entfernt. In [OIII] ist seine Emission drei- unbekannt waren. wohl er an dieser Stelle auf Aufnahmen mal so stark wie in Hα [1]. Der bläuliche des Palomar Observatory Sky Survey Zentralstern HD 109540 hat den Spek IC 4593 (POSS) am schwächsten ist, kann man traltyp O5, kommt aber bei 13,45 mag Der winzige PN IC 4593 im Herkules hat ihn dort visuell am besten erkennen.“ nur auf einen Farbindex B-V von 0,28 nur 13 arcsec scheinbaren Durchmes- mag bei erwarteten -0,25 mag. Das deu- ser und ist etwa 11 mag hell, Rektasz. = Zwei Tage später entstand eine Kontroll tet darauf hin, dass vermutlich Nebelma- 16h 11 m 44s, Dekl. = +12° 04’ 27’’ [1]. Er aufnahme am 80-cm-Spiegel der Volks- terie den Stern verdeckt und damit deut- wird von einem schwachen Halo umge- sternwarte München (Abb. 2). Es wurde lich im Blauen schwächt (= „rötet“).

1 PN IC 4593, gezeichnet von Bernd Gährken nach einer 2 IC 4593, Aufnahme von Bernd Gährken mit einer CCD- visuellen Beobachtung am 02.08.2013 mit einem 13-Zoll- Kamera Brightstar Mammut am 80-cm-Spiegel der Volks- Dobson (siehe auch Text). sternwarte München unter Verwendung eines Filters für Hα+[NII]. Am 04.08.2013 wurde 161 x 30 s belichtet.

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Um die Auswirkungen des Seeings dras- tisch zu reduzieren, hat Ralf Burkart/ Kreuels IC 3568 mit einer speziellen Technik aufgenommen (Abb. 3). Dazu schreibt er: „Für Planetarische Nebel nutze ich meine Planetenausrüstung und Planetensoftware. Ein Celestron 11 und eine DMK 21AU618.AS bilden die Grund- ausstattung. Für die Farbdaten nutze ich eine DBK 21AU04.AS. Verarbeitet werden die Bilder mit der Software AviStack. Im Gegensatz zur Planetenfilmerei wird die Brennweite hier aber mit einem Reducer auf 1.400 mm verkürzt. Der Grund: Ich suche die kürzeste gerade noch sinnvolle Belichtungszeit. Bei 0,2 s, wie in diesem Fall, musste ich zwar etwa 1.600 Bilder addieren, aber auf diese Weise ließen sich bestimmte Unschärfen durch Seeing 3 sehr wirkungsvoll reduzieren. Mit dieser IC 3568. Der Abstand zwischen dem Zentralstern und dem östlich gelegenen Vorgehensweise konnte ich in dem nur gelben Stern beträgt 16’’. Aufnahme von Ralf Burkart/Kreuels, Näheres zu etwa 7’’ großen Nebelchen noch feine Technik und Daten siehe Text. Strukturen sichtbar machen. Umgeben wird dieser helle Bereich von einem recht strukturlosen Halo, dessen Durchmesser etwa 18’’ beträgt. Dies war übrigens mein dritter Versuch an diesem Objekt und überraschenderweise waren die Seeing- bedingungen für die Planetenfotografie an diesem Tage unbrauchbar.“

Sh2-78 oder PN G046.8+03.8 Im Originalkatalog der HII-Regionen von Steward Sharpless [2] ist für das Objekt Sh2-78 ein scheinbarer Durchmesser von 12 arcmin angegeben. Es war noch keine Rede davon, dass dieser Nebel ein PN sein könnte. Die Abbildung 4 zeigt dieses Objekt, aufgenommen von Peter Remmel mit dem 14-Zoll-Hyperstar der Sternwarte Limburg. Heute wird dieser Nebel im Strasbourg-ESO-Katalog als PN G046.8+03.8 geführt, Rektasz. = 19h 03m 08s, Dekl. = +14° 07’ 00’’ [1]. Wie kam es dazu? Erst 1990 wurde der sehr lichtschwache PN im Sternbild Adler durch E. Capellaro et al. als solcher identifiziert [3]. Zunächst wurde im Nebelzentrum ein blauer Stern gefunden. Das geschah durch Blinken von Vergleichsaufnahmen aus dem POSS, nachempfunden in der Abbildung 5. Der Zentralstern hat V = 17,78 mag und ist mit B-V = 0,2 mag eindeutig bläulich. Ferner wurden an der Europäischen Südsternwarte Spektren von Sh2-78 angefertigt. Hα überwiegt 4 deutlich, während [O III] extrem schwach Sh2-78, aufgenommen frühmorgens am 09.07.2013 von Peter Remmel. ist. Die Spektren zeigten eine auffällige Belichtungszeit 9 x 10 min mit QHY9m an einem 14-zölligen Hyperstar Ähnlichkeit zu den Spektren anderer al- f/1,9 plus Hα-Filter (12 nm HWB).

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5 ter, ausgedehnter Planetarischer Nebel Ausschnitt der Nebelmitte von Sh2-78. Links: POSS-B (blau), Mitte: POSS-F (rot), wie Abell 24, 31 oder 71. rechts: Detail aus Abb. 4. Der Zentralstern ist markiert (roter Pfeil). Er ist im Blauen eindeutig heller als im Roten. Die kleine rote Gerade im mittleren Bild unten ist 20 Der Bildautor schreibt dazu: „Josef Mül- Bogensekunden lang. ler hatte auf der Mailingliste der Fach- gruppe Astrofotografie dieses Objekt An- fang Juli 2013 vorgestellt und als Beispiel Literaturhinweise: [3] E. Capellaro et al., 1990: “Four für zu wenig Belichtungszeit bezeichnet [1] A. Acker et al., 1992: “Strasbourg- newly identified Planetary Nebulae (immerhin 3 Stunden belichtet). Der als ESO Catalogue of galactic Planetary in the Palomar plate 18h48m +12o, harte Nuss bezeichnete PN war allerdings Nebulae, I+II” Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 86, schon deutlich sichtbar. In der Diskussi- [2] S. Sharpless, 1959: “A Catalogue of 503 on zu dem Bild wurden Filterungen in H II Regions”, Astrophys. J. Suppl. Hα+[NII] oder [OIII] als bessere Lösun- 4, 257 gen gesehen. Peter Riepe meinte, Hα sei die bessere Wahl. Und das hat sich bei meiner Aufnahme anscheinend bestätigt. Anzeige An der Sternwarte Limburg habe ich mir diesen nicht oft gezeigten PN mit einem Hyperstar 14 Zoll mit f/1,9 plus Hα- Filter (12 nm von Astronomik) und 90 Minuten Belichtungszeit vorgenommen. Das Teleskop sitzt auf einer Montierung Omegon pro Taurus GM-60. Am Aufnah- metag hatten wir sehr viel Dunst in der Atmosphäre. Sterne schwächer als 5 mag waren visuell nicht mehr sichtbar. Trotz- dem kommt der fast rechteckige Nebel deutlich durch. Gestackt wurde in Regim 3, nachbearbeitet in MaxIm und Photo- shop. Danke an Josef für diese schöne Anregung.“

Der Leser sieht: Kreativität und auch ein wenig Mut sind gefragt, dann gelingen auch scheinbar schwierige astrofotogra- fische Zielsetzungen.

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Die „Kronberger-PN“ – eine Zwischenbilanz von 2005 bis 2013 von Wilfried Wacker

Unser Hobby Astronomie muss spannend unbekannt, rätselhaft, ultraweit ent- te auch schon einige Male staunen, dass bleiben. Für mich besteht die Spannung fernt, unmachbar usw. Ich nenne sie sich im anschließenden, oft extrem bear- darin, dass ich mehr oder weniger frei- schlicht „Exoten“. Und das lediglich mit beiteten Bildergebnis doch etwas nach- willig immer (noch) am unteren tech- einer Videoüberwachungskamera Watec weisen ließ! Ich bin ständig auf der Su- nischen Limit herumkrebse. In einer 120N+ und einer Orion G3 Starshoot an che nach solchen „exotischen Objekten“, früheren Journalausgabe hatte ich das einem Newton-Teleskop 300 mm/1.500 aber dass einmal ein privates Projekt aus schon einmal erläutert. Ich suche also mm. Die Watec kann allerdings Lang- einem Suchergebnis entstehen könnte mit preiswerter, teilweise selbst gebau- zeitbelichtungen bis etwas über 2 Minu- und ich sogar mit dem Entdecker Kon- ter Ausrüstung meine Erfolge im kosmi- ten, was über eine spezielle technische takt aufnehmen würde – das hätte ich schen Allerlei, und so geht die Spannung Zusatzschaltung möglich wurde (dafür mir nicht träumen lassen. An dieser Stel- so schnell auch nicht verloren. Man muss nochmals vielen Dank, Klaus!). le möchte ich unbedingt darauf hinwei- nur aufpassen, dass der Frust nicht die sen, dass es sich um ein rein persönliches Oberhand gewinnt! Meistenteils sind verständlicherweise Hobby-Projekt handelt. Ich wollte ein- negative Ergebnisse schon vorprogram- fach wissen, was mit meiner Astroaus- Spannend bleibt für mich auch die Aus- miert, so „unmachbar“ sind die Objekte rüstung am Nachthimmel erreichbar ist. wahl meiner Wunschobjekte: Möglichst meiner Begierde zum Teil. Aber ich durf- Und deswegen kann ich es ja auch völlig unbeschwert einmal veröffentlichen!

Der Österreicher Matthias Kronberger arbeitet in der Schweiz bei der europä- ischen Organisation für Kernforschung CERN. Er ist Mitglied der internationalen

1 Kn 23, 20.08.2012, Newton 406 mm/1.830 mm, Watec 2 Kn 26, 09.09.2012, Newton 406 mm/1.830 mm, Watec 120N+, 120N+, Langzeitbelichtung mit [O III]-Filter, 71 x 44 s. Langzeitbelichtung, 46 x 22 s. Nur eine extreme Bildbearbei- Deutlich erkennt man den sternförmigen PN links unter- tung macht den kleinen Propeller links der Mitte sichtbar. halb der Mitte. Die etwas verschwommene Bildqualität ist filterbedingt.

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3 Oben links: Kn 43, 04.09.2012, Newton 406 mm/1.830 mm, Watec 120N+, Langzeitbelichtung plus Hα-Filter, 37 x 44 s. Wie ein kleiner Geist schwebt dieser ungewöhnlich geformte PN durch das Bild. Er ist im Verhältnis zu den anderen Kn- PN recht hell und reagiert gut auf den Hα-Filter.

4 Oben rechts: Kn 58, 04.12.2013, Newton 304 mm/1.500 mm, Kamera Orion G3, 54 x 30 s. Mein letzter Wissensstand ist, dass die Natur dieses Objektes (noch) nicht geklärt ist. Relativ hell, auch ohne Filter.

5 Rechts: Und das soll laut SIMBAD und NED eine Galaxie sein? SDSS-Bild von Kn 58.

„Deep Sky Hunters“ (DSH), einer Gruppe, eine Menge bislang übersehener Objekte zwei Einträge verzeichnet sind! Aber das die in den aktuellen Online-Bildkatalo- in den alten Bildarchiven entdeckt, nicht sind gerade die oft hochinteressanten, gen wie z. B. dem DSS (Deep Sky Survey) nur PN, auch Sternhaufen und galakti- schwierig abzulichtenden Objekte, die zu unter anderem nach noch unentdeckten sche Nebel, aber auch einige „Rätselob- meinen geliebten Exoten zählen! Somit Planetarischen Nebeln (PN) sucht. Im jekte“, deren wahre Natur noch bestimmt interessierte mich auch im Jahr 2005 Januar 2011 gelang Matthias während werden muss. Die genaue Anzahl der bis der Name „Kronberger“ herzlich wenig, der Durchsicht digitalisierter Aufnahmen heute gefundenen Objekte ist mir aktuell mein weit geöffnetes Augenmerk galt aus den 1980er-Jahren die Entdeckung nicht bekannt, aber die Bezeichnung Kn ausschließlich diesem in einem wahren des auch „Fußballnebel“ genannten PNs 61 sagt ja schon etwas aus bezüglich der Sterngewimmel verstecktem PN „Kron- Kronberger 61 (Kn 61). Diese Entdeckung Anzahl der entdeckten Objekte. Und ich berger 15“. Ich weiß noch, wie mir beim wurde weltweit publiziert und bedeutete freue mich jetzt schon auf Nachrichten Betrachten am Bildschirm entfuhr: „Wie zudem für mich privat den Startschuss zu von Entdeckungen weiterer Objekte die- kann man so etwas überhaupt nur entde- meinem Projekt. ser hochkreativen Gruppe! cken?“ Am 30.04. und 11.10.2005 nahm ich mit der Watec zwei Serien auf: 90 x Matthias Kronberger betreibt seine Su- In Katalogen und Verzeichnissen findet 10 Sekunden und 240 x 10 Sekunden. che nach unentdeckten Objekten nicht man viele zum Teil völlig unbekannte Deren beste Einzelbilder zeigten nach erst seit 2011. Schon 2005 gab es Kron- Namen von Entdeckern, auf deren Ob- Mittelung und gewohnt starker Bear- berger-Objekte. Die DSH haben bis heute jektlisten manchmal sogar nur ein oder beitung ein Bildergebnis, auf dem man

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Tabelle 1: Auflistung meiner bisherigen Kronberger-PN

Status Anzahl Nr. der Kn-PN gesamt bis 2013 38 1, 2, 4, 5, 6, 7, 8, 9, 10, 11, 12, 13, 14, 15, 16, 18, 19, 20, 21, 23, 24, 25, 26, 28, 33, 34, 35, 36, 38, 39, 40, 43, 44, 45, 47, 56, 58, 61 nicht nachgewiesen 12 1, 2, 5, 8, 10, 11, 12, 18, 21, 36, 45, 47 zweifelhaft 10 6, 7, 14, 20, 24, 34, 39, 44, 56, 61 gut 16 4, 9, 13, 15, 16, 19, 23, 25, 26, 28, 33, 35, 38, 40, 43, 58 die Besten 6 23, 25, 26, 33, 43, 58 den schwachen PN recht gut erkennen man sich, wieso die noch niemand vorher so findet man das, was die Abbildung 5 konnte. Aber das auch nur in einem stark entdeckt hat. Amateure und Semiprofis zeigt. Das ist doch keine Galaxie!!! Es ist nachvergrößerten Bildausschnitt! Wer können schon wunderschöne Bildergeb- also nicht unbedingt immer nur Wikipe- möchte, kann sich das und mehr auf mei- nisse von Kn 61 vorweisen, das bekomme dia mit Vorsicht zu genießen, auch re- ner Webseite [1] ansehen, wie Kn 15 dort ich natürlich nicht hin. Aber ich nut- nommierte astronomische Datenbanken im Sterngewimmel versteckt ist. Dass so ze deren Bilder und Aufnahmedaten als können wie beim Lotto sein: „ohne Ge- etwas überhaupt gefunden wurde! Vergleich für meine Planungen, um we- währ“! Offensichtlich ist der Fall Kn 58 nigstens den hellsten Bereich des Nebels noch nicht geklärt. Wie gesagt, der Name „Kronberger“ war nachweisen zu können. Sage einer, dass mir 2005 noch völlig unbekannt. Erst das nicht spannend sein kann! Auch Kn 43 (Abb. 3) ist merkwürdig, er 2011 mit der weltweiten Publikation der sieht überhaupt nicht wie ein PN aus, Entdeckung des PNs „Kn 61“ bekam das Ein Wort noch zu den hier gezeigten Bil- und dass er so gut auf den Hα-Filter re- Kind einen Namen, bekam die Bezeich- dern. Es sind stark nachvergrößerte Aus- agiert, verwirrte mich etwas. Aber dann nung „Kn“ ein Gesicht. Nachdem mir schnitte der originalen S/W-Bilder der klärte mich ein lieber Mensch „mit Ge- dann noch bekannt wurde, dass es schon Watec (8 bit) bzw. S/W-Bilder der Orion- währ“ auf, dass alte PN, die im interstel- eine ganze Menge Kronberger-PN gibt, Kamera (16 bit). Wurde dann noch ein [O laren Medium stecken, in anderen Emis- reifte die Idee meines kleinen, privaten III]- oder ein Hα-Filter verwendet, ging sionen wie z. B. [O III] oftmals nicht oder Projekts. Ich forschte also nach Daten, die Qualität der Abbildung noch einmal viel schlechter zu sehen sind. Also kann Bildern und Koordinaten. Sehr hilfreich etwas in den Keller. Ich bitte deswegen es durchaus ein PN sein. Das herauszu- erwies sich dabei das Archiv der Cornell um Nachsicht. Mir kommt es lediglich finden ist aber Sache der Berufsastrono- University Library mit den Abstracts as- darauf an, dass ein Objekt überhaupt auf men. Ich bleibe bei meinen Leisten und trophysikalischer Facharbeiten [2], eine dem Bild nachgewiesen wurde. In diesem hole mir einfach weitere Kronberger-PN riesige Online-Sammlung astrophysi- Bericht sind die vier hellsten der bislang vom Himmel – so sie denn willig sind kalischer Publikationen. Hier fand ich von mir abgelichteten Kn-Kandidaten und sich auf meinen bescheidenen Auf- die Arbeit von George H. Jacoby, Mat- dargestellt (Abb. 1-4), man will ja auch nahmen offenbaren! Und wenn sie mal thias Kronberger und Kollegen [3], in etwas sehen! nicht wollen, brauche ich … nein, keine der es u. a. kleine Vergleichsbilder und Gewalt, sondern eine andere Kamera, mit eine Liste mit Koordinaten gibt – leider Ich schrieb oben schon einmal von der Orion G3 und längerer Belichtungs- aber nicht von allen Kronberger-PN. Die „Rätselobjekten“. Kn 58 ist so ein zwei- zeit, aber dann geht es an die Grenze der restlichen fand ich oft auf Umwegen im felhaftes Objekt. Die Online-Datenbank Machbarkeit meiner Montierung. Aber Netz, oder auch durch nette Hilfe anderer SIMBAD [4] kennt Kronberger 58 mit das ist ein anderes Thema. Hobby-Astronomen. Falls Interesse be- diesem Namen nicht. Man hat also nur steht: Die Koordinaten aller bislang be- die Chance, über die Objektsuche nach kannten Kronberger-PN stehen ebenfalls Koordinaten auf den PN zu stoßen. auf meiner Webseite. Nach Eingabe der korrekten Koordina- Literaturhinweise (Stand: Juli 2014): ten wird eine Galaxie ZOAG G136.85- [1] www.starwack.de/KN%20Projekt/ Auf Anfrage hatte Matthias mich in sei- 13.22 knapp neben dem eigentlichen PN KN%20PNs.htm ner Antwort-Mail ermutigt, es einfach ausgegeben. Das zu diesen Koordinaten [2] http://arxiv.org/archive/astro-ph einmal zu versuchen, mit meiner Ausrüs- gehörige POSS-Bild zeigt aber klar und [3] G. H. Jacoby, M. Kronberger et tung die Kronberger-PN zu erwischen! deutlich einen bipolaren Nebel. Andere al., 2009: “Searching for Faint Ich hätte es aber nicht sofort mit einem Kronberger-PN sucht man in SIMBAD Planetary Nebulae Using the Digital der schwierigsten Objekte, eben die- ebenfalls vergeblich. Interessant ist auch, Sky Survey”, arXiv:0910.0465 sem Kn 61, versuchen sollen. Der Start was die NASA Extragalactic Database [astro-ph.SR], s. a.: http://arxiv. des Projekts lief alles andere als glück- (NED, [5]) zu Kronberger 58 sagt: Laut org/abs/0910.0465 lich! Na klar, dachte ich etwas geknickt, Koordinaten wird die Galaxie HFLLZOA [4] Datenbank SIMBAD, http:// wenn es einfache Objekte wären, gäbe es E135 identifiziert. Das ist nur ein anderer simbad.u-strasbg.fr/simbad/ die Kronberger-Liste wahrscheinlich gar Name für die Galaxie, die auch SIMBAD [5] NED, http://ned.ipac.caltech.edu/ nicht. Andererseits gibt es Kn 23, 25, 26, anzeigt. Und geht man dann in den Slo- [6] SDSS, www.sdss3.org/dr10/ 43 und 58. Die sind so einfach, da fragt an Digital Sky Survey (SDSS DR10, [6]), imaging/

VdS-Journal Nr. 53 70 Atmosphärische Erscheinungen

Der Zirkumhorizontalbogen – Teil I: Auftreten und Häufigkeit von Elmar Schmidt, Alexander Haußmann, Claudia Hinz und Peg Zenko

Der Zirkumhorizontalbogen (ZHB; eng- drehte Plättchenkristalle ändert sich die lisch: circumhorizon arc, CHA) gehört Projektion der (parallelen) Sonnenstrah- zur Familie der Eiskristallhalos mit dem len auf die aus den Ein- und Ausfalls- Prismenwinkel 90°. Man findet ihn gele- flächenloten gebildete Ebene nicht, so gentlich als spektralfarbiges Band etwa dass das ZHB-Licht nur von horizont- 45-50° unter der hochstehenden Som- parallelen Kleinkreisstücken kommen mersonne. Er entsteht aus Licht, welches kann [2]. In der Aufsicht des Kristalls steil durch die Seitenflächen in horizon- bleibt die Strahlrichtung dabei erhalten. tal schwebende, hexagonale Eiskristall- Allerdings kann Licht nur bis zu einem 1 Strahlengang für den ZHB

plättchen eintritt und an den unteren Azimut von 90° (streifender Einfall zur (hS = Sonnenhöhe; hZ = Höhe ZHB; Deckflächen flacher wieder austritt [1]. Seitenfläche) in die Kristalle eintreten. Im n = Brechzahl Eis) Die Abbildung 1 zeigt diese Geometrie gebrochenen Strahl kommt es dadurch zu schematisch für Positionen direkt unter- einem (als obere Kurve in der Abbildung halb der Sonne. Daraus können mit dem 2 eingetragenen) sonnenhöhenabhängi- Aus der Grenz-Sonnenhöhe von knapp Brechungsgesetz die Beziehungen für die gen (halben) Grenzazimutwinkel gemäß 58° Grad (woraus in der Beobachtungs-

Höhe hz des ZHB bzw. seinen Abstand d praxis meist 60° und mehr werden) folgt zur Sonne als Funktion der Sonnenhöhe zunächst, dass ein Sonnen-ZHB in be- , hs wie folgt angegeben werden: tragsmäßig höheren geografischen Brei- wobei die ZHB-Intensität jedoch wegen ten als 55° N und S nicht sichtbar ist. bzw. Aperturverkleinerung und Reflexions- Im äußersten Norddeutschland demnach verlusten schon weit unterhalb desselben kaum sichtbar, können ZHBs im mittle- stark verrringert sein wird (s. dazu auch ren und südlichen Deutschland nur in Ein ZHB kann nur für solche Einfalls- den Infokasten). einem Zeitraum von 6 bis 12 Wochen winkel auftreten, bei denen das in den Kristall geleitete Licht nicht im Inneren totalreflektiert wird. Dazu gehört der

Strahl mit hz = 0°, woraus die Bedingung

folgt. Für λ = 610 nm (orangerot) und die zugehörige Brechzahl von Eis gegen Luft in 5,5 km Höhe und bei -20°C (n = 1,3089) ergibt sich eine Grenz-Sonnenhöhe von 57,6°. Für dieselben Daten wird in der unteren Kurve in der Abbildung 2 dargestellt, wie die Höhe des ZHB mit steigen- der Sonnenhöhe bis auf eine maximale Höhe von 32,4° (= 90°-57,6°) ansteigt. Bemerkenswert ist weiterhin, wie in der mittleren Kurve in der Abbildung 2 gezeigt, dass der ZHB keinen konstanten Abstand von der Sonne einnimmt, hier gemessen im Sonnenmeridian (senkrecht unterhalb der Sonne). Die Minimalab- lenkung beträgt für die obige Brechzahl

und Wellenlänge δMin = 45,5°. Wie bei Prismen üblich, folgt sie aus der Sym- metrieforderung α = β, dazu gehört die Sonnenhöhe

Für seitwärts vom Sonnenmeridian 2 Zur Lage und Ausdehnung des ZHB; die Schattierung beim Azimut soll andeuten, schwebende, zum Beobachter hin ver- dass die Grenzkurve aus Intensitätsgründen nicht erreicht wird

VdS-Journal Nr. 53 Atmosphärische Erscheinungen 71

3 a Links: Zirkumhorizontalbogen unter 22°-Haloring in Green Bay, Wisconsin (2008), Foto: Peg Zenko 3 b Mitte: Zirkumhorizontalbogen und (nach links oben abgehend ein Stück des Infralateralbogens) in Bad Schönborn am 26.06.2014, 13:15 Uhr MESZ (Sonnenhöhe 64°); die farbigen Bereiche erstrecken sich im Azimut über etwa 50°. Foto: Elmar Schmidt 3 c Unten: Zirkumhorizontalbogen am Wildalpjoch, Oberbayern, am 28.06.2012, 12:43 Uhr MESZ (Sonnenhöhe 64,8°), Foto: Claudia Hinz

zentriert zur Sommersonnenwende ent- ZHBs/Jahr (Rekordjahr 2004: 18 Stück). 22°-Haloring auf, zum einen durch die stehen, und auch dann nur im Bereich Das sind in der Relation zu allen Halo- „geradlinige“ Erstreckung parallel zum max. ±1,5 Stunden um den wahren Mit- Sichtungen nur 0,15 % [4]. Von daher Horizont und dann durch ein deutlich tag, z. B. gegen 13:05 Uhr MESZ in Dres- kann man sich bei der Frage, ob der ZHB gesättigteres Farbspektrum, das mit der den oder 13:35 Uhr MESZ in Köln. Die in Deutschland selten ist oder nicht, im Orientierung der erzeugenden Kristalle theoretische jährliche Sichtbarkeitsdauer Grunde beide Standpunkte zu eigen ma- und mit dem größeren Prismenwinkel von 150-300 Std. macht somit aber im- chen. zu tun hat, welcher bekanntlich bei den merhin 3-7 % der Tageslichtstunden ei- Halos der 22°-Familie nur 60° beträgt. nes Jahres aus [3]. Die Abbildung 3a zeigt einen ZHB, der in Für die Sonnenhöhe der Minimumsab- der geografischen Breite (44,5°) nahe der lenkung (ca. 68°) beträgt die Winkeldis- Die regelmäßigen Halobeobachter im Sonnenhöhe der Minimalablenkung auf- persion beim ZHB zwischen Blau und Rot Arbeitskreis Meteore e. V. berichteten in genommen wurde. Er fällt durch zweier- etwa 1,7°. Sie nimmt für kleinere Son- den Jahren 1990-2009 im Durchschnitt 8 lei gegenüber dem oberhalb stehenden nenhöhen stark zu, bei 60° Sonnenhöhe

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etwa auf über 4°, und auch wenn dabei Tabelle 1: Foto-Datenbasis der statistischen Untersuchung i. A. die Flächenhelligkeit des ZHB ab- nimmt und die Farben durch die größere Quelle Anzahl von Experten Zeitraum Häufigkeit (geschätzt) Anz./Jahr „Luftperspektive“ des (gemäß Diagramm in der Abbildung 2) dann niedriger ste- Les Cowley 65 70 % 2006-09 16 henden Halos pastellfarbig entsättigt www.atoptics.co.uk werden, können unter günstigen Um- AKM-Archiv 15 90 % 2001-09 1,5 ständen sehr breite Wolkenbereiche bunt www.epod.com 16 40 % 2002-08 2,3 erleuchtet sein. Die Abbildung 3b zeigt www.flickr.com 121 30 % 2002-10 15 als eine von vielen Sichtungen im Som- andere & privat 27 80 % 2001-10 3 mer 2014 eine solche Erscheinung [5]. Summe 244 Gelegenheitsbeobachter seien darauf hin- Gew. Mittel ca. 50 % 24 gewiesen, dass selbst der Eindruck dieser nicht kontrasterhöhten Bilder meist nur durch eine starke Sonnenbrille erhältlich findung „fire rainbow“ im Internet ver- Für eine statistische Untersuchung wur- ist; denn die Leuchtdichte eines mit Cir- selbständigt hat [6, 7]. de in diversen Quellen, welche die Jahre ren bewölkten Himmels in Richtung der 2001-2010 überspannten, ausschließlich Sonne liegt häufig schon im Bereich der Ein fast hundert Jahre altes Standard- nach Fotos von ZHBs recherchiert; Ein- Blendgrenze (10.000 cd/m2) oder darüber. werk bezeichnete die ZHBs noch als Be- zelheiten zur Datenbasis werden in der rührungsbögen zum 46°-Halo bzw. „un- Tabelle 1 gezeigt. Wichtiges Kriterium Bild 3c zeigt einen ZHB bei vergleich- tere zirkumzenithale Bögen“ und wegen bei allen Sichtungen war, dass der Be- barer Sonnenhöhe, aber in klarer Hoch- nur einer einzigen quantitativ auswert- obachtungsort und möglichst auch die gebirgsluft und recht dünn bewölktem baren Sichtung (am Mond zumal) als Zeit bekannt sein mussten, um die Son- Himmel. Unter ähnlich günstigen Um- „äußerst seltene Erscheinung“ [8]. Heute nenhöhe berechnen zu können. Für die ständen fallen leuchtend farbige ZHBs, gibt es umfangreiche Bildersammlungen Minderheit der Fotos ohne Zeitangaben weil sie nicht so hoch am Himmel ste- [9], und die Suche nach „circumhorizon wurde unterstellt, dass die Sonne in Kul- hen wie andere Halos, auch Laienbeob- arc“ usw. bringt Hunderte spektakulä- minationshöhe stand. achtern auf, was dann in den Medien für re Bilder zutage. Leider geschieht das Widerhall sorgen kann. Bekannt wurden oft mit Zuschreibungen als Ufos oder Die Abbildung 4 enthält ein Histogramm, die in großen Teilen der US-Bundesstaa- HAARP/Chemtrails, an denen nur richtig in welchem 239 ZHBs aus diesen Fotos ten Washington und Idaho gesehenen ist, dass ZHBs gelegentlich in Fallstreifen nach Sonnenhöhe klassiert wurden. Zwei Erscheinungen vom 3. Juni 2006, von und häufig an den Eiskristallen verweh- Drittel der Sichtungen wurden demnach denen sich leider die journalistische Er- ter Kondensstreifen entstehen [10]. bei Sonnenhöhen zwischen 60° und 70° vorgenommen. Es lässt sich zeigen, dass dies auch der Bereich der größten Inten- sität ist. Weitere Ergebnisse dieser Studie werden nur kurz referiert [11]: – Die logarithmische Höhenverteilung (über dem Meeresspiegel) der Beob- achtungsorte weicht nicht signifikant von der Verteilung der entsprechenden Besiedlungsdichte ab (sog. hypso- demografisches Profil, Cohen & Small 1998). – ZHB-Sichtungen von der Südhalb- kugel sind gemessen an der Bevöl- kerungszahl in dieser Stichprobe fünffach häufiger, wobei es sich aber womöglich um einen Bias handelt, der mit der Minderzahl der Daten aus Asien und Afrika zu tun hat; denn so gut wie alle Nordhalbkugelsichtungen stammen aus Europa und den USA. 4 – 10 % aller Fotos stammen hingegen Häufigkeitsverteilung über Sonnenhöhe von 239 fotografisch dokumentierten ZHBs; aus den relativ dünn besiedelten US- für die dunkel gefärbten Balkenteile sind die Sonnenhöhen bekannt, den Einträgen Bundesstaaten Washington, Oregon und der helleren Balkenteile wurde mangels Zeitangaben die jeweilige örtliche Tages- Idaho, für diese Häufung könnte orogra- maximalhöhe der Sonne zugewiesen (einige könnten zu den nächstniedrigeren fische Wolkenbildung eine Rolle spielen. Klassen „wandern“, was das Bild aber nur leicht ändern würde). – In der globalen ZHB-Orteverteilung ist

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Mehr zur Geometrie des ZHB

erstaunlicherweise eher eine Anti-Kor- relation zum mittl. Cirrenbedeckungs- Zusätzlich zu den Plättchenkristallen können auch doppelt orientierte, d. h., grad (Sassen, Wang & Liu; 2008) fest- Säulenkristalle mit waagrecht fixierter Seitenfläche zum ZHB (und ZZB) bei- zustellen; dies stimmt qualitativ mit tragen, welche jedoch i. A. seltener sind. der Erkenntnis erfahrener Beobachter überein, wonach Cirren nicht zwangs- Einfach orientierte, also waagrecht schwebende, ansonsten um die Längs- läufig gute Halokristalle enthalten. achse frei rotierende Säulenkristalle erzeugen den Infralateralbogen (ILB), welcher für ZHB-Sonnenhöhen annähernd ringförmig ist, unterhalb der In einem Folgeartikel werden Intensitäts- Sonne mit dem ZHB zusammenfällt und dort von diesem ununterscheid- und Sichtbarkeitsabschätzungen vorge- bar ist. stellt und der Einfluss von Kristallnei- gung (tilt) auf ZHBs untersucht. Ein ZHB kann natürlich auch durch Mondlicht entstehen. Hier sind in den gemäßigten geografischen Breiten vor allem Zeiträume von Interes- Die Autoren danken Les Cowley für die se, in denen die Mondbahn nach Norden (und Süden) über die Ekliptik Zusammen- und Zurverfügungstellung hinausgreift. Hierdurch kommt es hierzulande zu Mondhöhen bis fast 70o, an ihn ergangener, datierter ZHB-Ein- bei denen der Mond aber nur in den Wintermonaten hell genug ist. Das sendungen. ist gemäß dem 19-jährigen Saros-Zyklus erst ab etwa 2020 wieder der Fall.

Quellenangaben: Wenn der Strahlengang umgekehrt wie beim ZHB verläuft, also das Licht [1] www.meteoros.de/themen/halos/ in die obere Deckfläche der Plättchenkristalle ein- und an einer Sei- haloarten/ee23/ tenfläche austritt, entsteht ein höher als die Sonne stehender Halo, der [2] W. Tape, J. Moilanen: Atmospheric Zirkumzenitalbogen (ZZB). Für ihn muss die Sonne niedriger stehen als Halos and the Search for Angle x, 32,4o. Der ZZB kann ebenso farbenprächtig werden wie ein ZHB, aber nie Washington 2006 gleichzeitig mit jenem am Himmel stehen, verhält sich über Sonnenhöhe [3] www.atoptics.co.uk/halo/chafreq.htm quasi komplementär. [4] persönliche Mitteilung W. Hinz, Brannenburg (2010) [5] C. u. W. Hinz, Meteoros 17, 178 [8] J. M. Pernter, F. M. Exner: Meteoro [11] E. Schmidt, A. Haussmann, C. (Heft 9) 2014 logische Optik, Wien-Leipzig 1922 Hinz, P. Zenko: 10th Intl. Meeting [6] http://news.nationalgeographic. [9] www.meteoros.de/bildergalerie/cat/26 on Light and Color in Nature, St. com/news/2006/06/060619- [10] www.abc.net.au/news/2014-11-03/ Mary’s City, Maryland, USA, June rainbow-fire.html photographers-catch-rare- 18, 2010 [7] https://www.flickr.com/search/ fallstreak-cloud-formations-in- ?q=spokane%20circumhorizon victoria/ 5863482

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IMPRESSUM gruppen-Redakteure und VdS-Mitglieder beitrag von 35,- E (Europa) und 40,- E (außereurop. Länder), bzw. ermäßigt Mitarbeit: Eva Garbe, Elke Lawrenz 25,- E pro Jahr enthalten Beiträge werden erbeten an: VdS-Geschäftsstelle, Postfach 1169, D-64629 Heppenheim und an die Redakteure der VdS-Fachgruppen (siehe Redaktionsliste).

VdS-Journal Nr. 53 74 Computerastronomie

Anzeige von Sternsystemen mit extrasolaren Planeten in GUIDE – das Werkzeug Exoplanet-O-Mat von Christian Sturm

Vor ein paar Monaten begann ich, Ster- Schmidt-Cassegrain-Teleskop mit 20 cm Der Wunsch von mir war, aktuelle Ka- ne zu beobachten, bei denen extrasolare Öffnung. Das Aufsuchen der zu beob- talogdaten zur Verfügung zu haben. Planeten entdeckt wurden. Nahezu alle achtenden Objekte steuere ich über das Die Suche nach einem aktuellen Kata- derzeit bekannten Sternsysteme mit ex- Programm GUIDE [1]. In GUIDE fand ich log führte mich auf die Seite des Open trasolaren Planeten sind vom Amateur einen Objektkatalog mit Sternsystemen, Exoplanet Catalogue (OEC) [2], der von mittels CCD-Ausrüstung beobachtbar. der extrasolare Planeten enthielt. Dieser Hanno Rein ins Leben gerufen wurde. Solche – auch Exoplaneten genannten war allerdings veraltet und wird meines Dieser führt alle in der Wissenschaft be- Planeten – werden von Wissenschaftlern Wissens auch nicht mehr aktualisiert. In handelten extrasolaren Planeten auf. Es mit unterschiedlichen Methoden nachge- den Bereich der Entdeckung von extra- sind darin nicht nur bestätigte Planeten, wiesen. Die Existenz eines extrasolaren solaren Planeten ist in den letzten Jah- sondern auch noch nicht bestätigte und Planeten gilt als sicher nachgewiesen, ren viel Bewegung gekommen. Nicht auch verworfene Entdeckungen aufge- wenn dieser durch mindestens zwei un- zuletzt auch durch Missionen wie das führt. terschiedliche Methoden mit ausreichen- Weltraumteleskop Kepler, welches einige der Messsignifikanz unabhängig bestä- Hundert extrasolare Planeten in einem Bei OEC ist jeder Interessierte eingeladen, tigt wird. Bis heute (Stand Februar 2015) kleinen Bereich des Himmels gefunden am Katalog mitzuwirken. Sobald neue konnten nur 39 der 1.864 bekannten hat. Beim inzwischen in der Beobach- Erkenntnisse durch Astronomen veröf- extrasolaren Planeten direkt abgebildet tungsphase befindlichen Weltraumtele fentlicht werden, kann jeder Interessier- werden. skop Gaia wird gar mit einigen Tausend te diese in den Katalog einbringen. Der Neuentdeckungen von extrasolaren Pla- Zugriff und die Verwaltung der Daten Als Beobachter nutze ich eine CCD-Ka- neten gerechnet. erfolgt mittels GitHub [3]. mera und ein parallaktisch montiertes

1 Benutzungsoberfläche des Exoplanet-O-Mat

VdS-Journal Nr. 53 Computerastronomie 75

Durch die Beteiligung mehrerer Mit- wirkender ist OEC sehr aktuell. Die Ka- talogdaten werden in zwei Formen be- reitgestellt. Zum einen als tabellarische Auflistung im CSV-Format, zum anderen in strukturierter Weise in Form von XML-Dateien, wobei eine Datei immer genau ein System beschreibt. Dabei kann es sich um ein Einfach- oder Mehrfach sternsystem handeln.

Als Beobachter habe ich nicht die Mög- lichkeit, einzelne extrasolare Planeten zu beobachten; mich interessieren die Posi- tion am Himmel und die Helligkeit des Sterns. Hier kam die Idee auf, ein Werk- zeug zur schnellen Bereitstellung der aktuell beziehbaren Daten als Anwender- datensatz in GUIDE zu entwickeln und damit von den fleißigen Erstellern von Anwenderdatensätzen unabhängig zu sein. 2 Ansicht des Himmels in GUIDE mit einigen eingezeichneten Systemen mit Exoplanet-O-Mat extrasolaren Planeten Der von mir entwickelte Exoplanet-O- Mat [4] liest die von OEC bereitgestell- ten Daten über das Internet ein, bereitet die Daten für die Belange eines Ama- teurbeobachters auf und erstellt daraus können gespeichert werden und stehen Quellenangaben (Stand Sept. 2014): Anwenderdateien für GUIDE. Nach Start bei erneutem Programmstart wieder zur [1] GUIDE: www.projectpluto.com des Programms sind lediglich drei Klicks Verfügung. Die Auswahl der Systeme [2] Open Exoplanet Catalogue: auszuführen, bis die Daten in GUIDE zur kann auch danach erfolgen, ob das Sys- www.openexoplanetcatalogue.com Verfügung gestellt sind. Exoplanet-O- tem bereits beobachtet wurde. [3] GitHub: https://github.com/ Mat und GUIDE müssen sich auf demsel- openexoplanetcatalogue ben Rechner befinden. Exoplanet-O-Mat erzeugt Anwenderda- [4] Exoplanet-O-Mat: www.lx200.de/wz teien mit der Ausprägung „8“ im GUIDE- Mit durchdachten Filtern kann die Aus- Programmverzeichnis. Nach Aktivierung wahl der Systeme beeinflusst werden. So von „Planetensysteme OEC“ unter „Ex kann zum Beispiel angegeben werden, tras“, „Anwender Datensätze“ erscheinen bis zu welcher südlichsten Deklination die Systeme in der Ansicht am „GUIDE- Objekte beobachtet werden können. Alle Himmel“ (Abb. 2). südlicher befindlichen Objekte werden dann nicht an die GUIDE-Anwenderdatei Es kann die Anzahl der bestätigten ex übergeben. Ist durch die Instrumentie- trasolaren Planeten hinter der Objektbe- rung ein maximaler Deklinationswert zeichnung in eckigen Klammern ange- gegeben, kann auch dieser angegeben zeigt werden. Auch noch nicht bestätigte werden. Weitere Beispiele sind die Filte- Entdeckungen (in der Wissenschaft kon- rung nach Rektaszension, Sternbild, Ob- trovers diskutiert) werden angegeben. jekthelligkeit und Sternsystemart. Bereits beobachtete Systeme können mit einem Sternchen (*) markiert werden, um In der Liste (vgl. Abb. 1) werden vor al- etwa gezielt noch nicht beobachtete Sys- lem die vom OEC-Katalog bereitgestell- teme aufzusuchen. ten Informationen angezeigt. Die Ein- träge in der Spalte „Sternbild“ werden Exoplanet-O-Mat wurde unter Windows durch Exoplanet-O-Mat ermittelt. 7 und 8 getestet und erfordert ein Win- dows .NET Framework in der Version Der Beobachter kann zu jedem System 4.5. Weitere Beschreibungen sind in der ein Datum der Beobachtung und drei Anleitung zum Programm nachzulesen. Bemerkungen hinterlegen. Die Einträge Diese ist bei [4] zu finden.

VdS-Journal Nr. 53 76 Computerastronomie

++++++++++ Computer-Ecke ++++++++++

kann. Dies scheint nur auf den ersten Kimmtiefe Blick paradox. Bücherkiste Die Sichtweite wird umso größer, je hö- Wenn man wie in diesem Beispiel ent- her man auf einen Berg steigt – so weit, scheiden will, ob zwischen zwei höher so trivial. Ein weiteres Phänomen ist, gelegenen Punkten Sichtverbindung be- Solar System Dynamics dass damit auch der Horizont sich ab- steht, dann muss man die rechnerischen von C. Murray und St. Dermott senkt. Das Maß für die höhenabhängige Sichtweiten addieren (Abb. 1). Für die ist ein Fachbuch, welches sich Horizontabsenkung ist die Kimmtiefe. Sichtweiten vom Oberland ergibt sich den vielfältigen ausgefallenen Sie wird in Grad (°) gemessen. mit obiger Formel 28 km, während man und teilweise bemerkenswerten für das Festland 16 km bekommt. Zu- Phänomenen der Gravitation in Die Kimmtiefe lässt sich relativ einfach sammengenommen reichen diese 44 km unserem Sonnensystem widmet. in Formeln fassen – mehr als Trigonome- nicht für eine direkte Sichtverbindung. Es wendet sich an jene Leser, trie und Pythagoras ist nicht enthalten. die bereits himmelsmechanische Für die Kimmtiefe α gilt: Bei der Überfahrt liegt jedoch eine anderen Grundkenntnisse besitzen und et- Geometrie vor: Man befindet sich an Bord was tiefer in die wunderbare Welt α = arccos ( R/( R + h ) ), in etwa 5 m Höhe, d. h., man bekommt der Schwerkraft einsteigen möch- wobei R der Erdradius und h die Höhe an Bord eine Sichtweite von immerhin ten. Als Themen werden z. B. das über dem Meeresspiegel ist; beides ist in 8 km, die man in beide Richtungen an- 2- und 3-Körperproblem, Gezei- gleichen Einheiten zu messen. Auch für wenden darf (s. Abb. 2). Damit bekommt tenkräfte, Rotation-Bahn-Kopp- die Sichtweite W von Berggipfeln gibt es man insgesamt 60 km, was ausreicht, um lung, Störungsrechnung, Reso- einen einfachen Ausdruck: während der Überfahrt beide Ziele am nanzen, Langzeitentwicklungen Horizont ausmachen zu können. und Planetenringe behandelt. W = ( R + h )² - R² Es bietet zwar viel Formelwerk, Ein paar Zahlenbeispiele für Kimmtiefe Schöner Nebeneffekt bei den Betrachtun- kann aber auch als Textbuch ge- und Sichtweite: gen zur Kimmtiefe ist, dass man sich die lesen werden. Im Netz sind Lese- Brocken (1.141 m) 1,08° 120 km Erdkrümmung mit sehr einfachen Mit- proben verfügbar. Teneriffa (2.500 m) 1,60° 179 km teln vor Augen führen kann. Reiseflughöhe (11.000 m) 3,36° 375 km

Schon bei den deutschen Mittelgebir- gen kommt man folglich auf eine Hori zontabsenkung vom Zweifachen des Vollmonddurchmessers.

Auf Teneriffa ist es im Frühjahr möglich, drei der fünf Sterne des „Kreuz des Sü- dens“ knapp über dem Horizont zu sehen. 1 Grenzfall einer Sichtverbindung zwischen zwei Objekten, die gegenüber ihrem Umfeld Das gleiche gilt übrigens für Achernar erhöht sind. Um zu entscheiden, ob zwischen ihnen eine Sichtverbindung vorliegt, und η Car. Dies wird durch die Kimm- können die höhenabhängigen Sichtweiten der einzelnen Objekte zu ihrem jeweiligen tiefe ebenso entscheidend begünstigt wie Horizont addiert werden. durch die atmosphärische Refraktion.

Auf Helgoland ist es selbst bei ausge- zeichneter Fernsicht nicht möglich, vom Oberland (62 m Höhe über dem Meeres- spiegel) aus das 47 km entfernte Festland zu sehen (wir nehmen eine Baumwipfel- höhe von 20 m über dem Meeresspiegel an und nehmen zudem Leuchttürme von unserer Betrachtung aus). Dennoch gibt es auf der Überfahrt eine Stelle, von der 2 aus man nicht nur das Festland, son- Geometrie der Sichtverbindung zu zwei Objekten von einer erhöhten Position dern auch das helgoländische Oberland zwischen ihnen. Obwohl zwischen den beiden Objekten selbst keine Sichtverbindung gleichzeitig klar und deutlich erblicken besteht, können beide von der Zwischenposition aus gesehen werden.

VdS-Journal Nr. 53 Computerastronomie 77

„Jeder kann programmieren“

ist eine Initiative des Fraunhofer-Ver- somit sich selbst in die Lage versetzen hen extrem viele Anleitungen und teils bundes IUK-Technologie sowie einigen sollten, eben diese digitale Welt mitzu- kostenlose Tools sowie reife und komfor- Partnern mit dem Ziel, eine Plattform mit gestalten. Ein weiteres Anliegen ist, das table Entwicklungsumgebungen zur Ver- Informationen, Workshopmaterialien und Bild über IT-Experten von „verschrobe- fügung. Es gibt eigentlich alles, was man Tutorials zu schaffen, um Menschen, ins- nen Nerds“ zu korrigieren. Vorbild dieser braucht; und kleine Helferlein für Aus- besondere Jugendliche, für das Program- Aktion ist die amerikanische Initiative bildung, Beruf, Steuer, Finanzen, Verein mieren zu begeistern und Berührungs- code.org, welche eine ähnliche Zielset- oder Hobby wie dem unsrigen sind damit ängste abzubauen. Das Leitmotiv dieser zung verfolgt. in der Tat schnell umzusetzen. Initiative ist, dass Menschen sich in der digitalen Welt nicht nur als Konsumen- Die Hürden für den Einstieg in die Pro- ten verstehen sollten, sondern vielmehr grammierung waren in der Tat noch nie entsprechende Kenntnisse erwerben und so niedrig wie gegenwärtig: Im Netz ste- http://jeder-kann-programmieren.de/

Software

Autostakkert bei der Programmautor um einen freiwil- oder eine Quelltextdatei für ein Pro- ligen Obolus für seine Bemühungen bei gramm. Für Sternfreunde, die mit einer Webcam der Entwicklung dieses Tools bittet. Von arbeiten und die von ihr gelieferten Ein- Hartwig Lüthen gibt es zudem im Netz Wenn nun die Arbeiten abgeschlossen zelbilder zu Summenbildern „stacken“, eine ausführliche Videoanleitung zu Au- sind, stellt sich oft folgende Frage: Wie könnte sich ein Blick auf die Software tostakkert und der Handhabung der Mul- bekommt man die Änderungen aller Be- Autostakkert lohnen. Eine der Stärken tipoint-Ausrichtung. teiligten möglichst elegant in eine Datei dieses Programms ist die Multipoint- zusammenkopiert, ohne dass sich die Ausrichtung: Anstatt die Einzelbilder Dateien mergen und Änderungen aus verschiedenen Quellen unter Verwendung eines Bildpunkts aus- gegenseitig überschreiben bzw. ohne zurichten, können mehrere Bildpunk- vergleichen mit „Beyond dass Änderungen vergessen werden? te für das Ausrichten definiert werden. Compare“ Dies in Handarbeit mit Copy und Paste Damit nutzt diese Methode aus, dass Der Begriff „Mergen“ bezeichnet das lösen zu wollen, kann sehr unübersicht- die Luftunruhe nicht gleichmäßig aus- Verschmelzen zweier Textdateien, die lich und fehleranfällig werden. fällt, sondern über das gesamte Bildfeld nur geringfügige Unterschiede aufwei- variieren kann. Autostakkert wurde vom sen. Ein typischer Anwendungsfall für Abhilfe schaffen hier spezielle Werk- Niederländer Emil Kraaikamp geschrieben das Mergen ist das Arbeiten zweier oder zeuge; auch Merge-Tools genannt. Die und kann unter www.autostakkert.com/ mehrerer Personen an ein und derselben Software Beyond Compare leistet gute kostenfrei heruntergeladen werden, wo- Textdatei; z. B. ein Skript, eine Tabelle Dienste beim Analysieren der Unter-

1 Screenshot von Beyond Compare. Das Tool erkennt Unterschiede in Textdateien sowohl auf Zeilen- als auch auf Zeichenbasis und ermöglicht das komfortable Zusammenbauen von Dateien, die alle gewünschten Textbestandteile enthält.

VdS-Journal Nr. 53 78 Computerastronomie

schiede zwischen zwei Textdateien und dem etwaigen Verschmelzen. Fehlende R – eine Programmiersprache mit umfang- bzw. überschüssige Zeilen werden von reichen Statistikmöglichkeiten dieser Software ebenso erkannt wie einzelne textuelle Abweichungen innerhalb einer Zeile, wie in der Abbildung 1 ange- von Frank Theede deutet. Das Mergen, also das eigentliche Der Computer wird seit seiner Erfindung eingesetzt, um große Mengen von Verschmelzen der Dateien, kann dann Daten statistisch auszuwerten und darzustellen. Diese Aufgaben begegnen auch mittels Mausklick auf eine Schaltfläche, dem (Amateur-)Astronomen bei diversen Fragestellungen, z. B. bei der Erstel- die an jeder Abweichung platziert wird, lung von Statistiken zu Kleinplanetenverteilungen und Auswertungen von vorgenommen werden. Auf diese Wei- Lichtkurven. se behält der Bearbeiter stets die volle Kontrolle über sämtliche Änderungen Als Standardsoftware für derartige Aufgaben hat sich das Statistik-Paket „R“ und kann auch jederzeit Merge-Kon- etabliert. Es handelt sich dabei um eine Programmiersprache, mit der man flikte (z. B. Änderungen aus verschie- statistische Auswertungen und Grafiken, z. B. zur Zeitreihenanalyse, erstellen denen Quellen an der gleichen Position) kann. erkennen und klären. R ist für die Betriebssysteme Unix (diverse Derivate), Windows und MacOS Das Mergen kann zudem auf komplette unter der „GNU General Public License“ sowohl als fertig compiliertes Pro- Verzeichnisse ausgedehnt werden; auch gramm als auch im Source-Code frei verfügbar. Die Software ist weitverbreitet das Synchronisieren von Verzeichnissen und wird aktiv gepflegt, es gibt z. B. ein „R Journal“ auf der Projekt-Home- ist möglich, z. B. für Backup-Zwecke. page www.r-project.org/. Die Dokumentation (englisch) ist professionell und ausführlich (mehrere Tausend Seiten). Daneben sind diverse Bücher (auch auf Beyond Compare ist Shareware mit einer Deutsch) erhältlich; diese reichen von „R for Dummies“ über das „R Cookbook“ 30-tägigen Evaluierungsphase; der Kauf- bis zu „Using R for Numerical Analysis in Science and Engineering“. preis beträgt 30 US-Dollar. Für Leute, die zumindest hin und wieder vor diese Auf- Neben der Bedienung von R über die Kommandozeile stehen mehrere grafische gabe gestellt sind, ist es eine sinnvolle Benutzeroberflächen zur Verfügung, hier sei besonders das Plugin „StatET“ für Überlegung: www.beyondcompare.de/ die weit verbreitete IDE „Eclipse“ erwähnt.

Für die reine Merge-Funktionalität wäre Ein wichtiger Vorteil von R ist die große Nutzerbasis und die daher gut geteste- WinMerge eine Alternative, welches we- ten Implementierungen der Algorithmen. Somit kann R zur Verifizierung eige- niger komfortabel, jedoch dafür kosten- ner spezialisierter Software dienen – und der oder die C- und FORTRAN-Kun- los ist: http://winmerge.org/?lang=de dige kann sich eine funktionierende Umsetzung im Source-Code anschauen.

Im Netz

ISS-Transits abpassen mit CalSKY Durchmessers eines Asteroiden anhand seiner absoluten Hel- Vorübergänge der Internationalen Raumstation (ISS) vor der ligkeit und seiner Albedo. Die Absolute Helligkeit ergibt sich Sonnen- oder Mondscheibe erfreuen sich als reizvolle Foto- aus der gemessenen Helligkeit, normiert auf die Entfernung des motive wachsender Beliebtheit. Solche Ereignisse berechnen Asteroiden von 1 AU zur Erde und 1 AU zur Sonne. Link: www. zu lassen ist mit den einschlägigen Webseiten relativ einfach. physics.sfasu.edu/astro/asteroids/sizemagnitude.html CalSKY beispielsweise bietet unter www.calsky.com/cs.cgi einen Online-Rechner für solche Ereignisse an (auf der Seite ein- Hotel Mauna Kea fach dem Link „Transite der ISS vor Sonne und Mond“ folgen). „Hotel Mauna Kea“ ist ein Stück, welches eine Gruppe junger Dort können der Wohnort bzw. die geografischen Koordinaten Astronomen auf der Grundlage des Songs „Hotel California“ des Beobachters, die Zeitspanne und die Art des Ereignisses von den Eagles aufgenommen hat. Sie haben darin die Facetten (Transits, Überflüge und Begegnungen mit Gestirnen) vorgege- (und manchmal auch Widrigkeiten) des astronomischen Alltags ben werden. Eine besondere Option ist die Angabe eines Radius auf einer der höchstgelegenen Sternwarten der Welt themati- in km um den Beobachtungsort, den man für solche Transits siert. Der Song ist schon ein paar Jahre alt, aber richtig gut zu reisen bereit wäre. Eine alternative Website ist ISS Transit gemacht: www.sciencefriday.com/video/12/04/2007/your- Prediction unter: http://pictures.ed-morana.com/ISSTransits/ video-hotel-mauna-kea.html predictions/.

Online-Rechner für Durchmesser von Asteroiden Auf den Seiten von Dan Bruton (Stephen F. Austin State Uni- versity, Texas) findet sich ein Formular zur Berechnung des Alle Webseiten-URLs haben den Stand Oktober 2014.

VdS-Journal Nr. 53 Deep Sky 79

HTT 2014 – ein kleiner visueller Rückblick von Robert Zebahl

Das 15. Herzberger Teleskoptreffen (HTT), rem Zentrum gesehen werden. Das vierte welches Ende September 2014 im süd- Mitglied (PGC 65612, Blauhelligkeit 15,0 brandenburgischen Flachland stattfand, mag) blieb uns verborgen, da wir schon war wieder einmal ein Höhepunkt des mit Tau auf dem Fangspiegel zu Jahres. Viele alte und neue Bekannte, kämpfen hatten. Nun war ich Gespräche und Anekdoten konnten uns gespannt, was davon selbst bei dem meist trüben Wetter nicht mit 8 Zoll Öff- die Laune verderben. Die letzte Nacht war nung zu dann endlich durchgehend klar und die meisten nutzten diese für ausgiebige Be- obachtungen und Fotografie, auch wenn es sehr feucht zuging. Ich selbst war mit meinem 8-Zoll-f/6-Dobson vor Ort und konnte so einige Objekte auch mit grö- ßerer Öffnung beobachten. Der Himmel war insgesamt leicht aufgehellt, die vi- sehen war. sulle Grenzgröße lag bei mindestens 6,0 Leider steht mag (Bortle 4, SQM-L im Zenit ca. 21,1 diese Gala- mag/arcsec²). Messier 33 konnte ich frei- xiengruppe in 1 sichtig indirekt gerade noch erkennen. unseren Breiten Nachfolgend möchte ich zwei Objekte mit einer Kulmi- GM1-29 (vgl. S. 80), kurz beschreiben, welche mir besonders nationshöhe von gesehen am 18-Zoll-Dobson in Erinnerung geblieben sind. ca. 32° nicht sehr bei 205x (Mathias Sawo) hoch, so dass gute Ho- Hickson 88 rizontsicht erforderlich Am Anfang der Nacht war die recht ist. In dieser Himmelsregion konnte ich 171x und konnte nach einer kleinen Wei- tief stehende Galaxiengruppe Hickson einen SQM-L-Wert von ca. 20,6 mag/ le NGC 6978 indirekt sicher als ovalen, 88 (HCG 88) im Sternbild Aquarius das arcsec² messen. Schon vor zwei Jahren, nahezu gleichmäßigen Nebel ausmachen. Ziel. Hickson Compact Group (HCG) be- ebenfalls auf dem HTT unter besseren Die nahestehende NGC 6977 war etwas zeichnet dabei einen Katalog von heute Bedingungen (Bortle 3), versuchte ich schwächer und wirkte rund. Die beiden insgesamt 100 Galaxiengruppen, wel- mich vergeblich an dieser Galaxiengrup- anderen Mitglieder blieben mir verbor- cher von Paul Hickson erstmals im Jahr pe. Doch die zahlreichen Beobachtungen gen. Ein schöner Auftakt für eine lange 1982 veröffentlicht wurde. Die Gruppe lichtschwacher Objekte sollten sich nun Nacht unter klarem Himmel. Hickson 88 umfasst insgesamt 4 Galaxi- bezahlt machen: Ich beobachtete bei en, wobei die beiden hellsten Mitglieder (NGC 6977 und NGC 6978) eine visuelle Anzeige Gesamthelligkeit von ca. 13,3 mag aufweisen. Zuerst durfte ich die Gruppe in Kai Kretzschmars neuem 33-Zoll-Dobson bestaunen, wobei wir recht einfach 3 Ga- laxien sehen konnten, welche in einer Reihe mit fast gleichen Abständen zueinander lagen. NGC 6978 zeigte sich bei 194x als deutlich elongierter Nebel mit hellerem Kernbereich, wobei der Rand sehr diffus in den Hintergrund überging. NGC 6977 wirkte dagegen rundlich bis leicht oval mit einem leicht helleren Zen- trum. Beide Galaxien waren direkt ohne Probleme sichtbar. Das dritte Mitglied dieser Gruppe ist NGC 6975 mit einer visuellen Gesamthelligkeit von ca. 14,0 mag und konnte nur indirekt als rund- licher, schwacher Nebel mit etwas helle-

VdS-Journal Nr. 53 80 Deep Sky

GM1-29 nicht gesehen. Angeregt durch einen Be- eine stellare Aufhellung an der Südspitze Ein weiteres, höchst interessantes Objekt richt im Jahr 2013, wo dieser Nebel mit erkennen. War das vielleicht PV Cephei, ist GM1-29 (HH 215, Gyulbudaghians 12 Zoll Öffnung erfolgreich beobach- durch welchen der Nebel angeregt wird? Nebel) im Sternbild Kepheus, welcher tet wurde, habe ich mich das erste Mal Mathias fertigte daraufhin eine Zeich- sich ca. 1,5° entfernt vom bekannten mit Erfolg an diesem Nebel mit 8 Zoll nung an (Abb. 1). Im Anschluss beob- Irisnebel befindet. GM1-29 zählt zu den Öffnung versucht. Es war lediglich ein achteten wir den Nebel noch in meinem Herbig-Haro-Objekten, benannt nach kleiner, sehr schwacher Nebel erkenn- 8-Zoll-Dobson bei 171x, wo er indirekt den Astronomen George Herbig und bar. Zum HTT 2014 wollte ich ihn nun als recht kompakter, schwacher Nebel Guillermo Haro, welche sich um junge endlich mit größerer Öffnung sehen. Ma- ohne klare Form erkennbar war. Sterne (Young Stellar Objects) bilden. thias Sawo aus dem Raum Erfurt stand Sie entstehen durch ausgestoßenes Gas mir mit seinem 18-Zoll-f/4,5-Obsession- Neben diesen beiden Objekten wurden dieser Sterne, welches auf umliegende Dobson zur Seite und wir stellten das Ob- natürlich noch viele andere Objekte, vor- Staubwolken trifft. Visuell handelt es jekt ausgehend vom Irisnebel ein. Bei ca. nehmlich Galaxien, beobachtet. Es war sich im Allgemeinen um meist sehr klei- 205-facher Vergrößerung war der Nebel für mich und sicher auch andere wieder ne und schwache Objekte. Für die meis- indirekt ein auffälliges Objekt und zeig- einmal ein gelungenes Teleskoptreffen ten Herbig-Haro-Objekte dürften Nebel- te die charakteristische dreieckige Form mit familiärer Atmosphäre, bei dem man filter eher weniger gewinnbringend sein. ähnlich einem Kometen. Nach Süden sich auf eine Fortsetzung freuen darf. Das Besondere an GM1-29 ist seine Va- hin war GM1-29 gut definiert und heller riabilität, welche sich auch in seiner Hel- werdend, nach Norden fächerförmig und ligkeit widerspiegelt. So wurde er über diffus in den Hintergrund auslaufend. einige Jahre selbst in großen Teleskopen Indirekt konnten wir beide blickweise Planetarische Nebel in kosmischer Nachbarschaft von Frank Leiter und Christian Weis – Teil 2 – Es gibt von unseren Breiten aus 14 sichtbare interessante „kosmische Begegnungen“ von Planetarischen Nebeln (PN) mit anderen Deep-Sky-Objekten. Im ersten Teil dieses Artikels wurden die Auswahlkriterien definiert und die Liste veröffentlicht sowie der visuelle Anblick der Objektpaare 1 und 2 beschrieben. In diesem zweiten Teil werden nun die restlichen Objektpaare besprochen. Zum Einsatz kamen dabei ein 16-zölliger (F. L.) bzw. ein 18-zölliger Selbstbau-Dobson (C. W.). In den Abbildungen ist das Gesichtsfeld (GF) in Bogenminuten angegeben. In allen Abbildungen liegt Norden oben und Osten links.

Objekt 3: PK 107-2.1/NGC 7423

F. L.: Bei 225-facher Vergrößerung (ab jetzt kurz: 225x) fällt PK 107-2.1 durch ein sehr starkes Ansprechen auf den [O III]-Filter auf. Blinken des Objekts ist einfach und erlaubt sicheres Identifizieren. Im Rahmen der Luftruhe war der PN an diesem Tage stellar. Die Galaxie NGC 7423 wurde nicht gezielt gesucht und fiel nicht auf.

C. W.: Der PN ist gerade noch sichtbar und kann durch Fil- terblink identifiziert werden. Er verbleibt stellar. NGC 7423 ist groß, verfügt aber nur über eine geringe Flächenhelligkeit. Zwei Sterne in der Galaxie blitzen hervor, die Galaxie ist diffus und etwa 1:1,5 in N-S elongiert.

1 PK 107-2.1 und NGC 7423, 18-Zöller und 226x, GF ca. 16’

VdS-Journal Nr. 53 FÜR ALLE, DIE MEHR WISSEN WOLLEN.

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Objekt 4: PK 52-4.1/PK 51-3.1

F. L.: Bei 400x ist PK 52-4.1 ein sternförmiges Objekt, das sehr gut auf den [O III]-Filter anspricht und entsprechend mit Blinken leicht zu identifizieren ist. Der benachbarte PK 51-3.1 steht am rechten Winkel eines rechtwinkligen Dreiecks. Bei 145x lässt sich der PN bereits mit [O III]-Blink identifizieren. Er erscheint bei 400x leicht ausgedehnt, etwas größer als ein Sternscheibchen ver- gleichbarer Helligkeit. Bei 660x in einer Phase überdurchschnittlich ruhiger Luft bestätigte sich diese feine Ausdehnung, zudem ist der Anblick am besten mit einem sichtbaren Zentralstern zu vereinbaren.

C. W.: Zwei sehr schöne stellare PN in einem Gesichts- feld. Beide sind direkt ohne Filter einfach sichtbar und können per Filterblink als PN identifiziert werden. Sie zeigen eine gute Reaktion bei [O III]- und UHC-Filterung, bleiben aber stellar innerhalb des Seeings bis zu einer angewendeten 452-fachen Maximalvergrößerung. 2 PK 52-4.1 und PK 51-3.1, 18-Zöller und 94x, GF ca. 48’

VdS-Journal Nr. 53 82 Deep Sky

Objekt 5: PK 43+11.1/NGC 6635

F. L.: nicht beobachtet

C. W.: Die Galaxie NGC 6635 – bei 94x sofort indirekt sichtbar – ist aber relativ schwach. Bei hoher Vergrößerung ist der der Kern- bereich etwas heller, blickweise leicht in SW-NO elongiert (unsicher), PK 43+11.1 ist äußerst schwierig, da Filter und Gitter nicht helfen. Das richtige Objekt konnte ich erst mit genauer Kenntnis der Lage (ALADIN) identifizieren; insgesamt ist das Objekt bzw. die Konstellation eher unspektakulär.

3 PK 43+11.1 und NGC 6635, 18-Zöller und 94x, GF ca. 48’

Objekt 6: PK 21-0.1/NGC 6649 F. L.: nicht beobachtet

C. W.: Der Offene Sternhaufen NGC 6649 ist sehr hell und einfach zu sehen, indirekt ist er komplett aufgelöst, kein Nebel involviert; der PN selbst ist grenzwertig. Nach langer Suche mit Hilfe von SIMBAD konnte ich ihn finden, nur bei 94x und mit Filter etwas flächig gesehen (80 % sicher), bei höheren Vergrößerungen sind die Filter zu stark, aber auch ohne Filter ist der PN bei hohen Vergrößerungen nicht besser zu sehen, PK 21-0.1 bleibt ein schwieriges Objekt.

4 PK 21-0.1 und NGC 6649, 18-Zöller und 94x, GF ca. 48’

Objekt 7: NGC 6543/NGC 6552 F. L.: Auf den ersten Blick zeigt sich bei 92x ohne Filter eine leuchtend grüne und elliptische Scheibe. In dieser steht ein sehr heller Zentralstern. Mit Filter und 225x scheint die scharf begrenzte Ellipse noch von einem schwachen Halo umgeben zu sein. Die Galaxie NGC 6552 habe ich nicht aufgesucht.

C. W.: NGC 6543 ist sehr hell und erscheint grün, Zentralstern ist auffällig hell, Strukturen sind schon ohne Filter sichtbar, mit Filter erscheint zusätzlich noch IC 4677 – ein Ausläufer des Planetarischen Nebels. NGC 6552 ist deutlich schwächer aber noch direkt sichtbar, indirektes Sehen hilft hier sehr.

5 NGC 6543, NGC 6552 und IC 4677, 18-Zöller und 161x, GF ca. 23’

Objekt 8: M 46/PK 231+4.1 Diese Objekte wurden bereits im ersten Teil dieses Artikels beschrieben, da sie zusammen mit NGC 2438 ein schönes Trio bilden.

VdS-Journal Nr. 53 Deep Sky 83

Objekt 9: IC 1295/NGC 6712

Dieses Objekt war der Auslöser für diesen Artikel. Bei einer Beobachtung unter praktisch perfektem Himmel in den Vor- arlberger Alpen stolperte einer der Au- toren (C. W.) beim „Schlendern“ durch die Milchstraße über dieses hübsche Pär- chen. Da beide Objekte recht hell sind, sind sie auch für kleinere Optiken geeignet und sind schon in einem 6-Zöller zu sehen. Dabei leistet ein UHC-Filter beim Nebel gute Dienste.

F. L.: Der PN IC 1295 ist bei 92x bereits ohne Filter sichtbar und erscheint als sehr gro- ßes, rundes Objekt. Die Helligkeitsvertei- 6 IC 1295 und NGC 6712 im 3,5-Zoll-Refraktor mit UHC-Filter, Kombination von lung der Fläche ist unregelmäßig. Der 25 Einzelaufnahmen zu je 120 s Belichtungszeit bei ISO 3200, GF ca. 60’ x 46’ Kugelsternhaufen NGC 6712 ist bei 225x bis zur Mitte aufgelöst.

C. W.: Der Kugelsternhaufen ist sehr hell und auffällig flächig, dabei eckig. Der hellere Kernbereich wird von einem schwächeren „Halo“ umgeben, der nach Nordwesten größer ist. Der PN selbst ist eher schwach zu sehen, wird aber zum Hingucker, wenn ein [O III]- oder UHC-Filter eingesetzt wird. Dann erscheint ein runder Fleck, ähn- lich groß wie der Kugelsternhaufen, zum Rand ein wenig schwä- cher, kein Zentralstern. Mit [O III]-Filter erscheinen beide Objekte etwa gleich hell.

7 IC 1295 und NGC 6712, 18-Zöller und 94x, GF ca. 48’

Objekt 10: PK 210+1.1/Biur 10

F. L.: Bereits bei 156x ist der PN leicht und ohne Filter als kleines, aber flächenhaftes Objekt zu sehen. Erhöhen der Vergrößerung auf 400x bringt keine zusätzliche Struktur. Der PN erscheint als etwa runde Scheibe, trotz erhöhter Vergrößerung ist kein Zentralstern zu sehen. Der Einsatz eines [O III]-Filters bringt keine zusätzlichen Details zum Vorschein. Biur 10 fiel beim Aufsuchen des PNs nicht auf.

C. W.: Biur 10 ist ein kleiner Offener Sternhaufen, der bei 94x durch neb- liges Erscheinen mit ca. sieben direkt sichtbaren Sternen auffällt, bei höherer Vergrößerung (283x) können etwa 12 bis 13 Sterne gesehen werden, der Sternhaufen verbleibt aber weiterhin neblig. PK 210+1.1 kann nach längerem Suchen per Filterblink bei 94x identifiziert werden. Er ist nicht sehr hell, aber noch direkt sichtbar 8 und bleibt dabei stellar. PK 210+1.1 und Biur 10, 18-Zöller und 94x, GF ca. 48’

VdS-Journal Nr. 53 84 Deep Sky

Objekt 11: NGC 246/NGC 255

F. L.: nicht beobachtet

C. W.: Die Galaxie NGC 255 ist deutlich zu sehen und recht hell sowie diffus, bei 94x kein Helligkeitsgradient sichtbar, bei höheren Vergrößerungen ein geringer Gradient. Der PN NGC 246 ist grandios, er zeigt eine deutliche Ringstruktur. Bei 94x sind vier Sterne (bei 283x sogar fünf) in den Nebel eingebettet, darunter befindet sich auch der Zentralstern. Im Westen ist der Nebel in einem Streifen deutlich heller, auch im Norden und im Süden ist er heller als im Osten, [O III]- und UHC-Filter verbessern den Kontrast; NGC 246 ist ungefähr gleich hell wie NGC 255.

Das Gesichtsfeld bietet dem aufmerksamen Beob- achter noch eine kleine Überraschung: Ganz am nordwestlichen Gesichtsfeldrand befindet sich ein 9 NGC 246 und NGC 255, 18-Zöller und 94x, GF ca. 48’ kleines diffuses Objekt. Selbst bei höheren Vergrö- ßerungen verschwindet es nicht, löst sich nicht in Sterne auf und reagiert nicht auf Filter. Schon bei der Beobachtung bleibt daher der Verdacht, dass es sich um eine Galaxie handelt. Dieser Verdacht konnte durch nachfolgende Recherche in SIMBAD und ALADIN erhärtet werden. Tatsächlich befindet sich an gezeichneter Stelle eine schwache Galaxie, nämlich MCG-02-03-009, die eine Helligkeit von 14,5 mag besitzt.

Objekt 12: PK 103+0.2/ NGC 7261

F. L.: nicht beobachtet

C. W.: Der Offene Sternhaufen NGC 7261 ist nicht sehr auffällig, er besteht aus nur wenigen Sternen unterschiedlicher Helligkeit in Kastenform, das Objekt ist voll aufgelöst und enthält keinen Nebel. Eine schwächere Sterngruppe im Osten gaukelt einen Sternhaufen vor und wurde von mir zuerst als NGC 7261 fehlidentifiziert. PK 103+0.2 konnte ich nur sehr unsicher wahr- nehmen, nur bei 94x und mit dem [O III]-Filter konnte ich an der betref- fenden Stelle unter Einsatz der Field- sweeping-Technik in weniger als 50 % der Zeit ein schwaches Glimmen sehen. 10 PK 103+0.2 und NGC 7261, 18-Zöller und 94x, GF ca. 48’

VdS-Journal Nr. 53 Deep Sky 85

Objekt 13: PK 89-0.1/IC 1369

F. L.: nicht beobachtet

C. W.: IC 1369 ist zwar auffällig, trotzdem habe ich zu- nächst einen M-förmigen Asterismus für den Offe- nen Sternhaufen gehalten. Das Objekt besteht aus ca. einem Dutzend direkt sichtbarer Sterne, bei indirektem Sehen erscheint der Sternhaufen neblig, er ist nicht vollständig aufgelöst. Der PN ist nur mit Filter sichtbar, deutlich ausgedehnt und von uniformer Helligkeit. Bei 94x vermag ich keine Elongation auszumachen, bei 161x würde ich zu 1:1,5 in O-W tendieren (unsicher). Bei 226x erscheint ein schwacher Stern im Nebel. Ich glaube aber nicht, dass es sich um den Zentralstern handelt. Die Schwierigkeit hierbei besteht darin, die Position des Nebels, der nur mit Filter zu sehen ist, mit derjenigen des Sterns, der nur ohne Filter zu sehen ist, gegeneinander abzugleichen.

11 PK 89-0.1 und IC 1369, 18-Zöller und 94x, GF ca. 48’

Objekt 14: NGC 1535/NGC 1538

F. L.: Bereits bei 92x ist von NGC 1535 ein großer und heller Zentralbereich sichtbar, der von einer licht- schwächeren äußeren Hülle umgeben ist. Das Objekt besitzt eine deutlich wahrnehmbare Grün- färbung. Ein Zentralstern wurde bei 225x sicher gesehen. Erhöhen der Vergrößerung auf 400x zeigt ein Ausfransen des Randes der inneren Hülle und nur zwei Segmente behalten ihren harten Rand bei. Der Durchmesser der inneren Hülle erscheint etwa halb so groß wie der der äußeren Hülle. Die Galaxie NGC 1538 in der Nachbarschaft fiel nicht auf.

C. W.: Der PN NGC 1535 ist sehr hell und zeigt eine ausgeprägte Scheibe, indirekt ist er im Zentrum heller, er verfügt über eine schwächere Hülle und erscheint kreisrund. Die Galaxie NGC 1538 ist sehr schwach und konnte erst bei 226x gefunden und sicher gesehen werden. Bei dieser Vergrößerung befindet sich der PN nicht mehr im gleichen Ge- sichtsfeld. Bei bekannter Lage ist die Galaxie bei 94x und indirektem Sehen sichtbar. Sie hat eine punktförmige Aufhellung im Nordosten. Bei noch kleinerer Vergrößerung (64x) kann ich NGC 1538 12 NGC 1535 und NGC 1538, 18-Zöller und 94x, GF ca. 48’ nicht mehr sicher sehen.

VdS-Journal Nr. 53 86 Deep Sky

Ein Beobachtungswochenende in Melle von Tom Börger

Am Wochenende des 26./27. September nung schaute ich ins Okular. Bei 350-fa- 2014 reisten drei holländische Beobach- cher Vergrößerung sah ich den Ringnebel ter nach Deutschland, um dort Deep-Sky- offenbar so, wie ich ihn auch von den Beobachtungen durchzuführen. Außer 40- und 50-cm-Teleskopen kenne, also dem Autor (VdS-Mitglied) waren das noch nicht allzu spektakulär anders. Mit eini- Harro Treur und Marco Tocino. Harro hat- ger Mühe ist die Galaxie IC 2196 noch te schon lange eine Beobachtungsrunde gerade in der Ecke zu erkennen, aber mit dem Meller 1,12-m-Teleskop geplant, nichts von dem erhofften zweiten Stern und an diesem Wochenende sollte es innerhalb des Ringnebels. Laut Bernd endlich stattfinden. Schröter soll der aber mit diesem Tele skop gut zu sehen sein. Die Vergrößerung Am Freitag waren die Bedingungen mit wird wohl zu hoch sein. Später sollten ausgedehnter Bewölkung und Nebel wir dann merken, dass die Vergrößerung noch nicht gut genug. Bernd Schröter dem Objekt gut angepasst werden muss! von der Sternwarte gab uns daher für die Dann der „blinkende PN“, NGC 6826 folgende Nacht eine zusätzliche Mög- (Abb. 2). Er war bei 350-facher Vergrö- lichkeit. Aber da es später doch noch ein ßerung wieder ein netter Anblick, aber wenig aufklarte, konnten wir mit unse- noch nicht so, dass man staunt. Jetzt ren eigenen, mitgebrachten Teleskopen wählten wir eine stärkere Vergrößerung beobachten. Verglichen mit dem nieder- von 700-fach. Und plötzlich war die sub- ländischen, lichterfüllten Himmel war tile Struktur sichtbar, wonach ich mit das sehr schön. Unsere Teleskope von 40 den 40- und 50-cm-Teleskopen so lange und 50 cm Öffnung zeigten einige schö- gesucht habe: die Schalen und die zwei ne Herbstobjekte wie die Galaxien NGC dreieckigen Lobes in der äußersten Scha- 925, NGC 1023 und M 33. Wir suchten le. Ich stieß einen Schrei der Erregung aber auch Herausforderungen. Das inter- aus. Die Orientierung stimmte dann bei essanteste Objekt war NGC 185 mit seiner uns allen eindeutig überein. inneren Dunkelwolke. Bei stärkerer Ver- 1 Von links: Tom Börger, Marco Tocino größerung war in der Tat auch etwas von Das nachfolgende Objekt war der Kugel und Harro Treur am Meller Newton- der Galaxie zu sehen: ein unregelmäßig sternhaufen M 15. Den schauten wir uns Teleskop heller Schein. Auch den nahegelegenen mit der stärkeren 700-fachen Vergröße- Kugelsternhaufen Hodge 5 probierten rung an, um den darin enthaltenen PN wir. Bei 550-facher Vergrößerung war er letztlich indirekt gerade zu sehen. Am folgenden Tag wollten wir dieses Objekt mit dem Meller Spiegel nochmals probieren. Die Nacht auf Samstag verbrachten wir in einem nahegelegenen Hotel (Bed & Breakfast).

Samstagabend, 21 Uhr, kamen wir an der Sternwarte an, Herr Schröter war bereits dort. Und dann stiegen wir die Trep- pe zum Hauptinstrument hoch (Abb. 1). Voller Spannung schlugen wir vor, zuerst den Planetarischen Nebel (PN) M 57 zu probieren. Das Problem war jedoch, dass der Okularauszug nach dem Meridian- durchgang schon weit westlich stand und von der östlichen Beobachtungstreppe aus nicht mehr einfach zu erreichen war. Ein wenig ängstlich balancierten wir auf einem zusätzlichen, wackeligen Hocker und lehnten uns gegen das Instrument. Man muss sich einfach trauen! Mit Span- 2 PN NGC 6826 im Schwan

VdS-Journal Nr. 53 Deep Sky 87

3 Pease 1, ein PN im Kugelsternhaufen M 15 4 NGC 7027, ein junger PN im Schwan

5 Der „Egg Nebula“ PK 080-06 1, ein bipolarer, protoplanetarer Nebel im Schwan

Pease 1 zu suchen. Am Okular nahm ich Wir wählten dann NGC 7027, einen an- so ganz nachvollziehen, was nach Harros eine digitale Aufsuchkarte zu Hilfe. Der deren PN (Abb. 4). Wie erwartet, war ein Schilderung sichtbar war, nämlich ein Startpunkt des bekannten Vierecks war eckiger, strukturierter Körper zu sehen. bipolares Nebelchen mit einer Art Schein schnell gefunden und danach auch die Er ähnelte ein wenig einer Skizze von wie bei einem Leuchtturm. Ich sah ihn als Sternkette dicht am Haufenzentrum, an Uwe Glahn. Der aber hatte unter Alpen- ein elliptisches Kügelchen, wohl darum deren Ende sich der PN befinden musste. himmel beobachtet. Solche Objekte – PNs auch der Name „Egg Nebula“. Aber nun, Ohne Filter war er nicht gut herauszuar- mit hoher Oberflächenhelligkeit – eignen mit diesem Teleskop, sollte es wohl glü- beiten, denn viele Fleckchen waren vage sich hervorragend für große Fernrohre, cken, die wahre Objektnatur aufzudecken. zu sehen. Aber mit dem [O III]-Filter und bei denen die Himmelsqualität (dunkel Mit 700-facher Vergrößerung war tatsäch- mittels Blinktechnik stand er plötzlich genug) nicht unbedingt so von Bedeu- lich ein doppeltes Nebelchen zu sehen, als sehr helles grünes Sternchen exakt an tung ist. darin mehrere Lichtpunkte. Und der cha- der erwarteten Stelle - kein Nebelchen, rakteristische „Leuchtturm-Lichteffekt“? sondern ein Punkt (Abb. 3). Das hatte ich Jetzt ein Favorit von Harro, der „Egg Die V-förmigen Begrenzungsstreifen des nach älteren Beobachtungen mit kleine- Nebula“ PK 080-06 1. Es ist noch nicht Nebelschleiers sah ich erst nicht, aber ren Teleskopen nicht erwartet. Ich war lange her, dass ich ihn letztmalig sah. Harro wohl (Abb. 5). Nach nochmaligem gehörig beeeindruckt. Damals konnte ich (unvorbereitet) nicht sorgfältigem Nachschauen blitzten sie in

VdS-Journal Nr. 53 88 Deep Sky

6 Die Galaxie NGC 7320C liegt weit außen in Stephans Quintett. 7 PN NGC 7662, der „Blaue Schneeball“ im Pegasus

8 Die Zwerggalaxie NGC 185 in der Cassiopeia gehört zum 9 Uranus mit vier Monden Andromeda-System.

der Tat ab und zu auf. Zu der Zeit kamen In der beschränkten Beobachtungszeit ten von Skytools nachgesucht schien es, auch zwei deutsche Amateure an: Peter konnte ich mich nicht auf andere Details als hätten die schwächsten Sternchen der Riepe und Jens Leich. Glücklicherweise in dieser Hickson-Gruppe konzentrie- Skizze halbwegs die 16. Magnitude. Das deckten sich unsere Beobachtungspläne ren. Also wurden mit der Aufsuchkarte passte gut zu Peters Kommentar, dass mit mit denen der beiden: Dunkelwolken in in der Hand die Steuerungsknöpfe des diesem Teleskop Sterne von 17 mag zu NGC 185 und M 110. Schön, dass Peter Teleskops betätigt, bis das Objektfeld ins sehen sind, aber keine von 18 mag. Lord mit dem Niederländischen vertraut ist. Bild kam. Das glückte, und dann stand Rosse hat mit seinem Leviathan bei NGC da doch tatsächlich am Bildrand das er- 2419 auch nur Sterne bis zur 18. Magni- Danach wollten wir erst Stephans Quin- hoffte Sternsystem! Es war möglich, die- tude erreicht. Das absolute „Schauobjekt“ tett anschauen. Persönlich war ich vor ses Objekt in direkter Sicht klar zu halten NGC 7662 war für alle beeindruckend. allem auf die Sichtbarkeit des schwächs- (Abb. 6). Eigentlich erstaunte mich das Der Nebel stand so hell und scharf im ten Mitglieds NGC 7320C gespannt. doch ein wenig. Nochmals in den Kar- Bild, dass ich mir auch so ein Fernrohr

VdS-Journal Nr. 53 Deep Sky 89

wünschte! Unglaublich, wie scharf defi- Kügelchen zu sehen. Drei Monde waren unmittelbar sicht- niert dieses NGC-Objekt erschien (Abb. bar (Abb. 9). Und etwas später meinte 7). Besonders die Schalen am Rand des M 110 war danach an der Reihe. Diese Gala- er auch den vierten – Ariel – zu sehen, Nebels waren fantastisch. Noch schnell xie ist noch viel schwieriger, was Struktu- knapp über einem Spike des Fangspie- eine Skizze anfertigen. Bei längerer Be- ren betrifft. Das Sternsystem füllt bequem gels. Ich war davon nicht gänzlich über- trachtung kamen zahllose Details zum das Bildfeld. Mit 500-facher Vergrößerung zeugt, obwohl ich an der Stelle ab und Vorschein. Harro wies noch auf die radi- ist eigentlich wenig zu sehen außer einigen zu auch wohl ein Pünktchen aufblitzen alen Streifenstrukturen hin, die tatsäch- Objekten im Halo. Beispielsweise sah Harro sah. Der Planet selbst war ordentlich lich durchschimmerten. Er steckte ein den Kugelsternhaufen G 73. scharf, aber doch verschmiert durch die noch stärkeres Okular ins Fernrohr und atmosphärische Dispersion und das See- erhielt eine sehr hohe, aber nicht zu hohe Dann kam endlich M 31 an die Rei- ing. Die Farbe war geradewegs ein heller 1660-fache Vergrößerung. he, besser gesagt, NGC 206 darin. Bei Blauton, nicht im Entferntesten grün, 500-facher Vergrößerung war die Asso- was uns Raumfahrt und Fotos glauben Die Details waren jetzt noch zahlreicher. ziation als dreieckig geformte Wolke zu machen. Und wieder war leider nicht genügend sehen, inmitten einiger Vordergrund- Zeit, um dieses Objekt komplett zu skiz- sterne und kaum abgehoben vom hellen Damit endete unsere „Sitzung“ etwa zieren, jedoch standen die wesentlichen Hintergrund von M 31. Das Bild war zu um halb drei, eine einzigartige Erfah- Umrisse fest. hell, um Sterne in der Assoziation aufzu- rung! Wir nahmen noch ein paar Fotos lösen. Also wieder zur 700-fachen Ver- der Gruppe auf. Um halb vier saßen wir Wechsel zu NGC 185 (Abb. 8). Dieses größerung wechseln. Jetzt war NGC 206 im Auto – ab zu unserem Quartier. Die Objekt wurde zusammen mit M 110 aus- bildfüllend zu sehen. Tatsächlich waren deutschen Beobachter mussten noch ein gewählt, um zu prüfen, ob die Dunkel- feine Sternpünktchen derart in der Wol- gehöriges Stück fahren. Bei unserer An- wolken in Kernnähe erkennbar sind. Das ke gruppiert, dass wir nicht den Eindruck kunft sahen wir gerade noch Jupiter, der fiel uns jedoch gehörig schwer, denn von Vordergrundsternchen hatten. Wun- hinter dem Horizont zum Vorschein kam. man sieht sie nicht so wie auf Fotos als derbar – uns wurde bewusst, dass es sich Aber da der Himmel sich verschlechtert gerade Trennlinie zwischen hell und um die hellsten Überriesen dieses Stern- hatte, konnten wir uns erlauben, unsere dunkel, sondern mehr als Unebenheit in systems handelt. eigenen Fernrohre nicht mehr aufzustel- Kernnähe. Wir beobachteten mit einem len und stattdessen zum Abschluss einen Delos 10 bei 500-facher Vergrößerung. Leider war dann der Himmel nicht mehr kleinen Whisky zu genießen. Und die Es gab noch mehr Strukturen als nur die gut genug für echte „Grenzobjekte“. Auf Leser des VdS-Journals können jetzt un- Dunkelwolke. Die zwei Kugelsternhau- Harros Wunsch fuhren wir das Teleskop sere Zeichnungen genießen, sie stammen fen GC-4 und GC-5 waren beide sicht- zum Planeten Uranus. Harro schraub- von mir – außer Abbildung 5, die ist von bar, GC-5 als der hellere und GC-4 etwas te die Vergrößerung wieder hoch auf Harro Treur. schwächer. Der Letztere war deutlich als 1660x und schaute sich den Planeten an.

VdS-Journal Nr. 53 90 Geschichte

Jupiterbeobachtungen an der Manora-Sternwarte von Christian Harder

In diesem Jahr jährte sich am 9. Mai die Einweihung der Manora-Sternwarte. Spiridon Gopcevic alias Leo Brenner gründete sie auf der damalig zur K.u.K- Monarchie gehörenden Adria-Insel Lo- sinj, genauer, mitten in der Hafenstadt Lussinpiccolo (heutzutage: Mail Losinj/ Kroatien). Von 1892-1908 beobachtete Brenner primär die Planeten in der nach seiner Gattin Manora benannten Stern- warte.

Leo Brenner stand mit einem 7-Zoll- Refraktor der Fa. Reinfelder & Hertel ein optimales Instrument zur folgenden jah- relangen ausgiebigen Studie des Jupiter zur Verfügung. Die Objektivöffnung war einerseits groß genug, um bei ruhigerer Luft festgesteckte Detailstudien der Wol- kenstrukturen durchzuführen, anderseits aber klein genug, um auch bei mäßigerer Luftruhe noch nutzbringend einsetzbar 1 Manora-Sternwarte zu sein. Die vier Galileischen Jupitermon- de ließen sich als unterschiedliche große Scheibchen auflösen und bei Passagen eigener Aussage schon 1892, also vor durchgeführt. Leider veröffentlichte er ihre Schattenwürfe auf der Jupiteratmo- seinem Wohnortwechsel nach Lussinpic- keinerlei Beschreibungen oder Zeichnun- sphäre verfolgen. Leo Brenner hatte nach colo, regelmäßige Jupiterbeobachtungen gen aus dieser Frühphase. So ist nicht nachvollziehbar, ob er schon als geschul- ter Planetenbeobachter seine Studien auf Losinj fortsetzte oder sich doch hier erst einarbeitete. Der Zeitpunkt war jeden- Neues aus der Fachgruppe falls günstig gewählt, da in den ersten Jahren der Jupiter die höchsten Bahn- Geschichte der Astronomie bereiche der Ekliptik durchwanderte. So waren die Beobachtungsphasen in den von Wolfgang Steinicke Monaten um die jeweiligen Oppositionen optimal lang, und Jupiter stand durch- Unsere 11. Tagung in Dresden ist bereits vorüber. Meinen Bericht dazu lesen weg sehr hoch am Nachthimmel über den Sie in diesem Heft. Des Weiteren gibt es folgende Beiträge: Christian Harder meist unruhigeren tieferen Luftschichten. bringt uns die „Jupiterbeobachtungen an der Manora-Sternwarte“ näher, Leo Brenner konnte unter diesen Voraus- inklusive ihres skurrilen Besitzers Spiridon Gopcevic (alias Leo Brenner). setzungen häufig hohe, manchmal sogar Elvira Pfitzner setzt ihre Reihe über ostdeutsche Astronomen fort (siehe höchste Vergrößerungen anwenden. Die Heft 48, 49 und 52). Der vierte Teil trägt den Titel „Ich wage es nicht, den Bandbreite möglicher Vergrößerungen gelben Lichtern ein Amt zuzuweisen“ – lassen Sie sich überraschen. Wie erstreckte sich von 108- bis zu einer immer wünsche ich Ihnen viel Spaß beim Lesen und versorgen Sie mich 830-fachen Vergrößerung. Der Refrak- auch weiterhin mit interessanten Artikeln. tor (178 mm/2.680 mm) wurde am Jupi- ter regelmäßig mit einer 146-, 196-, bei Informationen zur Fachgruppe „Geschichte der Astronomie“ finden Sie auf besten Bedingungen 242-, 310-, und bei unserer Webseite http://geschichte.fg-vds.de. allerbester Luft 410-facher Vergrößerung eingesetzt. Üblicherweise arbeitete Leo Brenner aber mit der 196- und 192-fachen Vergrößerung. Ab und an blendete

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er (wegen mäßigem Seeing?) den Refrak- daraufhin als Großer Roter Fleck (kurz tor auf 165 mm ab. Aber nicht nur die GRF) benannte und als riesiger Wirbel- stetig wechselnde Atmosphäre machte sturm gedeutete Objekt war jetzt auch Brenner zu schaffen, häufig beklagte er in kleineren Instrumenten quasi für Je- auch die nur unzureichende Messgenau- dermann leicht bei seinen Umläufen im igkeit seines benutzten Mikrometers. Ihm Wolkenmeer zu beobachten. Die Aus- stand aus eigener Tasche bzw. aus erhoff- maße des GRF waren mit rund 48.000 km ten Zuwendungen von außen über die in der Länge und einer Ausdehnung von Jahre kein Geld für präzisere Messwerk- gut 11.000 km in der Breite schlichtweg zeuge zur Verfügung. Erst 1897 erhielt er gewaltig! Die markante rote Färbung die- ein (Zitat) „wirklich gutes Mikrometer“ ses scheinbar unvergänglichen Sturmes für weitere Messungen. Die Schwierig- hielt bis 1882 an. Ab dann schwächte keiten bei den Durchgangsmessungen sich die Einfärbung bis 1890 zusehends rührten aber nicht nur von den Messin- ab, um aber 1891 noch einmal kurzzei- strumenten sondern auch von Seiten der tig kräftiger zu erscheinen. In den Jahren Montierung und ihres Uhrwerkantriebes 1893-94 wurde der GRF wieder als leicht her. Vollends überzeugt von der einma- zugängliches Objekt beschrieben, wel- ligen Leistungsfähigkeit seines 7-Zöllers ches 1896-97 erneut rötlich erschien. In bat Brenner den Hersteller Reinfelder & den folgenden Jahren schwächte er sich Hertel um Überlassung zweier gut 4-zöl- aber soweit ab, dass er 1903-07 nurmehr 2 Das Haus, Zustand 2010, in der liger Refraktoren zu, wie er es nannte, schwer zu erkennen war. Über die Jahre heutigen „Ulica Spiridona Gopcevica“ „vergleichenden Versuchen“. Das Un- verkleinerte der GRF zudem kontinuier- ternehmen kam seinem Wunsch nach, lich seine Längenausdehnung. so dass er zuerst 1898 einen „kurzen“ 4,25-Zoll-Refraktor (108 mm/1.270 mm), In diesen Jahren began- den er angetan fortan in seinen Bestand nen führende Profi-As- aufnahm, und 1900 noch einen „langen“ tronomen wie Edward 4,2-Zoll-Refraktor (107 mm/1.905 mm) E. Barnard, William leihweise erhielt. Letzterer ließ Vergrö- H. Pickering und ßerungen von 54- bis 360-fach zu, war auch später Per- Brenner aber im Großen und Ganzen zu cival Lowell mit sperrig. Er benutzte ihn daher nur in ei- größtmöglichen ner einzigen Beobachtungsnacht. Instrumenten, be- vorzugt Refraktoren, Stand der Jupitererforschung zu zu observieren. Diese Beginn von Brenners Beobach- Meisterwerke der opti- tungsaktivitäten schen Industrie wurden 3 Die Erforschung und Beobachtung der mittlerweile meist schon in Planeten stützte sich im 19. Jahrhundert abgelegenen hoch liegenden Leo Brenners durchweg auf die visuelle Beobachtung Standorten unter optimalen Be- Nomenklatur der und zeichnerische Erfassung ihrer Ge- dingungen, sprich auf Bergen, postiert. Bänder und Zonen stalten. Ambitionierten Amateurastro nomen gelangen noch ab und an Entde- ckungen, die den Profi-Astronomen mit den durchweg größeren und leistungsfä- higeren zur Verfügung stehenden Instru- menten nicht aufgefallen waren. So erkannte 1861 der scharfsichtige britische Amateurastronom A. Stanley Williams mit seinem nur 6,5 Zoll Öffnung messen- den Reflektor erstmalig bei einem Mond- durchgang, das sich der projizierte dunkle Schatten am Rand der Jupiterkugel als elliptisch verformt darstellte. Einen wahren Schub erhielt die Jupiterbeobachtung aber 1878/79, als sich der, bis dato zwar vorhandene, aber unscheinbar gefärbte, große ovale Fleck anschickte, nun in ei- 4 nem intensiven Rot zu erscheinen. Dieses Brenners Gesamtkarte des Jupiter vom 27.1.1895

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turierten Monde durch den Einfluss der immensen Anziehungskräfte des Jupiters verformbar wären. Barnard konnte diese Beobachtung an dem größeren 36-Zöller allerdings nicht bestätigen, und so ist Pi- ckering bei seinen Beobachtungen wohl phasenweise auftretender Luftunruhe in seinem Fernrohrtubus aufgesessen ge- 5 wesen. Ab 1894 observierte P. Lowell Jupiter, links: 16.3.1895; rechts: 18.11.1895 an seinem privaten Observatorium mit einem 24-Zoll-Refraktor gemeinsam mit seinem Mitarbeiter, dem schon ander- Wenn möglich, wurden Standorte mit W. Pickering war 1890 gerade im Begriff weitig zuvor erwähnten A. E. Douglass, Lage in südlicher Breite angestrebt, da erste Aufnahmen Jupiters am 13-Zoll- vornehmlich die Planeten. Sie kartogra- die Planeten dort noch höhere Bahnla- Refraktor in Arequipa/Peru auf 2.600 fierten über die Jahre hinweg die beiden gen in dünnerer und ruhigerer Luft am m Höhe zu erstellen. Sie zeigten ent- großen Jupitermonde Ganymed und Cal- Nachthimmel erreichten. Man hatte aus täuschenderweise aber nicht mehr als listo und fertigten aus dem gewonnenen der Vergangenheit gelernt und die zu- die schon bekannten Hauptbänder. Die Material Gesamtkarten von ihnen an. Es künftigen Sternwarten aus der Stadtnä- auch hier oben, in der dünneren Luft gab aber noch immer Bereiche, in denen he bzw. dem Flachland hinaus dorthin vorhandene Luftunruhe verwischte na- gut ausgerüstete und akribisch arbeiten- verlagert. Eine Ausnahme sollte aber türlich bei den langen Expositionszeiten de Amateurastronomen neben den Profis just das Yerkes-Observatorium mit dem weitere, zwar vorhandene, aber zu kleine mit ihren größeren, meist unter besten 1897 eingeweihten 40-Zoll-Refraktor und kontrastlose Details. Visuell waren Gegebenheiten aufgestellten Instrumen- als nun weltgrößtem Instrument seiner somit noch immer bedeutend mehr De- ten durchaus noch wissenschaftlich in- Klasse bilden. Der ungünstige Standort tails für die Astronomen wahrnehmbar. teressante Beitrage beisteuern konnten. und das nicht perfekte Objektiv hatten Aber nicht alle Beobachtungen sind real. Mithilfe präziser Mikrometer konnten übrigens zur Folge, dass mit diesem In- So meinten Pickering und sein damaliger so genaue Längenpositionsbestimmun- strument keine spektakulären Planeten- Assistent A. E. Douglass 1892 beobachtet gen von hellen und dunklen Objekten in beobachtungen bzw. Mondentdeckungen zu haben, dass der Mond Europa pha- den verschiedenen Bändern und Zonen folgen sollten. Im Jahr 1890 bemerkte E. senweise elliptisch erschien. Später er- erfasst werden. Es wurden die verschie- Barnard erstmalig Details auf einem Ju- kannte Pickering auch, dass die anderen denen Rotationszonen immer genauer pitermond während seines Durchganges Monde verformt seien. Er verstieg sich in bestimmt und fortlaufend gerechnet. Im vor einem hellen Jupiterband. Der Mond die Theorie, dass die wohl locker struk- Jahr 1897 wurden daraufhin die Null- erschien dabei bei sehr hoher Vergröße- rung scheinbar doppelt im eingesetzten 12-Zoll-Refraktor des Lick-Observatori- ums. Dieser Eindruck wurde durch einen Tabelle 1: Angaben zu den Beobachtungszeiten von breiten hellen Bereich auf ihm hervor- Leo Brenner an der Manora-Sternwarte gerufen. Dieser Kontrasteffekt hob die Beobachtungsfenster Beobachtungen Zeichnungen beiden dunklen Polregionen hervor und Anfang Ende Anzahl Anzahl ließ ihn so scheinbar als einen Doppel- * .07.1892 * .02.1893 * * mond erscheinen. E. E. Barnard arbeitete * .08.1893 * .02.1894 * * auch an dem neuen, 1888 eingeweihten 10.12.1894 24.05.1895 83 120 36-Zoll-Teleskop des Lick-Observatori- 31.08.1895 12.06.1896 112 103 ums. Im Jahr 1892 entdeckte er damit 08.09.1896 25.06.1897 44 20 den Mond V des Jupiters. Er wurde spä- 19.10.1897 18.08.1898 52 25 ter in Amalthea umbenannt. Dieser mit 12.12.1898 14.09.1899 29 21 14 mag Helligkeit zwar recht helle Mond 24.02.1900 * .04.1900 44 32 war aber bisher mit den vorhandenen 25.06.1900** 08.09.1900 (44) (32) kleineren Instrumenten nicht auffind- 19.07.1901 29.11.1901 40 37 bar gewesen, da er sich auf seiner nahen Umlaufbahn bisher immer in der ihn danach nur noch sporadische Beobachtungen: überstrahlenden Lichtaura des Jupiter 1902* 24 17 unerkannt verbergen konnte. Mit Amal- * . 06.1902 * .01.1903 thea schloss sich die Ära der visuellen 1903* 12 einige Entdeckungen von Monden in unserem Sonnensystem, denn unaufhaltsam hielt die noch junge Fotografie auch in der * keine näheren Angaben auffindbar, Astronomie Einzug. ** Datenausfall wegen langer Reise zur Sonnenfinsternis vom 28. Mai

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punkte der Rotationssysteme I und II, ähnlich wie der Längengrad auf unserer Erde, willkürlich festgelegt, um jedwedes Objekt mit international vergleichba- ren Koordinaten festhalten zu können. In dieser lebhaften Epoche schickte sich nun Leo Brenner an, mit seinen praktischen Studien an der Manora-Sternwarte zu beginnen.

Beobachtungen an der Manora- Sternwarte Aufgrund seines wechselvollen und reich- 6 Jupiter-Gesamtkarte vom 31.3.-1.4.1896 lich detaillierten Antlitzes zog Jupiter Leo Brenner in seinen Bann. Er stürzte sich förmlich auf die Observation des Gas- Der Jupiter rotierte in weniger als 10 im Wolkensystem vergleichbar darstel- riesen. Keinem anderen Himmelsobjekt Stunden um seine Achse. In den Mona- len. Brenner befasste sich ausgiebig mit schenkte er in den kommenden Jahren ten um die Opposition herum ließ sich so, dem GRF, dessen wechselnde Gestalt und soviel Aufmerksamkeit und Beobach- bei ruhiger Luft vorausgesetzt, ein großer Ausdehnung er ebenso richtig erkannte tungszeit. Bevor er mit dem Zeichnen am Bereich seiner Oberfläche kartieren. In wie auch seine schwankende Eigendrift. Fernrohr begann, hatte er sich fundiert der Nacht des 27. Januar 1895 passte al- Er hielt den GRF aufgrund seiner Lang- in das Thema eingearbeitet. Er studier- les zusammen, und Brenner schaffte da- lebigkeit nicht für ein Wolkengebilde, te zeitgenössische Literatur und Beob- mals die Beobachtung einer kompletten sondern für einen sichtbaren Bestand- achtungsberichte der Altvorderen. Diese Rotation. Der zu dieser Zeit 40-jährige teil der festen Jupiteroberfläche die sei- Fleißarbeit half ihm Jahre später, genauer brachte die Energie auf, alle 40 Minu- ner Meinung nach nicht permanent von 1903, eine Tafel zu veröffentlichen, welten eine Zeichnung zu erstellen. In jener Wolken verdeckt würde. Das wechseln- che die Wandlung des NEB innerhalb des Nacht kamen so 15 Zeichnungen zusam- de Aussehen des GRF käme somit durch Zeitraumes von 1834-1902 eindrucksvoll men. Brenner erstellte seine Reinzeich- unterschiedlich dichte vorüberziehende darstellte. Darin stützte er die eingetrage- nungen von Jupiter durchweg farbig und Wolken zustande. Die hellen und dunk- nen Daten der letzten 10 Jahre auf seine zudem in einer beachtlich hohen Quali- len Flecken wiederum schwebten seiner eigenen Beobachtungen. Mittels dieser tät. Diese erhaltenen Einzelzeichnungen Meinung nach über den Wolkenbändern Angaben und unter Zuhilfenahme der fügte er zu Gesamtkarten in Mercator- und würden somit nicht von ihnen be- veröffentlichten Jahresberichte lassen Projektion zusammen. Mit ihrer Hilfe deckt werden. Die Bänder- und Zonen- sich die Angaben zu seinen Beobach- ließen sich so über Monate bzw. Jahre breiten vermaß er ebenfalls akribisch. tungszeiten zusammenstellen (Tab. 1). die Positionen einzelner Objekte besser Immer wieder addierte er die gesehenen

7 Der GRF am 10.4.1896 8 Jupiter am 14.8.1898, gezeichnet am kurzen 4-Zöller

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äquatorial mit 6.419 km. Erneut kam ein Verhältnis von knapp 1/9 heraus, d. h., er lag bei einer gemessenen Differenz von 0,19’’. Nach heutigem Wissen haben Eu- ropa 3.122 km und Ganymed 5.268 km Durchmesser.

Auf den Mondscheibchen selber erkannte Leo Brenner allerdings gegenüber den Profis keine Schattierungen. Er machte zwar 1897 die unrealistische Ansage, dieses nachschauen zu wollen, legte aber in den Folgejahren diesbezüglich keinerlei Ergebnisse vor. Ab 1898 ließ der Elan bei Leo Brenner zunehmend nach. Er be- 9 klagte, dass sein (Zitat) „lustrum vergan- Jupiter am 3.7.1900, direkt hintereinander zum Vergleich gezeichnet; gen“ sei. So schmolz seine eingebrachte links: langer 4-Zöller, rechts 7-Zöller jährliche Beobachtungszeit ab 1899/1900 auf 1/4 der vorigen Jahre. Neben dem immer tiefer und kleiner werdenden Bahn- Bänder und Zonen zusammen und hoff- weit ab von den heute gültigen Werten: bogen des Jupiters am Nachthimmel wa- te dabei, wie schon bei den Marskanä- Rotationszeit System II: 1901 – 9 h 55 min ren ab und an gesundheitliche wie auch len und den Rillen in den Saturnringen, 41,382 s, 1902 – 9 h 55 min 40,632 s, heu- hauptsächlich andere persönliche Grün- mehr sehen zu können als die anderen te – 9 h 55 min 41 s. de Auslöser für diese Entwicklung. Er Beobachter. Generell gab es aber wenig hatte sich mittlerweile mit den meisten Neues auf Jupiter zu entdecken. Umso Jupiters Durchmesser bestimmte Brenner Profi-Astronomen überworfen und dul- dankbarer war Brenner, als es ihm in den nach zahllosen Messungen zu 136.112 dete seitdem nur wenige, vornehmlich Jahren gelegentlich gelang, neue helle km von Pol zu Pol und 145.172 km am Amateurastronomen wie A. Williams Flecken oder auch dunkelrot gefärbte Äquator. Die heutzutage gültigen, exakt und P. Fauth neben sich. sog. Granatflecken vor anderen Beob- vermessen Werte liegen bei 133.708 km achtern zu entdecken. Es ist in diesem und 142.984 km. Im Jahr 1902 raffte er sich auf, in dem Zusammenhang auffällig, dass in seinen sich nur alle sechs Jahre öffnenden Zeichnungen die Bänder und Zonen häu- Brenner beschäftigte sich aber auch mit Zeitfenster nach den dann beobachtba- fig augenscheinlich aus vielen Flecken den Jupitermonden. Nach W. Pickering ren gegenseitigen Mondbedeckungen bestehen, wohingegen parallel andere meinte nun auch Brenner, die Monde Ausschau zu halten. Das Wetter spielte Bebachter diese Bereiche durchweg ho- elliptisch geformt zu erkennen. Er führ- mit, und ihm gelangen tatsächlich ei- mogener darstellen. Es gab auf Jupiter te aufwendige Mikrometermessungen nige Beobachtungen dieser recht selte- keine festen Objekte, abgesehen vom durch, um seine Wahrnehmungen zu un- nen Erscheinungen. Ende 1903 stellte schon erwähnten GRF. Das Wolkenmeer termauern. Dabei verrannte er sich aber er das Zeichnen ein, da ihm der Jupiter war in immerwährender Bewegung und zusehends. Sein 7-Zöller sollte theore- zu detail- und interesselos erschien. Nur Wallung. Das Antlitz konnte sich dabei tisch (nach der Definition von Dawes, die noch sporadische, kurzzeitige Beobach- innerhalb kurzer Zeit gravierend ändern. besagt, dass Doppelsterne mit Einschnü- tungsschilderungen veröffentlichte er Die beiden Hauptbänder konnten sich rung als getrennt gelten) eine Auflösung in den nun folgenden Jahren in seiner unabhängig voneinander auflösen, sich von 0,64’’ erreichen. Brenner gab an, Zeitschrift „Astronomische Rundschau“. aber auch genauso wieder verbreitern. So sogar Komponenten bis herunter zu 0,4’’ Nach den fotografischen Entdeckungen war Leo Brenner gespannt, nach der je- getrennt haben zu wollen! der Monde VI und VII in den Jahren weiligen Konjunktion mit der Sonne den 1904 bzw. 1905 durch Charles D. Perrine Jupiter erstmalig tief am Morgenhimmel Er stellte mit der Zeit Messungen des meldete sich Brenner in seiner Zeitschrift wieder in Augenschein zu nehmen. Er Mondes II (Europa) vor. Dieser Mond zu Wort. Er schlug vor, die neuen Monde benannte einige von ihm entdeckte, sich zeigt sich, wie wir heute genauestens wis- V-VII in Danae, Leda und Alcmene um- überraschend lang zeigende Objekte mit sen, von der Erde aus als max. 1,0’’ gro- zubenennen. Die Zeit war noch nicht reif fantasievollen Namen wie: Pyramiden-, ßes Scheibchen. Brenner bestimmte den und zudem griff natürlich niemand den Violin- und Kastanienflecken. Diese Durchmesser von Pol zu Pol auf 3.609 km Vorschlag Brenners, eines sich internati- markanten Objekte nutzt er, um mit ih- und am Äquator auf 4.004 km. Die daraus onal ins Abseits Bugsierten, auf. Es sollte nen die Rotationsgeschwindigkeiten der folgende, angebliche elliptische Verfor- noch bis 1975 dauern, ehe die IAU offizi- beiden Jupitersysteme zu vermessen. mung läge somit bei 1/9, d. h., gemessene ell Namen für die Monde vergab und der unrealistische 0,11’’! Den max. 1,7’’ groß erst 1974 entdeckte Mond XIII dann spä- Über die Jahre revidierte und verfeiner- erscheinenden Ganymed vermaß Brenner ter, sicherlich zur Genugtuung von Bren- te er seine Ergebnisse. Er lag gar nicht so am Poldurchmesser mit 5.665 km und ner, tatsächlich mit Leda benannt wurde.

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Literaturhinweise: [6] Klein, Hermann, 1901: „Handbuch [10] L. Brenner, 1899-1908: „Astrono- [1] Littrow, 1897: „Wunder des Him- der allgemeinen Himmelsbeschrei- mische Rundschau“, Lussinpiccolo mels“, Berlin, F. Dümmler bung“, Braunschweig, F. Vieweg [11] H. H. Kritzinger, 1927: „Spazier- [2] Diesterwegs Populäre Himmelskun- [7] L. Brenner,1902: „Beobachtungs- gänge durch den Weltenraum“, de,1898: Hamburg, H. Grand Objekte für Amateur-Astronomen“, Berlin, die Buchgemeinde [3] J. Weeder, 1898-99 (?): „De Ster- Leipzig: E. H. Mayer [12] W. Sandner, 1971: „Planeten - renhemel“, Leiden, A. W. Sijthoff [8] L. Brenner, 1903: „Neue Spazier- Geschwister der Erde“, Weinheim [4] L. Brenner, 1898: „Spaziergänge gänge durch das Himmelszelt“, Bergstr., Verlag Chemie durch das Himmelszelt“, Leipzig, Berlin, H. Paetel [13] T. Dobbins, W. Sheehan, 2004: E. H. Mayer [9] Klein, Hermann, 1905: „Astro- “The Story of Jupiter´s egg moons”, [5] L. Brenner, 1898: „Handbuch für nomische Abende“, Leipzig, E. H. Sky and Telescope 1/2004, Cam- Amateurastronomen“, Leipzig, E. H. Mayer bridge, USA, Sky Publishing Corpo- Mayer ration Astronomische Beobachtungen in Rostock – Teil 4: „Ich wage es nicht, den gelben Lichtern ein Amt zuzuweisen.“ von Elvira Pfitzner

Diesen recht ungewöhnlichen Satz äu- einigen Professoren und einer kleinen ßerte Gustav Schadeloock (27.7.1732- Sternwarte, Specula genannt, die Caspar 2.5.1819) im Jahr 1781. Als Architekt March (1619-1677) 1662 auf dem Turm und Baumeister waren seine Arbeiten der alten Wasserkunst an der Grube weit über die Grenzen Rostocks hinaus gründete und einrichtete, ohne Instru- gefragt. Weniger bekannt sind seine mente und Zubehör (Abb. 2) [2, 3]. astronomischen und meteorologischen Arbeiten. Nur die Bibliothek, die in der Butter kapelle der St. Jakobikirche aufbewahrt Der Vater, Gustav Schadeloock, Stadt- wurde, blieb hier. Ab 1765 hielt G. sekretär in Stettin, erlebte die Geburt Schadeloock private Vorlesungen über seines Sohnes nicht mehr. Die Mutter, architektonische Themen an der kleinen Christina Hedewig, geborene Becker, Teiluniversität in Rostock. Zwei Jahre zog daraufhin mit ihrem Sohn in ihre später erhielt er an der Greifswalder Aka- Heimatstadt Rostock. Nach dem Besuch demie die philosophische Magisterwürde, der Domschule in Schwerin studierte G. denn in Rostock durften bis 1789 keine Schadeloock von 1750-1754 an der Ros- Promotionen durchgeführt werden. Seit tocker Universität Philosophie, Mathe- 1 Schattenriss G. Schadeloock, 1778 wirkte G. Schadeloock als ordent- matik und Rechtswissenschaften. Einer UA Rostock, Professorenbilder licher Professor für Metaphysik an der seiner Lehrer war sein Onkel Peter Becker hiesigen Universität und ab 1798 zusätz- (1672-1753), Prof. der Mathematik und lich als Mathematikprofessor. Pastor an St. Jakobi. Von 1754-1757 Friedrich von Mecklenburg-Schwerin nahm G. Schadeloock eine Stelle als In- (1717-1785), der wegen Unstimmigkei- In den Jahren von 1772-1806 sind meh- formator bei Edelleuten auf dem Lande ten um die theologische Ausrichtung an rere von G. Schadeloock entworfene an. Krankheitshalber musste er zurück der Akademie in Rostock im Jahr 1760 Bauprojekte umgesetzt worden. 1772 ein nach Rostock. Hier wurde er von seinem eine eigene Universität in Bützow grün- Orientierungszeichen (Wasserziel) auf der anderen Onkel, Johann Heinrich Becker dete, sollte die Rostocker Hochschule Oberwarnow, 1783 ein Blitzableiter für (1698-1774), Pastor an St. Nikolai, liebe- aufgelöst werden. Nach der Klage der die St. Jakobikirche und 1803 ein neuer voll aufgenommen und konnte in aller Rostocker Ratsmitglieder bekamen diese Altar für sie. Das neue Schauspielhaus Ruhe gesund werden, soweit dies mög- am 23. Dezember gleichen Jahres vom kam 1786 hinzu und 1806 war der tief- lich war. In dieser Zeit beschäftigte sich Reichskammergericht in Wetzlar die Be- greifende Umbau des Mönchentores ab- G. Schadeloock als Autodidakt intensiv fugnis, die Universität weiterzuführen. geschlossen. Auf sein Wirken ist auch die mit Architektur, Bauwesen, Meteorologie Doch wertvolle Dokumente aus dem Ar- Einrichtung des 1. Bauamtes für Rostock und Astronomie [1]. chiv, mathematische und astronomische im Jahr 1812 zurückzuführen [4]. Instrumente und vieles mehr wurden an Schon bald waren seine Risszeichnun- die „Fridericiana“ überführt. In Rostock Professor P. Becker vermittelte dem gen und sein Rat als Bausachverständi- bestand ab 1760 nur noch eine kleine jungen G. Schadeloock schon während ger gefragt. Auf Bestreben des Herzogs Teiluniversität, mit wenigen Gebäuden, dessen Studienzeit Grundkenntnisse in

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schein ähnlich war von gelblicher Far- 2 be. Es entstand bei heiterer Luft unter Specula im Südosten dem Bootes zwischen Arcturus und β an der Stadtgrenze. der Wage als aus einem Klumpen, warf An Stelle des Wind- drey bis vier breite Strahlen hoch, alle triebwerkes wurde die südlich, davon zwei besonders wegen Sternwarte eingerichtet. ihrer ungemeinen Länge merklich wa- StA Rostock (Lorenz, ren. Einer von ihnen ging durch den A. F.: Zur Geschichte der Kopf der Schlange des Ophiuchus bei Rostocker Stadtbefesti der nördlichen Krone vorbei, durch gungen, in: Beiträge zur den Hercules, durch den Schwaan Geschichte der Stadt und zwischen dem Delphin durch den Rostock, Rostock, 1935, Pegasus bis unterhalb Marcab dessel- Tafel D) ben. Im Norden war nichts von einem Nordschein zu bemerken, wie denn auch nach Verlauf einer kleinen halben Stunde alles Licht aufhörete, und dieser Abend einer der reinsten und Astronomie und Fertigkeiten in der prak- me. Aber zeiget er auch Regen und heitersten war.“ tischen Beobachtung. So vorgebildet war Sonnenschein und Wind? Aber wie? er schon am 6. Mai 1753 einer der Helfer Und schließt man von dem einen auf An anderer Stelle schreibt G. Schade- bei der Beobachtung des Merkurvorüber- das andere? Das ist noch nicht ausge- loock, der sich über Zusammenhänge mit gangs vor der Sonne durch F.U.T. Aepinus macht. Aber man wird es doch nicht der Witterung Gedanken machte: (1724-1802) auf dem Turm der St. Jako- anders finden können, als durch Beob- „Ich meine die Bemerkung gemacht bikirche. Alles, von atmosphärischen Er- achtung.“ zu haben, daß ein rothes Nordlicht scheinungen über Planeten, Finsternisse, im Winter gelinde Witterung mit sich Feuerkugeln und das Zodiakallicht bis zu Instrumente: bringe, und dies je mehr, je allgemeiner Elmsfeuern und Polarlichtern wurde von „… reaumurisches quecksilber Ther- und je stärker die rothe Farbe ist. Im G. Schadeloock aufmerksam betrachtet mometer wobei der Raum zwischen Anfang des Frühjahrs 1780 fand ich und notiert. In seinem Privatbesitz wa- dem Gefrier= und Sied= Punkt, es sehr bestätigt. Es fanden sich viele ren nicht nur Beobachtungsgeräte wie wie gewöhnlich in 80 gleiche Thei- Nordlichter, und alle waren, so nicht ein hölzernes Astrolabium, verschiedene le getheilet worden. Es hängt an der ganz roth, doch mit starken rothen Erd- und Himmelsgloben, Sonnenuhren, Mitternachts=Seite des Hauses, 4 Fuß Streiffen, und wir hatten im ganzen verschieden große Fernrohrkörper, ein von der Erde, zwar wohl unter einer Märtz nur einmal am Tage einen klei- „meßingnes Calendarium perpetuum“, Bedeckung, aber frei. Der Barometer ist nen Frost von 2 Grad. Im November Quadrant, Storchschnabel, Camera obs- in pariser Zoll, und jeder Zoll in 10 desselben Jahres hatten wir am 19. cura und weitere Instrumente, das „As- Linien, und diese wieder in fünf Puncte ein röthliches Nordlicht, und es fror tronomische Jahrbuch“ seit 1776, son- getheilet = 100 Teile eines Zolls.“ in dem übrigen Theil des Monats nicht dern auch zahlreiche weitere Fachbücher wieder, da wir doch sonst oft im No- über Astronomie, Architektur und Bau- Der Barometerstand wird 3-mal täglich vember schon scharffen Frost haben. kunst sowie Anleitungen zum Bau von abgelesen, die Windstärke wird in 5 Stu- Im Dezember zeigte sich ein blasrothes Instrumenten für die Sternbeobachtung fen, ohne fürchterliche Orkane, eingeteilt Nordlicht, und die Kälte nahm nicht und zum Vermessen von Flächen und und am Mittag gemessen. Für das 18. zu, sondern vielmehr ab. Im Janu- Gebäuden [5]. Jahrhundert bedeutete diese Beobach- ar dieses Jahres ging vor der stärks- tungspraxis des G. Schadeloock in Ros- ten Kälte ein starkes aber sehr gelbes Als ihm 1780 angetragen wurde, die tock eine neue Qualität (vgl. Abb. 3). Nordlicht vorher. Ich wage es nicht, Wetterbeobachtungen und deren Pub- den gelben Lichtern ein Amt zuzuwei- likationen in der Reihe „Gemeinnützige Von besonderem Wert sind die Polarlicht- sen. Aber nichts kann weder das eine, Aufsätze aus den Wissenschaften für alle beschreibungen, die systematisch erfolg- noch das andere bestätigen, oder ver- Stände zu den Rostockschen gemeinnüt- ten. Sie sind so präzise, dass sie Rück- werfen, als die Erfahrung, und die hat zigen Nachrichten“ fortzusetzen, über- schlüsse sowohl auf die Sonnenaktivität man durch Beobachten.“ nahm er diese zusätzliche Aufgabe. als auch auf den Zustand der Hochatmo- sphäre erlauben oder möglich machen. Für den Monat März 1781 wird mitge- Zu dieser Zeit gab es in Mecklenburg Dabei ist die Faszination des Beobachters teilt: noch kein Wetternetz. Folgende Erläu- unverkennbar [4, Bände 3-7]. Die erste „Am 27. 28. 29. waren Nordlichter terungen gab G. Schadeloock zu Beginn ausführliche Beschreibung gibt der Autor meistens weisgelbche, unter welchen dieser Arbeit: im August des Jahres 1780: das mittelste das schönste war. Um „Das Barometer zeiget die Schwehre „Den 26. Abends um 8 Uhr zeigte sich 10 Uhr zeigte es sich nur als ein weis- der Luft, und deren Ab- und Zunah- im Westen ein Licht, das einem Nord- gelblich lichter Bogen ohne Streiffen

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und Strahlen, um 11 ½ Uhr erstreckte es sich von Nordosten bis in Südsüd- westen und schoß seine Strahlen weit übers Zenith bis unterhalb Vindemia- trix der Jungfrau bis an den Raben, der eben kulminierte.“

Ein Beispiel für Oktober 1782: „Nordlichter waren am 1. 3. und 8. Das erste war zwischen 7 und 8 Uhr. Von Nordnordost bis in Nordnordwest erstreckte sich ein niedriger Lichtbo- gen, unter welchem es ganz dunkel war, und das Ansehen hatte, als wenn dunkle Nebenwolken diesen innern Raum ausfüllten. Von diesem hellen Bogen verbreiterte sich ein einfärbi- ges weislich Licht, und nur dann und wann zeigeten sich einige ausfahrende schwache Strahlen.“

Vorerst letzte Beobachtung im Monat Mai: „Am 2. Abends um 9 ½ Uhr war ein Nordlicht, das sich vorzüglich in einige Streifen aus Nordost bis in Südwest doch unterbrochen zeigete, vom weislichen Licht, worinnen eine beständige wellen- förmige Bewegung von Süd nach Nord, und wieder zurück wahrgenommen ward, die da verursachte, daß das Licht bald stärker bald schwächer, die Streifen bald breiter bald schmähler sich zeigten.“

Juni, 20.: 3 „Mit diesem Tage nahm die in diesem Wetterbericht für September/Oktober 1788, StA Rostock Jahr so merkwürdige und durch ganz Europa und noch weiter verbreitete dicke Luft ihren Anfang. Schon am 26. Die große Pause von über zwei Jahren war Betrachtet man die Übersicht aller Auf- war sie so dicke, daß man um 7 ½ Uhr vorüber und die Beobachtungen konnten zeichnungen ergibt sich folgendes Bild: Abends die Sonne nur glühend roth wieder kontinuierlich verzeichnet werden, Es wurden insgesamt 160 Polarlichter sahe.“ letztes Beispiel vom November 1789: vom schwachen Schimmern bis zu in- „Am 15. frühe Morgens um 2 ½ Uhr tensivem Farbenspiel mitgeteilt. Die lan- Januar 1784, besonders kalter Winter, war eins der schönsten Nordlichter, ge Pause von 2 Jahren und 2 Monaten der kälteste wohl im Jahrhundert: das den ganzen Himmel einnahm. Von könnte möglicherweise mit dem kata- „Merkliche Nordlichter zeigten sich auch NO. bis W. stand ein ruhiges blaulicht strophalen Vulkanausbruch der Laki- in diesem Monat nicht, wie denn auch weisses Licht auf einem sehr dunkeln Spalte auf Island und dem verheerenden die mehresten Abende trüb waren.“ Grunde am Horizont, aus welchem ei- Ausbruch des Asama/Japan zusammen- nige graue Streifen hervorgingen. Von hängen, die im Juni bzw. Mai 1783 be- Aus dem Jahre 1785, September: W. bis ganz in S. und von NO. bis weit gannen und mehrere Monate dauerten. „Von nun an blieb die Luft kalt, und in S. bedeckte ein rothes Licht den es war kein angenehmer Tag mehr im Himmel. Besonders zeigte sich in NO. Auffallend ist die Farbverteilung. Von ganzen noch übrigen Theil des Jahres. ein 1 ½ Fuß breiter sehr langer Strahl, den 160 Polarlichtern waren 80 weiß, 32 Nordlichter fielen gar nicht vor.“ der in seiner Breite vom weissen Licht mehrfarbig, 23 gelb und je 5 rot und röt- bis ins Blutrothe durch unmerckliche lich. Bei 15 Erscheinungen wurden keine November: Nuancen sich schattierte. Im Osten Einzelheiten mitgeteilt. „Am 2. war ein schwaches gelbliches stellete Jupiter, Mars und das Löwen- ruhiges Nordlicht, und in der Nacht herz nahe bei einander eine herrliche Im Jahr 1787 zeigten sich mit 37 Nord- vom 6. nördliche Helle.“ Gruppe in ganz rothem Licht dar.“ lichtern die meisten, gefolgt von 1782

VdS-Journal Nr. 53 98 Geschichte

Durch. Ietzt regierenden Landes Herrn Herzog Friedrich, Sign.: KL 242 Varia, / 11 [3] UA Rostock, Rektorat der Uni Bützow, Mathematische Instrumen- te, Bl. 12/ b/ 2 [4] StA Rostock, Gemeinnützige Auf- sätze aus den Wissenschaften für alle Stände zu den Rostockschen Nachrichten der Jahre 1765-1798, Bände 3-8, Sign.: Z-03 9188, 4 [5] UB Rostock, Sondersammlungen, Polarlicht über Finnland, Aufnahme: Claudia und Wolfgang Hinz Verzeichniß einer Sammlung von Büchern - welche nebst mehreren physikalischen Instrumenten und und 1786 mit je 23. Da G. Schadeloock Möglicherweise ist die Zusammenführung Kupferstichen im Hause des ver- wegen des Wetters ja nicht alle er- der beiden Teiluniversitäten Rostock und storbenen Herrn Prof. Schadeloock fasst haben kann, zeigt sich doch deut- Bützow im Jahr 1789 mit neuen Aufga- meistbietend verkauft werden sollen, lich die Tendenz eines Maximums um ben für G. Schadeloock der Grund, dass er Rostock 1819, Sign.: MK 11737/ 3 1787/1788. Diese Feststellung passt recht einfach keine Zeit mehr hatte, alles aufzu- Rara gut mit den Angaben einer Tabelle zu- zeichnen, was er am Himmel sah. [6] W. Schröder, 1984: Das Phänomen sammen, in welcher die Polarlichthäufig- des Polarlichts, Erträge der For- keit mit jener der Sonnenfleckenmaxima Das besondere Verdienst dieses Gelehr- schung, Darmstadt, S. 72-74, S. 73 verglichen wird [6]. ten war auch, dass er in den schwierigen Tab. 4 Jahren, als in Rostock nur die kleine Teil [7] G. Schadeloock: 20-jährige Beob- Der Rostocker G. Schadeloock setzte universität den Lehrbetrieb durchführte, achtung der monatlichen mittlern die Wetterbeobachtungen fort, teilte sie mit seinen wenigen Kollegen das hohe Thermometer- und Barometer- aber nicht mehr in den „Gemeinnützi- Niveau der Ausbildung der Studenten Höhen von 1780-1799 in Rostock, gen Aufsätzen“ mit. Das geht aus einer sicherte. UB Rostock, Sondersammlungen, Wetterübersicht mit Vergleichen der mo- Signatur: Mss. Meckl. A 266 natlichen mittleren Thermometer- und [8] M. Lissiok, 1995: Das Wirken Barometerhöhen zwischen Rostock und Literaturhinweise: des Universitätsgelehrten Gustav Leipzig hervor. Diese sehr saubere kleine [1] UA Rostock, Personalakte: Mag. Schadeloock, in: Universität und Handschrift ist nur mit G. S. unterzeich- Phil. Gustav Schadeloock, Bl. 71-74 Stadt, 1995, S. 167-187 net [7]. [2] UB Rostock, Sondersammlungen, [9] J. Koppe, 1784: Jetztlebendes ge- Acten-mäßige Nachricht von dem lehrtes Mecklenburg, Rostock 1784, Streit der Stadt Rostock mit ihrem S. 187-194

Impression

Venus, Mars und die schmale Mondsichel am Abend des 20. Februar 2015 über dem Schloss Solitude bei Stuttgart. Foto: Sven Melchert Geschichte 99

11. Tagung der Fachgruppe „Geschichte der Astronomie“ in Dresden von Wolfgang Steinicke

Die diesjährige Tagung fand vom 31. Okto ber bis 2. November 2014 in Dresden statt. Ort war das Lohrmann-Observatorium der TU Dresden. Mit über 40 Teilnehmern war die Veranstaltung wieder gut besucht (Abb. 1). Sie findet stets um Aller- heiligen statt und hat einen festen Platz im astronomischen Terminkalender. Die Atmosphäre wird als angenehm und familiär empfunden. Neben bekannten Gesichtern kommen auch immer wieder Neulinge zur Tagung.

Am Freitagabend traf man sich im tradi tionellen Altmarktkeller bei böhmischer Küche und Bier. Es wurde zünftig geges- sen und getrunken und wie immer viel geredet. Der Samstag ist Vortragstag. Dazu stand der „historische“ Hörsaal des Instituts für Planetare Geodäsie im Bey- er-Bau zur Verfügung, der durch seinen 1 Das obligatorische Gruppenfoto (alle Bilder: W. Steinicke) Kuppelturm weithin sichtbar ist (Abb. 2). Der Saal bot genügend Platz und moderne Präsentationstechnik (Abb. 3). Nach dem „Einchecken“ begann die Veran- staltung um 9:45 Uhr mit der Begrüßung durch Wolfgang Steinicke und den Haus- herrn, Professor Michael Soffel. Das Vor- tragsprogramm war wieder breit gestreut, von der Steinzeit (Kreisgrabenwallanlage) bis zur Neuzeit (Smartphone).

Traditionell sind die einige Beiträge dem Standort gewidmet. Jürgen Helf richt begann mit einer ausführlichen Darstellung der „Astronomiegeschichte in Dresden“. Eine wichtige Rolle spielte dabei August der Starke, ein großer Förderer der Wissenschaft. Auf ihn geht der Mathematisch-physikalische Salon zurück. Gelehrte wie Johann Gottfried Koehler, diverse Bauernastronomen und der Astronom Wilhelm Gotthelf Lohr- mann wurden vorgestellt. Interessant war auch die DDR-Zeit mit Manfred von Ar- denne. Die Entwicklung nach der Wende zum heutigen Observatorium bildete den Abschluss dieses interessanten und kom- petent vermittelten Überblicks. Die Stadt ist der Aufbewahrungsort einer der drei letzten erhaltenen Mayahandschriften, dem „Dresdener Kodex“. Andreas Fuls hat 2 Der Tagungsort: das Lohrmann-Observatorium

VdS-Journal Nr. 53 100 Geschichte

Dresden“ vor. Johann Gottfried Koehler wird in der Literatur als Entdecker von drei Messier-Objekten gesehen (1772- 79). Es waren aber insgesamt sechs, wie eine neuere Recherche zeigt. Basilius von Engelhardt betrieb Ende des 19. Jahrhun- derts ein beachtliches Observatorium in Dresden. Mit einem 30-cm-Refraktor beobachtete er Sternhaufen und Nebel und

3 Der „historische“ Hörsaal

darüber seine Doktorarbeit geschrieben und die astronomisch relevanten Fakten in seinem Vortrag „Eine kurze Geschichte der Dresdener Mayahandschrift“ präsen- tiert. Ein anspruchsvoller Stoff, der wohl bei Vielen Interesse geweckt hat. Das Original ist im Buchmuseum der Säch- sischen Landes- und Universitätsbiblio- thek (nicht weit vom Tagungsort) unter Glas ausgestellt. Irina Tupikova, Mit- arbeiterin von Professor Soffel, sprach 4 anschließend zum Thema „Ptolemaios: Die Terrasse des Observatoriums bot einen fantastischen Rundblick Astronom und/oder Geograph?“. Im be- rühmten Werk „Geographie“ sind die Koordinaten von mehr als 6.000 Orten aus der Antike überliefert. Einige liegen richtig, andere zeigen systematische Ab- weichungen. Aktuelle Forschungen der Referentin haben gezeigt, dass dies wohl auf verschiedene Werte des Erdumfangs zurückgeht.

In der Mittagspause wurde das Lohr- mann-Observatorium in zwei Gruppen besucht. Dazu musste man einige Stu- fen nach oben steigen. Im Turm befindet sich noch ein kleines Museum, weiter oben gibt es eine wunderbare Terrasse, die bei bestem Wetter einen tollen Blick über Dresden bot (Abb. 4). Ganz oben im Kuppelbau, in 40 m Höhe, ist der 30-cm- Heyde-Refraktor untergebracht (Abb. 5). Während eine Gruppe mit Lutz Gräfe 5 das Observatorium besuchte, erhielt die chanischen Rechenhilfen bis hin zu den Der 30-cm-Heyde-Refraktor andere im Hörsaal durch Professor Sof- elektronischen Rechnern von Konrad fel einen Überblick über die aktuellen Zuse. Mit seiner Z3 brach 1943 ein neues Forschungsprojekte am Institut. Es blieb Zeitalter an und Astronomen erkannten bestimmte ihre Positionen mit großer Ge- auch noch etwas Zeit zum Essen. schnell das Potenzial dieser Geräte – nauigkeit. Dabei fand er auch ein neues Ludwig Biermann war einer der Pioniere. Objekt, später als IC 1463 katalogisiert – Den Nachmittag eröffnete Marco Le- Rechenintensive astronomische Proble- leider nur ein Sternpaar, wie sich heraus- venhagen mit dem Thema „Elektroni- me konnten nun in kurzer Zeit bewältigt stellte. Olaf Kretzer stellte anschließend sche Rechenanlagen – Erste Einsätze werden. Als nächstes folgte Wolfgang „Die erste Kreisgrabenwallanlage in Thü- von Computern in der Astronomie“. Ein Steinicke. Als Ersatz für einen ausge- ringen“ vor. Solche Anlagen wurden in historischer Überblick zeigte zunächst fallen Vortrag, stellte er „Koehler und den letzten Jahren in verschiedenen Re- die Entwicklung von den ersten me- v. Engelhardt – Deep-Sky-Beobachter in gionen Mitteleuropas ausgegraben und

VdS-Journal Nr. 53 Geschichte 101

erkundet. Bei einigen konnten astronomische Ausrichtungen und Bezüge fest- gestellt werden. Nun wurde eine Anlage in Thüringen entdeckt. Vorgestellt wurden Fundumstände und erste Ergebnisse einer astronomischen Analyse.

In diesem Jahr war ein lokaler Service mit der Ausgabe von Kaffee und Ku- chen beauftragt worden (Abb. 6). Das bedeutete zwar höhere Kosten als sonst, es hat aber allen vorzüglich geschmeckt. Nach der Pause ging es weiter mit dem Thema „Kosmische Himmelszeichen in der Bibel“, präsentiert von Regina Um- land. In der Bibel finden sich zahlreiche Erwähnungen von Himmelskörpern, 6 Kaffee und Kuchen! Leuchterscheinungen, Wunderzeichen und Finsternissen, wobei der „Stern von Bethlehem“ sicherlich herausragt. Der Vortrag zeigte, wie die Verfasser der Bi- bel das jeweilige Weltbild als Grundlage für ihre Berichte nahmen und dabei auch eine andere Sprache und andere Erklä- rungen benutzten. Wir dürfen also nicht mit unserem heutigen Verständnis des Kosmos an diese Berichte herangehen. Den Abschluss bildete Lutz Clausnitzer. Er stellte die App „AudioHimmelsfüh- rungen“ vor, die Astronomie am Himmel und im kulturhistorischen Kontext vermittelt. Mit Ton- und Grafikbeispielen zeigte er, was ein Smartphone auf diesem Gebiet leisten kann. Es gibt sechs 20-mi- nütige Führungen, deren letzte ein astro- nomiehistorischer Rückblick ist, der eine sachlich-kritische Auseinandersetzung 7 mit der Astrologie einschließt. Abendessen im „Italienischen Dörfchen“

Pünktlich um 18:30 Uhr fand die Ab- schlussbesprechung statt und anschlie- ßen ging es zur Nachsitzung ins „Ita- lienische Dörfchen“ gegenüber der Semperoper (Abb. 7). Der Biersaal bot ausreichend Platz für einen gemütlichen Abend, der einen interessanten Vortrags- tag abschloss. Sonntags um 10:00 Uhr trafen sich die Teilnehmer im Zwinger zum Besuch des Mathematisch-physikalischen Salons (Abb. 8). Die einstün- dige Führung durch die beeindruckende Ausstellung historischer Instrumente der Astronomie, Physik und Geodäsie fand in zwei Gruppen statt. Ein ganz beson- deres Erlebnis in einer Stadt, die so viel Kultur bietet. Wo die nächste Tagung (2015) stattfinden wird, steht noch nicht fest, vieles spricht aber für die Berliner Archenhold-Sternwarte. 8 Blick ins Mathematisch-physikalische Kabinett (Zwinger)

VdS-Journal Nr. 53 102 Jugendarbeit

Erste Eindrücke aus dem Astronomischen Sommerlager 2014

von Caroline Reinert

Auch 2014 veranstaltete die VEGA (Ver- einigung für Jugendarbeit in der Astro- nomie e. V.) wieder ein Astronomisches Sommerlager (ASL) für naturwissen- schaftlich interessierte Jugendliche. Diesmal fanden sich im schön gelegenen Schullandheim in Bischofsheim an der Rhön fast 70 Schüler und Studenten ein, um die Sterne zu beobachten, Raketen zu bauen und natürlich, um neue Din- ge über unser Universum zu lernen. In 13 Arbeitsgruppen wurde von unseren Camp-Leitern Wissen über Raumfahrt, Robotik, aber auch Atmosphärenphysik und aktuelle Beobachtungen am Nacht- himmel vermittelt. Unterstützt wurden wir in diesem Jahr von der Joachim-Herz- Stiftung und dem Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR), denen wir auf diesem Weg herzlich danken wollen. 1 Endlich oben! Gruppenbild auf dem Gipfel des Kreuzberges, der beim Tagesausflug erklommen wurde, natürlich mit den tollen, grünen Camp-Shirts. Das nächste Camp wird vom 1. bis 15. August 2015 in Mühlhausen stattfinden, und wir freuen uns über viele neue Teil- nehmer. Alle Infos zum Camp und zur 2 Anmeldung gibt es unter: Unsere Sponsoren www.vega-astro.de/sommerlager. in diesem Jahr

Impression

Polarlichtexpedition Lofoten

Dieses Bild vom 20.03.2014, 00:22 Uhr, zeigt ein helles Polarlicht über der vom Mond beschienenen schneebedeck- ten Landschaft. Aufgenommen am Rande des Nordmeeres in der Ortschaft Borgvag auf den Lofoten. Aufnahmedaten: Canon EOS 7D, ISO 1600, Objektiv Canon EFS 10-22 mm bei 10 mm Brennweite, Bildautor: Manfred Kiau. Jugendarbeit 103

Hoch hinaus mit dem Wetterballon von Kristin Bönicke

In der Arbeitsgruppe zum restrischen Gashüllen mithil- Thema „Atmosphären“ im fe von Spektren eine umso ASL 2014 hatten die Teil- bedeutendere Rolle. So las- nehmer die Möglichkeit, sen Beschaffenheit und Ele- sich einmal ganz praktisch mentzusammensetzung von mit den Phänomenen in- Atmosphären Rückschlüsse nerhalb der schmalen, blau auf die Entstehung und Ent- schimmernden Hülle, die für wicklung der Exoplaneten das irdische Leben so wich- zu. Durch einen Vergleich tig ist, auseinanderzusetzen. der Gashüllen der Planeten unseres Sonnensystems mit Unter der Leitung von Vik- den Atmosphären der neu toria lernten die jungen entdeckten Planeten können Astronomiebegeisterten zu- zudem zur Erleichterung der nächst den Aufbau der Erd- Suche und Kategorisierung atmosphäre sowie die spezi- von Exoplaneten Modellat- fischen Eigenschaften ihrer mosphären erstellt werden. einzelnen Schichten kennen. So erfuhren wir, dass sich Auf den einführenden Theo- Großteile der Masse unserer rieteil folgte der Höhepunkt Atmosphäre in der untersten der AG: die Planung eines Schicht, der sogenannten eigenen Wetterballonprojek- Troposphäre konzentrieren tes. Die Jugendlichen bilde- und die Temperaturen pro ten hierfür zwei Gruppen mit Kilometer innerhalb dieser unterschiedlicher Zielsetzung Zone um sechs Kelvin ab- ihres Projekts und konnten nehmen. Auch die meisten am eigenen Leib erfahren, meteorologischen Phäno- wie viel Arbeitsaufwand für mene finden in der Tropo- die Planung und anschlie- sphäre statt. All das macht ßende Durchführung not- gerade eine nähere Erfor- wendig ist, denn schon die schung des sich zwischen Beschaffung größerer Men- Null und – je nach Lehrbuch gen Helium für den Antrieb – 8 bis 16 Kilometern über stellt eine erste große Hürde der Erdoberfläche befindli- dar. Glücklicherweise stand chen Bereiches interessant. 1 Ein Schnitt durch die Schichten der Erdatmosphäre uns mit Viktoria eine enthu- (maßstäblich gezeichnet, Quelle: Wikimedia) siastische und kenntnisreiche Die sich an die Troposphäre Leiterin zur Seite, die selbst anschließende Stratosphäre kurz vor dem Start ihres ei- wird hingegen insbesonde- genen Wetterballons stand, re von Astronomen geschätzt, die über geografischem Auftreten werden sie als der wenige Tage nach der AG im Astro- der Wolkendecke gute Beobachtungs- „aurora borealis“ (Norden) oder „aurora nomischen Sommerlager erfolgen sollte. möglichkeiten vorfinden. Hier wird bei- australis“ (Süden) bezeichnet. Schluss- So konnten alle am Ende der AG stolz spielsweise die Infrarotstrahlung nicht endlich markiert die bis zu 500 Kilometer ihre Projekte vorstellen, die, bei Interes- mehr vollständig absorbiert, wovon ak- über dem Erdboden befindliche Exosphä- se und den entsprechenden Geldmitteln, tuelle Projekte wie beispielsweise „SO- re den Übergang zwischen unserer Erdat- auch real durchgeführt werden könnten. FIA“ (Stratosphären-Observatorium für mosphäre und den Weiten des Alls. Infrarot-Astronomie) profitieren. Die AG-Mitglieder waren am Ende der Trotz der weitreichenden Erforschung des fünftägigen AG begeistert – von ihrem Ab einer Höhe von 50 Kilometern be- Aufbaus der hiesigen Atmosphäre ist das neu gewonnen Wissen über Atmosphä- ginnt schließlich die Mesosphäre. Hier Feld der Atmosphärenphysik noch lange ren und der Tatsache, dass Wissenschaft und in der darüberliegenden Thermo- nicht erschöpft. Wenn beispielsweise op- und Spaß sich nicht ausschließen, son- sphäre treten die Polarlichter auf, die tische Teleskope nur undetaillierte Resul- dern vielmehr zusammengehören. von polnahen Gebieten von der Erde tate zur Beschreibung von Exoplaneten aus beobachtet werden können. Je nach liefern, spielt die Analyse von extrater-

VdS-Journal Nr. 53 104 Jugendarbeit

Eine Reise durch die faszinierende Welt der Raumfahrt von Tobias Schepers

Wozu betreibt man Raumfahrt? Wie 1 Bahnelemente und wählt man einen Orbit für eine Raum- weitere Beschreibungs- fahrtmission aus und wie erreicht man größen der elliptischen diesen problemlos? Wie funktionieren Umlaufbahn eines Himmels- moderne Antriebssysteme und welche körpers um einen Zentral- Triebwerkstypen gibt es? Diesen und vie- körper, z. B. einer Satelliten- len weiteren spannenden Fragen sind wir bahn um die Erde (Quelle: eine Woche lang in der Raumfahrt-AG Wikimedia), Erläuterungen im Astronomischen Sommerlager 2014 s. Tab. nachgegangen und haben dabei viel Neues und Interessantes über die Raum- fahrt, aber auch über die Astronomie im Allgemeinen gelernt. In einer kleinen Gruppe von sechs Personen haben wir mit unserem erfahrenen und raumfahrt- begeisterten Leiter Florian die verschie- Bahnelemente und weitere Beschreibungsgrößen der elliptischen densten Gebiete der Raumfahrt bespro- Umlaufbahn eines Himmelskörpers um einen Zentralkörper (Quelle: Wikimedia) chen und bearbeitet. a Länge der großen Halbachse Am Anfang der AG sind wir dem Sinn e numerische Exzentrizität und dem Nutzen der Raumfahrt nach- i Bahnneigung, Inklination gegangen und haben herausgefunden, Ω Länge/Rektaszension des aufsteigenden Knotens, Knotenlänge wie eine vollständige Raumfahrtmission ω Argument der Periapsis, Periapsisabstand funktioniert und welche möglichen Pro- M Ellipsenzentrum bleme und Schwierigkeiten dabei auftre- B Brennpunkt, Zentralkörper ten können und berücksichtigt werden P Periapsis müssen. Uns wurde schnell bewusst, wie A Apoapsis (AP: Apsidenlinie) kompliziert, aufwendig und dennoch HK Himmelskörper, Planet/Satellit faszinierend jede einzelne gestartete r Abstand des Himmelskörpers vom Zentralkörper Raumfahrtmission ist, und was für eine absteigender Knoten technische Meisterleistung hinter einem aufsteigender Knoten Raketenstart und schließlich dem ein- Frühlingspunkt wandfreien Betrieb eines Satelliten im ν wahre Anomalie Weltraum steckt.

Während unserer AG sind uns auch die auch in der Raumfahrt unerlässlich sind. Passend zum Ablauf von Satellitenmis- verschiedensten mathematischen Glei- So haben wir verstanden, was unter der sionen mussten wir natürlich auch die chungen und Formeln begegnet. Wir Exzentrizität zu verstehen ist und was verschiedensten Satellitenbahnen und beschäftigten uns mit den Keplerschen die große Halbachse, die Anomalie und ihre Vor- und Nachteile verstehen. Dazu Gesetzen und dem Zweikörperproblem die Inklination bedeuten. Zusätzlich hat haben wir viel berechnet und gezeichnet. sowie mit der Umlaufdauer von Satelli- uns Florian alle Bahnelemente an einem Es war sehr erstaunlich, wie viele ver- ten und deren Bahngeschwindigkeiten. Tellurium, einem mechanischen Gerät, schiedene Orbits überhaupt möglich sind, Wir haben viele Rechnungen angestellt, das die Bewegung der Planeten veran- wobei uns auch sehr außergewöhnliche Formeln hergeleitet und alles an prak- schaulicht, erklärt. So konnte sich wirk- Orbitvarianten begegnet sind. Wir haben tischen Beispielen angewendet. Schon lich jeder am Ende unserer AG etwas un- die Vor- und Nachteile von erdsynchro- nach den ersten Tagen sind wir mit Hil- ter den Bahnparametern vorstellen. Den nen und sonnensynchronen Orbits her- fe von Formeln und Physik ein ganzes Bahnelementen begegnet man außer bei ausgefunden und vieles anhand der Or- Stück in die Raumfahrt eingedrungen. der Raumfahrt auch in der beobachten- bitdynamik nachvollzogen. den Astronomie sehr häufig, wo man mit Selbstverständlich haben wir uns auch ihnen die Position von aktuell sichtbaren In den letzten Tagen beschäftigten wir eine Zeit lang mit den sechs sogenann- Objekten bestimmen kann, so dass dieses uns noch mit Antriebssystemen, der ten Bahnelementen beschäftigt, da diese Thema universell anwendbar ist. Raketengleichung und den unterschied-

VdS-Journal Nr. 53 Kleine Planeten 105

lichsten Treibstoff- und Triebwerksarten. Zu guter Letzt haben wir uns gemeinsam bestehende Um- welteigenschaften des Weltraums überlegt und sogar selbst eine mögliche Satellitenmission komplett geplant.

Die Woche ging sehr schnell vorüber und ist sehr lehr- reich und spannend gewesen. Es ist eine super Erfah- rung, mit Gleichgesinnten viel Neues über die vielen verschiedenen Gebiete der Astronomie zu lernen. Der zusätzlich jedes Jahr im ASL stattfindende Raketen- bau-Workshop war außerdem die ideale Gelegenheit, um selbst einen eigenen Raketenstart durchzuführen und seine selbst gebaute Rakete aus PET-Flaschen auf 2 Verschiedene Erdorbits im richtigen Maßstab zur Erde selbst (von innen bis zu 100 Meter Höhe zu bringen. nach außen): rote Linie = Internationale Raumstation, blauer Bereich = „Low Earth Orbit“ (160-2.000 km Höhe), gelber Bereich = „Medium Earth Insgesamt war die AG ein voller Erfolg und wird je- Orbit“ (2.000-36.000 km Höhe), grüne Linie = Orbit der GPS-Satelliten, dem von uns in bester Erinnerung bleiben. schwarze Linie = geostätionärer Orbit (ca. 36.000 km Höhe). Quelle: Wikimedia Neues aus der Fachgruppe Namensbegründungen Kleine Planeten von Gerhard Lehmann (319227) Erichbär = 2006 AJ8 Discovered 2006 Jan. 9 by M. Fied- Von Wolfgang Ries, Mitglied der FG Klei- Ableitung einer Position und einer Hellig- ler at Radebeul. ne Planeten der VdS, und Klaus Hohmann keit. Wenn einem dann noch ein bis dato liebevoll betreut, erscheinen seit vielen unbekanntes Objekt während des Auswer- Erich Bär (1905-1981) was a German Ausgaben des VdS-Journals für Astrono- tens mehrerer Bilder vor der Nase herum- electrical engineer and amateur as- mie meist farbige Bilder von kosmischen hüpft, dann ist das ein tolles Gefühl. tronomer. In 1953 he built a private Begegnungen zwischen Deep-Sky-Objek- astronomical observatory in Rade- ten und Kleinplaneten. Doch die Mehr- In der heutigen Zeit ist es aber schwer berg. He founded the Radeberg pub- zahl aller Kleinplanetenbilder besteht geworden, noch etwas Neues zu ent- lic observatory in 1964. He became nur aus Graustufen. Die Bildverarbeitung decken. Um so kostbarer sind die eige- the honorary director and remained beschränkt sich auf eine Korrektur mit nen Entdeckungen, wenn sie nach der in that position until his retirement einem Dunkelbild und einem Flatfield. Nummerierung noch immer die eigenen in 1971. Primäres Ziel der Beobachtung ist die Kleinplaneten sind. Dann hat man das

1 Nummerierte und benannte Kleinplaneten von Mitgliedern der FG Kleine Planeten der VdS. Stand: Oktober 2014

VdS-Journal Nr. 53 106 Kleine Planeten

Recht einen Namensvorschlag einzurei- ler das Recht, einen Namensvorschlag Am Schluss dieser Zeilen möchte ich chen. Stellvertretend für die vielen num- einzureichen. Wenn dieser akzeptiert ist, im Namen der FG Kleine Planeten ganz merierten und benannten Kleinplaneten wird er darüber berichten. herzlich zur 18. Kleinplanetentagung in der Fachgruppe (Abb. 1) wird von ei- am 27./28. Juni 2015 nach Essen in die ner ersten Nummerierung und einer sehr Die Gründung der Volkssternwarte Ra- dortige Walter-Hohmann-Sternwarte [3] schönen Benennung berichtet. deberg [2] am 6. Juni 1964 erfolgte auf einladen. Wenn Sie dieses VdS-Journal Anregung von Erich Bär, dem Nestor der in Ihren Händen halten, wird es eine Ta- Bernhard Häusler, Mitglied der FG Kleine Radeberger Amateurastronomie. Viele gungswebseite mit weiteren Informatio- Planeten der VdS, kann sich über seine Jahre leitete er erfolgreich die Sternwar- nen geben. Schauen Sie dazu bitte auf die erste Nummerierung eines Kleinplaneten te. So war es nur logisch, dass die Stern- Internetseite www.kleinplanetenseite.de. freuen. Am 26. September 2009 entdeck- warte im 25. Jubiläumsjahr ihrer Grün- te er einen Kleinplaneten, welcher vom dung den Namen „Erich Bär“ erhielt. Weblinks: Minor Planet Center in den USA [1] die Nun gibt es seit dem vergangenen Jahr [1] Minor Planet Center: provisorische Bezeichnung 2009 ST242 auch den Kleinplaneten (319227) Erich- www.minorplanetcenter.net/ bekam. Ein Entdeckungsbericht ist im bär am Sternenhimmel. Entdeckt wurde [2] Sternwarte Radeberg: VdS-Journal für Astronomie 33 erschie- der Kleinplanet von Martin Fiedler, Mit- www.sternwarte-radeberg.de/ nen. Im Oktober 2014 erhielt er die Num- glied der FG Kleine Planeten der VdS, in [3] Sternwarte Essen: mer 410928. Damit hat Bernhard Häus- der Sternwarte Radebeul. www.walter-hohmann-sternwarte.de/ Kosmische Begegnungen von Klaus Hohmann und Wolfgang Ries

Ab und zu findet man auf Astroauf- 84 und M 86, die sich im Bild oben in der 2) und (1078) Mentha (Nr. 3) im Bildfeld. nahmen von Deep-Sky-Objekten kurze Mitte befinden. Der zum Aufnahmezeitpunkt 14,5 mag Strichspuren. Der Verursacher ist meist helle (742) Edisona wurde ebenfalls 1913 ein Kleinplanet, der sich während der Das Galaxienfeld wurde am 4. März von Franz Kaiser entdeckt. Dieser Haupt- Belichtungszeit ein kleines Stück auf 2013 vom Kleinplaneten (745) Mauritia gürtelasteroid ist mit 46 km fast doppelt seiner Bahn um die Sonne weiterbewegt besucht. Die 15,1 mag schwache Strich- so groß wie (745) Mauritia. Mit ihm wur- hat. Für viele Astrofotografen sind sol- spur ist mit der Nummer 1 markiert. Die de der amerikanische Erfinder Thomas che zufälligen kosmischen Begegnungen Detailbilder sind 300-prozentige Vergrö- Alva Edison an den Himmel versetzt. eine Bereicherung des Bildes. Besonders ßerungen, um die Spuren auch in der dann, wenn man nach einiger Recherche Duckversion sichtbar zu machen. Der Der Kleinplanet (1078) Mentha zeichne- herausfindet, wer der Verursacher der 1913 vom deutschen Astronomen Franz te eine 14,0 mag helle Strichspur. Dieser Strichspur war. Kaiser in Heidelberg entdeckte Kleinpla- Hauptgürtelasteroid ist ca. 13 km groß. net (745) Mauritia ist ein ca. 29 km gro- Wenn sich nun jemand fragt, wie es sein Frühlingszeit ist Galaxienzeit. Besonders ßer Hauptgürtelasteroid. Benannt wurde kann, dass die kleinere Mentha heller ist viele helle und große Galaxien findet man er nach dem Heiligen Mauritius. als Edisona, der sei auf den Abstand zur bekanntlich in den Sternbildern Löwe Erde verwiesen. Edisona war zum Auf- und Jungfrau. Da auch die Ekliptik durch Genau 12 Tage später, am 16. März, nahmezeitpunkt ca. 2,4 AE von der Erde diese beiden Sternbilder führt, kann man sammelte Michael weitere Bilder von entfernt, während Menthas Abstand nur zu dieser Zeit besonders viele kosmische Markarian’s Chain. Dabei befanden sich 1 AE betrug. Entdeckt wurde (1078) Men- Begegnungen zwischen Galaxien und die beiden Asteroiden (742) Edisona (Nr. tha von Karl Wilhelm Reinmuth 1926 in Kleinplaneten beobachten. Für das heu- tige Foto belichtete Michael Deger [1] in mehreren Nächten eine der schönsten Galaxienansammlungen im Virgo-Clus- Tabelle 1: Übersicht über interessante Begegnungen zwischen ter, die als Markarian’s Chain bekannt ist. Deep-Sky-Objekten und Kleinplaneten Michael zeigt mit seinem Bild, dass Ga- Datum Uhrzeit Kleinplanet mag Objekt Art mag Abstand laxien auch mit relativ kurzer Brennweite 16.04.2015 24:00 (692) Hippodamia 14,1 NGC 5701 Gx 10,9 9’ toll in Szene gesetzt werden können. Be- 18.04.2015 24:00 (920) Rogeria 14,7 NGC 5015 Gx 12,3 4’ nannt wurde dieser kettenförmige Strang 14.05.2015 24:00 (24) Themis 12,1 NGC 6401 GC 7,4 7’ aus Galaxien nach dem armenischen 17.05.2015 24:00 (3209) Buchwald 15,9 M 107 GC 7,8 1’ Astrophysiker Beniamin Egishevitch 13.06.2015 24:00 (163) Erigone 13,5 M 17 GN 6,1 12’ Markarian (1913-1985), der in den frühen 18.06.2015 24:00 (2454) OlausMagnus 14,9 NGC 6445 PN 11,2 5’ 60er-Jahren des letzen Jahrhunderts eine gemeinsame Bewegung der Mitgliedsga- laxien feststellte. Als prominenteste Mit- Abkürzungen: Gx-Galaxie, GC-Kugelsternhaufen, GN-Galaktischer Nebel, glieder von Markarian’s Chain gelten M PN-Planetarischer Nebel

VdS-Journal Nr. 53 Heidelberg. Er verewigte damit die Pflan- 1 Die Kleinplaneten (742) Edisona, (745) Mauritia und (1078) Mentha bei Markarian’s zengattung der Minzen. Chain. Aufgenommen mit einer SBIG-CCD-Kamera ST8300M und einem 4,5-zölligen Newton bei f/4 von Michael Deger. Bildorientierung: Norden links und Osten unten Kosmische Begegnungen finden täglich statt. Die Tabelle 1 enthält eine kleine Auswahl interessanter Begegnungen Parameter wie die Helligkeit des Deep- fotografierten Objekte und die Daten des zwischen Kleinplaneten und Deep-Sky- Sky-Objektes oder die Helligkeit des Teleskops bzw. der Kamera mitzuteilen. Objekten, die von uns erstellt wurde. Kleinplaneten selbst auszuwählen, um Der Autor eines ausgewählten Bildes Damit soll Ihnen Ihr Weg zum persön- eine passende Konjunktion für sich zu wird anschließend aufgefordert, eine un- lichen Bild einer kosmischen Begegnung finden. komprimierte Version des Bildes für den erleichtert werden. Druck zur Verfügung zu stellen. Wir möchten Sie im Namen der Fach- Eine Möglichkeit, sich täglich über ak- gruppe Kleine Planeten der VdS bitten, Weblinks: tuelle kosmische Begegnungen zu in- Ihre kosmische Begegnung einzusenden, [1] Homepage M. Deger: www. formieren, finden Sie auf der Homepage um zukünftige Ausgaben des VdS-Jour- galaxyphoto.de/markarianschain_ von Klaus Hohmann [2]. Dort kann sich nals für Astronomie mit Ihren Bildern zu I.htm der interessierte Astrofotograf in dem bereichern. Schicken Sie die Bilder per [2] Homepage K. Hohmann: http:// von Klaus geschriebenen Tool kosmische Mail mit dem Betreff „Kosmische Begeg- astrofotografie.hohmann-edv.de/ Begegnungen anzeigen lassen. Interaktiv nung“ an [email protected]. Bitte verges- aufnahmen/kosmische.begegnungen. hat man die Möglichkeit, verschiedene sen Sie nicht, das Aufnahmedatum, die aufnahmen.php

VdS-Journal Nr. 53 108 Kometen

Zum Gedenken an Friedrich Wilhelm Gerber (1932-2014) von Uwe Pilz

Mit Friedrich Gerber verband mich in Auch von hier aus unternahm er lange den letzten Jahren seines Lebens eine in- Reisen nach Russland bis nach Sibirien, tensive Freundschaft, welche auf unseren um die Russland-Deutschen in ihrem gemeinsamen astronomischen Interessen Glauben zu unterstützen. Diese Reisen beruhte. Fritz hatte sich mit der visuellen setzte er auch nach seiner Rente und Spektroskopie von Kometen beschäftigt trotz einer Herzerkrankung fort. So war und mir anlässlich der als „groß“ erwar- er zuletzt 2004, im Alter von 72 Jahren, teten Kometen des Jahres 2013 Hinweise in Irkutsk. für diese Art der Beobachtung gegeben. In einem Alter von über 80 Jahren sind Die Kometenentdeckungen Reisen anstrengend, so dass es lange zu In den abgeschiedenen Weiten Argentin- keiner persönlichen Begegnung kam. Ein iens sind die atmosphärischen Bedingun- erster konkreter Reiseplan im Frühjahr gen ausgezeichnet. Fritz entdeckte dort 2014 wurde durch die plötzliche Erkran- mehrere Kometen. Viele davon waren kung seiner Frau Helga vereitelt. Noch im aber schon einige Zeit vorher von ande- Frühjahr ist sie verstorben. Dennoch war ren Beobachtern aufgespürt worden, was uns ein Treffen vergönnt: Im Spätsom- er aber nicht wusste: In seinem Wohnort mer war Fritz bei mir in Leipzig zu Gast. Lucas Gonzalez in der Provinz Entre Ríos Ich bin dankbar, dass uns das Schicksal gab es nicht einmal ein Telefon. Wichti- diese Begegnung gewährt hat. Auch Fritz ge Nachrichten mussten per Telegramm kam ganz euphorisch von dieser Reise 1 Besuch in Leipzig, Ende August 2014 übermittelt werden. Am 8. Juni 1964 ge- zurück und sah einer Vertiefung unserer lang Fritz seine erste „wirkliche“ Entde- Freundschaft erwartungsvoll entgegen. ckung. Er berichtete mir darüber: Aber es ist dann anders gekommen. recht unbeschwert, auch wenn sein Va- Am Morgen setzte ich Wasser an zum ter als Militärpfarrer in den Krieg ziehen Windeln waschen. Wir hatten ja dort Fritz wird mir ein Vorbild bleiben: Die musste. Für Fritz war rasch klar, dass er nur Petroleum und das dauerte eine Fähigkeit, unter einfachsten Bedingun- eine Pfarrerslaufbahn einschlagen wür- ganze Weile. Also nahm ich mein Fern- gen ein glückliches Leben zu führen, de. Bei einer Begegnung mit Kranken glas und ging ein paar Minuten vor die seine Lebenszuversicht, Schaffenskraft schwestern-Schülerinnen lernte er seine und Begeisterung trotz des hohen Alters Frau kennen. Er wählte sie auch danach und der familiären Verluste werden mir aus, ob sie eine gute Pfarrersgattin ab- stets gegenwärtig sein. Es bleibt mir, das geben würde. Er traf eine gute Wahl: Leben dieses Hobby-Astronomen und Beide waren die ganzen Jahrzehnte ih- Kometenentdeckers aus meiner Sicht zu res Lebens innig verbunden und haben würdigen. Ich ahne, dass wichtige Ab- gemeinsam viele Jahre unter einfachen schnitte seines Lebens in unseren Ge- Bedingungen voll von Schwierigkeiten sprächen nicht berührt wurden, und dass des Alltagslebens verbracht – in harmo- manches im Verborgenen bleiben wird. nischem Zusammensein.

Kurzer Überblick über sein Leben Ende der 1950er-Jahre (unmittelbar nach Friedrich wuchs in Jentkental auf. Dieser seinem Studium) erhielt Fritz das An- Ort gehört heute zu Polen und heißt heute gebot, als Pfarrer nach Argentinien zu Jerzykowo. Den gehen und dort die deutschstämmige 3 wenigen Zeug- Gemeinde zu betreuen. Die Lebensbe- nissen nach dingungen waren mehr als bescheiden. Fritz und Helga war die Jugend Zudem standen oft weite Reisen auf dem heirateten 1959. Plan, zu Hochzeiten oder Begräbnissen. Als Fortbewegungsmittel durch die mat- schige Pampa dienten Pferde, später ein 4 2 Motorrad. Aus den geplanten drei Jahren Als Schüler wurden schließlich über 20: Erst 1981 Als junger Pfarrer von 12 Jahren kehrte die Familie nach Mainz zurück. in Argentinien

VdS-Journal Nr. 53 Kometen 109

5 Alle vier Kinder des Ehepaares Gerber wurden in Argentinien geboren. 7

Mit diesem 58-mm-Refraktor der Fa. 6 Wörle entdeckte Fritz seinen ersten Ko- Ein wichtiges Transport- meten. Das an der Entdeckung beteiligte mittel in Argentinien war Fernglas ist ebenfalls zu sehen. Der das Pferd. Später kam ein Firmengründer Martin Wörle war übrigens Motorrad hinzu. bei Fraunhofer als Glasschleifer gelistet.

Tür. Ich sah einen Stern 6. Größe, der Fernglas mit 6 Zentimetern Öffnung. Mit Nickel, schrieb mir hierzu: sich ein klein wenig von den anderen diesem Instrument konnte er den Schweif 1981 kehrte Fritz nach Deutschland Sternen unterschied. Also holte ich des 5-mag-Kometen 8° weit verfolgen. zurück und arbeitete bis 1997 als meinen Refraktor vor die Tür und sah Pfarrer der evangelischen Kirchenge- ganz sicher, dass es ein Komet war. Andere astronomische Arbeiten meinde Mainz-Weisenau. Seinem Hob- Fritz widmete sich sowohl in Argentinien by Astronomie blieb er auch in Mainz Fritz sandte die Entdeckungsnachricht als auch in Deutschland der Astronomie. treu und schloss sich im Jahr 1985 der telegrafisch an das Observatorium in Seine Interessen waren weit gefächert. Astronomischen Arbeitsgemeinschaft Córdoba (Argentinien) ein. Die Antwort Nach seiner Rückkehr trat er der Astro- Mainz an. Von 2002 bis 2006 war er erhielt er drei Tage später wiederum tele nomischen Arbeitsgemeinschaft Mainz Vorsitzender unseres Vereins, bis 2012 grafisch – er war tatsächlich einer der bei. Ihr derzeitiger Kassenwart, Otmar blieb er Vorstandsmitglied. Bis zuletzt drei Entdecker des Kometen C/1964 L1 war er mit Vorträ- (Tomita-Gerber-Honda), seinerzeit Ko- gen und Beiträgen met 1964c. bei amateurastrono- mischen Veranstal- Drei Jahre später gelang ihm eine weite- tungen präsent. Vor re Entdeckung, die des Kometen C/1967 allem als Kometen- M1 (Mitchell-Jones-Gerber), seinerzeit beobachter war er in 1967f. Diesmal benutzte er ein größeres

C/1967 M1 (Mitchell-Jones-Gerber)

10 IAU-Zirkular Nr. 2012, 8 Bestätigungstelegramm der IAU zur welches die Entdeckung des Kometenentdeckung Kometen 1967f vermeldet. 110

11 Nova Cygni, aufgenommen mit einem 12 Spektrum des Kometen Hale-Bopp, aufgenommen mit Objektivprisma auf Farbfilm einem Objektivprisma

13 Aufnahme des Südhimmels 14 Komet Hale-Bopp über dem um den Südpol herum. Feldberg im Taunus Rechts sind die Magellan- schen Wolken zu erkennen.

der Gemeinde der deutschsprachigen Nachlass finden sich spektroskopische [2] F. W. Gerber, 1996: „Spektrosko- Amateurastronomen, z. B. in der Fach- Aufnahmen der Nova Cygni von 1975 pische Beobachtungen des Kometen gruppe Kometen der VdS, aktiv. Die As- und des Kometen Hale-Bopp. All diese C/1996 B2 (Hyakutake)“, kometen. tronomische Arbeitsgemeinschaft Mainz Aufnahmen entstanden an einem kleinen fg-vds.de/Publ/FWGHyakutake hat mit ihm einen guten Freund verlo- Refraktor mit einem Objektivprisma. 1996spektroskopisch2012.pdf ren. [3] F. W. Gerber, 2013: „Visuelle Spek- tralbeobachtungen von Kometen“, Besonders angetan hatte es ihm die Literaturhinweise: kometen.fg-vds.de/Publ/Gerber Spektroskopie und auch die Himmelsfo- [1] F. W. Gerber, U. Pilz, 2013: VisuelleSpektralbeobachtungVon tografie mit einfachen Mitteln. Seine An- „Beobachtungen heller Kometen“, Kometen.pdf regungen und Hinweise zur Beobachtung kometen.fg-vds.de/Publ/ sind heute noch hilfreich [1-3]. In seinem isonpanstarrsgerber.html Zu Helligkeitsschätzungen des False Nucleus von Volker Kasten

Anlass zu den folgenden Überlegungen zeigt die Abbildung 1. Die Frage war, ob Komateil nahe dem wahren Kometen- war, dass Andreas Kammerer und ich ei- diese Diskrepanz auf Beobachtungsfehler kern. Aber welchen Komateil man dabei nen Unterschied von 3 Größenklassen in zurückging, und/oder ob sie durch unse- wahrnimmt, hängt vom verwendeten In- unseren Helligkeitsschätzungen für den re verschiedenen Instrumente mit ihren strument (Vergrößerung, Auflösung) ab. False Nucleus des Kometen C/2014 E2 unterschiedlichen Vergrößerungen und Der Radius r (gemessen z. B. in Bogen- (Jacques) feststellten. Andreas schätzte Auflösungen verursacht sein konnte. Um sekunden) dieses als False Nucleus be- den False Nucleus am 28.7.2014 mit sei- das zu untersuchen, ist zunächst festzu- obachteten zentralen Komascheibchens nem 8-Zoll-SC und einer Vergrößerung stellen, dass es so etwas wie einen phy- dürfte in der Nähe der Auflösungsgrenze von 161x auf 10,5 mag, während ich den sisch realen False Nucleus ja gar nicht des Instrumentes anzusetzen sein, also False Nucleus am selben Tag im 20x80- gibt. Die praktisch punktartige zentrale größenordnungsmäßig etwa zwischen r Bino grob auf 7,5 mag geschätzt habe. Verdichtung, die Beobachter als False = 0,5’’ bei Fernrohren (mit hinreichenden Eine Aufnahme des Kometen zu jener Zeit Nucleus ansprechen, ist nur der hellste Vergrößerungen) und vielleicht r = 5-10’’

VdS-Journal Nr. 53 Amateurteleskope / Selbstbau 111

für Feldstecher. Weil demnach bei Fern- Zum Übergang auf beobachtete Hellig- 1 Komet C/2014 E2 (Jacques), gläsern im Vergleich zu Fernrohren das keiten muss man nur wissen, dass diese 30. Juli 2014, Instrument: Newton Licht eines größeren Komaausschnittes im Wesentlichen logarithmisch von der 140 mm/400 mm, 25 min auf Mora- bei der False-Nucleus-Schätzung ein- Intensität abhängen. Genauer gilt für die vian-G3-11002-CCD-Kamera geht, ist schon prinzipiell zu erwarten, Helligkeit m(r) eines Komascheibchens (Michael Jäger) dass Feldstecherschätzungen „des“ False mit Radius r und Intensität I(r) Nucleus höhere Helligkeiten liefern als m(r) - m(1) = - 2,5 · lg ( I(r) / I(1) ), (2) Fernrohrbeobachtungen. Die Frage ist, wie viel das ausmachen kann. wobei lg den Zehner-Logarithmus bezeichnet. Einsetzen von (1) in (2) liefert Für eine quantitative Beurteilung dieses mit I(1) = a Effektes sei r der Radius eines beliebigen m(r) = m(1) - 2,5 · lg r (3) Komascheibchens (Scheibchen als Projek- tion an den Himmel), gemessen in Bogen- Bei stärkerer Vergrößerung/Optik wird sekunden ab Komazentrum. Die Lichtin- der Radius r des beobachteten False Nuc- tensität (nicht die Helligkeit in mag!), die leus kleiner, damit wird auch lg r kleiner, von diesem Scheibchen beim Beobachter der Zahlenwert m(r) also größer, und die 2 Abhängigkeit der Helligkeit des False ankommt, sei I(r). Nach einem einfachen beobachtete Helligkeit „des“ False Nuc- Nucleus vom wahrgenommenen Durch- „Abströmungsmodell“ strömt der Staub leus nimmt gemäß Formel (3) ab. messer des Pseudokerns, dargestellt (ich berücksichtige hier nur die Staub- an einem Beispiel komponente) gleichmäßig und radial vom Für Abbildung 2 habe ich als Beispiel wahren Kometenkern nach außen. In die- m(1) = 10 mag angesetzt (Helligkeit der gen Formel (3) unabhängig von der hier sem Modell ist die Staubmenge und damit innersten Komascheibe mit 1’’ Radius). willkürlich angenommenen Helligkeit die Lichtintensität I(r) proportional zu r. Dargestellt ist die Helligkeit in mag, die m(1) = 10. Das kann man sich klar machen, wenn man dann für den False Nucleus schät- man die Koma in konzentrische Kugel- zen würde, wenn der als False Nucleus Damit kommt man schon in die Grö- schalen gleicher Dicke zerlegt. Jede solche wahrgenommene Komateil einen Radius ßenordnung der Diskrepanz zwischen Schale enthält nach dem Abströmmodell von r Bogensekunden besitzt. den Schätzungen von Andreas und mir. die gleiche Staubmenge, vgl. hierzu auch Natürlich schließt das nicht aus, dass den Aufsatz [1]. Nehmen wir als Beispiel an, für ein gutes zusätzlich auch Beobachtungsfehler im Astro-Fernglas mit V = 20x hat der False Spiel waren. Es zeigt aber deutlich, dass Es gibt also eine Proportionalitätskonstante Nucleus vielleicht einen Radius von r = es nicht „die“ Helligkeit eines False Nu- a mit 5’’, bei einem 20-cm-Spiegel bei hoher cleus gibt. I(r) = a · r (1) Vergrößerung aber r = 0,5’’. Die Bedeutung von a ist offensichtlich Literaturhinweise: a = I(1), das ist die Lichtintensität einer Dann zeigt der Plot, dass der Fernglas- [1] U. Pilz, B. Häusler, 2011: „Elektro- zentralen Scheibe mit Radius 1 Bogen- beobachter einen etwa 2,5 mag helleren nische Photometrie heller Kometen sekunde. False Nucleus beobachtet als der Fern- - der Parameter Afρ“, kometen. rohrbeobachter. Diese Differenz ist we- fg-vds.de/Publ/afrho.pdf

VdS-Journal Nr. 53 112 Kometen

Kometenbeobachtung auf dem Herzberger Teleskoptreffen von Uwe Pilz

Jedes Jahr im September treffen sich einige Hundert Astronomiebegeisterte im kleinen Dorf Jeßnigk bei Herzberg. Dieses Treffen gewinnt seinen besonderen Reiz nicht nur durch die günstigen atmosphärischen Bedingungen, sondern auch durch die familiäre Stimmung auf dem Platz und das interessante Rahmen- programm. Robert Zebahl von der Fach- gruppe Deep Sky und ich steuern stets eine geführte Himmelstour zum Treffen bei. Ich versuche dort auch jedes Mal, wenigstens einen Kometen zu zeigen. Da der Himmel üblicherweise eine halbe Größenklasse besser ist als bei meinem leicht erreichbaren Beobachtungsort in der Dübener Heide, nehme ich mir für das 1 Komet C/2014 E2 (Jacques), 27. September 2014, 19 h UT, gesehen am HTT stets einige schwierigere Schweif 32-cm-Dobson (Uwe Pilz) sterne vor. Dieses Mal spielte das Wetter nicht ganz so mit. Die Luft war feucht, was die Durchsicht beeinträchtigte. Mein ten Abenden vor den Toren von Leipzig. März 2014 entdeckt wurde. Schon im SQM-L-Gerät zeigte 21,3 mag/arcsec² im Der hellste Komet im September 2014 April konnte ich ihn beobachten, seiner- Zenit, das ist nur wenig besser als an gu- war C/2014 E2 (Jacques), der erst im zeit 10 mag hell und knapp über dem Ho-

2 Komet C/2014 E2 (Jacques), 27. September 2014, 18:53 UT, Instrument: Teleobjektiv 1:3,5/200 mm, 66 min auf Pentax-K5-Kamera (Thomas Lehmann)

VdS-Journal Nr. 53 Kometen 113

3 Komet 32P/Comas-Sola, 28. September 2014, 3 h UT, 4 Komet C/2012 K1 (PANSTARRS), 28. September 2014, 3:30 UT, gesehen am 32-cm-Dobson (Uwe Pilz) gesehen am 32-cm-Dobson (Uwe Pilz)

rizont im Achterdeck stehend. Der Komet frisches Tempo-Taschentuch, presste es stetig. Die letzten Messungen im Juli la- lief in den folgenden Monaten sehr rasch ohne zu reiben auf den Fangspiegel: Der gen bei ca. 8,5 mag. Nach dem Perihel über den Himmel. Im Verlauf des Som- Spiegel war trocken, die Morgenbeob- bewegte sich PANSTARRS rasch nach mers zog der Komet quer über den Him- achtung gerettet. Comas-Sola war zwar Süden. Im September und Oktober war mel: Dies zu beobachten war schon reiz- nicht einfach, aber schließlich sicher zu er aber für kurze Zeit noch von Deutsch- voll. Zur Sichtung reichte ein Fernglas sehen. Ich erkannte sogar eine leicht fä- land aus erreichbar, tief am Morgenhim- aus, der Komet war zwischen Mai und cherförmige Form (Abb. 3). mel. Mir gelang eine Sichtung in 5° Höhe August heller als 8 mag und verfehlte im (Abb. 4), die Helligkeit bestimmte ich Sommer die Grenze zur Freisichtigkeit Die letzte Beobachtung war ein Kampf auf 7 mag. Wenige Minuten nach die- knapp. Ende September war die Hellig- gegen die Dämmerung. Kurz vor Ende ser Beobachtung war der Himmel schon keit leider schon auf 9 mag gefallen – sic der astronomischen Nacht sollte C/2012 sehr hell, ich hatte gerade den richtigen transit gloria mundi. Der Komet war kein K1 (PANSTARRS) tief am Osthorizont Moment abgepasst. Am selben Mor- ausgesprochen auffallendes Objekt mehr. auftauchen. Der Komet war vor dem gen fotografierten Mark Emmerich und Erschwert wurde die Sichtbarkeit durch Perihel ein lohnendes Ziel gewesen und Sven Melchert den Kometen. Neben dem den Sternenhintergrund: Im nördlichen wurde von Januar bis Juli viel beobach- breiten Staubschweif (den ich auch sah) Flügel des Adlers stört das dichte Stern- tet. Die Helligkeit lag anfangs bei 11 mag konnten sie den schmalen Plasmaschweif feld der Milchstraße die Beobachtung und stieg mit der Sonnenannäherung nachweisen (Abb. 5) von Nebelobjekten. In meinem 32-cm- Dobson war der Komet leicht erkennbar, zeigte aber bei Weitem nicht das Maß an Einzelheiten, das er im Hochsommer offenbarte (Abb. 1). Thomas Lehmann fertigte eine schöne Übersichtsaufnahem mit einem Teleobjektiv an, die ich zum Vergleich zeigen möchte (Abb. 2).

Jacques war leider der einzige am Abend- himmel erreichbare Komet. Ich hatte aber Aufsuchkarten für den Morgenhimmel vorbereitet. Ich hoffte den periodischen Kometen 32P/Comas-Sola einmal auffinden zu können. Er stand nördlich der Krippe in über 30° Höhe: Trotz der prog- nostizierten Helligkeit von etwa 13 mag schien er mir bei diesen guten atmosphä- rischen Bedingungen erreichbar. Als ich morgens kurz nach vier mein Teleskop abdeckte, war der Fangspiegel klitsch- nass, so viel Feuchtigkeit lag in der Luft. 5 Komet C/2012 K1 (PANSTARRS), 28. September 2014, 3:40 UT. Instrument: 8-cm- Nach ganz kurzem Zögern nahm ich ein Refraktor, f/6, 20 min auf ST-8-XME-CCD-Kamera (Mark Emmerich, Sven Melchert)

VdS-Journal Nr. 53 114 Planeten

Doppelsichtbarkeiten der Venus von Friedhelm Dorst

Wenn sich unserer innerer Nachbarpla- net wegen seiner Bahnneigung von 3,4° gegen die Ekliptik bei großer Knotendis- tanz in Erdnähe begibt, kann er sich aus Beobachtersicht bis zu rund 9° abseits der Erdbahnebene aufhalten. In geografischen Breiten von ca. 50° N ist er nahe einer unteren Konjunktion mit der Sonne (im Frühjahr, vorzugsweise im März bzw. Januar) für einen kurzen Zeitraum schon vor Sonnenaufgang mit dem freien Auge erkennbar und des Abends noch nach 1 Sonnenuntergang aufzufinden. Venus am 20.03.2001 kurz vor Sonnen- Erweitert man seinen Beobachtungsmo- aufgang bereits als dus hingegen durch Hinzunahme ge- Morgenstern. eigneter fotografischer Hilfsmittel oder durch ein Fernglas bzw. Teleskop, so kann es gelingen, die Venus auch nahe der oberen Konjunktion mit der Sonne (vorzugsweise im Herbst, derzeit im Au- gust bzw. Oktober) zu beiden Tageszei- ten zu beobachten, wenn sich die Sonne noch (bzw. schon) sicher unter dem Hori- zont befindet und so den Beobachter und seine Geräte keinesfalls gefährden kann. Einige der im deutschen Sprachraum ge- bräuchlichen astronomischen Jahrbücher (Kosmos Himmelsjahr, Der Sternenhim- mel) weisen - wie zuletzt im März 2009 - auf die Doppelsichtbarkeit des Plane- ten hin, die am Tage der Konjunktion in Rektaszension von Sonne und Venus 2 gleich gute Sichtchancen morgens wie Venussichel in unterer Konjunktion am 14.01.2006 vor Sonnenaufgang. abends bereithält. Mitte des vergange- Bildausschnitt mit 400 mm Brennweite. nen Jahrhunderts boten auch die unteren Konjunktionen im Januar mit >6° Mi- nimalelongation eine vergleichbar gute und war mit >17° Elongation längst le natürliche Horizont bezüglich seiner Sichtgeometrie, doch die im synodischen nicht so nah an der starken Horizontauf- Konturen in der Regel stark vom Meeres- 8-Jahreszyklus rückläufigen Konjunkti- hellung in Sonnenrichtung. Zudem war niveau abweicht -, lohnt sich zumindest onstermine erfordern derzeit bei Januar- die Helligkeit der Venus etwas größer für die persönliche Abschätzung eine konjunktionen wohl doch schon optische als am Konjunktionstag, an dem ich sie Betrachtung für den Idealhorizont. Wie Hilfsmittel wegen der bereits auf <5° mangels hinreichender Klarheit gar nicht lange dauert eigentlich der Zeitraum, in gesunkenen Konjunktionsdistanz beider freiäugig auffinden konnte. Hingegen dem die Venus bei Sonnenaufgang wie Gestirne. Dafür gewinnen die im März war sie an jenem 20. März auch tagsüber auch bei Sonnenuntergang über dem Ho- auftretenden Konjunktionen wegen noch bequem für das bloße Auge sichtbar und rizont steht? Vorab werde noch (entge- wachsendem Minimalabstand an Attrak- dank der fast optimalen Höhenausnut- gen der gängigen Definition) angenom- tivität. zung ihrer Elongation abends noch sehr men, der Sonnenaufgang erfolge, wenn eindrucksvoll bis zur Dunkelheit zu ver- der Sonnenmittelpunkt den Horizont Eigene Beobachtungen haben 2001 folgen! überschreitet. gezeigt, dass schon deutlich vor dem Konjunktionstag (30. März) wesentlich Da nicht immer mit besten Sichtbedin- Rechnet man für die geografische Breite bessere Sichtchancen bestanden als am gungen gerechnet werden kann und meines Beobachtungsorts Witten (51,4° N) 30. selbst. Bereits am 20. März stand die somit leichte optische Hilfsmittel zu – also etwa für den Mittelwert von Venus zum Sonnenaufgang fast 4° hoch empfehlen sind - ferner auch der loka- Deutschlands Nord-Süd-Ausdehnung –,

VdS-Journal Nr. 53 Planeten 115

so dauerte dieser Zeitraum vom 11. März bis zum 1. April 2001, umfasste also 22 Tage. Nimmt man für Sonnenauf- und -untergang definitionsgemäß den Son- nenoberrand, verkürzte sich der Zeit- raum um gerade mal 1 Tag und endete dann am 31. März 2001. Die Abbildung 1 zeigt die Venus noch vor Sonnenaufgang am 20. März, also 10 Tage vor der unteren Konjunktion mit der Sonne, aufgenommen mit einem DV-Camcorder.

Auch bei Januarereignissen dieser Art kommt man in Situationen, wo ein Ver- zicht auf Bilder sehr schwer fällt und auch mir einfach nicht gelang: Die Ab- bildung 2 zeigt die aufgehende Venus- sichel vom 14. Januar 2006 (Konjunkti- onstag), mit einer Digitalkamera und 400 mm Brennweite erhalten. Der steil nach unten und etwas nach rechts gewand- te „Blick“ der Sichel (bei Abb. 1 eher leicht nach unten) ist normalerweise für Abendbeobachtungen der Venus typisch, doch bereits tags darauf wurde praktisch die „Kahnlage“ erreicht und in der Fol- ge die für den Morgenhimmel gewohn- 3 te Sichelorientierung. Am Morgen des Venus bereits als Abendstern am 18.10.2014, eine Woche vor der oberen Aufnahmetages war die Sichel freiäugig Konjunktion mit der Sonne. Oben: einzelner Frame aus dem Videostrom, dank bester Lufttransparenz soeben noch unten: Bildbearbeitung des Mittels aus 33 Frames mit Giotto. wahrnehmbar, abends schon nur noch im Fernglas wegen industrieller Dunst einträge des westlichen Ruhrgebiets und rem Oberrand mit auf das Bild zu las- dem gleichen Camcorder erhalten) belegt wegen geringerer Höhe bei Sonnenunter- sen. Auf dem Suchermonitor war nichts nicht nur die erfolgreiche Sichtung am gang als zuvor bei Sonnenaufgang. von einer Liebesgöttin wahrnehmbar - 19.10.2014, sondern auch die aufgrund es blieb nur die Hoffnung, ihr am hei- größerer Elongation noch bessere Chance Am 18. Oktober 2014 ließ ich durch ent- mischen Bildschirm in HDV-Auflösung vom Vortag, die nur wegen anfänglicher sprechende Standortwahl die Nachmit- habhaft zu werden. Dies gelang nahe am Bewölkung nicht genutzt werden konnte. tagssonne hinter einem nahen Waldrand Limit, bei noch genügend häufigem Auf- Natürlich war von Interesse, wie lange verschwinden und konnte mit einem szintillieren verbunden mit der Aussicht, die Doppelsichtbarkeit rein formal in die- bildstabilisierten 12x36-Feldstecher die auch geeignete Einzelbilder zu isolieren. sem Falle dauerte. Das erstaunliche Er- Venus erstaunlich deutlich rechts ober- Die Abbildung 3 zeigt einen solchen Mo- gebnis der Überprüfung lautete: Abend- halb der Sonnenposition bei 2,1° Elon- ment, denn Szintillation gibt es in solcher stern war die Venus schon ab dem 6.10. gation orten. Eine Berechnung zeigte, Horizontnähe auch bei Planeten und erst für den Sonnenmittelpunkt und regulär dass sie ca. 4 Minuten nach der Sonne recht bei einem Scheibchendurchmesser (also bezogen auf den Sonnenoberrand) untergehen sollte, also 1 Woche vor der von <10’’. Die Abbildung 3 unten zeigt ab dem 10.10.; Morgenstern blieb sie re- oberen Konjunktion rein formal schon die Giotto-Bearbeitung einer 4/3 s dau- gulär bis zum 26.10. und 1 Tag länger klar als (auch) Abendstern zu bezeichnen ernden Videosequenz (33 Frames), die für den Sonnenmittelpunkt. Der Ver- war! Ob das für eine fotografische Doku- auch den einzelnen Frame in der Abbil- gleich zeigt: Für die Sonnenmitte dauert mentation reichen würde? Die beeindru- dung 3 oben enthielt. die gemeinsame Morgen- und Abend- ckende Luftdurchsicht machte Hoffnung sichtbarkeit ebenfalls 3 Wochen, regulär darauf, das - was sich dem freien Auge Auch der folgende Morgen war klar - mit hingegen nur gut 2 Wochen. Die lange fraglos entziehen würde - wenigstens mit der Venus schon geringfügig links ober- Gesamtdauer wird verständlich durch die optischen Hilfsmitteln in den Griff zu be- halb der Sonne stehend. Nunmehr in ei- in Erdferne gemächlichere Relativbewe- kommen. Ein Camcorder sollte es richten. ner Elongation von nur noch 1,9°, war gung von Venus und Sonne - die deut- Mit interner 16x-Filterung und zusätzli- sie immer noch als Morgenstern im tags lich kürzere reguläre Dauer hingegen cher Abblendung des Objektivs konnte zuvor benutzten Feldstecher zu erkennen dadurch, dass hier der scheinbare Son- sogar gewagt werden, die horizontnah (selbst lediglich 6-fache Vergrößerung nenradius im Vergleich zur Minimalelon- schon kraftlos gewordene Sonne mit ih- reichte hierfür aus). Die Abbildung 4 (mit gation (1,0°) einen nunmehr deutlicheren

VdS-Journal Nr. 53 116 Planeten

immerhin deutlich über der Hälfte derjenigen der Venus liegen kann, wäre eine teleskopische Verfolgung des Planeten in Horizontnähe während dieses kurzen Zeitraums nicht gänzlich ausgeschlos- sen. Die Beobachtung des Götterboten 4 während einer oberen Konjunktion mit Venus vor Sonnenaufgang am 19.10.2014, noch klar als Morgenstern. der Sonne mit ND3-Filter vor dem Ob- jektiv gelang mir hoch am Himmel schon des Öfteren, aber mangels freundlichen Wetters noch nicht am Horizont. Günstige Geometrie vorausgesetzt (Konjunktion in Rektaszension beim Meridiandurchgang), wird es dann dank der flinken Relativbe- wegung Merkurs möglich, dass der Pla- net passenderweise ganztägig annähernd oberhalb der Sonnenscheibe zu suchen ist.

Die Abbildung 6 vom 29.06.2010 zeigt, was möglich ist, wenn wetterbedingte Glücksfälle wie diese Lücke einer Stra- tusdecke mit einer Klarzone von viel- 5 leicht 0,1° Breite den Merkur noch ge- Venus am Vormittag des 28.10.2014, nur 57’ nördlich des Sonnenrandes, rade eben mit einem HDV-Camcorder jedoch kein Morgenstern mehr. abzulichten erlauben. Er befand sich bei Sonnenuntergang am Tage nach der oberen Konjunktion mit der Sonne - hier 6 durch differentielle Refraktion noch etwas vermindert - weniger als 1,8° ober- Merkur bei halb des Sonnenrandes. Bei solch kleinen Sonnenuntergang Abständen von der Sonne verliert auch am 29.06.2010, die Ekliptikneigung zum Horizont ih- knapp 1,8° oberhalb ren dominanten Einfluss zugunsten der des Sonnenrandes. namhaften ekliptikalen Breite - andern- falls wäre ein Beobachtungstermin Ende Juni so nicht nutzbar gewesen.

Der etwa gleich helle Jupiter hätte sich - an gleicher Stelle stehend - bei nur 3 % der Flächenhelligkeit Merkurs mangels Kontrast hier nicht vom hellen Sonnen- untergangshimmel abheben können!

anteiligen Einfluss zur Folge hat. Die umsbesuch als einzige und empfehlens- Gesundheitlicher Hinweis Abbildung 5 zeigt den Nachbarplaneten werte Alternative die real unterbleibende Es sei abschließend noch einmal deutlich 57’ links vom Sonnenrand am Vormittag Beobachtung ersetzt. darauf hingewiesen, dass auch eine hori- des 28.10.2014, drei Tage nach der obe- zontnahe Sonne außerordentlich schäd- ren Konjunktion, in einem Moment be- Und Merkur? lich für das Augenlicht und ungeschütz- sonders hellen Aufszintillierens und dies Merkur betreffend bleiben die unteren te Aufnahmegeräte sein kann! Nur wenn endgültig nach Beendigung seiner Dop- Konjunktionen wegen der dann völlig man die Spielregel (Sonne unter dem lo- pelsichtbarkeit. In Camcordersucher war unzureichenden Helligkeit Merkurs au- kalen Horizont!) einhält, bestehen keine Venus problemlos zu erkennen. ßer Betracht. Gleiches gilt bei freiäugiger Gefahren für Augen und Aufnahmeme- Betrachtung nahe einer oberen Konjunk- dien! Die blendende Himmelshelligkeit in Äußere Planeten tion mit der Sonne. Nur maximal 5 Tage Sonnennähe ist visuell sehr unangenehm Für die äußeren Planeten kommen sol- am Stück (regulär) verbringt Merkur um und verlangt schon deshalb nach Filte- che Doppelsichtbarkeiten wegen viel zu diese Zeit herum ohne Sonnenpräsenz rung. Wegen der Abwesenheit der Sonne geringer Flächenhelligkeit gar nicht erst simultan bei seinem Auf- wie auch Un- sind dann ausnahmsweise auch Okular- in Betracht, so dass hier ein Planetari- tergang. Da seine Flächenhelligkeit dann filter empfehlenswert!

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Streifende Sternbedeckungen durch den Mond im 2. Quartal 2015 von Eberhard Riedel

Streifende Sternbedeckungen durch den Mond gehören zu den eindrucksvollsten Beobachtungsgebieten für den Astro- amateur. Schon mit kleinen Fernrohren sind diese Ereignisse zu verfolgen und lassen innerhalb weniger Minuten die Bewegung des Mondes am Himmel direkt sichtbar werden. Das oft mehrfache schlagartige Verschwinden und Wieder- auftauchen des Sterns am zerklüfteten Mondrand hat einen ganz besonderen ästhetischen Reiz. Mit technisch größe- rem Aufwand lassen sich auch die Zeiten des Bedeckungsfeuerwerks präzise festhalten, was bis heute einen bedeutsamen wissenschaftlichen Beitrag darstellt. In Deutschland finden im 2. Quartal vier se- henswerte Bedeckungen dieser Art statt.

Die Abbildung 1 zeigt, was sich bei einer Sternbedeckung durch den Mond auf der Erdoberfläche abspielt: Der unsichtbare Schatten des Mondes wird durch einen Stern auf die Erde projiziert und zieht ge- mäß der Eigenbewegung des Mondes auf der gesamten vom Mond aus sichtbaren Erdhemisphäre eine Bahn von West nach 1 Bedeckung von 35 Sextantis am 29.04.2015, Mondschatten sowie nördliche Ost. Außer bei zu weit nördlich oder zu und südliche Grenzlinie weit südlich verlaufenden Bedeckungs- bahnen beschreibt der Mondschatten zwei Grenzlinien: die nördliche ist in reicht die Spanne aller streifenden Bede- Die Abbildung 3 zeigt die zu erwartende der Abbildung 1 rot, die südliche grün ckungen von „spektakulär“ bis „schwie- Situation beim Blick durch das Fernrohr dargestellt. Je nach der Höhe des Mondes rig zu beobachten“. (Norden ist oben). Das Mondrandprofil und des Sterns über dem Horizont ist der ist für eine geografische Länge von 13° Schattenbereich (in der Zeichnung gelb Die hier dargestellten Ereignisse sind Ost dargestellt, gilt aber annähernd für umrandet) ein mehr oder weniger stark eher von einfachem bis mittlerem die gesamte dargestellte Grenzlinie. Die ovales Abbild des Mondes. Alle Beob- Schwierigkeitsgrad. Die Abbildung 2 zeigt scheinbare Sternbahn entlang des Mond- achter, die sich zwischen den Grenzlini- die Grenzlinien der vier Ereignisse dieses randes ist die blauweiß gestrichelte Linie, en befinden, sehen eine totale Bedeckung Quartals. Bis auf Ereignis 3, das am Nord die Minuteneinteilungen zeigt. Die Länge des Sterns, während diejenigen, die sich rand des Mondes stattfindet, sind alles eines weißen bzw. eines blauen Streifens zum richtigen Zeitpunkt in der Nähe der südliche Grenzlinien. entspricht jeweils 10 Zeitsekunden. Die Grenzlinien aufhalten, die Streifung des Krümmung der scheinbaren Sternbahn Sterns am nördlichen oder südlichen 07. April 2015 ist grafisch erforderlich, weil die Profil- Mondrand verfolgen können. Die Gra- In den ersten Minuten nach Mitternacht strukturen in 6-facher Überhöhung dar- fik verdeutlicht auch, dass meist nicht (MESZ) am 7. April schiebt sich der Süd- gestellt sind. Auf diese Weise kann bes- entlang der gesamten Grenzlinie eine rand des zu 94 % beleuchteten abneh- ser beurteilt werden, wann und wie viele Beobachtung möglich ist. Die Sichtbar- menden Mondes am 5,3 mag hellen Stern Bedeckungsereignisse im Einzelnen zu keit hängt ab von der Sternhelligkeit in μ Librae vorbei. Die Grenzlinie verläuft erwarten sind. Relation zur Himmelshelligkeit, der Höhe durch Mecklenburg-Vorpommern. Wegen über dem Horizont, dem Beleuchtungs- der Nähe der beleuchteten Mondstruktu- Die Grafik zeigt die Streifungssituation, grad des Mondes (Mondphase) wie auch ren muss der Stern sorgsam verfolgt wer- wie sie bei exakter Positionierung auf der dem Ort der Streifung am beleuchteten den, wofür aber ein Fernrohr mit 10 cm vorausberechneten Grenzlinie stattfinden oder unbeleuchteten Mondrand. Insofern Öffnung bereits genügen sollte. wird. Genau hier berührt die scheinbare

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Sternbahn das mittlere Mondniveau, welches als weiß gepunktete Linie dargestellt ist. Würde man an genau dieser geografischen Position beobachten, würde man allerdings überhaupt keine Bedeckung erleben. Dieses liegt an den tatsächlichen Mondrandstrukturen, die an dieser Stelle bei der gegebenen Libration des Mondes fast überall deutlich unterhalb des mittleren Mondrandniveaus liegen.

Um eine oder mehrere Bedeckungen des Sterns sehen zu können, muss man in diesem Fall nach Norden ausweichen. Einen Anhalt über die Verlagerung der scheinbaren Sternbahn, wenn man die vorausberechnete (in der Grafik angege- bene) geografische Breite verlässt, geben die roten Begrenzungslinien. Diese zeigen einen Abstand von der Grenzlinie von +/-3.000 m, welcher senkrecht zur Grenzlinie angetragen wird. Bei diesem Ereignis dürfte aber bereits eine Position ca. 500 bis 1.000 m weiter nördlich als in der Grafik angegeben die Beobachtung mehrfacher Bedeckungen ergeben.

Besonders interessant bei dieser Strei- fung ist der Doppelsterncharakter von μ Librae. Die Komponenten haben die visuellen Größen von 5,6 und 6,7 mag in einem Abstand von knapp 2’’ in einem 2 Karte der Grenzlinien der in Deutschland im 2. Quartal 2015 beobachtbaren Positionswinkel von 2°. Somit kann es streifenden Sternbedeckungen zu einem geringfügig zeitversetzten Ver- schwinden der Komponenten oder auch nur zum Verschwinden einer Kompo- 29. April 2015 Abbildung 1 zeigt ebenfalls den Mond- nente kommen, wodurch ein zeitweiliger Am 29.4. findet das einzige Nordrand schatten genau zu diesem Zeitpunkt an. Helligkeitsabfall beobachtbar sein kann. ereignis im Quartal statt. Der 6,3 mag Auf der Grenzlinie wären voraussichtlich helle Stern 35 Sextantis wird begin- nur ein Verschwinden und ein Wieder- 14. April 2015 nend um 01:09 MESZ auf einer Linie auftauchen des Sterns zu sehen. Wenn Am 14.4. findet ab ca. 05:47 MESZ die von Flensburg über Kiel nach Schwerin man sich bis zu 2.500 m weiter südlich Südrandstreifung des 6,7 mag hellen vom 76 % beleuchteten Mond gestreift. postiert, können auch Mehrfachereignisse Sterns SAO 164388 (HIP 105856) statt. Der Wegen eines relativ geringen Abstandes zu sehen sein. abnehmende Mond ist nur noch zu 27 % des Positionswinkels der Streifung vom beleuchtet, jedoch findet das Ereignis be- Terminator (s. Abb. 5) kann es zu Über- Auch 35 Sextantis ist ein Doppelstern reits bei nautischer Dämmerung statt. strahlungen des Mondes kommen, die die mit dem Komponentenhelligkeiten 6,3 Beobachtung etwas erschweren können. und 7,4 mag im Abstand von 6,8’’ bei Das Mondrandprofil in der Abbildung 4 Eine Fernrohröffnung von 15 cm sollte einem Positionswinkel von 240°. Das zeigt die Situation bei der geografischen deshalb das Minimum sein. zeitversetzte Verschwinden der Kompo- Länge von 10° Ost. Der Stern ist hier bei nenten wird aber visuell schwer zu beob- genügendem Abstand zu den beleuchte- Die Vorausberechnung dieses Ereignisses achten sein. Erst eine Videoaufzeichnung ten Mondstrukturen gut zu erkennen. Al- bricht bei einer geografischen Länge von könnte dieses offenbaren. lerdings liegt auch hier der tatsächliche 12° ab, da ab dort die Streifung nur noch Mondrand deutlich unterhalb des mittle- am beleuchteten Mondrand passiert und 27. Juni 2015 ren Niveaus. Eine Sternbedeckung wird deshalb nicht mehr sicher beobachtet In der Nacht von 27. zum 28. Juni wird daher erst zu beobachten sein, wenn man werden kann. Die Profilgrafik (Abb. 5) der Doppelstern μ Librae ein weiteres wenigstens 6 km nördlich der vorausbe- ist für die geografische Länge 10° Ost er- Mal streifend bedeckt. Diesmal verläuft rechneten Grenzlinie steht. stellt, an welcher Position die Grenzlinie die Grenzlinie von Hamm über Kassel genau durch die Stadt Kiel verläuft. Die und Erfurt nach Chemnitz. Die Streifung

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4 3 Bedeckung von μ Librae am 07.04.2015, südlicher Mondrand Bedeckung von SAO 164388 am 14.04.2015, südlicher Mondrand

5 Bedeckung von 35 Sextantis am 29.04.2015, nördlicher Mondrand 6 Bedeckung von μ Librae am 27./28.06.2015, südlicher Mondrand

beginnt im Westen Deutschlands am 27. Grundlage der hier veröffentlichten Pro- Verfügung. Kernstück ist die Software Juni gegen 23:56 MESZ und endet über fildaten sind Laser-Messungen der japa- GRAZPREP des Autors, die sowohl eine Deutschland um 00:08 MESZ des nächs- nischen Kaguya-Sonde. Die Genauigkeit komplette und stets aktualisierte Auflis- ten Tages im Osten. Diesmal ist der Be- dieser Messungen ist jedoch nicht überall tung aller interessanten Ereignisse liefert leuchtungsgrad des noch zunehmenden gleich gut, so dass erdgebundene Beob- als auch für jedes Ereignis die genauen Mondes mit 81 % etwas geringer als am achtungen mit Hilfe von Sternbedeckun- Koordinaten der Grenzlinien und viele 7. April. Bei ähnlicher Libration ist der gen die Profildaten noch etwas verbes- weitere Informationen. Darüber hinaus Positionswinkel der engsten Annäherung sern können. Voraussetzung hierfür ist in kann von jedem Standort aus das Pro- von Mond und Stern knapp 4° kleiner, diesem Fall aber eine Aufzeichnung der fil des Mondes und die zu erwartende weshalb die Streifung in die Nähe zwei- Streifung per Video und eine hochgenaue Sternbahn grafisch dargestellt werden, er hoher Mondberge, gefolgt von einem Zeitsynchronisation. Viele Amateure auf um so den besten Beobachtungsstand- tiefen Tal rückt. Mehrfache Bedeckungs- der ganzen Welt verfügen über eine ent- ort auswählen zu können. Letzterer muss ereignisse sind dadurch garantiert. An- sprechende Ausrüstung und sammeln auch unter Berücksichtigung der Höhe hand der roten 3.000-m-Begrenzungs- auf diese Weise wertvolle Daten. optimiert werden, weil diese einen Ein- linien ist erneut erkennbar, dass die fluss auf den Blickwinkel zum Mond hat. Sternbedeckungen innerhalb eines rela- Der Wert von Sternbedeckungsbeobach- Hierzu können höhenkorrigierte Grenz- tiv breiten Streifens passieren können. In tungen liegt aber nicht nur in der Ver- linien direkt in eine Google-Earth-Karte diesem Fall erstreckt er sich über insge- messung der Mondoberfläche. Immer übertragen werden, mit der es dann ein- samt ca. 12 km, beginnend bei ca. 5 km wieder kommt es vor, dass mehrere Be- fach ist, die besten Beobachtungsstatio- südlich der berechneten Grenzlinie. obachter die gleichen Unterschiede bei nen festzulegen. den Kontaktzeiten messen, was dann Beobachten! auf eine abweichende Sternposition hin- Die Software kann kostenlos unter www. Alle streifenden Sternbedeckungen soll- deutet. Auch bisher unbekannte Doppel- grazprep.com heruntergeladen und ins- ten am besten von mehreren Beobach- oder Mehrfachsternsysteme können bei talliert werden (Password: IOTA/ES). Die tern gleichzeitig verfolgt werden. Wenn Sternbedeckungen entdeckt werden. zusätzlich benötigten Vorhersagedateien jeder sich in einer anderen Entfernung sind direkt vom Autor (e_riedel@msn. relativ zur Schattengrenze positioniert Um streifende Sternbedeckungen erfolg- com) oder über die IOTA/ES (www.iota- wird jeder Beobachter auch ein anderes reich beobachten zu können, werden es.de) zu beziehen. Weiterführende In- Bedeckungsmuster des Sterns erleben. eine ganze Reihe präziser Informationen formationen, z. B. über die Meldung der Aus der Summe der Bedeckungszeiten benötigt. Die europäische Sektion der Bedeckungszeiten, sind dort ebenfalls lässt sich dann das Profil des Mondran- International Occultation Timing Asso- erhältlich. des nachzeichnen. ciation (IOTA/ES) stellt diese Daten zur

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Astronomie 4.0 – zum Stand der Bedeckungsbeobachtungen zu Beginn des Jahres 2015 von Eberhard H. R. Bredner

In alter Tradition gibt es eine VdS-Fach- achtet werden. Die um den Mond kreisen- cher Empfindlichkeit, hat sich eine völlig gruppe „Sternbedeckungen“, wurde die den Satelliten liefern heute in aller Regel neue Situation entwickelt. Bedeckung von Sternen am Mondrand genauere Daten. doch seit mehr als 400 Jahren beobach- Eine ähnliche Entwicklung in der Indust- tet. Totale Bedeckungen und mehr noch Parallel zu dieser Entwicklung hat sich rie mit neuen Impulsen zeigt sich im Jahr streifende Bedeckungen an den Mondpo- auch der Beobachtungsschwerpunkt der 2014 deutlich, dabei wird die Verknüp- len sind von hohem ästhetischen Reiz für Fachgruppe verlagert. Mit den sich ex- fung/Vernetzung von Informationstech- den visuellen Beobachter, haben mit be- plosionsartig verbessernden Grundlagen nologie (IT) mit der Fertigungstechnik als achtenswerten, wissenschaftlichen Daten der Astrometrie, den immer ausgefeilte- Industrie 4.0 beschrieben. lange Zeit unser Wissen um die Mond- ren Berechnungsprogrammen, leistungs- ränder und die Mondbewegung erweitert, fähigen, transportablen Fernrohren, einer Genau das trifft aber auch für Beobach- sind jetzt aber nur noch im Grenzfall von weltweit möglichen, präzisen Zeiterfas- tungen im Bereich Bedeckungen zu. Die Bedeutung, wenn mit hoher zeitlicher sung und nicht zuletzt Video-Kameras Verknüpfung von Astrometrie-Daten und Auflösung Doppelsterne gesucht/beob- von noch vor wenigen Jahren unglaubli- den zugehörigen Programmen (entspre-

1 44 Beobachter waren unterwegs in einem Bereich Belgien, Frankreich, Schweiz, Italien und Deutschland. 29 Beobachter konnten mit ihren Messungen zum Profil von (9) Metis beitragen.

VdS-Journal Nr. 53 122 Veränderliche Sterne

chend IT) mit den Beobachtungen der Frühjahr 2014 zeigt die Abbildung 1, Professionalität erreicht, das wollte ich einzelnen Amateur-Astronomen (ent- jede einzelne Linie steht für die Messung in diesem Bericht deutlich machen, und sprechend Fertigung) sollte demnach als eines Beobachters. Wir hatten uns vorher deshalb ist die Beschreibung der Situation ASTRONOMIE 4.0 beschrieben werden, gut abgesprochen, auch dabei hilft eine als ASTRONOMIE 4.0 wohl angemessen. um so ganz deutlich zu machen, in wel- Software und natürlich unsere Mobilte- chem Qualitätsbereich sich Amateur-As- lefone, und so eine gleichförmige Vertei- Natürlich wäre die Mitwirkung von wei- tronomie heute bewegt. „Sterne-Gucke- lung erreicht. „Unser“ Ergebnis stimmte teren Amateur-Astronomen mit Fernroh- rei“ ist lange vorbei. hervorragend mit dem DAMIT-Modell ren der „Halb-Meter-Klasse“ in diesem überein (Database of Asteroid Models Bereich sehr wünschenswert. Wir von Ein weltumspannendes Netz ist die from Universion Techniques), das Modell der IOTA/ES kommen bei möglichen Er- Grundlage für nahezu alle unsere heuti- des Kleinplaneten wird dabei aus Licht- eignissen sehr gerne mit unserem „elek gen Beobachtungen im Bereich Bedeckun- kurven berechnet. tronischen Equipment“ zu einer gemein- gen. So werden die Astrometrie-Daten samen Beobachtung in der Hoffnung, im Minor Planet Center/Cambridge, USA Mit all diesen Voraussetzungen wagen auch in Europa mit Beobachtungen gesammelt, erste Berechnungen zu einem sich die Beobachter zunehmend auch in dieser Qualität zum Grundlagenwissen Ereignis liefert etwa ein Jahr vorher Ed- den höchst anspruchsvollen Bereich von beitragen zu können. Wenn Sie diese Be- win Goffin aus Belgien, viele hilfreiche Bedeckungen durch TNOs (Trans Neptun obachtungen mit einem entsprechenden Programme schreibt unter anderem Dave Objects). Die Ephemeriden der TNOs sind Fernrohr unterstützen möchten, könn- Herald aus Australien, Fein-Berechnun- (noch) wenig genau und die bedeckten te eine E-Mail an mich eine glückliche gen (und auch noch wichtige „Updates“ in Sterne sehr lichtschwach (systematisch Verbindung begründen. Vielleicht treffen letzter Minute) kommen von Steve Pres- etwa 13 bis 15 mag), die Erfolgsaussich- wir uns ja mal bei ASTRONOMIE 4.0! ton/Seattle, USA und am Ende – nach der ten also immer gering. Umso eindrucks- Beobachtung – wird alles von Eric Frappa voller ist eine positive Beobachtung ... und wir belassen es natürlich bei dem Ti- aus Saint Etienne/Frankreich ausgewertet von Mitte November 2014, als in den tel „Sternbedeckungen“, wissend, dass der und gespeichert. So gewonnene Daten ge- USA erstmalig eine Sternbedeckung von Bereich jetzt viel mehr umfasst und auch hen wieder an das Minor Planet Center – Amateur-Astronomen durch einen TNO sehr anspruchsvoll geworden ist. Vielleicht ein sich ständig verbessernder Kreislauf. beobachtet wurde. wäre auch „Sternbedeckungen 4.0“ angemessen, die Diskussion ist eröffnet. Ein gutes Ergebnis von der Beobach- Die Zusammenarbeit von „IT“ und Beob- tung des Kleinplaneten (9) Metis aus dem achtern hat also einen hohen Grad von Jubiläumstagung der BAV in Nürnberg von Dietmar Bannuscher

Die Veränderlichenfreunde trafen sich Am Samstag konnte Lienhard Pagel fast Enge Doppelsterne haben nicht nur vom 10. bis 12. Oktober 2014, diesmal zur 40 Personen begrüßen, welche erwar- gleichwertige Partner, die Astronomen 25. BAV-Tagung in der Sternwarte Nürn- tungsvoll dem ersten Fachvortrag entge- finden auch Braune Zwerge (0,045-0,008 berg. Der dortige Astronomieverein NAA, gensahen. Sonnenmassen), auch sogenannte „Hot- namentlich vor allem Matthias Gräter Jupiter“. Vorgänge in engen Doppelstern- und Helfer, hatte die Tagung im Vorfeld Diesen gestaltete Dr. Stephan Geier von systemen lassen sich mittels Spektrum, vorzüglich organisiert und durchgeführt. der ESO in Garching. Er sprach vom „Le- Infrarotbeobachtung und Lichtkurven Vielen Dank für die liebevolle Vorberei- ben und Sterben enger Doppelsterne“. Zu verfolgen. Die ESO baut zurzeit ein Licht- tung und Betreuung vor Ort. Beginn entstehen meist zwei Sterne ge- kurvenarchiv auf, dort warten dann viele meinsam, sie entwickeln sich nacheinan- Daten auf die Auswertung. Eine „Inter- Schon am Freitagabend öffnete die der zu Roten Riesen und enden dann als pretation an Lichtkurven“ nahm Lien- Sternwarte für bereits angereiste BAVler Weiße Zwerge. Der Weg dahin ist geprägt hard Pagel vor. Dabei wies er auf viele und lud zur Besichtigung ein. Matthias von langsamen Annäherungen, Massen- nicht ausgewertete Bereiche einer Licht- Gräter erläuterte mit einführenden Wor- verlusten und -übertragungen. Der engs- kurve hin. Er stellte fest, dass ein Mini- ten und Bildern die Entstehung und Ent- te bekannte Doppelstern besteht aus zwei mum durch die Mitte der Bedeckungs- wicklung der Sternwarte. Danach ging es Weißen Zwergen mit einer Umlaufperiode kurve abbildet wird und nicht unbedingt vorbei an Schauvitrinen und transporta- von 12 min, sie sind ellipsoid verformt vom tiefsten Punkt in der Kurve, bei blen Teleskopen zu dem bestaunenswer- und berühren einander. Weiße Zwerge asymmetrischen Lichtkurven verhält es ten 60-cm-Spiegelteleskop. Danach ging haben typischerweise 0,5 Sonnenmassen sich genauso. es zum ersten Treffen in ein griechisches bei einer Größe von 0,2 Sonnenradien. Restaurant, wo dann auch später ange- Eine Supernova Ia entsteht durch die Ver- Sogenannte Bumps (Beulen) im An- und reiste Teilnehmer sich einfanden. schmelzung von Weißen Zwergen. Abstieg bei Pulsationsstern-Lichtkurven

VdS-Journal Nr. 53 Veränderliche Sterne 123

könnte der Beobachter mit Zeitpunkt 1 Teilnehmer der BAV-Tagung 2014 an der Sternwarte Nürnberg und Helligkeit zusätzlich erfassen (ggf. veröffentlichen), auch Krümmungen und Oszillationen. wird (siehe auch Artikel dazu in RB den, in der BAV gibt es kein beobachtetes 3-2014, S. 152). Ggf. muss auf Minima- Maximum bzw. nur ein visuelles. Dieser Lichtkurven geben wichtige Hinweise Messungen zurückgegriffen werden, um Stern sollte Anfang Dezember 2014 sein für die Periodenkontrolle, vor allem bei die Periode zu verfolgen. Maximum erfahren, siehe auch Artikel Pulsationssternen. Dabei könnte auch die von Frank Vohla in diesem BAV-Rund- Periode über Minima kontrolliert werden, Weitere Sterne stellte Frank Vohla vor: brief 4-2014. Diese und weitere Sterne vor allem dann, wenn Maxima eine Zeit- So deutet sich bei R Aqr eine Perioden- waren Thema, sie haben unter dem Pro- lang nicht mehr beobachtbar sind (Mi- verkürzung an. Bei R Tri streut das (B- blem „Jahresperiode“ und seltene Beob- rasterne). Für Blazhko-Sterne könnten R)-Diagramm erheblich, hier sind noch achtungen zu leiden. Maxima- und Minima-Angaben und de- viele Beobachtungen notwendig. U Cas ren Helligkeiten interessant sein. scheint evtl. eine Periodenverkürzung Dr. Holger Lehmann von der Thüringer vorzunehmen, während sich bei RS Her Landessternwarte Tautenburg sprach Vor- und Nachteile bei Filterbeobachtun- eine Verlängerung andeutet. Der Stern über „Hochaufgelöste Sternspektren und gen sowie Farbkameras wurden bespro- RU Her verkürzt auch seine Periode, wird Suche nach extrasolaren Planeten“. Zur- chen. aber nur äußerst wenig beobachtet. Bei R zeit gibt es 1822 erdähnliche Planeten in LMi steigt die Periode an, erst jetzt kom- bewohnbaren Zonen um deren Sterne. Thilo Bauer referierte über DSLR-Foto- men seine Maxima wieder in ein nächtli- Jetzt möchte man erdähnliche Planeten metrie. Er zeigte aus eigener jahrelanger ches Sichtbarkeitsfenster. Der Stern Y Ori um sonnenähnliche Sterne finden, dann Erfahrung, dass mittlerweile die früheren konnte nur mit Datamining verfolgt wer- ggf. erdähnliche Planeten mit Atmo- Nachteile von DSLR-Kameras im Ver- gleich mit CCD-Kameras abgebaut wurden und gerade in der Veränderlichen- beobachtung die DSLR genauso gute Ergebnisse liefert wie eine CCD.

Die „Veränderungen der Veränderlich- keit“ bei Mirasternen besprach Frank Vohla. Mirasterne haben große Ampli- tuden mit durchaus unterschiedlichen Höhen, die Perioden scheinen relativ re- gelmäßig zu sein.

U Ori wurde vorgestellt. Dieser schien aufgrund seiner Periode von fast einem Jahr die Maxima in den Tag verschieben zu wollen (also unsichtbar für uns), die letzten Beobachtungen deuten aber an, dass die Periode doch kürzer sein könnte und der Stern weiter zu verfolgen sein 2 Pausengespräche während der BAV-Tagung 2014

VdS-Journal Nr. 53 124 VdS-Nachrichten

sphäre und andere bewohnungswichtige einem Rückblick über Beobachtungs- Zu den genannten Platten gehören ne- Parameter. Eine Kombination von Tran- kampagnen der vergangenen Jahre mit ben den Aufnahmen vom Hohen List sit-Methode (fotometrisch) und spekt- Epsilon Aur, AZ Cas und 31 Cyg berichtet auch die Beobachtungen mit dem Bonner raler Methode (Linienverschiebung mit er nun von der Beobachtung des Mini- Doppelrefraktor in Offenen Sternhaufen, Dopplereffekt) führt zu Radialgeschwin- mums 2014 von RZ Oph. In diesem Sys- vom Heinsberg-Astrografen in Göttin- digkeiten und damit ggf. zum Planeten- tem umkreisen sich ein F3-Überriese und gen, von der ESO, vom Boyden-Observa- radius und der mittleren Dichte. Mit ei- ein K5-Riese innerhalb von knapp 262 torium und andere. nem Echelle-Spektrografen werden Rote Tagen, dadurch verschieben sich öfters Riesen und K-Zwergsterne untersucht. die Minima in die Unbeobachtbarkeit. Historische Aufnahmen eignen sich auch Dieses Jahr konnte das Minimum erfolg- in Kombination mit neueren Bildern zur Passend zum Thema stellte Manfred Rätz reich gemeinsam verfolgt werden (siehe Bestimmung von Eigen- und Raumbewe- das neue Programm Exoplaneten der auch Artikel von Frank Walter in oben gungen einzelner Sterne. Zum Abschluss BAV vor. Nach einem Überblick zu den genanntem Rundbrief). stellte der Referent einige Ergebnisse und gängigen Methoden der Exoplanetensu- Schülerprojekte vor. che gab er die Rahmenbedingungen für Michael Geffert beschäftigt sich (in Zu- die Programm-Exoplaneten aus: 0,007 - sammenarbeit mit dem nicht anwesenden Die Mitgliederversammlung am Sonntag 0,02 mag Transittiefe, V-Helligkeit zwi- Heinrich Weiland) mit der „Sammlung brachte neben einigen Diskussionen, u. a. schen 12 und 13 mag sowie Deklination historischer Himmelsaufnahmen“. Ihnen zum BAV-Remote-Teleskop, die Wieder- nicht unter -15°. Er stellte zum Abschluss stehen 15.000 Platten der nunmehr ehe- wahl des alten Vorstandes, nachdem ihm zwei besondere Kandidaten vor: maligen Universitätssternwarte „Hoher vorher durch alle Versammelten Entlas- List“ zur Verfügung. Ebenso finden sich tung erteilt worden war. Danach ging es HAT-P-32b, 0,03 mag Transittiefe, Stern in 20 Beobachtungsbüchern von Julius noch zu einem Abschlussessen und einer ist etwas größer und jünger als unsere Schmidt (1825-1884) Kometenzeichnun- Besichtigung des „Astronomieweges“ in Sonne, der Planet hat max. 2 Erdmassen, gen und Veränderlichenbeobachtungen. Nürnberg. hier muss sehr genau vermessen werden. Kepler16CAb, läuft um einen Doppel- Mögliche Auswertungen dieser Platten Die Tagung war bestens organisiert, ver- stern, welcher als Bedeckungsveränder- und Beobachtungen können der Wissen- lief sehr harmonisch und für persönliche licher eine Periode von 41,078125 d hat. schaft dienen und münden als didakti- Gespräche blieb viel Zeit, nicht zuletzt sche Projekte in Schülerpraktika bzw. in durch die längeren Fußmärsche zu den Über den langperiodischen Bedeckungs- Astronomie und Raumfahrt im Unter- einzelnen Restaurants. stern RZ Oph sprach Frank Walter. Nach richt. Neues aus dem Vorstand von Siegfried Bergthal

Vorstand tagt in Heppenheim 153 Sternfreunde in die VdS e.V. einge- VdS e.V. vor Ort Am 31. Januar 2015 traf sich der VdS- treten. 142 Mitglieder sind aus der VdS Ab dem Jahr 2015 sollen die Vorstands- Vorstand zu seiner ersten Vorstands- e.V. ausgeschieden. sitzungen mit dem Besuch einer Mit- sitzung in diesem Jahr in Heppenheim. gliedssternwarte verknüpft werden. Die Otto Guthier begrüßte die angereisten Würzburger Frühjahrstagung 2015 VdS möchte zukünftig auch vermehrt an Teilnehmer um 10:30 Uhr. Die Sitzung am 7. März 2015 mehreren Astronomie-Veranstaltungen endete um 17:30 Uhr. Die von allen Seiten gelobte und gelun- teilnehmen und nimmt Einladungen ger- gene Veranstaltung mit rund 100 Teil- ne entgegen: [email protected]. Aktivitäten zum Astronomietag nehmern hat in diesem Jahr am 7. März 2015/2016 2015 wieder am Friedrich-König-Gym- Mitgliederversammlung am 14./15. Für die Veranstaltungen zum Astrono- nasium in Würzburg stattgefunden. November 2015 mietag 2015 wurden bis zum 31. Januar Die kommende Mitgliederversammlung schon über 1000 Poster und 17.000 Bro- VdS-Website findet am 14. und 15. November 2015 in schüren verschickt. Der Astronomietag Der VdS-Vorstand möchte nochmals dar- Braunschweig statt. Am Sonntag ist ge- 2016 wurde auf den 19. März 2016 ge- auf hinweisen, dass alle VdS-Journale im plant, die Physikalisch-Technische Bun- legt. Das Thema/Motto des Astronomie- geschützten Bereich der VdS-Website als desanstalt PTB zu besuchen. tags 2016 ist „Unser Mond“. PDF zur Verfügung stehen. Benutzerna- me und Passwort befinden sich auf dem Fragen oder Anregungen? Mitgliederentwicklung VdS-Mitgliedsausweis. Der VdS-Vorstand hat immer ein offenes Zum 31. Dezember 2014 zählte die VdS Ohr. Schreiben Sie uns Ihre Fragen oder e.V. 4127 Mitglieder. Im Jahr 2014 sind Anregungen: [email protected].

VdS-Journal Nr. 53 128 VdS vor Ort / Podium [email protected]

Mitglieds-Nr. 20401 Astro-Team e.V. – Kiel

Das Astro-Team e.V. (zurzeit neun Mitglieder) hat sich im Rahmen der Museumsnacht auf dem Vorplatz der Fach- hochschule Kiel-Dietrichsdorf mit unserer mobilen Stern- warte vorgestellt. Nachdem die Wolken sich endlich ver- zogen hatten, konnten die Besucher einen Blick auf den Offenen Sternhaufen h und chi im Sternbild Perseus, die Andromedagalaxie und das Sommerdreieck werfen. Der Mond war leider schon verschwunden. Wir haben den interessierten Besuchern mit Hilfe des Programms Stellarium und einem Beamer erklärt, wie sie sich am Sternenhimmel zurechtfinden können. Unser Verein ist gemeinnützig und hat einen Bildungsauftrag im Sinne von „Astronomie zum Anfassen für Jedermann“.

Zur „NOK Romantika“ trafen wir viele Besucher der Muse- umsnacht wieder. Diesmal haben wir im Maschinenmuseum Kiel-Wik unser Newton-Teleskop (Öffnung: 200 mm; Brenn- 1 Unser Beitrag auf der „NOK Romantika“ weite: 1000 mm) auf einer Montierung N EQ6 SynScan mit- gebracht. Leider war uns das Wetter wieder nicht gewogen. Wir mussten uns mit einer Hochhausantenne als Beobach- tungsobjekt begnügen. Zum Glück haben wir uns kürzlich eine wetterfeste Plane für unser Zelt angeschafft.

Mitglieds-Nr. 14898 Astronomische Arbeitsgemeinschaft Mainz e.V.

Astronomieinteressierte Bürger aus Mainz und Umgebung schlossen sich bereits im Jahr 1962 zur Astronomischen Arbeitsgemeinschaft (AAG) zusammen und gründeten auf Initiative von Paul Baumann (1907-1976) die Main- zer Volkssternwarte, welche bis zur brandschutzbedingten Schließung Ende 2011 vom Verein betrieben wurde. In Ko- operationen mit Schulen setzt sich die AAG für Bildung in den astronomischen Wissensgebieten ein.

Die Vereinssternwarte im Mainzer Vorort Klein-Wintern heim beherbergt als Hauptinstrument ein 30-cm-Schmidt- Cassegrain-Teleskop und ist momentan die einzige öffentliche Sternwarte in Rheinhessen. Dort werden im 1 Blick in das Innere der Paul-Baumann-Sternwarte zweiwöchentlichen Rhythmus öffentliche Beobachtungs- der AAG Mainz abende angeboten.

Der Vereinssternwarte fehlen Vortragssaal, Bibliothek und Zu den verdienten Vereinsmitgliedern zählten neben Paul sanitäre Anlagen. Deshalb plant der Verein seit der Stil- Baumann auch der Kernphysiker Prof. Dr. Hans Ehrenberg legung der Volkssternwarte eine neue öffentliche Stern- (1922-2004) und der im Oktober verstorbene zweifache warte, die Rheinhessen-Sternwarte. Neben der Nutzung als Kometenentdecker Friedrich Wilhelm Gerber (1932-2014). Besuchersternwarte wird der Remote-Betrieb ein Schwer- punkt sein, wovon besonders die Schulastronomie in der Region profitieren soll. Ein eigener Astrofotokalender für Kontakt: das Jahr 2015 soll auf das Projekt aufmerksam machen. Er www.astronomie-mainz.de ist gegen eine Spende über die Projektwebseite erhältlich. www.rheinhessen-sternwarte.de

VdS-Journal Nr. 53 SCHWAN LEIER Wega ZWILLINGE GROSSER BÄR Castor Albireo HERKULES LUCHS Pollux

NÖRDL. JAGDHUNDE ÖWE KREBS KRONE KLEINER L BOOTES

Gemma Jupiter HAAR DER KLEINER BERENIKE HUND Arktur LÖWE Procyon SCHLANGE Regulus (KOPF)

JUNGFRAU

SCHLANGEN- TRÄGER SEXTANT Alphard

WAAGE Spica BECHER

SKORPION Saturn SÜDOST RABE

WASSERSCHLANGE Sternkarte exakt gültig für 15. April 1 Uhr MESZ SÜDWEST

Vereinigung der Sternfreunde e.V. SÜD www.sternfreunde.de Mondphasen im April 2015

Vollmond Letztes Viertel Neumond Erstes Viertel 4.4. 12.4. 18.4. 26.4.

Planeten im April Ereignisse im April 08. 5h Mond 5,2° N Saturn (0,3 mag) Merkur taucht Ende April am Abend- 01. T Cephei im Anstieg zum Maxi- 08. 23:53 Jupitermond Europa bedeckt himmel auf: seine beste Abendsichtbarkeit mum Mitte Mai mit 5,2 mag Kallisto, partiell, Größe 0,64, in diesem Jahr. Am besten zu sehen vom o. schwächer bis 24:00 25.4. bis 6.5. 01. 14h Mond erdfern, Winkeldurchm. 09. 00:54 Mond 8,3° N Antares 29,4’ (α Scorpii, 1,1 mag) Venus ist heller Abendstern. Um den 11.4. 02. 02:41 Jupitermond Europa bedeckt 11. 0h max. Libration im Mond-SW, zieht sie an den Plejaden vorbei. Am 21.4. Io, partiell, Größe 0,31, bis 9,5° schmückt die schmale Mondsichel zusätz- 02:46 11. Venus (-4,1 mag) 2,5° lich den Himmel. 03. 23:44 Jupitermond Io bedeckt Gany- S Plejaden, W-Abendhimel med, partiell, Größe 0,36, bis 12. 02:43 Jupitermond Europa verfinstert Mars findet man kaum noch in der 00:13 Ganymed, ringförmig, Größe Abenddämmerung. Von 21. bis 23.4. zieht 04. 13:06 Vollmond, Totale Mondfinster- 0,12, bis 02:49 Merkur an ihm vorbei. nis, in D nicht beobachtbar 12. 04:44 Letztes Viertel 04. 23:24 Jupitermond Europa verfinstert 14. 02:29 Jupitermond Io verfinstert Jupiter geht zunehmend früher auf, ist Ganymed, ringförmig, Größe Ganymed, ringförmig, Größe aber weiterhin fast die ganze Nacht zu 0,13, bis 23:30 0,63, bis 02:33 sehen. 05. 04:30 Mond 3,0° NW Spica 14. ca. streifende Sternbedeckung (α Virginis, 1,1 mag) 04:47 durch den Mond, SAO164388 Saturn steht tief im Skorpion. Der 06. ca. streifende Sternbedeckung (6,7 mag), Sternbild Wasser- Ringplanet wird seine Opposition im Mai 23:02 durch den Mond, My Librae mann, Pfadverlauf ca. Middel- einnehmen. (5,3 mag), Pfadverlauf ca. burg (NL) – Düsseldorf – Eise- Esbjerg (DK) – Sonderborg (DK) nach – Dresden - Baruth Uranus steht am 6.4. in Konjunktion mit – Burg/Fehmarn – Stettin (PL) 18. 00:44 Jupitermond Kallisto bedeckt der Sonne und ist damit nachts unter dem 07. 00:15 Jupitermond Io verfinstert Io, partiell, Größe 0,43, bis Horizont. Europa, ringförmig, Größe 00:51 0,62, bis 00:19 18. 19:57 Neumond Neptun im Wassermann kann sich noch 07. 00:26 Algol (Beta Persei) Minimum 18. 21:51 Jupitermond Io bedeckt Gany- nicht am Morgenhimmel bemerkbar 3,4 mag, Abstieg v. 2,1 mag in med, partiell, Größe 0,37, bis machen. rd. 3 Std. 21:58 Deneb

DRACHE LUCHS

SCHWAN GROSSER BÄR ÖWE Wega FÜCHSCHEN HERKULES JAGDHUNDE KLEINER L LEIER Albireo Jupiter DELFIN NÖRDL. KRONE BOOTES PFEIL HAAR DER LÖWE Regulus Gemma BERENIKE

Arktur Atair

ADLER SCHLANGE (KOPF) JUNGFRAU SCHLANGE (SCHWANZ) SCHLANGEN- TRÄGER

SCHILD WAAGE Spica BECHER Saturn Pluto SÜDOS RABE SKORPION T Antares Sternkarte exakt gültig für 15. Mai WASSERSCHLANGE 1 Uhr MESZ WOLF SÜDWEST

Vereinigung der Sternfreunde e.V. SÜD www.sternfreunde.de Mondphasen im Mai 2015

Vollmond Letztes Viertel Neumond Erstes Viertel 4.5. 11.5. 18.5. 25.5.

Planeten im Mai Ereignisse im Mai Merkur ist fast bis Mitte Mai gut am 01. Venus (-4,1 mag) 3° S Beta 08. Abend Maximum Sternschnuppen- Abendhimmel zu sehen – die beste Gele- Tauri, Abendhimmel schauer Eta-Lyriden, ca. 5/h, genheit in diesem Jahr! 01. 20:06 Jupitermond Io verfinstert Radiant im Sternbild Leier, Europa, Größe 0,48, bis 20:10 ganze Nacht 02. 03:30 Mond 6,4° NW Spica (α Virginis, 08. 22:22 Jupitermond Io verfinstert Venus macht sich bald nach Sonnenunter- 1,1 mag) Europa, Größe 0,39, bis 22:26 gang in der Abenddämmerung bemerkbar. 02. 20:40 Merkur (-0,2 mag) Phase 50%, 11. 11:36 Letztes Viertel Sie erklimmt ihre nördlichste Position im 7,1’’ 12. 21h Ende der Merkursichtbarkeits- Tierkreis. 02. 21h Mond 4,7° NO Spica (α Virginis, periode 1,1 mag) 13. T Cephei Maximum mit 5,2 mag Mars wird im Juni seine Konjunktion mit 03. 21:40 AI Draconis Minimum 8,1 mag, o. schwächer der Sonne erreichen; er ist im Mai nachts Abstieg von 7,0 mag in rd. 2 Std. 15. 1h Mond erdnah, Winkeldurchm. nicht sichtbar. 04. 00:37 Jupitermond Europa bedeckt Io, 32,6’ partiell, Größe 0,33, bis 00:41 16. 00:38 Jupitermond Io verfinstert Jupiter ist nach Venus der hellste Planet 04. 04:42 Vollmond Europa, Größe 0,32, bis 00:42 der Nacht. Er zieht langsam in Richtung 05. 00:39 Jupitermond Kallisto bedeckt 18. 05:13 Neumond Löwe. Europa, partiell, Größe 0,18, bis 21. 0h max. Libration im Mond-NO, 00:44 8,7° Saturn erreicht am 23.5. seine diesjähri- 05. 22h Mond 3,3° N Saturn (0,1 mag) 21. 22h Mond 7,9° S Venus (-4,2 mag) ge Oppositionsstellung; leider tief in der 05. 22:51 Jupitermond Ganymed bedeckt 23. 3h Saturn (0,0 mag, 18,5’’, Ring Waage. Europa, partiell, Größe 0,40, bis 42,1’’, Öffnung 24,4°) in 22:57 Opposition zur Sonne Uranus steht noch zu nah bei der Sonne 06. 3h Mond 8,3° N Antares (α Scorpii, 23. 22:15 Kleinplanet (58) Concordia (14,0 und bleibt nachts unsichtbar unter dem 1,1 mag) mag) bedeckt Stern TYC 0835- Horizont. 07. 20:45 Merkur (0,5 mag) Abendsicht- 00181-1 (10,4 mag) für 5,4 s, barkeit, max. Elongation Ost Sternbild Löwe, Pfadverlauf: Neptun kämpft mit der Morgendämme- 21°, WNW-Horizont Deutschland NW-SO – Öster- rung, kann sich daraus aber noch nicht 08. 0h max. Libration im Mond-SW, reich-O (s. a. Artikel im VdS- befreien. 8,6° Journal 52) Deneb

DRACHE LUCHS DRACHE GROSSER BÄR

SCHWAN Deneb GROSSER BÄR JAGDHUNDE KLEINER LÖWE ÖWE Wega FÜCHSCHEN SCHWAN HERKULES JAGDHUNDE KLEINER L HERKULES Wega LEIER Albireo Jupiter LÖWE BOOTES HAAR DER DELFIN NÖRDL. PEGASUS NÖRDL. BOOTES BERENIKE KRONE FÜCHSCHEN LEIER KRONE PFEIL Albireo HAAR DER LÖWE Regulus Gemma Gemma BERENIKE Arktur PFEIL Arktur Atair DELFIN

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

SCHILD Spica Spica WAAGE BECHER SCHILD WAAGE Saturn Saturn Pluto Pluto SÜDOS RABE SÜDOST SKORPION STEINBOCK T SCHÜTZE SKORPION Antares Antares Sternkarte exakt Sternkarte exakt WASSERSCHLANGE gültig für 15. Mai gültig für 15. Juni WOLF 1 Uhr MESZ WOLF SÜDWEST 1 Uhr MESZ SÜDWEST

Vereinigung der Sternfreunde e.V. Vereinigung der Sternfreunde e.V. SÜD www.sternfreunde.de SÜD www.sternfreunde.de Mondphasen im Juni 2015

Vollmond Letztes Viertel Neumond Erstes Viertel 2.6. 9.6. 16.6. 24.6.

Planeten im Juni Ereignisse im Juni Merkur hat seinen großen Auftritt am 01. 21h Mond 1,2° N Saturn (0,1 mag) wenige Meteore Abendhimmel hinter sich und ist nicht 02. 17:19 Vollmond 15. Kleinplanet (2) Pallas (9,4 mag) sichtbar. 02. 22h Mond 9,6° NO Antares 0,5° S Lambda Herculis (4,4 (α Scorpii, 1,1 mag) mag) Venus erreicht am 6.6. ihre größte östliche 03. 22:08 Venus (-4,3 mag) bedeckt Stern 16. 15:05 Neumond Elongation: beste Sichtbarkeit am Abend. TYC 1926-1228-1 (9,9 mag), bis 16. 21:21 Jupitermond Io bedeckt Europa, Ende Juni wird sie sehr nah an Jupiter 22:18 partiell, Größe 0,07, bis 21:24 vorbeiziehen. 04. 0h max. Libration im Mond-SW, 18. 0h max. Libration im Mond-NO, 8,1° 8,2° Mars steht am 14.6. in Konjunktion mit 04. 22:53 Jupitermond Europa bedeckt Io, 18. ca. Mond beginnt Bedeckung der Sonne; er hält sich am Taghimmel auf. partiell, Größe 0,75, bis 22:58 09:03 Lambda Geminorum (3,6 mag), 06. 19h Venus (-4,3 mag, 24’’, Phase Uhrzeit abh. v. Standort, bis ca. Jupiter wird zum Objekt der ersten Nacht- 50 %) in größter Elongation Ost, 09:48 hälfte und trifft Ende Juni auf Venus (0,4° 45°24’ 18. 21:56 Jupitermond Ganymed bedeckt am 1.7.) 09. 16:42 Letztes Viertel Io, fast total, Größe 0,95, bis 10. 6h Mond erdnah, Winkeldurchm. 22:06 Saturn hat wegen seiner südlichen Posi 32,3’ 20. 22h Mond 5° S Venus (-4,4 mag) tion einen kurzen Nachtbogen; man findet 11. Beginn Beobachtungsperiode und Jupiter (-1,8 mag), W- ihn weiterhin in der Waage nahe dem Meteorstrom der Juni-Lyriden, Horizont Skorpion. bis ca. 21.6., ganze Nacht 21. 17:38 Sommersonnenwende, Sommer- 12. Kleinplanet (2) Pallas (9,4 mag) anfang Uranus könnte man Ende Juni wieder am in Opposition zur Sonne 21. 22:15 Mond 4,5° S Regulus (α Leonis, Morgenhimmel aufsuchen. Doch warum? 13. 01:33 Kleinplanet (1059) Mussorgskia 1,4 mag) (13,4 mag) bedeckt Stern TYC 21. 23:00 U Ophiuchi Minimum 6,6 mag, Neptun ist am Morgenhimmel auch noch 5094-00379-1 (9,2 mag) für Abstieg v. 5,9 mag in rd. 2,5 kein attraktives Beobachtungsziel. 3,0 s, Sternbild Ophiuchus, Std. Pfadverlauf: Deutschland O-N 21. ca. Ende Beobachtungsperiode 14. ca. Maximum Scorpius-Sagittarius- 24h Meteorstrom, 26 km/s, relativ 132 Service

Weitere Ereignisse im April:

19. 20h Mond 4,8° S Merkur (-1,5 mag), 22. 23h Maximum Sternschnuppen- 27. 21:50 AI Draconis Minimum 8,1 NW-Horizont schauer Lyriden, max. 20/h, mag, Abstieg von 7,0 mag in 19. 20:09 Jupitermond Europa bedeckt 49 km/s, 22 bis 4 Uhr, Radiant rd. 2 Std. Io, partiell, Größe 0,35, bis im Sternbild Leier 28. 1h Mond 4,7° S Regulus (α Leonis, 20:14 23. 20h Merkur (-1,1 mag) 1,5° N Mars 1,4 mag) 20. Beginn beste Merkursichtbar- (1,4 mag), NW-Horizont 29. ca. streifende Sternbedeckung keit des Jahres, Abendhimmel, 24. ca. Mond beginnt Bedeckung 00:11 durch den Mond, 35 Sextantis NW-Horizont 15:51 Lambda Geminorum (3,6 (6,1 mag), Pfadverlauf ca. 21. Venus (-4,1 mag) 7° N Alde- mag), Uhrzeit abh. v. Standort, Insel Rømø/DK – Bollingstedt baran (Alpha Tauri, 1,0 mag) bis ca. 17:11 – Plön – Lübeck – Crivitz – 21. 18:51 Mond 20’ N Aldebaran 24. 0h max. Libration im Mond-NO, Fehrbellin – Breslau/PL (Alpha Tauri, 1,0 mag), 20:45 9,3° 29. 01:26 Jupitermond Ganymed be- Abstand 1,0° 26. 00:42 Jupitermond Io bedeckt Gany- deckt Io, partiell, Größe 0,55, 21. 19h Mond 6,6° S Venus (-4,1 mag) med, partiell, Größe 0,37, bis bis 01:32 21. 22:43 Jupitermond Ganymed be- 00:49 29. 5h Mond erdfern, Winkeldurchm. deckt Io, partiell, Größe 0,53, 26. 00:55 Erstes Viertel 29,5’ bis 22:49 26. 19:30 Mond 6° S Jupiter (-2,2 mag) 22. 20h Merkur (-1,2 mag) 1,3° N Mars 26. 22:23 Jupitermond Europa bedeckt (1,4 mag) Io, partiell, Größe 0,34, bis 22:27

Weitere Ereignisse im Mai:

23. 22:34 Kleinplanet (656) Beagle (15,2 29. 22:45 Mond 2,6° N Spica (α Virginis, mag) bedeckt Stern TYC 0839- 1,1 mag) 00959-1 (9,6 mag) für 3,7 s, 30. 23:57 U Ophiuchi Minimum 6,6 mag, Sternbild Löwe, Pfadverlauf: Abstieg v. 5,9 mag in rd. 2,5 Deutschland NW-O – Öster- Std. reich-O (s. a. Artikel im VdS- 31. Venus (-4,3 mag) 4,2° S Pollux Journal 52) (Beta Geminorum, 1,2 mag) 24. 24h Mond 7,0° SW Regulus (α Leonis, 1,4 mag) 25. 18:19 Erstes Viertel 25. 21:45 Mond 6,9° SO Regulus (α Leonis, 1,4 mag) 26. 23h Mond erdfern, Winkeldurchm. 29,6’

Weitere Ereignisse im Juni:

Meteorstrom der Juni-Lyriden 27. ca. streifende Sternbedeckung 22. Kleinplanet (1) Ceres (8,0 mag) 22:56 durch den Mond, My Librae 0,2° NW Omega Capricorni (4,1 (5,3 mag), Pfadverlauf ca. mag) Haarlem/NL - Bocholt – An- 23. 18h Mond erdfern, Winkeldurchm. röchte – Breitenworbis - 29,6’ Chemnitz 23. Beginn Beobachtungsperiode 29. 1h Mond 1,6° N Saturn (0,2 mag) Meteorstrom der Juni-Bootiden, 29. 22:30 Mond 8,2° N Antares (α Scorpii, bis 27.6., sehr langsame Meteore: 1,1 mag) 18 km/s 30. 22h Venus (-4,4 mag) 0,4° S Jupiter 24. 12:03 Erstes Viertel (-1,8 mag), W-Himmel 25. 24h Mond 4,5° NW Spica (α Virginis, 1,1 mag) 27. Ende Beobachtungsperiode Meteorstrom der Juni-Bootiden

Zusammengestellt von Werner E. Celnik und Werner Braune (Veränderliche Sterne), Konrad Guhl (Sternbedeckungen durch den Mond), Eberhard Riedel (streifende Sternbedeckungen), Oliver Klös (Sternbedeckungen durch Kleinplaneten) Quellen: US Naval Observatory, eigene Recherchen mittels GUIDE (Project Pluto), Berechnungen der BAV, Berechnungen der IOTA (Steve Preston), Berechnungen der IOTA/ES (Eberhard Riedel [GRAZPREP]), „Kosmos Himmelsjahr professional 2015“ , „Der Sternenhimmel 2015“. Zeitangaben in MEZ, für Standort bei 10° ö.L. und 50° n.Br. Zum Umrechnen in MESZ im Zeitraum 29.3. 2:00 Uhr MEZ bis 25.10. 2:00 MEZ eine Stunde zu den Zeitangaben addieren.

VdS-Journal Nr. 53 Beobachterforum 133

Vom Halbwissen zur Begeisterung Erfahrungen mit Einsteigern in meinen Astronomiekursen

von Tom Fliege

– Teil 2 –

Im ersten Teil meines Beitrags ging es um die Vorstellung der Hürden „Motivation“ und „Wissensstand“. Der zweite Teil befasst sich mit den Themen „selber aktiv werden“, „Wetter und Zeit“ sowie „Der Dozent“.

Hürde 3: selber aktiv werden Den inneren Schweinehund muss jeder selbst überwinden. Im Internetzeitalter ist das Sammeln von Informationen jedoch denkbar einfach geworden: Wer bietet astronomische Beobachtungen, Vorträ- ge, Workshops, Exkursionen an? Wer hat die Ausrüstung, den passenden Do- zenten und einen entsprechenden Raum? Wo sind die nächsten Sternwarten, Pla- netarien und Volkshochschulen? Mit Suchmaschinen lässt sich das durch drei einfache Stichwörter eingrenzen: Astro- nomie + Kurse + Ruhrgebiet. 1 Strichspuraufnahmen von Sternen Für mich überraschend besteht eine der größten Hürden in der Anmeldung zu einem Kurs, sei es nun über das Inter- Worte sagt, lässt sich mehr Aufmerksam- Landschaftsobjekte oder entfernt aufge- net oder telefonisch. Übereinstimmend keit erreichen durch (realistische!) Bilder hängte Planetenbilder betrachtet. Wenn berichteten mir VHS-Fachbereichsleiter, bekannter Himmelsobjekte. Ungewöhnli- sich tagsüber doch unverhofft die Sonne dass sich ihre heutigen Kunden nur un- che Bilder, wie z. B. Strichspuraufnahmen (Abb. 2) oder abends der Sternenhimmel gern weit im Voraus anmelden, lieber mit attraktivem Landschaftsvordergrund, zeigen, wird spontan eine Beobachtungs- erst drei Tage vor Kursbeginn. Gerne wecken ebenfalls die Neugier potenzieller session eingeschoben. Zeitlich biete ich würden sich einige erst am ersten Kurs- Teilnehmer (Abb. 1). Geht es darum, bei sowohl wochentägliche Kurse als auch termin verbindlich anmelden. Kompakt- einer schon stattfindenden, teilnehmerof- Kompaktkurse am Wochenende an. kursen an zwei aufeinanderfolgenden fenen Veranstaltung mehr Publikum zu Tagen oder am Wochenende wird häufig gewinnen (Stichwort „Sidewalk Astrono- der Vorzug gegeben gegenüber Kursen, my“), kann man auch mit Instrumenten die fünf Wochen hintereinander am sel- trumpfen, die allein schon durch ihre ben Wochentag laufen. Damit wird die Größe neugierige Blicke anlocken (z. B. Planung und Kostenkalkulation solcher einem Celestron 9). Kurse, die meist ein halbes oder gar ein ganzes Jahr im Voraus erfolgt, schwie- Hürde 4: Wetter und Zeit riger und das Ausfallrisiko steigt. Bisher Wie für jeden Astronomen ist auch bei fallen etwa 50 Prozent der vereinbarten den Astronomieeinsteigern das Wetter VHS-Kurse leider aus. im Ruhrgebiet ein Thema, auch die Luft- und Lichtverschmutzung macht allen zu Die Kurse sollten auf jeden Fall attraktiv schaffen. Wochentags liegen Fortbildun- beworben werden, im Internet, im Pro- gen in den Abendstunden. Das kollidiert grammheft der Veranstalter und durch natürlich mit der Freizeit oder der Zeit Zeitungsartikel. Artikel in der gedruck- für die Familie. Deshalb konzipiere ich ten Presse bringen auch heute immer meine Kurse so, dass sie komplett in den 2 Sonne mit Sonnenflecken und noch die größten Teilnehmerzahlen. Da Kursräumen stattfinden können. Mit den Protuberanzen, aufgenommen mit bekanntlich ein Bild mehr als tausend Teleskopen werden dann weit entfernte einem Sonnenteleskop Coronado PST

VdS-Journal Nr. 53 134 Beobachterforum

kungen: Wetter, Uhrzeit, Dunkelheit, freie Sicht, möglichst wenig störendes Licht. All dies ist in den Stadtzentren, in denen die Volkshochschulen meist liegen, nur selten gegeben. Dazu kommt, dass die Kursteilnehmer gelegentlich durch die Bilder des Hubble-Weltraumteleskops aus Presse, TV und Werbung völlig falsche, wundersam bunte Vorstellungen von den gleich zu bestaunenden Himmelsobjekten haben. Da muss der Dozent schon mit seinen wenigen, bescheidenen Knallef- fekten kommen: Sonne, Mond, Jupiter 3 und Saturn gehen immer sehr gut. Mars Für Einsteiger gut zu beobachtende Objekte im Sonnensystem und Venus naturgemäß nur manchmal. Merkur, Uranus, Neptun und Pluto eignen sich gar nicht (Abb. 3). Offene Sternhau- Hürde 5: Der Dozent scheinen, dieser Text aber nicht vorge- fen wie M 45 sind mit jedem Instrument Wie an jeden anderen Dozenten, gibt es lesen, sondern erläutert werden. Der Do- schön anzusehen, Kugelsternhaufen wie auch an den Astronomiedozenten eine zent sollte die Teilnehmer ganz praktisch M 13 oder M 2 benötigen schon eine grö- Reihe von Anforderungen. Er sollte …: am Kurs teilnehmen lassen, also …: ßere Öffnung, bei M 42 reicht eine kleine – frei, unterhaltsam und spannend – diese nicht nur passiv konsumieren Vergrößerung, M 57 braucht eine große. erzählen und reden lassen, sondern … Bei wirklich dunklem Himmel sollte man – umfassend, aber nicht ausufernd – diese aufstehen und sich bewegen Ferngläser verteilen, um die Milchstraße erklären lassen zu bewundern. – die Informationen auf das Wesentliche – Fragen an die Teilnehmer stellen reduzieren und möglichst auch von ihnen selbst Bei schlechtem Wetter nützt das natür- – Aufwand und Nutzen in Relation beantworten lassen lich alles nichts. Da heißt es dann: „Bil- setzen – die Geräte selber in die Hand nehmen, der, Bilder, Bilder und Bilder zeigen“. – auf Nachfragen reagieren aufbauen, ausprobieren lassen. Dabei Zum praktischen Beobachten kann man – Infomaterial bereitstellen sollte der Dozent ggf. nur helfend eine maßstabsgerechte Tafel mit Plane- – Hilfe zur Selbsthilfe und zum Selbst- unterstützen. tenbildern in entsprechender Entfernung studium geben aufhängen oder eine Euro-Münze mit – mit Störungen und Störern umgehen Denn schnell stellt man fest, dass die einer Webcam aus mindestens 20 Meter können. Theorie zwar die Grundlage zum Ver- Abstand abfilmen (Abb.4). ständnis vieler Dinge ist, sich in der Pra- Der Vortrag eines Dozenten…: xis meist jedoch ganz andere Probleme Ziel – braucht eine klare Struktur. Der stellen: Mein Ziel ist es, den Kursteilnehmern die Zuhörer sollte immer wissen, wie weit – Welches Kabel gehört wohin? Astronomie als eine faszinierende Natur- er gerade im Vortrag ist und wie viel – Wo sind die notwendigen wissenschaft zu präsentieren. Sie sollen noch kommt. Kleinteile? – sollte so anschaulich wie möglich – Wie geschieht das sein, mit vielen Bildern, einfachen Einnorden an diesem Diagrammen und verständlichen Ana- Ort am besten? logien arbeiten – Wie groß ist das Ob- – sollte möglichst auf detaillierte jekt, das ich betrachten Formeln aus Mathematik, Physik und will und welches Tele- Chemie verzichten skop verwende ich am – sollte nur die wesentlichen Resümees besten dazu? ziehen. – Wie justiere ich den Sucher? Der Dozent sollte somit den „Elfenbein- – Wie finde ich das turm der Wissenschaft“ verlassen und Objekt tatsächlich auf? sich vorstellen, er müsste den Inhalt sei- – Wie funktioniert die ner Oma oder einem 7-Jährigen erklären. Teleskopsteuerung? Powerpoint hat unzählige Möglichkeiten, trotzdem sollten nur sparsame und un- Das praktische Beobach- aufdringliche Animationen verwendet ten unterliegt natürlich 4 werden, so wenig Text wie möglich er- auch vielerlei Einschrän- Planetentafel und Euro-Münze

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eine fachkundige Anleitung bekommen, wie sie den Himmel selber erschließen und erforschen können. Dabei gilt es na- türlich wie bei allen anderen Beschäfti- gungen auch, kleinere und größere Hür- den zu überwinden. Damit erweitern sie auf jeden Fall ihren Horizont und gewinnen neue Erkenntnisse. Die Teilnehmer sollen sich untereinander kennenlernen, um sich ggf. auch später noch miteinander zum Beobachten und Diskutieren zu treffen und auch mit mir in Kontakt zu bleiben. Durch ihre Mundpropaganda 5 wirken sie als Multiplikatoren für die As- Der Autor mit einem Celestron 9 und einem Coronado PST (im Hintergrund) tronomie und auch für meine Kurse.

Mein Resümee greifen der Ausrüstung und der Modelle infiziert, 1980 folgte das erste Teleskop, Astronomie ist und bleibt leider eine wirken bei den Kursteilnehmern dauer- ein Newton mit 114 Millimeter Öffnung „Randsportart“, die nie so viele Interes- haft nach. Die Momente mit „Boah!“- und 900 Millimeter Brennweite. Im Jahr senten wie Fußball, Tennis oder aktu- und „Aha!“-Erlebnissen sind für mich 2003 öffnete sich mir der Himmel durch ell Zumba anziehen wird. Neugier und der wahre Lohn meiner Arbeit. Wer dann ein Celestron 9 (ein 8-zölliges Newton- Freiwilligkeit sind bei den Kursteilneh- noch dabei die Relation Mensch-Weltall teleskop) und diverse Digitalkameras mern unabdingbar, bereits bestehendes und die (Un-)Wichtigkeit menschlicher nochmals völlig neu. Geplagt vom deut- Interesse muss immer wieder aktiviert Probleme besser begreift, der hat bereits schen Wetter reise ich gerne zu Beobach- werden. Im Kurs muss die Informations- eine philosophische Erkenntnis erlangt. tungen auf die Kanarischen Inseln. Seit vermittlung abstrahiert und simplifiziert 2012 bringe ich unter der Adresse www. sein, man sollte also mit vielen Bildern, Kurzbiogafie Planet-Fliege.de der Bevölkerung im Modellen und Analogien arbeiten. Eige- Als Dortmunder wurde ich im Jahr 1978 Ruhrgebiet die Astronomie in Vorträgen, ne visuelle Beobachtungen der astrono- durch einen ländlichen Herbststernhim- Workshops und Exkursionen als freibe- mischen Highlights und praktisches Be- mel erstmals mit dem Astronomievirus ruflicher Dozent nahe (Abb. 5).

Vorschau Vorschau auf astronomische Veranstaltungen April bis Juni 2015 zusammengestellt von Werner E. Celnik aus vorliegenden Informationen (Angaben wie immer ohne Gewähr) Aktuelle Informationen im Terminkalender der VdS unter www.vds-astro.de

April 2015

Fr, 10.04. – So, 12.04.2015 Mi, 13.05. – So, 17.05.2015 Deep-Sky-Treffen (DST) 24. Internationales Teleskoptreffen Vogelsberg (ITV) Vorträge und Erfahrungsaustausch zur Fotografie und visuellen Gemeinsame Beobachtungen mit und ohne eigenes Teleskop, Beobachtung von Deep-Sky-Objekten gute astronomische Bedingungen (visuell bis 6,8 mag) Ort: Hotel Sonnenblick bei Bebra, Ort: 63688 Gedern, Campingpark Am Gederner See, Kontakt: Jens Bohle, [email protected] und Info: www.teleskoptreffen.de/itv/ Peter Riepe (VdS-Fachgruppe Astrofotografie), [email protected], Info: http://deepskytreffen.de Juni 2015

Mai 2015 Sa, 27.06. – So, 28.06.2015 Fr, 01.05. – So, 03.05.2015 18. Kleinplanetentagung Jahrestagung der Fachgruppe Spektroskopie Jahrestagung der VdS-Fachgruppe Kleine Planeten Ort: Freiburg, Baden-Württemberg, Ort: Walter-Hohmann-Sternwarte Essen, Kontakt: Rainer Borchmann, [email protected], Info: www.kleinplanetenseite.de, Info: www.Spektralklasse.de Kontakt: Gerhard Lehmann, [email protected]

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Jupiter, Venus und der Mond – die Himmelskonstellation 2014 Ein Beobachtungsbericht aus Afghanistan von M. Kranich

Die meisten Amateurastronomen beob- ten und zu fotografieren. Als Fotokamera war es nicht mehr so dunkel, daher beachten oder fotografieren ihre gewählten erwarb ich vorher günstig eine „Canon nötigte ich keine hohen ISO-Werte und Objekte von sicheren Standorten an ih- Power Shot SX510 HS“. Die Kamera bot entging somit unnötigem Rauschen. rem Wohnort. Diese befinden sich nor- mir an, individuell Schärfe, Isowerte, Auch war dieser Zeitraum noch nicht so malerweise direkt im heimischen Garten Blende und Belichtungszeit einzustellen. hell, als dass Jupiter und Venus in der oder man nimmt eine etwas größere Somit hatte ich die Freiheit, kreativ tätig Dämmerung der aufgehenden Sonne und Fahrt auf sich, um der Lichtverschmut- zu sein, um die Jupiter-Venus-Konstella- damit in der ansteigenden Helligkeit ver- zung bei sich zu Hause zu entgehen. Ge- tion aufzunehmen. blassten. Nun galt es, innerhalb von 30 legentlich wählen Amateure auch Ziele Minuten möglichst viele gute Bilder zu wie Österreich, die Schweiz oder auch Der frühe Vogel fängt den Wurm gewinnen. Immer wieder war es derselbe ein Traumland der Astrobeobachtung - Punkt vier Uhr morgens holte mich der Ablauf: Foto machen, nachkontrollieren Namibia oder Südamerika. Wenn man Wecker aus dem Bett. Um das Wetter ob alles passt, sind Jupiter und Venus einen Standort außerhalb des heimischen brauchte ich mir in Afghanistan keine erwischt, passen die eingestellten Werte Gartens wählt, sucht man in der Regel so, Gedanken zu machen, bis dahin war es noch, gab es irgendwelche Verwackler dass man wenig bis kaum von der Licht- immer klar gewesen. Die Gefahr, dass im Bild und stimmt der Gesamteindruck? verschmutzung betroffen ist. Auch eine Wolken aufziehen, ist in diesem Land So machte ich in den ersten fünf Tagen, freie Sicht in alle Himmelsrichtungen sehr gering. Die Gefahr, die Konstellation morgens ca. 20 – 25 Aufnahmen. Am sowie das Vorhandensein von Strom, am Morgen wegen schlechtem Wetter zu sechsten und siebten Tag gesellte sich sanitären Einrichtungen und einer Un- verpassen, konnte ich daher getrost bei- noch der Mond dazu. Das Highlight für terkunft am ausgewählten Standort sind seite schieben. mich war am Sonntag, dem 24.08.2014, wünschenswert. erreicht. An diesen Tag bildeten Jupiter, Kreativität und Improvisation waren Venus und der Mond einen fast rechten Aber mal ehrlich, wer macht sich schon gefragt Winkel. Gedanken um die leibliche Sicherheit am Bevor ich mit der Beobachtung und der gewählten Standort. In der Regel nehmen Fotografie der Konstellation anfangen Erkenntnisse wir es als selbst verständlich an, dass der konnte, galt es zunächst einen geeigne- Ich habe während dieser Zeit einige Er- gewählte Standort keine Gefahren für ten Standort zu finden. Dieser musste kenntnisse erlangt. Erstens habe ich er- uns birgt. An einen Standort, an dem mir einen freien Blick nach Osten bieten kannt, dass mich das Hobby Astronomie die eigene Sicherheit nicht halbwegs ge- und meine leibliche Sicherheit unter den überall hin begleiten kann. Jedes Mal, währleistet wäre, würde wohl kaum je- gegebenen Umständen gewährleisten. wenn die Zeit es zuließ, war mein Blick mand reisen, egal welches Himmelsereig- Durch einen glücklichen Umstand fand zum Himmel gerichtet. Ich habe den nis stattfindet. ich eine leichte Anhöhe mit einem Auf- Verlauf der Gestirne verfolgen können. bau innerhalb des Lagers. Nun kam aber Astronomie war selbst hier in Afgha- Astronomie in Afghanistan? noch die Herausforderung, die Kamera nistan möglich. Zweitens brauchte ich Für die meisten Amateurastronomen standfest zu positionieren, damit kein keine schwere und teure Ausrüstung, wäre so ein Land sicherlich undenkbar Verwackeln während der Belichtung zu- um die Konstellation der Gestirne zu und mit dem Hobby nicht mehr ver- stande kam. Ein Stativ stand mir leider beobachten. Einfach nur mit dem Auge, einbar. Für mich aber stellte sich diese nicht zur Verfügung, daher entschied ich einer kleinen Kamera und einem Astro- Frage anders. Aufgrund meiner be- mich, die Kamera auf einen Holzbalken nomieprogramm war dies alles möglich. ruflichen Situation war ich an diesen zu legen. Das rechtzeitige Aufstehen gab Und drittens war für mich die Erkenntnis Standort gebunden. Das bevorstehende mir die Möglichkeit, mit den Einstell- hilfreich, dass es höhere Gesetze gibt, als Himmelsereignis konnte ich gut im Vo- möglichkeiten der Kamera die passen- die der Menschen. Und diese gelten für raus planen. Mit meinem Laptop und den Werte für die richtige Belichtung uns alle, egal an welchem Ort, zu welcher dem Programm „Stellarium“ bestimm- der Himmelskonstellation zu finden. Die Zeit und unter welchen Bedingungen wir te ich genau, wann Jupiter, Venus und Einstellung einer zeitverzögerten Aus- leben. der Mond über dem Horizont aufgehen lösung der Kamera ermöglichte, ein ru- würden. Nun konnte ich schlecht meine ckelfreies Bild aufzunehmen. Die passen- ganze Ausrüstung mit nach Afghanistan den Einstellwerte an der Kamera waren nehmen. Daher plante ich, diese Konstel- schnell gefunden. Von 4:45 bis 5:15 Uhr lation mit einfachen Mitteln zu beobach- war die beste Zeit. In diesem Zeitraum

VdS-Journal Nr. 53 Beobachterforum 137

Von links oben nach links unten:

1 18.08.2014, Jupiter und Venus am 5 22.08.2014, Jupiter und Venus am Morgenhimmel, Canon Power Shot Morgenhimmel, Canon Power Shot SX 510 HS, 1/8 s SX 510 HS, 1/3 s

2 19.08.2014, Jupiter und Venus am 6 23.08.2014, Jupiter, Venus und der Morgenhimmel, Canon Power Shot Mond am Morgenhimmel, Canon Power SX 510 HS, 1/6 s Shot SX 510 HS, 1/2 s

3 20.08.2014, Jupiter und Venus am 7 24.08.2014, Jupiter, Venus und der Morgenhimmel, Canon Power Shot Mond am Morgenhimmel, Canon Power SX 510 HS, 1/6 s Shot SX 510 HS, 1/2 s

4 21.08.2014, Jupiter und Venus am Morgenhimmel, Canon Power Shot SX 510 HS, 1/3 s

VdS-Journal Nr. 53 138 Beobachterforum

Alexander fliegt zur ISS von Karlheinz Seeger

Wie viele astronomisch und astronau- hatte, eine konventionelle Spiegelreflex- ell“ umstellen. Jetzt funktionierte es – tisch interessierte Menschen war auch kamera Canon EOS 300 mit 50-mm- aber im letzten Moment. Nun wartete ich ich auf den 28. Mai 2014 gespannt. An Objektiv. Als Film hatte ich einen Fuji aufgeregt auf das, was da kommen sollte. diesem Tag sollte nach Jahren endlich color Superia X-TRA 400 eingelegt. Nach Noch 15 Minuten. Da! Am Westhimmel wieder ein deutscher Raumfahrer in das kurzem Schlaf musste ich gegen ein Uhr ca. 15 Grad hoch und schnell heller wer- Weltall aufbrechen. Auserkoren wurde nachts einfach aus den Federn. Der Blick dend erschien die ISS (Abb. 1). der aus Künzelsau stammende Alexan- aus dem Fenster zeigte einen klaren der Gerst, um rund ein halbes Jahr auf Himmel - toll! Da bei mir in Nagold die Während der Aufnahme bemerkte ich der Internationalen Raumstation (ISS) zu Umgebung zu hell ist, fuhr ich an einen etwas unterhalb der Raumstation ei- arbeiten. Am Morgen dieses Mittwochs dunklen Ort, auf den 625 Meter hohen nen weiteren, lichtschwächeren Punkt, hörte ich dann erfreulicherweise in den „Egenhäuser Kapf“, einen Hügel westlich der herankam. Tatsächlich, es war die regionalen Radionachrichten, dass man von Nagold. Ich brach schon etwas frü- im Anflug auf die ISS befindliche rus- nach dem abendlichen Raketenstart in her auf, um meine Spiegelreflexkamera sische Raumkapsel „Sojus TMA-M“ mit der Nacht gegen 2:36 Uhr MESZ den noch für Langzeitaufnahmen zu testen. den Raumfahrern Alexander Gerst, Ma- Flug der Sojus-Kapsel und der ISS über Am Beobachtungsplatz angekommen xim Surajew und Reid Wiseman, die gut Deutschland beobachten könne. Mein baute ich alles auf und versuchte so- 4,5 Stunden zuvor vom kasachischen Gedanke: „Das muss ich unbedingt beob- gleich, mit dem Kabelauslöser Aufnah- Baikonur aus gestartet waren. Ich konn- achten und möglichst auch als Strichspur men zu machen. Es funktionierte einfach te jetzt mehrere Bilder machen (Abb. 2, fotografieren“ (siehe auch VdS-J Nr. 38, nicht! „Schade“, dachte ich, „dann kann 3, 4) und dabei bequem den Überflug S. 115). ich das Spektakel eben nur beobachten.“ der beiden Raumfahrzeuge verfolgen. Der Zeitpunkt des Erscheinens der Raum- Richtung Osthorizont und scheinbar ne- Am Abend schaute ich mir live den Ra- schiffe rückte näher, und ich schaute mit beneinander fliegend, verschwand der ketenstart im Fernsehen an, nachdem ich Rotlicht noch einmal die Kamera an. Ja Raumschiffverband dann allmählich. Es vorher die Kamera mit Stativ vorbereitet klar! Am Objektiv muss ich auf „manu- dauerte dann noch ca. 1,25 Stunden,

1 Es ist soweit – die ISS taucht am Westhimmel auf.

VdS-Journal Nr. 53 Beobachterforum 139

bis die Sojus-Kapsel in den frühen Morgenstunden des Himmelfahrtstages an die ISS andockte und die drei Astro-/Kosmonauten nach einer weiteren Stunde in die Erdaußenstelle umstie- gen. Dort wurden sie von den Raumfahrern Steven Swansen, Alexander Skwo- rozow und Oleg Artemjew freudig in Empfang genommen. Inzwischen ist Alex- ander Gerst wieder gesund zur Erde zurückgekehrt. 2014 war – auch für Euro- pa – wieder ein spannendes Raumfahrtjahr. Zu nennen ist da vor allem die Kome- tenmission „Rosetta“.

2 Die Raumstation steigt stetig am Firmament höher und bewegt sich oberhalb des Großen Wagens. Die lichtschwächere Sojus-Raumkapsel ist unterhalb der Strichspur leider nicht sichtbar.

Weiterflug der ISS Richtung Osten

4 An der Cassiopeia vorbei verschwinden die beiden Raumschiffe.

VdS-Journal Nr. 53 140 Leserbriefe

Zur Kultur des VdS-Journals

In Heft 51 des VdS-Journals wurde Berufsastronomen lernen das im Laufe Autor das ursprünglich vorgestellt hat. ein Leserbrief von Thomas Eversberg ihres Studiums. Schüler, Krankenpfle- Drucktechnik und Layout setzen hier oft veröffentlicht, der meiner Meinung nach ger, Automechaniker und sonstige bei Grenzen. nicht unwidersprochen stehen bleiben den Mitgliedern vertreten Berufe haben kann. Bei mir wurde durch diesen Brief andere Ausbildungsschwerpunkte, und Ich möchte daher dafür plädieren, das der Eindruck erweckt, dass Herr Evers- daher glauben diese Mitglieder oft (und VdS-Journal in seiner jetzigen Form berg Sinn und Zweck der VdS und des fälschlicherweise), „nicht mit den ande- beizubehalten. Jedes Mitglied kann Ar- VdS-Journals nicht richtig verstanden ren Berichten mithalten zu können“. tikel einreichen. Es sollte auch niemand hat. grundsätzlich von Publikationen ausge- Warum Herr Eversberg jetzt sogar ein schlossen werden, allerdings sollte man Der Zweck der VdS und die daraus ab- Referee-System für das VdS-Journal pseudo-wissenschaftliche Behauptungen leitbaren Rechte und Pflichten der Mit- vorschlägt, erschließt sich mir über- (wie in der Satzung gefordert) nicht unter glieder sind in der Satzung beschrieben. haupt nicht. Zum einen werden dadurch dem VdS-Logo veröffentlichen. Die Re- Unter anderem findet sich dort unter §2 die Hürden für neue Autoren, besonders daktion stellt das Heft in eigener Verant- (4): wenn sie keine (ehemaligen) Berufsastro wortung aus den eingereichten Beiträgen „Zur Bekanntgabe von Vereinsmit- nomen sind, unnötig erhöht. Zum ande- zusammen und bemüht sich dabei um teilungen, zur Weitergabe aktueller ren steht zu befürchten, dass die Quali- Ausgewogenheit der Themen – ganz so Nachrichten und als Forum zum Er- tät eines subjektiven bzw. emotionalen wie in der Vergangenheit schon. Ich fin- fahrungsaustausch kann der Verein ein Zugangs zum Thema Astronomie in den de, dass die Redaktion bisher – insbeson- periodisch erscheinendes Nachrichten- Beiträgen gar nicht oder nur vermindert dere wenn man bedenkt, dass es sich um blatt veröffentlichen. Dies kann in Ver- sichtbar wird. eine ehrenamtliche Tätigkeit handelt – bindung mit oder innerhalb astronomi- einen hervorragenden Job macht! Dafür scher Fachzeitschriften geschehen.“ Man bedenke auch, dass ein Referee-Sys- möchte ich meinen Dank aussprechen! tem nicht zwingend zu besseren Artikeln Früher erfolgte dies auf Seiten von SuW, führt. Auch Referee-Reports sind manch- Den letzten Satz von Herrn Eversberg – seit einigen Jahren gibt es das VdS-Jour- mal nicht logisch nachvollziehbar. Ich wobei ich davon ausgehe, dass er sich nal, das diese Aufgabe übernimmt. Das habe das selbst während meiner Zeit als dabei auch selbst in die Pflicht nimmt - von Herrn Eversberg postulierte Recht wissenschaftlicher Astronom erfahren. unterschreibe ich dagegen zu 100 %: auf Veröffentlichung fachlicher Beiträge Und wer einmal versucht hat, bei A&A „… empfehle allen Beteiligten eine res- im VdS-Journal aufgrund der Zahlung Abbildungen nach Zusenden der Druck- pektvolle Gelassenheit im Umgang mit der jährlichen Mitgliedsbeiträge ist je- fahnen ändern zu lassen, wird sich nicht der Leidenschaft von Kollegen“. denfalls aus der Formulierung des Ver- darüber wundern, wenn auch im VdS- einszwecks in der Satzung für mich nicht Journal die Größe und die Platzierung Heinrich Weiland abzuleiten. von Bildern anders ausfällt, als sich der

Da die VdS als ein wesentliches Ziel hat, die astronomische Volksbildung zu fördern, sollten amateurastronomische Nächtliches Beobachtungserlebnis Themen den überwiegenden Anteil der Themen im VdS-Journal darstellen. mit Seltenheitswert Und genauso ist es auch. Von Gedich- ten über Sterne, „pretty pictures“, bis von Mathias Braun hin zu Untersuchungen im Grenzbe- reich zur Berufsastronomie findet man Am Abend des 5. Juni 2014 nach der Spätschicht schaute ich mir noch die alles. Da es in Deutschland weniger als Nachrichten an. Dort erzählte man, dass man zwischen 23:15 und 23:18 Uhr 800 Fachastronomen gibt (von denen bei klarem Himmel die Raumstation ISS über Deutschland fliegen sehen könnte. nicht alle Mitglied der VdS sein dürften), Dieses nahm ich zum Anlass, doch noch ein bisschen mit meinem Fernglas den die Mitgliederzahl der VdS aber über nächtlichen Himmel zu beobachten. Zunächst beobachtete ich erst einmal nur 4.000 beträgt, ist die stärkere Gewich- den zunehmenden Halbmond. Gegen 23:20 Uhr kam mir ein Licht am Himmel tung des amateurnahen Bereiches auch ins Fernglas. Es war die Raumstation ISS. Ich folgte mit dem Fernglas ihrem zielgruppenorientiert. Aus Gesprächen etwa dreiminütigen Flug von West nach Ost. Mehr konnte man leider nicht von (nicht repräsentativ) mit einigen VdS- ihr sehen. Aber trotzdem empfand ich dies als seltenes Beobachtungserlebnis, Mitgliedern, die nicht Berufsastrono- weil ich nicht weiß, ob ich noch einmal so eine Chance bekomme. Den nächtli- men sind, weiß ich, dass es immer noch chen Himmel mit seinen Sternen und Sternbildern zu beobachten, macht doch eine gewisse Hemmschwelle gibt, selbst viel Spaß. Man entdeckt immer wieder etwas Neues. Artikel für das Journal zu schreiben.

VdS-Journal Nr. 53 Leserbriefe 141

Bloß kein Schulfach Astronomie!

Der Artikel von Lutz Clausnitzer im VdS- in jeder Jahrgangsstufe unterrichtet, hat bekanntermaßen viel mehr Mitglie- Journal Nr. 51 hat mich dazu bewogen, und wenn, dann zumeist nur einstündig. der, und trotzdem gibt es kein Schulfach mich hier zum Thema „Astronomie als Denn es gibt ja noch weitere Fächer, die „Verkehrserziehung“ (zumindest nicht in Schulfach“ zu äußern, allerdings nicht ebenfalls abgedeckt werden müssen und NRW), sondern sie wird in Projektform allein dieser. Wenn ich mich richtig er- die Anzahl an zur Verfügung stehenden bzw. fächerübergreifend behandelt (ne- innere, hat es schon Beiträge in früheren Wochenstunden ist nun mal begrenzt. benbei: Genau da liegt auch das Problem Journalen gegeben, wenn ich auch nicht Nun kann sich jeder vorstellen, was an der lobenswerten Dark-Sky-Initiativen. sagen kann, in welchen. Tenor war aber: Inhalten „hängen“ bleibt bei einer Stun- Nein, nicht beim ADAC, sondern bei Astronomie sollte als Schulfach einge- de in der Woche. Und wenn diese eine der Tatsache, dass sich nur eine Grup- führt werden! Stunde dann noch ausfällt (wegen Wan- pe schräger Nachteulen für Astronomie dertag, Krankheit, Klassenfahrt usw.), interessiert. Warum sollte man auf die Ich halte das für falsch. dann verschärft sich das Problem. Wis- Rücksicht nehmen und die Lichter ab- sen kann da kaum aufgebaut werden. schalten?) Da ich selber seit mehr als 15 Jahren Ein Schulfach Astronomie würde vor den Lehrer bin, kann und möchte ich dies aus gleichen Problemen stehen. In der Vergangenheit hat es schon mehr- einer praktischen Perspektive begründen. fach Initiativen gegeben, neue Schulfächer Ich unterrichte an einer Sekundarschule Außerdem würde die Einführung der einzuführen, die von einzelnen Gruppen in Nordrhein-Westfalen, die vorher eine Astronomie als Schulfach auf Kosten aufgrund gesellschaftlicher Entwicklun- Realschule, dann eine Verbundschule mit anderer Fächer gehen, d. h., dort müss- gen als wichtig angesehen wurden: Um- Haupt- und Realschulzweig war (bzw. in te gekürzt werden. Welche sollte man da gang mit Geld, Medienkompetenz, Wirt- Teilen noch ist). Es ist halt viel los im nehmen? Gibt es Gründe dafür, Astro- schaft, Ernährung usw. Ich würde bei Schulsystem des Landes NRW. Ich ken- nomie für wichtiger zu nehmen, als Ge- diesen genau die gleiche Meinung vertre- ne also einige Schulformen und kann schichte oder Erdkunde, Chemie, Sport ten wie bei der Astronomie. Es ist nicht insofern recht gut einschätzen, wessen oder Musik? die Aufgabe der Schule oder der Lehrer, die Schüler heute fähig sind und was ein alle Wünsche, die von (kleinen) Teilen Schulfach „Astronomie“ wirklich für ei- Des Weiteren wäre letztlich auch ein der Gesellschaft an sie herangetragen nen Sinn hätte. Schulfach „Astronomie“ nur ein Schul- werden, fachlich umzusetzen. fach: Die Theorie stünde im Vordergrund, Die Astronomie, als Schulfach einge- es gäbe Tafelbilder, es gäbe Aufgaben, Der meiner Meinung nach vernünftigs- führt, würde das gleiche Schicksal eres gäbe Überprüfungen, es gäbe Noten. te Weg zur Implementierung von Inhal- leiden, wie die anderen sogenannten Insofern würde die Astronomie keinen ten der Astronomie in der Schule ist der Nebenfächer auch. Die Schüler haben Sonderstatus genießen. Sie wäre genauso über Projekttage. Gerade hier bietet sich oftmals kaum Interesse an Schule, ge- interessant oder uninteressant wie ande- die Gelegenheit, die Astronomie abseits schweige denn an eben diesen Nebenfä- re Fächer auch. der eingetretenen Pfade eines normalen chern. Ich könnte hier seitenweise schrei- Schulfaches (ich nenne hier als Beispiel ben über die Diskrepanz zwischen dem, Weiterhin ist die Astronomie Teil der den unsäglichen 45-Minuten-Rhythmus) was die Lehrpläne der einzelnen Fächer Physik, und Physik ist bereits Schulfach. den Schülern näherzubringen. Und auch fordern, und dem, was in der Realität der Wer in Deutschland Astronom werden fächerübergreifend ist einiges möglich: Schulen wirklich im Unterricht behan- möchte, muss ja auch zunächst Physik Warum nicht mal im Fach Deutsch bei delt werden kann. Die Nebenfächer sind studieren. Insofern bildet das Nichtvor- der Sachtextanalyse Texte aus dem Be- im Kopf der Schüler oftmals von einer handensein des Schulfaches „Astrono- reich der Astronomie nehmen? derartig geringen Bedeutung, dass sie bei mie“ als ein eigenständiges Fach die Re- den allermeisten auf Desinteresse stoßen. alität gut ab. Hans Lammersen Da könnte der Unterricht noch so „systematisch, praxisorientiert und didaktisch Und überhaupt: Ob die Astronomie wirk- ausgereift“ (ich zitiere hier Herrn Claus- lich so „populär“ ist, wage ich zu be- nitzer, VdS-Journal, Heft 51, S. 152) sein, zweifeln. Ich denke eher, wir (die Hobby- bei den Schülern würde kaum etwas da- Astronomen) erliegen da hin und wieder von ankommen. einem Trugschluss. Es ist ein wunderba- res Hobby, man tauscht sich mit ande- Zur Illustration dieses Umstandes nehme ren Begeisterten aus und verfällt dann ich als Beispiel einmal das Fach Erdkun- leicht in den Glauben, die Welt sei vol- de; welches ich u. a. selbst unterrichte. ler Hobby-Astronomen. Tatsächlich aber Ein fantastisches Fach, prall angefüllt mit sind wir eine Minderheit, und zwar eine wunderbaren Inhalten. Und was bleibt? ziemlich kleine. Die VdS hat (lt. VdS- In vielen Schulen wird es gar nicht mehr Journal 51) 4.083 Mitglieder. Der ADAC

VdS-Journal Nr. 53 142 Rezension

Sehr gute Einführung in die praktische Beobachtung

von Torsten Güths

Bibliografische Daten: Alexander Kerste: Astronomie mit Fernglas und Rich-Field-Teleskopen, Erste Auflage, Edition Color, Amazon Distribution GmbH, Leipzig, 2012, ISBN: 978-1-480210-49-3; Preis: 49,95 E

Ein Binokular steht fast jedem Haus- und vielem mehr wird dem Leser dabei halt zur Verfügung und wird als (Ein- vermittelt. Auch Hinweise, wie z. B. die stiegs-) Instrument für die astronomische Beurteilung der Qualität eines Ferngla- Himmelsbeobachtung oft vernachlässigt. ses und das Abraten von Ferngläsern mit Ebenso oft wird Einsteigern empfohlen, Quick- oder Fast-Fokus sind vorhanden gleich in ein „richtiges“, d. h., großes und ersparen dem Leser so manche Ent- Teleskop zu investieren. Dass man mit täuschung. Das Beobachten hat so seine kleinen Instrumenten einen nicht uner- Tücken. Der Autor, Alexander Kerste, heblichen Beobachtungsgenuss haben beschreibt diese jedoch so gut und an- kann, wird dabei gerne übersehen. Nach schaulich, dass der Einstieg in die Beob- der Lektüre des vorliegenden Werks soll- achtungspraxis mit diesem Werk so glatt seiner mythischen Historie und seiner Er- te das nicht mehr passieren. wie möglich geschieht. scheinung am Nachthimmel beschrieben. Die für kleine Instrumente lohnenswer- Das proklamierte Ziel des Buches Auf 20 Seiten Umfang können Instru- ten Beobachtungsobjekte stellt der Autor Dieses Buch beschreibt alle 88 Stern mente, Beobachtungstipps und die As- in ausführlicher Weise dar. So lernt der bilder und die verschiedenen Himmels- tronomie naturgemäß nur knapp um- Leser Details zur Erscheinung im Fern- objekte, die in Ferngläsern oder kleineren rissen werden und so ersetzt die Schrift glas/Fernrohr, zur Natur des Objekt selbst Teleskopen zu sehen sind. Der Theorieteil kein Lehrbuch. Das ist auch nicht das und auch Historisches über seine Entde- gibt einen Überblick über die Auswahl Ziel. Ein Fundament für den weiteren ckung kennen. Die Sternkarten zeigen von Ferngläsern oder Teleskopen sowie Ausbau wird jedoch gelegt. die Lage der Objekte im Sternbild, wur- über die Himmelsmechanik und die ver- den mit dem Programm „Guide 8.0“ er- schiedenen Beobachtungsziele. Auch muss der Leser in diesem Buch stellt und von Kerste nachbearbeitet. Bis mehr lesen und weniger Bilder betrach- auf einige vereinzelte Ausnahmen ist der Systematik und Inhalt ten. Das mag angesichts anderer, mit Bil- Kartenmaßstab gleich gehalten und wird Das Buch hat 300 Seiten im Hochformat dern gepflasterten Publikationen nicht zu Beginn in Form von Sichtfeldringen 28 cm × 21,5 cm mit farbigen Abbildun- mehr zeitgemäß sein, doch beansprucht (1°, 5°, 10°) angegeben. Objekte sind so- gen und ist ein sogenanntes Softcover. der Text so weniger Platz. wohl farblich als auch von ihrer Sym- bolik her unterscheidbar abgebildet. Nur Der Inhalt wird in eine Vielzahl von Ab- Beobachtungsobjekte zwei Objekte, M 13 und M 57, werden schnitten gegliedert, die sich einteilen Alle klassischen Objekttypen werden mit auf je einer Seite als Fotografie gezeigt. lassen in: je einer Abbildung beschrieben: Sonne, Diese, mit einer kleinen Optik erstellten – Einführung und Grundlagen Mond, Planeten und die anderen Objekte Aufnahmen, geben ungefähr den An- – Beobachtungsobjekte des Sonnensystems bilden naturgemäß blick in einem kleinen Fernrohr wieder. – Die 88 Sternbilder den Anfang. Kerste führt den Leser an- Mehr solcher Beispiele wären sicherlich – Mondatlas schließend in die Tiefen des Weltalls: Die schön gewesen. – Anhang Sternenwelt mit Doppelsternen, Verän- derlichen bis hin zu den Deep-Sky-Ob- Mondatlas Die Kapitel werden jeweils oben rechts jekten wie z. B. Sternhaufen, Gasnebeln Auf 16 Seiten folgt der Atlas der auf- genannt und erleichtern das Aufsuchen und Galaxien findet der Leser in ihren fälligsten Mondstrukturen. Deren Auf- von Informationen auch ohne Index. Grundzügen erklärt. listung erfolgt nach dem zunehmenden Mondalter von drei Tagen bis 14 Tagen Einführung und Grundlagen Die 88 Sternbilder (Vollmond). Für jedes Alter wird eine Zu Beginn erhält der Leser wertvolle Den weitaus größten Teil des Werkes ma- Aufnahme durch ein kleines Teleskop ge- Hinweise zu Ferngläsern und Fernroh- chen die Beschreibungen der einzelnen zeigt, auf dem Pfeile und Beschriftungen ren. Nicht nur das klassische Wissen Deep-Sky-Objekte aus. Auf 255 Seiten angebracht sind. Kerste gibt natürlich hinsichtlich der Vergrößerung, Lichtstär- werden die 88 Sternbilder alphabetisch auch eine ausführlichere Beschreibung ke, Bauweisen, Zubehör, Montierungen aufgeführt. Das Sternbild wird kurz in dieser Strukturen.

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Für den Einsteiger mag verwirrend sein, Visualisierung darstellen sollen. Das ist Resümee dass einige der Pfeile nicht eindeutig auf gelungen: Die Abbildungen von Objek- Der Käufer erhält mit diesem Werk al- Objekte zeigen bzw. diese nicht eindeutig ten, wie z. B. Planeten, Ringnebel, M 13 les notwendige Wissen, um erfolgrei- erkennbar sind. Beim Alpental auf Seite sind so, wie in einem kleineren Fernrohr che Himmelsbeobachtungen mit kleinen 281 sieht man beispielsweise nichts, da abgebildet. Ich hätte mir gerne mehr Bei- Optiken durchzuführen. In der Summe es noch zu sehr im Dunkeln liegt. Es wird spielabbildungen für Objekte gewünscht. stellt dieses Buch eine sehr gute Einfüh- erst auf der nächsten Seite sichtbar, wo Beispielsweise wie für das Löwentriplett, rung in die praktische Beobachtung mit es jedoch nicht mehr benannt wird. M 31, M 44 oder andere markante Ob- dem Fernglas und Kleinteleskop dar und jekte. Doch hätten umfangreichere Ab- kann auch für einen Einstieg bedenken- Anhang bildungen das Buch vermutlich zu dick los empfohlen werden. Fortgeschrittene Im Anhang sind noch Meteorströme und geraten lassen. Beobachter haben hier ein Kompendium ein Index der beschriebenen Objekte ge- der hellsten Deep-Sky-Objekte an der listet. Eine Übersichtskarte aller Sternbil- Kritikpunkt ist, dass die Karten und Hand. der bildet den Abschluss des Buchs. Grafiken mit ihren Linien als zu dünn erscheinen. Auch bereitet das Schwierig- Leseproben sind im Internet unter www. Layout und Bildmaterial keiten bei der Unterscheidung der Far- fernglasastronomie.de/ zu sehen. Wer et- Die Abbildungen sind fast durchgehend ben. In einer neueren Auflage wurde dies was Geld sparen möchte, wird in der Edi- farbig und von einfacher Qualität. Kerste jedoch bereits deutlich verbessert, wie tion Schwarz-weiß das Werk für rund die verfolgt den Ansatz, dass die Bilder eine mir der Autor mitteilte. Hälfte des Preises finden. möglichst zum Kleinteleskop passende Wichtige Informationen für unsere Mitglieder! Sie sind umgezogen? wann das Abo über uns beginnen soll scheinigung benötigen wir auch für den Dann geben Sie uns Ihre neue Anschrift (Sie möchten die Zeitschrift zum 1. 1. des Nachweis gegenüber dem Verlag beim schnellstens bekannt. Dazu können Sie nächsten Jahres abonnieren, dann teilen reduzierten Bezug von Sterne und Welt- entweder ein Fax an uns senden oder Sie Sie uns dies bitte bis zum 15. 11. diesen raum. Für die korrekte Rechnungserstel- geben die Änderung auf unserer Home- Jahres mit). Wir veranlassen dann alles lung muss uns Ihre Bescheinigung un- page „vds-astro.de/Mitglieder-Service“ Weitere. Wenn Sie schon Direkt-Abon- aufgefordert bis spätestens 15.10. eines ein. Sie können uns aber auch einen nent sind, prüfen Sie bitte, zu welchem jeden Jahres für das Folgejahr vorliegen. Brief oder eine E-Mail mit den entspre- Termin Ihr Abonnement-Vertrag auslau- Eine nachträgliche Rechnungsänderung chenden neuen Daten schicken. fen kann und kündigen Sie diesen selbst im Frühjahr erfordert einen enormen beim Verlag. Dann teilen Sie uns den Zeit- und Kostenaufwand, sowohl bei Wenn Sie die Zeitschrift „Sterne und Start-Termin für Ihr Abo über die VdS uns als auch beim Verlag und ist nicht Weltraum“ im Abonnement über die VdS mit. Wenn Sie zur Abwicklung weite- mehr möglich! Sollten wir Ihre Beschei- beziehen, geben Sie die Anschriftenände- re Fragen haben, rufen Sie uns an oder nigung zum genannten Termin nicht ha- rung bitte ausschließlich an uns! Wir in- mailen Sie uns. Wir helfen Ihnen gerne ben, so verlieren Sie im Folgejahr Ihren formieren dann automatisch den Verlag. weiter. Anspruch auf den ermäßigten Beitrag! Neumitglieder reichen uns die Beschei- Sie haben uns eine Einzugsermäch- Sie möchten „SuW“ kündigen? nigung bitte zum Beginn der Mitglied- tigung erteilt und Ihre Bankverbin- Eine Kündigung ist zum 30.06. und zum schaft ein. dung hat sich geändert? 31.12. eines jeden Jahres möglich. Bitte Informieren Sie die Geschäftsstelle bitte teilen Sie uns dies jedoch schriftlich bis auch schriftlich. Ansonsten erbitten wir spätestens 15.05. bzw. 15.11. mit, da wir Und so erreichen Sie uns: Zahlungen auf unser Konto 11745 bei nur so die Zeitschriften rechtzeitig stop- VdS-Geschäftsstelle der Sparkasse Starkenburg, Heppenheim, pen können. Postfach 1169, D-64629 Heppenheim BLZ 509 514 69. (BIC: HELADEF1HEP – E-Mail: [email protected] IBAN: DE79 5095 1469 0000 0117 45). 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