Kugelsternhaufen

www.vds-astro.de ISSN 1615-0880 IV/2010 Nr. 35 Zeitschrift der Vereinigung der Sternfreunde e.V.

Schwerpunktthema Kugelsternhaufen Klein, rund und plump! Die Botschaft von den Grundlagen der JPG-Foto- Seite 54 Sternen metrie Seite 87 Seite 111 [email protected] • www.astro-shop.com Tel.: 040/5114348 • Fax: 040/5114594 Eiﬀestr. 426 • 20537 Hamburg

Astroart 4.0 Canon EOS 1000D Astro Photoshop Astronomy

Die aktuellste Version Ab sofort erhalten Sie bei uns speziell für die Der Autor arbeitet seit fast 10 Jahren mit Photo- des bekannten Bildbe- Astronomie modi zierte Canon EOS Kameras, shop, um seine Astrofotos zu bearbeiten. Die arbeitungspro- ab Lager und mit Garantie! dabei gemachten Erfahrungen hat er in diesem grammes gibt es jetzt Die 1000D Astro hat eine um den Faktor 5 speziell auf die Bedürfnisse des Amateurastro- mit interessanten höhere Rotemp ndlichkeit im Bereich von nomen zugeschnitte- neuen Funktionen. H-alpha nen Buch gesammelt. Moderne Dateifor- bzw. SII. Die behandelten The- men sind unter ande- mate wie DSLR-RAW Endlich rem: die technische werden unterstützt, können Ausstattung, Farbma- Bilder können Regionen nagement, Histo- durch automa- am Himmel gramme, Maskie- tische Sternfelderken- sichtbar rungstechniken, nung direkt überlagert werden, was die Bild- gemacht Addition mehrerer feldrotation vernachlässigbar macht. Auch die werden, die Bilder, Korrektur von Bearbeitung von Farbbildern wurde erweitert. vorher auf Astroaufnahmen nur ansatzweise Vignettierungen, Besonderes Augenmerk liegt auf der Erken- sichtbar waren oder im Himmelshintergrund Farbhalos, Deformationen oder nung und Behandlung von Pixelfehlern der schlicht 'abgesoen' sind. Somit stellt die EOS überbelichteten Sternen, LRGB und vieles Aufnahme-Chips. 1000D Astro eine preisgünstige Alternative zu mehr. Auf der beigefügten DVD be nden sich 90 alle im Buch besprochenen und verwendeten Update 'echten' CCD-Astrokameras dar. € 99 Beispielbilder. 00 90 Vollversion € 175 Tagespreis !!! € 39

Astronomik Clip-Filter System

Das sinnvolle Astronomik Filterprogramm wird durch eine exklusive Neuheit ergänzt: Astronomik EOS Clip-Filter. Nutzen Sie die Canon EOS DSLR Kameras nicht nur für die Astronomie oder 'terrestrische' Fotogra e. Mit den Astronomik EOS Clip-Filtern endecken Sie die Vielfalt der digitalen Fotogra e!

• Für alle Canon EOS 20D bis 40D und 300D bis 450D • Aufnahmen mit fast allen Objektiven ausser Canon EF-S möglich • Keine Vergrößerung der optischen Tiefe • alle Funktionen (Fokus, Blende, Bildstabilisierung) bleiben erhalten • optimaler Staubschutz von Mattscheibe und CMOS-Chip • Kinderleichte Montage ohne Werkzeug • deutlich geringere Kosten als für ein Objektivfilter • alle Astronomik Filter als Clip-Filter erhältlich • Planet IR-Passfilter: IR-Fotografie bei Tag° • Filterneuheit CLS-CCD: CLS Filter mit kombiniertem IR-Filter° 9 • Filterneuheit OWB: Nutzen Sie ihre umgebaute Astrokamera ohne Einschränkungen bei Tag 00 ° für Kameras mit ausgebautem IR-Sperrfilter ab€ 69

Astronomik L-RGB Filtersatz astro-shop

Ein namhafter Kamerahersteller brachte es Das seit zwei Jahrzehnten erfolgreiche Konzept auf den Punkt: "Astronomik baut Farb lter, hat inzwischen viele Nachahmer gefunden. andere Hersteller machen 'Buntbild lter'". Deshalb achten Sie unbedingt darauf, dass Sie Astronomik Farb lter sind speziell auf den auf der richtigen astro-shop Seite landen: sRGB-Farbraum abgestimmt. Das macht die Erstellung von realen Farbbildern mit Photo- shop und Co noch einfacher. Das Belichtungs- verhältnis von R, G und B ist 1:1:1. Sie gewinnen CCD-Aufnahmen, die das Objekt farblich optimal zeigen, genau wie Sie es mit dem bloßen Auge sehen würden, wenn Ihr Auge emp ndlich genug wäre. Damit setzt sich diese Filterreihe als weltweit einzige von allen anderen Herstellern ab. Selbstverständlich arbeiten die Filter an reinen Spiegeloptiken Bestellungen mit einem Mindest- homofokal. Wer etwas von Filtern versteht, wählt Astrono- Verfügbare Größen: wert von 20 Euro werden innerhalb mik. Nicht bunter, aber besser. gefasst in Standardfassungen: 1,25", 2", T2, SC Deutschlands an Sie ohne Zusatz- ungefasst rund: 31mm, 36mm, 38mm, 50mm kosten geliefert. ab € 269,00 ungefasst quadratisch: 50x50 mm Sondergrößen auf Anfrage www.astro-shop.com Editorial 1

Liebe Mitglieder, liebe Sternfreunde,

das neue VdS-Journal für Astronomie Sollte uns das Glück vergönnt sein, ei- hält wieder haufenweise neue Nachrich- nen „goldenen Oktober“ zu erleben – wie ten aus der Astronomie für Sie bereit. wäre es einmal damit, ein Teleskoptref- Speziell zu diesem Heft könnte man so- fen zu besuchen? Oder der „Bochumer gar sagen: kugelhaufenweise neue Nach- Herbsttagung“ mit vielen interessanten richten, denn das Schwerpunkt thema Vorträgen beizuwohnen (kann man auch lautet diesmal „Kugelsternhaufen“. Beim bei schlechtem Wetter!)? Der Terminka- Stichwort Kugelsternhaufen denkt jeder lender auf der VdS-Homepage www.vds- sofort an M 13, M 92, Omega Centauri … astro.de nennt übrigens alle Treffen, Se- aber dann? Mich selbst hat es überrascht, minare, Vorträge und Messen – schauen wie viel Neues unser Schwerpunktthema Sie doch einmal rein. zu den Kugelsternhaufen zu bieten hat – seien Sie gespannt auf eine sehr informa- Das Jahr 2010 geht astronomisch am tive Lektüre. 21. Dezember mit einer totalen Mond- finsternis seinem Ende entgegen. Diese Wenn Sie dieses Heft in Händen halten, Finsternis findet in den Morgenstunden ist der Sommer vergangen. Das hat für statt, wenn der Vollmond bereits seinem Unser Titelbild: uns Hobbyastronomen einen Vor- und Untergang in westlicher Richtung ent- einen Nachteil. Der Vorteil: Die Nächte gegen strebt. Man kann nur den Eintritt In der südlichen Krone liegt die sind endlich wieder länger; der Nach- des Mondes in den Kernschatten sehen, ausgedehnte Dunkelwolke Bernes teil: Das Wetter stimmt uns zunehmend zu Beginn der totalen Verfinsterung wird 157. An ihrem westlichen Ende auf den Winter ein. Am Herbst- und der Mond schon untergegangen sein. befindet sich der strähnige Refle- Winterhimmel ist Jupiter der strahlende xionsnebel NGC 6726-7 mit dem Planet am Nachthimmel. Nachdem sich Das nächste VdS-Journal für Astronomie keilförmigen, gelblichen Anhängsel der Riesenplanet mehrere Jahre in den wird Sie Ende des Jahres erreichen. Das NGC 6729. NGC 6726-7 geht süd- südlichen Bereichen der Ekliptik aufge- Schwerpunktthema für diese Ausgabe westlich in IC 4812 über, ebenfalls halten hat, nimmt er nun Anlauf, den lautet: „Astronomie in Gruppen und Ver- ein blauer Reflexionsnebel. Nord- Himmelsäquator in nördlicher Richtung einen“. westlich davon, jenseits des hell zu überqueren. Am 21. September hat leuchtenden Molekülwolkenrandes, er seine diesjährige Oppositionsstellung Allzeit klaren Himmel und viele span- erkennt man den 7 mag hellen und im Sternbild Fische eingenommen. Wer nende Sternstunden wünscht Ihnen 28.000 Lj entfernten Kugelstern- Jupiter mit einem Fernglas ins Visier haufen NGC 6723, der noch zum nimmt, wird auch Uranus sehen; die Gas- südlichen Schützen gehört. planeten ziehen in diesem Jahr ihre Bahn gemeinsam am Himmel. Sven Melchert Dieter Willasch fotografierte diese Region am 4. Mai 2009 von Somer- set West (Südafrika). Norden ist oben. Aufnahmeteleskop war ein Refraktor TMB 130 f/6 mit Bildfeld- ebnungslinse. Mit einer CCD- Kamera SBIG STL-11000M wurde in Ein Schwerpunktthema für alle R, G und B jeweils 3 x 10 min ohne Binning belichtet, dabei kam der Schreiben Sie für das VdS-Journal Ausgabe 37, denn hier lautet das Filtersatz Astrodon True Balance Thema „Astronomische Erlebnisse“. Welches Ereignis hat Sie in Ihrem RGB plus Filterrad CFW 5 zum Leben am meisten beeindruckt? Wir freuen uns auf Ihren Artikel, ger- Einsatz. ne mit einigen Bildern, den Sie einfach per E-Mail einsenden können an [email protected]; oder per Post an die Adresse der Mehr über Kugelsternhaufen im Geschäftsstelle. Einsendeschluss ist der 1. November 2010. Schwerpunktthema dieses Heftes.

VdS-Journal Nr. 35 2 Inhalt

SCHWERPUNKTTHEMA Das System der galaktischen Kugelsternhaufen 8 ATMOSPHÄRISCHE ERSCHEINUNGEN Staubtrübung durch Vulkan- ausbruch in Island 71

JUGENDARBEIT Sibirien Abenteuer Tour 2010 95

1 EDITORIAL 54 Klein, rund und plump! 2 INHALTSVERZEICHNIS 58 AM 4 – „Astro-Krimi“ mit einem Kugelsternhaufen Veränderliche in M 5 NACH REDAKTIONSSCHLUSS 60 64 Eine Datenbank zu Kugelsternhaufen 4 VdS aktuell

5 Die Sonnenfinsternis vom 11. Juli 2010 FACHGRUPPENBEITRÄGE SCHWERPUNKTTHEMA: AMATEURTELESKOPE/SELBSTBAU KUGELSTERNHAUFEN 65 Erfahrungsbericht Celestron Edge HD 1100 6 Kugelsternhaufen – die „Senioren“ der Galaxis ASTROFOTOGRAFIE 68 Neues aus der Fachgruppe Astrofotografie 6 Das System der galaktischen Kugelsternhaufen 69 Astrofotografie für den Einsteiger – aktuelle Bilder 12 Das Erscheinungsbild der Kugelsternhaufen – aus dem Fachgruppenarchiv Fakten für Beobachter und Fotografen ATMOSPHÄRISCHE ERSCHEINUNGEN 18 Kugelsternhaufen – von nah bis fern, 71 Staubtrübung durch Vulkanausbruch in Island von klein bis groß DEEP SKY 22 Galerie der Kugelsternhaufen 76 Aus der Fachgruppenarbeit 32 Einfluss von Öffnung und Vergrößerung bei der Das Deep-Sky-Treffen 2010 in Bebra visuellen Beobachtung von Kugelsternhaufen 76 am Beispiel M 15 78 2 Objekte – 2.000 Beobachter 35 Klassiker unter den Kugelsternhaufen 79 Visuelles Deep-Sky-Beobachtungsprojekt: Planetarische Nebel am Winterhimmel 42 Fachgruppenprojekt: Kugelsternhaufen- beobachtungen 80 Visuelles Deep-Sky-Beobachtungsprojekt: M 33 44 Der Pal 2-Kugelsternhaufen im Sternbild Fuhrmann 85 NGC 7217, eine helle Galaxie im Pegasus 45 Das Wolf-Lundmark-Melotte-System und der GESCHICHTE Kugelsternhaufen WLM-1 87 Neues aus der Fachgruppe „Geschichte der Astronomie“ 48 Dem „intergalaktischen Wanderer“ auf der Spur 87 Die Botschaft von den Sternen – Galilei und 51 Die Terzan-Kugelsternhaufen 400 Jahre „Sidereus Nuncius“

91 Galileis Monde VdS-Journal Nr. 35 Inhalt 3

KOMETEN 29P – der Ausbruchkünstler 100

VDS VOR ORT Besuch des Observatoriums in Tautenburg 120

VDS-NACHRICHTEN Fernsteuerbare Teleskope für Schulen 115

JUGENDARBEIT VDS-NOSTALGIE 92 VEGA – Internationales Programm für Jugendliche 119 Das waren noch Zeiten 95 Sibirien Abenteuer Tour 2010 VDS VOR ORT / PORTRAIT 120 Besuch des Observatoriums in Tautenburg – ein KLEINE PLANETEN Bericht aus der Sicht eines visuellen Beobachters 96 Erste Kleinplaneten-Entdeckungen auf B86 Hagen SERVICE 99 Kosmische Begegnungen 123 Himmelsvorschau Oktober – Dezember 2010 KOMETEN 126 M wie Messier 100 29P/Schwassmann-Wachmann – der Ausbruchs- künstler 129 Vorschau auf beobachtbare Maxima und Minima Veränderlicher Sterne PLANETEN 102 Staubsturm über der nördlichen Polkappe des BEOBACHTERFORUM Planeten Mars am 1. Februar 2010 129 Partielle Mondﬁnsternis an Silvester 103 Saturn im Frühjahr 2010 130 Stimmungsaufnahme des abnehmenden Mondes in den Bergen SPEKTROSKOPIE 105 HeI6678-Emissionsaktivität im Be-Stern • Cas 130 Doppelsternmessungen mit „lucky imaging“

STERNBEDECKUNGEN REZENSIONEN 107 Jupiter bedeckt 45 Cap 133 Pfadﬁnder für Außerirdische 108 ESOP XXVIII in Niepolomice/Polen 134 Der Mond für Einsteiger und „alte Hasen“ VERÄNDERLICHE 134 Die Messier-Objekte 109 ES Aquilae wird im Ausbruch dunkler VORSCHAU 111 Grundlagen zur Fotometrie mit JPG-Bildern (Teil 1) 135 Vorschau auf astronomische Veranstaltungen VDS-NACHRICHTEN 115 Wir begrüßen neue Mitglieder 116 Fernsteuerbare Teleskope für Schulen 116 Die Bochumer Herbsttagung der Amateurastronomie HINWEISE (BoHeTa) 82 Impressum 118 Nachrichten aus dem Vorstand 53 Inserentenverzeichnis ZUM SCHMUNZELN 118 Millimeter oder Zoll? 136 Autorenverzeichnis

VdS-Journal Nr. 35 4 Nach Redaktionsschluss

VdSVdS aktuellaktuell von Otto Guthier

Neue Informationsbroschüre Rechtzeitig zum ATT in Essen, Ende Mai, wurde die 5. überarbeitete Informati- onsbroschüre der VdS fertiggestellt und konnte auf dieser Astromesse an interessierte Sternfreunde erstmals abgegeben werden.

Mit dem Titel „Erlebnis Astronomie“ wendet sich die 24-seitige Informations- schrift an alle Sternfreunde, die mehr über die VdS, ihre Fachgruppen und die Leistungen von Deutschlands größtem VdS-Stand 1 Der neue Stand der VdS war Verein der Hobbyastronomen erfahren Nach über 15 Jahren hat der 3 x 4 Meter zum ersten Mal beim ATT in Essen in möchte. Erstmals ist diese Schrift mit große Werbestand der VdS „ausgedient“. Aktion einer Auflage von 5.000 Stück durchge- Die große Plakatwand mit zahlreichen hend in Farbe gedruckt und in Format Astromotiven unserer Mitglieder war A4 aufgelegt. doch in die Jahre gekommen und wurde von www.astronomie.de, Herrn Unbe- nun durch ein anderes System abgelöst. haun, für seine Bereitschaft, diese Adresse Seit Erscheinen der 1. Auflage im Jahr Von Alexander Weis und Sven Melchert der VdS zur Verfügung zu stellen. Die 1996, die den damals vorhandenen zwei- wurden drei neue „Roll-Ups“ (auszieh- „alte“ www.vds-astro.de bleibt natürlich seitigen Informationsflyer ablöste, wur- bare Plakate mit Ständer) grafisch und weiterhin bestehen. Für Sie als Mitglied den mit der 5. Auflage knapp 20.000 textlich gestaltet, die erstmals auf dem ändert sich also nichts, aber für das an Broschüren gedruckt. ATT am VdS-Stand präsentiert wurden der Astronomie interessierte Publikum (s. Abb.). ist www.sternfreunde.de sicher etwas Mitglieder und interessierte Sternfreun- freundlicher als die bisherige Adresse. de können diese umfassende Informa- Diese Roll-Ups sind mit einer Größe von tionsschrift bei der Geschäftsstelle der 1,00 x 2,20 Meter und einem einfach zu VdS; Postfach 1169, 64646 Heppen- bedienenden Präsentationssystem we- heim kostenlos anfordern. sentlich einfacher und handlicher. Die drei Elemente sprechen dabei die Stand- 1 besucher und Betrachter in einer etwas Rechts: Sonnenfinsternis bei unkonventionellen Form an. Mit dem Sonnenuntergang: Am 11. Juli 2010 Begriff „nachtaktiv“ auf dem ersten Roll- fand eine totale Sonnenfinsternis statt, Up wird das Thema „Sterne beobachten“ deren Schattenpfad sich quer über den sensibilisiert, während die beiden ande- Pazifischen Ozean erstreckte. Prominente ren Präsentationsflächen die Arbeit der Reiseziele waren die Osterinsel und Fachgruppen und die Leistungen der VdS der südlichste Zipfel von Südamerika, in den Vordergrund stellen. Die Stell- von wo aus die Finsternis kurz vor wände können natürlich auch einzeln Sonnenuntergang beobachtet werden verwendet werden und sind bequem im konnte. Handgepäck zu transportieren. Stefan Krause und das Team von Neue Internetadresse Eclipse-Reisen.de wählten den Ort El Ihre VdS – die „Vereinigung der Stern- Calafate in den argentinischen Anden. freunde“ – ist im Internet ab jetzt auch Ihre abenteuerliche Tour (einen aus- unter www.sternfreunde.de zu erreichen. führlichen Bericht lesen Sie unter www. Der VdS-Vorstand dankt dem Inhaber sofi2010.de) wurde mit dem spekta- kulären Anblick der total verfinsterten Sonne kurz vor Sonnenuntergang 2 Die neue Informations- belohnt. Dazu der Fotograf: „Eine Szene broschüre der VdS wie aus einem Fantasy-Film“. Wie wahr.

VdS-Journal Nr. 35 VdS-Journal Nr. 35 6 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen

Kugelsternhaufen – die „Senioren“ der Galaxis von Peter Riepe

Kugelsternhaufen sind die „Senioren“ der Milchstraße. Und Kugelsternhaufen bieten allen Sternfreunden interessante Per- so wie die Senioren unter unseren Mitmenschen auf viele be- spektiven. Der visuelle Beobachter staunt – je nach Teleskop wegende Ereignisse in ihrem langen Dasein zurückblicken – über den Sternenreichtum im Inneren, der Astrofotograf können, geht es auch den Kugelsternhaufen. Sie erzählen ergötzt sich an Form und Aufbau, der Veränderlichenbeob- eine lange Geschichte, wenn man ihre astrophysikalische achter registriert mit geeigneten Mitteln RR-Lyrae-Sterne, Sprache versteht und ihnen auch genau „zuhört“. Entstan- an Hand derer er die Entfernung der Kugelsternhaufen er- den ist der Großteil der galaktischen Kugelsternhaufen be- mitteln kann. Folgen Sie uns in diesem Heft in die Welt reits vor vielen Milliarden Jahren, im Vergleich zu ihnen ist der Kugelsternhaufen, lesen Sie, was es über diese uralten unsere Sonne eine junge Dame. Sternengebilde Wissenswertes gibt.

Das System der galaktischen Kugelsternhaufen von Peter Riepe

Die Milchstraße (Galaxis) hat die Form Die entferntesten Halo-KH einer Diskusscheibe. Sie besteht aus einer (nach W.E. Harris, 1996/2003) rundlichen Kernzone (Bulge) und den daran ansetzenden bekannten Spiralarmen. Objekt • (2000) • (2000) Rgc Rhel Vt µV Es wäre aber falsch anzunehmen, dass AM 1 03 55 02,7 -49 36 52 123,2 121,9 15,72 23,86 die Materie der Milchstraße nur in der Pal 4 11 29 16,8 +28 58 25 111,8 109,2 14,20 23,54 Scheibe steckt, d.h. im Bulge und in den Pal 3 10 05 31,4 +00 04 17 95,9 92,7 14,26 23,08 Armen. Die gesamte Galaxis ist in einen Eridanus 04 24 44,5 -21 11 13 95,2 90,2 14,70 22,81 riesigen Halo eingebettet (Abb. 1). Das NGC 2419 07 38 08,5 +38 52 55 91,5 84,2 10,39 19,83 ist eine umgebende, lockere Hülle aus Pal 14 16 11 04,9 +14 57 29 69,0 73,9 14,74 25,55 urzeitlichen Wasserstoffwolken sowie alten, entwickelten Sternen und Stern- Tab. 1: Spalte 1 gibt den Namen des KH an, Spalten 2 und 3 die Koordinaten, Spal- ansammlungen, die der Astronom der te 4 den galaktozentrischen Abstand in kpc, Spalte 5 den heliozentrischen Abstand „Population II“ zuordnet. Im Gegensatz in kpc, Spalte 6 die totale V-Helligkeit in mag und Spalte 7 die zentrale visuelle dazu beﬁnden sich die jüngeren Sterne Flächenhelligkeit in mag pro Quadratbogensekunde. der „Population I“ im Bereich der galaktischen Spiralarme. Zur Halo-Population 1 Die Milchstraße und II zählen außer den Kugelsternhaufen das galaktische Halo-System (KH) noch die Zwerggalaxien, ferner der Kugelsternhaufen von der auch zahlreiche Einzelsterne, die jedoch Seite betrachtet. Die Sonne wegen der geringen Halo-Dichte kaum steht bei X = 0 und Z = 0. auffallen. Zu nennen wären beispiels- Der Bulge liegt im dichten weise viele rote Zwergsterne sowie die Knäuel der KH bei X = 8 kpc. RR-Lyrae-Sterne – Veränderliche, die als Der markierte KH Palomar 2 „Standardkerzen“ zur Entfernungsbe- gehört zum äußeren Halo. stimmung im nahen galaktischen Umfeld Die noch weiter entfernten bestens geeignet sind. KH der Tab. 1 beﬁnden sich bereits außerhalb des Bildes Man kennt heute etwa 160 KH. Ihre Ge- (Original nach Harris, 1997, samtzahl ist aber sicherlich viel höher zu überarbeitet).

VdS-Journal Nr. 35

8 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen

veranschlagen, weil ein Großteil durch die interstellare Materie der Milchstra- ße verdeckt wird. Schätzungen zufolge könnten durchaus um die 500 galaktische KH existieren [1]. Im galaktischen Halo nimmt die Dichte an KH von innen nach außen deutlich ab. Aber auch sehr weit außen sind noch vereinzelte Exemplare zu sehen. Vor bereits 25 Jahren wurde gezeigt, dass sich das KH-System unserer Milchstraße in zwei verschiedene Unter- systeme gliedert: Erstens ein sphärisch ausgedehntes System alter Haufen mit geringem Metallgehalt, welches langsam um das Zentrum der Milchstraße rotiert, und zweitens ein sehr ﬂaches, schnell rotierendes System metallreicher Haufen [2]. Das zweite System hält sich in seiner Gestalt im Wesentlichen an die Dicke der galaktischen Scheibe [3].

Die KH sitzen natürlich nicht an festen Positionen in der Milchstraße, sondern umlaufen diese. Zur Berechnung der Um- 2 Der entfernteste galaktische KH ist Arp-Madore 1 (AM 1). Er hat einen laufbahn benötigt man die Messung der Sonnenabstand von fast 400.000 Lj. Aufnahme auf III a-J mit dem australischen UK- Eigenbewegung. So etwas ist möglich, Schmidtteleskop. Auf dem Originalbild sind im Haufen etwa 65 Sterne bis hinab zu indem man langbrennweitige fotograﬁ- 20,5 mag zu sehen. sche Aufnahmen aus vergangenen Zei- ten mit heutigen vergleicht und daraus die Verschiebung der KH in Bezug auf den 1950er Jahren verwendet (5-m-Spie- Bei ihrem Umlauf um das galaktische den extragalaktischen Hintergrund misst. gel Mt. Palomar) und mit solchen aus den Zentrum durchstoßen die KH immer wie- In einer jüngeren Forschungsarbeit wird späten 1970er Jahren (4-m-Teleskop Kitt der die Milchstraßenebene mit der dort sehr schön berichtet [4], wie die Eigenbe- Peak) und den 1990er Jahren (2,5-m-Te- konzentrierten Menge an interstellarem wegung von NGC 7006 bestimmt wurde. leskop Las Campanas) abgeglichen. Gas und Staub. Manche laufen auch di- Dabei wurden fotograﬁsche Platten aus rekt durch den galaktischen Bulge. Bei

Die 15 leuchtkräftigsten galaktischen KH (nach W.E. Harris, 1996/2003)

Objekt • (2000) • (2000) Rgal Rhel MV Vt B-V µV 47 Tuc 00 24 05,2 -72 04 51 7,4 4,5 -9,42 3,95 0,88 14,43 NGC 2419 07 38 08,5 +38 52 55 91,5 84,2 -9,58 10,39 0,66 19,83 NGC 2808 09 12 02,6 -64 51 47 11,1 9,6 -9,39 6,20 0,92 15,17 Omega Cen 13 26 45,9 -47 28 37 6,4 5,3 -10,29 3,68 0,78 16,77 M 3 13 42 11,2 +28 22 32 12,2 10,4 -8,93 6,19 0,69 16,34 NGC 5824 15 03 58,5 -33 04 04 25,8 32,0 -8,84 9,09 0,75 15,08 M 5 15 18 33,8 +02 04 58 6,2 7,5 -8,81 5,65 0,72 16,05 M 62 17 01 12,8 -30 06 49 1,7 6,9 -9,19 6,45 1,19 15,35 M 19 17 02 37,8 -26 16 05 1,6 8,6 -9,18 6,77 1,03 16,82 NGC 6388 17 36 17,0 -44 44 06 3,2 10,0 -9,42 6,72 1,17 14,55 M 14 17 37 36,1 -03 14 45 4,1 9,3 -9,12 7,59 1,25 18,41 NGC 6441 17 50 12,9 -37 03 05 3,9 11,7 -9,64 7,15 1,27 14,99 M 54 18 55 03,3 -30 28 42 19,2 26,8 -10,01 7,60 0,85 14,82 M 15 21 29 58,3 +12 10 01 10,4 10,3 -9,17 6,20 0,68 14,21 M 2 21 33 29,3 -00 49 23 10,4 11,5 -9,02 6,47 0,66 15,92

Tab. 2: Die Spalten 1 bis 5 sowie 7 und 9 erklären sich wie in Tab. 1. Spalte 6 gibt die visuelle Absoluthelligkeit in mag an und Spalte 8 den Farbindex in mag.

VdS-Journal Nr. 35 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen 9

jeder Passage werden die KH in Mitlei- denschaft gezogen. Die Stoßwelle ent- reißt ihnen zahlreiche äußere Sterne, so dass sich die Masse der KH im Laufe der Zeit verringert, bis hin zur späteren voll- ständigen Auﬂösung [5]. Andererseits gibt es Anzeichen dafür, dass die beim Durchkreuzen der galaktischen Scheibe erzeugte Stoßwelle der Ausgangspunkt für sekundäre Sternentstehung sein kann [6].

Das System der galaktischen KH liefert in seiner beobachteten Vielfalt physikalischer Eigenschaften nicht nur Informati- onen über die Halogestalt, sondern auch über die galaktische Entwicklungsge- schichte. Vermutlich war die Milchstraße in ihrer Frühzeit eine rundliche, turbu- lente Gaswolke. Aus ihr haben sich die 3 Sterne und daher auch die ersten uralten NGC 2419, ebenfalls ein KH im äußeren galaktischen Halo. Vier Bogenminu- KH vor etwa 13,7 Milliarden Jahren ge- ten westlich des Haufens steht der 7,2 mag helle A5-Stern HD 60771. Er hat einen bildet. Die räumliche Verteilung der KH, Farbindex B-V = 0,23 mag, ist also blau. Noch weiter westlich davon steht der ihr Alter und ihre Bewegung deuten auf Doppelstern BD+39 1978. Harald Strauß nahm den intergalaktischen Wanderer am die Richtigkeit dieser Überlegung hin. 11.02.2008 an der Gahberg-Sternwarte auf. Teleskop war ein 14“-Hypergraph bei Weiterhin kann aus der beobachteten f = 1090 mm mit einer CCD-Kamera SBIG ST-8. Die Nachführung erfolgte mit einer Verteilung der KH die Position der Sonne SBIG ST-7 an einer 4“ MTO Russentonne bei nur f = 630 mm. Belichtet wurde: L 20 innerhalb der Milchstraße rekonstruiert x 120 s, R 12 x 92 s, G 12 x 97 s, B 15 x 120 s (Luminanzaufnahme ohne Binning, werden. Nach einer Arbeit [7] kann man Farbauszüge mit 2x2-Binning).

Einige leuchtschwache galaktische KH (nach W.E. Harris, 1996/2003; ein Teil der Daten entstammt verschiedenen Originalarbeiten)

Objekt • (2000) • (2000) Rgal Rhel MV Vt B-V µV Whiting 1 02 02 55 -00 15 17 33,9 29,4 -2,42 15,03 - - Pal 1 03 33 23,0 +79 34 50 17,0 10,9 -2,47 13,18 0,96 20,93 AM 1 03 55 02,7 -49 36 52 123,2 121,9 -4,71 15,72 0,72 23,86 Koposov 2 07 58 17,0 +26 15 18 - 40 ≈ -1 - - E 3 09 20 59,3 -77 16 57 7,6 4,3 -2,77 11,35 - 23,10 Koposov 1 11 59 18,5 +12 15 36 - 50 ≈ -2 - - - AM 4 13 55 50,1 -27 10 22 25,5 29,9 -1,60 15,90 - 24,75 BH 176 15 39 07,3 -50 03 02 9,7 15,6 -4,35 14,00 - 23,36 Pal 14 16 11 04,9 +14 57 29 69,0 73,9 -4,73 14,74 - 25,55 Terzan 3 16 28 40,1 -35 21 13 2,4 7,5 -4,61 12,00 - 22,52 ESO452-SC11 16 39 25,5 -28 23 52 2,0 7,8 -3,97 12,00 - 20,75 Terzan 1 17 35 47,2 -30 28 54 2,5 5,6 -4,90 15,90 - 25,09 Pﬂeiderer 2 17 58 40 -05 04 30 9,7 16,4 -2,5 16,7 - - Terzan 9 18 01 38,8 -26 50 23 1,6 6,5 -3,85 16,00 - 23,21 NGC 6535 18 03 50,7 -00 17 49 3,9 6,8 -4,75 10,47 0,94 20,22 Terzan 12 18 12 15,8 -22 44 31 3,4 4,8 -4,14 15,63 - 23,75 AL 3 18 14 06,6 -28 38 06 2,1 6 -4,0 11,0 1,16 - Pal 12 21 46 38,8 -21 15 03 15,9 19,1 -4,48 11,99 1,07 20,59 Pal 13 23 06 44,4 +12 46 19 26,7 25,8 -3,74 13,47 0,76 23,36

Tab. 3: Spalte 1 gibt den Namen des KH an, Spalten 2 und 3 die Koordinaten, Spalte 4 den galaktozentrischen Abstand in Kiloparsec, Spalte 5 den heliozentrischen Abstand in Kiloparsec, Spalte 6 die visuelle Absoluthelligkeit in Mag, Spalte 7 die totale V-Helligkeit in mag, Spalte 8 den mittleren Farbindex in mag und Spalte 9 die zentrale Flächenhelligkeit in mag pro Quadratbogensekunde.

VdS-Journal Nr. 35 10 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen

davon ausgehen, dass die Sonne etwa 7,6 Kiloparsec (Erklärung siehe Kasten) vom Parsec und Lichtjahr galaktischen Zentrum entfernt steht. Neue Messungen [8] ergeben einen etwas kleineren Wert von (7,2 ± 0,3) Kilopar- Während die Amateurastronomen gern das Lichtjahr (Lj) als Maßeinheit für sec. Entfernungen im Weltall verwenden, gebraucht der Berufsastronom lieber die Parallaxensekunde (gesprochen: „Parsec“, pc). Die Milchstraße hat einen Durchmesser von etwa 100.000 Lichtjahren. Der ga- Deﬁnition: 1 Parsec (pc) ist diejenige Entfernung, aus welcher der Erdbahnradius laktische Halo reicht aber erheblich wei- unter dem Blickwinkel von 1´´ erscheint. 1 Lichtjahr (Lj) ist die Strecke, die das ter hinaus, bis über 300.000 Lichtjahre. Licht im Vakuum innerhalb eines Jahres zurücklegt. Einige weit außen stehende KH des äuße- ren Halos sind Arp-Madore 1 (AM 1) im Umrechnungen: Sternbild Horologium (Abb. 2), Palomar 1 Parsec (pc) = 3,262 Lichtjahre (Lj) 4 im Großen Bären, das Eridanus-System 1 Kiloparsec = 1 kpc = 1.000 pc = 3.262 Lj und NGC 2419 im Sternbild Luchs (Abb. 1 Megaparsec = 1 Mpc = 1.000.000 pc = 3.262.000 Lj 3). Ihre Entfernungen von der Sonne ei-

(Abb. 4). Solche Objekte sind schwierig zu ﬁnden, beim Aufspüren helfen nur Teleskope großer Öffnung und langer Brennweite, mit denen mehrstündige Belichtungen durchgeführt werden. Und ihre KH-Natur zeigt sich auch erst, wenn die professionelle Fotometrie eindeutige Farbenhelligkeitsdiagramme (FHD) geliefert hat. Ein typischer Fall ist AM 4 [10], siehe auch Bericht in dieser Aus- gabe. Ihm fehlen im FHD die kompletten Äste der bereits entrissenen Roten Riesen

4 Die massearmen Kugelsternhaufen Koposov 1 und 2, aufgenommen im Ja- nuar 2007 am 2,2-m-Teleskop des Calar Alto (Spanien). Die B-geﬁlterten Bilder aus [9] zeigen ein Bildfeld von 2´ Kantenlänge. Belichtungszeit: 2 Stunden bei einem Seeing von 1 – 1,3“.

nerseits und vom galaktischen Zentrum durchschnittliche galaktische KH kommt andererseits sind in der Tabelle 1 aufge- auf eine Absoluthelligkeit von –7,05 listet. Sehr nahe KH sind NGC 6539 in mag. Die Absoluthelligkeit wird im Be- der Schlange, M 22 im Schützen und richt „Das Erscheinungsbild der Kugel- NGC 6397 im Ara. M 4 im Skorpion mit sternhaufen: Fakten für Beobachter und nur 6800 Lichtjahren Entfernung galt Fotografen“ erklärt. lange Zeit als der allernächste KH. An seine Stelle ist der erst kürzlich gefunde- Im Vergleich dazu haben die leucht- 5 ne KH-Kandidat FSR584 getreten, der es schwachen KH geringe absolute Hellig- Das FHD von AM 4, dem masse- auf etwa 4600 Lichtjahre bringt. keiten (Tab. 3). Darunter gibt es recht ärmsten Kugelsternhaufen der Milch- sternarme Vertreter, die kaum als KH ins straße (nach Carraro, 2009). Vorhanden Je höher die Zahl der enthaltenen Ein- Auge fallen. Die erst 2007 entdeckten sind nur Sterne der unteren Hauptreihe zelsterne und je mehr helle Rote Riesen- massearmen KH Koposov 1 und Koposov sowie des abknickenden Asts der sterne in einem KH enthalten sind, desto 2 [9] möchte man von ihrer Morpholo- Unterriesen. Der Rote Riesenast fehlt. leuchtkräftiger ist er. Tabelle 2 zeigt eini- gie her zunächst eher als offene Stern- Die FHD von Koposov 1 und 2 sind sehr ge leuchtkräftige KH. Man erkennt ihre haufen klassiﬁzieren, weil die geringe ähnlich. Dies ist ein klarer Hinweis auf Leuchtkraft an den überdurchschnittlich Sternzahl nicht den üblichen kompakten, bereits begonnene Auﬂösungserschei- hohen Werten der Absoluthelligkeit. Der kugelsymmetrischen Charakter offenbart nungen.

VdS-Journal Nr. 35 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen 11

und Horizontalaststerne (Abb. 5), so dass Literaturhinweise: formation history of the Sagittarius seine Entfernung zunächst völlig falsch dwarf galaxy; ApJ 486, L107 (Sep. eingeschätzt wurde. [1] Schaifers K., Traving G.: Meyers 1997) Handbuch Weltall, BI Mannheim [13] Da Costa G.S., Armandroff T.E.: Ein Teil der galaktischen KH stammt aus 1984 Abundances and kinematics of the der „Zulieferung“ durch Zwerggalaxien, [2] Zinn R.: The globular cluster sys- globular cluster systems of the ga- die sich die Milchstraße einverleibt hat. tem of the Galaxy. IV. The halo and laxy and the Sagittarius dwarf; AJ Sie enthalten hin und wieder mehrere KH disk subsystems; ApJ 293, 424- 109, 2533 (1995) wie beispielsweise Fornax Dwarf oder 444 (1985) [14] Dueñas E.N., Mighell K.J.: WFPC2 Sagittarius Dwarf [11]. Diese letztge- [3] Armandroff T.E.: The properties of Observations of the Sagittarius nannte dSph-Galaxie ist nur etwa 60.000 the disk system of globular clusters; globular cluster Arp 2; American Lichtjahre vom Zentrum der Milchstraße AJ 97, 375-389 (1989) Astron. Soc. Meeting 201, 704 entfernt, sie beﬁndet sich daher bereits [4] Dinescu D.I. et al.: Orbits of glo- (2002) im Randbereich der galaktischen Schei- bular clusters in the outer galaxy: [15] Bellazzini M., Ferraro F.R., Ibata be. Inzwischen wurde Sagittarius Dwarf NGC 7006; AJ 122, 1916-1927 R.: The stellar population of NGC schon kräftig von den galaktischen Ge- (10/2001) 5634: a globular cluster in the zeitenkräften zerrupft und extrem in die [5] Gnedin O.Y., Ostriker J.P.: Destruc- Sagittarius dSph stream? AJ 124, Länge gezogen. Ihr dichtestes Gebiet tion of the galactic globular cluster 915-923 (8/2002) liegt im Schützen, als Kern wird der Ku- system; ApJ 474, 223 (1/1997) [16] Bellazzini M., Ferraro F.R., Ibata gelsternhaufen M 54 angesehen [12]. Er [6] Putte D.V., Cropper M.: Detecting R.: Building up the globular cluster ist der einzige KH, der ähnlich leucht- the effect of globular cluster im- system of the Milky way: the contri- käftig ist wie Omega Centauri. Omega pacts on the disc of the Milky Way; bution of the Sagittarius galaxy; AJ Centauri steht jedoch 5-mal näher als MNRAS 392, 113-124 (1/2009) 125, 188 (Jan. 2003) M 54, so dass M 54 dem Beobachter viel [7] Maciel W.J.: Space distribution and [17] Martinez-Delgado D. et al.: lichtschwächer erscheint als Omega Cen- metallicities of globular clusters: Remnants of the Sagittarius dwarf tauri. Außer M 54, Arp 2, Terzan 7 und the distance to the Galactic Centre; spheroidal galaxy around the young Terzan 8 sind noch NGC 5634, Pal 12, Astrophys. Space Sci. 206, 285 globular cluster Palomar 12; ApJ NGC 4147, Whiting 1 und auch Koposov (1993) 573, L19 (July 2002) 1 als Mitglieder des „Sagittarius-Stroms“ [8] Bica E. et al.: Globular cluster sys- [18] Carraro G., Zinn R., Moni Bidin C.: in Verdacht [13-18]. Dieser Sternenstrom tem and Milky Way properties revi- Whiting 1: the youngest globular ist der langgezogene Rest von Sagittari- sited; A&A 450, 105-115 (2006) cluster associated with the Sagitta- us Dwarf. Er zieht sich durch verschie- [9] Koposov S. et al.: The discovery of rius dwarf spheroidal galaxy; A&A dene Sternbilder in die Länge und fügt two extremely low luminosity Milky 466, 181-189 (2007) sich mittlerweile in die Außengebiete der Way globular clusters; ApJ 669, [19] Majewski S.R. et al.: A Two Micron Milchstraße ein [19]. Insbesondere sind es 337-342 (11/2007) All Sky Survey view of the Sagitta- die jüngeren Halo-Haufen der Milchstra- [10] Madore B.F., Arp H.C.: A distant rius dwarf galaxy. I. Morphology of ße, bei denen eine extragalaktische Natur star cluster in Hydra, AM-4; PASP the Sagittarius core and tidal arms; diskutiert wird. So wurde geschätzt, dass 94, 40-42 (1982) ApJ 599, 1082-1115 (12/2003) 45 – 50% der stellaren galaktischen Ha- [11] Ibata R.A., Gilmore G., Irwin M.J.: [20] MacKey A.D., Gilmore G.F.: Com- lo-Masse aus „kannibalisch“ erworbenen A Dwarf Satellite Galaxy in Sagit- paring the properties of local globu- KH stammt [20]. tarius; Nature 370, 194 (July 1994) lar cluster systems: implications for [12] Layden A.C., Sarajedini A.: The the formation of the Galactic halo; globular cluster M54 and the star MNRAS 355, 504 (Dec 2004) Anzeige 12 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen

Das Erscheinungsbild der Kugelsternhaufen – Fakten für Beobachter und Fotografen

von Peter Riepe

Kugelsternhaufen (KH) sind beliebte Be- 1 NGC 5466, Auf- obachtungsobjekte – für viele Amateure nahme vom 16.07.2008 aber nur, solange sie groß und hell sind. von Stefan Binnewies Am nördlichen Himmel dürfte M 13 un- und Josef Pöpsel. Am ter M 3, M 5 und M 15 der Favorit sein. 60-cm-Teleskop Gany- Omega Centauri ist das Highlight des med (Kreta) wurde bei Südhimmels und lässt in seiner Sternen- f = 4938 mm in RGB fülle und Ausdehnung M 4, M 12, M 22 jeweils 6 x 5 min ohne und sogar 47 Tucanae weit hinter sich. Binning belichtet. Als Darüber hinaus gibt es noch zahlreiche Kamera diente eine andere dekorative KH, die aber leider viel SBIG STL-11000M. zu selten als Motive gewählt werden. Nur FWHM = 1,35“, Norden wenigen Sternfreunden ist NGC 5466, der auf 14 Uhr. Wegen des sich ca. 5° östlich von M 3 beﬁndet, als fast vollen Mondes Objekt bekannt (Abb. 1). Oder wer hat bei deutlich reduziertes seinen Namibia-Besuchen jemals schon S/N, kein DDP, keine NGC 3201 oder NGC 6397 als Zielobjekte Schärfungen. eingeplant? NGC 3201 steht im Sternbild Vela (Abb. 2) und ist größer als unser 2 NGC 3201 im Sternbild Vela. Aufnahme von Dieter Willasch mit dem 20“- nördlicher M 13. NGC 6397 ﬁndet man Cassegrain (P. Keller) der IAS auf Farm Hakos (Namibia). Mit einer SBIG STL- im Ara (Abb. 3). Er ist gleich hell wie 11000M wurde in RGB jeweils 30 min im korrigierten Sekundärfokus f/9 belichtet.

VdS-Journal Nr. 35 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen 13

M 13 und knapp größer als M 22. Viele Berenices mit der Konzentrationsklasse Objekten, die man am Teleskop oder KH sind schlichtweg kaum bekannt, da- 11. Dagegen ist NGC 7006 im Delphin auf Fotos mit offenem Mund bestaunen her wählt man immer wieder die „pro- mit der Konzentrationsklasse 1 sehr stark kann. Aber nichts davon ist unabän- minenten Standard-KH“. Oftmals besteht verdichtet (Abb. 6). Die bekannten Ver- derlich, sondern alles ist in Bewegung, auch die Auffassung, alle KH seien ja so- treter M 3, M 5 oder auch M 13 erreichen entwickelt sich, folgt Gesetzen, hat von wieso gleich. Dies ist aber völlig falsch, mittlere Werte. daher immer mit Physik und Mathematik wie das Schwerpunktthema dieser Jour- zu tun. Also kommen wir auch in die- nalausgabe zeigt. All diese Aussagen zum Erscheinungs- sem Schwerpunktthema nicht um einige bild gelten aber nur für die ungestörten, Zahlen und Berechnungen herum. Und Haufenaufbau massereicheren KH. Sie halten ihre Form das Gute eines Schwerpunktthemas ist ja Alle KH sind uralte Sternformationen, lange aufrecht. Dafür sorgt der gravitati- gerade, dass hier auch ein wenig mehr die den Halo der Milchstraße bevölkern ve Zusammenhalt. Es gibt aber im Laufe auf astrophysikalische Grundlagen ein- (siehe „Das System der galaktischen Ku- der Zeit viele „missliche Situationen“, in gegangen werden darf. Aber keine Sor- gelsternhaufen“). Sie sind aus Hundert- denen KH starken äußeren Einwirkungen ge, man muss nicht Hochschulabsolvent tausenden, in extremen Fällen aus bis zu unterworfen sind. Bei jedem Umlauf um sein, um weiter folgen zu können. einigen Millionen Sternen aufgebaut, mit die Milchstraße kreuzen sie die galakti- einer sphärischen Form und einer star- sche Scheibe und stoßen auf interstel- Wir beobachten die Objekte in ihrer ken zentralen Verdichtung. Im Kern ist lare Gas- und Staubmengen. Insbeson- „scheinbaren visuellen Helligkeit“. Was die Sternendichte sehr hoch und dürfte dere massearme KH erfahren dann eine heißt „scheinbar“? Ein Stern wie unsere Sternenabstände von wenigen Lichtmo- Wechselwirkung, die dafür sorgt, dass Sonne erscheint in M 13 sehr lichtschwach naten oder gar -wochen erreichen. Viele nach und nach Sterne verloren gehen. mit nur 20 mag. Stünde die Sonne bei KH wie Omega Centauri sind nicht exakt So wird der ehemals prächtige KH immer Alpha Centauri, hätte sie eine größere rund, sondern leicht elliptisch abgeplat- zerrupfter und einem offenen Haufen im- Helligkeit von 1,3 mag. Im Gegensatz zur tet. Nach H. Shapley und H.B. Sawyer mer ähnlicher. Nach etlichen Milliarden scheinbaren Helligkeit steht die absolute (1927) werden die Konzentrationsklas- Jahren kann das letztlich zu seiner völli- Helligkeit. Sie ist für jeden Stern auf eine sen 1 bis 12 unterschieden. Je kleiner gen Auﬂösung führen. genormte Standardentfernung von 32,6 die Zahl, desto stärker ist die zentrale Lichtjahren bezogen (siehe unten). Und Konzentration. Äußerst locker aufgebaut Die Helligkeit der Kugelsternhaufen was bedeutet „visuelle“ Helligkeit? Das ist NGC 5053 (Abb. 4, Abb. 5) in Coma Das Weltall besteht aus vielen schönen ist die im sichtbaren Licht vorliegende

3 Im Ara steht NGC 6397. Die Aufnahme von Dieter Willasch wurde mit denselben Daten wie in Abb. 2 aufgenommen.

VdS-Journal Nr. 35 14 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen

4 Helligkeit. Die scheinbare visuelle Hel- NGC 5053 ist ein KH im Haar der Berenice. Andreas Rörig setzte einen

ligkeit mV wird in Größenklassen (Mag- 12“-Newton 1:4,5 ein mit einer SBIG ST-10XME. Die Farben wurden im April 2010 nituden = mag) gemessen. Stern A mit aufgenommen (R und G jeweils 6 x 300 s, B mit 6 x 450 s länger). Das Luminanz- beispielsweise 3,6 mag ist um eine Grö- bild entstand bereits im Mai 2008, belichtet 17 x 300 s. ßenklasse heller als Stern B mit 4,6 mag. Je kleiner die Magnitude, desto heller der Stern - und umgekehrt. Ein Unterschied scheinbaren visuellen Helligkeit in mag einschätzungen führt. So sollte der KH von einer Größenklasse macht in der zu beurteilen! Benötigt wird die zentra- M 92 (SpT F2) weißbläulich wirken, sein Lichtintensität einen Faktor 100,4 = 2,51 le Flächenhelligkeit in mag pro Quad- mittlerer Farbindex ist aber B-V = 0,63 aus – heller oder schwächer. Gleich helle ratbogensekunde. Wer eine verlässliche, mag – also rein weiß. Wichtig für die Sterne sind gleich gut zu sehen. Gilt das aktuelle Quelle für Daten der KH sucht Farbfotograﬁe: Je weiter B-V unter 0,64 auch für KH? Ist NGC 5053 mit 9,47 mag (auch mit angegebenen Flächenhelligkei- mag liegt, desto blauer ist der KH, desto genauso hell im Sternenuntergrund zu ten und dem nachfolgend besprochenen mehr blaue Sterne besitzt er. Je weiter sehen wie der 9,47 mag helle NGC 5634? Farbexzess), sei auf die Arbeit von Wil- B-V über 0,64 mag liegt, desto gelblicher Auch wenn beide die gleiche Farbe Weiß liam Harris verwiesen. Näheres dazu im oder gar rötlicher wirkt der Haufen. So besitzen und der gleichen interstellaren Bericht „Eine Datenbank zu Kugelstern- kommen die weit entfernten Palomar-KH Extinktion unterliegen – das ist nicht so! haufen“. teilweise auf Farbindizes größer als 2. Wir haben zwei wesentliche Unterschie- de nicht bedacht! Erstens hat NGC 5053 Die Farbe eines Kugelhaufens Farbexzess und Absorption mit 10,5´ eine mehr als doppelte Aus- KH bestehen aus unterschiedlich farbi- Das Licht jedes entfernten Objekts wird dehnung wie NGC 5634 mit 4,9´. Seine gen Sternen. Alte Kugelhaufen besitzen vom interstellaren Gas und Staub ge- Helligkeit verteilt sich für den Beobach- helle Rote Riesen, weiße Unterriesen und schwächt. Wir kennen das von Fotos ter auf die 4,6-fache Fläche, wird also blaue Horizontalaststerne, dazu in der der Milchstraße im Schützen, wo die „ﬂächig reduziert“. Zweitens sind nicht Regel sehr viel schwächere gelbe bis rote Sternfelder rötlicher wirken als etwa im alle Kugelsternhaufen gleich leuchtkräf- Hauptreihensterne. Mehr dazu in einer Schwan. Der Astronom spricht von der tig, wie wir noch sehen werden. Und so späteren Journalausgabe. Trotz dieser interstellaren Extinktion und drückt die- kommt es, dass laut Tabellenwert NGC Farbvielfalt hat der Astronom sich an- se Rötung durch den „Farbexzess“ aus, 5634 eine visuelle Flächenhelligkeit von gewöhnt, wie bei Einzelsternen dem KH den er auf zwei Farbbereiche bezieht. Für 17,5 mag pro Quadratbogensekunde be- auch einen Farbindex zu geben, jedoch visuelle Zwecke wird der Farbexzess E(B- sitzt, während der gleich helle NGC 5053 einen „mittleren“ Farbindex. Ein KH wie V) verwendet. E(B-V) = 0 mag bedeutet: auf 22,2 mag pro Quadratbogensekunde M 53 (B-V = 0,64 mag) ist im Mittel weiß, Es liegt keine Rötung vor. Positive Werte kommt, also in seinem Zentrum 4,7 mag NGC 7492 (B-V = 0,42 mag) ist bläulich bedeuten eine Rötung. Für den 5,63 mag schwächer wirkt. Man hüte sich also da- und NGC 6760 (B-V = 1,66 mag) rötlich. hellen KH M 4 wurde ein Farbexzess E(B- vor, die Beobachtbarkeit der KH (und an- Inzwischen kaum noch benutzt wird der V) = 0,36 mag gemessen, das bedeutet derer Flächenobjekte) allein mit Hilfe der „mittlere Spektraltyp“ (SpT), der zu Fehl- eine leichte Rötung. M 71 ist mit E(B-V) =

VdS-Journal Nr. 35 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen 15

5 Schwarzweißdarstellung von Abb. 4. Erst bei erhöhtem Kontrast wird die M 4, so hätte er MV = -8,7 mag. Man sagt: Menge der schwächeren Sterne verstärkt, so dass die Ausdehnung von NGC 5053 M 13 ist um 1,5 mag leuchtkräftiger als deutlich wird. Jetzt tritt auch seine runde Form hervor. M 4.

Durchmesser der KH

1,09 mag bereits kräftig gerötet. Wird der M 4 auf eine Absoluthelligkeit MV = 4,51 Wir sehen keinen KH ungestört, bei allen Farbexzess E(B-V) mit 3,1 multipliziert, mag – 11,71 mag = -7,20 mag. Stünde wird die Sicht mehr oder weniger durch so ergibt sich die „visuelle Absorption“ AV M 13 dann in 10 Parsec direkt neben galaktische Vorder- bzw. Hintergrund- in mag. M 4 wird also um AV = 3,1 x 0,36 mag = 1,12 mag geschwächt, d.h. durch die leichte Rötung werden 1,12 mag vom visuellen Licht des KH absorbiert. Wäre kein interstellares Medium zwischen uns und M 4, dann wäre der KH nicht 5,63 mag, sondern 4,51 mag hell.

Absoluthelligkeit und Leuchtkraft Ein wichtiger Wert ist die Absoluthellig- keit MV des KH. Darunter versteht man die berechnete scheinbare Helligkeit, die der Haufen hätte, wenn er ohne Rötung in einer Entfernung von 10 Parsec (32,62 Lj) stünde. Man schiebt also alle KH ge- danklich in diese gleiche „Norm-Entfer- nung“, berechnet ihre dortige ungerötete scheinbare Helligkeit (Absoluthelligkeit) und hat damit den Vorteil, dass nun alle KH in ihrer Leuchtkraft direkt miteinan- der vergleichbar werden. Beispiel: M 4 ist 2200 pc entfernt und hat ungerötet 6 Der weit entfernte Halo-KH NGC 7006 steht im Delphin. Douglas R. Whee- V = 4,51 mag (siehe Farbexzess). Wird er land nahm ihn am 21.09.2007 mit einem 12,5“-RC (RCOS) bei 2896 mm Brennweite auf 10 pc heran geholt (220-mal näher), auf. Kamera war eine SBIG ST-8E mit CFW8, dazu wurde zur Nachführung eine SBIG dann wird sein Licht 2202 = 48.400-mal AO7 verwendet. Belichtet wurde ohne Filter 3 x 30 min. Aufnahmeort war das Star heller. In Größenklassen sind das 2,5 x Ranch Road Observatory (South Western Colorado Springs, 1980 m Höhe). Man log 48.400 = 11,71 mag. Daher kommt beachte auch die Hintergrundgalaxien im rechten unteren Bildbereich.

VdS-Journal Nr. 35 16 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen

7 Durchmesserschätzung am Beispiel von 47 Tucanae (siehe Text). Dazu wird ein konzentrischer Umkreis so um den KH gelegt, dass möglichst auch die äußersten Haufensterne noch mit erfasst sind. Takahashi 160, IAS (Farm Hakos), Belichtung insgesamt 86 Minuten mit Canon EOS 1000D bei ISO 100. Bildautor: Peter Eppich.

8 Der KH winkel“ in Grad. Multipliziere ich ihn mit wird von der 3600, so ergeben sich 0,541 Bogensekun- Mitte nach außen den pro Pixel. Damit habe ich für diese in konzentrische Kombination aus Kamera und Optik die Ringbereiche ein- Winkelausdehnung eines Pixels geeicht. geteilt (hier: Cuffey Die 976 Pixel ergeben dann einen Winkel 1961). In ihnen von 976 x 0,541 = 528 Bogensekunden wird die Sterndich- bzw. 8,8 Bogenminuten für den KH. te pro Flächenein- heit ausgezählt. So Kernradius und Gezeitenradius bekommt man die Berufsastronomen haben den Durchmes- radiale Dichtever- ser der KH lange Zeit durch Sternzäh- teilung, mit der lungen ermittelt. Dazu wird der KH mit nach [2] die Aus- gleich dicken, konzentrischen Kreisrin- dehnung des KH gen umgeben (Abb. 8), deren Flächen be- bestimmt werden rechenbar sind, z.B. in Quadratbogenmi- kann. nuten. In jedem dieser Kreisringe werden die Sterne gezählt – egal, ob helle oder schwache. So kann die Sternendichte f (d.h. die Zahl der Sterne pro Flächenein- heit) in Abhängigkeit vom Zentrumsab- sterne behindert. Eine äußere Grenze ist Großteleskop noch etwas weiter reicht stand bestimmt werden. Das Proﬁl eines nicht zu erkennen, weil vom Zentrum als bei einem üblichen Amateurfoto. Mit KH lässt sich in etwa durch eine unge- nach außen die Sternendichte stetig ab- dem Umkreis lässt sich der Haufendurch- fähre Gausskurve beschreiben [1]. An nimmt, um irgendwo allmählich in den messer sehr einfach ins Winkelmaß um- den äußeren Flügeln geht diese Kurve Sternenhimmel überzugehen. Der visuelle rechnen. Beispiel: Die Aufnahmeoptik hat wiederum sachte in den Sternenunter- Beobachter kann die Winkelausdehnung die Brennweite f = 2400 mm, die Kamera grund über. Deshalb bleibt nach wie vor des Haufens sicherlich abschätzen, doch eine Pixelgröße x = 6,3 Mikrometer und die Frage, wo der KH nach außen „endet“. werden seine Angaben immer kleinere der KH-Durchmesser wurde zu 976 Pixel Bereits in den 1960er Jahren wurde von Werte liefern als über den fotograﬁschen bestimmt. Dann liefert x/f = 0,0063/2400 Ivan King eine empirische Formel aufge- Weg. Auf einem tief belichteten Foto wird den Wert 0,000002625. Das ist der Tan- stellt, mit welcher der radiale Verlauf der ein Umkreis um den KH gelegt, und zwar gens des Winkels, den ein Pixel darstellt. Sternendichte gut nachvollzogen werden so, dass man auch noch die schwächsten Über die Taste INV TAN 0,000002625 kann [2]. In dieser Formel, die hier nicht Außensterne mit erfasst (Abb. 7). Klar, erhalte ich auf meinem Taschenrechner abgedruckt werden soll, gibt es neben dass dann eine Aufnahme mit einem den Wert 0,000150401. Das ist der „Pixel- einem Formfaktor zwei Größen, die die

VdS-Journal Nr. 35 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen 17

Form des Haufens beschreiben. Da ist zu- nächst der Kernradius rc („core radius“). Er gibt genähert an, wo die Helligkeit des Haufenzentrums grob auf die Hälfte abgefallen ist. Konzentrierte KH haben daher kleine Werte für rc, lockere Hau- fen größere (vgl. z.B. Abb. 2/3). Daneben führte King den Begriff des Gezeitenra- dius rt („tidal radius“) ein. Dies ist ein echter physikalischer Parameter. Er legt fest, bis wie weit nach außen der KH seine Sterne gravitativ halten kann. Wenn

Sterne weiter weg als rt stehen, kann die Milchstraße sie aufgrund ihrer Anzie- hungskraft dem KH entreißen. In Abb. 9 ist eine Messung der radialen Sternen- dichte dargestellt – im logarithmischen Maßstab. In dieser Darstellung kann man die Werte für den Kern- und den Gezei- tenradius ablesen. 9 Der Logarithmus der Sternendichte in Abhängigkeit vom Kernabstand, hier Die zentrale Konzentration für den KH NGC 5053 (nach [2], grafisch überarbeitet). Man kann Kernradius Die Konzentrationsklasse nach Shapley und Gezeitenradius ablesen. und Sawyer mag ein wenig subjektiv erscheinen. So werden KH, die beispielsweise sehr weit entfernt sind und daher Literaturhinweise: [4] Djorgovski S., King I.R.: A prelimi- klein und gedrängt erscheinen, nicht im- [1] Hans-G. Diederich: Untersuchung nary survey of collapsed cores in mer ihrer wirklichen Konzentration nach von Kugelsternhaufen mit Profilen; globular clusters; ApJ 305, L61- bewertet. Daher ist in der Datenbank VdS-J Nr. 31, 75-77 (IV/2009) L65 (6/1986) von Harris (siehe Bericht „Datenbank [2] King I.: The structure of star clus- [5] Chernoff D.F., Djorgovski S.: An zu Kugelsternhaufen“) ein physikalisch ters. I. An empirical density law; analysis of the distribution of quantifizierbarer Konzentrationsgrad AJ 67, 471-485 (1962) globular clusters with postcollapse angegeben. Die messbaren Größen Ge- [3] Hénon M.: (Titel); Ann. dÁp. 24, cores in the galaxy; ApJ 339, 904- zeitenradius und Kernradius werden di- 369 (1961) 918 (4/1989) vidiert, der Logarithmus davon ergibt die zentrale Konzentration: c = log(rt/rc). So bedeutet c = 1, dass der Gezeitenradius 10-mal größer als der Kernradius ist, für c = 2 ist es das Hundertfache. Anzeige Der Franzose M. Hénon sagte schon 1961 voraus, dass KH mit starker Konzentrati- on einen zentralen „Kernkollaps“ erleiden können und dass erst die Bildung von Doppelsternen in der Haufenmitte diesen Kollaps stoppt [3]. Danach reexpandiert der Kern wieder und hinterlässt eine beobachtbare Veränderung. Und in der Tat: Einige KH zeigen nach Überwindung des Kollaps einen veränderten Kern (PCC = post collaps core). Dort gibt es dann eine Abweichung vom King-Profil, die sich in einem hohen zentralen Intensitäts-Peak dokumentiert. Alle in der Harris-Daten- bank aufgelisteten KH mit c > 2,5 sind solche PCC-KH. In der Entwicklung der KH ist der Kern-Kollaps aber kein „kata- strophales Ereignis“, sondern ein scheinbar ganz normaler Ablauf [4, 5].

VdS-Journal Nr. 35 18 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen

Kugelsternhaufen – von nah bis fern, von klein bis groß von Hans G. Diederich

weiter, und wir befinden uns bereits im Helligkeitsprofile durch KH ziehen, die Virgo-Galaxiencluster. Mit größerer Op- räumliche Verteilung von Sternen unter- tik könnten wir versuchen, die hellsten schiedlicher Farben erforschen und mit KH im Galaxiencluster Hydra I nach- einer Tabellenkalkulation deren Vertei- zuweisen, der sich in einer Entfernung lung modellieren. Amateure können so- von 114 Mio. Lichtjahren befindet. Die gar Veränderliche finden, wenn Aufnah- bis jetzt weitesten KH meiner Liste sind men verschiedener Tage gegeneinander sieben „Proto-Kugelsternhaufen“ in der geblinkt werden. isolierten Galaxie NGC 3597 (132 Mio. Lj). Wer extreme Objekte sucht, sollte Die Vielzahl von KH, Strukturen, Kompo- im Virgo-Cluster nach KH suchen, die nenten und Eigenschaften (auch im Ver- zu keiner der dortigen Galaxien (mehr) gleich mit anderen KH) lässt das Thema gehören, stattdessen aber als deren „Ge- „Kugelsternhaufen“ niemals langweilig meinschaftseigentum“ zu gelten haben werden. Es wird immer etwas Neues zu [1]. Interessant sind auch die aus allen beobachten und auszuprobieren geben. KH einer Galaxie bestehenden KH-Sys-

1 M 54 (240 s, 16-Zoll-SCT und ST-9), Norden ist unten.

Kugelsternhaufen (KH) sind Objekte, welche den „jungen“ Sternfreund sofort in ihren Bann ziehen und nicht mehr los- lassen. Wenn dann der Messier-Katalog durchbeobachtet ist, stellt sich bald der Wunsch nach „neuen“ KH ein. Mit den beiden hier vorgestellten Pfaden zeich- ne ich den Weg nach, welcher von mir eingeschlagen und bis heute nicht verlassen wurde: das Beobachten mit der CCD-Kamera, das Auswerten der eigenen Bilder und die Nutzung der Ressourcen des Internets. 2 M 15 mit Pease 1 (500 s, „Lumen“-Filter (links), 2.400 s, H-Alpha-Filter (rechts), 14-Zoll-SCT, Apogee AP-6E), Norden ist oben. Der Weg in die Ferne ... Der eine Weg führt von den bekannten KH der Milchstraße zu den weniger be- teme (GCS = „globular cluster systems“). Die Beispiele hierunter sollen Mut ma- kannten (NGC und spezielle KH-Katalo- Bei längeren Integrationszeiten sollten chen für eigene Aufnahmen, für das ge), in den Außenbereich unserer Galaxis, sich hier Farben unterscheiden lassen, Identiﬁzieren der Objekte und zum Ex- verlässt die Milchstraße und wendet sich die Zeugnis von früheren Galaxien-Ver- perimentieren mit dem eigenen Bildma- den KH der anderen Galaxien der Loka- schmelzungen geben. Gerade bei den KH terial. len Gruppe zu, versucht schließlich auch ist vieles möglich, an das wir uns noch in Zwerggalaxien KH zu identiﬁzieren. nicht herangewagt haben. Einige galaktische ... 1994 wurde die Sagittarius-Zwergga- Wir verlassen die Lokale Gruppe und ... und ins Innere von Kugelstern- laxie entdeckt, welche gerade von der suchen in der M81/M82- und der Sculp- haufen Milchstraße „zerrupft“ und einverleibt tor-Galaxiengruppe nach KH (im Halo Der andere Weg beschäftigt sich mit den wird. Als Zentrum dieses kleinen Stern- der großen Galaxien, aber auch in de- „inneren Werten“ von KH. Mit CCD-Bild- systems gilt mittlerweile der seit langem ren Zwerggalaxien). Noch einen Schritt bearbeitungsprogrammen können wir bekannte KH M 54, der zu den masse-

VdS-Journal Nr. 35 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen 19

3 M 33 EC1, der erste „ausgedehnte“ Sterncluster in 4 Zwerggalaxie K61 mit KH Anon 0951+68 A (K) und HII- M 33 (2.400 s, Klarglasﬁlter, 12-Zoll-RC, ST-L1001E), Norden Region Anon 0951+68 B (H) (3.060 s, Klarglasﬁlter, 20-Zoll-RC, ist unten. ST-10XME), Norden ist unten.

reichsten Objekten unserer Milchstraße (PN). In der Milchstraße sind vier KH mit In [2] wird die Suche nach Veränderli- gehört. M 54 ist ein Beleg dafür, dass be- PN bekannt. Das geradezu klassische chen in einem hellen KH des Messier- reits unter den hellen Messier-Objekten Beispiel ist M 15 (mit über einer Million Katalogs beschrieben. Die entdeckten Interessantes zu ﬁnden ist (Abb. 1). Aber Sterne einer der größten KH der Galaxis). Objekte konnten mit Hilfe von Aladin [3] KH können auch selber interessante Ob- Abb. 2 dokumentiert den Nachweis des und SIMBAD [4] identiﬁziert werden. jekte enthalten, z. B. Planetarische Nebel PN Pease 1 mit einem H-Alpha-Filter. Anzeige 20 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen KALENDER 2011 / AHNERT 2011

Der Himmel im Überblick

Deep-Sky-Objekte Das im Feldstecher beeindruckendste Objekt am Frühlingshimmel ist sicherlich der 1,2° große, offene Haufen der Praesepe im Krebs, der unter einem dunklen Himmel dem bloßen Auge wie weiten Rahmen auf, in dem wir uns als Ahnerts Astronomisches Jahrbuch 2011 ein 3 mag helles, großes Lichtwölkchen erscheint. Mit 600 Lichtjahren Entfer- nung und etwa 600 Millionen Jahren Alter übertrifft die Praesepe die hellen März Plejaden in Alter und Entfernung, wes- halb sie nicht mit so hellen Einzelsternen aufwarten kann. Generell haben ja die M 6 Übersicht über Projekte zu KH Amateurastronomen ein ganzes Leben hellsten, massereichsten Sterne die kür- zeste Lebensdauer. Ganz im Schatten der Praesepe, 8° südlich, finden wir den sehr reichen offenen Haufen M 67. Mit etwa 4

Milliarden Jahren Alter ist er einer der äl- SonnensystemDer Himmel im Überblick M 44 Monatsthema testen offenen Haufen überhaupt, und er steht in der stattlichen Entfernung von

anuar anuar in Frankfurt noch 7° hoch am Himmel im März. So ist der Höhenvorsprung um fast 3000 Lichtjahren. Deshalb haben die steht, sollte es dunkel genug sein, um das vielleicht entscheidende 2° besser – aber lang aufhalten und immer wieder etwas hellsten Sterne von M 67 nur ca. 10 mag aschgraue Mondlicht (Abb. ...) besonders diese Sichtung ist eben auch nicht ganz außerhalb der Lokalen Gruppe und sind erst mit einem 6 Zoll Teleskop

schön sehen und auch fotografieren zu so außergewöhnlich. so richtig aufzulösen ein Teleskop mit

können. Ein kleines Fernrohr von 20 bis Aus wissenschaftlicher Sicht gesehen 10 Zoll oder mehr ffnung zeigt dagegen 30facher Vergrößerung, auf einem trans- mögen derartige Beobachtungen der Februar ein sehr eindrucksvolles Sterngewimmel portablen Stativ montiert, ist für diese jüngsten Mondsichel zwar keinen groß- (Abb. ...)! M 67 ist ein sehr alter und dabei reicher Sternhaufen, der allzu sehr im Schat- Beobachtung gut geeignet. en Wert haben, aber für den Naturlieb- Nur etwas weiter östlich von der Pra- ten der Praesepe steht. Am 4. April gibt es fast eine genaue haber bieten sie nicht nur ästhetische esepe beginnt das eigentliche Galaien- Neues beobachten können. Wiederholung der günstigen geome- nterhaltung, sondern gleichzeitig eine März

März fenster (siehe Monatsthema April, das trischen Konstellation In Frankfurt geht äußerst spannende Herausforderung – ist aber Saturn), angefangen mit dem oben gesehen wird. Dagegen bildet M 82 die Sonne gegen 1900 MEZ (d. h. 2000 hier gibt es einen sportlichen Aspekt! Der Himmel im Überblick Sternbild Löwe. Hier finden wir ein schö- einen schmalen, kompakten und recht MESZ) unter, und die dann 27,5 Stunden Denn nur äußerst selten bietet sich nes Galaien-Tripel, welches von der flächenhellen Balken. nter höherer Ver- alte Mondsichel steht genau senkrecht eine so günstige Gelegenheit für einen kompakten elliptischen Galaie M 105 größerung in einem größeren (ab etwa Objekt identiﬁziert Entfernung (Mio. Lj) Anmerkung Der visuelle Eindruck von einem Gesicht in einer Kapuze gibt dem Archivnummer: D002126. Bild ist eine 12° darüber. Ihre beste Sichtbarkeit ist Sichtungsrekord wie am 5. März. Wie Eskimonebel (NGC 2392) seinen Namen. Nur sehr große Teleskope eventuelle Alternative zu den Vorschlä- (9,3 mag) und den Spiralenpaar M 95 10 Zoll ffnung) Teleskop entpuppt sie

April Rolf ilmes fotograerte die 34 Stunden daher knapp eine Stunde später zu er- immer freuen wir von der Sterne und Der zwei Tage alte Mond kann am . März (9,7 mag) und M 96 (9,2 mag) gebildet sich als die bei weitem interessantere zeigen mehr Detail – Philipp Keller benutzte das 0,8-m-Pollux und gen von KPS. Der Exkimonebel kann nicht alte Mondsichel am Abend des 9. Mai warten, d.h. gegen 21 hr (MESZ). Durch Weltraum und Ahnert Redaktion uns und am 5April auch noch bei Dunkelheit wird (Abb. links), unter dem Brustkorb Galaie der beiden Chaotisch verteilte das 1,2-m-Trebur-Teleskop für diese Aufnahme (LRGB, ST10E/ST7E) ganzseitig und M 50 von Bernd Hubl 2005. das um 7 Stunden größere Alter sind die natürlich über Ihre gelungenen Beobach- beobachtet werden und zeigt dan sein im südwestlichen Teil des Sternbildes. Dunkelwolken wechseln sich ab mit hel- hatten wir schon zweimal in Folge Sichtbarkeitschancen deutlich besser als tungen und etwaige Fotos! aschgraues, von der Erde geborgtes Licht

Februar Das gesamte Tripel hat leider eine recht len Sternentstehungsregionen (Abb.... ). große Spanne von 1 / ° und kann daher Die ganze Galaie scheint in Aufruhr zu

Mai Die agd nach der schmalsten Sichel nur bei kleiner Vergrößerung (30 – 40fach sein, und dieser Eindruck ist richtig. Bei NGC 55 1 KH 6 im Weitfeldokular) voll überblickt wer- einer engen Begegnung mit M 81 in der den. Die von der Masse her dominante jüngeren Vergangenheit wurde durch die Ein oder zwei Tage nach Neumond wird die junge Mondsichel wieder tief am M 105 bildet zudem ein eigenes, sehr Gezeitenwechselwirkungen und inneren n einer sehr klaren Nacht erkennt man westlichen Abendhimmel sichtbar. Zum Frühlingsanfang sind die kompaktes Tripel mit zwei schwächeren Verformungen eine ungewöhnlich starke M 82 zeigt sich bei höherer Vergrößerung

uli unter dem Orion auch noch die schwachen Bedingungen dabei wegen der steil aufragenden Ekliptik besonders günstig. So ist es Galaien, NGC 3389 und 3384. Sternentstehungswelle in der gesamten als chaotische Mischung von dunklen und Sterne des Hasen. Etwas abseits aller anderen Objekte, Galaie ausgelöst. hellen ölkchen. Der Planetarische Nebel NGC 2438 im offenen Haufen M 46 im März und April manchmal sogar möglich, die etwas weniger als einen Tag kommt vor allem in großen Teleskopen spektakulär zur Geltung. in der an hellen Sternen armen West- alte Mondsichel zu erkennen – perfekte Durchsicht bis zum Horizont vorausgesetzt. M M 81 3 KH 12 Foto: Dietmar Böcker, mit 60–cm-Hypergraph in Namibia. hälfte des Großen Bären, befindet sich Deep-Sky-Objekte Der Sternenhimmel der Plejaden (das Siebengestirn), nord- Nach Mitternacht verändert sich der In diesem Jahr sind wir in dieser Hinsicht am 5. März und am 4. April gefordert: ein besonders sehenswertes Galai- Im Verlaufe einer langen Januarnacht östlich von ihm sehen wir die ZwillingeDeep-Sky-Objekte Anblick des Sternenhimmels bereits enpaar M 81 und M 82. Man kann die Literaturhinweise: uli Wie alt ist die jüngste Sichel, die Sie gesehen haben, 21 oder 28 Stunden. zeigt sich uns ein erstaunlich großer mit den Sternen Kastor und Pollu. Süd- merklich. Trotz der beißenden Kälte der Passend zur Jahreszeit ist der Anblick des 6,8 mag und 8,4 mag hellen, nur 379 Teil des gesamten Sternenhimmels – östlich des Orions begegnen wir Prokyon Januarnacht erobern nun die Frühlings- Planetarischen Nebels (PN) NGC 2392 in auseinander stehenden, Lichtfleckchen und einige Sternbilder erwartet man in im Kleinen Hund und, tief im Südosten sternbilder den Südosthimmel – allen den Zwillingen. Er ist trefflicher Weise als bereits in einem größeren Sucher oder dieser Jahreszeit absolut nicht So kön- funkelnd, dem hellen Sirius im Großen voran der Löwe, gefolgt vom Stern Spika Feldstecher finden. Schon bei niedriger Eskimonebel bekannt (vergl. Abb. links). as Alter des Mondes bezieht Zeitpunkt steht die schmale, nur 20,5 direkt am Horizont oft sehr viel besser. nen wir gegen 18 hr im Westen noch Hund. Nur in sehr klaren Nächten sind (Jungfrau) und dem Bootes. Vergrößerung im Teleskop wird ihr gro- Hierbei handelt es sich um einen sehr sich auf die Zeit nach dem letzten Stunden alte Mondsichel noch knapp 10° Aber schon dünnste Zirrusschleier kön- NGC 2403 11 KH 11,8 das Sommerdreieck untergehen sehen! auch Sterne unterhalb des Orions zu er- D ßer nterschied sichtbar M 81 ist eine M 95 (unten) und M 96 (ben) bilden ein kompakten (19) PN, der trotz seiner nur Neumond und ist gleichzeitig ein guter hoch, genau oberhalb des ntergangs- nen auch hier die Aktion vereiteln. Morgens früh kommt dagegen, tief am kennen sie gehören zum Hasen. 10 mag auch bei aufgehelltem Himmel massive, ausgedehnte Spirale, die ellip- interessantes Galaxienpaar im Löwen. [1] Lee, M. G., et al., 2010, Detection of August Anhaltspunkt für seinen östlichen Win- punktes der Sonne. Diese optimale Po- nter realen Bedingungen wird es Südosthorizont, bereits Antares im Kopf tisch erscheint, weil sie etwas schräg von Norden ist rechts noch gut beobachtet werden kann. Er kelabstand zur Sonne auf der Ekliptik. sition verdankt der äußerst junge Mond also nicht allzu wahrscheinlich, dass der des Skorpions hervor, während der gen Veränderliche Sterne verträgt durchaus eine höhere Vergröße- Damit sich die junge, dünne Mondsichel auch seiner gleichzeitig rund 4° betra- junge Mond schon am 5. März mit dem Süden gerichtete Himmel von den Früh- 10 Ahnerts Jahrbuch 2011 r r Ahnerts Jahrbuch 2011 11 rung, und größere Teleskope suggerieren jedoch gegen das Himmelslicht durch- genden Nordabweichung von der Eklip- bloßen Auge gesichtet werden kann. lingssternbildern beherrscht wird. dem Betrachter das namensgebende Ge- setzen kann, muss – sehr gute Durchsicht tik. Bis zu seinem ntergang gegen 1910 Schließlich liegen die Bedingungen, so Der eigentliche Winterhimmel steht sicht in einer Kapuze. und Abwesenheit von Dunst vorausge- verbleibt nun noch eine volle Stunde, in optimal die Geometrie auch ist, genau NGC 253 6 KH 11,4 [11] dagegen am späten Abend (ca. 22 hr) In der Wintermilchstraße, welche setzt – die Sonne bereits etwa 10° unter der die Dunkelheit erheblich zunimmt. am theoretischen Sichtbarkeitslimit. eichenerklärung besonders günstig Hoch im Süden M 47 sich als blasses Band nördlich und öst-

September dem Horizont stehen. Dabei leuchtet Kurz vorher, in Frankfurt etwa gegen Deshalb ist sehr zu empfehlen, mit einem a Large Scale Structure of Intraclus- Benutzung der Sternkarte: Der Rand der Karte entspricht dem prunkt die zentrale Figur des prächtigen lich vom Orion erstreckt, befindet sich es ein, dass eine steil am Westhimmel 19 hr, sollte daher die beste Beobach- gut fokussierten 1050 Feldstecher nach Ho ri zont, ihre Mitte dem Punkt senkrecht über unseren Köpfen Orions, mit dem weißlich-bläulichen eine Vielzahl von prächtigen offenen aufragende Ekliptik, wie jetzt an den tungsgelegenheit herrschen, bevor die der Mondsichel Ausschau zu halten, gut (dem e nit). Für die rechts genannten eiten gibt die Karte den Stern Rigel an seinem westlichen Fuß, Haufen. Die Vorstellung beginnt mit Nur 5° südlich vom hellen Sirius, im offene Haufen weist den Weg zu seinem Frühlingsabenden, der Mondsichel einen dünne, nun 21 Stunden alte Sichel vom montiert auf einem Fotostativ. Diese ungefähren Anblick des Sternenhimmels wieder. Drehen Sie da- und der rötlichen Beteigeuze an seiner M 46 Doppelsterne dem großen (289) und hellen (5,1 mag) Großen Hund, finden wir den ebenfalls ungleichen Partner M 46, nur 1,25° öst- besseren Höhenvorsprung gegenüber der Horizontdunst verschluckt wird. Diesel- Ausrüstung ist sehr transportabel und östlichen Schulter funkelnd. ber dem

Oktober bei die Karte so, dass sich die Himmelsrichtung, in die Sie gerade M 35 in den Zwillingen. Dieser Haufen großen (389), sehr hellen (4,5 mag), und lich. Bei fast gleicher Größe besteht die- vor ihr untergehenden Sonne verschafft. ben Zeiten darf man für den Hamburger lässt sich leicht zu einem Aussichtspunkt blicken, unten bendet. Beispiel: Beim Blick in Richtung Norden 4 Orion thront das Sternenfünfeck des NGC 5128 6 KH 11 lässt sich schon in einem Feldstecher in sehr lockeren Haufen M 41, ein wirklich ser nur 6,1 mag helle offene Haufen aus Am Morgenhimmel ist es dagegen mo- Raum annehmen, während sich z. B. im mit guter Horizontsicht im Westen mit- drehen Sie die Karte um 180, so dass das N am Rand der Fuhrmanns mit der hellen Kapella. In ei- seine hellsten Sterne auflösen, aber erst tolles Feldstecherobjekt! Ein ganzes Stück einer Vielzahl von schwächeren Sternen. mentan genau anders herum – wer die Münchner Raum alles rund 10 Minuten nehmen. Karte unten steht. Auf etwa halber Höhe zwischen dem Horizont ner dunklen Nacht können wir hier auch ter Globular Clusters in the Virgo in einem Teleskop entfaltet er seinen weiter nördlich, im Einhorn, steht der Dazu beinhaltet er den Planetarischen schmalste, abnehmende Mondsichel früher abspielt. Wer am 5. März die knapp einen Tag und dem e nit sehen Sie dann den Po lar stern im Kleinen Bären das matte Band der Wintermilchstraße, ganzen Sternenreichtum. Gleichzeitig wesentlich bescheidenere M 50, der sich Nebel NGC 2438! M 46 und sein PN kom- beobachten möchte, der muss bis zum Der geringste Dunst erhöht natürlich alte Mondsichel verpasst, der kann sie und unweit davon den Großen agen, einen Teil des Sternbilds von Kassiopeia (dem Himmels-W) Himmelsanblick am Abend für: bemerken wir einen matten Lichtfleck, in seiner Kompaktheit (169, bei 5,9 mag) men vor allem in einem größeren Tele- Herbst warten, wenn sich diese Verhält- die Himmelshelligkeit hier im Westen dafür um so schöner und höher am 6. Gro ßer Bär. Aufnden der hellsten Planeten: Der Mond und die und Perseus her kommend, absteigen gut / ° südwestlich von M 35. Dies ist der am besten in einem kleineren oder mitt- skop so richtig spektakulär zur Geltung November nisse genau umgekehrt haben. und verschlechtert unsere Chancen. Im März finden, unweit (7° westlich) des Planeten benden sich stets in der Nähe der Ekliptik, die in der 1. Dezemberhälfte 2010 24:00 hr ME sehen. Nordwestlich vom Orion stehen 2. Dezemberhälfte 2010 23:00 hr ME sehr kompakte, alte und viel weiter ent- leren Teleskop ausnimmt. Eine kleinere (vergl. Abb....). Am 5. März geht die Sonne in Frank- Hochgebirge steht es dagegen sowohl mit sich in diesem Monat verabschiedenden Karte als rote Linie markiert ist. Die Ekliptik durchzieht die zwölf 1. anuarhälfte 2011 22:00 hr ME der gelbliche Riesenstern Aldebaran, die NGC 4565 4 KH 33 fernt stehende offene Haufen NGC 2158. Version von M 41 finden wir mit 47 M Den Abschluss der großen offenen furt gegen 1810 MEZ unter. Zu diesem dem Dunst als auch mit der Transparenz Jupiters. Bereits gegen 1930, wenn sie Sternbilder des Tierkreises. 2. anuarhälfte 2011 21:00 hr ME Hyaden und der bekannte Sternhaufen Erst ein recht großes Teleskop löst ihn in vor (299, 4,4 mag) – leider sehr südlich, Haufen in der Wintermilchstraße macht Myriaden von Sternen auf! im Sternbild Schiff. Dieser helle, lockere M 48, der etwas abseits (d. h. östlich und 12 Ahnerts Jahrbuch 2011 r r Ahnerts Jahrbuch 2011 13 Cluster, astro-ph arXiv:1003.2499 8 Ahnerts Jahrbuch 2011 Januar Januar Ahnerts Jahrbuch 2011 9 südlich) aller hellen Sterne der Region Dezember steht, genau am Westrand des Stern- Deep-Sky-Objekte bildes Wasserschlange. Dieser sehr lockere Haufen ist auf rund 509 verstreut M 104 6 KH 36 und mit 5,8 mag lange nicht so hell wie M 41. M 48 ist daher am prächtigsten in [2] Diederich, Hans G., 2005. „Ent- einer dunklen Nacht, mit einem großen Feldstecher anzusehen. Wer jetzt auf den Geschmack gekommen ist, der findet mehr Beobachtungsanregungen im Mo- M 87 7 KH 60 natsthema Februar. deckung“ eines Veränderlichen im 10 Ahnerts Jahrbuch 2011 Februar Februar Ahnerts Jahrbuch 2011 11 NGC 3597 7 KH 132 („Proto-Kugelsternhaufen“) Kugelsternhaufen M 3, VdS-Journal 25/2008, 56-57 Wo und wann ist welcher Planet am Himmel zu sehen? Welche besonderen Ereignisse [3] Aladin, http://aladin.u-strasbg.fr/ sind in der kommenden Nacht zu beobachten? Ahnerts Astronomisches Jahrbuch 2011 aladin.gml (Stand: 05.04.2010) liefert alle wichtigen Informationen für das eigene Erkunden des Sternenhimmels. Der Einen anderen ebenfalls sehr hellen KH Sterncluster werden erst seit einigen Jah- [4] SIMBAD, http://simweb.u-strasbg.fr/ neu gestaltete Kalender präsentiert Tag für Tag die bedeutendsten astronomischen hatte ich mit zwei Breitbandfiltern aufge- ren gefunden. Niemand hatte früher so simbad/sim-fid (Stand: 05.04.2010) Ereignisse. Sternkarten für jeden Monat, Beschreibungen der Himmelsobjekte und viele nommen und mich über die Unterschiede weit draußen nach KH gesucht (Abb. 3). [5] Diederich, Hans G., 2008. „Mass zwischen beiden Aufnahmen gewundert. Die Informationen zu M 33 EC1 entstam- Segregation“ in M 5 – Anhäufung Astroaufnahmen von erfahrenen Amateurastronomen erleichtern Ihnen die Orientierung Diese Geschichte ist in [5] nachzulesen. men [9]. massereicher Sterne im Zentrum am Nachthimmel. Für Einsteiger und fortgeschrittene Sternfreunde ist der »Ahnert« das Der Vergleich von Helligkeitsprofilen ist von Kugelsternhaufen, VdS-Journal unentbehrliche Standardwerk. Ca. 210 Seiten mit zahlreichen, meist farbigen Fotogra- noch viel einfacher. Überraschung ist In der M81/M82-Galaxiengruppe kann 25/2008, 56-57 fien und Grafiken. € 10,90 zzgl. Porto, als Standing Order € 8,50 inkl. Inlandsversand, man eine ganze Reihe von KH beobach- [6] Diederich, Hans G., 2009. Unter- garantiert, falls nicht vorher [6] gelesen ISBN: 978-3-941205-54-3 wird. ten. Diese gehören entweder zu M 81 suchung von Kugelsternhaufen mit oder befinden sich in den vielen Zwerg- Profilen, VdS-J Nr. 31 IV/2009, S. Alle bisher erwähnten KH sind helle galaxien dieser Gruppe. Abb. 4 zeigt die 75-77 Objekte. Zu den kleinsten (und damit Zwerggalaxie K61, welche einen KH und [7] Diederich, Hans G., 2010. AM 4 – Astronomen präsentieren im Bildkalender schwachen) KH unserer Galaxis gehört eine H II-Region enthält [10]. „Astro-Krimi“ mit einem Kugel- Kalender »Himmel und Erde 2011« HIMMEL UND ERDE 2011 ihre schönsten AM-4 (Arp-Madore 4), der in einem an- sternhaufen, VdS-Journal (in die- deren Aufsatz vorgestellt wird [7]. Aufnahmen von noch weiter entfern- sem Heft) Aufnahmen und lassen Sie an den ten KH müssen mit größerer Öffnung [8] Hodge, P., Atlas of the Androme- fantastischen Möglichkeiten der moder- Reizvoll ist es, die besonders weit außen (gleichzeitig sehr „tief“ und mit höchs- da Galaxy, 1981, http://nedwww. nen Natur beobachtung teilhaben. liegenden KH und KH mit den Bezeich- ter Auflösung) erfolgen. Auch Tricks der ipac.caltech.edu/level5/ANDRO- Zusätzlich bietet er wichtige Hinweise nungen Palomar (Pal 1 bis Pal 15) und Bildbearbeitung sind erforderlich, um die MEDA_Atlas/frames.html (Stand: auf die herausragenden Himmelsereig- Terzan (Ter 1 bis Ter 11) auf die Projekt- schwachen KH aus dem Licht ihrer hel- 05.04.2010) nisse 2011 und erläutert auf einer liste zu setzen. Wer solche Objekte auf- len Galaxien heraus zu holen. Zu diesen [9] Stonkute, R., et al., 2008. An sucht, sollte sich mit Aladin gut vorbe- Tricks zählen der Abzug einer mehrfach extended star cluster at the outer Extraseite alle auf den Monats blättern reiten. tiefpass-gefilterten Aufnahme oder der edge of the spiral galaxy M33, des Kalenders abgebildeten Objekte Abzug einer „künstlichen“ Galaxie vom arXiv:0802.0501v1 [astro-ph] knapp und anschau lich. 14 Seiten; 13 ... und extragalaktische Beispiele Originalbild. [10] Karachentsev, I. D., et al., 2000. farbige Großfotos; Spiralbindung; Format: Dwarf Spheroidal Galaxies in the Für die Beobachtung der ersten extra- 55 x 45,5 cm; € 29,95 zzgl. Porto; als galaktischen KH ist nicht unbedingt ein Bis ein solches Projekt wirklich abge- M81 Group Imaged with WFPC2, Standing Order € 27,– inkl. Inlandsver- Teleskop erforderlich. Ein Kleinbildob- schlossen ist, kann es lange dauern. Ge- arXiv:astro-ph/0010146v1 jektiv von 135 bis 300 mm Brennweite lingt nach einigen Versuchen erstmals [11] http://www.hansguenterdiederich. sand; ISBN 978-3-8400-5082-4 und eine CCD-Kamera reichen aus. Das die Identifizierung von KH, besteht sode/NGC253/NGC253xxx1.htm müssen auch keine schönen Aufnahmen fort der Wunsch, in weiteren Aufnahmen (Stand: 05.04.2010) mehr sein. Viele Sternfreunde dürften die Identifizierung zu bestätigen und sich freuen, überhaupt KH unseres Nach- schließlich auch ein „schönes“ Bild zu er- barn M 31 zu sehen. Eine erste große halten. Und mit jeder besseren Aufnahme Hilfe beim Identifizieren ist der „Hodge- werden unweigerlich neue, schwächere Atlas“ [8]. KH erkannt.

Auch in M 33 lassen sich KH aufnehmen. Etwas ungewöhnlich ist M 33 EC1. Es Weitere Informationen handelt sich um einen „ausgedehnten“ Zu intra- und extragalaktischen KH ließe Beide Produkte sind im Handel erhältlich oder unter: www.spektrum.com/lesershop („extended“) Sterncluster (48,4‘ vom sich noch mehr Praktisches und Theo- >> Zentrum seiner Galaxie entfernt). Solche retisches sagen. KH spannen einen sehr Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH | Slevogtstraße 3–5 | 69126 Heidelberg | Tel 06221 9126-743 | Fax 06221 9126-751 VdS-Journal Nr. 35 Wissen aus erster Hand [email protected] KALENDER 2011 / AHNERT 2011

Der Himmel im Überblick

Deep-Sky-Objekte Das im Feldstecher beeindruckendste Objekt am Frühlingshimmel ist sicherlich der 1,2° große, offene Haufen der Praesepe im Krebs, der unter einem dunklen Himmel dem bloßen Auge wie Ahnerts Astronomisches Jahrbuch 2011 ein 3 mag helles, großes Lichtwölkchen erscheint. Mit 600 Lichtjahren Entfer- nung und etwa 600 Millionen Jahren Alter übertrifft die Praesepe die hellen März Plejaden in Alter und Entfernung, wes- halb sie nicht mit so hellen Einzelsternen aufwarten kann. Generell haben ja die M 6 hellsten, massereichsten Sterne die kür- zeste Lebensdauer. Ganz im Schatten der Praesepe, 8° südlich, finden wir den sehr reichen offenen Haufen M 67. Mit etwa 4

Milliarden Jahren Alter ist er einer der äl- SonnensystemDer Himmel im Überblick M 44 Monatsthema testen offenen Haufen überhaupt, und er steht in der stattlichen Entfernung von

anuar anuar in Frankfurt noch 7° hoch am Himmel im März. So ist der Höhenvorsprung um fast 3000 Lichtjahren. Deshalb haben die steht, sollte es dunkel genug sein, um das vielleicht entscheidende 2° besser – aber hellsten Sterne von M 67 nur ca. 10 mag aschgraue Mondlicht (Abb. ...) besonders diese Sichtung ist eben auch nicht ganz und sind erst mit einem 6 Zoll Teleskop

schön sehen und auch fotografieren zu so außergewöhnlich. so richtig aufzulösen ein Teleskop mit

können. Ein kleines Fernrohr von 20 bis Aus wissenschaftlicher Sicht gesehen 10 Zoll oder mehr ffnung zeigt dagegen 30facher Vergrößerung, auf einem trans- mögen derartige Beobachtungen der Februar ein sehr eindrucksvolles Sterngewimmel portablen Stativ montiert, ist für diese jüngsten Mondsichel zwar keinen groß- (Abb. ...)! M 67 ist ein sehr alter und dabei reicher Sternhaufen, der allzu sehr im Schat-sehr alter und dabei reicher Beobachtung gut geeignet. en Wert haben, aber für den Naturlieb- Nur etwas weiter östlich von der Pra- ten der Praesepe steht.Praesepe steht. Am 4. April gibt es fast eine genaue haber bieten sie nicht nur ästhetische esepe beginnt das eigentliche Galaien- Wiederholung der günstigen geome- nterhaltung, sondern gleichzeitig eine März

März fenster (siehe Monatsthema April, das trischen Konstellation In Frankfurt geht äußerst spannende Herausforderung – ist aber Saturn), angefangen mit dem oben gesehen wird. Dagegen bildet M 82 die Sonne gegen 1900 MEZ (d. h. 2000 hier gibt es einen sportlichen Aspekt! Der Himmel im Überblick Sternbild Löwe. Hier finden wir ein schö- einen schmalen, kompakten und recht MESZ) unter, und die dann 27,5 Stunden Denn nur äußerst selten bietet sich nes Galaien-Tripel, welches von der flächenhellen Balken. nter höherer VerVer- alte Mondsichel steht genau senkrecht eine so günstige Gelegenheit für einen kompakten elliptischen Galaie M 105 größerung in einem größeren (ab etwa Der visuelle Eindruck von einem Gesicht in einer Kapuze gibt dem Archivnummer: D002126. Bild ist eine 12° darüber. Ihre beste Sichtbarkeit ist Sichtungsrekord wie am 5. März. Wie Eskimonebel (NGC 2392) seinen Namen. Nur sehr große Teleskope eventuelle Alternative zu den Vorschlä- (9,3 mag) und den Spiralenpaar M 95 10 Zoll ffnung) Teleskop entpuppt sie

April Rolf ilmes fotograerte die 34 Stunden daher knapp eine Stunde später zu er- immer freuen wir von der Sterne und Der zwei Tage alte Mond kann am . März (9,7 mag) und M 96 (9,2 mag) gebildet sich als die bei weitem interessantere zeigen mehr Detail – Philipp Keller benutzte das 0,8-m-Pollux und gen von KPS. Der Exkimonebel kann nicht alte Mondsichel am Abend des 9. Mai warten, d.h. gegen 21 hr (MESZ). Durch Weltraum und Ahnert Redaktion uns und am 5April auch noch bei Dunkelheit wird (Abb. links), unter dem Brustkorb Galaie der beiden Chaotisch verteilte das 1,2-m-Trebur-Teleskop für diese Aufnahme (LRGB, ST10E/ST7E) ganzseitig und M 50 von Bernd Hubl 2005. das um 7 Stunden größere Alter sind die natürlich über Ihre gelungenen Beobach- beobachtet werden und zeigt dan sein im südwestlichen Teil des Sternbildes. Dunkelwolken wechseln sich ab mit helhel- hatten wir schon zweimal in Folge Sichtbarkeitschancen deutlich besser als tungen und etwaige Fotos! aschgraues, von der Erde geborgtes Licht

Februar Das gesamte Tripel hat leider eine recht len Sternentstehungsregionen (Abb.... ). große Spanne von 1 / ° und kann daher Die ganze Galaie scheint in Aufruhr zu

Mai nur bei kleiner Vergrößerung (30 – 40fach sein, und dieser Eindruck ist richtig. Bei Die agd nach der schmalsten Sichelschmalsten Sichel im Weitfeldokular) voll überblickt wer- einer engen Begegnung mit M 81 in der den. Die von der Masse her dominante jüngeren Vergangenheit wurde durch die Ein oder zwei Tage nach Neumond wird die junge Mondsichel wieder tief am M 105 bildet zudem ein eigenes, sehr Gezeitenwechselwirkungen und inneren n einer sehr klaren Nacht erkennt man westlichen Abendhimmel sichtbar. Zum Frühlingsanfang sind die kompaktes Tripel mit zwei schwächeren Verformungen eine ungewöhnlich starke M 82 zeigt sich bei höherer Vergrößerung

August Anhaltspunkt für seinen östlichen Win- punktes der Sonne. Diese optimale Po-Po- nter realen Bedingungen wird es Südosthorizont, bereits Antares im Kopf tisch erscheint, weil sie etwas schräg von NordenNorden ist rechtsist rechts noch gut beobachtet werden kann. Er kelabstand zur Sonne auf der Ekliptik. sition verdankt der äußerst junge Mond also nicht allzu wahrscheinlich, dass der des Skorpions hervor, während der gen Veränderliche Sterne verträgt durchaus eine höhere Vergröße- Damit sich die junge, dünne Mondsichel auch seiner gleichzeitig rund 4° betra-betra- junge Mond schon am 5. März mit dem Süden gerichtete Himmel von den Früh- 10 Ahnerts Jahrbuch 2011 r r Ahnerts Jahrbuch 2011 11 rung, und größere Teleskope suggerieren jedoch gegen das Himmelslicht durch- genden Nordabweichung von der Eklip-Eklip- bloßen Auge gesichtet werden kann. lingssternbildern beherrscht wird. dem Betrachter das namensgebende Ge- setzen kann, muss – sehr gute Durchsicht tik. Bis zu seinem ntergang gegen 1910 Schließlich liegen die Bedingungen, so Der eigentliche Winterhimmel steht sicht in einer Kapuze. und Abwesenheit von Dunst vorausge- verbleibt nun noch eine volle Stunde, in optimal die Geometrie auch ist, genau dagegen am späten Abend (ca. 22 hr) In der Wintermilchstraße, welche setzt – die Sonne bereits etwa 10° unter der die Dunkelheit erheblich zunimmt. am theoretischen Sichtbarkeitslimit. eichenerklärung besonders günstig Hoch im Süden M 47 sich als blasses Band nördlich und öst-

September dem Horizont stehen. Dabei leuchtet Kurz vorher, in Frankfurt etwa gegen Deshalb ist sehr zu empfehlen, mit einem Benutzung der Sternkarte: Der Rand der Karte entspricht dem prunkt die zentrale Figur des prächtigen lich vom Orion erstreckt, befindet sich es ein, dass eine steil am Westhimmel 19 hr, sollte daher die beste Beobach-Beobach- gut fokussierten 1050 Feldstecher nach Ho ri zont, ihre Mitte dem Punkt senkrecht über unseren Köpfen Orions, mit dem weißlich-bläulichen eine Vielzahl von prächtigen offenen aufragende Ekliptik, wie jetzt an den tungsgelegenheit herrschen, bevor die der Mondsichel Ausschau zu halten, gut (dem e nit). Für die rechts genannten eiten gibt die Karte den Stern Rigel an seinem westlichen Fuß, Haufen. Die Vorstellung beginnt mit Nur 5° südlich vom hellen Sirius, im offene Haufen weist den Weg zu seinem Frühlingsabenden, der Mondsichel einen dünne, nun 21 Stunden alte Sichel vom montiert auf einem Fotostativ. Diese ungefähren Anblick des Sternenhimmels wieder. Drehen Sie da- und der rötlichen Beteigeuze an seiner M 46 Doppelsterne dem großen (289) und hellen (5,1 mag) Großen Hund, finden wir den ebenfalls ungleichen Partner M 46, nur 1,25° öst- besseren Höhenvorsprung gegenüber der Horizontdunst verschluckt wird. Diesel-Diesel- Ausrüstung ist sehr transportabel und östlichen Schulter funkelnd. ber dem

10 Ahnerts Jahrbuch 2011 Februar Februar Ahnerts Jahrbuch 2011 11

Wo und wann ist welcher Planet am Himmel zu sehen? Welche besonderen Ereignisse sind in der kommenden Nacht zu beobachten? Ahnerts Astronomisches Jahrbuch 2011 liefert alle wichtigen Informationen für das eigene Erkunden des Sternenhimmels. Der neu gestaltete Kalender präsentiert Tag für Tag die bedeutendsten astronomischen Ereignisse. Sternkarten für jeden Monat, Beschreibungen der Himmelsobjekte und viele Astroaufnahmen von erfahrenen Amateurastronomen erleichtern Ihnen die Orientierung am Nachthimmel. Für Einsteiger und fortgeschrittene Sternfreunde ist der »Ahnert« das unentbehrliche Standardwerk. Ca. 210 Seiten mit zahlreichen, meist farbigen Fotogra- ﬁen und Graﬁken. € 10,90 zzgl. Porto, als Standing Order € 8,50 inkl. Inlandsversand, ISBN: 978-3-941205-54-3

Astronomen präsentieren im Bildkalender Kalender »Himmel und Erde 2011« HIMMEL UND ERDE 2011 ihre schönsten Aufnahmen und lassen Sie an den fantastischen Möglichkeiten der moder- nen Natur beobachtung teilhaben. Zusätzlich bietet er wichtige Hinweise auf die herausragenden Himmelsereig- nisse 2011 und erläutert auf einer Extraseite alle auf den Monats blättern des Kalenders abgebildeten Objekte knapp und anschau lich. 14 Seiten; 13 farbige Großfotos; Spiralbindung; Format: 55 x 45,5 cm; € 29,95 zzgl. Porto; als Standing Order € 27,– inkl. Inlandsver- sand; ISBN 978-3-8400-5082-4

>> Beide Produkte sind im Handel erhältlich oder unter: www.spektrum.com/lesershop Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH | Slevogtstraße 3–5 | 69126 Heidelberg | Tel 06221 9126-743 | Fax 06221 9126-751 Wissen aus erster Hand [email protected] 22 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen

Galerie der Kugelsternhaufen

zusammengestellt von Peter Riepe

VdS-Journal Nr. 35 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen 23

1 Der Bildausschnitt aus M 15 zeigt den Planetarischen Nebel (PN) Kuestner 648, der 1928 von F.G. Pease untersucht wurde und von da an besser als Pease 1 bekannt wurde. Bisher sind nur 4 PN in Kugelsternhaufen entdeckt worden. Auch die Bildautoren (wie Abb. 2) konnten nicht erklären, warum Pease1 eigentlich so knallblau leuchtet.

2 M 15, aufgenommen am 26.04.2006 mit dem 60-cm-Teleskop Ganymed auf Kreta von Stefan Binne- wies, Josef Pöpsel und Rainer Sparen- berg (Bildbearbeitung Stefan Heutz). Mit einer SBIG STL-11000M wurden R,G und B ohne Binning jeweils 4 x 5 min belichtet. Dies geschah im Se- kundärfokus bei f = 4938 mm. FWHM = 1.2“

VdS-Journal Nr. 35 24 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen

3 KH M 71 im Pfeil von Rolf Geissinger, Remseck. Am 27.09.2009 wurde mit einem Reﬂektor Planewave CDK 12.5“ und einer Kamera ALccd 6c (QHY8) 10 x 10 min belichtet. Die Bearbeitung erfolgte über MaxIm DL und Photoshop.

VdS-Journal Nr. 35 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen 25

4 Links: M 53 mit NGC 5053 war das Motiv für Tho- mas Jäger am 07.04.2010 in Zirndorf. Teleskop ist ein 300-mm-Newton mit f = 1140 mm (Selbstbau) und 3“-Wynne-Korrektor (P. Kel- ler), Kamera eine SBIG STL- 11000M C2. Belichtet wurde: L = 12 x 4 min, RGB jeweils 7 x 4 min. Das Flatﬁelding geschah an Nachbars Haus- wand. Kalibrierung, Regis- trierung und Farbkalibration mit REGIM von Andreas Rörig, L-LRGB Kombination nach R. Gendler

5 Rechts: Von oben nach unten immer weiter entfernt: M 22 (10.400 Lj), M 14 (30.000 Lj) und NGC 6356 (49.500 Lj). Monochrome Aufnahmen von Martin Bäss- gen (12“-Newton, Starlight SXV-H9 und 9,5/9/6,5 Minu- ten Belichtungszeit).

6 M 56, Aufnahme von Bernd Koch aus Sörth/Westerwald. Mit einem 12“-Reﬂektor (ACF plus TS-Bildfeldeb- ner f/9,6) sowie einer SBIG STL-11000M wurde am 14./15.07.2009 zunächst ein Luminanzbild mit 13 x 10 min belichtet. Bereits am 11.09.2006 war das Farbbild aufgenommen worden, 33 min mit einer modiﬁzierten Canon EOS 20D belichtet.

VdS-Journal Nr. 35 26

VdS-Journal Nr. 35 27

7 Jens Leich nutzt einen 5-Zöller (EDFS Starﬁre) mit f = 838 mm. Kamera ist eine SBIG ST-2000XM. In Wiehl-Marien- hagen nahm er am 1. und 6. April 2010 NGC 5053 mit Baader IR-Cut-Filter auf, belichtet 35 + 30 Minuten unter CCDOps, Bearbei- tung nur CCD-Sharp.

VdS-Journal Nr. 35 28 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen

8 Mit einem 14“-Hypergraphen (f = 1090 mm) und einer Starlight SXV-H9 nahm Harald Strauß am 08.05.2008 an der Gahberg-Sternwarte den selten gezeigten M 107 im Schlangenträger auf. Belichtung: Luminanz 14 x 2 min (ohne Bin- ning), RGB 30 x 22/35/60 s (2x2-Binning).

VdS-Journal Nr. 35 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen 29

9 NGC 5466 mit dem Kometen 149P/Mueller (roter Kreis). Aufnahme von Thorsten Zilch aus der Lüneburger Heide heraus mit 80-mm-Apo f/7 und Atik 16HR + IR-Filter, 13.04.2010, 00:49 - 02:39 Uhr UT. Belichtung 21 x 300 s.

VdS-Journal Nr. 35 30 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen

10 Hartmut Bornemann nahm NGC 5466 mit einem Refraktor Takahashi TOA-150 auf (150 mm Öffnung, f = 1090 mm). Die Aufnahme entstand am 16.04.2010 in Wasbüttel. Mit einer SBIG ST-2000XM wurde wie folgt belichtet: L/R/G/B = 45/45/45/45 Minuten. Die Nachführung geschah mit einer SBIG ST-402ME über einen Takahashi FS-60C. Schwerpunktthema Kugelsternhaufen 31

12 Der nur 4,5´ messende NGC 6229 im Herkules ist 100.000 Lj entfernt! Wolfgang Kloehr nahm ihn mit einem Meade ARC von 10‘‘ Öffnung und 1600 mm Brennweite auf. Mittels einer DSI-Pro II-Kamera wurde folgendermaßen belichtet: L insgesamt 90 x 2 min, RGB je 20 x 2 min.

11 Am 12.09.2009 fotograﬁerte Bernhard Hubl auf La Palma M 30 im Steinbock. Mit einem Televue NP101 (f = 540 mm) und einer SBIG ST-2000XM wurde belichtet: Luminanz 29 x 2 min, RGB je 6 x 5 min, alles ohne Binning.

VdS-Journal Nr. 35 32 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen

Einﬂuss von Öffnung und Vergrößerung bei der visuellen Beobachtung von Kugelsternhaufen am Beispiel M 15

von Daniel Spitzer

Bei Kugelsternhaufen handelt es sich nicht unbedingt um Objekte, die entfer- nungmäßig direkt vor unserer Haustür zu ﬁnden sind. Außerdem drängen sich die Haufenmitglieder auf engstem Raum, was das Auﬂösen einzelner Sterne neben der geringen Helligkeit der Sterne enorm erschweren kann. Bevor wir uns der Pro- blembehandlung widmen, soll eine Be- standsaufnahme vorangehen:

1. Eine große Öffnung erhöht die Auﬂösung 2. Eine große Öffnung sammelt mehr Licht und offenbart daher mehr Haufenmitglieder 3. Eine lange Brennweite lässt höhere Vergrößerungen zu und erhöht damit die Auﬂösung 4. Eine hohe Vergrößerung setzt die Hintergrundhelligkeit herab

Ich habe mir die Frage gestellt, wie sich die Faktoren Öffnung und Vergrößerung auf den visuellen Eindruck auswirken. Dabei haben folgende Instrumente her- halten müssen: Ein Refraktor mit 70 Millimeter Öffnung und 900 Millime- ter Brennweite, ein 8-Zoll SC mit 2000 Millimeter Brennweite und mein selbst- gebauter 12-Zoll-Newton mit 1663 Mil- limeter Brennweite. Das Hauptinteresse lag bei der Betrachtung auf der Auﬂö- sung des Haufens: Welches Instrument vermag den Kugelsternhaufen ab welcher Vergrößerung wie weit aufzulösen? Die beigefügten Zeichnungen zeigen den Eindruck, den der beobachtete Kugel- sternhaufen M 15 bei Verwendung des jeweiligen Instruments und der jeweiligen Vergrößerung machte.

1 Oben: 70/900mm-Refraktor, 35-fache Vergrößerung Mitte: 70/900mm-Refraktor, 73-fache Vergrößerung Unten: 70/900mm-Refraktor, 113-fache Vergrößerung

VdS-Journal Nr. 35 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen 33

Beobachtungen Für den Refraktor verwendete ich die Vergrößerungen 35-, 73- und 113-fach, mit dem 8“ Schmidt-Cassegrain 50-, 161- und 250-fach. Im 12-Zöller wurde mit 42-, 134- und 208-facher Vergröße- rung beobachtet.

Zunächst zu den Beobachtungen von M 15 mit dem Refraktor: Durch die recht schwache Vergrößerung von 35-fach und den deutlichen Hellig- keitsgradienten des Kugelsternhaufen erscheint das Zentrum wie ein verwaschener Stern. Der Haufen ist sehr klein, aber die vielen Feldsterne im Umfeld liefern einen schönen Anblick. Außer dem Helligkeitsabfall zum Haufenrand kann keine Struktur gesichtet werden (Abb. 1 oben). Bei etwa doppelt so hoher Vergrö- ßerung von 73-fach erscheint das Zent- rum plötzlich weniger stark ausgeprägt. Der Haufen zeigt keine Einzelsterne (Abb.1 Mitte).

Bei 113-fach ist das Haufenzentrum wieder recht gut ausgeprägt. Leider werden noch immer keine Einzelsterne sichtbar. Mit steigender Vergrößerung wird das Bild wie erwartet immer dunkler (Abb. 1 unten).

Auch im 8“ SC ist bei schwacher Vergrö- ßerung (50-fach) zuerst der Helligkeits- abfall zum Rand deutlich. Der Haufen wirkt insgesamt um einiges heller als im kleinen 70-mm-Refraktor, was aber nicht verwundert. Im Südwesten ist ein schwacher Stern am Rand von M 15 indirekt sichtbar (Abb. 2 oben).

Bei 161-fach bietet sich ein völlig anderer Anblick: Der Kugelsternhaufen besteht zum ersten Mal wirklich aus Ster- nen, denn er ist eindeutig über nahezu die gesamte Fläche granuliert. Der schon bei 50-fach indirekt gesehene Stern kann bestätigt werden (Abb. 2 Mitte).

Erneut wurde die Vergrößerung auf 250- fach erhöht. Der Anblick von M 15 ist schlichtweg enttäuschend: Nicht nur die Granulation ist verschwunden, es fehlt jeglicher Anﬂug von irgendetwas, was 2 Oben: 8“ Schmidt-Cassegrain, f/10, 50-fache Vergrößerung an einen Stern erinneren könnte! Das Mitte: 8“ Schmidt-Cassegrain, f/10, 161-fache Vergrößerung sonst ausgeprägte Zentrum ist zu einem Unten: 8“ Schmidt-Cassegrain, f/10, 250-fache Vergrößerung verwaschenen Fleck mutiert. Auch der schwache Stern in der südwestlichen Re- gion des Haufens ist verschwunden. Man

VdS-Journal Nr. 35 34 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen

könnte denken, dass nicht fokussiert wurde (Abb. 2 unten)

Nun zu den Beobachtungen im 12“ Newton: Bei 42-fach zeigte sich ein kleiner, runder Nebelﬂeck mit sehr auffälliger Hel- ligkeitszunahme zum Zentrum (Abb. 3 oben). Einzelsterne sind nicht auﬂösbar. Nur ein nicht zum Objekt gehöriger 7 – 8 mag heller Stern fällt deutlich im Norden auf. Der Vergleich mit dem Programm Cartes du Ciel verrät seine Bezeichnung: Es handelt sich um BD+11 4578 (auch: SAO107179).

Nun wurde die Vergrößerung deutlich erhöht. Bei 134-facher Vergrößerung zeigen sich eindeutig aufgelöste Rand- sterne. Diese waren im indirekten Sehen, zum Teil auch im direkten Sehen deutlich erkennbar und problemlos zu halten. Der noch nicht aufgelöste zentrumsnahe Bereich zeigte sich schon deutlich granuliert. Fährt man den Rand des Haufens ab, bemerkt man im Nordwesten eine auffälige Sternkette. Erst jetzt bemerke ich, dass der gesamte Haufen deutlich ausgedehnter erscheint als bei 42-facher Vergrößerung. Der Grund ist eindeutig: Die höhere Vergrößerung zeigt mehr Randsterne (Abb. 3 Mitte).

Nun zur 208-fachen Vergrößerung: Der eben noch granulierte Bereich erscheint nun halbwegs aufgelöst mit ne- bulösem Hintergrund. Erneut beobachte ich die bereits erwähnte Sternkette im Nordwesten. Sie spaltet sich nun auf halber Länge in einen nach Westen laufenden Teil und einen Richtung Norden wei- senden Zweig. Da sich nun wieder mehr Sterne zeigen, versuche ich rings um den Haufen weitere solcher Sternketten aus- zumachen, kann aber keine entdecken. Eher das Gegenteil ist der Fall: der Süden des Haufens erscheint nahezu langweilig. Einzelsterne sind zwar überall am Hau- fenrand zu sehen, aber alle ufern weich in den Himmelshintergrund aus ohne eine auffällige Gruppe zu bilden, oder vereinzelt besondere Helligkeiten zu zeigen (Abb. 3 unten). 3 Fazit Oben: 12“-Newton, f/5,5, 42-fache Vergrößerung Irgendwo hatte jedes der drei verwende- Mitte: 12“-Newton, f/5,5, 134-fache Vergrößerung ten Teleskope eine optimale Vergröße- Unten: 12“-Newton, f/5,5, 208-fache Vergrößerung rung, bei der mir persönlich der Haufen am besten geﬁel. An dieser Stelle wird si-

VdS-Journal Nr. 35 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen 35

cher jeder Beobachter eigene ästhetische keine Sterne aufgelöst, eine zu höhere trumsbereich wirklich als Einzelsterne Ansprüche anmelden. Da der Refraktor Vergrößerung lässt die schwachen Sterne sichtbar. bei keiner Vergrößerungen Einzelsterne wieder mit dem Hintergrund verschwim- von M 15 aufzulösen vermochte, zeigt men und der Haufen wird zu einem Insgesamt sollte man erstmal mit mitt- die schwache Vergrößerung eigentlich strukturlosen Einheitsbrei. Der 12“ New- leren Vergrößerungen probieren. Wie den schönsten Anblick aufgrund der ton dagegen bietet dem Beobachter grö- die Beobachtungen mit dem SC zeigen, Feldsterne. Sie vermitteln sofort den Ein- ßere Wahlmöglichkeiten: Bei schwacher bringt eine zu hohe Vergrößerung, die druck, dass der Kugelsternhaufen viel Vergrößerung ähnelt der Anblick jenem das Instrument zwar her gibt, nicht im- weiter entfernt sein muss als die Feld- in kleinem Teleskop bei hoher Vergröße- mer etwas. Dennoch kann der Anblick in sterne. Beim SC liefert nur die mittlere rung. Bei mittlerer Vergrößerung erkennt einem kleinen Teleskop durchaus anspre- Vergrößerung ein brauchbares Bild. Ist man erste Sterne. Vergrößert man noch chend wirken. die Vergrößerung zu schwach, werden höher, werden einzelne Sterne im Zen- Klassiker unter den Kugelsternhaufen von Peter Riepe

Messier 13 ist vermutlich der beliebtes- 1 Hartmut Bornemann nahm M 13 te und am meisten fotografierte Kugel- mit einem Takahashi TOA-150 auf einer sternhaufen (KH) des nördlichen Himmels Montierung EM-400 auf. Der Apo-Re- (Abb. 1 und 2). Er ist bei dunklem Nacht- fraktor hat 150 mm Öffnung und f=1090 himmel schon mit bloßem Auge leicht mm. Die LRGB-Aufnahme entstand am erkennbar, die scheinbare visuelle Hellig- 09.05.2008 in Wasbüttel. Ab 00:04 Uhr keit beträgt 5,78 mag. Außerdem hat M 13 wurde mit einer SBIG ST-2000XM plus eine hohe zentrale Flächenhelligkeit von Filterrad CFW-8 bei -25°C Chiptempe- 16,8 mag pro Quadratbogensekunde [1]. ratur belichtet: L/R/G/B = 85/40/30/25 Mit einem scheinbaren Durchmesser von Minuten. Die Nachführung geschah mit 16,6´ und einer Entfernung von 25.700 einer SBIG ST-402ME über einen Taka- Lichtjahren ergibt sich ein wahrer Durch- hashi FS-60C. Auch wenn es sich „nur“ messer von ca. 120 Lichtjahren. Die Ab- um einen Kugelsternhaufen handelt – soluthelligkeit beträgt MV = -8,70 mag, diese Aufnahme wurde geflatfieldet. folglich zählt M 13 zu den leuchtkräf- tigen KH. Der mittlere Farbindex B-V = 0,68 mag zeigt „weiß“ als durchschnitt- 2 Gerald Willems nahm am 27.03.2009 in Grasberg/Otterstein M 13 auf, liche Farbe an. Das sagt aber nichts aus mit einem 110-mm-APO bei f/5,6 und einer Atik 16HR-Kamera. Belichtungszeiten: über die farbliche Variation der einzelnen L,R,G,B jeweils 10 x 10 min ohne Binning. Haufensterne. Grundsätzlich besitzt jeder Kugelsternhaufen zunächst viele orange- farbene bis gelbliche Sterne, die „Roten Riesen“. Sie stellen die hellsten Sterne eines KH. Früher wenig beachtet (weil der KH ja möglichst weiß erscheinen musste), zeigen farblich gut kalibrierte Amateur- fotos inzwischen auch klar die blauen Horizontalast-Sterne. Ihre Helligkeiten sind etwa 2 bis 3 mag geringer als die der hellsten Roten Riesen. M 13 hat ein recht hohes Alter von 13,5 Milliarden Jahren, was durch sehr viele blaue Horizontalast- Sterne unterstrichen wird.

In den Jagdhunden ﬁnden wir M 3. Mit seiner Absoluthelligkeit MV = -8,93 mag ist er noch ein wenig leuchtkräftiger als M 13. Da er aber mit 34.000 Lichtjah- ren weiter weg als dieser steht, kommt seine scheinbare visuelle Helligkeit nur

VdS-Journal Nr. 35 36 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen

auf 6,19 mag. Damit ist er bei guten Be- Da die zentrale Flächenhelligkeit 16,05 dingungen aber immer noch mit bloßem mag pro Quadratbogensekunde beträgt, Auge zu erspähen. Im Teleskop wirkt M ist M 5 im Zentralbereich bei visueller 3 mit seiner zentralen Flächenhelligkeit Beobachtung sogar doppelt so hell wie von 16,34 mag pro Quadratbogensekun- M 13. Bei einem scheinbaren Durchmes- de etwas heller als M 13. Seiner höhe- ser von 17,4´ kommt M 5 auf einen wahren Leuchtkraft entsprechend ist M 3 ren Durchmesser von 120 Lichtjahren. bei 16,2´ Ausdehnung in Wahrheit 160 Lichtjahre groß (Abb. 3 und 4). Die mitt- Ein „klassischer“ KH ist auch der 33.000 lere Farbe ist weiß (B-V = 0,69 mag). Lichtjahre entfernte M 15 im Pegasus (Abb. 6). Er ist um etwa 50% leuchtkräf- M 5 im Sternbild Schlange wirkt mit B-V tiger als M 13. Und das schlägt sich in = 0,72 mag geringfügig gelblicher. Er be- seinen Werten nieder. Die scheinbare ﬁndet sich knapp westlich der Grenze zur visuelle Helligkeit gleicht der von M 3, Jungfrau (Abb. 5) und ist etwa 24.000 allerdings ist M 15 von der zentralen Flä- Lichtjahre entfernt. Seine scheinbare vi- chenhelligkeit um mehr als 2 mag (sie- suelle Helligkeit beträgt 5,65 mag. Dar- benmal) heller als M 3. Die mittlere Farbe 3 aus leitet sich eine Absoluthelligkeit von von M 15 ist weiß (B-V = 0,68 mag), sein M 3 in den Jagdhunden, Auf- -8,81 mag ab. Die Leuchtkraft von M 5 echter Durchmesser beträgt 120 Licht- nahme von Andreas Rörig mit einem ist also minimal größer als die von M 13. jahre. Celestron 11 (fokal) auf Alt 5 ADN und einer SBIG ST-10XME. Belichtungszei- ten waren L: 9 x 600 s, RGB: je 6 x 300 4 Stefan Hahne verwendete einen TEC APO 160 und eine SBIG ST-2000-Kame- s. Luminanz ohne Binning, RGB im 2x2- ra auf Montierung Alt AD6, um M 3 am 06.04.07 abzulichten. Luminanzkanal: 4 x Binning. Aufnahmeort war Wilsenroth 100 s im Kernbereich gemittelt, im Außenbereich addiert, Teilbereiche zusammen- im Westerwald, Datum: 02.05.2005, gesetzt in Photoshop mit Hilfe der Ebenenmaske. RGB je 3 x 100 s gemittelt. Ein 11.05.2005 und 12.05.2005. Vergleich mit Abb. 3 zeigt, dass M 3 noch ausgedehnter erscheint.

VdS-Journal Nr. 35 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen 37

5 M 5, fotografiert von Hermann von Eiff. Südöstlich liegt der Stern HD 136202 mit 5,05 mag und einem Farbindex B-V = 0,55 mag, was einem Bläulichweiß entspricht. Die Aufnahme entstand am 27. Mai 2009 auf dem Calar Alto in Südspanien. Das Beugungskreuz wurde künstlich vor der Eintrittsöffnung geschaffen – als interessanter Blickfang. Aufnahmeinstrument war ein Starfire EDF von Astro Physics mit 155 mm Öffnung auf einer Montierung WAM 440 CC von Astrooptik Kohler. Belichtet wurde mit einer modifizierten Canon 450D und einer ST-4 zur Nachführkontrolle.

VdS-Journal Nr. 35 38 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen

6 Am 28.08.2009 richtete Peter Knappert im Schwarzwald-Baar-Kreis auf 900 m Höhe seinen 250-mm-Newton mit 900 mm effektiver Brennweite auf M 15. Als Kamera nahm er eine Canon 50d (H-alpha-modiﬁziert) und belichtete 8 x 2 min, 8 x 5 min und 8 x 10 min bei ISO 800. Bildbearbeitung: DeepSkyStacker, Photoshop CS4-extended, manuelles DRI.

Auch im Schlangenträger ﬁnden sich zahlreiche Kugelsternhaufen. Einer davon ist der 14.400 Lichtjahre entfernte M 10 (Abb. 7). Sein scheinbarer Durch- messer lässt sich auf tiefen Aufnahmen zu 19´ beziffern. Damit kommt M 10 auf einen wahren Durchmesser von 80 Lj. Das deckt sich bestens mit der unter- durchschnittlichen Absoluthelligkeit von -7,48 mag. Visuell bringt M 10 es auf 6,6 mag, seine Flächenhelligkeit ist mit 17,69 mag pro Quadratbogensekunde klar schwächer als bei M 13. Die integrale Eigenfarbe von M 10 ist gelblich (B-V = 0,90 mag).

Omega Centauri ist mit einer Absoluthel- ligkeit von -10,29 mag der leuchtkräf- tigste KH unserer Milchstraße (Abb. 8 7 und 9). Mit einer scheinbaren visuellen An der Gahberg-Sternwarte nahm Günter Kerschhuber M 10 im Schlangen- Helligkeit von 3,68 mag ist er sogar für träger auf, mit sehr guter Wiedergabe der orangegelben Riesensterne und vielen das bloße Auge ein auffälliges Objekt. blauen Horizontalaststernen. Verwendet wurde ein Intes MK69 (150 mm / 900 mm), Der Fabindex B-V = 0,78 mag macht CCD-Kamera war eine Starlight SXV-H9. Die Belichtungszeiten betrugen LRGB = ihn im Mittel gelblich. Die Angaben für 168/27/35/48 min (sehr kräftig belichtet, dabei Luminanz und Farben ohne Bin- seine Abmessungen differieren stark. Im ning). Aufnahmedatum: 18.05.2007 + 08.06.2007.

VdS-Journal Nr. 35 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen 39

8 Während eines Namibia-Aufenthaltes am IAS Observatory (Farm Hakos/Namibia) nahm Walter Gröning am 6. Juli 2008 Omega Centauri auf. Der 50-cm-Cassegrainspiegel (Philipp Keller) hat ein Öffnungsverhältnis von 1:3 im Primärfokus. Als Kamera diente eine SBIG STL 11000M. Das LRGB-Bild wurde 1:1:1:1 jeweils 60 s belichtet.

9 Ebenfalls am IAS Obser- vatory (Hakos/Namibia) nahm Dieter Willasch das Zentrum von Omega Centauri auf, allerdings im korrigierten Sekundärfokus des 50-cm-Spiegels (Philipp Keller) beim Öffnungsverhältnis von 1:9. Die benutzte Kamera war ebenfalls eine SBIG STL 11000M. Belich- tungszeit: Luminanz 30 min, RGB jeweils 15 min. Die Sternpopulatio- nen von Omega Centauri erzählen eine nicht alltägliche Entstehungs- geschichte. So fanden Astronomen im Jahre 2000 bei Untersuchungen des Farbenhelligkeitsdiagramms heraus, dass der KH vermutlich der Kern einer ehemaligen Zwerggala- xie ist, die sich mittlerweile schon aufgelöst hat [4]. Eine andere Forschergruppe konnte dies durch Modellrechnungen stützen, für die Zwerggalaxie ergaben sich dabei 8 Milliarden Sonnenmassen [5].

VdS-Journal Nr. 35 40 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen

10 Kugelsternhaufen 47 Tucanae, aufgenommen am 28.06.2006 durch Josch Hambsch von der Astrofarm Hakos (Namibia) aus. Er benutzte ein Celestron 14 bei f/5 (f = 1800 mm) und eine SBIG ST-10 NABG. Mit RGB-Filtern wurde jeweils 30 min belichtet, aus 5 min kurzbelichteten RGB-Aufnahmen (ohne Binning) wurde ein künstliches L-Bild erzeugt. FWHM: etwa 2,5”.

Sky Catalogue 2000 [2] werden 36´ als Größe. Die Absoluthelligkeit von -9,42 Stars, Variable Stars and Nonstellar scheinbarer Durchmesser vermerkt. Das mag macht NGC 104 zu einem wirklich Objects; Sky Publishing Corp. & ist jedoch zu klein, denn laut [3] zeigen leuchtkräftigen Vertreter seiner Art. Laut Cambridge University Press 1982 tiefste Fotograﬁen noch schwächste zu- Farbenhelligkeitsdiagramm gibt es noch [3] Burnham, R. jr.: Burnham‘s Celestial gehörige Sterne, mit denen 70´ Durch- keinen blauen Horizontalast, nur einen Handbook, Bd. 1, S. 561; Dover messer erreicht werden. In einer Stern- kurzen roten Beginn nahe am Roten Rie- Publications, Inc., New York 1978 zählung bis zur 20. Größenklasse wurden senast, das ist auch ein Grund für seine [4] Hilker M., Richtler T.: Omega Cen- am Harvard Observatory sogar 95´ fest- mittlere gelbe Farbe (B-V = 0,88 mag). tauri - a former nucleus of a dis- gestellt, was bei 17.300 Lichtjahren Ent- NGC 104 ist um etwa 10% jünger als die solved dwarf galaxy? New evidence fernung einem wahren Durchmesser von durchschnittlichen galaktischen KH. Es from Stroemgren photometry; A&A 480 Lichtjahren entspricht. Omega Cen- treten also noch keine blauen Horizon- 362, 895 (Oct. 2000) tauri ist als KH riesig, etwa viermal so talaststerne auf! Was an wenigen blau- [5] Tsuchiya T., Dinescu D.I., Korchagin groß wie M 13. en Sternen sichtbar ist, sind die „blue V.I.: A capture scenario for the glo- straggler stars“ (blaue Nachzügler, Spät- bular cluster Omega Centauri; ApJ Der zweithellste südliche KH ist NGC 104, entwickler). 589, L29 (May 2003) auch als 47 Tucanae bekannt (Abb. 10). Dieses nahe Objekt von 15.400 Lichtjah- Literaturhinweise: ren Entfernung ist mit einer scheinbaren [1] Harris W.E.: A catalog of parameters visuellen Helligkeit von 3,95 mag sehr for globular clusters on the Milky hell, erreicht sogar eine zentrale Flächen- Way; AJ 112, 1487 (1996); Update helligkeit von 14,43 mag pro Quadratbo- 2003 in http://www.physics.mc- gensekunde – viermal so hell wie M 13. master.ca/Globular.html Der scheinbare Durchmesser von 31´ be- [2] Hirshfeld A., Sinnott R.W.: Sky Ca- deutet nahezu 140 Lichtjahre an echter talogue 2000.0, Volume 2, Double

VdS-Journal Nr. 35 Omegon pro Taurus GM-60 NEU Omegon SkyFi WiFi Wireless Die Omegon pro Taurus GM-60 ist eine völlig neue Montierung, die in höchster Telescope Controller Präzision in Deutschland gefertigt wird. Die enorme Tragkraft von 60kg foto- SkyFi ist ein W-Lan auf Seriel-Ad- grafisch und der hohen Schneckenumlaufgenauigkeit von nur +/- 2,5“ (ohne PEC apter, entwickelt um Teleskope über Korrektur) machen diese Montierung zum „MUSS“ für jeden ambitionierten Ama- W-Lan zu steuern. Wenn Sie im Besitz teurastronomen und Astrofotografen. eines Computer kontrollierten Goto- Die Omegon pro Taurus GM-60 ist die ideale Basis für die private Sternwarte oder, Teleskops sind, hilft Ihnen der SkyFi wegen ihres relativ geringen Gewichtes von 32 kg, immer noch mobil einsetzbar. die Kapazität Ihres Mac, PC, iPhone, Die mechanischen Komponenten sind aus besten Materialien gefertigt. Die Di- iPad oder iPod Touch auszunutzen und mension und Konzeption der Bauelemente sind Garant für höchste Stabilität und das Teleskop über diese zu steuern. Steifigkeit. Im Gegensatz zu den Bluetooth Ver- Die SECM 4 Schrittmotoren und das 2-fach Planetengetriebe sorgen für einen bindungen, benötigt SkyFi keinerlei sauberen und leisen Lauf. Die Präzisionsencoder auf beiden Achsen ermöglichen Anpassung oder spezielle Treiber. Es die genaueste Positionierung der Objekte. Beim Lösen der Achsklemmungen und benutzt das Standard TCP/IP Netz- dem manuellen Bewegen der Achsen geht die Eichung nicht verloren. Die Achs- werk Protokoll. TCP/IP ist die Sprache, klemmung übt im übrigen keinerlei Druck auf das Schneckenrad aus. Auch dies die auch für Internet-Verbindungen ist ein Grund für den exakten Lauf der Montierung. Hier wird eine aufwendige Verwendung findet. Somit ermöglicht und neue Technik im Montierungsbau angewendet. Die Montierung kann optional Ihnen der SkyFi auch, Ihr Teleskop sowohl mit 3“ oder aber auch mit GP Aufnahmeprismenschiene versehen werden. über das Internet fernzusteuern. Mit der FS-2 Steuerung von Astro-Electronic (nicht im Lieferumfang enthalten) ist die Der SkyFi ist ziemlich klein, etwas Omegon pro Taurus GM-60 ein unschlagbares Instrument in Preis und Leistung. größer als ein iPhone und kann extrem Mit dieser Montierung macht Astronomie wirklich Spaß. einfach an der Teleskopmontierung oder dem Stativ angebracht werden. Ein doppelseitiges Klettband ist dafür im Lieferumfang enthalten. Artikel-Nr.: 20317 Preis: 189,–

NEU Kosmos Verlag „Kosmos Himmelsjahr 2010“ Ob Mondfinsternis am 15. Juni oder Sonnen- finsternis am 4. November - mit dem Kosmos Himmelsjahr 2011 verpassen Sie weder die großen noch die kleinen Himmels-Ereignisse des nächsten Jahres. Das traditionsreiche Jahrbuch verrät zudem allen Sternfreunden wann die Sonne aufgeht, ob der Mond zunehmend oder abnehmend ist und welche Sterne, Planeten und Sternbilder man wann am Himmel sehen kann. Die Monatsthemen beschäftigen sich dieses Mal mit der „Magie des Mondes“, seinem Ein- Artikel-Nr.: 19925 Preis: 5.690,– fluss auf die Erde und das Leben sowie dem Kalender der Mayas. Prof. Dr. Hans-Ulrich Keller ist Gründungsdirek- Omegon 3m Kuppel tor des Planetariums Stuttgart und Professor Nahezu jeder Astrofotograf und viele andere Teleskopbesitzer wünschen sich eine für Astronomie an der Universität Stuttgart. Er leitet die Sternwarte Welzheim und gibt feste Sternwarte für ihr Teleskop. Doch in der Vergangenheit scheiterte dieser seit 30 Jahren das „Kosmos Himmelsjahr“ Wunsch meist an den hohen Kuppelpreisen. heraus. Wir können Ihnen nun eine 3 Meter Kuppel mit durchdachtem Design zu einem sehr günstigen Preis anbieten. Die Kuppel ist von manueller Ausführung bis hin zur vollautomatisch computergesteuerten Variante erhältlich. Mit 3 Metern In- Artikel-Nr.: 20233 Preis: 14,95,– nendurchmesser und einer Maximal-Höhe von 2,40 Metern ist die Kuppel durchaus geräumig angelegt. Die Sternwarte wird aus 6mm Glas-Polyester Laminat hergestellt und bietet einen optimalen Schutz gegen alle Wetterbedingungen. Ein separater Unterbau ist nicht erforderlich – die gesamte Kuppel lässt sich auf einem Basisring drehen.

Artikel-Nr.: 19959 Preis: 4.450,– 42 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen

Fachgruppenprojekt: Kugelsternhaufen beobachten von Gerd Kohler

NGC 5024 Arme ragen aus dem Haufen heraus. Der NGC 6626 Vergrößerung 228-fach. Rand ist gleichmäßig begrenzt. Vergrößerung 228-fach. Groß und hell. Gut zu sehen. Direkt sind die Runder Fleck. Helles und großes Zentrum. Randgebiete bis an das Zentrum aufgelöst. NGC 6273 Gut zu sehen. Der Rand ist etwas körnig, Indirekt sind auch im Zentrum Einzelsterne Vergrößerung 228-fach. sonst ist nichts aufgelöst. zu sehen. Großer Kern. Aus dem Haufen ge- Rund. Der Kern fällt kaum auf und ist nicht hen einige Sternketten heraus. aufgelöst. Um den Kern herum ist es etwas NGC 6637 körnig. Vergrößerung 228-fach. NGC 5634 Schwacher und runder Fleck. Gleichmäßig Vergrößerung 228-fach. NGC 6284 hell. Nicht aufgelöst. Bei niedrigen Vergrö- Deutlich und einfach sichtbar. Mittlere Hel- Vergrößerung 170x. ßerungen heller und deutlicher. ligkeit. Indirekt blitzen immer wieder Ein- Blasser, runder Fleck. Großer Kern. Nicht zelsterne auf. Die Helligkeit steigt zum Kern aufgelöst. Der Rand geht Übergangslos in NGC 6656 etwas an. den Hintergrund über. Direkt und indirekt Vergrößerung 228-fach. gleich hell. Hell und groß. Oval. Großes helles Zentrum. NGC 6093 Viele Einzelsterne. Das Zentrum bleibt neb- Vergrößerung 228-fach. NGC 6293 lig. Einige Einbuchtungen ohne Sterne. Rund. Gute Helligkeit. Heller großer Kern. Vergrößerung 170-fach. Der Kern ist nicht aufgelöst. Um den Kern Klein und schwach. Direkt noch zu sehen. NGC 6712 ist es etwas körnig. Wird zur Mitte etwas heller. Nicht aufge- Vergrößerung 228-fach. löst. Hell und deutlich zu sehen. Etwas unregel- NGC 6121 mäßige Form. Nicht gleichmäßig hell. Nicht Vergrößerung 228-fach. NGC 6316 aufgelöst. Rund. Einige Stellen ohne Sterne. Indirekt Vergrößerung 91-fach. bis in das Zentrum aufgelöst. Mittelhelle Kleiner, blasser Fleck. Großer Kern. Die Ge- NGC 6779 Sterne, mit einigen hellen Sternen in und biete um den Kern sind deutlich schwächer. Vergrößerung 200-fach. um den Haufen. Nicht aufgelöst. Der Sternhaufen ist in zahllose stecknadel- feine Sterne aufgelöst. In der Mitte nicht NGC 6205 NGC 6333 aufgelöst. Rund. Einige wenige helle Sterne Vergrößerung 228-fach. Vergrößerung 228-fach. sind im Haufen. Sehr hell und groß. Wunderbarer Anblick. Direkt ein runder Fleck mit körnigem Rand. Großes Zentrum. Aus dem Haufen ragen Indirekt keine Änderung. Großer, nicht auf- NGC 6981 viele Verästelungen heraus, die verschiede- gelöster Kern. Indirekt sehe ich beim länge- Vergrößerung 228-fach. ne Bögen beschreiben. Ich kann bis in das ren Beobachten körnige Randbereiche. Der Nicht gerade hell. Direkt noch zu sehen. Zentrum Einzelsterne erkennen. Rand ist unregelmäßig und geht ohne deut- Rund. Gleichmäßig hell. Etwas körnig. Kein lichen Übergang in den Hintergrund über. deutlicher Kern. NGC 6218 Vergrößerung 228-fach. NGC 6356 NGC 7006 Gut zu sehen, auch im 9x60-Sucher. Etwas Vergrößerung 228-fach. Vergrößerung 228-fach. locker und verstreut. Viele Sternketten mit Mittelgroß. Gut zu sehen. Großes und helles Kleiner blasser Fleck. Nicht aufgelöst. Sehr leeren Zwischenräumen. Im Zentrum etwas Zentrum. Die Helligkeit fällt gleichmäßig schwach. heller. Bis zur Mitte aufgelöst. zum Rand hin ab. Nicht aufgelöst. NGC 7078 NGC 6229 NGC 6522 Vergrößerung 170-fach. Vergrößerung 170-fach. Vergrößerung 170-fach. Großer Sternhaufen. Sehr hell. Heller Kern, Kleiner, mittelheller Nebel. Gut zu sehen. Sehr schwache runde Aufhellung. Noch di- 1/3 vom Haufendurchmesser. Bis zum Kern Rund. Helles und großes Zentrum. Schwa- rekt sichtbar. Wird zur Mitte etwas heller. In- in unzählige feine Sterne aufgelöst. Um den che Nebel um das Zentrum. Direkt und indirekt ist der ganze Haufen etwas heller. Nicht Haufen sind Sterngruppen. Rund. direkt keine Einzelsterne. aufgelöst. NGC 7089 NGC 6235 NGC 6528 Vergrößerung 228-fach. Vergrößerung 112-fach. Vergrößerung 170-fach. Groß und hell. Heller und großer Kern. Gerade noch zu erkennen. Klein und sehr Sehr schwacher Fleck. Direkt gerade noch Rund. Bis in das Zentrum aufgelöst. schwach. Gleichmäßig heller Fleck. Indirekt zu sehen, indirekt etwas heller. Nicht auf- nicht heller. Nicht aufgelöst. gelöst. Gleichmäßig hell. NGC 7099 Vergrößerung 170-fach. NGC 6254 NGC 6624 Mittelhell. Kreisrund. Helles Zentrum. Vergrößerung 228-fach. Vergrößerung 228-fach. Wenige helle Steren, der Rest bleibt neblig. Hell und gut sichtbar. Mittlere Größe. Etwas Kleiner und schwacher Fleck. Fällt gut vorm oval. Kein deutliches Zentrum. Ich kann bis Hintergrund auf. Heller Kern, der halb so Alle Beobachtungen wurden mit zur Mitte einzelne Sterne erkennen. Wenige groß wie der Haufen ist. Nicht aufgelöst. 200/800-mm-Newton-Teleskop gemacht.

VdS-Journal Nr. 35 NUTZEN SIE IHRE VORTEILE ALS VDS-MITGLIED

… UND ABONNIEREN SIE ZU BESON- DERS GÜNSTIGEN KONDITIONEN! Sterne und Weltraum (12 Ausgaben) für nur € 66,–*. Sie sparen fast € 20,– gegenüber dem Normalabo. Schüler, Studenten, Azubis, Wehr- und Zivildienstleistende zahlen auf Nachweis nur € 53,–.

BESTELLEN SIE NOCH HEUTE ÜBER DIE VDS- GESCHÄFTSSTELLE!

Sterne und Weltraum entsteht in enger Kooperation mit dem Max-Planck-Institut für Astrono- mie. Sie erhalten tiefe Ein blicke in die aktu ellsten nationalen und inter - na tio nalen Forschungs projekte: kompetent, authentisch, verständlich. Raumfahrt, Satelliten und Planeten- sonden sind ein wei terer Schwerpunkt der Berichterstattung. Schauen Sie führenden Wissenschaft lern über die Schulter und erfah ren Sie alles über ihre neuesten Erkenntnisse aus erster Hand.

*Preise inkl. Inlandsversand und MwSt. www.astronomie-heute.de

Der Pal 2-Kugelsternhaufen im Sternbild Fuhrmann

(Position: RA = 04h46m/ DEK = +31° 22‘)

von Walter Kutschera

Die Nacht vom 14. auf den 15. November 2009 geht allmählich zu Ende. Es ist drei Uhr morgens und die minus 10 Grad Käl- te der letzten 6,5 Beobachtungsstunden sind in die Klamotten gekrochen. Aber wie das mal so ist, wenn sich der Him- mel seit längerem mal wieder mit guter Transparenz um 6,6 mag am Pol und einer Luftruhe um 2 zeigt. Auch wenn die Arbeit bereits in ca. 2,5 Stunden wieder zum Aufbruch ruft – was soll’s – eine Runde gibt’s noch. Beim Durchsehen meines Sternatlass’ fällt mir der Kugel- sternhaufen Pal 2 ins Auge.

Ausgehend von SAO 57441 5,5 mag be- ﬁndet sich in 38’ westlichem Abstand Pal 2, der sich im 8’’ f/8 bei 80-facher Vergrößerung nur als konturloses schwaches Nebelchen zeigt. Auch bei Vergrö- ßerungen zwischen 150-fach und 250- fach ist weder eine Kondensation zum 1 Kugelsternhaufen Pal 2 gezeichnet von Walter Kutschera am 14.11.09 um Zentrum hin noch eine Veränderung am 23:50 UT mit 508/2500 Newton, Vergrößerung 357x, Bortle: 3

Gesamtobjekts wahrnehmbar – trotz einer Flächenhelligkeit um 10,5 mag pro Qua- dratbogenminute.

Bei weiteren Beobachtungen am 20-Zoll f/5 Newton mit einer Vergrößerung von 193-fach stellt sich Pal 2 als recht helles ca. 2,5’ großes begrenztes Rund dar, was zur Mitte hin einen deutlich herausgeho- benen kugelförmigen Kernbereich zeigt, aber ohne jedes Anzeichen von Einzel- sternen. Auch bei Beobachtungen um 650-fach ist keine nennenswerte Ände- rung erkennbar. Lediglich nahe des Kern- bereiches ist ein vereinzeltes Aufblitzen von Sternpünktchen wahrnehmbar. Wie weit dieses real ist bleibt jedoch fraglich, zumal die Einzelsterne um 18 mag liegen sollen. Noch ein letzter Versuch in Sachen Einzelsterne: Nachführung an, 2 Kugelsternhaufen Pal 2 aufgenommen von Walter Kutschera am 15.11.09 Watec mit Reducer auf f/2 in den Auszug um 02:45 UT mit 508/1250 Newton und Watec CCD-Kamera mit Reducer auf f/2, des 20-Zöllers. Belichtung 1 x 10 s ohne Dunkelstrom.

VdS-Journal Nr. 35 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen 45

Dann die Offenbarung: Am 40”-Live- auf f/5 noch deutlicher herauslöst. Was PS: Es soll noch angemerkt sein, dass im bildschirm zeigt sich nach zehn Sekun- für ein Bild! Plötzlich klingelt das Handy Planetariumsprogramm “The Sky” Pal den ein weit aufgelöster KH, der wenige und meine Frau fragt, ob ich heute nicht 2 als Galaxie MGC5-12-1 ausgewiesen Bogensekunden vom Zentrum von einer zur Arbeit fahren will. Schon wieder halb wird. Dunkelwolke durchzogen wird, die sich fünf. mit Wegnahme des Reducers – wieder Das Wolf-Lundmark-Melotte-System und der Kugelsternhaufen WLM-1 von Jens Bohle

Kugelsternhaufen stehen in dieser Aus- gabe des VdS-Journals im Mittelpunkt. Sicher nicht ohne Grund, denn bei vielen Amateurbeobachtungen sind die kuge- ligen Sternansammlungen sehr beliebt. Gerade die hellsten Vertreter bescheren doch oft ein besonderes Beobachtungs- erlebnis. Auch der astronomische Laie lässt sich von der Schönheit eines hell funkelnden M 13 oder M 22 im großen Amateurteleskop beeindrucken. In diesem Beitrag möchte ich die Aufmerksam- keit allerdings auf die zunächst weniger beeindruckenden Objekte dieser Gattung lenken: Die extragalaktischen Kugel- sternhaufen. Stellvertretend für diese Objektgruppe stelle ich einen Kugelstern- haufen des WLM-Systems vor.

Die WLM-Galaxie Das Wolf-Lundmark-Melotte-System, kurz WLM, wurde im Jahre 1909 vom deutschen Astronomen Max Wolf auf einer an einem 15-Zentimeter-Astrografen gewonnenen Fotografie entdeckt. Jedoch 1 Die WLM-Galaxie mit dem Kugelsternhaufen WLM-1, der im Bild markiert ist. stand zu diesem Zeitpunkt noch nicht Die Zeichnung gibt den Anblick bei 214-facher Vergrößerung im 20-Zoll-Teleskop fest, dass es sich um eine Galaxie han- wieder. Der Felddurchmesser beträgt ca. 18 Bogenminuten. delt. Unabhängig von Wolf entdeckten Philibert Jacques Melotte und später, 1926, auch Knut Lundmark das nebli- Distanz zwischen diesen beiden Welten- Galaxie zeigt sich deutlich länglich bzw. ge Objekt, welches nun als Galaxie er- inseln beträgt ca. eine Million Lichtjah- elliptisch geformt. Die ungestörte Form kannt wurde. Das zur Lokalen Gruppe re. Das WLM-System misst am Himmel verdankt das WLM-System sicherlich zählende WLM-System, das auch unter etwa 8x12 Bogenminuten, was sich aber der bereits erwähnten relativ isolierten DDO 221 oder UGCA 444 geführt wird, nur auf die fotografisch erfassbare Grö- Lage ohne „störende“ Einflüsse anderer ist eine Zwerggalaxie in ca. drei Millio- ße bezieht und die im Halo befindlichen Galaxien. Bei Zwerggalaxien bewirken nen Lichtjahren Entfernung im Sternbild schwachen Sterne einschließt. Dem vi- die oft sehr viel massereicheren Galaxien Walfisch. Die Galaxie, deren älteste Ster- suellen Beobachter am Teleskop wird der Nachbarschaft eine Deformation oder ne ca. 13 Millia rden Jahre alt sind, gilt die Galaxie weit weniger ausgedehnt er- völlige „Zerpflückung“ der deutlich mas- als metallarm und ist räumlich gesehen scheinen. Nach meinen Beobachtungen seärmeren Zwerggalaxien, von denen im recht isoliert. Ihre nächste Nachbarin ist sind es etwa 2,5 bis 3 Bogenminuten in Extremfall nur noch sogenannte „Star- die ebenfalls zur Lokalen Gruppe gehö- der kleinen und ca. 6 Bogenminuten in der trails“ übrig bleiben. Zur visuellen Beob- rende Galaxie IC 1613, die im gleichen großen Achse - also deutlich kleiner. Aber achtung der Galaxie ist, wie bei vielen Sternbild zu finden ist. Die tatsächliche egal ob fotografisch oder visuell: Die Galaxien niedriger Flächenhelligkeit, ein

VdS-Journal Nr. 35 46 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen

dunkler Himmelshintergrund wichtiger chungen am Mount Wilson und Mount Falls ich nun den Wunsch nach mehr als eine große Fernohröffnung! Mit ca. Palomar-Observatorium von Humason, exotischen Sternhaufen geweckt haben 24 mag pro Quadratbogensekunde ist das Mayall und Sandage im Jahr 1956, wo sollte, möchte ich kurz auf eine Liste WLM-System z. B. deutlich lichtschwä- sich bei Radialgeschwindigkeitsmessun- hinweisen, welche ich vor einiger Zeit cher als die bekannte M 31-Begleitga- gen herausstellte, dass dieses Objekt in zusammengestellt habe. Die Liste extra- laxie NGC 205, welche mit ca. 22 mag der Nähe der Galaxie mit ihr assoziiert ist galaktischer Einzelobjekte, kurz LEEO, pro Quadratbogensekunde in [1] gelistet [2]. Gut 20 Jahre später, 1977, photomet- ist auf meiner Webseite zu ﬁnden. Die ist. Hat man das WLM-System erst ein- rierten Paula und Harold Ables an einem Liste beinhaltet verschiedenste Objekt- mal gefunden, könnte man sich schon 1-Meter-Teleskop in Arizona das WLM- typen wie Sternhaufen, Einzelsterne und entspannt zurücklehnen und diese Sich- System und bemerkten ebenfalls, dass Gasnebel, die in diversen Galaxien auf tung als nicht ganz alltäglichen Erfolg dieses leicht diffuse Objekt die gleiche ihre amateurastronomische Beobachtung amateurastronomischer Beobachtung Radialgeschwindigkeit wie die Galaxie warten [6]. verbuchen. Doch wie bei vielen ande- oder die der eingebetteten Emissionsge- ren Zwerggalaxien lohnt sich auch hier biete aufweist. Spätere Untersuchungen gerade für Besitzer größerer Teleskope in den 1980er Jahren bestätigten die Literaturhinweise: (ab etwa 14 Zoll Öffnung) ein genauerer Natur des WLM-1 als Kugelsternhaufen. [1] HyperLeda, http://leda.univ-lyon1.fr/

Blick und etwas Recherche im Vorfeld... Mit einer absoluten Helligkeit MV von [2] Humason, M. L., Mayall, N. U., & –8,8 mag liegt WLM-1 deutlich über dem Sandage, A. R.: Redshifts and mag- Der Kugelsternhaufen WLM-1 Durchschnitt der Kugelsternhaufen, der nitudes of extragalactic nebulae. im

Wie bereits eingangs erwähnt, können etwa bei MV von -7,1 mag liegt. Er ist Astron. J., 61, 97-162 (1956) die extragalaktischen Kugelsternhaufen somit vergleichbar mit dem bereits mehr- [3] Stephens, Andrew W. , Catelan, mit Ihresgleichen in unserer Heimat- fach zitierten M 13, der etwa eine zehntel Márcio, Contreras, Roxana P.: galaxie bezogen auf ihr spektakuläres Magnitude schwächer ist. Auch scheinen WLM-1: A Non-Rotating, Gra- Aussehen im Teleskop nicht mithalten. die beiden Haufen „Altersgenossen“ zu vitationally Unperturbed, Highly Bis auf ganz wenige Kugelsternhaufen sein: Etwa 13 Milliarden Jahre haben sie Elliptical Extragalactic Globular der Andromedagalaxie erscheinen die beide bereits auf dem Buckel. WLM-1 Cluster, http://arxiv.org/abs/astro- extragalaktischen Sternhaufen auf Ama- besitzt eine hohe Elliptizität. Der Begriff ph/0511502 teurfotografien oder beim Blick durch „Ellipsoidsternhaufen“ wäre schon fast [4] http://astronomy-mall.com/Adven- das Okular als punktförmige, stellare Ob- angebrachter. Tatsächlich sind nur etwa tures.In.Deep.Space/gcextra.htm jekte. Kein Wunder, sind sie doch mehr zehn Haufen in unserer Galaxie bekannt, [5] http://www.deepsky-visuell.de/ als hundert Mal so weit entfernt wie z. deren Form noch stärker von der Kugel- Zeichnungen/WLM.htm B. der berühmte Kugelsternhaufen M 13 form abweicht. Der Grund dafür ist nach [6] http://www.jens-bohle.de/LEEO.htm im Sternbild Herkules. So liegt der Reiz wie vor unklar. Nach [3] ist weder die [7] Bohle, J.: Extragalaktische Kugel- der Beobachtung eher auf dem „Mach- Wechselwirkung mit der WLM-Galaxie sternhaufen; VdS Journal Sommer baren“ als auf dem ästhetischen Anblick. oder die Rotation des Haufens dafür ver- 2000 Nur wenige Kugelhaufen benachbarter antwortlich. Galaxien sind in gängigen Sternkarten verzeichnet. Meist handelt es sich um die Die visuelle Beobachtung des Kugel- hellsten Kugelhaufen der Andromeda- sternhaufens WLM-1 ist sicherlich nur mit galaxie oder der Großen Magellanschen Fernrohröffnungen ab etwa 14 bis 16 Zoll Wolke, die in den Sternkarten auftau- möglich. Die Deklination von –15° und die chen. Will man einen Blick jenseits M 31 damit verbundene Problematik der Extink- richten und dort nach Kugelsternhaufen tion und der horizontnahenden Luftunruhe suchen, bedarf es der Art Literatur, wel- machen das Objekt zu einer harten Nuss. che auch die Profiastronomen für Ihre Mir sind aus meinem direkten „astrono- Arbeit nutzen. Hier beginnt ein mitun- mischen Umfeld“ außer meiner eigenen ter langer Weg der Recherche, der dann Sichtung zwei weitere Beobachtungen mit hoffentlich vom Beobachtungserfolg ge- einem 20-Zoll-Teleskop bekannt (Frank krönt wird. Richardsen und Rich Jakiel [4]). Eine weitere Beobachtung stammt von Uwe Glahn, Doch zurück zu WLM-1, einem eher der sich dem Objekt mit einem 16-Zoll- unbekannten Mitglied der extragalakti- Teleskop [5] näherte und ihn zum selben schen Haufenfamilie. Völlig isoliert, wie Zeitpunkt wie ich (September 2007) an ei- das WLM-System selbst, ist der Kugel- nem Standort in den österreichischen Al- haufen WLM-1 etwa zwei Bogenminu- pen beobachten konnte. Abbildung 1 gibt ten westlich der Galaxie als einer von den Anblick bei 214-facher Vergrößerung insgesamt nur zwei Kugelsternhaufen an einem 20-Zoll-Teleskop wieder. Visu- dieser Galaxie zu finden. Erste Hinweise elle Grenzgröße mit dem bloßen Auge lag auf dessen Existenz gaben die Untersu- bei 7,0 mag.

VdS-Journal Nr. 35 © 2009 Meade Instruments Europe GmbH & Co. KG. Keine Reproduktion ohne Genehmigung. Alle Rechte sowie Änderungen und Irrtümer vorbehalten. ® Der Name „Bresser“ und das Bresser-Logo sind eingetragene Warenzeichen der Meade Instruments Europe GmbH & Co KG, Rhede, Deutschland. Der Name „Meade“ und das Meade 4M-Logo sind eingetragene Warenzeichen der Meade Instruments Corporation, Irvine, USA. *Ungef. Gesamtgewicht bestehend ausStativ, Montierungund OptikmitTubus. beraten –Tel. 028 72-8074-300 Lassen Siesich durchunsereSpezialisten unverbindlich www.bresser.de inkl. LED-Sucher großflächige Nebel, Spezialist für Ultrakompakter 114/500 EQ-Sky Refl ektor Pluto einfache Bedienung Montierung –besonders Neuartige äquatoriale Refraktor 70/700NG Junior Mechanik gepaart mitsolider Hochwertige Optik Refraktor 70/700EQ-Sky Jupiter Sucher 8x50,Fadenkreuzbeleuchtet inkl. LED-Sucher intelligenter Feinjustierung, „Modern Style“mit Refraktor 60/700AZ RB-60 Power fürdenBlickinsAlloder lntnboahugn inkl. Planeten beobachtungen, Mond, Planetenundmehr… gerteleskopen: Optimalfür Ein KlassikerunterdenEinstei- 114/900 EQ-Sky Refl ektor Galaxia Reflektor 150/1200MON-2 Astronomie fürjedermann inkl. LED-Sucher komplett ausgestattet, Optimal fürEinsteiger– 70/900 EQ-Sky Refraktor Lyra Messier N-150 Reflektor 203/1000MON-2 Allrounder fürDeep-Sky- Fadenkreuz beleuchtet kg 22 * inkl. Sucher8x50, Beobachtungen, Messier N-203 kg 18 * kg 16 * kg 14 www.bresser.de ·[email protected] Gutenbergstr. 2·DE-46414Rhede GmbH &Co.KG Meade InstrumentsEurope * Himmelsbeobachtung ambitionierte Erd-und Genügend Powerfür 90/900 MON-1 Refraktor Messier R-90 Einsteiger für deninteressierten Die „Lichtsammelbüchse“ 130/1000 MON-1 Refl ektor Messier N-130 beleuchtet Fadenkreuz inkl. Sucher8x50, besonders stabil, leistung – Licht sammel- Refraktor mitviel 102/1000 MON-2 Refraktor Messier R-102 kg 31 * 48 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen

Dem „intergalaktischen Wanderer“ auf der Spur von Peter Riepe, Daniel Spitzer und Harald Tomsik

1 Der Vergleich zwischen M 13 (links) und NGC 2419 (rechts) verdeutlicht die immense Entfernung des „intergalaktischen Wanderers“. Und in Wirklichkeit ist NGC 2419 sogar noch 3,5-mal so groß wie M 13. Beide Auf- nahmen zeigen ein Bildfeld von 12,9´ Kantenlänge (POSS).

Etwa sieben Grad nördlich von Castor liegt der auf den ersten Blick wenig attrak- tive Kugel stern haufen (KH) NGC 2419. Obwohl er sich im eher unscheinbaren Sternbild Luchs befindet, ist er recht einfach aufzufinden. Den Starhopp beginnt man am besten beim hellen Stern Castor- Geminorum. Etwa drei Grad nördlich von diesem befinden sich zwei Sterne von etwa 5. Größe in einem Abstand von ca. 30 Bogenminuten mit der Verbindungs- achse zueinander in Nord-Süd-Richtung. Erneut drei Grad nördlich davon befindet sich wieder ein Stern 5. Größe. Nun ist es fast geschafft! Man sucht von jetzt an besser direkt mit dem Blick ins Okular weiter. Schwenkt man ca. 30 Bogenmi- nuten nach Westen, sollte sich ein Stern der 7. Magnitude im Gesichtsfeld befinden. Nach einem weiteren Schwenk von grob 45 Bogenminuten nach Norden erkennt man zwei Sterne im Gesichtsfeld, der eine von etwa 7., der andere (westlichere) von etwa 8. Größe. Der KH NGC 2914 befindet sich in unmittelbarer Nähe zum helleren der beiden.

2 NGC 2419, fotografiert im Primärfokus (f = 4400 mm) des Meller Newtonreflektors am 13.12.2001 als Komposit aus zwei Einzelaufnahmen von 45 und 30 Minuten Belichtungszeit. Aufnahmematerial war unbehandelter Kodak Ektar 100 mit einer besonders hohen spektralen Empfindlichkeit im Blaubereich. Bildautoren: H. Tomsik/P. Riepe, Astronomische Gesellschaft Bochum/Melle.

VdS-Journal Nr. 35 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen 49

NGC 2419 wurde im Jahre 1788 von Wil- sterne erkennbar? Eine einfache Abschät- liam Herschel entdeckt. Seine äquatoria- zung aus der Astro-Praxis verdeutlicht len Koordinaten (2000.0) sind • = 07 h 38 den Sachverhalt. Michael Fritz berich- min 08,5 s, • = +38° 52´ 55“ [1]. Bei einer tete, dass er im 6-Zöller die hellsten scheinbaren visuellen Helligkeit von 10,4 Roten Riesen des 48.000 Lichtjahre ent- mag ist er bei indirekter Sichtweise schon fernten KH NGC 6934 mit einer schein- mit kleineren Teleskopen ab 70 Millime- baren visuellen Helligkeit von 14 mag ter Öffnung als kleines, diffuses Scheib- wahrnimmt [7]. In 275.000 Lichtjahren chen von etwa 3´ Größe erkennbar. Zwar Entfernung hätten diese Sterne eine sind KH wie M 13 oder M 15 bereits mit (275/48)2 = 33-mal geringere Intensität, Teleskopen von 200 mm Öffnung bis in was einem Größenklassenunterschied den Zentralbereich stellar auflösbar, aber von 3,8 mag entspricht und eine schein- im Falle von NGC 2419 bleibt die visuelle bare visuelle Helligkeit von 17,8 mag 3 Wahrnehmung von Einzelsternen erfolg- ergäbe. In einem neueren Bericht über Aufnahme von NGC 2419, am los – sogar mit größeren Instrumenten. seine visuellen Beobachtungen bestätigt 10.12.2004 mit OES LcCCD 11N bei f Allein das lässt schon auf eine enorme Michael Fritz, dass mit einem Refraktor = 5000 mm und mäßiger Bildqualität Entfernung schließen. von 130 mm Öffnung in NGC 2419 kein (FWHM = 2,4“) 44 Minuten belichtet. Einzel-stern erkennbar war. Auch mit Wegen des winzigen Chips (KAF 400) Heute sind die Geheimnisse um NGC einem 400-mm-Teleskop war kein ein- ist das Bild höher vergrößert. Bildau- 2419 zum Großteil gelüftet. Der KH ist deutiger Beobachtungserfolg beschieden toren wie bei Abb. 2. Die Sterne I-143 von der Milchstraße, an die er gravitativ [8]. Übliche Amateur-Teleskope reichen und 7 haben nach [10] V-Helligkeiten gebunden ist, sehr weit entfernt. In älte- also zur visuellen Sichtung von Einzel- von 18,39 bzw. 19,00 mag. rer Literatur für Amateur-Beobachter [2] sternen im „intergalaktischen Wande- findet man eine heliozentrische Distanz rer“ definitiv nicht aus. Selbst mit dem mit diesem großen Teleskop konnte er in von 180.000 Lichtjahren, was jedoch Meller-Newton von 1,12 Meter Öffnung NGC 2419 keine Auflösung in Einzelster- entschieden zu gering ist. Die Daten- ließ sich kein Nachweis erbringen. Dies ne erzielen [2]. Dennoch stufte Lord Ros- bank von W.E. Harris nennt 84,2 kpc = ist kein Wunder, denn die Schwierigkeit se das Objekt wegen des charakteristi- 275.000 Lj [3]. Mit Hilfe des 4-Meter- ist nicht etwa der visuelle Nachweis von schen Aussehens sogleich als KH ein. Der Spiegels des Kitt Peak Observatory wurde 17,8 mag, sondern ob sich Sterne dieser fotografische Nachweis gelang erst 1922 eine etwas größere Entfernung ermittelt. geringen Magnitude vor der aufgehellten mit dem 42-Zöller des Lowell Observato- Die CCD-Fotometrie in B und V, die sich Fläche von NGC 2914 mit 19,8 mag pro riums. R. Racine und W.E. Harris berich- auf Sterne bis zu 24,5 mag stützte, führte Quadratbogensekunde überhaupt genü- teten kurz über visuelle Beobachtungen zu einem sehr tiefen Farbenhelligkeits- gend abheben. 1861 gab Lord Rosse eine von NGC 2419 am 200-Zöller des Pa- diagramm (FHD). Hieraus ließ sich nicht Liste verschiedener Objekte heraus, die lomar Observatory [9]. „Im Primärfokus nur erkennen, dass NGC 2419 eine große er mit seinem 72-zölligen „Leviathan“ konnten bei gutem Seeing die hellsten Ähnlichkeit zu M 15 aufweist und sehr auf Birr Castle beobachtet hatte. Selbst Haufensterne gerade aufgelöst werden.“ metallarm ist. Es ließ sich auch ein „be- reinigter“ Entfernungsmodul von m - M = 19,69 mag ableiten [4]. Das ergibt eine Anzeige heliozentrische Entfernung von 283.000 Lichtjahren. Eine gute Unterstützung des Wertes der Harris-Datenbank lieferte eine neue Untersuchung von [5], die auf fotometrischen Messungen bis zur 26. Größenklasse basierte. Anhand von RR-Lyrae-Sternen wurde die Entfernung von NGC 2419 auf 271.000 Lichtjahren festgelegt.

NGC 2419 liegt also sehr weit im Außen- bereich des galaktischen Halos [6] und ist rund 1,7-mal so weit weg wie die Große Magellansche Wolke. Von daher erklärt sich der poetische Beiname „intergalak- tischer Wanderer“. Abb. 1 verdeutlicht, wie winzig NGC 2419 aufgrund seiner enormen Entfernung im Vergleich zum nahegelegenen M 13 wirkt. Warum sind in diesem entfernten KH keine Einzel-

VdS-Journal Nr. 35 50 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen

steht, eine gute Hilfestellung. Allerdings ist die Festlegung der Außengrenze eines KH nicht immer einfach.

Nach Einbau eines Wynne-Korrektors mit 5-Zoll-Okularauzug im Spätsommer 2004 konnte die Abbildungsqualität des Teleskops noch einmal deutlich verbes- sert werden. Eine CCD-Aufnahme mit einer OES LcCCD 11N zeigt den inneren Bereich des KH bis ins Zentrum aufge- löst, allerdings bei mäßigen atmosphä- rischen Bedingungen (Abb. 3). Die mit Hilfe des Programms STARLINK berechnete Halbwertbreite der Sterne (FWHM = full width at half maximum) liegt im Rohbild lediglich bei 2,4“. Daher wurde ein leichter Schärfungsalgorithmus nach Lucy-Richardson angewandt, aber ohne 4 Zeichnung von NGC 2419 im Feld (Daniel Spitzer). dass die typischen dunklen Ringe als Ar- tefakte um die Sterne entstehen.

Die Fotometrie von Einzelsternen in NGC hin einen wahren Durchmesser von 113 Die visuellen Beobachtungen (D.S.) 2419 ergab, dass die 24 hellsten Roten Lichtjahren aufweist. Auch ein Vergleich wurden mit einem 12“-Dobson am Riesen V-Helligkeiten zwischen 17,25 der absoluten Helligkeiten ist interessant. 20.11.2009 durchgeführt. Bei 42-facher

und 17,8 mag haben mit Farbindizes Während M 13 mit Mv = -8,49 mag schon Vergrößerung zeigte sich ein schwaches zwischen B-V = 1,55 und 1,19 mag [10]. überdurchschnittlich hell ist, kommt NGC Leuchten. Die zwei hellen Sterne stören

2419 mit Mv = -9,57 mag auf eine 2,7- die Beobachtung, wie schon bei der Vor- Untersuchungen mit Hilfe des Hubble mal größere Leuchtkraft und muss von bereitung vermutet. Die Vergrößerung Space Telescope (HST) führten zu einem daher mehr stellare Masse besitzen als wurde auf 79-fach erhöht (Abb. 4). Der wesentlich „tieferen“ FHD. In ihm wurden M 13 mit seinen 500.000 Sonnenmassen. Himmelshintergrund ist deutlich dunk-

Sterne bis zu MV = 27,8 mag berücksich- In neueren Spektraluntersuchungen von ler geworden. Zudem hilft das kleinere tigt, auch unentwickelte Hauptreihen- 40 Roten Riesen wurde auf 900.000 Son- Gesichtsfeld, den Stern aus dem interes- sterne waren dabei [11]. Dies ist insofern nenmassen geschlossen [10]. Nur wenige santen Areal zu verbannen. Es zeigt sich wichtig, als der Abknickpunkt des Rie- andere KH wie der bekannte Omega Cen- nun ein ca. fünf Bogenminuten durch-

senastes von der Hauptreihe ein Hinweis tauri mit Mv = -10,27 mag oder M 54 mit messender kleiner, aber perfekt runder auf den Entwicklungsstand ist und da- -10,01 mag sind noch leuchtkräftiger als Nebel. Die exakte Kreisﬂäche mag zwar mit einen Rückschluss auf das Alter des NGC 2419. Kürzlich wurde die Theorie eine Eigenschaft eines KH sein, die man Haufens zulässt. Für NGC 2419 konnte aufgestellt, der intergalaktische Wande- stillschweigend voraussetzt, aber bei M 13 – ähnlich wie für M 92 im Herkules – rer könnte – wie auch Omega Centauri und weiteren Vertretern sieht man so ein Alter von etwa 14 Milliarden Jahren – der entblößte Kern einer ehemaligen viele Einzelsterne und Sternketten, dass geschätzt werden. Eine Bestätigung er- sphäroiden Zwerggalaxie sein [13]. die Symmetrie dadurch eher gestört wird. folgte durch weitere Messungen mit dem Einzelsterne sind hier nicht sichtbar – HST [12]. Das FHD von NGC 2419 und Abbildung 2 zeigt ein älteres Foto von siehe oben. das des zehnmal näheren M 92 waren NGC 2419, aufgenommen mit dem Mel- fast nicht zu unterscheiden. Eine so gro- ler 1,12-m-Teleskop auf konventionellem Etwa drei Wochen später, es war mitt- ße Ähnlichkeit lässt vermuten, dass viele Film. Der Sternhaufen ist sehr konzent- lerweile Dezember geworden: Die Nacht KH im Halo unserer Milchstraße etwa zur riert und wird deshalb der Klasse 2 zu- war sehr gut mit 6,0 mag visueller Grenz- gleichen Zeit entstanden. geordnet. Das Negativ zeigt zahlreiche größe. Bei der ersten Beobachtung war es bläuliche Sterne, was auf die Farbemp- weniger auffällig, an diesem Abend aber NGC 2419 ist ein Riese. Eintippen in den ﬁndlichkeit des Films zurückzuführen umso mehr: NGC 2419 zeigt kaum eine Taschenrechner ergibt für 5´ Ausdeh- ist. Dies steht mit dem integralen Spek- merkliche Helligkeitszunahme zum Zen- nung und 275.000 Lichtjahre Entfernung traltyp F5 nicht ganz im Einklang, weil trum – soviel Struktur ist ihm dann doch einen wahren Durchmesser von 400 gelbliche und rötliche Sterne fehlen. Von zu entlocken. Dieses lässt auf eine recht Lichtjahren. Damit ist er dreieinhalb mal der Abbildungsgröße her schätzen wir schwache Konzentration zum Zentrum so groß wie M 13, unser Prachtexemp- einen scheinbaren Haufendurchmesser hin deuten, steht aber im Widerspruch lar am Nordhimmel, der uns mit 23.500 von knapp 5´ ab. Dabei leistet der 7,2 zur Konzentrationsklasse 2, die im Sky Lichtjahren recht nahe steht und bei mag helle bläulich-weiße A5-Stern SAO Catalogue 2000 angegeben wird [14]. 16,6´ scheinbarem Durchmesser immer- 60232, der 245“ westlich von NGC 2419 Noch höhere Vergrößerungen als beim

VdS-Journal Nr. 35 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen 51

ersten Versuch erbrachten keinen wirk- ApJ 667, L61-L64 (9/2007) [12] Hesser J.E., Stetson P.B., McClure lichen Gewinn: Haufensterne kann man [6] Johnson J. et al.: Comparisons of R.D.: Hubble Space Telescope obser- dann doch nicht mehr herauskitzeln. the color-magnitude diagrams of vations of NGC 2419: constraints M92, M3, M13, M5, Pal 4 and on the formation of the Milky Way; NGC 2419; Bull. American Astron. J. R. Astron. Soc. Can. 92Q, 29 Soc. 28T, 821 (1996) (1998) Literaturhinweise: [7] Fritz M.: Der Kugelsternhaufen [13] van den Bergh S., Mackey A.D.: [1] Shawl S.J., White R.E.: Accurate NGC 6934; SuW 40, 774 (9/2001) Globular clusters and the formation optical positions for the centers of [8] Fritz M.: Der Kugelsternhaufen of the outer Galactic halo; MNRAS galactic globular clusters; AJ 91, NGC 2419 im Sternbild Luchs; SuW 354, 713 (11/2004) 312, (Febr. 1986) 49, 76 (1/2010) [14] Hirshfeld A., Sinnott R.W.: Sky Ca- [2] Burnham R. jr.: Burnham‘s Celesti- [9] Racine R., Harris W.E.; ApJ 196, talogue 2000.0, Volume 2: Double al Handbook, Bd. 2, S. 1128; Dover 413 (1975) Stars, Variable Stars and Nonstellar Publications, Inc., New York 1978 [10] Baumgardt H. et al.: The velocity Objects; Sky Publishing Corp. & [3] http://www.physics.mcmaster.ca/ dispersion and mass-to-light ratio Cambridge University Press 1982 Globular.html of the remote halo globular cluster [4] Christian C.A., Heasley J.N.: CCD NGC2419; MNRAS 396, 2051- photometry of NGC 2419; AJ 95, 2060 (7/2009) 1422 (1988) [11] Harris W.E. et al.: NGC 2419, [5] Ripepi V. et al.: On the remote M92, and the age gradient in the galactic globular cluster NGC 2419; galactic halo; AJ 114, 1030 (1997) Die Terzan-Kugelsternhaufen von Peter Riepe

Die Terzan-Kugelsternhaufen (KH) sind schon lange bekannt, finden aber bei 1 Der KH den Amateuren kaum Beachtung. Der Terzan 7 gehört französische Astronom A. Terzan ent- zur Sagittarius- deckte sie in den Jahren 1966 bis 1971 Zwerggalaxie fotografisch [1, 2, 3, 4]. Er hatte sich (POSS-Aufnah- das Ziel gesetzt, den galaktischen Bul- me). ge nach KH zu durchsuchen – und das von Südeuropa aus! Terzan nutzte den 1,93-m-Newton (f/5) des südfranzösi- schen Observatoire de Haute Provence. Um die Auswirkungen des Dunstes in Horizontnähe zu verringern, setzte er rotempfindliche Kodakplatten 103a-E sowie infrarotempfindliche Platten des Typs I-N jeweils mit passender Filterung ein (Abb. 1 - 3). Tabelle 1 zeigt die Liste aller heute bekannten 12 Terzan-KH mit original 1950er Koordinaten sowie hin- zugefügt denen von 2000. Die „Terzans“ liegen durchweg im Gebiet Skorpion, Schlangenträger und Schütze. Den Be- richt über die Entdeckung seiner letzten vier KH schloss Terzan übrigens mit der Nehmen wir uns jetzt zwei Haufen nä- ße „einverleibt“. Schon früh zeigte sich, Feststellung ab, dass Nr. 3 und Nr. 8 wo- her vor, Terzan 7 und Terzan 8. Sie ge- dass Terzan 7 einen hohen Metallgehalt möglich doch offene Sternhaufen sein hören mit M 54 und Arp 2 zusammen besitzt. Das weist auf ein geringes Alter könnten. Ferner merkt er an, dass H.S. der Zwerggalaxie Sagittarius Dwarf (Sgr hin. In der Tat ist Terzan 7 etwa vier Mil- Hogg und S. van den Bergh Zweifel an dSph) an. Palomar 12 stammt eindeutig liarden Jahre jünger als ein typischer ga- der KH-Natur von Terzan 10 bekundet ebenfalls dort her [5], wurde inzwischen laktischer KH [6]. Ähnliches gilt für den hätten. aber bereits dem Halo der Milchstra- fünf Grad nordöstlicher gelegenen Arp 2.

VdS-Journal Nr. 35 52 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen

3 2 Terzan 8 ist lockerer aufgebaut und auch ausgedehn- Sehr kompakt ist Terzan 9. Er liegt ca. 2,5° südlich ter als Terzan 7 (POSS-Aufnahme). des Lagunen-Nebels M 8 (POSS-Aufnahme).

Dies ist ein Hinweis darauf, dass einige 4 KH gar nicht von Beginn an in Sgr dSph Farbenhellig- vorhanden waren, sondern erst entstan- keitsdiagramm des den, als die Zwerggalaxie mit der Milch- KH Terzan 7 (aus [8], straße in die Phase starker Wechselwir- graﬁsch überarbei- kung eintrat [7]. tet).

Die nachfolgenden Daten sind der Har- ris-Liste entnommen (siehe Beitrag „Eine Datenbank zu Kugelsternhaufen“). Ter- zan 7 ist etwa 75.000 Lichtjahre entfernt. Seine scheinbare visuelle Helligkeit be- trägt 12 mag, die Absoluthelligkeit nur -5,05 mag. Der Haufen ist also nicht leuchtkräftig. Die zentrale Flächenhellig- keit erreicht 20,6 mag pro Quadratbogen- sekunde, so dass Terzan 7 visuell doch wahrnehmbar sein sollte, zumindest mit größeren Geräten. Für den scheinbaren visuellen Durchmesser sind in der Litera- tur keine Werte zu ﬁnden, so wie es der Amateur gewohnt ist. Daher habe ich in Abb. 1 die Haufenausdehnung vermessen formationen für Astrofotografen: Es gibt teressant: Im FHD von Terzan 7 hat sich und komme auf 3,9´. Dies bedeutet einen 16 hellere Riesensterne, sie bilden einen noch nicht der typische weiße bis blaue echten Durchmesser von 85 Lichtjahren spärlich besetzten, aber unverkennbaren Horizontalast ausgebildet, den man vom (Vergleich: M 13 - 120 Lichtjahre). Roten Riesenast und liegen in ihrer V- FHD der typischen alten KH her kennt. Helligkeit zwischen 15,1 und 17,8 mag. Der Horizontalast ist lediglich in seinem Bereits 1990 fotometrierten drei Italie- Zwischen 18 und 20,5 mag ﬁnden sich „Baby-Stadium“ als Klumpen vorhan- ner um Roberto Buonanno Terzan 7 am viele gelbe bis weißgelbe Unterriesen. Ab den, der am unteren Roten Riesenast 3,5-m-NTT der ESO, bei bestem Seeing 21 mag treten dann nach dem Haupt- nach links ansetzt. Diese „Klumpenster- von 0,5“ [8]. Sie waren die ersten, die ein reihenabknick sehr viele unentwickelte ne“ von etwa 17,7 mag sind gelb (B-V Farbenhelligkeitsdiagramm (FHD, Abb. 4) Hauptreihensterne hervor. Hier dürfte = 0,87 mag). Anmerkung: Sie bilden na- von Terzan 7 erzeugten. Es ist typisch für für Amateure in etwa auch die Grenze türlich keinen echten Klumpen im Kugel- einen KH und liefert einige nützliche In- des heute Erreichbaren liegen. Sehr in- sternhaufen, sondern liegen nur im FHD

VdS-Journal Nr. 35 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen 53

in ihren Eigenschaften dicht beisammen. Es gibt aber auch blaue Sterne in Ter- zan 7 – zahlreiche „Blue Stragglers“ (BS). Diese „blauen Nachzügler“ sind sehr spät entstanden, womöglich aus verschmol- zenen Doppelsternen, nachdem sich die ersten Hauptreihensterne schon zu Roten Riesen entwickelt hatten. Die BS in Ter- zan 7 besitzen V-Helligkeiten zwischen 17,6 und 20,5 mag. Im FHD der Abb. 4 liegen sie vom Hauptreihenabknick nach links oben auf der ehemaligen Hauptrei- he. Wer unter den Astrofotografen länge- re Belichtungen gewöhnt ist, sollte auch diese blauen Sterne farbig nachweisen können. Tabelle 1: Liste der Terzan-Haufen aus [4] mit Koordinaten 1950 (links). In der letzten Spalte steht der scheinbare Durchmesser in Bogensekunden. Im rechten Tabel- Terzan 8 ist 85.000 Lichtjahre entfernt. lenteil sind die Koordinaten 2000 aufgeführt. Terzan 11 ist identisch mit Terzan 5. Aus der Abb. 2 lässt sich eine Größe von 4,4´ bestimmen, was ca. 110 Lichtjahren entspricht. Mit V = 12,4 mag und einer telten Positionsangaben behaftet waren. globular cluster; Mem. Soc. Astron. Absoluthelligkeit von ebenfalls -5,05 Terzan 5 und 11 sind identisch, das be- Ital. 64, 597-599 (1993) mag ist Terzan 8 etwas lichtschwächer, sagt die in diesem Heft immer wieder zi- [9] Montegriffo P. et al.: The globular zudem sinkt die zentrale Flächenhellig- tierte Kugelsternhaufenliste von Harris. cluster system of the Sagittarius keit wegen der größeren Fläche auf 22,8 dwarf spheroidal galaxy: the age of mag pro Quadratbogensekunde. Terzan Terzan 8; MNRAS 294, 315-326 8 ist visuell also ein Grenzobjekt. Den- Literaturhinweise: (1998) noch können die hellsten Roten Riesen [1] Terzan A.: Un nouvel amas globu- beobachtet werden, denn sie kommen laire dans la region du centre de la laut FHD auf etwa V = 15 mag. Das ist Voie lactee; C.R. Acad. Sci. Ser. B, Inserentenverzeichnis aber dennoch nicht einfach, weil im um- 263, 221-222 (1966) gebenden Feld auch zahlreiche helle Vor- [2] Terzan A.: Un nouvel amas globu- APM Telescopes, Rehlingen 5 dergrundsterne von 13, 14 und 15 mag laire dans la region centrale de la vorkommen. Fotograﬁsch ist Terzan 8 Galaxie; C.R. Acad. Sci. Ser. B, astronomie.de, Neunkirchen 73 dagegen problemlos. Man sollte jedoch 265, 734-736 (1967) Astrocom, Martinsried 19 lange belichten, dann wird der KH richtig [3] Terzan A.: Six nouveaux amas stel- schön rund. Das FHD wurde bereits 1998 laires (Terzan 3-8) dans la region Astro-Shop, Hamburg U2 von P. Montegriffo et al. publiziert [9]. du centre de la Voie lactee et les Die Gruppe fotometrierte Terzan 8 bereits constellations du Scorpion et du Astroshop.de nimax GmbH, 41 im Sommer 1996 in den Bereichen V und Sagittaire; C.R. Acad. Sci. Ser. B, Landsberg I. Dazu arbeiteten sie am 3,5-m-NTT der 267, 1245-1248 (1968) Baader Planetarium, U4 ESO auf La Silla mit der Kamera EMMI, [4] Terzan A.: Quatre nouveaux amas Mammendorf die mit dem Tektronix-Chip von 2048 x stellaires dans la direction de la 2048 Pixeln ein Feld von 9´ x 9´ brach- region centrale de la Galaxie; A&A Euro EMC GmbH, Postau 93 te. Typische V-Belichtungen lagen bei 40 12, 477-481 (1971) Intercon Spacetec GmbH, U3 Minuten. Laut FHD gibt es auch zahlrei- [5] Cohen J.G.: Palomar 12 as a part of Augsburg che blaue Horizontalaststerne zwischen the Sagittarius stream: the evidence 18 und 19 mag. Terzan 8 stellte sich als from abundance ratios; AJ 127, Koring, Marocco 49 ein metallarmer, alter KH heraus, so alt 1545-1554 (3/2004) wie die typischen galaktischen KH. [6] Buonanno R. et al.: Two young Kosmos Verlag, Stuttgart 63 galactic globular clusters: Terzan 7 Meade Instruments Europe, 47 Offensichtlich ist A. Terzan bei der „Ent- and Arp 2; ApJ 430, L121-L124 Rhede deckung“ von Terzan 11 ein Fehler unter- (7/1994) laufen. Dieser Haufen liegt (siehe Tab. 1) [7] Sbordone L. et al.: Family ties: Ab- Gerd Neumann jr. 11 nur 5,4´ östlich und 38´´ südlich von Ter- undances in Terzan 7, a Sgr dSph Optische Geräte Wolfgang Lille, 17 zan 5. Ein solcher doppelter KH wäre auf globular cluster; A&A 437, 905- Heinbockel den Aufnahmen klar zu sehen gewesen. 910 (07/2005) Hier wird aber erkennbar, mit welchen [8] Buonanno R., Fusi Pecci F., Pulone Spektrum der Wissenschaft Ver- 21 Fehlern die damals fotograﬁsch ermit- L.: Terzan 7 : a new young galactic lagsgesellschaft mbH, Heidelberg 43

VdS-Journal Nr. 35 54 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen

Klein, rund und plump! von Evelyn Petkow

Von wegen alt! Unter den „Senioren“ entstanden an einem Schmidt-Casse- gens auch für das Beobachten mit klei- beﬁnden sich echte Charakterköpfe. Die grain-Teleskop in Namibia (12“, f/10) und nerer Optik. Viele meiner hier vorgestell- markanten Gesichtszüge sind schon mit meinem Reisedobson (8“, f/4). Man sollte ten Kugelsternhaufen sind am südlichen moderater Teleskopöffnung und Vergrö- sich nicht scheuen, bei der Vergrößerung Sternenhimmel beheimatet. ßerung zu erkennen. Meine Zeichnungen so richtig Gas zu geben. Das gilt übri-

1 Kugelhaufen M 75 (NGC 6864) im Sternbild Sagittari- 2 Kugelhaufen M 2 (NGC 7089) im Sternbild Aqua- us, beobachtet am 2.9.2005 um 23:30 Uhr bei 160x, 8-Zoll- rius, beobachtet am 3.9.2005 um 0:00 Uhr bei 160x, Teleskop mit f/4, Ort: Canadas del Teide, Teneriffa. Beobach- 8-Zoll-Teleskop mit f/4, Ort: Canadas del Teide, Teneriffa. tungsbedingungen: Bortle 4. Beobachtungs bedingungen: Bortle 4-5

3 Kugelhau- M 75, ein Objekt erster Klasse, beﬁndet fen M 54 (NGC sich im Sternbild Schützen. Die unvor- 6715) im Stern- stellbare Masse von 500.000 Sonnen bild Sagittarius, konzentriert sich auf einen Durchmesser beobachtet am von nur 80 Lichtjahren [1]. Da wird es 7.6.2007 um 20:30 im Inneren des Kugelsternhaufens ganz Uhr mit 20-mm- schön eng. Bei seiner erstaunlichen Dis- Okular an einem tanz von 77.840 Lichtjahren [2] bleibt 12-Zoll-Teleskop M 75 mit acht Zoll auch bei höherer Ver- mit f/10. Beob- größerung ein kleiner kompakter unauf- achtungsbedin- gelöster Haufen. Der sehr helle, konzen- gungen: Bortle 2, trierte Kern ist das Markenzeichen von Seeing 3. M 75. (Abb. 1)

M 2 im Wassermann ist ein wunderschö- nes Beispiel der Konzentrationsklasse 2. Er tanzt ein wenig aus der Reihe, denn er liegt nicht auf der galaktischen Ebe- ne. 40.850 Lichtjahre [2] entfernt im Halo unserer Milchstraße gelegen, ver-

VdS-Journal Nr. 35 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen 55

sammeln sich in ihm 150.000 Sterne auf und kompakt wirken. So bleibt seine blick zu einem Augenschmaus besonde- einem Durchmesser von 130 Lichtjahren wahre Schönheit eher verborgen. Der vi- rer Art. Mit einer Helligkeit von 7,2 mag (11,7•) [1]. Sein Zentrum ist sehr hell und suelle Unterschied zu M 2 ist augenfällig. ist dieser Haufen deshalb trotzdem ein konzentriert. Weiche Übergänge zum Der Kugelhaufen ist scharf begrenzt und schönes Objekt für kleinere Teleskope. Rand hin bestimmen sein Erscheinungs- bleibt grieselig. (Abb. 4) Allerdings gelang es mir erst ab 88-fach bild. (Abb. 2) unter besten Bedingungen, Einzelsterne NGC 5286 (Klasse 5) ist mit 8“ ein gleich- zu erspähen. (Abb. 5) M 54 im Schützen belegt Rang 3 in der mäßig 9,1• großer verwaschener Ball. Be- Konzentrationsskala. 84.650 Lichtjahre sonders die Nähe eines 4,6 mag hellen NGC 6304 (Konzentrationsklasse 6) im trennen uns von ihm. Seine Ausdehnung orangefarbenen Sterns macht den An- Ophiuchus ähnelt im Durchmesser (3,8•)

5 4 Kugelhaufen NGC 6229 im Sternbild Hercules, be- Kugelhaufen NGC 5286 im Sternbild Centaurus, beob- obachtet am 12.5.2007 um 02:05 Uhr mit 20-mm-Okular an achtet am 17.6.2006 um 21:35 Uhr bei 88x, 8-Zoll-Teleskop einem 12-Zoll-Teleskop mit f/10. Beobachtungsbedingungen: mit f/4, Ort: Namibia. Beobachtungsbedingungen: Bortle 2-3. Mondlicht, Bortle 3, Seeing 3.

von 12• entspricht in etwa einem Durch- 6 Kugelhaufen messer von immerhin 300 Lichtjahren NGC 6304 im Stern- [2], dem drittgrößten nach Omega Cen- bild Ophiuchus, tauri und NGC 2419. Der Außenbereich beobachtet am des Haufens ist visuell klar von seinem 26.6.2006 um hellen großen Kern getrennt, der selbst 0:00 Uhr bei 115x, mit 12“ Öffnung granuliert bleibt. Am 12-Zoll-Teleskop südöstlichen Rand seines Halos ist ein mit f/10. Ort: schwächerer Stern (12 mag). (Abb. 3) Namibia, Beobach- tungsbedingungen: Einen gänzlich anderen Eindruck hinter- Bortle 3. lässt NGC 6229 (Klasse 4) im Sternbild Herkules. Er besitzt eine Masse von einer halben Million Sonnen [1]. Bei einer Distanz von 100.000 Lichtjahren (nur 13 Kugelsternhaufen sind mehr als 80.000 Lichtjahre vom Zentrum unserer Galaxie entfernt!) kann er bei seiner Größe von nur 3,8• (110 Lj.) im Teleskop auch bei mittlerer Vergrößerung allenfalls klein

VdS-Journal Nr. 35 56 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen

7 Kugelhaufen NGC 5986 im Sternbild Lupus, beobach- 8 Kugelhaufen NGC 4833 im Sternbild Musca, beobachtet am 21.6.2006 um 23:15 Uhr bei 115x, 12-Zoll-Teleskop mit tet am 13.4.2007 um 21:00 Uhr mit 32-mm-Okular an einem f/10. Ort: Namibia, Beobachtungsbedingungen: Bortle 2. 12-Zoll-Teleskop mit f/10. Beobachtungsbedingungen: Bortle 3, Seeing 3, Kommentar: erscheint zur Hälfte abgedimmt.

9 Kugelhaufen NGC 6712 im Sternbild Scutum, beobach- 10 Kugelhaufen NGC 6101 im Sternbild Apus, beobachtet am 14.5.2007 um 1:15 Uhr mit 26-mm-Okular an einem tet am 21.4.2007 um 23:10 Uhr mit 32-mm-Okular an einem 12-Zoll-Teleskop mit f/10. Beobachtungsbedingungen: Bortle 12-Zoll-Teleskop mit f/10. Beobachtungsbedingungen: Bortle 2-3, Seeing 2-3. 2-3, Seeing 3, Kommentar: erscheint großﬂächig, konzentriert.

NGC 6229. Er hat eine Masse von „nur“ erkennen. Auch im Kernbereich ﬂackern Dass dieser Kugelhaufen der Konzentra- 200.000 Sonnen [1] und ist mit 20.000 immer wieder Sternpünktchen auf. Dieser tionsklasse 7 angehört, macht sich durch Lichtjahren wesentlich näher gelegen. Haufen lädt zum Verweilen ein. (Abb. 6) sein gering konzentriertes Zentrum be- Dieses „Stecknadelkissen“ besticht durch merkbar. Er ist in einem wunderschönen seine Luftigkeit. Mit 12 Zoll sind nicht Tief im Süden, im Sternbild Wolf, ist der Sternenfeld eingebettet. Bei 115-fach nur im Randbereich erste Einzelsterne zu 9,8• großer Haufen NGC 5986 gelegen. kann man den Randbereich relativ leicht

VdS-Journal Nr. 35 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen 57

11 Kugelhaufen NGC 6553 im Sternbild Sagittarius, be- 12 Kugelhaufen NGC 5466 im Sternbild Bootes, beobach- obachtet am 22.5.2007 um 23:25 Uhr mit 26-mm-Okular an tet am 7.5.2008 um 23:28 Uhr mit 13-mm-Okular an einem einem 12-Zoll-Teleskop mit f/10. Beobachtungsbedingungen: 8-Zoll-Teleskop mit f/4, Ort: Riederau. Beobachtungsbedin- Bortle 3, Seeing 5. gungen: Bortle 3-4, Seeing 2-3.

anlösen, ein 12 mag heller „Schönheits- ders reizvoll. Er scheint wie eine Feder im gelmäßigen Bahn eine Milliarde Jahre fleck“ sticht als Stern am südöstlichen Raum zu schweben. (Abb. 9) [1]. Bei seiner stattlichen Entfernung von Randbereich ins Auge. (Abb. 7) 55.000 Lichtjahren bringt er es immerhin Im Paradiesvogel liegt das Prachtstück noch auf einen Durchmesser von 9.2• . NGC 4833 bietet dem Betrachter einen NGC 6101. Er belegt Rang 10 in der Kon- Nur 10,8 mag hell ist dieser Kugelstern- beeindruckenden Anblick! Das liegt auch zentrationsskala. Er ist nicht konzentriert haufen. Das schwache Schimmern und an seiner stattlichen Größe von 14• [1]. und in seiner Form unregelmäßig. Mit Glimmen von vielen Sternenpünktchen, Sein Erscheinungsbild (Klasse 8) ist sehr 115-fach ist dieser stattliche Kugelstern- wie im 8“ Dobson zu erkennen, lässt ihn gleichmäßig. Keine Konzentration zum haufen recht leicht anzulösen, südöstlich als „zarte Persönlichkeit“, erahnen. (Abb. Zentrum hin ist zu erkennen. Teilbe- von ihm befindet sich ein 6,7 mag heller 12) reiche wirken wie gedimmt. Tentakeln Stern. (Abb. 10) gleich greifen feingliedrige Sternenket- ten tief in den Raum hinein. Am nörd- Das Sternbild Schütze bietet dem Be- Literaturhinweise: lichen Randbereich funkelt ein 8,6 mag trachter reiche Ausbeute an Kugelstern- [1] W.H. Finaly; Concise Catalog of heller Vordergrundstern. NGC 4833 ge- haufen. NGC 6553, nur 18.000 Lichtjahre Deep-Sky Objekts; Springer-Verlag hört zu den Objekten, die einen in ihren entfernt, ist im „Bulge“, dem Zentralbe- 2003 Bann ziehen können. (Abb. 8) reich der Galaxie, gelegen. So liegen viel [2] Ronald Stoyan; Atlas der Messier- Staub und Gas zwischen ihm und uns. Objekte; Oculum-Verlag 2006 Man nimmt an, dass NGC 6712 (Klasse Auf einem Durchmesser von knappen 20 [3] George Robert Kepple & Glen W. 9) einst zu den massereichsten Kugel- Lichtjahren [1] ballt sich eine Masse von Sanner; The Night Sky Observer haufen unserer Galaxie gehörte. Von den ca. 250.000 Sonnen. Mit 12“ erscheint Sky; Volume 2 (2005) & Volume ursprünglich 10 bis 20 Millionen Sonnen NGC 6553 (Klasse 11) ausgesprochen 3 (2008); Willman-Bell,Inc. sind ihm nur noch magere 200.000 ge- gleichmäßig und ohne Helligkeitsanstieg blieben [1]. Die Entfernung beträgt unge- zum Zentrum. Winzige Sternpünktchen fähr 25.000 Lichtjahre. Bei ihm muss man blitzen auf. Manche formieren sich zu schon etwas genauer hinschauen. Das Linien oder Bögen. (Abb. 11) umgebende Milchstraßengebiet stiehlt dem Haufen ein wenig die Schau. Ande- Mit NGC 5466 (Klasse 12) im Sternbild rerseits finde ich den Kontrast zwischen Bootes ist das Dutzend endlich voll. Für den hellen Sternen und dem schwach die Umrundung unserer Galaxie braucht schimmernden Kugelsternhaufen beson- dieser „schräge Vogel“ auf seiner unre-

VdS-Journal Nr. 35 58 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen

AM 4 – „Astro-Krimi“ mit einem Kugelsternhaufen von Hans G. Diederich

AM 4 (Arp-Madore 4) ist einer der kleinsten und schwächsten Kugelstern- haufen (KH) unserer Galaxis und ein extremes Objekt. Das zeigt sich bereits beim Aufsuchen. Die Ergebnisse aus zwei Beobachtungen werden präsentiert und eine Vermutung zu seiner möglicherweise extragalaktischen Herkunft geäußert.

Astro-Krimi und die erste Beobachtung AM 4 ist ein sehr schwacher KH im Stern- bild Hydra. Am 18.04.2001 war ich ihm mit einem 12-Zoll-SCT und einer ST- 8-Kamera (Integrationszeit ca. 5.000 s, bin3-Modus) zu Leibe gerückt, erlebte aber eine große Enttäuschung, als an der von Guide 7 gezeigten Position nichts zu sehen war. Diese Aufnahme ist die Grundlage der Abbildung 1, welche 1 AM 4 in einer Aufnahme vom 18.04.2001 (12-Zoll-SCT, SBIG ST-8, 3-fach- weiter unten erläutert wird. Also musste Binning, Integrationszeit ca. 5.000 s). Vom KH ist nichts zu sehen. Erst beim Histo- nun recherchiert werden. In [1] fand sich grammstrecken der FITS-Version dieser Abbildung (bis in den ﬂockig-rauschigen eine Aufnahme, die ich allerdings nicht Hintergrund hinein) wurden maximal vier Sterne von AM 4 sichtbar, welche sich als zuordnen konnte. Die astronomische Da- Mitglieder des KH identiﬁzieren ließen. Die „150“ markiert einen Vergleichsstern tenbank SIMBAD [2] führte AM 4 unter der Helligkeit 15,0 mag. der anderen Katalognummer C 1353-269 und gab als Position an: Sternen um 15 mag.“ Wenn einem visu- woanders hingeschaut. Er war offenbar

••2000 =13 h 55 min 50 s ellen Beobachter das gelingt, dann dür- an denselben Katalogfehlern gescheitert,

••2000 = -27° 10´ 22“ fen doch 5.000 s kein schlechteres Ergeb- mit denen auch ich (zunächst) zu kämp- nis bringen! Diese vermeintliche visuelle fen hatte. Zurück in der Heimat stellte ich Diese Position (inzwischen jedoch korri- Beobachtung wurde aber inzwischen rein der Deepsky-Mailingliste die Frage, giert) liegt 7‘ westlich der in Guide an- vidiert. Offenbar hatte der Sternfreund was mit den Koordinaten von AM 4 los gegebenen. In meiner ersten Aufnahme aufgrund von falschen Koordinaten sei. Jens Bohle und Wolfgang Steinicke war AM 4 also knapp verfehlt worden, folgerte ich voreilig. Ich dachte schon ans erneute Zentrieren, als mir eine äl- tere Unterlage in die Hände ﬁel, wonach Guide doch die richtige Position zeigte. Dann musste aber die von SIMBAD falsch sein. Trotzdem war an der jetzt als richtig erkannten Position immer noch nichts zu sehen.

Und das war höchst irritierend, denn ein visuell Beobachtender hatte auf seiner Website geschrieben: „Meine Beobach- 2 AM 4 ist hier gut sichtbar in drei verschieden tiefen Streckstufen dargestellt. tungen zeigen, dass AM 4 viel heller ist, Die Aufnahme entstand am 20.04.2004 (C14, ST-1001E, ohne Binning, Integrati- als es die Daten mit oberhalb von 15,9 onszeit 9.900 s). Es dürfte interessant sein, den in Abb. 1 mit „150“ markierten mag nahe legen. Ich schätze seine Ma- Stern zu identiﬁzieren und hiermit auf die geringe Helligkeit der Sterne des KH zu gnitude nahe bei 14, mit den helleren schließen.

VdS-Journal Nr. 35 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen 59

halfen mir weiter. Von Jens stammte die folgende Positionsangabe, welche sich deutlich von den SIMBAD-Koordinaten unterscheidet:

••2000 = 13 h 56 min 21.2 s

••2000 = -27° 10´ 04“.

Wolfgang klärte mich schließlich auf, dass die falsche SIMBAD-Position auf der bereits falschen Position in der Ent- decker-Arbeit von Madore und Arp beru- he [3] und dass sich dieser Fehler in den Folgekatalogen fortgepﬂanzt habe. Die Daten wurden einfach ohne Überprüfung übernommen.

Abbildung 1 veranschaulicht die Situa- tion. In die eigene Aufnahme wurde das KH-Symbol aus Guide eingezeichnet und ein Vergleichsstern mit seiner Helligkeit markiert (15,0 mag). Von AM 4 ist nichts zu sehen. Erst beim Histogrammstrecken der FITS-Version dieser Abbildung (bis in den ﬂockig-rauschigen Hintergrund hinein) werden maximal vier Sterne von AM 4 sicht- und als Mitglieder des KH identiﬁzierbar.

Weitere Daten zu AM 4 An dieser Stelle sollen einige Eigenschaf- 3 ten von AM 4 zusammengefasst werden: Aufnahme aus dem Originalartikel von [3]. Es handelt sich um eine Repro- duktion aus dem ESO/SRC Southern Sky Survey, gewonnen auf IIIaJ-Platten. Die – absolute Helligkeit –1,70 mag Grenzhelligkeit beträgt 23 mag im Blauen. Copyright © 1980 by Photolabs Royal – scheinbarer Durchmesser 1‘ Observatory, Edinburgh. Der rot eingezeichnete Balken ist 2´ lang. – Entfernung 30,3 kpc (33 kpc) – Alter 9 bis 10 Milliarden Jahre – Gesamtmasse zwischen 400 und 700 Sonnenmassen – schwächster und masseärmster KH ausschnitt verschieden tief gestreckt und AM 4 ist ein lockerer und schwacher des galaktischen Halos nebeneinander montiert. Beim noch tie- Sterncluster, welcher von H.C. Arp und B. – der hellste seiner Sterne hat 20 mag feren Histogrammstrecken der FITS-Ver- F. Madore (daher das Kürzel AM 4) ent- – es gibt scheinbar keine Riesensterne sion dieser Aufnahme ließen sich etwa deckt wurde [3]. Die Autoren schätzten mehr 45 Sterne von AM 4 identiﬁzieren. zunächst in Unkenntnis heutiger Fakten – galaktozentrische Distanz 25,5 kpc eine beeindruckende Entfernung von 200 Ein Kugelsternhaufen der Sagittari- Kiloparsec ab. Etwas später untersuchten Die zweite Beobachtung us-Zwerggalaxie? R.T. Inman und B.W. Carney AM 4 foto- Mit maximal vier sichtbaren Sternen im Der Autor von [1] erinnert daran, dass metrisch [4]. Ihre Ergebnisse legen den verrauschten Hintergrund war die Aus- in den letzten Jahren mehrere KH der Schluss nahe, dass AM 4 erheblich nä- beute „etwas dünn“ gewesen. Schließ- Milchstraße als ursprünglich zur Sagitta- her sein muss. Verliert der KH dadurch lich hatte ich ja eine Anhäufung von rius-Zwerggalaxie (Sgr dSph) gehörend vielleicht an Exotik, so wird er dennoch mehreren Sternen erwartet und war nun erkannt wurden. Diese früher selbststän- um keinen Deut leichter zu beobachten. enttäuscht. Da AM 4 aber gerade durch dige Zwerggalaxie wird inzwischen von Früher konnte auch gelesen werden, dass seine geringe Helligkeit, geringe Masse der Milchstraße auseinander gerissen AM 4 wahrscheinlich ein alter und me- (bzw. auch Sternanzahl) und große Ent- und einverleibt („Kannibalismus“). Je- tallarmer KH sei. Und mit diesen Vermu- fernung interessant ist, wurde drei Jahre der erfolgreiche Teilnehmer am Messier- tungen blieb AM 4 fast 21 Jahre von der später ein neuer Versuch unternommen. Marathon hat das Zentrum der Sgr dSph Fachastronomie unbehelligt, nicht aber Und diesmal ging es nun richtig tief hin- bereits beobachtet, nämlich den Kugel- von uns Amateuren ;-) unter. Abbildung 2 zeigt denselben Bild- sternhaufen M 54.

VdS-Journal Nr. 35 60 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen

2009 gab es dann mit [1] endlich eine Eine dritte Beobachtung ist fällig will, für den führt kein Weg an diesen neue Arbeit. Carraro (2009) untersuchte Heute überlege ich mir, ob ich es nicht extremen Objekten vorbei. Irgendwann alle 79 Sterne im Umkreis von 1,8‘ um noch ein drittes Mal versuchen sollte: holen sie einen ... die Position Rekt. = 13 h 56 min 21,7 s, mit einem noch größeren Instrument, Dekl. = -27° 10´ 03“ mit einem Farben- mit „adaptiver Optik“, mit drei bis vier helligkeitsdiagramm. AM 4 fehlt die Stunden Integrationszeit, bestens fokus- sonst bei KH übliche Symmetrie. Das siert und bei wirklich gutem Seeing. Eine galaktische Potenzial zerrt an ihm und gute Vorlage würde dazu die originale wird zur vollständigen Zerstörung des Entdeckungsaufnahme von Madore und KH führen. Diese starke Gezeitenwirkung Arp bieten (Abb. 3). Literaturhinweise: erklärt auch die auffallend lockere Stern- [1] Carraro G.: The Globular Cluster verteilung. Vielleicht motiviert euch diese kleine AM 4: Yet Another Young Globu- Geschichte, noch andere schwierige KH lar Associated with the Sgr Dwarf Sein für KH relativ geringes Alter legt aufzunehmen. Es gibt mehrere Kataloge Spheroidal Galaxy? AJ 137, 3809 nahe, dass AM 4 bei der Zerstörung eines mit solchen Objekten. Nicht immer wird (2009) Satelliten der Milchstraße entstand. Die sich sofort ein Spitzenfoto als erstes Er- [2] http://simweb.u-strasbg.fr/simbad/ Sagittarius-Zwerggalaxie kommt mögli- gebnis einstellen. Nicht immer sollte sim-ﬁd (03.02.2010) cherweise als Muttergalaxie in Frage, da auch irgendwelchen Koordinaten blind- [3] Madore B.F., Arp H.C.: A distant einige der Eigenschaften von AM 4 mit lings vertraut werden. Damit sind diese star cluster in Hydra, AM-4; PASP dieser Herkunft kompatibel sein könn- KH wahrlich keine „Anfängerobjekte“. 94, 40-42 (1982) ten. Auch würde er von der Entfernung Aber wer Kugelsternhaufen in der gan- [4] Inman R.T., Carney B.W.: AM-4: her leidlich zum Sternstrom der Sgr dSph zen Vielfalt ihrer Erscheinungen und Ei- The poorest globular cluster? AJ 93, passen. genschaften beobachten und verstehen 1166-1171 (1987) Veränderliche in M 5 von Bernhard Hubl

Normalerweise beschäftigen sich Ast- Entfernung von 24.500 Lichtjahren [2] gibt und die interstellare Verfärbung mit rofotografen selten mit veränderlichen für einen Kugelsternhaufen nicht allzu E(B-V) = 0,03 mag [2] sehr gering ist. Sternen und überlassen diese Objektklas- weit entfernt ist, ergibt sich daraus eine Der mittlere Farbindex B-V liegt bei 0,72 se lieber den Veränderlichen-Beobach- mittlere Konzentration (Typ V). Auch in mag [2], womit uns M 5 im Mittel weiß tern. Die Objektklasse der Kugelstern- der Forschung ist M 5 ein beliebtes Ob- erscheint. Das ist auch im Farbenhellig- haufen bietet dem Astrofotografen aber jekt, weil es aufgrund der hohen galak- keitsdiagramm (FHD) deutlich erkennbar die einmalige Gelegenheit, mit geringem tischen Breite wenig störende Feldsterne (Abb. 1). Aufwand die Variabilität einer großen Anzahl von Sternen fotograﬁsch zu do- kumentieren. Dies soll in diesem Bericht anhand des Kugelsternhaufens M 5 auf- Eigenschaften von M 5 = NGC 5904 gezeigt werden. Parameter Wert Bemerkung Quelle Der Kugelsternhaufen M 5 RA(2000) 15h 18m 33,8s [2] M 5 wurde von Gottfried und Maria Kirch DE(2000) +02° 04´ 58´´ [2] im Jahr 1702 entdeckt und von Charles L 3,86° Galaktische Länge [2] Messier im Jahr 1764 in dessen Katalog B 46,80° Galaktische Breite [2] aufgenommen. Mit einer V-Helligkeit von Sternbild Serpens [8] 5,7 mag zählt M 5 zu den helleren Ver- Durchmesser 20’ [8] tretern seiner Objektklasse und ist somit Klasse V [8]

auch an Standorten mit erhöhter Licht- RSun 7,5 kpc Entfernung zur Sonne [2] verschmutzung ein dankbares Objekt. In E(B-V) 0,03 mag Farb-Exzess [2]

Tabelle 1 sind einige Eigenschaften des VHB 15,07 mag V-Helligkeit von Sternen am [2] Kugelsternhaufens M 5 zusammenge- Horizontal-Ast (horizontal branch) stellt. Er ist mit 400.000 Sonnenmassen bzw. von RR-Lyrae-Sternen

[1] ein massereicher Kugelsternhaufen. Vt 5,65 mag Integrierte V-Helligkeit des [2] Die Dichte im Kernbereich ist jedoch Kugelsternhaufens mit 10.000 Sonnenmassen pro Kubik- B-V 0,72 mag Integrierter Farbindex [2] parsec [1] moderat. Da M 5 mit einer [Fe/H] -1,27 Metallizität [2]

VdS-Journal Nr. 35 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen 61

M 5 unterscheidet sich von anderen lösungsgewinn erzielt werden, wenn der Kugelsternhaufen durch einen außerge- Pixel-Versatz nicht ganzzahlig gewählt wöhnlichen Orbit um das Zentrum unse- wird und die Einzelaufnahmen vor der rer Milchstraße [3]. Die sehr exzentrische Registrierung auf doppelte Pixelgröße Bahn führt ihn weit weg von der Ebene hochgerechnet werden. Diese Vorgangs- der Milchstraße. Derzeit hat er eine der weise wird im Jargon der Astrofotogra- höchsten gemessenen Raumgeschwin- fen auch oft „Drizzle-Methode“ genannt, digkeiten eines Kugelsternhaufens. Ver- welche ideal für Kugelsternhaufen ge- mutlich ist M 5 ein Kugelsternhaufen des eignet ist, weil bei dieser Objektklasse äußeren Halos, der nur „kurze“ Zeit im das Signal-zu-Rausch-Verhältnis in der inneren Halo zu Gast ist. Es ist derzeit Regel sehr gut ist. Schließlich ist noch unklar, wie diese ungewöhnliche Bahn zu beachten, dass die Einzelbelichtungs- die Eigenschaften von M 5 beeinflusst. zeiten nicht zu hoch gewählt werden, damit die helleren Sterne des Kugelstern- Gewinnung der Aufnahmen von M 5 haufens nicht in die Sättigung laufen. Bei der Fotografie von Kugelsternhaufen Abbildung 2 zeigt eine Aufnahme von M 5, 1 Farbenhelligkeitsdiagramm von spielt die Auflösung des Bildes aufgrund die unter Beachtung oben angeführter M 5 nach [10], grafisch überarbeitet. der hohen Sterndichte eine entscheiden- Tipps mit einem Newton-Teleskop mit Statt der Filterbereiche B und V gelten de Rolle. Daher achte ich bei der Gewin- 12“ Öffnung bei 1120 mm Brennweite hier die für das Hubble Space Tele- nung der Rohdaten auf eine sorgfältige von meiner Gartensternwarte in Nuss- scope typischen Filterbereiche F439W Kollimation des Teleskops und nutze nur bach (Österreich) aus gewonnen wurde. (Blau) und F555W (Grün). Nächte mit gutem Seeing. Aufgrund der Die Gesamtbelichtungszeit beträgt 3 h 31 hohen Sterndichte kommen sowohl für min und teilt sich wie folgt auf: die Luminanz als auch für die Farbe nur – Luminanz: 38 x 2 min unter Verwen- 2 M 5; LRGB-Bild, L: 38 x 2 min, ungebinnte Aufnahmen in Frage. Weiters dung einer Dither-Schrittweite von R: 9 x 5 min, G: 9 x 5 min, B: 9 x 5 kann durch den Einsatz der so genann- 1,2 Pixel min, ohne Binning, Gesamtbelichtungs- ten „Dither-Methode“ (bewusster Versatz – Farbe: 9 x 5 min für jeden Farbkanal zeit 3h 31 min. der Einzelaufnahmen) ein weiterer Auf- ohne Binning.

VdS-Journal Nr. 35 62 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen

zu ﬁnden. Somit liegt die V-Helligkeit der RR-Lyrae-Sterne in M 5 im Bereich

von 15 mag (siehe VHB in Tab. 1). Daher können sie ohne großen Aufwand von Astrofotografen erfasst werden. Kennt man die Periode eines RR-Lyrae-Sterns, dann lässt sich aufgrund der Perioden- Leuchtkraft-Beziehung die absolute Hel- ligkeit des Sterns errechnen und daraus bei bekannter scheinbarer Helligkeit wiederum die Entfernung bestimmen. Aus diesem Grund werden RR-Lyrae-Sterne sehr häufig dazu verwendet, um die Ent- 3 fernung zu alten Sternpopulationen so- RR-Lyrae-Stern V18 am 23.5.2009 (links) sowie am 25.5.2009 (rechts); wohl in unserer Milchstraße als auch in jeweils RGB-Bild mit R: 1 x 5 min, G: 1 x 5 min, B: 1 x 5 min. der Lokalen Gruppe zu bestimmen. Diese Methode der Entfernungsbestimmung wird somit nicht nur bei Kugelsternhau- Die Farbkalibrierung wurde anhand der im Jahr 1890 von A. Common entdeckt fen eingesetzt, sondern auch beim Galak- sehr genauen SDSS-Photometriedaten [6]. In [5] findet man eine Liste von 143 tischen Zentrum, bei den Magellanschen durchgeführt. Diese Methode ist sehr Veränderlichen bzw. vermuteten Verän- Wolken, bei den sphäroiden Zwerggala- ähnlich zur G2-Stern-Kalibrierung, die derlichen in M 5. Der Großteil dieser ver- xien, die unsere Milchstraße begleiten, ausführlich von Harald Tomsik und Pe- änderlichen Sterne (ca. 120) gehört der als auch bei M 31 sowie M 33 und deren ter Riepe beschrieben wird [4]. Dabei bei Kugelsternhaufen häufig anzutref- Begleitergalaxien [8]. Daher ist eine ge- werden zur Identifizierung von weißen, fenden Klasse der RR-Lyrae-Sterne an. naue Kalibrierung der absoluten Hellig- nicht gesättigten Sternen zwei Farbin- keit von RR-Lyrae Sternen sehr wichtig dizes des SDSS-ugriz-Filtersystems he- RR-Lyrae-Sterne gehören so wie die für viele Bereiche der Astronomie. M 5 rangezogen, wobei (u-g) um 1,43 mag bekannteren Cepheiden zur Klasse der ist der ideale Kandidat für eine solche und (g-r) um 0,44 mag liegen sollten. Pulsationsveränderlichen. Bei diesem Kalibrierung, weil die Entfernung sehr Die Sternfarben in Abb. 2 zeigen eine Veränderlichentyp verändern sich die klein ist, die interstellare Verfärbung sehr gute Übereinstimmung mit dem FHD. Die Leuchtkraft, die Oberflächentemperatur gering ist und M 5 reich an RR-Lyrae- hellsten Sterne von M 5 sind eindeutig und die Spektralklasse periodisch durch Sternen ist. Zum Beispiel kann durch rötlich (Roter-Riesen-Ast im FHD). Etwas Pulsieren der äußeren Schichten. Die eine genaue fotometrische Vermessung schwächer sind die bläulichen Sterne des Helligkeitsamplitude liegt sowohl bei von Sternen der Hauptreihe sowie von Horizontalastes. Alle schwächeren Sterne den RR-Lyrae-Sternen als auch bei den Weißen Zwergen auf die Entfernung von erscheinen im Wesentlichen weiß. Cepheiden zwischen 0,1 mag und 2 mag, M 5 geschlossen werden und bei gleich- doch die RR-Lyrae-Sterne schwingen mit zeitiger Messung der scheinbaren Hel- Die Rohdaten für die Aufnahme von M 5 Perioden zwischen 0,2 und 1,2 Tagen ligkeit der RR-Lyrae-Sterne deren abso- konnten aufgrund von aufziehenden schneller als die Cepheiden, bei denen die lute Helligkeit bestimmt werden. Dieses Wolken nicht in einer Nacht fertig ge- Periodendauer zwischen 1 und 50 Tagen Thema ist der Forschung so wichtig, dass stellt werden. Somit war es erforderlich, liegt. Die RR-Lyrae-Sterne zeichnen sich dafür auch reichlich Belichtungszeit des zwei Tage später die restlichen Rohdaten durch ein besonderes Phänomen aus, das Hubble Space Telescopes für eine detail- zu gewinnen. Bei der sorgfältigen Be- zuerst von Sergei N. Blashko im Jahr lierte fotometrische Vermessung von M 5 gutachtung der Einzelaufnahmen ist mir 1907 beobachtet wurde: Die Amplitude investiert wurde [8]. aufgefallen, dass sich die Helligkeiten und die Periode der Lichtkurve kann wie- von einigen Sternen merkbar verändert derum periodisch veränderlich sein. Der Was heißt das nun für Amateur-Auf- hatten. Das hat mein Interesse geweckt Blashko-Effekt erklärt sich dadurch, dass nahmen von Kugelsternhaufen? Alle und so habe ich mich etwas genauer mit der Grundperiode der Pulsation Schwin- helleren Kugelsternhaufen enthalten RR- dem Thema Veränderliche beschäftigt, gungen mit wesentlich größerer Periode, Lyrae-Sterne, manche mehr wie M 3 oder mit dem ich als eingefleischter Astrofo- aber geringerer Amplitude überlagert M 5, andere weniger. Die Entfernung von tograf normalerweise „wenig am Hut“ sind. Die Entstehung dieser zusätzlichen M 5 ist nicht untypisch für einen helleren habe. Schwingungen ist weitgehend unbekannt Kugelsternhaufen. Somit liegt die Hellig- und daher sind RR-Lyrae-Sterne eine Ob- keit der RR-Lyrae-Sterne bei den promi- Veränderliche Sterne in M 5 jektklasse, an der intensiv geforscht wird nenteren Vertretern der Kugelsternhau- M 5 wird auf der nördlichen Himmels- [7]. fen im Bereich um 15 mag. Meist ist eine kugel nur von M 3 bezüglich der Anzahl Unterklasse der RR-Lyrae-Sterne, die von veränderlichen Sternen übertroffen RR-Lyrae-Sterne sind alte, entwickel- so genannten RRab-Sterne, mit einem [5]. Die ersten veränderlichen Sterne in te Sterne. Im Hertzsprung-Russell-Dia- steilen Anstieg der Helligkeit und mit diesem Kugelsternhaufen wurden bereits gramm sind sie auf dem Horizontalast Amplituden zwischen 1 und 2 mag am

VdS-Journal Nr. 35 Den Himmel neu entdecken Egal ob auf dem Sofa oder unterwegs – mit dem faszinierenden Bildband „Zauber der Sterne“ und dem „Kosmos Himmelsjahr DeLuxe 2011“ entdecken Sie den Himmel neu!

Eine nächtliche Fotoreise Buch plus Software Magische Momente der Nacht haben 30 bekannte Wann geht die Sonne auf? Ist der Astro- und Naturfotografen eingefangen, die sich im Mond heute Abend abnehmend oder Rahmen des internationalen Projektes „The World at zunehmend? War der helle Stern Night“ zusammengefunden gestern vielleicht ein Planet? haben. Bekannte Stätten des Ob man Sternbilder am Himmel Weltkulturerbes und bizarre entdecken, einen Planeten erkennen Formationen der Natur erheben oder die nächste Sonnenﬁ nsternis sich dabei als imposante Kulissen beobachten möchte – zu allen Kosmos Himmelsjahr vor dem majestätischen, stets „himmlischen Veranstaltungen“ DeLuxe 2011 Kosmos Himmelsjahr und wechselnden Anlitz des Firma- bietet das Kosmos Himmelsjahr alle CD-Rom, €/D 24,90 ments. Die faszinierendsten Informationen mit vielen Animatio- ISBN 978-3-440-12367-6

Zauber der Sterne Aufnahmen präsentiert dieser nen, Graﬁ ken und Info-Datenbanken. 208 S., 200 Abb., €/D 49,95 einzigartige Bildband. ISBN 978-3-440-12425-3 www.kosmos.de/astronomie

Anzeige KOSMOS_VdSJournal_35.indd 1 13.07.2010 10:04:00 Uhr häuﬁgsten anzutreffen. Die Periode von RRab-Sternen liegt im Durchschnitt bei etwa zwölf Stunden. Somit sollte sich die Variabilität von einigen der im Kugel- sternhaufen enthaltenen RR-Lyrae-Ster- ne innerhalb eines Zeitraums von mehreren Stunden astrofotograﬁsch einfach nachweisen lassen. Liegen ein oder zwei Tage (wie bei meinen Rohdaten von M 5) zwischen den Einzelaufnahmen, dann ist die Wahrscheinlichkeit sehr hoch, dass viele RR-Lyrae-Sterne erkennbar sind.

Mit diesem Hintergrundwissen wird auch das Phänomen der „grünen Sterne“, welches von Zeit zu Zeit in diversen Inter- netforen immer wieder diskutiert wird, verständlich: Wenn die Farb-Einzel- aufnahmen eines Kugelsternhaufens in einem gewissen zeitlichen Abstand gewonnen werden (zum Beispiel aufgrund des Einsatzes einer manuell zu betätigen- den Filterschublade), dann kann es vorkommen, dass einzelne RR-Lyrae-Sterne zufällig bei der Gewinnung der Grün- Aufnahmen im Maximum sind und bei den Rot- und Blau-Aufnahmen schwä- cher sind. Das Ergebnis sind grünliche Sterne im Endbild. Ein ständiger Wechsel 4 der Farbﬁlter mit Hilfe eines Filterrades Lichtkurve des RR-Lyrae-Sterns V18, entnommen [11].

VdS-Journal Nr. 35 64 Schwerpunktthema Kugelsternhaufen

während der Aufnahmeserie ist der beste Abbildung 3 stellt eine Ausschnittsver- ca/~harris/mwgc.dat Weg, um dieses Problem zu umgehen. größerung der M 5-Aufnahme dar, wobei [3] Cudworth, K.M. & Hanson, R.B. der Stern V18 markiert ist. Die linke Auf- 1993, Space velocities of 14 globu- Wenden wir uns nun wieder der Auf- nahme entstand am 23.5.2009, während lar clusters, AJ 105, 168-172 nahme von M 5 zu. Um die Variabilität die rechte Aufnahme zwei Tage später [4] Tomsik, H. & Riepe, P., VdS-Journal der RR-Lyrae-Sterne bestmöglich dar- gewonnen wurde. Sowohl der Hellig- Nr. 26, 50-53 (II/2008) zustellen, habe ich zwei separate Farb- keitsunterschied als auch die veränderte [5] Evstigneeva, N.M. et al 1995, Iden- bilder erstellt. Das erste Farbbild ver- Farbe sind gut erkennbar. Betrachtet man tiﬁcation and Positions of Varia- wendet jeweils eine R-Aufnahme, eine die Lichtkurve in Abbildung 4, dann wird ble Stars in the Globular Cluster G-Aufnahme und eine B-Aufnahme mit klar, dass V18 bläulicher wird, wenn sei- M5=NGC5904, Astronomy Letters fünf Minuten Belichtungszeit, welche ne Helligkeit in die Nähe des Maximums 21, 451-456 am 23.5.2009 hintereinander gewonnen gelangt. Der Farbindex B-V ändert sich [6] Common, A.A., MNRAS 50, 517 wurden. Analog wurde das zweite Farb- vom Minimum zum Maximum um 0,3 [7] Guggenberger, E. & Kolenberg, K. bild erstellt, jedoch wurden die Rohdaten mag in Richtung Blau. Somit kann man 2007, Das 100-jährige Rätsel der zwei Tage später gewonnen. Beide Bilder mit relativ bescheidener Belichtungszeit RR-Lyrae-Sterne, Sterne und Welt- wurden mittels SDSS farbkalibriert und (in diesem Fall 2 x 15 Minuten) bereits raum 7/2007, S. 38-43 möglichst gleich in der Helligkeit ska- eine Menge über Veränderliche in Ku- [8] Layden, A.C. et al 2005, Deep pho- liert, damit eine direkte Vergleichbarkeit gelsternhaufen lernen. tometry of the globular cluster M5, gegeben ist. Aus diesen beiden Aufnah- ApJ 632, 266-276 men wurde schließlich eine Animation Literaturhinweise: [9] www.astrophoton.com/M005.htm erstellt, die auf der Homepage des Autors [1] Pryor, C. & Meylan, G. (1993) in [10] Piotto, G. et al.: HST color-ma- [9] betrachtet werden kann. In der Ani- ASP Conf. Ser. 50, Structure and gnitude diagrams of 74 galactic mation kann man ohne Schwierigkeiten Dynamics of Globular Clusters, ed. globular clusters in the HST F439W etwa 50 RR-Lyrae-Sterne ausmachen. S.G. Djorgovski & G. Meylan (San and F555W bands; A&A 391, 945- Dabei fällt auf, dass die Veränderlichen Francisco: ASP), 357 965 (9/2002) im Maximum deutlich bläulicher er- [2] Harris, W.E. 1996, Catalog of para- [11] Storm, J. et al. 1991, BV photo- scheinen als im Minimum. Auch das ist meters for milky way globular clus- metry of RR Lyrae variables in the ein realer Effekt, wie das Beispiel des ters, AJ 112, 1487. Revision 2003: globular cluster M5, PASP 103, RR-Lyrae-Sterns V18 = Kust 978 zeigt: http://physwww.physics.mcmaster. 1264-1278

Eine Datenbank zu Kugelsternhaufen

von Peter Riepe

Viele Amateure sind nicht nur an eigenen Aufnahmen und Beobachtungsergebnissen interessiert, sondern auch an astrophysikalischen Daten zu ihrem Beobachtungsobjekt. Wenn es um Daten zu Kugelsternhaufen geht, liefert die folgende Quelle sehr nützliche Informationen. Es handelt sich um eine dreiteilige Datenbank, die 1996 eingerichtet wurde von: Harris W.E.: A catalog of parameters for globular clusters on the Milky Way; Astronomical Journal 112, 1487 (1996)

Diese Datensammlung wird seitdem von Zeit zu Zeit auf den neuesten Stand gebracht. Die letzte Aktualisierung von 2003 ist zu ﬁnden auf: http://www.physics.mcmaster.ca/Globular.html

Aufgelistet werden die Katalognummern bzw. Objektnamen, galaktische und äquatoriale Koordinaten (2000.0), die heliozentrische Entfernung (von der Sonne), die galaktozentrische Entfernung (vom Milchstraßenzentrum), der Ent- fernungsmodul, die absolute visuelle Helligkeit, die scheinbare visuelle Helligkeit, die scheinbare visuelle Helligkeit der Horizontalaststerne, verschiedene Farbindizes (z.B. B-V und V-I), der Farbexzess (interstellare Rötung), die Häu- ﬁgkeit von RR-Lyrae-Sternen, der integrale Spektraltyp, der Kernradius, der Gezeitenradius, die zentrale Konzentra- tion, die zentrale Flächenhelligkeit, die Exzentrizität sowie verschiedene dynamische Größen.

Diese Kugelsternhaufendatei kann auch als pdf-Datei heruntergeladen werden von unserer Fachgruppen-Homepage: http://astrofotograﬁe.fg-vds.de/

VdS-Journal Nr. 35 Amateurteleskope/Selbstbau 65

Erfahrungsbericht Celestron Edge HD 1100 – digitale Schmidt-Kamera mit 280 mm (11’’) Öffnung bei 2.800 mm Brennweite von Rolf Geissinger

– Teil 1 – Anfang Oktober 2009 stellte mir die Fir- ma Baader-Planetarium ein brandneues Teleskop für Testzwecke zur Verfügung, ein Celestron Edge HD 1100 einschließ- lich eines Hyperstar-Systems. Im ersten Teil des Berichtes beschreibe ich meine persönlichen Eindrücke und praktischen Erfahrungen mit diesem Gerät. Im zweiten Teil, der in der nächsten Ausgabe erscheint, werden das Hyperstar-Sytem und das mitgelieferte Zubehör näher er- läutert und es folgt ein Gesamtfazit. 1 Celestron 11’’ Edge-HD 2 Celestron Edge HD 1100 mit Folgende Teile durfte ich im Rahmen adaptiertem T2-Zenitprisma und Groß- dieses Tests ausprobieren: feld-Binokularansatz (beides Baader). Im – Celestron Edge HD 1100 digitale lestron-Gerätes ist metallic-weiß lackiert. Bild sind auch die beiden Drehknöpfe für Schmidt-Kamera Der massiv wirkende, mattschwarze die Hauptspiegelﬁxierung zu erkennen. – Hyperstar-System mit Kameraadapter Spiegelhalter aus Aluminium-Guss sowie – Umbausatz Elektrofokussierer von der vordere Abschlussring bilden dazu Starlight Instruments / Starizona passend einen schönen Kontrast. Die gut schließende Frontdeckel zum Schutz – 2’’-Klemmhülse (Baader Clicklock- orangefarben eloxierte 3’’-Prismenschie- der Schmidt-Platte gefallen. Im direkten System) ne macht einen sehr soliden Eindruck. Vergleich mit meinem Planewave 12,5’’- – 8x50-Sucher (umkehrendes Bild) Sehr gut hat mir der stabile und recht CDK (corrected Dall Kirkham) wirkt das – zusätzliche 3’’-Montageschiene für Zubehör – aufsattelbare Vixen-Klemme – abnehmbarer, zusätzlicher Handgriff – 1 Paar Leitrohrschellen mit Adaption auf die 3’’-Zusatzschiene – ﬂexible Celestron-Taukappe

Nach dem Auspacken des Gerätes nebst Zubehör zeigte sich bereits die erste positive Überraschung. Celestron hat den neuen Edge HD Teleskopen ein modernes und ansprechendes Design spendiert (Abb. 1). Der Aluminium-Tubus des Ce-

3 Erste Testaufnahme des Mondes bei großer Luftunruhe mit dem Edge- HD bei f = 2.800 mm mit einer Video- kamera Imagingsource DMK 41AF02.AS. Das Bild zeigt das Gebiet der Krater Copernicus und Eratosthenes.

VdS-Journal Nr. 35 66 Amateurteleskope/Selbstbau

Edge HD geradezu zierlich. Es spielt da- sche Eignung, mittels einer eingebauten bei in einer ganz anderen Gewichtsklas- Korrekturoptik geebnet. Laut Herstel- se, obwohl der Hauptspiegel gerade mal lerangabe soll das plane und komafreie 1,5 Zoll weniger Durchmesser aufweist. Bildfeld 42 mm im Durchmesser betragen. Somit müsste es theoretisch möglich Das 1100er-Celestron ist durch die äu- sein, Sterne auch auf CCD-Sensoren im ßerst kompakte Bauweise sehr einfach Kleinbildformat (36 mm x 24 mm) bis und leicht handhabbar und somit auch hin zum äußersten Rand punktförmig für den mobilen Einsatz bestens geeignet. abzubilden. Der griffig gummierte Stellknopf für die Hauptspiegelverstellung lässt sich leicht Visuelles „First Light“ und samtweich drehen. Die Firma Baader Für die erste visuelle Beobachtung hat- hatte den serienmäßigen Okularstutzen te ich mir den günstig stehenden Jupi- 4 am hinteren Ende gegen eine hauseige- ter ausgesucht. Ein vorsichtiger Rüttel- Off-Axis-Guider (Mitsuboshi) mit ne 2’’-Clicklock-Klemme getauscht. Mit test ergab, dass das Teleskop mit Hilfe ALccd 6c-Kamera (QHY8) und Star- einer leichten Drehung lassen sich da- der 3’’-Prismenschiene stabil und ohne lightXPress Lodestar Guidingkamera mit auch schwere Zubehörteile einfach, merkliches Nachschwingen auf der sicher und vor allem verkippungsfrei Montierung gehalten wird (10micron adaptieren. Neu ist auch die Belüftung GM2000). Rohrschellen zur vermeint- des Hauptspiegels. Seitlich befinden sich lich besseren Tubusbefestigung halte zwei ovale Lüftungsöffnungen, welche ich daher für überflüssig. Mit dem Baa- zum Schutz vor eindringendem Staub der Großfeld-Bino, bestückt mit zwei mit einer sehr feinen Edelstahl-Gaze ab- 24-mm-Panoptik-Okularen und einem gedeckt sind. Leider vermisst man elek- 1,25-fachen Glaswegkorrektor, ergab trische Lüfter, die das Auskühlen des sich eine Vergrößerung von ca. 146-fach Hauptspiegels noch erheblich beschleu- (Abb. 2). Auf der Oberfläche von Jupiter nigen könnten. waren trotz recht unruhiger Luft zeitwei- se schöne Details in den Wolkenbändern Mein allererster Eindruck: zu erkennen und die Monde wurden – modernes und ansprechendes Design sauber abgebildet. Der Fangspiegel war – das Edge HD 1100 verspricht viel Spaß trotz des Transportes nur ganz leicht de- 5 justiert, wie ich im nachfolgenden Test Speziell angefertigte Bahtinov- Optisches Design festgestellt hatte. Maske für optimales Fokussieren. Celestron bezeichnet die Edge HD Optik Diese Maske funktioniert sowohl bei (Edge High Definition) als „aplanatisches Das unvermeidliche Hauptspiegelshifting der vollen Brennweite als auch mit der Schmidt-Cassegrain Teleskop“. Das Bild- (leichte Verkippung des Hauptspiegels Hyperstar-Optik. feld wird, insbesondere für die fotografi- auf der optischen Achse) machte sich beim Fokussieren zwar etwas bemerkbar, aber ich empfand dies nicht als sehr störend. Das Bildfeld wanderte beim Scharfstellen um etwa einen halben Ju- piterdurchmesser hin und her. Am West- horizont erschienen dann leider immer mehr Wolken, so dass ich mit Hilfe meiner Goto-Montierung nur noch kurz auf M 13 und M 27 schwenken konnte. M 13 erschien dabei erwartungsgemäß nahezu aufgelöst und im Hantelnebel konnte ich trotz Horizontnähe schöne Details beobachten. Ein erstes Zwischenfazit an diesem Abend war: Alles funktioniert wie es soll. Ich bekomme Lust auf mehr.

6 M 27, der Hantelnebel, aufgenommen bei f = 2.800 mm. Belichtet wurde 10 x 20 min mit ALccd 6c (weder Dark- noch Flatkalibrierung), voller Bildausschnitt.

VdS-Journal Nr. 35 Amateurteleskope/Selbstbau 67

Fotografische Nutzung bei voller Brennweite (f = 2.800 mm) Erste Video-Testaufnahmen des Mondes mit voller Brennweite auf kleinem Chip waren vielversprechend (Abb. 3). Wie aber klappt die Deep-Sky-Fotografie mit großflächigeren Detektoren? Beim 11’’ Edge HD wird ein korrigiertes Bildfeld von 42 mm angegeben (mit Hyperstar- Option 27 mm). Die Edge-HD Serie unterscheidet sich von den Mitbewerbern unter anderem dadurch, dass das Bildfeld nicht nur komafrei sondern zudem geebnet ist. Dies spielt bei der Fotografie mit größeren CCD-Chips eine entscheidende Rolle. Nur bei einem flachen Bildfeld können Sterne in den äußeren Ecken genauso punktförmig wie in der Bild- feldmitte abgebildet werden. Celestron erreicht dies durch die Verwendung eines 7 hochwertigen Korrektorsystems. M 1, der Krebsnebel, 8 x 20 min belichtet. Sonstige Aufnahmedaten wie Abb. 7, Bildausschnitt ca. 95 % des Kamerabildfelds Der optimale Abstand zur Chipebene, gemessen ab der Gehäuserückwand, soll laut Hersteller 146,5 mm betragen. Zu- fällig betrug die Gesamtlänge meines Kameraaufbaus, bestehend aus einer 2’’-Adapterhülse, einem Off-Axis-Guider und einer ALccd 6c Kamera ca. 154 mm (Abb. 4). Dieser Abstand lag einigerma- ßen nahe am optimalen Backfokus und so konnte ich gleich feststellen, wieviel Toleranz bezüglich des Backfokus mög- lich ist. Ich konnte im Rahmen der vor- herrschenden Seeingbedingungen keine signifikante Bildverschlechterung feststellen. Für optimale Ergebnisse halte ich es allerdings für ratsam, den vorge- gebenen Abstand so genau wie möglich einzuhalten.

Dank der eigens für das Edge-HD 1100 beschafften Bahtinov-Maske kann der optimale Fokus in kurzer Zeit hinreichend exakt eingestellt werden (Abb. 5). Erstaunlich fand ich dabei, wie feinfühlig 8 M 1 wie in Abb. 7, Detailausschnitt bei voller Kameraauﬂösung sich der Hauptspiegel mit dem manuellen Fokussierknopf verschieben lässt. Trotz- dem erleichtert ein motorisch betriebener Abends meiner Aufnahmesoftware, Ma- konnte ich mich über zehn nahezu iden- Fokussiermechanismus das Scharfstellen xIm DL. Eine zwischenzeitliche Kontrolle tische Rohbilder des Hantelnebels freuen ungemein. Bei einem Fokalverhältnis der Rohbilder ergab keine nennenswer- (Abb. 6). Weitere erste Ergebnisse zeigen von f/10 ist die Schärfe-Toleranz noch ten Veränderungen der Schärfe oder Ver- den Krebsnebel M 1 (Abb. 7 und 8) sowie einigermaßen großzügig, aber spätestens schiebungen des Bildfeldes. Alles deutete die Kraterlandschaften auf der südlichen bei f/2 (Hyperstar) kommt es auf aller- also darauf hin, dass der Hauptspiegel Halbkugel des Mondes (Abb. 9). kleinste Veränderungen an. durch die Fixiereinrichtung tatsächlich Als ich bei der ersten Deep-Sky-Testauf- keinerlei Bewegungen unterliegt. Das Meine Einschätzung nahme den Hantelnebel genau in die Mit- Gesamtsystem ist zudem sehr fokussta- Mit der visuellen und auch der foto- te des Bildfeldes gerückt hatte, überließ bil. Nach über drei Stunden Belichtungs- graﬁschen Handhabung des Edge-HD ich den weiteren Verlauf des restlichen zeit (20-minütige Einzelbelichtungen) 1100 hatte ich keinerlei Probleme. Die

VdS-Journal Nr. 35 68 Astrofotograﬁe

Technische Daten

Hersteller: Celestron Bezeichnung: Celestron Edge HD 1100 (11“) digitale Schmidt-Kamera optisches Design: bildfeldkorrigiertes Schmidt- Cassegrain fotografisch nutzbares Bildfeld: 42 mm Öffnung: 11 Zoll / 280 mm Brennweite: 2.800 mm Fokalverhältnis: f/10 Obstruktion: ca. 34 % Kühlung des Hauptspiegels: passiv über Tubusöffnungen 9 Blick auf die gebirgige und von Kratern überzogene Backfokus Südhalbkugel des Mondes. Aufnahme bei f = 2.800 mm mit (fotografisch): optimal bei 146,5 mm ab Videokamera Imagingsource DMK 41AF02.AS Gehäuserückwand Gewicht: ca. 15 kg (einschließlich zu sätzlicher 3“-Montageschiene) Sternabbildung ist auch bis in die äußersten Ecken sehr ordent- Baulänge (nur Tubus): ca. 570 mm lich, vorausgesetzt, der Fangspiegel ist hinreichend genau justiert Durchmesser: ca. 310 mm (getestet mit 28 mm Chip-Diagonale). Wie Eingangs bereits er- wähnt, dürfen Sie nun auf den abschließenden, zweiten Teil des Tubusmaterial: Aluminium Berichtes im nachfolgenden Heft gespannt sein. Hierbei wird im Preis (nur Tubus) in Besonderen auf die Hyperstar-Optik und das optionale Zubehör Deutschland: EUR 3.725,- (Stand 05/2010) eingegangen. Dort finden Sie dann auch meine persönliche Ge- samteinschätzung.

Neues aus der VdS-Fachgruppe Nähere Infos erscheinen spätestens zum Oktober auf unserer FG-Webseite. Am Astrofotografie Tag der Astrofotografen sind konkrete Themen angesagt (z. B. Bildbearbeitung Vom 5. bis 7. März gab es wieder das eigenen Vorträgen (Rausch-Minimierung oder Astro-Technik), dazu lockere Ergeb- jährliche „Deep-Sky-Treffen“ (DST), ge- einer DSLR-Kamera, Wechselwirkungs- nisvorstellungen. Es wird aber auch um meinsam durchgeführt von den visuellen phänomene im System M 51, Gradien- die Neugestaltung der Astrofotografen- Deep-Sky-Beobachtern und den Astro- tenentfernung mit Regim). Beim Gah- gruppe gehen – siehe folgende Zeilen: fotografen. Das interessante Programm berg-Workshop sind Teleskopbauer und Beim diesjährigen Essener ATT im Mai stellte alle Besucher mehr als zufrieden. Astrofotografen vereint – immer in einer haben sich Mitglieder der FG Astrofoto- Beste Resonanz finden nach wie vor die informativen und freundschaftlichen At- grafie (Werner E. Celnik, Mark Hellweg, abendlichen Treffs mit Diskussionen und mosphäre mit viel Gedankenaustausch Peter Riepe und Rainer Sparenberg) mit Erfahrungsaustausch in kleinen Grup- und neuen Ideen. Nähere Infos zum Stefan van Ree, dem Administrator von pen, begleitet von einer ausgezeichneten Gahberg-Programm auf den Webseiten Astronomie.de, zusammengesetzt und ei- Gastronomie. Näheres entnehmen Sie http://www.astronomie.at/ und http:// nen veränderten Auftritt auf Astronomie. unseren Webseiten http://www.fach- www.astrofotografie.fg-vds.de/. de beschlossen. Keine Sorge – das belieb- gruppe-deepsky.de/ und http://www.as- te „Astrofoto der Woche“ (AdW) bleibt, trofotografie.fg-vds.de/. Seien Sie doch Die BoHeTa findet in diesem Jahr am 23. aber daran anknüpfend werden wir eine im nächsten Jahr auch einmal dabei! Oktober statt. Astrofotografische Beiträge neue Art astrofotografischer Diskussion sind gern gesehen. Wer etwas beitragen mit Infos und Beratung für Jedermann Der 1. Mai ist für die VdS-Astrofotogra- kann/möchte, wende sich an Peter Riepe. aufbauen. fen inzwischen ein fester Termin im Salz- Am 20. November wird es endlich wieder kammergut. Peter Eppich, Peter Riepe einen „Tag der Astrofotografen“ geben. und Andreas Rörig nahmen am diesjäh- Ort ist wie bei den letzten beiden Ma- Mit astrofotografischen Grüßen rigen Gahberg-Workshop teil, auch mit len die Volkssternwarte Recklinghausen. Peter Riepe

VdS-Journal Nr. 35 Astrofotograﬁe 69

Astrofotograﬁe für den Einsteiger – aktuelle Bilder aus dem Fachgruppenarchiv von Peter Riepe

1 Polstrichspur, Bildautor: Jan Koeman

VdS-Journal Nr. 35 70 Astrofotograﬁe

Als ermutigendes Ergebnis soll zunächst eine Standaufnahme von Christian 2 Putz vorgestellt werden (Abb. 2). Am Konstellation 16.04.2010 um 21:10 Uhr fotograﬁerte Mond/Venus, er sein Motiv „Mondsichel und Venus Bildautor: am Abendhimmel“. Standort war Marl- Christian Putz Sickingmühle. Kamera war eine Olympus E30, Objektiv Zuiko Digital 40-150 mm / 1:3,5-4,5 bei 150 mm Brennweite. Emp- ﬁndlichkeitseinstellung ISO 250, Belich- tung 2,5 s.

Redaktionelle Anmerkung: Hier kam mit einfachen Mitteln ein dekoratives Ergeb- nis zustande. Solche Bilder fordern auf zum Nachahmen!

Das zweite Foto ist von Jan Koeman (Abb. 1). Er stammt aus dem niederländischen Middelburg, wo Hans Lipperhey 1609 das erste Teleskop erfand. Anfang Mai hat er seine Ferien in Nordburg-Wienhausen (Niedersachsen) verbracht. Da die Näch- te klar und dunkel waren, richtete er am 04.05.2010 seine Nikon D300 mit Fish- Eye-Objektiv f = 10,5 mm bei Blende 4,5 auf sein Wohnquartier, einen Getreide- speicher aus dem Jahre 1606. Darüber zogen dann die Sterne ihre Spuren um den nördlichen Himmelspol. Die Stativ- Aufnahme wurde 20 min belichtet.

Redaktionelle Anmerkung: Große Klas- Als Drittes schickte Markus Paul aus baute er auf dem Balkon sein Instrument se, Motiv technisch gut aufgeteilt. Ohne Freiburg der Redaktion der FG Astrofoto- auf: Eine Skywatcher-Montierung HEQ- Zweifel ein „Postkartenmotiv“ ... grafie ein Deep-Sky-Foto, das er aus der 5, darauf ein Apochromat Scopos TL Freiburger Innenstadt heraus belichtet 805 (80,5 mm Öffnung, 560 mm Brenn- hat. Am 8. März 2010 gegen 21:30 Uhr weite). Mit einer unmodifizierten Canon 300d nahm er die Galaxie Messier 51 im Sternfeld auf. Das Seeing war nur mittel- mäßig. Bei ISO 800 belichtete er viermal 400 s und viermal 300 s einschließlich der Darkfieldaufnahmen. Die Nachfüh- rung erfolgte mit einem Leitrohr über Guidedog und einer Philips-Webcam plus Laptop. Per Deepsky-Stacker wurden die Aufnahmen übereinander gelegt, dann in Fitswork und Photoshop bearbeitet.

Redaktionelle Anmerkung: Dieses Re- sultat sollte dem Einsteiger Mut machen. Markus Paul schreibt dazu: „Es ist zwar von der Lichtverschmutzung von der Stadt aus nicht optimal, wäre aber bestimmt ein schönes Beispiel, dass es durchaus funktioniert.“

3 M 51 aus Freiburg heraus, Bildautor: Markus Paul

VdS-Journal Nr. 35 Atmosphärische Erscheinungen 71

Staubtrübung durch Vulkanaus- bruch in Island von Claudia Hinz

Am Morgen des 11.04.2010 brach im Südwesten von Island der Gletschervul- kan Eyjafjallajökull aus (Abb. 1). Seine Asche stieg bis in Höhen zwischen 10 und 12 km und wurde mit einer straffen Nordwestströmung ab 15.04. auch nach Mitteleuropa getrieben, wie die Falsch- farben-Staubkomposits des Deutschen Wetterdienstes deutlich zeigen (Abb. 2). Die höchste Konzentration über Deutsch- land wurde dabei am 17.04. und 18.04. gemessen (Abb. 3).

In Island selbst wurden Teile des Landes mit einer Schicht Vulkanasche bedeckt. In den unmittelbar am Gletschervulkan gelegenen Siedlungen machte die hohe Aschekonzentration in der Luft den Tag zur Nacht. Als die Aschewolke nach Mit- teleuropa trieb, wurden auch dort die Folgen spürbar, indem der Flugverkehr komplett lahm gelegt wurde. Der Grund: Die Teilchen aus der Vulkanasche kön- nen Flugzeugtriebwerke beschädigen, die Sensoren verstopfen und außerdem die Sicht der Piloten behindern.

Atmosphärisch erzeugte die Asche hier- zulande vor allem Luftt rübungen (Abb. 4)

1 NOAA-Aufnahme von der Ascheemmition des Vulkans Eyjafjallajökull am 19.04.2010 (Quelle: NASA)

2 Farbkomposit der Staubkonzentration von METEOSAT 9. Vulkanasche in hoher Konzentration kann je nach Zusam- mensetzung etwas unterschiedliche Farben annehmen. Im östlichen Teil des markierten Gebietes hat die Aschewolke eine deutlich orange Farbe. Der über Deutschland gelegene westlichere Teil hat dagegen bereits eine Farbe zwischen Orange und Magenta angenommen. (Quelle: DWD)

VdS-Journal Nr. 35 72 Atmosphärische Erscheinungen

4 Ankunft der Vulkanasche im oberbayrischen Inntal am Morgen des 17.04.2010. Die Sichtweite nahm innerhalb einer Stunde deutlich ab und betrug um 9:00 Uhr kaum noch 20 km bei einer Luftfeuchte von 50 %. (Foto: Claudia Hinz)

3 Links: Ascheschichten (orangefarben) über Leipzig am 18.04. nach- mittags/abends (Quelle: Leibnitzinstitut für Troposphärenforschumg Leipzig)

und den Ring von Bishop (Abb. 5), der durch Lichtbeugung an den winzigen Vulkanaerosolen entsteht. In der Höhe bildeten die Partikel zusätzliche Konden- sationskeime, an denen Restfeuchtigkeit (die im Normalfall nicht für Wolkenbil- dung ausreichen würde) zu Eiskristallen gefror und so genannte „Invisible Cirrus Clouds“ entstehen ließ. Die Größe und/ oder Dichte der Eiskristalle reicht häu- ﬁg nicht aus, um die Wolken sichtbar zu machen, aber ihre Existenz kann durch die Entstehung zarter Halos wie Licht- säulen (Abb. 7) oder Nebensonnen (Abb. 9) nachgewiesen werden.

Leider brachte die Asche des Eyjafjal- lajökull nicht die nach dem Sarychev- Ausbruch gewohnten farbigen Dämme- rungserscheinungen. Zum einen wurden die Partikel nicht hoch genug geschleu- dert, um in der Stratosphäre verbleiben zu können. In Süddeutschland gab es

5 Ring von Bishop in Bochum, aufgenommen am 16.04.2010 um 18:50 Uhr (Foto: Peter Krämer)

VdS-Journal Nr. 35 Atmosphärische Erscheinungen 73

6 Links: Absinkende Aschepartikel am 20.04.2010 (Quelle: Leibnitzinstitut für Troposphärenforschumg Leipzig)

Anzeige 74 Atmosphärische Erscheinungen

7 Lichtsäule an nicht sichtbaren Cirren, aufgenommen am 16.04.2010 um 20:13 über dem Hohen Moor bei Oldendorf, Landkreis Stade (Foto: Kerstin Lorenz)

VdS-Journal Nr. 35 Atmosphärische Erscheinungen 75

bereits am Abend des 18.04. gewittrige Niederschläge, welche die Luft deutlich säuberten. Vor allem in Graupelkör- nern konnten auf weißem Papier kleine schwarze spitze Gesteinsrückstände von 1 µm bis 1 mm Größe aufgefangen werden (Abb. 8). Aber auch in den re- genfreien Gebieten sanken die schweren Vulkanpartikel allmählich ab (Abb. 6). Zudem verdünnt sich Vulkanasche und Staub aus Höhen bis etwa 10 Kilometern über Grund recht schnell und sedimen- tiert dann innerhalb weniger Tage.

Zum zweiten wurde nur eine schwach 8 erhöhte SO2- und H2SO4-Konzentration Gesteinsrückstände aus geschmolzenem Graupel an der Wetterwarte Wen- in einer Höhe von 10 bis 12 km regist- delstein (1.838 m) am 18.04.2010 (Foto: Claudia Hinz / DWD) riert. Die Schwefelsäurepartikel waren es ja letztendlich, welche nach dem letzten für Mitteleuropa relevanten Ausbruch des Sarychev im letzten Herbst in vier sehr wenige Schwefeloxide in die freie verschiedenen Höhen das wunderschöne Atmosphäre austreten. Purpurlicht erzeugte (siehe VdS-Journal für Astronomie Nr. 33, Seite 83ff). Wahr- Mein besonderer Dank gilt dem Meteoro- scheinlich wird bei Eyjafjallajökull ein logischen Observatorium Hohenpeißen- 9 Großteil des austretenden Schwefeldi- berg und dem Deutschen Wetterdienst Nebensonnen am 16.04.2010 oxids quasi beim Entstehen der Asche- allgemein für das Bereitstellen der Mess- um 18:30 Uhr bei Barsinghausen, wolke an Wasser gebunden, so dass nur werte. Region Hannover (Foto: Reinhard Nitze)

VdS-Journal Nr. 35 76 Deep-Sky

Aus der Fachgruppenarbeit

Das Deep-Sky-Treffen, welches vom 5.3. bis 7.3.2010 im Es ist jetzt ein Jahr her, dass Johannes Schilling und ich Hotel Sonnenblick in Bebra stattfand, liegt nun gerade die Triangulumgalaxie M 33 als erstes Objekt für un- hinter uns. Für mich war es die erste Teilnahme. Einen ser neues, fortlaufendes Projekt vorstellten. Wie damals genauen Bericht können Sie in dieser Ausgabe des Jour- versprochen werden hier die Ergebnisse präsentiert. Wir nals lesen. bitten weiterhin um zahlreiche, aktive Teilnahme an unserem Vorhaben! In diesem Journal werden zwei kleine Ein Ereignis des DSTs möchte ich dennoch vorwegneh- offene Sternhaufen nahe des vielleicht berühmtesten aller men: Es konnte wieder eine Fachgruppensitzung abge- veränderlichen Sterne,•• •Cephei, vorgestellt. halten werden! Herzlichen Dank an die Teilnehmer! In Bebra wurde auch der neue Fachgruppen-Flyer ofﬁziell Allzeit klare Nächte wünscht Ihr/Euer vorgestellt. Das Design ist nun dem allgemeinen Design Daniel Spitzer der VdS-Flyer angepasst.

Das Deep-Sky-Treffen 2010 in Bebra von Daniel Spitzer

Im März war es wieder soweit – das Deep-Sky-Treffen sollte stattﬁnden. Vom 5.3. bis 7.3.2010 traf sich wieder die Ge- meinde der Astrofotografen und der visuellen Beobachter im Hotel Sonnenblick am Stadtrand des hessischen Bebra. Zwar kannte ich die Berichte von vorangegan- genen Treffen, aber dabei war ich nun zum ersten Mal. Das Wetter stand jedoch für viele der Anreisenden vorerst im Mit- telpunkt. Starke Schneefälle waren ange- kündigt und die Vorhersagen bewahrhei- teten sich (Abb. 1).

Schnell machte die Geschichte die Run- de, zwei Teilnehmer mussten nach 50 km umkehren, weil die Straßen unbefahrbar waren. Insgesamt kam es wetterbedingt zu vielen kurzfristigen Absagen.

Der erste Nachmittag und Abend standen dem gegenseitigen Kennenlernen zur Verfügung. Insbesondere die späten 1 Der lange Winter 2009/2010 erschwerte die Anreise nach Bebra. Abend- und frühen Morgenstunden wurden dafür herangezogen. nen als pdf-Dateien auf der Homepage Nach der ofﬁziellen Begrüßung durch Am Samstagmorgen ging es dann mit www.fachgruppe-deepsky.de herunter- die Veranstalter Jens Bohle und Peter dem eigentlichen Programm in Form von geladen werden, sofern diese von den Riepe wurde der Vortragsreigen von Uwe Vorträgen los. Ich möchte die einzelnen jeweiligen Vortragenden zur Verfügung Glahn und Jens Bohle eröffnet, sie stell- Vorträge hier nicht detailliert besprechen, gestellt wurden. ten neue fotograﬁsche und visuelle Ziele die Präsentationen der Referenten kön- vor. Insgesamt war das Programm sehr

VdS-Journal Nr. 35 Deep-Sky 77

3 2 Experimentelle Messung des Beim „Kennenlernen“: Stefan Schuchardt, Jens Bohle und Uwe Glahn Pupillendurchmessers, der visuellen Grenzgröße und der Erkennbarkeit von Details in ﬂächigen Objekten (bei abge- dunkeltem Raum)

ausgewogen - die Zahl von visuell und fotografisch geprägten Vorträgen war etwa 50:50. Für einen „Visuellen“ wie mich waren auch die Vorträge der Ast- rofotografen sehr interessant. Mark Hell- weg etwa zeigte, wie er Schmalbandfilter an seiner DSLR-Kamera verwendete und was dabei herauskommt. Experimentell wurde es mit dem Vortrag von Micha- el Mushardt. Hier konnte man in einem abgedunkelten Raum seinen Pupillen- durchmesser, visuelle Grenzgröße und 4 Erkennbarkeit von Details in flächigen Der Vortragssaal: Blick ins Auditorium während der Vorträge Objekten messen lassen (Abb. 2). Die Messungen selber wurden während der Kaffee- und Mittagspausen durchgeführt. Die hier entstandenen Ergebnisse wurden am Sonntag im zweiten Teil des Vortrags gezeigt. Peter Riepe zeigte uns die physi- kalischen Aspekte und den Nachweis von Wechselwirkungseffekten in M 51 durch Amateurastronomen.

In dieser Weise ging es den Rest des Ta- ges weiter. Nach jedem Vortrag wurde eine kurze Pause eingelegt, um sich mit Getränken an der Bar versorgen zu kön- nen. Mittags- und Kaffeepausen waren etwas ausgedehnter. Nach dem Abend-

5 Bernd Gährken präsentiert sein „Staubsauger-scope“.

VdS-Journal Nr. 35 78 Deep-Sky

essen gab es noch mal ordentlich was ein neues Fachgruppenprojekt beschlossen, dass die Vorträge auf der Fachgrup- aufs Auge: Bernhard Hubl und Harald sen „2 Objekte - 2.000 Beobachter“. Dazu penhomepage zum Download angeboten Strauß zeigten uns, was die Sternfreunde aber im Artikel hier unten mehr. Im wei- werden sollen. Ferner werden wir beim aus Österreich astrofotografisch machen. teren Verlauf des Abends wurde weiter DST 2011 auch Raum für spontane Bei- Viele hochkarätige Bilder wurden uns fleißig kennengelernt. Im Anschluss des träge am Freitagabend bieten. Das DST dabei vorgestellt und rundeten damit den letzten DST-Vortrags haben wir noch mal 2010 lässt auf eine ebenso schöne Ver- zweiten Abend ab. Nach diesem Vortrag auf die Veranstaltung zurück geblickt. anstaltung im nächsten Jahr hoffen. Das konnten wir die Fachgruppensitzung der Besonders das ausgewogene Angebot DST 2011 wird vom 18.3. bis 20.3. wieder visuellen Beobachter durchführen. Acht aus visuellen und fotografischen Themen in Bebra stattfinden. Infos wie immer auf Teilnehmer waren zugegen! Dabei wurde kam gut an. Außerdem wurde beschlos- unserer FG-Webseite. 2 Objekte – 2.000 Beobachter von Daniel Spitzer

Auf dem DST 2010 wurde die Durchfüh- Sternfreund etwas zu bieten. Schon die galaxie IC 1296, welche sich nordöstlich rung eines neuen Beobachtungsprojekts recht einfach zu lokalisierende Position von M 57 befindet. Im Kontext zu fast beschlossen. Es soll dabei um den „Weih- zwischen den Sternen Gamma und Beta jeder Beobachtung des Ringnebels wird nachtsbaum-Haufen“ NGC 2264 und um des Sternbildes Leier lädt zu einem Be- dessen Zentralstern genannt. Die Beob- den „Ringnebel in der Leier“ M 57 gehen. such bei diesem relativ hellen Objekt ein. achtung hat schon zu manch kontroverser Ziel des Projekts ist es, von möglichst vie- Schon für den beginnenden Sternfreund Diskussion innerhalb der Amateurszene len Beobachtern möglichst viele Beobach- stellt sich mit kleinem Teleskop bei M 57 geführt. Beobachtungen dieses im visu- tungen zu sammeln. Ganz neu ist, dass ein schneller Beobachtungserfolg ein. ellen etwa 15 mag hellen Zentralsterns sie Ihre gescannten Zeichnungen direkt Ab etwa 100-facher Vergrößerung ist die wurden schon mit Öffnungen ab etwa 150 auf der FG-Homepage www.fachgruppe- charakteristische Form des Nebels erkenn- mm erfolgreich durchgeführt. Fakt ist, dass deepsky.de nach kurzer Registrierung bar. Der Entdecker, Antoine Darquier de der Stern in der Mitte des PN sicher nur hochladen können. Auf diese Weise ist der Pellepoix, beobachtete den PN 1779 erst- bei gutem Seeing erkannt werden kann. Status und Fortschritt jederzeit einsehbar. mals. Er nutzte ein Teleskop mit gerade Selbst mit sehr großer Öffnung von 500 Im Folgenden lesen Sie eine kleine Über- mal etwas mehr als 60 mm Öffnung. Der mm ist die Sichtung des etwa 120.000 K sicht zu den beiden Objekten. Hauptkörper des PN misst etwa 60 x 80 heißen Zwergsterns keine Selbstverständ- Bogensekunden. Der den PN umgebenden lichkeit. Vielleicht bringen die Beobach- Der „Weihnachtsbaum-Haufen“ Halo lässt den Durchmesser des PN auf tungsergebnisse innerhalb dieses Objekts NGC 2264 über 200 Bogensekunden anwachsen. Auf nähere Aufschlüsse über die Sichtbarkeit Dieser offene Sternhaufen befindet sich tiefen langbelichteten Fotografien tangiert des Zentralsterns. in etwa 2.500 Lichtjahren Entfernung im der Halo des PN gerade die Hintergrund- Sternbild Einhorn an der Position Rek- tasz. 06h 41m, Dekl. +09° 53’. Er ist mit Impression dem visuell schwierigen Konusnebel assoziiert. Auf Fotos fällt auf, dass die Spit- ze des Christbaumes gerade die Spitze des Konusnebels berührt, was ihm einen besonderen Reiz gibt. Haufen und Nebel zusammen tragen die Bezeichnung NGC 2264. Der Weihnachtsbaum-Haufen trägt auch die Bezeichnungen Mel 49, Cr 122 und H VIII 5. Der letzte der genannten Ka- talogeinträge weist auf seinen berühmten Entdecker hin: Es war Wilhelm Herschel. Er fand den Haufen am 18.1.1784 und gab ihm die genannte Bezeichnung. Der im Durchmesser 20 Bogenminuten große Haufen ist relativ locker aufgebaut. Der hellste der etwa 40 Sterne ist S Mon (= 15 Mon) mit etwa 4,7 mag. Er befindet sich am Fuß des Baumes. Die übrigen Mitglieder befinden sich im Helligkeits- bereich der 8. Größe.

Der „Ringnebel“ M 57 Der in Amateurkreisen wohl bekann- Die Aufnahme des Mondes nur zwei Grad über dem Horizont entstand am 5. August 2009 und wurde afokal teste Planetarische Nebel hat für jeden durch ein Bresser 25x90-Fernglas südlich von Stockholm aufgenommen. Bildautoren: Erika und Joel Jonsson

VdS-Journal Nr. 35 Deep-Sky 79

Visuelles Deep-Sky-Beobachtungs- projekt: Planetarische Nebel am Winterhimmel

In den Wintermonaten friert man als Amateurastronom zwar am Teleskop, wird aber mit langen und oftmals sehr dunklen Nächten belohnt. Es sollte also nicht an Zeit und Himmelsqualität man- geln, wenn sie die vorgestellten Objekte beobachten möchten.

Der erste der beiden Planetarischen Ne- bel (PN) trägt die Katalogbezeichnung PK231+4.1. Wer die Position des Offenen Sternhaufen M 46 kennt, findet den PN sehr leicht etwa 30 Bogenminuten nörd- lich dessen Zentrums. Dort zeigt sich eine ca. 30 Bogensekunden große, rundliche Aufhellung von etwa 14 mag. Das mag zunächst abschreckend klingen, doch das Objekt ist einfacher als man angesichts des exotisch anmutenden Katalogein- trags vermuten mag. Für Besitzer kleinerer und mittlerer Teleskope mag auch die Helligkeit eher Skepsis hervorrufen. Aber auch unter leicht aufgehelltem Vorstadt- himmel mit 8 Zoll Öffnung ist er recht gut beobachtbar (Abb. 1). 1 Karte zum Aufsuchen des Planetarischen Nebels PK231+4.1 im Stern- bild Puppis. Das Inset zeigt die Umgebung im Detail. Die Karte wurde erstellt Der zweite PN ist in einem vertrauteren mit dem Programm „Cartes du Ciel“. Katalog zu finden - dem NGC. Dort trägt er die Nummer 2346. Er ist in der Aus- dehnung schon einiges größer als der vorangegangene PK231+4.1: NGC 2346 ist etwa 1,0 x 0,8 Bogenminuten groß. Er ist auch sehr leicht zu finden. Man beginnt den kurzen Starhopp bei Delta Monocerotis (etwa 4 mag hell) und han- gelt sich an zwei Sternen direkt im Über- sichtsokular zum PN. Dort angekommen sollte sich eine Aufhellung von 12 bis 13 mag zeigen (Abb. 2).

Viel Spaß und Erfolg beim Beobachten wünschen Johannes Schilling und Daniel Spitzer.

2 Karte zum Aufsuchen des Planetarischen Nebels NGC 2346 im Sternbild Einhorn. Das Inset hilft beim Starhopp, beginnend bei Delta Mon. Die Karte wurde erstellt mit dem Programm „Cartes du Ciel“. 80 Deep-Sky

Visuelles Deep-Sky-Beobachtungs- projekt: M 33 von Daniel Spitzer und Johannes Schilling

Genau ein Jahr ist es nun her, dass wir mich vielleicht des Sakrilegs bezichti- Ihnen die Triangulumgalaxie zur Beob- gen, dass ich statt des Südhimmels ganz achtung vorgestellt haben. Nun ist es schnöde ein Nordhimmelobjekt aus die- soweit, dass wir die Ergebnisse präsen- sen südlichen Breiten heraus beobachtet tieren können. Insgesamt haben wir 18 habe. Doch keine Sorge, der Südhimmel (!) Zeichnungen von M 33 erhalten - ist nicht zu kurz gekommen. Eigentlich insbesondere Zeichnungen von mit der wollte ich die lange, erfüllte Beobach- Galaxie assoziierten Objekten sowie ei- tungsnacht rechtschaffen müde mit einen vollständigen Beobachtungsbericht. nem entspannten Blick auf M 33 mit dem Diesen erhielten wir von Rainer Töpler, 8x32-Fernglas beschließen. Der sich mir der M 33 mit einem 8x32-Fernglas von bietende Anblick versetzte mich jedoch Namibia aus beobachtete. Er schreibt: augenblicklich wieder in einen hellwa- „Diese Galaxie kann unter schlechten chen, aufgeregten Zustand. So hatte ich Bedingungen wirklich frustrierend für die Galaxie noch niemals vor Augen ge- den Beobachter sein. Vom Rande mei- habt. Unübersehbar hell und auffällig. In ner Kleinstadt mit 25.000 Einwohnern dem ausgedehnten Nebelﬂeck zeichneten hatte ich oftmals Mühe, das Objekt mit sich ganz offensichtliche Strukturen ab. einem 8x32-Fernglas überhaupt zu ﬁn- Ohne jeden Zweifel präsentierte sich M 33 den. Erst mit einem Abstand von mehre- vor mir mit seinen Spiralarmen! Und dies ren Kilometern war es dann als nebliger, eingebettet in ein ausgedehntes Sternen- unstrukturierter Fleck auch mit direkter feld, so wie es nur ein kleines Fernglas Sichtweise in diesem Instrument erkenn- bietet! Wie überwältigt war ich, selbst bar. Ein wirklich dunkler Himmel kann mit der bescheidenen Optik schon solche 1 Übersichtszeichnung von M 33 jedoch selbst mit einem so kleinen Gerät Einzelheiten an einer fernen Welteninsel von Namibia aus, beobachtet mit einem eine Offenbarung an M 33 bedeuten. Dies zu erblicken! (Abb. 1)“ 8x32-Fernglas. Zeichnung von Rainer konnte ich in Namibia erleben. Man wird Töpler.

3 2 Übersichtszeichnung von M 33, beobachtet hat Jo- Übersichtszeichnung von M 33 von Klaus Wenzel. hannes Schilling mit einem 20x50-Fernglas unter ländlichem Verwendung fand sein 12,5-Zoll-Newton bei Vergrößerun- Himmel. gen von 75- bis 170-fach in drei Beobachtungsnächten.

VdS-Journal Nr. 35 Deep-Sky 81

5 4 Zentralbereich von M 33, Zeichnung von Johannes Zentrum von M 33 mit BCLMP 25, beobachtet hat Schilling mit einem 16-Zoll-Newton bei 370-fach. Klaus Wenzel mit seinem 12,5-Zoll-Newton mit 214-facher Vergrößerung.

7 6 NGC 588, gezeichnet von Rainer Töpler im 360-mm- NGC 604, gezeichnet von Rainer Töpler im 360-mm- Newton bei 200-facher Vergrößerung ohne Filter. Newton bei 308-facher Vergrößerung ohne Filter.

9 8 NGC 592, gezeichnet von Rainer Töpler im 360-mm- NGC 595 von Rainer Töpler, Instrument: ein 360-mm- Newton bei 220-facher Vergrößerung ohne Filter. Newton bei 220-facher Vergrößerung ohne Filter.

VdS-Journal Nr. 35 82 Deep-Sky

10 IC 136, 139 und 140, Zeichnung von Rainer Töpler, 11 IC 142 und 143, Zeichnung von Rainer Töpler, 360-mm-Newton 360-mm-Newton

Johannes Schilling verwendete für seine Dies zeigt, dass nicht nur ein dunkler Öffnung bereithält: Die Zeichnung ent- Übersichtszeichnung ein 20x50-Fernglas Himmel wichtig ist, auch die typischen hält neben M 33 weitere acht Objekte! (Abb. 2). Er schrieb dazu: „Im indirekten Beobachtungstricks wie indirektes Sehen Sehen werden zwei innere Spiralarme helfen enorm. Johannes Schilling hat weiter ins Zent- deutlich. Ansatzweise und teils deutlich rum der Galaxie hinein gezoomt. Abbil- tauchen weitere Armansätze in der Ken- Eine weitere Übersichtszeichnung sende- dung 4 zeigt diesen Bereich. Johannes region und einige Sternwolken bzw. Gas- te uns Klaus Wenzel zu (Abb. 3). Er führte schreibt dazu, dass sich dort mehrere nebel (NGC 604) auf. Sehr schwach oder seine Beobachtung mit seinem 12,5-Zoll- Aufhellungen zeigen, welche er für rie- nur erahnbar erscheinen Arme in den Newton durch. Man erkennt hier sofort, sige Sternhaufen hält. „Es ergibt sich all- äußeren Bereichen.“ was das Objekt für ein Teleskop mittlerer mählich der Eindruck eines Balkens etwa

VdS-Journal für Astronomie · Vereinszeitschrift der Vereinigung der Sternfreunde (VdS) e.V. Hier schreiben Mitglieder für Sternfreunde. Herausgeber: Vereinigung der Sternfreunde (VdS) e.V. Graﬁken u. Bild- bearbeitung: Produktbüro Lehmann und die Autoren Geschäftsstelle: Postfach 1169, D-64629 Heppenheim Tel: 0 62 52 / 78 71 54 Layout: Bettina Gessinger, Dipl. Designerin Fax: 0 62 52 / 78 72 20 E-Mail: [email protected] Anzeigen: Otto Guthier c/o VdS-Geschäftsstelle www.vds-astro.de Litho und Druck: Produktbüro Lehmann, Waltrop Redaktion: Dr. Werner E. Celnik, Stephan Fichtner, Vertrieb: Teutsch, Laudenbach Otto Guthier, Dietmar Bannuscher, Sven Melchert. Bezug: „VdS-Journal für Astronomie“ erscheint Redaktionelle Mitarbeit der VdS-Fach- viermal pro Jahr und ist im Mitglieds - gruppen-Redakteure und VdS-Mitglieder beitrag von 30,- (Europa) und 35,- (außereurop. Länder), bzw. ermäßigt Mitarbeit: Ruth Lulay, Eva Garbe 20,- pro Jahr enthalten Beiträge werden erbeten an: IMPRESSUM VdS-Geschäftsstelle, Postfach 1169, D-64629 Heppenheim und an die Redakteure der VdS-Fachgruppen (siehe Redaktions- liste). Redaktionsschluss für die Ausgabe Nr. 37 ist der 01.11.2010. Die Endredaktion erlaubt sich einen Hinweis auf die Schwerpunktthemen der zukünftigen Journale (lt. Protokoll FG-Treffen Juni 2009, Heppenheim): VdS-J Nr. 36: „Astronomie in Gruppen und Vereinen“. Mit dem Einsenden gibt der Autor sein Einverständnis zum Abdruck im „VdS-Journal für Astronomie“. Es besteht keine Veröffentlichungspﬂicht. Die Redaktion behält sich vor, Beiträge gar nicht oder in gekürzter Form zu veröffentlichen. Das Copyright obliegt den jeweiligen Autoren. Die abgedruckten Texte geben nicht unbedingt die Meinung der Redaktion wieder.

VdS-Journal Nr. 35 Deep-Sky 83

12 Die HII-Regionen 255 und 256, gezeichnet von Jens 13 Die HII-Regionen 623, 624, 625 und 638 bei 321-fa- Bohle an einem 500-mm-Dobson mit 214-facher Vergröße- cher Vergrößerung, von Jens Bohle, alle weiteren Angaben rung bei einer Grenzgröße von 6,0 mag (in UMi) wie in Abb. 12.

14 Die HII-Region 740, gezeichnet von Jens Bohle bei 15 Die HII-Region 749 und der Haufen 142, Zeichnung 432-fach im 500-mm-Dobson. Die Grenzgröße betrug 6,0 von Jens Bohle, die er schon 2003 bei 432-fach an seinem mag (im Cep). 500-mm-Dobson anfertigte. Die Grenzgröße betrug damals 6,0 mag (im UMi). in West-Ost Richtung, der aus mehreren M 33 zeigt sehr viele HII-Regionen, oft Eine ganze Reihe von HII-Regionen Sternwolken gebildet wird“, schreibt er sind diese sogar einfacher zu beobachten nahm sich Jens Bohle zur Brust. Er be- zu seiner Zeichnung. Auch die Spiralar- als die Galaxie selber als Ganzes. Einige obachtete mit seinem 20-Zoll-Dobson mansätze meinte er nach einiger Zeit dieser Objekte sind im NGC verzeichnet. die eher schwachen Vertreter dieser Art ausmachen zu können. Von diesen sendete uns Rainer Töpler ei- (Abb.12-15). Die Abbildung 12 zeigt die nige unglaublich detailierte Zeichnungen Regionen 255 und 256, die involvierten Klaus Wenzel hat in Zentrumsnähe das (Abb. 6-9). Auch einige Wasserstoffnebel Haufen waren nicht als separate Objekte, nebulöse Objekt BCLMP 25 (= A48) aus- des Index Catalogue beobachtete er mit sondern nur als Konglomerat erkennbar. machen können (Abb. 5). Die Beobach- seinem 360-mm-Newton (Abb. 10-11), Die Wasserstoffnebel sprachen bei seiner tung fand bei 214-facher Vergrößerung wobei IC 136 in Abbildung 10 ein Offe- Beobachtung weder auf den UHC- noch statt. ner Sternhaufen ist. auf [OIII]-Filterung an. Die Region 638

VdS-Journal Nr. 35 84 Deep-Sky

16 Kugelsternhaufen C 39, gezeichnet von Johannes 17 Kugelsternhaufen GC 15, von Johannes Schilling, Schilling. Beobachtet wurde mit einem 16-Zoll-Newton bei angefertigt bei der Beobachtung am 16-Zoll-Newton bei 370- 370-fach. fach.

konnte er sofort als schwachen Schim- etwas heller als jene von C 39. Eine Zeich- größerung dauerhaft sicher halten konn- mer wahrnehmen. 624 und 625 sind zwar nung eines „hellen“ Sterns von M 33 erte, trotz leichten Dunstes. schwieriger, aber getrennt zu sehen. Auch hielten wir von Jens Bohle (Abb. 18). Es Hinweis der Red.: M 33 wurde im VdS- 623 konnte er sehen. 626, welche sich handelt sich dabei um den Roten Riesen Journal für Astronomie Nr. 33 fotogra- in dieser Gegend beﬁndet, blieb jedoch f300, den er erst bei fast 600-facher Ver- ﬁsch ausführlich vorgestellt. verborgen (Abb. 13). Die HII-Region 740 zeigt sich als rundliche Aufhellung ohne weitere Helligkeitskonzentration.

Mit UHC- bzw. [OIII]-Filter ist sie unsicht- bar. Die angrenzenden Objekte 741 und 734 konnte er nicht sehen. Jens konnte auch den Offenen Sternhaufen 142 beobachten (Abb. 15), der ein stellares Objekt blieb. Ebenfalls in Abbildung 15 ist die HII-Region 749 gezeigt, die sich als ein diffuses Nebelchen darstellte. Er hatte dabei sehr gute Bedingungen, dies zeigt die Beobachtung des schwachen Sterns innerhalb von NGC 604 (der große Nebel in Abb. 15). Er schrieb dazu, dass dort bis zu vier Sterne beobachtbar sein können.

Zwei Kugelsternhaufen konnte Johannes Schilling sehen. Der eine trägt die Bezeich- nung C 39 (Abb. 16), der andere GC 15 (Abb. 17). Der erste war für den Beobachter als kleine Nebelwolke mit leichter zentraler Aufhellung im indirekten Sehen bei etwa 370-facher Vergrößerung wahrnehmbar. Johannes vermutet hier eine schwach ovale Form des Objekts. GC 15 erschien ihm minimal heller, aber gleich groß. Außer- 18 Der Rote Riese f300, beobachtet im 500-mm-Dobson bei 562-facher dem erscheint ihm die zentrale Aufhellung Vergrößerung

VdS-Journal Nr. 35 Deep-Sky 85

NGC 7217, eine helle Galaxie im Pegasus von Klaus Wenzel

Das Sternbild Pegasus ist sicherlich eines der attraktivsten Ziele für Galaxienjäger. Ende August, wenn die kurzen Sommer- nächte langsam zu Ende gehen, gewinnt das große Quadrat abends zur besten Be- obachtungszeit langsam am Osthimmel wieder an Höhe. Neben der benachbarten hellen Galaxie NGC 7331 mit ihren schwachen Begleitgalaxien ist die etwas isoliert stehende NGC 7217 eines der pro- minentesten Objekte dieser Region.

Geschichtliches Die Geschichte von NGC 7217 begann in der Nacht vom 7. auf den 8. September 1784. In dieser Nacht ging dieser schöne Spiralnebel Wilhelm Herschel ins Netz, der diese Region mit seinem „20-Fuß- Spiegel“ visuell durchmusterte. Die erste visuelle Beschreibung dieses Objektes vom Entdecker lautete: „considerably large, round, gradually much brighter in 1 Die Umgebung von NGC 7217, nach einer CCD-Aufnahme von Wolfgang Düs- the middle, easily resolvable“. Eine sehr kau vom 20.09.2006 an einem 125-mm-Starfire-Refraktor. Belichtung: 15 min. treffende Beschreibung, die heute mit mittleren Teleskopen gut nachvollzogen werden kann [1]. Etwas mehr als ein hier um einen entfernten Kugelsternhau- heim beobachtet. Motiv für Schönfeld halbes Jahrhundert später stand der Her- fen handelt („very like a distant globular war in erster Hinsicht, eine genaue Positi- schel-Nebel auf dem Beobachtungsplan cluster“). Die Galaxie wurde zwischen on des Nebels zu ermitteln. Zur visuellen des 72-Zoll-Leviathan von Lord Rosse 1849 und 1875 insgesamt 18-mal in Birr Erscheinung notierte Schönfeld: „Heller, und seinem Assistenten George Jonsto- Castle mit dem 72-Zoll-Leviathan, dem 3’ grosser, runder Nebel mit sternartiger ne Stoney in Birr Castle (Zentralirland). zu seiner Zeit größten Teleskop der Welt, Verdichtung, die excentrisch im folgen- Bei der ersten Beobachtung im Septem- beobachtet [2]. den Theile liegt. Sehr gut zu beobach- ber 1849 hielten sie das Objekt, aufgrund ten“. Eine weitere Beobachtung folgte seiner runden, diffusen Erscheinung, für Am 25. Oktober 1861 wurde die Gala- am 21. Dezember des gleichen Jahres: einen Kugelsternhaufen: „Probably a xie dann von Eduard Schönfeld mit dem „Nebel rund, compact, 1’ gross, der Kern globular cluster, one star involved north, 6-Zoll-Refraktor der Sternwarte Mann- = 11m2“. Beide Beobachtungen wurden another suspected southpreceding, faint durch den Mond beeinträchtigt [3]. parts extensive. Many stars about“. Nach ersten fotografischen Beobachtun- R. J. Mitchell, ein weiterer Assistent von Phänomenologische Daten gen, unter anderem von Keeler 1899 am Lord Rosse, notierte bei seiner Beobach- zu NGC 7217 Crossley-Reflektor des Lick Observato- tung vom 16. September 1854: „There riums, stand diese Region im Pegasus can hardley be doubt that this nebula is Objektbezeichnung NGC 7217 schon recht früh auf dem Beobachtungs- a Cluster; some stars near center seen by Galaxientyp Sb (Seyfert 3) plan von Max Wolf und seinen Mitarbei- Lord Rosse (V 650x)“. Copeland schließ- Rektaszension 22h 07m 52,1s tern auf der neuen, 1898 eingeweihten lich verglich NGC 7217 nach der Beob- Deklination +31° 21’ 32’’ Heidelberger Bergsternwarte auf dem achtung vom 20. August 1873 mit dem Sternbild Pegasus Königstuhl. Am 15. Oktober 1901 richte- bekannten Kugelhaufen M 15. Und J. L. Scheinbare te August Kopff erstmals den im Sommer Helligkeit 11,0 mag E. Dreyer (8. September 1875), der eben- 1900 errichteten Bruce-Doppelastrogra- falls in Birr beobachtete, hielt es eben- Scheinbarer phen (400 mm / 2.000 mm) auf die Regi- Durchmesser 3,8’ x 3,3’ falls für sehr wahrscheinlich, dass es sich on um NGC 7217 und belichtete die bei-

VdS-Journal Nr. 35 86 Deep-Sky

Heute wissen wir, dass es sich bei NGC 7212 um eine sehr eng gewundene mehr- armige Spiralgalaxie handelt, die von einem großen, äußeren diffusen Ring umgeben ist. Da die Galaxie sehr isoliert im Raum steht, wurde sie von Karachenseva in den Katalog über isolierte Galaxien aufgenommen (KARA 947). Im Zentrum der Galaxie beﬁndet sich außerdem ein AGN vom Typ Seyfert 3 (schwache Kern- aktivität in einigen Spektralbereichen). Die Galaxie beﬁndet sich in einer Ent- fernung von etwa 16,5 Mpc oder 53 Mio. Lichtjahren.

Visuelle Beobachtungen Meine erste Begegnung mit dieser Galaxie hatte ich am 24.09.1982. Ich beobachtete damals mit meinem 150mm/900mm- Newton aus meiner alten Dachsternwar- te in Aschaffenburg Damm. In diesem nördlichen Stadtteil von Aschaffenburg war der Himmel natürlich durch die Stadt sehr aufgehellt. Trotzdem war NGC 7217 für mich damals eines der lohnendsten Deep-Sky-Ziele. Die Galaxie war schon bei 45-facher Vergrößerung als direkt 2 Ausschnitt aus einer historischen Aufnahme (B308a) vom 15. Oktober 1901 sichtbarer runder Nebel nordwestlich der Region um NGC 7217 von August Kopff, mit dem 16-Zoll-Bruce-Astrographen eines etwa 10 mag hellen Vordergrund- der Sternwarte Heidelberg/Königstuhl. Belichtung: 3 Std. sterns sichtbar. Meine nächste Beob-

den 24 cm x 30 cm großen Fotoplatten (B308a und B309b) 3 Stunden. Die von Kopff belichtete Platte B308a benutzte 10 Jahre später Wilhelm Lorenz neben weiteren Platten zur Positionsbestimmung und Beschreibung von 178 prominenten Nebeln. Zu dem Nebel NGC 7217 notierte er: „Ziemlich scharfer, runder Kern, 9 - 10 mag, um diesen etwas exzentrisch, ovale, sehr helle, scharf begrenzter Nebelhül- le. In etwas weiterer Entfernung vom Kern ein rundlicher Ring von ungefähr 2,5’ Durchmesser“. Auf der Heidelberger Aufnahme ist auch sehr gut der Stern im nördlichen Bereich, innerhalb des äuße- ren Rings, zu erkennen, den bereits Lord Rosse nach seinen ersten visuellen Be- obachtungen in Birr Castle beschrieben hatte.

3 Zeichnung nach visuellen Beobachtungen vom 22.09.2007 am 317mm/1.500mm-Newton (V = 170x) der Dachsternwarte in Wenigumstadt

VdS-Journal Nr. 35 Geschichte 87

achtung erfolgte dann 1986, wieder aus der Beobachtung am 20.10.2009. Mit Landessternwarte Heidelberg bedanken Aschaffenburg, aber dieses Mal mit einem diesem Teleskop ist der oben beschrie- und auf das Scan-Projekt der Landess- 200mm/1.200mm-Newton bei 60-facher bene Stern von Lord Rosse im diffusen ternwarte hinweisen. Im Rahmen dieses Vergrößerung. In meinem Beobachtungs- Außenbereich erkennbar. Die flächige Projektes, das von der Klaus Tschira Stif- buch notierte ich eine deutlich hellere sehr helle Zentralregion, die zum Zent- tung finanziert wird, werden die histo- Zentralregion. Weitere Beobachtungen rum immer konzentrierter wirkt, ist von rischen Platten gescannt und nach und mit ähnlichem Ergebnis folgten dann einem großen, sehr diffusen runden Halo nach ins Internet gestellt. Mittlerweile im Jahr 1989. Eine deutliche Steige- umgeben, der deutlich strukturiert wirkt. sind die meisten Bruce-Platten sowie rung brachten dann die Beobachtungen, Eine Spiralform ist bei höherer Vergrö- viele Aufnahmen des Schmidtteleskops die ich ab 1995, mittlerweile mit einem ßerung zu erahnen. Ein wahrhaft kosmi- vom Calar Alto online verfügbar [4]. 317mm/1.500mm-Newton-Teleskop, nun scher Anblick. in meiner neuen Dachsternwarte in We- nigumstadt am Nordrand des Odenwaldes Diese hier beschriebenen visuellen Be- Literaturhinweise durchführte. Bei der Beobachtung vom obachtungen, die sich über einen Zeit- [1] J.L.E. Dreyer, 1912: “The Scientific 10.09.1997 notierte ich: „Großer heller raum von fast 30 Jahren ziehen, zeigen, Papers of Sir William Herschel” Nebel. Im Zentrum eine deutlich helle- wie ein Objekt bei wachsender Öffnung, [2] L. Parsons, 1880: “Observations re, flächige Zentralregion, die von einem besserem Himmel, steigender Beobach- of Nebulae and Clusters of Stars großen, weit ausgedehnten diffusen Halo tungserfahrung, aber leider auch älter 1848-1878”, Scient. Trans. Roy. umgeben ist. Das ganze Objekt hat eine werdenden Augen, immer mehr Details Dublin Soc. Vol. II, 1 absolut runde Erscheinung. Im Gesichts- preisgibt. Unter richtig dunklem Himmel [3] E. Schönfeld, 1862: „Astronomi- feld befinden sich mehrere hellere Vor- ist hier sicherlich noch eine deutliche sche Beobachtungen auf der Gross- dergrundsterne. Ein etwa 10,5 mag heller Steigerung möglich. herzöglichen Sternwarte zu Mann- Stern befindet sich nur wenige Bogenmi- heim, Erste Abteilung. Beobachtung nuten südöstlich der Galaxie“. Die nächs- Zum Abschluss möchte ich mich noch von Nebelflecken und Sternhaufen“ te Steigerung des Anblickes brachte dann bei Dr. Holger Mandel für die freundli- [4] http://www.lsw.uni-heidelberg.de/ der neue, 406mm/1.800mm-Newton bei che Unterstützung bei Recherchen in der projects/scanproject/

Die Botschaft von den Sternen – Galilei und 400 Jahre „Sidereus Nuncius“ von Volker Witt

Mit der Erﬁndung des Fernrohrs beginnt im Sommer 1609 wurden kleine Fernroh- Galilei und das Fernrohr eine neue Ära der beobachtenden Astro- re, die noch recht unvollkommen waren Zu dieser Zeit war Galilei (Abb. 1) Profes- nomie. Eines der ersten Werke, das dieser und nur gering vergrößerten, fast überall sor der Mathematik an der Universität zu Entwicklung Rechnung trägt, ist der vor in den großen Städten zum Kauf angebo- Padua, das damals zur Republik Venedig 400 Jahren erschienene Sidereus Nuncius ten und fanden natürlich auch ihren Weg gehörte. Sarpi riet seinem Freund Gali- von Galilei. Zugleich zeigt sich auch eine nach Italien. lei vom Kauf eines fertigen Instruments neue Facette des Wissenschaftsbetriebs: das Ringen um Priorität und die Frage nach Authentizität.

Während des nun schon zurückliegenden Neues aus der Fachgruppe Internationalen Jahres der Astronomie wurde allenthalben an die vierhundert- „Geschichte der Astronomie“ jährige Geschichte des Teleskops und sei- von Wolfgang Steinicke ne Bedeutung für die Himmelskunde erinnert. Es war im November 1608, als der Die 7. Tagung der Fachgruppe findet Wolfram befasst sich mit „Galileis Mon- Servitenpater Paolo Sarpi (1552 - 1623) vom 29. bis 31. Oktober in Hamburg den“. Viel Spaß beim Lesen – und ver- in Venedig von der neuen Erfindung hör- statt. Näheres dazu im Terminkalender sorgen Sie mich weiter mit interessanten te. Sarpi war mit Galileo Galilei (1564 - auf unserer Website (s. u.). Als Nachtrag Beiträgen! Informationen zur Fachgrup- 1642) befreundet und hatte sich vor al- zum Astronomiejahr hier zwei Artikel pe finden Sie wie gewohnt auf unserer lem als Geschichtsschreiber des Konzils über Galilei. Volker Witt entschlüsselt die Webseite http://geschichte.fg-vds.de. von Trient einen Namen gemacht. Schon „Botschaft von den Sternen“ und Konrad

VdS-Journal Nr. 35 88 Geschichte

ab, stattdessen entwickelte Galilei selbst Sidereus Nuncius, der Sternenbote in fieberhafter Eile im August 1609 aus Ende November 1609 hatte Galilei ein einer Konvex- und einer Konkavlinse ein Fernrohr mit zwanzigfacher Vergrö- Fernrohr mit ungefähr neunfacher Ver- ßerung fertig gestellt und beobachtete größerung. Schon nach drei Wochen war damit ausgiebig die Mondoberfläche. das Instrument vollendet, und Galilei Durch weitere Verbesserungen des Ins- führte „seine“ Erfindung dem Senat von truments konnte er im Januar 1610 die Venedig vor und erklärte ihren Nutzen vier großen Jupitermonde entdecken. Be- „zu Wasser und zu Lande“. Die Szene ist reits zwei Monate später, im März 1610, in einem Deckengemälde von Luigi Sa- veröffentlichte er seine Beobachtungen batelli (1772 - 1850) in der Tribuna di in dem inzwischen berühmt geworde- Galileo zu Florenz festgehalten (Abb. 2). nen Büchlein „Sidereus Nuncius“. Die Galilei handelte dabei nicht gerade unei- Eile, mit der Galilei entgegen sonstiger gennützig, denn die von der „Erfindung“ Gewohnheit seine Erkenntnisse publik beeindruckten Senatoren verdoppelten machte, legt die Annahme nahe, dass das Salär des Professors und sicherten er sich unbedingt die Priorität vor kon- ihm eine Anstellung auf Lebenszeit zu. kurrierenden Entdeckern sichern wollte. Dass Galilei das Instrument aber nicht Dieser Ehrgeiz spricht schon aus dem selbst erfunden, sondern nur nachgebaut 1 Gedenkbüste für Galileo Galilei Titelblatt des Sidereus Nuncius (Abb. 3), hatte, weckte Neid und Missgunst etli- an der Villa il Gioiello in Arcetri, wo der wenn es darin heißt: „Sternenbotschaft, cher Kollegen und brachte ihm Vorwürfe Forscher seine letzten Lebensjahre im die ... bewunderungswürdige Schauspiele wegen Verletzung von Prioritätsrechten Hausarrest der Inquisition verbrachte jedermann ... darbietet, die...von Galileo ein. Galilei... mit Hilfe des kürzlich von ihm

Bald schon richtete Galilei sein Fernrohr denn bereits im Juli 1609 betrachtete der 2 Galilei führt den Senatoren von gen Himmel und beobachtete damit den Engländer Thomas Harriot (1560 - 1621) Venedig das neu erfundene Fernrohr Mond, die Milchstraße und den Planeten den Mond durch ein Fernrohr und hielt vor. Deckengemälde in der Tribuna di Jupiter. Dabei war er aber nicht der Erste, das Gesehene in Zeichnungen fest. Galileo in Florenz

VdS-Journal Nr. 35 Geschichte 89

erfundenen Fernrohrs (lat. perspicillum) auf der Mondoberﬂäche, bei unzähligen Fixsternen, in der Milchstraße, in den Sternnebeln, besonders aber bei den vier Planeten beobachtet wurden, die in verschiedenen Abständen und Umlaufzeiten um den Jupiter kreisen; diese bisher von niemandem gekannten hat der Autor vor kurzer Zeit als Erster entdeckt und sie Mediceische Gestirne zu nennen beschlossen“ (Übersetzung aus dem Latei- nischen zitiert nach Puttkamer: Jahrtau- sendprojekt Mars, Langen Müller, 1997). Auch hier drückt sich wieder Galileis Anmaßung aus, wenn er sich die Er- ﬁndung des Fernrohrs zu eigen macht. Ein gewisser Opportunismus ist auch in der Benennung der von ihm entdeckten Jupitermonde zu erkennen, wenn er sie als „Medicea Sidera“ bezeichnet. Damit diente er sich den in Florenz herrschenden Medici an und hatte dabei insoweit Erfolg, als er gegen Ende des Jahres 1610 von Padua nach Florenz übersiedelte, um dort eine Stelle als Hofmathematiker und Hofphilosoph beim Großherzog von Tos- kana anzutreten.

Beobachtungen des Mondes Die von Galilei im Sidereus Nuncius publizierten Ergebnisse markieren den Beginn einer neuen Ära astronomischer Beobachtung, die durch den Gebrauch des Teleskops als unverzichtbares Hilfs- mittel bestimmt ist. Die in dem Büchlein dargebotene Beschreibung der Mond- oberfläche beschränkt sich dabei nicht 3 aufs rein Phänomenologische, sondern Titelblatt des Sidereus Nuncius, gedruckt im Jahre 1610 in Venedig. Exemp- Galilei versucht auch das Gesehene rich- lar aus der Bibliothek des Osservatorio Astronomico di Brera in Mailand tig zu deuten, also beispielsweise aus dem Schattenwurf des Sonnenlichts auf die Existenz von Bergen und Tälern zu nen Mondphasen sehr schlüssig wieder- Wenn dann die leuchtende Mondoberflä- schließen. geben, sind zwar nicht maßstäblich oder che abgenommen hat ..., steigen die hel- gar einer Mondkarte gleichzustellen, leren Bergrücken hoch über das Dunkel Sein zeichnerisches Talent, das durch die lassen aber sofort den Zusammenhang empor“ (Rechte Seite von Abb. 4, Über- Ausbildung an der Accademia del Diseg- zwischen Lichteinfall und Mondforma- setzung aus dem Lateinischen nach [1]). no entsprechend geschult war, befähigte tion klar erkennen. Galilei nennt die ihn überdies, die Struktur der Mondober- Strukturen „Flecken“ (lat. macula) und Die Jupitermonde fläche erstaunlich realistisch wiederzu- schreibt zu deren Lichtwirkung: „Diesen Von geradezu epochaler Bedeutung ergeben (Abb. 4). Ich hatte das Glück, in selben Flecken sieht man vor dem letz- wiesen sich Galileis Beobachtungen zum der Bibliothek des Brera-Observatoriums ten Viertel eingeschlossen von dunkleren Umlauf der vier großen Jupitermonde, in Mailand in dem dortigen Exemplar Randwällen, die – ebenso wie sehr hohe denn er verstand sie als Bestätigung für des Sidereus Nuncius selbst blättern zu Bergketten – auf der der Sonne abge- das heliozentrische Weltsystem, wie er können und von einigen besonders schö- kehrten Seite dunkler, auf der Sonnen- sie später in dem Dialog über die beiden nen und instruktiven Seiten Aufnahmen seite dagegen leuchtender erscheinen. hauptsächlichsten Weltsysteme literarisch zu machen. Die Monddarstellungen der Das Gegenteil tritt ein in den Höhlungen, verarbeitet hat. Letztlich waren es auch Abbildung 4, die vor allem in den Kra- deren der Sonne abgekehrter Teil leuch- diese Beobachtungen, die ihm die Verur- tern am Terminator das Wechselspiel von tet, während der auf der Sonnenseite ge- teilung durch die päpstliche Inquisition Licht und Schatten während der einzel- legene Teil dunkel und schattig erscheint. mit ihren bekannten Folgen einbrachten.

VdS-Journal Nr. 35 90 Geschichte

4 Die Mondzeichnungen in Galileis Sidereus Nuncius waren zwar nicht maßstäb- lich, konnten aber durch die Wiedergabe von Licht und Schatten ein realistisches Bild der Mondoberﬂäche vermitteln.

5 Rechts: Durch die Beob-Beob achtung der vier großen Jupiter monde fühlte sich Galilei in der Annahme eines heliozentrischen Weltsystems bestätigt. Die Buchseite zeigt die Stellung der Jupitermonde zwischen dem 3. und 6. Februar 1610.

Galilei beobachtete die Jupitermonde hinzogen, sondern auch zuerst am 7. Januar 1610 und setzte die die konkrete Abschätzung Beobachtung fort bis zum 2. März, also von Winkelabständen der bis kurz vor dem Erscheinen des Sidereus Monde. Nuncius. Am 4. Februar „um die zweite Stunde“ (die Stundenzählung begann Galilei, der die Jupitermonde in Bezug Suhrkamp Taschenbuch Wis- mit Sonnenuntergang) sah er eine Kons- auf ihren Umlauf um einen Zentralkör- senschaft 337, Frankfurt am Main, tellation, wie sie in der Abbildung 5 be- per auch häuﬁg als „Planeten“ bezeich- 2002. schrieben ist. Schon um die siebte Stunde nete, hatte damit genügend Grund, seine [2] H. Bredekamp, 2007: „Galilei (lat. hora septima) „hatten die östlichen bisher geübte Zurückhaltung aufzugeben der Künstler - Die Zeichnung, der Sterne nur noch eine Entfernung von 0’ und sich zum Kopernikanischen System Mond, die Sonne“, Akademie Ver- 30’’, der Jupiter war von dem näheren zu bekennen. Dazu hatte ihn nämlich lag, Berlin östlichen 2’ entfernt, vom anschließen- Johannes Kepler schon im Oktober 1597 [3] J. Renn, 2008: „Galileis Revolu- den westlichen 4’, und dieser stand vom in einem leidenschaftlichen Appell auf- tion und die Transformation des westlichsten 3’ ab. Sie waren alle gleich gefordert. Wissens“, Sterne und Weltraum 47 groß und lagen auf einer Geraden ent- (November), 32 lang der Ekliptik“. Am 6. Februar „erschienen nur zwei Sterne, die den Jupiter Literaturhinweise in ihre Mitte nahmen...“ (Zitat nach [1]). [1] G. Galilei: „Sidereus Nuncius“ – Bemerkenswert ist nicht nur die akribisch Nachricht von neuen Sternen, her- genaue Beschreibung seiner Beobach- ausgegeben von Hans Blumenberg, tungen, die sich über fast acht Wochen übersetzt von Malte Hossenfelder,

VdS-Journal Nr. 35 Geschichte 91

Galileis Monde von Konrad Wolfram

Im Januar 2010 jährte sich ein bedeu- chen standen, die zwar klein, aber sehr tendes astronomisches Ereignis zum 400. hell waren. Sie versetzten mich, obgleich Mal: Galileis Blick durch sein selbst ich sie zu den Fixsternen zählte, dennoch gebasteltes Fern(seh)rohr zum Plane- in einiges Erstaunen, weil sie auf einer ten Jupiter und seinen bis dahin selbst vollkommen geraden Linie parallel zur in Fachkreisen unbekannten vier größ- Ekliptik zu liegen und heller als die üb- ten Begleitern Io, Europa, Ganymed und rigen Sterne gleicher Größe zu glänzen Kallisto. Seither heißen diese Monde die schienen, Sie nahmen zueinander und „galiläischen“, der Entdecker selbst gab zum Jupiter folgende Stellung ein:“ Ihnen die Bezeichnung „Medici-Sterne“, um seinen Landesherrn und Gönner damit zu ehren, Seine Durchlaucht Cosimo von Medici der Zweite. Er war offenbar so begeistert von dieser Entdeckung, dass er seine Beobachtun- An diesem denkwürdigen Tag, es war gen bis Anfang März fast allabendlich – nach der erst im Jahre 1582 durchge- fortsetzte und oft auch noch mitten in führten gregorianischen Kalenderreform der Nacht die Stellung der Monde zum – Donnerstag, der 7.1.1610, richtete der Planeten vermaß, skizzierte und ihre re- rührige Mathematikdozent am Abend lative Helligkeit abschätzte. Vielleicht nach Sonnenuntergang seine mit zwei hatte er gerade Semesterferien und seine Linsen bestückte Sehröhre nach Osten, Vorlesungen begannen erst wieder am 3. wo gerade der Mond und vor ihm der März? Wer kann das heute noch wissen! Planet Jupiter in seinem -2,5 mag hel- Es war nun für mich eine spannende Ge- len Glanz aufgegangen waren. Wo er schichte zu versuchen, diese historischen 1 Skizze der Positionen der be- mit bloßem Auge vorher nur den hellen Beobachtungen mit ähnlichen Mitteln obachteten Himmelskörper in Galileis Lichtpunkt des größten Planeten im Son- nachzuvollziehen. So bin ich hergegan- Werk „Sidereus Nuncius“ nensystem wahrgenommen hatte, sah er gen und habe mir vom Astromedia-Ver- nun im Teleskop daneben noch weitere lag [3] ein Galilei-Fernrohr zum Nachbau drei kleine Gestirne, wie auf einer Linie als Karton-Bausatz mit zwei Glaslinsen Werk einmal von einer 60-fachen Vergrö- aufgereiht. schicken lassen. Das Zusammenkleben ßerung [2, Seite 85]. Die eigenen Beob- der Bauteile gelang an einem verregneten achtungen von Mitte September bis etwa In seinem berühmten Werk „Sidereus Wochenende recht leidlich und die einge- Mitte Oktober 2009 waren sehr mühsam: Nuncius“ („Der Sternenbote“), das er im setzten Linsen (Objektiv f = 78 cm, Okular Zum einen hatte ich es nur mit Auﬂe- März desselben Jahres veröffentlichte f = -6,5 cm) ergeben eine ca. 12-fache gen des Fernrohrs auf die Balkonbrüs- (und das gleich ein Bestseller wurde!), hat Vergrößerung. Galilei baute auch schon tung und ähnlichem versucht, also ohne er den Vorgang sehr lebendig beschrie- „stärkere“ Geräte, er schreibt in seinem Stativ, zum andern ist das Sehfeld derart ben und mit einer Skizze die Positionen der beobachteten Himmelskörper festgehalten (Abb. 1). Neben dem Original- Auszug aus dem 1610 in Venedig in la- teinischer Sprache erschienenen Buch ist die Übersetzung dieses Abschnitts dem Suhrkamp-Taschenbuch entnommen [2, Seite 111]:

„Als ich also um die erste Stunde der auf den 7. des laufenden Jahres 1610 folgenden Nacht die Gestirne des Himmels durch das Fernrohr betrachtete, geriet mir der Jupiter ins Bild, und da ich mir ein sehr vorzügliches Instrument gebastelt hatte, erkannte ich (was vorher wegen der Schwäche des anderen Gerätes nie gelungen war), dass bei ihm drei Stern- 2 Und so sieht das Selbstbau-Pappfernrohr aus.

VdS-Journal Nr. 35 92 Jugendarbeit

klein bemessen, dass man selbst hellste Objekte damit nur schwer auffindet. Ich war gewohnt, Jupiter und seine Monde mit einem 10x50-Binokular bequem zu finden und übersichtlich in einem etwa 6°-Sehfeld im Blick zu haben. Umso mehr bewundere ich nun nach dem frus- 3 trierenden Selbstversuch den vielseitigen Die Stellung der Jupitermonde am 7.1.1610 um die erste Nachtstunde, vom Praktiker und genialen Denker Galilei, Astronomie-Applet „Javascript Jupiter.htm“ von Akkana Peck, USA, modifiziert von der mit - aus heutiger Sicht - primitivster mir (C = Callisto, E = Europa, G = Ganymed, Io ist bei E) Optik solche Bahn brechenden Erkennt- nisse gewonnen hat. Er hat letztlich das vorherrschende Weltbild mit der Erde als Literaturhinweise senschaft 337, 2. Aufl. 2002, 266 Mittelpunkt gründlich erschüttert und [1] Der kopierte Ausschnitt stammt von Seiten zusammen mit Kepler der kopernika- der Linda Hall Library of Science, [3] Astromedia-Versand, Zuckerdamm nischen These zum endgültigen Durch- Engineering and Technology, http:// 15, 23730 Neustadt in Holstein, bruch verholfen. www.lindahall.org/, wo zwei Ver- http://www.astromedia.de/ sionen des „Sidereus Nuncius“ di- [4] In der Biographie-Reihe von „Spek- Vielleicht sollte man sich beim nächs- gitalisiert online angesehen werden trum der Wissenschaft“ gibt es eine ten CAHTSM („computer-aided-high- können. lesenswerte Ausgabe mit dem Titel tech-sky-monitoring“) einmal an diese [2] „Sidereus Nuncius – Nachricht „Galileo Galilei – Leben und Werk großartige Leistung des zu Lebzeiten von von neuen Sternen“, herausgeg. eines unruhigen Geistes“ (1/2002). (besonders kirchlichen) Institutionen und und eingeleitet v. H. Blumenberg, Neidern oft angefeindeten Mannes erin- Übersetzung des histor. Textes von nern? M. Hossenfelder, suhrkamp-tb wis-

Astronomie und Kulturaustausch in Sibirien: VEGA – Internationales Programm für Jugendliche von Susanne M. Hoffmann

„Hallo Sanne, was hältst Du eigentlich fahren. Das Land ist besser als sein Ruf von der Hawking-Strahlung?“ - So oder bei manchen Deutschen - insbesondere so ähnlich beginnen Gespräche bei un- der kriegsgeprägten Generation. Wir aber seren Projekten - und zwar egal, in wel- kamen in Frieden, waren in Gastfamilien cher Sprache. Hier ist es eine Mixtur aus untergebracht und hatten so die unmit- Deutsch, Russisch, Englisch und Mathe. telbare Verbindung von Kulturerlebnis Physik und Mathematik sind internatio- und Wissenschaftsprogramm. Es war das nal, man kann sich also mit allen Men- erste Projekt in dieser Form und wir ar- schen der Welt in mathematischen For- beiten schon am nächsten Mal. meln und über Naturgesetze unterhalten. Selbst, falls Vokabeln der Verbalsprachen Die Russland-Tour 2010 fehlen, dann lassen sich durch einfache Sputnik und Religiosität, alles zusammen Skizzen oder mathematische Formeln am Himmel voller roter Sterne: Das ist Verständigungsschwierigkeiten leicht Russland noch heute. Wie überall auf der umgehen. Welt wird hier aber auch über Schwar- ze Löcher diskutiert, deren Dichte (eben Nach der Sonnenﬁnsternis 2008 haben wir ein Austauschprogramm mit Part- nern aus Nowosibirsk entwickelt und 1 Es war wirklich kalt in wollen nun möglichst oft nach Sibirien Nowosibirsk!

VdS-Journal Nr. 35 Jugendarbeit 93

2 Die deutschen Teilnehmenden und ihre russischen Gastgeber nicht immer besonders hoch, sondern Styropur-Becher und „speit“ dann nicht Novosibirsk hat außerdem diverse manchmal auch wie Luft) und ihre Exis- Feuer, sondern eine Stickstoff-Wolke. kleine Museen zu bieten. tenz, sowie über Wurmlöcher, Planeten, Die Seelenruhe bei diesem Selbstversuch Im Sonnenmuseum hat ein kultiger Herr Monde und, nach Art der „Sendung mit würde einem sicherheits- und gesund- alles ausgestellt, was er seit ca. 30 Jah- der Maus“, auch allerlei Alltagsphäno- heitsfetischistischen Deutschen gewiss ren zum Thema „Sonne“ gesammelt hat. mene. Wir wollten natürlich insbesonde- nicht in den Sinn kommen. Außerdem Sonnendarstellungen aller europäischen re wissen, wie man in Russland (heute) besuchten wir einen Teilchenbeschleu- Völker: germanische Runen, ein spätrö- forscht, lebt und studiert - und hatten niger und mehrere Windkanäle: Aerody- mischer Mitras und altgriechischer Apoll dafür ein nahezu lückenloses zweiwöchi- namische Forschung hat in dieser Stadt - ﬁnden sich neben Darstellungen aus ges Programm! offenbar hohen Stellenwert, denn das Nepal und Sibirien. In Nepal ﬁndet man Thema ist an beiden Universitäten ein oft das Motiv der Sonne, die auf einer Am ersten Tag besuchten wir Akadem- Schwerpunkt. Verblüffend ist für unsere (Mond)Sichel reitet wie auf einer Barke. korodok, die Wissenschaftlerstadt von Studis und Schüler vor allem der hohe Sibirien bevorzugt Elchdarstellungen Novosibirsk. Man demonstriert uns Praxisbezug der Lehre: Studierende ler- und Russland im allgemeinen das Pferd. Experimente in einem großen Physik- nen hier nicht nur aus „toten“ Büchern, Der freundliche Mann behauptet, dass hörsaal. Anschließend gehen wir durch sondern sie fertigen z. B. Konstruktions- fast alles Runde irgendwie als Sonnen- Labors, die von Studierenden für Prak- zeichnungen von Flugzeugen, indem sie darstellung gesehen werden kann - z. B. tika genutzt werden. Der Vorführer im ein altes Flugzeug in einer riesigen Halle auch Blini, die russischen Omelett, die Labor „trinkt“ Flüssigstickstoff aus dem aufschrauben und zerlegen! ausschließlich aus Mehl (einem Produkt

Anzeige 94 Jugendarbeit

3 Im Kleinplanetarium Omsk: SchülerInnen genießen eine Planetari- um-Show.

4 Morgenstimmung in Omsk: Beobachtung von kleinen Protuberanzen auf der Sonne

von Sonnenschein auf der Erde) gemacht reiche Aktivitäten für Kinder und Ju- über dem Planetarium noch eine kleine werden. Naja - vielleicht übertreibt er an gendliche angeboten werden. Wir trafen Kuppel, eine kleine Sternwarte, in der ein der einen oder anderen Stelle den Kult, eine Gruppe von Jugendleitern, die noch Refraktor wohnt. Ausgepackt haben wir aber das private Hinterhofmuseum ist immer mit Pionier-Halstuch herumlau- ihn nicht, obgleich wir in den drei kla- eine eindrucksvolle Sammlung. Viele der fen, Trommeln schlagen und gemeinsame ren Nächten mehrere Stunden auf dem Holzschnitzereien, die Nachbildungen Ausflüge für den Sommer vorbereiten. Dach verbrachten. Wir benutzen aber von Felsengemälden aus der Steinzeit die transportablen Geräte, die auf der oder Bronzezeit sind, hat er selbst ange- Das Planetarium Omsk ist sozusagen ein Terrasse um die Kuppel herum genutzt fertigt. Eigenbau - nicht ganz, aber „quasi“. In werden können. Manche Teilnehmenden einer ca. 8 m kleinen, etwas ausgebeulten konnten hier zum ersten Mal Mars und Ein anderes Museum bezieht sich auf den und unsymmetrischen Kuppel steht der Saturn sehen. Als wir versuchten, den Ingenieur Juri Kondratyuk (1897 - 1942) schwarze Projektor. Es ist kein Marken- Orion-Nebel einzustellen, zeigte sich bei aus Nowosibirsk. Verdienste hat er in vie- gerät von Zeiss, Baader oder Meade, was 5° bis 10° überm Horizont, dass auch im len Bereichen, und Arbeiten von ihm wa- man klassisch hantelförmig oder rund Herzen Sibiriens eine Stadt nunmal kein ren sogar auf der Weltausstellung 1937 in kennt, sondern besteht aus zwei Halbku- gescheiter Beobachtungsstandort ist: Paris vertreten. Sein Haus in Novosibirsk geln. Bei genauer Betrachtung sieht man, Lichtverschmutzung und die Abgase der ist heute aber als kleines Raumfahrtmu- dass winzige Löchlein in die Schalen ge- Industrie stören natürlich die Beobach- seum umgestaltet. Ausgestellt sind hier piekt sind, durch die das Licht der inne- tung. einige Modelle von Raumschiffen und ren Glühlampe tritt. Das schwarze „Ast- Raketen sowie Portraits von Kosmonau- ronomen-Ei“ wird von einem schwarzen Das obligatorische Gruppenfoto, diesmal ten. Die technische Raumflugkörperaus- Zylinder begleitet (im Bild oben erkenn- mit einem Teleskop. Hier haben unsere stellung ist recht global: amerikanische, bar). Er besteht aus schwarzer Folie, auf russischen Partner ihre Camp-T-Shirts sowjetische und europäische Raumschiffe die die Sternbild-Figuren gemalt sind. bekommen, während die deutschen sind dort versammelt; der Schwerpunkt Weil aber schwarze Folie (natürlich) schon in Abschiedsstimmung sind und für die bemannte Raumfahrt liegt jedoch noch immer lichtdurchlässig ist, werden sich für den Heimflug rüsten. Nächste klar auf der sowjetischen und russischen bei Einschalten des Zylinderprojektors Woche schreiben einige schon wieder Raumfahrt: Raumfahrer anderer Nationen die Sterne des Ei-Projektors überstrahlt. daheim Abiturprüfungen oder beginnen sind nur dargestellt, wenn sie (wie Sig- Darum sind auf die Folie auch die hells- das Sommersemester. mund Jähn) im Interkosmosprogramm ten Sterne gemalt. Der Bilderhimmel ist flogen oder auf der MIR waren. übrigens kunterbunt. Völlig unsyste- Alles in allem waren es zwei erlebnis- Omsk hat ein völlig anderes Flair; es ist matisch hat jedes Sternbild eine andere reiche Wochen mit dem Abenteuer ei- traditioneller als Nowosibirsk. In unserer Farbe - d. h. eigentlich nicht unsyste- ner Transsib-Fahrt und vielem mehr. zweiten Woche haben wir jedoch nicht matisch, sondern nach dem klassischen Wir werden gewiss wieder nach Sibirien nur die goldenen Deko-Sterne auf den Vierfarbenprinzip bei Landkarten haben fahren. Allmählich kommt das Russisch- Kirchenkuppeln angeschaut, sondern benachbarte Sternbilder verschiedene Projekt im VEGA-Programm an und wird außerdem die echten Sterne am Himmel Farben. Auch das unterscheidet dieses ausbaufähig. Auf ein Neues, im nächsten und die künstlichen im Kleinplanetari- Planetarium von den bei uns standardi- Jahr! um. Das Planetarium Omsk, Sitz unseres sierten Darstellungen, bei denen nur die Partnervereins Albireo, befindet sich in Bilder des Tierkreises farblich abgehoben einem „Haus der Jugend“, in dem zahl- sind. Auf dem Dach des Hauses gibt es

VdS-Journal Nr. 35 Jugendarbeit 95

Sibirien Abenteuer Tour 2010 von Anja Leonhardt, Luisa Meyer und Louisa Gossée

„Russland? Was wollt ihr denn da bitte schön? Verdammt kalt, Wodka zum Frühstück und eine Sprache, bei der man sich die Zunge zu verknoten scheint. Na dann viel Spaß!“ Trotzdem, oder gerade deshalb fanden sich zehn Jugendliche und drei Betreuerinnen und Übersetze- rinnen aus ganz Deutschland, die sich in Russlands Einöde wagen wollten.

Unser Abenteuer begann in Nowosibirsk, einer Zwei-Millionen-Stadt in Ostsibiri- en, im Herzen Asiens. Herzlichst wurden wir von unseren Gastfamilien in Emp- 1 fang genommen und bekamen auf dem Weg vom Flughafen sofort den langen russischen Winter zu spüren: Ende März lag der Schnee noch 10 bis 30 cm hoch. ﬂüssigen Stickstoff „trank“ und wieder Anstatt mit Wodka und Kaviar wärm- ausspie. ten wir uns bei Blini (kleine Eierkuchen) und schwarzem Tee mit Marmelade zum Doch zu Sibirien gehört der Vollstän- Frühstück auf. digkeit halber auch eine Fahrt mit der transsibirischen Eisenbahn. Wir fuhren Damit nicht genug, folgten ein zweiter von Novosibirsk nach Omsk, wo wir die und ein dritter Gang und uns wurde bald zweite Woche unseres Russlandaben- 2 Typisch russisch: goldene klar, dass in Sibirien nicht nur unsere teuers verbrachten. Einen ganzen Tag Zwiebeltürmchen in Omsk Astronomiekenntnisse wachsen würden. lang tuckerten wir durch die teils noch Im Laufe der zwei Wochen wurde aufge- mit Schnee bedeckten Felder und Bir- tischt, dass sich der Tisch durchbog und kenwälder und genossen die sibirische chen; fein geklöppelte Spitzendeckchen, wenn man nicht aß, erkundigte sich je- Einsamkeit. Doch selbstverständlich kam Matrioschkas, Volkstanz sowie kunstvoll mand besorgt nach der Gesundheit. Nun unser eigentliches Ziel der Reise - die As- gearbeitetes Birkenrindenhandwerk zo- ja ... man könnte „Sich Überfressen“ eine tronomie - auch nicht zu kurz. In Omsk gen uns in ihren Bann. Krankheit nennen oder eine christliche erlebten wir sternenklare Nächte, in de- Todsünde, aber entgegen allen Gerüch- nen Mars und Saturn zum Anfassen nahe Da störte die zentimeterdicke, lebensge- ten über russische Eßgewohnheiten fühl- schienen. fährliche Eisschicht, der Schneematsch ten wir uns oft nah vorm Platzen: Die und Dreck auf den Straßen auch nicht exotischen Speisen waren sehr lecker, Toll fanden wir, dass es Jugendlichen er- so besonders und die blauen Flecken und auch wenn es manchmal nicht danach laubt war, selbst mit den teuren Telesko- kalten Füße waren schnell vergessen. aussah ... pen umzugehen, auch ohne die Aufsicht von peniblen Lehrern. Allgemein scheint Wir deutschen Bauerntrampel wurden Unser Programm umfasste natürlich auf die individuelle Förderung und Aus- in unseren Wanderstiefeln von den rus- auch noch andere Dinge: Wir besuchten bildung der Kinder und Jugendlichen in sischen Schönheiten im Minirock und einige der besten Unis des Landes und Russland viel mehr Wert gelegt zu wer- Pfennigabsätzen belächelt. Wir stolper- wurden dort von fachkompetenten und den als bei uns. ten und rutschten vor uns hin, während enthusiastischen Professoren in aktuelle sie in zehn-zentimeter-Jimmi Choos da- Universitätsforschung eingeführt. So be- Aber der Kulturteil unserer Reise kam hinschwebten. Beeindruckend! kamen wir Windkanäle, Luft- und Raum- auch nicht zu kurz. Ob kitschiges, oder fahrtzentren sowie physikalische und ach-so-schönes-russisches Ballett, lusti- Also, auf die Frage, was wir da woll- technische Forschungseinrichtungen zu ge Liederabende mit russischer Volksmu- ten, müssen wir wohl nach diesen zwei sehen und erlebten, wie ein Laborleiter sik und ﬁligrane, goldene Zwiebeltürm- Wochen antworten: herzliche und gast-

VdS-Journal Nr. 35 96 Kleine Planeten

3 freundliche Menschen treffen, neue Freundschaften schließen Alle Teilnehmer beisammen, das VEGA-Teleskop mit- und einfach gemeinsam eine schöne Zeit verbringen. Unser tendrin. Der Leiter des Planetariums in Omsk, Vladimir, hält Ziel, etwas über die Kultur Russlands zu erfahren, haben wir die Kamera im Anschlag, alles dokumentierend. wohl verwirklicht, und jetzt am Ende unserer Reise blicken wir auf zwei spannende und erlebnisreiche Wochen zurück. Erste Kleinplaneten-Entdeckungen auf B86 Hagen von Marcel Klein

Seit vielen Jahren nun bin ich Mitglied der Volkssternwarte Hagen und befasse mich mehr oder weniger intensiv mit dem Thema Astronomie. Begonnen hat alles im zarten Alter von 13 Jahren, als ich mein erstes „richtiges“ Fernrohr ge- schenkt bekommen habe – ein Newton- Spiegelteleskop mit einer Öffnung von ganzen 114 Millimetern. Die beiliegende Bedienungsanleitung war dürftig und das Astro-Wissen gleich Null, daher entschloss ich mich, nach Gleichgesinnten zu suchen und wurde an der hiesigen Volkssternwarte fündig. Heute bin ich 26 Jahre alt und die Ansprüche sind gestiegen. Ein größeres und besseres Fernrohr habe ich als Student mit chronischem Geldmangel zwar immer noch nicht, bin daher aber sehr froh, die professionellen Geräte unseres Vereins nutzen zu kön- nen. 1 Die Volkssternwarte Hagen aus der Vogelperspektive

VdS-Journal Nr. 35 Kleine Planeten 97

Die Sternwarte Die Volkssternwarte Hagen [1] besteht seit dem Jahr 1955 und die hauptsäch- lichen Tätigkeiten liegen im Bereich der Öffentlichkeitsarbeit und der astronomischen Breitenbildung. Jährlich kommen bis zu 6.000 Besucher zur Beobachtungs- station am Eugen-Richter-Turm, abgele- gen im Hagener Stadtwald, um sich aus erster Hand über das faszinierende Hobby „Astronomie“ zu informieren. Weiterhin ﬁnden seit Gründung der Sternwarte täg- liche Wettermessungen statt und im Rah- men des Feuerkugelnetzes [2] wird eine Meteoriten-Ortungskamera betrieben.

Ein Schlüsselerlebnis Mein persönliches Schlüsselerlebnis zur Kleinplaneten-Beobachtung fand dann Ende Januar 2008 statt, wo der Erdbahn- kreuzer „2007 TU24“ am nächtlichen Firmament zu sehen war. Der ca. 250 m große Kleinplanet zog damals in einer Entfernung von etwa 554.000 km an der Erde vorbei und hatte eine schein- 2 50-cm-Hypergraph-Teleskop mit montierter CCD-Kamera im Primärfokus bei f/3 bare Helligkeit von ca. 10 mag, so dass er auch visuell gut sichtbar war. Vorher durch die Medien aufmerksam gemacht, hatte ich mir vorgenommen, den Astero- iden zu beobachten. Über einen Zeitraum von ca. zwei Stunden habe ich ihn dann verfolgt und per Digitalkamera einige Aufnahmen erstellt. Während der Beob- achtung und Fotograﬁe am Fernrohr war ich fasziniert, wie schnell der Planetoid sich über den Himmel bewegte und innerhalb kurzer Zeit an der Erde vorbei- ﬂog.

Vertraut machen mit der Technik Danach probierte ich die Fotograﬁe von anderen, lichtschwächeren Kleinplaneten mit einer digitalen Spiegelreﬂexkamera. Diese Versuche waren leider nicht sehr erfolgreich. Das Rauschen der ungekühl- ten DSLR machte sich störend bemerkbar und die Nichtlinearität des CMOS-Sen- 3 sors war von Nachteil. Außerdem konnte Das Entdeckerfoto des Kleinplaneten „2010 DQ1“ – Bildausschnitt aus dem die Kamera nicht über eine komfortable Gesamtgesichtsfeld von 84x84 Bogenminuten Steuersoftware, wie sie für professionelle CCD-Kameras benutzt wird, bedient werden. Weiterhin mussten die Fotos nach großen Kuppel im Beobachtungsturm. und einem Öffnungsverhältnis von f/3 zu der Aufnahme konvertiert werden, um Bei einer Brennweite von 4 Metern wird betreiben. Die Nachführung wird dann sie mit anderen Programmen weiterver- es u. a. für die abendliche Himmelsbe- per Autoguiding über eine kleine CCD- arbeiten zu können. obachtung zu den Öffnungszeiten der Kamera vom Typ QHY6 überwacht. Volkssternwarte genutzt. Bei demontier- Das Hauptinstrument unserer Sternwarte tem Gegenspiegel bietet es weiterhin die Dann kam ich auf die Idee, die verwen- ist ein 50-cm-Hypergraph-Teleskop aus Möglichkeit, eine Kamera im Primärfo- dete Guiding-Kamera anstatt zur Nach- dem Hause Keller, installiert unter der kus bei einer Brennweite von 1,5 Metern führung doch einfach einmal als direkte

VdS-Journal Nr. 35 Kleine Planeten

98 Kleine Planeten

für die Astrometrie wichtige Genauigkeit der Uhrzeit nun per GPS-Signal sicher- gestellt. Weiterhin kann die Kontrolle der Gerätschaften komplett aus einem benachbarten Steuerungsraum erfolgen. Neben dem dadurch verbesserten Kup- pelseeing gehören nun auch eingefro- rene Füße in kalten Winternächten der Vergangenheit an.

Neue Objekte …? Dann am Abend des 16.02.2010 klarte der Himmel endlich mal wieder auf und die neue Kamera konnte getestet werden. Eigentlich wollte ich zunächst erst einmal die erreichbare Grenzgröße in einer mondlosen Nacht ausprobieren und habe dazu im Bereich des Löwen jeweils vier Mosaikbereiche mit einer Belichtungszeit 4 von fünf Minuten nacheinander aufge- Die berechneten Umlaufbahnen der drei Neuentdeckungen „2010 DO1“, nommen. Bei der späteren Auswertung „2010 DP1“ und „2010 DQ1“ – dargestellt mit dem Programm „EasySky“ von Mat- mit dem Programm Astrometrica [5] er- thias Busch gab sich eine Grenzgröße von etwa 20 mag. Im Zeitraum von etwa zwei Stun- den habe ich die Bildfelder nacheinan- Aufnahmeeinheit im Primärfokus zu be- lerdings nach und nach an ihre Grenzen. der immer wieder angefahren und abfo- treiben. Mit dieser Konfiguration waren Das oben genannte kleine Gesichtsfeld tografiert. Beim anschließenden Blinken aufgrund der nun fehlenden Nachführ- machte eine Positionierung des Fernroh- der Aufnahmen fielen mir drei sich be- kontrolle zwar nur (Test-) Aufnahmen bis res jedes Mal zum Abenteuer, da kleinste wegende Punkte auf, die in Astrometrica 90 Sekunden Belichtungszeit mit einem Ungenauigkeiten der Teleskopsteuerung bzw. in der angebundenen Datenbank Bildfeld von ca. 11’ x 8’ möglich, den- oft in lustigem Sterneraten ausarteten - nicht als bereits bekannte Kleinplaneten noch konnte ich jetzt Kleinplaneten bis immer mit der Frage, wo man denn nun verzeichnet waren. zu einer Grenzgröße von etwa 19 mag gelandet war. fotografieren und das aus der Kamera Der Gedanke, dass es sich dabei wirklich kommende FITS-Datenformat ließ sich Um so erfreuter war man dann, als An- um neue Objekte handeln könnte, war bequem weiterverarbeiten. fang 2010 mit Hilfe eines Sponsors eine zunächst in weiter Ferne, zumal alle drei neue und moderne CCD-Kamera vom Lichtpunkte eine geschätzte Helligkeit Nach Positionsmessungen einiger heller Typ STX der Firma SBIG angeschafft von knapp oberhalb der 19. Größenklas- Asteroiden ließ der Stationscode B86 werden konnte. Der verbaute Chip KAF- se hatten und andere Beobachter bzw. die nicht lange auf sich warten, den wir am 16803 bietet im Primärfokus unseres großen Surveys an viel besseren Stand- 05.02.2009 vom Minor Planet Center [3] Hypergraph-Teleskops bei f/3 nun ein orten diese Objekte schon längst hätten erhielten. Gepackt vom Kleinplaneten- Gesichtsfeld von sagenhaften 84’ x 84’ finden können. Außerdem war das doch Fieber folgten darauf dann viele weitere - das war natürlich ein Quantensprung gerade mal die erste Nacht, wo die neue Beobachtungen, u. a. auch von zahlrei- im Vergleich zur vorher verwendeten Kamera unter klarem Himmel getestet chen unnummerierten und erdnahen Kamera. Nun konnten pro Bildfeld zahl- werden konnte. Ich notierte mir dann Asteroiden. Einige Objekte der NEOCP- reiche Kleinplaneten auf einmal vermes- die Positionen der drei Objekte und prüf- Liste [4] (einer Auflistung kürzlich neu sen werden und dank professioneller te mit Hilfe des Minor Planet Checkers entdeckter, erdnaher Kleinplaneten, Kühlung des CCD-Sensors auf bis zu 50 [6], ob sich an den fraglichen Positionen deren Beobachtung durch andere Stati- °C unter Umgebungstemperatur sind die nicht vielleicht doch bereits bekannte onen besonders erwünscht ist) wurden Aufnahmen extrem rauscharm. und gelistete Kleinplaneten befinden. Die beobachtet – so auch z.B. der Asteroid Suche verlief allerdings erfolglos und in „2010 AL30“, der am 12.01.2010 in einer Leider waren die Wetterbedingungen im mir stieg die Spannung. Entfernung von 128.000 km an der Erde Januar dieses Jahres sehr ungünstig, so vorbeiflog. dass erste Tests der neuen Kamera nach … Spannung! langem, ungeduldigem Warten erst Mit- Gemäß den damals gültigen Regeln des Bei der Fotografie von lichtschwachen te Februar erfolgen konnten. Bis dahin Minor Planet Centers durften die neu- Planetoiden, die womöglich noch eine wurde die Zeit genutzt, um die Technik en Objekte allerdings noch nicht sofort hohe Winkelgeschwindigkeit hatten, zur Steuerung von Fernrohr und Kame- eingesendet werden, sondern mussten stieß die testweise eingesetzte Kamera al- ra weiter zu verfeinern. So wird z. B. die in einer zweiten Beobachtungsnacht

VdS-Journal Nr. 35 Kleine Planeten

Kleine Planeten 99

wiedergefunden und bestätigt werden. Neuentdeckungen deklariert waren. Die je nach Wetterlage nicht immer ideal ist. Glücklicherweise hielt das gute Wetter Freude war riesig. Die Asteroiden tru- Obwohl ich ab und zu auch mal Lang- an und ich konnte alle drei Objekte nach gen nun die Bezeichnungen „2010 DO1“, zeitbelichtungen von schwachen Deep- zwei Tagen wieder beobachten. Auch „2010 DP1“ und „2010 DQ1“. Alle drei Sky-Objekten mache, finde ich es um dieses Mal waren in Astrometrica und im Objekte sind Hauptgürtel-Asteroiden mit so interessanter und spannender, neben MPChecker an den fraglichen Positionen geschätztem Durchmesser von ca. ein bis den so genannten „pretty pictures“ dann keine bekannten Asteroiden vermerkt, drei Kilometern. im Bereich der Kleinplaneten einen ech- also habe ich die Positionsmessungen ten wissenschaftlichen Beitrag leisten aus beiden Nächten unter Angabe einer In darauf folgenden Nächten wurden die zu können und mit Beobachtern auf der eigenen Bezeichnung an das Minor Pla- Kleinplaneten dann weiter beobachtet, ganzen Welt zusammenzuarbeiten. net Center gesendet. um die Genauigkeit der Bahndaten weiter verbessern zu können. Der Planetoid Und hin und wieder wird man dann so- In dieser Nacht und an dem darauf fol- „2010 DO1“ ist zwischenzeitlich aller- gar mit einer Neuentdeckung belohnt, genden Tag kreisten meine Gedanken dings mit dem älteren, schon länger be- die man später vielleicht sogar einmal immer nur um die „rätselhaften“ Objekte. kannten Asteroiden „2001 BC73“ gelinkt benennen darf. Ich bin gespannt, wie Hatte ich mich vielleicht irgendwo ver- worden. Der Planetoid „2010 DQ1“ wurde es weitergeht. Einmal infiziert mit dem tan oder irgendetwas nicht bedacht? War inzwischen auch von zwei anderen Stati- „Kleinplaneten-Virus“ wird man ihn so die Zeitmessung nicht korrekt und die onen beobachtet. schnell nicht wieder los. gemessenen Positionen stimmten evtl. nicht? Oder waren das vielleicht doch Durch die weitere Verbesserung der wirklich neue, bisher unbekannte Klein- Aufnahmetechnik und die Kombinati- Quellenhinweise planeten? Minütlich fragte ich meine E- on von mehreren Belichtungen mittels [1] http://www.sternwarte-hagen.de Mails ab – sogar unterwegs per Handy Track&Stack-Funktion in Astrometri- [2] http://www.dlr.de/feuerkugelnetz – und wartete auf eine Reaktion. ca konnte die Grenzgröße bis heute auf [3] http://www.minorplanetcenter.org/ 21 mag gesteigert werden und weitere iau/mpc.html Der Erfolg! Neuentdeckungen sind dazugekommen. [4] http://www.minorplanetcenter.org/ Dann am Nachmittag des 19. Februar Es ist erstaunlich, was trotz teilweiser iau/NEO/ToConfirm.html traf eine automatisch verschickte E-Mail Himmelsaufhellung möglich ist, wo sich [5] http://www.astrometrica.at ein, wonach alle drei Objekte eine pro- Hagen doch in unmittelbarer Nähe des [6] http://scully.cfa.harvard.edu/~cgi/ visorische Bezeichnung erhielten und als Ruhrgebietes befindet und der Himmel CheckMP Kosmische Begegnungen von Klaus Hohmann und Wolfgang Ries

Ab und zu ﬁndet man auf Astroauf- nahmen von Deep-Sky-Objekten kurze Strichspuren. Der Verursacher ist meist ein Kleinplanet, der sich während der Belichtungszeit ein kleines Stück auf seiner Bahn um die Sonne weiter bewegt hat. Für viele Astrofotografen sind solche zufälligen kosmischen Begegnungen eine Bereicherung des Bildes. Besonders dann, wenn man nach einiger Recherche herausﬁndet, wer der Verursacher der Strichspur war.

Unser heutiger Astrofotograf ist Bernd Koch aus Buchloe, der in der Nacht vom

1 Der Kleinplanet (45138) 1999 XC97 bei NGC 7293: Aufgenommen mit einem 12-Zoll-Schmidt-Cassegrain bei f/6,6 und einer CCD-Kamera ALccd6c/ QHY8, Aufnahme von Bernd Koch

VdS-Journal Nr. 35 100 Kometen

Auswahl einiger in naher Zukunft beobachtbarer „Kosmischen Begegnungen“ Datum Uhrzeit Kleinplanet Bez. scheinb. Hell. Objekt Art scheinb. Hell. Abstand 05.10.2010 24:00 (33909) 2000 LU7 16,0 mag NGC 7463/4/5 Gx 13,7/13,3/13,3 mag 6’ 11.10.2010 22:00 (14441) 1992 SJ 15,9 mag NGC 7576/85 Gx 13,7/12,3 4’ 02.11.2010 24:00 (4787) Shulzhenko 15,9 mag NGC 1156 Gx 12,3 3’ 09.11.2010 24:00 (14374) 1989 SA 15,7 mag M 77 Gx 9,7 6’ 01.12.2010 00:00 (1366) Piccolo 14,7 mag NGC 1514 PN 10,0 5’ 30.12.2010 24:00 (1556) Wingolﬁa 15,4 mag M 35 OC 5,1 2’

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

15. auf den 16. August 2009 den Helix- Kleinplaneten. Kosmische Begegnungen ten der VdS auffordern, Ihre kosmische nebel (NGC 7293) auf das Korn nahm. finden täglich statt. Die Tabelle 1 enthält Begegnung einzusenden, um zukünftige Von seinem Standort eine echte Heraus- eine kleine Auswahl interessanter Be- Ausgaben des VdS-Journals für Astro- forderung, da der große Planetarische gegnungen zwischen Kleinplaneten und nomie mit Ihren Bildern zu bereichern. Nebel extrem tief steht. Das entstandene Deep-Sky-Objekten, die von uns erstellt Schicken Sie die Bilder per Mail mit dem tolle Astrofoto wartete mit einer weiteren wurde. Damit soll Ihnen Ihr Weg zum Betreff „Kosmische Begegnung“ an di- Überraschung auf. Eine kleine Strichspur persönlichen Bild einer kosmischen Be- [email protected]. Bitte vergessen Sie nicht fand sich im unteren linken Nebelbereich. gegnung erleichtert werden. das Aufnahmedatum, die fotografierten Hinterlassen wurde sie vom Kleinplanet Objekte und die Daten des Teleskops bzw. (45138) 1999 XC97, der zum Aufnah- Eine einfache und bequeme Möglichkeit, der Kamera mitzuteilen. Der Autor eines mezeitpunkt nur 17,1 mag hell war. Im sich täglich über aktuelle kosmische Be- ausgewählten Bildes wird anschließend Gegensatz zum 650 Lichtjahre entfernten gegnungen zu informieren, finden sie auf aufgefordert, eine unkomprimierte Ver- Helixnebel war der Asteroid nur rund der Homepage von Co-Autor Klaus Hoh- sion des Bildes für den Druck zur Verfü- 128 Mio. Kilometer von der Erde entfernt. mann [1]. Dort kann sich der interessierte gung zu stellen. Während die Größe der Gashülle bereits Astrofotograf in dem von Klaus geschrie- in Lichtjahren bemessen wird, kommt der benen Tool kosmische Begegnungen an- Kleinplanet noch mit bescheidenen 5 Ki- zeigen lassen [2]. Interaktiv hat man die lometern aus. Dafür wird (45138) 1999 Möglichkeit, verschiedene Parameter wie Quellenhinweise XC97 auch noch in Millionen Jahren Helligkeit des Deep-Sky-Objektes oder die [1] http://astrofotografie.hohmann-edv. seine Bahn ziehen, während sich die Ne- Helligkeit des Kleinplaneten selber aus- de/grundlagen/ belmassen des sterbenden Sterns in den zuwählen, um eine passende Konjunkti- [2] http://astrofotografie.hohmann-edv. weiten des Weltalls verflüchtigt haben. on für sich zu finden. Wir möchten Sie de/aufnahmen/kosmische. Vielleicht werden sie ja einmal Teil eines im Namen der Fachgruppe Kleine Plane- begegnungen.php 29P/Schwassmann-Wachmann – der Ausbruchskünstler von Uwe Pilz

Der Komet 29P wurde am 15. Novem- 29P war die erste Entdeckung eines Ko- Name der Gruppe. Es sind Chimären, wie ber 1925 von Arnold Schwassmann und meten, dessen Bahn vollständig außer- die Zentauren auch. Arthur Wachmann auf der Sternwarte halb der Jupiterbahn verläuft. Er gehört Hamburg-Bergedorf entdeckt. Er hatte zur Gruppe der Zentauren. Das sind ehe- Die Umlaufzeit unseres Kometen be- seinerzeit eine Helligkeit von 13,5 mag. malige Kuiper-Gürtel-Objekte, die es auf trägt knapp 15 Jahre, das letzte Perihel Schon wenige Tage später verringerte eine stabile Bahn zwischen Jupiter und durchlief er im Juli 2004. Da sich 29P sich sein Leuchten auf 15 mag. In den Neptun verschlagen hat (Abb. 1). In 5 nahezu auf einer Kreisbahn bewegt, ist dreißiger Jahren wurde der Komet auf ei- bis 7 AE Entfernung gasen viele dieser der Periheldurchgang für die Sichtbarkeit ner Aufnahme des Jahres 1902 entdeckt, eisigen Körper nicht aus. Obwohl von fast ohne Belang. Das besondere Kenn- 12 mag hell. kometarer Zusammensetzung benehmen zeichen sind hingegen die regelmäßigen sie sich wie Asteroiden. Daher auch der Ausbrüche. Fast in jedem Jahr lässt sich

VdS-Journal Nr. 35 Kometen 101

1 Bahn des Kometen 29P zwischen Jupiter- und Saturnbahn

Aus einem ehemaligen Aktivitätsgebiet wird innerhalb einer halben Kometen- umdrehung ein völlig inaktives Gebiet. Solche dünnen Krusten sind fragil, der Einschlag eines kleinen Körpers oder Ris- se durch thermische Effekte können der Anfang für einen Ausbruch sein. Es wird vermutet, dass der Ausbruch sich selbst verstärkt. Der Gasausstoß reißt Teile der Kruste mit fort. Durch seinen 30 km gro- ßen Nukleus entwickelt der Komet genü- gend Gravitation, um diese Teile beim Herabstürzen auf mehrere Meter pro Se- kunde zu beschleunigen. Einschläge dieser Teile verletzen die Kruste weiter. Die Tabelle 1 gibt die Ausbrüche der letzten Jahre an. Alle Ausbrüche wurden von der Fachgruppe beobachtet. Aus unserem Beobachtungsarchiv entnahm ich, dass 1989, 1991, 1994 und 1996 ebenfalls Ausbrüche beobachtet wurden. Dazwi- schen durchlief der Komet einen Bahn- abschnitt, der ungünstig für Beobachter ein plötzlicher Helligkeitsanstieg beob- nanntes amorphes Eis. Selbst diese Form der Nordhalbkugel ist. achten, nicht selten sogar mehrere. Der lässt sich in der Kälte dort draußen nicht Da ich selbst drei Ausbrüche beobachtete, normalerweise 15 mag helle Komet steigt leicht verdampfen. Eine ganz dünne kann ich etwas zur visuellen Erscheinung dann innerhalb weniger Stunden auf 12 Kruste von nichtﬂüchtigen Stoffen ge- sagen. Zunächst sieht man ein fast stella- bis 11 mag, gelegentlich auf 10 mag an! nügt, um die Aktivität zu beenden. Man res Objekt (Abb. 3). In den darauf folgen- Über den Mechanismus der Ausbrüche vermutet weiter, dass sich ein Aktivitäts- den Tagen entsteht eine feine Nebelhülle, wird spekuliert [1]. Man vermutet, dass gebiet mit einer solchen Kruste bedeckt, die sich stetig vergrößert. Die Gesamthel- Wasser in einer besonders leicht ver- wenn es durch die Rotation des Kome- ligkeit bleibt zunächst gleich, ist aber im- dampﬂichen Form vorliegt, als so ge- tenkerns in die Nachtseite eintaucht. mer schwerer zu ermitteln, je mehr sich

3 2 29P/Schwassmann-Wachmann am 04.10.2008 um 29P/Schwassmann-Wachmann am 09.02.2010 um 00:28 UT, 8-Zoll-Astrograph, f/2,8, 4x180 s und 3x40 s auf 22:33 UT, 72-mm-Refraktor, f/6, 7x60 s auf SBIT-ST402-CCD, SXV-H9-CCD, Aufnahme Michael Jäger Aufnahme Bruno Vauquelin

VdS-Journal Nr. 35 102 Planeten

Ausbrüche des Kometen 29P/ Schwassmann-Wachmann in den letzten Jahren

Monat/Jahr max. scheinb. Helligkeit 10 / 2006 12,0 mag 04 / 2007 12,0 mag 01 / 2008 11,0 mag 09 / 2008 11,0 mag 12 / 2008 11,0 mag 02 / 2009 11,0 mag 02 / 2010 11,0 mag 04 / 2010 11,5 mag

4 29P/Schwassmann-Wachmann am 07.03.2010 um 18:54 UT, 14-Zoll-SCT, f/6, 60x30 s auf ST8-XME-CCD, Aufnahme Mark Emmerich und Sven Melchert

die Kometenatmosphäre verdünnt. Nach visuell nur mit großen Instrumenten zu Jahre zur Beobachtung der Ausbrüche, einigen Wochen ist kaum noch etwas sehen. Walter Kutschera gelangen mit ehe der Schweifstern die südlichen Teile vom Ausbruch übrig. Die beiden Aus- mehr als einem halben Meter Öffnung der Ekliptik erreicht, in denen auch die brüche des Jahres 2010 erfolgten jedoch solche Nachweise. Fotograﬁsch ist dieser Milchstraße stört. so kurz hintereinander, dass unter sehr Effekt viel deutlicher (Abb. 2 und 4). guten atmosphärischen Bedingungen die Literaturhinweise Hülle des alten Ausbruchs noch zu sehen 29P/Schwassmann-Wachmann steht der- [1] F.L. Whipple, 1980: “Rotation and war. Dadurch, dass nicht der gesamte Ko- zeit im Krebs und bewegt sich ein knap- Outbursts of comet P/Schwass- met aktiv ist, sondern nur einige Gebiete, pes Sternbild pro Jahr den Tierkreis ent- mann-Wachmann 1”, Astron. J. 85, ist die Koma oft asymmetrisch. Dies ist lang nach Osten. Uns bleiben noch einige 305

Staubsturm über der nördlichen Polkappe des Planeten Mars am 1. Februar 2010

von Günther Strauch

Eigentlich war ich in den späten Abend- entfernen, um in die Kuppel zu gelangen. Nun schloss ich den Laptop an und stunden des 1. Februars bereits auf dem Trotz der winterlichen Witterungsbe- steckte die CCD-Farbkamera in den Oku- Weg ins Bett. Bei dem obligatorischen dingungen öffnete sich der Kuppelspalt larstutzen. Als die ersten Bilder auf dem Blick aus dem Fenster überraschte mich mühelos. Das Teleskop visierte die 99,8 Bildschirm erschienen, konnte ich bereits ein aufklarender Sternenhimmel. Kurzer- Mio. km entfernte Marsscheibe an. Beim deutlich mehr Details erkennen als mit hand entschloss ich mich zur Sternwar- Blick durchs Okular war ich zunächst dem bloßem Auge. Zudem hatte ich wohl te zu fahren, um den Planeten Mars mit enttäuscht; bis auf die weiße Polkappe einen Zeitpunkt mit relativ guten Sicht- meiner Farb-CCD-Kamera einzufangen. war kaum etwas auf dem winzigen Mars- bedingungen erwischt. Mars stand nun Mars stand am 29. Januar in Opposition scheibchen zu erkennen. Zum Zeitpunkt 58,8 Grad über dem Horizont. Diese gro- zur Sonne. Seinen geringsten Abstand der Beobachtung hatte das Marsscheib- ße Höhe wirkte sich zusätzlich positiv auf zur Erde erreichte er aufgrund seiner el- chen nur einen Durchmesser von 14,03 die Qualität des Bildes aus. Bei genauerer liptischen Bahn bereits am 27. Januar mit Bogensekunden am Äquator. Mars hätte Betrachtung ﬁel mir im Bereich der an- einer Distanz von 99,3 Mio. km. Als ich an diesem Abend aneinander gereiht 142 sonsten weißen nördlichen Polkappe eine gegen 23:15 Uhr die Sternwarte erreich- Mal nebeneinander vor die Mondscheibe Veränderung auf. Ich hatte den Eindruck, te, musste ich zunächst Schnee und Eis projiziert werden können. als ob etwas über der Polkappe schwebte.

VdS-Journal Nr. 35 Planeten 103

Selbst in den Rohbildern war diese Zone zwischenzeitlich zu erkennen. Ich fertig- te einige Bildsequenzen bei wechselnden Sichtbedingungen an. Nach und nach zogen Zirruswolken auf, die die Bildqualität deutlich beeinträchtigten. Mit zahlreichen Bildern auf der Festplatte ging es bei -5 Grad nach Hause und mit kalten Füßen gegen 1:00 Uhr ins Bett. Am Abend des 2. Februars wurden dann die ersten Bild- sequenzen mit Registax bearbeitet. Die Struktur über dem Mars-Nordpol wurde nun deutlicher sichtbar. Ich fragte mich, um was es sich wohl handeln könnte und vermutete eine Staubwolke. Als ich mich am darauf folgenden Tag im Internet in- formierte, bestätigte sich meine Vermu- tung. Drei Amateurastronomen in Euro- pa hatten den Staubsturm entdeckt, einer aus England, einer aus Spanien und - zu meiner Freude - ich aus Deutschland. Weitere Beobachtungen aus Deutschland von diesem Abend sind mir bisher nicht 1 Mars am 1.2.2010. Oben links das Summenbild aus 400 Einzelbildern. Die bekannt. nachfolgenden Bilder verdeutlichen die Schritte der Bildbearbeitung. Unten rechts zwei Bilder des Rot-Kanals. Inzwischen habe ich die Rohbilder noch einmal in aller Ruhe mit Registax bearbeitet und in der Abbildung 1 zusam- cherlich die vorübergehend günstige Farb-CCD-Kamera (Imagingsource DBK mengestellt. Mit ausgereifter Technik Sicht, die diese Beobachtung überhaupt 21AU04.as) mit einer Auﬂösung von und spezieller Software konnte ich so der erst möglich machte. Die Bilder entstan- 640x480 Pixel mit einem Baader UV/IR winzigen Marsscheibe eine Erscheinung den am 16-Zoll-SCT der Josef-Bresser- Blocking Filter 420 bis 680 nm. Aufge- im Wettergeschehen des roten Planeten Sternwarte. Dabei wurde die Brennweite nommen wurde mit der Software IC Cap- entlocken und sichtbar machen. Einer mit Hilfe einer 3-fach-Barlowlinse auf 12 ture (Originalsoftware der Kamera). der wichtigsten Aspekte war dabei si- Meter vergrößert. Verwendet wurde eine Saturn im Frühjahr 2010 von Peter Riepe

Saturn konnte im Zeitraum Ende August/ Dieter Willasch nahm Anfang September des letzten Jahres in den Ringplaneten am Kantenstellung beobachtet werden. Wir 28.02.2010 mit ei- schauten für einige Zeit unter einem nem Meade LX200 Winkel um 0° auf das Ringsystem. Da- (10 Zoll, f/10) mit nach nahm die Ringöffnung wieder zu, Baader FFC bei f/30 die Ringe wurden erneut sichtbar. Zur auf (Abb. 1). Aufnah- Zeit der hier dokumentierten Aufnahmen meort war Somerset hatte der Öffnungswinkel wieder abge- West, Südafrika. Als nommen. Schließlich lag am 26.05.2010 Kamera diente ihm ein Minimalwinkel von 1,7° vor – eine eine Imaging Source „Beinahe-Kantenstellung“. DMK 31 mono. Je- weils 500 bis 1.000 Einige ﬂeißige Einsender schickten ihre Videoframes entstan- Saturnbilder der FG Astrofotograﬁe zu, den mit Baader IR so dass sie hier in der Planetenrubrik ge- Pass Filter und RGB- zeigt werden können. Filtersatz, Aufnahme 1 Saturn, aufgenommen am 28.02.2010 von Dieter mit IC Capture. Die Willasch (Daten siehe Text)

VdS-Journal Nr. 35 104 Planeten

3 Links oben: Saturn mit den Mon- den Dione, Titan und Tethys sowie dem Schatten von Rhea; 23.04.2010, 20:04 Uhr UTC. Links unten: Die Situation etwas später um 20:37 Uhr UTC. Rechts oben: Saturn mit dem Schatten von Tethys; 24.04.2010 um 21:47 Uhr UTC. Rechts unten: Saturn mit den Schatten von Dione und Tethys; 24.04.2010 um 22:22 Uhr UTC.

Aufnahmen von Wolfgang Bischof (weitere Daten s. Text)

Bildbearbeitung geschah mit Registax, wurden dann mit Photoshop als R-RGB ImagesPlus und Photoshop. Jeweils ca. weiterverarbeitet, da das R-Bild mit Ab- 20 % der Einzelbilder wurden selektiert stand die beste Schärfe zeigte. Man be- und addiert. Farbkodierung: L(IR)RGB. achte den zu dieser Zeit scharfen Schat- ten, im Gegensatz zu den Abbildungen 1 Am 24.03.2010 ab 23:30 Uhr UT nahm und 2, als Ringöffnung und Sonnenstand Bernd Eser Saturn als IRRGB-Bild auf, noch etwas anders waren. mit Baader FFC, Baader IR Pass Filter und Imaging Source DMK 21 AU04 am Am 04.05.2010 zwischen 20:45 und Meade LX 200 GPS 14’’. Er verwendete 21:34 Uhr UT nahm Werner E. Celnik an Software Avistack, Fitswork und Pho- Saturn unter die Lupe (Abb. 4). Die Pla- toshop. Auch hier wurde für die Lumi- netenkugel hatte 18,9’’ Durchmesser und nanz der IR-Kanal benutzt (Abb. 2). die Ringöffnung betrug 1,5’’. Das Auf- nahmeteleskop, ein Refraktor Takahashi Wolfgang Bischof ist es in der zweiten TOA 150 mm / 1.100 mm, kam erstmals Dekade April gelungen, die Schatten- für Planetenaufnahmen zum Einsatz! Die transits von Rhea (D = 0,24’’), Tethys und Aufnahmen erfolgten bei f = 4.400 mm Dione (D = 0,17’’) aufzunehmen (Abb. mit einer TouCam 740. Von zwei Serien 3). Teleskop war ein 8-Zoll-Newton mit mit 2.700 und 5.000 Bildern wurden je- Abbé-Barlowlinse bei f/20. Als Kamera weils 10 % mit Giotto gemittelt. verwendete er eine DMK 21 AU. Es wurden AVI-Files mit 4.500 bis 5.000 Bildern Die im Zeitablauf nächste Aufnahme bei 30 Bildern pro Sekunde aufgenom- stammt von Bernd Koch. Sein LRGB- men. Davon wurden 5 bis 8 % mit Giotto Bild von Saturn entstand am 08.05.2010 gestackt und geschärft. Die Aufnahmen und war ein wenig aufwändiger (Abb. 5). Aufnahmeteleskop war ein 12-zölliges Meade ACF mit Baader FFC. Mit einer 2 Saturn am 24.03.2010, Aufnah- Imaging Source DMK 41 AU02 wurden me von Bernd Eser (Daten siehe Text) monochrome AVI-Files in verschiedenen Filterbereichen aufgenommen. Die 3-Mi- nuten-Videos umfassten ca. 672 Einzel- 4 Saturn am 04.05.2010, Aufnah- bilder, Belichtung des Einzelbildes ¼ s. me von Werner E. Celnik (Daten siehe Die geeignetsten Luminanz-Vorlagen Text) brachte der Grünkanal. Die ungeschärf- ten Rohbilder wurden über AviStack 2 5 Beta kombiniert. Die Farbinformatio- Anblick des Saturns am nen sammelte eine Kamera Celestron 08.05.2010, Aufnahme von Bernd Koch NexImage mit 15 Bildern pro Sekunde. (Daten siehe Text) Gestackt wurden 1.200 Einzelbilder mit

VdS-Journal Nr. 35 Spektroskopie 105

Giotto. Für das Endbild wurde der Lu- Cam 740 wurde bei 5 m Effektivbrenn- minanzkanal geschärft (Wavelet), der weite eingesetzt. Zwei Videosequenzen Farbkanal im Hintergrund geglättet, alles mit jeweils 8.000 Frames wurden mit dann über Photoshop zusammengesetzt. GIOTTO ausgewertet: einmal 5% der Die letzte hier vorgestellte Aufnahme Frames und einmal 20% der Frames. Die (Abb. 6) stammt wieder von Werner Ergebnisse beider Sequenzen wurden ab- E. Celnik. Aufnahmezeitpunkt war der schließend in Photoshop bearbeitet und 04.06.2010 zwischen 20:14 und 20:28 gemittelt. UT, als die Sonne nur ca. 5 ° unter dem Horizont stand. Saturns scheinbarer Durchmesser war auf 18,0’’ geschrumpft, die Ringöffnung auf 1,1’’. Aufnahmegerät 6 war wieder ein Takahashi TOA Refraktor Saturn am 04.06.2010, Aufnah- 150 mm / 1.100 mm, die WebCam ToU- me von Werner E. Celnik (Daten s. Text) HeI6678-Emissionsaktivität im Be-Stern • Cas von Ernst Pollmann

In diesem Aufsatz wird über das Ver- dabei zur Verbesserung des S/N zu einem Die Abbildung 1 identifiziert eine Epi- halten der HeI6678-Emission im Spek- Summenspektrum zusammengeführt. sode ungewöhnlich starker Emission in trum des Be-Sterns • Cas von August Die gesamte Datenreduktion sowie die den roten und blauen Flügeln im Ab- 2005 bis Oktober 2008 berichtet, wobei Bestimmung der Äquivalentbreite (EW) sorptionsprofil der HeI6678-Linie. Die- die Beobachtungen selbst am 40-cm- sind gemäß einem Standardverfahren ser Plot vergleicht das durchschnittliche, Schmidt-Cassegrain-Teleskop der Stern- (Pollmann 1997) bei gleichzeitiger Er- mittlere F/Fc-Profil von November 2007 warte der Vereini gung der Sternfreunde mittlung der Genauigkeit der EW-Mes- bis August 2008 mit individuellen Be- Köln durchgeführt wurden. Der selbst- sungen in jedem Summenspektrum nach obachtungen während des Ereignisses gebaute, hier zum Einsatz gekommene der Methode von Chalabaev und Maillard vom 18., 21. und 26. September 2008. Spalt-Spektrograph besitzt eine Disper- (1983) durchgeführt worden. Die Größe Die Abbildung 2 zeigt die gemessene EW sion von 27 Å/mm = 0,245 Å/Pixel bei des Fehlerbalkens eines individuellen von Januar 2003 bis September 2008. In einer spektralen Auflösung R ~ 14.000. Datenpunktes entspricht der maximalen diesem Plot ist (mit zwei Ausnahmen) die Die Belichtungszeiten lagen im Allge- EW-Standardabweichung von 6 % bei EW als Summe beider Emissionspeaks meinen bei etwa 30 bis 40 Sekunden pro der He6678-Emission, und 2 % bei der von 6675 Å bis 6680 Å dargestellt. Für Einzelspektrum. Die individuellen Ein- EW der H• -Emission. Das S/N Verhältnis JD 2454728 und 2454731 (18. und 21. zelspektren mit 100

1 Vergleich des mittleren HeI6678-Spektrums (2007/11 2 Monitoring des Zeitverhaltens der HeI6678-Emission bis 2008/08) zu den „HeI6678-Ereignis-Spektren“ von von JD 24542744 bis JD 2454826 2008/09/18 und 2008/09/21

~~VdS-Journal Nr. 35 106 Spektroskopie~~

Summe des Wellenlängenabschnitts von 6658 Å bis 6695 Å eingetragen. Anmerkungen von Geraldine Peters (Space Science Center University South California) Diese Art plötzlich auftretender Aktivi- tät ist bereits von Anderen beobachtet worden. So wurde beispielsweise in • Cas Dieser Aufsatz ist wichtig, weil der durch eigenartige, über die Oberflä- ein „flare“ mit einer Dauer von mehre- Bereich für HeI6678 (der zirkumstel- che des Sterns verteilte Flecken ver- ren Minuten als zusätzliche Emission bei lare Bereich, in dem vorhandenes ursacht werden. 6680 Å in der HeI6678-Emission von HeI6678 ionisiert werden und zur Smith (1995) beobachtet. Rivinius u. a. Linienemission rekombinieren kann), Dies beweist nach meiner Meinung, (2001) fand eine zusätzliche Emission in im Vergleich zu dem von Wasserstoff dass die Be-Sterne multipolare (hoch HeI6678 bei 6675 Å und 6680 Å wäh- eher klein ist. Dies ist ein starkes Ar- komplizierte) magnetische Oberflä- rend eines Ausbruchs von µ Cen. Sie gument dafür, dass die Variationen chenfelder haben. Als reine Spekula- kommentierten diese Erscheinungen fol- von Material verursacht werden, dass tion ist auch möglich, dass die hier gendermaßen: sich in großer Nähe der Oberfläche berichteten Ereignisse durch Energien des Sterns befindet, wahrscheinlich verursacht werden, die in magneti- „ ...es kann kaum Zweifel daran beste- innerhalb von 1-2 Sternradien (viel- schen Strukturen in der Nähe Stern- hen, dass die „bump“-Muster die wir leicht sogar weniger). soberfläche gespeichert ist. Ich sollte beschrieben, mit Variationen verbunden noch hinzufügen, dass das Erscheinen sind, über die aus Untersuchungen an Außerdem kann man annehmen, dass von (während einiger Tage) quasista- zahlreichen anderen optischen Linien im wegen der Doppelpeakform der voll bilen Emissionspeaks in Be-Sternen Spektrum von • Cas berichtet worden ist. entwickelten Emission zusammen höchst ungewöhnlich ist, und einmal Doazan (1976) und Hutchings (1976) be- mit ihren breiten Flügeln das Mate- mehr ein kompliziertes geometrisches richteten zuerst über Variationen in H• ; rial in Regionen gebildet worden ist, Bild dieser Sterne andeutet. Es ist zu Slettebak & Snow (1978) fanden ähnli- welches mit dem schnell rotierenden schade, dass das Ereignis nicht schon che, aber schnelle Variationen H• “. Zentralstern mitrotiert (co-rotating). früher erfasst wurde, dennoch gibt es Beide Argumente weisen darauf hin, wertvolle Information über die Ent- So genannte „migrating subfeatures“ dass die Emission nicht in einer Kep- stehungsprozesse. werden, soweit bekannt, mit großer Si- ler-Scheibe gebildet wird, in der das cherheit durch Absorptionen von mit- Geschwindigkeitsgesetz mit dem Ra- Dieser Artikel wird auf all diese Fra- rotierenden (co-rotating) Wolken verur- dius der Scheibe abnimmt. gen allein nicht antworten können, sacht, die durch magnetische Felder des aber Ereignisse wie diese, zusammen Sterns gebunden sind, und unregelmäßig Die optische Lichtkurve des Sterns mit Beweisen aus anderen Beobach- bei intensiven Beobachtungen gesehen zeigt eine Periode von 1,21 Tagen tungen werden zu einem Endbild bei- werden können. Ein prototypisches Bei- (Smith, Henry & Vishniac 2007, tragen können. spiel dafür ist der magnetisch aktive dKe- Astro phys. J. 647, 1375) und hat dar- Stern AB Dor. Diese Eigenschaften sind über hinaus eine eigenartige Wellen- Dieses Ereignis wird ein wichtiger von mehreren Beobachtern im optischen form. Photometrische Schwankungen, Bestandteil dessen werden, wie sich Spektralbereich, z. B. von Yang et al. selbst von Sternen des frühen B-Typs, das Gesamtbild von Kurzzeitschwan- (1998) und im UV-Bereich durch Smith scheinen denselben Ursprung in den kungen bei • Cas (und vielleicht auch et al. (1998) beobachtet worden. Soweit Oberflächen später Bp- und Ap-Sterne anderer Be-Sterne) letztlich darstellt. bekannt, zeigt nur ein anderer Stern als zu haben, nämlich gebunden freie „Analogon“ zu • Cas Eigenschaften der Absorptionsränder von Metallen, die

~~Monitoring des Zeitverhaltens der H• -Emission mit der markierten Position der HeI6678 „Ereignis-Spektren“~~

~~VdS-Journal Nr. 35 Sternbedeckungen 107~~

4 Art wie sie hier vorgestellt worden sind: Plot zum HD110432 (Smith & Balona 2006, ApJ, Beweis dafür, dass 640, 491). keinerlei Korrelation zwischen der Emis- Die Ausbrüche, über die hier berichtet sionsstärke von H• wird, sind nach Ansicht professionel- und der HeI6678- ler Fachleute sensationell, besonders Emission gefunden stark und selten, und es ist wahrschein- werden konnte lich, dass diese Kurzzeitereignisse in der Nähe des Sterns gebildet worden sind (ähnliches wurde von Hutchings berichtet). Die Zeitskala der Beobachtungen JD 2454728,313 bis JD 2454732,299 (= 71,7Std.) ist mit der Orbitalzeit des inneren Gebiets der Be-Sternscheibe ver- werden konnte (Abb. 4). Außerdem ist [2] V. Doazan, 1976: IAU-Symposium gleichbar. Es ist möglich (oder wahr- darauf hinzuweisen, dass die Emissions- no. 70, Dordrecht, Holland; Boston: scheinlich), dass Material in eine nicht stärke von H• bei • Cas seit dem letzten D. Reidel Pub. Co., 37 stabile Bahn in der Nähe der Oberﬂäche Minimum (bei etwa JD 2454230) bestän- [3] J.B. Hutchings, 1976: Publ. Astron. des Sterns ausgestoßen worden ist. Smith dig gestiegen ist. Soc. Pac. 88, 911 berichtete 1995 über ähnliche beobach- [4] E. Pollmann, 1997: Be-Star-News- tete Variationen. Danksagung letter 32, 11 Dr. Myron A. Smith (Catholic Universi- [5] Rivinius et al., 2001: The Journal Für den Fall, dass es für diese Interpre- ty, Baltimore, USA), dem Referee dieser of Astronomical Data 7, 5. tation wichtig sein könnte, zeigt die Ab- Arbeit, bin ich wegen seiner detailierten [6] A. Slettebak, T.P. Snow, 1978: bildung 3 eine etwas längere Historie der und kritischen Anmerkungen, die we- Astrophys. J. 224, L127 Änderungen der H• -EW aus Eigenbeob- sentlich zur Verbesserung einiger wich- [7] M.A. Smith, 1995: Astrophys. J. achtungen sowie aus anderen Quellen. tiger Ausführungen geführt haben, zu 442, 812 Der Pfeil im unteren Plot der Abbildung ganz besonderem Dank verpﬂichtet. [8] M.A. Smith, R.D. Robinson, A.P. 3 markiert den Zeitpunkt des beobachte- Hatzes, 1998: Astrophys. J. 507, ten HeI6778-Ereignisses. Darüber hinaus 945 sollte erwähnt werden, dass, seitdem die Literaturhinweise [9] S. Yang, Z. Ninkov, G.A.H. Walker, He6678-EW überwacht wird, keinerlei [1] A. Chalabaev, J.P. Maillard, 1983: 1988: Publ. Astron. Soc. Pac. 100, Korrelation zur EW von H• gefunden Astron. Astrophys. 127, 279 233

~~Jupiter bedeckt 45 Cap von Hans-Joachim Bode~~

~~In der Nacht vom 3. auf den 4. August 2009 zog der Planet Jupiter über den Stern 45 Cap (Helligkeit 5,96 mag, Spek-~~

1 Jupiter, aufgenommen mit dem 2,2-m-Teleskop auf dem Calar Alto und der dortigen Blackmagic Camera (NIC- MOS3 array bei einer Auﬂösung von 256x256 Pixeln / der Originalmaßstab betrug 0,641 arcsec/Pixel, Belich- tungszeit jeweils 0,1 Sekunden). Die Messdaten wurden durch das Centro Astronómico Hispano Alemán (CAHA) am Calar Alto, mit Unterstützung des Max-Planck Institut für Astronomie und dem Instituto de Astrofísica de Anda- lucía (CSIC), zur Verfügung gestellt.

~~VdS-Journal Nr. 35 108 Sternbedeckungen~~

traltyp A5). Wie sich bei einer Anfang 2 Bedeckungs- des letzten Jahres durchgeführten Re- ereignis Jupiter – 45 cherche zeigte, war dieser Vorübergang Cap am 3./4.8.2009, das spektakulärste Ereignis mit Jupiter Lichtkurve von Karl- für die nächsten 100 Jahre für unsere Ludwig Bath, auf- Hemisphäre! genommen mit dem 0,5-m-Cassegrain Es war sofort klar geworden, dass die- der IAS auf Hakos / ser immense Helligkeitsunterschied eine Namibia Messung im IR-Bereich erforderte. Wie bereits bei der Bedeckung des Sterns SAO 187526 (Helligkeit 8,83 mag, Spektral- typ K0 ) am 28.06.1996 beobachtet werden konnte, würde ein Methanbandﬁlter (890 nm) für ein 14-Zoll-Instrument ver- wertbare Daten liefern können.

Dieses Ereignis wurde 2009 zum zentralen Ziel der Fachgruppe Sternbedeckun- Amateur-Astronomen und professio- wertung, um neben Veränderungen der gen. nelle Astronomen vorbereiteten, sich Jupiteratmosphäre auch Schwerewellen bei diesen Messungen zu beteiligen. So nachweisen zu können. Dieses wird wohl Europaweit, längs des Meridians, wurden wurden dann neben vielen europaweiten dann gemeinsam mit der Universität Pa- Sternwarten und (natürlich) Mitglieder Sternwarten auch auf dem Calar Alto, ris erfolgen. der IOTA/ES angesprochen und akti- Teneriffa, Hakos dieses Ereignis vermes- viert, dieses Ereignis in ihre astronomi- sen (s. Abb. 1). Die abgebildete Lichtkurve (Abb. 2) wur- sche Planung 2009 mit aufzunehmen. de von Karl-Ludwig Bath mit dem 0,5-m- Die konzertierte Aktion führte dazu, dass Die vielen positiven Messungsergebnisse Cassegrain der IAS auf Hakos / Namibia sich von Finnland bis ins südliche Afrika bedürfen noch einer langwierigen Aus- erstellt. ESOP XXVIII in Niepolomice / Polen von Andreas Tegtmeier

Wie jedes Jahr zum Ende des Sommers erhöhte Lichtstärke gemessen werden Stern 45 Capricorni bedeckte (siehe hiezu fand am letzten Augustwochenende vom konnte. Die „Explosionswolke“ verbrei- den Bericht in dieser Ausgabe). Dr. Wolf- 28. August bis 2. September 2009 wieder tete sich mit einer Geschwindigkeit von gang Beisker stellte erste Ergebnisse und das jährliche ESOP statt. Das European >1 km/s und hatte nach 3 Tagen einen Auswertungen vor, die langfristig neue Symposium on Occultation Projects wur- größeren Umfang als der Jupiter. Das In- Erkenntnisse und Aussagen über die At- de dieses Mal von der Polnischen Verei- teressante ist, dass dieser Komet bereits mosphäre des Jupiters aufzeigen sollen. nigung der Amateur-Astronomen (PAAS) in 11/1892 und 03/1893 teilexplodiert organisiert und in Niepolomice, ca. 25 ist. Auch dieses Mal zeigte er mit der 2., Im Gegensatz zu der Bedeckung 1996 km südöstlich von Krakau, ausgerichtet. ebenfalls wesentlich kleineren Explosion gab es bei diesem zwei Stunden dau- In der angenehmen Atmosphäre des his- in 03/2009, das gleiche Verhalten. Die ernden Ereignis eine Vielzahl von Beob- torischen, sehr schön renovierten könig- Auswertungen der Messungen und der achtungsstationen längs des Meridians lichen Schlosses von Niepolomice hatte Molekularanalysen dauern noch an. unserer Welt. In Namibia, Brasilien, Te- das Organisatorenteam unter der Leitung neriffa und vielen Ländern Europas bis von Pawel Maksym ein interessantes Ta- Anschließend wurde der letztmalig in hinauf nach Finnland wurde die Bede- gungsprogramm zusammengestellt. 1999 vergebene „Wieth-Knudsen-Award ckung mit 0,50-m- bis 2,20-m-Spiegeln of IOTA/ES“ verliehen. Der diesjährige beobachtet. Wegen der großen Helligkeit Nach der Eröffnung durch den Präsi- Preisträger, Harrie J. Rutten (Präsident des Jupiters erfolgte dies überwiegend im denten Hans-Joachim Bode, berichte Dr. der DOA – Dutch Occultation Associa- roten Lichtbereich. Registriert man eine Michal Drahus vom Max-Planck-Institut tion), wurde für seinen unermüdlichen Messung bei 890 nm (Absorptionslinie für Sonnensystemforschung und Earth und herausragenden Einsatz bei Sternbe- des Methans), so lässt sich das Licht des and Space Sciences University of Ca- deckungen (283 in 2008, 252 Messungen Jupiters auf ein Minimum für Standard- lifornia, Los Angeles, über den „Mega- bis 06/2009) ausgezeichnet. Das Haupt- CCD-Kameras reduzieren. Aufgrund der Outburst“ des Kometen Holmes (17P) im thema dieses Tages war die Sternbede- Vielzahl der Aufnahmen wird die Samm- Oktober 2008, bei dem eine um 15 mag ckung am 03.08.2009, bei der Jupiter den lung und Auswertung der Daten noch

~~VdS-Journal Nr. 35 Veränderliche Sterne 109~~

geraume Zeit in Anspruch nehmen. Im beobachtet auf der Zentrallinie von ei- de veröffentlicht werden, wird es eine Anschluss hieran berichtete Dr. Eberhard nem Schiff aus, gab es einen Vortrag und neue Version 4.2 geben, die wegen der Bredner über die im Juli 2009 zu Ende einen Workshop von Prof. Costantino Si- hohen Genauigkeit und Zuverlässigkeit gegangene Kaguya Mission. Den japani- gismundi und Konrad Guhl zur Bestim- der Werte nur noch diese Daten enthalten schen Astronomen ist es mit ihrem mit mung des Sonnendurchmessers. Hier- wird - alle anderen werden eliminiert. neuester Technik ausgestatteten Satelli- bei wurden der gerade veröffentlichte Danach fanden noch mehrere Ergebnis- ten gelungen, sehr detailliert die Mond- „Baily’s-Beads-Atlas“ (in: Solar Physics) berichten zu verschiedenen Themen statt, oberfläche (Höhenprofil) aufzunehmen vorgestellt, der die Auswertungen der nämlich von: und zu vermessen. Wenn die Daten dem- Sonnenfinsternisse von 2006 bis 2008 – Vagelis Tsamis über CCD-Fotografie nächst veröffentlicht werden, muss nie- enthält. „Baily’s Beads“ nennt man die und Videoaufnahmen der Uranus- mand mehr auf die ungenauen Daten des Lichtpunkte (Perlen) bei einer Finsternis, mond- und Saturnmondbedeckungen Watts-Mondrandprofiles zurückgreifen. die durch das letzte Sonnenlicht entste- sowie der Jovian Mutual Events in hen, das noch durch die Mondtäler schei- den Jahren 2007 bis 2009. Zum Abschluss des 1. Tages berichtete nen kann, während der Rest der Sonne – Oliver Klös über Meteoritenbeobach- Jan Manek über den Stand der Daten- bereits von den Mondbergen abgedeckt tungen mit dem „normalen“ Equip- übertragung von der ILOC zur IOTA. Das ist. Mit Hilfe dieser Beads lässt sich der ment, wie es bei Sternbedeckungs- International Lunar Occultation Center Durchmesser der Sonne mit extrem hoher messungen zum Einsatz kommt, sowie hat nach 17 Jahren im März 2009 die Ar- Genauigkeit (ca. +/- 8 km) bestimmen. im Anschluss daran einige Tricks, beit eingestellt und die Aufgaben an die wie solche Bilder sinnvoll bearbeitet IOTA übergeben. Hierzu wurden bei der Während des Workshops wurde u. a. die werden. IOTA regionale Koordinatoren berufen, These diskutiert, ob zur Sonnendurch- – Harrie Rutten über eine neu entwi- die die aktuelle Datensammlung bündeln messerbestimmung nicht allein ein Son- ckelte Okularhalterung mit variabler und an Dave Herald, Australien als Glo- nenuntergang über dem Meereshorizont Blende zur Verbesserung des Kont- bal-Koordinator/-Datensammler weiter- oder ein Satellitendurchgang vor der rastverhältnisses bei Sternbedeckun- reichen. Alle bisher übernommenen Da- Sonne ausreicht – zweifelsohne aber gen durch den Mond. ten von über ½ Million Ereignissen aus nicht mit der gewünschten Genauigkeit! den Jahren 1623 bis 2008 wurden durch Im Anschluss hieran stellte Eric Limburg Den Abschluss des Symposiums bildete die IOTA zwischen 12/2008 und 04/2009 die neue Version von LOW 4.1 vor. Sie die Vorstellung des neuen Veranstal- kontrolliert und viele Fehler und Doppe- enthält verbesserte Funktionalitäten für tungsorts für das ESOP XXIX: York in lungen, die ILOC nicht gefunden hatte, die Ereignisdarstellungen mit Rückgriff England. eliminiert. auf Google-Maps und den IOTA-Melde- bericht im neuen Format; er ist jetzt von Der 2. Tag begann mit dem Thema Son- der Homepage Eric Limburgs herunter- nenfinsternis. Nach einem Fotoreisebe- ladbar. Wenn in Kürze die neuen Mond- richt über die Finsternis 2009 in China, randdaten der japanischen Kaguya-Son-

~~ES Aquilae wird im Ausbruch dunkler von Hans G. Diederich~~

Bei „Ausbrüchen“ von Veränderlichen dabei heller, teilweise sogar extrem hell etwas Besonderem an. Also wollte ich denkt man an Explosionen von Sternen werden. Aber es gibt eine Ausnahme: beide beobachten, ES Aql und seinen als Supernova, an Novae und an Aus- R-Coronae-Borealis-Sterne (R-CrB-Sterne) Ausbruch. Daraus entwickelte sich dann brüche in kataklysmischen Sternen. Al- werden bei ihren unregelmäßig stattﬁn- ein einfaches Projekt, welches bis Mitte len ist gemein, dass diese Veränderlichen denden Ausbrüchen nicht heller sondern 2009 andauerte. dunkler! Nur wenige R-CrB-Sterne sind bekannt. Zwei Gründe, warum man sich Lichtwechsel Eigene Beobachtungen auch einmal für sie interessieren sollte. ES Aql ist also ein R-CrB-Stern. Kennt- von ES Aql nisse über die allgemeinen Eigenschaften ES Aql eines Veränderlichen sind sinnvoll, um die Datum scheinbare Zustand In [1] wurde u. a. vom R-CrB-Stern ES Aql eigenen Beobachtungen richtig planen zu visuelle Helligk. berichtet. Den ersten Anstoß erhielt ich können. Es soll dabei mehr heraus kom- 10.10.2005 12,5 mag Ausbruch aber durch einen Hinweis auf der Web- men, als nur ein Lichtpünktchen zu sehen. 11.10.2005 12,5 mag Ausbruch site der BAV. Dort war im Jahre 2005 Stattdessen möchte man die Veränderung 12.11.2006 11,8 mag Ruhelicht zu lesen, ES Aql befände sich „im Aus- seiner Helligkeit erkennen und mitbekom- 17.08.2009 11,7 mag Ruhelicht bruch“. Und „Ausbruch“ hörte sich nach men, wie dieses Lichtpünktchen „lebt“!

~~VdS-Journal Nr. 35 110 Veränderliche Sterne~~

Die Art des Wechsels vom Ruhelicht (Normalzustand) hinein in den Hellig- 1 ES Aql keitsabfall (in den „Ausbruch“) ist das im Ruhelicht wirklich Interessante. Wie lange bleibt am 17.8.2009, der Stern dort unten, wann und wie kehrt Aufnahme von er zum Ruhelicht zurück? Um sich spä- Hans-Günter ter daran zu erinnern, schreibt man sich Diederich eine Notiz, schätzt die Helligkeit durch Vergleich mit Nachbarsternen, malt eine kleine Zeichnung (heller Stern großer Klecks, schwacher Stern kleiner Klecks), erstellt mit der Kamera eine Aufnahme oder misst in dieser die Helligkeit (foto- metriert). Selbst Jahre später lassen sich all diese Beobachtungen im Zusammen- kälteren (Teff < 6.000 K) R-CrB-Sternen sungen sehr vieler Sternfreunde beruhen. hang betrachten. nachgewiesen. Zu diesen „kühlen“ R-CrB- Jeder kann sich hier beteiligen. Die Auf- Sternen zählen Z UMi, ES Aql, SV Sge und nahme von ES Aql (Abb. 1) wurde mit Aber was sind denn nun R-CrB- DY Per. Diese Oberton-Bänder fehlten da- einem Grünfilter aufgenommen. Häufig Sterne? gegen in den wärmeren (Teff > 6.000 K) werden auch V-Filter benutzt. Visuelle Tenenbaum et al. [1] erklären das in ih- R-CrB-Sternen, zu denen R CrB, RY Sgr, Beobachter benötigen keine Filter, sie rer Arbeit wie folgt: Es handelt sich um SU Tau und XX Cam gerechnet werden. haben es bereits „fest eingebaut“. Die Fil- wasserstoffarme Veränderliche mit einem ternutzung bei Aufnahmen erlaubt den hohem Gehalt an Kohlenstoff. Sie haben ES Aql im Ausbruch Vergleich der von verschiedenen Stern- die AGB-Phase (den Asymptotischen In [2] hatte folgende Information gestan- freunden stammenden Helligkeitswerte. Riesenast, „asymptotic giant branch“) im den: „Der eher schwache R-CrB-Stern ES Hertzsprung-Russell-Diagramm bereits Aql sank im Laufe des Augustes von 11,9 Vergleichssterne zum Schätzen und Fo- hinter sich gelassen und werden daher mag um nahezu eine Größenklasse auf tometrieren wurden in der Abbildung auch als „post AGB stars“ bezeichnet. 12,8 mag, bis Mitte September auf 13,8 1 markiert. Deren Beschriftung gibt die R-CrB-Sterne pulsieren und erfahren mag. Der letzte Sichtbarkeitsabfall fand Helligkeit an, bei welcher der Dezimal- unregelmäßige Helligkeitsabfälle, verur- vor ca. zwei Jahren im August/Septem- punkt weggelassen wurde. „108“ bedeu- sacht durch die Entstehung von zirkum- ber 2005 statt, er sank damals auf 14,2 tet also, dass dieser Vergleichsstern eine stellarem Staub. Der Mechanismus dieser mag und erholte sich auf Normallicht- Helligkeit von V = 10,8 mag aufweist. Staubentstehung wurde zumindest 2005 stärke innerhalb von zwei Monaten.“ Das soll Verwechslungen mit Sternen noch nicht genau verstanden. ausschließen. Es wurde vorgeschlagen, dass CO-Mo- Ein kleines ES-Aql-Projekt leküle (Kohlenmonoxid) eine wichtige Wer täglich zuhause beobachtet (sofern Ausblick Rolle bei der Kühlung des zirkumstel- das Wetter ihm dies erlaubt), hat bessere Mit den Hinweisen zu R-CrB-Sternen, laren Gases spielen, so dass sich Staub- Voraussetzungen als der Sternfreund, zu ES Aql und deren Beobachtung wird körner bilden können. Vielleicht entsteht welcher nur im Astro-Urlaub ans Tele- es nun möglich sein, tiefer einzusteigen dabei fester Kohlenstoff: Ruß. Und Ruß skop geht. So kamen bei mir lediglich oder einfach mal in der nächsten klaren ist schwarz. In ihm verfängt sich das vier Beobachtungen zusammen. Seit Nacht einen Veränderlichen zu beobach- Sternlicht, wenn solche Staub- bzw. Ruß- der ersten Beobachtung im Ausbruch ten, der im Ausbruch nicht heller sondern wolken zwischen Stern und Beobachter (wenn auch nicht so tief wie 14,2 mag), dunkler wird. Weitere Informationen und geraten. Das ist dann der Ausbruch: bestand der Wunsch, ES Aql auch ein- Übungsmöglichkeiten zum Schätzen der Plötzlich wird der Stern dunkel. mal im Ruhe licht, also „hell“ zu sehen. Helligkeit befinden sich auf der Website Im nächsten Urlaub war es soweit. Aber der BAV. Allen Sternfreunden wünsche Die Temperatur von R-CrB-Sternen selbst dann konnte ich immer noch nicht ich mit den R-CrB-Sternen viel Freude Die Autoren der aktuellen Arbeit such- von ihm lassen und besuchte ES Aql im und Erfolg. ten bei acht R-CrB-Sternen nach CO. Zu letzten Sommer ein weiteres Mal (Ergeb- diesen Veränderlichen gehörten auch der nisse s. Tab. 1). Literaturhinweise R-CrB-ähnliche DY Per und der Finale- [1] E.D. Tenenbaum et al., 2005: He-Blitz-Stern („finalheliumflash star“) Fremde Lichtkurven und eigene “Detection of NearIR CO Absorption FG Sge. Die Temperaturen (Teff) dieser Beobachtungen Bands in R Coronae Borealis Stars“, acht R-CrB-Sterne bewegen sich zwi- Die Dramatik des Lichtwechsels ist diesen astroph/0503497 schen 4.000 und 7.250 K. vier Beobachtungen noch nicht anzuse- [2] D. Bannuscher, 2007: „Aus der hen. Diese lässt sich aber in Lichtkurven Sektion Kataklysmische Sterne: Die ersten und zweiten Oberton-CO- nachempfinden, die durch den Lichtkur- Aktivitäten zwischen August und Bänder (das sind keine Untersuchungen vengenerator der BAV bereit gestellt wer- November 2007“, Rundbrief 4 im optischen Bereich) wurden bei den den und auf den Schätzungen und Mes- (2007) der BAV

~~VdS-Journal Nr. 35 Veränderliche Sterne 111~~

~~Grundlagen zur Fotometrie mit JPG-Bildern – Teil 1: Untersuchung der kamerainternen Bildbearbeitung von Carsten Moos~~

In dieser Untersuchung geht es darum, RawShooter von Pixmantec vermessen. ein JPG-Bild auf die Eignung zur Foto- Die wichtigsten Aufnahmeparameter metrie zu untersuchen. Für die Fotomet- zeigt die Tabelle unten rechts. rie müssen die Tonwerte proportional zu den Sternhelligkeiten sein und deshalb Messdaten dürfen die linearen Sensordaten nicht Eine erste Datenübersicht zeigt die Tabelle durch eine Gammafunktion in einen 2 („Messdaten in Rot“, S. 112). Einzelne anderen Maßstab transformiert werden. Felder der Dicam-Tafel werden erst mit Dazu wurde ein Testbild von einer Grau- IRIS [1] im Rohbild (das Bild wurde nur karte neben einer Kalibriertafel von Di- in ein Farbbild ohne weitere Korrekturen cam mit einer Canon EOS 350D DSLR im umgewandelt) und dann jeweils dasselbe Sonnenlicht aufgenommen und von der Feld im JPG ausgemessen. Der Vergleich Kamera je als Rohbilddatei (Format cr2) berücksichtigt nur den roten Kanal, weil und als Bilddatei (Format JPG) abgespei- IRIS hier einer Beschränkung unterliegt. chert. Der Vergleich der Tonwerte in die- Eine zweite Datenübersicht in der Tabelle sen beiden Formaten liefert Erkenntnisse 3 („Messdaten in RGB“, S. 114) enthält die über die kamerainterne Bildbearbeitung. Messwerte in allen drei Farben (RGB). Als Damit wird im zweiten Teil die Verwen- Bildbasis dient dasselbe Bild wie oben. dung von JPG-Bildern zur Fotometrie bewertet und der Frage nachgegangen, Vergleich der Messwerte 1 Testbild: lineares Rohbild (oben) ob durch eine Prozessumkehr das JPG- Bei den JPG-Bildern werden die vom und JPG Bild gegebenfalls linearisiert und für fo- Sensor gelieferten Tonwerte nach einer tometrische Messungen verwendet wer- so genannten Gammakurve (oder auch Hersteller eine etwas andere Transfor- den kann. Gradationskurve genannt) transformiert mation verwendet. Für die Bestimmung (vgl. Abb. 2). der Gammakurve wird im Folgenden nur Vorgehensweise noch das kamerainterne JPG zugrunde Geeignete Felder der in der Abbildung Um diese Gammakurve näher zu bestim- gelegt. Was macht die Kamera intern? 1 gezeigten Kalibriertafel werden so- men, werden die Messwerte nun graﬁsch Dies zeigt Abb. 3. wohl im CR2- als auch im JPG-Format dargestellt, indem der gemessene lineare softwaremäßig ausgemessen. Zusätzlich Tonwert im Rohbild normiert auf 255 auf Auswertung: Gammakurve bei Be- wurde noch auf die gleiche Art je ein der x-Achse und der zugehörige Tonwert trachtung des vollen Histogramms Resultat aus dem Zoner Photo Studio im JPG auf der y-Achse aufgetragen (0 bis 4095). 10, dem Canon Zoom Browser und dem werden. Erkennbar wird, dass hier jeder Der Verlauf der in der Abbildung 3 gezeigten Gammakurve kann recht gut mit folgender Gleichung 1 mit einer Expo- nentialfunktion nachgebildet werden:

2 Exif-Daten zum Vergleich Graukartenbild der Messwerte bezogen auf die Belichtungszeit 1/250 s linearen Tonwer- Blende 10 te im Rohbild, Brennweite 18.00 mm Gammakurven ISO 100 von JPG, Canon Lichtquelle Tageslicht Zoom Browser, Modell Canon EOS 350D DIGITAL Zoner Photo- Farbpräsentation YCbCR studio 10 und Farbraum sRGB Rawshooter

~~VdS-Journal Nr. 35 112 Veränderliche Sterne~~

3 Canon Gammakurve des grünen Kanals (0 bis 4 Kurvenverlauf der Exponentialfunktion nach der Gleichung 4095, auf 255 normiert) (1), Standard = Canonkurve, Näherung = Exponentialfunktion nach Gleichung (1)

Mit a = 255 und b = 43 ergibt sich die Fläche die korrekte Farbbalance für ein 1532.000000 Abbildung 4. Diese Transformation kann neutrales Grau. Macht man vorher noch 1022.000000 einfach programmiert werden. Sie wur- eine Offset-Korrektur auf ein schwarzes Normiert man diese auf Grün = 1.0, de in den picgrad-Tools [2] für IRIS im- Feld mit dem Kommando „black“: -17, ergibt sich: plementiert und experimentell bestätigt. -19 -19, subtrahiert dies den jeweiligen Daylight multipliers: 2.68 1.0 1.26 Problematisch ist der fast lineare, steile Hintergrund pro Farbkanal, und dann Camera multipliers: 2.21 1.00 1.51 Anstieg der Transformationskurve, der dieses Kommando erneut gegeben, ergibt 1.01 für RGBG. sich auch nicht durch eine Potenz- oder sich eine RGB-Farbbalance für die abfo- Logarithmusfunktion darstellen lässt. Das tografierte Grautafel von: „white“: 2.1 : Eine weitere Recherche ergibt, dass in Resultat dieser Transformation ist sehr 1.0 : 1.5. diesem Forum [4] eine fundierte Aussage anfällig für zu starkes Rauschen in den gemacht wird darüber, dass die Farbkor- Schatten, weil der Schwarzpunkt immer Vergleichsbilder zwischen Kamera-JPG rektur auf neutrales Grau bereits vor der bei 0 liegt, also dem niedrigsten Ton- und entsprechend farbgewichtetem Bild Farb-Interpolation (Demosaicing, Debay- wert (= Schwarzpunkt). Eine ergänzende nach manueller Korrektur mit dem o. g. ern) durchzuführen ist. Weitere Infos fin- Offset-Korrektur lieferte brauchbare Tie- Farbverhältnis liefern zwar ein neutrales det man unter o. g. Adresse. Dieser Ein- fen. Insgesamt ist das daraus entstehen- Grau, jedoch sehr abweichende Farben fluss bleibt hier unberücksichtigt. de Bild dem JPG sehr ähnlich, allerdings bei der Dicam-Tafel. Eine Referenz zu werden unterbelichtete Bilder, wie sie in diesem Thema ist das Farbgewicht der Auswertung: Gammakurve bei der Astro fotografie vorkommen, zu dun- Kamera-Software, welches in den Me- Verwendung von Schwarz- und kel und weisen flaue Farben auf. tadaten der CR2-Datei abgelegt ist und Weißpunkt im Histogramm mit dem Programm dcraw [3] ausgelesen Die oben gewonnene Näherungs-Kurve Farben werden kann. Die RGB-Balance im CR2 (1) und die Lösung als picgrad ist auffäl- Bei dieser Untersuchung treten einige lautet: lig in Bezug auf die Kurvenform. Die o. g. Fragen zur Farbbalance des Sensors auf. Daylight multipliers: Farbabweichung und Rauschproblematik Eine Messung mit IRIS ergibt (je auf eine 2.467797 0.917149 1.164814 Fläche der Graukarte bezogen): Camera multipliers: Das Kommando „white“: 1.7 : 1.0: 1.34 2248.000000 ermittelt aus einer markierten grauen 1016.000000

~~Messdaten in Rot~~

Farbe Rohwert auf_255_normiert Zoner ZoomB RawShoot JPG Schwarz 296 18.5 21 24 25 19 Grau1 880 55.0 161 161 171 171 5 Mittelgrau 1250 78.1 195 197 213 210 Ergebnis der Transformation Grau3 1980 123.8 226 226 238 240 mit der sRGB-Gammakurve bei einem Weiß 3200 200.0 184 251 251 252 Weißpunkt von 4095

~~VdS-Journal Nr. 35 Veränderliche Sterne 113~~

legen ebenfalls nahe, dass die interne Verarbeitung der Kamera komplexer ist. Bisher wurde das Histogramm des linearen Bildes lediglich für den Schwarzpunkt (Offset-Korrektur) verwendet. Diese greift aber nicht weit genug. Eine intensive Re- cherche im Internet bringt hervor, dass bereits 1990 eine Standard-Gammakurve der International Telecommunication Union (ITU) für HDTV (hoch auﬂösendes Fernsehen) und digitale Kamerasensoren festgelegt worden ist: BT.709 [5]. Dies führt wiederum zu dcraw, welches in der 9.x-Version ebenfalls eine Gamma- Korrektur ermöglicht: die o. g. BT.709 aber auch die sRGB-Kurve. Weiterhin ﬁndet man bei der näheren Betrachtung von Farbräumen (xyz, L*a*b) [6], dass die Transformation in andere Farbräume zwei separate Teiltransformationen machen: eine lineare für die Tiefen und eine exponentielle für die Mitten und Lichter. Nun scheint es also verständlich, wes- halb die ersten Versuche mit einer reinen Gamma-Kurve keine brauchbaren Resul- tate lieferten. 6 Histogramm eines Rohbilds

~~Nehmen wir nun an, dass Canon das Rad nicht neu erﬁndet und sich an diesen Standard anlehnt (was ja mit dcraw auch unterstrichen wird), ergeben sich nun ganz andere Wege (Abb. 5):~~

~~Wendet man die sRGB-Gammakurve auf das lineare Rohbild an, ist das Ergebnis viel dunkler und ﬂauer als das kamerainterne JPG-Bild.~~

Der Grund liegt darin, dass die Kamera das Histogramm auswertet. Der obere Wert, der Weißpunkt liegt nicht wie bisher angenommen beim höchsten Tonwert (bei 12 Bit, 4095) (= saturation point), sondern es wird ein Weißpunkt deﬁniert. In dcraw wird der 99%-Weißpunkt eingesetzt. Das ist der Wert, bei dem 99% aller Pixel dunkler sind als dieser Wert. Setzt man also nun im Rohbild den Schwarzpunkt auf 16 (= technischer Kamera-Offset auf 255 normiert), die RGB-Balance wie im CR2 hinterlegt, den 7 Weißpunkt auf 99% (hier bei Tonwert Histogramm des Kamera-JPG 156 im 8 Bit Maßstab) und wendet nun die sRGB-Gamma-Kurve auf das Bild an, zeigt aber noch deutlich hellere Werte an Experimente mit dcraw liefern Ergebnis- so erhält man das gleiche Ergebnis wie (grau 205 statt 150). Es ist also davon se, die noch näher am Kamera-Bild sind mit dcraw (vgl. Abb. 6 bis 8). auszugehen, dass die Kamera einen stei- (vgl. Abb. 9): Dies ist eine Standardlösung, die sogar leren Tiefenbereich und höheren Gam- -S 1900 setzt den Weißpunkt auf 1900 per Umkehr-Funktion wieder lineare mawert hat als sRGB deﬁniert, oder der fest Tonwerte liefert. Das kamerainterne Bild Weißpunkt ist leicht abweichend (98%). -b 1.9 teilt den Maxwert durch 1.9 [3].

~~VdS-Journal Nr. 35 114 Veränderliche Sterne~~

9 8 Histogramm des transformierten Rohbildes nach sRGB Histogramm bei leicht korrigierter sRGB-Gammakurve bei 99% Weißpunkt, genauso liefert es auch das Programm ist dem Kamera-JPG ähnlicher als bei Verwendung der sRGB- dcraw. Gammakurve.

Reflexion [3] http://www.cybercom.net/~dcoffin/ [5] http://www.itu.int/rec/R-REC- Eine manuelle Bearbeitung der Rohbilder dcraw/dcraw_de.1.html#lbAI: dcraw BT.709/en mit der Standard-Gammakurve liefert man page, http://www.libraw.org/ [6] http://www.cybercom.net/~dcoffin/ der folgende Weg: blog: libraw dcraw/dcraw_de.1.html#lbAI: dcraw 1. Rohbild debayern [4] http://www.luminous-landscape. man page, http://www.mathworks. 2. Farbbalance durchführen com/forum/lofiversion/index.php/ com/access/helpdesk/help/toolbox/ 3. Schwarzpunkt setzten t38898.html, http://www. vipblks/ref/gammacorrection.html : 4. Weißpunkt setzen mathworks.com/access/helpdesk/ gammacorrection, 5. Gammakorrektur durchführen help/toolbox/vipblks/ref/demosaic. http://de.wikipedia.org/wiki/Lab- html: demosaic Farbraum : Lab-Farbraum Die Umkehrung von Schritt 5 scheint möglich durch Kompensation der Gam- makorrektur in einem JPG. Am besten geht dies, wenn das JPG eine bekannte Standard-Gammakurve beinhaltet (bekannter Farbraum). Für das Beispiel Messdaten in RGB Canon EOS 350D bleibt eine besonders steile Kurve zu ermitteln und diese um- Feld Rohdaten JPG-Daten wie Kamera zukehren. Erste Ansätze zeigt die folgen- x y z R G B de Umkehrung der sRGB-Kurve, darge- J18 270 300 290 18 18 21 stellt in der Abbildung 10. C7 604 373 309 222 28 54 F8 284 389 581 50 47 196 Aus dieser Untersuchung geht prinzipiell H20 284 395 489 29 52 156 hervor, wie eine DSLR und in vergleich- F12 304 586 355 2 149 43 barer Weise eine digitale Kompaktkamera G18 314 1044 1091 23 203 236 intern arbeiten. Es kann eine Kompensa- Grau 708 1240 915 209 207 208 tion der nichtlinearen Tonwerte in einem H18 1091 1275 387 255 206 41 JPG zur Linearisierung für die Fotometrie H15 700 1626 910 184 243 189 abgeleitet werden. J20 1400 2115 950 255 242 170

Im zweiten Teil geht es um die Fotomet- rie eines nichtlinearen und eines mit den hier gewonnen Ergebnissen linearisierten 10 Umkehr- JPG-Bildes. Die genaue Arbeitsweise der funktion für Kameraverarbeitung bleibt offen. Das Kamera-JPG Ergebnis dieser internen Prozesse ist in fotograﬁscher Sicht jedenfalls sehr hoch- wertig, für die Fotometrie jedoch problematisch.

~~Weblinks: [1] IRIS, C. Buil, astrosurf.com/~buil [2] picgrad-Tools http://www.cmoos.de/ wordpress/?p=25~~

~~VdS-Journal Nr. 35 VdS-Nachrichten 115~~

~~Wir begrüßen neue Mitglieder von Eva Garbe~~

Mitgl.-Nr. Name Vorname PLZ Ort Mitgl.-Nr. Name Vorname PLZ Ort 9821 Baumann Frank 04103 Leipzig 9839 Rübsam Thomas 66740 Saarlouis 9816 Duzynski Bernd 44789 Bochum 9836 Weber Hans-Peter 79258 Hartheim 9900 Fichtner Stephan 69115 Heidelberg 9840 Simon Olaf 44329 Dortmund 9817 Huttner Fabian 97422 Schweinfurt 9841 Pelzer Angelo 52379 Langerwehe 9820 Schupp Berthold 65817 Eppstein/TS. 9847 Kosetzki Heinz Peter 48431 Rheine 9819 Wysocki Ulrike 30890 Barsinghausen 9856 Meyer Stefan 26826 Weener 9818 Anton Markus 32457 Porta Westfalica 9849 Rohloff Wolfgang 45891 Gelsenkirchen 9822 Weiß Reinhold 25348 Glückstadt 9854 Trulson Uwe 99817 Eisenach 9824 Schmidt Andreas M. 67069 Ludwigshafen 9842 Dr. Bennemann Martin 92318 Neumarkt 9825 Jonas Carsten 24214 Gettorf 9828 Berberich Winfried 97950 Gerchsheim 9827 Andronake Arsene 76583 Gernsbach 9843 Dobbelstein Peter 59494 Soest 9829 Dr. phil. Grana- 9844 Frach Thomas 52078 Aachen Behrens Daniel 53123 Bonn 9845 Frey Volker 48477 Hörstel 9830 Reinhardt Jürgen 73035 Jebenhausen 9857 Dr. Krey Karl-Friedrich 04275 Leipzig 9831 Rommelfangen Jonathan 54441 Mannebach 9850 Rose Uwe 45529 Hattingen 9826 Braun Lennart 25767 Albersdorf 9851 Suer Josef 45329 Essen 9823 Breit Matthias 94548 Innernzell 9853 Schmitt Arno 66265 Heusweiler 9833 Gerland Peter 37154 Northeim 9848 Kreißel Lutz 47449 Moers 9835 Pawlik Jan Marian 42719 Solingen 9858 Sieber Roland 95028 Hof 9834 Hirt Roland CH-4054 Basel-Stadt 9852 Schirm-Springob Sabine 57076 Siegen 9837 Horn Ralf 97877 Wertheim 9855 van Heukelan Frank 46519 Alpen 9838 Ketelsen Sven 22179 Hamburg 9860 Meyer Peter 37688 Beverungen Fernsteuerbare Teleskope für Schulen von Dieter Husar

Ende 2006 wurde von Hanns Ruder (Tü- bingen) und mir die Stiftung „Interaktive Astronomie und Astrophysik“ ins Leben gerufen, um insbesondere jüngere Gene- rationen für astronomische Themen zu begeistern.

Die Stiftung ermöglicht die spielerische Begegnung mit Inhalten der Astronomie und Astrophysik durch verschiedene Pro- jekte von interaktiven Lehrmodulen zur Visualisierung der Relativitätstheorie bis zu fernsteuerbaren Teleskopen. Weitere Infos auf der Homepage der Stiftung [1]. Astronomischer Schulunterricht ist lei- 1 Das Remote-Teleskop mit der heute noch eine Seltenheit. Dazu 20 cm Öffnung kommt die in Deutschland meist recht unsichere Wettersituation, die eine Pla- nung astronomischer Beobachtungen im 2 Rahmen des Unterrichts zusätzlich er- Das Remote-Teleskop mit 30 cm Öffnung

~~VdS-Journal Nr. 35 116 VdS-Nachrichten~~

geschützten Gelände des „Observatoire einem Hamburger Gymnasium erprobt. de Haute Provence“ in der Nachbarschaft Grundsätzlich kann sich zur Teilnahme des 193-cm-Reflektors (bei Einweihung an diesem Programm jeder interessier- im Jahre 1958 einst Europas größtes Te- te Lehrer (oder auch Schüler) direkt bei leskop), mit dem 1995 die erste Entde- mir melden. Es werden keine speziellen ckung eines Exoplaneten gelang. Zwei Kenntnisse vorausgesetzt, jedoch ist eine kleinere Teleskope, ein 20-cm- und ein instrumentenspezifische Schulung un- 30-cm-Schmidt-Cassegrain sind in ei- erlässlich. Das Beobachtungsprogramm nem Gebäude mit abfahrbarem Dach kann im Rahmen der gegebenen Mög- untergebracht, ein 60-cm-Cassegrain mit lichkeiten weitgehend von den Teilneh- einem aufgesattelten 20-cm-SCT steht in mern bestimmt werden. Von den inter- der Nähe in einer 5-m-Kuppel. Alle Tele- essierten Lehren wird die Bereitschaft skope arbeiten weitgehend automatisiert erwartet, sich an der Entwicklung der pä- und werden komplett über das Internet dagogischen Konzepte zu beteiligen. Die gesteuert. Sie sind alle mit CCD-Kameras Stiftung stellt die Teleskope zur Nutzung ausgerüstet, deren Aufnahmen anschlie- im Rahmen des astronomischen Unter- ßend vom lokalen Computer herunter richts kostenlos zur Verfügung. geladen und weiter ausgewertet werden können. Besonders würden wir uns auch über 3 weitere, insbesondere jüngere Mitarbei- Das Remote-Teleskop mit 60 cm Die Beobachtungsthemen sollten na- ter an dem Projekt freuen, die langfristig Öffnung türlich so gewählt werden, dass sie im dazu in der Lage sind, entsprechend ihre vorhandenen zeitlichen Rahmen zu ver- Fähigkeiten und ihre Zeit einzubringen. schwert. Das Medium Internet lädt dazu wertbaren Ergebnissen führen. Aufgrund Hier sind Mechanik-/Elektrik-/Informa- ein, astronomische Beobachtungen mit meines eigenen Interessensgebietes stan- tik-Kenntnisse besonders gefragt. dessen Hilfe an günstigeren Standorten den bislang vor allem kurzperiodische zu betreiben. Zu diesem Zweck stehen pulsierende Veränderliche Sterne (z. B. Kontakt: Dr. Dieter Husar, Hamburg. inzwischen mehrere ferngesteuerte Te- RR-Lyrae-Sterne), sowie die Fotomet- E-Mail: [email protected] leskope in Südfrankreich zur Verfügung, rie und Altersbestimmung von offenen wo im langjährigen Mittel mit 220 Be- Sternhaufen im Mittelpunkt von Beob- Quellenhinweis: obachtungsnächten pro Jahr gerechnet achtungen. Diese und weitere Inhalte [1] http://www.stiftung-astronomie.de/ werden kann. Die Einrichtung befindet (Kleinplaneten, Kometen) werden zurzeit sich ca. 60 km nordöstlich auf dem gut unter anderem in Zusammenarbeit mit Die Bochumer Herbsttagung der Amateurastronomie (BoHeTa) von Otto Guthier

Die 29. Bochumer Herbsttagung (BoHe- freunden besucht, im letzten Jahr waren einen regen Besuch und Teilnahme freu- Ta) findet in diesem Jahr am 23. Oktober es knapp 200 Amateurastronomen, die en. Im Anschluss an die diesjährige Ta- statt, zu der alle interessierten Sternfreun- daran teilgenommen hatten. Die BoHeTa gung klingt die BoHeTa wieder mit einem de herzlich eingeladen sind. Im Hörsaal zählt neben der alle zwei Jahre stattfin- gemütlichen Beisammensein und Gedan- HMA 10 der medizinischen Fakultät der denden VdS-Tagung sowie der Würzbur- kenaustausch in einem der Restaurants Ruhr-Universität Bochum beginnt um ger Frühjahrstagung zu den ältesten Ein- im Uni-Viertel aus. 10:00 Uhr ein wie immer abwechslungs- richtungen dieser Art in der VdS. reiches und interessantes Programm mit Details zum Programm und Informatio- Vorträgen zur Astrofotografie, visuellen Eine Anmeldung zum Besuch der Bo- nen zum Veranstaltungsort mit Anfahrts- Beobachtungen und Berichten zu Exkur- HeTa ist nicht erforderlich. Sie bietet beschreibung finden Sie unter: sionen. den Teilnehmern auch die Möglichkeit, www.boheta.de Ergebnisse und Aufnahmen auf Poster- Die BoHeTa ist „kult“ und ein „Muss“ wänden vorzustellen. Die Organisation Kontakt: unter den inzwischen zahlreich gewor- obliegt einer Gruppe von Sternfreunden Peter Riepe denen Tagungen und Sternfreunde-Tref- um Peter Riepe, die seit vielen Jahren Lortzingstraße 5 fen. Jährlich wird die BoHeTa von vielen Programm, Ablauf und Gestaltung über- D-44789 Bochum ambitionierten und interessierten Stern- nommen haben und sich sicherlich auf E-Mail: fg-astrofotografi[email protected]

~~VdS-Journal Nr. 35 VdS-Nachrichten 117~~

~~1 Aktive Referenten, konzentrierte Zuhörer: Die BoHeTa bietet Vorträge auf hohem Niveau.~~

~~2 Im Rahmen der BoHeTa wird der Reiff-Preis für Amateur- und Schulastronomie verliehen (siehe auch www.reiffstiftung.org)~~

~~VdS-Journal Nr. 35 118 VdS-Nachrichten~~

~~VdS-Brainstorming – das Dritte~~

Über das dritte Brainstorming der VdS am 14.6.2009 in Hep- – Etablieren von Serviceleistungen für Sternwarten/Vereine penheim wurde bereits kurz in [1] berichtet, die Themen vor- – Einrichten von zusätzlichen Partner-Sternwarten mit gestellt. Das Protokoll dieses Kreativ-Treffens wurde dem VdS- vergünstigter Nutzung für VdS-Mitglieder (Ferienstern- Vorstand zugestellt, der eine Arbeitsgruppe dazu ins Leben rief. warten und Remote-Observatorien) Die Zusammensetzung der Gruppe: Otto Guthier, Sven Melchert, – Akquirieren von Beobachtungszeit an „Proﬁ“-Teleskopen Siegfried Bergthal, Astrid Gallus und Werner E. Celnik. Diese für VdS-Mitglieder Arbeitsgruppe traf sich nach der VdS-Vorstandssitzung am – Digitalisieren des VdS-Journals für Astronomie, evtl. Sam- 18.4.2010 in Lüneburg, um die Ergebnisse des Brainstormings 3 mel-DVD, einzelne Beiträge vorab auf die VdS-Homepage zu diskutieren und daraus Aufgabenstellungen für den Vorstand – Ansprechen von Sponsoren und Gewinnen staatlicher der VdS zu formulieren. Förderung für Einzelprojekte

Erster Schritt ist die Priorisierung der umzusetzenden Ideen aus Liebe Mitglieder und Freunde der Vereinigung dem Brainstorming. Um Ideen in konkrete Ziele umzuwandeln, der Sternfreunde, müssen sie ehrgeizig sein, vielleicht sogar etwas hoch gesteckt, für die Umsetzung dieser Ideen und Ziele ist „Manpower“ erfor- aber attraktiv, fähige Menschen zu motivieren, sie zu realisieren. derlich. Vielleicht interessieren Sie sich für eines der genannten Mit folgenden Hauptzielsetzungen (Details würden in diesem Ziele, meinen, das könnte eine tolle Sache werden. Ich lade Sie Forum den begrenzten Rahmen sprengen) wird sich der Vor- hiermit herzlich ein, an der Realisierung mitzuwirken. Es bietet stand in der nächsten Zeit auseinandersetzen, eine Reihenfolge sich eine Chance, unserem Verein, den Mitgliedern, den Stern- deﬁnieren und die praktische Umsetzung über kleine Arbeits- freunden allgemein und der astronomischen Szene in Deutsch- gruppen in die Wege leiten: land positive Impulse zu geben. – Implementieren der VdS als DIE Anlaufstation für die Ihr Werner E. Celnik Amateure und die interessierte Öffentlichkeit/Presse – Verstärken der Öffentlichkeitsarbeit (auch Einbeziehung „Frage nicht: warum sollte ich mitmachen, der Fachgruppen) sondern frage dich vielmehr: warum sollte ich – Etablieren von Netzwerken/Kommunikation zwischen nicht mitmachen?“ den VdS-Mitgliedern – Erschließen attraktiver und bezahlbarer Werbemethoden – Erreichen einer höheren Attraktivität der VdS-Mitgliedschaft [1] W.E. Celnik, 2009: „Das 3. VdS-Brainstorming 2009“, für junge Sternfreunde VdS-Journal für Astronomie 31, 119

~~Zum Schmunzeln Millimeter oder Zoll?~~

Tja, es ist schon vertrackt in der technischen Welt. Die einen be- Aber, auch ich bin nur ein schwacher Mensch und ich muss nutzen das sehr vernünftige SI-System, die anderen, besonders bestürzt erkennen, dass auch ich schon des öfteren Geräte als im englischsprachlichem Raum, noch Zoll, Meilen usw. Als nach Vier- oder Achtzöller bezeichne. Denn das Wort Vierzöller spricht dem Fall der Mauer auch für mich endlich der Zugang zur westli- sich ja viel einfacher, ja richtig harmonisch aus. Vier-zöl-ler. Das chen Astroliteratur möglich wurde, war ich sehr überrascht, dass andere Wort Hun-dert-mil-li-me-ter-fern-rohr mit acht Silben die Öffnung vieler Teleskope in Zoll angegeben wurde. ist ja demgegenüber ein Wortungetüm. Dem Licht ist es ja eh Ja, ich fühlte mich nachgerade im ästhetischen Empﬁnden be- egal, ob es durch einen Okularauszug von 1,25 Zoll oder 31,75 leidigt, hatte ich mir doch gerade ein Zeiss-Jena AS-Objektiv Millimeter geht. Hauptsache es passt. gekauft, welches im schönen, klassischen 100/1000 mm Design gefertigt wurde. Klare Zahlen, klare Teilungsverhältnisse. Mit Ja, was nun machen? Vielleicht sollten wir zukünftig Zöllern und einem 10-Millimeter-Okular ergab sich eine exakte, 100-fache Millern oder Zillern und Möllern? Ach egal, Hauptsache wir ha- Vergrößerung. Von daher war ich sehr enttäuscht, dass die as- ben viel Spaß am schönsten Hobby der Welt. tronomische Welt zu solch einem Rückschritt bei der Öffnungs- angabe in Zoll übergegangen ist. Schließlich ist meines Wissens Mit dem Wunsch nach vielen klaren Nächten und einem Augen- ja sogar der Mars-Polarlander im Jahre 1999 wegen uneinigen zwinkern… Rechnens abgestürzt. Ihr Armin Liebig, Mitglieds-Nr.: 6459

~~VdS-Journal Nr. 35 VdS-Nostalgie 119~~

~~VdS-Brainstorming – das Dritte~~

Der Vollständigkeit halber folgt hier der zweite Teil des Aufsatzes über „Sonnenbeobachtung mit sehr kleinen Fernrohren“. Bezüglich Lichtdämpfung und Auswertungsmethoden sei an meine Anmerkungen in Folge 9 / VdS-Journal für Astronomie Nr. 34 erinnert.

~~VdS-Journal Nr. 35 120 VdS vor Ort / Portrait~~

~~Besuch des Observatoriums in Tautenburg – ein Bericht aus der Sicht eines visuellen Beobachters~~

~~von Johannes Schilling~~

können wir Amateure nur träumen... So mag die Empﬁndung bei vielen Ama- teuren sein, und auch ich stieg mit dieser naiven Empﬁndung in den Bus, der uns von Jena aus das Saaletal hoch nach Tautenburg bringen sollte. Der Traum sollte vielleicht ein Stück näher rücken, aber eben nur ein Traum bleiben...

Kaum hatte man einen Blick auf die Dornburger Schlösser hoch überm Tal geworfen, bog unser Bus nach Westen ab und fuhr nun immer den Berg hoch durch den Wald. Obwohl es ein trüber Regentag war, sahen wir eine schöne, naturbelas- sene Landschaft mit Wiesen, Wald und Schafherden. Schließlich kamen wir in den idyllisch am Berg gelegenen Ort Tau- tenburg, aber noch waren wir nicht an der Sternwarte. Auf einem kleinen Weg fuhr nun der Bus durch herbstlichen „Ur- wald“, immer den Berg hoch, die Zweige streiften uns fast, bis ich schließlich an einer Abzweigung einen kleinen Weg- 1 Wegweiser im Tautenburger Wald weiser „Observatorium“ erblickte (Abb. 1). Mitten im Wald das größte Observa- torium Deutschlands, 200 Meter höher Erstmals nahm ich im Jahr 2009 an einer schen – egal ob Amateur oder Profi -, als das benachbarte Jena gelegen, das VdS-Tagung und an einer Mitglieder- die sich in der Begegnung austauschen, ließ mein Herz höher schlagen, zumal ich versammlung teil: Vom 2. bis 4. Oktober die voneinander lernen, die auf eine Ge- beim Schild „Observatorium“ unwillkür- 2009 weilte ich in Jena und erlebte dabei schichte ihres Faches zurückblicken. lich an die Bedeutung dieses lateinischen eine äußerst gewinnbringende astrono- Ausdruckes dachte: Er kommt vom Verb mische Fortbildung: Ich hörte Vorträge Auf einen Punkt der Tagung war ich „observare“, was „beobachten“, aber auch von Amateuren und Profis, hielt selber besonders gespannt: Es war der für den „hochachten“ und „(ver)ehren“ bedeutet. einen Vortrag, führte viele interessante zweiten Tag geplante Besuch des Obser- Was tun wir visuellen Amateure anderes Gespräche mit anderen Amateuren, die vatoriums bei Tautenburg. Schon als Ju- als eifrig beobachten - und das, was wir ich im Laufe der beiden Tage kennen ler- gendlicher hatte ich es gelesen und ein sehen können, achten wir auch hoch. nen durfte, besuchte das Optische Muse- eindrucksvolles Foto betrachtet: Dort, um, das Zeiss-Planetarium, Institute und bei der kleinen Ortschaft Tautenburg, Nach kurzer Zeit stoppte der Bus am mehrere Sternwarten. Vielen Dank an befindet sich das größte Teleskop auf Wegrand, ich hielt sofort Ausschau und dieser Stelle an alle Organisatoren dieser deutschem Boden mit einem Spiegel von sah auf einer Waldlichtung zwei größe- Tagung, insbesondere an den Vorstand zwei Meter Durchmesser. Also immerhin re Gebäude, aber weit und breit keine der VdS und an die Amateure aus Jena! fast halb so groß wie Mount Palomar, Sternwartenkuppel! Nanu, so klein kann Ich konnte die Erfahrung machen, dass das Nonplusultra meiner Kindheit und die doch nicht sein, wo haben sie die Astronomie nicht nur die einsame Zeit frühen Jugend. Und man hatte in den denn versteckt? Nun, wir wurden freund- hinter einem Okular oder hinter Büchern, letzten Jahren von der in Tautenburg lich empfangen und durften uns sorglos Zeitschriften und einem PC-Bildschirm erfolgreich betriebenen Exoplanetenfor- einer kompetenten Führung durch Profis ist: Sie ist eine Angelegenheit von Men- schung gehört. Von solchen Teleskopen anvertrauen. In einem der beiden Insti-

~~VdS-Journal Nr. 35 VdS vor Ort / Portrait 121~~

3 2 Auf einer Waldwiese erhebt sich die Kuppel des Ein Gigant – der 26 Tonnen schwere und zehn Meter größten Observatoriums in Deutschland. lange Tubus auf der Gabelmontierung. Die beweglichen Teile des Teleskops wiegen 65 Tonnen.

tutsgebäude verfolgten wir gebannt bei 2). Geschwind überwanden wir die paar Herr Schilling, das wäre doch was für einem Vortrag die neuesten Fortschritte, Treppen bis ins Innere der Kuppel und Sie, hier einige Stunden beobachten und aber auch die Hindernisse bei der Erkun- standen dann schweigsam unter dem ungestört zeichnen zu können!“ Ich be- dung von Exoplaneten. Dabei wurde uns Teleskop in dem eher schwach ausge- jahte lächelnd und voller Ehrfurcht vor der Einsatz des großen Tautenburger Te- leuchteten Raum. Wer, wie ich, noch nie dem großartigen Anblick (Abb. 3). leskops samt seinem Assistenten, einem ein so großes Teleskop gesehen hatte, der „kleinen“ 30-Zentimeter-Teleskop, er- war, trotz bekannter Fotos, zunächst mal Nachdem wir alles gemustert hatten, be- klärt. Wir bekamen einen Eindruck von überwältigt von der Größe dieses Gigan- kamen wir die verschiedenen optischen der weltweiten Vernetzung der großen ten und seiner Montierung. Man muss Betriebsarten des Teleskops erklärt, er- Forschungsteleskope. den Tubus mit zehn Meter Länge, 2,7 fuhren etwas über die praktische Nut- Meter mal 2,7 Meter im Durchmesser und zung und Instandhaltung des Geräts, um Jetzt war es aber so weit: Wir gingen ei- 26 Tonnen Gewicht einfach mal gesehen zuletzt den Giganten sich bewegen zu nen kleinen Weg durch den Wald hoch. haben, um dieses Meisterstück moderner sehen: Mit maximaler Geschwindigkeit, Zwischen den Bäumen und in strö- Technik und Optik richtig einschätzen zu aber erhaben langsam, scheinbar mühe- mendem Regen eröffnete sich uns eine können. los und mit kaum hörbarem Tönen wurde Waldwiese, auf der, gut verborgen und das Teleskop geschwenkt. Anschließend unheiligen Lichtern entzogen, wie ein Aber eines hätte ich jetzt in meinem schauten wir uns auf der Waldwiese noch Tempel, die Sternwarte mit ihrer 20 Me- Bericht fast vergessen. Beim allerersten das Antennenfeld des ganz neu errichte- ter Kuppel majestätisch emporragte (Abb. Anblick sagte mein Nachbar zu mir: „Na, ten Radioteleskops LOFAR (Low Frequen-

~~VdS-Journal Nr. 35 122 VdS vor Ort / Portrait~~

cy Array) an und bekamen es ausführlich unnötig, große Forschungsteleskope mit dass wir an einem Planetarischen Nebel erklärt. Als wir schon rasch im kalten, einem Okular auszurüsten, durch wel- oder an einer Galaxie Details erkennen, windigen Regen den Berg hinunter Rich- ches menschliche Augen visuelle Beob- die vor uns nur von relativ wenigen tung Bus gingen, ließ mir eine offen ge- achtungen anstellen könnten. Menschen oder auch von niemand mit bliebene Frage keine Ruhe, ich fasste mir eigenen Augen gesehen wurden. Und je ein Herz, trat auf einen unserer professi- In den nächsten Tagen verglich ich die mehr und je sorgfältiger wir beobach- onellen Führer zu und fragte: „Sie, kann Leistungen des großen Tautenburger ten, um so mehr wird uns klar, dass die man denn durch das große Tautenburger Teleskops mit meinem eigenen 40-Zen- Wahrnehmungen unserer Augen sich in Teleskop auch durchgucken?“ Der An- timeter-Newton Amateurteleskop [1]: vielen Qualitäten fundamental von den gesprochene schien einen Augenblick Zunächst hat mein Teleskop wie das Fotos unterscheiden: Wir sind es, die den verblüfft über meine vielleicht allzu na- anderer Amateure den unschätzbaren visuellen Kosmos in der Vielfalt seiner ive Frage zu sein, seine erste Auskunft Vorteil, dass man stundenlang mit ver- Gestalten wirklich erschließen, beobach- war: „Nein, natürlich nicht“. Er erklärte schiedensten Vergrößerungen hindurch- ten und hochachten (im Sinne des latei- mir genau, warum: Im Teleskop selber schauen kann und die Optik bis fast zum nischen „observare“) und ihn anderen sei ja, aus Platzgründen, keine Beobach- Rand des Gesichtsfelds ein knackschar- Menschen nahe bringen möchten. tungskabine angebracht, und es werde fes Bild liefert. Schon allein aus diesem sowieso nur fotografiert und spektro- Grund wäre für mich und meine Bedürf- Hans Kienle, einer der für die Konzeption skopiert. Und was das Teleskop für das nisse ein Teleskop wie in Tautenburg so des Tautenburger Teleskops verantwort- menschliche Auge zeige, das könne man gut wie wertlos und keines sehnsüchti- lichen Profiastronomen schrieb 1963 in sich ja vorstellen. Ich erwiderte, dass ich gen Traumes wert. Schließlich will ich seiner „Einführung in die Astronomie“: mir das durchaus nicht vorstellen könne ja keine Exoplaneten mittels Fotomet- „Die romantische Vorstellung des Laien bei einem Zwei-Meter-Spiegel. Und es rie oder Spektroskopie nachweisen. Im vom Astronomen als dem Sterngucker, müsse doch am Tag der Offenen Tür für Schmidt-Modus liefert das Tautenburger der nächtlicherweile durch das Okular die Leute enttäuschend sein, nichts mit Teleskop ein Bildfeld von 3,3 Grad mal seines großen Fernrohres in die Wun- eigenen Augen sehen zu können. Als wir 3,3 Grad, die Auflösung beschränkt sich derwelt der Sterne schaut...gilt für uns weiter über die verschiedenen Betriebs- auf 51,4 Bogensekunden pro Millimeter. nicht mehr. Das angestrebte und in ei- modi des Teleskops sprachen, erfuhr ich Nun, so große Gesichtsfelder sind mir am nigen Fällen bereits erreichte Endziel schließlich, dass es im Coude-Modus 16-Zöller verschlossen. Aber natürlich der instrumentellen Entwicklung ist das schon die Möglichkeit gebe, durch ein weist mein Teleskop für mein Auge eine Teleskop, das die Informationen in Form Okular zu schauen. Aber der Anblick sei weit höhere Auflösung auf. Im Schmidt- von Lochstreifen liefert, mit denen die enttäuschend, denn das Bild sei unscharf, Modus können keine kleineren Plane- elektronischen Rechenautomaten be- ungeeignet für die visuelle Beobachtung, tarischen Nebel in Strukturen aufgelöst schickt werden“ [2]. Diese Astronomie aber völlig hinlänglich für die in diesem werden, was mir aber bei hoher Ver- mit der Verachtung des sehenden Men- Modus betriebene spektroskopische Un- größerung am Amateurteleskop gelingt. schen, der als subjektives, „störendes“ tersuchung. Schuld daran sei der Sekun- Schließlich liefert das Tautenburger Te- Element möglichst ausgeschaltet werden därspiegel, welcher die Brennweite des leskop im Cassegrain-Modus ein schar- soll, hat ihre weitere Perfektion in den Spiegels enorm verlängere: Trotz aller fes, brauchbares Gesichtsfeld nur über 10 letzten Jahrzehnten gefunden. Was ent- Bemühung war es nicht möglich gewe- bis 20 Bogensekunden. Das reicht nicht standen ist, das konnte ich exemplarisch sen, ihn unter den gegebenen schwieri- einmal für Mars und Jupiter, geschweige in Tautenburg erleben: Ein gigantisches gen Anforderungen besser zu schleifen. denn für M 57. Also auch hier ist mein Wunderwerk der Technik, neben dem Teleskop überlegen, denn eine solche Be- der Mensch mit seinen sehenden Au- Als ich zum abfahrtbereiten Bus hinun- schränkung hat mein Gesichtsfeld auch gen, mit seinem Bedürfnis nach eigener terrannte, war ich schon beeindruckt: Da bei hoher Vergrößerung nicht. Selbstver- Begegnung mit dem Kosmos nicht nur steht nun das größte „Observatorium“ ständlich, ich erreiche visuell weder Ster- klein erscheint, sondern geradezu ge- Deutschlands, aber mit einem Teleskop ne von 22 mag noch kann ich winzigste ring geschätzt wird: Das größte Teleskop ausgerüstet, durch das man nicht schau- Sternbewegungen präzise bestimmen: auf Deutschlands Boden, erfolgreich im en, mit welchem kein menschliches Auge Aber das alles liegt auch außerhalb mei- Nachweis von Exoplaneten, aber kein Te- beobachten kann... „Wie kann man nur ner Bedürfnisse. leskop zum Durchgucken... auf solch’ eine Idee kommen?“, fragte in mir unwillkürlich der naive visuel- Mit dem Besuch in Tautenburg wurde le Amateur. Natürlich wusste ich schon mir noch viel klarer als zuvor, dass wir lange, dass seit dem Ende des 19. Jahr- visuellen Amateure gar keinen Grund Literaturhinweise: hunderts so etwas wie visuelle Deep Sky haben, die Profis um ihre Riesentelesko- [1] Zur Geschichte, den Projekten und Beobachtung und astronomische Zeich- pe zu beneiden: Mit der visuellen Astro- den technischen Daten des Tau- nungen in der professionellen Astrono- nomie haben wir ein Gebiet gewählt, das tenburger Observatoriums findet mie ausgewirtschaftet hatten. Fotografie uns von keinem Riesenteleskop und von man viele Informationen in www. und Spektroskopie hatten diese „subjek- keinem professionellen Astronom streitig tls-tautenburg.de tiven“ Formen der Erkundung des Welt- gemacht wird. In unserem Bereich sind [2] Hans Kienle, Einführung in die Ast- alls abgelöst, deshalb wäre es auch völlig wir allein, und es ist durchaus möglich, ronomie, München 1965, 41

~~VdS-Journal Nr. 35 Wega KEPHEUS LEIER Castor Pollux Capella Deneb KASSIOPEIA EIDECHSE~~

~~SCHWAN ZWILLINGE FUHRMANN Albireo Algol~~

~~PERSEUS ANDROMEDA FÜCHSCHEN DREIECK PFEIL~~

~~Plejaden WIDDER Aldebaran STIER PEGASUS DELFIN Atair~~

~~Beteigeuze FÜLLEN FISCHE ADLER~~

~~ORION~~

~~Uranus Mira WALFISCH Jupiter Rigel WASSERMANN~~

~~Neptun ERIDANUS SÜDOST STEINBOCK SÜDL. FISCH Sternkarte exakt Fomalhaut gültig für 15. Oktober BILDHAUER 1 Uhr MESZ SÜDWEST~~

~~SÜD Mondphasen im Oktober 2010~~

~~Letztes Viertel Neumond Erstes Viertel Vollmond Letztes Viertel 1.10. 7.10. 14.10. 23.10. 30.10. Planeten im Oktober Ereignisse im Oktober~~

Merkur ist noch in den ersten Tagen am 01. 05:52 Letztes Viertel 23. Mond-Libration maximal 6,9° Morgenhimmel zu sehen, gegen 6:40 MESZ 01. 21:00 Komet 103P/Hartley2 (10,3 mag) im Mond-SW knapp über dem Osthorizont. 47’ NO • Aql (4,7 mag), S-Himmel 23. 04:36 Vollmond 02. 05:30 Mond 8,3° S • Gem (Pollux, 25. 06:30 Mond 4,0° W Plejaden, Venus hat sich vom Abendhimmel verab- 1,2 mag), O-Himmel schiedet und steht am 29. in unterer Kon- W-Himmel junktion mit der Sonne am Taghimmel. 06. 16h Mond erdnah, Winkeldurch- 26. 20:00 Komet 103P/Hartley2 (8,9 mag) messer 33’ 23’’ 35’ SW 1 Aqr (5,2 mag), Mars ist ebenfalls vom Abendhimmel 07. 20:30 Komet 103P/Hartley2 (9,9 mag) S-Himmel verschwunden und strebt den südlichen 37’ SW • Aql (5,5 mag), 27. 20:00 Komet 103P/Hartley2 (8,9 mag) Bereichen des Tierkreises zu. S-Himmel 57’ NO 71 Aql (4,3 mag), 07. 20:44 Neumond S-Himmel Jupiter stand am 21.9. in Opposition und ist 07. 23:23 Uranus (5,7 mag) 1,3’ S Stern 29. 03h Venus (-4,0 mag, Durchm. 72’’) jetzt Planet der ganzen Nacht. Knapp zwei HD223856 (9,7 mag), Sternbild in unterer Konjunktion mit der Grad nordöstlich von ihm steht Uranus. Fische, S-Himmel Sonne, Taghimmel 11. Mond-Libration maximal 8,1° im 30. 14:46 Letztes Viertel Saturn steht am 1.10. in Konjunktion mit der Mond-NO Sonne, taucht aber Ende Oktober wieder am 31. 03:00 Uhren von 3 Uhr Mitteleuro- Morgenhimmel auf. 14. 23:27 Erstes Viertel päische Sommerzeit (MESZ) auf 18. 20h Mond erdfern, Winkeldurch- 2 Uhr Mitteleuropäische Zeit Uranus stand wie Jupiter am 21.9. in Oppo- messer 29’ 41’’ (MEZ) zurück stellen sition und beﬁndet sich sehr nah bei Jupiter 20. 04:00 Mond 6,4° NW Jupiter (beide zusammen im Fernglas!). (-2,8 mag), W-Himmel 21. Meteorstrom-Maximum Neptun im Steinbock stand am 20.8. in Orioniden, 23 Meteore/Std., Opposition, ist im Oktober daher gut am beobachten 21:00-5:00 Abendhimmel zu sehen.

~~Alle Zeitangaben in MESZ, exakt für 10° östl. Länge/50° nördl. Breite Alle Zeitangaben in MESZ, exakt für 10° EIDECHSE GROSSER GIRAFFE SCHWAN GIRAFFE KASSIOPEIA BÄR~~

~~KASSIOPEIA LUCHS~~

Capella KLEINER LÖWE Capella LUCHS Castor Algol ANDROMEDA Pollux Algol FUHRMANN ANDROMEDA FUHRMANN PERSEUS PEGASUS PERSEUS DREIECK ZWILLINGE Castor KREBS DREIECK LÖWE Pollux KREBS PEGASUS ZWILLINGE WIDDER STIER Plejaden WIDDER Plejaden Regulus FISCHE KLEINER STIER Aldebaran Aldebaran HUND FISCHE Procyon KLEINER Beteigeuze ORION HUND ORION Beteigeuze Procyon Uranus WASSER- Jupiter Uranus Jupiter SCHLANGE Mira WALFISCH EINHORN Mira WALFISCH Alphard EINHORN

~~GROSSER Rigel WASSERMANN Rigel HUND Sirius Sirius ERIDANUS ERIDANUS~~

~~SÜDOST SÜDOST GROSSER HASE HUND HASE CHEMISCHER Sternkarte exakt OFEN Sternkarte exakt gültig für 15. November gültig für 15. Dezember 0 Uhr MEZ SÜDWEST 0 Uhr MEZ SÜDWEST~~

~~SÜD SÜD Mondphasen im November 2010~~

~~Neumond Erstes Viertel Vollmond Letztes Viertel 6.11. 13.11. 21.11. 28.11. Planeten im November Ereignisse im November~~

Merkur kann im November von Mitteleuropa 03. 18h Mond erdnah, Winkeldurch- 17. Meteorstrom-Maximum Leoniden, aus nicht gesehen werden. messer 32’ 32’’ beobachten 23:00-5:30 04. 05:30 Mond 8,2° S Saturn (0,8 mag), 19. Mond-Libration maximal 7,0° im O-Horizont Mond-SW Venus macht sich ab Mitte November am 06. 5:52 Neumond 21. 18:27 Vollmond Morgenhimmel bemerkbar. Eine Herausfor- 06. 19:00 Komet 103P/Hartley2 (8,5 mag) 21. 18:55 Mond 1,2° S Plejaden, SO-Himmel derung ist die Begegnung von Venus mit der 39’ S 15 Aqr (5,8 mag), 22. 19:30 Komet 103P/Hartley2 (8,1 mag) 53’ W 2 Aqr (4,0 mag), schmalen Mondsichel am 5.11. S-Himmel • 07. Mond-Libration maximal 6,8° S-Himmel im Mond-NO 24. 18:30 Neptun (7,8 mag) 11,8’ N µ Cap Mars steht zusammen mit der Sonne am 07. 18:30 Komet 103P/Hartley2 (8,4 mag) (5,1 mag), S-Himmel Taghimmel. 1,0° S 16 Aqr (5,9 mag), 24. 18:30 Komet 103P/Hartley2 (8,1 mag) S-Himmel 1,9° NO • Aqr (3,3 mag), 09. 18:30 Komet 103P/Hartley2 (8,4 mag) S-Himmel Jupiter wird zum Planeten der ersten Nacht- 1,1° S • Aqr (2,9 mag), 25. 21:00 Mond 9,1° S • Gem (Pollux, hälfte und ist weiterhin ideal zu beobachten. S-Himmel 1,2 mag), NO-Himmel 11. 18:30 Komet 103P/Hartley2 (8,3 mag) 26. 20:30 Kleinplanet 6-Hebe (8,9 mag) 42’ Saturn in der Jungfrau wird zunehmend 38’ NO • Aqr (4,7 mag), SO 7 Cet (4,4 mag), S-Himmel 27. 18:56 Komet 103P/Hartley2 (8,1 mag) besser am Morgenhimmel sichtbar. S-Himmel 12. 20:30 Komet 103P/Hartley2 (8,3 mag) 46’ S 97 Aqr (5,2 mag), 54’ N 46 Cap (5,1 mag), S-Himmel Uranus hat seinen Abstand zu Jupiter etwas SW-Himmel 28. 21:36 Letztes Viertel vergrößert, kann aber immer noch links 13. 17:39 Erstes Viertel 30. Mond-Libration maximal 6,6° oberhalb von Jupiter gut am Abendhimmel 14. 18:30 Komet 103P/Hartley2 (8,2 mag) im Mond-NO 4,2° N Neptun (7,8 mag) und µ 30. 18:20 Komet 103P/Hartley2 (8,1 mag) gesehen werden. Cap (5,1 mag), S-Himmel 1,1° NO 104 Aqr (4,8 mag), 15. 13h Mond erdfern, Winkeldurch- S-Himmel Neptun beendet seine Sichtbarkeit für dieses messer 29’ 28’’ 30. 20h Mond erdnah, Winkeldurch- Jahr, steht jetzt knapp oberhalb von 16. 18:00 Mond 6,6° N Jupiter (-2,6 mag), messer 31’ 56’’ µ Cap im Steinbock; Abendhimmel. SO-Himmel Alle Zeitangaben in MESZ, exakt für 10° östl. Länge/50° nördl. Breite Alle Zeitangaben in MESZ, exakt für 10° GROSSER GIRAFFE KASSIOPEIA BÄR

~~KLEINER LÖWE Capella LUCHS Algol ANDROMEDA FUHRMANN PERSEUS PEGASUS DREIECK Castor~~

~~LÖWE Pollux KREBS ZWILLINGE WIDDER Plejaden Regulus STIER FISCHE Aldebaran KLEINER HUND ORION Beteigeuze Procyon Uranus WASSER- Jupiter SCHLANGE Mira WALFISCH Alphard EINHORN~~

~~Rigel Sirius ERIDANUS~~

~~SÜDOST GROSSER HUND HASE Sternkarte exakt gültig für 15. Dezember 0 Uhr MEZ SÜDWEST~~

~~SÜD Mondphasen im November 2010 Mondphasen im Dezember 2010~~

~~Neumond Erstes Viertel Vollmond Letztes Viertel Neumond Erstes Viertel Vollmond Letztes Viertel 6.11. 13.11. 21.11. 28.11. 5.12. 13.12. 21.12. 28.12.~~

Planeten im Dezember 02. 06:00 Mond 8,9° SW Venus (-4,6 mag) 20. 04:00 Kleinplanet 7-Iris (8,5 mag) 57’ und 3,4° S • Vir (Spica, 1,1 mag), NW off. Haufen M67 (6,9 mag), Merkur taucht Ende 2010 tief am Südost- O-Himmel Sternbild Krebs, S-Himmel himmel auf, besser wird es in den ersten 02. 6:00 Mond 8,8° SW Venus (-4,6 mag), 21. 09:13 Vollmond Januartagen 2011. SO-Himmel 06:27 – 12:07 totale Mondﬁnsternis, 02. 20:30 Komet 103P/Hartley2 (8,1 mag) Größe 1,262, Finsternis bei Venus ist jetzt Morgenstern. Am 4.12. 41’ SW 2 Cet (4,5 mag), Monduntergang, nur partielle erreicht sie mit –4,9 mag ihre maximale S-Himmel Phase bei Eintritt in den Kern- Helligkeit. Am 2.12. begegnet ihr der Mond. 03. 20:30 Komet 103P/Hartley2 (8,2 mag) schatten beobachtbar 47’ W Stern SAO147144 (5,3 mag), 21. 21:56 Komet 103P/Hartley2 (9,0 mag) Mars steht zusammen mit der Sonne am Sternbild Walﬁsch, S-Himmel 28’ S Stern SAO148356 (5,9 Taghimmel, seine Konjunktion wird er erst im 04. 18:20 Komet 103P/Hartley2 (8,2 mag) mag), S-Himmel Februar 2011 erreichen. 51’ N 7 Cet (4,4 mag), S-Himmel 22. Meteorstrom-Maximum Ursiden, 05. 18:36 Neumond 10 Meteore/Std., ganze Nacht Jupiter lässt das Jahr als heller Abendplanet 07. 20:00 Komet 103P/Hartley2 (8,3 mag) 22. 00:38 Wintersonnenwende, längste ausklingen. Sein Abstand zu Uranus wird 1,1° SW • Cet (2,0 mag), Nacht des Jahres, 15 Std. 56 Min. wieder etwas geringer. S-Himmel 23. 20:00 Komet 103P/Hartley2 (9,1 mag) 10. 06:00 Saturn (0,8 mag) 3,1’ SW Stern 2,5° S • Cet (4,7 mag), S-Himmel Saturn steht zusammen mit Venus am 44 Vir (5,8 mag), O-Himmel 23. 00:12 Mond 8,8° S•• Gem (Pollux, Morgenhimmel, zu Jahresende kann man ihn 13. 10h Mond erdfern, Winkeldurch- 1,2 mag), SO-Himmel wieder gut beobachten. messer 29’ 23’’ 24. 23:11 Kleinplanet 7-Iris (8,4 mag) 21’ 13. 14:59 Erstes Viertel N 50 Cnc (5,9 mag), O-Himmel Uranus erhält am 2.01.2011 zum letzten Mal 13. 20:00 Komet 103P/Hartley2 (8,5 mag) 25. 13h Mond erdnah, Winkeldurch- Besuch von Jupiter, nur 34’ sind die Planeten 2,6° N 48 Cet (5,1 mag), messer 32’ 13’’ dann voneinander entfernt. S-Himmel 25. 19:30 Komet 103P/Hartley2 (9,3 mag) 13. 20:40 Mond 5,9° N Jupiter (-2,4 mag), 1,4° N •1 Eri (4,5 mag), Neptun ist nur noch in den ersten Abend- SW-Himmel S-Himmel stunden zu sehen, er steht ca. 15’ oberhalb 14. Meteorstrom-Maximum Gemini- 28. 05:18 Letztes Viertel von µ Cap im Steinbock. den, 120 Meteore/Std., beobach- 29. Mond-Libration maximal 7,2° im ten 18:30-6:00 Mond-NO 15. 20:30 Komet 103P/Hartley2 (8,6 mag) 29. 03:00 Mond 8,4° S Saturn (0,7 mag) 3,2° S • Cet (3,5 mag), S-Himmel und 5,3° W • Vir (Spica, 1,1 Ereignisse im Dezember 16. Mond-Libration maximal 7,3° im mag), OSO-Horizont Mond-SW 29. 22:00 Kleinplanet 7-Iris (8,3 mag) 23’ S 01. 06:00 Mond 8,8° SW Saturn (0,8 mag), 17. 21:00 Komet 103P/Hartley2 (8,7 mag) 45 Cnc (5,6 mag), O-Himmel O-Horizont 2,5° NW • Cet (4,0 mag), 31. 06:30 Mond 8,4° SW Venus (-4,5 mag), 02. Mond-Libration maximal 6,7° im S-Himmel SO-Himmel Mond-NO 19. 05:16 Mond 1,3° S Plejaden, NW-Himmel östl. Länge/50° nördl. Breite Alle Zeitangaben in MESZ, exakt für 10° 126 Service

~~M wie Messier von Torsten Güths~~

Der französische Astronom Charles Mes- Die nächsten Objekte in dieser Rubrik. sier lebte in den Jahren 1730 bis 1817. Bitte senden Sie Ihre Beobachtungen ein! Er stellte ab 1758 die wohl heute noch bekannteste Auflistung von nicht stellar VDS-J Ausgabe Benötigte Objekte Einsendeschluss erscheinenden Himmelsobjekten zusam- 37 1/2011 M58 Vir , M59 Vir, M89 Vir Oktober 2010 men. Sein Katalog diente ihm als echte 38 2/2011 M18 Sgr, M26 Sct, M28 Sgr Januar 2011 Arbeitsunterlage, um bei der Suche nach 39 3/2011 M70 Sgr, M85 Com April 2011 Kometen nicht irrtümlich einen der fixen 40 4/2011 M54 Sgr, M55 Sgr Juli 2011 Nebel mit einem neuen Komet zu ver- wechseln. Nicht alle Objekte hat er selbst entdeckt, er übernahm sie auch von Kol- und dem Internet (Paris Observatorium Stichwort „Messierobjekte”. Vergessen legen. www.obspm.fr). Sie bitte nicht, die Beobachtungsumstän- de anzugeben: zumindest die Grenzgröße Die heutige Messierliste umfasst 110 Ob- Im VdS-Journal wollen wir Sie mit dieser mit bloßem Auge, die Öffnung Ihrer be- jekte, von denen einige bereits dem un- Rubrik anregen, Ihre eigenen Objektbe- nutzten Instrumente und die eingesetz- bewaffneten Auge zugänglich sind. Mit schreibungen einzureichen! In der Ihnen ten Vergrößerungen. Eine Dateiform wie einem guten Fernglas wird immerhin vorliegenden 31. Folge unserer „M“-Serie Microsoft Word (doc, txt, rtf) wäre gut. schon mindestens die Hälfte sichtbar. So- sind Berichte von Gerd Kohler, Dirk Pan- Der Verfasser behält sich Textanpassun- mit eignen sie sich besonders für Astro- czyk und Gerhard Scheerle enthalten so- gen vor. nomieeinsteiger und Anwender kleinerer wie Aufnahmen von Georg Bilgeri und Fernrohre, für die einige Messierobjekte vom Verfasser abgebildet. Vielen Dank Von den folgenden Objekten fehlt noch bereits eine Fülle von Details aufweisen den Zusendern! fotografisches Bildmaterial: können. M18, M26, M28, M48, M49, M52, M54, Die nächsten Objekte in dieser Rubrik M55, M59, M70, M85, M89. Die Daten und historischen Objektbe- finden Sie in oben stehender Tabelle. schreibungen wurden aus Burnhams Bitte schicken Sie Ihre visuellen Beob- Torsten Güths „Burnhams Celestial Handbook“, Kepple achtungseindrücke zu diesen Objekten Höhenweg 1g, D-61231 Bad Nauheim / Sanners „Nightsky Observing Guide“ direkt an den Verfasser dieser Rubrik, Oder: [email protected]

~~M98, Coma Berenices (Com)~~

Objekttyp: Spiralgalaxie, Typ SAB Entfernung: 70 Millionen Lichtjahre Reale Ausdehnung: 185.000 Lichtjahre Scheinbare Helligkeit: 10,1mag Winkelausdehnung: 9,1’ x 2,1’ Koordinaten: RA: 12h13m Dekl. 14°54‘

~~1 Kamera war eine Starlight Xpress mx7c. Sechs gemittelte Auf- nahmen von je fünf Minuten Belich- tungszeit im 15cm Newton mit 880 mm Brennweite. (Torsten Güths)~~

~~VdS-Journal Nr. 35 Service 127~~

Historisches: 15 cm Öffnung: Mit indirektem Sehen ist Form ist oval und er ist gleichmäßig hell. Dieses Objekt wurde von dem Astrono- ein schwaches Glimmen sichtbar. Schaut Keine Details. [Anm. des Verfassers: nur men Pierre Méchain am 15. März 1781 man direkt drauf, dann erscheint sie lang 5,5 mag Fst] (D. Panczyk) entdeckt und einen Monat später von und schmal. 3:1 Nord – Südausdehnung. Messier als sehr lichtschwacher Nebel (G. Kohler) 40 cm Öffnung: M 98 zeigt sich als eine ohne Stern bestätigt. William Herschel sehr schöne, lange (8‘ x 2‘) und gut kon- beschrieb ihn nur zwei Jahre später als 20 cm Öffnung: Sehr schwach. Länglich. zentrierte Nebelfläche von 9,6 mag Hel- ausgedehnt und schön. Mit indirektem Sehen ist sie etwas heller. ligkeit. Der Kern selbst ist sternähnlich (G. Kohler) 13,2 mag. (G. Scheerle) Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 23 cm Öffnung: M 98 zeigt sich als eine Fotografie: Mit der analogen Fotografie 6mag) 10‘ x 1,8‘ große und damit sehr schlanke von M 98 benötigt man schon 1000 Mil- Nebelfläche, langgezogen im Polwinkel limeter Brennweite, um die Galaxie gut Fernglas 8x56: Mehrmals versucht, doch 150° und allgemein wenig konzentriert. abzubilden. Die Belichtungszeiten sollten nicht gesehen (G. Scheerle) Das Kerngebiet erscheint deutlich fleckig. lang sein: Zwanzig Minuten bei f/5 und Im Norden wie im Süden ist je ein Spi- ISO 400. Für DSLR Kameras erhält man 11 cm Öffnung: M 98 zeigt sich als eine ralarmknoten erkennbar. (G. Scheerle) ähnliche Resultate mit kürzeren Brenn- langgestreckte, diffuse Nebelfläche von weiten ab 600 Millimeter bei fünf Minu- 10,2 mag mit der Ausdehnung 9‘ x 3‘ 33 cm Öffnung: Bei Hundertfacher Vergrö- ten Belichtungszeit und ISO 800. ohne weitere Details. (G. Scheerle) ßerung erscheint er lichtschwach. Seine

~~M104, Jungfrau (Vir)~~

Objekttyp: Spiralgalaxie, Typ SA Entfernung: 65 Millionen Lichtjahre Reale Ausdehnung: 135.000 Lichtjahre Scheinbare Helligkeit: 8,0 mag Winkelausdehnung: 7,1’ x 4,4’ Koordinaten: RA: 12h40m Dekl. -11°37‘

Historisches: Am 11. Mai des Jahres 1781 wurde dieser Nebel von Méchain entdeckt. Messier trug sie 1784 in den Anhang seines Werks „Connaissance des Temps“ ein. Sie ist numerisch gesehen das erste Objekt, was nicht in seiner berühmten Liste erschien. Als „Messierobjekt“ wurde sie erst später angesehen (C. Flammarion, 1921). Wil- liam Herschel fand es 1784 unabhängig 2 Aufgenommen mit einer Canon EOS 450D durch ein Meade 10“ LX6 Schmidt und erkannte möglicherweise als erster Cassegrain (1600 mm / f/6,3). Nachgeführt wurde mit einer am Leitfernrohr das dunkle Staubband. montierten ST4 Kamera. Belichtet wurde einmal 10 Minuten mit ISO 1600. (Georg Bilgeri) Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 11 cm Öffnung: Die charakteristische Som- Bei 42-fach erkenne ich einen etwas hel- 6 mag) breroform ist bereits deutlich zu sehen. leren, nicht sternförmigen Kern, der von M104 zeigt sich als eine sehr helle und einer länglichen Hülle umgeben ist. Bei Fernglas 8x56: M 104 kann bei dunklem stark elongierte (7‘ x 2‘) Nebelﬂäche mit 54-fach ist die zentrale Aufhellung deut- Himmel einwandfrei als ein im Polwinkel spitzen Enden. (G. Scheerle) lich sichtbar. Die Galaxie ist länglich. 90° deutlich länglicher Nebelﬂeck ge- Im indirekten Sehen scheint die Galaxie sehen werden. Die Ausdehnung beträgt 15 cm Öffnung: Bei 19-fach ist die Galaxie sprunghaft größer zu werden. Bei 112- vielleicht 4‘ x 2‘, die Helligkeit 8,4 mag. eine schwacher, länglicher Fleck ohne fach ist die Galaxie deutlich langgezogen (G. Scheerle) Details. mit einem hellen Kern. Im indirekten Se-

~~VdS-Journal Nr. 35 128 Service~~

hen wird sie ein wenig heller. Sonst kann band, jenseits dessen sich dann wieder Kernzone (5‘ x 1,2‘) und einer scharfen ich keine weiteren Details erkennen. (G. eine hellere Zone anschließt. Der ‚Som- Kante an der südlichen Längsseite zu Kohler) brero‘ macht seinem Namen alle Ehre. einem längsparallelen Dunkelstreifen (= Grandios! (G. Scheerle) Staubband), jenseits dessen wieder eine 23 cm Öffnung: M 104 zeigt eine 5‘ x längliche Aufhellung erkennbar wird. (G. 2‘ große, im Polwinkel von 85° lang- 33 cm Öffnung: Bei hundertfacher Vergrö- Scheerle) gezogene Nebelfläche, allgemein sehr ßerung erkennt man eine längliche bis flächenhell und gut konzentriert. Der spindelförmige Form mit einem punkt- Fotografie: Mit der analogen Fotografie helle Mittelstreifen (4‘ x 0,4‘) besitzt ei- förmigen Kern, der in einem helleren erkennt man M 104 mit dem Staubband nen sternähnlichen Kern; westlich und Innenbereich liegt. Die Außenpartien erst ab Brennweiten von rund 600 Mil- östlich dessen sind einige wenige kleine erscheinen schwächer. Das Staubband limetern. Die Belichtungszeit sollten bei Knötchen erkennbar. südlich des Zentrums ist indirekt deutlich 400 ASA und f/5 rund 20 Minuten be- sichtbar. (D. Panczyk) tragen. Für DSLR Kameras gilt ähnliches Im Kernbereich ist die Galaxie deutlich mit Brennweiten ab 400 Millimetern und verdickt, im Allgemeinen wirkt sie aber 40 cm Öffnung: M 104 macht seinem bei ISO 800 kürzeren Belichtungszeiten doch eher schlank, und sie läuft an den Namen „Sombreronebel“ alle Ehre! Die von fünf Minuten. Für eine eindrucks- Enden sehr spitz aus. Direkt südlich des Galaxie zeigt sich auffällig als sehr lang volle Abbildung benötigt man mindes- hellen Mittelstreifens befindet sich ein gestreckte (8‘ x 2‘) diffuse Nebelfläche tens die doppelte Brennweite. gut erkennbares längsparalleles Dunkel- mit sehr heller und deutlich verdickter

~~M107, Schlangenträger (Oph)~~

~~Objekttyp: Kugelsternhaufen Entfernung: 19.000 Lichtjahre Reale Ausdehnung: 45 Lichtjahre Scheinbare Helligkeit: 8,1 mag Winkelausdehnung: 10’ Koordinaten: RA: 16h33m Dekl. -13°03‘~~

Historisches: Pierre Méchain hatte im April 1782 diesen Nebel aufgespürt und berichtete Ber- noulli ein Jahr später von dieser Entde- ckung. Es ist kein Objekt der originalen Messierliste, die in der letzten Fassung von 1784 im „Connaissance des Temps“ veröffentlicht wurde. Helen Hogg er- gänzte es mit M 105 und M 106 zum Messier-Katalog erst im Jahr 1947.

Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 3 Kamera war eine Starlight Xpress mx7c. Vier Aufnahmen von je einer Minute 6 mag) Belichtungszeit im 15-cm-Newton mit 880 mm Brennweite. (Torsten Güths)

Fernglas 8x56: M 107 kann als deutlicher, runder, etwa 6‘ großer Nebelfleck 8,2 erscheint und noch gut zu sehen ist. Er 25 cm Öffnung: Bei 121-fach beobach- mag gesehen werden. (G. Scheerle) hat kein deutliches Zentrum und ist nicht tet erscheint er lichtschwach und recht aufgelöst. (G. Kohler) locker konzentriert. Er befindet sich 11 cm Öffnung: M 107 zeigt sich als 8,0 innerhalb eines Dreiecks gebildet von mag helle, 6‘ große, runde und struktur- 23 cm Öffnung: M 107 zeigt sich als eine 4‘ schwächeren Sternen. Bei indirektem lose Nebelfläche ohne Einzelsterne. (G. große, wenig konzentrierte, runde und dif- Sehen zeigt sich der leicht ovale Haufen Scheerle) fuse Fläche mit etwa zehn Einzelsternen von zum Teil aufgelöst. Das Zentrum ist ge- 14,0 bis 14,6 mag, die sich über ein Areal ringfügig heller als seine Außenbezirke. 20 cm Öffnung: Ein lichtschwacher run- von 5‘ verteilen. Am Rand stehen drei Ster- Es bleibt ein nicht aufgelöster, nebliger der Nebel, der indirekt betrachtet heller ne 11,6, 12,0 und 13,8 mag. (G. Scheerle) Hintergrund. (D. Panzcyk)

~~VdS-Journal Nr. 35 Beobachterforum 129~~

40 cm Öffnung: M 107 wird als Kugelstern- Fotografie: Mit der analogen Fotografie be- ten betragen bei f/5 und ISO 400. Mit CCD haufen erkennbar. Zunächst ist eine 2,5‘ nötigen wir Brennweiten ab 500 Millime- und DSLR Kameras können wir ähnliche große und sehr helle Nebelfläche zu se- ter, um M 107 bereits als Kugelhaufen zu Resultate bei kürzeren Brennweiten ab 300 hen. Es tauchen dann in einem Feld von identifizieren. Brennweiten ab 1200 Milli- bis 600 Millimeter erhalten. Die Auflösung 5‘ nach und nach etwa 20 Einzelsterne meter zeigen dann die wahre Pracht dieses leidet in Mitteleuropa durch die geringe 13,8 bis 15,0 mag auf. Die Gesamthellig- Objekts. Die Belichtungszeiten sollten für Horizonthöhe des Objekts und der dort keit beträgt 8,4 mag. (G. Scheerle) die Abbildung der Ausläufer gut 20 Minu- meist sehr unruhigen Luft.

~~Vorschau auf beobachtbare Maxima und Minima Veränderlicher Sterne~~

Oktober mag in zwei Stunden im Minimum! Periode 01. R And (Andromeda) im Maximum bei 0,97152 Tage, weitere Minima jeden Abend 5,8 mag oder schwächer. eine ¾ Stunde früher. 03. 21:53 U Sge (Pfeil) Minimum 9,2 mag. Schneller 21. 21:24 Beta Persei (Algol/Perseus) Minimum 3,4 Abfall von 6,6 mag auf ein 1,6-Stunden- mag. Abstieg von 2,1 mag in vier Stunden. Minimum gleich bleibender Helligkeit. 20. Mira (Omicron Ceti/Walﬁsch) im Maximum Dezember bei 2,0 mag oder schwächer. 01. 22:22 Beta Persei (Algol/Perseus) Minimum 3,4 November mag. Abstieg von 2,1 mag in vier Stunden. 05. 21:24 Beta Lyrae (Leier) Hauptminimum 4,4 mag. Weiteres Minimum am 24. 20:41 Uhr. Von 3,3 mag Helligkeitsab- bzw. -anstieg 19. 21:24 X Tri (Dreieck) Minimum 11,3 mag. Von 8,6 einen Tag vorher bzw. nachher. Nächstes mag in zwei Stunden im Minimum! Periode Hauptminimum am 18. November. 0,97152 Tage, weitere Minima jeden Abend 13. 22:36 X Tri (Dreieck) Minimum 11,3 mag. Von 8,6 eine ¾ Stunde früher.

~~Partielle Mondﬁnsternis an Silvester von Dieter Girrbach~~

Zur Silvesterfeier 2009 hatte ich vorsorglich mein kleines, leichtes 300-mm-Tele mitgenommen. Kurz vor der maximalen Phase der Mondﬁnsternis gegen 20:24 Uhr, konnte ich zwischen dem Pulverdampf der vorzeitig abgefeuerten Silvesterraketen, dem Dunst und den wechselnden Wolken den Mond sichten.

Ich hatte die Aufnahmeempﬁndlichkeit auf ASA 1600 gestellt, die Blende auf 22. Mangels eines guten Stand- ortes musste ich freihändig, ohne Stativ, arbeiten. Um Verwacklungen zu vermeiden, konnte ich mit 1/1000 Sekunde belichten. Zur leichten Nachschärfung setzte ich das Programm Adobe Photoshop Elements 7 mit der unscharfen Maskierung ein. 130 Beobachterforum

~~Stimmungsaufnahme des abnehmenden Mondes in den Bergen von Dieter Girrbach~~

Am 03.01.2010 konnte ich den Untergang des abnehmenden Mondes mit der Phase drei Tage nach Vollmond ab 8 Uhr beobachten und fotograﬁeren. Ich verwendete ein Zoom-Tele 55-200 Millimeter in der Stellung 200 Millimeter, die Belichtung betrug 1/250 bei 400 ASA. Ich befand mich auf der Tiroler Seite der Zugspitze mit den Koordinaten: 47° 25,5‘ N u. 10° 57‘ E.

~~Doppelsternmessungen mit „lucky imaging“ – ein Beitrag zur Bahnbestimmung am System beta Phoenicis~~

~~von Rainer Anton~~

Die Kenntnis der Sternmassen ist für die vor. Als ich im September 2008 in Na- grenzt. Eine Möglichkeit zu deren Redu- Astrophysik von fundamentaler Bedeu- mibia war, hatte ich Gelegenheit, dieses zierung besteht im „lucky imaging“, in tung. Eine Möglichkeit für deren Bestim- Objekt zu untersuchen. Nach den bis da- dem aus Serien von sehr kurz belichte- mung ergibt sich aus den Bahnen von hin angenommenen Ephemeriden sollte ten Aufnahmen nur die besten von den Doppelsternen. Durch Anwendung der der Abstand der Komponenten um die Momenten guten Seeings ausgesucht Keplerschen Gesetze erhält man zunächst 0,4 Bogensekunden betragen, der für die und überlagert werden. Diese Methode die Gesamtmasse des Systems. Wenn zu- zur Verfügung stehenden 40-cm- und ist auch bei Amateuren schon lange be- dem die Entfernung bekannt ist, lassen 50-cm-Teleskope gut auflösbar ist. Die kannt, um z.B. Planeten aufzunehmen. sich auch die Einzelmassen der Kom- Auswertung der Aufnahmen ergab dann Bei Doppelsternen wird die Genauigkeit ponenten berechnen. Am Beispiel des eine Überraschung. Doch zunächst zur von Positionsmessungen weniger durch engen Systems beta Phoenicis am Süd- Technik. das Teleskop als durch die Qualität der himmel wird gezeigt, dass auch Amateu- Intensitätsprofile der Sterne begrenzt. re mit genauen Positionsmessungen zur Die Frage der Auflösung Peak-Positionen kann man erheblich ge- Ermittlung beitragen können. Obwohl Meist wird das Auflösungsvermögen nauer messen, als das theoretische Auf- die Komponenten mit etwa 4 mag recht auch von großen Teleskopen nicht durch lösungsvermögen angibt. Die Grenze ist hell sind, liegen keine Beobachtungsda- die Optik sondern durch Seeing-Effekte eher durch die Auflösung im Bild, d.h. ten für den Zeitraum von 2000 bis 2008 auf Werte über eine Bogensekunde be- durch die Pixel-Größe in der Kamera

~~VdS-Journal Nr. 35 Beobachterforum 131~~

gegeben. Der Gewinn durch „lucky ima- sich aus der Überlagerung von Bildern bei ging“ besteht in schärferen Peaks, die abgeschalteter Nachführung. Das ergibt sowohl eine genauere Bestimmung der eine Strichspur, gegen die die Richtung Zentren als auch eine bessere Trennung der Verbindungslinie des Doppelstern- von engen Systemen mit teilweise über- systems berechnet wird. Dies gehört zur lappenden Profilen ermöglichen. Das Routine bei jeder Aufnahme, um sicher theoretische Trennvermögen kann aber zu sein, dass sich nicht durch z. B. un- auch mit „lucky imaging“ kaum unter- absichtliches Verdrehen der Kamera Feh- boten werden. ler einschleichen. Die Genauigkeit dieser Richtungsbestimmung liegt bei etwa +/- Aufnahmetechnik und Bildverarbeitung 0,1 Grad, die der Bestimmung des Posi- Für die Aufnahmen habe ich zwei Casse- tionswinkels hängt darüber hinaus noch grain-Teleskope auf der Internationalen vom Abstand ab, da die Ortsauflösung Amateur Sternwarte (IAS) in Namibia be- durch die Pixelgröße beschränkt ist. Da- nutzt, siehe z.B. Abb. 1 [1]. Die Öffnun- her schlagen Abweichungen bei kleinen gen der Teleskope betragen 50 bzw. 40 Abständen stärker zu Buche. Zentimeter bei Brennweiten von 4,5 bzw. 6,3 Meter. Als Kamera verwendete ich die 1 Die DMK-Kamera mit Filterrad- Messungen an beta Phe Schwarz-Weiß-Version der DMK21AF04 Barlow-Kombination am 50-cm-Casse- Der Stern beta im Sternbild Phönix ist ein der Firma The Imaging Source (TIS). Da- grain der IAS. Zum leichteren Auffinden physischer Doppelstern mit einer bisher mit sind Belichtungszeiten bis herunter von Objekten dient ein Sucherfernrohr angenommen Umlaufzeit von 195 Jah- zu 0,1 Millisekunden möglich, bei Bild- mit einer empfindlichen Videokamera ren. Trotz seiner Auffälligkeit mit Hellig- übertragungsraten über die Firewire- (Mintron, links unten). keiten der Komponenten von 4,1 und 4,2 Schnittstelle meines Notebooks von 10 mag ist die Datenlage aber recht mager. bis 15 Bildern pro Sekunde. Der Chip hat Der bis dahin vorliegende Orbit war da- quadratische Pixel von der Größe 5,6 Mi- her noch relativ unsicher. Seit Beginn der krometer, was Auflösungen von nominell Skalenfaktoren (“/Pix) Messungen ist vermutlich erst etwa die etwa 0,25 bzw. 0,19 Bogensekunden pro Hälfte der Bahn durchlaufen worden. Ich Pixel ergibt. Meistens halbiere ich diese Teleskop ohne mit habe das Doppelsternsystem im Septem- Barlow Barlow Werte noch mit einer Zweifach-Barlow- ber 2008 und erneut im September 2009 Linse. Dazu kommt ein Rotfilter – erstens 40-cm 0,187 0,097 jeweils sechs Mal aufgenommen. In 2008 wegen des chromatischen Fehlers der 50-cm nicht 0,132 mit beiden Teleskopen, in 2009 nur mit Linse und zweitens zur Reduzierung des verwendet dem 40-cm-Gerät, und mit diesem so- atmosphärischen Spektrums. Dadurch wohl mit als auch ohne Barlow-Linse. verringert sich zwar die Empfindlichkeit, Dadurch ergab sich eine gute Abschät- aber für Sterne mit etwa 4 mag reichten Kalibration zung der Streuung der Messwerte und schon 0,5 bis 3 Millisekunden für gute Für Abstandsmessungen muss die Auflö- der Reproduzierbarkeit, die sicherlich Signal-zu-Untergrund-Verhältnisse, je sung im Bild möglichst genau bestimmt auch vom Seeing abhängt. Zwei reprä- nach Seeing. werden. Dazu verwende ich ein iteratives sentative Aufnahmen sind in Abb. 2 zu Verfahren anhand von mehreren Dop- sehen. Norden ist jeweils unten, Osten Für die Bildauswertung hat sich folgende pelsternen mit gut bekannten Abstän- rechts. Man sieht deutlich die Abnah- Vorgehensweise bewährt: 1. Auswahl der den, d.h. für die möglichst viele Daten me des Positionswinkels innerhalb eines guten Bilder aus einigen tausend Einzel- in der Literatur vorliegen, und die sich Jahres. Die Messwerte sind in der Tabelle bildern durch visuelle Inspektion, 2. min- gut auf das aktuelle Datum extrapolieren 2 aufgelistet zusammen mit den Streu- destens zweifache, meist aber vierfache lassen. Als Quellen benutze ich haupt- breiten und Standardabweichungen. Erhöhung der Pixelzahl („resampling“), 3. sächlich den „Washington Double Star Überlagerung mit Programmen wie Re- Catalog“ (WDS) [2] und den „4th Cata- Die relativ geringen Standardabwei- gistax, meist in der Option „manuell“. Im log of Interferometric Measurements of chungen zeigen die gute Reproduzier- Endeffekt ergeben sich dann sehr glatte Binary Stars“ (kurz Speckle-Katalog) [3]. barkeit der Messungen, trotz des kleinen Intensitätsprofile, siehe das Beispiel in Beide werden vom United States Naval Abstandes der Komponenten. Der Positi- Abb. 2, und die Positionen der Maxima Observatory herausgegeben und sind onswinkel hat sich innerhalb eines Jahres lassen sich mit Sub-Pixel-Genauigkeit online zugänglich. So ergaben sich die um etwa sechs Grad verringert, deutlich bestimmen. Die Überlagerung vieler Bil- Skalenfaktoren (vor resampling), die in außerhalb der Fehlergrenzen. Die Abso- der ist notwendig, weil das so genannte der Tabelle 1 aufgelistet sind. Die Fehler lutwerte sind allerdings um etwa 30 Grad „lucky image“ praktisch nie perfekt ist, betragen etwa +/-0,5 Prozent. kleiner als die bis dahin angenommen und restliche Störungen herausgemittelt Ephemeriden. Die Abstände entsprechen werden müssen. Die Ausbeute an guten Der Positionswinkel (PW) wird von der dagegen etwa der Erwartung. Dazu ist zu Bildern liegt auch bei gutem Seeing bei Nordrichtung über Ost von 0 bis 360 Grad bemerken, dass der Gesamtfehler noch nur wenigen Prozent. gezählt. Die Ost-West-Richtung ergibt mit dem des Skalenfaktors zu beauf-

~~VdS-Journal Nr. 35 132 Beobachterforum~~

2 Zwei repräsentative Aufnahmen aus 2008 und 2009 (Bild links und Bild Mitte) von • Phoenicis. Am unteren Bildrand sind die jeweiligen Messwerte eingetragen. Links: 60 Einzelbilder x 0,5 ms, 50-cm-Cassegrain, f/18 effektiv. Mitte: 52 x 3 ms, 40-cm-Cassegrain, f/32. Beide mit Barlow und Rotﬁlter. Das Bild rechts ist eine 3-D-Darstellung des Intensitätsproﬁls der Auf- nahme aus 2009.

schlagen ist, so dass die Unsicherheiten bei etwa +/-0,02 bis 0,03 Bogensekun- den liegen. Diese Genauigkeit ist aber um Messungen von Positionswinkel PW (o) und Abstand (“) eine Zehnerpotenz besser als man nach an • Phoenicis in 2008 und 2009. dem theoretischen Auﬂösungsvermögen erwarten könnte. Bis vor kurzem war ein Datum PW Streubreite SD Abstand Streubreite SD Vergleich mit Literaturdaten nicht mög- 2008,74 119,4o 3,30 +/-1,10 0,390“ 0,018“ +/-0,007“ lich. Der letzte Eintrag im Speckle-Katalog 2009,71 112,7o 3,60 +/-1,20 0,435“ 0,025“ +/-0,009“ stammte von 1999 [3]. Glücklicherweise erschienen aber im Laufe des Jahres 2009 Es sind die Mittelwerte aus jeweils sechs Aufnahmen, sowie die Streubreiten und neue Messungen mit mittlerem Messda- Standardabweichungen (SD) aufgeführt.

tum 2008,56 und Mittelwerten von 120,8 Grad und 0,373 Bogensekunden, die mit einem erheblich größeren Teleskop gewonnen wurden (4 m) [3]. Diese passen innerhalb der Fehlergrenzen sehr gut zu meinen Messungen mit ähnlichem Da- tum. Aufgrund dieser Daten hat Andreas Alzner einen neuen Orbit mit erheblich reduzierter Unsicherheit berechnet, der in Abb. 3 zusammen mit dem alten eingezeichnet ist [5]. Demnach hat sich die Umlaufzeit auf 168 Jahre verkürzt, und die Gesamtmasse des Systems um sieben Prozent verringert.

3 Der „alte“ und der „neue“ Orbit (modiﬁziert aus [4]). Grün markiert sind visuelle Messungen, blau interferome- trische, und lila meine eigenen. Der Begleiter bewegt sich im Uhrzeiger- Sinn, also entgegen der Zählrichtung des Positionswinkels. Auf dem neuen Orbit sind die Zeitpunkte ab 2000 in 2-Jahres-Schritten bis 2016 markiert. Zwischen 2000 und 2008 sind keine Literaturdaten bekannt.

~~VdS-Journal Nr. 35 Rezensionen 133~~

Fazit keit kommt der von interferometrischen Naval Observatory: www.usno.navy. Das hier beschriebene Beispiel zeigt, dass Methoden, die als besonders genau gel- mil/USNO/astrometry/optical-IR- man auch als Amateur mit der Technik des ten, schon recht nahe. Ähnlich wie bei prod/wds/WDS „lucky imaging“ relativ genaue Messun- beta Phoenicis gibt es noch viele weitere [3] W.I. Hartkopf et al., Fourth Catalog gen an Doppelsternen durchführen kann. Systeme, bei denen sich Abweichungen of Interferometric Measurements of Dabei ist weniger die Größe des Teleskops von bisher angenommenen Bahnen mehr Binary Stars, als die Kameraauﬂösung entscheidend. oder weniger deutlich abzeichnen, bzw. U.S. Naval Observatory: www.usno. Der Hauptvorteil größerer Instrumente ist bei denen in Zukunft Abweichungen zu navy.mil/USNO/astrometry/optical- die Möglichkeit, auch schwächere Sterne erwarten sind. Systematische Messungen IR-prod/wds/int4 mit kurzen Belichtungszeiten abzubil- sind in jedem Fall geeignet, die Datenla- [4] W.I. Hartkopf et al., Sixth Catalog of den, womit die guten Seeing-Momente ge zu verbessern. Orbits of Visual Binary Stars, U.S. besser eingefroren werden können. Die Naval Observatory: www.usno.navy. hier genannten Fehlergrenzen von Ab- mil/USNO/astrometry/optical-IR- standsmessungen im Bereich von weni- Literaturhinweise: prod/wds/orb6 gen hundertstel Bogensekunden liegen [1] Internationale Amateur-Sternwarte [5] A. Alzner, R. Argyle, R. Anton, IAU um etwa eine Größenordnung unter den (IAS): www.ias-observatory.org Commission 26 (Double & Multiple theoretischen Auﬂösungsgrenzen der [2] B.D. Mason et al., The Washington Stars), Information Circular No. verwendeten Teleskope. Diese Genauig- Double Star Catalog (WDS), U.S. 169 (October 2009).

~~Pfadﬁnder für Außerirdische von Katrin Weis~~

Abenteuer im Weltall, Interaktives Lernspiel zur Astronomie und Raumfahrt auf CD-ROM, ab 10 Jahren, entwickelt von Katrin Honauer und Marie Berckhan, Spektrum der Wissen- schaft Verlagsgesellschaft in Kooperation mit der Klaus Tschira Stiftung, Preis: 9,90

Diese CD-ROM richtet sich an Kinder ab 10 Eltern auch für Lehrende interessant ist, da Jahren, die spielerisch ihr Wissen über das sich die Lernmodule auch separat als Un- Planetensystem und das Weltall prüfen und terrichtsmedium verwenden lassen. Wir ha- mithilfe von Lernmodulen mit Texten und ben das Lernspiel von einem Kind aus der Bildern erweitern können. Die Einbettung Alterszielgruppe testen lassen: „Die CD ist in einen spielerischen Rahmen motiviert eine Mischung aus Spiel und Texten zum sicher mehr, als einfach nur Sachinformati- Lernen. Am Anfang steht die Aufgabe dem onen zu lernen. Das Programm ist liebevoll, Alien Sparky zu helfen, den Ort seiner Ge- einfach und stringent gestaltet. Hat man burtstagsparty zu finden, die seine Freun- bei einem Quiz einmal die Antwort nicht de für ihn geplant haben. Bevor man aber parat, ist ein „Reiseführer“ zum Nachschla- weiß, wohin man muss, fliegt man mit dem gen stets in Reichweite und fast immer fin- Alien durchs Weltall und beantwortet Fra- denn das nächste Ziel ist. Die Figuren sind det sich dort die gesuchte Information. Die gen rund um die Planeten und spielt Spiele. gut dargestellt und die Geschichte macht Fragen im Spielteil und den Lernmodulen Der Bordcomputer hilft dabei. Bei den Spie- einfach Spaß. Wenn man bei einer Frage sind verständlich und nah am Lernstoff. len muss man mal Quizfragen beantworten, nicht weiter weiß, kann man die Antwort Schwächen zeigt die CD nur wenige. So ließ mal die richtigen Planeten in den passen- im Bordcomputer meist schnell finden. sich das Lernmodul zu den Weißen Zwer- den Krater einsortieren oder Planeten mit Nicht so gut fand ich, dass die Quizfragen gen nicht öffnen, und dass die Erde selbst einer besonderen Eigenschaft einfangen. recht streng waren. Wenn man zwei Fra- zu den Planeten gehört, die kein direkter Außerdem verfügt die CD über Lernmodule, gen nicht richtig beantwortet, beginnt das Nachbarplanet der Erde sind, wirkt eher in denen man noch mehr übers All und das jeweilige Quiz noch mal von vorne. Hat spitzfindig. Das Spiel ist in Flash-Techno- Planetensystem herausfinden kann. Auch man nach der Reise durch das Planetensys- logie erstellt, was die Systemanforderun- bei diesem zweiten Teil werden Aufgaben tem alles beantwortet, muss man noch bei gen erfreulich klein hält. Die Stimmen der gestellt oder man kann Spiele spielen und einem Spiel mit einem Raumschiff versu- Charaktere des Spiels sind mit Blick auf die dabei Aufgaben lösen. Die CD enthält gute, chen, möglichst viele Sterne einzusammeln. Textverständlichkeit allerdings manchmal lustige und schöne Sachen, aber auch nicht Das ist gar nicht so einfach, und erst wenn etwas zu „außerirdisch“ geraten. Lauffähig so gute. Gut fand ich die Möglichkeit, mit man das geschafft hat, gelangt man end- ist das Lernspiel unter Windows ab dem Be- der Rakete durch das All zu fliegen, wo- gültig zum Ziel. Insgesamt hat es mir viel triebssystem XP. Insgesamt eine gelungene bei man erst einmal anhand der gestellten Spaß gemacht! Ich habe vieles gelernt und Produktion, die neben Kindern und deren Aufgabe herausfinden muss, welcher Planet behalten.“

~~VdS-Journal Nr. 35 134 Rezensionen~~

Der Mond für Einsteiger und „alte Hasen“ von Torsten Güths Lambert Spix: moonscout – Mondmeere, Krater und Gebirge einfach ﬁnden und beobachten. Zweite Auﬂage, Oculum Verlag, Erlangen, 2009, ISBN 978-3-938469-33-0, 9,90 EUR

Der Mond ist sicherlich das erste Objekt, das sich der beginnende Stern- 2) Mondübersicht und 13 Mondphasenkarten freund mit einem Fernrohr anschaut. Er ist leicht auffindbar und auch Die Mondübersicht zeigt sehr schön die Maare und auch einige der bei mit dem bloßen Auge zeigt er bereits Strukturen. Doch schon in einer Vollmond auffälligen Krater. Für den Einsteiger, wie auch den erfahre- guten Optik bei nur zwanzigfacher Vergrößerung beobachtet, offenba- nen Beobachter ist zusätzlich sehr interessant zu sehen, wo die Apol- ren sich dem Einsteiger eine Fülle von Details, für deren Beobachtung lomissionen und auch Ranger 7 und Luna 2 gelandet sind. Die 13 mo- eine systematische Angangsweise anzuraten ist. nochromen Mondphasenkarten beginnen drei Tage nach Neumond und zeigen die Phasen des Erdtrabanten im zweitägigen Turnus. Die Struk- Proklamiertes Ziel des Werks turen werden rechts vom Mond aufgelistet und ein Symbol weist auf die – „Notwendige Vorkenntnisse: keine“ Beobachtbarkeit mit Auge/Fernglas/Teleskop hin. Auch der Verweis auf – „Instrumentielle Voraussetzungen: bloßes Auge, Fernglas oder klei- die Detailkarten findet sich hier. Für eine zeitliche Grobplanung wird nes Teleskop“ stets auch der Auf- und Untergangszeitraum des Mondes aufgeführt. – „... Der moonscout ist als »Immer-dabei-Werkzeug« für Mondfreunde konzipiert. Einsteiger lernen einfach, sich auf dem Mond zurecht zu 3) Detailbeschreibungen von Mondformationen finden und Amateurastronomen finden eine kompakte und robuste Sämtliche beschrifteten Formationen werden von Lambert Spix gut be- Aufsuchhilfe für die wichtigsten Mondformationen.“ schrieben. Der Beobachter erfährt hier Beobachtungshinweise und interessante Details, wie zum Beispiel die Höhe von Mondbergen oder Kra- Systematik und Inhalt terwällen. Auch Kraterdurchmesser und Hinweise zu Kleinkratern finden Das Werk hat 28 Seiten mit 14 Karten im spiralgebundenen Softcover sich hier. Die Beschreibungen werden von 15 Abbildungen ergänzt, die im Querformat 21cm×15cm. Die Deckblätter und Seiten bestehen aus einen detaillierteren Anblick gestatten. Der Maßstab ist jedoch nicht wasserabweisend beschichtetem Karton (0,4mm Dicke). Es finden sich durchgängig gleich, daher wird der Beobachter schon gefordert, den Karten von 13 Mondphasen und 58 Mondformationen werden im Ein- Bildanblick vom moonscout in den Okularanblick umzusetzen. zelnen beschrieben. 4) Objektindex und Termine Der Inhalt lässt sich in diese Segmente unterteilen: Abschließend findet der Leser auf einer Seite alle dargestellten Forma- – Einführung in die Mondbeobachtung und die Kartensystematik tionen mit der Sichtbarkeit und die Kartennummer vor. Die Termine – Mondübersicht und 13 Mondphasenkarten der Neu- und Vollmondphasen gehen bis Dezember 2016 und passen – Detailbeschreibungen von Mondformationen hervorragend zu der Kartensystematik. Der Leser kann rasch am Datum – Objektindex und Termine feststellen, welche Mondphase heute sichtbar ist. 1) Einführung in die Mondbeobachtung und die Kartensystematik Layout und Bildmaterial Auf den ersten vier Seiten führt Lambert Spix in die Mondbeobachtung Die Abbildungen der Mondoberfläche sind stets monochrom. Symbole ein. Nach der Erklärung der Symbole und der Systematik führt er ein in und Grafiken, sowie das Seitenlayout der Phasenkarten sind farbig. Der die Entstehung der Mondphasen und die Mondrotation. Welche Arten Mond ist bei den Phasen sehr scharf abgebildet und wirkt wie schät- von Mondformationen im Detail zu beobachteten sind und ihre Her- zungsweise bei vierzigfacher Vergrößerung beobachtet. kunft werden klar und knapp umrissen. Für den Einstieg in jedem Fall hilfreich und ausreichend. Abschließend folgen die Beobachtungstipps, Resümee die den Einsteiger vor so manchen „klassischen“ Fehler bewahren. Ver- Das proklamierte Ziel wird voll und ganz erreicht! Einsteiger wie alte missen könnte man allenfalls den Hinweis, dass das Fernrohr auskühlen Hasen, die nur gelegentlich den Mond beobachten, finden hier wertvolle sollte und man lokale Wärmequellen meiden muss. Übersichten und Beschreibungen aller populären Beobachtungsgebiete auf dem Mond. Ein empfehlenswertes Werk. Bernd Koch, Stefan Korth: Die Messier-Objekte – Die 110 klassischen Ziele für Himmelsbeobachter – Suchen, Finden, beobachten, Fotografieren

~~Kosmos Verlag, Stuttgart 2010, gebunden, Format 178 mm x 250 mm, 217 Seiten, mit 125 Farbfotos und 113 Farbzeichnungen, ISBN 978-3-440-11743-9, 29,90 EUR~~

Aaahh! Ein Messier-Buch! So mein erster Ge- Als DAS Messier-Buch schlechthin gilt seit danke, als ich das Buch mit dem schön auf- Jahrzehnten der Klassiker von Hans Vehren- gemachten, sehr ansprechenden Titelbild in berg („Atlas der schönsten Himmelsobjekte“, die Hand bekam. Und da die beiden Autoren ich kann die 4. Auﬂage von 1985 mein eigen in der Amateurszene einen guten Namen benennen). Ob das Buch von Koch/Korth dem Zum einen ist es natürlich viel moderner sitzen, war ich mir über die hohe Qualität des Vergleich standhalten sollte? Kurz gesagt: Es aufgemacht, spricht den Leser allein schon Inhaltes sicher. kann! Und noch viel mehr! durch die wunderschönen Farbaufnahmen

~~VdS-Journal Nr. 35 Vorschau 135~~

und Grafiken an. Vehrenberg hatte die ersten dem geneigten Astrofotografen Hinweise gibt, An wen richtet sich das Buch? Eine schwie- Aufnahmen zu seinem klassischen Werk be- wie das betreffende Objekt am besten aufzu- rige Frage. Der erfahrene Beobachter mit PC- reits im Jahr 1963 gewonnen, als durchweg nehmen ist, worauf objektspezifisch geachtet gesteuertem Teleskop wird die Aufsuchekarten auf fotografischem Film oder auf Fotoplatten werden sollte. Dazwischen findet der beob- nicht unbedingt brauchen, diese richten sich fotografiert wurde, und Farb-Astroaufnahmen achtende Leser in drei Textabschnitten Infor- demnach an den technisch eher einfach aus- die große Ausnahme waren. Bernd Koch nahm mationen zum Objekt, eine Wegbeschreibung gestatteten Sternfreund und an den Einsteiger seine Aufnahmen der Messier-Objekte in den zum Objekt und Hinweise zur visuellen Beob- oder (Gelegenheits)beobachter mit z. B. trans- letzten Jahren auf und nutzte durchweg mo- achtung: Alle Objekte wurden von Co-Autor portablem Instrument. Für Beobachter und dernste digitale Aufnahmetechniken (digitale Stefan Korth visuell beobachtet und ihr Er- Fotografen aller Erfahrungsstufen sind natür- Spiegelreflexkamera, CCD-Astrokamera). Bei- scheinungsbild in Instrumenten verschiedener lich die qualitativ herausstehenden Farbauf- den Werken gemeinsam ist die gute Struktu- Größe (42 bis 300 mm Öffnung) beschrieben. nahmen und die Beschreibungen des visuellen rierung: Ein Objekt wird auf jeweils einer Dop- Und das ist die perfekte Ergänzung zu diesem Erscheinungsbildes der Objekte interessant. pelseite vorgestellt. Während die im Klassiker wunderschönen Bildband, der nicht nur den von einem Zeichner auf Papier angefertigten Fotografen anspricht, sondern auch den rein Natürlich kann man es auch einfach nur ins S/W-Aufsuchekarten eher spärlich ausgestat- visuellen Beobachter unterstützt und faszinie- Wohnzimmerregal stellen … Aber dieses Buch tet waren, wurde im vorgestellten Kosmos- ren kann. schreit praktisch nach dem direkten Kontakt Buch auch bei den Farbkarten nicht gespart: zum Sternenhimmel. Morgen wird mein Ex- Stets findet man zu jedem Messier-Objekt eine Natürlich wird zur Hintergrundinformation emplar den Weg ins Regal meiner Beobach- großzügige Übersichtskarte des Sternbildes das Werk von Charles Messier vorgestellt, tungshütte gefunden haben. und dabei eine Detailkarte für den Feldstecher sowie die fotografische und visuelle Beob- oder den Beobachter am Teleskopokular. Die achtungstechnik. Den Abschluss des Buches Beschreibungen der Objekte beschränkten sich bilden eine umfangreiche Quellenliste von Mein Fazit: Sehr empfehlenswert. im Klassiker meist auf eher wissenschaftliche Literatur und Webseiten zum Thema, sowie Werner E. Celnik Fakten. Im Buch von Koch/Korth gibt es ei- Tabellen: Sternbilder, Klassifikationen, Bortle- nen „Steckbrief“ mit den wichtigsten Daten Skala, Objektdaten in der Übersicht für die des Objektes in Tabellenform, sowie einen schnelle Suche und Angaben über die Zeit der kleinen Abschnitt mit einem „Fototipp“, der optimalen Beobachtung.

~~Vorschau auf astronomische Veranstaltungen zusammengestellt von Werner E. Celnik aus vorliegenden Informationen (Angaben wie immer ohne Gewähr)~~

Oktober 2010 D-36325 Feldatal, Tel.: 0 66 37 - 96 0 20, [email protected], www.feldatal.de 1. – 3. 10. 23.10. 4. Ravensburger Teleskoptreffen (RATT) 29. Bochumer Herbsttagung der Amateurastronomen Beobachtungen mit Amateurteleskopen und Vorträge, auch für Besucher. (BoHeTa) Ort: auf dem Teufelsberg/Horgenzell bei Ravensburg. Kontakt: Ort: Hörsaal HMA 10 der Medizinischen Fakultät der Ruhr-Uni- Oberschwäbische Sternreunde, Carsten Przygoda, Finkenweg 25, versität Bochum, Kontakt: Peter Riepe, Lortzingstr. 5, D-44789 D-88339 Bad Waldsee, [email protected], www.ratt-rv.de Bochum, E-Mail: fg-astrofotograﬁ[email protected] www.boheta.de 2. 10. 29. - 31.10. 19. Zumstein-Teleskoptreffen auf dem Gurnigel Ort: Restaurant Berghaus Gurnigel, Passhöhe. Kontakt: Foto Video 7. Tagung der VdS-Fachgruppe „Geschichte der Astronomie“ Zumstein AG, Casinoplatz 8, CH-3011 Bern, Tel.: ++41(0) 31 - 3 11 21 13, Ort: Hamburg, Klima-Campus, Grindelberg 5, Vorträge und Füh- [email protected], www.foto-zumstein.ch/astronomie_ rungen (Sternwarte Hamburg-Bergedorf), Anmeldung und/oder events.php?shownews=19 Vortragsangebote an: Dr. Wolfgang Steinicke, Gottenheimerstr. 18, 79224 Umkirch, Tel. 0 76 65 - 5 18 63, E-Mail: steinicke- 7. – 10.10. [email protected], Info: http://geschichte.fg-vds.de Internationales Teleskoptreffen in Kärnten/Österreich www.embergeralm.info/stella November 2010 7. – 10.10. 13. - 14. 11. Astronomietage Ostfriesland (ATO) 1. Deutsches Meteoriten Kolloquium in Kuhfelde, Sachsen-Anhalt. Ort: Wiesmoor-Zwischenbergen beim Dorfgemeinschaftshaus. Anmeldung: Rainer Bartoschewitz, Lehmweg 53, D-38518 Gifhorn, Veranstalter: Astronomie Club Ostfriesland e.V., E-Mail: [email protected], www.meteorite- Infos: www.ato.astronomie-club-ostfriesland.de, lab.homepage.t-online.de/index_dateien/kolloquium.htm [email protected]. 27. 11. 8. – 10.10. 15. HATT ITT Kärnten Ausstellung für Amateurastronomen mit Vorträgen sowie Astronomi- Ort: Emberger Alm / Kärnten (Österreich) schem Gebraucht- und Neuwarenmarkt Ort: Aula der Realschule Grünstraße, D-45525 Hattingen-Mitte, 8. – 10.10. Kontakt: Ingo B. Schmidt, Schonnefeldstr. 23, D-45326 Essen, Herbst-Teleskoptreffen TTV in Feldatal, Hessen Tel.: 02 01 - 8 33 60 82, [email protected],

~~Kontakt: Sternenwelt Vogelsberg e.V., Gemeinde Feldatal, Schulstr. 2, www.sternwarte-hattingen.de/hatt.htm der VdS unter www.vds-astro.de Aktuelle Informationen im Terminkalender~~

~~VdS-Journal Nr. 35~~