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3 EDITORIAL 1 Unser Titelbild: Liebe Mitglieder, liebe Sternfreunde, Das abwechselnde Miteinander von hellen Sternwolken und Dunkelmaterie im Bereich Schütze, Schlangenträger, Skorpion und Norma erscheint in diesem Foto recht beeindruckend. Im Bereich des Pipe Nebula steht strahlend der Planet Mars. Das Band der Milchstraße ist von zahlreichen rotleuchtenden Emissionsnebeln durchsetzt. Aufnahme vom 20. Juni 2001, Belichtungszeit 92 Minuten auf Mittelformatfilm Kodak Ektachrome 200 mit 1:2,8/80 mm (Blende 4). Autoren: Rainer Sparenberg und Volker Robering. vor Ihnen liegt die erste von drei Ausgaben unserer Mitgliederzeitschrift VdS-Journal für Astronomie, die in diesem Jahr erscheinen wird. Auch diese Ausgabe dokumentiert auf sehr eindeutige Weise die Vielschichtigkeit unseres Hobbys, die Amateur-Astronomie. Über 100 Beiträge dieser Ausgabe sprechen für die Leistungsfähigkeit unserer Mitglieder und zeugen von der fachlichen Kompetenz der VdS-Fachgruppen. Das VdS-Journal befindet sich nun im fünften Jahr seit der Erstausgabe Bisher sind in den acht Ausgaben über 300 verschiedene Autoren zu Wort gekommen, oder konnten ihre fotografischen Ergebnisse einem interessierten Publikum vorstellen. Was unserem gemeinsamen Magazin allerdings fehlt, sind Beiträge, die sich in Wort und Bild an Einsteiger richten. Deshalb richten wir an Sie, liebe Leser, die Bitte, uns verstärkt auch solche Beiträge einzusenden. Die Redaktion ist für alle Berichte offen und druckt solche sehr gerne ab. Schreiben Sie uns! Redaktionsschluss für die nächste Ausgabe ist der 25. Mai. Die Redaktion bedankt sich bei allen Autoren, Mitgliedern und Fachgruppen die zum Gelingen dieser acht Ausgaben beigetragen haben. Und für die zehnte Ausgabe im Dezember suchen wir noch ein entsprechendes Titelfoto! Herzlichen Dank sagen wir aber auch unseren Mitgliedern, die durch ihre Spenden in den zurückliegenden Jahren die VdS finanziell unterstützt haben. Das Schwerpunktthema dieser Ausgabe ist die Astrofotografie. Auf zahlreichen Seiten dieses Heftes informiert eine der ältesten und eine besonders aktive VdS- Fachgruppe über den Bereich der fotografischen Himmelsbeobachtung. In der letzten Ausgabe (Seite 1/ II-2001) haben wir angekündigt, dass sich der Vorstand zukünftig verstärkt der Themen Lichtverschmutzung und Jugendarbeit annehmen möchte. Zum ersten Thema hat die VdS erstmals im März eine Pressemitteilung herausgegeben, die von der VdS-Fachgruppe Dark-Sky verfasst wurde. Dabei eine Karte aller bekannten Standorte von Sky-Beamern in Deutschland. Der Himmel als Werbefläche, eine traurige Bilanz. Lesen Sie mehr dazu in diesem Journal. Zum Thema Jugendarbeit können wir berichten, dass die VdS in diesem Jahr, neben dem traditionellen Jugendlager der Moerser Astronomischen Organisation (M.A.O.), das von der VdS-Fachgruppe Jugendarbeit um Iris Fleischer, Susanne Hoffmann und Oliver Jahreis betreute astronomische Sommerlager ASL sowohl finanziell als auch ideell stärker unterstützen wird. Mit dem Schullandheim Hobbach bei Aschaffenburg ist wohl der ideale Standort gefunden. Den Organisatoren und Aktiven wünschen wir viel Erfolg und den jugendlichen Teilnehmern ein tolles Erlebnis. Der angekündigte Beitrag über die Auswertung des VdS-Fragebogens erscheint leider erst in der nächsten Ausgabe. Einerseits gingen bis Februar immer noch Antworten ein und andererseits gestaltet sich die Auswertung schwieriger und zeitaufwendiger als erwartet. Schließlich enthält diese Ausgabe eine neue Rubrik: Mit Nach Redaktionsschluss sind in Zukunft zwei Seiten betitelt, die uns nach dem Abgabetermin erreichen und sowohl brandaktuell als auch von allgemeinem Interesse sind! Schreiben Sie uns! Zuletzt noch eine Bitte: Nach dem Tod von Dr. Klaus Güssow, unserem langjährigen Vorsitzenden, ist die Rubrik Rechnende Astronomie verwaist. Nun gibt es erfreulicherweise Versuche von Mitgliedern, diesen Bereich als Fachgruppe Computerastronomie fortzuführen. Welche Mitglieder sind an einer solchen Fachgruppenarbeit interessiert und wollen mitarbeiten? Allen Sternfreunden wünschen wir interessante und nützliche Informationen sowie viel Freude beim Lesen dieser Ausgabe. Ebenso wünschen wir uns allen viele klare Nächte und Spaß beim Beobachten. Ihre Otto Guthier Werner E. Celnik

4 2 INHALT Seite NACH REDAKTIONSSCHLUSS 4 Astrofotografie vom Feinsten Seite 9 SCHWERPUNKTTHEMA Astrofotografie FACHGRUPPENBEITRÄGE Amateurteleskope - 20 Jahre VdS-Fachgruppe Astrofotografie - Astro-Farbfotografie unter dem Vorstadthimmel - Deep-Sky-Astrofotografie in lichtverschmutzten Gebieten - Die Dunkelwolken im südlichen Schlangenträger - Kometen mit dem T-Max Zur Hypersensibilisierung von Farbnegativfilmen - Polarlichter vom 11. April Piggyback-Astrofotografie ohne motorische Nachführung - Projekt Wechselwirkende Galaxien, Teil 3 - Wie gut sind Kaufhausteleskope? - Erfahrungen mit dem Bresser-Pulsar 120/1000 mm Selbstbau - Ein 18"-Fensterglasdobson ein unseriöses Spiegelschleifprojekt? - Über den Dächern der Stadt Lüneburg Eine Dachsternwarte im Selbstbau Kaufhausfernrohre Seite 33 Atmosphärische Erscheinungen Ring - Horizontalkreis CCD-Technik - Aus dem Pixelkästchen - Selbstbau-CCD-Astrokamera für jedermann, Teil 1 - Astrofotografie mit der Nikon Coolpix Meteore - Fotografische Meteorbeobachtung eine kurze Einführung 57 Planeten - Jupiterreport Erfahrungsbericht über die Saturnbedeckung vom Ein alter Bekannter... Seite 52 Kometen Kleinplaneten - Komet WM1 Erste Ergebnisse - Kleinplanetenpositionen 2001 im deutschsprachigen Raum - Kleinplanetenjagd am Südhimmel - Erdbahnkreuzer Planetoid 2001 YB Spektroskopie - Spektroskopie für Einsteiger mit dem Baader- Gitter, Teil 1 70 Sternbedeckungen - ϑ Virginis bedeckt vom Krater Eichstadt über Magellan zum Houtermanns 72 Sternschnuppenbeobachtung Seite 59 Deep-Sky - Neues aus der Fachgruppe Deep-Sky - Deep-Sky in Deutschland, Teil 2: Blick über den Tellerrand - Gravitativ wechselwirkende Galaxienpaare visuell - Des Rätsels Lösung - Deep-Sky-Zeichnungen am 20 x Kleinplanetenjagd Seite 69 Veränderliche - Gemeinsam langperiodische Bedeckungsveränderliche beobachten - Die BAV in der VdS - Vorhersagen für Sterne aus dem BAV Circular - Rechnen mit JD-Tagesbruchteilen

5 INHALT 3 Seite Sonne - Sonne-online - Lichtbrücken ein kaum beachtetes Phänomen, Teil 2 - Eine gekühlte CCD-Kamera am Protuberanzenansatz Jugendarbeit - Astronomisches Sommerlager ASL Populäre Grenzgebiete - Neues aus der Fachgruppe Populäre Grenzgebiete 96 Dark-Sky - Aktuelles aus der Fachgruppe Dark Sky Initiative gegen Lichtverschmutzung - Wie viele Sterne sehen wir noch? Ein Projekt zur Bestimmung von Grenzhelligkeiten - Wie dunkel ist Ihr Himmel wirklich? Deep-Sky Zeichnung Seite 81 SERVICE - M wie Messier - M16, NGC 6611, Schwanz der Schlange - M17, NGC 6618, Schütze BEOBACHTERFORUM - Hypernova SN 2002ap in M 74 - Ein extrem heller Ausbruch von V838 Monocerotis - Chronologie einer ungewöhnlichen Kleinplaneten- Entdeckung - Phoebe S9 - ein Wechselbad der Gefühle - Planetoiden - von der Erde bis zum Jupiter - Muli Bwanji? Sonnenfinsternis in Sambia - Die Reise zur totalen Sonnenfinsternis in Madagaskar - Die große Sculptor-Galaxie NGC Auf der Suche nach einem Schattenkreuz - Dokumentation der Saturnbedeckung vom mit Video - Saturnbedeckung am Die Bedeckung des Saturn durch den Mond - Astro zum Schmunzeln - Keine Angst vor Minus 40 Grad! Sonnenprotuberanzen Seite 93 Nochmals: SoFi 2001 Seite 111 VDS-NACHRICHTEN - Bericht des Vorstandes Die Mitgliederentwicklung der VdS - Das 4000ste VdS-Mitglied - Spenden an die VdS - Jubiläen - Leserbriefe - Wir begrüßen neue Mitglieder VDS VOR ORT - Die Geburtsstunde von KOS und MOS - In einer Baustelle des Asteroiden-Wissens - Der 3. Stuttgarter CCD-Workshop - Die 20. Bochumer Herbsttagung Saturnbedeckung durch den Mond Seite 62, 117 ff IMPRESSIONEN VORSCHAU - Terminkalender - Vorschau auf astronomische Ereignisse und im nächsten Heft lesen Sie HINWEISE - Impressum - Inserentenverzeichnis - Autorenverzeichnis - Adressen der Fachgruppenredakteure - Errata Leonidenspuren Seite 141

6 4 NACH REDAKTIONSSCHLUSS Liebe Leserinnen und Leser An dieser Stelle hat die Redaktion eine neue Rubrik eingefügt, die Sie von Fall zu Fall schnell über aktuelle Beobachtungen und Ergebnisse informieren soll. Diese Informationen gehen wegen der langen Vorlaufzeit unseres Journals meist erst nach Redaktionsschluss ein. Die Redaktion und unsere Mitarbeiter im Bild- und Textlayout versuchen hier noch im letztmöglichen Augenblick vor der Drucklegung interessante aktuelle Informationen im Journal unterzubringen. Diese Rubrik lebt von Ihren Schnellmitteilungen. Bitte schreiben Sie uns. Teilen Sie uns die wirklich brandheißen News mit. Wir werden versuchen, sie noch zu verwenden, solange der Platz und die Zeit ausreichen. Viel Spaß bei der Lektüre dieser Seiten. Sollte die Vorlaufzeit des Journals für ein wichtiges unvorhergesehenes Ereignis wirklich zu lang sein, werden wir uns weiterhin bemühen, Sie mit Hilfe des Schnellzirkulars (s. Abb. rechts) zu informieren. Der Vorstand Komet C/2002 C1 (Ikeya-Zhang) hell am Frühjahrshimmel! von Maik Meyer Abb. 1: Sichtbarkeitsdiagramm der helleren Frühjahrskometen am Morgenhimmel Abb. 2: Sichtbarkeitsdiagramm der helleren Frühjahrskometen am Abendhimmel Visuelle Amateurentdeckungen haben in Zeiten automatischer Suchprogramme, wie z. B. LINEAR, einen hohen Seltenheitswert. Am entdeckten die Amateure Kaoru Ikeya (Japan) und Daqing Zhang (China) unabhängig voneinander visuell einen 8 mag hellen Kometen im Sternbild Walfisch. Kaoru Ikeya hat übrigens in den 60er Jahren bereits 5 Kometen entdeckt, darunter den hellen Kreutz- Kometen C/1965 S1 (Ikeya-Seki). Die ersten Bahnrechnungen ließen erkennen, dass der Komet C/2002 C1 (Ikeya- Zhang) ein Perihel in geringem Sonnenabstand durchlaufen würde, und Beobachtungen kurz nach der Entdeckung zeigten ein gut kondensiertes Objekt, welches selbst in geringen Horizonthöhen leicht mit einem Feldstecher beobachtbar war. Die zweite Bahn verschob den Periheldurchgang um 10 Tage auf den bei einer Sonnendistanz von nur 0,5 AE. Nach den aktuellsten Bahnelementen und letzten Beobachtungen könnte der Komet Ende März bis zu 3 mag hell werden. Die nachfolgende Ephemeride enthält neben den Positionen auch Angaben zur Beobachtbarkeit. Danach wird er bis Anfang April tief am Horizont abends sichtbar sein, wobei eine gute und dunstfreie Sicht erforderlich ist. In der Folge steigt er am Morgenhimmel steil höher, um im Mai im Zenit mit vielleicht 6 mag beobachtbar zu sein. Die weitere Entwicklung wird noch bis weit in den Sommer zu verfolgen sein. Der Komet wird Ende April seine geringste Erddistanz bei etwa 0,4 AE erreichen und damit ein ausgedehntes Objekt darstellen. Abschätzungen der maximalen Schweiflänge nach einer empirischen Formel von Andreas Kammerer ergeben Längen um 5 Ende März, wobei dies aber eine klare Sicht erfordert. In den abgebildeten Sichtbarkeitsdiagrammen sind auch die Kometen C/2000 WM1 (LINEAR) und C/2001 OG108 (LONEOS) dargestellt, die wenngleich schwächer als C/2002 C1 auch mit dem Feldstecher beobachtbar sein sollten. Aktuelle Ephemeriden und Helligkeitsangaben finden sich hierzu auf den Internetseiten der Fachgruppe Kometen Anmerkung der Redaktion: Am wurde auf Veranlassung des Vorstandes der VdS das Schnellzirkular Nr. 4 an die Mitglieder verschickt. Anlass war die Voraussage der hohen Helligkeit des Kometen. Der Vorstand dankt Maik Meyer für das Verfassen des Textes für das Zirkular. Die Redaktion weist in diesem Zusammenhang auch ausdrücklich auf das periodisch erscheinende Mitteilungsblatt der Fachgruppe Kometen der VdS hin: Schweifstern.

7 NACH REDAKTIONSSCHLUSS 5 Abb. 3 (rechts): Komet C/2002 C2 Ikeya-Zhang am , aufgenommen von 17:22 bis 17:45 von Michael Jäger mit einer 200/300-mm-Schmidt-Kamera. Erfertigte ein Komposit aus zwei Aufnahmen an, die 13 Minuten auf Kodalith (hyp.) bzw. 6 Minuten auf TP (hyp.) belichtet wurden. Abb. 4 (ganz rechts): Komet C/2002 C2 Ikeya-Zhang am , aufgenommen von 18:05 bis 18:42 UT von Konrad Horn. Er belichtete an einem 100 / 500-mm- Refraktor 30 x 60 Sek. mit einer AUDINE CCD-Kamera. Daten R.A. Dek. r delta Hell. R.A. Dek. Topt H UT h m AE AE mag h m hh:mm , ,66 1,17 5,4 0 59, : , ,61 1,09 4,9 1 07, : , ,55 1,00 4,3 1 16, : , ,52 0,90 3,8 1 22, : , ,51 0,80 3,4 1 25, : , ,53 0,71 3,3 1 22, : , ,57 0,63 3,4 1 12, : , ,64 0,56 3,6 0 54, : , ,71 0,51 3,9 0 27, : , ,79 0,47 4, , : , ,87 0,43 4, , : , ,95 0,41 4, , : , ,04 0,41 5, , : , ,12 0,41 5, , : , ,21 0,44 5, , : , ,29 0,47 6, , : , ,38 0,52 6, , : , ,46 0,58 7, , : , ,54 0,65 7, , : , ,62 0,73 8, , : , ,70 0,81 8, , : , ,77 0,91 9, , : , ,85 1,00 9, , : , ,93 1,11 9, , : , ,00 1,22 10, , :17 33 Tab. 1: Ephemeride für Komet C/2002 C1 (Ikeya-Zhang) Bahnelemente (MPEC 2002-C60): T = ,9118; Länge des aufsteigenden Knotens = 93,2016 ; Argument des Perihels = 34,2075 ; Bahnneigung = 28,1176 ; q = 0, AE; e = 1,0 Erläuterungen zur Tabelle: r = Abstand zur Sonne in AE; delta = Abstand zur Erde in AE; Hell. = Helligkeit in Größenklassen; Topt = optimale Beobachtungszeit in MEZ (Sonne mindestens 16 unter dem Horizont); H = Höhe am Himmel bei Topt.

8 6 SCHWERPUNKTTHEMA 20 Jahre VdS-Fachgruppe Astrofotografie von Peter Riepe Im Jahre 1982 wurde die VdS-Fachgruppe Astrofotografie anlässlich der Jubliläumstagung der Volkssternwarte Bonn gegründet. Rainer Beck - damaliges VdS-Vorstandsmitglied und reger Aktivist in Bonn - sah die Notwendigkeit, den VdS-Mitgliedern endlich auch eine Gruppe astrofotografisch erfahrener Sternfreunde als Berater zur Seite zu stellen [1]. Zunächst wurde die Fachgruppe von den Mitgliedern der Astronomischen Arbeitsgemeinschaft Bochum geführt. Bald aber schon schlossen sich Sternfreunde aus ganz Deutschland an. Damals übernahm Werner Celnik die Fachgruppenleitung, die später an Peter Riepe überging. Welche Aufgaben hat die Fachgruppe? In erster Linie soll sie die VdS-Mitglieder bei der Ausübung ihres Hobbies unterstützen. Das geschieht grundsätzlich auf drei Wegen: a) durch Beantwortung von Anfragen zu theoretischen Grundlagen und Praxis der Astrofotografie, b) durch Publikation von Artikeln in astronomischen Zeitschriften und c) durch Veranstaltung einer jährlichen astronomischen Tagung (BoHeTa), bei der der Erfahrungsaustausch mit anderen Sternfreunden Vorrang hat. Die früher ausgedehnten brieflichen Anfragen sind mittlerweile stark zurückgegangen. Sie werden heute zum größten Teil über abgewickelt. An die - Adressen der Fachgruppenmitglieder kommt man über die Homepage: Ab Mitte der 80er Jahre arbeitete die Fachgruppe Astrofotografie lange Zeit redaktionell mit Sterne und Weltraum (SuW) zusammen. Das bedeutete in der Vor-Neckel-Zeit, dass Amateur-Artikel für SuW auch von Mitgliedern der Fachgruppe redigiert wurden. SuW-Leser können noch heute ihre Astrofotografie- Manuskripte zur kritischen Durchsicht der Fachgruppe zusenden. Lange Zeit gab es die von uns betreute Rubrik SuW im Bild, die vielleicht einmal wieder erblühen könnte. Inzwischen ist die Einsendung astrofotografischer Artikel und Bildresultate zur Publikation im VdS-Journal gut angelaufen. Grundsätzlich gehen alle Astrofotografie-Berichte an die Fachgruppenleitung, Abb. 1: Aus alten Tagen. Bochumer Sternfreunde (Interessengemeinschaft Astrofotografie Bochum und Astronomische Arbeitsgemeinschaft Bochum) zu Besuch bei den Astrofotografen der Düsseldorfer Benzenberg-Sternwarte im Jahre Die Kontakte zwischen rheinischen und westfälischen Amateuren haben sich bis heute bestens gehalten und wurden in der regelmäßig von Bernd Koch geführten Solinger Stammtischrunde wesentlich erweitert. Heute umfasst die VdS-Fachgruppe Astrofotografie den folgenden Kern aktiver Astrofotografen: Ulrich Brämer, Bochum Michael Breite, Wuppertal Peter Bresseler, Lüneburg Dr. Werner Celnik, Rheinberg Dr. Livia Cordis, Berlin Bernd Flach-Wilken, Wirges Otto Guthier, Heppenheim Philipp Keller, Pentling Bernd Koch, Sörth Michael Kunze, Moers Bruno Mattern, Hamburg Dr. Dennis Möller, Göttingen Josef Müller, Irmtraud Bernd Reitemeier, Bochum Peter Riepe, Bochum Bernd Schatzmann, Flensburg Bernd Schröter, Melle Rainer Sparenberg, Haltern Dirk Sprungmann, Sprockhövel Dr. Norbert Stapper, Monheim Dr. Harald Tomsik, Marl Volker Wendel, Mutterstadt Guido Weselowski, Köln selbst wenn sie vorher der VdS-Geschäftsstelle zugeschickt wurden. So hilft die Fachgruppe dem Redaktionsteam bei der Zusammenstellung druckfertiger Manuskripte. Alle Fachgruppenmitglieder betreiben die Astrofotografie als intensives Hobby. Schwerpunkte dabei sind: Stellarfotografie mit kurzen, mittleren und langen Brennweiten (wobei unterschiedliche Teleskoptypen zum Einsatz kommen), Kometenfotografie, Mond- und Planetenfotografie, Instrumententechnik, Aufnahmetechnik und Bildverarbeitung (konventionelle Film- und Labortechnik, CCD-Technik), astrofotografische Exkursionen. Im Oktober 1993 wurde innerhalb der Fachgruppe Astrofotografie der Arbeitskreis CCD-Technik gegründet, der im März 1994 zur eigenständigen VdS- Fachgruppe CCD-Technik geworden ist. Wer zum Thema CCD Fragen hat, sollte unterscheiden, ob es sich um die fotografischen Anwendungen handelt (dann: Fachgruppe Astrofotografie kontaktieren) oder mehr um die technischen Probleme (dann: Fachgruppe CCD-Technik). Inzwischen ist eine enge Zusammenarbeit mit der VdS-Fachgruppe Deep-Sky entstanden. Es gibt übergreifende Projekte, z.b. Galaxiengruppen und Wechselwirkende Galaxien oder das neue Gemeinschaftsprojekt Zwerggalaxien. Die von den visuellen Deep-Sky-Beobachtern jährlich auf dem Eisenberg veranstaltete Deep- Sky-Tagung beinhaltet grundsätzlich auch

9 SCHWERPUNKTTHEMA 7 einen astrofotografischen Vortragsteil unter Mitwirkung unserer Fachgruppe. Die Fachgruppe hat eine 85-seitige Informationsschrift Einführung in die Stellarfotografie herausgegeben. Diese Schrift richtet sich in erster Linie an den Anfänger, der noch nicht mit der fortgeschrittenen Fachliteratur arbeitet. Sie kann auf dem Postweg bei der Fachgruppenleitung bestellt werden, die Kosten betragen 6 für VdS-Mitglieder (Selbstkosten = Kopierkosten + Porto) bzw. 7,50 für Nichtmitglieder (jeweils Verrechnungsscheck beifügen). Literaturhinweise [1] P. Riepe et al.: Neue VdS-Fachgruppe Astrophotographie; SuW 21, 538 (12/1982) Astro-Farbfotografie unter dem Vorstadthimmel von Bernd Bleiziffer Abb. 1: Fokalaufnahme des Crescent-Nebels NGC 6888 mit Celestron 8 (f = 2230 mm). Belichtungszeit 150 Minuten auf Kodak Ektachrome 200 professional inkl. IDAS- Filter. Abb. 2: Im Fuhrmann liegt IC 405, eine Mischung aus Emissions- und Reflexionsnebel. Instrument, Film und Filter wie Abb. 1, Belichtungszeit 108 Minuten. Obwohl ich mich schon seit vielen Jahren der Astrofotografie - speziell im Bereich Deep-Sky - verschrieben habe, haben sich für mich seit der Anschaffung des IDAS- Interferenzfilters, das ich als Gelegenheit auf dem astronomischen Tausch- und Trödeltreff (ATT) in Essen im Mai 2001 erstand, völlig neue Perspektiven eröffnet. Der IDAS-Filter blockt den größten Teil des von den künstlichen Lichtquellen erzeugten Spektrums ab, lässt aber die für die Astrofotografie wichtigen Emissionen - besonders im Hα-Bereich - weitgehend durch. Diese Eigenschaften sind nicht neu, da es bis zur Markteinführung den Lumicon Deep-Sky-Filter gab (und heute auch noch gibt), der prinzipiell den gleichen Zweck erfüllt. Neu ist aber, dass der IDAS-Filter im Gegensatz zum Lumicon Deep-Sky-Filter keinen Magentastich hinterlässt, sondern einen schönen natürlichen blaugrauen Hintergrund erzeugt. Dazu kommt noch, dass die Belichtungszeitverlängerung nicht so hoch ausfällt, so dass man problemlos auch mit Öffnungsverhältnissen von f/10 bis f/12 bei Belichtungszeiten ab 60 Min. gut gedeckte Dias bzw. Negative erhält. Natürlich hängt das auch von der allgemeinen nominalen als auch von der spektralen Empfindlichkeit des verwendeten Filmes ab, sowie von der Helligkeit des Objektes selbst. Das Beispiel Bubble-Nebel, dessen Belichtung ich unfreiwillig wegen aufziehender Zirren nach 60 Minuten abbrechen musste, zeigt das deutlich. Der Auslöser für die Anschaffung des IDAS-Interferenzfilters lag darin begründet, dass ich - bis auf Ausnahmen (z. B. Galaxienfotografie) - nicht mehr grundsätzlich bereit bin, weite Anfahrtswege in Kauf nehmen zu müssen, um unter den guten Himmelsbedingungen in der Eifel oder ähnlichen ländlichen Regionen gute bis brauchbare Astrofotos zu machen.

10 8 SCHWERPUNKTTHEMA Abb. 3: Dieses Bild vom Bubble-Nebel ist ein Komposit. Die erste Aufnahme wurde 120 Minuten belichtet, die zweite 67 Minuten. Instrument, Film und Filter wie in Abb. 1. Abb. 4: Der weniger bekannte Nebel NGC 7538 steht im Cepheus. Instrument, Film und Filter wie in Abb. 1, Belichtung 120 Minuten. Hinzu kommt, dass ich nicht mitten in der Stadt wohne, sondern in einer Hofschaft, ganz am Stadtrand von Solingen gelegen, wo die Bedingungen deutlich besser sind als aus der Stadt selbst heraus. Sie sind aber immer noch nicht gut genug, um brauchbare Nebelaufnahmen ohne Filter machen zu können. Und genau hier zeigt sich die wahrlich überwältigende Wirkung des IDAS-Filters, der insbesondere mit dem allseits bekannten Farbfilm Kodak Ektachrome 200 Professional hervorragend harmoniert. Hinzu kommt, dass der E 200 besonders im roten Bereich extrem empfindlich ist. Allerdings lasse ich diesen Film aufgrund des kleinen Öffnungsverhältnisses meines C8 (2230 mm, f/11) auf Pushstufe 2 (ISO 640) entwickeln, um die Belichtungszeit von standardmäßig 2 bis maximal 2,5 Stunden nicht überschreiten zu müssen, was auch nicht notwendig ist, denn der Himmelshintergrund tritt bei dieser langen Belichtungszeit auch mit Filter schon in Erscheinung. Er ist aber noch dunkel genug, so dass sich das fotografierte Objekt noch sehr deutlich abhebt. Somit ist eine wirkungsvolle Bearbeitung des Rohscans möglich. Der Crescent-Nebel NGC 6888 (Abb. 1) war das erste Objekt meiner Begierde, das ich mit dem IDAS-Filter fotografierte. Der Schwan befand sich zum Aufnahmezeitpunkt im Südosten und war noch etwa 20 vom Zenit entfernt. Von der Milchstraße kaum eine Spur zu sehen, stellte ich mit Hilfe der digitalen Teilkreise den Nebel ein. Visuell war er nicht sichtbar, aber anhand der markanten rautenförmigen Sternkonstellation, in der sich NGC 6888 befindet, konnte ich ihn schnell auf der Mattscheibe zentrieren. In der sternenreichen Region hatte ich auf Anhieb einen schwachen aber geeigneten Leitstern gefunden, im Doppelfadenkreuzokular zentriert und dieses gegen den ST-4-Kopf ausgetauscht. Nach Einstellung der Parameter konnte ich dann in den Trackmodus wechseln. Erschwerend kam jedoch hinzu, dass ich eine Integrationszeit von 7 Sekunden einstellen musste, um auf einen ausreichend hellen Wert im Value- Feld zu kommen. Er lag zwischen 10 und 15, trotz maximaler Erhöhung der Empfindlichkeit. Das mag auch am nicht besonders guten Seeing gelegen haben, das den Leitstern wahrscheinlich zu einem mehr oder weniger großen Scheibchen auf dem Pixelfeld verschmiert hat. Dann hatte ich zudem zeitweise mit einem böigen Wind zu kämpfen, besonders während der ersten 60 Minuten. Aber dank der Stabilität der G11-Montierung hat der ST-4 die Abweichungen, die durch die Windböen verursacht wurden, kompensieren können, so dass die Sterne während der insgesamt 2,5-stündigen Belichtungszeit exakt punktförmig abgebildet wurden. Bei der ersten Betrachtung der entwickelten Aufnahme fiel auf, dass der Himmelshintergrund durch die Verwendung des IDAS-Filters nicht grün wiedergegeben wird, wie es bei Belichtungen ohne Filter mit dem E 200 typisch ist, sondern sehr natürlich in einem neutralen grau-blau. Und nicht nur das: Auch die Sterne behalten weitestgehend ihre natürlichen Farben, die unter Verwendung des Lumicon Deep- Sky-Filters magentastichig wiedergegeben werden. Das hat zur Folge, dass sich das Objekt schon unbearbeitet sehr gut und kontrastreich abhebt. Astrofotografen, die nicht über konventionelle oder digitale Weiterverarbeitungsmöglichkeiten verfügen, erhalten damit ein Optimum an Qualität. Nach mehrwöchiger Astroabstinenz (Sommerpause) hatte ich dann Gelegenheit, am 16. Oktober 2001 die Probe aufs Exempel machen zu können, denn ich hatte

11 SCHWERPUNKTTHEMA 9 Abb. 5: Der farbenprächtige Reflexionsnebel NGC 1977 steht knapp nördlich von M 42, dem bekannten Orion-Nebel. Instrument und Film wie in Abb. 1, hier aber ohne Filter als Zweifach-Komposit jeweils 120 Minuten belichtet. an diesem Abend keine Lust, meine Astroausrüstung ins Auto zu packen und mich auf einen Acker nur ein paar hundert Meter von der Wohnung entfernt zu stellen. Ich entschloss mich daher, die Sachen direkt hinter unserem Haus aufzubauen. Dabei habe ich die störende Nachbarschaftsbeleuchtung, die sich nur etwa 10 bis 30 Meter von mir entfernt befand, bewusst in Kauf genommen. Mir war es wichtig zu erfahren, wo die Grenzen des IDAS-Filters liegen, wenn in unmittelbarer Nähe störendes künstliches Nebenlicht einschließlich Weihnachtsbeleuchtung vorhanden ist. Die Aufnahmen von IC 405 (Abb. 2) und NGC 2174 (s. u.) sind unter diesen Bedingungen entstanden. An Dunkeladaption der Augen war nicht zu denken. Bei nur mäßiger Durchsicht (visuelle Grenzhelligkeit vielleicht 5 mag) war es nicht ganz einfach, die zuvor in Guide 7.0 ausgedruckte Sternkonstellation, in der sich der Bubble-Nebel (Abb. 3) befand, im Kamerasucher zu identifizieren. Ich musste mit einer Hand immer das Licht einer Lampe abschirmen, um die Sterne einigermaßen gut erkennen zu können. Das ging dann auch recht gut. Na ja, nach Einstellung des Leitsterns und der ST-4- Parameter konnte ich dann loslegen und belichtete die erste Aufnahme 2 Stunden. Während dieser Zeit zeigte mir das Display durchweg gute Werte. Da ich mich zu Hause befand und alleine am Fernrohr stand, wurde es ziemlich langweilig. Ich bin dann in die Wohnung gegangen und habe mich während der Belichtung anderweitig beschäftigt. Allerdings bin ich etwa alle 30 Minuten wieder zum Fernrohr gegangen und habe nachgesehen, ob der Autoguider gut lief, was er auch immer tat, getreu nach dem Motto: Vertrauen ist gut - Kontrolle ist besser. Nach der ersten Aufnahme wollte ich für ein Komposit noch eine zweite machen, musste aber die Belichtung wegen aufziehender Zirren nach einer Stunde abbrechen. Einige Tage später brachte ich dann den Film ins Fachlabor und war begeistert: Trotz der widrigen Bedingungen hatte ich beim Bubble-Nebel quasi die gleiche Qualität erreicht wie bei NGC 6888, den ich ja unter vergleichsweise besseren Bedingungen auf freiem Feld fotografiert hatte. Etwa 4 Wochen später nahm ich dann ebenfalls direkt hinter unserem Haus den in unmittelbarer Nähe zum Bubble-Nebel gelegenen NGC 7538 (Abb. 4) auf. Diesmal entwickelte ich die Aufnahme selbst. Ein Unterschied zu den im Fachlabor entwickelten Aufnahmen war kaum zu sehen, was mir zeigte, dass das Fachlabor, bei dem ich meine Aufnahmen entwickeln ließ, nicht nur saubere Arbeit leistete, sondern auch mit relativ frischer Chemie die Filme entwickelte. Fazit bezüglich Nebelfotografie im Hα- Bereich: Der IDAS-Filter ist für Astrofotografen, die Wert auf höchste Qualität unter lichtverschmutzem Himmel legen, ein absolutes MUSS. Zwar wären unter dunklerem Himmel noch bessere Ergebnisse erreichbar, jedoch ist es nicht mehr zwingend erforderlich, weitere Anfahrtswege in Kauf zu nehmen. Was die Belichtungszeiten bei Blende 10 bis 11 in Verbindung mit dem E 200 angeht, so erreicht man unter aufgehelltem Himmel mit Filter einen ähnlich hellen Hintergrund wie unter dunklem Himmel ohne Filter. So kam auch der Reflexionsnebel NGC 1977 farbenprächtig heraus (Abb. 5). In welchem Maße die Rohscans allerdings noch zu bearbeiten sind, ehe die endgültigen

12 10 SCHWERPUNKTTHEMA Resultate vorliegen, zeigt das Beispiel der HII-Region NGC 2174 (Abb. 6a und Abb. 6b). Zugegebenermaßen ist der IDAS-Filter mit ca. 350,- Anschaffungskosten kein billiges Vergnügen. Wenn man aber schon viel Geld in eine Montierung, Optik und sonstiges teures Zubehör investiert, dann sollte man auch hier nicht sparen, sofern es der Geldbeutel zulässt. Diese Investition lohnt sich auf jeden Fall, was auch viele Aufnahmen anderer Astrofotografen belegen. Abb. 6: In den nördlichsten Ausläufern des Orion liegt die helle HII-Region NGC Abgesehen von der IDAS- Filterung ist noch eine intensive Bildbearbeitung der Rohscans nötig: (oben) Rohscan einer 108-minütigen Einzelbelichtung, (unten) Komposit zweier Fokalaufnahmen, 108 und 120 Minuten belichtet mit dem Celestron 8 (Endbearbeitung). IMPRESSUM VdS-Journal für Astronomie Zeitschrift der Vereinigung der Sternfreunde (VdS) e.v. Herausgeber: Vereinigung der Sternfreunde (VdS) e.v. Grafik- u. Bildbearbeitung: Dr. Werner E. Celnik und die Autoren Geschäftsstelle: Am Tonwerk 6, D Heppenheim Layout: Dipl. Des. Tina Gessinger Redaktion: Dr. Werner E. Celnik (Schriftführer) Otto Guthier (Vorsitzender) Wolfgang Steinicke Anzeigen: Otto Guthier c/o VdS-Geschäftsstelle Dr. Axel Thomas Litho und Druck: GKD-Medien, Bad Dürkheim Unter redaktioneller Mitarbeit der VdS-Fachgruppen-Redakteure und Vertrieb: Teutsch, Laudenbach von VdS-Mitgliedern Bezug: VdS-Journal für Astronomie erscheint Internet: dreimal pro Jahr und ist im Mitgliedsbeitrag von Euro 25,00, bzw. ermäßigt Euro 18,00 pro Jahr enthalten Beiträge werden erbeten an: VdS-Geschäftsstelle, Am Tonwerk 6, D Heppenheim und an die Redakteure der VdS-Fachgruppen (siehe Redaktionsliste). Der Redaktionsschluß für die nächste Ausgabe (II/2002) ist der Mit dem Einsenden gibt der Autor sein Einverständnis zum Abdruck im VdS-Journal für Astronomie. Das Copyright obliegt den jeweiligen Autoren. Die abgedruckten Texte geben nicht unbedingt die Meinung der Redaktion wieder.

13 SCHWERPUNKTTHEMA 11 Deep-Sky-Astrofotografie in lichtverschmutzten Gebieten von Bernd Reitemeier und Dirk Sprungmann Nur wenige Amateurastronomen genießen den Vorzug, ihr Hobby daheim unter einem dunklen Himmel praktizieren zu können. Die Mehrheit hingegen ist darauf angewiesen, die Städte zu verlassen, um Orte geringer Lichtverschmutzung aufzusuchen; das heißt, dass Mobilität verlangt wird. Allerdings hat diese Anforderung der Mobilität gerade im Hinblick auf die Deep- Sky-Astrofotografie mehrere entscheidende Nachteile, die effektiv dazu führen, dass das Hobby zu selten betrieben werden kann. Möchte man einen dunklen Ort abseits der Heimatstadt aufsuchen, so kostet dies aufgrund des Gerätetransportes samt Auf- und Abbau Zeit, die aus beruflichen Gründen hauptsächlich nur am Wochenende zu finden ist, leider ist dann meist das Wetter instabil oder der Vollmond zerstört die Vorfreude auf die nächtliche Fotoexkursion. Auch der Komfort ist besonders im Winter während des mobilen Einsatzes nicht groß, so dass man sich in solchen Nächten oft ins heimische Wohnzimmer versetzt wünscht - zumal man dank des ST-4 Star Trackers während der Belichtung ohnehin nicht ausgelastet ist. Es wäre daher ideal, wenn man der Leidenschaft der Deep-Sky-Fotografie auch spontan daheim nachgehen könnte und die mobilen Einsätze auf die wenigen Nächte des Jahres konzentriert, die sich hierzu anbieten. Auf diese Weise sollte die Zahl der Beobachtungen beträchtlich steigen. Vorüberlegungen Befindet sich das Heim nicht direkt inmitten eines Großstadtkernes, sondern etwas abgelegen am Stadtrand (Grenzgröße ca. 4,8 bis 5,0 mag) und besitzt man die Möglichkeit das Instrument eventuell sogar fest auf einem Balkon oder einer Terrasse zu installieren, so hat man bereits gute fotografische Voraussetzungen. Gerade wenn man in der Lage ist, das Instrument bzw. nur die Montierung fest zu installieren, erreicht man einen hohen Grad an Spontaneität, Beobachtungen durchzuführen. Abb. 1 zeigt eine Säule, die dazu dienen sollte, die Montierung fest aufzustellen, um die Polachse fixieren zu können. Abb. 1: Feste Säule zur stationären Aufstellung der Montierung Filme und Filter Deep-Sky-Fotografie aus der Stadt bedeutet zugleich eine Beschränkung auf Schwarz-Weiß-Filmmaterial, da aufgrund der kurzen Ausbelichtungszeiten auch geringe Objektschwärzungen zu erwarten sind, die eine hohe Gradation erfordern. Nach unserer Kenntnis kommt man daher nicht um den gehyperten Technical Pan Film von Kodak herum. Andere S/W-Filme wie der Kodak T-Max oder der Agfa Pan 400 erreichen nicht den Kontrast des TP-2415 und besitzen auch ein wesentlich größeres Schwarzschildverhalten, was den Einsatz dichter Rotfilter (z.b. RG 645, Lumicon Hα-Pass) hinsichtlich der Ausbelichtungszeiten erschwert. Zudem bricht die spektrale Empfindlichkeit des T-Max im Hα- Abb. 2: Transmissionskurve der Kantenfilter RG 610, RG 645 und des Interferenzfilters Lumicon Deep-Sky.

14 12 SCHWERPUNKTTHEMA Abb. 3: Orionnebel mit Refraktor 101/540 mm, Lumicon Deep-Sky-Filter, weitere Beschreibung s. Text. Bereich stark ein, so dass dieser Film zum Fotografieren von HII-Regionen ohnehin ungeeignet ist. Filter dienen zudem der Kontraststeigerung, indem sie den primären spektralen Anteil der städtischen Lichtverschmutzung im Bereich 540 nm bis 630 nm absorbieren und auf diese Weise die Differenz zwischen Objektsignal und Grundschwärzung vergrößern. Dieser Wellenlängenbereich kann entweder selektiv mittels eines Interferenzfilters abgeblockt werden oder man lässt mittels eines steilen Kantenfilters erst Wellenlängen ab 630 nm passieren. Das Diagramm in Abb. 2 zeigt die Transmissionskurven τ(λ) der Kantenfilter RG 610, RG 645 und die des Interferenzfilters Lumicon Deep-Sky. Dabei ist τ die Transmission (1 = 100%), während λ die Wellenlänge des Lichtes in Nanometern darstellt. Beim Lumicon Deep-Sky erkennt man gut den lokalen Transmissionseinbruch im Wellenlängenbereich der Lichtverschmutzung. Konkrete Filter in Kombination mit dem TP Der Einsatz bestimmter Filter richtet sich grundsätzlich nach dem zu fotografierenden Objekt. Der Einsatz eines steilen Kantenfilters, der erst ab 630 nm transparent wird, dürfte zum Ablichten eines Objektes, das bei 500 nm strahlt, wenig erfolgversprechend sein. Vor der Aufnahme sollte einem also klar sein, in welchem Spektralbereich das Objekt Licht emittiert. Probleme bereiten hier besonders Galaxien, da diese ein kontinuierliches Spektrum aufweisen, auch Kometen können in dieser Hinsicht Schwierigkeiten bereiten; bei diesen Objekten möchte man also so wenig Licht wie möglich aus dem Gesamtfluss verlieren. Daher bietet sich in diesem Fall ein Interferenzfilter an, der lediglich den von der Lichtverschmutzung betroffenen Spektralbereich abhält. Bewährt hat sich das Lumicon Deep-Sky- Filter, das auch mit T-Gewinde erhältlich ist. Seit kurzem ist von der Firma Vixen das sogenannte Tokai-Filter auf dem Markt, das sich an das Deep-Sky-Filter anlehnt. Einige Amateure konnten mit diesem Filter sogar in Farbe auf Kodak E 200 gute Ergebnisse aus der Stadt gewinnen. Bei der Fotografie von HII-Regionen, die vornehmlich im Hα-Licht bei 656 nm strahlen, wird man bei der Wahl des Filters flexibler. Wasserstoffnebel lassen sich ebenfalls mit dem Deep-Sky Filter von Lumicon kontrastreich darstellen. Als Beispiel hierfür dient die Aufnahme der HII-Regionen um γ Cygni, welche am Stadtrand von Bochum entstand. Nun kommen jedoch auch die Kantenfilter RG 610 und RG 645 von Schott zum Zuge, da die Wasserstoffnebel nur im roten Licht strahlen und der Bereich vor 656 nm daher nicht von Interesse ist. Der RG 610 ist allerdings nur eingeschränkt einsetzbar, da dieser bereits bei 600 nm transparent wird und daher noch städtisches Streulicht passieren lässt er lohnt sich hingegen bei helleren Objekten, die nur kurze Belichtungszeiten erfordern. Der RG 645 hingegen erlaubt bereits bei relativ lichtstarken Optiken lange Ausbelichtungszeiten auf TP. Am Bochumer Stadtrand konnten wir bei einer Grenzgröße von ca. 5,0 mag im Zenit bei Blende 4 auf TP 2415 hyp. mit dem RG 645 eine Ausbelichtungszeit von 120 Min. erzielen. Interessanterweise hat sich gezeigt, dass der Kontrast von Deep-Sky-Aufnahmen steigt, wenn der Himmelshintergrund auf dem Negativ nicht andeutungsweise, sondern bereits deutlich erkennbar wird. Der Grund hierfür wird in der Anbelichtung liegen, die die Emulsion durch den diffusen Himmelshintergrund erfährt und damit für das direkte Licht des Himmelsobjektes sensibilisiert wird. Es existiert dabei ein Kontrastmaximum, da der Kontrastgewinn des Sensibilisierungseffektes bei längerer Belichtung durch das Zulaufen des Himmelshintergrundes wieder aufgehoben wird. Man kann die optimale Ausbelichtungszeit experimentell ermitteln und anschließend den ortsspezifischen Belichtungsfaktor der

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16 14 SCHWERPUNKTTHEMA Abb. 4: Region um γ Cygni mit Refraktor 101/540 mm, Lumicon Deep-Sky-Filter, weitere Beschreibung s. Text. Abb. 5: NGC 281 in Cassiopeia, mit 200/800 mm Newton, Lumicon Deep-Sky-Filter, weitere Beschreibung s. Text. Himmelsaufhellung berechnen. Dies erfolgt über k = t max E / N (2/p) (1) mit den Variablen t max k N p E = Ausbelichtungszeit in Minuten = Belichtungsfaktor resultierend aus der Himmelsaufhellung = Öffnungsverhältnis der Aufnahmeoptik = Schwarzschildexponent (beim TP 2415 hyp. ist p=1) = Filmempfindlichkeit in ASA Auf die gleiche Weise können im folgenden die Verlängerungsfaktoren ξ der entsprechenden Filter ermittelt werden : ξ = t filter E / (k N (2/p) ) (2) mit den Variablen t filter ξ = Ausbelichtungszeit mit Filter = Verlängerungsfaktor des Filters Nach unserer Erfahrung kann für den Bochumer Stadtrand ein Belichtungsfaktor von k = 125 angegeben werden. Für den Lumicon Deep-Sky Filter ergab sich ein Verlängerungsfaktor von ξ = 4,5; der des RG 645 liegt bei ξ = 12. Gesichtspunkte zu den Aufnahmeoptiken Grundsätzlich können alle fotografischen Optiken auch in der Stadt genutzt werden. Dabei erweisen sich normale Fotoobjektive zur Belichtung ausgedehnter Wasserstoffnebelfelder der Milchstraße als besonders dankbar, da sie mit den relativ preiswerten Kantenfiltern (RG 610, RG 645) frontseitig bestückt werden können. Da der Himmelshintergrund auf den Aufnahmen deutlich sichtbar wird, sollte man auf eine vignettierungsfreie oder zumindest vignettierungsarme Optik achten, um später in der Dunkelkammer ein homogenes Positiv erzeugen zu können. Der zum Bildfeldrand hin zunehmende Lichtabfall kann durch Abblenden verringert werden. Gerade wenn man später in der Dunkelkammer Kontrastverstärkungen anfertigen möchte, sollte man Wert auf eine geringe Vignettierung legen. Bei Newtonreflektoren und Refraktoren bzw. grundsätzlich bei Instrumenten größerer Öffnung müssen Filter im Strahlengang eingefügt werden. Da das Filterglas dann nicht mehr von einem parallelen sondern von einem konvergierenden Lichtbündel durchsetzt wird, findet am Filter Brechung statt, so dass der Fokus in Richtung des Films verschoben wird. Leider kann die Fokussierung durch die dichten Kantenfilter RG 645 etc. nicht mehr erfolgen, da visuell keine Sterne mehr erkannt werden können. Man muss vielmehr die optischen Dicken also die Strecke um die der Fokus versetzt wird der Filter vermessen und nach der filterlosen Fokussierung diese Korrektur über eine Messuhr an den Okularauszug übertragen. Mit der folgenden Gleichung kann die optische Dicke x theoretisch ermittelt werden. Da jedoch Glasdicke d, Brechungsindex n und Öffnungsverhältnis N nicht exakt bekannt sind, sollte man für jedes Filter individuell x durch einen Feinoptiker vermessen lassen.

17 SCHWERPUNKTTHEMA 15 x = d - [2 N d tan [arcsin [(1/n) sin [arctan (1/(2N))]]]] (3) Drei Fotografien als Beispiel Um einige Beispiele dafür zu liefern, was unter lichtverschmutzten Himmeln fotografisch erreichbar ist, sind drei Deep-Sky- Aufnahmen abgebildet, die im folgenden kurz erläutert seien. Abb. 3: Der Orionnebel M 42 wurde mit einem Genesis-Refraktor 101/540 mm 28 Min. auf Kodak TP 2415 hyp. belichtet. Als Filter kam das Lumicon Deep-Sky zum Einsatz; Aufnahmeort war der Bochumer Stadtrand mit einer abgeschätzten durchschnittlichen Grenzgröße von ca. 5,0 mag. Abb. 4: Ähnlich zu Aufnahme 1 entstand die Fotografie um γ Cygni. Auch hier fand der Genesis-Refraktor in Kombination mit TP und Deep-Sky-Filter Verwendung. Die Belichtungszeit betrug 60 Min. am selben Ort. Negativentwicklung jeweils: Kodak D-19, 6min bei 20 C. Abb. 5: Die HII-Region NGC 281 in der Cassiopeia entstand bereits am bei mäßig guter Durchsicht. Am Bochumer Stadtrand wurde 55 Min. durch einen 200/800 mm Newton auf TP 2415 hyp. belichtet. Als Filter kam auch hier das Lumicon Deep-Sky zum Einsatz. Negativentwicklung: Kodak D-19, 10min. bei 21 C. Zum Abschluss Wir hoffen, mit diesem Artikel gezeigt zu haben, dass Deep-Sky-Astrofotografie in lichtverschmutzten Gebieten, wenn auch begrenzt, möglich ist. Vielleicht können wir weitere Amateure dazu ermutigen ihr fotografisches Glück auch aus der Stadt heraus zu versuchen, zumal sich mittlerweile mit Hilfe der digitalen Bildbearbeitung noch ein deutlicher Informations- und Qualitätsgewinn erzielen lassen sollte. Somit erscheint die Astrofotografie aus lichtverschmutzten Gegenden wenn auch bezüglich der Reichweite nicht optimal, so doch hinsichtlich Ausbeute und Erfahrungsgewinn sehr lohnenswert zu sein. Literaturhinweise [1] Handbuch der Astrofotografie, Bernd Koch, Springer-Verlag [2] City Astronomy, Robin Scagell, Sky & Telescope Observer`s Guide Die Dunkelwolken im südlichen Schlangenträger von Peter Riepe und Rainer Sparenberg Im Frühsommer kulminieren gegen Mitternacht die schönsten Partien der Milchstraße. Der Skorpion mit seinen hellen Sternen geht voran, ihm folgt der Schütze mit den ausgedehnten Sternenwolken im Bereich des galaktischen Zentrums. Im südlichen Schlangenträger - zwischen Schütze und Skorpion - entdeckt man bei sehr dunklem Landhimmel bereits mit dem bloßen Auge zahlreiche markante Staubwolken. Sie verlaufen in Streifen, bilden dunkle Knoten und durchsetzen in auffälligen Mustern das Milchstraßenband. Das gilt insbesondere für die große E-förmige Dunkelwolke (Abb. 1). Dieser von uns gewählte Objektname entstammt nicht der offiziellen astronomischen Nomenklatur, sondern der Amateur-Praxis. Er spiegelt sehr treffend die Objektform wieder, auch wenn der südliche Bereich dieses spektakulären Dunkelwolkenkomplexes den meisten wohl eher als Pipe Nebula geläufig ist. Der etwa 2 große Pfeifenkopf wird von der Dunkelwolke Barnard 78 (B 78) gebildet. E. E. Barnard befasste sich seinerzeit mit der systematischen fotografischen Erfassung der Dunkelwolken in unserer Milchstraße. Nach Westen setzt bei B 78 der Pfeifenstiel an, eine rund 5 lange Dunkelwolkenkette, bestehend aus B 59, B 65, B 66 und B 67. Südlich davon gibt es im Skorpion noch weitere ähnliche, aber schwächere Staubstreifen. Bei klarer Sicht entdeckt man, dass der mittlere Horizontalstrich des großen E eine lange Fortsetzung nach Westsüdwesten hat, die allmählich dünner werdend auf die Sternengruppe um Antares zu läuft. Die zahlreichen parallel bzw. schindelförmig angeordneten Dunkelwolken treffen relativ steil auf den galaktischen Äquator. Insofern können sie keine parallel verlaufenden Begleiter der Spiralarme unserer Kugelhaufen α (2000) δ d / ' m v / mag Klasse NGC , ,0 10,2 10 NGC , ,1 6,6 4 NGC , ,5 7,15 8 NGC , ,6 9,0 9 NGC , ,1 9,2 7 NGC , ,9 8,2 4 NGC , ,8 8,42 6 NGC , ,9 9,0 3 NGC , ,3 10,7 4 NGC , ,3 7,9 8 NGC , ,0 9,9 4 NGC , ,0 9,6 - NGC , ,2 8,4 2 NGC , ,6 9,5 8 Palomar , ,2 13,6 11 Tabelle 1: Kugelsternhaufen im Gebiet um ϑ Ophiuchi. Die Klassen sind von 1 bis 12 definiert und beschreiben mit zunehmenden Werten den abnehmenden Konzentrationsgrad.

18 16 SCHWERPUNKTTHEMA Abb. 1: Der E-förmige Dunkelwolkenkomplex im Ophiuchus, aufgenommen am in Namibia (Farm Tivoli) mit 1:2,8/120 mm (Blende 4) auf Scotch Chrome 400, Belichtung 60 Minuten. Autoren: Dieter Sporenberg, Stefan Binnewies, Peter Riepe. Galaxis sein. Auch in anderen Galaxien, z.b. in der edge-on-galaxie NGC 891, werden solche Staubstreifen beobachtet, die kaminartig aus der äquatorialen Ebene hinauslaufen. Im unteren Drittel der E-förmigen Dunkelwolke liegt eine Anordnung von vier Sternen, die die geometrische Figur eines auf dem Kopf stehenden Drachens von 4 Höhe einnehmen. Der südlichste und hellste Stern davon ist ϑ Ophiuchi, ein 3,3 mag heller und sehr leuchtkräftiger B2-Typ mit einer absoluten Helligkeit von M v = -3 mag. In seinem Umfeld von ca. 10 x 15 liegt eine geballte Fülle weniger bekannter Kugelsternhaufen mit relativ kleinen scheinbaren Durchmessern (Tab. 1). Der Schlangenträger ist so reich an Kugelsternhaufen wie kein anderes Sternbild. Knapp 1,5 nordnordöstlich von ϑ Ophiuchi (Abb. 2) befindet sich die Dunkelwolke B 72, die durch ihre S-Form ins Auge sticht. Dieser Snake Nebula (Schlangen-Nebel, Abb. 3) zählt nicht unbedingt zu den leichten Fotomotiven. In Hartungs Handbuch Astronomical Objekts for Southern Telescopes fiel mir der Snake-Nebel Barnard 72 zwar auf, dennoch dachte ich zunächst nicht an eine Aufnahme. Als ich nun in der kleinen Bibliothek der Farm Tivoli stöberte, hielt ich nach kurzer Zeit die Uranometria in Händen. Dort bemerkte ich eine Bleistiftzeichnung von einem anderen Sternfreund, in der die Schlangenstruktur von Barnard 72 sehr gut wiedergegeben worden war. Von dieser Zeichnung angeregt, wollte ich das Objekt in der kommenden Nacht fotografieren. Von einer anderen Fotografie des Objekts wusste ich, dass neben dem Snake-Nebel noch weitere Dunkelwolken stehen. Diese Globulen sollten unbedingt noch mit auf meine Aufnahme. Mein Vorhaben teilte ich meinen anderen mitgereisten Sternfreunden mit. Die einen stimmten mir zu und ermutigten mich, das Objekt zu fotografieren. Ein anderer gab aber zu bedenken, dass Mars dem Snake-Nebel relativ nahe stand und das Bild durch Reflexe beeinträchtigt werden könnte. Ich entschied mich trotz der Bedenken dennoch für eine Aufnahme. In der folgenden klaren Nacht lag ich nun auf den Boden der Sternwarte, um das Objekt einzustellen. Da der Snake-Nebel sehr zenitnahe stand, musste ich diese unbequeme Haltung beibehalten - in der einen Hand die Uranometria, in der anderen die Rotlichtlampe. Beim Einstellen gab es noch ein kleines Problem. Sternhaufen und leuchtende Gasnebel waren meist so hell, dass man sie gut im Sucher der Kamera sehen konnte. Beim Objekt Barnard 72 war es nicht so, es war nur anhand der Sterne in der Uranometria einzustellen. Zunächst habe ich wie gewohnt einen hellen Stern im Zentrum des Gesichtsfelds gesucht und die Elektronik darauf kalibriert. Anschließend ließ ich das Teleskop selbstständig zu dem Objekt fahren. Die Erfahrungen haben aber gezeigt, dass das Objekt nie ganz in der Mitte war und immer wieder kleinere Korrekturen durchgeführt werden mussten. Weiterhin sollten neben dem Snake-Nebel auch noch die anderen Globulen im Gesichtsfeld der Kamera sein, so dass ich die gewohnte Nord- Süd-Ausrichtung der Kamera entsprechend ändern musste. Ich verglich immer wieder die Sterne im Gesichtsfeld mit den Sternen der Uranometria. Nach ca. 15 Minuten des Vergleichens hoffte ich, dass ich richtig lag und die Kamera auch richtig gedreht hatte, um alle Objekte im Gesichtsfeld zu haben. Ich belichtete die Aufnahme 90 Minuten, die Nachführung mit der ST-4 lief gut. Als ich später den Snake-Nebel mit den Globulen als Negativbild betrachtete, waren die Objekte im Gesichtsfeld genau so wie ich sie mir vorgestellt hatte und ich war froh, dass ich mir so viel Zeit beim Einstellen des Objekt gelassen hatte.

19 Anzeige 1/3 Seitehoch Intercon Spacetec Abb. 2: Tiefes Sternfeld östlich von ϑ Ophiuchi, fotografiert am in Namibia (Farm Tivoli). Schmidtkamera 1:1,65/225 mm, Belichtungszeit 60 Minuten auf TP 2415 (hyp), Rotfilter W 92. Autoren: Dieter Sporenberg, Stefan Binnewies, Peter Riepe. FILMMONTAGE Warum - das wird aus dem authentischen Bericht von Rainer Sparenberg ersichtlich (siehe Kasten). Das S des Snake-Nebels selbst hat Abmessungen von 17' x 12'. Nach Osten hin gibt es eine Fortsetzung, die gemäß Abb. 2 diffus in den mittleren Teil der E- förmigen Dunkelwolke übergeht. Der dem Stern SAO (m v = 6,7 mag, Spektraltyp K0 III) nächstgelegene Bereich von B 72 besticht durch seine extreme Schwärze. Hier dringt nur das Licht ganz weniger Sterne durch die dichten Staubmassen. Von seiner Form her ist auch das 30' x 60' große, zerfaserte Dunkelwolkensystem 1 nördlich von B 72 auffällig. Die abschließenden Bögen am Nord- und Südrand erwecken den Eindruck von Filamenten. Etwa 20' südlich von B 72 zieht sich die im Bericht genannte kleine Kette dunkler Globulen von Ost nach West. Die östlichste, B 70 mit Namen, gleicht einem tiefschwarzen Halbkreis von 8' x 5'. Extrem sind die Verhältnisse bei der nierenförmigen Globule B 68, die 20' westlich von SAO liegt. Sie ist etwa 400 Lichtjahre entfernt und hat einen wahren Durchmesser von 0,4 Lichtjahren. Messungen in verschiedenen Wellenlängenbereichen von J. Alves et al. am VLT der Europäischen Südsternwarte ergaben ein sehr genaues Dichteprofil von B 68. Daraus konnte gefolgert werden, dass diese Molekülwolke offenbar kurz vor dem Gravitationskollaps steht,

20 18 SCHWERPUNKTTHEMA Objekt α (2000) δ d E-Wolke x 6 B ' x 12' B ' x 3' B ' x 5' Tabelle 2: Dunkelwolken im südlichen Schlangenträger Abb. 3: Die Dunkelwolke Barnard 72, aufgenommen am auf Farm Tivoli/Namibia. Mit dem Hypergraphen 400/3200 mm von Bernd Schröter wurde 90 Minuten auf Fuji NHG II 800 belichtet. Autoren: Rainer Sparenberg und Volker Robering. d. h. aus ihr wird sich ein neuer Stern der Milchstraße bilden. In SuW 40, 625 (8/2001) gab es einen Bericht dazu ( Molekülwolke von hinten durchleuchtet ; leider unterlief ein Zahlendreher - nicht B 86!). Was die Wissenschaft für die Theorie der Sternentwicklung im Inneren von Globulen dringend benötigt, ist deren Gehalt an molekularem Wasserstoff. Der aber kann bei den extrem niedrigen Temperaturen in Dunkelwolken nicht direkt gemessen werden. Anhand von B 68 wurde nun ein Verfahren entwickelt, aus parallelen Extinktionsmessungen im mm- Wellenlängenbereich und im IR-Bereich die totale Masse solcher Dunkelwolken zu bestimmen (ESO Messenger No. 106, 42, December 2001). Daraus wiederum lässt sich unter Annahme eines gewissen Staub/Wasserstoff-Verhältnisses der Anteil an molekularem Wasserstoff gewinnen. Kometen mit dem T-Max 3200 von Bernd Gährken Kometen bewegen sich oft recht schnell über den Sternenhimmel. Bei einer Nachführung per Leitstern kann dies Probleme ergeben. Die Eigenbewegung führt zu einem Verschmieren des Objekts und Detailstrukturen verschwinden. Eine Nachführung auf den Kern ist auch nicht immer einfach. Bei vielen Kometen ist er zu schwach oder verschwindet in einer diffusen Koma. Eine Alternative ist die Verwendung hochempfindlichen Films mit kurzen Belichtungszeiten. Am besten eignet sich der Kodak T-Max Er kann standardmäßig auf ISO gepusht werden, doch sollen auch ISO möglich sein! Leider ist sein Schwarzschildexponent mit ca. 0,7 eher mäßig und das Korn nach dem Extrempush recht grob. Durch eine Addition mehrerer Negative lässt sich jedoch die Deckung vergrößern und das Kornrauschen verringern. Als im Sommer 2001 gerade zur Sichtbarkeit des Kometen Linear A2 der Deklinationsmotor meiner Montierung defekt war, ergab sich eine günstige Gelegenheit, die Methode zu testen. Die beste Beobachtungszeit für Linear A2 lag zwischen dem und dem In den ersten Tagen zog er bei ca. 4 mag mit 7 Bogensekunden pro Minute über den Himmel. In den letzten Tagen lag er bei 7 mag und ca. 2,5 Bogensekunden pro Minute. Bei einem Seeing von ca. 5 Bogensekunden hätte also zu Anfang etwa 1 Min. und am Ende etwa 2 Min. belichtet werden können. Zur Vorbereitung wurde die Technik zunächst am 8 mag hellen Hantelnebel getestet. Abb. 1a zeigt eines der mit 2700 dpi gescannten 2-Min.- Rohbilder. Abb. 1b ist aus der Mittelung von 12 Negativen entstanden. Die Verarbeitung erfolgte mit Giotto von Georg Dittié. Die Körnigkeit konnte so auf ein erträgliches Maß reduziert werden. Die Resultate bei M 27 waren so ermutigend, dass man den Einsatz bei Linear A2 riskieren konnte.

21 SCHWERPUNKTTHEMA 19 Die Aufnahmen entstanden in der Nacht vom 21. auf den Zu dieser Zeit war die Helligkeit des Kometen schon auf ca. 6 mag zurückgegangen. Die Belichtungszeit lag bei 210 Sekunden. Dies führte zwar zu einer Bewegungsunschärfe von ca. 10 Bogensekunden pro Aufnahme, doch dafür ist der schwache Schweif insgesamt besser durchgezeichnet. Die Abb. 2a zeigt ein unbehandeltes Original, Abb. 2b ein digitales Komposit aus 11 Einzelbildern. Durch die Bearbeitung wurden die Sterne zu schwachen Linien auseinandergezogen, der Komet ist jedoch recht gut sichtbar. Bei Abb. 2c wurde das Bild so bearbeitet, dass der Kometenkern deutlicher aus der Koma hervortritt und dadurch der feine innere Schweifansatz sichtbar wird. Es ist interessant, die Ergebnisse mit den zahlreich publizierten CCD-Aufnahmen zu Abb. 1: (a) M 27, eine von 12 Aufnahmen, die am 23./ mit einem 180-mm-Newton 2 Minuten auf T-Max 3200 (ISO 25000) belichtet wurden, mit 2700 dpi gescannt und um den Faktor 2 vergrößert. (b) Digitales Komposit aller 12 Einzelaufnahmen. Die Körnigkeit wird drastisch reduziert. Abb. 2: (a) Eines von 11 Einzelbildern des Kometen Linear A2, mit einem 180-mm-Newton f/5 am 21./ auf T-Max 3200 (ISO ) 210 Sekunden belichtet. (b) Mittel aus allen 11 Einzelbildern. (c) Leichtes logarithmisches Skalieren zeigt eine kleinere Koma, auch der feine Schweifansatz am Kometenkern kommt ein wenig besser heraus. vergleichen. Die digitalen Lichtsensoren sind immer noch mindestens um den Faktor 10 empfindlicher und die Auflösung ist eindeutig besser! Doch nicht jeder besitzt eine CCD-Kamera, die klassische Filmtechnik ist zudem handlicher und leichter zu transportieren. Na Kinder Wie hat es euch denn bei KOS und MOS auf der Sternwarte gefallen? Das war ganz toll, Tante Helga, aber der Mond müsste sein Gesicht immer mit Clerasil waschen!

22 20 SCHWERPUNKTTHEMA Zur Hypersensibilisierung von Farbnegativfilmen von Jens Moser, Stefan Binnewies und Frederico Juan Fisch Die Belichtungszeiten möglichst kurz zu halten, ist seit Entdeckung der Fotografie vor mehr als 150 Jahren ständiges Bestreben nahezu aller Fotografen. In der konventionellen Astrofotografie, der Arbeit mit Filmemulsionen, haben sich dazu drei Verfahren etabliert: die Hypersensibilisierung vor der Belichtung, die Tiefkühlung während der Belichtung und das Pushen nach der Belichtung. Dieser Artikel beschäftigt sich ausschließlich mit der Gashypersensibilisierung, insbesondere mir der Gashypersensibilisierung von Farbnegativfilmen. Allerdings sind die folgenden Handhabungshinweise auch auf Schwarz/Weiß- und Diapositivmaterial übertragbar, nur müssen für alle hier nicht aufgeführten Emulsionen Temperatur, Druck und Zeit gesondert durch Versuchsreihen ermittelt werden. Die Grenze jeder Hypersensibilisierung setzt dabei der ansteigende Grundschleier des unbelichteten Films. Auch in Zeiten der CCD-Fotografie halten wir das Arbeiten mit Filmemulsionen im allgemeinen und das Arbeiten mit hypersensibilisierten Filmen im besonderen für weiterhin sinnvoll. Dem Anfänger bietet sich so eine relativ preiswerte Möglichkeit zum Einstieg in die Astrofotografie und der alte Hase freut sich über die Möglichkeit mehrere eingescannte Negative am PC, möglicherweise noch mit einem monochromatischen CCD- Bild zu überlagern, um ein hochaufgelöstes und farbsattes Bild zu erhalten. Einige der spektakulärsten amateurastronomischen Ergebnisse sind so innerhalb der letzten Jahre entstanden. Seit Anfang der achtziger Jahre werden in Deutschland von Astroamateuren Filme hypersensibilisiert [1] und entsprechend der oben aufgeführten Beispiele sehen wir für dieses Verfahren weiterhin eine Zukunft. Der Aufbau des Farbfilms Moderne Farbnegativfilme sind aus einer Vielzahl von Schichten aufgebaut. Neben den lichtempfindlichen Gelb-, Purpur- und Blaugrünschichten werden mittlerweile mehrere Filter- und Schutzschichten auf den Filmträger aufgebracht. Durch Weiterentwicklungen in der Herstellungstechnik konnte gleichzeitig die jeweilige Schichtdicke immer mehr verringert werden. Abb. 1: Laborbelichtungsreihen eines Feldes Leuchtdioden über 2, 4 und 8 Minuten. Oben unhypersensibilisierter, unten hypersensibilisierter Kodak Supra 400 prof. Dadurch wurde die Schärfe und Farbwiedergabe verbessert. Die gesamte Schichtdicke liegt heute bei Farbnegativfilmen zwischen 0,015 bis 0,020 mm, bei Diafilmen zwischen 0,020 bis 0,030 mm. Aufgebracht werden die lichtempfindlichen Schichten auf einen Filmträger, meist Acetylzellulose oder Polyester. Trotz des komplizierten Aufbaus ist die Handhabung eines Farbfilms in der normalen Fotografie unproblematisch, alle Parameter sind für die klassische Fotografie perfekt aufeinander abgestimmt. Wenn aber das Feld der normalen Fotografie verlassen wird, funktioniert ein Farbfilm nicht mehr so perfekt. In der Astrofotografie liegt das größte der auftretenden Probleme in der unterschiedlichen Abnahme der Empfindlichkeit einzelner Filmschichten, beispielsweise während der längeren Belichtung eines Gasnebels. So wird ein Negativfilm, dessen Gelbschicht eine über die Zeit gleichbleibendere Empfindlichkeit als die übrigen Schichten aufweist, mit zunehmender Belichtung blaustichig ausfallen. Durch die Hypersensibilisierung lässt sich allerdings das Problem der filmschichtspezifischen Empfindlichkeitsabnahme reduzieren. Das Geheimnis liegt in einer deutlichen Verminderung des von der Belichtungsdauer abhängigen Empfindlichkeitsverlustes (Schwarzschildverhalten) mit dem Ergebnis einer besseren Farbbalance bei gleichzeitig schneller werdendem Film. Der Schwarzschildeffekt Wenn für ein Foto im Gegensatz zu einer anderen Aufnahme nur noch die Hälfte der Lichtmenge zur Verfügung steht, muss bei gleicher Blende die Belichtungszeit verdoppelt werden. Daraus folgt, dass Belichtungszeiten bzw. die zu erwartenden Filmschwärzungen linear nach dem von Bunsen und Roscoe aufgestellten Reziprozitätsgesetz errechnet werden können. So ergibt sich die Schwärzung eines Films aus dem Produkt von auftreffender Energie und Belichtungszeit. Nach dem Reziprozitätsgesetz ist es gleich, ob die Filmschwärzung aus hoher Lichtintensität und kurzer Belichtungszeit oder langer Belichtungszeit und niedriger Lichtintensität resultiert. Dieser Umstand trifft aber nur für Belichtungszeiten von unter einer Sekunde zu. Bei längeren Belichtungen, und diese sind in der Astrofotografie die Regel, treten Abweichungen vom Reziprozitätsgesetz auf. Die Zeit muss nämlich für eine Verdoppelung der Filmschwärzung überproportional verlängert werden. Dieser Effekt wurde nach dem über die fotografische Photometrie arbeitenden Astronomen Karl Schwarzschild Schwarzschildeffekt benannt. Schwarzschild hat das Reziprozitätsgesetz dann auch durch Einführung eines Exponenten p, des Schwarzschildexponenten ergänzt. Eine Herleitung dieses Sachverhaltes mit Beispielrechnungen ist in [2] zu finden. Der Schwarzschildexponent ist im übrigen ein von der

23 SCHWERPUNKTTHEMA 21 Abb. 2: NGC 281 in der Cassiopeia, 40 Minuten auf unhypersensibilisiertem (links) und 40 Minuten auf hypersensibilisiertem (rechts) Agfa Optima II 400 prof. belichtet. Nennempfindlichkeit des Film unabhängiger Wert. Es gibt genügend Beispiele, in denen ein Film mit geringerer Nennempfindlichkeit während einer Langzeitbelichtung einen ursprünglich höher empfindlichen Film auf Grund des größeren Schwarzschildexponenten überholt. Bei den aktuellen Farbnegativfilmen liegt der Schwarzschildexponent p um 0,8. Für Langzeitbelichtungen bedeutet das allerdings ein erhebliches Anwachsen der notwendigen Belichtungszeiten und genau da setzt die Hypersensibilisierung an. Zur Veranschaulichung dient die Tabelle 1. Während sich bei Belichtungszeiten bis zu 5 Minuten die Verlängerungen durch den Schwarzschildeffekt noch in Grenzen halten, machen sie sich bei längeren Belichtungszeiten sehr deutlich bemerkbar. Eine Belichtung von 64 Minuten bei einem p von 1 entspricht bei einem p von 0,9 einer notwendigen Belichtung von 102 Minuten, bei einem p von 0,8 wird die Belichtung sogar 181 Minuten andauern müssen. Nun kann aber durch die Hypersensibilisierung der Schwarzschildexponent auf Werte über 0,95 angehoben werden. Nicht wenige Filme werden erst dadurch für die Astrofotografie tauglich. Der Idealwert von p gleich 1 wird aber auch durch die Hypersensibilisierung nicht erreicht. Dia- oder Negativfilm? Im Gegensatz zu Diapositivfilmen haben Farbnegativfilme eine deutlich flachere Gradation, d.h. sie können große Helligkeitsunterschiede differenzierter darstellen. Zudem hat ein Negativfilm bei gleicher Empfindlichkeit im Gegensatz zum Diafilm das feinere Korn. Für Objekte mit einem großen Helligkeitsumfang ist die bessere Halbtonwiedergabe des Negativfilms ein nicht zu unterschätzender Vorteil. Gasnebel wie M 42 oder M 8 aber auch einige Galaxien brennen in ihren zentralen Regionen weniger stark aus. Allerdings benötigen Farbnegativfilme im Gegensatz zum Diafilm eine weitere Nachbearbeitung (Umkopie, Ausbelichtung, Fotoabzug). Wer aber die Möglichkeit der digitalen Bildbearbeitung besitzt und das ist eigentlich jeder, der einen Computer sein eigen nennt, muss sich davor nicht mehr scheuen. Die Möglichkeiten sind immens und zum Teil leicht erlernbar, so dass wir, wenn immer möglich, dem Negativfilm den Vorzug geben. Und für viele Diafilme gilt, dass sie nach der Hypersensibilisierung Farbstiche zeigen oder an Kontrastumfang verlieren, so dass wir zur Zeit diesbezüglich keine Empfehlungen abgeben können. Wirkungsweise Bei der Hypersensibilisierung wird das Schwarzschildverhalten des behandelten Films durch Einwirken von Wärme und Schwarzschildexponent Belichtungszeit in Minuten 1, , , , Tabelle 1: Abhängigkeit der Belichtungszeit vom Schwarzschildexponenten p unter Konstanthaltung der Filmschwärzung beim Abblenden eines Objektives um jeweils eine Blendenstufe.

24 22 SCHWERPUNKTTHEMA Abb. 3: Technische Zeichnung einer Hypersensibilisierungskammer. Material Aluminium, Wandstärken zwischen 10 und 20 mm empfohlen. Gas verbessert. Auf die Grundempfindlichkeit des Films hat das aber keinen Einfluss. So kann ein Film mit einer Empfindlichkeit von ISO 100/21 nicht in einen solchen mit ISO 400/27 verwandelt werden. In der Literatur finden sich unterschiedliche Angaben darüber, was dem verbesserten Schwarzschildverhalten eines hypersensibilisierten Films zugrunde liegt. Plausibel erscheint uns die Theorie, wonach die Wasserstoffmoleküle des üblicherweise bei der Gashypersensibilisierung benutzten Wasserstoffgases die in der Filmschicht eingelagerten Wassermoleküle ersetzen. Wasserstoff ist erheblich leichter anregbar als Wasser, dadurch können die einfallenden Photonen die Filmschicht schneller schwärzen. Theorien, die als Grund für das verbesserte Schwarzschildverhalten die Austrocknung des Filmes während der Hypersensibilisierung angeben, erscheinen uns weniger wahrscheinlich. Dann müsste die alleinige Vakuumtrocknung des Films schon reichen, ein Phänomen, das wir aber bisher nicht beobachten konnten. Anhand von Testbildern lässt sich die Wirkung der Hypersensibilisierung gut dokumentieren. Die Abbildung 1 zeigt Probebelichtungen eines Diodenfeldes über 2, 4 und 8 Minuten auf Kodak Supra 400 ohne (oben) und nach (unten) Hypersensibilisierung. In der Abbildung 2 wird dieser Effekt an Hand eines astronomischen Objektes demonstriert. NGC 281 wurde auf unhypersensibilisiertem (links) und hypersensibilisiertem (rechts) Agfa Optima II 400 jeweils 40 Minuten belichtet. Die Abbildung 1 lässt wie schon die Tabelle 1 erkennen, dass sich die Hypersensibilisierung besonders mit Zunahme der notwendigen Belichtungszeit lohnt, also zumeist, wenn unter einem wirklich dunklen Himmel astrofotografisch gearbeitet werden soll. Die Anlage zur Hypersensibilisierung Eine solche Anlage besteht im wesentlichen aus einem luftdicht schließenden Gehäuse, einer Temperatursteuerung mit Heizmanschette und einer Gasflasche mit Druckminderer. Zumeist befüllt wird das Gehäuse mit einem unter dem Namen Formiergas bekannten Gasgemisch bestehend aus 90 % Stickstoff und 10 % Wasserstoff. Hypersensibilisierungsanlagen werden von verschiedenen Herstellern angeboten (z. B. Firma Lumicon), es bereitet aber auch keine großen Schwierigkeiten eine Anlage selber zu bauen. Allerdings, der Zugang zu Maschinen für die Metallbearbeitung sowie ein zumindest mäßiges handwerkliches Geschick sind hierbei Voraussetzungen. Eine Zeichnung zum Bau einer Hypersensibilisierungsanlage ist in der Abbildung 3 beigefügt. Alternativ kann eine Kammer zur Hypersensibilisierung auch aus einem Schnellkochtopf hergestellt werden. Eigene Erfahrungen liegen uns dazu aber nicht vor. Ein passendes Modul für die Temperatursteuerung wird von der Firma Conrad angeboten, erfordert beim Zusammenbau aber etwas Fingerspitzengefühl. Wer die Möglichkeiten und Fähigkeiten zum Selbstbau hat, wird sicher nicht mehr als 150 an Materialkosten aufbringen müssen. Die Abbildung 4 zeigt eine solche selbst hergestellte Anlage zur Hypersensibilisierung. Formiergas wird von der Firma Linde in sog. Minicans vertrieben. Das sind 1 Liter-Einwegflaschen unter einem Druck von 12 bar. Eine solche Flasche kostet ca. 75 und reicht für den gelegentlichen Gebrauch aus. Werden allerdings Filme öfter hypersensibilisiert, empfiehlt sich die Anschaffung einer wiederbefüllbaren Gasflasche. So eine 10 Liter-Flasche kostet inkl. Druckminderer und einer 150 bar-füllung (1.500 Liter!) ca. 600, ist allerdings bei dieser Füllmenge eine Investition für das Leben. Zusätzlich wird noch eine Pumpe zur Erzeugung des Vakuums benötigt. Als einfache Lösung bieten sich Handpumpen oder Wasserstrahlpumpen an. Die elegante Lösung einer elektrischen Pumpe ist sehr teuer, der Preis rechtfertigt die gewonnene Bequemlichkeit nicht. Die Hypersensibilisierung Wir hypersensibilisieren Kleinbildfilme in der Patrone und können entgegen der weitverbreiteter Meinung keinen Unterschied zur Hypersensibilisierung auf einer Entwicklerspule feststellen. Diese Vorgehensweise hat den Vorteil, dass alle Arbeits- Film Druck über Normal Temperatur Zeit Agfa HDC plus 400 0,2 bar 57 Celsius 6,0 Std. Agfa Optima II 400 prof. 0,2 bar 57 Celsius 6,0 Std. Fuji Superia 800 0,2 bar 57 Celsius 6,0 Std. Kodak Supra 400 prof. 0,2 bar 57 Celsius 4,0 Std. Tabelle 2: Empfohlene Hypersensibilisierungsparameter.

25 SCHWERPUNKTTHEMA 23 schritte bei Tageslicht erledigt werden können und der Film nach der Hypersensibilisierung nicht mehr berührt werden muss. Allein die Rollfilme werden im Dunkeln entgegen der Wicklung etwas aufgedreht, allerdings werden auch sie nicht auf eine Spule gezogen sondern einfach in das Druckgefäß gestellt. Nach dem luftdichten Verschließen der Hypersensibilisierungskammer und Erzeugung eines Unterdrucks (das durch eine Wasserstrahl- oder Handpumpe zu erzielende Vakuum reicht völlig aus), heizen wir eine Stunde vor. Anschließend wird die Kammer kurz mit Formiergas gespült und erneut evakuiert. Dann lassen wir das Formiergas bis zu dem Druck, unter dem das Backen der Filme zu erfolgen hat, einströmen. Drücke, Temperaturen und Behandlungszeiten für besonders empfehlenswerte Filmemulsionen führt Tabelle 2 auf. Daten zur Hypersensibilisierung weiterer Filme sind auf unserer Homepage unter abzurufen. Nach Beendigung des Backvorgangs und Ablassen des Überdruckes werden die Filme bei 18 Celsius eingefroren. Um die Rückdiffusion von Wasser zu vermindern, geben wir als Wasserfalle Silicagel dazu. Wenn wir die frisch hypersensibilisierten Filme noch am gleichen Tag benötigen, füllen wir etwas Silicagel in einen Gefrierbeutel, leiten Formiergas zu und transportieren die Filme so zu unserem Beobachtungsort. Da Wasserstoff bereits in einer Konzentration von 10 % brennbar ist, muss bei allen Arbeitsvorgängen vorsichtig mit dem Formiergas umgegangen werden. Lagerung der Filme Hypersensibilisierte Farbfilme können in einem luftdichten Kunststoffbeutel mit etwas Silicagel bei Zimmertemperatur ca. 1 bis 2 Wochen gelagert werden. Nach unseren Tests ist nach einer Woche nur ein geringer Anstieg des Schwarzschildverhaltens zu verzeichnen gewesen. Abb. 4: Komplette Anlage zur Hypersensibilisierung. Neben der Temperatursteuerung von Conrad und der Wasserstrahlpumpe ist auch eine Minican-Flasche der Firma Linde zu erkennen. Eingefroren bei 18 Celsius dürften sich hypersensibilisierte Farbfilme noch um einiges länger halten. Hier ergaben eigene Versuche nach 3 Monaten erste Verluste. Sehr wichtig ist jedenfalls die Vermeidung von Feuchtigkeit. Der Film sollte sich so auch nur während der Belichtung in der Kamera befinden und bis zur Entwicklung des latenten Bildes wieder in Silicagel oder besser noch unter einem Vakuum gelagert werden. Ist man sich nicht sicher, ob ein Negativfilm noch genügend hypersensibilisiert ist, kann er wenigstens für die normale Fotographie verwendet werden. Eine erneute Hypersensibilisierung empfiehlt sich allerdings nicht, zu sehr verfärbt sich sonst die Maske des Films. Bezugsquellen: Fazit Die Hypersensibilisierung von Farbfilmen ist keine Geheimwissenschaft, sie kann mit relativ einfachen Mitteln von Amateuren durchgeführt werden. Besondere Beachtung erfordern allerdings neben der Einhaltung der Sicherheitsvorschriften beim Umgang mit Wasserstoffgas die Hypersensibilisierungsparameter. Insbesondere die Temperatur lässt nur einen geringen Spielraum zu, dann folgt die Zeit und zuletzt der Druck. Eigene Versuche sind durchaus lohnenswert, es gibt sicher unter den aktuellen Filmen noch einige astrotaugliche Emulsionen zu entdecken. Und was die Zukunft bringt - wer weiß? Für die eigene astrofotografische Arbeit ist uns jedenfalls die Hypersensibilisierung von Farbfilmen weiterhin unverzichtbar. Literaturhinweise [1] Stättmayer, P.: Gashypersensibilisierung von Filmmaterial. Sterne und Weltraum 21, Nr. 12, 532 (1982). [2] Koch, B. (Hrsg.): Handbuch der Astrofotografie, Springer-Verlag 1995 Lumicon, 6242 Preston Avenue, Livermore, CA 94550, U.S.A. Conrad Eletronic GmbH, Klaus-Conrad-Str.1, D Hirschau Linde AG, Karl-von-Linde-Straße 25, D Unterschleißheim So bitte Wir haben jetzt zwei Herschelprismen, ein Coronado-Filter, ein Daystar-Filter, einen Projektionsschirm, einen Protuberanzenansatz, diverse Sonnenfilter Was wollen Sie denn mit dem ganzen Zeug, Herr Sonnemann? Ach wissen Sie Mein Name verpflichtet!

26 24 SCHWERPUNKTTHEMA Polarlichter vom 11. April 2001 von Udo Bojarra Unser Rundrufsystem, das für besondere Ereignisse abgesprochen war, klappte sehr gut. Am 11. April gegen 22 Uhr rief mich Jürgen Behler an. Im Norden sei ein grünes Band zu sehen, und es könnte sich als schönes Polarlicht ausweiten. Nachdem ich meine Rundrufe beendet hatte, packte ich mein Stativ und diverse Fotoapparate, die immer bereit stehen, zusammen und machte mich auf den Weg. Da ich in einer dunklen Gegend im Sauerland wohne, brauche ich nicht weit zu gehen. Leider werde ich bei solchen Ereignissen immer sehr hektisch. Ich rannte durch den Garten, dann ein paar Treppen rauf um über den Schützenplatz zu laufen. Wo ist meine Taschenlampe? Ach egal, ich kenne mich hier aus. Irgendwo hier steht doch eine Bank? Da ist sie ja! Au verflucht! Während des Sturzes fiel es mir wieder ein, es gab hier zwei Bänke! Ich brauchte einige Sekunden, um wieder einen klaren Gedanken fassen zu können, denn beide Schienbeine schmerzten wie die Hölle. Dann bemerkte ich auch, wie ich gefallen war. Nämlich mit hoch erhobenen Händen, um Kamera und Stativ bloß nicht zu beschädigen. Zum Glück bin ich mit dem Oberkörper in weichem Gras gelandet. Benommen stand ich auf und humpelte weiter. Ich vergaß den Vorfall jedoch ziemlich schnell, als ich zum ersten Male das Himmelsschauspiel sah. Vom Osten spannte sich ein grünes Band über 180 bis zum Westen, über den kleinen Ort Obermarsberg, der genau im Norden liegt. Ich machte einige Fotos und wartete darauf, dass noch mehr passieren würde. Fast glaubte ich nicht mehr daran, als innerhalb von Sekunden im Osten am Ende des grünen Bandes eine rote Säule von aufstieg. Dann kamen überall aus dem Band rote kleine Fackeln hervorgeschossen. Was sich dann ereignete, war mit Abstand das Schönste, was ich gesehen habe, und das, obwohl ich schon öfter Polarlichter im Sauerland beobachtet habe. Ein riesiger Vorhang faltete sich auf, gut 120 breit und hoch. Bisher kannte ich nur die Farben Grün und Rot von Polarlichtern, aber jetzt gingen die Farben von grün, blau, Magenta bis rot. Immer wieder gab es Lichtsäulen in diesem Vorhang. Das Spektakel dauerte gut 1 Stunde, dann wurde der Vorhang Abb. 1: Grüne und rote Lichter in Richtung Fuhrmann / Zwillinge am Westhimmel: , Objektiv 2,8/20 mm, Kodak Elite 400, 20 Sek. belichtet. Abb. 2: Strahlen im Großen Wagen: , Objektiv 1,7/50 mm, Kodak Elite 400, 20 Sek. belichtet. schwächer, und dennoch traten immer wieder rote Säulen auf. Gegen 1 Uhr kam es - wie bei einem tollen Feuerwerk - zum Finale. Das Polarlicht war nun zwar nicht mehr so hell wie vorher, aber es ging 180 von Osten bis Norden und bis in den Zenit. Auch waren alle Farben wieder vertreten. Es sah einfach toll aus: Eine riesige Halbkugel aus Farben, dazu im Kontrast die schwarze Himmelshalbkugel im Süden. Jetzt hätte man ein Fischaugenobjektiv haben müssen! Drei rote Ausläufer gingen durch den Großen Wagen, der im Zenit stand. Sie bewegten sich wie eine in Zeitlupe aufgenommene Fahne im Wind. Das erste Mal habe ich 1989 Polarlichter im Sauerland gesehen, dann im April 2000.

27 SCHWERPUNKTTHEMA 25 INSERENTENVERZEICHNIS Abb. 3: Strahlen im Wagen / Löwe: , Obkjektiv 2,8/20 mm, Kodak Elitechrome 400, 20 Sek. belichtet. APM Telescopes, Saarbrücken Astro Optik Philipp Keller, Pentling Astrocom, Gräfelfing Astro-Shop, Hamburg Dörr Foto-Optik-Video GmbH, Neu-Ulm Franckh Cosmos Verlags GmbH Intercon Spacetec, Augsburg Meade Instruments Europe O.S.D.V. Göttker/Pietsch GmbH, Münster Teleskop-Service Wolfgang Ransburg, München Vehrenberg KG, Meerbusch-Osterath Spektrum der Wissenschaft Verlagsgeselschaft mbh U U3 95 U4 129 Abb. 4: Rotes und grünes Polarlicht Richtung Fuhrmann: , Objektiv 2,8/24 mm, Kodak Elitechrome 400, 20 Sek. belichtet. Werde ich wieder 11 Jahre warten müssen bis hier wieder Polarlichter zu sehen sind? Als ich meine Fotoapparate einpackte, merkte ich auch meine Schienbeine wieder. Zuhause im hellen Zimmer sah ich dann die dicken blauen Flecken an beiden Beinen. Tipps zur Fotografie Bewährt hat sich der Kodak Elite 400 ASA mit Reihenbelichtungen von 5, 10 und 20 Sekunden bei offener Blende (1,8 bzw. 2,8). Wer noch weitere Fotos sehen möchte, kann dieses auf meiner Internetseite Dort findet man unter anderem auch Satellitendaten über die Aktivität der Polarlichter, diese Daten werden alle 10 Minuten aktualisiert. Na KOS Skiurlaub? Nein Gewichte am Refraktor ausgetauscht!!!

28 26 SCHWERPUNKTTHEMA Piggyback-Astrofotografie ohne motorische Nachführung von Christian Weis In diesem Artikel stelle ich anhand eines bekannten Teleskops eine Art der Deep- Sky-Astrofotografie vor, die besonders für Schüler und Studenten in Frage kommt. Gleichzeitig zeige ich die Möglichkeiten und auch die Grenzen anhand von Beispielen auf. In jedem Buch, das sich mit Astrofotografie beschäftigt, ist sinngemäß etwa folgendes geschrieben: Jeder, der den Sternenhimmel mit bloßen Augen oder mit einem Teleskop bewundert, will das Gesehene irgendwann in Bildern festhalten.... Auch bei mir war das nicht anders. Allerdings möchte ich gleich anmerken, dass ich mich eher der visuellen Beobachtung verschrieben fühle und nur einen kleinen Bruchteil meiner zur Beobachtung verfügbaren Zeit mit der Fotografie verbringe. Die in diesem Artikel vorgestellten Fotografien bezeichne ich daher als Anfängerbilder. Eingangsüberlegungen Kleine Brennweiten sind für große Himmelsabschnitte (z. B. für Übersichtsaufnahmen) noch gut geeignet. Die Kompensation der Erddrehung kann oftmals vernachlässigt werden, wenn die Belichtungszeit nicht zu groß gewählt wird [1, 2]. Wie aber soll man größere Brennweiten (über 100 mm) einsetzen können, wenn kein Geld für eine motorische Nachführung vorhanden ist? Die Lösung war relativ schnell nach dem Motto Not macht erfinderisch gefunden: Piggyback mit Handnachführung - was auch sonst? Bei der Piggyback-Fotografie [3, 4] wird die Kamera mitsamt dem Objektiv einfach Huckepack auf den Tubus oder die Gegengewichtsstange geschnallt und mit dem Teleskop nachgeführt. Meine Eingangskriterien waren folgende: Das vorhandene Teleskop mit Montierung (Siberia 110 M) sollte verwendet werden, eine netzbzw. batteriegebundene Nachführung mit einer Selbstbau-Nachführung schied für mich aufgrund der Transportabilität und mangels Erfahrung im Elektronikbau aus. Der finanzielle Aspekt war für mich der entscheidende. Die Kosten sollten natürlich möglichst gering sein, da ich zu diesem Zeitpunkt noch Lehrling war und mir infolge dessen keine großen Luftsprünge erlauben konnte. Meine Kosten beliefen sich insgesamt gesehen lediglich auf die Kosten der Kamera, der Objektive und der Filme. Nach reichlicher Überlegung entschied ich mich, eine Kamerahalterung auf den Rohrschellen anzubringen. Dafür drehte ich noch ein zusätzliches Gegengewicht. Die Besitzer dieses Teleskops werden sich vielleicht fragen, warum ich nicht die mitgelieferte Kamerahalterung für die Gegengewichtsstange verwende. Dies hat folgenden Grund: Die Siberia 110 M (M wie manuell) ist mit jeweils einem Handrad für Rektaszension und Deklination ausgerüstet. Leider funktioniert die Verstellung in Deklination nur auf der Tubusseite, d. h. eine möglicherweise notwendige Nachführkorrektur in Dec infolge ungenauer Polaufstellung (die bei mir immer auftritt, weil ich zu faul bin, sehr genau nach Norden auszurichten) ist auf der Gegengewichtsstange nicht möglich. Des weiteren baute ich noch eine einfache Höhenverstellung, da ich oft auf unebenem Gelände fotografiere. Vor- und Nachteile Neben den schon beschriebenen Eingangskriterien gibt es eine Reihe von Vorteilen der Piggyback-Fotografie: Sie ist mit verhältnismäßig kleinen Teleskopen machbar (allerdings ist eine parallaktische Montierung, wie sollte es auch anders sein, unbedingt erforderlich). Abb. 1: Siberia 110 M mitsamt Kamera und Teleobjektiv 1:8/500 mm. Der Aufbau ist schnell, da der Aufwand sich nur auf das Montieren der Kamera beschränkt. Es ist kein besonders gutes Beobachterauge und Dunkeladaption notwendig. Reisetauglichkeit ist gegeben (alle neuen Zubehörteile mit Ausnahme der Kamera und den Objektiven passen in die Transportkiste des Teleskops). Allerdings gibt es auch eine Reihe von Nachteilen, die ich nicht verschweigen möchte: sehr unbequeme Handhabung (siehe Text) Die Brennweite ist nach oben scharf begrenzt und vom Feingefühl des Bedieners abhängig; die größte von mir verwendete Brennweite beträgt 500 mm, allerdings dürften auch 800 mm noch im Rahmen des Machbaren liegen. Die Belichtungszeit ist durch das Rec- Handrad begrenzt (allerdings bewegen sich die von mir verwendeten Belichtungszeiten allesamt in diesem Rahmen). Eine starke Konzentration ist notwendig, um Fehler zu vermeiden. Es wird ein heller Referenzstern in der Nähe des Objektes bzw. auf etwa der gleichen Deklination benötigt. Das fotografierte Himmelsgebiet ist, besonders beim Newton, nicht einsehbar. Während der Beobachtung sind keine anderen Tätigkeiten möglich.

29 SCHWERPUNKTTHEMA 27 Abb. 2 (links): Die Plejaden M 45 bei 6 Minuten Belichtungszeit am mit 300 mm f/5,6. Abb. 3 (unten): Die Region um α Per (Melotte 20) bei 7 Minuten Belichtungszeit am mit 135 mm f/2.8. Eine stabile Montierung ist notwendig. Die Fotografie ist eigentlich nur im Süden bequem, im Westen stößt man evtl. mit dem Tubus an die Stativsäule oder man muss über Kopf belichten. Es ist nur eine Kamera bedienbar, bei mehreren gleichzeitig kommt es unweigerlich zu Fehlern. Die fotografierten Objekte sind meist nicht durch die Kamera zu sehen. Die Fotografie Die Fotografie selbst ist denkbar einfach: Man richtet das Teleskop nach Norden aus (diese Ausrichtung muss nicht hundertprozentig genau sein, da die Deklination leicht durch das Handrad korrigiert werden kann), befestigt die Kamera auf dem Teleskop und schon kann der Spaß beginnen. Dies sieht in der Regel so aus, dass ich einen möglichst hellen Stern, den Leitstern, in der Nähe des jeweiligen Objektes aufsuche und Teleskop und Kamera auf diesen Stern einstelle. Der Leitstern kann auch eine vom Fotomotiv unterschiedliche Himmelsposition haben. Eine zu große Distanz ist aber nicht zu empfehlen, weil sonst mögliche Aufstellungsfehler deutlicher zu erkennen sind. Ist diese Sache erledigt, stelle ich den Leitstern bei höchstmöglicher Vergrösserung (162x) unscharf, so dass sich das verwendete Fadenkreuz deutlich vor dem Stern abhebt. Die Belichtung kann nun gestartet werden, wobei jedoch beachtet werden muss, dass die Nachführung schon laufen muss und keine großen Erschütterungen die Kamera erfassen. Dies kann man sehr gut mit der Hutmethode einhalten. Ebenso sollte man beachten, dass die Kamera in Stellung B steht (der Autor hat schlechte Erfahrungen mit h + Chi Persei bei 1/60 s Belichtungszeit gemacht). Die nachfolgenden Minuten sind die langweiligsten, die man sich in der Hobbyastronomie vorstellen kann. Man klebt förmlich mit dem Auge am Okular und führt einen defokussierten Sternenklecks nach. Dabei umgreift die rechte Hand auf der rechten Seite das Rec- Handrad und mit der linken wird ausgelöst bzw. das Dec-Handrad bedient. Aber ansonsten heißt es warten, warten und nochmals warten; solange, bis der Zeitpunkt zum Beenden der Belichtung gekommen ist; oder man selbst eingeschlafen ist (Tee und Radio halten mich wach). Typischerweise belichte ich zwischen fünf und zehn Minuten. An Abb. 4: Der Große Orionnebel M 42 bei ungefähr 500 Sekunden Belichtungszeit am mit 500 mm f/8.

30 28 SCHWERPUNKTTHEMA Abb. 5: Doppelsternhaufen h + Chi Per bei 6 Minuten Belichtungszeit am mit 300 mm f/5.6. sprichwörtlich ins Wasser fiel) angefangen zu fotografieren. Aus diesem Grunde habe ich zunächst mit weniger empfindlichen ISO 100 Farbdiafilmen fotografiert. Erst später begann ich, ISO 400 Negativfilme (Kodak Royal Gold 400) zu verwenden. Ein ISO 800 Film (Fuji Superia 800) ist in der Erprobung, erste Ergebnisse von diesem Film liegen noch nicht vor. Bisher habe ich die (subjektive?) Erfahrung gemacht, dass Diafilme einen absolut dunklen Hintergrund zeigen, allerdings schwache Details nicht so gut herauskommen wie bei einem Negativfilm. Fazit Ich habe mit diesem Artikel versucht zu zeigen, dass Astrofotografie nicht unbedingt teures Equipment voraussetzt. Mit ein wenig Fleiß, Geschick und Eigeninitiative sind auch für bescheiden ausgerüstete Hobbyastronomen gute Ergebnisse erzielbar. eine Ausbelichtung ist bei diesen relativ kurzen Zeiten natürlich nicht zu denken, aber die hier gezeigten Ergebnisse zeigen doch schon eine erstaunliche Detailfülle. Eingesetzte Filme Eigentlich habe ich nur anlässlich der Sonnenfinsternis von 1999 (die bei mir Literaturhinweise [1] Andreas Bender: Astrofotografie mit nicht nachgeführter Kamera; Magellan 1/2001, S. 51 [2] Knapp/Hahn: Astrofotografie als Hobby; vwi Verlag, 1980 [3] B. Bleiziffer: Piggyback-Astrofotografie; is Nr. 12, 12 (Oktober-Dezember 1997) [4] K.-P. Schröder: Astrofotografie für Einsteiger Projekt Wechselwirkende Galaxien von Peter Riepe, Harald Tomsik und Peter Bresseler - Teil 3 - In diesem dritten und letzten Teil unseres Berichtes über wechselwirkende Galaxien stellen wir die wirklichen kosmischen Kollisionen vor [1]. Bei solchen Zusammenstößen - so könnte man zunächst vermuten - prallen Unmengen an Sternen aufeinander. Aber eine Kollision zweier Galaxien verläuft doch anders, denn die durchschnittlichen Sternabstände in einer Galaxie sind sehr groß. Unsere Sonne beispielsweise ist vom Nachbarstern Alpha Centauri so weit entfernt, dass man beide mit zwei 200 km voneinander entfernten Erbsen vergleichen kann. Das macht anschaulich klar, dass selbst bei einem direkten Zusammenstoß zweier Sternsysteme kein nennenswerter Prozentsatz von Sternen unmittelbar miteinander kollidieren kann. Die Galaxien werden sich durchdringen, und genau dabei laufen gewaltige physikalische Veränderungen ab. Denn die interstellare Materie beider Einzelgalaxien prallt aufeinander, heizt sich auf und emittiert elektromagnetische Strahlung. Beobachtungen beweisen: kollidierende Galaxien verraten sich durch starke Radiostrahlung [2]. Neutraler Wasserstoff ist ein Hauptbestandteil einer gewöhnlichen Spiralgalaxie. Seine Verteilung im Galaxienkörper folgt der Spiralstruktur, verläuft darüber hinaus aber auch bis weit in den Außenbereich der Galaxie. So wurden bei M 81 Arme aus atomarem Wasserstoff gefunden, die sich mehr als doppelt so weit in den Raum erstrecken wie die optisch sichtbaren und an den Begleiter NGC 3077 heranreichen [3]. Diese kleine elliptische Galaxie hat den Wasserstoffarm höchstwahrscheinlich bei einem nahen Vorübergang vor etwa 300 Millionen Jahren erzeugt [4]. Die gemessenen Rotationskurven der meisten Sc-Galaxien zeigen, dass die Rotationsgeschwindigkeit bis weit in den Außenraum viel zu hoch bleibt und sich nicht so verhält, wie man es nach den physikalischen Gesetzen erwarten sollte. Daraus folgern die Astrophysiker, dass die Scheibengalaxien von immensen Mengen an Dunkler Materie umgeben sind [5, 6]. Dieser dunkle Halo scheint erheblich größer zu sein als bisher allgemein angenommen. So könnte der Halo des Andromedanebels wie auch der unserer Milchstraße einen Durchmesser von ca Lichtjahren besitzen [7]. Demnach stünden die Magellanschen Wolken im Halo unserer Milchstraße. Und selbst der Halo unserer kleineren Nachbargalaxie M 33 soll bereits bis zum Andromedanebel reichen, 50 Milliarden Sonnenmassen beinhalten und damit 10 mal mehr Materie in sich bergen als der sichtbare Galaxienanteil [5]. Als Masse für die Halos größerer Galaxien wird eine Größenordnung um 1000 Milliarden Sonnenmassen angedacht. Es scheint letztlich, als sei die eigentliche, mit leuchtenden Sternen angefüllte Galaxienscheibe nur die Spitze eines Eisberges. Im Halo wird ein beachtlicher Prozentsatz an massearmen

31 SCHWERPUNKTTHEMA 29 Abb. 1a (oben): NGC 4038/39 im Corvus. Als helle Kleckse sind einige Supersternhaufen zu sehen. Aufnahme vom mit Celestron 11 f/4.8, Starlight XPress, 8 Minuten belichtet. Autor: Bernd Koch. Abb. 1b (rechts): Am 6. April 2000 aufgenommen mit Hypergraph 400/3200 mm und Apogee AM 13, Belichtung 4 x 10 Minuten. Autor: Bernd Flach-Wilken. Sternen vermutet, z. B. die MACHO s [8], darüber hinaus gewaltige Mengen an kaltem Gas. Auch diese immense Halo-Materie prallt bei einer Galaxienkollision aufeinander, und zwar schon lange bevor sich die sichtbaren Galaxienkörper berühren. Die zusammenstoßenden Gaswolken erzeugen verdichtete Schockzonen, bei deren Abkühlung spontan eine hohe Sternentstehung stattfinden kann [9]. So wird die Bildung von Materiebrücken mit leuchtenden Gasnebeln bei engen Galaxienbegegnungen verständlich. In kollidierenden Galaxien setzt die Sternbildung in weiten Bereichen simultan ein, so dass die Rate der Sternentstehung weit über der einer normalen Galaxie liegt. Das führt zu verstärkter Infrarotstrahlung - neben der Radiostrahlung ein weiteres Charakteristikum kollidierender Galaxien [10]. Zwei der hellsten bekannten Infrarotgalaxien (NGC 6240 und Arp 220) sind kollidierende Systeme [11]. Das Paradebeispiel eines kosmischen Unfalls spielt sich 65 Millionen Lichtjahre entfernt im Sternbild Corvus ab. Das Paar NGC 4038/39 (= Arp 244 bzw. VV 245) befindet sich in Kollision. Die Sc-Spirale NGC 4038, so zeigt die langbrennweitige Aufnahme (Abb. 1) deutlich, kollidiert mit NGC 4039, einem Smp-Typ. Zwar sind die beiden das nächstgelegene Kollisionspaar, das aber für erdgebundene Teleskope immer noch viel zu weit entfernt ist, als dass Details unter 150 Lichtjahren Durchmesser aufgelöst werden könnten. Das Hubble Space Telescope, das seine 2,4 m Öffnung im Vakuum des Weltalls ohne Störung durch die Erdatmosphäre entfalten kann, enthüllte in NGC 4038/39 Details, wie sie mit erdgebundenen Teleskopen nur im vergleichsweise nah gelegenen Andromedanebel erkennbar sind. Derzeitiger Kenntnisstand: In der Unfallzone von NGC 4038/39 kollidiert das interstellare Gas der Einzelgalaxien miteinander, und das wiederum führte neben der Entstehung starker Radiostrahlung auch zu einer schockartig eingeleiteten Sternbildung. Die knotigen Details sind Klumpen neu entstandener Sterne und vieler großer offener Sternhaufen [12]. Die Hubble-Daten offenbarten auch zahlreiche junge Kugel- Galaxie α(2000) δ(2000) Ø(') m (mag) Typ v r (km/s) E (Mio. Lj) NGC , ,9 x 0,7 12,4 S pec UGC , ,2 x 0,9 18 Irr/Im NGC , ,6 x 0,5 B14,4, V13,8 pec NGC , ,2 x 3,1 11,20 SB(s)m pec NGC , ,1 x 1,6 11,08 SA(s)m pec NGC 4676A , ,3 2,3 x 0,7 14,7 Irr NGC 4676B , ,6 2,2 x 0,8 14,4 SB(s)0/a pec UGC , ,3 x 0,5 15,0 SB? Tabelle 1: Daten der wechselwirkenden Galaxien des Fachgruppenprojekts (NASA Extragalactic Database). Aus den Radialgeschwindigkeiten wurden die Entfernungen über H 0 = 72 km / (s Mpc) berechnet.

32 30 SCHWERPUNKTTHEMA Abb. 2: NGC 4038/39, aufgenommen mit einer FFC 1:3,5/500 mm am 15. Juli 1995 in Namibia (Negativdarstellung). OES LcCCD 11N, Belichtung 6 x 8 Minuten. Autoren: P. Riepe, H. Tomsik, S. Binnewies, B. Schröter. sternhaufen [13, 14]. Ein gründliches Überdenken der bisher gängigen Theorien, dass Kugelsternhaufen uralte Gebilde sein sollen, scheint nötig, zumal die HST- Kameras auch in NGC 1275 junge Kugelsternhaufen fanden [15]. Die fahleren, homogen wirkenden Gebiete im Außenraum von NGC 4038/39, in unserer Abbildung sehr klar erkennbar, könnten Staubanhäufungen sein. Bei neuen Untersuchungen mit dem VLA bei 4 und 6 cm Wellenlänge wurden in NGC 4038/39 zahlreiche starke thermische und auch nichtthermische Radioquellen gefunden [16]. Bei den nichtthermischen handelt es sich um Supernovaüberreste. Die Supernovahäufigkeit liegt immens hoch, bei 0,2 bis 0,3 Ereignissen pro Jahr. Die thermischen Quellen stimmen größtenteils mit optisch sichtbaren Sternhaufen und Supersternhaufen überein. Für sie lassen sich etwa bis Sonnenmassen an jungen Sternen ableiten. Die stärkste thermische Quelle fällt mit einem Strahlungsmaximum bei Wellenlängen des Kohlenmonoxids zusammen. Dies wird so interpretiert, dass ein riesiger Sternhaufen sich noch in dichten Staubmassen verborgen hält. Ein Großteil der kollisionsbedingten Sternentstehung wird sich unseren Blicken entziehen. Was die weitere Entwicklung von NGC 4038/39 betrifft, so sind die Auffassungen unterschiedlich: Nach [17] werden die zur Zeit noch weit auseinanderliegenden Galaxienkerne in einigen Millionen Jahren miteinander verschmelzen und ein neues Feuerwerk entzünden. Die gegenteilige Vermutung ist, dass beide Individualgalaxien unabhängig voneinander bleiben und nicht verschmelzen, sondern nach etwa einer Milliarde Jahren wahrscheinlich wieder zur gravitativen Ordnung ihrer Kollisionsüberreste zurückfinden [18]. In der kontrastverstärkten Abb. 2 werden die zwei markanten Streamer deutlich, die NGC 4038/39 den Namen Antennen- Galaxien eingebracht haben. Dabei handelt es sich um Materiewolken, die bei beginnender Annäherung der Galaxien durch eine Kombination aus Gezeitenkräften und Rotation wie ein Federbusch herausgeschleudert wurden. Die Spektren der Gezeitenschweife zeigen keinen Unterschied zu den Galaxienspektren selbst, Emissionslinien sind auch nicht vorhanden. Daher ist die Schweifzusammensetzung vermutlich wie die der Galaxien, d.h. die Antennen setzen sich aus Sternen, Staub und neutralem Gas zusammen [19]. An der Spitze des südlichen Schweifs - auf unserer Aufnahme so eben erkennbar - fanden Astronomen einen abgelösten Bereich aktiver Sternbildung [20]. Offenbar ist hier eine neue irreguläre Zwerggalaxie entstanden. Sie enthält eine Kette von Nebeln, die durch kürzlich entstandene massive Sterne ionisiert werden. Diese Sterne sind in eine Hülle gebettet, die aus HI-Gas besteht und im optischen Bereich mit niedriger Flächenhelligkeit leuchtet. Die Position dieser Zwerggalaxie ist etwa 100 kpc vom Ort der Galaxienkollision entfernt. Damit wurde eine alte Theorie des bekannten Astronomen F. Zwicky bestätigt, der bereits vor 40 Jahren vorgeschlagen hatte, Gas und anderes Material aus Gezeitenschweifen massiver kollidierender Galaxien könne zur Entwicklung neuer Zwerggalaxien führen. Inzwischen zählen Abb. 3 (oben): Die Mäuse NGC 4676 A/B, fotografiert am 6. April 2000 mit Hypergraph 400/3200 mm und Apogee AM13, Belichtung 3 x 10 Minuten. Autor: Bernd Flach-Wilken. Abb. 4 (rechts): Rattenschwanzgalaxie NGC Aufnahmedatum, Instrument, Kamera, Belichtung und Bildautor wie in Abb. 5.

33 SCHWERPUNKTTHEMA 31 weitere aus Gezeitenwirkungen geborene Zwerggalaxien zu den Forschungsobjekten [4, 21, 22]. Die Galaxien NGC 4038/39 sind mit ihren auffälligen Gezeitenschweifen nicht einmalig. Ein weiteres ähnliches Kollisionspaar ist NGC 4676A/B (Arp 242 = VV 224) im Sternbild Coma Berenices (Abb. 3). Es hat eine große Ähnlichkeit mit den Antennen-Galaxien. Die ausgeprägten Gezeitenschweife dieses 300 Millionen Lichtjahre entfernten Paares erinnern an Mauseschwänze, daher auch der Name Abb. 5: UGC im Pegasus; NGT 18, f = 4080 mm, 90 min auf TP 2415 hyp am Autor: Harald Tomsik. The Mice (die Mäuse). Während der nördliche Schweif ziemlich dünn und konzentriert erscheint, wirkt der südliche diffus verbreitert und kommt erst durch genügende Kontrastverstärkung einigermaßen zur Geltung. Die fotografische Erfassung ist insgesamt schwieriger als bei NGC 4038/39, zumal die Partnergalaxien bei einer Gesamtausdehnung von 2,8' x 0,6' jeweils nur über eine scheinbare Helligkeit von 14 mag verfügen. Dass die Klassifizierung der Einzelgalaxien aufgrund der Kleinheit sehr schwierig ist, spiegelt sich in der Literatur wieder. Die eine Quelle bezeichnet den Typus von NGC 4676A als pekuliären S0-Typ, die andere Quelle als irregulär. Bei NGC 4676B wird einmal von einer pekuliären Balkenspirale geredet, an anderer Stelle von einer Sa-Spirale. An der nordöstlichen Flanke von NGC 4676B ist eine separate Materieballung wahrzunehmen - ein Staubarm oder eine Sternenwolke? Das längliche Objekt verläuft von Nordwest nach Südost und geht diffus in den südlichen Gezeitenschweif über. Zwischen den Partnergalaxien, die nur etwa 35 Distanz haben, hat sich eine kräftige Materiebrücke ausgebildet. NGC 2623 im Krebs, die Rattenschwanzgalaxie [23], ist aufgrund ihrer Entfernung von 250 Millionen Lichtjahren ziemlich unscheinbar. Bei einer Ausdehnung von nur 0,6' x 0,5' sind lange Aufnahmebrennweiten zu wählen, um die Einzelgalaxien genügend aufgelöst zu erfassen. In Wirklichkeit ist das Objekt mit den Katalognummern Arp 243 bzw. VV 79 ein Dreifachsystem. Zwei Galaxien stehen sehr dicht in Ost-West-Richtung nebeneinander, befinden sich zurzeit gerade im Stadium der Durchmischung ( merging [24]) und erscheinen in Abb. 4 nicht getrennt. Die dritte Galaxie liegt deutlich getrennt etwa 13 südlich von ihnen. Ein wenig bekanntes Paar ist UGC im Sternbild Pegasus (Abb. 5). Gemäß [25] handelt es sich um zwei Balkenspiralen. Das können wir aufgrund der Winzigkeit des Objektes aber nicht nachvollziehen. Die wegstrebenden Gezeitenschweife sorgen jedenfalls für eine sehr große Ähnlichkeit mit den Antennengalaxien. Die Entfernung dieses Objekts beträgt ungefähr 380 Millionen Lichtjahre. Abb. 6a (oben): Negativdarstellung von NGC 520, aufgenommen am mit einer ST-7 am Celestron 11 bei 1:5.6 und LPR- plus IR- Sperrfilter, 2 x 2-Binningmodus. Autor: Norbert Stapper. Abb. 6b (rechts):aufnahme vom mit Apogee AM 13 am Hypergraphen 400/3200 mm, Belichtung 3 x 15 Minuten. Autor: Bernd Flach-Wilken.

34 32 SCHWERPUNKTTHEMA Die Morphologie von NGC 520 (= Arp 157 bzw. VV 231) im Sternbild Pisces ist gekennzeichnet durch zwei Gezeitenschweife, die schon in der Amateur- Aufnahme (Abb. 6) deutlich zu sehen sind. Sie streben in unterschiedlichen Richtungen vom Objekt weg. Großteleskopische Aufnahmen zeigen im Zentralgebiet ein chaotisches Durcheinander mit einem dunklen Band - staubförmige Materie, die für Scheibengalaxien typisch ist. In [26] wird NGC 520 als ein verzerrtes oder eruptives System bezeichnet, doch kann es keine ernsthaften Zweifel darüber geben, dass sich hier in einer Entfernung von 100 Millionen Lichtjahren eine heftige Galaxienkollision abspielt. Das System besteht zumindest aus der Scheibengalaxie NGC 520 und der Zwerggalaxie UGC 957 (= PGC 5208), die sich 6' entfernt schwach im Nordwestbereich abzeichnet. War sie schon vor dem Crash als Begleiter da oder ist sie erst jüngst entstanden? Was spielt sich außerdem im chaotischen Mittelteil von NGC 520 ab? In Computerberechnungen [27] konnte die äußere dynamische Erscheinung nur dadurch treffend simuliert werden, dass insgesamt drei Galaxien angenommen wurden. Insbesondere der südliche Gezeitenschweif und die nordwestliche Massenkonzentration ließen sich dadurch erklären, dass NGC 520 selbst aus zwei kollidierenden Scheibengalaxien besteht. Die Zwerggalaxie UGC 957, ursprünglich womöglich ein Satellit einer der beiden Scheibengalaxien, könnte den diffusen Nordschweif gebildet haben, als sie NGC 520 umrundete. Eindeutig ist, dass ein Arm aus neutralem Wasserstoff von UGC 957 auf NGC 520 hin gerichtet ist, die Zwerggalaxie selbst sitzt in einer Wasserstoffwolke [28]. Neue Langspalt- Spektroskopie im Optischen und Bilder im nahen Infrarot deuten stark darauf hin, dass Ich war gestern bei den beiden in der Sternwarte. Diese Astrologen sind ja sooo romantisch Sie haben mir erzählt, dass alle Sternbilder auf der Epileptik stehen Was sagst Du nun? der Nordwestpeak der Bulge einer der zwei Galaxien im System ist. Der andere größere Bulge wird im K-Band klar erkennbar, und zwar in der Mitte des Staubbandes [29]. Die spektralen Befunde legen nahe, dass im Zentrum des größeren Bulges der Überrest eines gasreichen irregulären Systems vorliegt. An dieser Stelle soll der Bericht über das Fachgruppenprojekt Wechselwirkende Galaxien enden. Sicherlich gäbe es noch zahlreiche schöne Beispiele, die eine Veröffentlichung wert wären. Wir können uns von daher gut vorstellen, von Zeit zu Zeit über weitere Ergebnisse zu berichten. Literaturhinweise [1] B. Parker: Colliding Galaxies; Plenum Publishing Corp., New York Sky & Tel. 77, No. 1, 18 (Januar 1989) [2] Galactic Collision Remnants; Sky & Tel. 81, No. 6, 580 (Juni 1991) [3] S. Eckardt: Die Verteilung atomaren Wasserstoffs in der Galaxiengruppe um M 81; SuW 34, 345 (5/1995) [4] A. Heithausen, F. Walter: Phönix aus der Asche; in: Blick in die Forschung, SuW 38, 941 (11/1999) [5] C. Wolf: M 33 von Dunkler Materie dominiert; in: Blick in die Forschung, SuW 39, 318 (5/2000) [6] H. Schulz: Das Rätsel der dunklen Materie (Teil 2); SuW 28, 656 (11/1989) [7] F. Casoli: Halos - La face cachée des galaxies; Ciel et Espace No. 311, 38 (März 1996) [8] M. Vogel: Wer sind die MACHOs im galaktischen Halo? in: Blick in die Forschung, SuW 34, 432 (6/1995) [9] D. Lutz: Verschmelzende Galaxien und Sternentstehung; SuW 24, 512 (10/1985). [10] W.C. Keel: Crashing Galaxies, Cosmic Fireworks; Sky & Tel. 77, No. 1, 18 (Januar 1989) [11] K.-W. Hodapp: Zusammenstoßende Galaxien; Kurzbericht SuW 24, 8 (1/1985) [12] Offene Sternhaufen in der Antennen- Galaxie; SuW 34, 508 (7/1995) [13] J. Roth: When Galaxies Collide; Sky & Tel. 95, No. 3, 48 (March 1998) [14] H. Jost-Hediger: Hubble enthüllt stellares Feuerwerk; Orion 56, No. 284, 10 (Februar 1998) [15] T. Althaus: Junge Kugelsternhaufen in der Radiogalaxie NGC 1275; SuW 31, 699 (11/1992) [16] S.G. Neff, J.S. Ulvestad: VLA Observations of the Nearby Merger NGC 4038/4039: H II Regions and Supernova Remnants in the Antennae ; Astronomical Journal, Vol. 120, Issue 2, 670 (8/2000) [17] D. Malin: Blick ins Weltall. Neue Bilder vom Kosmos; Franckh-Kosmos, Stuttgart 1994 [18] S. Laustsen, C. Madsen, R.M. West: Entdeckungen am Südhimmel; Springer/Birkhäuser 1986 [19] H.H. Voigt: Abriß der Astronomie; Bibliographisches Institut, Mannheim 1975 [20] I.F. Mirabel, H. Dottori, D. Lutz: Genesis of a dwarf galaxy from the debris of the Antennae; Astronomy and Astrophysics, vol. 256, no. 1, L19 (3/1992). [21] G. Radons: Garland - eine ungewöhnliche Zwerggalaxie; SuW 25, 512 (10/1986) [22] P.-A. Duc, I.F. Mirabel: Tidal Dwarf Galaxies; ESO The Messenger No. 89, 14 (September 1997) [23] K. Wenzel: NGC Rattenschwanzgalaxie im Krebs; interstellarum Nr. 10, 8 (April-Juni 1997) [24] J. Roth: Merging Galaxies: Step by Step; in: News Notes, Sky & Tel. 92, No. 2, 12 (August 1996) [25] M. Cragin, J. Lucyk, B. Rappaport: The Deep Sky Field Guide to Uranometria , Willman/Bell 1993 [26] R. Burnham jr.: Burnham's Celestial Handbook, Bd. 3, S ; Dover Publications, New York 1978 [27] S.A. Stanford, M. Balcells: Dynamical simulations of the interacting galaxies in the NGC 520/UGC 957 system; Astrophysical Journal, Part 1, vol. 370, 118 (March 1991) [28] S.A. Stanford: The H I Tidal Tail between NGC 520 and UGC 957; Astrophysical Journal vol. 358, 153 (7/1990) [29] S.A. Stanford, M. Balcells: The kinematics and morphology of NGC 520: One, two, or three galaxies; In NASA, Marshall Space Flight Center, Paired and Interacting Galaxies: International Astronomical Union Colloquium No. 124, 347 (11/1990)

35 FACHGRUPPE > AMATEURTELESKOPE 33 Wie gut sind Kaufhausteleskope? von Herbert Zellhuber Vor kurzem erhielt ich einen Anruf von einer älteren Dame, ob ich Verwendung für ein kleines Teleskop hätte. Ich könnte es umsonst haben! Sie schenkte das Fernrohr vor über 20 Jahren ihrem Mann, der jedoch nicht damit zurecht kam. Wie er sagte, ist die Montierung eine ziemlich wacklige Geschichte. Nun gut, bevor es im Müll landet, hole ich das Gerät ab. Das Instrument ist ein Refraktor 60/700 mm auf einer azimutalen Montierung. Als Zubehör sind dabei: ein Sucher 5 x 24, drei Okulare mit 24,5er Steckhülse (6, 10 und 20 mm Brennweite), eine 2-fach- Barlowlinse, ein Zenitprisma und jeweils ein Okularfilter für die Mond- und Sonnenbeobachtung. Als erstes wollte ich das Objektiv testen. Mir fiel gleich auf, dass die Streulichtblende im Tubus sehr eng gewählt ist; 300 mm hinter dem Objektiv ist eine solche im Durchmesser von 26 mm angebracht. Auch das innere Rohr am Okularauszug, welches zum groben Fokussieren per Hand verschoben wird, hat jeweils zwei weitere 14-mm-Blenden. Ich entfernte deshalb die Blende im Tubus sowie das innere Auszugrohr, damit ich auch mit meinen 1 1/4 -Okularen testen konnte. Hierzu befestigte ich noch ein passendes Rohrstück am Okularauszug. Zuerst probierte ich mit dem 32er Okular und konnte feststellen, dass das Bild recht passabel war. Dann das 20er Okular: Auch hier war die Abbildung gut und von der Farbe, also dem sekundären Spektrum, war kaum etwas zu sehen. Nun sollte das Verhalten am künstlichen Doppelstern geprüft werden. Dazu wählte ich ein 6er Okular, was einer Vergrößerung von 116- fach und einer Austrittspupille von 0,5 mm entspricht. Ich war erfreut, als ich damit einen Doppelstern mit einem Abstand von drei Bogensekunden leicht trennen konnte. Abb. 1: Dieses Kaufhausfernrohr lag 20 Jahre in einer Ecke. Warum eigentlich? Das Objektiv ist also nicht schlecht! Aber mir fiel bei der Handhabung des Instrumentes auf, dass die Mechanik der Montierung einige Macken hat. Das Einstellen, besonders bei hoher Vergrößerung, war alles andere als einfach. Deshalb nahm ich die mechanischen Komponenten etwas genauer unter die Lupe. Das Dreibein besteht aus Stahlrohren, wobei mit dem inneren Rohr die Höhe eingestellt wird. Mit 2 kg ist es um ein halbes Kilo schwerer als mein Fotostativ, ist jedoch nicht stabiler als dieses. Zum Tragen der Montierung und dem Fernrohr mit insgesamt 1,5 kg reicht es aber aus. Etwas kritischer sehe ich jedoch den Aufbau der Montierung. Der Tubus ist nicht wie bei einem Dobson im Schwerpunkt gelagert, sondern dieser liegt hier oberhalb. Steht der Tubus schräg und lässt man diesen los, so kippt dieser nach hinten. Deshalb muss man die Schiebestange zwischen Montierung und Tubus klemmen. Durch das Drehen der Rändelmutter an der Stange ist dann eine Höhenfeinbewegung möglich. Da die Lagerung in Azimut und noch im stärkeren Maße das Höhenlager relativ viel Spiel aufweist, hat man beim Einstellen des Fernrohrs auf ein Objekt Schwierigkeiten. Laut Bedienungsanleitung liest man folgendes: Dieses Teleskop ist so gebaut, dass selbst ein Kind das Teleskop mit Leichtigkeit und Vergnügen benutzen kann. Dem kann ich jedoch nicht zustimmen! Will man ein Himmelsobjekt im Fernrohr zentrieren, so ist jedes Mal das Spiel von den Lagern und der Mechanik über Schiebestange usw. zu berücksichtigen. Und das sind immerhin mehr als 2! Auch das Aufsuchen eines Objekts über den Sucher ist nur bedingt möglich. Bei näherer Betrachtung entpuppte sich der 5 x 24 Sucher als ein schlechter Witz. Er hat zwar eine Linse mit 24 mm Durchmesser, ist aber kurz hinter dem Objektiv auf 6 mm abgeblendet! Offensichtlich sollten damit die störenden Farbsäume des einlinsigen Chromaten unterdrückt werden. Mit dem Konstrukteur dieses Suchers würde ich mich gerne unterhalten... Hat man es trotzdem geschafft, ein Objekt am Himmel zu finden, geht es mit dem Nachführen weiter. Und dafür ist sehr, sehr viel Feingefühl nötig! Man versucht an der Montierung die azimutale Richtung sowie gleichzeitig durch Drehen der Rändelmutter die Höhe zu verstellen. Manchmal tut sich gar nichts

36 34 FACHGRUPPE > AMATEURTELESKOPE und dann fängt es gleich wieder zu hüpfen an. Wie schon gesagt, das Spiel... Die Mechanik ist dann noch mit honigzähem Fett eingeschmiert, was das feinfühlige Nachführen zusätzlich erschwert. Hier kann man eher von Frust als von Beobachtungsgenuss sprechen. Ich möchte noch kurz auf das restliche Zubehör eingehen: Das Zenitprisma ergibt in Verbindung mit dem 20er Okular ein akzeptables Bild, berücksichtigt man das geringe Eigengesichtsfeld des Okulars von 40. Das entspricht im Teleskop ca. 1. Das ist nicht viel. Mit dem 10er und 6er Okular ist ein Nachführen bei dieser Qualität der Montierung schon fast unmöglich. Bei den Vergrößerungen mit diesen beiden Okularen stößt auch das Zenitprisma an seine Grenzen, was am künstlichen Doppelstern leicht zu erkennen ist. Man könnte Planeten und Doppelsterne zwar im geradsichtigen Einblick beobachten, aber hierbei kommt mit dem unbequemen Einblickverhalten eben das noch größere Problem mit dem Nachführen hinzu. Aber das war noch nicht alles: In der Bedienungsanleitung wird auf eine 233,3- fache Vergrößerung mit der 2fach- Barlowlinse hingewiesen! Als weiteres Zubehör finde ich noch ein Okularfilter für die Mond- und Sonnenbeobachtung. Es ist ja bekannt, dass ein Sonnenokularfilter höchst gefährlich ist, da es durch die enorme Hitzeeinwirkung zerspringen kann und dem Auge dann irreparable Schäden bis zur völligen Erblindung drohen! Auf einen Test dieses Zubehörteils wurde deshalb verzichtet. Am Schluss stellt sich die Frage, ob der Kauf eines solchen Billigfernrohres sinnvoll ist. Bedenkt man, dass dieses Teleskop über 20 Jahre nur ungenutzt herumlag, war es sicher keine gute Anschaffung. Es sollte klar sein, dass an einem Fernrohr in dieser Preisklasse (ein gutes Weitwinkelokular kann durchaus teurer sein) bei der Verarbeitung eben etliche Abstriche hinzunehmen sind. Diese können so krass sein, dass ein Beobachten damit gar keinen Spaß machen kann! Wiederum ging aus dem Test hervor, dass das Objektiv eigentlich recht gut ist. Mit einer ordentlichen mechanischen Verarbeitung des Tubus und entsprechend berechneter Streulichtblenden, um auch 1 1/4 -Okulare verwenden zu können, hätte man ein Gesichtsfeld von über zwei Grad zur Verfügung. Dann hätte man ein durchaus brauchbares Fernrohr zum Beobachten von Sonne (natürlich mit den nötigen Sicherheitsmaßnahmen!), Mond, Planeten und helleren Deep-Sky-Objekten. Dazu gehört natürlich ein Sucher, mit dem man auch etwas findet, und eine stabile Montierung. Die Montierung braucht dabei nicht unbedingt parallaktisch sein, man hätte aber damit gewisse Vorteile. Aber das bekommen Sie natürlich nicht zum Preis eines Kaufhausteleskops... Erfahrungen mit dem Bresser-Pulsar 120/1000 mm von Wolfgang Sorgenfrey Die Berichte der Teleskopbesitzer sind außerordentlich different und spalten diese auch emotional in gegensätzliche Lager. Ich werde an die 60er Jahre erinnert, als die ersten Japaner zum Billigpreis in den etablierten Astromarkt eindrangen (und in der Tat erst einmal Schrott verkauften). Wohin die Entwicklung führte, wissen wir heute allzu gut! China wird in Zukunft nachziehen und sowohl Kaufhaus- als auch Superqualität anbieten. Noch gilt das Riesenreich als Billiglohnland und wir Verbraucher können davon profitieren. Es obliegt den Importeuren, ob wir mit der Ware zufrieden sein können, denn diese haben die Pflicht, angemessene Qualitätskontrollen durchzuführen, die bei einer so knallharten Massenfertigung einfach anzuraten sind. Ein Umtauchrecht sollte zwar selbstverständlich sein, doch zeigt eine Inanspruchnahme vielleicht nur, dass der Händler dieser Pflicht nicht genügend nachkam. Die in letzter Zeit zunehmenden kontroversen Diskussionen via Internet veranlassen mich zu folgender Feststellung: Mein Erfahrungsbericht ist händlerunabhängig und bezieht sich auf mein über eine Flohmarkt-Zeitung erworbenes Teleskop, einem Bresser-Pulsar 120/1000 mm. Eine repräsentative Aussage ist somit nicht möglich und auch gar nicht beabsichtigt. Alle Erkenntnisse sind unter amateurastronomischen Bedingungen und Möglichkeiten gewonnen, wenn auch mit der Erfahrung einer über 40jährigen Praxis. Nun zur Sache: Das lichtstarke Teleskop mit einem klassischen Fraunhoferobjektiv wird weltweit unter den verschiedensten Vertriebsmarken angeboten (z. B. Bresser, Celestron, Sky-Watcher, Antares, Helios, Orion). Oft unterscheiden sie sich durch unterschiedliche Lackierungen, wobei mein Bresser-Pulsar in Schwarz eine gute Figur macht, aber besser bei Sonnenbeobachtungen wegen des Aufheizungseffektes eine helle Farbe haben sollte Die Bauweise ist den japanischen Vorbildern nachempfunden, die eine Unterscheidung erschwert. Das gilt auch für die dazugehörige EQ-5- Montierung, die bei meinem Kauf jedoch nicht enthalten war. Augenfälligstes Merkmal ist das nicht justierbare Objektiv, denn es ist lediglich aufgeschraubt und verhindert damit zunächst eine vielleicht anfallende Korrektur der Kollimation. Der Okularauszug, stets ein Qualitätskriterium, läuft sanft in einer 70 mm langen Dreibackenführung mit Kunststoffbelag und kann in seinen Laufeigenschaften an zwei versenkten Schräubchen korrigiert werden. Eine Feststellschraube für das Auszugsrohr ist vorhanden. Für Okulare mit großer Feldlinse ist der 2 -Anschluß vorgesehen und lässt sich reduzieren auf die Standardokulare mit 1 1/2 Durchmesser. Auch ein T2-Fotoanschluß ist hier vorhanden. Gut gelöst: das Reduzierstück besitzt eine Ringschwalbe, die mittels zweier Schrauben in beliebige Position geklemmt wird. Der Hub des Auszugrohres beträgt 80 mm und lässt den Einsatz meines 60 - Binos zu. Mit einem bisschen bastlerischen Geschick lässt sich auch anderes kritisches Zubehör, wie z. B. der Radialguider von Celestron, adaptieren. Nicht nur im Teleskoptubus sondern auch im Okularauszugsrohr befinden sich eine Anzahl Blenden, die das Streulicht in den Griff bekommen sollen. Blickt man in den

37 FACHGRUPPE > AMATEURTELESKOPE 35 Abb. 1: Serienmäßiges und Fremd-Zubehör: 1) 6x30 Sucher, 2) Steinheil-Mittenzwey 50 mm, 3) bis 5) Kellner 6,3 mm, 10 mm, 25 mm, 6) Zenitprisma, 7) Adapter 2 / 1 1/4, 8) 2 -Okularauszug, 9) Mikroskop-Bino mit Vergrößerungswechsler, 10) Celestron Radialguider mit Fadenkreuzokular und Kamera Praktica VLC. gegen den hellen Himmel gerichteten Teleskoptubus, kann man von weitgehendster Sreulichtfreiheit sprechen, sieht man einmal davon ab, dass die kleinen Blenden im Auszugsrohr an ihren Kanten und zahlreichen Aussparungen anfällig sind. Das Fraunhoferobjektiv selbst wirkt sehr klar (Mehrschichtvergütung), ist aber nicht ganz staubfrei. Es kann mit einer 160 mm langen Taukappe versehen werden, die aber die ohnehin deutliche Kopflastigkeit des Teleskops um 600 Gramm steigert. Ein Eigenbau aus schwarzem Karton ist empfehlenswert. Der 6x30-Sucher ist optisch makellos und kann mit seiner einbeinigen Halterung vom Tubus ausgeklinkt werden. Die Passung ist dort recht grobschlächtig. Justiert wird mit 3 Schrauben, wobei eine davon federnd ist und dadurch der Mechanik unvermittelt einen höherwertigen Touch verleiht. Zwei Rohrschellen mit einer Anschlussschiene, ein Zenitprisma (1 1/2 ) und drei Kellner-Weitfeld (WA)-Okulare (25, 10, und 6,3 mm) ergänzen mein Teleskop, für das mir 700,00 DM mehr als angemessen erschienen. Mit dieser Ausstattung sollte man zufrieden sein, der Kenner aber wird genauer hinsehen und je nach Sensibilität im Detail etwas nachbessern wollen. Gerade beim Gelegenheitskauf ist schon einmal eine Prüfung der mechanischen und optischen Eigenschaften vor Ort anzuraten. Hilfreich ist z. B. die Betrachtung eines Sternes oder (am Tage) eines hellen punktförmigen Lichtreflexes in der Umgebung. Ist dieser bei extraund intrafokaler Einstellung nicht deformiert und im Wesentlichen gleichmäßig, so scheint kein gravierender Fehler an der Optik vorzuliegen. Meist ist der Verkäufer auch verständnisvoll und gestattet ein Rückgaberecht. So intruiert, erwarb ich das Gerät und konnte den nächsten klaren Himmel im Juli 2000 kaum erwarten. Bis dahin nutzte ich die Zeit, um mir die Details des Instruments genauer anzusehen. Die Justierunfähigkeit des Schraubobjektivs lag mir schwer im Magen! Was tun, wenn die Kollimationsüberprüfung mit dem Justierset negativ ausfiel? Zudem hatte ich bereits entdeckt, dass der Okularstutzen nicht ganz korrekt in das Zentrum des Objektivs zeigte um ca. 0,8 mm achsenversetzt in seiner Führung saß. Am künstlichen Stern (Lichtleiterbündel) konnte ich zwar keine wesentliche Qualitätsminderung erkennen, was wiederum für eine gewisse statthafte Fehlertoleranz sprach, aber meine Pingeligkeit siegte und hatte Folgen. Im Chesire war eine kleine Missweisung der Reflexe erkennbar, und bei stärkerer Vergrößerung war ein Shifting des Okularauszuges störend, welches auch nicht mit Hilfe der Einstellschräubchen zu beheben Tabelle 1: Testdoppelsterne für die Leistungsgrenze war. Also raus mit dem kompletten, mehrteiligen Auszug und dem Objektiv obendrein! Letzteres hätte nicht sein müssen, denn das Wiederanschrauben auf das recht unsaubere Feingewinde erwies sich als Geduldsspiel, denn mit jedem Versuch erzielte ich zum Teil erhebliche Verkippungen der Fassung, ohne dass sogleich eine spürbare Schwergängigkeit im Gewindegang fühlbar wurde. Ich habe den Verdacht, dass die Chinesen diese unpräzise Eigenschaft nutzen, um die entsprechend nötige Justage ausüben zu können. Mir jedenfalls blieb nichts anderes übrig. Am Okularauszug blieb ein Auswechseln der Kunststoffbeläge ohne Auswirkung auf die Shiftanfälligkeit. Auch die Mittigkeit des Auszugsrohres war so nicht machbar. Blieb also nur ein Überarbeiten der Gussteile, des Auszuges an seinen Passungen mit Hilfe der Drehbank. Dabei verschwanden auch die hineingelaufenen Farblacknasen, die zur Dejustierung des Okularauszuges beitrugen. Zur exakten Führung des Auszugsrohres setzte ich am vorderen und hinteren Ende des Führungsrohres je eine schmale Laufbuchse ein. Dadurch wurde Mittigkeit und ein shiftfreies Gleiten beim Fokussieren erreicht. Die Führungsbacken wurden überflüssig. Der nächste Schreck ließ aber nicht lange auf sich warten: Der von Objektiv und Okularauszug befreite Teleskoptubus aus 2 mm starkem gezogenen Aluminium war deformiert. Es hob sich die Mitte einer Seite beim Abrollen auf einer Ebene um 5 mm (!) ab, während die Gegenseite gerade blieb. Zuerst nannte ich das Rohr eine chinesische Banane, in der eine Optik nichts zu suchen hat. Später erkannte ich, dass das Rohr in seiner Gesamtheit wohl eine Gerade, aber einseitig konkav eingefallen war. Auf die Kollimation hätte das folglich keine Auswirkung, jedoch ist diese Unsauberkeit dann unangenehm, wenn das Fernrohr in seinen Rohrschellen gedreht oder gewechselt wird: Das anvisierte Ziel bleibt nicht im Gesichtsfeld und der Deklinationskreis wird ungenau. Der Zusammenbau führte letztendlich zum Erfolg: das Okularrohr zeigt in die Mitte Name a d Helligkeit Distanz Erscheinung Zeta Boo 14h 41,1m ,5 / 4,6 1,0 eindeutig stabförmig ADS h 37,2m ,4 / 6,5 1,1 dunkler Zwischenraum

38 36 FACHGRUPPE > AMATEURTELESKOPE des Objektivs, und nach geduldigem Aufschrauben desselben ist die Kollimation perfekt, so dass einer optischen Prüfung am Himmel nichts mehr im Wege stand. Bei einer Vergrößerung von 33x (Celestron Ultima 30 mm) war der Anblick vom Doppelsternhaufen h + χ Per dermaßen überwältigend, dass ich sogleich mein 8 - SC-Teleskop als Vergleichsfernrohr heranziehen wollte. Nadelstichfeine, völlig farbreine kleine Diamanten auf streulichtfreiem Untergrund breiteten sich im Gesichtsfeld des Refraktors randscharf aus! Das hätte ich von einem Fraunhofer dieser Größe mit dem gewagten Öffnungsverhältnis von f / 8,3 nicht erwartet. Im 8 - Schmidt-Cassegrain war natürlich die Grenzgröße der Sterne und die Bildhelligkeit augenfällig, gleichzeitig aber auch die typische Bildfeldwölbung. Chromatisch gab es kaum einen Unterschied. Freilich ist der Farbreinheit im Refraktor eine Grenze gesetzt, dann nämlich, wenn die Vergrößerung und vor allem die Objekthelligkeit hohe Werte annehmen. So empfand ich die zwar messerscharfe Venus mit ihrer blauen Umhüllung (sek. Spektrum) als Extrembeispiel weniger genussreich, Wega jedoch völlig akzeptabel mit ihrem fast unauffälligen, tiefblauen Farbsaum. Dort, wo die Helligkeiten sehr stark kontrastieren, ist also mit deutlichen Farbfehlern zu rechnen. So lassen Sonne und Vollmond bei Übersichtsvergrößerungen je nach Einblickverhalten einen gelben (objekteinwärts) oder blauen (außerhalb des Objekts) Saum erkennen. Wird die Sonne stärker vergrößert, nimmt der Kontrast an einem Sonnenfleck ab, da der sekundäre spektrale Blauanteil des hellen Umfeldes in die Umbra hineinschwappt und aufhellend wirkt. Ein Grünfilter schafft Abhilfe und der Beobachter hat ein steinhartes Bild zur Verfügung, an dessen Farbe man sich sogar schnell gewöhnt. Am Mond ist diese Maßnahme bis etwa Halbmondphase nicht nötig, erst bei zunehmender Helligkeit empfiehlt sich auch hier ein Filter. Ganz ohne Filter kommt man bei Jupiter und Saturn aus. Letzterer zeigte sich in einer geschnittenen Schärfe, die auch durch Hinzufügen einer Barlowlinse (2x) bei V = 318x kaum vermindert wurde. Die Cassini- Teilung war lediglich vor der Planetenscheibe etwas schwieriger zu verfolgen. Jupiter stand dem nicht nach und forderte regelrecht zum Zeichnen auf. Störende Farbränder waren bei V = 158x noch nicht festzustellen, erst der direkte Vergleich mit meinem 150/3000-mm-Faltrefraktor (FH- Optik Lichtenknecker) ließ bei diesen die bessere chromatische Korrektur erkennen, was sich hauptsächlich durch ein neutraleres Gesamtbild, ähnlich wie im Spiegelteleskop, äußerte. Mein Chinese neigt im allgemeinen zu einer gelblichen Wiedergabe. Das Trennvermögen von Doppelsternen ist die hohe Schule eines Teleskops. Nach Dawes muss eine Teleskopoptik mit Abb. 2: Mond am um 21:23 MESZ, mit 120/1000 mm Fraunhofer-Refraktor 6 Sek. (!) belichtet auf EFKE-KB50 plus Gelbfilter. Okularprojektion mit KE 10 mm WA. Effektivbrennweite 10 m, Öffnungsverhältnis N 83. Abb. 3: Mond am um 21:17 MESZ, technische Daten wie Abb. 1.

39 FACHGRUPPE > AMATEURTELESKOPE 37 N V.W. / mm 0,036 0,056 0,08 0,11 0,14 0,22 0,32 0,50 0,72 Tabelle 2: Erlaubte Vereinigungsweite in Abhängigkeit vom Öffnungsverhältnis N Fazit: Mein kleiner Chinese ist mir so richtig an`s Herz gewachsen, vielleicht auch deswegen, weil ich ihn noch ein wenig mit der Flasche aufpäppeln musste. Das Kind war in seiner derzeitigen Funktion ungewollt, es sollte nämlich mein drittes Protuberanzenfernrohr werden (bzw. das Objektiv dazu). Eine Verhütung wäre eine Sünde gewesen. Nun ist aus ihm ein richtiges As geworden! 120 mm Öffnung einen Doppelstern mit 0,97 Bogensekunden Distanz und gleicher Helligkeit beider Komponenten länglich zeigen; nach Rayleigh soll bei 1,15 Bogensekunden Abstand eine dunkle Trennlinie dazwischen sein. Bedingung dazu ist eine sehr gute Luftruhe, die man mit kleineren Teleskopen öfter vorfindet und somit die Leistung der Optik auch häufiger nutzen kann. Die Erwartungen wurden nicht enttäuscht, und ich habe am Ende meines Berichtes zwei dieser Prüfsterne aufgeführt. Auffallend auch hier das ungequälte Bild. Man glaubt, das Objekt könne unbegrenzt vergrößert werden! Bei so viel Beifall machte es regelrecht Vergnügen, am Stern die Überprüfung der Beugungsbilder vorzunehmen. Kreisrund quollen die feinen, scharfen Ringe aus dem fokalen Stern hervor, wenn entsprechend in beiden Richtungen defokussiert wurde. Die sphärischen und chromatischen Merkmale, die man daraus erkennen kann, entsprachen weitgehendst den Vorschriften. Im Zweifelsfall könnte man der Optik vielleicht eine geringe sphärische Überkorrektur bescheinigen. Eine Methode, welche diese persönliche Einschätzung definitiv in Zahlen belegt, ist die, wenn man die Vereinigungsweite zweier Zonen des Objektivs misst und daraus eine Gütezahl bestimmt. Lichtenknecker hat in einer Beilage zu den VdS-Nachrichten 12/1957 das Verfahren beschrieben und ist hier im Kasten nacherzählt. Da für das Bresser-Pulsar-Objektiv eine Vereinigungsweite von 0,15 mm erlaubt ist, liegt mein gemittelter Wert mit 0,08 mm in einem hervorragenden Bereich und erzielt eine Gütezahl von 0,55. Aufgrund seines chromatischen Korrekturzustandes ist ein Fraunhofer f / 8.3 nicht unbedingt für die Astrofotografie geeignet, und nicht umsonst werden die besten Aufnahmen mit sehr kostspieligen Apochromaten oder Spiegeloptiken gemacht. Trotzdem sollte der Qualitätsfanatiker ein Auge zudrücken und dem Anwender seine zu nichts verpflichtende Liebhaberei ausleben lassen. Zumindest in der S/W-Fotografie lässt sich mittels Gelb- oder Grünfilter der Farbfehler beseitigen. Beim Farbfilm aber muss man s nehmen, wie es ist: je nach Helligkeit des Objekts oder Belichtungsdauer werden vornehmlich blaue Falschfarben und aufgeblasene Sterne das Astrofoto bereichern. Einige Bildbeispiele sollen zeigen, dass man damit auch leben kann. Ein vignettierungsfreies und nahezu geebnetes Bildfeld im Kleinbildformat kann z. B. ein wichtiges Argument für den Refraktor sein. Er ist hier im Vorteil gegenüber meinem Schmidt- Cassegrain, der seine Domäne in der längeren Brennweite ausspielen kann, sieht man von seiner Farbreinheit einmal ab. Abb. 4: Pferdekopf- und Flammennebel im Orion, aufgenommen auf der Farm Hakos / Namibia am um 4: Minuten belichtet auf Kodak E 200 mit Bresser Pulsar 120/1000 mm plus Minus- Violett-Filter (Lumicon). Gütezahlbestimmung eines Objektives (sinngemäß aus: D. Lichtenknecker, Monatsbeilage der VdS-Nachrichten 12/1957) Wurde das Objektiv als chromatisch einwandfrei befunden und zeigten sich auch keine Anzeigen für Zonenfehler im Beugungsbild, kann man aus der Differenz der Vereinigungsweite der Strahlen zweier Zonen die Güte des Objektivs bestimmen. Dazu schneidet man aus Pappe zwei Blenden, deren eine die Objektivöffnung auf 71 % des Durchmessers verringert (halbe Fläche der Gesamtöffnung), während die andere das Gegenstück dazu darstellt. Mit hoher Vergrößerung werden jeweils pro Blende einige genügend sichere Fokussierungen am Stern vorgenommen und die Stellung des Okularauszugs auf möglichst 0,10 mm genau abgelesen (Schieblehre, Messuhr). Bei der Gegenüberstellung der so erhaltenen gemittelten Messwerte stellt man fest, dass die Brennpunkte der beiden Zonen nicht zusammenfallen. Die Größe der erlaubten Differenz hängt ab vom Öffnungsverhältnis N des Objektivs und von der Lichtwellenlänge. Ist das Objektiv gut, muss der ermittelte Messwert innerhalb des erlaubten Betrages liegen (s. Tabelle 2). Eine Gütezahl, die zum Vergleichen von Objektiven und Spiegeln geeignet ist, lässt sich ableiten, in dem man die gemessene Differenz durch die maximal zulässige dividiert. Ist die Zahl kleiner als 1, so ist das Objektiv gut. Bei größeren Werten als 1 ist der durch die ungenügende Strahlenvereinigung hervorgerufene Zerstreuungskreis größer als das durch die Größe der wirksamen Öffnung bestimmte Beugungsbild und beeinträchtigt das Trennvermögen der Optik.

40 38 FACHGRUPPE > AMATEURTELESKOPE Abb. 5: Tarantelnebel im Doradus, auf genommen auf der Farm Hakos / Namibia am um 0: Minuten belichtet auf Kodak E 200 mit Bresser Pulsar 120/1000 mm plus Minus-Violett-Filter (Lumicon). Errata Leider sind der Redaktion in der letzten Ausgabe ( II / 2001) einige Fehler unterlaufen. Wir danken unseren Lesern für die Hinweise: S. 31: Bei den Beiträgen Zirkumzenitalbogen und Pollenkorona fehlt die Angabe des Textautors. Aus den vorliegenden Unterlagen lässt sich vermuten, dass der Autor Gerald Berthold ist. S. 36: Im Beitrag Das LRGB-Verfahren mit Filmemulsionen in der digitalen Dunkelkammer ist der Inhalt der Abb. 1 verloren gegangen. Hier das korrekte Bild. S. 51: Der Beitrag Das Feuerkugelnetz des DLR gehört nicht zur Fachgruppe Atmosphärische Erscheinungen sondern zur Fachgruppe Meteore. S. 52: In der letzten Zeile des Beitrags Das Feuerkugelnetz des DLR müssen die Symbole korrekt lauten: ar = 130, dr = 20 und v = 28 km/s Seite 76: Der Beitrag Leoniden 2001 ein erster Bericht ist nicht von der Fachgruppe Meteore eingereicht worden, wie die Seitenüberschrift Abb. 1: Fachgruppe Meteore vermuten lässt. Der Beitrag sollte in der Rubrik So sieht das korrekte Bild zu Abb. 1 des Beitrages Beobachterforum erscheinen. Das LRGB-Verfahren mit Filmemulsionen in der S. 139: Bei den Impressionen muss die Bildunterschrift zu Bild 13 lauten: digitalen Dunkelkammer im VdS-Journal II/2001 Abb. 13 (unten): Die partielle Phase der totalen Mondfinsternis am aus. konnte Karlheinz Seeger durch Wolkenlücken verfolgen. Ihm gelang diese Aufnahme bei einer 1/60 Sekunde Belichtungszeit mit einem 400-mm-Objektiv auf Agfa HDC 200 Film. Standort war Nagold. S. 142: Der Autor der Rezension: Drehbare Kosmos-Sternkarte ist Axel Thomas. Wir bitten unsere Leser die Fehler zu entschuldigen.

41 FACHGRUPPE > SELBSTBAU 39 Ein 18 -Fensterglasdobson ein unseriöses Spiegelschleifprojekt? von Rüdiger Heins Abb. 1: Grobschliff: Der Spiegel ist unten. Oben befindet sich das Schleifwerkzeug, eine mit unglasierten Badezimmerfliesen beklebte Gipsscheibe. Abb. 2: Guss der vorgekrümmten Schleifschale aus Gips für den Feinschliff. Die vor einigen Jahren aus den USA herüberschwappende Dobsonwelle hat das Gesicht der hiesigen Amateurastronomie verändert. Die Handhabung von Dobsonteleskopen ist leicht und man kann im Selbstbau relativ große Öffnungen realisieren. Allerdings kostet die Beschaffung eines kommerziellen Hauptspiegels, z. B. mit Durchmessern von 16 bis 20 Zoll, viele tausend Mark. Eine Alternative dazu wäre der Selbstschliff. Inzwischen gibt es einige gute Instruktionen in englischer Sprache im Internet. Besonders hervorzuheben ist hier Large Thin Mirror Making von Mel Bartels. Kurz und kompetent werden hier die Schwierigkeiten bei der Herstellung großer Optiken beschrieben. Ein weiterer, recht umfangreicher Artikel von dem amerikanischen Optiker Robert Kestner befindet sich im Anhang der Dobson-Bibel The Dobsonian Telescope. Basierend auf diese beiden Anleitungen wollte ich versuchen einen 18 -Spiegel zu schleifen. Die ersten Probleme traten schon bei der Beschaffung des Rohlings auf. In Deutschland kosten Rohlinge in dieser Größe mit einer Dicke von 5 cm ab DM für Duran 50, bis über DM für Quarz. Da das Risiko des Scheiterns durchaus bestand, waren solche Investitionen für mich nicht akzeptabel. Zu diesem Zeitpunkt begann ich das erste Mal über Fensterglas nachzudenken. In beiden Abb. 3: Feinschliff- Schleifschale mit aufgeklebten Karosseriescheiben. Anleitungen wird - obwohl hier natürlich etwas dickeres Pyrexglas favorisiert wird - auch auf dünnes Plateglass eingegangen. Einige US-Spiegelschleifer haben aus diesem Material schon erfolgreich eine große Optik gefertigt. Hierzulande gibt es im Glasfachhandel normales Fensterglas bis zu einer maximalen Stärke von 24 mm. Die Kosten für eine 18 -Scheibe schwanken zwischen ca und DM (Stand 2000). Dieser Preis schien mir für etwas mit Versuchscharakter durchaus akzeptabel, also bestellte ich. Ein paar Wochen später lag dann der 10 kg schwere Rohling vor mir. Als Gegenstück beim Grobschliff diente eine 6 cm dicke Gipsscheibe im Durchmesser von 39 cm, welche mit unglasierten Badezimmerfliesen beklebt worden war. Der Grobschliff begann mit Karbo 60. In der Anfangsphase wurde mit dem zukünftigen Spiegel oben geschliffen, mit w-förmiger Strichführung und sehr viel Druck, um eine schnelle Aushöhlung zu erreichen. Dadurch war die Standzeit des Schleifmittels mit 4-5 Minuten sehr kurz. Nach 1 1/2 Stunden konnte man dann auch schon eine Vertiefung von 0,6 mm feststellen. Sie wird als Pfeilhöhe bezeichnet und mit einem Balkensphärometer gemessen. Normalerweise haben 18 -Spiegel ein Öffnungsverhältnis von f/4,5. Aufgrund des unüblichen Materials und dem Dickeverhältnis der Glasscheibe von knapp 1:20 wählte ich ein Öffnungsverhältnis von f/5,5. Die erforderliche Pfeilhöhe liegt hier bei ca. 5,2 mm. Nach insgesamt 9 1/2 Stunden Grobschliff betrug die Vertiefung 3,5 mm. Der Rand war in einem Bereich von 14 mm überhaupt noch nicht bearbeitet worden. Um diesen auch auszuschleifen und die sphärische Form zu gewährleisten, wurden Schleifschale und Rohling vertauscht. In einer Gesamtzeit von 18 Stunden konnte der Grobschliff nach Erreichen einer Pfeilhöhe von 5 mm beendet werden. Durch den Verbrauch von 6 kg Karbo 60 war die Schleifscheibe total verschlissen. Von der Spiegeloberfläche machte ich für den Feinschliff und die nachfolgende

42 40 FACHGRUPPE > SELBSTBAU abgesunkene Kante gesellte sich dazu. Aber dafür war jetzt nur noch lagerungsbedingter Astigmatismus nachweisbar. Abb. 4 (oben): Vorbereitung zur Herstellung einer streifenförmigen Pechhaut. Abb. 5 (rechts): Behandlung der abgesunkenen Kante mit dem kleinen Pech-Tool. Politur jeweils Gipsabdrücke. Zum Feinschleifen beklebte ich die neue Schleifschale mit Karosseriescheiben. Dieser Tipp aus dem Internet funktioniert nur auf vorgekrümmten Flächen. Der nachfolgende Feinschliff, der Spiegel lag weiterhin unten, verlief wirklich erstaunlich schnell. Bereits nach 15 Minuten mit K 120 waren keine groben Löcher vom K 60 mehr zu erkennen. Zur Sicherheit arbeitete ich mit der Körnung noch eine weitere Viertelstunde. Dann folgten nach jeweils 30 Minuten K 240, K 500 und 9 My Microgrit WCA bildete den Schluss. Bis jetzt lief alles nahezu perfekt, aber die größten Hürden standen ja noch bevor: Das fehlerfreie Auspolieren und anschließende Parabolisieren. Die Herstellung einer streifenförmigen Pechhaut auf dem 39 cm durchmessenden Tool klappte auf Anhieb. Das verwendete optische Schwarzpech Härte 24 bezog ich von der Fa. Piering aus Eich in Sachsen. Als Poliermittel kam Ceroxyd von Pieplow&Brandt zum Einsatz. Es hatte sich in der Vergangenheit schon ausgezeichnet bewährt und stellt einen guten Kompromiss zwischen glatter Oberfläche und schnellem Auspolieren dar. Zum Polieren blieb der Spiegel auch weiterhin in unterer Position. Nach den ersten 45 Minuten zeigte er überall schon einen ganz ordentlichen Glanz und der erste Foucaulttest konnte beginnen. Hierzu lagerte der Spiegel in einer Schlinge. Nach dem Ausrichten zeigte sich ein mäßiger Zentralberg. In meinem Foucaulttester hatte ich einen künstlichen Stern eingebaut, um die Optik auch auf einen möglichen Astigmatismus zu überprüfen. Der dünne Spiegel muss durch die fast senkrechte Lagerung astigmatische Verspannungen aufweisen, die sich durch elliptische, jeweils um 90 gekippte Abbildungen der intra- und extrafokalen Scheibchen bemerkbar machen würden. Wenn der Spiegel nur einen lagerungsbedingten astigmatischen Fehler hätte, blieben die Ellipsen bei Drehung des Spiegels immer in der gleichen Orientierung stehen. So hoffte ich zumindest, aber die Wirklichkeit ist immer grausamer. Ein deutlich sichtbarer Astigmatismus war erkennbar und bei Drehung des Spiegels wanderte er mit. Wahrscheinlich war eine Lage Teppich doch zu wenig, so dass der Fehler schon beim Schleifen entstanden sein kann. Astigmatismus auszupolieren ist ein ziemlich aussichtsloses Unterfangen. Ich musste nochmals zu Karbo 240 zurück. Auf zwei dicke Lagen Teppich als Unterlage ging der Feinschliff von vorn los und nach relativ kurzer Zeit konnte ich weiterpolieren. Im Foucaulttest fast alles wie gehabt: Der Zentralberg erschien wieder und eine leicht Jetzt kam es darauf an, den Spiegel auszupolieren und nur gelegentlich zu testen. Nach 18 Stunden war es soweit: Der Zentralberg existierte immer noch und die abgesunkene Kante hatte sich bis zu einer Breite von ca. 10 mm ausgedehnt. Es war an der Zeit, sich um die Spiegelfehler zu kümmern. Der Kante rückte ich mit einem Pech-Tool im Durchmesser 4 cm zu Leibe. Es gelang mir, die Absenkung bis auf 5 mm zu reduzieren, was bei dieser Spiegelgröße tolerierbar war. Allerdings hatte ich nun einen Graben im äußeren Bereich. Durch Veränderungen der Pechhaut und unterschiedliche Strichführung konnte ich den Graben beseitigen, sowie den Zentralberg deutlich verkleinern. Der Spiegel zeigte nun im Foucaulttest - bis auf die Reste des Zentralberges - eine perfekte Sphäre, so dass ich mit dem Parabolisieren beginnen konnte. Zur Vertiefung der Mitte benutzte ich abwechselnd ein 25 cm Tool und den 39 cm Polierer. Nach einiger Zeit konnte die erste Zonenmessung vorgenommen werden. Der Spiegel wurde in fünf Messzonen unterteilt. Ich verwendete dazu eine Nagelleiste, die ich kurz vor der Spiegeloberfläche plat- Abb. 6: Der Foucaulttester, im Hintergrund der Spiegel; Messstrecke über Flur und Zimmer.

43 FACHGRUPPE > SELBSTBAU 41 Abb. 7 (oben): Hauptspiegellagerung mit Luftpolsterfolie. Abb. 8 (rechts): Das Oberteil, befestigt mit vier Fahrradsattel-Spannern. zierte. Die Nägel markierten jeweils die Mitte der einzelnen Zonen. Ein Parabelschatten war schon erkennbar und in einer erste Messreihe ergab das zur Auswertung benutze PC-Programm Parabel von Martin Trittelvitz einen Wellenfrontfehler von 1/1 Lambda. In halbstündigen Arbeitsschritten konnte ich laufend bessere Werte erhalten. Nach knapp fünf Stunden Parabolisieren schien es geschafft. Als gemitteltes Ergebnis aus sechs Einzelmessungen spuckte der PC einen Wellenfrontfehler von Lambda 1/10 aus. Die schlechteste Einzelmessung lag bei Lambda 1/6. Eigentlich zu schön um wahr zu sein, der Test am Stern würde dann zeigen was diese Messungen wirklich wert waren. Während des gesamten Poliervorganges gab es mit dem Fensterglas keine nennenswerten thermischen Probleme. Es ließ sich obendrein schneller schleifen und polieren als z. B. Duran 50. Die Fertigstellung des Spiegels gelang nach insgesamt 60 Stunden. Anschließend erfolgte der Bau des Dobsonteleskops. Da die Optik sehr leicht war, konnte die Spiegelbox ein wenig robuster ausfallen. Alles oberhalb des zukünftigen Schwerpunktes sollte hingegen in Leichtbauweise gefertigt werden. Ein so dünner Spiegel braucht normalerweise eine 27-Punkt-Entlastungslagerung. Ich hatte jedoch von einem Engländer gehört, der seine dünnen Optiken auf Luftpolsterfolie lagert. Dieser Versuchung erlag ich nach kurzem Ringen, war doch der Arbeitsaufwand um ein Vielfaches geringer. Zusätzlich gab es da noch einen weiteren Vorteil der Knallfolie : Da Fensterglas eine dreimal größere Wärmeausdehnung hat als Duran 50, muss es langsamer abkühlen, um seine Form nicht zu gefährden. Hierzu bildet die Folie ein ausgezeichnetes Isoliermaterial. Zusätzlich wurde der Spiegel seitlich mit Neopren umfasst. Als Grundplatte für die Folie dient eine MDF-Platte. Normales Sperrholz könnte sich bei Feuchtigkeit, bedingt durch die Maserung, in eine Richtung verziehen und Astigmatismus erzeugen. Die sichelförmigen Höhenräder wurden ein wenig bei Bernd Schatzmann abgeguckt und als Gegenfläche für das Teflon mit Alustrukturblech belegt. Als Oberteil wählte ich einen einzelnen Holzring, der noch aufgebohrt wurde. Gegenüber dem NGF- Okularauszug verhindert eine abnehmbare Gegenlichtblende aus Isoliermatte den Streulichteinfall. Aufgrund der Brennweite von 2,5 Metern war es möglich, einen Fangspiegel mit nur 65 mm Durchmesser zu verwenden. Für alle zu fertigenden Rundungen hatte ich mir von einem Freund eine Oberfräse ausgeliehen. Diese Maschine war eine Offenbarung, alles ging viel leichter, schneller und präziser. Zu schade, dass ich sie wieder zurückgeben musste. Die Verbindung zwischen Ober- und Unterteil erfolgte mit Alu-Zeltstangen. Die Enden waren werkseitig schon gequetscht und durchbohrt. Sie sind preiswerter als die Alurohre aus dem Baumarkt und über den Campingfachhandel Fritz Berger zu beziehen. Die Stangen wurden am oberen Ende paarweise zusammengefasst. Die Befestigung am Oberteil erfolgt mit Fahrradsattel-Spannern. Unten erfüllen Flügelschrauben ihren Zweck. Das Dobson wurde recht zügig fertiggestellt und ich hatte schon bald - mit noch unverspiegelter Optik - First Light. Ziemlich aufgeregt blickte ich zuerst durch Abb. 9: Second Light vor der Haustür.

44 42 FACHGRUPPE > SELBSTBAU mein 30 mm Leitz-Okular auf einen mittelhellen Stern im Pegasus, der sich dann auf den Punkt scharfstellen ließ. Das beruhigte, reichte aber noch nicht; erst bei hoher Vergrößerung ist eine wirkliche Beurteilung der optischen Qualität möglich. Mit den Bewertungsmustern aus dem Buch Star Testing Astronomical Telescope im Kopf und einem 9 mm Nagler ging es weiter. Hierbei war dann ein Hauch Unterkorrektur feststellbar, aber besser als Lambda 1/4 und ein klein wenig schlechter als Lambda 1/8. Das reichte als Grund, um die Sektkorken fliegen zu lassen. Nach dem Belegen wurde der Spiegel weiter ausgiebig getestet. Die wirklich gute optische Qualität bestätigte sich. Die Formveränderung durch thermische Schwankungen hält sich in Grenzen. Im Laufe der Nacht kommt es zu einer leichten Überkorrektur, die aber immer noch innerhalb der Beugungsgrenze liegt. Planeten werden bei entsprechendem Seeing - auch bei hoher Vergrößerung - sehr kontrastreich und detailliert abgebildet. Beim Saturn zeigte sich manchmal die Encke- Teilung. Planetarische Nebel gehen auch noch bei 700-facher Vergrößerung. Also ein fast optimales Teleskop ohne irgendeine Macke? Nicht ganz. Gelegentlich tritt Astigmatismus auf, der sich aber meistens durch einen leichten Tritt gegen die Spiegelbox beseitigen lässt. Wenn er mal hartnäckiger ist, muss ich den Spiegel um 90 drehen. Das war s dann aber wirklich. Es ist also tatsächlich möglich, einen Parabolspiegel für visuelle Zwecke aus Fensterglas zu schleifen, der sich vor kommerziellen Optiken nicht zu verstecken braucht. Die Herstellung ist nicht einmal übermäßig schwierig und mit etwas Geduld gut zu schaffen. Wer so etwas plant, sollte aber schon einen kleineren Spiegel erfolgreich geschliffen haben. Abb. 10: Bis zum BTM 2001 wurden zwecks Gewichtserleichterung noch einige Löcher ausgesägt und eine größere Blende montiert. Über den Dächern der Stadt Lüneburg - Eine Dachsternwarte im Selbstbau von Peter Bresseler Die mangelnde Stabilität der Mechanik, direktes Streulicht und die langen Rüstzeiten für das Auf- und Abbauen der Ausrüstung haben mich veranlasst, einem lang gehegten Wunsch nachzugehen, den Aufbau einer eigenen Sternwarte. Als meine Planungen konkreter wurden, sammelte ich Anregungen zu diesem Thema in der einschlägigen Literatur und im Internet. Dabei wurde schnell deutlich, dass es keine Patentlösung gab und das sich die Amateurvorhaben stark an den individuellen Ansprüchen und an der eingesetzten Gerätekombination orientieren. Standortfrage Die bisherigen Beobachtungsaktivitäten führte ich primär von der Gartenterrasse unseres Hauses durch. Die Bedingungen waren insgesamt nicht ideal. Einerseits wurde die sichtbare Hemisphäre durch die umliegenden Häuser und Bäume eingeschränkt, andererseits erlaubte der aufgehellte Stadthimmel visuell nur eine Grenzgröße von 5,0 bis 5,2 mag. Dennoch favorisierte ich eine räumlich nahe Lösung, da das Thema Lichtverschmutzung bei der Deep-Sky-CCD-Astrofotografie - meinem Beobachtungsschwerpunkt Abb. 1 NGC 7479, aufgenommen mit C14 SCT bei f/7 mit ST-8-CCD- Kamera, Maßstab 18m / Pixel entspr. 1,5 /Pixel, 600 Sek. belichtet. auch unter urbanen Beobachtungsbedingungen beherrschbar ist und ich der schnellen und spontanen Beobachtungsmöglichkeit eine hohe Priorität einräumte. Bedingt durch die Lage und Ausrichtung schien ein ebenerdiger Beobachtungsplatz keine wesentlichen Vorteile zu bringen, daher tendierte ich zu einer Sternwarte im Dach unseres Stadthauses. Vorbereitungen und Umsetzung Vorab stellte sich neben der technischen Umsetzung die Frage, ob bei einem solchen Standort das lokale Seeing eine Beobachtung stark einschränkt bzw. gar nicht erst zulässt. Schließlich soll meine Sternwarte primär für die langbrennweitige CCD-Astrofotografie mit einem C14 genutzt werden. Ein System mit einer Brennweite von mm und Öffnung von 14 Zoll reagiert naturgemäß sehr empfindlich auf atmosphärische Störungen. Daher führte ich über einen Zeitraum von mehreren Wochen Testbeobachtungen aus dem angrenzenden Dachfenster durch. Doppelsterne unterschiedlicher Helligkeiten und Abstände gehörten zu meinen Beobachtungskandidaten. Den Bereich hinter dem Dachfenster trennte ich provisorisch vom übrigen Dachboden ab, so dass ein kleiner isolierter Raum entstand. Die Beobachtungsergebnisse verbesserten sich schlagartig, da kaum noch Zugluft entstehen konnte. Erst danach waren die Ergebnisse vielversprechend. Die spätere Dachöffnung sollte sich primär am Schwenkbereich der Kombination Montierung und Tubus orientieren, und der betrug bei meiner Gerätekombination,

45 FACHGRUPPE > SELBSTBAU 43 Abb. 2 NGC 7331, aufgenommen mit C14 SCT bei f/7 mit ST-8-CCD- Kamera, Maßstab 18m / Pixel entspr. 1,5 /Pixel, 600 Sek. belichtet. Abb. 3 NGC 1023, aufgenommen mit C14 SCT bei f/7 mit ST-8-CCD- Kamera, Maßstab 18m / Pixel entspr. 1,5 /Pixel, 300 Sek. belichtet. dem C14 und der Alt 5-ADN, ca. 1,20 m. Unter Berücksichtigung der Abstände der Dachsparren und des notwendigen Bewegungsspielraumes ergab sich letztendlich ein optimales Öffnungsmaß von 140 cm x 180 cm. Nach Absprache mit einem Dachdecker plante ich ein großzügig dimensioniertes Fenster. Da die avisierten Öffnungsmaße sich aber nicht mit den gängigen Fenstergrößen am Markt ansässiger Hersteller deckten oder konstruktionsbedingt unzweckmäßig waren, kam nur eine Lösung in Eigenregie in Betracht. Zunächst fertigte ich den Fensterrahmen, der einerseits die Öffnung begrenzt und andererseits die Kräfteverteilung sicherstellt, aus massiven 60-mm-Leimholz. Da das Fenstermaterial nicht unbedingt lichtdurchlässig, aber beständig, hagelschlagfest und abgedichtet sein musste, entschied ich mich für ein 1 mm starkes V2A- Stahlblech. Das Material bezog ich aus dem Fachhandel. Ebenfalls fand dort die Grundbearbeitung des Bleches wie der Zuschnitt und das Abkanten nach meinen Anforderungen statt. Um ein Durchbiegen zu verhindern, verschraubte ich auf der Rückseite des V2A-Bleches Aluminiumwinkelprofile. Eine umlaufende Silicon- Isolierung dichtete das Fenster mit dem Holzrahmen ab. Seitlich angebrachte Schnappverschlüsse verschließen das Fenster sturmsicher, mit Hilfe großdimensionierter Scharniere ist das Öffnen sichergestellt. Die Aufstellung der Montierung bereitete eigentlich die größten Probleme, denn der tragende Fußboden bestand nicht aus Beton, sondern aus einer Kombination aus Spanplatten und tragende Holzsparren. Ein kräftiger Tritt auf den Fußboden ließ die unmittelbare Umgebung vibrieren. Daher musste der Unterbau so verändert und stabilisiert werden, dass einerseits mögliche Schwingungen kompensiert werden und andererseits keine Masseverlagerung unter der permanenten Last der Geräte stattfinden konnte. Wenigstens war die Aussage des Statikers eher beruhigend, denn die maximale Tragkraft datierte er auf ca. 250 kg/m 2. Zunächst fertigte ich einen Unterbau aus schachbrettartig angelegten Holzbalken und verschraubte darauf Leimholzplatten. Holz lässt sich einerseits gut bearbeiten, andererseits zielte ich auf die schwingungsdämpfenden Eigenschaften dieses Materials. Auf diesem neuen Unterbau platzierte ich einen Schlitten, auf Metallrollen gelagert und auf einem Winkelprofil geführt, der ein Heranführen der Montierung aus einer zurückliegenden Position (Parkposition) an die Fensteröffnung ermöglicht. Durch einen einfachen Hubmechanismus, basierend auf Gewindestangen, lässt sich das gesamte System zur Beobachtung auf Schwingmetallpuffer absenken, so dass der Schlitten fest und vibrationsfrei auf dem neuen Unterbau sitzt. Nach der Beobachtung wird der Schlitten angehoben, in die Parkposition zurückgeführt und dort gesichert. Im Frühjahr 2000 erfolgte dann der Einbau des Fensters fachmännisch durch einen Dachdecker. Das erste Öffnen war schon ein spannender Moment und ein tolles Aufnahmedaten Abb. 4 NGC 1275, aufgenommen mit C14 SCT bei f/7 mit ST-8-CCD- Kamera, Maßstab 18m / Pixel entspr. 1,5 / Pixel, 600 Sek. belichtet. Abb. 5 Cygnus A, aufgenommen mit C14 SCT bei f/7 mit ST-8-CCD-Kamera, Maßstab 18m / Pixel entspr. 1,5 / Pixel, 600 Sek. belichtet. Gefühl, die sichtbare Hemisphäre erheblich größer als vorher von der Terrasse aus. Der freie Blick war lediglich durch den Dachfirst im Norden und durch hohe Bäume im Westen eingeschränkt. First Light Nach dem Auskühlen des Tubus zentrierte ich den 1,3 mag hellen Regulus mit der Primärbrennweite von knapp 4 m. Phasenweise vergrößerte und verkleinerte sich sein Zerstreuungskreisdurchmesser merklich ein Zeichen für die starke Luftunruhe, die zur Beobachtungszeit vor- NGC 7479 C14 f/7 18µ Pixel ST s. NGC 7331 C14 f/7 18µ Pixel ST s. NGC 1023 C14 f/7 18µ Pixel ST s. NGC 1275 C14 f/7 18µ Pixel ST s. Cygnus A C14 f/7 18µ Pixel ST s. Die Winkelauflösung betrug bei sämtlichen Aufnahmen ca. 1,5 Bogensekunden pro Pixel. Die Aufnahmen sind in etwa Maßstabsgetreu, wobei es sich wegen vorhandener Vignettierung jeweils um Bildausschnitte handelt.

46 44 FACHGRUPPE > SELBSTBAU Abb. 6 Außensicht im geschlossenen Zustand. Die Einbauhöhe beträgt ca. 7 m. Der Holzrahmen wird durch eine Bleimanschette vor Feuchtigkeit geschützt. Abb. 7 Seitenansicht. Das Fenster wurde zum Auskühlen der Geräte um einen kleinen Spalt geöffnet. herrschte. Der untergehende Mond, der sich anschickte, den Dachfirst zu berühren, zitterte und waberte unruhig. Wie schon in den vorherigen Tests deutlich wurde, schien das Problem vorhandene Zugluft zu sein. Daher trennte ich die Sternwarte vom übrigen Dachgeschoss durch eine Leichtbauwand ab, so dass kein permanenter Luftaustausch stattfinden kann. Eine eingelassene Tür stellt den Zugang sicher. So entstand ein kleiner Raum mit einem Volumen von ca. 6 m 3. Diese Maßnahme war entscheidend und brachte eine durchschlagende Verbesserung in der Abbildungsgüte. Des weiteren platzierte ich sämtliche wärmeproduzierenden Geräte außerhalb des Beobachtungsraumes, die Ansteuerung der Montierung und der CCD-Kamera erfolgte via PC von außen. In den darauffolgenden Monaten sammelte ich Erfahrungen mit dem Umgang der Geräte und der Einrichtung. Die bautechnischen Vorkehrungen verfehlten glücklicherweise nicht ihre Wirkung, Schwingungen waren kaum noch nachzuweisen bzw. wurden recht schnell kompensiert. Ebenso war eine Verschlechterung des Seeings durch selbstverursachte Faktoren nicht festzustellen. Nach dem Öffnen fand sofort ein kompletter Luftaustausch statt, warme Innenluft konnte durch die Raumkapselung nicht mehr nachströmen. Die besten Aufnahmen sind mir dann gelungen, wenn die Optik und die Sternwarte vollständig ausgekühlt waren und ein leichter Wind vorherrschte. Dann gelang mir mit der ST-8 in Verbindung mit dem C14 bei f/ 7 und einer Belichtungszeit von 20 Minuten eine stellare Grenzgröße von ca. 20 mag! Interessant war ebenso festzustellen, dass bei visueller Beobachtung keine merkliche Verschlechterung der Abbildung bedingt durch meine Anwesenheit festzustellen war. Fazit Von den ersten Planungsansätzen bis hin zur Fertigstellung verging fast ein ganzes Jahr. Das lag letztendlich daran, dass ich einerseits handwerkliches Neuland betrat, andererseits sämtliche Aktivitäten in der Abb. 10 Innensicht: Rot- oder Normalbeleuchtung ist von außen einschaltbar. Freizeit umgesetzt wurden. Der Aufwand hat sich aber gelohnt. Ein nächtelanges Durchbeobachten kann ich mir aus beruflichen Gründen nicht mehr leisten, um so mehr hat sich der Wunsch nach spontaner Beobachtung, allein oder mit Freunden, voll erfüllt und dem Hobby eine neue Qualität gebracht. Den Erfolg dieses kleinen Projektes sollen die hier illustrierten Deep-Sky-Aufnahmen zeigen. Die Material- und Lohnkosten beliefen sich auf ca. zweitausend Mark. Der größte Teil, der hierbei natürlich nicht ins Gewicht fällt, sind die vielen eigenen Arbeitsstunden, die zur Realisierung notwendig waren. Für weitere Informationen in diesem Zusammenhang sei auf meine Homepage verwiesen unter home/pbresseler, unter der weitere detaillierte Informationen zu allen Phasen der Erstellung abgerufen werden können. Abb. 8 Das C14 in der Beobachtungsposition. Das Fenster wurde komplett nach unten heruntergeklappt und wird durch zwei links und rechts angebrachte Ketten gehalten. Als Sicherung dienen jeweils zwei 5 mm Stahlseile. Abb. 9 Das C14 in Parkposition: Fensterspalt leicht geöffnet zum Auskühlen der Instrumente.

47 FACHGRUPPE > SELBSTBAU 45 Abb. 11 (links): Teleskop in Parkposition. Unten, zugluftgeschützte Kabelführung zum PC oder zu den Netzteilen. Abb. 12 (rechts oben): Schlitten und Hubmechanismus. Aus der Parkposition wird der Schlitten in die Beobachtungsposition gerollt und mit Hilfe der Gewindestangen auf die Schwingmetallpuffer abgesenkt. Abb. 13 (rechts unten): Schlitten vor der Beobachtungsposition. Seitlich werden Kabel nach außen geführt. Anzeige 1/2 Seite quer Astrocom FILMMONTAGE

48 46 FACHGRUPPE > ATMOSPHÄRISCHE ERSCHEINUNGEN Name: 46 - Ring Typ: Brechungshalo (90 ) Medium: Häufigkeit: kurze hexagonale Säulchen, Hauptachse regellos orientiert weniger häufig, nur rund 2 % aller Erscheinungen bekannt seit: Altertum Beschreibung: Ein Ring um die Sonne mit einem Radius von 46. Er ist breiter als der 22 - Ring, aber seine Helligkeit ist geringer. Dafür sind seine Farben etwas besser entwickelt. Meist sind nur Bruchstücke sichtbar. Bei geringen Sonnenhöhen ist eine Unterscheidung zwischen 46 -Ring und Supralateralbogen meist nicht möglich. Die unterschiedliche Häufigkeit des 46 -Rings und des 22 -Rings trotz gleicher Kristallart legt die Vermutung nahe, dass die Qualitätsanforderungen an die Kristallstruktur beim 46 -Ring wesentlich höher sein müssen. Text: Gerald Berthold Abbildung: Simulation eines Ringes, innen ist der Ring zu erkennen. Name: Horizontalkreis Typ: Medium: Häufigkeit: Spiegelungshalo Plättchen und Säulchen, Hauptachse streng orientiert, spiegelnde Flächen senkrecht weniger häufig, nur rund 3 % aller Erscheinungen bekannt seit: Altertum Beschreibung: Ein weißer Ring durch die Sonne, parallel zum Horizont verlaufend, der den ganzen Himmel umspannen kann. Seine Breite ist bei optimaler Kristallausrichtung ebenso breit wie der Sonnendurchmesser. Ist die Kristallausrichtung und Homogenität der Zirrusschicht weniger perfekt, treten Verdickungen auf, was die Identifizierung seltener Nebensonnen schwierig macht. Meistens treten nur Bruchstücke auf, selten ist das Auftreten eines vollständigen Horizontalkreises, was nur ca. 1 bis 2 mal im Jahr vorkommt (dann meist bei höher stehender Sonne). Oft ist der geschlossene Horizontalkreis Bestandteil eines Halophänomens, da dann der Himmel mit Eiskristallen hoher Qualität angereichert ist, welche meist auch seltenere Haloerscheinungen mit hervorrufen. Text: Gerald Berthold Foto: Wolfgang Hinz, 15. April 2000, Chemnitz

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50 48 FACHGRUPPE > CCD TECHNIK Aus dem Pixelkästchen... Mancher Pixelfreund wird sich nach dem Auslesen des Journal 2/2001-Kästchens sicher gewundert haben, den entsprechenden Beitrag für die als jüngste Schöpfung der Selbstbaukameras angekündigte MR_084 nicht gefunden zu haben. Die diesbezügliche Ursache ist weder ein Dunkelbild noch ein eklatanter Blooming- Effekt, als blank-frame bekannt vom Pixelfresser ganz zu schweigen! Auch wurde der Artikel nicht in meinem Archiv gebunkert so etwas soll es ja geben denn ich habe schon Mühe, meine eigenen Dateien zu verwalten. Vielmehr kann man besser von einer asynchronen Signalaufbereitung sprechen als Folge von Kapazitätsdefiziten, denen auch die Ausgewogenheit der Beiträge zum Opfer gefallen ist. Mit dem größeren Platzangebot durch das dritte Jahresheft soll das alles besser werden, auch was manches bisher scheinbar vergeblich eingesandte CCD-Bild angeht. Ihr Hans-Joachim Leue Selbstbau-CCD-Astrokamera für jedermann von Matthias Rimkus - Teil 1 - Vor sechs Jahren habe ich mir, nach dem Buch von Richard Berry, The CCD- Camera-Cookbook, eine Kochbuch Kamera gebaut. Aufgebaut mit diskreten Bauteilen, stellte die Kamera im Jahre 1995 eine preiswerte Alternative zu kommerziellen Kameras dar. Leider wurde das Projekt von Berry nicht weitergeführt, so dass das Kameradesign nach heutigen Maßstäben veraltet ist. Deshalb habe ich mich im Sommer 2000 entschlossen, mit der Entwicklung eines eigenen CCD-Kamera-Bausatzes zu beginnen. Um auch dem interessierten Neueinsteiger das Thema nahe zu bringen, werden zuerst alle wichtigen Eigenschaften einer CCD-Kamera dargestellt. Alle Besitzer einer Cookbook -Kamera können aus dieser Einleitung die Weiterentwicklung der CCD-Technik seit 1995 ableiten. Der wichtigste Teil einer Kamera ist der CCD-Chip Er bestimmt die wichtigsten Parameter der Kamera wie Chipfläche, Anzahl der Pixel, Dunkelstrom, spektrale Empfindlichkeit und Ausleserauschen. Deshalb stand die sorgfältige Auswahl eines CCD-Chips an erster Stelle. Die drei CCD-Sensor-Grundtypen Die meisten kleinen oder preiswerten Kameras verwenden CCD-Chips aus der Videotechnik. Diese haben alle einen gemeinsamen Nachteil. Beim Fernsehen wird das Bild aus zwei sich abwechselnden Halbbildern erzeugt (interlaced mode). Halbbild Eins enthält die Bildzeilen 1, 3, 5 und Halbbild Zwei die Bildzeilen 2, 4, Auf dem CCD-Chip sind jedoch nur (z. B 640 x 240) Pixel untergebracht. Die Verdopplung der vertikalen Bildzeilen geschieht während der Belichtung der Halbbilder durch das Anlegen unterschiedlicher Spannungen am Chip. Dies hat einen Effekt, als ob der Chip vertikal um einen halben Pixel hin und her geschoben würde. Bei Langzeitbelichtungen können jedoch nur effektiv vorhandene Pixel zur Ladungssammlung benutzt werden. Damit haben diese CCD-Chips für eine Astroanwendung immer nur die halbe vertikale Auflösung. Um weitgehend rechteckige Pixel zu erhalten, werden deshalb noch zwei vertikale Pixel zu einem Pixel zusammengefasst. Somit ergibt sich aus der ursprünglichen Videoauflösung von 640 x 400 Pixel eine Auflösung von 320 x 200 Pixel für Astrozwecke. Nach diesem Verfahren arbeitet zum Beispiel die Kochbuch-Kamera CB245. Der Vorteil bei der Verwendung dieser Chips liegt darin, dass sie ein Massenprodukt sind und zur Belichtungssteuerung einen elektronischen Shutter besitzen. Mit dem elektronischen Shutter kann die Belichtungszeit über ein elektrisches Signal gesteuert werden. Fehlt diese Steuermöglichkeit, sollte die Kamera für Kurzzeitbelichtungen einen mechanischen Shutter besitzen. Damit sind wir bei der zweiten Gruppe von CCD-Chips angelangt: den Chips speziell für astronomische Anwendungen. Sie wurden speziell für die Langzeitbelichtung optimiert. Deshalb fehlt ihnen ein elektronischer Shutter. Der am meisten bekannte Chip dieses Typs dürfte der KAF400 von Kodak sein. Der KAF400, sowie sein Abb. 1: Gesamtansicht MR_084. Abb. 2: MR_084 am 4 -Refraktor.

51 FACHGRUPPE > CCD TECHNIK 49 Abb. 3: Spektrale Augenempfindlichkeit. Abb. 4: Spektrale Empfindlichkeit verschiedener CCD-Sensoren. größerer Bruder der KAF1600 wird in den meisten im Preis höher liegenden Kameras verwendet, wobei auch der mechanische Shutter seinen Anteil zum Preis beiträgt. Die effektive Anzahl von Pixeln z. B. 768 x 512 beim KAF400 kann für die Belichtung benutzt werden. Um eine möglichst große Empfangsfläche pro Pixel zu erreichen, besitzt der KAF400 kein Antiblooming. Mit Antiblooming bezeichnet man die Fähigkeit des CCD- Sensors, bei Überbelichtung einzelner Pixel ein Überlaufen der Ladungen auf benachbarte Pixel zu vermeiden. Wird dieses Überlaufen nicht vermieden, ergeben sich weiße Streifen im Bild, die von der Stelle der Überbelichtung nach außen wandern. Schaut man sich Hubble-Teleskop- Bilder mit überbelichteten Sternen an, so sind diese Streifen auch dort sichtbar, da auch der im Hubble- Teleskop verwendete Chip kein Antiblooming besitzt. Hat die Kamera keinen mechanischen Shutter, geht die Belichtung weiter, während das Bild aus dem CCD-Sensor in den Computer eingelesen wird. Dies führt zu zwei Effekten: Wird z. B. 10 Sek. belichtet und es werden 10 Sek. für die Übertragung zum PC benötigt, so weisen die ersten Pixel eine Belichtungszeit von 10 Sekunden und die letzten eine Belichtungszeit von 20 Sekunden auf. Für photometrische Anwendungen sollte dies bedacht werden. Erst wenn die Belichtungszeit viel größer als die Auslesezeit ist, kann dieser Effekt vernachlässigt werden. Viel schlimmer wirkt sich das fehlende Antiblooming bei hellen Objekten und kurzen Belichtungszeiten aus. Werden z. B 100 ms für die Ausbelichtung von Marsbildern benötigt, so erfolgt während einer Auslesezeit von 10 Sekunden eine 100-fache Überbelichtung dieses Bildbereiches. Die CCD-Chips aus Videoanwendungen besitzen Antiblooming, jedoch wird für die Leitungen zum Ableiten der überlaufenden Ladungen Chipfläche benötigt. Dadurch sind die Empfangsflächen und Ladungsspeicher bei einem Chip mit Antiblooming immer kleiner. Seit etwa drei Jahren entwickelte sich eine dritte Gruppe von CCD-Chips, die non interlaced CCD Sensoren. Ihre Anwendung finden diese Sensoren für Digitalkameras, PC-Videoanwendungen, Bildverarbeitung usw., wo die volle Auflösung eines Bildes ohne Halbbilder benötigt wird. Somit ist die volle Anzahl der angegeben Pixel auch für Astroanwendungen nutzbar. Nach der Überprüfung einiger Datenblätter kam ich zum Schluss, dass die beiden Sony-Chips ICX084 und ICX085 die beste Leistung bieten. Interessanterweise verwenden die LISÄÄ, sowie die HX-Kameraserien von Starlight-Xpress die gleichen CCD-Chips. Die spektrale Empfindlichkeit Die spektrale Empfindlichkeit gibt an, wie viel Prozent der einfallenden Photonen in Elektronen umgewandelt und gespeichert werden. Die Empfindlichkeit ist nicht für jede Wellenlänge gleich. So ist die Rotund Infrarotempfindlichkeit meist höher als die Blauempfindlichkeit. Dies führt dazu, dass bei Farbaufnahmen der Blauanteil länger als der Rotanteil belichtet werden muss. Durch die hohe Rot/Infrarotempfindlichkeit des Sensors wird der Rotanteil des Bildes falsch dargestellt. Durch das Zwischenschalten eines Infrarot-Sperrfilters bei der Aufnahme des Rotanteils lässt sich dies teilweise korrigieren. Jedoch sinkt dadurch die Empfindlichkeit, da die Maximalempfindlichkeit des Sensors ja im Infraroten liegt. Für Farbaufnahmen ist deshalb ein Sensor ideal, welcher der spektralen Empfindlichkeit des Auges angepasst ist. In Abb. 3 ist die relative Augenempfindlichkeit und in Abb. 4 sind die absoluten Empfindlichkeit verschiedener CCD- Sensoren dargestellt. Man sieht, dass die spektrale Empfindlichkeit des ICX084 am besten zur Empfindlichkeit des Auges passt. Eine weitere nicht zu vernachlässigende Tatsache ist, dass Optiken nur für den sichtbaren Spektralbereich optimiert wurden. Kurzwellige Blauanteile sowie langwellige Rotanteile werden zu einer großen Beugungsscheibe verschmiert. Bei hochauflösenden Bildern sollte deshalb der Infrarotanteil immer ausgefiltert werden. Zu Testzwecken habe ich den Stern Wega mit meinem 4 -Fraunhofer-Refraktor und der CCD-Kamera CB245 über ein Beugungsgitter aufgenommen. In der Bildmitte der Abb. 5 und 6 ist jeweils Wega mittig und links und rechts davon das Beugungsspektrum erster Ordnung sichtbar. Abb. 5 zeigt das Spektrum ohne und Abb. 6 mit Infrarotsperrfilter. In Bild Abb. 5 ist die Zerstreuung des Lichts insbesondere bei Wellenlängen größer als 650 nm sichtbar. In Abb. 6 wurde der Infrarotanteil ausgefiltert; die Zerstreuung des Lichts im Infraroten verschwindet. Da die Maximalempfindlichkeit des Cookbook -Kamera- Chips TC245 bei circa 750 nm liegt (siehe Abb. 4), gehen durch das Infrarotsperrfilter circa 70 % der Gesamtempfindlichkeit verloren.

52 50 FACHGRUPPE > CCD TECHNIK Insbesondere im blauen und grünen Bereich bietet der ICX084 eine wesentlich höhere Empfindlichkeit als der TC245 oder der Kodak KAF400/1600 Chip. Der blauverbesserte KAF400 bietet eine gleiche Blau/Grün-Empfindlichkeit wie der ICX084, jedoch sind mehr als 50 % der Gesamtempfindlichkeit im Infraroten und gehen beim Einsatz eines Infrarotsperrfilters verloren. Für eine hohe Empfindlichkeit im sichtbaren Bereich sowie für farbgetreue Bilder ist der ICX084 also bestens geeignet. Abb. 5: Spektrum der Wega ohne IR- Sperrfilter. Abb. 6: Spektrum der Wega mit IR- Sperrfilter. Dunkelstrom, Ausleserauschen und Messelektronik Der Dunkelstrom einer CCD- Kamera wird in Elektronen pro Sekunde und Pixel angegeben. Er ist prinzipiell durch das Design des CCD-Chips vorgegeben, halbiert sich aber bei jeweils sechs Grad Temperaturabsenkung. Der Dunkelstrom wird durch thermische Elektronen erzeugt, die den Ladungsspeicher jedes Pixels langsam füllen. Die Chiptemperatur sollte über ein Peltier-Kühler soweit gesenkt werden, dass das Dunkelstromrauschen nach einer typischen Belichtungszeit (30 Sek Min.) noch zu vernachlässigen ist. Bei angenommenen 1 Elektron/Pixel/Sek. und 10 Min. Belichtungszeit ergeben sich im Mittel 600 thermische Elektronen pro Pixel. Diese erzeugen ein Rauschen von cirka (1 x 600) = 25 Elektronen. Bei angenommenen 10 Elektronen Ausleserauschen ist der Betrag des Dunkelstromrauschens also 2,5 mal so groß wie das Ausleserauschen. Von Vernachlässigung des Dunkelstromrauschens bei 1 Elektron/Pixel/Sek. kann also nicht gesprochen werden. Wird ein Dunkelstrom von 0,01 Elektron /Pixel/Sek. angenommen, ergibt sich ein Dunkelstromrauschen von (0,01 x 600) = 2,5 Elektronen. Der Dunkelstrom sollte deshalb kleiner als 0,01 Elektron/ Pixel/Sek. sein, um die maximale Leistungsfähigkeit einer CCD-Kamera zu gewährleisten. Das minimale Ausleserauschen wird durch den inneren Aufbau des CCD-Sensors begrenzt. Wird ein 16 bit Analog/Digital- Wandler mit sauber aufgebautem Messverstärker verwendet, ist sein Beitrag am Ausleserauschen zu vernachlässigen. Bei einem 12 bit A/D Wandler ist der Beitrag des Wandlers am Ausleserauschen cirka 50%. Um keine Empfindlichkeit am CCD-Sensor zu verschenken, sollte immer ein 16 bit A/D-Wandler eingesetzt werden. Netzteil, Peltier-Kühler und Temperaturregelung Die CCD-Kamera sollte einen Spannungseingang für 12 V besitzen, so dass die Kamera wahlweise mit einem Steckernetzteil oder einer Batterie betrieben werden kann. Alle notwendigen Spannungen zum Betrieb sollten innerhalb der Kamera aus der 12V-Eingangsspannung abgeleitet werden. Werden die zum Betrieb notwendigen Spannungen extern in einem 220 V- Netzteil erzeugt, ergeben sich zusätzliche Störeinstreuungen und Kabelsalat; ein direkter Feldbetrieb mit Batterie ist nicht möglich. Das 220 V-Netzteil muss sich immer innerhalb eines Gebäudes im Trocknen befinden, da eine mögliche Taueinwirkung zu einem Stromschlag führen kann! Der Energieverbrauch der Kamera sollte so gering wie möglich sein, um nicht während einer Nachtsitzung eine Autobatterie zu entleeren. Der Peltier-Kühler sorgt für die nötige Kühlung des CCD-Chips, um den Dunkelstrom zu verringern. Je weniger Abkühlung für einen kleinen Dunkelstrom notwendig ist, um so besser ist es. Tiefe Kühltemperaturen erfordern mehr Kühlleistung und die Gefahr für Reifbildung auf dem CCD- Sensor wächst. Da sich der Dunkelstrom mit der Temperatur ändert, ist eine Temperaturregelung am CCD-Sensor sinnvoll. So können alle Aufnahmen bei der exakt gleichen CCD-Temperatur aufgenommen werden. Auf die Aufnahme von Dunkelbildern während der Aufnahme kann somit verzichtet werden, da bei der späteren Bildverarbeitung früher aufgenommene Dunkelbilder verwendet werden können. Hallo KOS Ja schöner Sternenhimmel selbstverständlich in der Sternwarte Was Ja Nehme gerade mein Lieblingsgerät in Betrieb! Weiter geht s im nächsten Heft.

53 SERVICE 51 Liebe Mitglieder, so läuft es für Sie richtig gut! Sie sind umgezogen und wollen Infos der VdS, das VdS-Journal und Ihre abonnierten Zeitschriften weiterhin pünktlich erhalten? Dann geben Sie uns Ihre neue Anschrift schnellstens bekannt. Wenn Sie Zeitschriften im Abonnement über die VdS beziehen, geben wir die Anschriftenänderung automatisch an die Verlage weiter! Sie haben uns eine Einzugsermächtigung erteilt und Ihre Bankverbindung hat sich geändert? Informieren Sie die Geschäftsstelle bitte schriftlich. Ansonsten erbitten wir Zahlungen auf unser Konto bei der Sparkasse Starkenburg, Heppenheim, BLZ Zur Vermeidung unnötigen Verwaltungsaufwandes bitte immer mit Angabe Ihrer Mitglieds-Nr. Sie möchten Sterne und Weltraum und/oder Star Observer über die VdS zu ermäßigten Abo-Preisen beziehen? Wenn Sie die Zeitschrift/en noch gar nicht im Abonnement beziehen, genügt es, wenn Sie uns schriftlich mitteilen, ab wann das Abo über die VdS beginnen soll. Wir veranlassen dann alles Weitere. Wenn Sie schon Direkt-Abonnent sind, prüfen Sie bitte, zu welchem Termin Ihr Abonnement-Vertrag auslaufen kann und kündigen Sie diesen selbst fristgerecht beim Verlag. Dann teilen Sie uns den Start- Termin für Ihr Abo über die VdS mit. Sie möchten SuW und/oder Star Observer ab 1.1. des nächsten Jahres abonnieren bzw. zum dieses Jahres kündigen? Teilen Sie uns dies bitte schriftlich bis zum mit! Wir finden es schade, falls Sie unsere Vereinigung verlassen möchten! Aber wenn Sie fest entschlossen sind, beachten Sie bitte, dass der Austritt zum Jahresende nur mit einer dreimonatigen Frist möglich ist, d.h. Ihre Kündigung muss laut Satzung spätestens am bei uns vorliegen. Nur zur Erinnerung: Eine Mitgliedschaft ist auch ohne Bezug einer Zeitschrift möglich! Und so erreichen Sie uns: VdS-Geschäftsstelle/ Vorsitzender Am Tonwerk 6, D Heppenheim Tel.-Nr / Fax-Nr / Geschäftsstelle: service@vds-astro.de Vorsitzender: vds-astro@t-online.de VdS-Sekretariat Frau H. Plötz Jagdfeldring 31, D Haar Fax-Nr / Wenn es für Sie gut läuft, dann sind auch wir zufrieden. Für Ihre Unterstützung herzlichen Dank! VdS-Geschäftsstelle Charlotte Wehking Anzeige 1/2 Seite Astro Optik FILMMONTAGE

54 52 FACHGRUPPE > CCD-TECHNIK Astrofotografie mit der Nikon Coolpix 990 von Stefan Korth CCD-Kamera ganz anders Seit 1994 beschäftige ich mich der Astrofotografie per CCD-Technik. Mein ganz persönliches himmelsfotografisches Weltbild ist damals dank der Möglichkeiten dieser Kameras und der digitalen Nachbearbeitung auf den Kopf gestellt worden. Beeindruckt hat mich aus Sicht des Großstadtbeobachters die Perspektive, auch unter starkem Streulichteinfluss Deep-Sky-Objekte erreichen zu können, die der konventionellen Astrofotografie unter vergleichbaren Bedingungen verschlossen blieben. Bei Planetenbildern wiederum konnte dank der hohen Grundempfindlichkeit einer Starlight XPress- CCD-Kamera mit deutlich verkürzten Belichtungszeiten gearbeitet werden - selbst an einem 36-cm-Spiegelteleskop war es so möglich, beugungsbegrenzte Aufnahmen zu erzielen. Schade nur, dass diese Resultate lediglich als Schwarz-Weiß-Abbildungen vorlagen. Dreifarbenkomposite von Planeten per Filterrad zu gewinnen, erschien mir angesichts der sehr stark schwankenden Seeingbedingungen und der Vielzahl benötigter Einzelaufnahmen für ein brauchbares Endresultat zu mühsam. Seit dem Frühjahr 2001 weiß ich aber, dass es auch anders und vor allem einfacher geht: Die Astrofotografie per Digitalkamera bietet eine Reihe von Vorzügen, die diese neuen Fotosysteme zu einem vielversprechenden Arbeitsmittel für den Himmelsbeobachter machen können. Ab Januar 2001 stand mir eine Nikon Coolpix 990 zur Verfügung. Bei dieser Digitalkamera wird ein CCD-Chip mit bis zu x Pixel Bildgröße verwendet. Der CCD-Chip der Nikon Coolpix 990 hat eine Größe von 5,1 x 7,6 mm, somit liegt die Ausdehnung der einzelnen Pixel bei 3,3 x 3,7 µm. Abb. 1: Die Nikon Coolpix 990, am 1 1/4 - Steckanschluss eines Vixen 20-cm- Newton-Reflektors mit den Vixen- Digitalkamera-Adaptern befestigt. Dieser Adapter erlaubt ausschließlich die Verwendung von Vixen LV- Okularen. Diese Kamera besitzt ein fest montiertes elektronisches Zoom-Objektiv, dessen Brennweiten zwischen 8 und 24 mm verändert werden kann. Da der CCD-Chip der Coolpix-Kamera immer noch deutlich kleiner ist als das Kleinbildformat, entsprechen diese Werte in etwa den Brennweiten von 38 bis 115 mm einer Kleinbildoptik. Dieses Objektiv kann nicht entfernt werden, es ist fest in das Kameragehäuse eingebaut! Dieser Umstand ist sehr wichtig, denn somit scheidet die gewohnte Montage der Kamera per T-Ring und Kameraadapter an einem Teleskop aus. Außerdem lässt das Vorhandensein eines nicht entfernbaren Objektivs nur das Arbeiten mit der sogenannten afokalen Methode zu: Um überhaupt ein fokussierbares Bild zu erhalten, muss eine Zwischenoptik in Form eines Okulars her. Somit ist klar - diese Digitalkamera kann wie die Systeme anderer Hersteller ausschließlich per Okularprojektion verwendet werden. Abb. 2: Halbmond im Vixen 20 cm-f/4- Newton-Teleskop. Als Zwischenoptik wurde ein 25 mm-lv-okular von Vixen verwendet. Die Belichtungszeit betrug 1/56 Sekunde bei Einstellung ISO 100.

55 FACHGRUPPE > CCD-TECHNIK 53 Abb. 3: Jupiter am als Komposit aus 7 Einzelaufnahmen mit 1/15 bis 1/60 Sekunde Belichtungszeit (ISO 100). Die Aufnahmeoptik war ein Vixen 20-cm-Field-Maksutov- Reflektor mit 20-mm-LV-Okular. Abb. 4: Diese Saturn-Aufnahme entstand am mit derselben Teleskop-Okular-Kombination wie Abb. 8. Das Komposit wurde aus 17 Einzelbilder à 1/30 Sekunde (Empfindlichkeitseinstellung ISO 400) erstellt. Die Montage am Teleskop Um Digitalkameras oder Camcorder mit festem Objektiv am Okularauszug eines Teleskops befestigen zu können, haben sich Amateure eine Reihe teilweise sehr aufwändiger Adapter einfallen lassen. Seit dem Herbst 2000 bietet die Firma Vixen für verschiedene Kamerasysteme Adapter an, die man direkt in das Objektivfiltergewinde einschrauben kann vorausgesetzt, die Kamera verfügt über ein solches (Abb. 1). Am anderen Ende des Adapters wird ein Vixen LV-Okular eingesetzt. Da der Adapter von hinten über das Okular geschoben wird, ist eine herstellerunabhängige Lösung nicht möglich, dieser Adapter kann nur mit LV-Okularen funktionieren. Da diese aber über einen Augenabstand von 20 mm verfügen, sind sie ohnehin besser für die afokale Methode geeignet als z. B. Plössl-Okulare. Der Grund: Bei einem so großen Augenabstand ist es einfacher, die Austrittspupille und die Frontlinse des Objektivs zueinander zu bringen. Auf diese Weise lässt sich die Randabschattung des Okulars reduzieren oder gar komplett beseitigen. Ein weiterer afokaler Adapter ist vom amerikanischen Hersteller TeleVue für dessen Radian-Okulare erhältlich. Auch dieser wird von hinten auf das Okulargehäuse gesetzt, ebenso verfügen auch diese Okulare über einen Augenabstand von 20 mm. Setzt man Okular, Adapter und Kamera zusammen, dann hat man ein Einheit, die man als Ganzes direkt in den 1 1/4 -Okularstutzen eines Teleskops einstecken kann. Dieser Weg hat zwei Vorteile: Beim Zentrieren des zu fotografierenden Objekts kann man schnell zwischen Kamera und Aufsuchokular wechseln und erleichtert sich so den Einstellvorgang. Außerdem können so auch Teleskope für die Astrofotografie eingesetzt werden, für die es sonst keine Kameraadapter gibt und die ausschließlich über einen 1 1/4 -Okularanschluss verfügen. Die Coolpix 990 in der Praxis Für meine ersten Versuche mit der Nikon Coolpix 990 habe ich ein Vixen VMC200L verwendet. Bei diesem Teleskop handelt es sich um einen Field-Maksutov-Cassegrain- Abb. 5: Die Mondformationen Apeninnen, Kaukasus und Mare Serenitatis, bei leichtem Dunst mit 1/15 Sekunde (Einstellung ISO 100) fotografiert. Zum Einsatz kam ein Vixen 20-cm- Field-Maksutov- Reflektor mit 20- mm-lv-okular. Das Bild wurde mit unscharfer Maskierung leicht nachgeschärft.

56 54 FACHGRUPPE > CCD-TECHNIK Abb. 6: Auf dem ITV 2001 entstand diese Sonnenaufnahme mit einem Vixen-ED114-SS-Apochromaten und 18-mm-LV- Okular. Aus der ursprünglichen RGB-Datei wurde nur der Blau-Kanal bearbeitet, weil so größtmöglicher Kontrast erzielt werden konnte. Bei der Einstellung ISO 100 wurde 1/419 Sekunde mit einem AstroSolar-Sonnenfilter belichtet. Abb. 7: Sonnenflecken im Detail ein weiterer Schuss vom ITV, dieses Mal an einem Vixen-140-mm-Neoachromaten mit 10- mm-lv-okular, montiert auf einer New-Atlux-Montierung. Dank des verwendeten Herschel-Keils war bei ISO 100 eine Belichtungszeit von nur 1/668 Sekunde möglich. Auch hier ist nur der Blau-Kanal der ursprünglichen Farbdatei wiedergegeben. Reflektor mit 200 mm Öffnung und mm Brennweite. Dieses wurde mit einem Vixen 20-mm-LV-Okular kombiniert. Ebenfalls zum Einsatz kam eine Vixen GP DX-Montierung mit Skysensor 2000 PC- Computersteuerung. Als erster Schritt wird das gewünschte Objekt im Okular zentriert und fokussiert. Anschließend verbindet man Okular und Adapterring, schaltet die Kamera ein und hat bereits einen ersten optischen Eindruck vom zu fotografierenden Himmelsobjekt. Da die Coolpix ein geteiltes Gehäuse mit drehbarem Monitorblock besitzt, kann man auf ein Zenitprisma verzichten und hat sehr bequeme, individuell einstellbare Betrachtungspositionen. Das 28 x 37 mm messende TFT-Display ist deutlich bequemer als jeder übliche Kamerasucher. Um sicher zu stellen, dass das Objekt auch nach der Montage von Adapter und Kamera noch im Feld ist, sollte man vor dem ersten Bild die kürzeste Objektivbrennweite wählen. Meine ersten Beobachtungsobjekte waren Jupiter und Saturn, bei denen ich nach dem Zentrieren direkt auf die maximale Objektivbrennweite von 24 mm gezoomt habe. Die Voreinstellungen im Coolpix- Setup erlauben in Verbindung mit dem manuellen Betriebsmodus der Kamera die Wahl zwischen den Empfindlichkeiten ISO 100, 200 oder 400. Ich habe mich zugunsten kurzer Belichtungszeiten für die höchste Empfindlichkeitsstufe entschieden, da auf diese Weise auch der Einfluss der Luftunruhe spürbar reduziert werden konnte. Die Coolpix erlaubt eine Vielzahl an Belichtungsmessungen, aber ich habe hier einfach ein wenig mit der manuellen Belichtungssteuerung experimentiert. Bei Jupiter wurde üblicherweise 1/60 Sekunde belichtet, bei Saturn variierte dieser Wert zwischen 1/15 und 1/30 Sekunden. Unglaublich einfach lief der Fokussiervorgang ab, denn ich konnte mich tatsächlich auf den Autofokus der Coolpix verlassen! Hier wurde wirklich der Wunschtraum vieler vergeblicher Fotonächte Wahrheit, denn so manchmal hatte ich mir Planetenfotografie per Autofokus gewünscht Leider hat die Coolpix 990 wie die meisten Digitalkameras keinen Anschluss für einen mechanischen Fern- bzw. Drahtauslöser. Um daher eventuell auftretende Wackler während des Auslösevorgangs zu vermeiden, habe ich mit der Vorauslösung gearbeitet, die der Montierung 3 bzw. 9 Sekunden Zeit zum Ausschwingen gibt. In den folgenden Wochen wurde die Coolpix an unterschiedlichen Teleskopen und Objekten getestet, die Abbildungen 2 bis 10 stellen die Resultate vor. Die Tatsache, dass Okular, Adapter und Kamera eine sehr handliche, leicht bedienbare Einheit bildet, haben sich vor allem auf dem Teleskoptreffen am Vogelsberg bewährt dort konnte ich pixelschnorrend von Gerät zu Gerät ziehend unterschiedlichste Eindrücke sammeln. Den Höhepunkt waren dabei Hα-Aufnahmen mit einem azimutal montierten 4 - Apochromaten buchstäblich aus der hohlen Hand geschossen (Abb. 9). Im Langzeitbereich kamen die Grenzen modernen Digitalkameras noch deutlich zutage: Bei 8 Sekunden Belichtungszeit war ein deutliches Rauschen zu erkennen, das zeigt, wie sehr der CCD-Chip von der elektronischen Abwärme im Kameragehäuse beeinflusst wird. Dennoch hat es auch seinen Reiz, einmal auf diese Weise den Orion-Nebel abzulichten (Abb. 10). Es sollte in diesem Zusammenhang aber auch erwähnt werden, dass in diesem Fall und auch bei anderen Versuchen mit mehr oder weniger hellen Fixsternen im Feld der Autofokus völlig versagt hat. Kein Wunder, denn beim Hin- und Herfokussieren registrierte die Kameraelektronik plötzlich das Abbild des Fangspiegels vor dem unscharfen Sternscheibchens und versuchte die-

57 FACHGRUPPE > CCD-TECHNIK 55 sen Bildeindruck zum Scharfstellen zu verarbeiten. Schnell war die im Lieferumfang der Kamera enthaltene 16-MB-Compact- Flash-Speicherkarte voll (bei der von mir gewählten Auflösung fasste sie je nach Motiv 30 bis 40 Aufnahmen). Das Auslesen der Bilddaten erfolgte problemos direkt über Kabel an die USB-Schnittstelle von Macintosh- wie auch Windows-PCs. Bildbearbeitung Einmal gespeichert musste vor allem bei den Planetenbildern noch viel Zeit in die Bildbearbeitung am Rechner investiert werden. Um die auf den Einzelbildern vorhandenen Informationen gut darstellen zu können, wurden diese daher als Komposite weiterverarbeitet. Unter Windows habe ich hierzu das Freeware-Programm Astro- Stack von R.J. Stekelenburg (Niederlande) verwendet, das dem Beobachter die mühseelige Mittelung vieler Einzelbilder abnimmt (ein sehr empfehlenswertes Freeware-Program, beziehbar über die Website english/software/index.htm. Die weitere Bearbeitung wie z. B. Tonwertanpassung und Nachschärfung erfolgt mit Adobe Photoshop 5.0 LE, das im Lieferumfang der Nikon Coolpix 990 enthalten ist. Dank der hohen Rechengeschwindigkeit dieser professionellen Software und ihren gut beherrschbaren Funktionen ist die Bildverarbeitung ein Spaß für sich. Vor allem die Anpassung von Gradationskurve und Tonwerten sowie die exzellente unscharfe Maskierung sind unverzichtbare Werkzeuge. Bei der Bearbeitung von Deep-Sky- Aufnahmen wie in Abb. 10 ist es mir merkwürdigerweise nicht gelungen, trotz Dunkelbild das Rauschen zu beseitigen. Über die Photoshop-Funktion Pixel Interpolieren konnten die das Rauschen abbildenden Bildelemente fast vollständig entfernt werden. Da sich Sterne bei Deep- Sky-Aufnahmen in Okularprojektion immer über mehrere Pixel ausbreiten, war dies ein legitimer und letzlich auch erfolgreicher Weg, um ein entrauschtes Bild vom Orion-Nebel zu erzeugen. Wie auch sonst bei der digitalen Astrofotografie hat sich hier einmal mehr gezeigt, dass das gelungene Endresultat einer elektronischen Himmelsaufnahme ebenso viel Zeit erfordert wie früher die Arbeit in der Dunkelkammer. Was man an Zeitaufwand sparen könnte, dass investiert man nun in die unzähligen Möglichkeiten einer leistungsfähigen Bildverarbeitungssoftware. Aber was soll s, dafür ist ja die Freizeit da Fazit Meine letzten analogen Astroaufnahmen waren die der totalen Sonnenfinsternis vom August Und dabei wird es wohl auch bleiben, denn dank der Möglichkeiten einer Nikon Coolpix 990 steht für mich fest: An einem Teleskop hat Film nichts mehr verloren. Während mir gekühlte CCD-Kameras im Langzeitbereich unter mäßigen Großstadtbedingungen neue a1 Erlebnis Astronomie Brandneu: Der systematische Fotoatlas des gesamten Himmels Axel Mellinger/Susanne Hoffmann Der große Kosmos Himmelsatlas 96 Seiten, 30 bedruckte Folienseiten, 30 fotografische Sternkarten, ca. 150 Farbfotos und -illustrationen, Hardcover mit Spiralbindung 29,90(D); 30,80(A); sfr 52, isbn > 30 fotografische Sternkarten des Nord- und Südhimmels im Maßstab 2 /cm > Sterne bis 9 m, Gasnebel, Galaxien und Sternhaufen > Ausführliche Informationen zu den Sternen und der Mythologie von Sternbildern > Sicheres Erkennen der Sternbilder durch Folienblätter > Über 140 bemerkenswerte Deep-Sky-Objekte und Einzelsterne

58 56 FACHGRUPPE > CCD-TECHNIK Abb. 8 (links): Kein April-Scherz am hatte ich das Glück, während eines Besuchs der Volkssternwarte Hof mit dem dortigen 80-mm-Protuberanzenfernrohr beobachten zu können. Die Belichtungszeit betrug 1/119 Sekunde bei Einstellung ISO 200. Abb. 9 (unten): Ebenfalls auf dem ITV 2001 gelang am 25. Mai diese Hα- Sonnenaufnahme an einem 4 -Apochromaten mit Coronado- AF90-Interferenzfilter auf azimutaler Giro-II-Montierung. Bei 1/125 Sekunde wurde ISO 400 als Empfindlichkeitseinstellung gewählt. Horizonte erschlossen haben, zeigen die Möglichkeiten einer Digitalkamera, dass auch gelungene Sonnen-, Mond- und Planetenfotos viel einfacher zu erlangen sind. Es begeistert mich, wie unkompliziert man auch an den verschiedensten Teleskopen mit verhältnismäßig wenig Aufwand schnell zu akzeptablen Resultaten gelangt. Für mich ist klar, dass Astrofotografie per Digitalkamera sehr viel mehr Spaß macht und darum geht es schließlich beim Hobby Astronomie. Abschließend noch ein Wort zur Kamera: Die Nikon Coolpix 990 wird inzwischen nicht mehr vertrieben, sie ist durch das Nachfolgemodell Coolpix 995 ersetzt worden. Wer an einzelnen Rohbilder interessiert ist, der kann sich gerne an mich wenden, ich sende sie ggfs. per zu. Sie erreichen mich unter Stkorth@aol.com. Weitere Digital- und CCD-Aufnahmen sind außerdem auf meiner Website zu finden. Abb. 10: Das Zentrum des Orion-Nebels nach 8 Sekunden Belichtungszeit (ISO 400). Teleskop und Okular wie in Abb. 8.

59 FACHGRUPPE > METEORE 57 Fotografische Meteorbeobachtung - eine kurze Einführung von Ulrich Sperberg Gerade ist der Leonidenschauer vorüber und schon findet man in Zeitschriften oder im Internet eine Vielzahl schöner Aufnahmen dieses Ereignisses. Vielleicht sind auch dem einen oder anderem Leser einige Fotos gelungen. Leider sind solche herausragenden Ereignisse mit Zenitraten über Tausend selten. Sind so viele helle Meteore wie bei den Leoniden im November 2001 zu sehen, kann man bei der Fotografie praktisch nichts falsch machen. Aber wie ist vorzugehen, wenn die Rate, wie im Normalfall, gering (10-20 Meteore pro Stunde und Beobachter) oder durch die Aktivität eines oder mehrerer Ströme wie der Quadrantiden, Perseiden oder Geminiden vielleicht die Marke 100 pro Stunde und Beobachter erreicht. Dazu sollen hier einige Hinweise gegeben werden. Einleitung Die Fotografie von Meteoren unterscheidet sich von der anderer astronomischer Objekte besonders durch den Fakt, dass der Beobachter nicht weiß, wann und an welchem Ort ein Ereignis stattfindet, also die nächste Sternschnuppe oder Feuerkugel erscheint. Die Position eines planetarischen Nebels kann im Sternatlas gefunden werden, ein Meteor kann überall am Himmel auftauchen. Der Nebel steht auch morgen und übermorgen noch an der gleichen Stelle und hat sein Erscheinungsbild im Normalfall nicht verändert, ein Meteor ist eine kurzlebige Erscheinung, deren Dauer nur selten länger als ein oder zwei Sekunden ist. Somit ist die Belichtungsdauer nicht von der Himmelshelligkeit oder der Meteorhelligkeit sondern allein von der Aufleuchtdauer der Sternschnuppe begrenzt. Dies macht das Fotografieren von Meteoren so schwer und so leicht zugleich. Schwer deswegen, weil der Zufall die Meteorspur immer neben dem Gesichtsfeld der Kamera erscheinen lässt, leicht weil die technischen und apparativen Anforderungen vergleichsweise gering sind. Eine normale Kleinbildkamera reicht aus um gute Ergebnisse zu erbringen. Aus diesem Grunde ist gerade die Meteorfotografie ein ideales Betätigungsfeld für Einsteiger in die Astrofotografie. Welchen Sinn macht es eigentlich Meteore aufzunehmen? Erster Punkt: Es macht Spaß! Zweiter Punkt: Man kann mit den Bildern auch noch was machen. Das ist z. B. die Bestimmung der genauen Position des Radianten von schwachen Meteorströmen, die Bestimmung der atmosphärischen Bahn, die gerade bei hellen Feuerkugeln wichtig ist, bei denen auch Meteoritenfälle möglich sind. Des weiteren ist eine Bestimmung des Orbits des Meteoroiden vor der Kollision mit der Erde möglich. Kamera und Objektiv Die Anforderung an die Kamera sind denkbar gering, da sie im wesentlichen nur als Filmhalter fungiert. Wichtig ist die Möglichkeit der Dauerbelichtung, in der Regel mit B bezeichnet. Außerdem sollte ein Drahtauslöser oder ähnliches anschließbar sein. Je weniger Elektronik die Kamera hat, desto weniger kann schief gehen. Also möglichst alle automatischen Funktionen abschalten. Gerade in kalten Winternächten versagen elektronische Kameras oft ihren Dienst, da die Batterien nicht ausreichen, den Verschluss offen zu halten. Eine einfache, gebrauchte, mechanische Kamera reicht aus, ist oft sogar die beste Lösung. Ein Stativ ist hilfreich, notfalls kann die Kamera aber auch auf den Boden gelegt werden. Dann kann natürlich nur in Zenitrichtung fotografiert werden. Eine Montierung mit Nachführung ist nicht notwendig. Von größerer Bedeutung ist das Objektiv. Für jedes Objektiv sind zwei Werte entscheidend: - Die Grenzhelligkeit (LM) des Objektives, also mit welcher Helligkeit m ein Meteor gerade noch aufgenommen werden kann - Die Effektivität (E) des Objektivs, die einen Vergleich mit anderen Objektiven erlaubt. Ein Objektiv mit E = 2 bildet in der selben Zeit doppelt so viele Meteore ab wie eines mit E = 1. Die Grenzhelligkeit des Objektivs hängt von der Brennweite f ab. Je größer die Brennweite, desto geringer das Gesichtsfeld. Somit hat das Licht vom Meteor weniger Zeit eine bestimmte Stelle des Films zu belichten. Ein weiterer Faktor ist die freie Öffnung d. Je größer die Öffnung, desto mehr Licht kommt in die Kamera. Natürlich spielt auch die Filmempfindlichkeit (g) eine Rolle. Empfindlichkeiten von ISO 800 sind ausreichend, höhere natürlich effektiver. Die Grenzhelligkeit kann dann näherungsweise nach folgender Formel (Hawkins 1964) berechnet werden. Sie gilt nur für perfekten Himmel! LM = 2,512 log 10 (d 2 f -1 g) 9,95 (1) Erläuterungen zur Formel siehe oben, LM in mag, d und f in mm, g in ISO. Die Effektivität kann im Brennweitenbereich 15 mm bis 80 mm mit folgender Formel berechnet werden: E = d 2 /f (2) Für einige gebräuchliche Objektive sind in Tabelle 1 die Grenzhelligkeiten angegeben. f in mm f. d -1 d in mm LM in mag 28 2,8 10,0-1,3 35 1,8 19,4-0,1 35 2,8 12,5-1,0 50 1,4 35,7 +0,9 50 1,7 27,8 +0,3 50 2,8 17,9-0,6 75 4,5 16,7-1,2 Tabelle 1: Grenzhelligkeiten für gebräuchliche Objektive für Kleinbildkameras, bezogen auf ISO 800/30 Film. Film und Belichtungszeit An dieser Stelle ein Wort zum Film. Wichtig ist, sich im Vorfeld klar darüber zu werden, welches Ziel man mit seinen Aufnahmen verfolgt. Will man nur schöne Bilder, ist man sicherlich mit einem Farbpositiv- oder -negativfilm gut bedient. Sollen jedoch Lichtkurven der Meteore bestimmt werden, so ist dies nur mit Schwarzweiß-Filmen möglich. Gute Ergebnisse sind z. B. mit dem Ilford HP5 erzielbar. Er lässt sich von ISO 400 problemlos auf ISO 6400 pushen. Bei Objektiven mit geringerer Öffnung oder unter exzellenten Bedingungen ist auch der

60 58 FACHGRUPPE > METEORE α-capricorniden (CAP) Radiantposition α 307 (20 h 28 m ) δ -10 Drift α +0.9 δ +0,3 Sichtbarkeit Maximum λ Θ 127 ( ) Populationsindex r 2,5 Zenitrate ZHR 4 Geozentrische Geschwindigkeit v 25 km/s Anfangshöhe 98 km Endhöhe 86 km Mutterkörper (2101) Adonis oder 45P/Honda-Mrkos-Pajdusáková Radiantenhöhen für verschiedene geografische Breiten Geografische Breite Ortszeit 30 N 40 N 50 N 60 N Bahnelemente Ω ω i e q [AE] a [AE] t [a] α-capricorniden ,758 0,587 2,421 3,8 (2101) Adonis ,764 0,443 1,87 2,6 45P/Honda-Mrkos-Pajdusáková ,824 0,533 3,03 5,3

61 FACHGRUPPE > METEORE 59 Abb. 1: Geminid im Dezember 1996, Aufnahme von Jürgen Rendtel, Potsdam. Abb. 2: Typischer Perseid Ilford Delta 3200 eine gute Wahl, der sich wiederum bis ISO pushen lässt. Vorteil dieser Filme ist, dass nach der Belichtung durch die Entwicklung die Empfindlichkeit festgelegt werden kann und so auf die speziellen Umstände bei der Belichtung reagiert werden kann. Die Belichtungszeit richtet sich natürlich nach den örtlichen Gegebenheiten, zum Teil auch nach dem Zweck der Aufnahmen. Sollen vor allem schwache Meteore aufgenommen werden, benötigt man einen empfindlichen Film und belichtet eher kürzer, wenn es darum geht z. B. nur Feuerkugeln, also sehr helle Meteore ab etwa -5 mag aufzunehmen, kann man auch deutlich überbelichten, die Feuerkugel ist trotzdem noch zu sehen. In diesem Fall langen auch zwei bis drei Aufnahmen über die ganze Nacht. Auf jeden Fall sollte man mit Probebelichtungen die optimale Zeit bestimmen. Die nachfolgende Tabelle 2 kann als Anhaltspunkt dienen. Wann und wo sollte fotografiert werden? Auch hier ist wieder das Ziel entscheidend. Je öfter Aufnahmen gemacht werden, desto öfters sind auch Meteore auf dem Film zu erwarten. Betrachtet man die Zeit außerhalb der großen Ströme, kann man etwa mit einem Meteor pro hundert Stunden Belichtungszeit rechnen. Natürlich ist die Ausbeute in Zeiträumen mit aktiven großen Strömen höher, aber auch über das ganze Jahr können helle Meteore und Feuerkugeln auftreten. Gerade die sind wichtig zu dokumentieren, könnte es doch sein, dass es sich um einen sogenannten Meteoritendroper handelt, also um eine helle Feuerkugel, bei der nach dem Verlöschen die restliche Masse als Meteorit zur Erde fällt. Oft sind diese gewiss nicht, aber leider sind, wenn sie dann vorkommen, oft nur visuelle Beobachtungen, meist von Zufallsbeobachtern vorhanden und die sind zwangsläufig ungenauer. Das Auffinden von Meteoriten ist z. B. ein Ziel des DLR-Feuerkugelnetzes [3]. Für Überwachungszwecke eignen sich am besten Fish-Eye-Objektive, die fast den ganzen Himmel abdecken können. Geht es bei der fotografischen Beobachtung aber mehr darum, Stromradianten genau zu bestimmen, eine Aufgabe, die heute mehr und mehr durch Videobeobachtungen wahrgenommen wird, sind am besten Felder um den Radianten des entsprechenden Stromes geeignet. Sinnvoll ist es, dazu verschiedene Felder zu nutzen, z. B. östlich und westlich des Radianten. Letzterer muss nicht im Gesichtsfeld der Kamera liegen. Je näher die Meteore am Radianten auftreten, desto langsamer sind ISO 400 ISO 800 ISO 1600 ISO 3200 sehr dunkler Himmel, kein Dunst dunkler Himmel, kein Streulicht klarer Himmel, entferntes Licht dunstiger Himmel, Stadtnähe Tabelle 2: Mögliche Belichtungszeiten in Minuten für verschiedene Filmempfindlichkeiten unter verschiedenen Himmelsbedingungen für Objektiv f/1,8, f = 50 mm.

62 60 FACHGRUPPE > METEORE > PLANETEN sie, im Radianten erscheinen sie punktförmig. In den Morgenstunden erscheinen mehr Meteore als in den Abendstunden. Wer also kann, sollte auch nach Mitternacht noch aktiv bleiben. Eine interessante Aufgabe sind sogenannte Double- Station-Beobachtungen. Dazu wird von zwei Beobachtern, die etwa 50 Kilometer entfernt voneinander beobachte, dasselbe Atmosphärenvolumen fotografiert. Ein Meteor kann dann von beiden Kameras aufgenommen werden, natürlich an einer anderen Position am Himmel. Die Auswertung solcher Fotografien ermöglicht es dann, die Bahn des Meteoroiden zu berechnen. Um für zwei oder mehr Kameras die entsprechenden Areale berechnen zu können existiert das kleine DOS- Programm QRicht von Marc de Lignie, welches bei ftp://ftp.imo.net/pub/software/ qricht zum Download bereitsteht [1]. Ein ganz wichtiger Aspekt ist bisher noch nicht zur Sprache gekommen. Es handelt sich um die Zeitbestimmung. Um aus nicht nachgeführten Aufnahmen die genauen Koordinaten des Meteors bei bekannter Aufleuchtzeit bestimmen zu können, sind exakte Zeitangaben unumgänglich. Es sollte zur Gewohnheit werden, sowohl Anfang als auch Ende der Belichtung mit Sekundengenauigkeit anzugeben. Das gleiche gilt für helle Meteore, die im Gesichtsfeld der Kamera beobachtet werden. Sinnvolles Zubehör Wer regelmäßig versuchen will, Meteore aufzunehmen, für den empfiehlt sich weiteres Zubehör. Erstens sollte die Kamera dann auf einem sicheren Stativ betrieben werden. Sinnvoll ist auch eine Objektivheizung, da sich gerade bei langen Belichtungen Tau auf den Linsen niederschlägt. Auf eine weitere Ergänzung soll etwas ausführlicher eingegangen werden. Es handelt sich dabei um einen rotierenden Shutter, der vor der Kamera platziert wird. Dieser besteht zumeist aus zwei oder vier Flügeln, die mit einem Synchronmotor betrieben vor der Linse rotieren und den Strahlengang etwa 15 mal in der Sekunde unterbrechen. Der Shutter bewirkt, dass das Meteor auf dem Bild in mehrere kleine Abschnitte zerhackt wird. Bei bekannter Frequenz des Shutters ist so eine Bestimmung der Aufleuchtdauer und der Geschwindigkeit des Meteors möglich. Ein weiterer Vorteil ist, dass bei kontinuierlichen Aufnahmen, also Aufnahmen ohne Shutter, verschiedene andere Objekte am Himmel wie Meteore erscheinen, etwa Satelliten, Flugzeuge oder anderes. Besonders die Satelliten bewegen sich aber so langsam, dass sie bei geshutterten Aufnahmen weiter als Linie erscheinen, Meteore aber wie beschrieben unterbrochen werden. Ein weiterer nicht unwichtiger Aspekt ist, dass durch den Shutter die Hintergrundhelligkeit reduziert wird, da ja die Belichtungszeit des Himmelshintergrundes sich auch reduziert. Macht man seine Beobachtungen also oft an relativ hellem Himmel in der Nähe der Wohnung, ist es sinnvoll einen Shutter zu konstruieren, dessen Flügel z. B. je 120 abdecken. Dadurch wird der Himmel pro Einsatzstunde der Kamera nur 20 Minuten belichtet. Auch die Helligkeit der Sternstrichspuren reduzieren sich im gleichen Maße. Auf die Empfindlichkeit für Meteore hat der Shutter aber keinen Einfluss, einzig, dass einige Details in der Helligkeitsentwicklung (z. B. Endblitz) verloren gehen. Ich hoffe mit diesem Artikel etwas Lust gemacht zu haben, Lust auf fotografierte Meteore. Wie wäre es mit dem vorgestellten Strom der Capricorniden? Auch wenn die Aktivität mit einer stündlichen Zenitrate von vier nicht gerade hoch ist, so ist er doch über einen langen Zeitraum aktiv, die geozentrische Geschwindigkeit der Meteore mit 25 km/s niedrig, sogar niedriger als die des ekliptikalen Stromsystems, wodurch die Wahrscheinlichkeit steigt, sie auf den Film zu bannen und der Populationsindex von 2,5 verspricht einige helle Schnuppen. Literaturhinweise [1] de Lignie, M.: Practical Meteor Photography Part V: Planning of Double- Station Photography, WGN, the Journal of the IMO 24:6 (1996), 200 [2] Hawkins, G.: Meteors, Comets & Meteorites. McGraw-Hill Book Co [3] Heinlein, D.: Das Feuerkugelnetzes des DLR, VdS-Journal für Astronomie II/2001, 50 [4] Rendtel, J.: Handbook for Photographic Meteor Observations. International Meteor Organization Monograf No 3, Potsdam 1993 [5] Sperberg, U.: Atlas der Meteorströme, Arbeitskreis Meteore, Salzwedel 1998 Jupiterreport 2001 von André Nikolai Seit August 2001 ist Jupiter wieder vom Morgenhimmel an beobachtbar und wurde zum Jahreswechsel 2001/02 zum am Himmel hochstehenden, lang beobachtbaren Objekt. Seine Oppositionsstellung war das erste astronomische Neujahrsereignis, am 1. Januar Der maximale scheinbare Durchmesser wird zwar nicht mehr ganz erreicht, ist aber immer noch recht groß. Die interessantesten Ereignisse sind derzeit die weitere Entwicklung des White Oval Spot WOS-BA. Es ist ja das letzte verbliebene Oval, das sich aus dem Verschmelzen der drei WOS-FA, BC und DE gebildet hat. Anfang Februar schickt sich das Oval an, den GRF zu passieren. Es gibt im Moment Spekulationen darüber, ob das WOS mit dem Große Rote Fleck (GRF) interagiert und sich eventuell auflösen könnte. Die weiteren Wochen werden zeigen, wie es weitergeht. Der GRF ist derzeit bei etwa 80 (System II) und wandert langsam retrograd, d. h. in der entgegen gesetzten Rotationsrichtung Jupiters. Auffällig sind mehrere Störungen. Die ersten beiden sind sogar sehr markant und relativ leicht zu beobachten. Einmal eine helle Unterbrechung (NEB-RIFT), die sich sehr lang quer durch das nördliche äquatoriale Band (NEB) zieht. Es hat sich in den letzten Wochen deutlich in die Länge gezogen, was zeigt, dass diese Störung von den beiden Rotationssystemen I und II beeinflusst wird. Gleiches gilt für die direkt benachbarte dunkle Störung, die am Nordrand des NEB mit einem dunklen Barren (Fleck) endet und sich nahezu parallel zur hellen Störung durch das NEB zieht.

63 FACHGRUPPE > PLANETEN 61 Abb.1: Eine mit Hilfe einer Phillips-Webcam erstellte Gesamtkarte Jupiters zu seiner Oppositionsstellung am von Patrick Chevalley, Genf. Norden ist oben, vorangehend rechts. Abb.2: Driftkarte Jupiters. Die roten Kreise markieren die Positionen des GRF, während die leeren Kreise das WOS-BA darstellen. Die Kreuze sind weiße Flecken im SSTB/SSTZ. Abb.3: Videobild Jupiters von Jörg Meyer et al. von der Schulsternwarte Gudensberg, , 22:43 UT. Das Bild zeigt noch einmal sehr schön die im Text beschriebenen Einzelheiten. Die anderen beiden Störungen sind etwas weniger auffällig in der südlichen Hemisphäre gelagert. In der südlichen subtropischen Zone (StrZ) hat sich dem GRF vorangehend wieder ein Band gebildet, wie auch schon 1998 beobachtet. Der Anfang dieser Störung liegt bei etwa 50 (System II) und bildet zugleich den Auslöser einer weiteren Störung, der schon länger bekannten STB-Dislocation (STB-DISLOC). Das neue Band in der StrZ drängt das STB weiter nach Süden. Eine weitere Störung ist ebenfalls weiter vorangehend im südlichen gemäßigten Band (STB) zu beobachten. Dort gabelt sich das STB in zwei schräg zueinander stehende Fragmente auf. In dem weiter südlicher gelegenen SSTB tritt auf selber Länge eine auffällige Verdickung auf. Weiter gut zu beobachten sind die Barren am Nordrand des NEB und die ebenfalls dort zu findenden weißen Flecken. Wer Beobachtungsergebnisse hat, sende sie mir bitte zwecks Auswertung zu. Dazu ist jedoch eine genaue Datierung (besonders bei CCD und Video) notwendig, damit die Objektpositionen genau erfasst werden können. Literaturhinweise [1] [2]

64 62 FACHGRUPPE > PLANETEN Erfahrungsbericht über die Saturnbedeckung vom von Giovanni Caronti Meine letzten Planetenaufnahmen habe ich am gemacht, am Tage der Jupiteropposition. Darüber habe ich im VdS-Journal I/2001 berichtet. Damals hatte ich mir als nächstes Ziel vorgenommen, Mars aufzunehmen, der am 13. Juni 2001 in Opposition zur Sonne gelang. Leider hatte ich bei diesem geplanten Vorhaben nicht daran gedacht, dass der rote Planet im Juni 2001 bei einer Deklination von etwa -27 recht tief am Horizont herumwandern würde und ich mit meinem LX 200, der in meiner Gartensternwarte permanent installiert ist, lediglich Objekte bis maximal -16 aufnehmen kann. Deshalb habe ich meinen Plan auf das Jahr 2003 verschoben, in dem die Marsopposition wesentlich günstiger ausfallen wird. Auf meine erste Planetenbedeckung, die Saturnbedeckung vom , wartete ich deshalb nach langer Planeten- Abstinenz besonders gespannt. Es galt mehrere Hindernisse zu bewältigen: Das Wetter, die Sichtverhältnisse, die Wahl der Brennweite, die Wahl der richtigen Belichtungszeit bei Eintritt des Ringplaneten in den von der Sonne voll beleuchteten Mondrand und bei Austritt aus dem nicht beleuchteten Mondrand. Bei Eintritt hatte ich mir keine Hoffnungen gemacht, mit einer einzigen Belichtungszeit zwei stark unterschiedlich helle Objekte auf ein Bild so festzuhalten, dass beide Planeten richtig belichtet sind. So beschloss ich im voraus, meine Belichtungszeit auf Saturn zu konzentrieren und unmittelbar nach der vollständigen Bedeckung den Mond aufzunehmen und beide Aufnahmen digital zu kombinieren. Als erste Vorbereitungsmaßnahme hatte ich in TheSky die Saturnbedeckung eingestellt und sowohl den Ein- als auch den Austritt ausgedruckt. Dabei zeigte mir das Programm folgende Daten: Beginn der Bedeckung 22:01 Uhr, Vollständige Bedeckung nach einer guten Minute. Beginn des Austritts um 23:05 Uhr, Vollständige Sichtbarkeit nach gut einer Minute. Abb. 1: Saturn kurz vor der Bedeckung, , 22:00:21, Belichtungszeit Saturn: 590/1000 Sek., Mond: 6/1000 Sek., technische Daten s. Text. Aufnahme Giovanni Caronti. Abb. 2: Saturnring berührt Mondrand, 22:00:57, weitere Daten wie Abb. 1. Abb. 3: Saturn zu 1/3 bedeckt, 22:01:16, weitere Daten wie Abb. 1. Abb. 4: Saturn zur Hälfte bedeckt, 22:01:34, weitere Daten wie Abb. 1. Die ersten Aufnahmen habe ich dann um 21:49 Uhr gemacht. Leider waren in Planetennähe ein paar kleinere Schleierwolken, die bei mir etwas Unruhe verur-

65 FACHGRUPPE > PLANETEN 63 genau auf einen Stern ausgerichtet hatte, hat sich als sehr hilfreich erwiesen. Abb. 5: Dunkler Mondrand bedeckt Teil des Ringes beim Austritt, , 23:06:27, Belichtungszeit 131/1000 Sek., technische Daten s. Text, Aufnahme Giovanni Caronti. sachten, die aber dann gnädigerweise kurz vor der Bedeckung weitergezogen waren. Die kurz nacheinander mit meiner Pictor 416 xt gemachten Aufnahmen habe ich dann in PhotoShop kombiniert (Abb. 1 bis 4). Nachdem ich den Eintritt erfolgreich aufgenommen hatte, blieb bis zum Austritt über eine Stunde Zeit. Hier gab es das Problem, dass ich nicht genau vorhersagen konnte, ob meine Teleskopnachführung nach einer Stunde Nachführung Saturn genau in die CCD-Chipmitte festhalten Abb. 6: Saturn wieder in voller Größe sichtbar, 23:06:45, weitere Daten wie Abb. 5. könnte. Ich vertraute meiner Nachführung, zumal ich erst vor ein paar Wochen nach der Scheinermethode mein Teleskop ausgerichtet hatte. Etwa eine halbe Stunde vor Austritt ging ich wieder in die Sternwarte und überprüfte zunächst durch Mondaufnahmen den Focus. Es lief alles nach Plan. Durch mein Nachführteleskop verfolgte ich die Mondoberfläche bis zum Verlassen des beleuchteten Randes. Das Nachführteleskop, das ich mit dem Hauptteleskop Kurz vor 23 Uhr begann ich mit den CCD- Aufnahmen. Etwas Hektik kam dann auf, als ich bei den Aufnahmen ab 23:05 Uhr auf dem Bildschirm nur Teile des Mondes erblicken konnte. Wo war Saturn geblieben? Als ich dann durch das Leitfernrohr schaute, stellte ich fest, dass die Nachführung nicht so genau gearbeitet, wie ich mir vorgestellt hatte. Saturn war außerhalb des CCD-Chips! Ich konnte durch das Leitfernrohr den äußeren Ring Saturns gerade erkennen wie er plötzlich aus dem dunklen Mondrand auftauchte, und versuchte, gleich über die Handsteuerbox Saturn im beleuchteten 9 mm Fadenkreuz- Okular, das in eine 2-fach-Barlowlinse steckte, zu zentrieren. Dies gelang mir in der Hektik aber leider zu spät. Lediglich das erste Bild (Abb. 5) zeigt, dass der Mondrand einen Teil des linken Saturnringes bedeckt. Die weiteren Aufnahmen (Abb. 6) zeigten bereits Saturn in voller Größe. Schade. Insgesamt gesehen war die Saturnbedeckung durch den Mond sowohl visuell als auch fotografisch ein voller Genuss. Meine Frau, die sich immer mehr von der erlebten Astronomie begeistern lässt, war ebenfalls sehr angetan, als Sie durch das Nachführfernrohr bei einer Vergrößerung von etwa 100 und wahrlich ausgezeichneten Sichtbedingungen die Annäherung und auch die Bedeckung Saturns durch den Mond beobachten konnte. Ich war von diesem Erlebnis so stark inspiriert worden, dass ich beschloss, sobald wie möglich, den Ringplaneten mit einer größeren Brennweite aufzunehmen. Durch das wunderbare Wetter, das bis Mitte November andauerte, konnte ich am , kurz nach Mitternacht, meine bisher beste Saturnaufnahme in Farbe machen (Abb. 7). Mein nächstes Ziel ist die Aufnahme der Jupiter-Bedeckung am 23. Februar Hoffentlich spielt der Wettergott mit. Bis dahin wünsche ich allen Astrofotografen das Gelingen schöner Aufnahmen. Abb. 7: Saturn am mit LX 200 SCT, Effektivbrennweite 9,6 m, Belichtungszeiten mit Pictor 416 xt CCD-Kamera in LRGB 1 / 1 / 3 Sek., Aufnahme Giovanni Caronti. Weitere Aufnahmen und Videosequenzen können Sie auf meiner Homepage sehen: astrofotografie.htm

66 64 FACHGRUPPE > KOMETEN Der Komet C/2000 WM1 (LINEAR) im Herbst/Winter 2001/02 von Andreas Kammerer Der Komet C/2000 WM1 (LINEAR) wurde mehr als ein Jahr vor seinem Periheldurchgang entdeckt. Die Bahnbestimmung zeigte, dass dieser Komet sein Perihel am 22. Januar 2002 in der Sonnendistanz von 0,56 AE durchlaufen und der Erde am 2. Dezember 2001 bis auf 0,32 AE nahe käme. Eine durchschnittliche Helligkeitsentwicklung vorausgesetzt wurde eine maximale Helligkeit von 4 mag prognostiziert, was ein nettes Fernglasobjekt ergäbe. Mit entsprechender Spannung wurde daher das Sichtbarwerden des Kometen am morgendlichen Sommerhimmel erwartet. Die ersten visuellen Schätzungen gelangen im August und zeigten den Kometen mit etwa 14 mag rund 1 mag schwächer als prognostiziert. Bis etwa zum 10. November, als der Komet eine Helligkeit von 8,5 mag aufwies, blieb die Entwicklung hinter den Erwartungen zurück, so dass die maximale Helligkeit mit nur noch 6 mag prognostiziert wurde. Auch der Durchmesser der mäßig kondensierten (DC 3) Koma war trotz der relativen Erdnähe erst auf 5 ( km) angewachsen. In den Folgetagen veränderte sich die Entwicklung aber zum Positiven. Über drei Wochen hinweg stieg die Aktivität überproportional an: die Helligkeit stieg auf 5,7 mag und lag damit nur noch 1 mag unter den ursprünglichen Prognosen. Deutlich angewachsen war auch die Koma: Ihr absoluter Durchmesser lag nunmehr bei km, was aufgrund der kontinuierlich abnehmenden Erddistanz zu einem scheinbaren Durchmesser von knapp 20 führte. Der Höhepunkt für mitteleuropäische Beobachter wurde in der ersten Dezemberwoche erreicht. Die Helligkeit betrug nunmehr 5,4 mag, der scheinbare Komadurchmesser stagnierte bei knapp 20. Letzteres bedeutete aber, dass die Koma absolut gesehen bereits wieder geschrumpft war (auf km). Die Koma selbst war deutlich kondensiert (DC 5) und wies einen etwa 11 mag hellen, sternförmigen "false nucleus" auf. Bis zum Verschwinden über dem Südhorizont war die Helligkeit wieder leicht zurückgegangen und der scheinbare Komadurchmesser als Folge der wieder zunehmenden Erddistanz - auf nur noch 11 geschrumpft, während er absolut gesehen nur geringfügig auf km zurückging. Erste Schweifsichtungen wurden Mitte Oktober gemeldet. Mitte November konnte der nach Westen gerichtete Schweif visuell über eine Länge von 0,4 erkannt werden. Am 20. November kreuzte die Erde die Kometenbahnebene und als Folge hiervon drehte der Schweif innerhalb weniger Tage von West nach Ost! In der ersten Abb. 1 (oben): Zeitliche Entwicklung der Helligkeit und des Komadurchmessers beim Kometen C/2000 WM1 (LINEAR) Abb. 2 (rechts): Komet C/2000 WM1 (LINEAR) am um 22:42 UT mit Schmidt-Kamera 255/435 mm f/1,7 von Gerald Rhemann 9 Min. belichtet auf TP 6415 hyp. Film, Koma-Durchmesser 2.

67 FACHGRUPPE > KOMETEN 65 Dezemberhälfte wurden schließlich Längen von etwa 1 gemeldet. Insgesamt war der Schweif visuell aber eher schwierig zu erkennen. Bis zum 26. Januar konnten die Südhemisphärenbeobachter die abnehmende Entwicklung des Kometen weiter verfolgen. Nicht nur, dass sich der Komet wieder von der Erde entfernte, die Aktivität hatte erkennbar abgenommen. Bis zu diesem Tag war die Helligkeit auf 6,2 mag zurückgegangen und die Koma auf 4 geschrumpft; der Schweif konnte aufgrund der geringen Horizonthöhen in diesem Zeitraum kaum ausgemacht werden. Abb. 3: Komet C/2000 WM1 (LINEAR) am um 20:19 UT mit Schmidt- Kamera 140/225 mm f/1,6 von Gerald Rhemann 9 Min. belichtet auf TP 6415 hyp. Film, Koma-Durchmesser 2. Abb. 4: Komet C/2000 WM1 (LINEAR) am um 18:50 UT mit Schmidt- Kamera 200/350 mm f/2,3 von David Bender 10 Min. belichtet auf TP hyp. Film, Koma-Durchmesser 6, Helligkeit 8,5 mag. Am 27. Januar, 5 Tage nach dem Periheldurchgang, kam es dann aber zu einem deutlichen Helligkeitsausbruch, der den Kometen drei Tage später bis 2,9 mag hell und damit mit bloßem Auge erkennbar werden ließ! Die Koma war in jenen Tagen hochverdichtet (DC 8) und zeigte im Fernglas die klassische Parabelform und im Teleskop Jetstrukturen. Der Schweif konnte visuell, trotz der ungünstigen Sichtbarkeitsverhältnisse, über mehr als 3 Länge ausgemacht werden. Bis zum 6.2. war die Helligkeit wieder auf 4,5 mag zurückgegangen. Die weitere Entwicklung ist naturgemäß schwierig vorherzusagen. Der Komet kann wieder zu seinem ursprünglichen Helligkeitsverlauf zurückkehren, überproportional schnell schwächer werden (Erschöpfung der Gas-/ Staubvorräte) oder insgesamt heller bleiben als vor dem Ausbruch (Aktivierung eines größeren Reservoirs durch den Ausbruch). Ich selbst tippe auf das letztere Szenario mit einer Helligkeit etwa 1 mag über den Prognosen im letzten VdS-Journal (S. 63/64). Der Helligkeitsverlauf vor dem Ausbruch kann mit Hilfe der folgenden Formeln befriedigend simuliert werden: Abb. 5: Komet C/2000 WM1 (LINEAR) am um 21:30 UT mit Schmidt- Kamera 200/350 mm f/2,3 von David Bender 11 Min. belichtet auf TP hyp. Film, Koma-Durchmesser 19, Helligkeit 5,5 mag. Abb. 6: Komet C/2000 WM1 (LINEAR) am um 7:44 UT mit Refraktor 100/500 mm und AUDINE-CCD- Kamera, 20 x 60 Sek. belichtet von Konrad Horn. T< -55d: m=7,2 mag+5 log D+ 10 log r (1) T>-55d: m=7,5 mag+5 log D+6,8 log r (2) Die weitere Entwicklung bleibt spannend. Der Komet wird für Mitteleuropa in den letzten Februartagen wieder sichtbar. Sollte sich die Helligkeit wie von mir erwartet entwickeln wird der Komet mit einer Helligkeit von etwa 7 mag nochmals im Fernglas sichtbar sein.

68 66 FACHGRUPPE > KOMETEN Abb. 7: Komet C/2000 WM1 (LINEAR) am um 19:05 UT mit Schmidt-Kamera 255/435 mm f/1,7 von Gerald Rhemann 2 x 5 Min. belichtet auf Fuji NPH 400 6x6-Film, Komahelligkeit 5,3 mag. Abb. 9: Komet C/2000 WM1 (LINEAR) am um 19:15 UT mit Schmidt- Kamera 140/225 mm f/1,6 von Stefan Beck 7 Min. belichtet auf TP 2415 Film, Koma-Durchmesser 5,2. Abb. 8: Komet C/2000 WM1 (LINEAR) am um 18:42 UT mit Schmidt-Kamera 255/435 mm f/1,7 von Gerald Rhemann 10 Min. belichtet auf TP 6415 hyp. Film, Koma-Helligkeit 5,3 mag. Das Bild zeigt einen stark gestörten Schweif, der sich nach ca. 1,5 teilt. Der Staubschweif ist gekrümmt.

69 FACHGRUPPE > KLEINPLANETEN 67 Kleinplanetenpositionen 2001 im deutschsprachigen Raum von Gerhard Lehmann Die Astrometrie, also die Positionsastronomie, stellt schon immer eine anspruchsvolle Aufgabe für den engagierten Amateurastronomen dar. Noch vor wenigen Jahren wurden die Positionen mit Hilfe der Fotografie gewonnen. Es scheiterte aber oft an der Auswertung, denn ein geeignetes Koordinatenmessgerät oder ein genauer Sternkatalog waren für viele Sternfreunde das Problem. Heute, wo die Positionen mit einer CCD-Kamera ermittelt werden, helfen Computerprogramme beim Messen, aber auch bei der Bereitstellung geeigneter Sternkataloge. Informationen werden dank des Internets in Sekundenschnelle von einem Ende der Welt zum anderen ausgetauscht. Da ist es nicht verwunderlich, dass auch die Zahl der astrometrierenden Sternfreunde zugenommen hat. Allein im vergangenen Jahr 2001 haben sich die an der Astrometrie beteiligten Stationen um 5 auf 19 erhöht. Abb. 1: Kleinplanetenstationen im deutschsprachigen Raum Die Abbildung 1 zeigt, dass sich im deutschsprachigen Raum weit mehr Amateursternwarten der Astrometrie widmen, als professionelle Sternwarten. Von den dort gezeigten konnten 78% Kleinplanetenpositionen für das Jahr 2001 verbuchen. Seit 1998 wird eine kleine Statistik über die Positionen geführt, die durch Amateursternwarten im deutschsprachigen Raum erhalten wurden, von denen 78% in der FG vertreten sind. Waren es 1998 noch ca , hat sich die Zahl auf ca im Jahr 2001 erhöht. Das bedeutet eine Steigerung um immerhin 136%. Über die Jahre 1998 bis 2001 gezählt ergeben sich ca Positionen. In der Abbildung 2 ist die Verteilung der Positionen für das Jahr 2001 zu sehen. Von den dort aufgeführten 19 Stationen sind 16, also 84%, Mitglied der FG Kleine Planeten der VdS. Im gleichen Jahr konnten an 4 Stationen 103 Kleinplaneten neu entdeckt werden. Wenn Sie nun Lust bekommen haben, mit Ihrer CCD- Kamera an der Astrometrie von Kleinplaneten mitzuwirken, dann sind Sie dazu recht herzlich eingeladen. Informationen zur FG Kleine Planeten der VdS, aber auch zur Beobachtung, finden sie im Internet unter Alljährlich treffen sich die Mitglieder der FG Kleine Planeten der VdS zu ihrer Jahrestagung. In diesem Jahr findet vom Juni 2002, zum 5. Mal in Folge, die Kleinplanetentagung in der traditionsreichen Sternwarte Sonneberg/Thüringen statt. Wenn Sie wollen, nehmen Sie teil und treffen Sie sich mit Gleichgesinnten. Abb. 2: Kleinplanetenpositionen im Jahr 2001

70 68 FACHGRUPPE > KLEINPLANETEN Kleinplanetenjagd am Südhimmel Über Kleinplaneten-Beobachtungen und eine Neuentdeckung von Dieter Husar an der Sternwarte der IAS in Namibia im Mai/Juni 2001 Ist es heutzutage vermessen, nur mit Amateur-Ausrüstung noch auf Kleinplanetenjagd zu gehen? Kleinplaneten- Entdeckungen durch Amateure finden im deutschsprachigen Raum überwiegend an gut eingerichteten Volkssternwarten (z. B. Bergisch-Gladbach, Drebach, Heppenheim) statt, die sich auf die systematische Verfolgung von Kleinplaneten spezialisiert haben. Kleinplanetenjagd erscheint heute als Gebiet, in dem die Blütezeit für Amateure schon fast wieder zu Ende geht, nachdem sich große Survey-Programme amerikanischer Institutionen dieser Aufgabe annahmen und haufenweise Neuentdeckungen produzieren. Hier ist das Ziel, bis zum Ende dieses Jahrzehnts 90% aller Erdbahnkreuzer ausfindig zu machen. Alles noch kein Grund aufzugeben, denke ich. Dies hat mich in die neue Sternwarte der IAS (Internationale Amateur-Sternwarte e.v.) nach Namibia gelockt. Sie liegt auf dem Gelände der Gästefarm Hakos (Länge 16 21' O, Breite 23 14' S, Höhe m), 140 km südwestlich von Windhoek. Das erste größere Instrument, das dort seit Anfang 2001 zur Verfügung steht, ist ein 35-cm-Schmidt-Cassegrain (C14) auf stabiler Montierung. Weitere Informationen finden sich auf der Homepage der IAS [1]. Etwas Glück gehört schon dazu, einen neuen Kleinplaneten zu entdecken. Immerhin gibt es schon über bekannte und bereits nummerierte Objekte. In guten Beobachtungsnächten, wenn eine Grenzgröße von 20 mag erreicht wird, findet man aber gar nicht so selten unbekannte Objekte. Nach einer solchen Neuentdeckung stellt sich dann sofort als Hauptaufgabe die Wiederauffindung des Objektes in einer folgenden Nacht. Dies wird in Deutschland oft durch ungünstige Witterung vereitelt. In Namibia gibt es dagegen viele klare Nächte mit ausgezeichneter Transparenz und bestem Seeing. Das im Südwinter sehr konstante Wetter trägt wesentlich dazu bei, das Wiederauffinden eines neuentdeckten Objekts in einer Folge-Nacht zu erleichtern. Zudem stehen in Äquatornähe pro Nacht ca. 12 Stunden Beobachtungszeit zur Verfügung - eine ziemliche Herausforderung! Die gute Transparenz des Himmels in Namibia erlaubt mit dem C14 das Erreichen einer stattlichen Grenzgröße unter 20 mag nach wenigen Minuten Belichtungszeit. Bei typischen Winkel- Geschwindigkeiten von Kleinplaneten von 30 /h bringen Belichtungszeiten über 6 Minuten in der Regel kaum zusätzlichen Gewinn, wenn man von einer Sternabbildung mit 3 Halbwertsbreite ausgeht. Immerhin ist mag die Grenzgröße des Palomar Observatory Sky Survey, der mit dem dortigen 1,80 m Schmidtspiegel durchgeführt wurde. Diese Grenzgröße konnte mit einer CCD-Kamera ST8E am C14 in der Regel erreicht werden. Bei reduzierter Brennweite (fª2,70 m) wurde die Kamera im 2 x 2-binning mode (entsprechend 18 mm Pixelgröße) eingesetzt. Das ergab meist Halbwertsbreiten von 1,5-2,0 Pixel (entsprechend 2-3 ). Die eingesetzte Methode der Bildaddition (9 Aufnahmen mit jeweils 30 Sek. Belichtungszeit werden zu einem Median - Bild zusammengesetzt) unterdrückt störende Bildfehler, was das Auffinden schwacher Objekte erleichtert. Mit solchen CCD Aufnahmen hat man gute Erfolgsaussichten auf seiner Kleinplaneten- Entdeckungsreise. Alles weitere ist inzwischen relativ einfach geworden: Astrometrie bedeutet heutzutage nicht mehr stundenlange Vermessungen oder Berechnungen auszuführen! Hierfür stehen gute und preiswerte Astrometrie-Software (z. B. Astrometrica [2], PinPoint [3]), sowie Sternkataloge auf CD (USNO-SA2.0, USNO-A2.0) zur Verfügung. Mittels einer CCD-Kamera und der genannten Software ist heute jeder Amateur in der Lage, Positionen mit einer Genauigkeit von <0,5 Bogensekunden zu bestimmen. Vor zehn Jahren erforderte das noch einen immensen Aufwand! Neben einer automatischen Detektion für hellere Objekte, verfügt jedes dieser Programme über einen Blink-Mode, der auch das Aufspüren lichtschwacher Kleinplaneten ermöglicht. Beobachtungsergebnisse werden international am MPC (Minor Planet Center der Harvard University [4]) gesammelt. Es ist sinnvoll, sich dort zunächst mit der Astrometrie von helleren Kleinplaneten (ca. 14 bis 16 mag.) zu qualifizieren. Man erhält dann einen Observatory-Code. Wie das geht, hatte ich bereits zuhause geübt: Seit 1998 bin ich mit dem obs code 637 Hamburg-Himmelsmoor für das MPC von Hamburg aus tätig. Erwartet wird eine regelmäßige Beobachtungstätigkeit und der Nachweis, dass man in der Lage ist, Astrometrie mit ca. 1 Bogensekunde Genauigkeit durchzuführen. Nun benötigt man noch einen Überblick über bereits bekannte Objekte. Dazu dient die Datei MPCORB des MPC mit allen Kleinplaneten-Bahndaten, deren neuste Version ich mir noch zuhause aus dem Internet beschaffte [4] (ca. 6 MB groß). Damit konnte ich mir alle bis zu diesem Zeitpunkt bekannten Objekte auf dem Rechner für jedes Beobachtungsfeld darstellen lassen (z. B. mit dem Programm Guide7 [5]). Weiterhin muss man in der Lage sein, die Positionen zur Wiederauffindung am Folgetag zu berechnen. Zu Hause nutze ich hierzu den praktischen Ephemeriden- Rechner, über eine Internet-Seite des MPC [4]. Hier kann man auf der Basis der gemessenen Positionen eines Objekts dessen Bahn für die nächsten Tage berechnen. Ohne Internetzugang vor Ort fehlte diese Möglichkeit leider und musste durch ein eigenes Programm zur Extrapolation der Bahn ersetzt werden. Wichtig ist auch die genaue Uhrzeit. Funkuhren oder eine Software, die vor Beobachtungsbeginn über Modem oder Internet die PC-Uhr stellt, funktionieren in Namibia leider noch nicht. Da bleiben nur der Empfang von Zeitzeichen über Kurzwelle oder ein GPS-Empfänger (GPS = global positioning system ). Letzteres hat auch noch den Vorteil - neben der genauen Zeit - die exakte Position der Sternwarte liefern zu können. Beobachtungsergebnisse Zunächst wollte ich mir einen viel beobachteten Schnellläufer nicht entgehen lassen: Der erdnahe Kleinplanet 1999 KW4

71 FACHGRUPPE > KLEINPLANETEN 69 Abb. 1: Spur des Kleinplaneten 1999 KW4 am , 40 Minuten von 21:24 bis 22:07 UT belichtet. Als Beispiel möge die Lichtkurve des Kleinplaneten Heidelberga (325) dienen, die aus Messdaten von drei Nächten mit einer Periode von 6,737 Stunden reduziert wurde. Die Amplitude des Lichtwechsels beträgt lediglich 0,175 Größenklassen. Wenig spektakulär, jedoch eine wichtige Aufgabe für Amateure sind Recovery - Beobachtungen und astrometrische Messungen zur Bahnverbesserung von noch nicht nummerierten Kleinplaneten (Kleinplaneten mit provisorischen Bezeichnungen). Einige Objekte zeigten Positionsabweichungen von mehreren Bogenminuten zu den berechneten Positionen. Was wurde nun aus der Suche nach neuen Kleinplaneten? Hier wollte ich ganz nebenbei ja auch mitspielen! Abb. 2: Gesamt-Lichtkurve des Kleinplaneten (325) Heidelberga, aus Messungen vom mit einer Periode von 6,737 Stunden reduziert. konnte 16 Bogenminuten entfernt von der berechneten Position aufgefunden werden. Abbildung 1 zeigt die 15 Bogenminuten lange Spur des Kleinplaneten. Die Belichtungsdauer betrug für jedes Spursegment 60 Sekunden. Mit einer astrometrischen Mess-Serie am Kleinplanet (3873) RODDY begann die eigentliche Arbeit: Mit diesen Daten konnte vom Minor Planet Center der Harvard University der observatory code 221 für die IAS Sternwarte erlangt werden. Da ich zuhause hauptsächlich auf dem Gebiet der Veränderlichenbeobachtung arbeite, interessierten mich Untersuchungen des Lichtwechsels von helleren Kleinplaneten. Dies stellt allein schon ein interessantes Gebiet dar und erfordert aufgrund der Bewegung der Messobjekte durch das Sternenmeer viel Umsicht. Roddy, Toronto) wurden jeweils in mehreren Nächten fotometriert. Der Lichtwechsel dieser Objekte war mehrheitlich bislang nicht bekannt und kann nun dazu genutzt werden, um Aufschluss über die Form dieser Objekte geben. Während Astrometrie und Lichtwechselmessungen auch während der anfänglichen Vollmondphase gut möglich waren, erwies sich in dieser Zeit die Kleinplanetenjagd natürlich als erschwert, da eine Grenzhelligkeit unter 19 mag nur schwer erreichbar war. Bereits 4 Tage nach Vollmond gelang jedoch am die erste Kleinplaneten-Neuentdeckung auf Hakos (von mir zunächst IAS001 genannt) in der Nähe der Kleinplaneten Heidelberga (325) und 2000 AE53. Die Grenzhelligkeit lag bei der Entdeckungsaufnahme unter 20 mag. Das neu entdeckte Objekt mit einer Helligkeit von ca. 19,7 mag (V) erhielt vom Minor Planet Center die vorläufige Bezeichnung 2001 LD18. Voraussetzung dafür war, dass ich es in der folgenden Nacht erneut beobachten konnte. Insgesamt wurden in 4 Nächten 50 Positionen ermittelt. Leider Abb. 3: Entdeckungsaufnahme des Kleinplaneten 2001 LD18 (IAS001), in der Nähe der Kleinplaneten Heidelberga (325) und 2000 AE53 (=K00A53E). Einige Kleinplaneten (Balder, Heidelberga, Merman, Moguntia, Odysseus,

72 70 FACHGRUPPE > KLEINPLANETEN verhinderte dann meine Abreise die weitere Verfolgung des Objektes und der beobachtete Bahnbogen blieb mit 5 Tagen recht mager. Es ist sehr fraglich, ob dies zur Wiederauffindung in der nächsten Opposition ausreicht. Immerhin reichen die Beobachtungen, um sicher zu sein, dass der kleine Brocken mit ca. 5 km Durchmesser der Erde nicht gefährlich nahe kommen wird, sondern im Hauptgürtel seine Bahn zieht. Bis zu einer Wiederauffindung und ggfs. Nummerierung mit anschließender Namensgebung (erfordert weitere Beobachtungen in mehreren Oppositionen) ist es noch ein weiter, spannender Weg. Vielleicht haben Sie jetzt Lust bekommen, sich in der IAS mit Kleinplaneten-Beobachtungen zu engagieren die IAS freut sich über neue Mitglieder! Literaturhinweise [1] IAS: [2] Astrometrica: [3] PinPoint: [4] MPC: [5] Guide7: Erdbahnkreuzer Planetoid 2001 YB5 von Hans-Günter Diederich Der 300 m große Planetoid 2001 YB5, ein PHA und NEA, näherte sich am Abend des der Erde, um am darauf folgenden Wochenende in einem Abstand von nur km (zweifacher Erde-Mond- Abstand) an der Erde vorbeizufliegen. Das Summenbild, aus der Addition von 27 Einzelbildern a 15 Sek. entstanden, zeigt die Spur des Planetoiden von 20:59:08 bis 21:17:43 MEZ. Entdeckt am bestand die ersten Tage danach die Vermutung, dass er die Erde treffen würde. Aufgrund intensiver Beobachtungen konnte diese Möglichkeit inzwischen für die nächsten 90 Jahre ausgeschlossen werden. Träfe er die Erde, würde er dort einen Krater von 6 km Durchmesser schlagen... Aufnahmetechnik 7-Zoll-Mak f/15 in Alt-Az montiert, Fokalreduktor f/6.3, ST-7 (bei minus 12 Grad Celsius Umgebungstemperatur ungekühlt), Einzelbilder nicht reduziert. Der Hinweis kam über AstroAlert, die Bahnelemente wurden vom MPC übernommen. Abkürzungen PHA = Potentially Hazardous Asteroid NEA = Near Earth Asteroid MPC = Minor Planet Center Spektroskopie für Einsteiger mit dem Baader-Gitter von Martin Federspiel Teil 1: Visuelle Beobachtungen Im ersten Teil dieses Beitrages wird das Baader-Blaze-Gitter vorgestellt und die visuelle Beobachtung von Sternspektren mit diesem kleinen Zusatzinstrument beschrieben. Der zweite Teil beschäftigt sich mit der Aufnahme von Sternspektren mit dem Gitter in Verbindung mit einer CCD-Kamera. Anwendungsmöglichkeiten für den Astroamateur werden aufgezeigt. Woher weiß man das eigentlich alles: wie heiß und schwer sind die Sterne, woraus bestehen sie? Da ist doch noch keiner gewesen und hat das alles nachgemessen! Ungläubiges Staunen schwingt in dieser Frage mit, die jeder wohl schon einmal so oder ähnlich gehört hat, der Interessierten durch sein Fernrohr tieferen Einblick in das Universum gewährt hat. Seit es das Baader- Gitter gibt, lässt sich die Antwort ohne großen Aufwand direkt am Fernrohr zumindest illustrieren. Es ist die Strahlung hier konkret das sichtbare Licht, die eine Fülle von Informationen über die Lichtquelle, z.b. einen Stern, in verschlüsselter Form enthält. Mit einem Spektroskop wird diese Strahlung analysiert, d.h. nach Farben (genauer Wellenlängen) sortiert abgebildet. Je nach Lichtquelle erscheint dabei ein Muster aus hellen und dunklen Linien, die sogenannten Fraunhofer- oder Spektrallinien. Diese Linien sind die Fingerabdrücke der chemischen Elemente, aus denen die Lichtquelle besteht, und den physikalischen Bedingungen, die dort herrschen. Seit den Pionierzeiten von Fraunhofer, Kirchhoff und Bunsen hat die Physik gelernt, diese im Spektrum verborgenen Informationen zu dechiffrieren. Jeder kann diesen Schlüssel bei seinen Beobachtungen anwenden und zum Beispiel einen heißeren Hauptreihenstern wie Wega oder Sirius von einem kühleren Roten Riesenstern (z. B. Beteigeuze oder Antares) anhand seiner spektralen Eigenschaften unterscheiden. Das ist live erlebte Astrophysik! Wie ein Spektrum entsteht Spektren lassen sich auf zweierlei Weise erzeugen: durch Brechung oder Beugung. Fällt weißes Licht (ein Gemisch verschiedener Farben) auf ein Glasprisma, so wird der blaue Lichtanteil durch das Glas stärker gebrochen als der rote. Auf einem Schirm hinter dem Prisma werden die verschiedenen Farben nicht alle auf den gleichen

73 FACHGRUPPE > SPEKTROSKOPIE 71 Fleck, sondern zu einem farbigen Band auseinandergezogen abgebildet. Der Spektroskopie mit einem optischen Gitter, das man sich als eine regelmäßige Anordnung von Spalten nebeneinander vorstellen kann, liegt dagegen das Prinzip der Beugung zugrunde. Beim Durchgang von weißem Licht durch das Gitter entstehen an jeder Gitterfurche ( Spalt ) sogenannte Elementarwellen. Die Elementarwellen aus verschiedenen Gitterfurchen überlagern sich nun wie Wellen an der Wasseroberfläche. Je nach Wellenlänge und Richtung verstärken sie sich gegenseitig zu Maxima bzw. löschen sich gegenseitig aus (Minima). Bei einem Gitter entstehen so mehrere Spektren in wie man sagt verschiedenen Ordnungen. Abbildung 1 zeigt schematisch den Versuchsaufbau, wie er im Allgemeinen zur Erzeugung eines Spektrums verwendet wird. Das Licht passiert zunächst einen Spalt, der im Brennpunkt einer Sammellinse (Kollimator) steht. Nach dem Durchgang durch die Kollimatorlinse ist das Licht parallel und wird im Prisma/Gitter nach Wellenlängen zerlegt. Dahinter übernimmt ein Objektiv die Abbildung des Spektrums. Weitere Einzelheiten zur Funktionsweise eines Spektroskops/ Spektrografen entnehme man bitte einschlägigen Optikbüchern. Abb. 1: Entstehung eines Spektrums mit einem Transmissionsgitter. Das Licht fällt zunächst auf einen Spalt (z. B. aus zwei Rasierklingen), der im Brennpunkt eines Kollimators (z. B. ein Teleobjektiv) steht. Das vom Spalt kommende Licht verlässt den Kollimator als paralleles Bündel und trifft auf das Gitter. Durch Beugung an den Gitterfurchen entstehen Elementarwellen, die sich in bestimmte Richtungen konstruktiv überlagern ( Maxima in verschiedenen Ordnungen ). Diese Interferenz ist wellenlängenabhängig, d. h. die Maxima verschiedener Farben liegen innerhalb einer Ordnung in verschiedenen Richtungen. Das so nach Wellenlängen zerlegte Licht wird schließlich durch ein Objektiv (z. B. Auge, Fernglas, kleines Fernrohr) zu einem Spektrum abgebildet. Der Übersichtlichkeit halber ist nur eine der meist zahlreichen Ordnungen eines Gitters eingezeichnet. Das Baader-Gitter Das holografisch hergestellte Baader- Gitter hat 207 Linien/mm und ist in einer 1 1/4 -Zoll und einer 2-Zoll-Variante erhältlich [1]. Es wird in Durchsicht (Transmission) betrieben. Bei der Astrospektroskopie hat man es meist mit lichtschwachen Objekten zu tun; jedes Photon ist kostbar. Die Furchen des Baader-Gitters sind daher so geformt, dass möglichst viel Licht in eine der beiden ersten Ordnungen gelenkt wird (Blaze-Gitter). Diese erscheint viel heller als die andere erste und als die höheren Ordnungen. Im Folgenden werden wir nur in der ersten geblazten Ordnung beobachten. Spektroskopie mit dem Baader-Gitter ist bestechend einfach und relativ preiswert: Das Gitter wird wie ein Filter in eine mitgelieferte Halterung oder direkt ins Okular eingeschraubt. Kein Spalt, kein zusätzlicher Kasten am Teleskop. Diesem großen Vorteil steht freilich ein gravierender Nachteil gegenüber: Da das Gitter nicht im parallelen Licht, sondern im konvergenten Strahlengang in Fokusnähe betrieben wird, leidet das spektrale Auflösungsvermögen erheblich. Bei meinen Versuchen mit relativ langbrennweitigen Schmidt-Cassegrain-Optiken mit f/10 konnte ich mit dem 1 1/4 -Zoll-Gitter lediglich ein Auflösungsvermögen von etwa 25 Å (1 Å = 0,1 nm = m) erreichen, während der theoretische Wert des Gitters bei rund 1 Å liegt. Bei lichtstärkeren Optiken wird das erzielte Auflösungsvermögen noch schlechter sein. Um die Qualität des Gitters zu testen, habe ich es in einem Versuchsaufbau wie in Abb. 1 im parallelen Licht verwendet. Ein Spalt aus Rasierklingen, ein Teleobjektiv als Kollimator und ein Fernglas als Objektiv dienten als weitere optische Komponenten. Zunächst beeindruckte im Sonnenspektrum bei visueller Beobachtung die Fülle von Spektrallinien. Die beiden etwa 6 Å auseinanderliegenden Natriumlinien D1 und D2 erschienen ohne Schwierigkeiten getrennt. Das Gitter an sich ist also qualitativ hochwertig, zumindest wenn es sich um ein neueres aus der zweiten Generation handelt. Leider gelang es in diesem ersten Versuch nicht, die visuell beobachteten Details auch fotografisch zu dokumentieren (Abb. 2a). Visuelle Beobachtung von Sternspektren Das Baader-Gitter macht aus einem durch die Teleskopoptik annähernd punktförmig abgebildeten Stern in den verschiedenen Ordnungen farbige Spektralfäden. Der Spektralfaden der geblazten ersten Ordnung ist dabei besonders hell. Spektrallinien werden erst sichtbar, wenn dieser Spektralfaden mit Hilfe einer mitgelieferten und auf das Okular gesteckten Zylinderlinse aufgeweitet wird. Besonders dankbare Objekte für die visuelle Beobachtung sind helle Sterne mit auffälligen Spektren: Sterne der Spektralklasse A, bei denen die Wasserstofflinien der Balmer-Serie ihre maximale Stärke haben, sowie kühlere Riesensterne der Klassen K und M, deren Spektren durch Titanoxid (TiO)-Banden dominiert werden. Man teilt Sternspektren aufgrund ihrer Charakteristika in diese Spektralklassen ein. Die Hauptklassen werden historisch bedingt mit den Buchstaben OBAFGKM bezeichnet. Die Spektralklassen sind eine Sequenz abnehmender Temperatur. Die Klasse O enthält die heißesten Sterne, während unter M kühle Sterne zusammengefasst werden. Die unterschiedliche Energieverteilung verschieden heißer Sterne fällt bei der Beobachtung unmittelbar ins Auge. Bei den kühleren Sternen erscheint der rote Teil des Spektrums vergleichsweise heller als der blaue; bei heißen Sternen ist es gerade umgekehrt. Weitere spektrale Einzelheiten sind visuell meist nur schwer zu erkennen. Da die Anordnung spaltlos ist, macht sich starke Luftunruhe (schlechtes Seeing) dadurch bemerkbar, dass die Spektrallinien bis zur Unkenntlichkeit verschmieren können. Der fehlende Spalt lässt auch nur die Beobachtung von punktförmigen Objekten zu. Eine Ausnahme bilden Planetarische Nebel mit hoher Oberflächenhelligkeit. Von die-

74 72 FACHGRUPPE > SPEKTROSKOPIE Abb. 2: Fotografische Beispielspektren aufgenommen mit dem Baader-Gitter im parallelen Licht (optische Anordnung wie in Abb. 1). a) Vermutlich wegen zu geringer Brennweite des abbildenden Objektivs und nur bedingt geeignetem Filmmaterial (Fuji Sensia 100 Diafilm) sind im Vergleich zur visuellen Beobachtung nur wenige Absorptionslinien im Sonnenspektrum zu erkennen. Das visuell klar getrennte Natrium-Dublett (Na D1/2) erscheint hier nicht aufgelöst. Die Helligkeitssprünge sind eine Folge der Zusammensetzung des Spektrums aus unterschiedlich belichteten Teilspektren. b) Von Emissionslinien dominiertes Spektrum einer Energiesparlampe. sen kann man im günstigsten Fall mehrere (evtl. überlappende) Bilder der verschiedenen Emissionslinien sehen. Die Grenzgröße für die visuelle Beobachtung von Sternspektren mit dem Baader-Gitter liegt nach meiner Erfahrung bei etwa 2 mag in Kombination mit einem Teleskop von 20 cm Öffnung. Damit bieten sich am ganzen Himmel rund 100 Sterne als Beobachtungsobjekte an. Das Sonnenspektrum und Spektren von Gasentladungslampen (die meisten Straßenlampen und Leuchtstoffröhren) können ebenfalls mit dem Baader- Gitter ganz einfach und sogar ohne Teleskop betrachtet werden: An einem Ende einer Pappröhre, in der sonst Poster verschickt werden, bringt man einen engen Spalt an (z. B. aus zwei 0,5 mm auseinanderstehenden Rasierklingen). Das Gitter befindet sich am anderen Röhrenende in der Nähe des Auges (ohne Okular und weitere Optik). Richtet man dieses Papprohr- Spektroskop auf eine helle Wolke, die das Sonnenlicht reflektiert und das Spektrum kaum verändert (Vorsicht mit direktem Sonnenlicht!) oder eine Lampe, so werden viele für die jeweilige Lichtquelle charakteristische Spektrallinien sichtbar. Noch mehr spektrale Details treten hervor, wenn das Gitter mit Zusatzoptik im parallelen Licht wie in Abb. 1 verwendet wird. (Siehe dazu auch Abb. 2; die dort gezeigten Spektren wurden zwar im parallelen Licht aufgenommen, erreichen jedoch nicht die visuell beobachtete Detailfülle.) Literaturhinweise [1] Baader Planetarium GmbH, Zur Sternwarte, Mammendorf, ν Virginis bedeckt - vom Krater Eichstadt über Magellan zum Houtermanns - von Eberhard H. R. Bredner Prolog Natürlich -!- immer wenn ich ins Freie trete, richten sich meine Augen fragend zum Himmel: Wie könnte sich das Wetter zum Abend / zur Nacht entwickeln? - gibt es wohl Beobachtungsmöglichkeiten heute? Und das besonders sehnsüchtig um die Zeit des ersten und letzten Viertels, denn meine Leidenschaft sind Sternbedeckungen durch den Mond. Abb. 1: Video-Ausrüstung : oben Restlichtverstärker und Kamera etwa 1990; unten Kamera mit gesteigerter Empfindlichkeit von 2001; weitere Beschreibung siehe Text.

75 FACHGRUPPE > STERNBEDECKUNGEN 73 Voraussetzungen: <Start für Anfänger> Für eine auch wissenschaftlich verwertbare Messung einer Sternbedeckung sind drei Angaben notwendig: Ort, Zeit und Stern. Heutzutage ermittelt ein Amateur Koordinaten und Höhe seines Beobachtungsortes ausreichend genau mit einem GPS- Empfänger. Den Zeitpunkt seiner Messung kann er in Mittel-Europa, etwa km um Frankfurt herum, über das Signal des Zeitzeichen-Senders DCF 77,5 bestimmen. Die Angaben zum Stern entnimmt man Jahrbüchern oder speziellen Vorhersagen (IOTA/ES, ILOC-Japan). Wer noch nie eine totale Sternbedeckung durch den Mond beobachtet hat, sollte mit der Beobachtung eines hellen Stern am dunklen Mondrand beginnen und sich so prüfen, ob das ein Arbeitsgebiet sein kann. Die 10tel Sekunde: <Fortgeschrittene> Visuelle Beobachtungen von totalen Sternbedeckungen leiden unter der Reaktions- Trägheit des Beobachters, wir sprechen dabei von der persönlichen Gleichung. Ein sehr guter Beobachter wird eine Zeitverzögerung von 0,2 Sekunden erreichen (zumindest anstreben), bei ungünstigen Bedingungen können es aber auch 0,8 Sekunden werden, und das ist immer abhängig von der Tagesform. Es liegt nahe, den Ablauf per Videoaufzeichnung zu objektivieren. Video am Fernrohr <Vergangenheit/Gegenwart> Leider hatten Video-Kameras noch vor gar nicht langer Zeit (1990) nur geringe Empfindlichkeiten, deshalb sahen sie immer viel weniger Sterne als ein geübter Beobachter. Mit zusätzlichen Restlichtverstärkern konnte man den Bereich ausweiten. Abbildung 1 zeigt eine Lösung: Oben Restlichtverstärker mit angeschlossener Video Kamera (Grenzbereich etwa 9. Größe für Sternbedeckungen am C8), unten auf dem Bild sieht man eine neue Kamera (2001) mit vergleichbarer Empfindlichkeit wie die der Kombination, aber viel kleiner und auch viel preiswerter. Diese Kamera liefert noch ein Bild bei einer Helligkeit von nur 3 Millilux (0,003 Lux), auch damit will der Umgang gelernt sein. ϑ Virginis Am Abend des 31. Januars 2002 passte mal alles - der Himmel war klar, die angekündigte Regenfront verspätete sich um einige Stunden. Dolberg Observatory (siehe VdS- J I/2001, S. 89) wurde aus dem Keller auf Abb. 2: Sternbedeckung von υ Virginis am , Einzelheiten siehe Text. die Terrasse geschleppt, alles justiert und dann die Annäherung des Sterns an den hellen Rand des Mondes verfolgt, wie es etwa die Abbildung 2 zeigt. Der Mond war zu 87% beleuchtet, der Terminator (Schattengrenze) ist durch Pinn-Nadeln angedeutet, rechts von den Nadeln ist der Mond unbeleuchtet. Aber weder mit dem Photonensauger Auge noch mit dem CCD-Chip war die Bedeckung beobachtbar, der leichte Dunst am Mondrand überstrahlte den Stern. Dabei sollte ϑ Virginis am linken Mondrand in der Nähe des Kraters Eichstadt verschwinden, etwa auf der markierten Linie hinter dem Mond her wandern, um dann am unbeleuchteten Mondrand beim Krater Houtermanns wieder aufzutauchen. Und das ist gerade mit einem transportablen Gerät nicht einfach zu beobachten. Bei einem zu 87% beleuchteten Mond ist der unbeleuchtete Teil auch im Fernrohr nicht zu sehen. Wenn dieses auch nicht 100 %-tig aufgestellt werden konnte, wartet man unter Umständen an der falschen Stelle auf den hervortretenden Stern! Das ist mir in meiner Anfangszeit mehrmals passiert, und heute mit Video ist das Gesichtsfeld noch einmal verkleinert! Ich helfe mir damit, das Fernrohr auch im Felde möglichst gut aufzustellen und dann bei elektrischer Nachführung (Sterngeschwindigkeit) im Okular über etwa 60 Minuten zu verfolgen, ob die Mondformationen auf der Linie in Abb. 2 nach und nach im Gesichtsfeld auftauchen. Besonders auffallend ist dabei die Landschaft um den Krater Magellan am Terminator. Es kam wie vermutet, eine kleine Korrektur in Deklination war notwendig. Erfolg und Schluss Wenn nach allen sorgfältigen Vorbereitungen (zu Hause und vor Ort) der Stern urplötzlich am dunklen Mondrand im Gesichtsfeld der Kamera auftaucht - so war es glücklicherweise am 31. Januar - ist Freude angesagt. Fehler sind nämlich nie auszuschließen. Leider gibt es für die Vorbereitung auch keine Einheitlichkeit in der Darstellung des Mondes (Anblick und Gradeinteilung) von Berliner Mondatlas, Rückel und Mondkarte. Lassen Sie sich davon jedoch nicht entmutigen und versuchen Sie Ihr Glück (oder Ihr Geschick) bei nächster Gelegenheit! Für Einsteiger gibt es einige empfehlenswerte Termine: Juni, Juli, August! Jegliche mögliche Unterstützung biete ich Ihnen an unter secretary@iota-es.de

76 74 FACHGRUPPE > DEEP SKY Neues aus der Fachgruppe Deep-Sky von Wolfgang Steinicke Zunächst einmal allen Deep-Sky Begeisterten ein erfolgreiches neues Beobachtungsjahr! Tagungen und Treffen Im letzten Jahr gab es noch drei Termine, an denen die FG beteiligt war. Da war zunächst mal die VdS-Tagung am 6. und 7. Oktober 2001 in Frankfurt. Hierzu gibt es auch Infos im VdS-Journal II/2001 sowie auf der Webseite der VdS ( Die FG war mit einem Stand vertreten (siehe Abb. 1), an dem, trotz der insgesamt etwas geringen Besucherzahl, einiges los war. Danke auch für die Hilfe an Carola Volkwein, Jürgen Lamprecht, Hans- Günter Diederich, Josef Müller und Klaus Wenzel. Es gab Vorträge von Hans-Günter Diederich (Beobachtung von extragalaktischen Kugelsternhaufen) und Wolfgang Steinicke (Deep-Sky in Deutschland). Auf der VdS-Mitgliederversammlung wurde Wolfgang Steinicke in den neuen Vorstand gewählt. Seine Aufgabengebiete sind neben der Redaktion des VdS-Journals auch die Öffentlichkeitsarbeit nebst Pressedienst sowie der Kontakt zwischen den Fachgruppen. Hierdurch wird sicherlich auch der Einfluss der FG Deep-Sky weiter steigen. Jens Bohle hat die FG auf dem ATN in Duisburg vertreten. Abschluss bildete die BoHeTa in Bochum. Hier gab es wieder einen Stand und einen Vortrag von Wolfgang Steinicke über die Kosmische A-Klasse Visuelle Beobachtung historischer Radioquellen (Artikel in interstellarum 20, 2002). Momentan laufen bereits die Vorbereitungen für die nächste DST2002 auf dem Eisenberg, die vom April 2002 stattfinden wird. Für den zentralen DS- Vortrag konnten wir Owen Brazell aus dem Vorstand der Webb Society gewinnen, dem englischen Gegenstück zu unserer FG Deep-Sky. Wer sich hierüber informieren möchte, schaue auf deren Webseite ( übrigens sind Jens Bohle und Wolfgang Steinicke dort Mitglied. Neben dem Kontakt nach Grossbritannien gibt es auch enge Verbindungen zur DS-Szene in Frankreich (Ciel extreme, Jan Pothier) und den USA. Webseite, Mailingliste, Projekte Die Webseite der Fachgruppe ist unter zu erreichen. Dort gibt es jede Menge Infos zu unserer Abb. 1: FG-Stand auf der letzten VdS- Tagung mit v. l. Carola Volkwein, Jürgen Lamprecht und Hans-Günter Diederich. Tätigkeit. Großen Zuspruch findet auch die Mailingliste (deepsky@naa.net), die durch hohen Informationsgehalt und ein angenehmes Klima besticht. Ausnahmen bestätigen die Regel und so gibt es doch gelegentlich Unruhestifter, die ermahnt werden müssen. Die bestehenden Projekte laufen weiter und es wird auf der nächsten DST wieder ausführlich über unsere Aktivitäten berichtet werden. Bei den großen PN (Jens Bohle) kommen immer wieder interessante Aufnahmen und Beobachtungen zustande, ebenso bei den Galaxiengruppen. Ein neues Thema sind die Zwerggalaxien, wieder in bewährter Kooperation mit der FG Astrofotografie (siehe VdS-J II/2001). Zum Deep-Sky Buch findet Anfang 2002 eine Redaktionssitzung statt, bei der über diverse Verlagsmöglichkeiten diskutiert wird. Hier gibt es neue Aspekte von Seiten der VdS, über die ich zu gegebener Zeit berichten werde. Deep-Sky in Deutschland von Wolfgang Steinicke Teil 2: Blick über den Tellerrand Im ersten Teil meiner Betrachtungen habe ich erläutert, was unter Deep-Sky zu verstehen ist und das Ergebnis einer Umfrage vorgestellt [1]. Im zweiten Teil geht es um Projekte, Programme und Ideen innerhalb der Fachgruppe Deep-Sky. Wir schauen aber auch über den Tellerrand hinaus und fragen nach Verbindungen zu anderen VdS- Fachgruppen. Hier ergeben sich aus meiner Sicht interessante Möglichkeiten zur Kooperation. Projekte, Programme und Ideen Was ist also los am deutschen Himmel? Glaubt man dem, was alles publiziert wird, so wimmelt es von Objekten, Projekten, Beobachtungslisten und Ideen. Zweifel sind angebracht, das zeigen z. B. meine Erfahrungen auf Teleskoptreffen. Hier wird gar nicht so viel (Verschiedenes) beobachtet, es geht vielen mehr um die Technik - es ist eben ein Teleskoptreffen und kein Beobachtungstreffen. Was ist mit der jährlichen Deep-Sky Tagung (DST)? Hier trifft man sich bewusst nicht zum Beobachten, sondern zum Kennenlernen und Fachsimpeln. Das wirkliche Himmelsleben ist demnach eine einsame Angelegenheit, eine Gruppe findet sich eher selten. Die meisten bevorzugen einfaches Spazierensehen, besuchen dabei alte Bekannte mit dem Anfangsbuchstaben M. Wem das auf Dauer nicht reicht, sucht sich gezielt Objekte heraus oder stellt ein

77 FACHGRUPPE > DEEP SKY 75 kleines Beobachtungsprogramm zusammen [2]. Beispiele hierfür sind etwa Kugelsternhaufen im Ophiuchus, Doppelsterne im Löwen, Galaxien im Virgohaufen oder helle Planetarische Nebel ; frei nach dem Schema: gleiche Objektklasse oder gleiches Himmelsareal. Mit dem passenden Gerät und der richtigen Vorbereitung stellen sich sicher Erfolge ein und die Motivation steigt. Vielleicht resultiert daraus ein kleiner Beobachtungsbericht und andere können von den gemachten Erfahrungen profitieren. Auch die Fachgruppe bietet Projekte an, die aber großteils und das wurde auf der DST2001 kritisiert als zu schwer empfunden werden. Vielleicht muss auch nicht alles gleich Projekt heißen? Das hat den Touch des Offiziellen und wirkt eher abschreckend. Es reichen schon Beobachtungsprogramme oder -listen, die als Anregung gedacht sind. Hier wollen wir uns in Zukunft stärker engagieren und Vorschläge für alle Schwierigkeitsgrade, besonders aber für Einsteiger, machen. Hier einige Beispiele für kleinere Teleskope: Rote Sterne oder Doppelsterne mit großem Farbkontrast (Thomas Jäger [3]), Doppelsterne in der Leier, die von Friedrich oder Otto v. Struve entdeckt wurden (Idee von Andreas Abe [4]), Galaxien bei hellen Sternen [5], berühmte nahe Sterne, wie z.b. Barnards Pfeilstern, Lalande oder Wolf 359 [6]. Geht man die Reihe der Deep-Sky Objekte durch (s. Tab. 1 in [1]), so ergeben sich weitere Möglichkeiten: Von einfachen Sachen bis hin zu echten challenges (Entschuldigung: Herausforderungen). Hier weitere Beispiele: Große Planetarische Nebel [7] oder PN s mit äußerem Halo, wie etwa der Katzenaugennebel NGC 6543 [8]. PN mit 2 Nummern : Von ihren Entdeckern als zwei getrennte Nebel gesehen und katalogisiert, physikalisch aber ein Einzelobjekt. Schöne Beispiele sind M 76 = NGC 650/51 im Perseus und NGC 2172/73 in den Zwillingen [9]. Erscheint das Objekt visuell getrennt oder zusammenhängend? Bei den Sternhaufen gibt es das FG-Projekt Offene Sternhaufen, wobei es hauptsächlich um Objekte geht, die nicht im NGC enthalten sind. Schwierig? Muss nicht unbedingt sein, gibt es doch bereits Feldstecherobjekte wie IC 4665, IC 4765, Stock 1 oder Collinder 399, der Kleiderbügel. So taucht man ohne Mühe in die Welt jenseits von M (und sogar NGC) ein! Bei den Kugelsternhaufen locken echte Raritäten, z. B. die Palomar-Haufen [10]. Auch hier ist Öffnung nicht alles, es kommt eher auf eine große Austrittspupille (kleine Vergrößerung, großes Gesichtsfeld) an. Nur so können sich die ausgedehnten, lichtschwachen Objekte vom Hintergrund abheben. Gerade kleinere Teleskope liefern erstaunliche Ergebnisse! Bei den Galaxien gibt es die größte Auswahl. Aber Vorsicht, die Beliebtheit ist oft umgekehrt proportional zum optischen Eindruck, will heißen: Der Großteil ist schwach, klein und schwierig! Dafür ist der psychologische Eindruck von Tiefe hier am stärksten (vielleicht nur noch übertroffen bei Quasaren). Hoch im Kurs stehen Edge-On-Galaxien [11] oder Galaxiengruppen [12], wo man gleich mehrere Typen auf einmal sieht. Hin und wieder lohnt es auch, eine extragalaktische Supernova zu beobachten [13] - die galaktischen sind leider zu selten. Bei helleren Exemplaren reicht schon ein 8-Zöller. Gleiches gilt für Quasare [14]; so ist 3C 273 in der Jungfrau bereits mit 6 kein Problem. Auch hierzu existiert ein FG- Projekt. Es gibt auch noch was zu entdecken, wie der Fall von Weselowski 1 zeigt [15] oder zu untersuchen, wie Hans- Günter Diederich zeigt [16]. Fazit: Deutsche Beobachter sind erstaunlich aktiv. Nur gut, dass genügend Photonen für alle da sind! Das gilt natürlich nicht für OVNG-Objekte: Oft versucht, nie gesehen - eine Klasse, die auch den härtesten Deep-Sky ler in die Schranken weist. Beispiele sind: der Zentralstern des Andromedanebels, der Pferdeschwanznebel oder die GKMW (die Ganz Kleine Magellansche Wolke) am Westpol des Himmels. Verbindungen zu anderen Fachgruppen Als letzten Punkt noch die Frage, wo es Verbindungen zwischen Deep-Sky und anderen VdS-Fachgruppen gibt (in Kommentaren zum Fragebogen [1] wurden Kooperationen ausdrücklich gewünscht). Als Redakteur dieses Journals habe ich viele Kontakte mit anderen Fachgruppen. So ergab es sich auch, dass ein Mitglied der FG Spektroskopie auf der DST2001 über Die Farben der Sterne referierte und ich stelle mir vor, dass auch die FG Deep-Sky mal auswärts über ihre Arbeit berichtet. Mit der FG Astrofotografie ist der Kontakt bereits sehr eng, was sich an gemeinsamen Projekten (Wechselwirkende Galaxien [17], Zwerggalaxien [18]) zeigt. Was ist aber mit den anderen FG s? Gibt es etwa Gemeinsamkeiten mit den Kometenbeobachtern? Per definitionem wohl nicht, aber was ist mit folgender Idee? Betrachtet man die Bildreihe in Abb. 1 (ohne vorher den Text zu lesen!), so sieht man nur Kometen. In Wahrheit ist aber nur ganz links ein echter Komet zu sehen. Das zweite und dritte Bild zeigen kometarische Nebel, eine seltene Klasse galaktischer Nebel. Ganz rechts sind Kometengalaxien zu sehen, eine extrem seltene Klasse von Galaxien [19]. Also gleiche (optische) Morphologie, aber unterschiedliche physikalische Natur. Diese Kategorie ist doch allemal eine Beobachtung wert, oder? Abb. 1: v.l.n.r: Komet Halley, Kometarische Nebel NGC 2261 und Parsamyan 21, Kometengalaxien UGC und UGC 5938/42 (Erläuterung im Text).

78 76 FACHGRUPPE > DEEP SKY Es gibt eine FG Jugendarbeit und wir sind hier alle gefordert, unsere Erfahrungen (Beobachtungstipps, Techniken, Kenntnisse der Astrophysik?) weiterzugeben. In einem astronomischen Jugendlager oder auf Teleskoptreffen bieten sich vielfältige Möglichkeiten. Da viele Kids mit dem Computer aufwachsen, ergibt sich ein großes Potential in puncto Astronomie und Computer (Programme, Astrodaten). Es fehlt eine Fachgruppe, denn die klassische Rechnende Astronomie liegt derzeit im Koma - vielleicht eine Anregung zur Wiederbelebung? Bei den FG s Dark-Sky und Amateurteleskope sind die Verbindungen ebenso offensichtlich. Wir sind besonders von den Sichtbedingungen abhängig - und die werden ständig schlechter, etwa durch die üblen Sky-Beamer. Wer sich mit seinem Teleskop beschäftigt oder für den Selbstbau interessiert, findet innerhalb der VdS reichlich Kontakt. Was ist dagegen mit Spektroskopie? Diese Disziplin erscheint vielen kompliziert - es riecht nach Physik! Trotzdem kann es nicht schaden, etwas über die physikalischen Eigenschaften der Objekte zu wissen. Ein besonderes Erlebnis ist die visuelle Spektroskopie mit einem Blaze-Gitter. Hier kann man Spektrallinien oder -banden (wie bei extrem roten Sternen) direkt sehen. Interessant sind auch Planetarische Nebel, die sich durch ihr Emissionslinienspektrum (die berühmte grüne OIII- Linie!) deutlich von den umgebenden Sternen, die ein kontinuierliches Spektrum zeigen, abheben. Wem das nicht reicht, kann auch die Rotverschiebung von Quasaren messen. Zur FG Radioastronomie, von der leider in letzter Zeit wenig zu hören ist, kam mir die Idee für ein kleines Programm: Die visuelle Beobachtung der historisch ältesten (und stärksten) Quellen. Gemeint ist die kosmische A-Klasse [20], also Objekte wie Taurus A (Krebsnebel M1), Cygnus A [21], Virgo A (M 87) [22] oder Centaurus A (NGC 5128 am Südhimmel). Alle haben eine interessante Geschichte, die Anfang der 50er Jahre spielt. Damit sind wir schon bei einer weiteren FG, die ebenfalls kaum Lebenszeichen von sich gibt: Geschichte der Astronomie. Meiner Meinung nach ein zentrales Gebiet, denn es macht großen Spaß, etwas über die Historie der Objekte zu erfahren - das belebt die Beobachtung ungemein. Die Liste der Entdecker und Entdeckungen ist lang und verwirrend - und voll von Fehlidentifikationen, wie z. B. im Fall des bipolaren Nebels NGC 2163 [23]. Noch ein Beispiel (Thema Frauen in der Astronomie ): Die Amerikanerin Williamina Paton Fleming hat Ende des 19. Jahrhunderts Pionierarbeit bei der spektroskopischen Suche nach Planetarischen Nebeln geleistet; im Jahre 1905 entdeckte sie z.b. IC 1747 in der Cassiopeia (Abb. 2). Diese Objekte wurden aufgrund ihrer stellaren Erscheinung übersehen. Interessant ist, sie heute visuell (mit oder ohne Filter) zu beobachten und sich zu fragen: Hätte man ihre wahre Natur bemerkt? Eine ähnliche Frage stellt sich bei optisch variablen Galaxien, die zunächst für veränderliche Sterne gehalten wurden. Sie waren z. T. über Jahrzehnte in einschlägigen Katalogen verzeichnet, bis man ihre wahre Natur erkannte - eine spannende Geschichte [24]. Beispiele sind BL Lacertae, W Comae oder V1102 Cygni (Abb. 3). Allesamt aktive Galaxien, die einen irregulären Lichtwechsel zeigen, manchmal wird man sogar Zeuge eines enormen Abb. 3: Die variable Galaxie V1102 Cygni (markiert); unten links die Galaxie UGC Zeichnung des Autors mit 20" f/5 Dobson bei 500x ( ). Abb. 2: Links: Williamina Fleming (stehend) mit Kolleginnen am Harvard Observatorium um Rechts eine ihrer Entdeckungen: Der kompakte Planetarische Nebel IC 1747 in der Cassiopeia. Helligkeitsausbruchs ( burst ). Es kann sowohl visuell beobachtet und geschätzt werden, wie es Klaus Wenzel praktiziert, als auch per CCD-Fotometrie. Ein Thema, was sicher für die FG Veränderliche Sterne interessant ist. Zum Schluss noch etwas zum Verhältnis zu den Fachgruppen Planeten und Kleinplaneten. Der Kontrast zwischen Nearund Deep-Sky könnte kaum größer sein. Trotzdem gibt es zunächst eine begriffliche Verbindung: Planet - Planetarischer Nebel. Die Bezeichnung Planetarischer Nebel stammt von William Herschel. Er meint damit Objekte, die in seinem Teleskop an den von ihm 1781 entdeckten Planeten Uranus erinnern. Ein ähnliches Scheibchen zeigte auch M 57 in der Leier, 1779 von Darquier entdeckt, mit dem Unterschied seiner fixen Position. Man konnte von solchen Objekten irregeführt werden und sie für neue Planeten oder Kometen halten - übrigens ein wichtiger Beweggrund für Messiers Katalog. Die Planetensuche stand auch beim Amerikaner David Todd im Vordergrund. Er jagte Ende des 19. Jahrhunderts den Trans-Neptunischen Planeten - erfolglos, wie wir wissen. Dabei entdeckte er 8 NGC-Objekte, darunter die Galaxie NGC 3134 im Löwen. Es ist sicher interessant, diese Objekte heute zu beobachten - mit viel Nostalgie, versteht sich. Ein letzter Aspekt sind Konjunktionen zwischen Planeten (oder Kleinplaneten) und Deep-Sky Objekten. Das ist purer Spaß und man kann (wissenschaftlich völlig unbelastet) beobachten, wie zwei Objekte aus verschiedenen Tiefen sich treffen! So geschehen am beim Durchgang von (1310) Villigera zwischen NGC 404 und b And. Hier endet mein Ausflug in den Deep-Sky. Vielleicht konnte ich die eine oder andere Erkenntnis vermitteln (was den Zustand der deutschen Deep-Sky Szene angeht)

79 FACHGRUPPE > DEEP SKY 77 oder Anregungen für die eigene Tätigkeit geben. Ich bin gespannt, ob sich zwischen den Fachgruppen - und damit sind natürlich die beteiligten Personen gemeint - etwas entwickelt! Literaturhinweise [1] Steinicke, W., Deep-Sky in Deutschland, Teil 1: Bestandsaufnahme, VdS-Journal II/2001, S. 4 [2] Siehe hierzu etwa: Karkoschka, E., Atlas für Himmelsbeobachter, Kosmos Verlag 1997; Stoyan, R., Deep-Sky Reiseführer, Oculum Verlag 2001 [3] Jäger, T., Farbige Sterne - die Deep-Sky- Juwelen, VdS-Journal II/2001, S. 11 [4] Abe, A., Struve-Doppelsterne in der Leier, interstellarum 18, 34 (2001) [5] Steinicke, W., Galaxien bei hellen Sternen, Magellan 4/2001, S. 35 [6] Jäger, T., Starhop zu den nächsten Sternen, interstellarum 9, 41 (1996) [7] Bohle, J., Das Katzenauge im Drachen - ein interessanter Planetarischer Nebel, VdS- Journal II/2001, S. 14 [8] Bohle, J., Die großen Planetarischen Nebel, Magellan 3 /2001, S. 14 [9] Töpler, R., NGC im Detail, Magellan 2/2001, S. 20 [10] Steinicke, W., Kugelsternhaufen Marke Palomar, interstellarum 17, 22 (2001) [11] Kleisa, M., Seitenstiche, VdS-Journal II/2001, S. 8 [12] Steinicke, W., Das Projekt Galaxiengruppen, Teil I: interstellarum 17, 29 (2001), Teil II: interstellarum 18, 35 (2001), Teil III: interstellarum 19, 46 (2001) [13] Steinicke, W., Die Supernova SN2001c und die Mächte der Finsternis, Sternzeit 2/2001, S. 71 [14] Steinicke, W., Im Quasar-Fieber, interstellarum 14, 24 (1998) [15] Weselowski, G., Steinicke, W., Weselowski 1 - Entdeckung einer Nachbargalaxie im Cepheus?, VdS-Journal I/2001, S. 91 [16] Diederich, H.-G., Vorontsov-Velyaminov- Reihen in Spiralgalaxien, VdS-Journal II/2001, S. 104 [17] Riepe, P., et al., Wechselwirkende Galaxien; Teil 1: VdS-Journal I/2001, S. 42, Teil 2: VdS-Journal II/2001, S. 32 [18] Riepe, P., Steinicke, W., Zwerggalaxien, VdS-Journal II/2001, S. 40 [19] Steinicke, W., In Quest of Deep-Sky Comets, Astronomy (erscheint 2002) [20] Steinicke, W., Die A-Klasse des Deep-Sky, interstellarum 20, 50 (2002) [21] Steinicke, W., Cygnus A - Beobachtung einer außergewöhnlichen Radiogalaxie, interstellarum 18, 26 (2001) [22] Richardsen, F., Visuelle Beobachtung des Jets in M 87, interstellarum 18, 50 (2001) [23] Steinicke, W., Verloren und wiedergefunden - Der bipolare Reflexionsnebel NGC 2163, Sterne u. Weltraum, Februar 2001, S. 82 [24] Steinicke, W., Extragalactic Objects Discovered as Variable Stars, Webb Society 2002; siehe auch meine Homepage (Button Biblio ) Gravitativ wechselwirkende Galaxienpaare - visuell von Manfred Kleisa Ich möchte hier vier Galaxienpaare vorstellen, welche einer gravitativen Deformation unterliegen. Wer sich für die physikalischen Hintergründe interessiert, dem sei das aktuelle Projekt der Fachgruppe Astrofotografie ans Herz gelegt [1, 2]. NGC 4485 / 4490 Ein Präzedenzfall für eine solches Paar ist die SB(s)d Galaxie NGC 4490 sowie die gravitativ gebundene Nachbargalaxie NGC 4485 mit der Klassifizierung IB(s)m (Abb. 1). Die letztgenannte, kleinere Galaxie verbiegt die Scheibe ihrer großen Schwester in nördlicher Richtung. Die einander zugewandten Seiten beider Galaxien sind mit mehreren HII-Regionen durchsetzt, eine Folge der Gravitationskräfte, welche in den Spiralarmteilen von NGC 4485 und in dem irregulären Nachbarn wirken. Gasmassen werden hierdurch teilweise stark verdichtet, so dass Sternentstehungsgebiete entstehen. Auf den DSS-Bildern wird dieser Effekt verdeutlicht. Im 18-Zöller sieht man bei 290x deutlich die Deformation von NGC 4490 sowie eine Aufhellung (HII-Region) im südlichen Teil von NGC Etwas nördlich abgesetzt von NGC 4490 nimmt man eine nahezu gerade Linie wahr, welche auf DSS-Bildern als drei nebeneinander liegende HII-Regionen zu identifizieren sind fand in NGC 4490 eine Supernova vom Typ II statt (SN 1982f) statt, deren maximale Blauhelligkeit bei 15,5 mag lag. Die Position war 12 h 30 m 38 s ,0. Drei Röntgenquellen sind in dieser Galaxie zu verzeichnen. NGC 4567 / 4568 Als die Siamesischen Zwillinge (Abb. 2) bekannt sind die größere SA(rs)bc Galaxie NGC 4568 sowie die kleinere, nördliche Galaxie NGC 4567 gleicher Klassifikation. Die gravitative Deformierung zeigt sich hier deutlicher an NGC 4567, wobei der nördliche Spiralarm in Richtung NGC 4568 verbogen ist. Im 18-Zöller ist dies im Ansatz zu sehen. Auf DSS-Bildern bemerkt man weitere Abnormalitäten im südlichen Spiralarm von NGC Wie in unserem ersten Beispiel gab es hier am 18. Januar 1990 eine Supernova vom Typ I (SN 1990b), die im Maximum heller als 14,5 mag war; Position 12 h 36 m 33,8 s NGC 4656 / 4657 Südöstlich vom Heringsnebel NGC 4631 befindet sich das Galaxienpaar NGC 4656/57 (Abb. 3), beide vom Typ SBm. Die Wechselwirkung kann man gut am östlichen Ende von NGC 4656 beobachten. Westlich des Zentrums endet die große Galaxie in einem diffusen Nebel. Im Kernbereich befindet sich ein Vordergrundstern. Der östliche Teil ist sehr hell und hat am Ende bei NGC 4657 helle Knoten, wobei keine klare Trennung zu NGC 4657 auszumachen ist. Die Morphologie von NGC 4656 ist nicht genau bestimmbar. Wie schon im ersten Beispiel ist auch hier eine Röntgenquelle zu verzeichnen. Ebenso auffällig sind die Häufungen von HII-Regionen im gravitativen Einflussbereich der kleinen Schwester NGC 4657.

80 78 FACHGRUPPE > DEEP SKY NGC 5394 / 5395 Die Galaxie NGC 5395 vom Typ SA(s)b hat einen diffusen helleren Kernbereich. Westlich erkennt man den Ansatz eines Spiralarms in Richtung der SB(s)b Galaxie NGC 5394 (Abb. 4). Diese kleine Galaxie hat einen stellaren Kern. Diffus erkennt man bei 290x eine Brücke zwischen den beiden Galaxien (im Bild nicht darstellbar). Dies ist ein Teil des sehr schwachen Spiralarms von NGC Bei diesem findet man auch die auffälligste Deformation. Auf DSS-Bildern erscheint er ungewöhnlich weit abgesetzt und verbogen, ähnlich wie bei M 51. Eine weitere Abnormalität ist eine große, abgesetzte Aufhellung im nördlichen Bereich von NGC Diese war im 18-Zöller nicht zu beobachten. Und auch bei dieser Galaxie fand erst kürzlich eine Supernova vom Typ I statt, welche im Maximum heller als 16,7 mag war. Die Position von SN 2000cr war 12 h 58 m 38,4 s Auffällig erschien mir das häufige Auftreten von Supernovae bei diesen Beispielen. Dies ist durch die bereits erwähnte hohe Sternentstehungsrate zu erklären. Dabei bilden sich häufig massereiche Sterne, die nach kurzem Leben als Supernovae vom Typ I enden. Beim Typ II handelt es sich um ein Doppelsternsystem mit einem weißen Zwerg, der vom Hauptstern Materie abzieht, dabei über eine kritische Masse kommt und schließlich explodiert. Abb. 1: Zeichnung von NGC 4495/90 am 18" Dobson Abb. 3: Zeichnung von NGC 4656/57 am 18" Dobson Abb. 2: Zeichnung von NGC 4567/68 am 18" Dobson Abb. 4: Zeichnung von NGC 5394/95 am 18" Dobson Literaturhinweise [1] Riepe, P., Binnewies, S., Tomsik, H., Das Projekt Wechselwirkende Galaxien, VdS-Journal I/2001, S. 42 [2] Riepe, P., Tomsik, H., Bresseler, P., Wechselwirkende Galaxien - ein Projekt der Fachgruppe Astrofotografie, VdS-Journal II/2001, S. 32 [3] Weitere Zeichnungen findet man unter Galaxie Koordinaten (2000.0) Stb URA V (mag) Größe ( ) z Besonderes NGC h 30 m 31,1 s CVn 75 11,9 2,3 x 1,6 0, NGC h 30 m 36,1 s CVn 75 8,9 6,3 x 3,1 0, X-ray, SN 1982f NGC h 36 m 32,7 s Vir ,3 3,0 x 2,0 0, NGC h 36 m 34,3 s Vir ,8 4,6 x 2,0 0, SN 1990b NGC h h 43 m 57,7 s CVn ,5 10,0 x 1,8 0, X-ray NGC h 44 m 07,1 s CVn ,9 1,3 x 0,6 0, NGC h 58 m 33,6 s CVn ,8 1,7 x 1,0 0, NGC h 58 m 38,1 s CVn ,8 2,9 x 1,5 0, SN 2000cr Tabelle 1: Daten der Galaxien (Stb = Sternbild, URA = Uranometria, V = visuelle Helligkeit, z = Rotverschiebung)

81 FACHGRUPPE > DEEP SKY 79 Des Rätsels Lösung Die Lösung des Deep-Sky Rätsels aus dem VdS-Journal II/2001, S. 18 lautet: 349. Nahe dem Roten Riesen Antares steht der Kugelsternhaufen M 4, der 1745 von Jean Phillipe Loys de Cheseaux auf seiner Amateursternwarte in Lausanne entdeckt wurde. Hier noch eine schöne Aufnahme des Objekts, die Rainer Sparenberg in Namibia gelungen ist. Aufnahmedaten Ort: Farm Tivoli Datum: , UT Optik: 400 mm Hypergraph/1:8 Kamera/Film: Pentax 67/Fuji NHG II 800 WS.

82 80 FACHGRUPPE > DEEP SKY Deep-Sky-Zeichnungen am 20 x 125 von Uwe Glahn Zum Beobachtungsgerät Im Jahr 1999 entschied ich mich für ein 20 x 125 Fernglas der Firma Vixen und kaufte mir damit ein Instrument, welches im astronomischen Gerätedschungel sehr selten anzutreffen war und damit eine Art Exot darstellte. Ausschlaggebend war für mich das binokulare Beobachten bei einem großem Gesichtsfeld, einer Öffnung von mindestens 4" und eine gute Transportfähigkeit. Mit einem Gesichtsfeld von 3, einem Gewicht von 11 kg und einem Winkeleinblick fiel meine Entscheidung auf diesen 5"-Feldstecher. Etwa ein Jahr später bestellte ich mir aus den USA eine Parallelogrammmontierung, die mir in jeder Fernglaslage einen bequemen Einblick garantierte (Abb. 1). Ab diesem Zeitpunkt begann ich ernsthaft mit der Deep-Sky-Beobachtung und spezialisierte mich auf großflächige Nebelobjekte. Das Instrumentarium erlaubte mir jetzt solch tiefe Einblicke, wie ich es von diesem Gerät kaum erwartet hätte. Abb. 2: Die fertige Rohzeichnung Abb. 1: 5-Zoll-Feldstecher auf Parallelogrammmontierung Die ersten Zeichnungen Bald stellte sich jedoch die Frage der Dokumentation meiner Beobachtungsergebnisse. Ich suchte eine neue Herausforderung und fand sie in der Deep-Sky- Zeichnung. Begeistert von Zeichnungen bekannter Amateure und schließlich ein Aufenthalt auf dem Gornergrat im schweizerischen Wallis veranlasste mich mit dem Beginn meiner ersten Zeichnungen. Durch meine persönlichen Ansprüche der möglichst genauen Darstellung des Beobachteten auf schwarzem Karton stieß ich schnell an die Grenze der einfachen Zeichnung. Mein Wunsch war eine Kombination von einer exakten, maßstabsgetreuen Wiedergabe des Gesehenen und die eher künstlerische Darstellung auf schwarzem Karton. Durch diese persönliche Maßgabe entwickelte ich eine aus einer Rohzeichnung und einer endgültigen Zeichnung bestehende Technik, die ich in den folgenden Abschnitten Schritt für Schritt am Beispiel des Californianebels vorstellen möchte. Anfertigung der Rohzeichnung Grundlage hiefür bildet ein Ausdruck aus einem Sternkartenprogramm, z. B. Guide. Ich blende dabei das 3 große Gesichtsfeld ein und stimme die Grenzgröße der dargestellten Sterne mit der erreichbaren Grenzgröße des Fernglases ab. Der somit gestaltete einfache Ausdruck, der mittig auf den Nebel ausgerichtet wurde und mit einer Grenzgröße von etwa 13 mag noch eine übersichtliche Anzahl von Sternen zeigt, kann nun zum Beobachtungsort mitgenommen werden. Der Ausdruck der Sterne hat zwei wichtige Vorteile. Zum einen entfällt die schwierige und zeitaufwendige Darstellung der Sterne in der Zeichnung und zum anderen ist eine maßstabsgetreue Ausdehnung des Nebels anhand der Sterne möglich. Der auf einem Klemmbrett befestigte Ausdruck kann nun vor Ort am Fernglas mit den wichtigsten

83 FACHGRUPPE > DEEP SKY 81 Details des Nebels und des Sternumfeldes gestaltet werden. Dazu reichen ein weicher Bleistift und eine Rotlichtlampe aus. Nun stelle ich die markanten Lichtgrenzen mit mehr oder weniger dicken Bleistiftstrichen dar. Dunkelwolken markiere ich mit gestrichelter Linienführung. Diffus auslaufende Nebelbereiche kann man mit gezackter Linienführung darstellen. Die somit erhaltene Skizze zeigt in einer sehr einfachen Art alle gesehenen Details des Nebels und reicht zur Umsetzung auf den schwarzen Karton völlig aus. Außer den Nebeldetails halte ich noch die Markierung von auffälligen Sternketten für wichtig. Da sich ja alle zu sehenden Sterne auf dem Ausdruck befinden, reicht ein Kreis um die auffallenden Sterne aus. Die nun fertige Rohzeichnung (Abb. 2) sollte alle Einzelheiten des betroffenen Gesichtsfeldes enthalten. Innendienst Nun gilt es die am Fernglas gezeichnete Skizze in wärmeren und bequemeren Gefilden auf schwarzen Karton umzusetzen. Als Karton empfehle ich die im Fachhandel erhältlichen, auf A4 zugeschnittenen schwarzen Zeichenkartons. Im ersten Schritt zeichne einen weißen Kreis auf den Karton, der genau so groß wie der ausgedruckte Gesichtsfeldkreis sein sollte. Nachdem ich nun die Rohzeichnung deckungsgleich auf den Karton gelegt habe, beginnt das durchlöchern der Skizze. Ich steche dabei über die darzustellenden Sterne ein Loch, welches auf den Karton nachher zu sehen sein sollte. Die Vorteile knapp über dem Stern zu stechen sind zum ersten die bessere Erkennbarkeit der bereits gestochenen Sterne und zum anderen der Umstand, die weiße Tusche nicht direkt in das Loch zeichnen zu müssen. Des weiteren sollte man darauf achten, das Loch weder zu stark noch zu schwach zu stechen. Bei zu starkem Druck entstehen auffällige Löcher im Karton, bei zu schwachem Druck findet man nachher kein Loch mehr wieder. Nach dem Stechen von beliebig vielen Sternen kann man nun die Rohzeichnung entfernen und anfangen, unter den sichtbaren Löchern die weiße Tusche zu zeichnen. Als Tuschestift hat sich ein weißer Edding mit 0,8 mm Strichstärke bewährt. Mit diesem Stift ist es leicht möglich, auch schwache und somit sehr kleine Punkte auf dem Karton zu postieren. Nach dem Trocknen der Tusche kommen nun ein weißer Kreidestift und ein Wischer zum Einsatz. Ein Wischer ist eine Art Stift, der aus Filzmaterial besteht und im angespitzten Zustand die vom Kohlestift gezeichneten Konturen mehr oder weniger verwischen kann. Es kommt nun auf das eigene Geschick und ein wenig Übung darauf an, wie gut die Nebeldetails auf den Karton dargestellt werden. Prinzipiell gilt: je mehr Kreide auf dem Karton, umso heller das Gebiet; je mehr gewischt wird, umso dunkler das Detail. Für den Anfang sollte man jedoch nicht zuviel Kreide auf den Karton geben, da sonst das Nebeldetail eventuell zu hell dargestellt wird. Hier ist ähnlich wie beim Stechen Ausprobieren angesagt es ist halt noch kein Meister vom (Stern-)Himmel gefallen. Nachdem man den Nebel dargestellt hat, markiert man noch am Gesichtsfeldkreis die Himmelsausrichtung und schreibt die wichtigsten Daten auf den Karton. Es ist nun Geschmackssache, ob die Objektdaten, die Beobachtungsbedingungen und die Geräteeigenschaften auf die Vorder- oder Rückseite geschrieben werden. Nach diesen letzten Einzelheiten sollte die Reinzeichnung fertig sein (Abb. 3) und man kann zu recht mit Stolz auf das gezeichnete Endprodukt schauen. Fazit Natürlich kann man diese Technik auch mit kleineren Ferngläsern oder mit Teleskopen nutzen. Wichtig ist, dass man sich nicht von den hier aufgeführten Arbeitsschritten abschrecken lässt. Spätestens nach der zweiten Zeichnung stellt sich eine gewisse Routine ein, durch welche man solch eine Zeichnung auch mit einem recht kleinen Zeitaufwand herstellen kann. Vorteile von Zeichnungen sind, dass man sich intensiv mit dem Beobachtungsobjekt auseinandersetzt, seine eigenen Sehfähigkeiten übt und am Ende ein Produkt in der Hand hat, welches einen schönen Erinnerungswert mit einer gewissen Ästhetik verbindet. Man kann nun auch Astrofotografen besser verstehen, die uns oft mit einem gigantischen Aufwand tolle Aufnahmen vom Himmel zeigen. Ich möchte mit diesem Bericht jeden Sternfreund dazu animieren, einmal selbst eine Zeichnung zu versuchen und getreu nach dem Motto back to the roots den Himmel auf diese Art und Weise kennen zu lernen. Das Allerwichtigste jedoch ist den richtigen Aufwand für sich persönlich zu finden und den Spaß am schönsten Hobby der Astronomie in den Vordergrund zu stellen. Abb. 3: Die Reinzeichnung

84 82 FACHGRUPPE > VERÄNDERLICHE Gemeinsam langperiodische Bedeckungsveränderliche beobachten von Jan Gensler Das Beobachten von Bedeckungsveränderlichen kann man mit einem Fass ohne Boden vergleichen. Es gibt einfach so viele, dass es für uns Veränderlichenliebhaber vollkommen unmöglich ist, den Überblick über die Lichtwechselelemente aller Sterne zu behalten. Wenn Bedeckungsveränderliche über ein paar Jahre hinweg nicht beobachtet werden, kann es sein, dass sich die Periode in der Zwischenzeit ändert und sich das beobachtete Minimum gegenüber dem berechneten um einiges verschiebt. Dann muss man unter Umständen erst die neue Lage der Lichtschwächung im Periodenverlauf suchen. Bei der Auswahl, welche Sterne man als nächstes beobachtet, lässt man gerne die Langperiodischen Bedeckungsveränderlichen unter den Tisch fallen. Der Grund ist, dass es sich bei diesen Objekten um Sterne handelt, bei denen man als Alleinbeobachter viel Geduld aufweisen muss, um eine brauchbare Lichtkurve zu erhalten. Die Dauer der Bedeckung (also des Minimums) ist sehr verschieden. Sie kann Werte zwischen einem halben Tag und mehreren Monaten im Extremfall mehrere Jahre annehmen. Wenn das Minimum mindestens mehrere Wochen beträgt, kann man, falls das Wetter mitspielt, innerhalb eines Zyklus' eine komplette Lichtkurve ableiten. Liegt die Länge der Bedeckung aber im Bereich von Tagen, kommt man um das Reduzieren der Ergebnisse auf eine Grundperiode nicht herum. Das erfordert einiges an Rechenaufwand; außerdem muss genau geplant werden, wann der Stern wieder im Minimum ist und somit auf das Beobachtungsprogramm gesetzt wird vorausgesetzt, das Wetter spielt mit... Ein Minimum eines langperiodischen Bedeckungsveränderlichen zu beobachten erfordert also wesentlich mehr Geduld und Aufwand als etwa die Ableitung eines Ergebnisses bei einem kurzperiodischen oder RR-Lyr-Stern. Die Folge ist, dass bei vielen Exemplaren schon seit mehreren Jahrzehnten keine Beobachtung mehr gemacht wurde! Was spricht also dagegen, es einmal zusammen bei ein paar dieser Sterne zu versuchen? Wenn mehrere Beobachter jeweils ein paar Einzelbeobachtungen beitragen, kann schnell eine brauchbare Lichtkurve entstehen. Ich habe fürs Erste drei Versuchsobjekte ausgewählt. Die Amplitude soll etwa eine Größenklasse (oder mehr) betragen, dass die wohl zu erwartende Streuung nicht so sehr ins Gewicht fällt. Außerdem habe ich jeweils schon einige Vergleichssterne ausgesucht und deren Helligkeiten in zehntel Größenklassen auf die Karten notiert (101 bedeutet 10,1 mag). Die Helligkeiten entsprechen den Johnson-V-Helligkeiten (entnommen aus Guide 7.0) und stimmen gut mit der von mir schon vor einigen Jahren bestimmten relativen Stufenskala überein. Nun zu den drei Auserwählten : Abb. 1: BAV-Aufsuchekarte Detail zu AQ Cas mit Vergleichssternen und Telrad-Sucher- Kreisen

85 AQ Cas: Dieser Stern ist Mitglied des BAV- Programms Langperiodische Bedeckungsveränderliche (LB). Seine Helligkeit variiert zwischen 10,0 und 11,0 mag bei einer Periode von 11,72092 Tagen und einer Bedeckungsdauer von D = 51 Stunden. Das Minimum ist laut SAC 2001 zu erwarten bei JD , ,72092d x E. RS Cep: Die Amplitude beträgt 1,7 mag! Im Maximum ist RS Cep 10,2 mag hell. Die partielle Phase der Bedeckung dauert 24 Stunden, die totale 11 Stunden. Min = JD , ,42011d x E Achtung: Auf Grund der großen Amplitude geht der Lichtwechsel relativ schnell voran! V643 Ori: Die Amplitude liegt hier nur bei etwa 0,8mag, die Vergleichsterne liegen aber ganz gut, so dass auch bei diesem Kandidaten etwas zu erreichen sein sollte. Das Minimum dauert 5,2 Tage fand ich es bei einem B-R von +53h (SAC63). Inzwischen ist meine Beobachtung die Ausgangsepoche der aktuellen Elemente des SAC: Min = JD , ,42197d x E Diese hat B. Hassforther inzwischen mit- Anzeige 1/3 Seite hoch Dörr FILMMONTAGE!!!FILM FOLGT!!! Abb. 2: BAV-Aufsuchekarte Übersicht zu AQ Cas

86 84 FACHGRUPPE > VERÄNDERLICHE tels seiner Untersuchung mit Stardial glänzend bestätigt. Anschließend sind noch einige Minima der nächsten Zeit aufgelistet. Das Datum ist in Tagesbruchteilen (Weltzeit) angegeben. Bei AQ Cas sollte ca. 25 Stunden, bei RS Cep ca. 15 und bei V643 Ori ca. 80 Stunden um den Minimumszeitpunkt herum (je in beide Richtungen) beobachtet werden. Vor allem bei letzterem wird es wohl Jahre dauern, bis ein Ergebnis vorliegt. Haben sie Lust bekommen, ein paar Mal diese Sterne aufzusuchen und deren Helligkeit zu schätzen? Je mehr Interessierte sich beteiligen umso besser! Einzelbeobachtungen (Beobachtungszeitpunkt, Helligkeit und Beobachtungsumstände) sollten bitte per oder per Post an mich geschickt werden. Ich bin gerne bereit, Fragen zu beantworten. Falls es beim Aufsuchen der Sterne Probleme gibt, stehe ich zur Lösung zur Verfügung. Sobald eine gute Gemeinschaftslichtkurve entstanden ist, werde ich sie im Journal veröffentlichen. AQ Cas RS Cep V643 Ori Abb. 3: BAV-Aufsuchekarte Detail zu RS Cep mit Vergleichssternen Mär 28,255 Mär 30,164 Apr 18,875 Apr 8,976 Apr 11,585 Jun 10,297 Apr 20,697 Apr 24,005 Aug 1,719 Mai 2,418 Mai 6,425 Sep 23,141 Mai 14,139 Mai 18,845 Nov 14,563 Mai 25,860 Mai 31,265 Jan 5,985 Jun 6,580 Jun 12,685 Feb 27,407 Jun 18,301 Jun 25,105 Jun 30,022 Jul 7,525 Jul 11,743 Jul 19,945 Jul 23,464 Aug 1,366 Aug 4,185 Aug 13,786 Aug 15,906 Aug 26,206 Aug 27,627 Sep 7,626 Sep 8,348 Sep 20,046 Sep 20,069 Okt 2,466 Okt 1,790 Okt 14,886 Okt 13,511 Okt 27,306 Okt 25,231 Nov 8,726 Nov 5,952 Nov 21,146 Nov 17,673 Dez 3,567 Nov 29,394 Dez 15,987 Dez 11,115 Dez 28,407 Dez 22,836 Tabelle 1: erwartete Minima zu Die Nachkommastellen geben die Uhrzeit als Julianische Tagesbruchteile an. Abb. 4: BAV-Aufsuchekarte Detail zu V643 Ori mit Vergleichssternen

87 FACHGRUPPE > VERÄNDERLICHE 85 Die BAV in der VdS von Dietmar Bannuscher Die Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e. V. (BAV) ist die Fachgruppe Veränderliche in der VdS. Aus dem Kreis der mehr als 220 BAVer überwachen und schätzen die aktiven Beobachter 249 kurzperiodische und 107 langperiodische BAV-Programmsterne. Dies sind Mirasterne, Halbregelmäßige, Eruptive und Bedeckungsveränderliche, ebenso RR-Lyr-Sterne und Cepheiden. Auch werden immer wieder neue Veränderliche durch BAV-Mitglieder entdeckt. Neben den interessanten astrophysikalischen Hintergründen erlebt der Beobachter zum Teil in Echtzeit (innerhalb von ca. 3 Std.) eine Pulsation bzw. Bedeckung eines Sterns oder erzielt nach einer monatelangen Beobachtungsreihe endlich die Lichtkurve eines Mirasterns. Jedes Mitglied kann sich sein Beobachtungsprogramm selber auswählen, kann sich mit einem oder mehreren Mitstreitern zusammentun und erfährt durch die Leitung und die Sektionsleiter viel Hilfe bei Fragen und Informationsbeschaffung. Die Mitglieder beobachten mit dem bloßen Auge, mit Feldstecher, Teleskop, CCD- Kamera und auch mittels Internet. Der Einstieg in die Beobachtung dürfte mit einem langperiodischen Mirastern am leichtesten fallen, er wird zum Maximum meist recht hell und man braucht ihn meist nur einmal in der Woche zu schätzen. Selbst wer sich nur sporadisch dem einen oder anderen Stern widmen kann oder will, verbraucht keine wertvolle Zeit, die Schätzung ist auch einfach zwischendurch möglich. Wir hoffen, den einen oder anderen für unsere Astronomiesparte gewinnen zu können und sind erreichbar unter BAV, Munsterdamm 90, Berlin oder Internet ( Vorhersagen für Sterne aus dem BAV Circular von Dietmar Bannuscher Bemerkungen zur Beobachtung kurzperiodisch Veränderlicher Mit der Beobachtung sollte etwa 2 Std. vor dem angegebenen Zeitpunkt begonnen werden. Alle Zeiten sind in MESZ und datumkorrigiert, d.h., evtl. muss die Beobachtung am Vortag vor Mitternacht begonnen werden. Mit dem Julianischen Datum und der Periode können weitere Minima- und Maximazeitpunkte errechnet werden. Siehe hierzu den entsprechenden Artikel im Heft. Karten hierzu gibt es bei der BAV. Bemerkungen zur Beobachtung langperiodisch Veränderlicher Die Beobachtung langperiodischer Pulsationssterne (Mira-Sterne und Halbregelmäßige) sollte man zwei bis drei Monate vor dem angesagten Maximum beginnen, Schätzungen ein- bis zweimal die Woche sollten genügen. Bei SY Her empfiehlt es sich öfters zu schätzen, da die Periode sehr kurz ist. Zum Aufsuchen und Schätzen benötigt man Vergleichssternkarten, die bei der BAV erhältlich sind. Im Internet findet der geneigte Beobachter auch alle Karten zu diesen Sternen bei der AAVSO ( Tabelle 2 (rechts): Vorhersagen für Langperiodische Sterne Name Helligk.-Ampl. Periode Typ Rec Dec RS Boo 10,84-9,69 mag 0, d RRAB 14h33m33s ,3 Zeitpunkt JD 03. Mai 01, , Mai 22, , Mai 23, , Mai 23, , Mai 23, ,41 SW Dra 10,94-9,94 mag 0, d RRAB 12h17m46s ,6 01. Mai 23, , Mai 23, , Mai 23, , Mai 01, , Mai 01, ,46 V 874 Her 9,9-10,9 mag 0, d Algol 17h11m31s ,4 10. Mai 23, , Mai 23, , Mai 00, , Mai 23, , Mai 23, , Mai 00, ,42 AN Ser 11,44-10,4 mag 0, d RRAB 15h53m13s ,3 04. Mai 22, , Mai 00, , Mai 23, , Mai 00, , Mai 23, ,39 TX UMa 7,06-8,76 mag 3, d Algol 10h45m20s ,0 16. Mai 22, , Mai 00, , Jul 23, , Jul 00, ,44 Tabelle 1 (oben): Vorhersagen für kurzperiodische Sterne Name Amplitude Periode Maximum X Aql 9,0 14,9 mag ca. 347 d Mitte Juli U Cyg 7,8 11,1 mag ca. 463 d Anfang Juli SY Her 8,4 14,0 mag ca. 116 d Ende Juli S Ser 8,8 13,5 mag ca. 371 d Mitte Juli

88 86 FACHGRUPPE > VERÄNDERLICHE Rechnen mit JD-Tagesbruchteilen von Dietmar Bannuscher Hier geht es um Rechnungen mit Tagesbruchteilen für das Julianische Datum Umwandlung von Julianischem Datum hinter dem Komma in Uhrzeit MEZ Der 1. Januar 2002 hat das Julianische Datum ,00 (ab Uhr MEZ). Die Stunden, die nach dem Uhr - Wechsel beginnen, werden hinter dem Komma in Dezimalzahlen umgewandelt. Demzufolge muss der Sterngucker, der z.b. Veränderliche schauen möchte, sich die Zeiten aus dem Julianischen Datum (JD) und der Periode des Sterns errechnen. Mit Hilfe der untenstehenden Tabelle können Nachkommastellen in Uhrzeit MEZ umgewandelt werden. Zum Beispiel würde die Zahl JD ,23 den Zeitpunkt , 18:31 Uhr MEZ, angeben. Es geht also um die ersten beiden Zahlen nach dem Komma, wobei die erste Nachkommazahl oben und die zweite links abzulesen ist. Für unser Beispiel JD,23 würde der Leser also in der Spalte unter.20 d schauen und dann die Uhrzeit wählen, wo links die.03 d steht. Mit der gegebenen Periode und einem Ausgangs-JD kann man sich nun selbst die weiteren sichtbaren Ereignisse (Minima oder Maxima) ausrechnen. Der geneigte Beobachter zählt zu dem JD die Periode so oft wieder dazu, bis eine weitere Abendoder Nachtsichtbarkeit hervortritt. Wichtig ist hierbei, dass, obwohl das JD um Mitternacht nicht vor dem Komma wechselt, das bürgerliche Datum bei Uhrzeiten nach Mitternacht gewechselt wird. 307,35 + 0, = 307, (2. Febr. 2002, 5:48 Uhr MEZ) Da nicht zu erwarten ist, dass der Beobachter beim Maximum/Minimum um 5:48 Uhr MEZ den Ab- oder Anstieg wegen des aufkommenden Tages sieht, muss er hier weiterrechnen: 307, , = 308, (2. Febr. 2002, 14:30 Uhr MEZ). Am Tage sieht der Beobachter erst recht nichts, also weiterrechnen: 308, , = 308, (2. Febr. 2002, Uhr MEZ) Das Ergebnis zeigt, dass der Beobachter nach nur viermal Weiterrechnen einen erneuten Ereigniszeitpunkt gefunden hat. Die Angaben hier sind nur auf zwei Nachkommastellen angegeben. Dies genügt auch, da der Beobachter ca. 2 Stunden vor dem Voraussagezeitpunkt mit der Beobachtung beginnen sollte. Die Rechnung allerdings muss ganz streng mit der ganzen Periode erfolgen, sonst erhält man kein genaues Endergebnis. Mit Taschenrechner und Computer ist das Weiterrechnen gar nicht mehr kompliziert. Auch hier macht die Übung den Meister. Alle Vorhersagen sind im BAV-Circular 2002 enthalten, welches über die BAV bezogen werden kann (5,- + Porto), ebenso sind alle Angaben zum JD für das gesamte Jahr darin verzeichnet. Viel Spaß beim Rechnen! Beispiel (erfundener Stern) Gegebenes JD: ,35 (1. Febr. 2002, Uhr MEZ), Periode des Sterns: 0,356123d Rechnung: ,35 + 0, = , Der Einfachheit halber werden die ersten vier Ziffern des JD bei der Rechnung weggelassen. Also:

89 FACHGRUPPE > SONNE 87 SONNEonline von Andreas Zunker Seit 1995 hat die VdS-Fachgruppe Sonne im Internet eine Website ( Sonne.de). Seit einem Jahr ist nun auch SONNE, das Mitteilungsblatt der Amateursonnenbeobachter, im Netz: Aktuelle Artikel kann man online schon lesen bevor das neueste Heft gedruckt und verschickt wird. Danach gibt es außerdem die Möglichkeit, sich das Heft herunterzuladen, auszudrucken und wie gewohnt offline zu lesen. Außerdem bietet SONNEonline momentan folgende Inhalte: Übersicht der Arbeitsgruppen und deren aktuelle Beobachtungsdaten Downloads aktuelle Sonnenbilder, z. B. von SOHO weitere Online-Veröffentlichungen der Fachgruppe, z. B. - Einführungsschrift - SONNE-Datenblatt 2000 viele interessante Links ein Diskussionsforum ein Archiv einen Chat (Donnerstag, Uhr) Ein weiterer Service von SONNEonline ist SONNEnews, eine Mailingliste, die interessante aktuelle Meldungen rund um das Thema Sonne (z. B. auch Flare- und Polarlichtwarnungen) sammelt und weiterleitet. Der überwiegende Teil dieser Mails ist in Englisch. Info und Anmeldung bei SONNEonline unter News. Wie die gedruckte SONNE, so ist auch SONNEonline auf Hinweise, Verbesserungsvorschläge, Anregungen etc. der Leser angewiesen. Auch die aktive Mitarbeit bei der Gestaltung von SONNEonline ist ausdrücklich erwünscht! Surfen Sie doch einfach mal vorbei! Lichtbrücken - ein kaum beachtetes Phänomen von Heiko Bromme und Manfred Holl - Teil 2 - Im VdS-Journal I / 2001, Seiten , erschien der erste Teil dieses Berichtes. Dort stellten unsere Autoren das Phänomen der Lichtbrücken vor, beschrieben ihr Erscheinungsbild und ihre Klassifikation und diskutierten die Entstehung und Entwicklung von Lichtbrücken und ihre Beobachtung. Im vorliegenden zweiten Teil des Beitrages wird über Lichtbrücken- Beobachtungsprogramme und ihre Auswertung berichtet. 5. Beobachtungsprogramme Auf der SONNE-Tagung vom 8. bis 11. Mai 1997 in Berlin wurde das Lichtbrücken-Ressort im Redaktionsstab von SONNE, also innerhalb der VdS-Fachgruppe Sonne von den Unterzeichnern als Vertreter der Beobachtergruppe der Volkssternwarte Wertheim e.v. und der Sektion Sonne der Gesellschaft für volkstümliche Astronomie e. V. (GvA) Hamburg, neu gegründet. Heinz Hilbrecht hatte auf dem Gebiet der Lichtbrücken gerade für den Amateursonnenbeobachter in den 70er und 80er Jahren wahre Pionierarbeit geleistet, sich später aber nicht mehr darum kümmern können, so dass dieses Aufgabengebiet eine Zeit lang brach lag. Diese Situation sollte nun verändert werden. Nach anfänglichen intensiven Diskussionen innerhalb der Beobachtergruppen und gemeinsam, entweder telefonisch oder beispielsweise auf der ATT in Essen (1998) einigten wir uns auf folgende Ziele der AG Lichtbrücken [9, 10, 11, 12, 13, 14, 15, 16]: Definition von Lichtbrücken Sichtbarkeit von Lichtbrücken in Abhängigkeit von Teleskopöffnung und Seeing Bestimmung des Lichtbrückentyps Ermittlung der Lichtbrückenzahl Praktisches Einarbeiten der Lichtbrückenbeobachter Übernahme und Weiterentwicklung der Hilbrechtschen Klassifikation Sammlung und Auswertung von Beobachtungen, Zeichnungen und Fotos. Die Lichtbrückenzahl Lbz Die Beobachtung und Auswertung von Lichtbrückenerscheinungen beschränkte sich in den letzten Jahrzehnten zumeist auf Einzeldarstellungen des Phänomens an sich und den Ergebnissen einzelner Beobachter. Das ist natürlich für eine sinnvolle Auswertung wenig hilfreich, die zum Ziel haben sollte, die Häufigkeit von Lichtbrücken, die Verteilung bestimmter Lichtbrückentypen auf die einzelnen Wald- Neue Kontaktadresse Mit Beginn dieses Jahres hat die neue Kontaktadresse der Fachgruppe Sonne ihre Arbeit aufgenommen. Für Fragen und Wünsche zum Thema Sonne wenden Sie sich bitte an nachfolgende Adresse. Bitte vergessen Sie bei allen Anfragen nicht das Rückporto. Steffen Janke Sternfreunde im FEZ e. V. An der Wuhlheide Berlin An dieser Stelle möchten wir auch Peter Völker ganz herzlich danken, der diese Aufgabe 31 Jahre lang betreut hat!

90 88 FACHGRUPPE > SONNE Abb. 1: Gesamtübersicht über die Lichtbrückenzahlen 1999 Abb. 2: Lichtbrückenzahlen für die Nordhemisphäre der Sonne im Jahr 1999 Abb. 3: Lichtbrückenzahlen für die Südhemisphäre der Sonne im Jahr 1999 Abb. 4: Gegenüberstellung der Aktivitätsentwicklungen der Relativzahl gegenüber der Lichtbrückenzahl im Jahr meierklassen sowie die Entwicklung von Lichtbrücken innerhalb von Fleckengruppen über einen längeren Zeitraum hinweg zu bestimmen. Am 5. Mai 1998 hat es über diese Punkte auf dem monatlichen Treffen der GvA- Sektion Sonne eine sehr intensive Diskussion gegeben, an deren Ende folgende Überlegung stand: Da sich die Häufigkeit von Lichtbrücken und deren Verteilung auf Waldmeierklassen aus den vorhandenen Beobachtungsunterlagen nicht erschließen lassen, weil diese insgesamt zu lückenhaft sind, sollte mit der Bestimmung der Lichtbrückenzahl auswertbares Zahlenmaterial geschaffen werden. Bei der Bestimmung der Lichtbrückenzahl Lbz hat der Beobachter die Aufgabe, neben den üblichen Standardwerten die Zahl der insgesamt auf der Sonne zu beobachtenden Lichtbrücken durch einfache Zählung zu bestimmen. Dies können Beobachter, die Positionen bestimmen, auch getrennt für die Nord- und Südhemisphäre der Sonne vornehmen. Im weiteren soll der Lichtbrückentyp nach Hilbrecht bestimmt werden. Hierzu wurde von einem leider inzwischen verstorbenen Beobachter der GvA- Sektion Sonne ein Vordruck in WORD erstellt, der später von den Wertheimer Sternfreunden ins praktikablere EXCEL- Format übertragen wurde. Gegen Übersendung von 3 DM Rückporto an einen der Unterzeichner (Holl) kann der Vordruck bzw. eine Diskette mit der entsprechenden Datei abgefordert werden. Auch eine Übersendung per ist möglich. Im Gegensatz zu den Relativzahlen nach Wolf oder Pettis wird bei der Lichtbrückenzahl Lbz (zunächst) auf die Vorgabe einer bestimmten Formel verzichtet, da diese sich erst aus dem sich aufbauenden Zahlenmaterial ableiten soll, wenn überhaupt. Von vornherein einen Faktor wie bei der Wolfschen Relativzahl einzuführen hätte bedeutet, das Ergebnis schon vor der eigentlichen bzw. mit der Datenerhebung zu beeinflussen und das wäre eine wissenschaftlich eher unübliche Vorgehensweise. Auf die erste Auswertung der Lichtbrückenzahl Lbz kommen wir unter Punkt 6 zurück. Entwicklung von Lichtbrückentypen Die Wertheimer Sternfreunde unter der Leitung von Heiko Bromme beschäftigen sich indes mit der Frage nach der Entwicklung von Lichtbrücken. Hierfür ist es absolut notwendig, die ungefähren Positionen aller Gruppen und Flecken auf ein eigens dafür entwickeltes Formblatt (Tageskarte) einzutragen, damit bei der späteren Auswertung eine richtige Zuordnung der einzelnen Lichtbrücken zu den jeweiligen Fleckengruppen möglich ist. Es reicht ein Einkreisen der Stelle, wo ungefähr die Fleckengruppe auf der Sonne zu sehen ist. Jede Fleckengruppe bekommt hier eine eigene Nummer, die sie bis zur vollständigen Auflösung behält. Die erste Zahl ist die lfd. Nr. im jeweiligen Monat, die zweite Zahl der Monat und die dritte Zahl das Kalenderjahr (z.b. 01/01/99). Eine genaue Positionsbestimmung mittels Ausmessen und Errechnen in Bezug auf das Sonne-Gradnetz ist sinnvoll und nützlich, aber nicht unbedingt erforderlich. Des Weiteren sollen alle vier Himmelsrichtungen bzw. die Rotationsrichtung

91 FACHGRUPPE > SONNE 89 Monat LBn LBs LBg n n Re (S.I.D.C.) Januar 7,4 3,8 10, ,4 Februar 5,4 3, ,1 März 5,1 2,4 7, ,1 April 1,8 3,4 4, ,8 Mai 4,8 1,6 4, ,2 Juni 19,7 7,0 7, ,4 Juli 7,9 6,8 11, ,5 August 8,0 9,9 10, ,7 September 7,0 2,7 7, ,9 Oktober 7,3 8,0 8, ,2 November 0,7 10,0 7, ,7 Dezember 6, ,4 Tabelle 2: Monatsmittel 1999 In der Tabelle bedeuten LBn: Lichtbrückenzahl Nordhemisphäre der Sonne, LBs, Südhemisphäre der Sonne, LBg, Gesamtzahl der Lichtbrücken, n = Gesamtzahl der ausgewerteten Lichtbrückenzahlen, n = Gesamtzahl der ausgewerteten Lichtbrückenzahlen, getrennt nach Nord und Südhemisphäre der Sonne, Re (S.I.D.C.) = Provisorische Relativzahlen des Sunspot Index Data Center in Brüssel, Belgien. angegeben werden. Alle Zeichnungen von Flecken und Fleckengruppen mit Lichtbrücken sollten auf das Formblatt Lichtbrücken-Protokoll in die Spalte Zeichnungen und Bemerkungen gemacht werden. Dabei ist darauf zu achten, dass beim Zeichnen und Beschriften nicht über das Kästchen hinaus gezeichnet oder beschriftet wird. Dieses Kästchen (jedes getrennt voneinander) wird von mir in den PC eingescannt und dort verwaltet. Die Zeichnungen sollten daher mit einem geeigneten Stift (ein dünner, spitzer, nicht zu weicher Bleistift, Feinschreiber, Kugelschreiber o.ä.) und in einer dunklen Farbe (schwarz o. ä.) erfolgen. Damit die Entwicklung der einzelnen Lichtbrücken in den Fleckengruppen übersichtlicher verfolgt und ausgewertet werden kann, wird für jede Fleckengruppe ein Formblatt Lichtbrückenprotokoll angelegt. Es wurden bewusst nur 13 Zeilen gewählt, da eine Fleckengruppe zwischen Auftauchen am Ostrand und Abtauchen am Westrand nicht mehr als 13 Tage zu sehen ist. Es ist auch sinnvoll, bei einer Fleckengruppe, bei der nach Erscheinen am Ostrand erst nach 1-2 Tagen Lichtbrücken sichtbar werden, rückwirkend auf das Formblatt Lichtbrückenprotokoll einzutragen. Das heißt, das erste Erscheinen bzw. den Erstentstehungstag oder erste Sichtung unter lfd. Nr. 1 zu setzen und entsprechend täglich fortzufahren. Werden ein oder mehrere Tage nicht beobachtet, sollte man entsprechend diese lfd. Nr. Zeilen frei lassen. Die Ermittlung der restlichen Lichtbrücken in den anderen Fleckengruppen kommen ohne Zeichnung auf das Formblatt Lichtbrückenerscheinungen. Gerade jetzt, wo wir uns quasi im Maximum der Sonnenaktivität befinden und die Fleckengruppen immer komplexer werden, ist es kaum noch möglich (oder nur mit erhöhtem Zeitaufwand) jeden Tag jede Fleckengruppe mit Lichtbrücken auf das dafür vorgesehene Formblatt zu zeichnen. Statt dessen schlagen wir vor, A, B, einfache C und D Gruppen sowie G, H und J Gruppen genauer nach Lichtbrücken zu untersuchen und wenn vorhanden entsprechend zu protokollieren. Für die anderen Gruppen wird eine fotografische Auswertung am PC (in Form von Video-, CCD, oder digitalen Aufnahmen) angestrebt. Abb. 5: Lichtbrücken Reihe 10 01, Gruppennummer 30\07\00, Abb. 6: Lichtbrücken Reihe 10 02, Gruppennummer 30\07\00,

92 90 FACHGRUPPE > SONNE Abb. 7 (oben): Sonne im weißen Licht am um 10:30 MEZ, Aufnahme von Erich Kopowski mit Apochromat 127/1100 mm bei Effektivbrennweite 7,1 m und Objektivfilter ND3- Orange 1/500 Sek. belichtet auf TP Abb. 8 (rechts): Sonne im weißen Licht am um 15:31 MEZ, Aufnahme von Erich Kopowski mit Apochromat 127/1100 mm bei Effektivbrennweite 2,1 m und Objektivfilter ND3-Orange 1/4000 Sek. belichtet auf TP Leider gibt es auf diesem Gebiet noch keine oder zu wenig Erfahrungen. Wer natürlich darüber hinaus trotzdem alle Gruppen oder Teile daraus mit Lichtbrücken genau von Hand aufzeichnen möchte, kann es gerne auf dem Formblatt Lichtbrückenerscheinungen in der Spalte Bemerkungen tun. Auch hier bitte daran denken, dass einzelne Zeichnungen von mir eingescannt werden können. Für welche Fleckengruppen letztendlich ein Lichtbrückenprotokoll angelegt wird, ist einem selbst überlassen. Ich mache es meistens, wenn die Fleckengruppe noch ziemlich östlich steht. Bei A und B Gruppen lege ich grundsätzlich ein Lichtbrückenprotokoll an, weil es nicht all zu häufig vorkommt und die Lebensdauer der Gruppen sehr kurz sein kann. Alle Lichtbrücken in Flecken mit Penumbren bzw. alle Lichtbrücken in Penumbren werden mit einem großen Buchstaben gekennzeichnet. In Flecken ohne Penumbra bleibt es wie bisher mit einem kleinem Buchstaben. Auch wenn jetzt mancher sagt, er habe noch keine Lichtbrücken in Flecken ohne Penumbra gesehen. Ich (Heiko Bromme) möchte trotzdem diese Grobeinteilung einführen. Diese Erscheinungen habe ich schon häufig beobachtet und sie werden in Zukunft intensiver von mir untersucht werden. Im Grunde genommen ist es für die Beobachter egal, die keine Lichtbrücken in Flecken ohne Penumbra sehen, ob sie mit großen oder kleinen Buchstaben typisieren. Noch ein Hinweis bei der Aufnahme von Lichtbrückenklassifizierungen in komplexen und fleckenreichen Gruppen: Sind pro Fleck mehr als 6 Lichtbrücken zu sehen, so ist in der nächsten Zeile in der selben Spalte weiter zu schreiben. Sind in mehr als 5 Flecken Lichtbrücken zu sehen, kann man vom 1. f-fleck bis zum 4. f-fleck in der nächsten Zeile 1. f a-fleck bis 4. f a- Fleck eintragen. In beiden Fällen muss unter Bemerkung darauf hingewiesen werden. Wer seine Auswertung auf dem PC durchführt und mit den Programmen Excel 97 bzw. Excel 5.0 arbeitet, kann von mir (Bromme) per Mail oder per 3 1/2"-Diskette die nötigen Formblätter erhalten. Tabelle 3: Lichtbrückenbeobachtungen Die Auswertung der Lichtbrückenzahl für das Jahr 1999 wurde von der GvA-Sektion Sonne (Andreas Pätzold und der Autor) nunmehr durchgeführt [17]. Nach einer Konsolidierungsphase im Jahr 1998 liegt nunmehr die erste komplette Jahresübersicht der Lichtbrückenzahl vor. Im vergangenen Jahr reichten 6 Beobachter insgesamt 353 Lichtbrücken-Zahlen zur Auswertung ein. Leider konnten nicht alle möglichen Beobachtungstage abgedeckt werden, sondern nur 202 (150 für Nord- und Süd- Beobachtungen), das entspricht 55,5 % aller möglichen Beobachtungstage. Die Einzelergebnisse sind für eine Veröffentlichung an dieser Stelle zu umfangreich, können aber auf Wunsch bei einem der Autoren (Holl) gegen Beilage des Beobachter Instrument Anzahl der Beobachtungen Dietmar Bannuscher Refl. 254/1300 mm 75 Heiko Bromme Refr. 155/1402 mm 88 Martin Hörenz Refr. 63/840 mm 37 Manfred Holl Refr. 80/400 mm 13 Wolfgang Nenno Refr. 90/1000 mm 25 Hugo Stetter Refr. 125/1875 mm 115

93 FACHGRUPPE > SONNE 91 Rückportos (3 DM) auf Diskette abgefordert oder per übersandt werden. In Tabelle 2 sind daher lediglich die durchschnittlichen Monatsmittel aufgeführt, Tabelle 3 gibt Auskunft über die beteiligten Sonnenbeobachter, ihre eingesetzten Instrumente und die Gesamtzahl ihrer Lichtbrückenbeobachtungen im Jahr Zwischen der Zahlenreihe der provisorischen Relativzahlen des S.I.D.C und den von den Lichtbrücken-Beobachtern eingereichten Daten scheint es keinen signifikanten Zusammenhang zu geben. Sieht man sich die Einzelergebnisse in Tabelle 2 einmal genauer an, so stellt man zwischen der Gesamtzahl LBg und der Vergleichsreihe keinen auffälligen Zusammenhang fest, so steigt LBg an, wo Re abnimmt (Juni/Juli) und umgekehrt (Januar/Februar). Andererseits verlaufen Anstiege und Abstiege bei LBg wesentlich flacher, als bei den Relativzahlen. Und manchmal steigen die Lichtbrückenzahlen mit den Re-Werten an, was man eigentlich auch erwarten müsste, da statistisch gesehen bei einer höheren Relativzahl mehr Fleckengruppen auf der Sonne vorhanden sind, die auch Lichtbrücken hervorbringen. Das kann aber auch ein reiner Auswahleffekt sein, der dadurch entsteht, dass z. B. in den Sommermonaten einfach aufgrund des höheren Sonnenstandes mehr beobachtet und daher dann auch mehr Lichtbrücken gesehen werden. Der momentane Höchststand der Sonnenaktivität ist dabei ein ebenso wenig zu vernachlässigender Faktor. Zu bedenken ist auch, dass nur für einen Teil der möglichen Beobachtungstage auch tatsächlich Daten vorliegen, noch dazu mit den unterschiedlichsten Instrumenten. Daher ist es sehr wahrscheinlich, dass die Antikorrelationen nur vorgetäuscht werden, also auf einem Scheineffekt beruhen. 7. Fazit und Ausblicke Die Bestimmung der Lichtbrückenzahl und die Beobachtung der Entwicklung von Lichtbrückentypen stehen noch ganz am Anfang, so dass langfristige Aussagen derzeit noch nicht möglich sind. Auch planen Heiko Bromme und Wolfgang Nenno, die Einrichtungen der VdS-Sternwarte Kirchheim dazu zu nutzen, einmal die Entwicklung von Lichtbrücken innerhalb einer Fleckengruppe von Sonnenaufgang bis Sonnenuntergang zu verfolgen. Wir möchten hier am Schluss ambitionierte Sonnenbeobachter aufrufen, sich je nach Interessenlage mit einem der Unterzeichner in Verbindung zu setzen Abb. 9: Sonne im weißen Licht am um 15:30 MEZ, Aufnahme von Erich Kopowski mit Apochromat 127/1100 mm bei Effektivbrennweite 7,1 m und Objektivfilter ND3-Orange 1/1000 Sek. belichtet auf TP Literaturhinweise [1] Heinz Hilbrecht: Lichtbrücken - ein wiederentdecktes Beobachtungsgebiet für den Amateur, SONNE 2, Juni 1977, 72f [2] Udo Reffke: Zerstörung eines Sonnenflecks durch Lichtbrücken, SONNE 13, April 1980, 17 [3] Ludwig Sienel: Lichtbrücke - oder Weißlichtflare?, SONNE 24, September 1982, 168 [4] Heinz Hilbrecht: Lichtbrücken Handbuch für Sonnenbeobachter, Berlin/Bonn (1982), 403ff [5] Heinz Hilbrecht: Lichtbrücken in Die Sonne beobachten, 129 ff, Heidelberg (1999) [6] Heinz Hilbrecht: Verteilungsstatistik der Lichtbrücken, SONNE 4, November 1977, 145ff [7] Heinz Hilbrecht: Lichtbrücken, Kapitel 5.4 in: Sonne beobachten, Astropraxis, SuW-Taschenbuch, Hüthig-Verlag (1999), 129ff [8] Dieter Brauckhoff: Lichtbrücken Erfahrungen und Ergebnisse nach zweijähriger Beobachtung, SONNE 34, Juli 1985, 34ff [9] Heiko Bromme, Manfred Holl: Beobachternetz Lichtbrücken, SONNE 82, 169 [10] Manfred Holl: Sektion Sonne, Sternkieker 170 (3/97), 114 [11] Heiko Bromme, Manfred Holl: Lichtbrücken aktuell, SONNE 84, 234, und SONNE 87, 82 [12] Manfred Holl: Sektion Sonne, Sternkieker 172 (1/98), 8 [13] Manfred Holl: Jahresbericht 1997 der GvA-Sektion Sonne, Sternkieker 173 (2/98), 80f [14] Heiko Bromme, Manfred Holl: Ein neues Lichtbrückenprogramm, SONNE 86, 55 [15] Manfred Holl: Sonne aktuell, Sternkieker 174 (3/98), 129f [16] Heiko Bromme, Manfred Holl: Lichtbrücken, SONNE 94, 39 [17] Manfred Holl: Lichtbrücken-Auswertung 1999, SONNE 94, 43

94 92 FACHGRUPPE > SONNE Eine gekühlte CCD-Kamera am Protuberanzenansatz von Richard Robitschek Seit Jahren bemühe ich mich, für die Rubrik Sonne einer italienischen astronomischen Sachzeitschrift aktuelle Fotos unter dem Motto Protuberanz des Monats zu liefern. Die Technik war anfangs die übliche: Refraktor, Baader- Ansatz nach Lille, Technical Pan usw. Gestresst durch den Zeitaufwand und der Erkenntnis, dass dem Qualitätsgewinn Grenzen gesteckt waren, faszinierten mich die Digitalaufnahmen der professionellen Sonnenobservatorien, die ja die Fototechnik, soweit mir bekannt, vollständig verlassen haben. So drängte sich spontan der Gedanke auf, es auch digital zu versuchen. Dazu kam noch folgende Überlegung: das in Sachzeitschriften veröffentlichte Bildmaterial über die Sonnenaktivität der Amateure besteht fast ausschließlich aus Fotos. Was alle tun, zum Teil mit besseren Geräten und unter günstigeren atmosphärischen Bedingungen, ist unmotivierend. Wolfgang Lille, dem ich meine Gedanken anvertraute, meinte dazu, dass sich hier die Gelegenheit böte, Erstlingsarbeit zu leisten. Also nichts wie ran! Eines stand von Anfang an fest: es sollten keine eklatanten Kunstwerke höchster Auflösung geschaffen werden, sondern mit minimalen Aufwand, unter weitgehender Verwendung der vorhandenen Ausrüstung, laufend die Aktivität am Sonnenrand überwacht und in möglichst professioneller Qualität dokumentiert werden. Und dies im Dateiformat, ungescannt, wie es die Redaktionen verlangen. Ein schöner Farbausdruck auf Hochglanzpapier war damals noch ein Wunschtraum, ist aber inzwischen kein Problem mehr. Diese Zielbegrenzung stellte auch die Beschaffung eines Daystar- bzw. Coronadofilter mit 0,5 Å HWB außer Frage, nicht nur aus Kostengründen, sondern weil der Ansatz nach Lille mit Kegelblende auch schwächere Protuberanzen heller und kontrastreicher erscheinen lässt. Meine Ausrüstung bestand zu jener Zeit aus einem parallaktisch montierten Zeiss- AS Refraktor 80/1200 und dem oben genannten Protuberanzenansatz mit 1,5 Å Hα Filter. Ein Herschelprisma für die Sonnenfleckenbeobachtung war auch vorhanden, jedoch im Programm auf später verschoben. Als Kamera stand eine kleine, einstufig gekühlte SW Starlight Xpress MX512 (unter DM!) mit relativ kleinen Pixeln 12,6 x 9,6 µ, die im Raster 290 x 510 eine für die Äquivalentbrennweite gerade noch ausreichende Auflösung versprachen. Die Verwendung dieser Kamera erforderte noch verschiedenes Zubehör, u. a. ein Kippspiegel mit ERF Filter, ein Compur-Zentralverschluss und ein als Exzenter dienender Fokussierschlitten, mit Zahntrieb (!) aus einem ausgedienten Comet-Catcher. Auch der Baader-Ansatz musste sich eine Umrüstung in Gestalt Abb. 1: , 13:20 UT, ruhende Sonnenprotuberanz im Hα Licht, Achromat AK 125/1300 mm, CCD Kamera MX512, Ansatz nach Lille-Baader, Äquivalentbrennweite mm, Belichtung 1/125 s, Ort : Lanzo d'intelvi, Italien. Abb. 2: , 13:29 UT, die gleiche Protuberanz wie Abb.1 nach 9 Min., Daten wie Abb1. Abb. 3: , 13:42 UT, die gleiche Protuberanz wie Abb.1 nach 22 Min., Daten wie Abb. 1. eines Projektionsobjektivs mit verlängerter Brennweite gefallen lassen. Alle Teile, mit Ausnahme des ERF-Filters, stammten aus dem Gebrauchthandel, allerdings mussten verschiedene Gewindeadapter und Schwalbenringe neu gedreht werden. Die Umrüstung erforderte einige Zeit, aber im Frühjahr 2000 war es endlich soweit, dass First Light aus Protuberanzen gegeben werden konnte. Der Erfolg übertraf meine kühnsten Erwartungen. Nach Optimierung von Fokus und Belichtungszeiten erhielt ich auf dem Bildschirm meines PC nach einfachster Bearbeitung Abbildungen von fotografisch bis dahin unerreichter Schärfe, Auflösung und Dynamik. Eine

95 FACHGRUPPE > SONNE 93 Abb. 4: (a) , 14:27 UT, eruptive Sonnenprotuberanz, Daten wie Abb. 1 (b) Das Falschfarbenbild vermittelt Informationen über die Verteilung der heißesten und dichtesten Partien der leuchtenden Gaswolke. Beschreibung der Apparatur erschien kurz danach im Mitteilungsblatt der Fachgruppe Sonne 97, 109 (2000). Durch dieses unverhoffte Resultat angespornt bat ich Wolfgang Lille, mir einen größeren Refraktor mit AK Objektiv 125/1300 mm von Lichtenknecker zu fertigen. Auch am Ansatz wurden einige Verbesserungen eingeführt und u. a. die Äquivalentbrennweite auf 2,5 m erhöht. Die Leistungsfähigkeit der Geräte kann aus den hier vorgestellten Abbildungen beurteilt werden. Das Rohbild sieht zunächst nicht besser aus als ein Foto, kann aber noch im FITS-Format mit Stretchen und milder unscharfer Maskierung schnell und wirksam bearbeitet werden. Das so gewonnene Primärbild 6 cm x 4,4 cm weist nach Umformatierung auf TIF eine Auflösung von 85 Pixel / cm aus, und kann unter günstigen Bedingungen bis auf 12 cm x 9 cm nachvergrößert und ausgedruckt werden. Die Bildqualität mag dann höheren Ansprüchen nicht mehr ganz genügen. Mit Mosaiktechnik erzielte ich gelegentlich eine erheblich verbesserte Auflösung, allerdings auf Kosten des Abbildungsmaßstabs. Der entsprechende Aufwand würde jedoch über die eingangs aufgestellte Zielsetzung einer einfachen und unmittelbaren Überwachungsmethodik hinausgehen. Abb.5: Der umgebaute Protuberanzenansatz in der Sternwarte des Autors in Lanzo d'intelvi. Weitere Bearbeitung wie Drehung, Beschneidung, Beschriftung und Simulierung der Hα-Farbe (letzteres nicht anders wie es die Profis tun!) geschieht anschließend mit den bearbeitungsüblichen Grafik-Programmen, in meinem Fall eine alte ADOBE Version 5.0. Komplizierteren Algorithmen gehe ich aus dem Wege, nur gelegentlich, wenn es sich wirklich lohnt, lasse ich eine automatische Deconvolution (maximale Entropie) laufen, z. B. über ASTROART. Ein Nachteil muss in Kauf genommen werden: die MX512 liefert als einstufig gekühlte Kamera über 25 C Umgebungstemperatur im Schatten keine Bilder mehr! Abschließend kann ich das beschriebene Verfahren allen empfehlen, die an systematischer Beobachtung der Sonnenprotuberanzen interessiert sind. Die Komponenten sind im Handel erhältlich und der Zusammenbau ist relativ einfach. Zusätzlich zu den Vorteilen der Ablage in Dateien wird die digitale Bildbearbeitung mit dem Hintergrundsrauschen leichter fertig und stellt somit geringere Ansprüche an Sicht und Streulicht im Teleskop und Ansatz. Dabei soll nicht verschwiegen werden, dass hier eine Behelfslösung mit einer für Kurzzeitbelichtung nicht konstruierten Kamera vorgestellt wird. Die Vorteile der digitalen Bildaufnahme gegenüber der chemischen Photographie sind damit noch lange nicht ausgeschöpft. Die neuere Entwicklung der Digital- und Videokameras, zu erschwinglichen Preisen und immer weiter gefächerter Leistungspalette, ist eine Quelle weiteren Fortschritts!

96 94 FACHGRUPPE > JUGENDARBEIT Astronomisches Sommerlager - ASL 2002 von Iris Fleischer und Oliver Jahreis Unser Jugendlager hat sich etabliert und findet regen Zuspruch. Mittlerweile im dritten Jahr laden wir über 50 Jugendliche zwischen 14 und 24 Jahren ins Schullandheim Hobbach bei Aschaffenburg ein. In den zwei Wochen zwischen dem und bieten wir ein vielfältiges Programm für Anfänger und Fortgeschrittene, Theoretiker und Beobachter an. In über 10 Arbeitsgruppen werden verschiedene naturwissenschaftliche Themengebiete intensiv behandelt. Mit fünf Tagen Dauer sind die Arbeitsgruppen der wichtigste Programmpunkt. Jeder Teilnehmer nimmt im Verlauf des Camps an zwei Arbeitsgruppen teil. Für die Anfänger gibt es wie immer die Einführung in die Astronomie. Die AG Planeten wird das Sonnensystem unter die Lupe nehmen, während es bei Sternphysik um die Entwicklung der Gestirne geht. In der AG Exobiologie erfährt man, welche Voraussetzungen erfüllt werden müssen, um Leben möglich zu machen. Wer seinen Computer für die Beobachtung nutzen möchte, kann in der AG Astronomie am PC die Möglichkeiten dazu kennen lernen. Die AG, in der wohl am meisten experimentiert wird, ist Physik im Alltag. Dem Dauerbrenner-AG Astrofotografie steht sogar ein eigenes Fotolabor zur Verfügung. Bei Pseudowissenschaften werden umstrittene Theorien kritisch hinterleuchtet und wissenschaftlich betrachtet. Für eher theoretisch Interessierte werden die Arbeitsgruppen, Quantentheorie, Kosmochemie und die Klassiker-AG Kosmologie angeboten. Auch in diesem Jahr erwarten wir wieder namhafte Wissenschaftler von Universitäten und Forschungseinrichtungen. Sie werden über ihr Fachgebiet referieren und für Fragen und Diskussionen zur Verfügung stehen. Auch Teilnehmer und Amateurastronomen werden über ihre Erfahrungen berichten und viele Tipps geben. Selbstverständlich kommt die Praxis nicht zu kurz. Die Workshops werden nicht nur von Teilnehmern und dem Leiterteam angeboten, auch die erfahrenen Amateurastronomen und Wissenschaftler werden Projekte anbieten. Außerdem bieten einige VdS-Fachgruppen Anleitungen zum Einstieg in ihr Fachgebiet an. Die Palette reicht von Raketenbau, Basteln astronomischer Geräte über Frisieren von Kaufhausteleskopen sowie Astrofotografie mit der Webcam bis hin zu Einstieg in die Spektroskopie oder Beobachtung veränderlicher Sterne. Doch auch kreative Themen wie Zeichnen, die Gestaltung der Internetseiten über das Camp oder eine Theatergruppe werden angeboten. Für jeden ist da etwas dabei! Bei der Präsentation der Arbeitsgruppen und Workshops hat jeder die Gelegenheit, das Camp aktiv mit zu gestalten und einen Überblick über die Ergebnisse der anderen Teilnehmer zu erhalten. Insbesondere ist

97 FACHGRUPPE > POPULÄRE GRENZGEBIETE 95 jeder dazu eingeladen, Berichte zu verfassen, die im VdS-Journal III / 2002 mit dem Schwerpunktthema Jugend erscheinen sollen. Jede Menge Anregungen und Gelegenheit zum Üben gibt es dabei in der campeigenen Freien-Astronomischen-Sommer- Presse (FASP). Die Nächte werden so oft wie möglich zum Beobachten genutzt. Dazu gibt es rund um das Schullandheim mehrere dunkle Plätze mit guter Sicht um Teleskope aufzustellen oder den nächtlichen Himmel mit bloßem Auge und Feldstecher zu genießen. Viele Teilnehmer bringen ihre eigene Ausrüstung mit. Diejenigen, die noch kein eigenes Beobachtungsgerät haben, können die von den Firmen Vehrenberg, Baader- Planetarium, Intercon-Spacetec und Tele- Optic zur Verfügung gestellten Geräte ausführlich testen und so Erfahrungen beim Umgang mit einem Teleskop sammeln. Gelegenheit mit erfahrenen Beobachtern an größeren Teleskope zu beobachten und noch mehr neue Objekte kennen zu lernen gibt es auch. Einige Amateure kommen eigens nur dafür ins ASL und bringen so ziemlich alle Arten und Größen von mobilen Teleskopen bis hin zum 20-Zoll- Dobson mit. Beim allabendlichen NAP (Nicht-Astronomisches-Programm) steht der Spaß im Mittelpunkt. Meist geht es vollkommen unwissenschaftlich zur Sache, man lernt andere Teilnehmer und jede Menge lustige Spiele kennen. Wer auch mal seine müden Knochen bewegen will, kann dies auf den Sportanlagen oder in der Turnhalle des Schullandheims tun. Dieses Jahr fahren wir auch noch für einen Tag nach Frankfurt. Selbstverständlich kann man einkaufen gehen und sich die Stadt ansehen. Zusammen mit dem Physikalischen Verein werden wir aber auch ein alternatives Programm bieten. Zum Beispiel haben wir Freikarten für das Senckenberg-Museum. Ausführliche Informationen über das nächste und vergangene VdS-Jugendlager gibt es auf der ASL-Homepage unter: Außerdem kann ein Infoheft bei folgender Adresse bestellt werden: VdS-Jugendreferat Susanne Hoffmann Carl-von-Ossietzky-Str Potsdam infoheft@vds-astro-jugend.de

98 96 FACHGRUPPE > POPULÄRE GRENZGEBIETE Neues aus der Fachgruppe Populäre Grenzgebiete von Edgar Wunder Das mit Abstand auflagenstärkste und somit populärste deutschsprachige Buch der 90er Jahre, in dem Astronomisches behandelt wurde, hieß: Vom richtigen Zeitpunkt Die Anwendung des Mondkalenders im täglichen Leben. In diesem Millionen-Bestseller geben die Autoren Johanna Paungger und Thomas Poppe Ratschläge, welche menschlichen Aktivitäten zu welcher Mondphase unternommen oder unterlassen werden sollten, um möglichst erfolgreich zu sein. Beispielsweise solle man Wäsche vorzugsweise bei abnehmendem Mond waschen, weil zu dieser Zeit auch die Flecken leicht abnehmen. Andere in diesem Buch enthaltene Ratschläge sind geeignet, Menschen zu verängstigen, indem Unheil angedroht wird, falls etwas zur falschen Mondphase getan werde. Beispielsweise wird davor gewarnt, sich bei Vollmond einer Operation oder anderen medizinischen Eingriffen zu unterziehen, da dann das Komplikationsrisiko und die Gefahr schwer stillbarer Blutungen deutlich erhöht und die Genesungszeit wesentlich länger sei. Auch Operationen bei zunehmendem Mond oder bei Mondständen in bestimmten Tierkreiszeichen seien in dieser Hinsicht problematisch. Wie mir von verschiedenen Chirurgen berichtet wurde, sei es der Erfolg dieses Buches, dass es seit einigen Jahren immer mehr Patienten gibt, die vor einem ohnehin belastenden, schweren medizinischen Eingriff völlig verängstigt die Operation kurzfristig absagen wollen, nachdem sie bemerken, dass am Operationstag Volloder zunehmender Mond ist. Um solchen Ängsten fundiert begegnen zu können, unternahm ich zusammen mit einem österreichischen Chirurgen eine umfassende empirische Studie, bei der 228 Knie- und Hüftoperationen, die im Laufe eines Kalenderjahres am Landeskrankenhaus Kirchdorf/Krems (Oberösterreich) durchgeführt wurden, hinsichtlich eventueller Effekte der Mondphasen untersucht wurden. Das Ergebnis überrascht nicht: Weder war bei den von Paungger und Poppe als kritisch angegebenen Mondphasen oder Mondstellungen in den Tierkreiszeichen die Komplikationsquote erhöht, noch wurden mehr Blutkonserven benötigt, um Blutungen zu kompensieren, noch war die Verweildauer im Spital (als Indikator für die Genesungszeit) verlängert. Die Behauptungen von Paungger und Poppe können also guten Gewissens als empirisch unhaltbar zurückgewiesen werden. Abb. 1: Der Millionen-Bestseller "Vom richtigen Zeitpunkt" eine populäre Quelle modernen Mond-Aberglaubens. Hier entsprechend aufklärend zu wirken, ist sicher auch eine Aufgabe der astronomischen Volksbildungsarbeit, zumal man z.b. an Volkssternwarten immer wieder auf diverse behauptete Mondeinflüsse auf den Menschen angesprochen wird. Dazu muss man aber auch gut informiert sein, sowohl über die entsprechenden Behauptungen als auch über Untersuchungen, in denen diese überprüft wurden. Spott und bloße Erklärungen, dass etwas nicht sein könne, sind die Argumente des Dogmatikers, die oft auch als solche erkannt werden und deshalb nicht verfangen. Deshalb möchte ich jenen, die dieses Thema in der Öffentlichkeit aufgreifen möchten, die Lektüre der ausführlichen Fassung der Studie (18 Seiten) ans Herz legen, die in Ausgabe 1/2002 der Zeitschrift für Anomalistik ( erschienen ist. Sie enthält nicht nur eine detaillierte statistische Analyse, sondern auch einen historischen Überblick zur Geschichte solcher Mond-Glaubenssysteme sowie zu weiteren empirischen Untersuchungen, die zu diesem Themenkreis durchgeführt wurden. Um hier weitere Fortbildungsmöglichkeiten für Amateurastronomen und andere astronomisch Interessierte zu bieten, wurden im Jahr 2002 von der Fachgruppe bereits zwei Ganztages-Seminare zu zwei Themen durchgeführt, auf die der Astronom zu seinem Leidwesen in der Öffentlichkeit immer angesprochen wird: Astrologie und UFOs. Beide Fortbildungsseminare fanden mit gutem Erfolg (37 bzw. 24 Teilnehmer) an den Sternwarten in Nürnberg bzw. Heilbronn statt (vgl. Sterne und Weltraum 7/2001, S. 594). Für die Zukunft ist geplant, ähnliche Seminare zu diesen und verwandten Themen turnusmäßig alle zwei Jahre an wechselnden Orten anzubieten. Sie werden von der Fachgruppe, die von mir koordiniert und aus einem lockeren Netzwerk von VdS- Mitgliedern besteht, in Zusammenarbeit mit dem Verein Forum Parawissenschaften e.v. organisiert, dessen Geschäftsführer ich auch bin. Am 13. Juli 2002 wird in Braunschweig zunächst einmal ein Fortbildungsseminar zum Thema Parapsychologie stattfinden, das zwar nicht unmittelbar astronomischen Bezug hat, jedoch im Kontext astrologischer Behauptungen immer wieder einmal auftaucht. Anfang 2003 wird dann im süddeutschen Raum von uns eine größere Tagung zum Thema Die religiöse Dimension des Außerirdischen ausgerichtet werden. Dabei geht es um versteckte religiöse und andere weltanschauliche Elemente, die in Science Fiction, in Spekulationen über außerirdisches Leben, im UFO-Mythos oder auch in diversen ufologischen Sektenbildungen zu beobachten sind, wozu u. a. prominente Religionswissenschaftler referieren und sich der Diskussion stellen werden. Wer an näheren Informationen zu diesen Veranstaltungen interessiert ist, kann sich gerne an mich wenden. Edgar Wunder Heidelberger Straße Sandhausen

99 FACHGRUPPE > DARK SKY 97 Aktuelles aus der Fachgruppe DARK SKY - Initiative gegen Lichtverschmutzung von Andreas Hänel und Torsten Güths Der Nachthimmel über Deutschland wird stetig heller! Öffentliche Beleuchtung wird oft aus falsch verstandenem Sicherheitsdenken weiter ausgedehnt. Leuchtreklame wird aggressiver und durch neue Spielarten ergänzt. Sogenannte Lichtkunst soll die Nacht erhellen und immer mehr Privatleute meinen, ihren Garten beleuchten zu müssen. Dennoch: Die Anliegen der Astronomen allgemein, unserer Fachgruppe und der Naturschützer, die um die nachtaktive Tierwelt bangen, werden besonders durch die Lichtverschmutzungskarten von Pierantonio Cinzano von der Presse mit großem Interesse aufgenommen. So erschienen zum Beispiel in der Süddeutschen Zeitung, im Hörfunk des Bayrischen Rundfunks und im Arte-TV umfassende Reportagen zur Lichtverschmutzungsproblematik. Aktivitäten in anderen Ländern lassen etwas Hoffnung schöpfen: Sie gipfeln in den ersten Lichtverschmutzungsgesetzen, erlassen in der Lombardei in Italien und in Katalonien, denen weitere Regionen Spaniens folgen sollen. Eine Bestätigung, daß Licht ein Ärgernis sein kann, erhielt die deutsche Öffentlichkeit durch das Wiesbadener Urteil zu einem Nachbarschaftsstreit um eine blendende 40-W-Lampe. Doch hoffentlich müssen nicht viele Sternfreunde eine solche Meinungsverschiedenheit vor dem Kadi austragen, um ihrem Hobby nachzugehen, oder gar zu Hilfsmitteln greifen, wie in der Karikatur im letzten VdS- Journal auf Seite 129 humorvoll gezeigt wurde. Um neben unseren Aufklärungsaktivitäten auch den nötigen Einblick in das Ausmaß der derzeitigen Lichtverschmutzung zu erhalten, fehlt zuverlässiges Datenmaterial. Das kann nach der Methode gewonnen werden, wie sie Heinz Kerner in seinem nachfolgenden Artikel beschreibt. Um jedoch ein quantitativ vergleichbares Datenmaterial zu erhalten, möchten wir zusätzlich alle Sternfreunde bitten, an der im Folgenden dargestellten Grenzhelligkeitsaktion der Fachgruppe mitzuwirken. Nehmen Sie bitte rege daran teil! Verläuft sie nämlich erfolgreich, wollen wir versuchen, das Datenmaterial auch von breiteren Bevölkerungsschichten gewinnen zu lassen. Auf diese Weise versprechen wir uns eine stärkere Sensibilisierung der Allgemeinheit auf die Auswirkung der Lichtverschmutzung! Noch ein wichtiger Hinweis: Die Fachgruppe Dark Sky trifft sich wieder im Rahmen des Vogelsberger ITV's am Samstag, den 11. Mai, um 14 Uhr im Johannishof in Stumpertenrod. Alle Interessierten Abb. 1: Lichtverschmutzung durch Lichtkunst: Aus Anlass des 100jährigen Bestehens der Stadtwerke war in Osnabrück für etwa 2 Monate ein Laser installiert. In einer klaren Nacht erstreckte sich der Strahl selbst in 20 Kilometern Entfernung noch über den ganzen Himmel und war im Zenit heller als die meisten astronomischen Objekte (Milchstraße und Andromeda-Nebel). sind zu einem Informationsaustausch herzlich eingeladen! Webadressen zum Thema: ~ahaenel/darksky/aktuel.htm Okay du sagen: alte ZEISS- Refraktor sein DEUTSCHE Wertarbeit Ich sagen: diese Rotwein sein ITALIENISCHE Wertarbeit noooo nix trinken, könne putze Linse von Refraktor nix besser!!!"

100 98 FACHGRUPPE > DARK SKY Wie viele Sterne sehen wir noch? von Andreas Hänel - Ein Projekt zur Bestimmung von Grenzhelligkeiten Um zuverlässiges Datenmaterial für Maßnahmen gegen die Lichtverschmutzung zu sammeln sollten möglichst viele Sternfreunde und Amateure an dieser Aktion teilnehmen! Alle Amateurastronom klagen über die zunehmende Lichtverschmutzung, besonders in den letzten Jahren konnte ein immer ungehemmterer Umgang mit Licht beobachtet werden. Immer mehr und aggressivere Lichtwerbung, immer hellere Straßenlampen, die mehr Sicherheit suggerieren sollen, wobei auch möglichst die letzte dunkle Ecke ausgeleuchtet werden soll. Dabei wird sehr viel Licht in Richtung Himmel gelenkt und trägt durch Streuung in der Lufthülle zur Aufhellung des Himmels bei. Die Himmels-Hintergrundshelligkeit steigt an, dadurch nimmt die Grenzhelligkeit zu und damit die Zahl der sichtbaren Sterne ab. Leider gibt es kaum ausführlichere Messungen, etwa sich über mehrere Jahre erstreckende Messreihen der Himmels- Hintergrundshelligkeit. Experimente, die Grenzhelligkeiten zu bestimmen, gab es in den vergangenen Jahren mehrere, in Großbritannien 1996 (Starwatch), in Europa 1996 (im Rahmen von Astronomy online), in Österreich 2001 ( Kürzlich ist eine Arbeit von P. Cinzano, F. Falchi und C. D. Elvidge erschienen, in der die Grenzhelligkeiten in Europa berechnet wurden (zu finden auch im Internet unter Ausgehend von den Nachtaufnahmen der amerikanischen Verteidigungs-Wetter- Satelliten (DMSP) wurde die Streuung des Lichts in der Atmosphäre modelliert und die Himmelshintergrunds-Helligkeit und die Grenzhelligkeit berechnet. Diese Karten fordern zu einem Experiment heraus: Welche Grenzhelligkeit ist an einem bestimmten Ort erreichbar und in wie weit stimmt diese Grenzhelligkeiten mit den Modellrechnungen überein? Wenn möglichst viele Sternfreunde in ganz Deutschland an dem Projekt teilnehmen, könnte trotz vieler Unsicherheiten ein Vergleich mit den Vorhersagen von Cinzano u. a. ermöglicht werden. Zudem würde damit verstärkt auf das Problem der Lichtverschmutzung aufmerksam gemacht werden, besonders wenn in einer Fortsetzung des Experiment einmal breitere Bevölkerungsschichten angesprochen werden sollen. Wie soll die Grenzhelligkeit bestimmt werden? Am sinnvollsten wäre eine Helligkeitssequenz nahe dem Zenit, die möglichst in einer bestimmten Nacht beobachtet wird. Da dies nur schwer realisierbar ist, soll so vorgegangen werden: In einer mondlosen, möglichst klaren Nacht soll die Grenzhelligkeit im Kleinen Wagen (Ursa Minor) mit Hilfe der Karte bestimmt werden. Dabei ist es wichtig, eine Nacht mit möglichst guten atmosphärischen Bedingungen auszuwählen. In Norddeutschland sollten natürlich die Nächte der Mitternachtsdämmerung vermieden werden. Es sollte aber auf jeden Fall nicht nur von einem dunklen Beobachtungsplatz aus beobachtet werden, denn auch die Grenzhelligkeiten in Städten sind Bestimmung der Grenzhelligkeit im Kleinen Wagen Beobachter: Adresse: Name: Straße PLZ, Ort Beobachtungsort: geografische Koordinaten: Länge Breite Beobachtungszeit (MEZ): h m beobachtete Grenzhelligkeit: Beobachtungsbedingungen: Atmosphäre: Störende Lichtquellen: Art: Richtung: weitere Anmerkungen: zurück an: Dr. Andreas Hänel Am Sportplatz 7 D Georgsmarienhütte oder als ahaenel@uos.de

101 FACHGRUPPE > DARK SKY 99 für einen Vergleich wichtig! Vermieden werden sollte allerdings die Nachbarschaft zu starken lokalen Aufhellungen (etwa Abb. 1: Der Kleine Wagen mit den Vergleichssternen, wobei die Dezimalpunkte bei den Helligkeiten weggelassen wurden. erleuchteter Sportplatz, Einkaufszentrum). Selbstverständlich kann ein Beobachter auch Grenzhelligkeiten von unterschiedlichen Orten, deren Position aber möglichst genau anzugeben ist, mitteilen, auch Aufzeichnungen aus dem Beobachtungsbuch, wenn sie nicht Jahre zurückliegen, können verwendet werden. Alle notwendigen Informationen sollten dann im Internet unter oder in ein Formular eingetragen werden. Dieser Weg ist vorzuziehen, um die Auswertung möglichst einfach zu gestalten. Andernfalls können folgende Angaben auch per an oder notfalls auch per Post an mich geschickt werden, wobei die kursiv gedruckten Angaben unbedingt notwendig sind. Die Fachgruppe DARK SKY hofft, bis November genügend Beobachtungen zusammenzubekommen, um eine Karte der beobachteten Grenzhelligkeiten und damit der Lichtverschmutzung in Deutschland zu erhalten. In einem zweiten Schritt soll dann versucht werden, weitere Bevölkerungskreise einzubeziehen und auf diese Weise auf das Problem der Lichtverschmutzung aufmerksam zu machen. Wie dunkel ist Ihr Himmel wirklich? von Heinz Kerner Es gibt kaum noch Bereiche der Amateur- Astronomie, die nicht von der zunehmenden Aufhellung des Nachthimmels durch künstliche Lichtquellen beeinträchtigt werden. Viele Anfänger aber auch fortgeschrittene Sternfreunde überschätzen die Qualität des Himmels an ihrem Beobachtungsort, weil sie einen wirklich dunklen Himmel noch nicht erlebt haben. Hat man einmal die Gelegenheit einen solchen zu sehen (Kanarische Inseln, Namibia), erfährt man regelrecht einen Schock. Als Maß für die Güte des Nachthimmels wird häufig die visuelle Grenzsternhelligkeit, die Helligkeit der schwächsten, mit dem bloßen Auge gerade noch sichtbaren Sterne, angegeben [1]. Die visuelle Grenzsternhelligkeit ist aber ein sehr subjektives Maß und stark von der individuellen Sehleistung abhängig. Flächenhafte Objekte wie Galaxien, Kometen und Nebel leiden darüber hinaus in ihrer Sichtbarkeit viel stärker unter der Himmelsaufhellung als Sterne und ertrinken schneller im Himmelshintergrund. John Bortle aus Amerika, bekannter Beobachter von Kometen und veränderlichen Sternen mit fast 50jähriger Beobach tungserfahrung, hat sich zu diesem Thema Gedanken gemacht und eine Nachthimmel- Klassifikation mit sehr treffender Beschreibung vorgelegt [2]. Versuchen Sie doch einmal, die Güte des Himmels an Ihrem Beobachtungsort anhand der nachfolgenden Skala zu bestimmen. Ich fürchte, viele Sternfreunde werden die Beurteilung ihres Himmels korrigieren müssen. Die Dark-Sky Skala nach Bortle Klasse 1: Ort mit exzellentem dunklem Himmel Zodiakallicht, Gegenschein und Zodiakalband sind sichtbar, das Zodiakallicht in eindrucksvoller Weise, und das Zodiakalband umspannt den ganzen Himmel. Sogar bei direkter Beobachtung ist die Galaxie M 33 ein auffälliges Objekt für das bloße Auge. Gebiete der Milchstraße im Skorpion und Schütze werfen diffuse Schatten auf den Boden. Die Grenzsterngröße für das bloße Auge liegt bei 7,6 bis 8,0 mag (mit Mühe). Die Anwesenheit von Jupiter oder Venus am Himmel scheint die Dunkelanpassung des Auges zu beeinträchtigen. Airglow ist augenscheinlich. Mit einem 32-cm-Instrument können mit Mühe Sterne bis 17,5 mag ausgemacht werden und bei mittlerer Vergrößerung erreicht ein 50-cm-Instrument 19 mag. Beobachtet man auf einer Wiese, die von Bäumen umgeben ist, so sind Teleskop, Fahrzeug und Gefährten völlig unsichtbar. Klasse 2: Ort mit typisch dunklem Himmel Airglow kann entlang des Horizonts schwach erkannt werden. M 33 ist bei direkter Beobachtung einfach zu sehen. Die Sommermilchstraße ist für das bloße Auge in hohem Maße strukturiert und die hellsten Stellen sehen im einfachen Fernglas verästelt und marmoriert aus. Das Zodiakallicht kurz nach dem Ende der Abenddämmerung und kurz vor Beginn der Morgendämmerung ist immer noch so hell, um schwache Schatten zu werfen. Die Farbe des Zodiakallichts ist deutlich gelblich im Vergleich zu der bläulich-weißen Farbe der Milchstraße. Irgendwelche Wolken am Himmel sind nur als dunkle Löcher vor dem Sternenhintergrund sichtbar. Das Teleskop und Dinge in der Umgebung sind nur vage zu erkennen. Viele der Messier- Kugelsternhaufen sind deutliche Objekte für das bloße Auge. Die Grenzsternhelligkeit für das bloße Auge liegt bei 7,1 bis 7,5 mag und ein 32-cm-Teleskop erreicht 16 oder 17 mag. Klasse 3: Ländlicher Himmel Einige Anzeichen von Lichtverschmutzung

102 100 FACHGRUPPE > DARK SKY Abb. 1: Lichtemission einer Kleinstadt von rund Einwohnern (Uelzen, Niedersachsen) aus 25 km Entfernung. Aufnahme von Heinz Kerner mit 1:2,8/50mm-Objektiv, 4 Minuten auf Kodak Elitechrome 400 belichtet. zeigen sich entlang des Horizonts. Wolken erscheinen an den hellsten Stellen des Himmels nahe dem Horizont schwach beleuchtet, sind aber über Kopf dunkel. Die Milchstraße ist immer noch komplex und Kugelsternhaufen wie M 4, M 5, M 15 und M 22 sind alle auffällige Objekte für das bloße Auge. M 33 ist bei indirekter Beobachtung einfach zu sehen. Das Zodiakallicht ist im Frühling und Herbst eindrucksvoll (wenn es nach der Abenddämmerung und vor der Morgendämmerung mehr als 60 0 Höhe über dem Horizont erreicht) und seine Farbe ist zumindest schwach angedeutet. Das Teleskop ist aus einer Entfernung von 6 bis 9 Metern vage zu erkennen. Die Grenzsternhelligkeit des bloßen Auges ist 6,6 bis 7,0 mag und ein 32-cm-Teleskop erreicht 16 mag. Klasse 4: Ländlicher/kleinstädtischer Übergang In mehreren Richtungen sind die Lichtglocken von Ortschaften sichtbar. Das Zodiakallicht ist deutlich zu sehen, reicht aber zum Beginn oder Ende der Dämmerung nicht einmal halbwegs zum Zenit hinauf. Deutlich über dem Horizont ist die Milchstraße immer noch eindrucksvoll, es fehlen aber fast alle auffälligen Strukturen. M 33 ist bei indirekter Beobachtung ein schwieriges Objekt und nur bei Höhen über 50 0 erkennbar. In Richtung der Quellen der Lichtverschmutzung sind Wolken beleuchtet, aber nur schwach und immer noch dunkel über Kopf. Aus einiger Entfernung ist das Teleskop klar auszumachen. Die Grenzsternhelligkeit für das bloße Auge liegt bei 6,1 bis 6,5 mag und ein 32-cm-Teleskop zeigt bei mittlerer Vergrößerung Sterne von 15,5 mag. Klasse 5: Kleinstädtischer Himmel In den besten Nächten im Frühling und Herbst ist das Zodiakallicht nur andeutungsweise zu sehen. Die Milchstraße nahe dem Horizont ist sehr schwach oder gar nicht sichtbar und sieht über Kopf ausgewaschen aus. Lichtquellen erscheinen in den meisten, wenn nicht in allen Richtungen. Wolken sind merklich heller als der Himmelshintergrund. Die Grenzsternhelligkeit für das bloße Auge liegt bei 5,6 bis 6,0 mag und mit einem 32-cm-Teleskop erreicht man 14,5 bis 15 mag. Klasse 6: Heller Kleinstadthimmel Keine Anzeichen des Zodiakallichts sind erkennbar, nicht einmal in den besten Nächten. Die Milchstraße ist nur andeutungsweise im Zenit sichtbar. Bis zu einer Höhe von 35 0 über dem Horizont leuchtet der Himmel gräulich-weiß. Wolken an jeder beliebigen Stelle des Himmels erscheinen ziemlich hell. Okulare und Teleskopzubehör auf einem Beobachtungstisch sind problemlos zu erkennen. Ohne Fernglas ist es unmöglich, M 33 zu sehen und mit dem bloßen Auge ist M 31 nur mäßig sichtbar. Die Grenzsternhelligkeit ist ungefähr 5,5 mag und ein 32-cm- Teleskop bei mittlerer Vergrößerung zeigt Sterne von 14,0 bis 14,5 mag. Klasse 7: Kleinstädtischer/städtischer Übergang Der gesamte Himmel hat eine nicht genau bestimmbare grau-weiße Färbung. Helle Lichtquellen zeigen sich nach allen Richtungen. Die Milchstraße ist völlig oder fast völlig unsichtbar. Mit dem bloßen Auge sind M 44 oder M 31 vielleicht zu erahnen, aber nur sehr unbestimmt. Wolken werden brillant beleuchtet. Selbst in Teleskopen von mittlerer Öffnung erscheinen die hellsten Messier-Objekte als blasse Geister ihres wahren Aussehens. Die Grenzsternhelligkeit des bloßen Auges ist 5,0 mag (wenn man sich anstrengt) und ein 32-cm-Instrument wird kaum 14 mag erreichen. Klasse 8: Großstadthimmel Der Himmel glüht weißlich-grau oder orange und man kann ohne Schwierigkeiten Zeitungsüberschriften lesen. Ein erfahrener Beobachter mag in guten Nächten M 31 und M 44 schwach erahnen können und nur die hellen Messier-Objekte sind in Teleskopen mittlerer Öffnung zu entdecken. Einige Sterne, die die vertrauten Sternbilder bilden, sind schwer zu sehen oder fehlen völlig. Das bloße Auge sieht bestenfalls Sterne mit 4,5 mag, wenn man weiß, wo man suchen muss, und die Grenzsternhelligkeit in einem 32-cm- Teleskop ist etwas besser als 13 mag. Klasse 9: Innergroßstädtischer Himmel Der ganze Himmel ist hell beleuchtet, sogar im Zenit. Viele Sterne, die die bekannten Sternbilder ausmachen, sind nicht sichtbar und schwache Sternbilder wie Krebs oder Fische sind völlig unsichtbar. Abgesehen vielleicht von den Plejaden kann kein Messier-Objekt mit dem bloßen Auge gesehen werden. Die einzigen himmlischen Objekte, die im Teleskop einen lohnenden Anblick bieten, sind der Mond, die Planeten und einige wenige helle Sternhaufen (wenn man sie denn findet). Die Grenzsternhelligkeit des bloßen Auges ist 4,0 mag oder weniger. Literaturhinweise: [1] Ulrich Sperberg, Bestimmung von visuellen Grenzhelligkeiten, VdS-Journal II / 2000 [2] John Bortle, Introducing the Bortle Dark- Sky Scale, Sky & Telescope, Feb. 2001

103 SERVICE 101 M wie Messier von Torsten Güths Der französische Astronom Charles Messier lebte in den Jahren 1730 bis Er stellte ab 1758 die wohl heute noch populärste Listung von nichtstellar erscheinenden Himmelsobjekten zusammen. Sie diente ihm wohl als echte Arbeitsunterlage, um bei der Suche nach Kometen nicht irrtümlich einen der fixen Nebel mit einem neuen Komet zu verwechseln. Die heutige Messierliste umfasst 110 Objekte, von denen einige bereits dem unbewaffneten Auge zugänglich sind. Mit einem guten Fernglas werden immerhin schon die Hälfte sichtbar. Somit eignen sie sich besonders für Astronomieeinsteiger und Anwender kleinerer Fernrohre, für die die Messierobjekte bereits eine Fülle von Details aufweisen können. Im VdS-Journal wollen wir Sie mit dieser Rubrik anregen, ihre eigenen Objektbeschreibungen einzureichen! In der vorliegenden Folge unserer M -Serie sind Berichte von Winfried Kräling und mir selbst enthalten. Aufgrund der knappen Zeit zwischen Erscheinen des letzten Hefts und Redaktionsschluss der vorliegenden Ausgabe sprang ich selbst in die Bresche. Aufgrund der nunmehr drei Ausgaben pro Jahr des VdS Journals liegen die Termine für die Beobachtungsberichte sehr knapp. Daher kann ich nur hoffen, dass Sie auf ältere Beschreibungen zurückgreifen können. Die nächsten Objekte werden sein: M 51 in den Jagdhunden, M 5 in der Schlange (Kopf), M 45 im Stier, M 53 in Coma Berenices, M 60 in der Jungfrau und M 67 im Krebs. Bitte schicken Sie Ihre Beobachtungseindrücke zu diesen Objekten direkt an den Verfasser dieser Rubrik, Stichwort Messierobjekte, zu! Einsendeschluss ist der Vergessen Sie bitte nicht, die Beobachtungsumstände anzugeben: zumindest die Grenzgröße mit bloßem Auge, die Öffnung Ihrer benutzten Instrumente und die eingesetzten Vergrößerungen. Eine Dateiform wie Word 97 oder älter (doc, txt, wpd) wäre gut. Neue Anschrift: Torsten Güths Keltenweg 21 D Bad Nauheim oder: torstengueths@ipfb.net (möglichst maximal 200 KB Dateigröße) M 16, NGC 6611, Schwanz der Schlange Objekttyp: Offener Sternhaufen Entfernung: Lichtjahre Reale Ausdehnung: 40 Lichtjahre Scheinbare Helligkeit: 6 mag Winkelausdehnung: 21' Koordinaten: RA: 18h 19m Dekl ' Historisches: Der schweizer Astronom P. L. de Cheseaux war möglicherweise der erste Beobachter dieses Sternhaufens. Im Juni des selben Jahres, 1764, beschrieb ihn Messier. Bekannt ist M 16 eher durch den ihn einhüllenden Emissionsnebel IC 4703, der als Adlernebel populär ist. Seit der Aufnahme des Hubble-Space-Teleskops im Jahre 1995 sind seine zentralen Dunkelwolken zur allgemeinen Berühmtheit gelangt. Messier war möglicherweise der erste, der diesen Nebel zu erkennen glaubte, doch ist auch eine Fehlinterpretation dank der bescheidenen Optik möglich. Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag) Auge: Ich konnte ihn nicht ausmachen. Sucherfernrohr 6x30: M16 ist als nichtaufgelöstes Nebelfleckchen erkennbar. Fernglas 10x50: Ein deutlicher, etwas unregelmäßig geformter Nebelflecken mit den ersten Sternen zeichnet sich ab. 11 cm Öffnung: Der Sternhaufen steht brilliant im Okular bei geringer Vergrößerung (ca. 30fach). Vom Nebel konnte ich ohne Nebelfilter nichts erkennen. Im Astroscan -Teleskop und 63facher Vergrößerung mit UHC- Filter ist der Adler schön sichtbar. (Winfried Kräling) 25 cm Öffnung: Ohne UHC-Filter stört der Sternhaufen schon ein wenig und vom Nebel stellte ich nur einen strukturlosen Schimmer mit einer dunkleren Abgrenzung beim Sternhaufen fest (70fach). Mit UHC-Filter zeigt der Adler seine Schwingen und bei Vergrößerungen um 100fach erkannte ich auch die innere, berühmte Dunkelzone gerade so als V-förmige Struktur. 36 cm Öffnung: Der Nebel zeigt die Form eines fliegenden Adlers erst mit dem Einsatz eines UHC-Filters wirklich deutlich. Ohne Filter ist eine diffuse Aufhellung am Sternhaufen sichtbar. (Winfried Kräling) Fotografie: Der Sternhaufen M 16 ist nicht zuletzt Dank des ihn umgebenden Emissionsnebels ein lohnenswertes Objekt für die Astrofotografen. Ab 135 mm Brennweite sind Sternhaufen und Nebel trennbar. Der Sternhaufen selbst verschmilzt allerdings noch zu einem weißen Flecken. Ab 300 mm Brennweite können Sie ihn schon in seiner markanten Form ablichten. Je dunkler der Himmel, desto besser kommen beim Ausbelichten noch weiträumige Nebelausläufer auf den Film. Die zentralen Pillars zeigen sich ab 500 mm Brennweite, jedoch sollten Sie hierfür den Film nicht ausbelichten. Uneingeschränkt empfehlenswert ist der Einsatz des Kodak Elitechrome 200 Diafilms und seiner professional Version. Der Kodak Supra 400 ist gut geeignet für die Ablichtung auf Negativfilmmaterial.

104 102 SERVICE M 17, NGC 6618, Schütze Objekttyp: Offener Sternhaufen mit Emissionsnebel Entfernung: Lichtjahre Reale Ausdehnung: 40 Lichtjahre Scheinbare Helligkeit: 6,0 mag Winkelausdehnung: 20 x 15' Koordinaten: RA: 18h 21m Dekl Historisches: Der schweizer Astronom P. L. de Cheseaux fand diesen auffälligen Nebel im Frühjahr des Jahres Durch die räumlich enge Lage zu M 16 wurde auch er im Juni des selben Jahres durch Messier aufgezeichnet. Die bemerkenswerte Helligkeit ermöglichte auch bereits diesen Astronomen die Erkennung von mehr Details als nur eine formlose Aufhellung. Die charakteristische Form war Anlass zu diversen Namensgebungen, wovon wohl Omeganebel, durch Herschel vergeben, oder Schwanennebel die populärsten sind. Objektbeschreibungen unter guten Bedingunge (Grenzgröße ungefähr 6 mag) Auge: Als kleiner unscharfer Stern sichtbar. Sucherfernrohr 6x30: M 17 ist ein gut sichtbarer Nebel, kaum zu verfehlen. Fernglas 10x50: Unter dunklem Himmel beginnt der Omeganebel Strukturen zu zeigen. Eine längliche helle Nebelzone ist von einem diffusen Schleier umgeben. 9 cm Öffnung: Unter mäßigen Bedingungen (etwas verschleierter Himmel) konnte ich mit 50facher Vergrößerung nur eine längliche Form ohne weitere Details erkennen. 11 cm Öffnung: Im Astroscan -Teleskop bei 18facher Vergrößerung erinnerte M 17 an eine schwimmende Ente. Erst mit einem UHC- Filter bei 63x beobachtet wurde er seinem Namen gerecht. Die schwächeren Nebelausläufer schlossen sich zu einem Omega: Ω. (Winfried Kräling) Abb. 1: Aufsuchekarte für M 16 und M cm Öffnung: Ohne UHC-Filter konnte ich mit dem Einsatz hoher Vergrößerungen ab 125fach eine Menge an Strukturen im hellen Zentrum erkennen. Ich gewann den Eindruck, als ob die Nebelpartien irgendwie dahin walzen, wie eine Raupe. Die Randausläufer sah ich bei geringeren Vergrößerungen nur unter sehr dunklem Himmel oder mit dem Einsatz eines UHC- Filters. Der Schwanenhals löste sich in eine gebogene Kette von Gaswolken auf. Der Sternhaufen spielt nur eine unbedeutende Rolle im Gesamtbild. Fotografie: Der Gasnebel M 17 ist ein gut geeignetes Objekt für die Astrofotografen mit kleinerer Ausrüstung. Ab 135 mm Brennweite wird seine charakteristische Form deutlich. Ab 300 mm Brennweite können Sie ihn schon anschaulich ablichten. Je dunkler der Himmel, desto besser kommen beim Ausbelichten noch weiträumige Nebelausläufer auf den Film. Die helle Zentralregion benötigt nur moderate Belichtungszeiten und kann demnach auch bei lichtverschmutzten Himmelsverhältnissen detailliert abgelichtet werden. Ab 1000 mm Brennweite offenbart sich eine Fülle von Strukturen im Zentrum. Empfehlenswert ist der Einsatz des Kodak Elitechrome 200 Diafilms und seiner professional Version. Der Kodak Supra 400 ist gut geeignet für die Ablichtung auf Negativfilmmaterial. Abb. 2: M 16 und M 17 (unten), aufgenommen am von Bernd Flach-Wilken und Otto Guthier mit Deltagraph 1:3,3/990 mm, 30 Min. belichtet mit Tokai-DS-Filter auf Ektachrome 200 prof. 6x6-Film, Aufnahmeort: Gornergrat / CH.

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106 104 BEOBACHTERFORUM Adressen der Fachgruppenredakteure Fachgruppe Name Vorname Straße PLZ Ort Amateurteleskope Remmert Elmar Herlsener Weg Nachrodt Amateurteleskope/Selbstbau Zellhuber Herbert Kreuzeckstr Peissenberg Astrophotographie Riepe Peter Lortzingstr Bochum CCD-Technik Langenbach Dirk Goethestr Hagen Dark Sky Hänel Dr. Andreas Am Sportplatz Georgsmarienhütte Geschichte Hamel Dr. Jürgen Alt-Treptow Berlin Jugendarbeit Jahreis Oliver Berlinstr Bingen Kleinplaneten Kandler Jens Straße der Jugend Drebach Kometen Kerner Heinz Gerdehaus Fassberg Meteore/Atmos. Erscheinungen Sperberg Ulrich Südbockhorn Salzwedel Planeten Nikolai André Plangasse Weil der Stadt Populäre Grenzgebiete Wunder Edgar Heidelberger Str Sandhausen Sonne Völker c/o Peter Weskammstr Berlin Spektroskopie Hunger Thomas Rütscher Str. 165, Zi Aachen Sternbedeckungen Bredner Dr. E. Ginsterweg Ahlen-Dolberg VdS-Sternwarte Schulz Dr.Jürgen Arnstädter Str Kirchheim Veränderliche Bannuscher Dietmar Burgstr Herschbach Visuelle Deep-Sky Beobachtung Steinicke Wolfgang Gottenheimerstr Umkirch von Hans-Günter Diederich Hypernova SN 2002ap in M 74 Am Nachmittag des wurde ich von einem Sternfreund animiert, trotz etwas kräftiger Zirren mit hinaus in den Odenwald zu fahren. Das Wetter entwickelte sich günstig, und es standen neben einigen Weißen Zwergen vor allem zwei Objekte auf dem Programm: Zunächst die Supernova (SN) SN 2002ap in M74 und dann eine Wiederholungsbeobachtung des zu diesem Zeitpunkt noch nicht getauften seltsamen Veränderlichen V838 Mon. (Zu letzterem s. den zweiten Beitrag von H.-G. Diederich). Diese Supernova in der Spiralgalaxie M 74 wurde am von dem japanischen Sternfreund Yoji Hirose entdeckt. Sie hatte zu diesem Zeitpunkt eine Helligkeit von 14,4 mag. Falls es sich um eine SN vom Typ Ia handelte, wurde eine Steigerung auf 11 mag als möglich vorhergesagt. Damit wäre es die hellste SN seit Diese Meldung ging über das VSNET in alle Welt und landete auch in meinem elektronischen Briefkasten. Entdeckungsaufnahme, ein prediscovery image (d. i. Aufnahme dieser Stelle vor, d. h. ohne SN) und zwei Karten mit Vergleichssternen von der AAVSO wurden gesaugt, ausgedruckt, ergänzt um einen Guide-Sternkartenausdruck und zu einem Projektdokument zusammengefasst. Die Helligkeit von SN 2002ap stieg an und erreichte schließlich am Tage vor unserer Beobachtung 13,3 mag. Klar, dieses Projekt lag oben auf Prio 1. Inzwischen kam in der weltweiten Diskussion die Vermutung auf, es könne sich aufgrund der hohen Ausbreitungsgeschwindigkeit, der sehr hohen Explosionsenergie um eine sog. Hypernova handeln, einen Stern, der mindestens 40 Sonnenmassen aufweist und in einer erheblichen heftigeren Explosion nicht zu einem Neutronenstern wie massenärmere Vorgängersterne, sondern zu einem Schwarzen Loch zusammenstürzt und dabei vielleicht auch einen Gammastrahlenblitz (gamma ray burst GRB) aussendet. Das alles zusammen, zudem in einer nahen Galaxie, das war wie auf einem Präsentierteller. Abb. 1: Skizze der Position der Supernova SN 2002ap in M 74 Beim Sternfreund konnte ich die SN in dessen Dobson visuell beobachten, dann fertigte ich ein CCD-Bild an. Dessen Daten sind: 7-Zoll-Mak in Alt-Az, ST-7 (non- ABG), bin3-modus, 41 x 20 s.

107 BEOBACHTERFORUM 105 Ein extrem heller Ausbruch von V838 Monocerotis von Hans-Günter Diederich Der Abend sollte interessant werden. Den (ersten) Ausbruch dieses Sterns am (?), der zunächst als mögliche Nova VAR MON 02, dann als GSC und schließlich mit V838 Monocerotis (V838 Mon) bezeichnet wurde, entdeckte N. J. Brown. Als Koordinaten wurden im VSNET angegeben: RA = 7 h 04 m 04,801 s und DEC = -3 50' 50,77. Dieser Ausbruch eines zunächst unbekannten Sterns war spektroskopisch nicht eindeutig als klassische Nova einzuordnen. Aber egal. Ich beobachtete ihn erstmals am visuell und schätzte ihn auf 10,6 mag. Weil es sehr dunstig, kalt (minus 12 C) und feucht (95 %) war, verzichtete ich auf eine CCD-Aufnahme. Am wurde diese dann nachgeholt. Mir erschien der Stern ungewöhnlich hell, aber ich dachte mir nichts weiter dabei, führte keine Photometrierung durch, merkte folglich auch nicht, dass auf meinem Bild der Stern bereits in der Sättigung war. Ohne es zu diesem Zeitpunkt zu wissen, erlebten wir aber gerade einen zweiten Ausbruch des sich bereits im Ausbruch befindlichen Sterns. Am nächsten Tag quoll der Briefkasten über, mehr als 70 s trafen ein, es Abb. 1: Aufnahme von V 838 Mon am , mit 7-Zoll-Maksutov in Alt-Az, ST-7 (non-abg) CCD-Kamera im bin3- Modus, 12 x 10 Sek. belichtet von Hans-Günter Diederich. Abb. 2: Vergleich der Aufnahme aus Abb. 1 mit der Darstellung des Feldes in GUIDE 7. wurde (musste) sogar eine spezielle Mailing-Liste ausschließlich für V838 Mon beim VSNET eingerichtet werden. Zur Zeit unserer Beobachtung betrug die Helligkeit ca. 8,1 mag (und erreichte bei Niederschrift dieser Zeilen 6,9 mag, und steigt immer noch). Die Meldungen überschlugen sich und drängten selbst die Hypernova SN 2002ap auf den zweiten Platz: O-Ton VSNET: incredible rate of 2.37 mag/day, EXTREMLY BRIGHT, totally unexpected extreme explosion. Ich überlege mir inzwischen, nach dem Notebook auch den Internet-Anschluss mit auf den Acker zu nehmen, um noch aktueller Informationen zu erhalten und auch selbst ins Internet einspeisen zu können. Beides zusammen, eine Hypernova außerhalb der Milchstraße und einen extremen Ausbruch in unserere eigenen Galaxie in der selben Nacht visuell und ccd-mäßig beobachtet zu haben, das war ein tolles Erlebnis: wir schätzten uns überglücklich. Chronologie einer ungewöhnlichen Kleinplaneten-Entdeckung von Philipp Keller und Christian Fuchs In der Nacht vom auf den nahmen wir mit dem azimutal montierten 0,8- m-pollux, welches sich derzeit auf unserer Außensternwarte in einer Testphase befindet, die Galaxie M 99 aufs Korn. Erst am Mittwoch kamen wir dazu, die Bilder zu bearbeiten. Die CCD Aufnahmen nehmen wir in der LRGB-Technik auf, wir nehmen also nacheinander zuerst jeweils 4 bis 8 ungefilterte und dann die gefilterten Auszüge auf. Die einzelnen Aufnahmen kombinieren wir dann meist mittels Median-combine, weil dann alle Artefakte (Cosmics etc.) aus den Aufnahmen wegfallen und man sich nachträgliche Retuschierarbeit spart. Die Medianmethode berücksichtigt nur die Bilddetails, die sich bei allen Bildern wiederfinden lassen. Dabei fallen selbstverständlich alle bewegten Objekte aus der kombinierten Aufnahme raus. Daher fiel uns erst am endgültig bearbeiteten Farbbild eine kleine Regenbogenstruktur auf, rechts unterhalb des Kerns der Galaxie, die auch auf dem obigen Farbbild noch schwach erkennbar ist. Das war ein klarer Hinweis auf ein bewegtes Objekt und wir schauten uns nochmals die ungefilterten Aufnahmen an. Dort war klar ein ca. 17 mag heller Kleinplanet zu erkennen, der sich während der 30 Minuten dauernden L-Aufnahmen um 22 Bogensekunden in Richtung Galaxie bewegt hatte. Eine Kontrolle beim Minor Planet Center MPC (dort kann man unter der web- Adresse CheckMP überprüfen, ob sich zu der entsprechenden Zeit ein Kleinplanet oder Komet in Objektnähe befunden hat) ergab, dass es sich bei dem Kleinplaneten um den 17,4 mag hellen 1998 HG39 handelte. Wir bastelten aus den einzelnen L-Aufnahmen ein animiertes GIF und setzten das auf

108 106 BEOBACHTERFORUM Abb. 1: Die beiden Kleinplaneten (mit Pfeilen gekennzeichnet) am in der Galaxie M 99 im Sternbild Coma, aufgenommen mit einer ST-10 CCD- Kamera an einem 80-cm-Teleskop bei 30 Min. Belichtungszeit. Aufnahme von Philipp Keller und Peter Fuchs. unsere Web-Page. Erst durch den Film, den man sich unter Bildergalerie/PolluxGallery/M99.htm anschauen kann, fiel uns ein sehr schwaches Objekt auf, welches sich etwa 1 Bogenminute entfernt vom ersten Kleinplaneten durch die Galaxie bewegte. Ohne das animierte GIF wäre er mit Sicherheit nicht entdeckt worden, weil er in den Knoten der Galaxienarme von M 99 nicht aufgefallen wäre! Auf den beiden Aufnahmen der Galaxie ist der schwache Kleinplanet (auch mit Pfeilen gekennzeichnet) nur sehr schwer auszumachen. Die Helligkeit dürfte zwischen 19 und 21 mag liegen, aber hierzu fehlen uns noch genaue Messungen. Das Objekt ergab keine Übereinstimmung mit Objekten im MPC. Wir versuchten die Bahn aufgrund der sehr kurzen Bahnkurve zu bestimmen, was sich aufgrund der geringen Helligkeit und der Galaxie nicht als einfach erwies. In der darauffolgenden Nacht konnten wir dann aber trotz Mondlicht den neuen Kleinplaneten in einem kurzen Zwischenhoch nur 3 Bogenminuten von der berechneten Position entfernt wiederfinden eine wesentlich größeren Fehler hätten wir uns bei einem Feld von 10 x 14 Bogenminuten (ST-10 bei 3,55 Metern Brennweite) auch nicht erlauben können. Nun hoffen wir in den nächsten 14 Tagen auf eine weitere Möglichkeit den Kleinplaneten für eine bessere Bahnbestimmung aufnehmen zu können, weil er uns sonst wieder verloren geht. Wir haben daraus gelernt, dass wir unsere Aufnahmen vor einem Median-Combine zunächst mittels Blink (gibt es in vielen Bildbearbeitungsprogrammen, ähnlich einem Blink-Komparator für Film) auf potenzielle Kleinplaneten untersuchen. Natürlich ist so eine Kleinplanetenentdeckung nichts besonderes - es gibt einige Teams in Deutschland und Österreich, die schon viele Kleinplaneten nummerieren konnten. Für uns aber schon, da es unsere erste war und unter so skurrilen Umständen Abb. 2: Die beiden Kleinplaneten (mit Pfeilen gekennzeichnet) am in der Galaxie M 99 im Sternbild Coma, aufgenommen mit einer ST-10 CCD- Kamera an einem 80-cm-Teleskop bei 30 Min. Belichtungszeit. Aufnahme von Philipp Keller und Peter Fuchs. zustande gekommen war. Dass bei der Kleinplanetenentdeckung auch ein hübsches Farbbild von M 99 (siehe Bild) herausgekommen ist, ist eine nette Zugabe. Abb. 3: Die neu entdeckte Kleinplaneten (mit Pfeil gekennzeichnet) am in der Galaxie M 99 im Sternbild Coma, aufgenommen mit einer ST-10 CCD- Kamera an einem 80-cm-Teleskop bei 8 Min. Belichtungszeit. Aufnahme von Philipp Keller und Peter Fuchs. Abb. 4: Die Galaxie M 99 im Sternbild Coma. Aufgenommen im Februar 2002 von Philipp Keller und Peter Fuchs mit einer ST-10 CCD-Kamera an einem 80-cm-Teleskop.

109 BEOBACHTERFORUM 107 Phoebe S9 - ein Wechselbad der Gefühle Beobachtung der Jupiter- und Saturnmonde J8, J11 und S9 von Hans-Günter Diederich In den Jahren 2000 und 2001 hatte ich mit 7-Zoll-Mak und ST-7 im Odenwald die Jupitermonde Himalia (J6), Elara (J7) und den Saturnmond Hyperion aufgenommen und darüber im VdS-Journal berichtet. Beide Planeten verfügen aber über weitere, allerdings schwächere Monde. Das Projekt wurde also fortgesetzt, diesmal mit einem 14-Zoll- bzw. 16-Zoll-SCT. Dabei gab es wiederum interessante Erlebnisse. In der folgenden Schilderung wird der Leser einige Hinweise finden, die ihm helfen könnten, das Problem der geringen Helligkeit der Planetenmonde, der gleißenden Helligkeit ihrer Planeten und der veränderlichen Position zu meistern. Der Jupitermond J8 (Pasiphae) wurde am mit einem 16-Zoll-SCT mit Fokalreduktor und ST-9E aufgenommen. Bereits im 10-Sek.-Einzelbild zum Zentrieren des Teleskops auf die vom Sternkartenprogramm Guide 7 gelieferte Position, glaubte ich ihn zu erkennen. Bedenken kamen erst später, als ich mir noch einmal die geringe Helligkeit verinnerlichte: 17,1 mag. Das konnte eigentlich nicht stimmen. Und so blieb die Identifizierung der Bildbearbeitung und -auswertung nach Rückkehr aus dem Urlaub vorbehalten. 6 Einzelbilder a 30 Sek. und 1 Einzelbild à 10 Sek. im bin1-modus wurden kombiniert und zeigten mehr Lichtpünktchen als im Kartenbild zum Aufnahmezeitpunkt angezeigt worden waren. Befand sich J8 darunter? Und wenn ja, welcher war J8? Hier bot sich nur der Vergleich mit einem Bild an, das zu einem anderen Zeitpunkt aufgenommen wurde. Entweder musste ich die Aufnahme mit gleichen Koordinaten zu einem späteren Zeitpunkt wiederholen (zeitaufwendig) oder dieses zweite Bild aus dem Internet besorgen. Letzteres war einfacher und schneller, und so saugte ich mir einfach eine DSS-Aufnahme. Die Arbeit bestand jetzt nur noch darin, jeden Punkt in meiner Aufnahme mit der entsprechenden Stelle im DSS-Bild zu vergleichen. Und in der Mitte meiner Aufnahme entdeckte ich schließlich einen Punkt, der auf dem DSS-Bild nicht zu sehen war. Das also konnte nur J8 (Pasiphae) sein. Beim nächsten Objekt handelte es sich um den Jupitermond J11 (Carme), der laut Guide mit einer Helligkeit von 18,1 mag aufwartete. Und J11 erwies sich als wirklich harte Nuss. Nicht nur war er sehr schwach, sondern es gab in seiner engeren Umgebung im entsprechenden DSS-Bild eine Reihe ebenfalls sehr schwacher Sterne. Es bestand somit die Gefahr, einen schwachen Stern fälschlicherweise als J11 zu identifizieren. Ich hakte also zunächst in meiner Aufnahme, entstanden aus 5 Einzelbildern a 60 Sek. und 4 Einzelbildern a 180 Sek. im bin1-modus (Integrationszeit s, 16-Zoll-SCT, wie oben), und im dazu passenden DSS-Bild alle Sterne ab, die auf beiden Aufnahmen zu sehen waren. Noch jetzt, beim Schreiben dieses Aufsatzes, sehe ich dieses Sternfeld vor mir, so sehr hat es sich dabei eingeprägt. Anhand mehrerer Sterne im DSS-Bild wurde die Grenzgröße meiner eigenen Aufnahme bestimmt. Und alle Sterne, die aufgrund ihrer Position mit J11 verwechselt werden konnten, waren schwächer als diese und somit auf meiner Aufnahme nicht zu sehen. Also musste der kleine, extrem schwache Fleck dort J11 sein. Aber das reichte mir noch nicht. Die spektrale Empfindlichkeit der rotempfindlichen DSS-Fotoplatte könnte sich von der spektralen Empfindlichkeit des CCD-Chips der ST-9E unterscheiden, und diese Identifizierung damit unsicher erscheinen lassen. Welche Möglichkeiten standen noch zur Verfügung? Nun die Position des vermeintlichen J11 und des nahegelegenen Sterns im DSS-Bild, also die Objekte mit der größten Gefahr einer Verwechslung. An dieser Stelle hätten transparente Folien mit und ohne Gitternetze zum Einsatz kommen können, mir war das aber alles zu aufwendig. Ich wählte eine einfachere Methode: Beide Bilder wurden so groß wie Abb. 1: Der Jupitermond J8 (Pasiphae), Aufnahme von H.-G. Diederich und DSS- Vergleichsbild, technische Beschreibung s. Text. Abb. 2: Der Jupitermond J11 (Carme), Aufnahme von H.-G. Diederich und DSS- Vergleichsbild, technische Beschreibung s. Text.

110 108 BEOBACHTERFORUM Abb. 3: Vermessung von Abb. 2: Jupitermond J11 (Carme), technische Beschreibung s. Text. möglich auf Papier ausgedruckt und mit dem Lineal die Abstände zu zwei Referenzsternen gemessen. Die Maßstäbe der beiden Ausdrucke waren natürlich unterschiedlich, also musste das Verhältnis der Abstände für jede Aufnahme getrennt bestimmt und anschließend verglichen werden. Für den vermeintlichen J11 ergab sich 77/ 45 = 1,7 und für den Stern im DSS-Bild 128 / 58 = 2,2. Damit war jetzt klar, dass sich beide Objekte an unterschiedlichen Positionen befanden, der schwache Stern im DSS-Bild in meiner Aufnahme nicht sichtbar und der vermeintliche J11 dort der wirkliche J11 war. Die Identifizierung war also gelungen und durch eine unabhängige Methoden bestätigt worden. Und jetzt zum Saturnmond S9 (Phoebe) der mit 16,3 mag angenehm hell ist und keine größeren Probleme bereiten sollte. Ich möchte an dieser Stelle zunächst einige Details von Phoebe erwähnen, die aus dem Internet stammen und über eine nicht-astronomische Suchmaschine gefunden wurden. Phoebe ist einer der 18 Saturnmonde, auch bekannt als Saturn IX (oder S9) und wurde 1898 von William H. Pickering entdeckt. Sein Durchmesser beträgt 220 km, seine Rotationsperiode 9 Stunden und er umkreist Saturn innerhalb von 550 Tagen. Er ist der einzige der Monde, die Saturn auf einer retrograden Bahn also verkehrt herum umläuft. Aus [1] stammen die folgenden Informationen: Phoebe reflektiert nur 6 % des ihn treffenden Sonnenlichts und ist rötlich. Entgegen den anderen Monden (mit Ausnahme von Hyperion), Abb. 4: Der Saturnmond S9 (Phoebe), Aufnahme von H.G. Diederich und DSS- Vergleichsbild, technische Beschreibung s. Text. wendet er nicht ständig dieselbe Seite Saturn zu. Seine Oberfläche ähnelt der von dunklen kohlenstoffhaltigen Planetoiden. Vermutlich entstand er im äußeren Sonnensystem als Kuiper Belt Object (KBO) und wurde von Saturn eingefangen. Von ihm könnte auch das dunkle Material stammen, das eine Seite von Iapetus bedeckt und dessen Lichtwechsel bei der Umkreisung von Saturn hervor ruft. Auch die dunkle Oberfläche von Hyperion könnte ihren Ursprung auf Phoebe haben. Nun aber zurück zum Versuch, von diesem interessanten Objekt ein CCD-Bild zu erstellen und ihm damit eindeutig nachzuweisen. Die entsprechende Aufnahme entstanden mit einer Integrationszeit von 600 Sek. (Kombination von 5 Einzelaufnahmen à 120 Sek. im bin1-modus mit einem 14- Zoll-SCT, Fokalreduktor und derselben Kamera wie oben bereits erwähnt). Zunächst fielen extrem starke Lichtreflexe durch den nahen Saturn auf. Zum Zeitpunkt der Aufnahme betrug der Abstand Phoebe Saturn 9 Bogenminuten. Saturn hatte eine Helligkeit von 0,1 mag und Phoebe eine solche von 16,3 mag, ein Unterschied also von 16,4 mag. Dies war also die erste, allerdings nicht unerwartete Herausforderung. Häufig wie ich hier hilft es, das Gesichtsfeld der Kamera so zu wählen, dass die Lichtreflexe an der vermuteten Stelle des schwachen Mondes nicht allzu stark sind. Bildbearbeitung ist eine weitere Hilfe. So kann von der Aufnahme eine mediangefilterte Aufnahme abgezogen oder durch diese geteilt werden. Die Bilder sehen danach allerdings nicht mehr ganz so schön wie vorher aus... Aber das brauchte ich hier nicht: S9 war an der von Guide angezeigten Position vorhanden. Ich freute mich. Aber nicht lange, denn der Vergleich mit dem DSS-Bild ergab, auch hier war das Objekt vorhanden, also ein Stern und kein S9: Enttäuschung! Beim Vergleich und Abhaken alle Punkte vergingen die Viertelstunden und es stellte sich langsam Frust ein. Bis ich aus nichtigem Anlass meine Lesebrille aufsetzte und feststellte, dass der Stern an der Position von S9 im DSS-Bild ein Stern war, in meiner Aufnahme aber ein Doppelstern. Getrennt durch eine schmalen dunklen Spalt waren da tatsächlich ZWEI Lichtpünktchen zu sehen. Hurra! S9 war identifiziert. Das war aber knapp. Bei dem Gedanken, ich hätte diese Aufnahme kurz vorher oder nachher durchgeführt und S9 und dieser Stern wären vollkommen in Deckung gewesen... Bei diesem Gedanken läuft mir noch heute ein Schauer den Rücken hinunter. Das war also das im Titel erwähnte Wechselbad der Gefühle. Ich wünsche allen Lesern viel Freude bei der Beobachtung der Monde unser äußeren Planeten. Und wenn es nicht auf Anhieb funktioniert, Planeten und Monde kommen immer wieder. Nicht alle astronomischen Objekte sind so benutzerfreundlich... Literaturhinweise [1] Alpha Centauri's Universe Planetarium: Exploration Of Phoebe (

111 BEOBACHTERFORUM 109 Planetoiden - von der Erde bis zum Jupiter von Hans-Günter Diederich Jens Kandler hatte in der letzten Ausgabe des VdS-Journals (Heft I / 2001) über die Trojaner, Planetoiden welche dem Jupiter auf dessen Bahn um 60 vorauseilen bzw. ihm im Abstand von 60 nachfolgen, berichtet und die Leser aufgerufen, Aufnahmen von Trojanern an die Redaktion einzusenden. Im Astrourlaub konnte ich mit einem 12-Zoll-SCT und einer ST-8 (ABG) folgende Trojaner aufnehmen: (4348) Poulydamas, (617) Patroclus, (1172) Aeneas, (3451) Mentor. Abb. 1: (617) Patroclus (Skizze). Abb. 4: (3451) Mentor (Skizze). Planetoiden im Formationsflug zeigen: Bei der Vorbereitung zur Aufnahme einer Konjunktion von (10) Hygiea mit Sigma- Scorpii am um 23:45 MDT entdeckte ich in Guide, dass fast parallel zu (10) auch der sehr viel schwächere Planetoid (6320) Bremen vorbeiziehen würde. Ich ließ die Konjunktion also bleiben und konzentrierte mich stattdessen darauf, die gemeinsame Wanderung der beiden Planetoiden zu dokumentieren. Es entstanden bis zum nächsten Morgen mehrere Aufnahmen a 200 Sek. mit einem 12-Zoll- SCT und einer ST-8 (ABG), die zu einer Blinking-Sequenz verarbeitet wurden. Hieraus in den Abb. 6 und 7 zwei Dateien: Abb. 6: (10) Hygiea, (6320) Bremen Abb. 2 : (4348) Poulydamas (Skizze). Abb. 3: (1172) Aeneas (Skizze). Durch diesen Aufsatz wurde ich auch animiert, (3753) Cruithne, der sich in einer 1:1-Resonanz zur Erde befindet, ebenfalls aufzunehmen. Dies erfolgte mit einem C14 Abb. 5: (3753) Cruithne (720s) (plus). und einer ST-9E. Aus den 18 Einzelbildern a 40 Sek. (sehr helle Sterne im Gesichtsfeld ließen eine längere Belichtungszeit nicht zu) erstellte ich eine animierte.gif und ein Summenbild, das (3753) Cruithne als aus Punkten bestehende Bahnspur zeigt. Auf der Website von Paul Wiegert, Queen's University Astronomy Research Group ( ist eine ausführliche und verständliche Beschreibung zu finden, die auch entsprechende Skizzen enthält. Inzwischen wurden vier weitere Planetoiden mit außergewöhnlichen Beziehungen zur Erde entdeckt. Es bleibt also ausreichend viel zu beobachten. Um all diese Planetoiden einzeln, mit allen Angehörigen ihrer Gruppe oder alle Planetoiden gleichzeitig die Sonne umkreisen zu sehen, bietet sich das Programm EasySky von Matthias Busch an. Außer Trojanern gibt es ja zum Beispiel auch noch die sog. Hilda-Planetoiden, die einer 3:2-Resonanz mit Jupiter stehen, und deren Bewegungen relativ zu ihrer Gruppe einen ungewohnten Verlauf nehmen. Zum Abschluss möchte ich noch zwei Abb. 7: (10) Hygiea, (6320) Bremen (10) Hygiea konnte ohne Mühe visuell beobachtet werden, (6320) Bremen mit 16,1 mag wäre dagegen ohne CCD- Kamera nicht zu identifizieren gewesen. Auch von normalen Planetoiden lassen sich also mit einer CCD-Kamera durchaus reizvolle Aufnahmen machen.

112 110 BEOBACHTERFORUM Muli Bwanji? Sonnenfinsternis in Sambia von Michael Mushardt Selbst schuld. Hatte uns nicht Erich Karkoschka kurz vor unserer ersten Sonnenfinsternis am auf der Baja California in Mexiko vor dem Suchtrisiko gewarnt, das eine solche Beobachtung birgt? Wir ignorierten seine wohlgemeinten Warnungen, und seitdem muss ich, wo immer möglich und bezahlbar, den Mondschatten jagen und einen Blick auf die Korona erhaschen. Nun stand die Beobachtung meiner fünften Sofi an... Nach der verregneten Finsternis in Deutschland begann im Jahr 2000 die Planung, wo man in Afrika am besten und sichersten die Finsternis am beobachten könnte. Nach langem Suchen wurden wir bei einem Safariveranstalter fündig, und am trafen sich 6 Nordlichter am Flughafen Hannover, vereinten sich in Amsterdam mit knapp 20 Schwaben und landeten am morgens ins Lusaka, der Hauptstadt von Sambia. Im Gepäck hatten wir diverse kleinere Teleskope, Feldstecher, Stative und anderes astronomische Zubehör, aber auch Schlafsack und Luftmatratze, denn wir wollten in Zelten übernachten. Der erste Abend in der Nähe von Lusaka bot uns am südlichen Sternhimmel die bekannten Paradeobjekte, die trotz der Lichtfülle auf dem Campingplatz und der Nähe zu Lusaka gut zu beobachten waren. Am nächsten Morgen reisten wir auf unserem zu einem Safarireisemobil umgebauten Büssing-LKW zu der Farm Oribi an der Zentrallinie. Dort waren auf einer Wiese neben Kühen knapp 300 Sternfreunde aus Italien, Holland und Deutschland versammelt und bauten in der üblichen Aufregung ihre Instrumente auf. Unter einem weit ausladenden Baum nahmen wir ein Mittagsbuffet zur Stärkung ein, und dann konnte das Schauspiel beginnen. Der Mond erschien pünktlich am Sonnenrand und verschluckte langsam die Sonne. Mit fortschreitender Bedeckung stieg die Aufregung, einige Buschfeuer in der Nähe vernebelten unseren Blick zur Sonne an einem sonst wolkenfreien Himmel zwar leicht, aber behinderten die Sicht nicht ernsthaft. In den letzten Minuten vor der Finsternis konnten auf ausgelegten weißen Tüchern fliegende Schatten beobachtet werden, und dann war es endlich nach gut dreijähriger Abstinenz wieder soweit: Totalität wer es noch nicht gesehen hat, kann es wohl nur schwer nachvollziehen. Rings um ein Abb. 1: Zu diesem großen Ereignis hatte die sambische Post Sonderbriefmarken herausgegeben. großes schwarzes Loch am Himmel steht silbrig die Korona, weit ausgedehnt und mit Strahlen, darin sind schon mit bloßem Auge einige rote Protuberanzen zu sehen. Im Teleskop sind neben einer großen Protuberanz viele kleine Sprenkel zu sehen, rot inmitten der silbrigen Korona, phantastisch. Im 7x50-Feldstecher bietet die Korona einen unbeschreiblichen Anblick. (Wer behauptet eigentlich, dass man mit einem 7x50-Feldstecher gut freihändig beobachten kann? Vor Aufregung und Begeisterung wackele ich hin und her und bedauere meinen Entschluss, das Einbeinstativ zu Hause gelassen zu haben. Bei meinem Gepäck von 66 Kilo hätte das 1 Kilo auch nicht mehr viel ausgemacht...) Bei dieser Finsternis hatte ich mein Fotoprogramm recht kurz gehalten, ich wollte viel Zeit zum Schauen haben. Das hat auch gut geklappt, die schönsten Eindrücke waren die weit ausgedehnte Korona im 7x50 und die Protuberanzen mit der inneren Korona bei 42-facher Vergrößerung im 80-mm-Refraktor. Bei der nächsten Sofi 2006 werde ich wieder eine vergleichbare Ausrüstung mitnehmen. Nach gut 3 Minuten wurde es am westlichen Rand der Korona langsam heller, und nach 3 Minuten und 34 Sekunden wuchsen wieder Schatten an Menschen, Bäumen und Teleskopen. Jubel brandete auf, der die Begeisterungsschreie während der Totalität um ein Vielfaches übertraf. Die Gesichter der Menschen, die vor einer Sonnenfinsternis immer angespannt sind, waren nun gelöst und locker, jeder erzählte, was ihm am beeindruckendsten erschien und was in ihm vorging. Entspannt verfolgten wir den weiteren Verlauf der Finsternis bei langsam wieder ansteigenden Temperaturen und bauten dann gemütlich die Geräte zur Rückreise zum Campingplatz ab. Am Abend wurde mit einem großen Barbecue gefeiert, es war zugleich der Abschied von den Kurztripplern, die Abb. 2: Die Korona (aufgenommen mit Russentonne, Brennweite 1200 mm).

113 BEOBACHTERFORUM 111 nach 2 Nächten zurückflogen, während 15 von unserer Gruppe noch weitere 10 Tage durch Sambia und Malawi reisen wollten, um Land und Leute und den Südhimmel zu erkunden. Am nächsten Morgen begann unser Urlaub mit Aufstehen um 5 Uhr. Da die Tage in Äquatornähe jahreszeitunabhängig immer mehr oder weniger 12 Stunden lang sind, und wir lange Fahrstrecken vor uns hatten, frühstückten wir immer bei Sonnenaufgang um 6 Uhr (das bedeutete: Zelt ist abgebaut und im Truck verstaut!, sonst gab es nichts zu Essen). Nun lernten wir die Hauptstrassen von Sambia kennen, Qualität: Feldweg von eher schlechter Qualität, geteerte Abschnitte sind nur an den Stellen, an denen sonst während der Regenzeit gar nichts mehr geht. Bei jedem Halt wurden wir von Kindern umringt, die Erwachsenen hielten sich etwas mehr im Hintergrund. In Chipata beim Einkaufen waren auch die Erwachsenen neugieriger, wir wurden befragt, woher wir kämen, wohin wir weiter reisen wollten usw. Ein Bayern-München- Fan wollte mit mir unbedingt die Mannschaftsaufstellung beim letzten Spiel gegen irgendeine andere Mannschaft diskutieren, aber dafür war ich ein denkbar ungeeigneter Partner. Kurz: Die Menschen dort sind von einer offenen Freundlichkeit, die sehr angenehm ist. Auf unserer weiteren Reise hofften wir nun immer auf einen dunklen Campingplatz, um den südlichen Himmel genauer unter die Lupe zu nehmen. Aber meist war noch relativ viel Licht vorhanden, so dass wir in der Hoffnung, am nächsten Platz würde es besser werden und angesichts der frühen Abreise meist nur mit Feldstechern ein bisschen spazieren beobachteten. Am dunkelsten Platz unserer Tour waren wir erst um 21 Uhr angekommen. Nach zwölfstündiger Fahrt ziemlich müde, verzichteten wir auch dort leider auf den Aufbau der Geräte. Wir hatten ja noch 3 Nächte an derselben Stelle in South Luangwa National Park vor uns, dort wollten wir dann richtig beobachten... An eben diesem Park angekommen, wurden wir auf die vielen Affen hingewiesen, die recht dreist alles Interessante mopsen würden, also konnte nichts aufgebaut stehen bleiben. Zudem wurde der Campingplatz noch von einer sehr lustigen Truppe bevölkert, die zu einem Campingurlaub ins staubige Afrika mit einer Unmenge von sperrigen Samsonite-Koffern gereist war, mit schneeweißen Bademänteln zu den Duschen gingen und nachts, obwohl Astronomen, sehr viel Licht verbreiteten. Beobachten fiel also aus. Nach zwei Tagen reisten die Kollegen ab, und wir wollten nun aber wirklich endlich beobachten. Es sollte nicht sein. Eine Herde von 25 Elefanten war zu nächtlicher Stunde auf dem Platz unterwegs, die Tierchen knabberten an den Büschen und Bäumen herum, die tagsüber Schatten spenden sollten, und verhinderten auch hier wieder das Abb. 4: Unsere Gruppe nach der erfolgreichen Beobachtung. Beobachten. In unseren unbeleuchteten Zelten (dunkle Zelte halten die Elefanten für Felsen und gehen drum herum, durch erleuchtete gehen sie hindurch(!), Reisen bildet!) weinten wir uns in den Schlaf. Dann ging es weiter nach Malawi. Deutlich war als erstes am Straßenzustand zu spüren, dass dieses Land in der Vergangenheit von den USA finanziell unterstützt wurde. An einem malerischen Campingplatz am Malawisee schlugen wir unsere Zelte auf und machten hier tatsächlich einige Astrofotos unter mit Neonröhren behängten Palmen. An einem weiteren Lagerplatz am See konnten wir beim Baden und Schnorcheln den Staub der vergangenen Tage abspülen. Am Lilongwe International Airport mit immerhin 12 Starts und Landungen an einem Tag hieß es dann Abschied nehmen von unserer Tourguide Allie und Fahrer John, der uns nun eröffnete, dass er unendlich dankbar gewesen sei, als die Truppe mit den Samsonite-Koffern nicht in seinen Truck einstieg. Nach einer langen Reise mit Zwischenstopp in Nairobi, wo wegen Baumaßnahmen im gesamten Flughafen das Wasser abgestellt war, konnte ich bei wolkigem Himmel in Hannover meine Familie wieder begrüßen und viel erzählen, um sie auf unsere nächste, dann gemeinsame Sofi- Tour am in die Türkei vorzubereiten. Abb. 3 (links): Die mitgebrachten Sofi-Brillen fanden reißenden Absatz.

114 112 BEOBACHTERFORUM Die Reise zur totalen Sonnenfinsternis in Madagaskar von Claudia Johannsen und Dietrich Ehmann Montag, 18. Juni 2001 Morondava. 100 km trennen uns noch von der Zone der totalen Sonnenfinsternis km von Deutschland entfernt, 290 km südwestlich von Antananarivo, wo wir am gegen Mittag mit dem Flugzeug landeten, ist Morondava unser erster Zwischenstop, an dem wir für ein paar Tage verweilen. Unser Weg führte von Antananarivo südlich nach Antsirabe auf der gut ausgebauten RN 7, dann nach Miandrivazo. Von hier führt zunächst in südliche Richtung eine Piste, die jedem Hard-Core-Achterbahnfreund nur empfohlen werden kann. Über vier Stunden wühlte sich unser vierradgetriebenes Fahrzeug aus einem metertiefen Kraterloch in das unmittelbar folgende. Jeder, der Morondava auf dem Landweg Abb. 1 und 2: Die Aufnahmen der Totalität sind mit einem Maksutov- Objektiv 1:8 / 500 mm auf Kodak Supra 400 entstanden. Aufnahmen von D. Ehmann.

115 BEOBACHTERFORUM 113 erreichen will, muß diese Teststrecke überstehen. Die Fahrer, die ihre Fahrzeuge gleich, ob LKW oder zu Massentransportmitteln umfunktionierten PKW, oder die komfortablen Nissan Patrols über diesen Weg steuern, kennen jedes einzelne der Löcher persönlich und die beste Strategie, sie zu überwinden. Würden wir unser eigenes Auto durch dieses Gelände steuern, wäre nach zwanzig Metern der Auspuff abgerissen, und nach weiteren 20 Metern läge die Hinterachse abgetrennt in der Landschaft. Eine eindrucksvolle Tor-Tour durch wunderbare Landschaften und viel Spaß. Vorbei an Dörfern aus einigen Palmwedelhütten, vor denen die Bewohner im halbdunkel im Schein einer einzelnen Kerze sitzen, erreichten wir Freitag gegen Mitternacht die Stadt Morondava an der Westküste Madagaskars. Ein wenig fühlten wir uns wie Tourismus- Pioniere. Aber wir sind nicht die einzigen. Langsam beginnt sich die Stadt mit Sonnenfinsternis-Hungrigen zu füllen. In Morondava ist eine nur 98-prozentige partielle Sonnenfinsternis zu erwarten gleichwohl schlägt das örtliche Gastgewerbe mit einem 150-prozentigen Eclipse-Tarif -Aufschlag großzügig zu. Vor der Weiterfahrt in südlicher Richtung zur Finsterniszone wird in allen Reiseführern für Madagaskar ausdrücklich gewarnt: Hier wartet eine weitere Marterstrecke auf den Reisenden. Dennoch, als wir heute die für Morondava-Besucher obligatorische Ausflugstour zu den Baobab-Bäumen unternahmen, sahen wir erste Jeeps in die Straße Richtung Süden einbiegen. Auf wiedersehen in Morombe!. Wir nehmen übermorgen das Flugzeug, die 20- sitzige Twin-Otter von Air Madagascar nach Morombe. Acht Uhr ab Morondava. Laut unverbindlichem Flugplan wird Morombe zweimal pro Woche angeflogen, zur Sonnenfinsternis werden sicher Sonderflüge in den Flugplan eingefügt. Wir sind gespannt auf Air Mad! Dienstag, 19. Juni. Morondava wird seit gestern von einer Schar aus aller Welt angereister Menschen überschwemmt. Die große Zahl geländegängiger Fahrzeuge erzeugt brodelnde Staubwolken in den Straßen der Stadt. Überall hört man Allee de Baobab?. Jeder Taxifahrer versucht noch schnell eine Abb. 3: Am Strand von Morombe hatten sich etwa 250 angereiste Sonnenfinsternisfreunde eingefunden, um das Ereignis bei besten meteorologischen Bedingungen zu verfolgen Aufnahme von C. Johannsen. Tour zu diesem Sightseeing-Muss anzubieten. Minibusse voller hellhäutiger strömen stadtauswärts zur Allee der Riesenbäume. Ein wenig wehmütig genießen wir das letzte Abendessen in Morondava. Mittwoch, 20. Juni. Wir hatten uns ein Taxi zum Flughafen bestellt und wurden pünktlich am Hotel Arche Noah abgeholt. Zehn Minuten sollte die Fahrt dauern. Für eine solche Fahrt hatten wir vor zwei Tagen Franc Malgache bezahlt. Heute waren fällig. Die Sonnenfinsternis erzeugt eine erstaunliche Inflation der Preise. Gut 90 Minuten vor dem Abflug nach Morombe checken wir am Abflugschalter ein. Bordkarte eins und zwei. Die Twin Otter, ein zweimotoriges Hochdecker- Flugzeug, steht schon bereit. In der letzten Stunde vor dem Start können wir leider nicht auf dem Rollfeld warten, wir werden in die Abflughalle zurückgeschickt und die Tür zum Rollfeld wird geschlossen. Sicherheit wird also groß geschrieben bei Air Mad denke ich mir, und bin erfreut, daß auch die Sicherheit meines Filmmaterials gewährleistet wird, denn es gibt erfreulicherweise keine Röntgendurchleuchtung des Fluggepäcks. Inzwischen werden auch die Bordkarten drei bis fünf ausgegeben. Nachdem die beiden Piloten in das aufgetankte Flugzeug eingestiegen sind, öffnet sich auch für uns wieder die Tür zum Rollfeld. Etwas verloren pilgern fünf Fluggäste und ein Flugbegleiter zu ihrem Flieger, vorbei an der Dame vom check-in die noch schnell cadeau-sonnenfinsternisbrillen mit Air Madagascar-Aufdruck verteilt. Die Twin Otter verströmt das Flair einer Berliner S-Bahn der sechziger Jahre im Kabinenbereich, das Cockpit ist aber vollgestopft mit modernster Flugtechnik. Ich ahne, daß ein außergewöhnliches Flugerlebnis bevorsteht. Die Piloten prüfen die Funktionen des Fliegers doppelt, bevor die Reise losgeht. Dann schließlich ist es soweit: Flug Nummer MD 2805 von Morondava nach Morombe wird vom Tower freigegeben und ohne Verzug geht es auf die Reise. Sanfter Start, leicht hebt sich das Flugzeug in die Höhe. Die Reisehöhe bietet wunderschöne Ausblicke über das Land. Madagaskar ist ein (nicht nur) optisch ansprechendes Land. Was wir aus rund Meter Höhe sehen, ist ein optischer Leckerbissen und zeigt eine Welt natürlicher Fraktalmuster. Wie chinesische Drachen winden sich Mangroven gesäumte Flüsse aus dem Landesinneren zur Straße von Mozambique. Wir fliegen in die meteorologisch idealste Beobachtungsposition für die erste totale Sonnenfinsternis des neuen Jahrtausends und bekommen als Dreingabe ein Erlebnis, das im Nachhinein betrachtet das der Sonnenfinsternis an optischer Sensation sogar übertrifft. Donnerstag, 21. Juni. Morombe (großer Strand) erschließt sich dem Besucher nicht sofort. Die Stadt, die eher ein größeres Dorf ist, macht auf den ersten Blick den irritierenden Eindruck einer französischen Cowboy-City in Afrika. Der Verfall der französischen Kolonialkultur hat hier fast sein Endstadium erreicht. Die erstaunlicherweise vorhandene Hotellerie hat in Erwartung der Sonnenfinsternis-Gäste die Preise für Übernachtung und Verpflegung derartig angehoben, dass viele Besucher sehr verärgert reagieren. Es werden aber dennoch große Flächen im Ort für die Übernachtung im mitgebrachten Zelt angeboten. Insgesamt haben sich aber erstaunlich wenige Sonnenfinsternis- Beobachter in Morombe versammelt. Eine größere Anzahl hält sich aber doch noch außerhalb des Ortes auf. Die Nacht vor der Sonnenfinsternis konnten wir noch im luxuriösen Bungalow des Baobab-Hotels verbringen, zwar etwas teuer, aber gerechtfertigt für fließendes Heißwasser und Klimaanlage. Die Nacht nach der Sonnenfinsternis schlafen wir in der Hängematte unter und zwischen zwei Bäumen.

116 114 BEOBACHTERFORUM Mit jeder Sonnenfinsternis verbindet sich eine neue Geschichte. Die Jagd auf die Sonnenfinsternis in Madagaskar war für uns eigentlich lange vorüber bevor der Mond die Sonne berührte. Mit dem Flugticket nach Madagaskar und dem Reiseziel Morombe hatten wir nahezu 100-prozentige Erfolgsgarantie erworben. Entsprechend entspannt gingen wir dem großen Augenblick entgegen. Unter sattblauem Himmel am Palmenstrand und mit der Routine schon mehrfacher erfolgreicher Sonnenfinsternis-Beobachtung, war Spannung eigentlich nicht mehr vorhanden. Der erste Kontakt wurde noch ausgerufen, dann verlief alles erstaunlich ruhig. Viele große Sonnenflecken nahm die bedeckende Mondscheibe auf ihrem Weg zu Diamantring und Korona. In der letzten halben Stunde vor der Totalität fiel die Temperatur um etwa 10 Grad auf immer noch erträgliche 24 Grad im (Mond-)Schatten. Schließlich ein langer Diamantring: Über 30 Sekunden schmolz der letzte Lichtschein dahin, während die Korona schon als zarter Ring sichtbar wurde um schließlich als voll entwickelte Maximum-Korona aufzuleuchten. Der Übergang verlief erstaunlich undramatisch. Keine fliegenden Schatten wurden gesichtet. Durch unseren Standort auf Meereshöhe blieb das Heraneilen des Mondschattens unsichtbar. Auch das rote Leuchten der Chromosphäre, das bei der Sonnenfinsternis 1995 in Indien besonders auffällig war, blieb aus. Während die Korona über uns trotz der bescheidenen Horizontdistanz von 13 Grad in erstaunlicher Höhe feierlich strahlte, dunkelte der Himmel nur auf eine helle Dämmerung ab. Östlich und westlich von uns blieb der Horizont gelborange während er sich vor uns graublau verdunkelte. Dies war die Folge der sehr lang gestreckten Schattenellipse des Mondes auf dem Weg Abb. 4: Obwohl Sonnenfinsternis-Schutzbrillen in Madagaskar in ausreichender Menge angeboten wurden, war der Verkaufspreis von umgerechnet zwei Mark für die meisten Einheimischen viel zu hoch. Diese beiden Damen waren jedoch bestens ausgerüstet. Aufnahme von C. Johannsen. über Madagaskar, kurz vor dem Abheben von der Erdoberfläche über dem Indischen Ozean. In der von den meisten anwesenden Beobachtern als auffällig unstrukturiert beschriebenen Maximum-Korona leuchteten viele, mit bloßem Auge als nadelfeine kleinste rote Sprenkel am Sonnenrand sichtbare Protuberanzen. Jedoch keine derart auffällig, wie die der 1999er Sonnenfinsternis. Mit 2 Minuten 20 Sekunden Totalität bleiben wir in Morombe etwa 20 Sekunden hinter der auf der Zentrallinie möglichen Dauer zurück. Der Aufwand, in das nur mit Allradfahrzeugen erreichbare Delta des Mangoky-Flusses vorzudringen um eine kurze zusätzliche Zeit herauszuholen, erschien uns angesichts der ausgezeichneten meteorologischen Situation in Morombe nicht gerechtfertigt. Seit 1995 haben wir vier eindeutig verschiedene Sonnenfinsternisse erlebt: Magische 50 Sekunden am frühen Morgen in Indien, das Hereinbrechen der Abenddämmerung mitten am Tage in Guadeloupe, die glückliche Jagd auf die richtige Wolkenlücke in Frankreich mit dem heranrasenden Mondschatten und der hochstrukturierten Maximum-Korona als dramatischen Höhepunkt. Und nun dieses sanfte Verlöschen des Tagesgestirns über dem Meer eine gute Stunde vor Sonnenuntergang. Dieser steuerte noch eine so nicht vermutete Dramatik bei: Wird der Mond die Sonnenscheibe bei Sonnenuntergang verlassen haben? Die NASA- Berechnungen, die wir hatten, bedeuteten ein Finsternisende bei 0 Grad Sonnenhöhe. Unsere Beobachtung ließ keinen Zweifel zu, kurz bevor die Sonne hinter dem Horizont verschwand, gab der Mond die Sonne wieder vollständig frei. Wir hatten also die Sonnenfinsternis in Morombe in voller Länge beobachtet. Bei keiner Sonnenfinsternis bisher war uns der Ablauf der Ereignisse so vertraut und der Erfolg so sicher. Abschied Bis zum 14. Juli blieben wir noch auf der großen Insel, sahen wunderschöne Landschaften, fuhren mit der einzigen Eisenbahn des Landes durch den tropischen Regenwald an der Ostküste und besuchten den Nationalpark Ranomafana. Wir haben auf unserer Reise durch das Land bettelnde Kinder und alte Leute gesehen, wir haben auch gesehen, daß auf den Märkten und in den Geschäften alles lebensnotwendige reichlich angeboten wird. Wir sahen eine ausgesprochen junge und kinderreiche Bevölkerung, das ständige Bonjour, wâsa!, mit dem uns die Kinder in Stadt und Dorf aus jedem Haus und jedem Winkel begrüßten, wird uns eine der Erinnerungen an Madagaskar bleiben. Madagaskar, dieses schöne Land bereisen zu können, war ein Abenteuer, nicht immer einfach, aber voller positiver Überraschungen. Die große Sculptor-Galaxie NGC 253 oder ein 130 mm-refraktor lässt tief blicken von Michael Hoppe Ein absolutes Muss für Deep-Sky-Fans am Südhimmel ist die sogenannte große Sculptor-Galaxie mit der Katalogbezeichnung NGC 253. Neben den bereits mit dem bloßen Auge beobachtbaren Nachbargalaxien unserer Milchstraße, den Magellanschen Wolken, ist insbesondere die Galaxie NGC 253 ein Highlight des Südhimmels. Auch mit kleineren Instrumenten offenbart diese helle Galaxie viele Strukturen und kann daher als Beobachtungsobjekt auch für Einsteiger nur empfohlen werden. Am Nordhimmel ist es die bekannte Andromedagalaxie (M 31), die oft als bevorzugtes Deep-Sky-Objekt eingestellt wird, zumal unter Landhimmel auch schon eine Beobachtung mit bloßem Auge möglich ist. Die Nachbargalaxie ist zudem auch leicht auffindbar über die Sternenkette β µ υ Andromedae [1]. Weitere interessante Galaxien sind z. B. im Frühjahr die Whirlpool-Galaxie (M 51 + NGC 5195) oder die schöne Edge-On NGC Am Südhimmel findet man weitere beein-

117 BEOBACHTERFORUM 115 Abb. 1: Galaxie NGC 253 und Kugelsternhaufen NGC 288, 30 Minuten belichtet von Michael Hoppe mit Teleobjektiv 1:4,0/200 mm (abgeblendet auf 1:5,6) auf Ektachrome 200 prof. Film, Aufnahmeort: Farm Hakos / Namibia. druckende Galaxien. Im Sternbild Bildhauer (lat. Sculptor) befindet sich eine 7,6 mag helle Galaxie, von der nunmehr die Rede sein soll. NGC 253 ist eine acht Millionen Lichtjahre entfernte Galaxie, die u. a. mit NGC 55 und NGC 247 im Walfisch (lat. Cetus) eine Galaxiengruppe bildet [1]. Entdeckt wurde NGC 253, die eine Ausdehnung am Himmel von 20 x 4 hat, im Jahre 1783 von Karoline Herschel, einer Schwester von Wilhelm Herschel [1]. Die Klassifizierung der Galaxie ist jedoch schwierig, es handelt sich wahrscheinlich um eine Galaxie vom Typ Sc oder Sbc [2]. Der Durchmesser von NGC 253 soll etwa Lichtjahre betragen und die Heimat für ca. 4,8 Milliarden Sonnen sein [3]. Als mögliche Aufsuchhilfe für die Galaxie kann β Ceti dienen und von diesem ausgehend, findet man ca. 4 südlich ein Dreieck von 6-mag-Sternen und von hier aus sind es noch 3 weiter südlich bis zu NGC 253 [1]. Zusammen mit dem 2 südöstlich gelegenen Kugelsternhaufen NGC 288, der etwa Lichtjahre entfernt ist, bildet NGC 253 ein hübsches Paar. Ein reizvoller Anblick im Fernglas oder einem kurzbrennweitigen Instrument. Fotografisch interessant ist dieses Paar schon ab 200 mm Brennweite, für die fotografische Erfassung von Strukturen in der Galaxie werden jedoch mindestens 500 mm Brennweite benötigt. Fotografisch kommen daher z. B. bereits die bekannten, kleineren Maksutov- Teleobjektive ( Russentonnen ) MTO 1:6,3/500 mm oder Rubinar 1:5,6/500 mm in Betracht. Von Mitteleuropa aus kommt die Galaxie, aufgrund der Deklination von (RA 0 h 47,6 m ), nie sehr hoch über den Horizont. Gut beobachtbar ist NGC 253 jedoch schon von den Kanaren aus. Bei meinem ersten Astrourlaub auf der Kanareninsel La Palma stand daher NGC 253 als Wunschobjekt auf dem Beobachtungsplan [4]. Diese erste Beobachtung unter guten Bedingungen war dann auch sehr beeindruckend. Das Celestron 8 (200/ mm SC) zeigte eine helle, strukturreiche Galaxie. Im Jahre 1997 ging es dann nach Namibia und unter dem dunklen, phantastisch klaren Himmel, fast im Zenit stehend, war die Galaxie bereits im 6x30- Sucher ein längliches Objekt. Mit dem Celestron 5 (125/1.250 mm SC) sowie einem eudiaskopischen 30 mm-okular (42-fach) und einem LV 10 mm-okular (125-fach) zeigte sich trotz der relativ kleinen Öffnung eine längliche Galaxie (ca. 5:1) die deutlich strukturiert erschien [5]. Bei meinem letzten Namibiaaufenthalt im Jahre 2000 konnte ich dann mit meinem StarFire 130- EDF (130/780 mm)-refraktor schöne Aufnahmen gewinnen. Besonders interessant ist hierbei, dank des im roten Spektralbereich sehr empfindlichen Kodak E 200 prof. Filmmaterials, dass auf den Aufnahmen u. a. auch Emissionsnebel (HII- Regionen) in NGC 253 zu erkennen sind. Literaturhinweise: [1] Ronald Stoyan, Deep-Sky Reiseführer, Oculum Verlag [2] Agnes Acker, Praxis der Astronomie, Birkhäuser/Springer Verlag [3] The Night Sky Observer`s Guide, Willmann- Bell, Inc., Volume 1 (Autumn & Winter) [4] Die Kanareninsel La Palma aus amateurastronomischer Sicht, SuW 7/96, 580 [5] Namibia - Astronomie unter dem Kreuz des Südens, VdS-Journal 1999, 80 Abb. 2: Die Sculptor-Galaxie NGC 253, 30 Minuten belichtet von Michael Hoppe mit StarFire EDF-Refraktor 130/780 mm auf Ektachrome 200 prof. Film, Aufnahmeort: Farm Hakos / Namibia.

118 116 BEOBACHTERFORUM Das X markiert den Schatz - Auf der Suche nach einem Schattenkreuz von Oliver Klös und Stefan Messer Die Entdeckung Seit Robert L. Stevensons Die Schatzinsel weiß jedes Kind: Wo auf einer Schatzkarte ein X gemalt ist, dort befindet sich der Schatz. Wir hatten das vergessen. Es hätte so nützlich sein können... Am 4. Oktober 2001 hatten wir eine klare Nacht mit recht gutem Seeing. So entschlossen wir uns, mit der SAC IV [1], eine für astronomische Zwecke umgebaute Webcam, ein paar Testbilder vom Mond aufzunehmen. Durch die guten Beobachtungsbedingungen konnten wir eine Barlowlinse (Meade Series 4000) einsetzen. Am Terminator entlang machten wir ein paar Aufnahmen. Aufnahmezeitpunkt und Koordinaten waren nicht wichtig; wir wollten doch nur die Kamera testen und ein bisschen die Bedienung der Kamera üben. Ein Bild mit einer eigenartigen Schattenformation fiel uns zwar auf, doch das Ungewöhnliche an diesem Schattengebilde wurde uns erst am nächsten Tag bewusst. Doch wo auf dem Mond hatten wir es aufgenommen? Die Suche begann... Zum Glück hatten wir das Bild mit der Software AstroVideo [2] aufgenommen und im FITS-Format gespeichert. So konnten wir den genauen Zeitpunkt der Aufnahme aus dem FITS-Header entnehmen. Mit GUIDE 7.0 [3] simulierten wir den Terminator zum Zeitpunkt der Aufnahme und erhielten so genaue Angaben zur selenografischen Länge des Terminators. Die Größe des Bildausschnitts bestimmten wir grob an Hand von anderen Aufnahmen des Mondes. Da wir die Monddarstellung mit Aufnahmen der CLEMENTINE-Sonde in GUIDE 7.0 benutzten, mussten wir unsere Suche hier bald abbrechen. Die Bilder der Sonde geben mehr den Anblick bei Vollmond wieder und sind für die Suche einer Schattenregion am Terminator nicht geeignet. Wir nahmen den Mondatlas von Rükl [4] zur Hilfe und tasteten uns an der selenografischen Länge des Terminators entlang. Auch hier war es sehr schwierig für uns, die gezeichneten Karten auf das Foto zu übertragen. Erschwert wurde die Suche noch dadurch, dass die Region oft am Kartenrand lag. (Wer kennt das nicht: Immer, wenn man den Autoatlas braucht, liegt das Gebiet garantiert am Kartenrand und man muss ständig hin- und herblättern - Murphy' s Law). Wir ärgerten uns, dass wir nicht bei der Aufnahme die Koordinaten aufgezeichnet hatten. Wir hätten uns die ganze Sucherei sparen können. Doch dann hatten wir Erfolg. Der helle Krater am linken Bildrand und die gewundene Schlucht identifizierten wir schließlich auf der Karte 37 im Mondatlas. Die Region, die das Kreuz ausmachte, war kaum auf der Karte 38 zu erkennen. Als wir das Kreuz erkannt hatten, sahen wir, dass die Stelle mit einem X gekennzeichnet war - wie auf einer Schatzkarte. Robert L. Stevenson lässt grüßen... Tabelle 1: Beobachtungsmöglichkeiten (Berechnung mit GUIDE 7.0) Die Schattenformation Das Apollonius Kreuz - diesen Namen wählten wir, weil der Schatten die Form eines Kreuzes hat, mit einer kleinen Unterbrechung im Westen. Der Kopf des Kreuzes ist der Krater Apollonius X (das X auf unserer Schatzkarte). In Richtung Süden erstreckt es sich weiter über Apollonius B, bis es im Fuß in den kleinen Kratern Apollonius A, J und V endet. Die Waagerechte beginnt nördlich der beiden Krater Apollonius F und Daly im Osten und geht zwischen den Kratern Apollonius X und B hindurch bis zu einem Tal nördlich des Kraters Abbot im Westen. Eine Bergformation unterbricht den Schatten westlich des Mittelpunktes. Bei dem hellen Krater im Westen handelt es sich um Asada. Die Balken haben je eine Länge von ca. 100 km. Ca. 75 km nördlich des Kreuzes beginnt das Mare Crisium. Offene Fragen Leider haben wir diese Formation bisher nur einmal beobachtet und so bleiben einige Fragen: Colongitude bei 121,3 Datum Zeit UT Mond über dem Horizont (±15 min.) bei geograf. Länge E 8, Juni 21:00 Nein 27. Juli 08:00 Nein 25. August 19:15 Nein 24. September 07:15 Ja 23. Oktober 20:00 Ja 22. November 09:30 Nein 22. Dezember 00:00 Ja *) Januar 14:45 Nein 19. Februar 05:15 Ja 20. März 19:00 Nein 19. April 07:30 Nein 18. Mai 19:30 Nein 17. Juni 06:30 Nein 16. Juli 17:30 Nein 15. August 04:30 Ja 13. September 16:15 Nein 13. Oktober 04:45 Ja 11. November 18:00 Ja 11. Dezember 08:15 Ja *) Beste Beobachtungsmöglichkeit

119 BEOBACHTERFORUM 117 Abb. 1: Das Apollonius Kreuz. Aufnahme von Oliver Klös und Stefan Messer am um 22:14 UT (Mondalter 17,49 Tage), mit Teleskop 10"-LX200 f/10, mit 2x-Barlowlinse Series 4000 und Kamera SAC IV, 320 x 240 Pixel. Selenografischer Mittelpunkt: N 6 40' E 58 0', selenografische Colongitude der Sonne: 121,34, Libration: B 5,89 L 4,33, Bildausschnitt 2,2' x 1,7'. Aufnahme mit der Software AstroVideo als 32-bit FITS-file, verarbeitet als 16-bit FITS-file mit IRIS [5] (Kontrast, Helligkeit, unscharfe Maske). Exportiert als Bitmap. Wie lange ist das Kreuz zu sehen, während die Mondrotation fortschreitet? Wird sein Erscheinen von der Libration des Mondes beeinflusst? Wie sieht die Formation bei zunehmendem Mond aus, wenn der Terminator sich westlich des Kreuzes befindet? Leider kann man das Apollonius Kreuz nur selten beobachten (Tabelle 1). Immer bleiben Fragen offen, doch das Spannende ist die Schatzsuche und nicht der Schatz selbst. Literaturhinweise [1] SAC-IMAGING, [2] Bev Ewen-Smith: ASTRO VIDEO, [3] Bill Gray: GUIDE 7.0, [4] Antonin Rükl: Mondatlas, Verlag Werner Dausien, Hanau, 1990 [5] Christian Buil: IRIS, Dokumentation der Saturnbedeckung vom mit Video von Hans-Günter Diederich Am fand ein seltenes Ereignis statt: die Bedeckung des Planeten Saturn durch den Mond. Das dieses Mal gut geeignete Wetter ermöglichte vielen Stern- und Planetenfreunden eine erfolgreiche Beobachtung. Einige von uns nahmen auch die Gelegenheit war, die Bedeckung fotografisch zu dokumentieren. Ich möchte hier über meine Videobeobachtung berichten, einige Hinweise zur benutzten Technik geben und auch ein Bild präsentieren. Bereits seit über einem Jahr standen diese und die nächste Saturnbedeckung in meinem Kalender. Die Information dazu entstammten dem Sternenhimmel, einem astronomischen Jahrbuch. Aber auch auf verschiedenen Webseiten war bereits vor noch längerer Zeit hierauf aufmerksam gemacht worden. Zur Vorbereitung hatte ich in meinem Planetariums-Programm Guide 7 mittels Animations-Tool die Kontaktzeiten bestimmt und diese aufgeschrieben. Das Wetter war überraschend gut. Also packte ich alles zusammen, fuhr in den Odenwald und stellte nach dem Aufbau des Teleskops ein exzellentes Seeing fest. Der helle Lichtpunkt des Saturn konnte noch mit bloßem Auge links vom Mond gesehen werden. Der Mond selber zeigte einen Hof, zerzauste Jetstreifen bedeckten fast den ganzen Himmel. Bei 82 % Luftfeuchtigkeit war auch die Taukappenheizung von Anfang an eingeschaltet. Obwohl die Videoausrüstung mit dabei war, wollte ich diese zunächst nicht aufbauen. Ich befürchtete, dass der helle Vollmondrand eine Videoaufnahme nicht ermöglichen würde. Sowohl im 24 mm- als auch im 9 mm- Okular des 7 -Mak zeigt sich der Hintergrund um Saturn lichtüberflutet, und an manchen Stellen sehe ich sogar farbige Reflexe. Aber die Luft steht wie eine 1, wie es nur sehr selten vorkommt. Saturn gibt ein ungemein plastisch wirkendes Bild ab. Die Cassini-Teilung ist gestochen scharf, und ich verspüre den starken Drang, Saturn anzufassen und aus seinem Ringsystem herauszuheben. Diese Bedingungen bei Neumond... Noch 25 Minuten bis zum geplanten Beginn des Ereignisses. Ich entscheide mich jetzt doch noch für den Versuch einer

120 118 BEOBACHTERFORUM Videoaufnahme. Sollte das daneben gehen, würde ich mittels Klappspiegel aufs Okular und damit auf die visuelle Beobachtung umschalten. Dank meines Video-Koffers mit angeschraubten und angekletteten Teilen, und überwiegend vorverkabelten Komponenten, geht der Aufbau flüssig vonstatten. 7 Minuten vor dem ersten Kontakt bin ich fertig und nach 30 Sekunden beim Saturn, der noch alleine stehend gut fokussiert auf dem LCD zu erkennen ist. VHS-Kassette eingeschoben, zwei Tasten gedrückt und schon läuft die Aufnahme. Die Konfiguration sieht jetzt wie folgt aus: 7 -Mak (Alt-Az montiert), Kippspiegel mit 24,5- mm-okular, Astro-Videokamera B05-M3 (Vixen), Time-Inserter (Prof. Cuno), DCF77-Empfänger (Conrad) , 21:54 MEZ Ich verfolge das Ereignis jetzt am LCD- Monitor des VCR. Der DCF77-Empfänger ist synchronisiert und piept im Sekundentakt vor sich hin, der Time-Inserter blendet Wochentag, Datum, Uhrzeit und Halbbildnummer ins Videobild ein. Ein Lichtreflex kündigt den nahenden Vollmondrand an , 21:56 MEZ Und da ist der Mond: Langsam schiebt er sich von rechts in das Gesichtsfeld auf den Saturn zu. Und dessen Scheibe einschließlich seines Ringsystems bleibt deutlich sichtbar, auch wenn es etwas schwächer wird. Die Scheibe des Mondes ist vollkommen überbelichtet, aber dennoch scharf begrenzt. Kein Wackeln, Wabern oder Zittern: ein Spitzen-Seeing , 22:00 MEZ Saturn befindet sich nur noch einen Durchmesser des Ringsystems vom Mondrand entfernt. Die Helligkeit des Planeten auf dem Monitor nimmt ab, die gleißende Helligkeit des Mondes fordert ihren Tribut , 22:01:22 MEZ Kontakt! Der Mondrand berührt den Rand des Ringsystems, streicht über die Saturnringe hinweg, durchmisst den dunklen Zwischenraum zwischen Innenkante Ring und Rand des Planeten, wandert über die Planetenscheibe hinweg und anschließend über die linke Hälfte des Ringsystems , 22:02:42 MEZ Saturn ist verschwunden. Ein tolles Erlebnis. Und jetzt auch hoffentlich dokumentiert. Aufgeregt und mit Vorsicht spule ich das Band zurück, und jetzt auf Wiedergabe: Die Bedeckung ist im Kasten, d. h. auf dem Band. Aufatmen!!! Ich kann es noch gar nicht fassen. In 45 Minuten steht das nächste Ereignis an: das Wiederauftauchen von Saturn auf der dunklen Mondseite. Also stelle ich wieder meinen Astro-Küchenwecker und lege aus Sicherheitsgründen ein zweites Band ein. Alles bleibt so stehen, trotz des Taufalls. Mir ist die Gefahr einfach zu groß, dass beim Abbauen etwas mit den Kabeln passiert. Und üblicherweise bin ich beim Einpacken immer etwas unordentlicher als beim Auspacken , 23:08 MEZ Obwohl jetzt die Sichtbedingungen am dunklen Mondrand viel besser sind, ist es für mich jetzt schwieriger: Da in Alt-Az aufgebaut, kann ich das Teleskop nicht einfach laufen lassen, ich muss Saturn also bei laufendem VCR suchen. Erschwerend kommt hinzu, dass der dunkle Mondrand im Videobild nicht zu erkennen ist. Eine gewisse Ablenkung durch den prächtigen kraterübersäten Terminator tut ein übriges. Mond berührt... Außenrand Ring 22:01:16,6 Innenrand Ring 22:01:31,3 Saturnrand 22:01:41,6 Saturnrand 22:02:19,6 Innenrand Ring 22:02:30,6 Außenrand Ring 22:02:40,6 Gesamtdauer: 84 s Dauer Saturnbedeckung: 38 s Ringbreite 1: 15 s Ringbreite 2: 10 s Zwischenraum 1: 10 s Zwischenraum 2: 11 s es erscheint vom Saturn... Außenrand Ring - Innenrand Ring - Saturnrand - Saturnrand 23:06:20,8 Innenrand Ring 23:06:30,8 Außenrand Ring 23:06:43,9 Ringbreite 2: 14 s Zwischenraum 2: 10 s Tabelle 1: Kontaktzeiten (in MEZ) Als ich Saturn schließlich finde, steht er bereits zu 3/4 frei. Aber es ist jetzt ein viel schönerer Anblick als zu Beginn: links die ausgeblutete Vollmondscheibe, rechts folgend der Terminator, dann alles dunkel und in der Mitte des Gesichtsfeldes Saturn mit Ringsystem, von dem eine deutliche Portion wie mit der Schere abgeschnitten fehlt. Diese Nacht ist ein toller Erfolg und hat mir große Freude bereitet. Abbau und Rücksturz zur Erde... Am nächsten Abend bestimmte ich mittels Framegrabber und Einzelbildschaltung des VCR die Kontaktzeiten, was gar nicht so einfach war. Das Problem bestand dabei nicht in der Genauigkeit der Zeitaufzeichnung (ca. 20 ms) sondern im Erkennen, auf welchem Halbbild nun das Ringsystem den hellen Mondrand berührt und auf welchem noch nicht. Zudem trat knapp vor dem ersten Kontakt eine Brücke auf, welche die Unsicherheit vergrößerte. Die ermittelten Kontaktzeiten sind in Tabelle 1 dargestellt. Die ganze Auswertung ist zwar wissenschaftlich ohne Bedeutung, stellte aber auf jeden Fall eine gute Übung für den wissenschaftlich interessanten Fall einer streifenden Sternbedeckung durch den Mond, einer normalen Sternbedeckung (Doppelsternauflösung) oder einer Sternbedeckung durch einen Planetoiden (mit Bestimmung der Geometrie dieses Objektes) dar. Aus dem Videoband habe ich sechs Einzelbilder gewonnen und zu einer Montage zusammengestellt, die für mich das Erlebnis meiner ersten Saturnbedeckung zusammenfasst. Nachtrag: Die Art, wie man bei Bedeckungserlebnissen seine Technik transportiert und aufbaut, hat bei Stern- und Planetenbedeckungen einen ungemein größeren Einfluss auf den Erfolg als bei normalen Beobachtungen, die einem nicht weglaufen. Ich möchte daher einige Hinweise anfügen: Die Einzelkomponenten meiner Videoausrüstung wurden nach und nach zusammengekauft. Ausgangspunkt war der auch heute noch reizvolle Gedanke, auch bei mäßigem Seeing durch die kurze Belichtungszeit einer Videokamera von 20 ms (Halbbild) brauchbare Bilder gewinnen zu können. Die nächste Erweiterung stellte

121 BEOBACHTERFORUM 119 Abb. 1: Saturnbedeckung am , Ausschnitte aus einer Videosequenz. Technische Daten s. Text. dann das Einblenden exakter Zeiten durch einen Zeitzeichensender dar, um auch solche Ereignisse präzise auswerten zu können, die wie Sternbedeckungen durch Mond und Planetoiden eine Dokumentation der Kontaktzeiten auf Sekunden und manchmal auch auf Bruchteile von Sekunden genau erfordern. Diese Technik unterscheidet sich von der visuellen Beobachtung und der Aufnahme von Bildern mit CCD-Kameras. Daher wurde bereits sehr früh eine Kiste zusammengestellt, die speziell die Video-Technik für diese Art von Beobachtungen zusammenfasste und dann schnell ins Auto gestellt werden konnte, ohne etwas zu vergessen. Aber das Verkabeln vor Ort im Dunkeln und unter dem enormen Zeitdruck, der gelegentlich durch Wolkenlücken entsteht (oder weil man kurzzeitig im Schlamm stecken geblieben ist, der Mond aber nicht wartet) erforderten eine bessere, narrensichere Konfiguration. Somit erfolgte ein erster Umzug in einen umgebauten Pilotenkoffer, in dem alles seinen festen Platz hat, viele Geräte festgeschraubt oder mit Klettband befestigt sind und nur ein einziges Kabel zum 12 V- Anschluss verlegt werden muss. Allerdings müssen immer noch der VHS-Recorder und der LCD-Monitor herausgehoben und auf einen Tisch gestellt werden. Ihre 12 V- Kabel sind so sperrig, dass auch sie jeweils getrennt gestaut und bei jedem Aufbau neu eingestöpselt werden müssen. Kabel sind der Feind des Astronomen und haben nachts, zudem wenn schwarz, immer mindestens drei Enden. Es steht jetzt der zweite Umzug an: Statt eines mehrere hundert DM teuren stabilen Koffers (billigere Varianten ließen bisher nie den Betrieb des VCR im Koffer zu) fand ich durch Zufall einen passenden Plastikkoffer für 30 DM. Dieser wird mit einer Holzplatte verstärkt, auf dem der VCR festgeschraubt ist. LCD-Monitor und DCF77-Empfänger kommen an die Deckelinnenseite. Zukünftig stelle ich diesen Koffer dann einfach neben das Teleskop, Deckel auf, mit 12 V verbunden, Kassette eingeschoben und fertig. Hiermit wird dann der technikbedingte Aufbaustress vollkommen vermieden. Einer genüsslichen oder/ und interessanten Beobachtung von Stern- und Planetenbedeckungen steht dann nichts mehr im Wege. Du musst zugeben, KOS: Diese Aufnahme ist doch hervorragend! Dunkle Materie! Aber MOS, das Dia ist doch vollkommen schwarz!!! Eben

122 120 BEOBACHTERFORUM Die Saturnbedeckung am von Reinhard Lehmann, Volkmar Koch und Werner Hasubick Diese Saturnbedeckung konnte auch in der Volkssternwarte der Astronomischen Gesellschaft Buchloe e.v. gut beobachtet werden. Dabei gelangen eine ganze Reihe Bilder bei sehr gutem Seeing. Beobachtungsinstrument war der 440/2.000 mm Newton der Sternwarte. Die Bilder wurden durch Okularprojektion mit Vixen 5-mm- LV-Okular und Olympus Camedia C-3030 Digitalkamera erhalten. Belichtungszeit war ca. 1/2 Sekunde. Abb. 1: Aufnahmeserie vom Eintritt, technische Daten s. Text. Abb. 2: Aufnahmeserie vom Austritt, technische Daten s. Text.

123 BEOBACHTERFORUM 121 Die Bedeckung des Saturns durch den Mond am 3. November eine Bilddokumentation von Oliver Klös und Stefan Messer Bildgewinnung und verarbeitung: Instrument: 10" LX 200 f 10, auf Polhöhenwiege, primärer Fokus Aufnahme: 3 AVI-files, 320 x 240 Pixel, aufgenommen mit SAC IV Umwandlung von AVI-Dateien in Bitmap-Dateien mit AVI2BMP Weitere Verarbeitung mit Corel Photo- Paint 7 Zuerst haben wir ein AVI-file mit der Mondoberfläche (Shutter 1/180) aufgenommen, um später die unterschiedliche Helligkeit von Mond und Saturn auszugleichen. Drei Minuten vor der Bedeckung begann mit der SAC IV die Aufnahme mit 9 Bildern pro Sekunde, bis Saturn hinter dem Mond verschwunden war. Um 21:02:26 UT war die Hälfte des Saturns bedeckt (Abb. 2). In der Nachbearbeitung suchten wir die schärfsten Bilder der Bedeckung aus und bearbeiteten sie in Kontrast, Helligkeit, Farbbalance und mit der unscharfen Maske. Ein Bild des AVI-files der Mondoberfläche haben wir in die Bedeckungsbilder eingefügt, um die überbelichtete Mondoberfläche zu ersetzen. So geben die Bilder den Eindruck der Beobachtung durch ein Teleskop wieder. Saturn verschwindet: Abbildungen 1-3 Saturn taucht auf: Abbildungen Minuten später erschien der Saturn am dunklen Rand des Mondes wieder. Jetzt hielten sich die Helligkeiten der beiden Objekte die Waage. Wir brauchten die Mondoberfläche nicht separat einfügen. Auch hier benutzten wir die Tools Helligkeit, Kontrast, Farbbalance, unscharfe Maske. Zusätzlich kam die adaptive Unscharfmaske zum Einsatz. Mond und Saturn bearbeiteten wir getrennt. Die Mondoberfläche hatte einen Farbstich, den wir entfernen mussten. Astro zum Schmunzeln von Marko Klüven Die Beteiligten: der alte Astro-Hase die Astro-Laien die schwarze Stehleiter ein GA-2 - Franz (F) - Marco-1 (M-1) und Hendrik (H) aus Neumünster (kaum bekannt), Marko-2 (M-2) aus Bad Segeberg (kennt eh keiner) und Rainer (R) aus Bornhöfed (out of area) - zum Erreichen des Okularauszugs - beleuchtetes Fadenkreuz. Die Vorgeschichte: Ca. 2 Monate nichts getan wegen schlechten Wetters. Die Nacht bricht über Schleswig-Holstein herein. Herbst Marko-2 fährt von der Arbeit nach Hause. Wolken, Wolken,... vom Sternenhimmel keine Spur. Wieder nix mit Hobby. Wolken, Wolk-hah eine Lücke! Mal abwarten, ob die größer wird. Zu Hause in Bad Segeberg angekommen,

124 122 BEOBACHTERFORUM ist die Wolkenlücke mächtig gewachsen. Die Nase in den Wind Ostwind, das könnte klappen. Abendbrot mit einem Auge zum Fenster. Franz ruft an: Hier in Neumünster klart es auf, ist aber zu windig für Fotos vom Feld. Kommst du zur Sternwarte? M-2: Jo! Astro-Gerödel geschnappt, Frau geküsst und ab dafür hoffentlich reicht das Benzin im Auto, denn Tanken ist lästig. Stadtgrenze Neumünster Mist, lange Unterhose vergessen. In der Kuppel der Sternwarte (im 4. Stockwerk) haben sich schon Franz, Henrik, Marco-1 und Rainer eingefunden und suchen bereits das Verbindungskabel der CCD-Kamera und sonstige wichtige Kleinigkeiten wie immer. Endlich alles gefunden und angeschlossen Computer läuft. Das Spiel beginnt M-1: Ich will mal M 51 fotografieren. Franz, sag mal, wo steht denn der? Franz sagt wo. M-1: Dann hol` ich mal die Leiter. Vorsicht, ich sehe kaum was! H: Warte, ich leuchte Dir. Wo ist denn meine Lampe? Die schwarze Leiter zum Teleskop: Donk! F: Passt bloß auf!! M-2: Ich möchte meine Minolta mit einem 300-er Tele mit aufsetzen. Franz, hält das Kugelgelenk das? F: Nö. M-2: Und nu? F: Versuch mal das 135-er Tele, das ist nicht so schwer. M-2: Blödes Kugelgelenk. Na gut. H: Ich will heute mal am Leitfernrohr nachführen. F: Ich finde die Steckhülse für die CCD- Kamera nicht! Ich muss noch mal runtergehen. Marco-1 schaut gequält durch den Sucher. M-1: Franz, ich finde den M 51 nicht. M-1, ohne den Kopf abzuwenden: Fraanz? Fraaanz!? R: Franz ist unten. H: Hach, die Batterie vom GA-2 ist leer. Haben wir noch eine? Alle: Nein! H: Dann bau` ich was. Ich geh` mal runter. Marco-1 sucht immer noch M 51: M-1: Wo bleibt denn Franz?? Ich finde das Ding nicht. M-2: Ich weiß auch nicht wo der steht nimm doch den Ringnebel. M-1 steigt von der Leiter, geht zur Tür und ruft ins untere Stockwerk: Fraaanz?! Franz diskutiert mit Hendrik. M-1: Na gut, dann eben Ringnebel. Gesagt getan. M-2 fummelt an der Minolta herum: Dieses miese Kugelgelenk! Da hält doch nix! Hendrik kommt zurück, hat eine größere Batterie gefunden, ein bisschen Kabel und (? richtig!) Klebeband. Er bastelt und gewinnt. Franz kommt mit der Steckhülse was für`n Glück. Marco-1, Franz und Rainer am PC, Marko-2 an der CCD- Kamera Fokus suchen gefunden. Das erste gute Testbild. Weitere sollen folgen, aber: M-1: Ich bekomme überhaupt nichts mehr auf den Schirm! H am GA-2: Ich kann auch nichts sehen. F peilt über die Schulter: Dreh mal die Kuppel! Hendrik dreht, das Objekt ist wieder auf dem Monitor zu sehen. Er schaut ins GA-2. H: Ich finde aber nichts. F: Schau mal nach dem Schutzdeckel. H: Danke! Hendrik nimmt Deckel vom Leitfernrohr ab, sucht und findet Leitstern. H: Das wackelt alles so. R: Marko, hör mal kurz auf an der Minolta rumzufummeln. M-2: Sorry. H: Der wandert ewig aus. R am Bildschirm: Stimmt, hier auch. F: Sind die Achsen fest? M-2: Nö aber jetzt. M-1: Jetzt ist wieder alles verstellt! Alles von vorn. Ringnebel und Leitstern, gesucht und gefunden. Alle außer Hendrik starren auf den Bildschirm. Nach ca. 2 Minuten Testbilder machen: M-2: Verdammt! Ich muss noch die ASA einstellen. Marko-2 schiebt sich zwischen Menschentraube und Montierung seitlich in Richtung Minolta, schielt dabei zum Monitor. Die schwarze Leiter zu M-2: Donk! Marko-2 klettert auf der Leiter zur Minolta und stellt die ASA ein. F zu M-2: Hast du schon gespannt? M-2: Äh - nöö. Aber jetzt. F: Nun bin ich auch gespannt! Und siehe da! H: Alles wieder weg. R macht ein Testbild: Hier auch. M-2: Sorry. Marco-1 läuft sauer durch die Kuppel. Die schwarze Leiter zu M-1: Donk! Alles von vorn. Ringnebel und Leitstern, gesucht und gefunden. Und wieder: R: Wieso kriege ich auf dem Monitor kein Bild? F: Hendrik, hast du noch deinen Leitstern? H: Hach Franz, die Montierung läuft nicht richtig mit. F: Wieso!? H: Ich kann drücken, wie ich will, ich komme nicht hinterher. Ich hör auf. Ich schau nur noch. Sagt er, steht auf und schaut aus dem Kuppelspalt zum Himmel. H: Ist auch schön. Alle wollen Hendrik aufmuntern: Hendrik, komm, mach doch weiter. H: Na gut. Alles von vorn. Ringnebel und Leitstern, gesucht und gefunden. Marko-2 stolpert über etwas, nicht die schwarze Leiter! R am PC: Mensch, wer reißt denn da am Kabel!? M-1: Der PC steht ja plötzlich so nah an der Tischkante! M-2: Mist! Wer hat denn das PC-Kabel über die Gegengewichte gehängt? Das Kabel ist ganz stramm. Marko-2 will zum Schalter der Montierung und den Motor stoppen. Die schwarze Leiter zu M-2: Donk! F: Jetzt wissen wir auch, warum alles auswandert. Das Kabel blockiert den Motor. Wenn man doch was zum Hochbinden hätte, sonst liegt das Kabel auf der Erde. Franz ereifert sich: Immer das gleiche alte Spiel, aber da wird an 30,- DM- Artikeln gespart. Genau wie die Steckhülse am Okularauszug. Wir brauchen noch eine kürzere für die Kamera. Seit ewigen Zeiten predige ich das schon. Und auch das Kugelgelenk, wie lange ich da schon... Revolutionslieder wollen gesungen werden. Aber da keiner eines kennt, pahh. Alte Geschichten folgen, ca.15 Min später: M-1: Mir ist saukalt. Ich geh nach Hause. M-2: Nix da, nun geht`s doch erst los! M-1 leise: Na gut. Das Kabel wurde befreit, alles ist heil geblieben. Wat`n Glück! Alles von vorn. Ringnebel und Leitstern, gesucht und gefunden. Hendrik führt nach. M-1: Ich kriege nur das halbe Objekt auf den Monitor. F: Hendrik, hast du deinen Leitstern? H: Hach, Franz. Ich weiß auch nicht, was hier los ist. F: Welche Schalter drückst du denn. Bei

125 BEOBACHTERFORUM 123 diesem Handtaster musst du umdenken! H: Ach, ich hör auf. Ich schau nur noch. Hendrik steht auf und schaut aus dem Kuppelspalt. H: Ist auch schön. Alle wieder: Hendrik, komm und mach wieder mit. F: Hendrik, du bist zu warm, die Luft flimmert vorm Rohr. Geh` vom Spalt weg. M-2: Ja, warmer Hendrik. Geh` vom Spalt weg! Alle haben Spaß. Hendrik lacht auch, alles wieder in Butter. Er will aber nicht mehr nachführen. Franz muss ran. Alles von vorn. Ringnebel und Leitstern, gesucht und gefunden. Marko-2 schaut Franz zu, da fällt ihm die Minolta ein. Er schleicht rückwärts an M-1, R und H vorbei und schaut noch mal zum Monitor. Die schwarze Leiter zu M-2: Donk! M-2 auf der Leiter: So, nun löse ich gleich die Minolta aus. Achtung - jetzt. Marko-2 steigt von der Leiter und schaut auf die Uhr. Rainer wartet 10 Sekunden und startet dann die CCD-Aufnahme. Hendrik will an Marko-2 vorbei zu seinem Astro-Koffer. Die schwarze Leiter zu H: Donk! Franz verliert den Leitstern. F: Weg is` er. Was ist bloß heute los hier? M-1: Mir ist kalt! H: Ich schau nur noch. M-2: Ein Mist hier. Marko-2 bricht die Minolta-Aufnahme ab. R: Ich glaube, ich geh` gleich nach Hause. H: Ich komm` mit. F: Aber der Himmel wird immer besser! M-2: Stimmt. F zu M-2: Wollen wir noch Mond und Planeten fotografieren auf Kleinbild? M-2: Jo! R zu M1: Hast Du eigentlich was gespeichert? M-2: Sollte ich?? R: Ach, Bildschirmschoner sind ja auch ganz hübsch. 1:20 Uhr morgens die andern sagen Tschüß und gehen nach Hause. M-2 zu F: Und heute ist ein neuer Tag. Franz und Marko-2 klemmen die Minolta hinter einem 10-mm-Okular an den Okularauszug und haben bis 3:10 Uhr Spaß mit Mond, Planeten und der schwarzen Leiter. Man hat endlich mal wieder was gemacht! Danach räumen sie in der Kuppel auf und machen noch ein paar Stimmungsfotos von der Dämmerung. Sie schalten das Licht aus, schließen alles zu und gehen zufrieden nach Hause. Alles ist gut. Wenn da nicht ein Elektromotor unermüdlich an der Stundenachse drehen würde und mit dem Hauptteleskop die schwarze Leiter in Richtung des kleinen Refraktors zu Fall brächte, der noch seit letzter Woche unbeteiligt auf dem Dreibein in der Kuppel steht Aber das ist eine andere Geschichte und soll ein anderes Mal erzählt werden. PS: Inzwischen haben wir eine silberne Alu-Leiter. Diese Geschichte möchte ich Franz Haar aus Neumünster widmen. Ein Mensch, der für alle andern immer da ist, nur nie für sich selbst. Er hat mir und andern Sternfreunden in den letzten Jahren seine Zeit so intensiv geopfert, dass er eigentlich nichts mehr für sich selbst erreicht hat. Jetzt aber fruchten langsam seine Bemühungen, aus uns anständige Amateurastronomen zu machen. Die beigefügten Fotos habe ich mit seiner Hilfe an der Volkssternwarte Neumünster gemacht. Nichts besonderes, aber für mich ein Anfang. Abb. 1: Der Mond am um 3:00 Uhr, Aufnahme von Marko Klüven mit einem 10"-Newton f/6, Okularprojektion mit 10-mm-Okular, elektrisch nachgeführt, auf Kodak 400 Gold, 1/2 Sek. belichtet. Abb. 2: Saturn am um 1:30 Uhr, Aufnahme von Marko Klüven mit einem 10"-Newton f/6, Okularprojektion mit 10-mm-Okular, elektrisch nachgeführt, auf Kodak 800 Farbwelt (gepusht), Belichtungszeit 1/2 Sek.

126 124 BEOBACHTERFORUM Keine Angst vor minus vierzig Grad! von Rainer Mannoff Um es gleich vorweg zu nehmen: Niemand muss sich warm anziehen. Ganz im Gegenteil; im folgenden Artikel geht es um den Sommer. Was dieser mit minus vierzig Grad zu tun hat? Eigentlich nichts wenn man dabei an Temperaturen denkt. Nein, es geht um Koordinaten; Himmelskoordinaten, um es genauer zu sagen. Warum diese Angst machen können? Nun, das... aber lesen Sie doch erst einmal weiter! In fast jeder Ausgabe einer astronomischen Fachzeitschrift sind sie zu sehen: Aufnahmen des südlichen Himmels. Die Nebel um Eta Carinae, der Kugelsternhaufen Omega Centauri oder die Staubstrukturen im Schlangenträger um nur einige Highlights zu nennen. Das wären doch einmal Objekte für uns nordländische Stern- Gucker und -Fotografen! Die Ernüchterung kommt dann aber fast immer bei der Bilderläuterung. Eine Farm in Namibia... soso... naja, was soll`s. Unser Sternhimmel ist ja auch nicht schlecht. Zugegeben, ein Aufenthalt auf einer südlichen Farm, jede Nacht ein Sternenmeer, das ist auch für mich ein Traum. Andererseits, müssen wir denn wirklich so weit hinunter, um diese Himmelsattraktionen bestaunen zu können? Eine große Anzahl von südlichen Objekten können wir auch von der Nordhalbkugel aus sehen und fotografieren. Oftmals trauen wir uns nur nicht, etwas tiefer am Horizont den Auslöser zu betätigen. Ich selbst wohne in Karlsruhe, also auf dem 49. Breitengrad. Der Himmelsäquator steht im Meridian bereits 41 Grad über dem Horizont. Theoretisch könnte ich also Objekte ergattern, die eine Deklination von minus 41 Grad haben. Theoretisch... praktisch sind dem natürlich viele Grenzen gesetzt: die zum Horizont hin schlechter werdende Durchsicht, Aufhellungen durch künstliches Licht und nicht zuletzt die Tatsache, dass tief im Süden stehende Objekte nur für kurze Zeit sichtbar sind, bevor sie wieder unter den Horizont verschwinden. Der Stern Antares im Skorpion hat eine Deklination von minus 26 Grad. Obwohl er in Karlsruhe bis zu 15 Grad über dem Horizont steht, erkenne ich zugegebenermaßen nur einen schwachen Lichtpunkt über den Häusern der Nachbarschaft. An eine Aufnahme von hier aus ist gar nicht zu denken. Aber kennen wir denn nicht alle einen Ort mit Sicht bis zum Horizont, möglicherweise auch noch mit geringer Lichtverschmutzung? In einem nahen Mittelgebirge, in den Alpen oder... vom Urlaub in südlichen Europa her? Abb. 1: Gasnebel IC 4628 und Sternhaufen NGC 6231 im Skorpion, aufgenommen von Rainer Mannoff am mit einem Spiegelobjektiv 1:5,6 / mm, 30 Min. belichtet auf Ektachrome 200 (Push1), Aufnahmeort: Calar Alto / Spanien, 2110 m. Meine Familie und ich waren im letzten Sommer in Spanien. Natürlich hatte ich die Astroausrüstung im Gepäck. Unser Urlaubsort lag am 39. Breitengrad und eine Berglandschaft, die Sierra de los Filabres mit dem Calar Alto, war nur wenige Autostunden entfernt. Als die Sterne günstig schienen und ich auf dem Weg zum Calar Alto war, musste ich an meinen Streit mit Werner Celnik denken. Hatte er doch wirklich behauptet, daß man von seiner geliebten Sierra Nevada aus einen sehr schönen Blick hinunter in die Inversionssuppe

127 BEOBACHTERFORUM 125 des Calar Alto hätte. Das hatte ich so nie gelten lassen können. Warum hätte man denn unter diesen Umständen ein Observatorium auf den Calar gebaut? In der Abenddämmerung kam ich am Calar Alto an... in der Inversionssuppe. Sorry Werner; Du hast ein Bier gut. Der Lichtkegel der direkt südlich gelegenen Stadt Almeria entwickelte sich mit zunehmender Dunkelheit immer prächtiger. Wirklich schlechte Bedingungen, und gerade tief im Süden stehenden Objekte hatte ich mir vorgenommen. Trotz allem begann ich mit der Jagd ; Schließlich habe ich ja keine Angst vor Minusgraden. Mein erstes und nördlichstes Fotoziel waren der Trifid- und der Lagunennebel auf minus 23 beziehungsweise 24 Grad Deklination. Sie kulminierten erst gegen 2 Uhr, so daß ich sie zwar tief stehend, aber noch vor der Almeriaglocke ablichten konnte. Für mein nächstes Ziel, NGC 6357, ging es dann 10 Grad abwärts. Die schöne Wasserstoffregion konnte ich ebenfalls noch knapp vor seiner Kulmination ablichten. Dies gelang mir jedoch nicht bei NGC 6334, dem bekannten Katzenpfotennebel, der sich bei fast minus 36 Grad befindet. Er stand direkt im Süden. Ob diese Fotos wohl etwas werden? Wenigstens gelang es mir dann wieder, meine südlichsten Fotoziele, die Wasserstoffregion IC 4628 und den offenen Sternhaufen NGC 6231, knapp hinter ihrer Almeria-Kulmination zu erwischen. Sie stehen immerhin bei minus 40 bzw. 42 Grad. Abb. 2: Der Katzenpfotennebel NGC 6334 im Skorpion, aufgenommen von Rainer Mannoff am mit einem Spiegelobjektiv 1:5,6 / mm, 35 Min. belichtet auf Ektachrome 200 (Push1), Aufnahmeort: Calar Alto / Spanien, 2110 m. Völlig verunsichert hinsichtlich der Ergebnisse fuhr ich am nächsten Morgen zurück zum Urlaubsort. Noch am selben Tag entwickelte ich die Aufnahmen und siehe da: Trotz der wirklich schlechten Verhältnisse und der bis unter minus 40 Grad tief stehenden Objekte konnte ich mich über recht gelungene Aufnahmen freuen! Ich habe mir bereits weitere südliche Objekte ausgesucht, die ich von Europa aus fotografieren möchte. Ich hoffe, daß ich viele Nordländer ermuntern konnte, meinem Beispiel zu folgen. Alles kann man natürlich nicht ergattern. Die Magellanschen Wolken bleiben auch im südlichsten Spanien noch fast 30 Grad unter dem Horizont. Die möglicherweise geplante Reise nach Namibia oder Australien muß also nicht ausfallen! Abb. 3: Der Gasnebel NGC 6357 im Skorpion, aufgenommen von Rainer Mannoff am mit einem Spiegelobjektiv 1:5,6 / mm, 30 Min. belichtet auf Ektachrome 200 (Push1), Aufnahmeort: Calar Alto / Spanien, 2110 m.

128 126 VDS > NACHRICHTEN Bericht des Vorstands 2001 Im Jahr 2001 fand sich der Vorstand zu insgesamt vier Sitzungen zusammen: am 24. Februar in Frankfurt/Main, am 9. Juni in Kirchheim/Th., am 6. Oktober auf der VdS-Tagung in Frankfurt/Main und am 10. November in Heppenheim. Da die Zusammenarbeit zwischen den Fachgruppen der VdS untereinander und mit dem Vorstand gestärkt werden soll, gab es zusätzlich ein Treffen der Fachgruppenleiter, der Redakteure für das VdS-Journal und dem Vorstand am 9. Juni in der VdS- Sternwarte Volkssternwarte Kirchheim/Th. Haupt-Arbeitsschwerpunkte des Vorstands im Jahr 2001 waren u. a. die Vorbereitung der VdS-Tagung mit Mitgliederversammlung im Oktober in Frankfurt/Main, die Herausgabe des VdS-Journals, die Zusammenarbeit mit kommerziellen Zeitschriften, die Neugestaltung des VdS- Infostandes, die Zusammenstellung eines Angebotes an Werbematerialien wie Stofftaschen, Aufkleber, T-Shirts oder Mouse- Pads, ein neues Faltblatt, sowie die Pflege und Gestaltung der VdS-Homepage ( In der amateur-astronomischen Szene gewinnen die Preise und Würdigungen der VdS für herausragende Leistungen von Amateur-Astronomen an Bedeutung. Wolfgang Lille erhielt die VdS-Medaille 2001 für seine herausragenden Sonnenaufnahmen, Günter D. Roth wurde für seine Verdienste um unsere Vereinigung zum Ehrenmitglied ernannt. Sind Sie schon einmal hinter einem Auto mit VdS-Aufkleber hergefahren? Haben Sie auf Sonnenfinsternis- oder Meteor- Expeditionen in andere Länder VdS- Taschen und Aufkleber entdeckt? Die netten und praktischen Werbemittel der VdS wurden im VdS-Journal I / 2001 vorgestellt und können bei der Geschäftsstelle bestellt werden. Die Konstituierung und Aufgabenverteilung des neu gewählten Vorstands wurden auf der Novembersitzung diskutiert. Otto Guthier als Vorsitzender und Sprecher der VdS organisiert die Arbeit der Geschäftsstelle und des Vorstands, bearbeitet Anfragen von Mitgliedern und astronomisch Interessierten an die Geschäftsstelle, hält den Kontakt zu den Ansprechpartnern externer Organisationen und arbeitet im Team der Redaktion des VdS-J. Dr. Werner E. Celnik als Schriftführer teilt sich mit O. Guthier den Schriftverkehr des Vorstands, betreut verschiedene VdS- Rubriken in anderen Zeitschriften, führt die Protokolle auf Sitzungen, bearbeitet Mitgliederanfragen und arbeitet im Redaktionsteam des VdS-J mit. Unser neu gewählter Schatzmeister Thomas Kessler hat die Geschäftsführung unserer Vereinigung inne, betreut das Belegwesen, die Abrechnungen und die Buchhaltung, führt den finanziellen Schriftverkehr und erstellt den jährlichen Wirtschaftsplan. Vor allem ihm obliegt die schwierige Aufgabe der Umstellung der Vereinsbuchhaltung und Mitgliederverwaltung. Wolfgang Steinicke betreut als neues Vorstandsmitglied den erfolgreichen Pressedienst der VdS, die VdS-Publikationen wie das Schnellzirkular, intensiviert die Kontakte zu Volkssternwarten und Planetarien und arbeitet im Team der VdS-J-Redaktion. Peter Völker kümmert sich weiterhin um unseren Infostand und hat diesen völlig neu konzipiert. Kommen Sie zu den großen Tagungen und Messen und schauen Sie sich den Stand doch einmal an! Silvia Otto betreut den VdS-Terminkalender und organisiert die Wanderschaft des Infostandes. Sie koordiniert zusammen mit Axel Thomas die übergreifende Arbeit der Fachgruppen und betreut das Werbekonzept der VdS. Zurzeit bereitet sie das für 2002 geplante zweite Brainstorming der VdS vor. Unser neu in den Vorstand gewähltes Mitglied Oliver Jahreis ist zuständig für EDV-Fragen, betreut die Jugendseiten der VdS im Internet und ist Hauptansprechpartner für die Nachwuchsarbeit der VdS. Uwe Reimann hat zwar auf der Mitgliederversammlung im Oktober nicht wieder kandidiert, übernimmt aber als kooptiertes Vorstandsmitglied ohne Stimmrecht weiterhin die Pflege der VdS-Webseiten und unterstützt Oliver Jahreis bei der Organisation der VdS-Jugendarbeit. Zu weiteren kooptierten Vorstandsmitgliedern wurden Dr. Axel Thomas (Nieder-Olm) und Dr. Jürgen Schulz (Kirchheim/Th.) ernannt. Axel Thomas hält den schriftlichen Kontakt zu den Fachgruppen und arbeitet in der Redaktion des VdS-J mit. Jürgen Schulz ist unser Kontakt zu unserer engen Partner-Organisation der VdS- Sternwarte. Leider konnte die Auswertung der hochresonanten Mitgliederumfrage wegen der hohen Arbeitsbelastung der Geschäftsstelle noch immer nicht abgeschlossen werden. Wir bitten unsere Mitglieder bis zur Veröffentlichung des Ergebnisses um Verständnis und Geduld. Sehr positiv ist die Resonanz auf die Schnellmitteilungen an unsere Mitglieder gewesen. Die Schnellmitteilungen werden zusätzlich zum VdS-Journal als Brief an unsere Mitglieder versandt, wenn unvorhergesehene astronomische Ereignisse eine kurzfristige Beobachtung erfordern und wirklich lohnen, wie z. B. hellere Kometen, Novae oder Supernovae. Unsere Vereinszeitschrift VdS-Journal für Astronomie erfährt immer mehr Zuspruch von Mitgliedern und auch Nicht-Mitgliedern, die sie als Publikationsorgan nutzen möchten. Sind Sie als Leser ebenso begeistert von unserer Zeitschrift wie wir in der Redaktion? Haben Sie konstruktive Kritik zu üben an der Arbeit des Vorstands, der Redaktion, der Fachgruppen, an Erscheinungsbild oder Inhalt des Journals? Haben Sie Verbesserungsvorschläge? Bitte schreiben Sie uns, in Form eines Leserbriefes oder persönlich an den Vorstand. Das hilft allen an der Arbeit beteiligten, noch besser zu werden. Die Geschäftsstelle ist besetzt montags und donnerstags von 8 bis 12 Uhr, Tel / , Fax Dort bearbeitet unsere Mitarbeiterin Frau Charlotte Wehking Mitgliederanfragen und Verwaltungsvorgänge und nimmt ihren Anruf gerne entgegen. Werner E. Celnik

129 VDS > NACHRICHTEN 127 Die Mitgliederentwicklung der VdS Unsere Vereinigung konnte im Dezember 2001 das 4.000ste Mitglied begrüßen! (s. auch der Bericht von Andreas Dehning in dieser Ausgabe.) Im Jahr 2001 sind exakt 305 (Vorjahr 354) Neumitglieder der VdS beigetreten. Zusammen mit den Wiedereintritten betrug der Bruttozuwachs 313 Mitglieder (Vorjahr 373), was einem Wachstum von 8,3 Prozent entspricht. Damit hat sich das Tempo verlangsamt. Die Zahl der Ausschlüsse wegen Ausfall der Zahlungsbereitschaft oder der fehlenden Angabe der neuen Adresse nach einem Umzug konnte durch den Einsatz von Frau C. Wehking reduziert werden. Im Jahr 2001 mussten 36, in den Vorjahren noch jeweils 75 Mitglieder (!) leider ausgeschlossen werden. Die Zahl der Adressänderungen ist mit 306 (Vorjahr 299) leicht gestiegen, was die hohe Mobilität unserer Gesellschaft belegt. Die Mitgliederliste wird von Frau Plötz seit nunmehr 35 Jahren akurat geführt und gepflegt. Die Zahl der eigentlichen Aufkündigungen ist mit 150 (Vorjahr 111) erneut deutlich gestiegen. Die Zahl der Austritte hat damit deutlich zugenommen. Als Gründe werden persönliche Umstände, wie Beruf, Familie und Aufgabe des Hobbys genannt. An zweiter Stelle werden die hohen Abonnement-Kosten der Zeitschrift Sterne und Weltraum (SuW) genannt. Offenbar ist diesen Sternfreunden nicht klar geworden, dass eine Mitgliedschaft auch ohne den Bezug von SuW möglich ist. Auch die VdS wird als Grund für den Austritt genannt, offenbar werden andere oder mehr Leistungen erwartet. Mit dieser gesamten Entwicklung wird sich der VdS-Vorstand zu befassen haben. Nachdenklich stimmt diese Entwicklung schon, denn ein Jahresbeitrag von 25 und 18 für Schüler und Studenten sollte nicht der Hauptgrund sein. Klar ist, dass eine Zahl von Mitgliedern zum 50jährigen Bestehen unserer Vereinigung im Jahr 2003 nicht mehr realistisch erscheint Mitgliederstand per 1. Januar Neueintritte Wiedereintritte Eintritte (gesamt) ,3 % 10,7 % 10,3 % 10,4 % 8,3 % Austritte ,1 % 4,6 % 5,3 % 5,5 % 5,4 % Davon - durch Tod unbekannt verzogen keine Beiträge gezahlt Austrittserklärung Nettozuwachs ,2 % 6,1 % 4,9 % 4,9 % 2,9 % Tabelle 1: VdS-Mitgliederbewegung Helfen Sie mit, Neumitglieder für die VdS zu werben und Sternfreunde von den Vorteilen einer Mitgliedschaft in unserer Vereinigung zu überzeugen. Otto Guthier, VdS-Vorstand Das 4000ste VdS-Mitglied von Andreas Dehning In der letzten Hälfte des Jahres 2001 reifte bei mir der Entschluss der VdS beizutreten. Wie ich darauf gekommen bin, dazu später mehr. Ich war sehr überrascht als ich kurz vor Weihnachten einen Anruf des Vorsitzenden Otto Guthier erhielt, der mir mitteilte, dass ich das Mitglied der VdS sei. Auch ich wurde, wie bereits das Mitglied, gebeten ein paar Zeilen zu verfassen. Dieser Bitte komme ich gerne nach. Wie hat alles angefangen? Der Auslöser meiner Astronomiebegeisterung liegt in meiner frühesten Jugend. Zusammen mit meinen Vater beobachtete ich gemeinsam von der Terrasse meines Elternhauses mit einem geliehenen 114-mm-Newton die Sterne. Ich kann mich kaum noch an die Details erinnern, was wir gesehen bzw. beobachtet haben, nur so viel hat sich mir eingeprägt: Ich habe nie das Gefühl der Begeisterung und Erhabenheit, den Sternen jemals so nah gewesen zu sein, verlieren können. In mir hat sich der Wunsch verfestigt, irgendwann ein Teleskop zu besitzen. Es sollte Jahre dauern bis es so weit war. In der Zwischenzeit verfolgte ich andere Ziele, die mich immer wieder davon abbrachten diesen Wunsch nachzugehen. Erst zum Ende des Jahres 2000 konnte ich

130 128 VDS > NACHRICHTEN mir meinen Traum erfüllen und erwarb einen 10"-Newton auf einer Dobson- Montierung. Der Weg dorthin war steinig, denn wie jeder Anfänger war ich von der Vielfalt und den Möglichkeiten der verschiedensten Teleskope überrascht, um nicht zu sagen überfordert. Ich informierte mich lange und ausführlich über die unterschiedlichsten Systeme. Am Anfang wechselten die von mir favorisierten Teleskope häufig, je nach Grad der Beeinflussung durch Dritte. Von 100 befragten Personen erhielt ich auf die Frage - welches Teleskop ist das beste? unterschiedliche Antworten. Heute weiß ich, dass schon die Art der Frage nicht richtig war. Es gilt bei der Teleskopwahl einen Kompromiss zu finden, der den eigenen Neigungen am nächsten kommt. Jedes Teleskop hat seinen Himmel UND seinen Benutzer. So fiel meine Wahl auf einen Newton, und nachdem klar war, dass ich nicht fotografieren will, entschloss ich mich zu einer Dobson-Montierung. Ich habe das Glück in einer noch sehr dunklen Gegend (Lüneburger Heide) Deutschlands zu wohnen. Also war die Idee einen Newton mit möglichst großer Öffnung zu erwerben nicht verkehrt. Als ich dann das Gerät vor mir stehen sah, war ich doch über die Größe erstaunt. Glücklicherweise spielte das Wetter ein paar Tage später auch noch mit, was im Winter keine Selbstverständlichkeit ist. Mein erstes Beobachtungsobjekt war der Jupiter. Nach all den Jahren war es wieder da, jenes Gefühl, das ich damals auf der Terrasse meines Elternhauses hatte. Der anfänglichen Begeisterung folgte so mancher Dämpfer, stundenlanges, erfolgloses Suchen in den Weiten des Alls ließen mich manchmal zweifeln. Starhopping in allen Ehren, aber auch hier trifft die Weisheit zu, man sieht oft den Wald vor lauter Bäumen nicht. Diese Kunst der Orientierung will gelernt sein und ist längst nicht so einfach wie es manchmal beschrieben wird. Noch heute habe ich meine liebe Mühe damit. Auch die Tücken der Technik trugen einiges an anstrengenden Stunden bei. Wie justiere ich einen Newton, brauche ich einen Laser und was hat es mit diesem Fangspiegel-Offset auf sich? Schnell wurde mir klar, dass sich nicht alle Probleme durch das Internet lösen lassen. Manchmal ist es erforderlich die Probleme praktisch anzugehen und im persönlichen Gespräch zu lösen. Also machte ich mich auf die Suche nach Gleichgesinnten. Lange Zeit tat sich nichts und ich fing an, mir die Abb. 1: Auf unserem Beobachtungsplatz aufgebaute Instrumente. Der Dobson ist mein Instrument, Blickrichtung ist Südost. Abb. 2: So beobachte ich an meinem Instrument (hier natürlich gestellt). Frage zu stellen, bin ICH alleine? Ein Sternenfreund im Internet machte mich auf eine Gruppe aufmerksam die sich alle 2 Monate in dem kleinen Ort Embsen in der Nähe von Lüneburg trifft. Mein erster Besuch war gleich eine Überraschung für mich, meine Befürchtungen waren grundlos, ich bin definitiv nicht alleine. Hocherfreut stellte ich fest, dass es sogar recht viele Sternenfreunde im Norden gibt, nahm ich doch zuvor an, dass dieses Hobby überwiegend in Süddeutschland betrieben wird. Ich war überrascht über die Professionalität, mit der die Anwesenden ihr Hobby betreiben, sei es nun Fotografie, Kometen oder andere astronomische Disziplinen. Mittlerweile ist der Besuch in Embsen für mich obligatorisch, die vielen Fach- und Diavorträge, die dort abgehalten werden, sind begeisternd. Oft werden auch Teleskope oder technische Detaillösungen vorgestellt und erläutert. Dort kam ich das erste Mal richtig in Kontakt mit der VdS. Einige Teilnehmer sind Mitglieder in der VdS und in den Fachgruppen tätig, ihr Engagement beeindruckte mich. Ich las auch zum ersten mal ein Journal für Astronomie, Inhalt und Aufmachung gefielen mir so gut, dass dies mit einer der Gründe war, der Vereinigung der Sternfreunde beizutreten. In Embsen traf ich auch eine Abordnung der Sternenfreunde aus Munster, einem Städtchen nicht weit von meinen Heimatort. Schnell kamen wir ins Gespräch und ich wurde eingeladen an den monatlichen Treffen in Munster teilzunehmen. Mittlerweile habe ich bei den Sternenfreunden aus Munster meine astronomische Heimat gefunden. Wir verabreden uns zu gemeinsamen Beobachtungen, wobei es mich besonders freut, dass mein alter Beobachtungsplatz, ein kleiner Hügel mit einer phantastischen Rundumsicht (und wirklich zappenduster, ca. 7 mag) von allen angenommen und als Haushügel akzeptiert wird. Um die Abende möglichst sinn- und genussvoll zu gestalten, arbeiten wir an unseren Treffen gemeinsame Beobachtungsprogramme aus, die in irgendeiner Form dokumentiert werden. Sei es nun als Zeichnung oder als Fotografie. Nun, ich gebe zu, dass meine Fähigkeiten als Zeichner eher bescheiden sind, aber ich werde es weiter versuchen. Mein liebstes Steckenpferd ist die Deep Sky-Beobachtung. Dabei beschränke ich mich bisher auf die einfachen Messier- Objekte und einige NGC-Objekte. Ein Starhopp im Virgohaufen führte dazu, dass ich in den Galaxien ersoff und völlig die Orientierung verlor. An diese Objekte wage ich mich erst später wieder ran. Mein Lieblingsobjekt ist M 13, an diesem Kugelsternhaufen kann ich mich nicht satt sehen. In der Regel ist dies mein erstes Objekt welches ich in einer Beobachtungsnacht einstelle. Mittlerweile beurteile ich die Qualität der Nacht und der Luft daran wie gut sich mir M 13 präsentiert. Aber auch h und χ im Perseus sind wahre Prachtobjekte. Es gibt so viel Schönes dort oben zu entdecken, dass es eigentlich vermessen ist einige hervorzuheben. Im Laufe der Zeit habe ich an meinem Teleskop einige Kinderkrankheiten beseitigt. Diese bleiben nicht aus, wenn man sich für ein preiswertes Teleskop entscheidet. Allerdings sind diese Kinderkrankheiten mit einigen Geschick einfach von selbst zu beseitigen. Die Mehrkosten für das perfekte Teleskop können für gute Okulare gespart werden. Bei diesen Arbeiten reifte die Vorstellung, ein Teleskop

131 VDS > NACHRICHTEN 129 Abb. 3: Sternenfreunde aus Munster mit ihren Instrumenten. Abb. 4: Der Beobachtungsplatz, Blickrichtung Westen. selber zu bauen. Nachdem ich mir zunächst einmal die Bibel der Dobsonbauer ( The Dobsonian Telescope, Kriege/Berry) zugelegt hatte und feststellte, dass ich mich nicht übernehme, startete ich das Projekt mit dem Jahr Derzeit befinde ich mich noch in der Planungsphase für den zukünftigen 15 -Gitterrohrdobson. In der letzten Ausbaustufe soll dieser Dobson eine motorische Nachführung besitzen. Zunächst aber möchte ich in diesem Jahr einige Teleskoptreffen besuchen, um mit anderen Dobsonbauern Erfahrungen auszutauschen. Und vielleicht kann und werde ich mit den neuen Dobson auch CCD fotografieren, wenn mir die Zeichenstifte ausgehen... Abb. 5: Das VdS-Mitglied.

132 130 VDS > NACHRICHTEN Spenden an die Vereinigung der Sternfreunde e. V. Der Vorstand bedankt sich herzlich für folgende Spenden, die für 2001 eingegangen sind: Spenden von Mitgliedern Mitglieds-Nr. Name DM 7925 Dr. Joachim Ansorge 100, Michael Kunze 50, Stephan Küppers 37, Marcel Wietor 18, Werner Kuhlmann 37, Peter Fischer 37, Hans Gahler 37, Peter Ranly 17, Dr. Volker Zillessen 37, Hans Michael Fritz 37, Dr. Otto Vogt 87, Horst Mack 87, Friedhelm Dorst 37, Dipl.-Inf. Wolfgang Grimm 37, Dr. Konrad Wenning 150, Robert Wurm 37, Horst Zimmer 17, Kurt Decker 17, Dipl.-Ing. Wolfgang Wildmann 37, StR. Michael Korff-Karlewski 17, René Purwin 37, Wolfgang Wichmann 37, Klaus Müller 17, Michel Lienau 17, Martin Supp 162, Bernd Wippich 87, Michael Wenzel 137, Monika Siebensohn 10, Jürgen Jaspert 37, Karl Ernst Döttling 2, Reinhold Dietze 3, Wolfgang Motl 7, Dipl.-Kfm. Werner Braune 8, Christian Mikolaschek-Schmitz 8, Hans Ilincic 7, Dipl.-Ing. Peter Hoebel 7, Peter Schmidt 7, Frank Wächter 7, Dr. med. Roman Schmid 37, Bernd Juwig 7, Dr. Ulrich Hopp 12, Adam Renner 17, Dr. Norbert Stapper 8, Olaf Kohlberg 2, Hermann Gössling 7, Bruno Breunig 37, Joachim Uhlig 50, Axel Rönnfeldt 3, David Przewozny 18, Gerhard Walitzki 2, Günther Bendt 17, Wolfgang Freimüller 37, Stud.-Dir. Gerhard Miedaner 37, Peter Berger 37, Erich Gans 37, Günter Dass 37, Kurt Tiede 8, Günter Stück 37, Dipl.-Inf. Volker Lausch 7, Erich Schäffauer 108, Tobias Feigel 33, Gerald Rhemann 2, Dipl.-Kfm. Rudolf Stähler 58, Walter Halbwax 5, Dipl.-Ing. Gerhard Cerny 7, Eberhard Quaas 87, Burkhard Arts 60, Alexander Walter 116, Roger Thielmans 50, Peter Schulte 17, Stefan Grießinger 15, Dr. Rainer Fuchs 32, Peter Hosters 32, Stefan Paulick 37, ORBIT COMPUTER, Rainer Schulze 32, Gunnar Glitscher 82, Dipl.-Ing. Peter Hettlich 5, Willi Kalter 2, Dipl.-Soz. Päd. Peter Böttcher 48, Dipl.-Ing. Christoph Petermann 46, Lothar Klaffke 37, Dipl.-Ing. Hans-Günter Diederich, Spende für die Fachgruppe Spektroskopie 250, Roland Scharff 50, Herbert Zellhuber 75, Manfred Pralle, Spende für die Jugendarbeit 50, Dr. Gerhard Weiss 16,50

133 VDS > NACHRICHTEN 131 Jubiläen Der Vorstand der Vereinigung der Sternfreunde e. V. gratuliert folgenden Mitgliedern für die jetzt 20jährige, 30jährige und 40jährige Mitgliedschaft in der VdS sehr herzlich und bedankt sich für Ihre Treue. 20jährige Mitgliedschaft Detlev Niechoy, Göttingen 3245 P. Gregor Helms, Augsburg 3246 Frank Killich, Bad Zwesten-Niederurff 3249 Jost Jahn, Bodenteich 3250 Jürgen Kemmerer, Regensburg 3253 Martin Hofberger, Söchtenau 3256 Peter Postler, Tirschenreuth 3260 StR. Eckhard Götze-Besselmann, Lingen/Ems 3261 Martin Götz, DK-2100 Copenhagen 3266 Dr. Harald Kohl, Birkenwerder 3267 Moerser Astronomische Organisation, Moers 3268 Dr. Torsten Kraus, Langen 3272 Fritz Giese, Erftstadt-Blessem 3273 Andreas Delp, Langen 3274 Susanne Friedrich, Pörnbach 3275 Dr. Ulrich C. Kolb, GB-Buckingham 3276 Joachim Mueller, Hermeskeil 3277 Robert Wirz, CH-6356 Rigi Kaltbad 3278 Peter Kaltenhäuser, Herzogenaurach 3279 Franz Schwab, Stutensee 3280 Dieter Martini, Zeltingen-Rachtig 3286 Matthias Schenk, Weste 3287 Ludwig Sienel, Bibertal (Kissendorf) 3290 Martin Quaiser, Bad Nauheim 3295 Alfons Lieser, Bernkastel-Kues 3297 Thorsten Ambröster, Göttingen 3302 Michael Schwab, Niederkassel 3308 Wolfgang Renz, Karlsruhe 3310 Peter Fischer, Oberhausen 3312 Dr. Klaus Hunger, Kelkheim 3314 Manfred Hoersch, Eckenthal 3315 Dr. Hans Jakob Staude, Heidelberg 3316 Gymnasium Weingarten, StR. Laepple, Weingarten3317 Otto Farago, Stuttgart 3320 Dipl.-Ing. Bernd Weisheit, Pforzheim 3332 Dipl.-Ing. Gerhart Walther, Mühltal 3333 Prof. Dr. Markus Hilmar Wörner, Irland-Galway 3335 Ralph W. Zimmer, Bergisch-Galdbach 3336 Mario Costantino, Starnberg 3337 Dr. med. Hans-Jürgen Froehlich, Mannheim 3340 Josef Bastl, Zwiesel 3345 Hans Wahle, Lich 3351 Dr. Klaus-Dieter Göcking, Niederzier 3360 Eric Stöver, Aschaffenburg 3370 Uwe J. Siegel, Duisburg 3374 Dipl.-Ing. Johannes Schiller, Köln 3375 Karl Eisensteger, Gersthofen 3376 Michael Speckmann, Groß-Gerau jährige Mitgliedschaft Dr. Martin Bressler, A-4862 Seewalchen a.a Wolfgang Mahlmann, Embsen 2022 Richard Ludacka, Regensburg 2025 Dr. Uwe Mackenroth, Hamburg 2026 Otto Kruse, Elmshorn 2038 Mitglieds-Nr. Mitglieds-Nr. Prof. Dr. Wolfram Winnenburg, Dülmen 2049 Georg Reus Groß-Umstadt/Dorndiel 2053 Dr. Peter Zenner, Saarbrücken-Bübingen 2057 Dr. Thomas Reddmann, Karlsruhe 2058 Dr. Gero Rupprecht, Eching-Viecht 2063 Dr. Fritz Kropf, Passau 2064 Ulrich Fritz, Schwaikheim 2067 Ulrich Görze, Oberkochen 2069 Thomas Keßler, Lüneburg 2075 Hans Peter Ortner, Traben-Trabach 2085 Dipl.-Ing. Peter Höbel, Buckenhof 2088 Peter Ranly, Langensendelbach 2098 Christoph Münkel, Hamburg 2101 Andreas Kriegler, Ahrensburg 2104 Kurt Vay, Bad König 2108 Horst Groß, Hagen 2109 Jörg Güttler, Holzkirchen 2116 Dipl.-Ing. Franz Mayer, Landshut 2123 Rolf Bitzer, Albstadt 2129 Hartmut Unger, Dortmund 2135 Klaus-Dieter Unger, Bochum 2136 Wilhelm Bauer, Nürnberg jährige Mitgliedschaft Dipl.-Ing. Otto Engel, Echzell 891 Harald Marx, Korntal-Münchingen 893 Dr. Bernd Mollerus, Berg 917 Dipl.-Ing. Fritz Wenchel, Ladenburg 918 Volkssternwarte Frankfurt / Physikalischer Verein, Frankfurt 930 Dr. med. Gerd Heimann, Weeze 942 Ansgar Korte, Essen 950 Julius Glitzner, Solms 952 Dipl.-Ing. Karl Guhr, Giessen 955 Dipl.-Ing. Klaus Klebert, Fellbach 963 Heinz-Peter, Spatenka, Berlin 970 Ernst Häring, Bergheim 971 Werner Liesmann, Lennestadt 981 Dr. Karl-Heinz Gluzek, Alpen 985 Dr. Karl Schaifers, Heidelberg 994 Siegfried-Hans Nimmrt, Hattingen 996 Prof. Dr. Hans Elsässer, Heidelberg 999 Jürgen Reichert, Karlsruhe 1005 Erich-Hans Tietz, Bensheim 1008 Berthold Hermes, Hemer 1013 Martin Paesler, Augsburg 1015 Ehrenmitglieder Günter Dietmar Roth, Icking 14 Edgar Mädlow, Berlin 16 Hans Oberndorfer, München 55 Karl Schaifers, Heidelberg 994 Mitglieds-Nr. Mitglieds-Nr.

134 132 VDS > NACHRICHTEN Leserbriefe zum VdS-Journal I / So, nu ist das Heft auch in weiter nördlich der Elbe liegende Regionen vorgestoßen. Ich habe zwar gerade eben nur kurz drin herumgeblättert und kann die hier gemachten Äußerungen auf den ersten Blick vollauf bestätigen. Auch dieses Heft ist wieder ganz toll geworden. Bei dem sich bereits jetzt abzeichnenden Artikelstau sollte wirklich überlegt werden, ob das Heft nicht vierteljährlich erscheint, auch wenn dafür der Mitgliedsbeitrag ansteigt! Manfred Holl, Mitgl.-Nr tolles Heft! Es wird ein schöner Querschnitt der einzelnen Fachgruppenarbeiten gezeigt. Vor allem die Artikel über den Selbstbau haben mir sehr gut gefallen, denn gerade dieser Bereich wird in anderen Zeitschriften immer weiter nach hinten gedrängt. Das durchgehend farbige Layout vermittelt einen professionellen Eindruck. Weiter so!... Stefan Ueberschaer, Mitgl.-Nr Nur soviel: Am Wochenende war das Journal im Briefkasten. Ich hatte bisher auch leider nur 10 Minuten zum Durchblättern. Aber das war schon echt Klasse!!! Glückwunsch. Im Laufe der Woche komme ich in der S-Bahn dann hoffentlich zum ausführlicheren Lesen... Torsten Schäfer, Mitgl.-Nr Das VdS-Heft habe ich bekommen und gleich mal mit einem alten verglichen. Toll! Allein schon die Qualität der Farben macht viele Artikel zum Eye-Catcher. Ich gratuliere Euch!! Als Mitteilungsschrift muss es leider hier und da etwas sehr sachlich sein, manch ein Artikel eignet sich bestimmt nur für einige (Fach-)Lesergruppen. Trotzdem ist es sehr abwechslungsreich. Ich freue mich auf s nächste... Rainer Mannoff, Mitgl.-Nr Wie mir das neue VdS-Journal gefällt? Noch besser, abwechslungsreicher, interessanter und noch wunderbarer auf den praktischen Beobachter zugeschnitten als das letzte Journal, bei dem ich glaubte, dass es eine Verbesserung nicht geben könnte. Wieder ist der VdS ein toller Wurf gelungen eine klasse Abwechslung im amateurastronomischen Blätterwald. Darauf lohnt es sich zu warten und ist jede müde Mark Mitgliedsbeitrag wert. Einziger Nachteil: Es erscheint nur zweimal im Jahr. Die beste Astrolektüre des Jahres! Dirk Lucius, Mit.-Nr Leserbriefe zum VdS-Journal 2/2001 Das beigelegte Journal für Astronomie II / 2001 ist sehr gut gestaltet. Ich freue mich schon auf die für 2002 geplanten 3 Journalhefte. Besten Dank! Herbert Fabritz, Mitgl.-Nr Das VdS-Journal sollte nicht dem SuW-Schatten hinterherhecheln. Dagegen ist der Beitrag von Gisela Steinicke Deep-Sky nur Männersache, ansprechend, inspirierend, motivierend, voller Fantasie und interessant! Auch der Beitrag, Teleskoptreffen im Vogelsberg, ist spannend leider viel zu kurz. Zum Beispiel wäre eine nähere Beschreibung der einzelnen Selbstbaugeräte mit Fotos eine brennend interessante Variante für unzählige Sternfreunde. Hochspannend der 80-cm-Dobson auf Seite 131, was für ein riesiger Sonnenfilter wurde hier benutzt, wie wurde er hergestellt...usw. usw.. über das Beste leider kein Wort. Schade, schade.. Reinhold Dietze, Mitgl.-Nr Seit einigen Tagen bin ich Mitglied in der Vereinigung der Sternfreunde. Ich war schon einmal Mitglied vor vielen Jahren (Nr. 1573). Vor einigen Tagen wurden mir verschiedene Unterlagen zugesandt, von denen ich das VdS-Journal für sehr gute halte!!! Hier kommen verschiedene Gruppen und Arbeitsgemeinschaften zu Wort, die es in dem schönen Gebiet der Amateurastronomie gibt. Aber auch Einzelkämpfer äußern ihre Beobachtungsgedanken... Günther Krisch, Mitgl.-Nr Wenn ich schon dabei bin, Ihnen zu schreiben, dann kann ich ja noch das los werden: Ich finde das Journal ist der Hammer, richtig professionell, allerdings von Amateuren, die es in ihrer Freizeit formen. Ein großes Lob und Respekt, Respekt. Frage könnte man nicht mal einen Artikel ins Journal bringen, der beschreibt, wie aufwendig so ein Magazin zu machen ist? Ich glaube es wäre recht interessant! Karsten Höhne, Mitgl.-Nr Ich hatte mein Heft gestern im Briefkasten. Wenn man mal davon ausgeht, das alle Hefte ungefähr zur gleichen Zeit bei der Post abgegeben werden, ist es faszinierend zu sehen, mit welch unterschiedlicher Geschwindigkeit die Hefte dann weiter transportiert werden. Unterschiede von bis zu einer Woche und mehr sind aus mir vollkommen unverständlichen Gründen anscheinend immer möglich. Steffen Janke, Mitgl.-Nr. 5881

135 VDS > VOR ORT 133 Wir begrüßen unsere neuen Mitglieder Herzlich Willkommen in der VdS! 8105 Dipl.-Ing. Dietmar Böcker, Rüsselsheim 8106 Michael Balzer, Glienicke 8107 Franz Stark, Recklinghausen 8108 Oberbayerische Volkssternwarte Berg e.v., Prof. Dr. Christian Jutz, Berg 8109 Sebastian Krotki, Wittenberge 8110 Frank Hollemans, Offenbach 8111 Dipl.-Ing. Andreas Dehning, Wriedel 8112 Stefan Müdders, Krefeld 8113 Martin Krahn, Ehrsten 8114 Lutz Thomas, Kerpen 8115 Thomas Ebert, Berlin 8116 Kai Brunner, Elbtal 8117 Rüdiger Kasch, Süderbrarup 8118 Heinz Meidel, Waghäusel 8119 Rüsselsheimer Sternfreunde e. V., Frank Nitschke, Rüsselsheim 8120 Roland Zeising, Bensheim 8121 Stefan Nolte jun., Lichtenau-Henglarn 8122 Dr. Ursula Hill-Samelson, Seefeld 8123 Werner Weber, Reutlingen 8124 Carola Thomas, Berlin 8125 Dipl.-Ing. Jörg Bronold, Wolfsburg 8126 Lothar Zilinski, Würzburg 8127 Michael Roller, Neubulach 8128 Dipl.-Ing. Horst Schröter, Bremen 8129 Dr. Thomas Harms, Schwarmstedt 8130 Dr. Manfred Rudolf, München 8131 IG Astronomie Crimmitschau e.v., Crimmitschau 8132 Peter Karcher, Haslach 8133 Reinhard Hoffmann, Wiehl 8134 Astronomische Vereinigung Bodensee e. V., Eriskirch 8135 Alexander Haege, Ulm 8136 Dipl.-Ing. (FH) Andreas Kriz, Tamm 8137 Dr. Dietmar Früh, Petersberg 8138 Dipl.-Ing. (FH) Tom Licha, Deining 8139 Dr. Dietmar Vötisch, Bad Mergentheim 8140 Astronomische Arbeitsgemeinschaft Aalen e. V., Ulrich Görze, Oberkochen 8141 Christoph Kommer, Weingarten 8142 Dipl.-Ing. Peter Flisikowski, NL-Vaals 8143 Ralf Pisarek, Munster 8144 Dr. Martin Schäfer, Maisach 8145 Michael Strohe, Coesfeld 8146 Stefan Grüne, Dorsten 8147 Hans-Peter Ulmer, Schorndorf 8148 Udo Baum, Seefeld Die Geburtsstunde von KOS und MOS Es ist schon eine merkwürdige Sache, wenn man aufgefordert wird, etwas über sich selbst zu schreiben. Eigentlich müsste das ein anderer tun. Vielleicht ein guter Freund, oder noch besser, einer, der einen nicht leiden kann. Der würde bestimmt auch die Eigenschaften breittreten, die man allzu gerne vermeidet, wenn man sich selbst portraitieren muss...falls man diese überhaupt selbst erkennt. Nun als der Vater der beiden Figuren KOS und MOS, die regelmäßig in unserem geliebten VdS-Journal erscheinen, wurde ich vom Vorstand aufgefordert, meine Person etwas transparenter zu machen, damit die Leser wissen, wer die beiden Kerle zeichnet. Ich bin, solange ich zurückdenken kann, Amateurastronom. Heute versteht man darunter meistens ernsthafte Leute, die teilweise so professionelle Beiträge zur Astronomie leisten, dass einem die Spucke wegbleibt. So einer bin ich nicht und kann es auch leider nicht sein. Als ich ein kleiner Junge von vielleicht vier Jahren war, durfte ich - das war meinen Großvater, der uns alle paar Wochen besuchte, abends mit meiner Mutter zur Straßenbahn bringen. Er war ein weltoffener, belesener Mensch, der in vielen Sparten zuhause war. Gleichwohl kein Akademiker, kannte er sich am Himmel aus wie keiner, zeigte mir Sternbilder, Sterne und erzählte mir vom Sonnensystem. Wenn ich auch damals noch nicht meinen Namen schreiben konnte, so war ich doch in der Lage bald Aldebaran, Sirius und das Sternbild Andromeda einwandfrei staunenden Erwachsenen am Himmel zu zeigen. Dieses Interesse hat mich mein ganzes Leben nicht mehr losgelassen und als ich in die Schule kam, erhielt ich von besagtem Opa mein erstes Brillenglasfernrohr vom Kosmos-Verlag. Phantastische Zeiten, obwohl es ja mitten im Krieg war. Aber gerade dessen Konsequenzen schenkten den damaligen Sternguckern einen pechschwarzen Himmel, von dem man heute nur träumen kann und das mitten in der Stadt. Manchmal sehnt man die Zeiten zurück, wo ein eifriger Blockwart abends die Verdunklung kontrollierte, damit aus keinem Fenster auch nur der kleinste Lichtstrahl fiele. Wenn dann aber der Großstadthimmel von den Scheinwerfern der Flak, den Leuchtspurgeschossen der Vierlings-MG s oder den Christbäumen (farbige Leuchtkugeltrauben, mit denen die alliierten Bomber ihr Zielgebiet markierten) taghell erleuchtet wurde, war der wunderbar dunkle Himmel als trügerisch entlarvt, und ich ziehe heute ganz entschieden die allgegenwärtige Lichtverschmutzung vor, zumal die Häuser der Nachbarn auch am nächsten Morgen noch dastehen, was damals oft nicht der Fall war. Nachdem ich also in dieser schlimmen Zeit meine ersten Beobachtungen gemacht hatte, ließ mich die Astronomie nie mehr ganz los und der ewige Traum von einem größeren Instrument hat mich die ganzen Jahre danach begleitet. Während meiner Schulzeit und meines Studiums, war ich allerdings von der Erfüllung diese Traumes

136 134 VDS > VOR ORT mangels Masse und Praxis weit entfernt. Aber es wuchs in diesen Tagen eine Bibliothek von beträchtlichem Umfang heran. Natürlich beschäftigte mich damals mehr die Raumfahrt, die mit der geplanten und später erfolgten Mondlandung im Vordergrund stand und nicht zu vergessen das weibliche Geschlecht, so dass meine Beobachtungen, soweit sie nicht letzteres betrafen, doch sehr vernachlässigt wurden. Als ich dann meinen Beruf als Architekt ausüben durfte (musste), fehlte mir leider oft die Zeit zu astronomischen Studien und mein Sohn, der daran wenig Interesse zeigte, stahl mir den Rest der Freizeit mit Angeln und unserer Modelleisenbahn. Bei der Modelleisenbahn bin ich geblieben und ich gestehe allen Sternfreunden, dass sie nach wie vor mein Hobby Nummer 1 ist. Als mein Sohn jedoch heiratete und seine eigene Firma und Familie gründete, bekam ich die eine oder andere Zeitschrift in die Hand, die in den Reklameseiten das eine oder andere Teleskop anpriesen. Da ist es dann passiert und da mein Geldbeutel etwas dicker geworden war, als es der Student Walther gewohnt war, stand auch bald ein 102-mm-Refraktor von Vixen im Garten. Die Fülle der Instrumente, des Zubehörs, der Fachbücher und Zeitschriften, die mich in der Zwischenzeit rechts überholt hatten, brachten mich ganz schnell wieder zur Astronomie zurück. Noch vor dem Ausscheiden aus meinem Beruf, hatte ich eine eigene Sternwarte mit Schiebedach, in der ein 10 -SC von Meade, mir gute Dienste leistet, soweit es Lichtverschmutzung und Großstadtdunst zulassen. Mein Ehrgeiz geht zwar in der Zwischenzeit soweit, dass ich für meine Modellbahn Lokomotiven im Selbstbau herstelle, aber nicht soweit, professionelle oder semiprofessionelle Beiträge zur Astronomie zu leisten. Meine Amateurastronomie beschränkt sich auf die sogenannten Spaziergänge am Himmel. Aber die Technik, die in Verbindung mit den auf dem Markt befindlichen Geräten steht, fasziniert mich außerordentlich und zahlreiche Besuche auf Astromessen und der Gedankenaustausch mit Gleichgesinnten, nimmt mich doch sehr gefangen. Selbstverständlich wurde ich Mitglied bei der VdS und lernte dabei Herrn Guthier kennen, der eine flüchtig von mir skizzierte Zeichnung in die Hände gespielt bekam, auf der ich die Teilnehmer eines Treffens karikiert hatte. Sofort schlug er mir vor, dass ich für das VdS-Journal doch mein Zeichentalent in dessen Dienst stellen könnte, um die Trockensubstanz etwas aufzulockern. Dieser Bitte kam ich gerne nach. Ich erkannte sofort, dass ich jetzt auch meinen Beitrag zur Amateurastronomie leisten konnte. So erfand ich dann die beiden Figuren KOS und MOS. Den etwas hageren, intellektuellen KOS und den etwas bodenständigeren, bauernschlauen MOS, die sich aber ganz gut verstehen. Natürlich sind in die dargestellten Anekdoten auch persönliche Erlebnisse eingeflossen und trotzdem ist es nicht immer ganz einfach, von den beiden etwas Neues zu erfahren, was auch den Lesern des Journals zumindest ein Schmunzeln abringt. Wenn die beiden das aber manchmal erreichen, bin ich der glücklichste Vater der Welt... nein, des KOS-MOS. Gerhart Walther In einer Baustelle des Asteroiden-Wissens - Bericht über die vierte Tagung der FG Kleine Planeten der VdS von Markus Griesser Am 9. und 10. Juni 2001 genossen die Asteroiden-Freunde des deutschen Sprachraums Gastrecht in der Archenhold-Sternwarte, Berlin-Treptow. Dank der sorgfältigen Vorbereitungsarbeit von Andreas Doppler und seinen Helfern und dank der vielen interessanten Referate wurde die Tagung erneut zu einem Erlebnis. Die vielen in der Bundeshauptstadt sichtbaren Baukräne waren dabei geradezu ein Sinnbild für diese Tagung, sind doch auch die Beobachter von Kleinplaneten in ihren heimischen Baustellen gezwungen, ihr Fachwissen laufend zu renovieren. Man mag allerdings darüber rätseln, weshalb es bei einem Fachgruppenbestand von 44 Nasen gleich 59 Planetoiden-Freunde nach Berlin verschlagen hat. Jedenfalls ist es sehr erfreulich, wie die Teilnehmerzahlen der Kleinplaneten-Tagungen von Jahr zu Jahr zulegen. Zweifellos hat dies auch mit dem Fachgruppenleiter Gerhard Lehmann zu tun. Der Drebacher hütet nicht nur seine Kleinplaneten (und seine exzellente Homepage zu diesem Thema!), sondern kann eben auch sehr gut mit den etwas speziellen Menschen dieser Szene umge-

137 VDS > VOR ORT 135 hen. Denn Kleinplanetler sind im Grunde genommen nicht ganz einfach strukturierte Individualisten, die lieber in den heimischen Refugien ausspähen, scharren und grübeln, als sich coram publico in ihr Wissenskämmerlein blicken zu lassen... Schwaches Licht mit Variationen Mit seinem Referat über die Astrometrie lichtschwacher Objekte gelang Herbert Raab aus Linz gleich mal ein fulminanter Einstieg in den bunten Vortragsreigen. Dass die Linzer mit ihrem so prächtigen 60-cm-Spiegel auf einer computergesteuerten Leichtbaumontierung mittlerweile die 22. Grössenklasse kitzeln, hat auch mit der konsequenten Optimierung der Aufnahmetechnik zu tun. Arno Gnädig zeigte mit einigen prächtigen Simulationen, wie sich die Lichtspur in einem Asteroiden-Trail aufbaut. Mit seinem Thema Abbildungseigenschaften bewegter Lichtquellen auf Film und CCD-Frames ließ sich der Spezialist für das Aufspüren von Asteroiden- Spuren in DSS-Platten ein wenig in seine reich assortierten Karten mit vielen Trümpfen gucken. Ein beeindruckendes Instrumentarium, wenn zum Teil auch mit antiquierten Rechnern, setzt Dr. Helmut Denzau aus Heisingen für die Photometrie von außergewöhnlichen Ereignissen im Reich der Planetenmonde sowie bei ausgewählten Asteroiden ein. Bei der Kurzzeit-Photometrie arbeitet er mit Belichtungszeiten von 20 Millisekunden bis zu einer Sekunde, was vor allem bei der gegenseitigen Bedeckung von Planetenmonden nötig ist. Wo steckt denn nur mein Asteroid? Hinter dem Kürzel LOV steckt ein sehr wichtiges Tool für all jene Kleinplanetenbeobachter, die entweder in der Vergangenheit oder in der Zukunft ihren Kleinplaneten suchen. Die Line of Variation, so zeigte Arno Gnädig in seinem zweiten Referat, ist die auf eine Linie reduzierte und entsprechend handliche Such- Ellipse, in der sich der vermisste Planetoid aufhält. Da bei den Positionsabweichungen die Bahnelemente Grosse Halbachse a, Exzentrizität e und Mittlere Anomalie M dominieren, kann die eigentliche Fehlerellipse, der Zeppelin am Himmel, auf eine Linie reduziert werden. Axel Martin aus Mühlheim stellte das Astrometrieprogramm Canopus näher vor. Wie alle anderen modernen Messprogramme verwendet es hochautomatisierte Features. Doch ähnlich wie Computer Aided Astrometry CAA gehört Canopus im deutschsprachigen Raum eher zu den Exoten. Werner Hasubick gehört mit seinem visuellen Beobachtungen von erdnahen Objekten zu den stehenden Werten jeder Kleinplanetentagung. Mit seinem 44-cm-Newton und dem 20-cm-Meade sind ihm mittlerweile schon zahlreiche NEOs ins Netz oder im wahrsten Sinn des Wortes ins Auge gegangen. Abb. 1: Tagungsteilnehmer 2001 Trojaner und entschwindende NEO s Dr. Gerhard Hahn vom DLR erweist verdienstvollerweise jedem Kleinplaneten- Treffen seine Referenz. Der geschätzte Profi referierte diesmal über die besonderen Eigenschaften der Trojaner, von denen momentan 625 im L4- und 382 im L5- Punkt ihr komplexes Kräftespiel mit dem Planetenriesen Jupiter pflegen. Saturn verfügt aufgrund der instabilen Verhältnisse über keinen Trojaner, auch die Erde ist trojanerlos, hingegen wurden bei Mars schon fünf dieser besonders gebundenen Planetoiden nachgewiesen. Aus dem Linzer Team berichtete Erich Meyer über seine immer wieder aufsehenerregenden Follow-up-Beobachtungen an erdnahen Objekten. Er hat sich darauf spezialisiert, in den jeweiligen Oppositionen gewissermassen die Abschlussbeobachtungen beizusteuern. Da er sich ganz gezielt auf wenig beobachtete Objekte jenseits der 20. Grössenklasse konzentriert, konnte er schon oft zu erheblichen Bahnbogenverlängerungen beitragen. Futter für die informationshungrige Öffentlichkeit Zwei Sachsen ins All geschickt haben zumindest symbolisch Jens Kandler und Gerhard Lehmann aus Drebach. Mit der Taufe zweier Drebach-Asteroiden nach dem ersten deutschen Kosmonauten Sigmund Jähn (17737) und dem verdienten Astronomie-Lehrer und Sternwarten-Begründer Edgar Penzel (19022) setzt die Drebacher Sternwarte die Ehrung lokaler Persönlichkeiten fort. Die beiden öffentlichen Vorträge zum Abschluss des Samstages zu 200 Jahre Asteroiden-Forschung lösten zwar einen nicht gerade überwältigenden Besucheraufmarsch aus. Doch André Knöfel rief mit seinem historischen Exkurs auch gar so manchem gestandenen Asteroiden-Spezie wieder mal die historischen Wurzeln seines Tuns ins Gedächtnis. Ein Hochgenuss fürs Auge bot abschliessend zur samstäglichen Vortragsrunde Thomas Payer aus Essen mit seinen prächtigen Aufnahmen der Polarlichter, wie sie im vergangenen April über Zentral- und Nordeuropa zu sehen gewesen sind. Von Brauen Zwergen und anderen dunklen Sternen Dr. Freimut Börngen, der liebenswürdige Fachastronom aus Tautenburg, startete am Sonntagmorgen mit einem etwas besonderen Thema. Die erst seit 1995 bekannten Braunen Zwerge bilden in Größe und physischen Eigenschaften gewissermassen das Bindeglied zwischen Sternen und Planeten. Die in Schulstunden so oft gehörten Fragen Was ist ein Stern? Und was ist ein Planet? erfuhren durch die Braunen Zwerge eine neue Dimension und sind heute nicht mehr so klar und so eindeutig zu beantworten. Dass man mit Hilfe von Sternbedeckungen auch zu Erkenntnissen über Grösse und Form von Kleinplaneten gelangen kann, dokumentierte Mike Kretlow aus Siegen und zugleich europäischer Vertreter der IOTA. Besonders wichtig sind die Last Minute Predictions, weil sie den ursprünglich auf mehrere hundert Kilometer veranschlagten Verdunklungskorridor auf wenige Kilometer eingrenzen. Die in Berlin beobachtete Verfinsterung des Sternes HIP durch (476) Hedwig war das Thema gleich zweier Referate. Wie Sven Anderson aus den zusammengefassten Auswertung eigener und mehrerer weiterer Berliner Beobachter darlegen konnte, dürfte Hedwig etwa 130 x 90 km Ausdehnung haben. Der erst 15- jährige Kai Schmitz von der Wilhelm-

138 136 VDS > VOR ORT Foerster-Sternwarte heimste mit der Präsentation seiner preisgekrönten Arbeit über die anspruchsvolle astrometrische Auswertung seiner Beobachtungsresultate einen besonders herzlichen Applaus ein. Blicke in die Zukunft Auf der Zielgerade der Tagung stieg dann der unermüdliche Arno Gnädig zum dritten Mal in die (Referenten-) Hosen. Nach Entdeckungen und den bei schnellen NEO s besonders wichtigen Follow-ups gelten die Recherchen-Programme ANEOPP und DANEOPS als dritte Säule in den weltweit momentan hochaktiven NEO-Surveys. Doch der Referent, bekannt für seine selbstkritisch-satirischen und erfrischend offenen Meinungsäußerungen, sieht in den Suchprogrammen trotz zahlreicher Pre- und Re-Coveries nur ein halbes drittes Bein. Kontrovers wurde vom Plenum auch seine ziemlich düstere Einschätzung beurteilt, die momentan sehr aktiven Such-Programme seien ab 2005 leider so ziemlich tot! Auch Dr. Gerhard Hahn meldete sich nochmals mit einer Präsentation zu Wort. Nach dem Ende des französisch-deutschen Projektes ODAS ist offenbar jetzt ein Teamwork zwischen Italien und Deutschland im fortgeschrittenen Aufbau. Das Projekt ADAS sucht mit der 67-cm- Schmidtkamera der italienischen Sternwarte Asiago und einem 2048 x 2048-Chip in jenen Gebieten nach NEOs, die von den grossen Surveys eher vernachlässigt werden, d. h. also in Gegenden mit E >90 vom Oppositionspunkt. André Knöfel, der von Berufs wegen emsig Wetterdaten sammelt und verteilt und dazwischen mit seinem DAPS gar so manchem Mainbelter schon den Weg zum Multi-Opp-Objekt gewiesen hat, liess uns auch noch kurz in seine Zauberkiste blicken. DAPS ist heute ein 5-Mann- Unternehmen geworden, hat bis Juni 2001 insgesamt 543 Kleinplaneten untersucht und zahlreiche Erfolge verbucht. Bei 261 nummerierten Kleinplaneten konnte DAPS, nach Auflistung des Düsseldorfers, gewissermassen Hebammendienste leisten. Der größte Erfolg, der inzwischen in die Kleinplaneten-Geschichte eingegangen ist, war zweifellos das Rückverfolgen des Kleinplaneten (20.000) Varuna auf gleich mehreren DSS-Platten. Gerhard Lehmann ist nicht nur der rührige Obmann der Fachgruppe Kleinplaneten, sondern auch ein begnadeter Statistiker - enge Freunde reden sogar von einem richtigen Zahlen-Fetischisten. Und so servierte der sympathische Drebacher all jenen, die sein umfangreiches, vollständiges und jederzeit auf dem neusten Stand gehaltene Zahlen-, Daten- und Faktenmaterial nicht schon ohnehin von der Kleinplanetenseite her bestens kennen, ein Konzentrat seiner Statistiken. Auf Wiedersehen in Sonneberg! Mit dem Referat von Erwin Schwab Vier 611er auf dem Calar Alto ging im gastlichen und weltoffenen Berlin erneut eine rundum erfreuliche Kleinplaneten-Tagung zu Ende. Und bereits beginnt wieder die Vorfreude fürs nächste Mal, - dann im Thüringer Wald: Dank der freundlichen Bereitschaft von Dr. Peter Kroll darf die Fachgruppe vom 21. bis 23. Juni 2002 in der berühmten Sternwarte Sonneberg zu Gast sein.. Der 3. Stuttgarter CCD-Workshop von Silvia Kowolik Vom 26. bis 28. Oktober 2001 fand im Keplersaal des Carl-Zeiss-Planetariums in Stuttgart der 3. CCD-Workshop statt. Dieser Workshop war eine Gemeinschaftsveranstaltung des Carl-Zeiss-Planetariums Stuttgart und dem Verein Schwäbische Sternwarte e.v. Den Auftakt zum Workshop bildete die Registrierung und Begrüßung der Teilnehmer auf der Beobachtungsterrasse der Sternwarte auf der Uhlandshöhe. Bei zunehmend klarem Himmel konnten die Teilnehmer den Mond, Mars und weitere Objekte am Himmel mit den Instrumenten der Sternwarte Stuttgart beobachten. Mit Hilfe einer CCD-Kamera, einem Fotoobjektiv und einem Stativ wurden bei feststehender Kamera Kurzzeitbelichtungen des Himmels gewonnen. Bei Belichtungszeiten unter 15 Sekunden waren die Aufnahmen noch punktförmig. Trotz dieser kurzen Belichtungszeit zeigten die Aufnahmen schon überraschend viele Details. Beim anschließenden Abendessen in einer Wirtschaft konnten sich die Teilnehmer gegenseitig kennenlernen und über ihre bisherigen Erfahrungen fachsimpeln. Am Samstag Morgen begann der eigentliche Workshop im Carl-Zeiss-Planetarium Stuttgart. 7 Referenten aus Deutschland, Österreich, der Schweiz und Italien spannten dabei den Bogen von Themen wie Dateiorganisation zur besseren Handhabung der Beobachtungsergebnisse über Hilfsmittel während der Beobachtung bis hin zu Bildbearbeitung der gewonnenen Beobachtungen. Zwischen den Vorträgen gab es genügend Pausen, in denen die rund 80 angemeldeten Teilnehmer Zeit für ausgiebigen Informationsaustausch hatten. An einem PC im Foyer des Keplersaales ergab sich zudem die Möglichkeit, die vorgestellten Programme zu testen. Für die Verpflegung war ebenfalls gesorgt, Kaffe, Tee und Kaltgetränke sowie belegte Brötchen und Kuchen sorgten für das leibliche Wohl. Leider war am Samstag Abend der Himmel bewölkt, so daß der Praxisteil des Workshops auf der Sternwarte Stuttgart ausfiel. Dafür waren die Diskussionen beim gemeinsamen Abendessen um so lebhafter. Neue Bekanntschaften wurden geknüpft, alte Bekanntschaften aufgefrischt. Am Sonntag Morgen wurde in einem weiteren Referat eine eindrucksvolle Animation einer Sonnenprotuberanz aus ca. 20 CCD-Einzelaufnahmen gezeigt. Nach dem letzten Referat hatten die Teilnehmer in einer offenen Diskussionsrunde noch die Gelegenheit, den Referenten weitergehende Fragen zu stellen und selbst über ihre Erfahrungen zu sprechen. Nach dem Mittagessen wurden Fahrgemeinschaften gebildet, um die Sternwarte Welzheim zu besichtigen. Der 3. CCD-Workshop wurde sowohl von den Teilnehmern als auch von den Veranstaltern als erfolgreich bewertet. Voraussichtlich in 2 Jahren wird es einen 4. Workshop in Stuttgart geben. Links Carl-Zeiss-Planetarium Stuttgart: Sternwarte Stuttgart: Bericht vom CCD-Workshop: bericht/bericht.asp Sternwarte Welzheim:

139 VDS > VOR ORT 137 Die 20. Bochumer Herbsttagung 2001 von Werner E. Celnik und Peter Riepe Peter Riepe hat es mal wieder geschafft: Am 3. November 2001 trafen sich über 200 Amateur-Astronomen aus ganz Deutschland im Hörsaal HMA 10 der Ruhr- Universität Bochum. Und das zum nunmehr 20. Mal. Neben einem attraktiven Vortragsprogramm hat er mit seinen Helfern Ausstellungstische zur Präsentation bereitgestellt. U. a. war auch die VdS mit ihrem neuen Stand vertreten. Einige VdS-Fachgruppen präsentierten ihre Arbeit. Und ebenso wichtig: Zahlreiche Stelltafeln im Hörsaalfoyer standen den Amateuren zur Verfügung, um Ergebnisse darzustellen: astronomische Aufnahmen, Zeichnungen, Messungen und auch Übersichten über Vereinsaktivitäten. Im Vortragsprogramm war wieder für jeden etwas dabei. Nach der Tagungseröffnung durch Peter Riepe und den Grußworten von Prof. Wolfram Schlosser (Ruhr-Universität), Prof. Johannes V. Feitzinger (Sternwarte Bochum) und Dr. Werner E. Celnik (VdS) zeigte Uwe Reimann aus Ostfildern seine Ergebnisse zur Sonnenfinsternis vom : Dem Mondschatten auf der Spur. Das Bedeckungsereignis wurde durch schöne Dias der Sonne und der Annäherung des Mondschattens auf der Erdoberfläche dokumentiert. Mike Kretlow aus Mainz berichtete Über die Bedeckung von HIP durch Titania am 8. Sept. 2001, beobachtet von Mitgliedern der IOTA. Besonders interessant das Computervideo, animiert aus einer Reihe von Bedeckungsaufnahmen, die auf der Bedeckungslinie entstanden waren. Danach demonstrierte Stefan Korth aus Meerbusch, was die Astrofotografie per Digitalkamera so interessant macht. Stefan, der sich selbst oft als Pixelschnorrer bezeichnet, weil er an allen nur greifbaren Teleskopen seine Kamera dranhängt, konnte mit erstaunlich scharfen Mond- und Planetenaufnahmen aufwarten, zeigte aber auch, dass Deep-Sky-Schnappschüsse wegen des starken Rauschens ungekühlter Chips nur in begrenztem Maße möglich sind. Die Digitalkamera könnte durchaus zum Einsteigerinstrument für Aufnahmen mit einem Teleskop werden. Wolfgang Steinicke aus Umkirch präsentierte Die kosmische A-Klasse - Beobachtung historischer Radioquellen. Die interessant aufbereiteten Recherchen zu den Radioquellen Casssopeia A, Centaurus A & Co. wurden mit Aufnahmen aus dem Palomar Observatory Sky Survey (über Internet erreichbar) und zahlreichen Amateurfotos dokumentiert. Iris Fleischer aus Mainz und Oliver Jahreis aus Bingen stellten das Thema vor, für das sie sich vehement engagieren: Die VdS- Jugend und das Astronomische Sommerlager Man merkte, da kommt frischer Wind auf, es tut sich was in der Szene. Nach der Mittagspause referierte zunächst Dieter Goretzki aus Langenselbold über Sternspektroskopie mit einem Objektivprisma. Die aufbereiteten Ergebnisse bewiesen, dass auch mit bescheidenen Mitteln relativ gut aufgelöste Spektren von hellen Sternen erzielbar sind, die auch Spektrallinien zeigen. Stefan Karge aus Frankfurt dokumentierte ausführlich seine Arbeit der letzten Jahre. In seinem Thema Quasare visuell regte er an, die übliche Liste der Deep-Sky- Objekte auch auf die punktförmigen Extrem-Objekte auszudehnen. Ist es nicht schön, in wirklich unendliche Weiten abzutauchen? Peter Bresseler aus Lüneburg stellte uns seine Selbstbau-Sternwarte vor: Über den Dächern der Stadt - Eine Dachsternwarte in Planung und Umsetzung. In längerer Arbeit entstand ein Beobachtungsplatz, von dem aus er bequem mit seinem C14 Astroaufnahmen machen kann. Bernd Brinkmann aus Herne präsentierte mit seinen stets sehr beeindruckenden Aufnahmen die Sonnenfinsternis am 21. Juni 2001 in Sambia, den zweiten Beitrag zu diesem Spektakel. Bilder der zentralen Bedeckung zeigten detailliert die Chromosphäre mit Protuberanzen. Nach der Kaffeepause folgte der traditionelle Fachvortrag, diesmal von Prof. Kristen Rohlfs, Ruhr-Universität Bochum. Sein Thema Moderne Trends in der Entwicklung von Radioteleskopen belegte übersichtlich die Entwicklung der Radioteleskope aus den 50er Jahren bis zu modernen Projekten. Dabei ging er auf die verschiedensten Einsatzmöglichkeiten moderner Radioteleskope ein. Den dritten Sonnenfinsternis-Bericht lieferte Dr. Wolfgang Strickling aus Haltern. Sein Videofilm Schwarze Sonne über dem Schwarzen Kontinent zeigte neben Land und Leuten auch beigeisternde Finsternis- Szenen. Sehr schön die Dokumentation der selten dargestellten fliegenden Schatten. Zum Schluss entführte uns Dieter Friedrich aus Essen nach Namibia, wo er seine African Dreams verwirklicht hat ein eigenes, fest montiertes Teleskop, mit dem ihm sehr schöne Farbaufnahmen der klassischen Südhimmelobjekte gelangen. Der anschließende traditionelle und gern besuchte gemütliche Tagungsausklang im Restaurant Mediterrannee war für einen Großteil der BoHeTa-Besucher wieder einmal willkommener Anlass zum ausführlichen Erfahrungsaustausch. Einige Aktive hatten es diesmal aber eiliger als sonst: stand doch nach 22 Uhr noch die Saturnbedeckung durch den Mond an. Die 21. BoHeTa wird aller Voraussicht nach am 19. Oktober 2002 stattfinden. Nähere Einzelheiten werden zu gegebener Zeit unter zu lesen sein. Und das lesen Sie u. a. im nächsten Heft Rauschreduzierung in CCD-Aufnahmen Selbstbau-CCD-Kamera Teil 2 Fotografie von Sternfeldern mit Normal- und Weitwinkelobjektiven Per Aspera Ad Astra Mein Weg zu den Sternen Erfassung und Vermessung lichtschwacher Punktquellen Dunkelkammertechnik für Hα-Aufnahmen Eye Telescope Ein neues Programm für die visuelle Beobachtung Auswertung der Leonidenbeobachtung 2001 Astro-Urlaub auf den Kanaren Vergleichstest: Astronomical Image Processing (AIP) und ASTROART u. v. m.

140 138 IMPRESSIONEN Abb. 1: Das Bild des Pelikannebels im Sternbild Schwan ist ein Ausschnitt aus einem Komposit von vier einzelnen 6x8- Aufnahmen des Spiegelteams (V. Wendel, R. Eberle, S. Eisenhauer). Sie belichteten jeweils 90 Minuten mit einem 15- Zoll-Astrographen f/5,2 mit einem Rotfilter RG 630 auf Technical Pan Film (hyp.). Abb. 2 (unten links): Die Galaxien um NGC 3190 im Sternbild Löwe, aufgenommen von Peter Bresseler mit einem 10-Zoll-SCT f/5,5, 4 x 300 Sekunden belichtet mit einer ST-7-ABG CCD-Kamera. Aufnahmeort Lüneburg, Winkelauflösung ist 2,8 Bogensekunden/Pixel. Abb. 3 (unten rechts): Die Galaxie M 63 im Sternbild Jagdhunde, aufgenommen von Peter Bresseler mit einem 10-Zoll-SCT f/5,5, 3 x 300 Sekunden belichtet mit einer ST-7-ABG CCD- Kamera. Aufnahmeort Lüneburg, Winkelauflösung ist 2,8 Bogensekunden/Pixel.

141 IMPRESSIONEN 139 Abb. 4: Der Pelikannebel IC im Sternbild Schwan. Aufgenommen von Andreas Masche am mit einer ST-10E CCD- Kamera an einem Pentax SDUF II. Er verwendete ein Hα-Filter und belichtete in R, G und B insgesamt 12 x 750 Sekunden.

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143 IMPRESSIONEN 141 Leoniden 2001 Liebe Leser, wie auch in der letzten Ausgabe des VdS-Journals können wir Ihnen auch in diesem Heft nur einige Aufnahmen präsentieren. Für die kommende Ausgabe, die im Sommer 2002 erscheinen wird, ist der Redaktion ein ausführlicher Bericht über den Leonidenschauer 2001 angekündigt, der neben schönen Aufnahmen auch eine Auswertung durch die Fachgruppe Meteore vorlegen wird. Freuen wir uns gemeinsam darauf! Abb. 6 (linke Seite): Der Bubblenebel NGC 7635 im Sternbild Cassiopeia. Aufnahme mit dem 60-cm-Cassegrain-Teleskop des Physikalischen Vereins Frankfurt auf dem Kleinen Feldberg im Taunus. Christoph Lichtblau hat 65 Min. auf Kodak E 200 Diafilm bei 6 m Brennweite belichtet. Digitale Bildbearbeitung mit Photoshop 5.0. Abb. 7 (oben): Der Leoniden-Meteorschauer am , 19:33 UT-19:36 UT, mit 2,8/29 mm Objektiv auf Kodak TMax Aufnahmeort: Bohyunsan Optical Astronomy Observatory, Südkorea. Aufnahme von Lukas Bolz. Abb. 8 (mitte): Die Leoniden am , Hartwig Lüthen belichtete mit einem Objektiv 1:2,8/28mm 10 Minuten auf Ektachrome 400 (auf ISO 800 gepusht). Aufnahmeort: Bohyunsan Optical Astronomy Observatory, Südkorea. Abb. 9 (unten): Leoniden am mit -10 mag heller Feuerkugel um 18:08 UT. Frank Enzlein belichtete ohne Nachführung von 18:03 bis 18:10 UT mit einem Objektiv 1:2,8 / 16 mm auf Ilford Delta 3200 S/W-Film. Aufnahmeort: Ulan Bator /Mongolei, Observatorium Khurel Togoot.