Eigene Beobachtungen vom Kometen 153P/Ikeya-Zhang und ...

Inhaltsverzeichnis
A ZUSAMMENFASSUNG --------------------------------------------------------------1
B EINFÜHRUNG --------------------------------------------------------------------------2
B.1 Was ist ein Komet......................................................................... 2
B.2 Aufbau von Kometen .................................................................... 2
B.2.1 Der Kometenkern .................................................................................................3
B.2.1.1 Aktivitätszentren............................................................................................................ 3
B.2.2 Die Koma .............................................................................................................3
B.2.2.1 Kondensationsgrad (DC-Wert) ..................................................................................... 4
B.2.3 Der Staubschweif .................................................................................................4
B.2.3.1 Gegenschweif ............................................................................................................... 5
B.2.4 Der Gasschweif / Plasmaschweif / Ionenschweif ................................................5
B.3 Herkunft und Entstehung.............................................................. 5
B.3.1 Die Bahnen ...........................................................................................................5
B.3.2 Herkunft................................................................................................................6
B.4 Strukturen..................................................................................... 6
B.4.1 Komastrukturen ....................................................................................................6
B.4.2 Staubschweifstrukturen ........................................................................................7
B.4.3 Gasschweifstrukturen ...........................................................................................7
B.4.4 Schlussfolgerung ..................................................................................................8
B.5 Röntgenstrahlung ......................................................................... 8
B.5.1 Modell ..................................................................................................................8
C ZIELSETZUNG--------------------------------------------------------------------------9
D PRAKTISCHE KOMETENBEOBACHTUNG --------------------------------- 10
D.1 An der Kantonsschule Heerbrugg .............................................. 10
D.1.1 Beobachtungseinrichtung...................................................................................10
D.1.2 Durchführung .....................................................................................................11
D.1.2.1 Parallele Beobachtung eines Röntgenteleskops am 15.04.02 .................................... 11
D.1.2.2 Zweiter Chip ............................................................................................................... 11
D.1.2.3 Ausrechnung der Bildgrösse........................................................................................ 11
D.1.2.4 Ephemeriden............................................................................................................... 12
D.1.2.5 Reduktion der Aufnahmen........................................................................................... 12
D.1.2.5.1 Dunkelaufnahme..................................................................................................................... 12
D.1.2.5.2 Flatfield (FF).......................................................................................................................... 13
D.1.2.6 Datenaufbereitung ...................................................................................................... 13
D.1.3 Entstandene Probleme........................................................................................14
D.1.3.1 Schlussfolgerung......................................................................................................... 14
D.2 Mit dem mobilen Teleskop.......................................................... 14
D.2.1 Beobachtungseinrichtung...................................................................................14
D.2.2 Durchführung .....................................................................................................15
D.2.3 Probleme.............................................................................................................15
D.3 Bilder vom Wendelsteinobservatorium ........................................... 15
D.3.1 Beobachtungseinrichtung...................................................................................15
D.3.2 Filter ...................................................................................................................16
E ERGEBNISSE------------------------------------------------------------------------- 16
E.1 Zeitlicher Verlauf des Komadurchmessers................................. 16
E.1.1 Der scheinbare Komadurchmesser .....................................................................16
E.1.2 Der wahre Komadurchmesser.............................................................................17
E.1.3 Interpretation ......................................................................................................18
E.2 Zeitlicher Verlauf der Geschwindigkeit ........................................... 18

E.2.1 Probleme.............................................................................................................18
E.2.2 Die scheinbare Geschwindigkeit ........................................................................19
E.2.3 Die wahre Geschwindigkeit................................................................................19
E.2.4 Interpretation ......................................................................................................19
E.2.5 Kontrolle der Geschwindigkeit durch Impulserhaltung .....................................20
E.3 Zeitlicher Verlauf der DC-Werte (Kondensationsgrad) ............... 20
E.3.1 Interpretation ......................................................................................................20
E.3.2 Probleme.............................................................................................................20
E.4 Schweiflänge .............................................................................. 21
E.5 Zeitlicher Verlauf der Schweiforientierung.................................. 22
E.5.1 Himmelsrichtung auf meinen Bildern ................................................................22
E.5.2 Schweifpositionswinkel......................................................................................22
E.6 Die Untersuchung der Bilder der einzelnen Tage....................... 23
E.6.1 11.März 2002......................................................................................................23
E.6.2 13.März 2002......................................................................................................23
E.6.2.1 Strukturen in der Inneren Koma.................................................................................. 24
E.6.3 18.März 2002......................................................................................................24
E.6.4 25.März 2002......................................................................................................25
E.6.5 27.März 2002......................................................................................................26
E.6.5.1 Strukturen in der Inneren Koma.................................................................................. 26
E.6.6 Kernschatten .......................................................................................................27
E.6.7 28.März 2002......................................................................................................27
E.6.8 29.März 2002......................................................................................................27
E.6.8.1 Strukturen in der Inneren Koma.................................................................................. 28
E.6.9 15.April 2002......................................................................................................28
E.6.10 18.April 2002....................................................................................................29
E.6.11 30.April 2002....................................................................................................29
E.6.11.1 Strukturen in der Inneren Koma................................................................................ 30
E.6.11.2 Interpretation ............................................................................................................ 30
E.6.12 6.Mai 2002........................................................................................................31
E.6.13 10.Mai 2002......................................................................................................31
E.6.13.1 Strukturen in der Inneren Koma................................................................................ 31
E.6.13.2 Interpretation ............................................................................................................ 32
E.6.14 13.Mai 2002 und 31.Mai 2002 .........................................................................32
E.6.15 17.Juni 2002......................................................................................................32
F DISKUSSION/SCHLUSSFOLGERUNG --------------------------------------- 33
G LITERATURVERZEICHNIS ------------------------------------------------------- 34
H DANK------------------------------------------------------------------------------------ 34
I ANHANG ------------------------------------------------------------------------------- 35
I.1 Berechnung der Anzahl Tage vom 1.1. .......................................... 35
I.1.1 Rechenbeispiel.....................................................................................................35
I.1.2 Tabelle zur Berechnung der Anzahl Tage vom 1.1. an .......................................35
I.1.3 Programm zur Berechnung der Anzahl Tage ......................................................35
I.2 Vergleichswerte aus dem Internet.................................................. 35
I.3 Readme-file auf der CD von Rita Schulz mit Erklärungen............. 37
I.4 Programm zur Interpolierung.......................................................... 37
I.5 Himmelsrichtungsbestimmung auf meinen CCD-Bildern ............... 39
I.6 Werte der Diagramme .................................................................... 39

A Zusammenfassung
Die Faszination an den „schmutzigen Schneebällen“ aus dem Astronomieunterricht gab den
Ausschlag für die Wahl des Themas meiner Arbeit, die im Rahmen meiner Maturaarbeit entstand
und die ich nun neu bearbeitete. Als ich das Thema auswählte, ahnte ich noch nichts von dem
schnell hell werdenden Kometen C/2002 C1 Ikeya-Zhang, der im Februar 2002 entdeckt wurde und
später als langperiodischer Komet den Namen 153P/Ikeya-Zhang erhielt. Diesen Kometen konnte
ich dann ab März 2002 auf der Schulsternwarte der Kantonsschule Heerbrugg beobachten, um die
resultierenden Bilder anschliessend auszuwerten.
Die Kometenaufnahmen, davon 325 brauchbare, nahm ich mit Unterstützung meines ehemaligen
Astronomielehrers Herrn Benedikt Götz, mit einer CCD-Kamera ST-10E an einem 40cm-Teleskop
Meade LX-200 auf.
Ich stellte mir die Aufgabe, den Kometen Ikeya-Zhang über längere Zeit zu beobachten, um die
Aktivität zu dokumentieren und Strukturen in der Koma, die Informationen über aktive Zentren auf
dem Kern und dessen Rotationsbewegung geben, zu suchen. Dabei untersuchte ich nebst dem
Komadurchmesser auch die Geschwindigkeit, den Kondensationsgrad, die Schweiforientierung und
verschiedene Strukturen in der Koma, die ich auch mit CCD-Aufnahmen des Wendelstein-
Observatoriums vergleichen konnte.
Aufgrund der Grösse des CCD-Bildfeldes von 8’ auf 12’ (Bogenminuten), konnte ich nur die
Innere Koma aufnehmen, deshalb ergänzte ich die CCD-Bilder mit 45 Dia-Aufnahmen, die ich mit
der Verwendung der Nachführung des mobilen Teleskops Celestron C8 der Schulsternwarte und der
Kamera OM2 schoss, um den ganzen Kometen in voller Pracht aufs Bild zu bringen, und sowohl
die Schweiflänge, als auch die Orientierung des Schweifs dokumentieren zu können.
Die Untersuchung der einzelnen Tage ergab folgende interessanten Auszüge aus den Ergebnissen:
Der Schweif zeigte sich am 1.April 2002 mit einer Länge von über 6°. Dabei konnte ich
Schweifstrahlen (sogenannte Streamer) sehr oft erkennen. Sie entstehen, wenn sich die Staubausschüttung
regelmässig zwischen 1-2 Tagen verändert und deshalb Helligkeitsvariationen der
Strukturen im Staubschweif sichtbar werden. Ausserdem verfolgte ich am 13.März 02 einen
Streamer, der sich dann auflöste und verschwand. Dieser Streamer zeigte mir deutlich, dass der
Schweif bei Sonnennähe nicht ruht, sondern dynamisch ist und sich sehr schnell verändern kann.
Jets (Gas- bzw. Staubfontänen), die Folge von Eruptionen von Gas und Staub auf der Oberfläche
des Kometenkerns, entdeckte ich am 30. April und am 10. Mai in der Inneren Koma der MONICA-
Aufnahmen (CCD-Aufnahmen des Wendelsteinobservatoriums), die mit dem CN-Filter gemacht
wurden. Ich versuchte, die Rotationsdauer durch die Bewegung des Jets auszurechnen und bekam
für den 10. Mai eine Rotationsdauer von 4.7 Stunden. Dies konnte ich aber noch nicht bestätigen
und somit ist dies nur eine Vermutung. Da Kometen häufig mehr als eine Rotationsachse haben, ist
dies auch nicht sehr einfach.
Den Kernschatten identifizierte ich sowohl am 18. März 02, als auch am 25. und 27. auf meinen
Bildern. Ein Kernschatten ist sichtbar, wenn der „false nucleus“, die Verdichtung rund um den
Kern, bestehend aus vielen Staubteilchen, von der Sonne beleuchtet wird und hinter dem „false
nucleus“ ein Schattenkegel entsteht. Somit werden die Teilchen in diesem Schattenkegel nicht mehr
beleuchtet und man erkennt diesen Kernschatten dann als einen dunklen Bereich im Schweif des
Kometen.
Auch anderer Strukturen, wie z.B. Enveloppen (27.März) und spiralförmige Strukturen, verursacht
durch Jets (13.März und 29.März), waren erkennbar.
Der Komet Ikeya-Zhang wurde dann etwa im Juni 2002 immer dunkler, es war immer schwieriger
ihn aufzusuchen und schlussendlich verschwand er wieder in den Tiefen des Weltalls und kehrt erst
nach über 300 Jahren wieder in unser Sonnensystem zurück.
Seite 1

B Einführung 1
Die meisten Kometen sind eher schwache und unscheinbare Objekte, die häufig nicht einmal einen
Schweif aufweisen, welcher sonst das Charakteristikum dieser Himmelskörper ist. Allerdings gibt
es nur wenige Kometen, die überhaupt keine Besonderheiten zeigen.
Für Kometenforscher sind alle Kometen interessant und nur aus technischen Gründen werden
gerade hellere Kometen untersucht, denn die Teleskope und Instrumente sind für schwache
Kometen oft nicht geeignet.
Der Komet Ikeya-Zhang wurde bis zu etwa 3 Magnituden hell und konnte somit auch von Hobby-
Astronomen sehr gut beobachtet werden, da er sogar von blossem Auge sichtbar war.
Spektakuläre Objekte mit einem flächenhellen bzw. langen Schweif treten allerdings im Mittel nur
alle 10-20 Jahre auf. Zu nennen sind hier die Kometen West (1976VI), C/1996 B2 (Hyakutake) und
C/1995 O1 (Hale-Bopp) und ich denke, dass auch der Komet C/2002 C1 Ikeya-Zhang, der später
den Namen 153P/Ikeya-Zhang bekam, zu diesen gehört.
Die meisten bekannten periodischen Kometen sind in ihrem Erscheinungsbild diesbezüglich eher
enttäuschend.
Ich hatte das Glück, im Zusammenhang mit dieser Facharbeit, diesen sehr interessanten und
abwechslungsreichen Kometen Ikeya-Zhang zu untersuchen, um seinen zeitlichen Verlauf und
seine Veränderungen zu dokumentieren.
B.1 Was ist ein Komet 2
Normalerweise halten sich Kometen weit von der Sonne und den Planeten fern auf. Sie befinden
sich in der Oortschen Wolke (jenseits der Plutobahn) oder im Kuiper-Gürtel (jenseits der
Neptunbahn). Aus diesen Wolken von Kometenkernen wird hin und wieder einer auf eine Bahn ins
Innere des Sonnensystems abgelenkt.
Weil die Kometen in der Kälte des Weltalls die meiste Zeit ihrer Existenz eingefroren sind, bleibt
die chemische Zusammensetzung vorhanden und somit das selbe Material aus dem Urnebel, aus
dem sich das Sonnensystem bildete. Denn vor 4.6 Milliarden Jahren entstanden die Kometen bei der
Entstehung des Sonnensystems aus einer von dichtem Staub durchzogenen Gaswolke.
B.2 Aufbau von Kometen 3
Der Durchbruch zu dem heute anerkannten Modell vom Aufbau von Kometen gelang im Jahre
1950. Das Modell wurde 1986 durch die Raumsondenuntersuchungen am Kometen Halley
bestätigt.
Die zwei wichtigsten Teile des Kometenbildes sind Kopf und Schweif. Die Helligkeit des
Kometenkopfes nimmt normalerweise von aussen nach innen stark zu, so dass der Eindruck von
einem Kern im Zentrum entsteht. Dieser Eindruck ist aber nicht korrekt, da es nicht der feste
Bestandteil, sondern nur der innerste und dichteste Teil der Koma ist.
Die Koma bildet sich bei der Annäherung an die Sonne durch Verdampfung der Materie. Somit ist
sie eine ausgedehnte Atmosphäre aus Gas und Staub.
Durch Licht- und Partikelstrahlung der Sonne (Sonnenwind) werden einige Gas- und Staubteilchen
mitgerissen, was zu zwei, meist deutlich getrennten, Schweifkomponenten führt, dem Gas- oder
Ionenschweif und dem Staubschweif.
1 [3] Seite 15
2 [4] Seite 234
3 [3] Seite 11 , [4] Seite 234 (Rita Schulz)
Seite 2

Abbildung 1: Schematische Darstellung eines Kometen; Erklärung anhand einer meiner Dia-Aufnahmen vom
1.04.02
B.2.1 Der Kometenkern 4
Der Kern weist einen Durchmesser von etwa 5 bis 50 km auf. Er ist ein Körper aus gefrorenen
Gasen (Verbindungen der leichten Elemente; 80-90% Wasser (H2O), Ammoniak (NH3), Methan
(CH4), Kohlendioxid (CO2), Kohlenmonoxid (CO), Cyan (CN), Kohlenstoff (C2), C3 und andere)
und noch zusätzlich zu etwa 50% aus ausreichenden Mengen von russigem Staub
(kohlenstoffhaltige Partikel, sogenannte CHON-Partikel, nach den darin dominanten Elementen
C,H,O und N), der dem Kern sein dunkles Aussehen verleiht und zum anderen Silikate (Mg, Si,
Fe). Man spricht auch von „schmutzigen Schneebällen“.
Bei der Annäherung an die Sonne verdampfen aus diesem Kern zunächst die leichtflüchtigen Stoffe.
Dabei entsteht einerseits eine abschirmende Kruste, andererseits werden die Staubteilchen zum Teil
freigesetzt.
Die Oberfläche des Kerns ist somit sehr dunkel, stark verkrustet, porös und leicht zerbrechlich.
B.2.1.1 Aktivitätszentren 5
Die Aktivitätszentren, nur etwa 10% der Oberfläche des Kometenkerns, bringen den überwiegenden
Anteil der Gas- und Staubproduktion in Form von Jets auf.
Die beobachteten Strukturen in der Koma, welche meist von diesen Aktivitätszentren verursacht
werden, lassen Rückschlüsse auf die Verteilung der Quellen zu.
B.2.2 Die Koma 6
Die Wolke, welche den Kern mit einigen 100’000 km Durchmesser in grober Näherung
kugelförmig umgibt, besteht aus verschiedenem Gas und Staub und wird Koma oder Kometenkopf
genannt.
4 [3] Seite 215 , [2] Seiten 2,3
5 [3] Seite 3 , [4] Seite 236
6 [3] Seiten 237,238 , [2] Seite 4 , [3] Seite 250 , [10] 1.6 Hydrogen-Halo
Seite 3

Durch Reflexion des Sonnenlichtes am Staub, dessen Bestandteile einen Bruchteil eines
Mikrometers bis hin zu Kieselsteingrösse haben, wird die Koma sichtbar.
Die charakteristischen Merkmale in den Molekülbändern (Spektren) von Kometen entstehen, indem
einige Gasmoleküle kurzwelliges Sonnenlicht aufnehmen und es dann nach kurzer Zeit bei
bestimmten längeren Wellenlängen wieder abgeben.
Es existiert allerdings noch eine tausendfach grössere Wasserstoffwolke um die eigentliche Koma
(Ikeya-Zhang: ca. 3,1·10 7 km Durchmesser), welche nur vom Weltraum aus gesehen werden kann,
da unsere Atmosphäre, die nur Wellenlängen zwischen 300 und etwa 1000 Nanometern durchlässt,
dieses Licht absorbiert. Sie besteht aus atomarem Wasserstoff (H), welche bei 122 Nanometern
Wellenlänge eine intensive „Lyman-alpha-Strahlung“, die wichtigste Strahlung des Wasserstoffes,
ausstrahlt.
Die freie Sicht auf den Kern wird durch die Koma verhindert, darum ist es nahezu unmöglich, ohne
Weltraummissionen Informationen über den Kern zu bekommen.
Die Dichte ist allerdings sehr gering, denn mit den 10 8 Atomen pro ccm entspricht dies etwa einem
guten technischen Vakuum auf der Erde.
B.2.2.1 Kondensationsgrad (DC-Wert) 7
Der Kondensationsgrad, der bei der Beobachtung bestimmt wird, ist relativ subjektiv. Es wird
versucht, die Helligkeitsverteilung innerhalb der Kometenkoma zu beschreiben. Der DC-Wert ist
daher die Kurzbeschreibung des Erscheinungsbildes des Kometenkopfes, wobei die Skala von 0
(sehr diffuse Koma ohne die geringste Helligkeitszunahme zum Zentrum hin) bis 9 (Koma
sternförmig) reicht und Zwischenwerte (z.B. DC 1-2) auch erlaubt sind.
Verschiedene Faktoren wie Öffnung, Vergrösserung, Streulicht und Seeing spielen eine grosse
Rolle und erschweren die Vergleichbarkeit von DC-Schätzungen.
Abbildung 2: Der Kondensationsgrad der Koma (DC-Wert), die Abbildung zeigt das Aussehen der Koma 8
B.2.3 Der Staubschweif 9
Der Staubschweif reflektiert im wesentlichen das Licht der Sonne. Er ist verglichen mit dem
Plasmaschweif viel gröber strukturiert, breit und diffus. Er weist im Allgemeinen nur langsame
Veränderungen auf und erscheint visuell meist als strukturarme, in Sonnennähe erkennbar
gekrümmte Aufhellung.
Der Staubschweif entsteht, weil der Strahlungsdruck des Sonnenlichtes die Staubteilchen der Koma
sozusagen wegbläst. Die Strahlungskraft richtet sich demnach von der Sonne fort auf die
Staubteilchen. Entgegengesetzt wirkt die Gravitationskraft der Sonne auf den im Aussenbereich der
Koma befindlichen Staub, welche viel stärker als die Massenanziehungskraft des Kometen ist.
Dieses gemeinsame Gravitationsfeld von Sonne und Kometenkern verursacht die Reduktion der
7 [3] Seiten 48,49
8 [3] Seite 48 (Abb. 3,8)
9 [4] Seite 239 , [2] Seite 4
Seite 4

wirkenden Kraft auf die Staubteilchen. Je kleiner die Teilchen sind, desto stärker ist die
resultierende Kraft, da die Gravitationskraft kleiner ist als bei grossen Teilchen.
Die resultierende Kraft hat dann die Abweichungen der Staubteilchen von der Keplerbewegung
(siehe B.3.1) zur Folge. Die Umlaufbahnen der Staubkrümel trennen sich von der des Kometen,
wobei der feine Staub am stärksten von der Bahn des Kometen abweicht. In einigen Fällen wird der
Staubschweif bis zu 90° aufgefächert.
B.2.3.1 Gegenschweif 10
Der Gegenschweif ist ein Phänomen, das durch die Projektion des Staubschweifs an den
Himmelskörper entstehen kann, obwohl der Schweif von der Sonne weggerichtet ist. Er tritt nur
dann auf, wenn die Erde nahe der Kometenbahnebene steht. Würde man senkrecht von oben auf die
Bahnebene blicken, so sähe man nur einen einzigen, breit aufgefächerten Staubschweif.
Der Gegenschweif kann als nadelförmig spitzes bis breites, diffuses Gebilde in der Gegenrichtung
zum eigentlichen Schweif in scheinbar solarer Richtung beobachtet werden.
Gegenschweife sind nicht so selten wie man denkt. Oft werden sie aber von den Photographen nicht
gesehen, da sie meist ziemlich schwach sind.
B.2.4 Der Gasschweif / Plasmaschweif / Ionenschweif 11
Der Gasschweif bildet sich in der Regel vor dem Staubschweif, der meist erst in geringer
Sonnendistanz erscheint, aus.
Im Allgemeinen weist der Gasschweif einen kleinen Öffnungswinkel auf und läuft gerade vom
Kometenkopf weg. Aufgrund des Sonnenwindes zeigt der Gasschweif stehts von der Sonne weg.
Gasschweife sind besonders in grösserer Sonnennähe extrem dynamisch und verändern sich sehr
schnell.
Der Plasmaschweif kann eine Länge von bis zu 100 Millionen Kilometern erreichen und besteht aus
Plasma, ionisiertes Gas aus elektrisch geladenen Atomen und Molekülen. Plasma entsteht, weil die
Koma der ultravioletten Sonnenstrahlung ausgesetzt ist. Elektronen können durch die energiereichen
Lichtquanten aus den Atomen und Molekülen herausgeschlagen werden.
Doch zur Ausbildung des Plasmaschweifes ist der Sonnenwind von entscheidender Bedeutung. Der
Sonnenwind ist ein fortwährender, unruhiger Strom, der aus Ionen besteht, welche aus den heissen
oberen Schichten der Sonne stammen. Das Plasma der Koma wird dann vom Sonnenwind
weggedrückt und es bildet sich der von der Sonne weggerichtete Plasmaschweif.
Die bizarren Formen innerhalb des Plasmaschweifs entstehen häufig durch die elektromagnetische
Wechselwirkung mit dem Sonnenwind.
B.3 Herkunft und Entstehung
B.3.1 Die Bahnen 12
Mit den Kometenbahnen taten sich die Astronomen vor Edmond Halley (1656-1742) schwer, weil
die Kometenbahnen markant von denen der Planeten abweichen. Weil nun früher nicht beantwortet
werden konnte, woher ein Komet kommt und wohin er geht, wurden die Schweifsterne oft als
„Unheilbringer“ gedeutet.
Aber die Kometen gehorchen wie die Planeten auch den Gesetzen, die Johannes Kepler in den
Jahren 1609 bis 1618 formulierte. Jahrzehnte später stützte das Gravitationsgesetz von Isaac
Newton (1687) diese Gesetze.
Alle Körper im Sonnensystem, Kometen ebenso wie Planeten, bewegen sich auf Ellipsenbahnen, in
deren einem Brennpunkt die Sonne steht, dies besagt das erste Keplersche Gesetz. Dabei schliessen
10 [3] Seite 24 , [2] Seite10
11 [4] Seite 239
12 [4] Seiten 278-280 , [2] Seite 5
Seite 5

die Ellipsenbahnen auch die Extremfälle des Kreises, der Parabel und der Hyperbeln ein. Man erhält
diese Bahnformen durch geeignete Schnitte durch einen geraden Kreiskegel.
Die numerische Exzentrität e beschreibt die „Elliptizität“ der Bahnkurve.
Kreis: e=0 Parabeln: e=1
Ellipsen: 0

die Beobachtung der Ortsveränderung können direkte Rückschlüsse auf die Rotationsdauer gemacht
werden. Doch die Bestimmung der Rotationsachsen und die Position der Aktivitätszentren im
Längen- und Breitennetz des Kometen ist komplex und sehr schwierig.
Die Strukturen werden bei schnellerer Rotation des Kerns verschmiert und es entstehen
trichterartige Fächerstrukturen, sogenannte Fans. Sowohl die relative Lage des Beobachters zum
Kegel, als auch die Lage des Aktivitätszentrums zum Rotationspol verändert das Aussehen dieser
Strukturen. Aus den Fans kann man keine Rückschlüsse auf die Rotationsdauer des Kern gewinnen,
doch sie liefern einen Hinweis auf die Lage der Rotationsachse. Modellrechnungen haben gezeigt,
dass die an die Himmelssphäre projizierte Rotationsachse etwa die Fansachse darstellt.
Somit ist die Beobachtung von Strukturen wie Enveloppen, Jets und Fans ein wichtiger Aspekt,
weil man direkt auf die Verteilung von Aktivitätszentren auf der Kernoberfläche und auf die
Rotationsperiode des Kerns schliessen kann.
Zudem kann ein Komet mehr als eine Rotationsachse aufweisen und dadurch eine komplizierte
Bewegung ausführen (Kreisel).
B.4.2 Staubschweifstrukturen 15
Im Schweif lassen sich Äquipotentialfeldlinien, sogenannte Syndynen bestimmen. Sie verbinden
alle Staubteilchen, die den gleichen resultierenden Kraftbetrag von Gravitationskraft und dem
Strahlungsdruck der Sonne spüren. Damit kann man selektiv Teilchen im Schweif bestimmen, die
bestimmte Eigenschaften zeigen.
Jedes Teilchen bewegt sich unter dem Einfluss der auf es wirkenden Kräfte längs einer spezifischen
Bahn fort. Somit werden die zu einem bestimmten Zeitpunkt losgeschickten Teilchen räumlich
getrennt. Die Synchronen sind die Verbindungslinien dieser Teilchen. Dementsprechend müssen
alle Synchronen am Kernort zusammentreffen, weil die Teilchen gleichzeitig am gleichen Ort, dem
Kern, ausgestossen werden.
Schweifstrahlen (sogenannte Streamer) können entstehen, wenn sich die Staubausschüttung
regelmässig zwischen 1-2 Tagen verändert und deshalb Helligkeitsvariationen der Strukturen im
Staubschweif sichtbar werden. Sie entsprechen den Synchronen, weil sich die ausgeschütteten
Teilchen, die der Kern zu einem bestimmten Zeitpunkt vermehrt ausstösst, darauf befinden.
Streamer sind die häufigste, visuell lohnendste Schweifstruktur. Sie können über Stunden hinweg
ihren Winkel zur Achse des Hauptschweifs deutlich ändern.
B.4.3 Gasschweifstrukturen 16
Auch der Gasschweif zeigt beobachtbare Strukturen, die eng mit der Wechselwirkung mit dem
solaren Magnetfeld verbunden sind. Dem mit 400m/s heranrasenden Sonnenwind, der Magnetfeldlinien
wie Wellenfronten mit sich trägt, stellen sich die ionisierten Teilchen der Kometenatmosphäre
entgegen. Die Feldlinien werden also vor dem Kometen aufgestaut, während der
seitlich vorbeiströmende Sonnenwind passieren kann. Somit werden die Magnetfeldlinien verbeult
und treffen hinter dem Kometen wieder zusammen.
Die Wechselwirkung zwischen den Ionen des Kometen und den Ionen des Sonnenwindes
verursachen vielfältige Strukturen im Gasschweif. Korkenzieherartige Strukturen, wie ein
geflochtener Zopf ineinander verwunden, werden häufig beobachtet.
Mit Ioneninterferenzfiltern und Breitbandfiltern (R und B) ist manchmal auch noch der Ionenschweifansatz
auszumachen.
15 [2] Seiten 9,10 , [3] Seite 24
16 [2] Seite 11 , [3] Seite 24
Seite 7

Sehr selten passiert es, dass ein Komet seinen Schweif für kurze Zeit verliert. Schweifablösungen,
sogenannten Disconnection-events, können dann beobachtet werden, wenn der Komet Magnetfelder
wechselnder Polung durchkreuzt.
Der „alte“ Schweif kann dabei noch für einige Tage als schwächer werdendes Gebilde neben dem
Kometenkopf sichtbar sein, bevor er zu diffus und dunkel geworden ist. Nach wenigen Stunden bis
Tagen bildet sich ein neuer Schweif.
B.4.4 Schlussfolgerung 17
Die aktuelle Kometenbeobachtung ist ein immer wieder überraschendes Forschungsgebiet, da nicht
genau gesagt werden kann, was für Strukturen auftreten. Bei jedem Umlauf treten wieder andere,
sehr unterschiedliche Erscheinungsformen in der Koma und im Schweif auf. Es kann auch noch
nicht mit Sicherheit gesagt werden, wann ein heller Komet auftaucht.
Beobachtungen und Interpretationen der Strukturen und Vorgänge im Plasmaschweif liefern nicht
nur Informationen über die Kometen, sondern auch über den Sonnenwind, der schwer zu
untersuchen ist.
Immer wieder wird Neues herausgefunden, beispielsweise haben Forscher entdeckt, dass beim
Auftreffen besonders der schweren Ionen des Sonnenwindes auf das Gas der Koma sogar
Röntgenstrahlung freigesetzt wird.
B.5 Röntgenstrahlung 18
Als am Dienstag, 26.März um 13:04 Uhr der Komet Hyakutake (C/1996 B2) mit dem Satelliten
Rosat beobachtet wurde, füllte sich der Bildschirm nach und nach mit gleichmässig verteilten
Lichtpunkten, welche die registrierten Röntgen-Photonen darstellen.
Da keine Struktur zu erkennen war, wurde zuerst angenommen, es sei nur das Hintergrundrauschen
des Detektors (störende Impulse im Röntgen-Detektor). Doch bei der zweiten Beobachtung füllte
sich die rechte Bildschirmhälfte mehr als die linke.
Nur mit 10minütiger Belichtungszeit konnte tatsächlich Röntgenstrahlung von einem Kometen
nachgewiesen werden. Eine Ungleichmässigkeit der Detektorempfindlichkeit konnte nach der
Beobachtung einer anderen schwachen Röntgen-Quelle ausgeschlossen werden.
Aufgrund der Tatsache, dass eine Kometennachführung nicht möglich war, wanderte Hyakutake
während der Beobachtung, so dass die Bilder verwaschen waren. Doch weil jedes Röntgenphoton
genau registriert wird wann es eintrifft und einen „Eingangstempel“ (Ankunftszeit und Ankunftsort)
trägt und auch die Ausrichtung des Satelliten protokolliert wurde, konnte mit Computerhilfe ein
scharfes Röntgenbild von Hyakutake entstehen.
Die Röntgenstrahlung kommt von der sonnezugewandten Seite der Koma, denn eine helle Sichel,
die zur Sonne hin orientiert ist, konnte gesehen werden.
B.5.1 Modell 19
Die mehrere Millionen Grad heisse Sonnenkorona enthält Elektronen, schwere Atome und Kerne
der leichten Elemente Wasserstoff und Sauerstoff. Sie stossen sehr heftig zusammen und können
mehrere Elektronen verlieren. Diese energiereichen, im Sonnenwind die Sonne verlassenden
Schwerionen, treffen auf die Koma eines Kometen und fangen sich in der genügend hohen
Elektronendichte der Gasmoleküle des Kometen die fehlenden Elektronen auf. Die ursprünglich zur
Ladungstrennung erforderliche Energie wird beim Einfang der Elektronen als Röntgenstrahlung
wieder frei.
Die Ionen haben noch vor dem Erreichen des Kometenkerns die fehlenden Elektronen eingefangen,
so dass nur die sonnenzugewandte Seite der Koma Röntgenlicht aussendet.
17 [2] Seite 11 , [4] Seite 239
18 [4] Seiten 257-262
19 [4] Seite 262
Seite 8

Abbildung 3: Röntgenbild vom Kometen 153P/Ikeya-Zhang; während der Beobachtung vom Röntgenteleskop
Chandra am 16. April von 01:16 - 04:34 Uhr und am 15. April von 0:53 - 07:09 Uhr entstanden. Der schwarze
Punkt in der Mitte markiert die Position des Kometenkerns. Das Bild ist so gedreht, dass die Sonne genau oben
steht. 20
C Zielsetzung
Die Aufgabe dieser Arbeit war, den Kometen Ikeya-Zhang über längere Zeit zu beobachten, um die
Aktivität zu dokumentieren und Strukturen zu suchen. Die Strukturen in der Koma geben
Informationen über aktive Zentren auf dem Kern und dessen Rotationsbewegung.
Die Aufgaben sind:
- Zeitlichen Verlauf des Komadurchmessers aufzeichnen
- Zeitlichen Verlauf der Geschwindigkeit aus den Aufnahmen berechnen
- Schweiforientierung dokumentieren
- Schweiflänge auf den Dias bestimmen
- Strukturen sowohl im Schweif, als auch in der Koma suchen
Ich versuche auch, aufgrund der kernspezifischen Emissionsphänomene (Fans und Jets) auf die
Rotation des Kerns zu schliessen. Dies ist jedoch ein schwieriges Unterfangen, da sich der Kern
meistens um mehrere Achsen dreht und die Fans und Jets so verzogen werden, dass es zu
kompliziert ist, sich seine Rotation räumlich vorzustellen.
20 [6] (Konrad Dennerl)
Seite 9

D Praktische Kometenbeobachtung 21
Auch noch heute steht die Beobachtung am Anfang einer astronomischen Arbeit, obwohl die
Beobachtungstechniken verbessert worden sind.
Die erdgebundene Beobachtung mit einem Teleskop und der modernen CCD-Technologie ist
immer noch wichtig, um Allgemeingültigkeit zu erlangen. Aufgrund der Flyby-Missionen
(Missionen zu Kometen) weiss man schon viel über Kometen, doch es bleibt noch ungeklärt, ob
man die Erkenntnisse dieser Vorbeiflüge auf andere Kometen übertragen kann.
Grosse Sternwarten sind gezwungen, ihre Programme zu selektieren. Meist haben Deep-Sky-
Objekte den Vorrang bei der Vergabe der Beobachtungszeit mit langem Vorlauf, weil die
Kometenbeobachtung eine hohe Anforderung an das Teleskop, an die Beobachtungsbedingungen
und das Personal stellt. Darum werden Kometenbeobachtungsprogramme meist nicht genehmigt.
Ausserdem ist die Bahnposition nicht genau bestimmt, so dass man den Kometen suchen muss. Ihre
Helligkeit ist schwankend, ihr Aussehen verändert sich schnell und das Auftreten neuer heller
Kometen ist meistens unvorhersehbar oder zu kurzfristig. Somit werden sichere Programme eher
genehmigt, obwohl gerade die Beobachtung über längere Zeit sehr interessant wäre, um Veränderungen
zu erfassen und einen Überblick der Aktivität zu erlangen.
Falls ein Komet einen geringen Abstand von der Sonne hat, ist dieser nur wenige Stunden nach dem
Sonnenuntergang, oder vor dem Sonnenaufgang sichtbar. Dieser tiefe Stand am Himmel ist der
Grund für die hohe Airmass (Mass für die Länge der Luftmasse, durch die man beobachtet). Diese
tiefe Teleskopstellung ist ein grosses Problem für Grossteleskope.
Aus diesen Gründen ist die Vergabe der Beobachtungszeit zu unflexibel, denn man gibt den
„sicheren“ Programmen den Vorrang. Kleinere Teleskope können somit freier und flexibler
betrieben werden.
D.1 An der Kantonsschule Heerbrugg
An der Kantonsschule konnte ich über längere Zeit den Kometen und somit den zeitlichen Verlauf
seiner Strukturen verfolgen.
D.1.1 Beobachtungseinrichtung
Abbildung 4 Teleskop Mead LX-200 Abbildung 5: CCD-Kamera ST-10E
Instrumente der Schulsternwarte an der Kantonsschule Heerbrugg
Die Schulsternwarte an der Kantonsschule Heerbrugg ist mit moderner Technologie sehr gut
ausgerüstet. Nebst einem Teleskop Meade LX-200 mit Brennweite f = 4m und 40cm Durchmesser
stand mir auch eine CCD-Kamera (CCD: Charged-Cupled-Device) ST-10E zur Verfügung.
21 [2] Seite 13
Seite 10

D.1.2 Durchführung
Ich beobachtete den Komet an folgenden Tagen:
Tabelle 1: Beobachtungsdaten mit Bemerkungen und Anzahl Bilder
Monat Datum Bemerkungen Anzahl Bilder
März 11.03.02
15
13.03.02 (14.03. war Neumond)
30
18.03.02
26
25.03.02 1.Teil ohne Reduktor, 2.Teil mit Reduktor
32
27.03.02 Reduktor
verwendet
24
28.03.02 Vollmond
32
April 15.04.02 Unglücklich
platziert (Teil der Öffnung verdeckt)
27
30.04.02 (27.4. war Vollmond)
29
Mai 06.05.02
13
07.05.02
10
10.05.02 (12.05. war Neumond)
25
13.05.02
14
31.05.02
19
Juni 17.06.02 Reduktor verwendet, Langzeitbelichtungen
29
325
D.1.2.1 Parallele Beobachtung eines Röntgenteleskops am 15.04.02
We il ich die Internetseit e www.fg-kometen.de ständig aufsuchte,
um zu sehen, ob neue Kometen
entdeckt wurden oder neue Informationen über Kometen bekannt waren, entdeckte ich rechtzeitig,
dass Herr Konrad Dennerl vom Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik am 15.04.02 den
Kometen mit dem Röntgenteleskop Chandra beobachtete. Spontan entschieden
wir uns, an diesem
Tag eine Beobachtung durchzuführen, doch die Verhältnisse waren nicht optimal, da der Komet
sehr tief stand und die Hälfte der Teleskopöffnung durch das Dach verdeckt wurde. Obwohl Herr
Dennerl nicht genau am gleichen Zeitpunkt die Beobachtung durchführte, war er an meinen Bildern
interessiert und ich erhielt im Austausch meiner Bilder eine Röntgenaufnahme. (siehe B.5.1)
D.1.2.2 Zweiter Chip
Am 17.06.02 war der Komet schon wieder ziemlich dunkel geworden, so dass wir uns für
Langzeitbelichtungen, der Verwendung des Zweiten Chips und einem Reduktor entschieden.
Nach
einigen Anfangsschwierigkeiten gelangen dann noch einige interessante Aufnahmen. Das Problem,
dass sich die Sterne bei ausgeschaltetem Rotator um den Zweiten Chip bewegten, trat auf. Nach
dem Einschalten verschwand dann dieser Effekt und ich konnte Belichtungszeiten von bis zu 10min
starten.
Dies war der letzte Tag an dem ich den Kometen gesehen habe, da er später zu dunkel wurde und
ich ihn nicht mehr auffinden konnte.
D.1.2.3 Ausrechnung der Bildgrösse
Damit ich mit den Aufnahmen des Kometen arbeiten
konnte, musste ich zuerst ausrechen,
was für ein
Himmelsausschnitt auf den Bildern zu sehen ist.
Mit Hilfe der Skizze führte ich folgende
Rechnung
durch:
Benötigte Daten:
- Der CCD-Chip hat eine Grösse von
10mm14.9mm
- Die meisten Bilder
habe ich im Binning-
Mode 33 aufgenommen
(490728 Pixel)
- Die Brennweite des Teleskops beträgt 4m
Seite 11
Abbildung 6: Hilfszeichnung
zur Berechnung der
Bildgrösse (Vereinfachte Darstellung, die aber
nicht der Wirklichkeit entspricht, da das Mead
LX-200 ein Spiegelteleskop ist)

tan(ϕ/2) = d/f
ϕ=arctan(δ/f)*2
Wenn man nun die Daten
in die Formel eingibt, erhält
man eine Chipgrösse von:
Höhe = 0° 08’ 35.662’’ Breite = 0° 12’ 48.336’’
Somit hat 1 Pixel etwa die Grösse von 1 Bogensekunde (1’’).
22
D.1.2.4 Ephemeriden
Die Zentralstelle der Internationalen Astronomischen Union (IAU) berechnet nach
der Entdeckung
eines
Kometen aus den eintreffenden Positionsbeobachtungen eine erste Bahn. Diese wird dann per
IAU-Zirkular verbreitet. Aus diesen Daten kann allerdings noch
nicht direkt auf die Position am
Himmel geschlossen werden, dazu ist eine sehr komplexe Ephemeridenberechnung nötig. Zur
Berechnung der Deklination
und Rektaszension (Position des Kometen am Himmel) werden
verschiedene Eingabeparameter benötigt.
Tabelle 2: Bahnelemente allgemein und des Kometen Ikeya-Zhang
Erklärung Komet Ikeya-Zhang 23
Periheldistanz q
Die Entfernung Sonne-Komet im sonnennächsten Punkt
seiner Bahn (Perihel)
0.507067 AE
Periheldatum T Zeitpunkt des Durchgangs des Kometen durch sein Perihel 2002-3-18.9796
Exzentrizität e Beschreibung der „Elliptizität“ der Bahnkurve (siehe B.3.1) 0.990043
Perihelargument w Abstand des Perihels vom aufsteigenden Knoten W
34.6671
Länge des auf-
Abstand vom Frühlingspunkt
steigenden Knotens W
93.3698
Bahnneigung i Bahnneigung gegenüber der Ekliptik 28.1207
Äquinoktium
Bestimmter Zeitpunkt, auf den sich die Bahnlageelemente
beziehen
1950.0
Verschiedenste
Intern etseiten stellen Ephemeriden der einzelnen Kometen zur Verfügung, die bei
der Beobachtung benötigt
werden. Meistens benutze ich die Werte der VdS-Fachgruppe für
Kometen (http://www.fg-kometen.de), aber auch die Homepage
der „CfA Planetary Sciences
Division“ (http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets)
war sehr nützlich.
Weil die Ephemeriden meistens nur im Abstand von einem Tag angegeben werden und ich an
manchen Tagen die Daten genauer brauchte, weil der Komet sonst nicht aufzufinden war,
entwickelte ich ein Programm, welches mir für auswählbare Zeiten am Tag die Ephemeriden
umrechnet. Es wird dabei angenommen, dass sich der Komet während dieser Zeit linear
fortbewegt
und
sich die Geschwindigkeit nicht verändert.
Der Quelltext meines Programms zur Interpolierung ist im Anhang I.4 angegeben.
D.1.2.5 Reduktion der Aufnahmen
h die passenden Korrekturen durchführen. Nur
ine Signale stark
angehoben werden, werden auch die Störsignale verstärkt und manchmal Strukturen erzeugt, die
Details nicht mehr unterscheiden. Deshalb sollte man sich
24
Bevor ich die Bilder bei verschiedenen Verarbeitungsfunktionen wie „schärfen“ oder „unscharf
maskieren“ gebrauchen konnte, musste ic
einwandfrei reduzierte Aufnahmen eignen sich, und da bei der Bildverarbeitung kle
sich von den wirklich vorhandenen
immer auch auf das Originalbild beziehen, ob sich die Strukturen auch dort ansatzweise befinden.
D.1.2.5.1 Dunkelaufnahme
Damit die HOT-Pixel (glühende Pixel) in den Aufnahmen verschwinden, muss man eine
entsprechende Dunkelaufnahme vom Originalbild abziehen.
22
[3] Seiten 235-238 , [2] Seite 17 , 7) , 8)
23
[7] am 13.09.02
24
[2] Seiten 21,29,30 [3] Seiten 168-170
Seite 12

Die Dunkelaufnahme muss bei gleicher Temperatur und gleicher Belichtungszeit durchgeführt
werden.
Abbildung 7: Ausschnitt einer Darkaufnahme, Belichtungszeit 60s, Temperatur –10°C
D.1.2.5.2 Flatfield (FF)
Weil sich auf dem CCD-Chip immer etwas Staub befindet, muss diese unterschiedliche
Sensitivität
der einzelnen Pixel des CCD-Chips kompensiert werden, indem man eine Flatfield-Aufnahme vom
Bild reduziert. Damit eine gleichmässige Beleuchtung des Chips erreicht wird, werden die FF-
Belichtungen bei Sonnenuntergang begonnen. Man fährt das Teleskop in niedrige Stellung bei
Dämmerung und schaltet die automatische Nachführung aus. Falls mit mehreren Filtern oder einem
Reduktor beobachtet wird, müssen die FF-Aufnahmen (Flats) in jedem Filter gemacht werden.
Es muss darauf geachtet werden, dass auf den FF keine Sterne zu sehen sind, darum sollte mit den
Flats früh begonnen werden. Die Belichtungszeit muss dementsprechend der Dämmerung angepasst
werden,
damit keine Sternstrichspuren sichtbar werden. Es wird zwischen 1s und etwa 1min
belichtet.
Alternativ könnten die FF auch mit einem von einer Lampe beleuchteten Schirm oder auch bei
Morgendämmerung erfolgen.
Abbildung 8: Ausschnitt einer Flatfield-Aufnahme, Belichtungszeit 1s, Temperatur –10°C (bei Abend-
Dämmerung entstanden). Der Staub auf dem CCD-Chip wird hier sichtbar.
D.1.2.6 Datenaufbereitung 25
Die Counts sind in ADU-Werten einer CCD-Aufnahme, vergleichbar mit einem Paket von Röhren,
die je nach der Helligkeit der Pixel unterschiedlich hoch mit Elektronen gefüllt sind, gemessen.
Denn wenn ein Photon auf ein Pixel trifft und in den Bildelementen absorbiert wird, kommt es zur
Freisetzung von gebundenen Elektronen. Man kann somit mit dem oberen und unteren Cutlevel die
verschiedenen Level wählen und bestimmen, welche Ebenen sichtbar sein sollen.
Das Wählen des Cut-Levels ist ein grosser Vorteil an CCD-Bildern im Gegensatz zu normalen
Fotos, denn man kann gezielt durch Veränderung der Levels nach Strukturen suchen. Vor allem bei
der Untersuchung der inneren Koma ist das ein riesiger Nutzen.
Mit Hilfe von verschiedenen Farbtafeln kann man den Bereich zwischen den Cut-Levels mit
fliessenden Farbübergängen einfärben. Die Farbtafel „False Color“ stellte sich meiner Meinung
nach am nützlichsten heraus. Verschiedene Höhenlinien werden dann sichtbar, da je nach Intensität
die Pixel verschieden gefärbt werden.
Die neue Ausrichtung der Pixel mit dem Befehl „Unsharp Mask“ mit einem Maskenradius von ca. 3
Pixel war auch noch sehr gut zu gebrauchen, da nicht gut sichtbare Strukturen besser zu erkennen
sind. Obwohl man aufpassen muss, denn
nicht alle Strukturen sind wirklich im Bild enthalten, da
auch
Bildbearbeitungsprogramme Fehler machen.
25 [2] Seite 32 , [3] Seite 126
Seite 13

D.1.3 Entstandene Probleme
- An den Tagen der nächsten Annäherung an die Sonne herrschte über einen langen Zeitraum
schönes Wetter ohne Wolken, so dass ich den Kometen regelmässig beobachten konnte. Dabei
musste ich den Kometen aber schon früh am Abend bei der Dämmerung beobachten, da er sehr
tief stand und schnell am Horizont wieder verschwand.
Das hatte zur Folge, dass für das
Einstellen des passenden Fokus
nicht viel Zeit zur Verfügung stand.
- Ausserdem konnte der Komet wegen der Lichtverschmutzung nicht von blossem Auge gesehen
werden, was das Auffinden des Kometen erschwerte. Allerdings konnte er in abgelegenen
Gebieten deutlich von blossem Auge beobachtet werden.
- Da der CCD-Chip eine defekte Pixelreihe aufwies und dieser Fehler weder durch FF noch durch
andere Versuche beheben liess, kann man auf meinen Bildern einen störenden
dunkleren Strich in
der Mitte jedes Bildes erkennen, der von oben längs durchs Bild reicht. Mühsam gelang es mir, im
Adobe Photoshop den Effekt auf einigen Aufnahmen zu lindern, allerdings würde das für alle
Bilder zu lange dauern, denn jedes Pixel der defekten Reihe
musste um den gleichen Faktor heller
gemacht werden.
- An manchen Tagen, als der Komet schon an Helligkeit verlor, wurde es immer schwieriger, ihn
aufzufinden. Umso dunkler er wurde, desto länger musste belichtet werden. Und weil nun an
einigen Tagen etwas Hochnebel herrschte, hatten wir den Eindruck, ein „Kernsplitting“ würde
sich ereignen, da der Komet ohne Kometennachführung schon leicht langgezogen auf den CCD-
Aufnahmen aussah und durch den vorbeiziehenden Hochnebel an einigen Stellen weniger hell
erschien. Der Kern schien zweigeteilt zu sein, dies stellte sich aber schlussendlich als falsch
heraus.
D.1.3.1
Schlussfolgerung
Bevor
man eine Behauptung aufstellt, muss immer mehrmals nachgeprüft und hinterfragt werden,
ob
vielleicht ein Fehler passiert ist. Man sollte also nicht zu übermütig sein und zu schnell handeln.
Wenn man
ein bearbeitetes Bild ansieht und eine Struktur entdeckt, muss man die Struktur
ansatzweise auch auf dem Originalbild erkennen, weil Bildbearbeitungsprogrammen
auch Fehler
unterlaufen können.
D.2 Mit dem mobilen Teleskop
Mit einem mobilen Teleskop, welches mir von der Schulsternwarte zur Verfügung gestellt wurde,
beobachtete ich den Kometen auch bei mir zu Hause. Aufgrund der resultierenden Dias konnte ich
sowohl eine Aussage über die Schweiflänge, als auch über die Orientierung des Gasschweifs und
des Staubschweifs machen.
Die Dias ermöglichten mir die Beobachtung
des ganzen Kometen, hingegen mit der CCD-Kamera
konnte ich sonst nur die Innere Koma beobachten.
D.2.1 Beobachtungseinrichtung
Abbildung 9: Beobachtungseinrichtung
Seite 14
Abbildung 10: Kamera OM 2 der Schulsternwarte

Mit der Verwendung der Nachführung
des mobilen Teleskops Celestron C8 fotografierte ich den
Kometen mit der Kamera OM 2 und einem Dia-Film.
D.2.2 Durchführung
Tabelle 3: Beobachtungsdaten mit Bemerkungen und Anzahl Dias
Monat Datum Bemerkungen Anzahl Dias
März 31.03.02 18
April 01.04.02 Kometen in der Nähe der Andromeda-Galaxie
10
02.04.02
9
04.04.02 schlechte Sicht (leichter Hochnebel)
8
45
D.2.3 Probleme
Die Beobachtungseinrichtung war n icht optimal, da die Anbringung der Kamera mit mehreren
Drähten an dem mobilen Teleskop manchmal ziemlich wackelte. Trotzdem sind die resultierenden
Bilder gut herausgekommen.
Weil ich wegen der Stromversorgung der benötigten Nachführung
an eine Steckdose gebunden war,
konnte ich das Problem der Lichtverschmutzung
nicht umgehen. Aufgrund einer Strassenlampe, die
für meine Beobachtungen ungünstig platziert war, fiel ein wenig
Licht in die Linse der Kamera und
verursachte eine Reflexion, die man auf den Bildern deutlich als
kreisförmige Erhellung in der
Mitte erken nen kann.
In den Tagen als ich mit dem mobilen Teleskop den Kometen fotografierte, herrschte meist
schlechtes Wetter. I ch musste also jede
Möglichkeit nutzen, die sich ergab. Dabei erlebte ich einige
Enttäuschungen, denn an einigen Tagen schloss sich die Wolkendecke,
kurz bevor es dunk el wurde
und ich stand schon voll ausgerüstet vor dem Haus; es blieb mir dann nichts anderes übrig, als alles
wieder einzupacken.
D.3 Bilder vom Wendelsteinobservatorium
Mein ehemaliger Astronomielehrer machte mich darauf
aufmerksam, dass das Wendelsteinobservatorium den Kometen
Ikeya-Zhang auch beobachtete, und daraufhin habe ich mich mit
Frau Rita Schulz in Kontakt gesetzt. Sie stellte mir 159 Bilder
per CD zur Verfügung, die ich sehr gut verwenden konnte, da sie
nicht einfach im integrierten Licht fotografiert, sondern mit
spezifischen Filtern aufgenommen wurden, die unterschiedliche
Gas- und Staubkomponenten in der Kometenkoma isolieren.
Auch wurden die erhaltenen Aufnahmen mit Kometennachführung
beobachtet, die für meine CCD-Aufnahmen zu
ungenau durchzuführen gewesen wäre.
D.3.1 Beobachtungseinrichtung
Die CCD-Beobachtungen des Kometen wurden mit dem 80cmr
Universitäts-
26
Teleskop des Wendelsteinobservatoriums de
sternwarte München und der CCD-Kamera MONICA, einer
Entwicklung der Universitätssternwarte, gemacht. In MONICA-
Bildern ist Norden unten, Osten links.
26 [5], [2] Seiten 19, 47
Seite 15
Abbildung 11: Teleskop des
Wendelsteinobservatoriums mit
der CCD-Kamera MONICA

D.3.2 Filter 27
Tabelle 4: Erklärung der Filter vom Wendelsteinobservatorium
Breitbandaufnahmen Schmalbandaufnahmen
U (ultraviolett), B (blau), V (visual
bei gelb / grün), R (rot), I (infrarot)
Kontinuumsfilter
BC, RC
→Kometenstaub sichtbar
Emissionsfilter
CN, C3, C2, NH2
→verschiedene Kometengase sichtbar
In der Breitbandphotometrie interessieren spektrale Durchlassbereiche von ungefähr 90-100nm.
In der Schmalbandphotometrie
werden im allgemeinen bestimmte E missionslinien mit 10 nm oder
weniger im Spektrum eines Objekts untersucht. Es müssen In terferenzfilter, die aus vielen
halbdurchlässigen, planparallelen Schichten bestehen, eingesetzt
werden. Sie basieren auf dem
Effekt der optischen Interferenz durch Teilreflexionen an den verschiedenen Schichten. Es
entstehen Verstärkungen und Auslöschungen
verschiedener Ordnungen.
E Ergebnisse
Hinweis: In den Diagrammen sind die Daten der Tage mittels Anzahl der Tage vom 1.1. des Jahres
an gezählt. (Erklärung im Anhang I.1)
E.1 Zeitlicher Verlauf des Komadurchmessers
Aus den einzelnen Aufnahmen des Kometen mass ich die Grösse der Koma heraus. Dabei wählte
ich
Bilder mit einer Belichtungszeit von 30 Sekunden aus, um Differenzen des Hintergrundes
zwischen den einzelnen Bildern auszuschliessen. Danach
stellte ich die Bilder auf die gleiche
Sichtbarkeit mit hohem Kontrast ein, kopierte sie in den Adobe Photoshop hinüber und mass dann
mit dem Massstab die Anzahl Pixel des Durchmessers der sichtbaren Koma. Mit der vorher
ausgerechneten Bildgrösse konnte ich nun auf den Winkel des Komadurchmessers schliessen. Mit
diesem scheinbaren Komadurchmesser konnte ich nun mit Verwendung des Abstandes von der
Erde den wahren Komadurchmesser ausrechnen.
An den Tagen der grössten Erdnähe erwiesen sich
die Schätzung als äussert schwierig, da der
Durchmesser von 14’ grösser als die Breite des CCD-Chips mit 12’ 48’’ war. Somit musste ich den
Durchmesser aus Bildern entnehmen, an denen sich der Komet nicht in der Mitte des Bildes befand,
um noch ein ungenaues Ergebnis zu erhalten. Diese Ergebnisse (in den Diagrammen grün
dargestellt) zwischen dem 7.5.02 und dem 13.5.02 sind somit nicht zu beachten, da ich auf meinem
kleinen CCD-Ausschnitt den Anstieg des Durchmessers nicht mitbekommen konnte.
E.1.1 Der scheinbare Komadurchmesser
In den ersten Wochen war der Komadurchmesser nicht leicht zu schätzen. Da der Komet sehr tief
stand und der Schweif sehr hell war, konnte die Koma fast nicht vom Schweif unterschieden
werden.
Im März stieg der Komadurchmesser langsam von 3.5’ auf 6.8’ an. Ende April lag der Wert schon
bei über 10’ und erreichte Mitte Mai, etwa 7 Tage nach der grössten Erdnähe, sein Maximum von
über 14’. Ende Mai lag er dann wieder bei etwa 10’ und sank danach immer weiter. Mitte Juni
betrug er noch ungefähr 6’.
27 [5] Readme-file siehe Anhang H.3. , [3] Seiten 150, 154 , [2] Seite 20
Seite 16

Winkel [ ' ]
35
30
25
20
15
10
5
Zeitlicher Verlauf des scheinbaren Komadurchmessers
CCD-Bildfeld zu
klein
max. Erdnähe
0
Perihel
30 50 70 90 110 130 150 170
Vergleichswerte aus dem I nternet (siehe Anhang I.2)
meine Werte
Diagramm 1: zeitlicher Verlauf des scheinbaren Komadurchmessers
E.1.2 Der wahre Komadurchmesser
.
wahrer Komadurchmesser [km]
500000
450000
400000
350000
300000
250000
200000
150000
100000
Zeitlicher Verlauf des wahren Komadurchmessers
nur kurz nach
Sonnenuntergang
sichtbar
14.3. Neumond
12.4. Neumond
zirkumpolar
Zeit [Tage]
50000
0
28.3. Vollmond max. Erdnähe
30 50 70 Perihel 90 110 130 150 170
Vergleichswerte aus dem Internet (siehe Anhang I.2)
meine Werte
Zeit [Tage]
Diagramm 2: Der zeitliche Verlauf des wahren Komadurchmessers
Seite 17

E.1.3 Interpretation
Der wahre Komadurchmesser schrumpfte bei grösserer Sonnennähe durch den höheren Strahlungsdruck
der Sonne. Zusätzlich scheint es so, als hätte der Zeitpunkt der Beobachtung eine Rolle
gespielt. Bis etwa zum 105. Tag (Mitte April) musste der Komet sehr früh und noch bei
Dämmerung beobachtet werden, somit war der Hintergrund noch sehr hell und ein Teil der Koma
konnte nicht gesehen werden. Doch ab Mitte April wurde der Komet zirkumpolar, ging also bei der
täglichen, scheinbaren Bewegung nicht mehr unter und konnte somit die ganze Nacht gesichtet
werden. Weil der Hintergrund dann viel dunkler war als bei den Bildern im März, konnte auf den
Bildern die Koma besser vom Hintergrund unterschieden werden. Kleine Schwankungen meiner
Werte zwischen dem 72. (13.März) und dem 105.Tag lassen sich durch den Mond erklären. Da am
14.März Neumond war, erhielt ich am 13.März ein Maximum und an den Tagen um den 28.März
ein Minimum, weil Vollmond herrschte.
Danach stieg der absolute Komadurchmesser wieder an, wobei deutlich wird, dass der steile
Anstieg des scheinbaren Komadurchmessers fast ausschliesslich durch die Annäherung an die Erde
zustande kam. Denn umso näher sich der Komet an der Erde befindet, desto grösser ist der
scheinbare Komadurchmesser, weil die gleich grosse Strecke in der Nähe aus einem grösseren
Winkel betrachtet wird.
E.2 Zeitlicher Verlauf der Geschwindigkeit
Indem ich zwei Bilder, welche im Abstand von einer
gewissen Zeitdifferenz aufgenommen wurden, im
Adobe Photoshop übereinander legte (Sterne des einen
Bildes auf die gleichen Sterne der anderen Aufnahme
legen), konnte ich nun die scheinbare Geschwindigkeit
in °/s berechnen. Im Excel konnte ich dann die wahre
Geschwindigkeit des Kometen berechnen, indem ich
aus dem Programm Easy-Sky [9] die Entfernung des
Kometen in den 2 Aufnahmen verwendete. Aus dem
rechtwinkligen Dreieck mit der Kathete B, dem Winkel
j und der 2.Kathete (AE-ÛAE) kann mit dem Tangens
von j die seitlich zurückgelegte Strecke B berechnet
werden.
Mit diesem B und der Distanz ÛAE (die Distanz, die
Abbildung 12: Hilfszeichnung zur Berechnung
der wahren Geschwindigkeit
der Komet während der Zeitdifferenz der beiden Aufnahmen auf die Erde zu zurücklegt) kann nun
das gesuchte x ausgerechnet und am Schluss noch durch die Zeitdifferenz dividiert werden. Um nun
noch die wahre Geschwindigkeit zu erhalten, muss man die Bewegung der Erde mit einberechnen.
Dies erfolgt durch Vergleich der Raumkoordinaten (x und y, z des Kometen ist vernachlässigbar, da
sich die Erde in der Ekliptik (z=0) bewegt) der Erde und des Kometen vor und nach der
Zeitdifferenz zwischen den zwei Aufnahmen. Man muss dann die Geschwindigkeit der Erde in
Bewegungsrichtung des Kometen zur Kometengeschwindigkeit dazu-, oder abzählen (je nachdem
ob die Geschw. mit oder gegen den Kometen erfolgt).
E.2.1 Probleme
Die wahre Geschwindigkeit in der 1.Auflage meiner Arbeit ist falsch, weil ich vergessen habe, dass
die Geschwindigkeit der Erde einen sehr grossen Einfluss hat, da die Erde mit etwa der halben
Geschwindigkeit der maximalen Kometengeschwindigkeit, also mit rund 30km/s, durch das Weltall
fliegt. Vor der 1.Auflage tauchte zusätzlich das Problem auf, dass ich vergessen hatte, die
Annäherung an die Erde mit einzuberechnen. Das entstandene Diagramm zeigte eine nicht
gleichmässiges Abnehmen der Geschwindigkeit. Um den 107. Tag entstand eine abrupte,
kurzzeitige Verringerung der Geschwindigkeit. Offenbar näherte sich der Komet pro Zeit an diesen
Tagen am meisten an die Erde.
Seite 18

E.2.2 Die scheinbare Geschwindigkeit
Geschw.[°/s]
0.00003
0.000025
0.00002
0.000015
0.00001
0.000005
Zeitlicher Verlauf der Geschwindigkeit in °/s
Perihel max. Erdnähe
60 80 100 120 140 160 180
Zeit [Tage]
Diagramm 3: Der zeitliche Verlauf der scheinbaren Geschwindigkeit in °/s
E.2.3 Die wahre Geschwindigkeit
Geschw. [km/s] .
65
60
55
50
45
40
35
30
25
20
Perihel
Wahre Kometengeschwindigkeit in km/s
max. Erdnähe
60 80 100 120 140 160 180
Geschw. Ephemeridenrechnung
ausgerechnete Geschwindigkeit (meine Werte)
Zeit [Tage]
Diagramm 4: Der zeitliche Verlauf der wahren Geschwindigkeit in km/s
E.2.4 Interpretation
Von der Erde aus gesehen erreichte der Komet seine scheinbare Höchstgeschwindigkeit Ende April.
In Wirklichkeit war er am 18. März am schnellsten unterwegs, da er in dieser Zeit am nächsten an
der Sonne stand. Die scheinbare Geschwindigkeit erreichte sein Maximum bei der minimalen
Annäherung an die Erde am 30. April.
In den Diagrammen kann man diesen Verlauf sehr gut nachvollziehen.
Seite 19

E.2.5 Kontrolle der Geschwindigkeit durch Impulserhaltung
Um die Richtigkeit der Werte zu gewährleisten, berechnete ich noch zusätzlich die Fläche, die der
Komet in 10s überstrichen hat. Das 2.Keplerschen Gesetz (Flächensatz) besagt, dass der Komet in
der gleichen Zeit immer die gleichen Flächen überstreicht.
Fläche [m^2]
1.7E+21
1.6E+21
1.5E+21
1.4E+21
1.3E+21
1.2E+21
1.1E+21
1E+21
9E+20
Perihel
überstrichene Fläche in 10s
max. Erdnähe
65 85 105 125 145 165
Ephemeridenrechnungsdaten
ausgerechnete Fläche
Zeit [Tage]
Diagramm 5: überstrichene Fläche in 10s (2.Keplersches Gesetz)
E.3 Zeitlicher Verlauf der DC-Werte (Kondensationsgrad)
Mit der DC-Skala kann eine Aussage darüber gemacht werden, wie stark die Kometenkoma zum
Zentrum hin konzentriert ist.
DC-Wert [zwischen 0 und 9]
.
9
8
7
6
5
4
3
2
1
0
Zeitlicher Verlauf der DC-Werte
Perihel max. Erdnähe
20 70 120 170 220
Vergleichswerte aus dem Internet (siehe Anhang I.2.)
meine Werte
Zeit [Tage]
Diagramm 6: Zeitlicher Verlauf des Kondensationsgrades
E.3.1 Interpretation
Um das Perihel (sonnennächster Punkt) war der Komet ein stark kondensiertes, tropfenförmiges
Objekt. Im Verlaufe der Zeit wurde die Koma, auch aufgrund der Annäherung an die Erde, immer
diffuser.
E.3.2 Probleme
Den Kondensationsgrad eines Kometen zu bestimmen ist sehr schwierig. Da jeder den Kometen mit
anderen Augen sieht, ist die Schätzung subjektiv. Somit gibt es bei dem Resultat auch eine grosse
Abweichung der einzelnen DC-Werte.
Seite 20

E.4 Schweiflänge 28
Mit Hilfe des Easy-Sky Programms 29 konnte ich auf meinen Dias die Sterne identifizieren und ihre
Positionen (Rektaszension und Deklination) dazu verwenden, den Abstand zwischen zwei Sternen
mit der Schweiflänge zu vergleichen. Damit konnte ich die scheinbare Schweiflänge bestimmen
und danach auch die wahre Schweiflänge mittels Entfernung zur Erde ausrechnen.
Abbildung 13: 01.04.02, 4min 30s Belichtungszeit, rechts oben befindet sich die Andromeda-Galaxie, der obere
Stern heisst „Ny And“ (PPM-Nummer 043365, Helligkeit 4.5m), der untere Stern ist „My And“ (PPM-Nummer
065785, Helligkeit 3.9m); Schweiflänge 5.7°
Abbildung 14: 01.04.02, 4min Belichtungszeit, Schweiflänge ca. 6.6°, der unterste rechte Stern ist „Mirach“ (Beta
And), der rechte oberhalb des Kometen ist „My And“
Am 01.04.02 konnte ich einen Schweif mit der scheinbaren Länge zwischen 5.7° und 6.6°
erkennen. Somit ergibt sich umgerechnet eine wahre Schweiflänge zwischen 9.4·10 6 km und
1.08·10 7 km.
28 [3] Seite 84
29 [9]
Seite 21

E.5 Zeitlicher Verlauf der Schweiforientierung
E.5.1 Himmelsrichtung auf meinen Bildern
Da die CCD-Kamera der Sternwarte in Heerbrugg nicht fest an das Teleskop angebracht ist,
sondern wir die Kamera während der Beobachtung manchmal drehten, um den Kometen besser auf
das Bild zu bekommen, musste ich beachten, dass die Himmelsrichtungen bei jedem Tag anders
sind.
Die Himmelsrichtungen habe ich mit Hilfe des Easy-Sky-Programms 30 herausfinden können, indem
ich auf meinen Aufnahmen die Bewegungsrichtung des Kometen bestimmt habe und dann im
Programm den Winkel zwischen der Bahn des Kometen und Norden mit einem Geodreieck
herauslesen konnte. Diesen Winkel übertrug ich dann in meine Bilder, somit kann ich auch
Aussagen über den Positionswinkel machen.
PA (Position Angle) steht für den Positionswinkel. Normalerweise wird er von Norden über Osten
gemessen. 31 (für meine Bilder; siehe Anhang I.5)
E.5.2 Schweifpositionswinkel
° [von N über O gemessen] .
Norden
350
300
Westen
250
200
Süden
150
100
Osten
50
Norden
0
Zeitlicher Verlauf des Positionswinkels des Schweifs
Perihel
max. Erdnähe
Gasschweif
Staubschweif
40 60 80 100 120 140 160
Vergleichswerte aus dem Internet (siehe Anhang I.2)
2 getrennte Schweife sichtbar (meine Werte)
meine Werte
Zeit [Tage]
Diagramm 7: Zeitlicher Verlauf der Schweifposition
Bis zum 120. Tag zeigten die zwei Schweife in die gleiche Richtung und hatten somit etwa den
gleichen Postitionswinkel. Am 31.05.02 und 11.05.02 sind zwei Schweife sichtbar (siehe CCD-
Aufnahme 1).
Mit Vergleichswerten aus dem Internet konnte ich nun meine Vermutung bestätigen, dass die
hellgrünen Werte den Staubschweif und die dunkelgrünen den Gasschweif darstellen.
30 [9]
31 [2] Seite 47
Seite 22

CCD-Aufnahme 1: 31.05.02, 20:50 Uhr, 20s Belichtungszeit, zwei Schweife sichtbar (Staubschweif nach oben
und Gasschweif nach unten)
E.6 Die Untersuchung der Bilder der einzelnen Tage
E.6.1 11.März 2002
CCD-Aufnahme 2: 11.03.02, 19:19 Uhr, Belichtungszeit 60s
Norden befindet sich in diesem Bild schräg links oben, der Gasschweif zeigt mit etwa PA 75° in
Richtung Osten. Zwei Streamer (siehe B.4.2) sind hier gut sichtbar.
E.6.2 13.März 2002
CCD-Aufnahme 3: 13.03.02, 18:41 Uhr, 15s Belichtungszeit
Seite 23

An diesem Tag konnten zuerst zwei Streamer gesehen werden. Ein Streamer wurde aber im
Verlaufe der Beobachtung immer dunkler und löste sich auf. Dieses Beispiel zeigt, dass der
Kometenschweif dynamisch ist und sich bei Sonnennähe sehr schnell verändern kann.
E.6.2.1 Strukturen in der Inneren Koma
CCD-Aufnahme 4: Negativaufnahmen,13.03.02, an
den Zeiten 18:31 (60s Belichtungszeit), 18:41 (15s
Belichtungszeit) und 19:14 (30s Belichtungszeit) von
oben nach unten. Zuerst sind zwei Streamer
sichtbar, doch beim untersten Bild ist nur noch einer
zu erkennen.
CCD-Aufnahme 5: 13.03.02, 18:15 Uhr, 5s Belichtungszeit, unsharp mask, deutliche
erkennbare spiralförmige Struktur auf der sonnenzugewandten Seite der Koma
Auf der sonnenzugewandten Seite der Koma erkennt man eine Struktur, die wahrscheinlich von Jets
verursacht wurde. Ich vermute, dass sich ein Jet aufgrund der Kernrotation, hier vermutlich im
Gegenuhrzeigersinn, gebogen hat.
E.6.3 18.März 2002
Der dunkle Bereich, vom Kometenkopf ausgehend, vermute ich, dass es der Kernschatten ist. (siehe
E.6.6). Zuerst dachte ich, dass es sich hier nur um zwei Streamer handelt, da der Kernschatten eher
nicht so breit zu erkennen ist. Verglichen mit den nächsten zwei Beobachtungen scheint es sich
doch um den Kernschatten zu handeln.
Der Schweif steht in PA 60°, wobei die Sonne hier von rechts unten auf den Kometen von PA 240°
scheint.
Seite 24

CCD-Aufnahme 6: 18.03.02, 18:52 Uhr, 30s Belichtungszeit, Kernschatten nach links oben
E.6.4 25.März 2002
Auch am 25.03.02 scheint der Kernschatten noch vorhanden zu sein, den ich am 18.03.02 schon
vermutete.
Der Gasschweif zeigt in PA 45°, wobei sich Norden rechts unten und Osten oben befindet.
An diesem Tag konnte ich besonders viele Streamer, etwa 10, erkennen.
CCD-Aufnahme 7: 25.03.02, 19:32 Uhr, 30s Belichtungszeit, leider befand sich an diesem Tag eine langgezogenen
Staubstruktur auf dem CCD-Chip (unten auf dem Bild)
Seite 25

CCD-Aufnahme 8: 25.03.02, 19:07 Uhr, 60s Belichtungszeit, etwa 10 Streamer sind zu erkennen, das linke Bild
ist unbearbeitet, das rechte wurde mit einem Filter (leuchtende Konturen) im Adobe Photoshop versehen
E.6.5 27.März 2002
Nebst dem Kernschatten (siehe E.6.6) konnten an diesem Tag wieder einige Streamer beobachtet
werden, dabei hat der Schweif PA 35°.
CCD-Aufnahme 9: 27.03.02, 18:53 Uhr, 60s Belichtungszeit, das linke Bild ist unbearbeitet, beim rechten wurde
im Adobe Photoshop ein Filter (leuchtende Konturen) verwendet
E.6.5.1 Strukturen in der Inneren Koma
CCD-Aufnahme 10: 27.03.02, 18:43 Uhr, 10s Belichtungszeit, eine
schwache, enveloppenähnliche Struktur in der Koma
In der Inneren Koma kann man eine enveloppenähnliche Struktur erkennen. Es scheint, als biege
sich ein Jet in die antisolare Richtung, wobei er eine schalenartige Struktur hinterlässt. (siehe B.4.1)
Seite 26

E.6.6 Kernschatten
Ein Kernschatten ist sichtbar, wenn der „false nucleus“, die Verdichtung rund um den Kern,
bestehend aus vielen Staubteilchen, von der Sonne beleuchtet wird und hinter dem „false nucleus“
ein Schattenkegel entsteht. Somit werden die Teilchen in diesem Schattenkegel nicht mehr
beleuchtet und man erkennt diesen Kernschatten dann als einen dunklen Bereich im Schweif des
Kometen.
CCD-Aufnahme 11: Verlauf des Kernschattens; linkes Bild vom 18.03.02, 18:52Uhr, 30s Belichtungszeit;
mittleres Bild vom 25.03.02, 19:02 Uhr, 30s Belichtungszeit; rechtes Bild vom 27.03.02, 18:53 Uhr, 60s
Belichtungszeit
Am 18.03.02 sowie am 27.03.02 konnte der Kernschatten gut erkannt werden, hingegen am 25.03.02
war er eher schwach, obwohl er doch ansatzweise vorhanden zu sein schien.
E.6.7 28.März 2002
CCD-Aufnahme 12: 28.03.02, 18:50 Uhr, 60s Belichtungszeit
Ein Streamer ist deutlich zu erkennen. Ansonsten zeigte sich an diesem Tag die Koma eher
strukturlos.
E.6.8 29.März 2002
Am 29.03.02 zeigte sich der Schweif als strukturenarm, obwohl in der Inneren Koma einige
Strukturen zu erkennen sind.
CCD-Aufnahme 13: 29.03.02, 18:36 Uhr, im linken Bild
kommt die Innere Koma besser zum Vorschein, beim rechten
sieht man wie das Material nach hinten abgelenkt wird
Seite 27

CCD-Aufnahme 14: 29.03.02, 19:16 Uhr, 30s Belichtungszeit
E.6.8.1 Strukturen in der Inneren Koma
In der Inneren Koma kann man sehr gut eine lang gezogene Struktur erkennen. Wahrscheinlich ist
hier die Ursache bei einem Jet zu suchen. Das Material wird entweder wegen dem Sonnenwind
und/oder aufgrund der Rotation des Kerns nach hinten in antisolare Richtung abgelenkt.
CCD-Aufnahme (MONICA) 1: 30.03.02, 19:12 Uhr, I-Filter, unsharp
mask
Bei den MONICA-Aufnahmen vom darauffolgenden Tag (30.03.02) ist eine ähnliche Struktur
sichtbar. Leider kann ich nur vermuten, dass vielleicht der gleiche Jet diese Struktur verursachte.
Vielleicht wurde ein anderer Jet aktiv, der dann Materie ausstiess.
E.6.9 15.April 2002
CCD-Aufnahme 15: 15.04.02, 22:41 Uhr, 60s Belichtungszeit,
keine Strukturen in der Koma
Weil am 15.04.02 der Komet, als ich ihn beobachtete, sehr tief stand, bedeckte das Dach der
Sternwarte die halbe Öffnung des Teleskops. Darum wurden die Aufnahmen nicht optimal und ich
konnte weder Strukturen erkennen, noch den Schweif identifizieren.
Seite 28

E.6.10 18.April 2002
CCD-Aufnahme (MONICA) 2: 19.04.02, 01:11 Uhr, R-Filter
Am 18.04.02 konnte ich eindeutig auf den MONICA-Aufnahmen, sowohl im R-Filter, als auch in
den Filtern V und B, einen Schweif ausmachen. Da auf den CN-Filtern nichts von einem Schweif
zu sehen ist, vermute ich, dass es sich um den Staubschweif handeln könnte.
E.6.11 30.April 2002
An diesem Tag konnte der Gasschweif eindeutig bei PA 245° identifiziert werden. Auch die
Wendelsteinbilder, welche mit dem Filter C3 aufgenommen wurden, zeigten den Gasschweif.
CCD-Aufnahme 16: 30.04.02, 20:11 Uhr, 30s Belichtungszeit, Gasschweif bei PA 245°
Seite 29

CCD-Aufnahme (MONICA) 3: 01.05.02, 2:38 Uhr,
C3-Filter, der Gasschweif ist in PA 245° gut zu
erkennen
E.6.11.1 Strukturen in der Inneren Koma
CCD-Aufnahme (MONICA) 4: 01.05.02, 1:23 Uhr, CN-Filter, der Jet steht in PA 324°, links ist die unbearbeitete
Aufnahme, rechts die Negativaufnahme
Auf den CN Bildern vom Wendelstein entdeckte ich einen klar zu erkennenden Jet mit PA 324°. Ich
versuchte dann im Adobe Photoshop, die verschiedenen, im CN-Filter gemachten Aufnahmen so
übereinander zu legen, dass die Rotationsrichtung und die Rotationsgeschwindigkeit zu erkennen
ist. Allerdings ist nicht genau definiert, wo die Jets den Kern verlassen. Die Strukturen sind ein
wenig verschmiert, deshalb kann ich keine eindeutige Aussage über die Rotationsdauer machen. Es
scheint aber so, als würde er sich bewegen.
E.6.11.2 Interpretation
Die Sonne scheint in den Bildern von PA 65° (links unten). Der Jet besteht hier aus Gas (CN), denn
die Bilder von MONICA zeigen im Filter CR, der die Staubverteilung in der Koma zeigt, einen
leichten Schatten an der Stelle, wo sich der Jet befindet.
CCD-Aufnahme (MONICA) 5: 30.04.02, 23:00 Uhr, CR-Filter, in
der Richtung des Gasjets erkennt man, dass weniger Staub
vorhanden ist
Seite 30

E.6.12 6.Mai 2002
CCD-Aufnahme 17: 06.05.02, 22:13 Uhr, 60s Belichtungszeit,
strukturarme Koma
Ich konnte weder Strukturen noch einen Schweif erkennen. Auch in den MONICA-Aufnahmen ist
kein Schweif ausfindig zu machen.
E.6.13 10.Mai 2002
CCD-Aufnahme 18: 10.05.02, 22:36 Uhr, 60s Belichtungszeit,
strukturarm
Auf meinen Bildern ist leider nichts von einem Schweif zu sehen, allerdings konnte ich in den
MONICA-Aufnahmen eindeutig einen Schweif identifizieren (siehe MONICA-Aufnahme unten).
CCD-Aufnahme (MONICA) 6: 11.05.02, 0:36, C3 Filter, das linke Bild ist unbearbeitet, das rechte wurde mit
einer Farbtafel eingefärbt
E.6.13.1 Strukturen in der Inneren Koma
Wie schon am 30.04.02 entdeckte ich wieder einen Jet, der sich offenbar bewegte. Im Adobe
Photoshop legte ich die Bilder übereinander. Dort, wo ich den Jet nach aussen treten sah, zeichnete
ich eine Linie ein. Die vier Bilder wurden alle nacheinander mit einer Zeitdifferenz von 11.5 min
gemacht. Der Winkel zwischen der ersten und der letzten Linie beträgt 44°. Der Jet bewegte sich
also in 34.5min 44° fort. Somit beträgt die Umlaufszeit 282.27 min (= 4.7 h).
Seite 31

CCD-Aufnahme (MONICA) 7:10.05.02, CN Filter, vier (im Adobe
Photoshop) übereinandergelegte Bilder (23:50 Uhr, 0:01 Uhr, 0:13
Uhr und 0:24 Uhr). Jede weisse Linie zeigt die Richtung des
austretenden Jets von links nach rechts. Der Jet bewegt sich in
Gegenuhrzeigersinn und somit auch der Kern.
Weil MONICA auch am Vortag (9.05.02) den Kometen im CN Filter beobachtete, fand ich den Jet
auch in diesen Bildern. Somit konnte ich überprüfen, ob meine Ausrechnung richtig war. Ich
rechnete die Zeit zwischen dem letzten Bild vom 10.05.02 und dem 09.05.02 und wurde leider
enttäuscht. Der Jet befand sich leider nicht dort, wo er sich nach meinen Rechnungen befinden
sollte.
E.6.13.2 Interpretation
Weil die Richtung des austretenden Jets nicht eindeutig bestimmt ist, könnte es sein, dass die
Rotationsdauer nicht korrekt ist und möglicherweise der Jet vom 09.05.02 der gleiche wie am
10.05.02 ist.
Allerdings könnte es sein, dass der Jet vom 09.05.02 nicht der gleiche ist. Vielleicht hat sich der Jet
vom 10.05.02 erst später eingeschaltet und der andere verschwand in die Schattenseite des
Kometen. Diese Möglichkeit scheint logisch zu sein, da sich der Jet am Vortag gemäss Rechnung
etwa auf der anderen Seite des gesehenen Jets hätte aufhalten sollen. Somit könnte es tatsächlich
sein, dass sich der Jet vom 10.05.02 auf den Bildern vom Vortag im Schatten befand und inaktiv
war.
E.6.14 13.Mai 2002 und 31.Mai 2002
CCD-Aufnahme 19: 13.05.02, 22:07 Uhr, 20s Belichtungszeit,
strukturlose Koma, kein Schweif sichtbar
Leider ist der Komet schon so dunkel geworden, dass ohne Langzeitbelichtungen weder ein
Schweif, noch Strukturen in der Koma sichtbar waren.
E.6.15 17.Juni 2002
CCD-Aufnahme 20: 17.06.02, 23:16 Uhr, Reduktor, 300s Belichtungszeit, Gasschweif sichtbar
Seite 32

Wegen den enttäuschenden Aufnahmen der letzten beiden Beobachtungen entschieden wir uns, mit
Verwendung des zweiten Chips zur Nachführung, Langzeitbelichtungen durchzuführen. Der Gasschweif
steht in ca. PA 300°.
CCD-Aufnahme 21: 17.06.02, 22:53 Uhr, Reduktor, Rotator ausgeschaltet, 600s Belichtungszeit, die Spur eines
Satelliten oder einer Sternschnuppe ist sichtbar
F Diskussion/Schlussfolgerung
Die aktuelle Kometenbeobachtung ist ein immer wieder überraschendes Forschungsgebiet, da nicht
genau gesagt werden kann, was für Strukturen auftreten. Bei jedem Umlauf treten wieder andere,
sehr unterschiedliche Erscheinungsformen in der Koma und im Schweif auf.
Der Oortsche Komet 153P/Ikeya-Zhang wies bei seiner Annäherung an die Sonne viele verschiedene,
interessante Strukturen auf und war somit ein sehr abwechslungsreicher Komet. Er
durchschritt sein Perihel am 18.März 2002 mit einer Geschwindigkeit von rund 59km/s, einem
150’000km grossen Komadurchmesser, einer Schweiflänge von rund 6° und einer maximale
Helligkeit von 3 Magnituden. Nach seiner maximalen Annäherung an die Sonne trennten sich der
Gas- und Staubschweif und zwei Schweife wurden sichtbar.
Aussagen über das typische Verhalten dieses Oortschen Kometen und ob er in gewisser Hinsicht ein
spezielles Erscheinungsbild zeigte, gelangen mir leider nicht. Bei diesen Untersuchungen merkte
ich sehr schnell, dass ich an die Grenzen meiner Möglichkeiten gestossen bin, weil ich nicht genau
wusste, auf was zu achten ist. Es bräuchte wohl weitergehende Studien und langjährige
Erfahrungen, um zu solchen Schlussfolgerungen zu gelangen.
Kometenforscher 32 haben jedoch festgestellt, dass das Bemerkenswerte an diesem Kometen die
Tatsache ist, dass die Schweiflänge nach dem 10.März knapp drei Wochen hinweg nahezu konstant
blieb. Sie ging erst Anfang April, etwas langsamer als beim Anstieg, wieder zurück.
Ausserdem gibt es Indizien für eine über längere Zeit gesteigerte Aktivität nach dem Perihel.
Einerseits wegen der zwischen dem 12.Mai und dem 11.Juni überraschenderweise konstant
gebliebenen Helligkeit trotz zunehmender Sonnendistanz, andererseits weil der Komadurchmesser
nach dem Perihel deutlich grösser war als vor dem Perihel, bezogen auf eine bestimmte
Sonnendistanz. Dies konnte ich bei meinen Ausrechnungen leider nicht erkennen, da ich vor dem
Perihel zu wenige Daten habe, um solche Aussagen machen zu können.
Mein persönliches Ziel, eine Arbeit zu schreiben, die nicht nur als Staubfänger dient und im
Schreibtisch jahrelang verschwindet, sondern die ich immer wieder gerne hervornehme, daran
weiter arbeite und verbessere, habe ich mit guten Resultaten, der von mir im Vorfeld gesetzten
Aufgaben, mit Sicherheit erreicht.
Um Aussagen über die Richtigkeit meiner Daten machen zu können, habe ich jeweils in den
einzelnen Diagrammen sowohl die Vergleichsdaten anderer Forscher, als auch Ephemeridendaten
32 [11] Andreas Kammerer, Seiten 67,68
Seite 33

von Programmen miteingeschlossen. Auch die MONICA-Bilder vom Wendelsteinobservatorium
haben mir sehr weitergeholfen. Es war mir immer sehr wichtig, korrekte und für weitere
Forschungen brauchbare Daten zu erhalten, darum habe ich in dieser Arbeit immer wieder auch auf
die Probleme hingewiesen, die bei der Auswertung entstanden sind und schnell zu fehlerhaften
Daten führen können.
Das Beobachten auf der Schulsternwarte machte mir riesigen Spass und diese Arbeit mit dem
Kom eten Ikeya-Zhang,
der mir unterdessen richtig ans Herz gewachsen ist, motivierte mich, mit
Kometenforschung weiter zu machen.
G Literaturverzeichnis
[1] Alle Bilder, Aufnahmen und Skizzen, bei denen keine Literatur angegeben ist, sind von mir
selbst aufgenommen und bearbeitet
worden.
[2] Götz, Benedikt, Kometenbeobachtung am Wendelsteinobservatorium, Zulassungsarbeit,
Universitätssternwarte München, 1995
[3] Kammerer, Andreas / Kretlow, Mike, Kometen beobachten, Verlag Sterne und Weltraum,
München, 1998
[4] Zeitschrift Sterne und Weltraum, Alles über Kometen, Heft 3, März 1997, Verlag Sterne
und Weltraum, München
[5] Aufnahmen vom Wendelsteinobservatorium: Dr. Rita Schulz, ESA/ESTEC, RSSD/SCI-B,
P.O.Box 299, NL-2200AG Noordwijk, The Netherlands
[6] Röntgenteleskopbild von: Dr. Konrad Dennerl, Max-Planck-Institut für extraterrestrische
Physik, Giessenbachstrasse, D-85748 Garching
[7] Internetseite: http://www.fg-kometen.de/obsakt.htm (VdS Fachgruppe Kometen)
[8] Internetseite: http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets
(CfA Planetary Sciences
Division des Smithsonian Astrophysical Observatorium in Cambride, Massachusetts,
USA)
[9] Demo-Version des Easy-Sky Programms, Version 3.01.13, 02.09.01, Matthias Busch,
(http://www.easysky.de)
[10] Hönig Sebastian, Kometen, 10. Mai 2002, (http://www.ita.uni-heidelberg.de/~wjd/pdf-Files/
Hoenig.pdf), 7.03.2004
[11] Zeitschrift Sterne und Weltraum, Heft 11, November 2003, Verlag Sterne und Weltraum,
München
H Dank
Zuerst bedanke
ich mich recht herzlich bei meinem ehemaligen Astronomielehrer Herrn Benedikt
Götz für die intensive
Begleitung und Beratung. Er war immer bereit, für die Beobachtungen auf
der Schulsternwarte seine Freizeit zu opfern. Sogar als ich zu Hause mit dem mobilen Teleskop den
Kometen beobachtete, nahm er sich die Zeit vorbeizuschauen. Seinem Interesse und seinen
Kenntnissen über Kometen ist es zu verdanken, dass ich mich intensiv mit dem Kometen Ikeya-
Zhang beschäftigte und ihn mit voller Begeisterung über Monate hinweg bei jeder Gelegenheit
beobachtete.
Als nächstes geht ein herzliches Dankeschön an Herrn Walter Winiger, der immer bereit war, die
aufgetretenen Probleme zwecks Teleskop zu lösen.
Bei Herrn Heinz Barwig und Frau Rita Schulz bedanke ich mich für die zur Verfügung gestellten
CCD-Aufnahmen des Wendelsteinobservatoriums. Frau Rita Schulz nahm sich die Zeit, geeignete
Bilder auszusuchen und auf CD zu brennen. Mit diesen Bildern war es mir möglich, noch genauer
nach Strukturen in der Inneren Koma zu suchen.
Dem Herrn Konrad Dennerl danke ich für die interessante Röntgenteleskopaufnahme, die es mir
ermöglichte, auch den Bereich von Röntgenstrahlung
in meine Arbeit miteinzubeziehen.
Ausserdem einen herzlichen Dank an Herrn Hermann Böhnhardt für die Hilfe bei der Fehl-
interpretation über die Kernspaltung und dass er uns auf den Nachführfehler hingewiesen hat.
Seite 34

I Anhang
I.1 Berechnung der Anzahl
Tage vom 1.1.
Die Anzahl Tage werden
vom 1.Januar des Jahres aus gezählt, dabei ist der 1.1. der Tag 1, der 2.1.
ist der Tag 2, etc.
I.1.1 Rechenbeispiel
Die Anzahl Tage vom
1.Januar bis zum 11.März:
In der Tabelle (I.1.2) sehen wir, dass der 28.Februar
der 59.Tag ist. Von diesem Zeitpunkt bis zum
11.3. sind es noch 11 Tage,
nun ist die Anzahl der Tage vom 1.Januar; 59+11 = 70
Somit sind vom 1.Januar bis zum 11.März 70 Tage vergangen.
I.1.2 Tabelle zur Berechnung der Anzahl Tage vom 1.1. an
Tabelle 5:Berechnungstabelle der Anzahl Tage
Ende des Monats Anzahl Tage Ende des Monats Anzahl Tage Ende des Monats Anzahl Tage
31.Januar 31 31.Mai 151 30.September 273
28.Februar 59 30.Juni 181 31.Oktober 304
31.März 90 31.Juli 212 30.November 334
30.April 120 31.August 243 31.Dezember 365
I.1. 3 Programm
zur Berechnung der Anzahl Tage
Dieses Programm
entwickelte ich für den Taschenrechner TI-89
Tabelle 6: Programm zur Berechnung der Anzahl Tage vom 1.1. an für den TI-89
Quelltext Bildschirmanzeige
:Prgm :ClrIO :Local q,r,j1,j2,j11,m1,r,b,a,x
:Dialog :Title "Berechnung der Anzahl Tage n ©B.Burtscher "
:DropDown "Monat",seq(string(i), i,1,12),q
:DropDown "Tag",seq(string(i),i,1,31),r
:EndDlog
:PopUp {"2001","2002","2003","2004"},j11 :2001→j1 :2001→j2
:If j11=2 Then
:j1+1→j1 :j2+1→j2 :EndIf :If j11=3 Then :j1+2→j1 :j2+2→j2
:EndIf :If j11=4 Then :j1+3→j1 :j2+3→j2 :EndIf :1→m1 :1→t1 :If m1

31.5.02 151 10 4 220 Schubert 31.5.02 151 15 4 - M.Meyer
21.5.02 141 10.5 4 - Hasubick 21.5.02 141 36 4 - Kutschera
20.5.02 140 1 4.7 4 - Hasubick 20.5.02 140 34
4 - Kutschera
16.5.02 136 21.4 4 - Hasubick 16.5.02 136 15 5 - Klausnitzer
15.5.02 135 13.5 5 - M.Meyer 15.5.02 135 18.3 4 - Hasubick
15.5.02 135 20 6 - Klausnitzer 14.5.02 134 15.9 4 - Hasubick
13.5.02 133 15.9 4 - Hasubick 13.5.02 133 34 4 - Kutschera
10.5.02 130 10.0 5 - M.Meyer 09.5.02 129 13 4 - Klausnitzer
09.5.02 129 10.5 5 - M.Meyer 08.5.02 128 14 - 165Staub M.Richert
08.5.02 128 25 4 - Bender 08.5.02 128 14 - 222Gas U.Wohlrab
07.5.02 127 11.0 5 - M.Meyer 07.5.02 127 9.2 4 - Hasubick
06.5.02 126 13.5 6 230 M.Meyer 30.4.02 120 17.1 3 242 Hasubick
30.4.02 120 4.2 5 - Kutschera 29.4.02 119 8 6 282 Klausnitzer
29.4.02 119 8.4 3 250 Hasubick 28.4.02 118 16.1 3 257 Hasubick
27.4.02 117 5 6 273 Klausnitzer 21.4.02 111 5 6 - Gensler
17.4.02 107 6 6 324 Klausnitzer 16.4.02 106 6.5 4 320 Hasubick
09.4.02 99 6 8 3 49 Kerner 07.4.02 97 7 360 Klausnitzer
07.4.02 97 - 7 - M.Meyer 07.4.02 97 - 7 - M.Meyer
07.4.02 97 6 .5 6 6 Hasubick 06.4.02 96 6 7 - Gensler
06.4.02 96 6 8 3 Kerner 06.4.02 96 2.5 4 - Kutschera
06.4.02 96 5 .3 5 3 Hasubick 06.4.02 96 2 .2 4 - Kutschera
06.4.02 96 - 6 3 Klausnitzer 05.4.02 95 5 .4 5 8 Hasubick
05.4.02 95 5 8 5 Kerner 05.4.02 95 - 7 - M.Meyer
05.4.02 95 - 6 8 Bender 04.4.02 94 6.4 6 19 Hasubick
04.4.02 94 4 8 8 Kerner 04.4.02 94 4 6 - Büchner
04.4.02 94 - 6 - Bender 03.4.02 93 6.4 6 0 Hasubick
03.4.02 93 2 .3 4 - Kutschera 02.4.02 92 2 .2 4 - Kutschera
02.4.02 92 4 8 13 Kerner 02.4.02 92 5.7 7 18 M.Meyer
02.4.02 92 - 7 - M.Meyer 02.4.02 92 4 7 20 Büchner
01.4.02 91 5 7 20 Büchner 01.4.02 91 4 8 50 Elsässer
31.3.02 90 8 7 - Bender 29.3.02 88 3.0 6 20 Hasubick
29.3.02 88 3 7 - Guthier 29.3.02 88 3 8 30 Kerner
29.3.02 88 4 8 55 Elsässer 29.3.02 88 - 8 - M.Meyer
29.3.02 88 8 7 - Bender 28.3.02 87 4 8 55 Elsässer
28.3.02 87 - 7 - M.Meyer 28.3.02 87 8 7.5 45 Büchner
27.3.02 86 4 .6 8 33 Hasubick 27.3.02 86 2.2
4 115 Hönig
27.3.02 86 4 8 60 Elsässer 27.3.02 86 7 7.5 45 Büchner
27.3.02 86 - 8 - M.Meyer 26.3.02 85 2 4 110 Hönig
26.3.02 85 3 7 - Guthier 26.3.02 85 4 8 70 Elsässer
25.3.02 84 2.8 8 32 Hasubick 25.3.02 84 2.8 4 - Kutschera
22.3.02 81 5 7 - Gensler 22.3.02 81 3 .2 4 - Kutschera
22.3.02 81 4 7 90 Elsässer 20.3.02 79 2 8 55 Kerner
16.3.02 75 4 .1 4 - Kutschera 13.3.02 72 2.0
7 66 Schubert
13.3.02 72 - 7 68 Kammerlohr 13.3.02 72 2.9 8 71 Hasubick
13.3.02 72 2 7 - Guthier 11.3.02 70 2.5 - 87 Hasubick
10.3.02 69 2 .0 8 70 Hasubick 10.3.02 69 4.5 4 - Kutschera
10.3.02 69 - 8 70 Kerner 10.3.02 69 - 9 - M.Meyer
10.3.02 69 5 8 70 Büchner 10.3.02 69 2 8 80 Elsässer
10.3.02 69 3 .5 8 72 M.Meyer 10.3.02 69 2 7 - Guthier
10.3.02 69 2.6 7 70 Schubert 08.3.02 67 4 7 - Bender
08.3.02 67 4 .2 4 - Kutschera 08.3.02 67 - 7 70 Hasubick
07.3.02 66 4 .8 4 - Kutschera 04.3.02 63 3 .0 7 75 Hasubick
03.3.02 62 3.0 7 70 Hasubick 03.3.02 62 - 7 83 Schubert
03.3.02 62 >4.0 6 - Hansen 02.3.02 61 5.8 4 - Kutschera
01.3.02 60 - 8 - Kerner 28.2.02 59 4 6 - Gensler
Seite 36

28.2.02 59 3 7 - Guthier 27.2.02 58 2.5 6 - Guthier
21.2.02 52 - 5 - Guthier 16.2.02 47 3 6 77 M.Meyer
15.2.02 46 5 6 - Bender 15.2.02 46 3.5 5 70 M.Meyer
15.2.02 46 - 5 - Guthier 04.2.02 35 4 .4 3 - Schubert
03.2.02 34 4 4 - M.Meyer 03.2.02 34 3.7 4 - Hasubick
03.2.02 34 4 .9 4 - Guthier 02.2.02 33 4 4 - Gensler
02.2.02 33 6 .0 4 - Hasubick 02.2.02 33 2.2 3 - Schubert
02.2.02 33 4 4 - M.Meyer 02.2.02 33 2.5 4 - Guthier
I.3 Readme-file auf der CD von Rita Schulz mit Erklärungen
Auf dieser
CD-RO M befinden sich CCD-Beobachtungen des Kome ten Ikeya-Zhang, die mit dem
80-cm-Teleskop
des Wendelstein-Observatoriums der
Universitätssternwarte München gewonnen
wurden. Die Daten zerfallen in zwei Kategorien: Breitband- und Schmalbandaufnahmen.
Für die
Breitbandaufnahmen wurden U, B, V, R & I-Filter verwendet, wie sie auch für die Photometrie von
Sternen benutzt werden. Die Schmalbandfilter hingegen wurden speziell für die Analyse von
Komastrukturen entwickelt. Hier wird zwischen Kontinuums- und Emissionsfiltern unterschieden.
Die Kontinuumsfilter (BC & RC) sind durchlässig in Bereichen des Kometenspektrums, in denen
das Licht ausschliesslich vom Kometenstaub reflektiertes Sonnenlicht ist. Die Kontinuumsbilder
geben daher die Staubverteilung in der Koma wieder. Die Emissionsfilter CN, C3, C2 & NH2,
überdecken dagegen Spektralbereiche, in denen bestimmte Emissionslinien von typischen
Kometengasen (bzw. deren Molekülradikalen) auftreten. Nach Abzug eines entsprechend skalierten
Kontinuumsanteils stellen diese Bilder also die Gasverteilung in der Kometenkoma dar. Alle auf
dieser CD-ROM vorliegenden Daten sind "Rohdaten". Das bedeutet, dass sie weder für Pixel-zu-
Pixel-Variationen des zur Aufnahme verwendeten CCDs (Flat-Field) korrigiert wurden, (d.h.
gleiche Bildwerte in einem Bild bedeuten nicht unbedingt gleiche Helligkeit,) noch ist die
unterschiedliche Empfindlichkeit des CCDs in den verschiedenen, durch die Filter überdeckten
Spektralbereiche berücksichtigt (d.h. gleiche Bildwerte in Bildern verschiedener Filter bedeuten
NICHT gleiche Helligkeit).
Die Dateinamen setzen sich aus IKE, (dem Kürzel für Ikeya-Zhang,) dem Filterkürzel, (siehe oben,
wobei statt BC auch CB sowie für RC auch CR stehen kann,) dem Datum (in der Form YYMMDD)
und einer laufenden drei-ziffrigen Nummer, alle untereinander mit "_" verbunden, zusammen. Der
Inhalt der Dateien ist im "Flexible
Image Transport System" (FITS-)Format kodiert.
Das Urheberrecht liegt bei: Dr. Rita Schulz, ESA/ESTEC, RSSD/SCI-B, P.O. Box 299,NL-
2200AG Noordwijk, The Netherlands
I.4 Programm zur Interpolierung
Dieses Programm entwickelte ich für den Taschenrechner TI-89
Tabelle 7: Programm zur Interpolierung für den TI-89
Quelltext Bildschirmanzeige
:Prg m :ClrIO :Local u,a1,a11,a111,a111,b1,b11,b111,a2,a22,a222,b2,b22,b222,
t,varlz,a3,b3,aa,bb, vvv,a4,a5,a6,b4,b5,b6,as,bs
:setMode("Exact/Approx","APPROXIMATE") :setMode("Display
Digits","FLOAT 5")
:Dialog :Title "Interpolieren ©B.Burtscher "
:DropDown "Was berechnen?",{"..h..m..s","....h","Home"},u
:EndDlog
(Auswahlfenster)
:If u=1 Then 1.Auswahl
:Dialog :Title "1.Zeitpunkt" :Request "R.A.1,h",a1
:Request "R.A.1,m",a11 :Request "R.A.1,s",a111
:Request "Dek.1,°",b1
:Request "Dek.1,'",b11
:Request "Dek.1,''",b111
:EndDlog
Seite 37

:Dialog :Title "1.Zeitpunkt" :Request "R.A.2,h",a2
:Request "R.A.2,m",a22 :Request "R.A.2,s",a222
:Request "Dek.2,°",b2 :Request "Dek.2,'",b22
:Request "Dek.2,''",b222 :EndDlog
:Dialog :Title "Zeit" :DropDown "Stunden",seq(string(i),i,1,23),t
:EndDlog
:PopUp {"UT","MEZ","MESZ"},varlz
:If varlz=2 Then :t-1→t :EndIf :If varlz=3 Then :t-2→t :EndIf
:expr(a1)→a1 :expr(a11)→a11 :expr(a111)→a111 :expr(a2)→a2
:expr(a22)→a22 :expr(a222)→a222 :expr(b1)→b1 :expr(b11)→b11
:expr(b111)→b111 :expr(b2)→b2 :expr(b22)→b22
:expr(b222)→b222
:a1+(a11+a111/60)/60→a1 :b1+(b11+b111/60)/60→b1
:a2+(a22+a222/60)/60→a2 :b2+(b22+b222/60)/60→b2
:(a2-a1)/24→a3 :(b2-b1)/24→b3
:a1+t*a3→aa :b1+t*b3→bb
:Disp "R.A.in h",aa
:Disp "Decl.in °",bb
:Pause
:PopUp {"in h m s","Home"},vvv
:If vvv=2 Then
:home
:EndIf
:If vvv=1 Then :floor(aa)→a2 :If aa

:Disp "R.A.",as
:Disp "Decl.",bs
:EndIf :Pause
:DispHome
:EndIf
:If u=2 Then 2.Auswahl
:Dialog :Title "Interpolieren" :Request "R.A.1,h",a1
:Request "R.A.2,h",a2 :Request "Dek.1,°",b1 :Request "Dek.2,°",b2 :EndDlog
…analog 1.Auswahl…
:If u=3 Then 3.Auswahl
:home :EndIf :EndPrgm
I.5 Himmelsrichtungsbestimmung auf meinen CCD-Bildern
Die Bewegungsrichtung des Kometen ist durch einen roten Pfeil dargestellt, die Nordrichtung und
die
Beschriftungen blau. Das Datum steht links oben.
I.6 Werte der Diagramme
Tabelle 8: Werte der Diagramme in dieser Arbeit
Anzahl
Tage
scheinbare
Geschw.
[ °/s ]
wahre
Geschw.
[ km/s ]
Überstrichene
Fläche [m 2 ]
Komadurchmesser
[ ° ]
Komadurchmesser
[ ' ]
Komadurchmesser
[km]
Schweifpositionswinkel
(PA)
DC-
Werte
70 1.369E-05 53.4248 1.3185E+21 0.050464 3.027861 126487 75 7.5
72 1.46E-05 56.2288 1.32257E+21 0.056895 3.413701 136663 70 8
77 1.58E-05 57.0142 1.32272E+21 0.067608 4.056490 150039 60 8
84 1.803E-05 61.4953 1.30331E+21 0.066827 4.009635 123355 45 8.5
86 - - - - - - 35 8
87 1.707E-05 54.8314 1.30174E+21 0.069142 4.148531 118782 30 7
88 1.723E-05 54.6157 1.29957E+21 0.079808 4.788485 133980 28 6.5
105 2.392E-05 44.2689 1.3133E+21 0.103352 6.201120 121962 320 5
108 - - - - - - 310 -
120 2.697E-05 39.9338 1.29585E+21 0.147288 8.837305 155351 245 4.5
126 2.760E-05 40.8810 1.29836E+21 0.185322 11.119331 201273 230 4
127 2.560E-05 38.4623 1.29721E+21 0.209811 12.588658 230061 220 4
129 - - - - - - 220 -
130 2.398E-05 37.1340 1.29319E+21 0.204397 12.263845 234799 210/260 4
132 2.201E-05 34.6768 1.29348E+21 0.200223 12.013399 237323 - 3.5
151 1.290E-05 32.5481 1.2956E+21 0.160878 9.6526714 278058 190/285 3.5
168 6.885E-06 33.9508 1.29499E+21 0.106984 6.4190515 268431 300 3
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