08.06.2020 Aufrufe

VdS_Journal für Astronomie_Nr 74

Die Vereinigung der Sternfreunde e.V. ist der größte überregionale Verein von Amateur-Astronomen im deutschsprachigen Raum. Wir informieren Sie über aktuelle astronomische Ereignisse sowie Neuigkeiten aus der Amateurastronomie-Szene und aus dem Verein.

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www.vds-astro.de

Nr. 74

3/2020

Astronomie

Journal für

ISSN 1615-0880

Zeitschrift der Vereinigung der Sternfreunde e.V.

Merkur und Merkurtransit

ASTROFOTOGRAFIE Im Grenzgebiet zwischen Cepheus und Cassiopeia

SONNE Zyklus 25 – warum wir jetzt Magnetogramme brauchen

VDS-NACHRICHTEN Ergebnisse der Mitgliederbefragung 2019



Editorial

Liebe Sternfreundinnen,

liebe Sternfreunde,

seit dem letzten Editorial, das am 24. Februar geschrieben wurde, ist die Welt eine

andere geworden. Hoffentlich erreichen Sie diese Zeilen bei bester Gesundheit und

die Einschränkungen in Verbindung mit der COVID-19-Pandemie sind erträglich.

Allen, die tatsächlich vom Virus betroffen sind, sprechen wir unsere Anteilnahme aus.

Zu unserem Titelbild

Merkur ist mit bloßem Auge stets nur in

der Dämmerung erkennbar. Kein Wunder,

wenn unsere Autoren das abendliche

oder morgendliche Farbenspiel zusammen

mit Merkur im Bild festhalten

wollen. Zuweilen trifft der flinke Planet

Merkur dann auch auf andere Planeten.

Unser Titelbild von Sven Melchert zeigt

Venus und Merkur nebeneinander am

4. April 2010 bei sehr klarer Durchsicht

am Abendhimmel über Stuttgart. Zur

Verwendung kam eine Kamera Canon

30D mit Objektiv Tamron 28-300 mm bei

f = 28 mm, Blende 6,3 und ISO 400. Die

Belichtungszeit betrug 6 Sekunden.

Heute ist Montag, der 18. Mai. Seit dem Wochenende verwöhnt uns ein sternklarer

Himmel, wie es in diesem Frühjahr ungewöhnlich oft der Fall war. Ausnahmsweise

sind Beschwerden über das Wetter also nicht angebracht. Ganz im Gegenteil: viele

Hobby- und Amateurastronomen konnten die Nächte für ausgiebige Beobachtungen

nutzen. Manchen wird diese „Schönwetterkatastrophe“ schon wieder zu viel. Statt

Stau im Berufsverkehr herrscht nun Datenstau auf der Festplatte.

Die hell strahlende Venus hat für zahlreiche Anfragen gesorgt, was das denn für ein

Stern sei. Vielleicht sind auch deshalb bei manchen Astrohändlern die Regale leer

(oder die Zeit im Homeoffice hat bei einigen Zeit zum Onlineshopping ermöglicht).

Das ist in der ansonsten betrüblichen Lage doch ein gutes Zeichen.

Der im letzten Heft als potenziell besonders helle Komet angekündigte C/2019 Y4

(Atlas) hat sich auf seinem Flug in Richtung Sonnennähe in Einzelteile aufgelöst – mit

spektakulären Stadien, wie die Bilder im VdS-Forum zeigen. Bestimmt wird die Fachgruppe

Kometen in einem der nächsten Hefte die Ereignisse schildern. Leider blieb

auch der zweite Kandidat C/2020 F8 (SWAN) nach einem steilen Helligkeitsanstieg

hinter seinen Erwartungen zurück. Kometen sind eben immer für Überraschungen

gut – in beide Richtungen.

Unser Schwerpunktthema in diesem Heft beschäftigt sich hingegen mit einem Himmelskörper,

dessen Sichtbarkeit sich exakt vorhersagen lässt: Merkur. Der ist nun auch

nicht leicht zu entdecken, umso mehr haben uns die zahlreichen Artikel dazu gefreut.

Just in diesen Tagen taucht Merkur wieder einmal am Abendhimmel auf und wird

dabei Venus nah begegnen. Da Sie dies erst im Juli lesen, sei für kurzfristige Ereignisse

noch einmal auf unsere Beiträge unter facebook.com/sternfreunde und Twitter

(@astronomietag) hingewiesen. Über besonders Wichtiges wird natürlich auch auf

unserer Website www.sternfreunde.de informiert.

Apropos Astronomietag. Der für den 28. März geplante ist bekanntlich den kurz zuvor

eingeführten Beschränkungen zum Opfer gefallen. Doch viele Sternwarten und

Vereine wurden spontan online aktiv, so konnte und kann man noch am Bildschirm

bisher unbekannte Orte und Menschen kennen lernen. Die aus der Not heraus geborenen

Aktionen werden von vielen weiterverfolgt und bringen uns Sternfreunde virtuell

näher zusammen – das macht echt Freude. Wir wagen einen neuen Versuch, auch

wenn heute noch niemand abschätzen kann, wie es um unsere Freiheiten im Oktober

bestellt sein wird: der nächste Astronomietag findet am 24. Oktober statt. Über den

Termin zum Frühjahrs-Astronomietag 2021 hat der Vorstand bereits beraten. In einer

Online-Konferenz, versteht sich. Mehr dazu im nächsten Heft.

Herzliche Grüße und alles Gute

Ihr

Sven Melchert

Journal für Astronomie Nr. 74 | 1


Inhaltsverzeichnis

Inhaltsverzeichnis

SCHWERPUNKTTHEMA

Merkur und Merkurtransit

6

AMATEURTELESKOPE/SELBSTBAU

Mit 8 Zoll unterwegs

47

ASTROPHYSIK & ALGORITHMEN

Bleibt das Sonnensystem stabil?

72

GESCHICHTE

Der Wolfsche Sechszöller

89

VERÄNDERLICHE

Beobachtung von Exoplaneten-

Transits mit Amateurmitteln

116

SCHWERPUNKTTHEMA

1

4

5

6

7

10

12

14

16

20

22

25

26

27

28

28

30

34

42

44

45

46

47

EDITORIAL

NACH REDAKTIONSSCHLUSS

Neue Meteorkamera für Sternwarte Kirchheim

Bericht aus dem Vorstand

MERKUR UND MERKURTRANSIT

Merkur und Merkurtransit

Merkurtransit in Norddeutschland trotz ungünstiger

Wetterlage

Merkurtransit mit Hindernissen

Beobachtung des Merkurtransits am

Ratsgymnasium Peine

Was hat Saturn mit dem Merkurtransit vom

11.11.2019 zu tun?

Merkurtransit hoch drei

Merkurpassage in Schwülper bei Braunschweig

Merkurtransit mit Planetentechnik

Der Merkurtransit in Florida

Merkurtransit in Radebeul

Merkurtransit mit dem Smartphone

Merkurtransit aus Sachsen

Merkurtransit aus Berlin

Die Grenzen der Merkursichtbarkeit

Merkur in der Dämmerung

Merkur im Teleskop

Merkuraufnahmen mit langer Brennweite

Merkur am Taghimmel im Teleskop

FACHGRUPPENBEITRÄGE

AMATEURTELESKOPE/SELBSTBAU

Smartphonehalterung selbst gebaut

Mit 8 Zoll unterwegs

50

52

53

55

58

60

64

67

68

71

72

75

77

78

81

85

85

86

Mit einem 3D-Drucker zum individuellen Teleskopbauteil

Nachruf: Klaus Weyer, ein echter „Astromaniac“

ASTROFOTOGRAFIE

Neues aus der Fachgruppe Astrofotografie

Grundlagen der Bildebnung in der Astrofotografie – Teil 2

Extragalaktische Bildfelder für Astrofotografen

Im Grenzgebiet von Cepheus und Cassiopeia (Teil 1)

ASTRONOMISCHE VEREINIGUNGEN

Astronomie und Schule: Die Rolle der Amateurastronomie

im Astronomie-Unterricht und in der allgemeinen

Bildung

Paten der Nacht

7. Norddeutsche Tagung der Planetenfotografen

ASTROPHYSIK & ALGORITHMEN

Eine einfache Methode zum automatisierten Fokussieren

von CCD-Kameras

Bleibt das Sonnensystem stabil?

ATMOSPHÄRISCHE ERSCHEINUNGEN

Das 17. Himmelsbeobachtertreffen des AKM

DEEP SKY

Neues aus der Fachgruppe Deep Sky

Beobachtung Galaktischer Nebel

Skyguide 2020 – 2 (Sommer)

Erratum: Beobachten mit kleiner Öffnung

GESCHICHTE

Neues aus der Fachgruppe Geschichte der Astronomie

Die astronomischen Arbeiten von Alfred Wegener

89

93

94

95

97

100

104

107

107

112

116

119

122

122

Der Wolfsche Sechszöller

JUGENDARBEIT

Auf der Jagd nach Wolkenlücken

KLEINE PLANETEN

Neues aus der Fachgruppe Kleine Planeten

Kosmische Begegnungen

KOMETEN

Bedeutende Kometen des vierten Quartals 2019

MOND

Neue Mondbilder

SONNE

Zyklus 25 – warum wir jetzt Magnetogramme brauchen

Sonnenfleckenminimum erreicht?

STERNBEDECKUNGEN

Streifende Sternbedeckungen durch den Mond

im 3. Quartal 2020

VERÄNDERLICHE

Entdeckung des kataklysmischen Veränderlichen 000-

BNG-512

Beobachtung von Exoplaneten-Transits mit Amateurmitteln

VDS-NACHRICHTEN

Ergebnisse der Mitgliederbefragung 2019

Wir begrüßen neue Mitglieder

Jubiläen

125

128

131

133

137

140

143

79

84

115

143

4

9

51

132

VDS VOR ORT/TAGUNGSBERICHTE

38. BoHeTa mit Fokus auf Be-Sterne und Doppelsternsysteme

SERVICE

Himmelsvorschau Juli bis September 2020

VORSCHAU

Vorschau auf astronomische Veranstaltungen Juli bis

September 2020

BEOBACHTERFORUM

UrsaMajor Observatory – Teil 2: die Technik

Unterm südlichen Sternenhimmel

Totale Sonnenfinsternis über Chile

Enkelkinder ans Teleskop!

IMPRESSIONEN

Osternacht über der Berger Kirche

Die Galaxienhaufen Abell 1495 und HCG 61

IC 1848 in der Cassiopeia

Die schmale Mondsichel

HINWEISE

Ihr Beitrag im VdS-Journal für Astronomie

Inserenten

Impressum

Gibt es Neuigkeiten

2 | Journal für Astronomie Nr. 74

Journal für Astronomie Nr. 74 | 3



Nach Redaktionsschluss

Neue Meteorkamera für Sternwarte Kirchheim

– viele Lyriden gesehen

von Sven Melchert

Seit einigen Wochen ist an der Sternwarte

in Kirchheim bei Erfurt eine neue Meteorkamera

im Einsatz. Sie ergänzt das Netz der

AllSky-Kameras der VdS-Fachgruppe Meteore,

die automatisch den Himmel nach

besonders hellen Sternschnuppen überwachen.

Es gab bereits erste Beobachtungserfolge

und jetzt auch ein tolles Video der

Lyriden-Meteore im April.

Zum 25-jährigen Jubiläum der Sternwarte

Kirchheim als „Feriensternwarte der VdS“

im Juni 2017 wollte der VdS-Vorstand den

Sternfreunden in Kirchheim eine AllSky-

Kamera zum Geschenk machen. Verbunden

mit zwei Zielen: der automatischen

Aufzeichnung von hellen Meteoren und

Ihr Beitrag im VdS-Journal für Astronomie

Nachdem wir unser Schwerpunktthema für das Journal 75 „Infrarotastronomie“ abgeschlossen

haben, möchten wir gerne auf unsere zukünftigen Schwerpunktthemen

hinweisen:

„Astrotourismus/Astrourlaub“ in Journal Nr. 76

Redaktionsschluss: 01.08.2020

Redakteur: Michael Schomann (michael.schomann@vds-astro.de)

„Doppelsterne“ in Journal Nr. 77

Redaktionsschluss: 01.11.2020

Redakteur: Robert Zebahl (fg-deepsky@vds-astro.de)

Zur Gestaltung unserer Journale benötigen wir Beiträge der Mitglieder. Dies kann sowohl

ein wissenschaftlich fundierter Artikel als auch ein einfaches Beobachtungserlebnis sein.

Außerdem soll es möglichst regelmäßig eine Galerie von Fotografien und Zeichnungen

geben. Wer nicht gerne schreibt, kann also auch auf diese Weise vertreten sein! Wir freuen

uns über alle Einsendungen!

Beiträge sollen an die zuständigen Redakteure (siehe auch Liste der VdS-Fachgruppen-

Redakteure) oder an die VdS-Geschäftsstelle (Mail/Postadresse) geschickt werden. Vorher

empfehlen wir, als Hilfestellung die Autorenhinweise zu nutzen (siehe www.vds-astro.de/

index.php?id=307). Dort finden Sie in der rechten Randspalte auch einen Musterartikel

als Vorbild und das Artikeldeckblatt zum Eintragen der wichtigsten Daten.

Mit dem Einsenden gibt der Autor gleichzeitig sein Einverständnis zum Abdruck im

„VdS-Journal für Astronomie“ und zur Veröffentlichung auf den Webseiten der VdS.

Es besteht jedoch keine Veröffentlichungspflicht. Die Redaktion behält sich vor, Beiträge

gar nicht oder in gekürzter Form abzudrucken. Das Copyright obliegt den jeweiligen

Autoren. Die Texte geben nicht unbedingt die Meinung der Redaktion wieder.

Die Redaktion

1 An der Sternwarte Kirchheim wurde eine neue Meteorkamera installiert (siehe Pfeil).

Genau genommen sind es sogar sieben Kameras, die den Himmel vollständig abdecken.

für einen Blick an den Sternenhimmel über

den Computer. Doch die Suche nach einem

geeigneten Gerät gestaltete sich schwierig:

damals waren Kameras noch nicht empfindlich

genug, um den Anforderungen zu

entsprechen.

Die Fachgruppe Meteore hatte sich der Sache

angenommen und verschiedene Systeme

getestet. Sirko Molau trug einen Vergleich

der besten Kameras „FRIPON“ und

„AllSky6“ auf der VdS-Tagung im Oktober

2019 vor. Sein Fazit war eindeutig: das Modell

AllSky6 von www.allskycams.com ist

für den Zweck am besten geeignet und wird

das Modell für die Himmelsüberwachung

der Fachgruppe sein.

Im März 2020 konnte endlich das Nachfolgemodell

AllSky7 an der Sternwarte

Kirchheim installiert werden (siehe Bilder).

Kaum in Betrieb, wurden bereits die

ersten Feuerkugeln aufgezeichnet. In der

Nacht vom 22. auf 23. April fand das diesjährige

Maximum des Meteorstroms der

Lyriden statt; eigentlich kein besonders

auffälliger Strom, doch dank mondloser

Nachtzeit eine gute Gelegenheit, um auf

2 Kaum aufgebaut, hatten sich Vögel die

Kamera als neuen „Aussichtspunkt“ erkoren

und beschmutzten dabei deren Plexiglashaube.

Eine Krähenattrappe sorgt seitdem

für Abschreckung.

Bericht aus dem Vorstand

von Astrid Gallus, Schriftführerin

An dieser Stelle berichtet der Vorstand der

Vereinigung der Sternfreunde e.V. über seine

Arbeit der letzten drei Monate. Seit dem

letzten Bericht hat sich einiges ereignet,

aller dings nicht in dem Sinne, wie wir es

uns gewünscht haben!

3 In der Nacht vom 22. auf den 23. April konnten zahlreiche Lyriden-Meteore detektiert

werden. Hier ein besonders helles Exemplar um 20:36 Uhr UT, links darunter das Sternbild Löwe.

Astronomietag 28.03.2020

und 24.10.2020

Der im März geplante Astronomietag gehörte

zu den ersten überregionalen Veranstaltungen,

die, astronomisch gesehen,

dem Corona-Virus zum Opfer fiel. Zunächst

dachten wir, dass einzelne Sternwarten

und Vereine besondere Konditionen

anbieten könnten, die den Bestimmungen

des Robert-Koch-Institutes und denen der

Länderregierungen entsprachen, letztlich

fiel der Astronomietag weitestgehend aus.

Die Verantwortung für die Gesundheit der

Besucher zu übernehmen, war einfach zu

groß. Ob der dieses Jahr probeweise geplante

2. Astronomietag (was sich in diesen

Zeiten als Glücksfall erweisen würde) im

Herbst stattfinden wird, steht zum Zeitpunkt

des Berichts zu diesem Journal noch

in den Sternen.

Messen und Tagungen

Wie Hohn klingt im Nachhinein auch die

Ankündigung im letzten Journal bezüglich

der Teilnahme der VdS an Messen und Tagungen

und die Vorfreude auf die persönlichen

Treffen und Gespräche vor Ort: Die

Würzburger Frühjahrstagung musste nach

sorgfältigen Erwägungen und langen Absprachen

mit der Stadt Würzburg und dem

Gymnasium abgesagt werden. Die Walter-

Hohmann-Sternwarte musste schweren

Herzens zum ersten Mal den ATT absagen,

kurz darauf folgte die Absage der AME in

Villingen-Schwenningen im Herbst. Offen

ist bis jetzt, ob die BoHeTa in Bochum

stattfinden wird oder die große Tagung der

Sternschnuppenjagd zu gehen. Auch die

neue AllSky-Kamera der Sternwarte Kirchheim

war im Einsatz und zeichnete zahlreiche

helle Meteore auf. Tobias Pfaff hat sich

die Mühe gemacht, die „Treffer“ zu einem

Film zusammen zu schneiden. Es ist wirklich

erstaunlich, mit welcher Zeitauflösung

diese Kamera(s) Meteore registrieren können.

Doch sehen Sie selbst: https://youtu.

be/mRlxLevm6AY. Mittlerweile wurde die

Software so weit verbessert, dass alle Kameras

des AllSky7-Netzwerks online aktuelle

(!) Bilder zeigen und sogar kurze Filme der

hellsten Feuerkugeln angeschaut werden

können: https://allsky7.net/.

Wer sich für Meteore interessiert, und sei

es auch nur sporadisch, dem sei das Forum

der Fachgruppe Meteore empfohlen

(auch für Atmosphärische Phänomene und

Polarlichter immer wieder ein Lichtblick):

https://forum.meteoros.de/

Fachgruppe Astronomische Vereinigungen

in Halle am 13.-15. November 2020.

Personelle Unterstützung

Was geblieben ist, ist der Aufruf zur personellen

Unterstützung der Redakteure des

VdS-Journals. Wer Freude am geschriebenen

Wort hat und sich viermal im Jahr in

netter Runde einen langen Samstag in unserer

Geschäftsstelle in Heppenheim vorstellen

kann oder aus der Ferne zuarbeiten

möchte, ist herzlich willkommen!

Ausblick

Da es sich bei den Astronomen im Allgemeinen

und den VdS-Mitgliedern im

Besonderen um sehr positiv eingestellte

Erdenbürger handelt, geht der Vorstand

davon aus, im nächsten Journal bessere

Nachrichten für Sie zu haben.

Sie sehen, bei uns ist (fast) immer etwas los!

Es grüßt Sie bis zum nächsten Mal Ihre VdS

4 | Journal für Astronomie Nr. 74

Journal für Astronomie Nr. 74 | 5



Merkur und Merkurtransit

Merkur und Merkurtransit

Merkurtransit in Norddeutschland

trotz ungünstiger Wetterlage

von Kai-Oliver Detken

Am 11. November 2019 war nicht nur

Karnevalsbeginn in den Hochburgen der

Narren, sondern es stand auch der letzte

Merkurtransit der nächsten 13 Jahre an.

Allerdings zeigte sich auch die Sonne mit

Merkur von ihrer närrischen Seite, da sie

nur für kurze Zeit zwischen den Wolken

auftauchte. So war es dieses Jahr wesentlich

aufwändiger, das Schauspiel zu beobachten

oder gar zu fotografieren, als dies noch im

Mai 2016 der Fall war. Vor drei Jahren war

der Himmel wolkenlos und die Teilnehmer

hatten eher mit der Sonneneinstrahlung zu

kämpfen als mit schlechten Sichtbedingungen.

Trotzdem öffnete die Astronomische

Vereinigung Lilienthal (AVL) [1] auch dieses

Mal wieder ihre Sternwarten und hoffte

auf kurze Durchblicke.

1 Erwartungsfrohes Hoffen auf eine Wolkenlücke (Foto: Ute Spiecker)

Merkur und Merkurtransit

Das Schwerpunktthema in diesem Heft

widmet sich dem kleinsten und sonnennächsten

Planeten: Merkur. Nach den

Transiten von 2003 und 2016 war der

Durchgang am 11. November 2019 der

letzte für weitere 13 Jahre – erst am 13.

November 2032 wird Merkur wieder vor

die Sonne treten. Die Bilder von Merkur

vor der Sonne mögen auf den ersten Blick

alle gleich aussehen: ein kleiner schwarzer

Punkt vor der großen Sonnenscheibe.

Doch die Ereignisse und Erlebnisse rund

um die Beobachtungen sind jede für sich

einzigartig.

Ohne einen Transit bleiben zur Beobachtung

von Merkur die bekannten Sichtbarkeiten

am Abend- oder Morgenhimmel.

Dazu bieten sich in jedem Jahr mindestens

zwei Phasen von jeweils einigen Tagen.

Dieser klassischen Beobachtung von

Merkur widmet sich der zweite Teil unseres

Schwerpunktthemas.

Als dritter Teil und krönender Abschluss

wird über die Beobachtung bzw. Fotografie

von Merkur mit dem Teleskop berichtet.

Wie wir feststellen durften, ist das

auch zur heutigen Zeit immer noch eine

besondere Herausforderung. Nun juckt

es in den Fingern, bei nächster Gelegenheit

selbst einmal zu versuchen, Merkur

mit langer Brennweite aufzunehmen und

dann vielleicht grobe Oberflächendetails

zu erkennen!

Die nächste gute Sichtbarkeit von Merkur

findet übrigens Anfang bis Mitte November

statt – am Morgenhimmel, wie es im

Herbst immer der Fall ist.

1 Pünktlich zum Redaktionsschluss

dieses Schwerpunktthemas tauchte

Merkur im Februar am Abendhimmel auf.

Das Bild zeigt ihn während seines Untergangs

am 6. Februar über Stuttgart.

Aufnahme: Sven Melchert.

Große Erlebnisse mit dem kleinen

Planeten wünscht allen

Sven Melchert

Dabei waren die Wettervorhersagen alles

andere als optimal und widersprachen sich

gegenseitig. So prognostizierte der astronomische

Wetterdienst meteoblue [2] eine geschlossene

Wolkendecke mit kleinen Sichtfenstern,

während Wetteronline [3] zuerst

Sonnenschein vorhersagte und dann auf

dem Satellitenbild eine Wolkendecke zum

Zeitpunkt der Transits anzeigte. Trotz der

nicht optimalen Wettervorhersagen hatten

sich einige AVL-Mitglieder mit ihrem

Equipment eingefunden (s. Abb. 1 und 2),

auch die AVL-Sternwarten wurden geöffnet.

Denn das Ereignis wurde in der Regionalzeitung

publik gemacht, und es verirren sich

normalerweise auch bei schlechten Wetterbedingungen

Besucher nach Wührden/Lilienthal.

So hätte man im schlimmsten Fall

immerhin die Sternwarten zeigen und das

Himmelsspektakel erklären können.

War das Wetter morgens noch relativ gut,

zogen mittags aber, wie durch Wetteronline

vorhergesagt, immer mehr Wolken am

Himmel auf, die eine Beobachtung nicht

nur erschwerten, sondern fast unmöglich

machten. Mit unserem Vereinsmitglied Jürgen

Ruddek waren wir telefonisch in Kontakt,

da er sich gerade in Bremen im Stadtteil

Gröpelingen aufhielt, und bekamen

von ihm die hoffnungsvolle Botschaft,

dass es dort langsam aufklarte. Zwar hielt

2 Aufbau ganz

unterschiedlicher

sich das Aufklaren bei uns in engen Grenzen,

aber man konnte die Sonne in der

Tat durch die Wolkendecke beobachten.

Allerdings meistens ohne Sonnenfilter,

weshalb an den Fotoapparaten und Tele-

Beobachtungsmöglichkeiten

(Foto: Kai-

Oliver Detken)

6 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 7



Merkur und Merkurtransit

Merkur und Merkurtransit

skopen dauernd hin- und hergewechselt

werden musste. Trotzdem kam Bewegung

in die Beobachter, die nun alles versuchten,

um einen erfolgreichen Blick auf die Sonne

mit Merkur zu erhaschen.

Zwischendurch besuchten uns wie erwartet

einige interessierte Zuschauer (Abb. 3),

wobei die meisten nach relativ kurzer Zeit

etwas frustriert wieder abzogen. Schließlich

gab es nach wie vor nicht wirklich etwas zu

sehen. Da parallel zu der AVL auch das Telescopium

[4] in Lilienthal zur Merkurbeobachtung

einlud, verteilten sich die wenigen

Besucher auf zwei Standorte. Und beim

Telescopium konnten sie dann wenigstens

etwas über die astronomische Geschichte

Lilienthals erfahren und den Nachbau des

27-Fuß-Spiegelteleskops von 1793 von Johann

Hieronymus Schroeter. So ließ sich

auch trotz des nicht optimalen Wetters noch

astronomisches Wissen vermitteln.

Erschwerend kam bei der Beobachtung

hinzu, dass sich der kleine Merkur nicht so

deutlich von der Sonnenscheibe abhebt wie

Venus. Durch die sich bewegenden Wolken

war er daher noch schwerer zu entdecken.

Wir gaben trotzdem nicht auf, bis ein Erfolgsschrei

von unserem Vereinsmitglied

Ute Spiecker kam, die Merkur immerhin

zwei Sekunden lang in ihrem Fernglas erspähen

konnte. Nun waren alle anderen

natürlich angespornt und wollten es ihr

gleichtun, leider ohne entsprechenden Erfolg.

Zwar blinzelte die Sonne immer wieder

durch die Wolkendecke, aber visuell

war es nicht mehr möglich, Merkur mit

Sicherheit zu bestimmen.

3 Trotz des schlechten Wetters kamen interessierte Besucher.

(Foto: Kai-Oliver Detken)

4 Nachweis des Merkurtransits unter erschwerten Bedingungen

(Foto: Kai-Oliver Detken)

Daher blieb die Hoffnung, dass man auf

den gemachten Bildern etwas mehr Glück

haben könnte. Aber selbst auf dem Fotoapparat-Display

konnte man vor Ort nicht

wirklich erkennen, ob die Bildversuche von

Erfolg gekrönt waren. Daher wurden immer

wieder auf gut Glück Bilder von der

Sonne geschossen – meistens ohne Filter,

da die Wolken ausreichend abschirmten.

Erst zu Hause bei der Auswertung des Bildmaterials

ließ sich erkennen, dass auch ein

paar Aufnahmen erfolgreich waren (Abb. 4).

Obwohl die Fokussierung und die dauernd

wechselnden Lichtbedingungen extrem

schwer für die fotografischen Aufnahmen

waren, hatte es dennoch geklappt.

Am Ende des Tages trudelten dann die

Erfolgs- und Frustmeldungen aus der gesamten

Republik über die VdS-Mailingliste

ein. Natürlich hatte nicht nur Norddeutschland

mit dem Wetter Probleme gehabt. Nur

Ostdeutschland und teilweise dem Ruhrgebiet

war eine wolkenfreie Sicht auf die

kleine Sonnenfinsternis vergönnt gewesen.

Abends meldete sich unser Vereinsmitglied

Alexander Alin aus der Hauptstadt Apia

von Samoa (Südhalbkugel) und schickte

seine Aufnahmen, die er morgens in der

letzten Stunde des Transits geschossen

hatte – natürlich bei besten Wetterbedingungen

(Abb. 5). Er befand sich gerade beruflich

in Neuseeland und machte für den

Merkurtransit einen kleinen Abstecher von

dort nach Samoa. Da er fast jeder Sonnenfinsternis

weltweit hinterherjagt, ist das

kein ungewöhnliches Verhalten für ihn. Er

hatte mit uns in Wührden mitgefiebert und

sorgenvoll die Wolkendecke auf den Satellitenbildern

betrachtet.

Trotzdem war auch dieser Merkurtransit in

Wührden ein Erfolg. Zwar konnten nur wenige

Teilnehmer erfolgreich einen kurzen

Blick auf den Transit erhaschen, aber das

gemeinsame Erlebnis, die Gespräche und

Andere für Astronomie zu begeistern, war

ausreichend Lohn. Es kann halt nicht jeder

Merkurtransit so schönes Wetter und optimale

Bedingungen mit sich bringen wie

der vor drei Jahren. Und schon gar nicht in

Norddeutschland.

5 Merkurtransit auf der Südhalbkugel (Foto: Alexander Alin)

Internethinweise (Stand: Januar 2020):

[1] Astronomische Vereinigung Lilienthal: www.avl-lilienthal.de

[2] Wetterdienst meteoblue mit astronomischer Seeing-Vorhersage

unter der Rubrik „Freizeit und Sport“: www.meteoblue.com

[3] Wetterdienst Wetteronline: www.wetteronline.de

[4] Historischer Nachbau der Sternwarte Lilienthal: www.telescopium-lilienthal.de

INSERENTEN

65 ATB (Burgwald)

144 APM Telescopes, Rehlingen

23 astronomie.de, Neunkirchen

33 Astroshop.de nimax GmbH, Landsberg

U4 Baader Planetarium, Mammendorf

41 Gerd Neumann jr. Entwicklung und Herstellung

feinmechanischer & optischer Instrumente

19 Kosmos Verlag, Stuttgart

U3 Optical Vision Limited, UK

29 Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg

99 Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg

U2 Vesting e. K. Fachhandel für Astronomie, Hamburg

8 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 9



Merkur und Merkurtransit

Merkur und Merkurtransit

Merkurtransit mit Hindernissen

von Monika Müller

Wie für Astronomen üblich, verfolgten die

Mitglieder des Fördervereins der Schulsternwarte

Zwickau, die sich in der Gartenanlage

„Zum Kreuzberg“ befindet, das

Wettergeschehen Anfang November und

waren freudig überrascht, dass genau am

10. und 11.11.2019 ein kleines Hoch für

klaren Himmel sorgen würde.

Leider ergab der Gerätetest am 10.11., dass

die Sonne für unsere fest montierten Teleskope

in der Beobachtungskuppel schon um

13 Uhr zu tief stand und die Beobachtungssäulen

auch nicht genutzt werden konnten,

da hier die Bäume des Naturschutzgebietes,

welches sich im Westen an das Gelände der

Sternwarte anschließt, stören.

Was nun? Werbung in Presse und Rundfunk

war bereits geschaltet und Besucher

bei schönstem Sonnenschein wieder fortzuschicken,

kam nicht in Frage. Also suchten

wir nach einem Ersatzstandort in der Nähe

der Sternwarte und wurden am Eingang

der Gartenanlage fündig. Am Insektenhotel

fanden die Mitglieder des Fördervereines

ideale Bedingungen vor. So bauten wir

dort verschiedene Beobachtungsgeräte wie

Telementoren, einen apochromatischen

Refraktor, ein Fernglas und ein Solarscope

auf. Die Verlagerung des Beobachtungsortes

aus dem Gelände der Sternwarte heraus

hatte auch einen positiven Effekt: Viele

Spaziergänger und Hundebesitzer konnten

so im Vorbeigehen für ein astronomisches

Ereignis sensibilisiert werden. Mittels Sonnenschutzfolie

und Vergrößerungseffekt

durch verschiedene Optiken konnten sie

den Merkur als kleinen schwarzen Punkt

über die Sonnenscheibe laufen sehen.

Häufig schlossen sich nach dem Schauen

vielfältige Gespräche über Astronomie im

Allgemeinen und die Zwickauer Sternwarte

im Besonderen an. Wer wollte, konnte dann

im Vortragssaal der Sternwarte noch einem

Vortrag zu Transits lauschen. Insbesondere

1 Das Sternwartengelände (Foto: Jürgen Müller)

2 Die Ausweichbeobachtungsstelle (Foto: Jürgen Müller)

für die Schüler des naturwissenschaftlichen

Profils des Peter-Breuer-Gymnasiums

war die Beobachtung des Merkurtransits

ein zusätzliches Highlight zum

Unterrichtsstoff „Orientierung am Sternhimmel/Koordinatensysteme“.

Neben der Publikumsbetreuung konnten

die Mitglieder des Fördervereines immer

wieder selbst schauen und fotografieren.

Auch ein Video des Transits konnte von

Matthias Hillmann erstellt werden. Insbesondere

für die Älteren unter uns war es

ein gelungener Beobachtungstag, da eine

Wartezeit von 13 Jahren auf den nächsten

Transit doch recht lang ist.

Für die Aufnahmen des Merkurtransits

wurde ein apochromatischer Refraktor

mit 80 mm Öffnung und 480 mm Brennweite,

Baader-Sonnenfolie der Dichte 5

und eine Kamera Canon EOS 80D verwendet.

Alle Bilder wurden mit 1/1000 s bei

ISO 1000 belichtet. Aufgrund der kurzen

Brennweite sind alle Bilder Ausschnitte der

Originale. Man sieht durch die identische

Belichtung sehr schön die Helligkeitsabnahme

und Farbänderung der Sonne bei

zunehmender Horizontnähe. Durch die

parallaktische Nachführung steht der

Horizont in der Abbildung 5 schräg.

3 Merkur vor der Sonne kurz nach dem Eintritt um 13:38 Uhr

(Foto: Matthias Hillmann).

4 Merkur- und Flugzeugtransit um 15:48 Uhr

(Foto: Matthias Hillmann).

5 Letzte Aufnahme des Merkurtransits um 16:07 Uhr kurz vor

Sonnenuntergang (Foto: Matthias Hillmann).

10 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 11



Merkur und Merkurtransit

Merkur und Merkurtransit

Beobachtung des Merkurtransits

am Ratsgymnasium Peine

von Reiner Guse

Während der Schulzeit nehmen an jedem

Montag von 14:00 Uhr bis 15:30 Uhr Schülerinnen

und Schüler des Ratsgymnasiums

Peine an einer Astronomie-Arbeitsgemeinschaft

teil, die von mir in der Sternwarte

der Schule geleitet wird. Das war auch am

11.11.2019 der Fall, am Tag des Merkurtransits.

Obwohl die Wetterprognosen einige

Tage zuvor nicht optimal waren, hatten

wir in unserer Kuppel der Sternwarte entsprechende

Vorbereitungen getroffen:

– Ausstattung des 12-Zoll-Teleskops von

Meade mit einer Sonnenfilterfolie, um

damit den Durchgang direkt zu beobachten.

– Montage eines kleinen Refraktors auf

das Meade-Teleskop, um mit einer angeschlossenen

Kamera den Transit auf

einem Monitor zu zeigen und Videosequenzen

aufzunehmen. Der Refraktor

wurde ebenfalls mit einer Sonnenfilterfolie

versehen (Abb. 1).

Da der Transit bereits kurz nach 13:30 Uhr

begann, vereinbarten wir bei klarer Sicht

einen früheren Beginn der AG.

Die Wetterverhältnisse waren bei uns in

Norddeutschland an diesem Tag sehr unterschiedlich,

teilweise war es bedeckt, aber

es gab immer wieder Wolkenlücken. Hoffnungsvoll

beobachteten wir die Wetterlage

und waren hoch erfreut, als schon vor

13:30 Uhr die Wolken verschwanden. Die

ersten der 19 Teilnehmer der AG erschienen

bereits jetzt in der Kuppel. Gespannt

erwarteten wir dann den Eintritt von Merkur

vor der Sonnenscheibe; pünktlich um

13:35 Uhr bemerkten die Beobachter eine

kleine Einbuchtung am Sonnenrand, einige

Minuten später war Merkur als kleiner

schwarzer Punkt deutlich vor der Sonne

zu erkennen. Den Schülerinnen und Schülern

wurde noch einmal der Größenunterschied

zwischen Merkur und der Sonne

klar, wobei sie beeindruckt davon waren,

1 Beobachtung des Transits durch das 12-Zoll-Teleskop LX200 von Meade.

Darüber ist der Refraktor mit einer Videokamera montiert.

wie deutlich Merkur trotzdem sowohl im

12-Zoll-Teleskop als auch auf dem Monitor

zu sehen war. Außerdem wurden ihre Erkenntnisse

aus dem Astronomieunterricht

bezüglich der Umläufe der Planeten um

die Sonne anschaulich bestätigt. Bis nach

15 Uhr konnte der Transit mit nur kurzen

Wolkenunterbrechungen beobachtet werden.

(Abb. 2). Auch einige Sternfreunde

vom Astro-Stammtisch Peine waren zum

Beobachten in der Sternwarte erschienen.

Gegen 14:40 Uhr entschieden wir uns noch

einmal zur Aufnahme einer etwas längeren

Videosequenz. Kurz danach fiel einigen

auf dem Monitor ein Objekt auf, das plötzlich

schnell über den Bildschirm huschte.

Die Schülerinnen und Schüler hofften,

dass es sich um ein UFO handeln würde,

der Video ausschnitt zeigte dann, dass es

ein Flugzeug war (Abb. 3). Sternfreunde

des Astro-Stammtisches ermittelten einige

Tage später den Flugzeugtyp und mit dem

Online-Dienst Flightradar24 die Flugroute:

Es handelte sich um einen Airbus Beluga.

Mit Hilfe dieser Daten und der Videoaufnahme

konnten nun über die Winkelausdehnung

die Entfernung und aufgrund des

Sonnenstandes die Flughöhe berechnet

werden. Das Flugzeug war demnach zum

Aufnahmezeitpunkt 40 km entfernt und

hatte eine Flughöhe von 8,5 km. Eine erstaunlich

gute Übereinstimmung mit der

angegebenen Flughöhe bei Flightradar24

von 8,473 km!

Dank der guten Wetterbedingungen und

der Vorbereitungen war der Merkurtransit

für alle Beteiligten ein eindrucksvolles Ereignis.

Sowohl beim folgenden Unterricht

der Astronomie-AG als auch beim nächsten

Treffen der Sternfreunde vom Astro-

Stammtisch erfreute man sich an den aufgenommenen

Videos und Fotos und erinnerte

sich noch gern an diese gelungene

Veranstaltung.

2 Merkurtransit am 11.11.2019 zu den angegebenen Zeiten. Die Aufnahmen sind Videoausschnitte,

die durch einen Refraktor von 80 mm Öffnung und 560 mm Brennweite mit

der Videokamera ASI 120MC aufgenommen wurden.

3 Merkur- und Flugzeugtransit um 14:43 Uhr,

aufgenommen mit den Geräten wie bei Abb. 2.

Die Einzelbelichtungszeit betrug 0,011 s.

12 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 13



Merkur und Merkurtransit

Merkur und Merkurtransit

Was hat Saturn mit dem Merkurtransit

vom 11.11.2019 zu tun?

von Olaf Squarra

Die bisherigen von Deutschland aus sichtbaren

Transitereignisse unserer inneren

Nachbarplaneten Merkur und Venus in der

2000er-Jahren konnte ich allesamt beobachten.

Solch ein Beobachterglück ist erstaunlich,

zudem von Norddeutschland aus! Nun

stand erneut ein Transit bevor – der kleine

Merkur sollte es wieder sein. Verlockend war

das Ereignis auf jeden Fall, da ich auch eine

neue optische Anordnung nutzen konnte,

mit der ich mir bessere Ergebnisse erhoffte.

Dann kamen die berühmten „Aber“:

– Transittag 11.11.2019

– Novemberschmuddelwetter?

– tiefer Sonnenstand (Luftunruhe?)

– dafür extra Urlaub nehmen?

– … der Merkur ist ja so klein!

– Und die Chance auf begleitende Sonnenflecken,

ja überhaupt einen winzigen

Sonnenfleck dabei zu haben, schien im

aktuellen Sonnenfleckenminimum sehr

gering …

Trotzdem behielt ich den Termin fest im

Auge und hatte die Option auf einen kurzfristig

zu nehmenden, zumindest halben

freien Tag angemeldet.

Der Termin rückte näher. Die Wettervorhersagen

versprachen zumindest kein

dauerhaft klares Wetter. So blieb es, was

dies betrifft, spannend bis zum Schluss. Am

Abend vorher bestand die Gelegenheit, den

Aufbau weitgehend vorzubereiten. Tief am

Südwesthimmel zwang sich Saturn noch

einmal förmlich auf, betrachtet zu werden.

Wie nicht anders zu erwarten, erschien

der tief stehende Planet bei höherer Vergrößerung

sehr wabbelig. Anschließend

wurde der Okularauszug mit einer 4x-Powermate

von TeleVue und einer Kamera

mit Vollformatsensor (Sony Alpha 7S)

bestückt. Die Grundbrennweite meines

Pentax-125-SDP-Refraktors (f = 800 mm)

wurde so auf ca. f = 3,2 m verlängert. Die

1 Saturn am Vorabend des Transittags

diente zur Scharfstellung des Gerätes.

Aufnahmedaten: 17:31 Uhr, t = 1/6 s,

ISO 1000, f = 3,2 m, Bildausschnitt

anschließende Scharfeinstellung diente als

Anhalt für den morgigen Transittag, um

gegebenenfalls frisch von der Arbeit kommend

nicht bei Null anfangen zu müssen

(Abb. 1). So sollte der geplante technische

Aufbau für den Merkurtransit am 11.11.2019

bestehen bleiben (Abb. 2). Mehr Brennweite

hätte bei tief stehender Sonne aufgrund der

wahrscheinlichen Luftunruhe wenig Sinn

2 Teleskop- und Aufnahmetechnik am Transittag, Geräte siehe Text

gemacht. Weniger Brennweite bei circa f =

2 m hätte zwar die gesamte Sonnenkugel

mit abgebildet, jedoch wäre Merkur sehr

winzig geblieben.

Früh zeichnete sich ab, dass der Transittag

keinen eitel Sonnenschein bieten würde. Ein

mögliches Aufreißen der Hochnebeldecke

wurde im Rahmen der Möglichkeiten mit

zunehmender Tageszeit kontrolliert. Doch

es sah nicht gut aus für meinen nördlichen

Standort in Rostock … Trotzdem juckte es

in den Fingern. Durch die Vorankündigung

des Ereignisses fiel es mir zu recht spätem

Zeitpunkt plötzlich doch leicht, für den

Rest des Tages frei zu nehmen.

Zu Hause angekommen, wurde das Fernrohr

grob in Position gebracht, der Objektivsonnenfilter

aufgesetzt und die Kamera

mit Fernauslöser installiert. Der Wind war

unangenehm frisch, so kam mangels Mittagessen

erst mal Müsli auf den Tisch. Bis

zum ersten Kontakt war noch etwas Zeit,

3 Die Sonne gibt sich ab und an zu erkennen! Übersichtsaufnahme um 13:54 Uhr

mit f = 105 mm, Bildausschnitt

der wolkenverhangene Himmel zeigte

mehr und mehr Kontraste und mitunter

kleine blaue Lücken. Es fühlte sich

einfach spannend an, und ich dachte

mir, wenn es auch nur eine Momentaufnahme

wird, dann kann ich mich freuen

und wäre dabei!

So sollte es einige Minuten nach dem

ersten Kontakt tatsächlich kommen,

jedoch ohne wirklich blauen Himmel

zu haben (Abb. 3). Die Lücken blieben

minimal, meist waren es dünne Hochnebelränder,

welche die Sonne etwas

hindurchließen. Immerhin konnte so

die Sonne im gefilterten 6x30-Sucher

eingestellt und der Montierungsmotor

zur Nachführung gestartet werden.

An der Kamera drehte ich an der ISO-

Empfindlichkeit zeitweilig auf Werte

von 51.200 oder sogar 128.000, um aufgrund

der Lichtabschwächung durch

Wolken überhaupt etwas erkennen zu

können! Für Sonnenfotografie im Alltag

ist das natürlich ein Unding. Eines

wurde auch klar: Nur Serienbilder würden

die Chance wahren, gegebenenfalls

einmal ein richtig belichtetes Bild,

das möglichst wenig Verzerrung durch

Luftunruhe aufweist, festzuhalten

(Abb. 4). Nun zeigte sich auch, dass der

gestrige Aufbau mit der kurzen Saturnbetrachtung

ein Glücksgriff war. Eine

mögliche Schärfeeinstellung am heutigen

Transittag wäre aufgrund der ständig

wechselnden Lichtverhältnisse und

starker Luftunruhe schlicht unmöglich

gewesen. Saturn sei gedankt!

Eine Reihe von ca. 100 Bildern war später

im Kasten. Die Sonne sank weiter

herab und die hochnebelartigen Verhältnisse

wurden nicht mehr besser,

sondern schlechter (Abb. 5). Ich war

trotzdem einfach fröhlich, dass der ganze

Aufbau nicht umsonst war, dass die

Technik funktioniert hatte und natürlich

dankbar dafür, dass ich erneut einen

der seltenen Transits in Teilen miterleben

durfte. Das hat Spaß gemacht!

4 Merkur vor der Sonne um 13:47 Uhr,

t = 1/40 s, ISO 320, f = 3,2 m, Bildausschnitt,

Kontrastanpassung mittels Autokorrektur in

der Apple-Vorschau

5 Merkur vor der Sonne um 14:07 Uhr, t = 1/20 s, ISO 12.800, f = 3,2 m

14 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 15



Merkur und Merkurtransit

Merkur und Merkurtransit

Das Observatorium auf dem 1.845 m hohen

Wendelstein ist Teil der Universitätssternwarte

München. Von der Bergstation

der Zahnradbahn führt ein mehr als 100 m

langer Stollen zu einem Aufzug, der – direkt

durch eine Kalksteinhöhle – ins Observatoriumsgebäude

führt. Alle Geräte mussten

über diesen Weg hoch geschafft werden.

Meine Aufnahmetechnik bestand aus einer

Philips ToUCam 740K, damals das Standardgerät

der Amateure für Planetenaufnahmen,

die über USB (1.1!) von einem

Laptop gesteuert wurde. Die Abbildung 2

zeigt den Aufbau: Die Webcam wurde an

den Coudé-Fokus des Koronografen angeflanscht.

Ein 50-Euro-Massenartikel an

einem professionellen 200 mm/3.750 mm

Zeiss-Refraktor – das hatte etwas …

2 Instrumentierung für den Merkurtransit am 7. Mai 2003: Philips ToUCam 740K

mit Notebook am Coudé-Fokus des 200 mm/3.750 mm-Koronografen des Wendelstein-

Observatoriums.

Merkurtransit hoch drei

von Peter C. Slansky

Verfinsterungen und Transite sind astronomische

Ereignisse mit ganz eigener

Dramatik: Das große Himmels-Mobile

offenbart seine Präzision in einer für uns

sinnlich erfahrbaren Weise. Zweifellos am

spektakulärsten sind Sonnenfinsternisse,

mit etwas Abstand Mondfinsternisse. Beide

sind mit dem bloßen Auge erlebbar. Transite

der beiden inneren Planeten Merkur und

Venus vor der Sonne erfordern hingegen

eine teleskopische Beobachtungstechnik.

Hierfür gelten Anforderungen wie für die

Sonnenbeobachtung.

Mein Lehrfach an der Hochschule für Fernsehen

und Film München ist die Film- und

Fernsehproduktionstechnik. Hierdurch

ergibt sich eine schöne Überschneidung

meiner Profession mit meiner Passion, der

Astronomie. Da Transite der inneren Planeten

nur mit einem Teleskop sichtbar gemacht

werden können und da sie außerdem

einem präzisen Zeitablauf folgen, laden sie

zu einer Live-Aufzeichnung und -Übertragung

per Video ein. Mit unterschiedlichen

Techniken konnte ich alle Merkur- und Venustransite

dieses Jahrhunderts in Europa

beobachten. Von den drei Merkurtransiten

2003, 2016 und 2019 möchte ich hier berichten.

Der Merkurtransit am 7. Mai 2003 war nach

der Sonnenfinsternis 1999 und der Mondfinsternis

2001 erst meine dritte Transitbeobachtung.

Er sollte vor allem als Generalprobe

für den Venustransit 2004 dienen.

Matthias Knülle, Ulf Wossagk und ich

hatten frühzeitig Kontakt zum damaligen

1 Der Merkurtransit am 11. November 2019, beobachtet

durch eine kurze Wolkenlücke mit einer Sony α 7S an einem

Selbstbau-Faltrefraktor 71 mm/1.734 mm.

Leiter des Wendelstein-Observatoriums

der Universitätssternwarte München, Dr.

Heinz Barwig, aufgenommen und ihn davon

überzeugen können, uns Amateurastronomen

die Aufgabe zu übertragen, den

Venustransit live ins Internet zu übertragen.

Das war damals durchaus noch nicht

so weit verbreitet wie heute und versprach

Aufmerksamkeit für das Wendelstein-

Observatorium, auch bei seinen Partnern

in den USA, wo das Ereignis in die Nacht

fiel. Für diese PR-Maßnahme wurde der

wissenschaftlich eigentlich nicht mehr genutzte

Koronograf reaktiviert. Zur Vorbereitung

ermöglichte Dr. Barwig uns einen

„Probedurchlauf “ beim Merkurtransit am

7.5.2003. Und das war auch dringend nötig,

wie sich später herausstellte.

Bei den ersten Tests stellte sich heraus, dass

der Funkmast unmittelbar hinter dem Observatorium

kräftige Einstrahlungen in

die Elektronik der Kamera abgab, die zu

inakzeptablen Bildstörungen führten. Angewiesen

auf die „Bordmittel“ oben auf

dem Berggipfel, war guter Rat teuer. Den

lieferte Ulf Wossagk: Eine zusätzliche Signalabschirmung

in Form einer vierfach um

das dünne USB-Kabel und das Kunststoffgehäuse

der Webcam gewickelten Alufolie

aus der Küche des Observatoriums schaffte

Abhilfe.

Am frühen Morgen des 7. Mai 2003 erlebten

wir auf dem Wendelstein einen grandiosen

Sonnenaufgang. Die Beobachtung

wurde insofern ein Erfolg, als zwar der

erste Kontakt wegen einer falschen Teleskop-Positionierung

verpasst wurde – am

langbrennweitigen Refraktor lieferte die

Webcam nur einen winzigen Bildausschnitt

und das Umlenkprisma ergab ein seitenverkehrtes

Bild –, aber der zweite, dritte und

vierte Kontakt konnten aufgenommen werden.

Es entstand ein Zeitraffervideo, in dem

3 Merkurtransit im Hα-Licht am 7. Mai 2003 um 12:27 MESZ, kurz vor dem 3. Kontakt. Die

Aufnahme erfolgte mit einer Philips ToUCam 740K im Coudé-Fokus des 200 mm/3.750 mm-

Koronografen des Wendelstein-Observatoriums.

nur die Transitmitte durch Wolken gestört

wurde. Die Abbildung 3 zeigt Merkur und

Sonne kurz vor dem dritten Kontakt.

Nach dieser Generalprobe verlief die Beobachtung

des Venustransits ein Jahr später

sehr erfolgreich. Mit den Erfahrungen vom

Merkurtransit 2003 hatte ich meine Webcam

in ein Metallgehäuse gebaut und das

dünne USB-Kabel gegen ein hochwertig

abgeschirmtes ersetzt. Neben der ToUCam

im Coudé-Fokus des Koronografen konnte

auf eine Übersichtskamera der Sonne sowie

zwei weitere Kameras in der Kuppel und im

Außenbereich umgeschaltet werden – jede

volle Minute ein neues Standbild im Inter-

16 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 17



Merkur und Merkurtransit

4 Den Merkurtransit am 9. Mai 2016

übertrug ich während der Mittagspause

der Jahrestagung der Fernseh- und Kinotechnischen

Gesellschaft live auf einen

Bildschirm im Tagungsgelände.

5 Merkurtransit am 9. Mai 2016 in Leipzig um 13:19 MESZ, kurz nach dem 2. Kontakt.

Die Aufnahme erfolgte mit einer Sony α 7S an einem 102 mm/1.100 mm-Fraunhofer-Refraktor

in Okularprojektion bei einer effektiven Brennweite von ca. 15 m.

net, so etwas nannte sich damals „Web-

TV“... Gleichwohl erhielten wir eine E-Mail

vom Direktor des Observatoriums auf dem

Mauna Kea, Hawaii, Prof. Dr. Rolf Kudritzki:

„Great pictures ... unfortunately, we

miss the transit in Hawaii. But all the IfA

people are looking at your images. A rare

occasion, where Wendelstein beats Mauna

Kea and Haleakala. Aloha!“ (Die Pointe:

Bis 1999 war Rolf Kudritzki Professor für

Astronomie an der Ludwig-Maxilians-Universität

München gewesen.)

13 Jahre später waren die Rahmenbedingungen

für den nächsten Merkurtransit,

am 9. Mai 2016, ganz anders: Der erste

Kontakt um 13:12 Uhr MESZ fiel genau

in die Mittagspause der Jahrestagung der

Fernseh- und Kinotechnischen Gesellschaft

FKTG in Leipzig. In Abstimmung

mit der Tagungsleitung baute ich mein Teleskop

auf dem Bürgersteig direkt vor dem

Tagungsort auf, dem Helmholtz-Zentrum

für Umweltforschung in Leipzig, genannt

Leipziger Kubus. An einem 102 mm/1.100

mm-Fraunhofer-Refraktor kam eine Sony

α 7S mit einem Baader-Herschelprisma

zum Einsatz. Für ihr 35,5 mm x 20 mm

großes Bildfeld – rund zehnmal so groß

wie das der ToUCam – wurde eine Okularprojektion

mit effektiver Brennweite

von 15 m realisiert. Mit einem 15 m langen

HDMI-Kabel wurde das Live-Video-Signal

meiner Kamera auf einen 65-Zoll-Monitor

im Tagungszentrum übertragen (Abb. 4).

Leider war die Luft sehr unruhig, da sich

der Bürgersteig neben dem Leipziger Kubus

durch die Sonne stark aufgeheizt hatte.

Um die chromatischen Fehler der Luftunruhe

und des Teleskops auszuschalten,

hatte ich einen Schmalbandfilter bei 540

nm (Grün) mit einer Halbwertbreite von

10 nm eingesetzt; die Kamera wurde im

Schwarzweißmodus betrieben. Angesichts

der starken Luftunruhe ergab die Videoaufnahme

einen großen Vorteil gegenüber der

Einzelbildfotografie: Nachträglich konnten

die wenigen scharfen Einzelbilder aus der

Videosequenz herausgesucht werden (Abb.

5). Über 60 Experten der Film- und Fernsehtechnik

beobachteten den ersten und

zweiten Kontakt. Danach forderte das Tagungsprogramm

wieder ihre Aufmerksamkeit,

doch das überraschende, gemeinsame

Erlebnis blieb allen in positiver Erinnerung

– und fand seine Erwähnung im Tagungsbericht

und in verschiedenen Artikeln [1].

Meinen dritten Merkurtransit konnte ich

am 11. November 2019 beobachten, 16

Jahre nach meinem ersten und drei Jahre

nach meinem zweiten. Das Datum fiel allerdings

genau in mein Seminar Fernsehtechnik

im 3. Semester. So beschloss ich,

dieses Ereignis in das Seminarprogramm

einzubauen. Während die Studierenden auf

dem Außengelände südlich der Hochschule

für Fernsehen und Film ihre Übungsszenen

drehten, baute ich mein Teleskop auf.

Diesmal kam mein Sonnen-Faltrefraktor

71 mm / 1.734 mm zum Einsatz (Abb. 6).

Die Tatsache, dass ich dieses Gerät selbst

konstruiert und gebaut hatte, verschaffte

mir bei den Studierenden zusätzliche Aufmerksamkeit.

Das Wetter zeigte sich allerdings

ungünstig, fast den ganzen Tag war es

bedeckt; andererseits steigerte das auch die

Dramatik. Um 13:46 MEZ, wenige Minuten

nach dem 1. Kontakt, erschien eine kleine

Wolkenlücke und ich konnte ganze drei

Fotos machen. Immerhin hatten auch die

Studierenden einen Blick auf das Livebild

des kleinen schwarzen Punkts vor der Sonnenscheibe

erhaschen können. Von diesen

drei Bildern gefällt mir das letzte am besten

(Abb. 1), weil es gerade wegen der Wolken

diesen Merkurtransit am treffendsten wiedergibt.

Bis zum nächsten Merkurtransit, meinem

dann vierten, wird es nun 13 Jahre dauern.

Dann werde ich (klopfe auf Holz) pensioniert

sein – und bei der Beobachtung sicher

über die Erinnerungen an meine damalige

(also heutige) Beobachtungstechnik

schmunzeln. Und das große Himmels-Mobile

wird präzise ablaufen, wie immer …

Kosmos

1/2 Seite oben

6 Den Merkurtransit am 11. November 2019 beobachtete ich vom Außengelände der

Hochschule für Fernsehen und Film durch eine kurze Wolkenlücke. Immerhin konnten

auch einige Studierende einen Blick auf das Ereignis auf dem Kameradisplay werfen.

Internethinweis (Stand: Januar 2020):

[1] www.fktg.org/der-mann-mit-dem-fernrohr

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Merkur und Merkurtransit

Merkur und Merkurtransit

Merkurpassage

in Schwülper bei Braunschweig

von Jürgen Burghard

Vom Wetter her war es total spannend: Gibt es etwas zu sehen oder nicht?

Und wenn ja, hält das Wetter? Es hielt tatsächlich bis zum Abtauchen

der Sonne hinter dem Haus! Je tiefer die Sonne sank, desto rasanter verschlechterten

sich die Sichtbedingungen. Ansonsten gab es im Süden

leichten Dunst, einige Kondensstreifen vagabundierten ab und zu durch

das Sichtfenster. Mit dem Aufbauen der beiden Teleskope Skywatcher

FH 120 mm/1.000 mm (mit Herschelkeil) und dem Lunt-Hα-Teleskop

begann ich auf dem Wendehammer vor unserem Haus ca. 70 Minuten

vor dem 1. Kontakt. Das war zu knapp, denn den Eintritt habe ich verpasst.

Erstmalig bediente das Laptop zwei Kameras: Die ASI-178MM am

Lunt und die ASI-1600MM pro am FH.

1 Zwei Teleskope, zwei Kameras: den Merkurtransit beobachtete

ich im Weißlicht und mit einem Hα-Teleskop.

3 Die Sonne mit Merkur im Weißlicht um 13:59 Uhr 4 Sonne, Merkur, Wolken und Kondensstreifen eines

Flugzeugs: So sah die Situation um 15:04 Uhr aus.

2 Kurz nach dem

ersten Kontakt um 13:37 Uhr:

Hα-Aufnahme der Sonne mit Merkur.

5 Zusammenstellung meiner Aufnahmen des Merkurtransits von Anfang bis Ende, Uhrzeit in UT

20 | Journal für Astronomie Nr. 74

Journal für Astronomie Nr. 74 | 21



Merkur und Merkurtransit

Merkur und Merkurtransit

Merkurtransit mit Planetentechnik

von Sven Melchert

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Nach erfolgreichen Beobachtungen der

Transite von 2003 und 2016 stellte sich

für das Ereignis am 11. November 2019

die Frage: was würde diesmal anders sein

– außer dem kleinen schwarzen Merkurscheibchen

vor der Sonne? – Die Technik!

2003 kam noch Farbdiafilm zum Einsatz,

2016 war es eine digitale Spiegelreflexkamera,

jeweils in Verbindung mit einem

Refraktor und Objektivsonnenfilter. Besonders

scharfe Sonnenbilder (egal ob mit

oder ohne Merkur) sind mir aber selbst

mit der Digitalkamera nie gelungen. Vermutlich

fehlt mir die Geduld, um auf einen

Moment mit wenig Luftunruhe zu warten.

Zudem ist das Scharfstellen am hellen Tag

jedes Mal ein ordentliches Herumeiern.

Gibt es denn keine zuverlässigere Methode

für scharfe Aufnahmen der Sonne?

Diese Frage beantwortete sich im Sommer

2017, als ich eine für Planetenvideos übliche

Kamera ASI 290 zur Beobachtung eines

Transits der ISS vor der Sonne verwendete.

Zwar passte die Sonne bei 480 mm Brennweite

nicht vollständig auf den Chip, doch

die ISS wurde auf 22 Bildern erwischt und

die anschließende Bearbeitung mit dem

üblichen Ablauf in AutoStakkert! 3 und

Registax ließ nicht nur die schwarze Silhouette

der ISS, sondern auch Andeutungen

der Granulation auf der Sonne erkennen.

Mit dieser Methode die gesamte Sonne aufzunehmen,

erschien vielversprechend!

Der Gedanke blieb noch zwei Jahre lang

Theorie, bis eine zur Brennweite von 738

mm des Refraktors mit 123-mm-Öffnung

passende Kamera mit kleinen Pixeln erhältlich

und meine Entreicherungsbereitschaft

ausreichend gestiegen war. Anstelle des

Objektivsonnenfilters kam auf Empfehlung

eines geübten Sonnenbeobachters außerdem

ein Herschelkeil zum Einsatz.

Die Kamera ist eine ASI 183MM, deren Pixel

nur 2,4 x 2,4 μ groß sind. Bei 738 mm

Brennweite ergibt sich ein Pixelmaßstab

von 0,67''. Die Sonne (oder der Mond) passt

gerade so auf den 8,8 mm hohen Chip. Ein

großer Nachteil dieser Kombination: Um

die 5.496 x 3.672 Pixel der Kamera zu übertragen,

sind selbst per USB 3 nur Raten von

kaum mehr als 10 Bildern pro Sekunde (fps,

frames per second) möglich. In der Praxis

kann das Bildfeld etwas beschnitten werden,

so dass sich eine Rate von 25 fps ergibt.

Immerhin.

Zurück zum Merkurtransit. Eine scharfe

Aufnahme der Sonne mit dem kleinen

Merkur war ein Ziel, löste aber noch keine

Begeisterung aus. Wenigstens wollte ich

versuchen, den Eintritt exakt zu erwischen

und, sofern das Wetter mitspielte, eine Animation

des weiteren Verlaufs zu erstellen.

Am Tag des Merkurtransits bewegte sich

Merkur mit etwa fünf Bogensekunden pro

Minute relativ zur Sonne. Bei einem Pixelmaßstab

von 0,67'' legte Merkur damit in

acht Sekunden eine Pixelbreite zurück und

in zwei Minuten seinen eigenen Durchmesser

von 10''. Damit war ausgemacht: Alle

zwei Minuten sollte ein Video von zehn Sekunden

Länge aufgenommen werden.

2 Mit einem Badetuch über Kopf und Bildschirm wurde die Aufnahmesoftware

FireCapture bedient.

Auf dem Satellitenfilm konnte man später sehen, wie herannahende Wolken den Nebel

vertrieben. Es vollzog sich der Wechsel von Pest zu Cholera: erst Nebelsuppe,

dann „richtige“ Wolken. Doch in der Übergangszeit, genau pünktlich zum Beginn

des Merkurtransits, bildeten sich die erhofften Wolkenlücken. Noch einmal schnell

nachfokussiert, die Sonne im Bildfeld zentriert, um 13:36 Uhr und 16 Sekunden der

Klick auf den Aufnahmeknopf (Abb. 2). Zehn Sekunden später war das Video im

Kasten, keine Minute später zogen wieder Wolken über die Sonne. Puh!

Den Eintritt hatte ich anscheinend erwischt, doch aus der geplanten Serienaufnahme

wurde nichts. „Mein“ Merkurtransit dauerte aufgrund der Wetterlage nur 30 Minuten.

Nur einmal war die Sonne noch komplett wolkenfrei. Nach der Bildbearbeitung

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hoch

astronomie.de

1 Der Nebel geht, die Wolken kommen, das Teleskop wartet auf seinen Einsatz

(Refraktor LZOS 123 mm / 738 mm, Baader-Cool-Ceramic-Herschelprisma,

Kamera ASI 183MM, Montierung AP Mach 1).

So weit die Theorie. Blieb die Frage nach

dem Wetter. Das war für November überraschend

erfreulich, doch der Hochdruckeinfluss

ließ Stuttgart unter einer grauen

Nebeldecke schlummern. Immerhin klarte

es am Sonntagnachmittag auf, so dass die

Technik für den Transit am Montag aufgebaut

und getestet werden konnte (Abb. 1).

Am Montag wollte sich der Hochnebel zunächst

nicht verziehen. Bange Blicke aus dem

Bürofenster: Lasse ich den halben Arbeitstag

sausen und hoffe auf pünktliches Aufklaren,

oder hake ich die Sache als „Pech

gehabt“ ab? Gegen Mittag zeigten sich erste

Auflösungserscheinungen der Nebeldepression.

Gesehen, gegangen, eine gute halbe

Stunde später war das Teleskop bereit,

das Wetter aber noch nicht.

3 Beginn des Merkurtransits um 13:36:22 Uhr. Ausschnitt einer Gesamtaufnahme

der Sonne. Das Schwarzweißbild wurde per Software eingefärbt.

22 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 23



Merkur und Merkurtransit

Merkur und Merkurtransit

Der Merkurtransit in Florida

1 Beginn des Merkurtransits kurz nach

Eintritt vor der Sonne. Zenit ist oben.

von Stefan Meyer

(die aufgrund der Datenmenge ein Kapitel

für sich ist) durfte ich erfreut feststellen: Der

Eintritt von Merkur (Abb. 3) und eine spätere

Gesamtaufnahme der Sonne waren für

die Bedingungen gut geworden (Abb. 4).

Das Minimalziel hatte ich damit erreicht

und somit meinen insgesamt fünften Planetentransit

vor der Sonne erfolgreich beobachtet.

Was will man mehr? Den sechsten

natürlich! Leider findet der am Vormittag

des 13. November 2032 statt – die Verhältnisse

stellen sich von Deutschland aus dann

nicht besser dar. Doch wer weiß, über welche

technischen Möglichkeiten wir Hobbyastronomen

bis dahin verfügen werden?

4 Merkur vor der Sonne um 13:49:14 Uhr –

die zweite und letzte wolkenfreie Aufnahme.

Das Schwarzweißbild wurde per Software eingefärbt.

Am Tag des Merkurtransits hielt ich mich

im sonnigen Miami in Florida auf und

konnte das Ereignis von Miami Beach aus

verfolgen. Das Wetter war hervorragend,

nur vereinzelt gab es Wolken, der Wind

störte nicht. Von Florida aus konnten wir

den Transit in seiner ganzen Länge beobachten.

Die Fotos zeigen auch den Zeitpunkt

um den Merkuraustritt, denn dieser

war von Mitteleuropa aus nicht zu beobachten.

Meine Frau und ich waren begeistert!

Die Fotos wurden ohne Teleskop, nur mit

einer Nikon-Coolpix-P900-Kamera aufgenommen

– natürlich durch einen Sonnenfilter

(Dichte 5). Bei ISO 100 betrugen die

Belichtungszeiten 1/800 s bis 1/400 s.

2 Merkur nähert sich dem Sonnenrand, der Austritt ist nicht mehr fern. Zenit ist oben.

24 | Journal für Astronomie Nr. 74

Journal für Astronomie Nr. 74 | 25



Merkur und Merkurtransit

Merkur und Merkurtransit

Merkurtransit

in Radebeul

von Martin Fiedler

Merkurtransit mit

dem Smartphone

von Kurt Hopf

Ich beobachtete den Merkurtransit an der Sternwarte

Radebeul in drei Wellenlängenbereichen. Für die

Weißlichtaufnahme (oben) wurde der Maksutov-

Newton mit 14 Zoll Öffnung und 1.600 mm Brennweite

eingesetzt.

Die Hα-Aufnahme (Mitte) wurde durch ein dafür geeignetes

Teleskop von Lunt gewonnen.

Das dritte Bild zeigt die Sonne im Licht der blauen

Kalzium-Linie; hierfür kam ebenfalls ein Teleskop

von Lunt zum Einsatz. Kamera war eine Canon EOS

M3.

Zur Fotografie durch meine Teleskope habe

ich mir eine Halterung für das Smartphone

selbst gebaut (oben rechts). Für die Aufnahme

des Merkurtransits wurde ein achromatischer

Refraktor mit 70 mm Öffnung und 700 mm

Brennweite (auch bekannt als „Lidl-Refraktor“)

verwendet. Merkur war bereits auf dem

Display des Smartphones deutlich zu erkennen

(oben). Das Gesamtbild der Sonne mit Merkur

entstand um 15:01 Uhr in Hof (rechts). Wer Interesse

an solch einem Adapter für 5 Euro hat,

kann mich unter www.kurt-hopf.de gern kontaktieren.

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Merkur und Merkurtransit

Merkurtransit

aus Sachsen

von Lutz Clausnitzer

Am 11. November 2019 veranschaulichte

ein Naturschauspiel die Winzigkeit der Planeten

gegenüber der Sonne. Merkur wanderte

vor der Sonne entlang und machte

glaubhaft, dass die Sonne 99,8 % der Masse

des Sonnensystems in sich vereint. Vielleicht

ist das auch Anlass für uns Menschen

zu ein bisschen mehr Demut. Das Bild wurde

um 14:30 Uhr mit 1.280 mm Brennweite

(Teleskop: Borg 100 mm / 640 mm mit 2x-

Barlowlinse von Zeiss, Kamera: Sony Alpha

7s) durch einen Objektivsonnenfilter aufgenommen.

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Spektrum der Wissenschaften

Merkurtransit

aus Berlin

von Rainer Schendel

Von Berlin aus konnte ich den Merkurtransit

bis zum Sonnenuntergang sehen – das

war ein Genuss. Für die Beobachtung habe

ich einen Refraktor mit 90 mm Öffnung

und 1.000 mm Brennweite (Meade Explorer

135) verwendet. Die Aufnahme wurde

in afokaler Projektion durch ein Okular

vom Typ Kellner gewonnen – indem ich

meine Digitalkamera hinter das Okular gehalten

habe.

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Merkur und Merkurtransit

Merkur und Merkurtransit

Merkur-Abendsichtbarkeit 2010

Die Grenzen der Merkursichtbarkeit

von Paul Hombach

Die Beobachtung von Merkur mit freiem

Auge oder Fernglas ist nur während weniger

Wochen im Jahr möglich. Damit Merkur

sichtbar wird, muss er sich von der Erde

aus gesehen möglichst weit von der Sonne

entfernen. Diese maximalen Winkelabstände

können zwischen 18° und 28° erreichen.

Das ist nicht viel, der innerste Planet

des Sonnensystems nutzt also allenfalls die

Morgen- oder Abenddämmerung als Bühne

für seine Himmelsauftritte. Ein genügend

großer Abstand zur Sonne allein führt

nicht automatisch zu einer guten Erkennbarkeit:

Merkur muss dabei noch möglichst

hoch über dem Horizont stehen. Die besten

Sichtbarkeiten des scheuen Planeten ereignen

sich für Beobachter in nördlichen

Breiten im ersten Halbjahr am Abendhimmel,

im zweiten am Morgenhimmel. Grund

hierfür ist die Lage der Ekliptik zum Horizont.

Sie steht zwischen Winter- und Sommersonnenwende

steil über dem westlichen

Abendhimmel, zwischen Sommer- und

Wintersonnenwende ragt sie beobachterfreundlich

hoch am östlichen Morgenhimmel

empor. Wenn Merkur während dieser

Zeiten einmal östlich (Abendhimmel)

bzw. westlich (Morgenhimmel) der Sonne

steht, kann er das Beste aus seinem kleinen

Winkelabstand machen. Dazu kommt,

dass Merkur eine Mindesthelligkeit haben

sollte, um in der Dämmerung gesehen zu

werden. Auch sollte die Dämmerung nicht

zu hell sein, wir benötigen zusätzlich noch

eine Mindesttiefe der Sonne unter dem Horizont.

Diese muss umso größer sein, je geringer

Merkurs Helligkeit ausfällt.

Aus all diesen Werten lässt sich die Sichtbarkeit

des eiligen Götterboten berechnen.

Daraus ergeben sich dann Sichtbarkeitsdiagramme,

wie sie in astronomischen

Zeitschriften und Jahrbüchern zu finden

sind. Die typische Grafik für eine Abendsichtbarkeit,

meist gerechnet für den Ort

auf 50° Nord und 10° Ost, sieht dann wie in

1 Merkur neben einer Kirchturmspitze

am Abendhimmel

des 25. Juni 2018, aufgenommen

mit einer Lumix FZ-300

mit 600 mm Brennweite

(Foto: Paul Hombach).

2 Sichtbarkeitsdiagramm von Merkur aus dem Kosmos Himmelsjahr 2010, S. 91. Im

dunkel gelben Bereich ist Merkur eher schwierig, im hellgelben gut zu sehen. Das Diagramm

ist für 50° Nord und 10° Ost gerechnet. Die Untergangs- und Sichtbarkeitszeiten liegen dadurch

systematisch früher als bei den Beobachtungen des Autors. An den relativen Sichtbarkeiten

ändert sich durch den fast gleichen Breitengrad allerdings praktisch nichts. Zur besseren

Vergleichbarkeit mit den Grafiken des Autors ist die Darstellung gegenüber dem Original

um 90° nach links gedreht. (Abbildung mit freundlicher Genehmigung des Kosmos-Verlags)

der Abbildung 2 aus: Eine Achse zeigt das

fortlaufende Datum, die andere die Uhrzeit.

Eingetragen sind die Untergangszeiten

von Sonne und Merkur. Während sich die

Sonnenuntergänge im Frühjahr kontinuierlich

verspäten (im Diagramm als schräge

Linie zu sehen), geht Merkur zunächst immer

deutlicher nach der Sonne unter. Wenn

sein Sonnenabstand wieder schrumpft, nähert

sich seine Untergangskurve wieder der

3 Die Merkursichtbarkeit im Frühjahr 2010. Eingetragen sind die Untergangszeiten von Merkur und Sonne. Die drei farbigen

Linien zeigen die berechnete früheste Sichtbarkeit unter den Bedingungen super (S, orange), brauchbar (B, rot) und mäßig (M,

blau) an. Senkrecht dazu sind die tatsächlich mit bloßem Auge erfolgten Beobachtungen eingetragen (Abbildung: Paul Hombach).

4 In das gleiche Schema wie bei Abb. 3 sind hier die berechneten frühesten Sichtbarkeiten (super = rot, brauchbar = grün, mäßig =

blau) und die tatsächlich erfolgten Beobachtungen mit dem Fernglas eingetragen. Die Beobachtungen erfolgten auf 50,7° Nord und

6,2° Ost, außer der vom 17. April (50,7° N, 7,1° O) (Abbildung: Paul Hombach).

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Merkur und Merkurtransit

Sonnenuntergangszeit an. Zwischen der

Kurve der Merkurzeiten und der Linie der

Sonnenuntergangszeiten liegt irgendwo

der Bereich, in dem der flotte Planet sichtbar

wird. Diese Zone wird meist zweifarbig

dargestellt. In einem weniger hellen Teil ist

Merkur schwierig bzw. nur mit dem Fernglas

zu sehen, im inneren, helleren Teil ist

er besonders günstig zu sehen. Durch die

beiden Farben und die elliptische Form des

Bereichs erinnert das Diagramm etwas an

ein längs aufgeschnittenes hartgekochtes

Ei. Merkurfans, die den Planeten mit bloßem

Auge erspähen wollen, können so im

„Dotterbereich“ direkt Tag und Uhrzeit

ermitteln, an denen – gutes Wetter vorausgesetzt

– eine Beobachtung am Erfolg versprechendsten

ist. (In neueren Ausgaben

des Kosmos Himmelsjahres wird inzwischen

eine differenziertere Farbabstufung

verwendet.)

Lässt sich so ein „Hartgekochtes-Ei-Diagramm“

aus eigenen Beobachtungen rekonstruieren?

Und was ist von den Wahrnehmungsgrenzen

zu halten? Gibt es eine

Sichtbarkeit außerhalb der „Eigelb-Zone“?

Der Autor kann inzwischen auf einige hundert

dokumentierte Merkurbeobachtungen

seit 1982 zurück blicken. Exemplarisch sei

hier die Abendsichtbarkeit von Merkur im

März/April 2010 dargestellt. Was die theoretischen

Sichtbarkeitsgrenzen betrifft, so

hat hierzu vor Jahren der Programmierer

Thomas Pfleger (Deep-Sky-Beobachtern

als Autor der Software „Eye&Telescope“

[1] bekannt) das Programm „Hermes“ geschrieben.

Dieses untersucht einen vorgegebenen

Zeitraum automatisch auf eine

mögliche Merkursichtbarkeit und stellt

diese tabellarisch dar. Hierbei kann man

zwischen Beobachtungen mit bloßem Auge

oder Fernglas wählen und zwischen drei

angenommenen Sichtbedingungen (super,

brauchbar, mäßig) unterscheiden. In meinen

eigenen Diagrammen finden sich entsprechend

drei weitere Linien.

Auf der x-Achse in den Abbildungen 3

und 4 sind das fortlaufende Datum und

die Helligkeit von Merkur (bei Abendsichtbarkeiten

abnehmend, da Merkur vor

seinem Überholmanöver der Erde von uns

aus gesehen immer sichelförmiger und

somit lichtschwächer wird) vermerkt, auf

der senkrechten y-Achse ist die Uhrzeit

in MESZ zu finden. Die schräge untere

schwarze Linie markiert die Sonnenuntergänge,

der schwarze Bogen im oberen Bereich

die Merkuruntergänge. Die drei farbigen

Linien in der Abbildung 3 für das bloße

Auge zeigen die Zeit an, ab wann laut „Hermes“

Merkur in der Dämmerung zu sehen

sein sollte. Orange unter Bestbedingungen,

rot unter brauchbaren, blau unter mäßigen.

Wie man erkennt, kann der kleine Planet

unter perfekten Umständen bereits knapp

20 Minuten nach Sonnenuntergang gesichtet

werden, selbst bei mäßiger Transparenz

immerhin 35-40 Minuten nach Verschwinden

des Zentralgestirns. Als senkrechte

Balken sind nun meine tatsächlichen Beobachtungen

eingetragen. Die Linie der frühestmöglichen

Sichtung wird tatsächlich

am 5. April getroffen. Auch das Intervall

der möglichen Tage wird recht gut ausgeschöpft,

mit einer ersten Beobachtung am

29. März und der letzten am 15. April. Wetterbedingt

brachte auch das Fernglas (Abb.

4) zu Beginn der Periode keinen Vorteil,

lieferte allerdings für den schon arg blassen

Gesellen noch für den 17. April einen späten

Datenpunkt. Freisichtig und mit dem

Fernglas ließ sich – natürlich abhängig vom

örtlichen Horizont und der atmosphärischen

Durchsicht – mit beiden Methoden

Merkur manchmal bis auf 20 Minuten vor

seinem Untergang verfolgen. Die längste

Zeit freiäugiger Beobachtungen am Stück

betrug ca. 55 Minuten, mit dem Fernglas,

damals ein durchschnittliches 8x30-Glas,

waren auch schon mal rund 60 Minuten

drin.

Insgesamt lässt sich das „Merkur-Ei“ schön

durch eigene Beobachtungen bestätigen.

Bei anderen Morgen- und Abendsichtbarkeiten

gelang es, die Prognosen manchmal

zu übertreffen. Günstig hierfür sind besonders

Zeiten zu Beginn einer Abendsichtbarkeit,

wenn Merkur bei noch eher geringem

Sonnenabstand schön hell ist. Insofern ist

die oben untersuchte Abendsichtbarkeit

durch ihren „verpassten Anfang“ nicht einmal

optimal. Es bleibt ein schöner Sport,

den Planeten Merkur oft und unter möglichst

grenzwertigen Bedingungen zu erspähen,

für mich auch außerhalb der „offiziellen

Zeiten“ immer das Gelbe vom Ei!

Internethinweis (Stand: 13.02.2020):

[1] www.eyeandtelescope.com

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Merkur und Merkurtransit

Merkur und Merkurtransit

2 Oben: 22. Januar 2015, 18:18 Uhr, Blick

vom Gornergrat in der Schweiz zum Mat-

3 Unten: Abendsichtbarkeit von Merkur am

28. April 2015, fotografiert von Werner E.

4 Folgende Doppelseite: Merkur und

die schmale Sichel des zunehmenden

terhorn: über dem Horizont sind Mars, der

Celnik aus Rheinberg. Um 22:09 MESZ wurde

Mondes am 8. April 2016 um 18:45 Uhr

Mond, Venus und Merkur auszumachen.

mit einer Canon 5DMkII und Zoom-Objektiv

lokaler Zeit. Martin Fiedler gelang diese

Werner E. Celnik hielt die Szenerie mit einem

24-105 mm (Arbeitsbrennweite 47 mm) bei

stimmungsvolle Aufnahme vom Mount

35-mm-Objektiv bei Blende 5,6, ISO 800 mit

Blende 4 und ISO 3200 0,5 Sekunden lang

Tapyas bei Coron (Philippinen) mit einer

Merkur in der Dämmerung

zusammengestellt von Sven Melchert

1 Am 27. März 2013 begegneten sich Merkur (oben),

Venus (Mitte) und Jupiter (unten) im Sternbild Stier. Das

Foto gelang Stefan Binnewies im Bergischen Land mit einem

24-mm-Objektiv, das Bild zeigt einen Ausschnitt der

einer Belichtungszeit von zwei Sekunden im

Bild fest.

mit freier Hand aus dem Dachfenster belichtet.

Knapp über Merkur stehen die Plejaden,

links oben die helle Venus.

Canon EOS M3 bei f = 55 mm und 1,3 s

Belichtungszeit.

zehn Aufnahmen zu je zehn Sekunden Belichtungszeit.

Jedes Jahr gibt es meist zwei Gelegenheiten,

um Merkur aufzusuchen: im Frühjahr am

Abendhimmel und im Herbst am Morgenhimmel.

Für eine erfolgreiche Beobachtung

muss dann alles passen: das Wetter, der

freie Blick zum Horizont und die eigene

freie Zeit, um sich für eine halbe Stunde bis

Stunde nach Merkur auf die Lauer zu legen.

Wann Merkur zu sehen ist, steht bekanntlich

in astronomischen Zeitschriften und

Jahrbüchern. Damit die Beobachtung gelingt,

sollte man sich vorher mit dem Horizont

in der entsprechenden Himmelsrichtung

vertraut machen. Es muss nicht immer

ein hoch- und abgelegener Beobachtungsplatz

sein – manchmal genügt in der Stadt

ein größerer freier Platz oder der Blick aus

dem oberen Stockwerk, damit der Himmel

nahe dem Horizont nicht von Gebäuden

verdeckt wird. Zur Vorbereitung hilft auch

ein Blick auf die abend- oder morgendliche

Himmelssituation mit dem Programm

Stellarium [1].

Selbst bei freier Horizontsicht und klarem

Himmel ist jede Merkursichtbarkeit anders.

Manchmal sieht man ihn glasklar über bunten

Dämmerungsfarben, bei anderen Gelegenheiten

kann sich Merkur kaum gegen

die horizontnahen Dunstschichten durchsetzen

– das ist immer wieder spannend zu

verfolgen. Wer die Möglichkeit hat, Merkur

von der Südhalbkugel aus zu beobachten,

für den stellt sich die Situation übrigens

sehr viel entspannter dar. Denn leider hat

es die Natur so eingerichtet, dass günstige

Sichtbarkeiten auf der Nordhalbkugel nur

mit der maximalen Elongation von 18 Grad

zusammenfallen. Auf der Südhalbkugel ist

es umgekehrt, dort fällt eine Abend- oder

Morgensichtbarkeit immer mit der Elongationsdistanz

von 28 Grad zusammen;

Merkur steht daher in der Dämmerung viel

höher am Himmel und kann über Wochen

verfolgt werden.

Die Krönung einer Merkursichtbarkeit sind

schließlich Konjunktionen mit dem Mond

oder anderen Planeten; dann bleiben meist

nur ein oder zwei Tage, um das Zusammentreffen

zu sehen. (Nächste Gelegenheit in

diesem Jahr übrigens am Morgen des 13.

November.)

Vielen Dank an alle, die uns ihre Aufnahmen

von Merkur zur Verfügung gestellt

haben! Wir zeigen sie in chronologischer

Reihenfolge von 2013 bis zur Abendsichtbarkeit

im Februar 2020. Und viel Erfolg

bei weiteren Streifzügen am Morgen- oder

Abendhimmel, um ein kleines Licht zu erhaschen,

dessen Anblick jedes Mal große

Freude macht.

Internethinweis (Stand: 14.02.2020):

[1] www.stellarium.org/de

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Merkur und Merkurtransit

Merkur und Merkurtransit

5 Oben: Am 29. September 2016

hatte sich das frühe Aufstehen

gelohnt, zwischen einigen Wolken

tauchte die schmale Sichel des abnehmenden

Mondes neben Merkur

auf. Canon 6D mit 300-mm-Objektiv

bei Blende 4, ISO 1000, t = 0,5 s.

Foto: Sven Melchert.

6 Unten: Das Bild von Merkur, Venus und dem Mond

entstand am Abend des 19. März 2018 knapp unterhalb

des Teide-Observatoriums bei Izaña auf Teneriffa.

Kamera war eine Canon 6D mit 24-mm-Objektiv bei

Blende 4. Belichtet wurde 13 s bei ISO 1600. Die helle

Venus und Merkur stehen rechts neben dem 3.715 m

hohen Pico de Teide, der Mond rechts oberhalb des

Vulkangipfels. Der kleine Lichtpunkt knapp unterhalb

des Gipfels auf dem Vulkankegel markiert die Berghütte

Altavista in 3.260 m Höhe. Foto: Stefan Binnewies.

7 Rechts: Über dem Serengeti-Nationalpark

stand am 14. Juli 2018 die Ekliptik

fast senkrecht zum Horizont. Im Löwen

leuchtete damals die helle Venus, weiter

unten, direkt über den Wolken, findet man

Merkur. Martin Fiedler verwendete die

Kamera Canon M3 mit Weitwinkelobjektiv

und belichtete vier Sekunden.

8 Im Februar 2019 herrschte weiträumig gutes Wetter, so dass die Abendsichtbarkeit von Merkur über mehrere Tage

hinweg verfolgt werden konnte. Sabine Mauer aus Halsenbach im Hunsrück ist es sogar an sieben Tagen gelungen, Merkur

zu fotografieren. Sie hat dazu immer vom gleichen Ort und zur gleichen Zeit (17:33 Uhr) aus fotografiert. Die Aufnahmen mit

einer Canon 80D und 55-mm-Objektiv (Blende 5, ISO 6400, t = 1/400 s) wurden später in Adobe Photo shop überlagert, um

die Positionsveränderungen von Merkur über den Zeitraum zu zeigen. Das ist sehr gelungen!

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Merkur und Merkurtransit

Merkur und Merkurtransit

10 Ebenfalls am 7. Februar 2020 nahm Jens Leich die zwei Abendplaneten in der Dämmerung auf. Er hat die sehr

transparente Luft vor dem Aufziehen eines Sturmtiefs genutzt, sich trotz Kälte aufs Fahrrad geschwungen und Venus

mit Merkur über der Silhouette von Wiehl-Marienhagen fotografiert. Kamera: Fujifilm X-T20 mit 18-55-mm-Objektiv bei

f = 18 mm, Blende 1,8, ISO 200, t = 2 s.

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9 Merkur versinkt am Abend des 27. Februar 2019 über dem Südwesthorizont von Stuttgart. Über einen

Zeitraum von 30 Minuten hat Sven Melchert (ungefähr) alle zwei Minuten eine Aufnahme gemacht.

Canon 6D mit 85-mm-Objektiv bei unterschiedlichen ISO-Werten und Belichtungszeiten.

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Gerd Neumann

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Merkur und Merkurtransit

Merkur und Merkurtransit

Merkur im Teleskop

– eine echte Herausforderung!

von Sven Melchert

Er ist klein, er ist nur selten in der Dämmerung

zu sehen, er steht tief am Horizont:

Merkur drängt sich für Planetenbeobachter

nicht gerade als verheißungsvolles Ziel

auf. Während Jupiter mit durchschnittlich

40 Bogensekunden aufwartet, Mars

bei einer nahen Opposition um die 25

Bogensekunden groß wird und die Sichel

der Venus gut eine Bogenminute erreicht,

wird Merkur kaum größer als zehn Bogensekunden

– theoretisch, denn dann steht

er zu nah an der Sonne, um selbst mit ausgefeilten

Techniken beobachtet werden zu

können. Bei großem Sonnenabstand misst

ein „Halbmerkur“ gerade mal sieben Bogensekunden.

Wer ihn in der Dämmerung

mit dem Teleskop aufsucht, wird wegen der

Horizontnähe nur ein sehr unruhiges und

von atmosphärischer Dispersion geprägtes

unscharfes, zappelndes, klitzekleines Planetenscheibchen

sehen, in dem man mit

Ach und Krach und mit viel gutem Willen

gerade so seine Phasengestalt erkennt.

Besser ist es, Merkur am Taghimmel zu

beobachten. Geht das überhaupt? Überraschenderweise

ja – vorausgesetzt, man

verfügt über eine computergesteuerte Goto-Montierung

oder hat die Geduld und

das Geschick, die Position von Merkur relativ

zur Sonne zu bestimmen und ihn dann

vor dem hellen Himmelshintergrund aufzufinden.

Auf dem Papier sind die Zeiten

der größten Elongationen dazu am besten

geeignet, im Alltag werden sich Beobachtungsversuche

auf ein Wochenende mit

sehr klarem Himmel beschränken. Drücken

wir die komplizierte Situation einmal

anders aus: Wer tagsüber Zeit und Lust auf

Himmelsbeobachtung hat, der sollte auch

mal schauen, ob Merkur derzeit weit genug

von der Sonne entfernt steht und dann einen

Versuch wagen (bitte mit den üblichen

Vorsichtsmaßnahmen, wenn die Sonne als

Wegweiser ins Spiel kommt!).

Bei der Beobachtung, und noch mehr für

Aufnahmen, hilft ein Rotfilter – möglichst

dunkel, also für den Durchlass bei langen

Wellenlängen in Richtung Infrarot. Die Beobachtung

im Rotlicht verstärkt einerseits

den Kontrast zum blauen Taghimmel und

„beruhigt“ andererseits die Luftunruhe, da

sie sich bei längeren Wellenlängen weniger

stark ausprägt. Nachteil: die Auflösung des

1 Merkur am 25. März 2017

– meine erste und einzige

Aufnahme von Merkur als

„Planetenscheibchen“ bisher

– ein Beifang, da an diesem

Tag Venus in unterer Konjunktion

stand. Teleskop war ein

Refraktor mit 80 mm Öffnung

und 480 mm Brennweite,

die mit einer Barlowlinse auf

1.920 mm verlängert wurde.

Als Kamera diente eine ALccd

5L-II, zwischen Teleskop und

Kamera saß ein Rotfilter,

Kantenwellenlänge 685 nm.

Die Phase „Halbmerkur“ ist

gerade so zu erkennen.

2 Martin Fiedler nahm

Merkur am 21.05.2007 durch

den 14-Zoll-Maksutov-Newton

der Sternwarte Radebeul auf.

Kamera: DMK 21AF04.

Teleskops nimmt mit zunehmender Wellenlänge

ab, doch in der Praxis überwiegen

die Vorteile. Eine kleine Merkursichel vor

hellem Himmelsblau kann natürlich auch

hübsch aussehen.

Manchen Spezialisten gelingt es sogar,

auf dem winzigen Planetenscheibchen

Albedostrukturen auszumachen, die im

Vergleich zu einer unscharf dargestellten

(„blurred“) Simulation von Merkur auf Basis

von Aufnahmen der Raumsonde Messenger

real sein könnten – der Konjunktiv

wird hier bemüht, da selbst Teleskope mit

großer Öffnung, langer Brennweite, einer

Kamera mit kleinsten Pixeln und die besten

Algorithmen der Bildverarbeitungssoftware

hier an ihre Grenzen stoßen.

Dieser Teil unseres Schwerpunktthemas

fällt entsprechend kurz aus. Wem von unseren

Lesern Aufnahmen von Merkur gelungen

sind oder wer sogar weitere hilfreiche

Tipps zur Beobachtung oder Fotografie hat,

der ist herzlich eingeladen, seine Ergebnisse

hier im VdS-Journal für Astronomie zu

veröffentlichen!

Ein Nachtrag

Am Osterwochenende lag das Schwerpunktthema

im Layout zur Kontrolle vor.

Ich las noch einmal den Text, sah meine

einzige Merkuraufnahme in Abb. 1. und

dann die der anderen Beobachter. Draußen

war klarer Himmel, das Teleskop dank der

langen Schönwetterperiode bereits aufgebaut.

Wo steht derzeit eigentlich Merkur?

Ein Blick in Guide beantwortete die Frage:

rund 22° westlich der Sonne, etwa eine

Stunde vor seiner Kulmination. Und wie

groß ist er? Gerade mal 5,8 Bogensekunden.

Könnte auf die Schnelle ein Aufnahmeversuch

erfolgreich sein?

3 Was mit einem großen Teleskop und Können des Beobachters möglich ist, zeigt die Aufnahme

von Rudolf A. Hillebrecht vom 5. Februar 2020. Links die Aufnahme, Mitte und rechts

die simulierte Ansicht von Merkur aus der Software WinJUPOS. Daten zur Aufnahme in der

Abbildung.

Der Gedanke war kaum zu Ende gedacht,

schon steckte die Kamera ASI183 MM mit

Rotfilter 685 nm im Okularauszug, der Refraktor

(123 mm/738 mm) schwenkte zu

Merkur und auf dem Livebild zeigte sich

ein sehr kleines, kontrastarmes Planetenscheibchen

vor hellem Hintergrund. Merkur

wurde exakt in die Bildfeldmitte gestellt,

die Barlowlinse mit 4-facher Brennweitenverlängerung

eingesetzt, so gut es

mit dem zappelnden Merkur ging, fokussiert

und dann bei Gain 230 eine Aufnahme

mit 10 ms Belichtungszeit für

120 s gestartet.

Von dem Film mit 11.872 Bildern wurden

in AutoStakkert!3 fünf Prozent

gemittelt und per Drizzle auf 150%

vergrößert. Es folgte eine leichte Schärfung

mit Registax und Kontrastanpassung

mit Photoshop. Auf Merkur waren

tatsächlich leichte Schattierungen

zu erkennen – sind sie echt oder eine

Folge der Bildbearbeitung? Das sollte

ein Vergleich mit dem Simulationsbild

aus WinJupos zeigen, das per Gaußfilter

unscharf gemacht wurde. Das

Ergebnis zeigt Abb. 4.; die Übereinstimmung

der Oberflächenmerkmale

ist nicht besonders deutlich, doch der

untere dunkle Bereich könnte real sein.

4 Oben: Merkur am 11. April 2020

um 11:45 Uhr MESZ; unten: Simulation

mit WinJupos. Mehr dazu im

Text. Aufnahme: Sven Melchert.

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Merkur und Merkurtransit

Merkur und Merkurtransit

Merkuraufnahmen mit langer Brennweite

von Michael Nolle

Neben den „Standardplaneten“ Jupiter, Saturn,

Mars und Venus habe ich über die Jahre

hinweg auch immer wieder einmal versucht,

oder besser gesagt geplant, Merkur

durch das Teleskop zu beobachten und aufzunehmen.

Wegen seiner schnellen Bewegung

am Himmel und des niemals großen

scheinbaren Abstands von der Sonne sind

die Zeiträume für eine brauchbare Beobachtung

aber sehr begrenzt. Zudem reicht

es nicht aus, dass sich Merkur um seine

größte östliche oder westliche Elongation

befindet, die Ekliptik muss obendrein auch

noch steil zum Horizont stehen, um für

Merkur genügend Höhe zu ermöglichen.

Dann kommen noch die Wetterbedingungen

und andere Umstände hinzu, und

schon sind die Chancen für eine erfolgreiche

Beobachtung oder gar Aufnahme sehr

spärlich. Neben dem natürlich schlechteren

Seeing spielt nah am Horizont auch die atmosphärische

Dispersion eine entscheidende

Rolle. So habe ich es einmal nicht

geschafft, den zu einem kleinen Spektrum

auseinandergezogenen, 11° hoch stehenden

Merkur mittels eines atmosphärischen

Dispersionskorrektors (ADC) vollständig

zu korrigieren. Um den Einfluss der atmosphärischen

Turbulenz und der Dispersion

so weit wie möglich zu reduzieren, empfehle

ich, einen Rotfilter mit begrenztem

Durchlassbereich (keinen Kantenfilter wie

Wratten #25 alleine) oder IR-Filter für die

Fotografie zu verwenden.

Seit meinen Anfängen in der Videografie

(Mitte 2014) ist es mir aber dreimal gelungen,

ein vorzeigbares Bild von Merkur zu

erstellen. Dabei half es auch, dass ich am

Westrand der Mittelmeerinsel Gozo (Malta)

lebe und freien Blick übers Meer mit

wenig Land dazwischen habe, das sich im

Sommer stark aufheizt. Leider ist es bei mir

aber oft windig.

1 Merkur am 3. Mai 2015. Teleskop:

Meade 10-Zoll-ACF und 2x-

Barlowlinse (effektive Brennweite

3.700 mm), Kamera: ZWO ASI

120MM mit Filter Wratten Nr. 25

und IR-Sperrfilter. 7% von 2.500

Bildern wurden mit der Software

Giotto gestackt und dann mittels

Gauß- und Mexican-Hat-Filter

(Butterworth-Filter) geschärft.

2 Merkur am 25. Juni 2018. Teleskop:

GSO-8-Zoll-RC und Baader-

Hyperion-Barlowlinse (effektive

Brennweite 3.300 mm), Kamera:

ZWO ASI 120MM mit ZWO-Rot-

Interferenzfilter aus dem RGB-Filtersatz.

2% von 13.000 Bildern

wurden mit der Drizzle-Funktion

(1,5x) mit AutoStakkert gestackt

und vorgeschärft, dann leicht in

Adobe Photoshop nachgeschärft.

Die Abbildung 1 wurde am 3. Mai 2015 gewonnen.

Dabei stand der 7,3'' große Merkur

14° über dem Horizont. Merkur war

an diesem Abend zu 47% beleuchtet. Das

Video wurde durch einen Wratten-Filter

Nr. 25 aufgenommen, dessen Durchlassbereich

mittels eines IR-Sperrfilters begrenzt

wurde.

Die Abbildung 2 wurde am 25. Juni 2018

gemacht und ist ein Zufallsprodukt, da an

dem Abend eigentlich die Venus mein Ziel

war. Diese videografiere ich normalerweise

im UV-Licht, wozu ich meinen 8-Zoll-Ritchey-Chretien

(RC) verwende. Der RC ist

durch den großen Fangspiegel kein ideales

Planetengerät, enthält aber als reiner

Reflektor keine UV-Licht absorbierenden

Glaskomponenten. Beim Einstellen der Venus

ist mir Merkur aufgefallen, wobei ein

flüchtiger Blick durch das Okular vielversprechend

war. Leider bestand keine Zeit

mehr, das Teleskop zu wechseln. Merkur

hatte während der Aufnahme nur eine Höhe

von 8,5°, einen scheinbaren Durchmesser

von 6'' und war zu 70% beleuchtet.

Drei Tage später visierte ich Merkur wieder

gezielt an. Die Bedingungen an diesem

Abend waren nicht schlecht. Sein scheinbarer

Durchmesser war leicht auf 6,3'' angewachsen,

wobei der Beleuchtungsgrad auf

65% gesunken war. Während der Aufnahme

befand sich Merkur 11° über dem Horizont.

Das Ergebnis hat mich überrascht,

denn ich meine, dass Details auf Merkur

erkennbar sind. Um dies zu überprüfen,

habe ich mit der Software WinJUPOS eine

perspektivische Ansicht erstellt. Diese Ansicht

wurde per Gauß-Filter unscharf gemacht

und dann kontrastverstärkt, um

meiner Aufnahme zu ähneln. Die linke Seite

von Abbildung 3 zeigt meine Aufnahme,

die rechte Seite die bearbeitete Ansicht aus

WinJUPOS. Obwohl der Vergleich doch

Unterschiede zeigt, meine ich, dass die

Strukturen auf meiner Aufnahme durchaus

real sind. Dabei gilt es zu Bedenken,

dass die von WinJUPOS verwendete Karte

auf Fotos der Raumsonde Messenger basieren,

deren wellenlängenabhängige Empfindlichkeit

sich von meiner Ausrüstung

unterscheidet. Dazu kommt, dass die perspektivische

Ansicht die unterschiedlichen

Beleuchtungswinkel durch die Kugelform

von Merkur nicht berücksichtigt.

3 Merkur am 28. Juni 2018. Links meine Aufnahme und rechts die bearbeitete Ansicht aus

WinJUPOS. Teleskop: Meade 10-Zoll-ACF und Baader-Hyperion-Barlowlinse (effektive Brennweite

6.100 mm), Kamera: ZWO ASI 120MM mit ZWO-Rot-Interferenzfilter aus dem RGB-

Filter satz. 3% von 12.800 Aufnahmen wurden mit AutoStakkert gestackt und vorgeschärft,

anschließend mit dem Mexican-Hat-Filter von Giotto weiter geschärft und in Adobe Photoshop

kontrastverstärkt.

Weitere Informationen zu den Gerätekonfigurationen

und der Bearbeitung der

Aufnahmen sind den Bildunterschriften zu

entnehmen.

Merkur am Taghimmel im Teleskop

von Ralf Kreuels

Der Kontrast am Taghimmel des 25.02.2019

war sehr gering, im Sucher war Merkur

kaum zu sehen. Seine Position fand ich, indem

ich von der Sonne „zurückrechnete“.

Als Aufnahmesoftware wurde SharpCap

[1] verwendet, aber eine alte Version, in der

es noch einen Gamma-Regler gab. Zur Beurteilung

des Fokus’ am Bildschirm war das

nicht unwichtig.

Beobachtet wurde mit dem C 11 bei f/10,

der Kamera ASI 178MM und einem IR-

Filter mit Kantenwellenlänge bei 742 nm.

Merkur war an diesem Tag knapp 18 Grad

von der Sonne entfernt und wies einen

Durchmesser von rund sieben Bogensekunden

auf. Die Aufnahmen wurden am

Nachmittag mit einer Belichtungszeit von

20 ms gemacht – davon 110 AVI-Filme von

je 10 Sekunden. Diese 110 Videos wurden

in AutoStakkert!3 [2] mit einer Verwendungsrate

von 66% gemittelt, die daraus

entstandenen 110 Bilder erneut gestackt

und mit einer Verwendungsrate von 33%

gemittelt. Geschärft wurde in Adobe Photoshop

mit einer unscharfen Maske von 2,2

Pixel Radius.

Das Ergebnis war noch nicht wirklich

schön anzusehen, denn es gab helle und

dunkle Ringe auf dem Planetenscheibchen.

Zum Glück waren diese sehr symmetrisch

und ich konnte sie mit einer invertierten

unscharfen Maske ebnen.

Dies war erst mein zweiter Versuch an Merkur.

Einige Oberflächendetails konnte ich

verifizieren, obwohl die Luftunruhe verglichen

mit guten Nächten gar gruselig war.

Bessere Ergebnisse würde ich mir vormittags

kurz nach Sonnenaufgang erwarten …

ich bleibe dran!

Internethinweise (Stand: 14.02.2020):

[1] www.sharpcap.co.uk

[2] www.autostakkert.com

1 Merkur am Taghimmel des 25.02.2019,

Planetendurchmesser rund 7’’. Aufnahme

mit Celestron C 11 bei f/10, Kamera ASI

178MM, IR-Filter 742 nm, Bildautor: Ralf

Kreuels.

44 | Journal für Astronomie Nr. 74

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Amateurteleskope / Selbstbau

Amateurteleskope / Selbstbau

Smartphonehalterung selbst gebaut

von Hans-Ulrich Veith

Die modernen Smartphones zeichnen sich

zum Teil u. a. durch sehr gute Kameras

aus. Das hegte bei mir den Wunsch, mein

Smartphone für erste einfache Astrofotos

an meinem 4,5-Zoll-Newtonteleskop einzusetzen.

Ich habe bisher nur visuell beobachtet.

Da ich in meinem Keller eine kleine Werkstatt

habe, lag es für mich nahe, es für die

ersten fotografischen Experimente mit

einer kostengünstigen Halterung im Selbstbau

zu versuchen. In meiner Materialsammlung

gab es noch ein Stück 16 mm

dicke Korkplatte. Die erschien mir stabil

genug. Als Befestigung des Smartphones

wählte ich eine Siliconhülle, passend zu

meinem Smartphone.

Im ersten Schritt habe ich die Korkplatte auf

die Größe der Siliconhülle zugeschnitten

und die Kanten mit Schleifpapier gerundet.

Die Bohrung für das Kameraobjektiv habe

ich mit einem Forstner-Bohrer mit einem

Durchmesser von 34,6 mm (Topfbohrer

für Türschaniere) gebohrt (Abb. 1 und 2).

Die Okulare haben einen ähnlichen Durchmesser,

so dass ich damit auch gleich die

Okularaufnahme realisieren könnte. Mit

16 mm ist die Platte auch dick genug, um

ein Verkippen am Okular zu vermeiden.

Ich musste keine zusätzliche Steckhülse fertigen.

Bei Bedarf kann diese Bohrung mit

Klebeband wieder etwas verengt werden.

Die Kanten habe ich mit einem Akkuschleifer

gerundet (Abb. 3). Die Siliconhülle ist

mit einer 5-mm-Senkkopfschraube auf

der Korkplatte befestigt (Abb. 4). Dabei ist

es wichtig, dass diese Schaube etwa in der

Mitte der Hülle sitzt, um den Okularwechsel

zu vereinfachen. Die Schraube wird auf

der Rückseite mit einer Flügelmutter oder

einem Sterngriff geklemmt. Damit kann ich

die Okulare sehr flexibel wechseln (Abb. 5).

Die ersten Fotografien von den Jupitermonden

(Abb. 6) und vom Mond (Abb. 7)

1 Herstellung der Okularhalterung mit dem

Forstner-Bohrer

2 Bearbeitung der Bohrungsränder mit

dem Elektroschleifer

3 Ansicht okularseitig 4 Ansicht kameraseitig

5 Gesamtansicht

von der Seite

6 Die Jupitermonde, aufgenommen mit der selbstgebauten

Halterung an meinem 4,5-Zoll-Newton

Für Strukturen bei Deep-Sky-Objekten

sind mindestens 8 Zoll Öffnung wünschenswert.

Weitere Forderungen sind ein

geringes Gewicht und geringe Abmessungen.

Bei den meisten Fluggesellschaften

darf der Koffer eine maximale Größe von

158 cm (Summe aus Höhe, Breite und Tiezeigen

das Ergebnis. Die Halterung ist ausreichend stabil, wenngleich

ich noch weitere Übung brauche, um das Ergebnis zu verbessern.

Nach vielen Jahren der Abstinenz ist mit diesem kleinen

Projekt die Freude an der Astronomie bei mir neu aufgeflammt.

Literaturhinweis:

Mit 8 Zoll unterwegs

von Bernd Gährken

In südlichen Ländern ist das Wetter oft besser

und die Licht- und Luftverschmutzung

geringer. Für die Urlaubszeit wurden in den

letzten Jahren daher praktische Reiseteleskope

entwickelt.

1 Der zusammengelegte Dobson. Die Stangen

stammen von einem ausrangierten Fotostativ.

Nach dem Abschrauben der Höhenräder

wird der Spiegelkasten in der Rockerbox

versenkt. Die Bauhöhe liegt dadurch knapp

unter den 26 cm des Koffermaßes.

7 Der zunehmende Mond

[1] P. M. Oden, 2019: „Mondfotografie mit dem Smartphone“, Sterne und Weltraum 7/2019, S. 80

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Amateurteleskope / Selbstbau

Amateurteleskope / Selbstbau

2 Wenn der Staubschutzdeckel abgenommen wird, kann man den

Hut mit Spinne und den Sekundärspiegel erkennen. Die Vertikalführungen

sind hier auch schon angeschraubt.

3 Für die Okularauszugs- und Sucherhalterung gibt es separate,

maßlich angepasste Aussparungen in der Verkleidung der Spiegelbox.

Auf der Spiegelabdeckung sind der Okularauszug und Sucher

angebracht. Dadurch haben sie einen festen, definierten Platz und

stoßen nicht an den Wandungen an.

fe) und ein Höchstgewicht von 23 kg nicht überschreiten. Ein

Reiseteleskop sollte in einen Standardkoffer passen.

Die Fotoreihe zeigt einen Reisedobson, der aus Anlass der

Sonnenfinsternisreise nach Chile im Juli 2019 konstruiert

und gebaut wurde. Die Südamerikareise [1] dauerte drei

Wochen und es wurden einige der dunkelsten Standorte in

Argentinien und Chile besucht. Es gab ein halbes Dutzend

Nächte, in denen sich das Teleskop nutzen ließ. Dazwischen

musste es sieben Flugreisen überstehen. Das Bodenpersonal

geht mit den Koffern eher ruppig um, doch das Gerät hat die

14 Ein- und Ausladevorgänge weitestgehend unbeschadet

überstanden. Nach der Rückkehr musste lediglich die Rockerbox

mit einigen Metallwinkeln verstärkt werden.

Die Sonnenfinsternis fand am 2. Juli 2019 statt. Im Juli ist auf

der Südhalbkugel Winter und die Nächte sind entsprechend

lang. Die Beobachtungsplätze lagen zwischen Meereshöhe

und 4.300 m Höhe. Mit dem Auto wurden allein in Chile

6.000 Kilometer zurückgelegt. Die besten Beobachtungen

gelangen am Paranal und auf dem Altiplano an der bolivianischen

Grenze.

5 Oben: Alle Komponenten sind baulich aufeinander abgestimmt.

Der helikalische 1,25-Zoll-Okularauszug und der Sucher werden von

einem kleinen Aluminiumwinkel gehalten. Damit ist auch ausreichende

Stabilität für die Justage gewährleistet.

6 Oben rechts: Die Rockerbox ist durch die großen Löcher gewichtsoptimiert.

Die „große Spiegelbox“ sorgt außerdem für etwas

Blendschutz. Verwendet wurden 5 mm und 8 mm starke Multiplexplatten.

Lediglich die Höhenräder und der Hut sind aus dickeren

Multiplexplatten (15 mm) gefertigt, um Verwindungen zu vermeiden.

7 Rechts: Das komplette Teleskop (8 Zoll, f/5) ist in wenigen

Minuten einsatzbereit und wiegt unter 9 kg.

Auf der Beobachtungsliste standen u. a. Sternhaufen in den

Magellanschen Wolken, IC 4628, die beeindruckende Sculptor-Galaxie

NGC 253, IC 5150, die Region um den Kugelsternhaufen

NGC 6723 mit den Reflexionsnebeln NGC 6729 und

IC 4812, aber auch Klassiker wie der Katzenpfotennebel, die Kugelsternhaufen

M 4 und NGC 6144, die Spiralgalaxie M 83, Centaurus

A und Eta Carinae fehlten natürlich auch nicht.

Vielen Dank an Hubert Hermelingmeier von der VdS-Fach gruppe

Amateurteleskope, auf dessen Anregung hin dieser Fotobericht

entstanden ist.

4 Die Abdeckung für die Spiegelbox ist einseitig mit schwarzem

Velours belegt, und dient so gleichzeitig als Blendschutz gegenüber

dem Okularauszug.

Internetlink (Stand 02.10.2019):

[1] B. Gährken, 2019: „Reisebericht Sonnenfinsternis Chile

2019“, www.astrode.de/reisen/reisen19c/chile2019.htm

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Amateurteleskope / Selbstbau

Amateurteleskope / Selbstbau

Mit einem 3D-Drucker zum individuellen

Teleskopbauteil

von Uwe Braasch

Eigentlich aus einer Laune heraus entschied

ich mich zum Kauf eines 3D-Druckers. Inzwischen

hat sich die Technik etabliert und

man bekommt bereits zu relativ geringen

Kosten ein brauchbares Gerät. Bausätze

beginnen bei ca. 100 Euro, ein fertig aufgebauter

Drucker liegt bei etwa 350 Euro aufwärts.

3D-Druck von Kunststoffteilen ist

inzwischen keine Hexerei mehr, aber leider

nicht, was die Geschwindigkeit angeht. Man

muss schon je nach Drucker einige Minuten

warten, bis Druckbett (mehr und mehr

werden auch preiswertere Drucker mit

beheizbarem Druckbett angeboten) und

Druckkopf aufgeheizt sind und der Druck

beginnen kann. Als Druckbett bezeichnet

man übrigens den Teil des 3D-Druckers,

auf dem die Objekte schichtweise mithilfe

des Druckkopfes aufgebaut werden. Je nach

Druckertyp bewegt es sich horizontal oder

vertikal, wobei es auch Drucker mit unbeweglichem

Druckbett gibt. Eine Beheizung

des Druckbettes ist nicht immer erforderlich.

Das hängt vom verwendeten Filament

(so nennt man das schnurförmige Druckmaterial)

ab. Je nach Größe des Objektes

kann ein Druckvorgang durchaus mehrere

Stunden dauern. Das Ergebnis entschädigt

allerdings für die Wartezeit. Mit einem Programm,

das dem Drucker beiliegt, wird ein

beliebiges 3D-Modell in die für den jeweiligen

Drucker passende Kommandosprache

umgewandelt. Diesen Vorgang bezeichnet

man als „Slicing“. Dieser englische Begriff

ist im Deutschen gleichzusetzen mit „in

Scheibchen oder Schichten schneiden“. Das

Arbeitsgerät dazu, ein Slicer, baut also 3D-

Objekte scheibchenweise aus vielen dünnen

Schichten auf, die Schicht für Schicht

gedruckt werden. Sinnvollerweise bietet

dieses Programm auch Möglichkeiten zur

Nachbearbeitung an wie Skalieren, Drehen

und Spiegeln.

1 Okular-Wandhalter – oben rechts die Vorschau aus der Slicer-Software

Für den Hausgebrauch verwendet man Filamentmaterial

aus Polylactiden, also PLA,

das in vielen Farben angeboten wird. Mit

Woodfill-PLA gedruckte Teile sollen das

Aussehen von Holz imitieren. Bei PLA handelt

es sich um einen Kunststoff, der aus regenerativen

Quellen gewonnen wird (z. B.

Maisstärke). Empfindliche Nasen bemerken

während des Druckvorgangs vielleicht

einen leichten Geruch, der an Schaumzucker

erinnert. Doch eigentlich kann man

sagen, dass die Verarbeitung dieses Materials

fast geruchlos und schadstoffarm

erfolgt. Nachteil von PLA ist der niedrige

Schmelzpunkt von ca. 55 °C, der aber in der

Praxis meist höher liegt. Im Internet findet

man zahlreiche Berichte darüber. Man ist

sich dort einig, dass ein Schmelzen des Objekts

in der Sonne nicht zu befürchten ist.

Die meisten 3D-Drucker verarbeiten auch

ABS (Acrylnitril-Butadien-Styrol-Copolymer),

PETG (Polyethylenterephthalat, auch

PET genannt) und andere exotische Materialien.

Die Verarbeitung dieser Materialien

sollte aber wegen giftiger Emissionen

nicht in Wohnräumen erfolgen.

Als Standard für 3D-Modelle hat sich die

STL-Schnittstelle (Stereo-Lithografie)

durchgesetzt. Sie ist Standardschnittstelle

vieler CAD-Systeme. CAD steht für

Computer-Aided Design, also rechnerunterstütztes

Konstruieren. Gute Tools für

CAD-3D-Modelle gibt es auch als Freeware,

mit der man bereits die wichtigsten

Modelle entwickeln kann. So konnte ich

nach kurzer Einarbeitung in eins dieser

Programme einen Okularhalter entwerfen

und drucken, der als Wandhalter dem zeitweisen

Ablegen meiner Okulare dient, die

ich gerade vorübergehend nicht benötige

(Abb. 1). So bot es sich dann auch an, die

fehlende Augenmuschel für mein in den

USA gekauftes 65-mm-Okular (ein Super-

Plössl XL) mit passendem Deckel zu drucken

(Abb. 2). Meine EQ5-Nachführeinheit

findet nun nebst Powerbank sicheren Halt

am Stativ (Abb. 3). Fehlende Okularabdeckungen

sind schnell gedruckt und meine

Filter befinden sich in identischen Boxen,

die sich auch bei Dunkelheit und mit kalten

Händen problemlos öffnen lassen.

2 Augenmuschel mit

Staubschutzkappe

Auf der Seite www.thingiverse.com findet

man zahlreiche fertige Modelle im

STL-Format, welche kostenlos angeboten

werden. Sie können nach dem Download

mit oder ohne Nachbearbeitung für das

jeweilige Druckermodell umgewandelt

und dann gedruckt werden. Was allein bei

Thingiverse für das Gebiet der Astronomie

für den 3D-Druck angeboten wird, ist erstaunlich.

Über Bahtinovmasken, diverse

Adapter, Okularabdeckungen, Filterboxen,

Arretierungen für Kamera-Objektive zur

Fixierung der Fokuslage bis hin zu aufwändigen

Nachführeinheiten findet jeder etwas

für seine Belange Passendes. Größtenteils

Dinge, die sonst nirgends erhältlich sind,

lassen sich mit einem 3D-Drucker kurzerhand

drucken. Mein 3D-Drucker steht

kaum noch still.

3 Individuelle Halterung für die Steuerbox einer GoTo-Montierung

IMPRESSUM

VDS-JOURNAL FÜR ASTRONOMIE

Vereinszeitschrift der Vereinigung der Sternfreunde e.V. (VdS)

Hier schreiben Sternfreunde für Sternfreunde.

Herausgeber: Vereinigung der Sternfreunde e.V. (VdS)

Geschäftsstelle: Postfach 1169 | 64629 Heppenheim | GERMANY

Telefon: +49 62 52 78 71 54 | Fax: +49 62 52 78 72 20

service@vds-astro.de | www.vds-astro.de

Redaktion: Dietmar Bannuscher, Dr. Werner E. Celnik, Otto Guthier,

Sven Melchert. Redaktionelle Mitarbeit der VdS-Fachgruppen-Redakteure und

VdS-Mitglieder

Bearbeitung von Bildern und Grafiken: Dr. Werner E. Celnik und die Autoren

Gestaltung/Layout: Bettina Gessinger, Dipl. Designerin

Anzeigen: Kullmann & Matic GbR, anzeigen@vds-astro.de

Litho und Druck: Kullmann & Matic GbR, Stuttgart

Vertrieb: Werner Teutsch GmbH, Laudenbach

Bezug: „VdS-Journal für Astronomie“ erscheint viermal pro Jahr und ist im Mitgliedsbeitrag

von 40,- E (EU) und 45,- E (außerhalb der EU) bzw. ermäßigt 25,- E

pro Jahr enthalten.

Beiträge: Beiträge für die Rubriken der VdS-Fachgruppen werden erbeten an die

Redakteure der Fachgruppen (Adressen siehe unter www.vds-astro.de).

Andere Beiträge senden Sie bitte an die VdS-Geschäftsstelle, Postfach 1169,

64629 Heppenheim, E-Mail: service@vds-astro.de.

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Amateurteleskope / Selbstbau

Astrofotografie

Nachruf

Klaus Weyer, ein echter

„Astromaniac“

Neues aus der Fachgruppe Astrofotografie

Sternströme um NGC 5907

von Peter Riepe

Vor knapp 20 Jahren reanimierte Klaus sein

seit der Jugend bestehendes Interesse an

der Astrofotografie. In den Astronomieforen

suchte er nach Gleichgesinnten und traf

sich mit ihnen in sternenklaren Nächten

auf den Feldern in der Solinger Umgebung,

um dem gemeinsamen Hobby zu frönen.

Zu Beginn experimentierte er noch kurz

mit der chemischen Fotografie und verlagerte

sich nach den ersten Schritten auf

die digitale Fotografie, in der er die große

Zukunft sah. Zur Vereinfachung der Kommunikation

von Gleichgesinnten gründete

er das Forum ASTROMANIACS.

Neben dem Forum, welches sich schnell

als Blog seiner Aktivitäten entwickelte, war

Klaus der persönliche Austausch ein wichtiges

Anliegen. Er gründete zusammen

mit weiteren Forennutzern den Haaner

Astrostammtisch und schloss sich dem

Solinger Astrofotografentreffen an. Nach

zahlreichen astrofotografischen Exkursionen

in die nähere Umgebung erwarb er ein

Gartenhäuschen. Er baute es zu einer auf

Schienen gelagerten Sternwarte um, die

er nur zur Seite schieben musste, um auch

kurze Wolkenlücken für die Astrofotografie

nutzen zu können. Die ersten in der

neuen Sternwarte entstandenen Bilder des

Sternbilds Orion und der darin befindlichen

Deep-Sky-Objekte fasste er in einem

Kurzfilm „Raumschiff Orion“ zusammen,

welches als Daumenkino im VdS-Journal

für Astronomie Nr. 16 (2005) und auf seiner

Homepage veröffentlicht wurde.

Schnell stieß Klaus mit den von der Stange

gekauften Teleskopen und Zubehörteilen an

die Grenzen des Machbaren. Er wollte den

Horizont erweitern und stieg in den Selbstbau

von Zubehörteilen ein. Mangels einer

mechanischen Werkstatt wurde er Großabnehmer

von Pattex-Powerknete und formte

mit seinen geschickten Händen Adapter

und Bauteile, um Kameras und Leitrohre an

Fernrohren zu befestigen. Die Powerknete

wurde einer seiner wichtigsten Begleiter,

was am Flughafen oftmals zu zusätzlichen

und intensiven Sicherheitskontrollen führte.

Seine Erfahrungen im Bereich der Programmierung

in Kombination mit seinem Entdeckungsdrang

waren die Grundlage für viele

Selbstbauprojekte, die er auf seiner Homepage

watchgear.de präsentierte und in dem

Forum zur Diskussion stellte. Highlights

waren beispielsweise die Modifizierung von

Canon-Spiegelreflexkameras mit Autoguider

und einem Peltierelement mit Wasserkühlung

zur Reduzierung des thermischen

Rauschens, die Programmierung von Tools

zum Einnorden und automatischen Nachführen

von Montierungen und Routinen in

der Bildverarbeitung von Astrofotografien.

Im Laufe der Zeit wurde die Powerknete

durch den aufkommenden 3D-Druck ergänzt.

Klaus erkannte die Potenziale dieser

1 Klaus Weyer in seiner Außensternwarte

Technik und erwarb einen ersten Drucker,

der schnell durch weitere ergänzt wurde,

um Adapter, Bauteile und seine Ideen zur

Weiterentwicklung des Zykloidgetriebes für

Montierungen zu produzieren. Um die Visionen

des Getriebes realisieren zu können,

baute er sich einen eigenen 3D-Drucker,

mit dem er während der Stammtische Teile

live druckte. Zur Vollendung des Getriebes

kam es leider nicht mehr. Klaus verstarb am

9. November 2019 im Alter von 54 Jahren

nach einer kurzen Krankheit.

Wir werden Klaus mit seinem trockenen

Humor sehr vermissen und immer als hilfsbereiten

und großzügigen Astrofotografen

und Selbstbauer in Erinnerung behalten, der

sein Wissen gerne weitergegeben und damit

viele Amateurastronomen inspiriert hat.

Stefan Ueberschaer

2 Umgebaute Canon 40D mit Wasserkühlung

und integriertem Autoguider

Eine große Scheibengalaxie wie unsere

Milchstraße fängt eine Zwerggalaxie ein.

Diese bewegt sich durch den galaktischen

Halo und wird durch Staudruck und Gezeitenkräfte

entlang ihrer Bahn in die Länge

gezogen. So verliert sie mit der Zeit stellare

und interstellare Materie an die „kannibalische

Galaxie“. Das widerfuhr auch der

Zwerggalaxie Sagittarius Dwarf, deren stellare

Überreste noch deutlich im Sternbild

Schütze und beidseitig weit darüber hinaus

nachweisbar sind. Sternströme sind mittlerweile

ein bekanntes Phänomen, auch in

anderen Galaxien.

Heute arbeiten Amateure und Profis auf

den Gebieten Zwerggalaxien und Sternströme

zusammen. Mit dieser Zielsetzung

wurde 2012 auch unsere TBG-Gruppe gegründet,

siehe [1]. Publikationen lassen

nicht lange auf sich warten. Bereits zum

Jahresende 2008 veröffentlichten David

Martinez-Delgado und Kollegen einen

Aufsehen erregenden Artikel im Astrophysical

Journal, Thema: Ein Sternstrom um

die Galaxie NGC 5907 [2]. In der Einleitung

heißt es: „Unsere tiefen Aufnahmen enthüllen

erstmals einen großräumigen Komplex

umlaufender Bögen.“ Diese Struktur war

aber nicht neu und auch schon publiziert

[3, 4], allerdings als Einzelbogen. Neu in

der Arbeit von Martinez-Delgado: Der

Sternstrom zeigt einen markanten Doppelbogen,

ein deutlicher Unterschied zu [3]

und [4]. Das zugehörige Bild stammt von R.

Jay Gabany. Aus Datenschutzgründen kann

es hier nicht einfach abgedruckt werden.

Bitte also den Link unter [2] öffnen und

selbst nachschauen.

TBG-Mitglied Robert Pölzl hatte 2011 NGC

5907 ebenfalls lang belichtet, von dem markanten

Doppelbogen keine Spur! Wir veröffentlichten

daher nichts, sondern fragten

uns: Was hat Gabany anders gemacht?

Einigen anderen Astrofotografen gelang

1 NGC 5907 mit Sternstrom, Bild: Robert Pölzl, Mai/Juni 2011, Salzstiegel/Steiermark,

368-mm-Newton f/3,6 mit Wynne-Korrektor, CCD-Kamera FLI 8300, L-Filterung 225 min

belichtet, dazu ein L aus RBG mit 360 min belichtet. Dark- und Flatkorrektur.

es, einen Doppelbogen zu dokumentieren.

Heute bringen wir hier Robert Pölzls Bild

(Abb. 1), denn der einfache Sternstrombogen

erscheint durchaus diskussionswürdig,

wie nachfolgend beschrieben. 2016 gingen

Seppo Laine et al. näher auf den Sternstrom

von NGC 5907 ein, mit dem Bild von Martinez-Delgado

und Gabany in der Einleitung.

Gezeigt wurde auch ein eigenes Bild,

gewonnen im r-Band am Subaru-Teleskop

[5]. Darauf ist der Sternstrom wie auf dem

TBG-Bild zu sehen – einfach, nicht doppelt.

Laine et al. sprechen vorsichtig nur vom

„hellsten Teil des Sternstroms“, wenngleich

die Gabany-Aufnahme beide Bögen etwa

gleich hell zeigt. Auch das Subaru-Teleskop

hätte beide Sternströme eigentlich registrieren

müssen, oder? Inzwischen hat sich

auch Pieter van Dokkum mit der Dragonfly-Gruppe

NGC 5907 vorgenommen [6],

dazu eine weitere Gruppe um Oliver Müller

mit einem 1,4-m-Teleskop [7]. In den Auf-

52 | Journal für Astronomie Nr. 74

Journal für Astronomie Nr. 74 | 53



Astrofotografie

Astrofotografie

Grundlagen der Bildebnung in der

Astrofotografie – Teil 2

von Peter Köchling

nahmen beider Gruppen ist kein doppelter

Sternstrom um NGC 5907 sichtbar (Abb.

2), sondern nur ein einfaches „Knie“. Das

extrem tiefe Dragonfly-Bild zeigt zudem

einen sehr schwachen Bogenfortsatz westlich

von NGC 5907 (siehe Link in [6]). Die

folgende Diskussion in der Fachwelt war

heftig, sowohl für Martinez-Delgado als

auch die Kritiker.

Fazit: In einer Fachpublikation muss ein so

lichtschwaches Gebilde wie ein Sternstrom

unbedingt durch eine zweite, unabhängige

Aufnahme untermauert werden! Inzwischen

läuft in der TBG-Gruppe das neue

„Projekt NGC 5907“. Aber auch andere

interessierte Astrofotografen können NGC

5907 gemeinsam mit uns tief belichten. Mal

sehen, was wir zum Doppelsternstrom herausfinden.

Übrigens steht das TBG-Team

mit Oliver Müller im Kontakt.

Literatur- und Internethinweise (Stand: Februar 2020):

2 NGC 5907 mit Sternstrom, aufgenommen im Oktober 2019 am serbischen

„Milankovic“-1,4-m-Teleskop, CCD-Kamera Andor IKONL, Belichtungszeit 7,2 h

mit Einzelbelichtungen von 300 s. Mit freundlicher Genehmigung von [7].

[1] TBG-Gruppe der FG Astrofotografie (Tief Belichtete Galaxien): http://tbg.vdsastro.de/

[2] D. Martinez-Delgado et al., 2008: “The Ghost of a Dwarf Galaxy: Fossils of the Hierarchical

Formation of the Nearby Spiral Galaxy NGC 5907”, Astrophys. J. 689, p. 184,

siehe https://iopscience.iop.org/article/10.1086/592555/pdf

[3] Z. Shang et al., 1998: “Ring structure and warp of NGC 5907 - Interaction with

dwarf galaxies”, Astrophys. J. 504, p. 23, siehe https://iopscience.iop.org/

article/10.1086/311563/pdf

[4] Z. Zheng et al., 1999: “Deep intermediate-band surface photometry of NGC 5907,

Astron. J. 117, p. 2757, siehe https://iopscience.iop.org/article/10.1086/300866/pdf

[5] S. Laine et al., 2016: “Metallicity and age of the stellar stream around the disk galaxy

NGC 5907”, Astron. J. 152, p. 72, siehe https://iopscience.iop.org/article/

10.3847/0004-6256/152/3/72/pdf

[6] P. van Dokkum et al., 2019: “Dragonfly imaging of the galaxy NGC 5907: a different

view of the iconic stellar stream”, Astrophys. J. 883, L32-L32, siehe https://arxiv.org/

pdf/1906.11260.pdf

[7] O. Müller, A. Vudragović, M. Bílek, 2019: “Hunting ghosts: the iconic stellar stream(s)

around NGC 5907 under scrutiny”, Astron. Astrophys. 632, id.L13, 5 pp., siehe

www.aanda.org/articles/aa/pdf/2019/12/aa37077-19.pdf

Im ersten Teil ging es um die Grundlagen

bei der Erstellung von Flatfieldaufnahmen

für tief belichtete Deep-Sky-Aufnahmen.

Nach einer Belichtungsnacht sollten neben

den belichteten Einzelbildern eines Objekts

(Lights) auch die Dunkelbilder (Darks)

und die Bilder zur Bildebnung (Flats) vorliegen.

Sofern die Flats mit einer anderen

Belichtungseinstellung als die Lights erstellt

wurden, sind noch die Dunkelbilder

für die Flats notwendig, die sogenannten

Flatdarks.

Im Folgenden beschreibe ich nun die

Prozedur am PC, mit der die Bildebnung

vollzogen werden kann. In dem Flatfield

Projektteam des Ostwestfälischen Astro-Stammtisches

(OwAS) waren wir uns

einig, der Öffentlichkeit zwei Prozeduren

anzubieten. Die erste Prozedur sollte für

Einsteiger mit Hilfe der kostenlosen Freeware

Fitswork möglich sein. Die zweite, anspruchsvollere

Prozedur erfolgt mit PixInsight.

Auf Basis dieser Prozedur erhoffen

wir uns zu einem späteren Zeitpunkt, den

Ablauf durch geeignete Programmierung

zu automatisieren. Letztlich ist aber nicht

die Software entscheidend für die korrekte

Durchführung der Bildebnung, sondern

die mathematischen Algorithmen dahinter.

1 Nach der ersten Bildebnung können

am Lightdummy noch Restfehler übrig

bleiben. a) Sind die Ecken noch dunkler als

das Zentrum, so ist das Bild unterkorrigiert.

b) Sind die Ecken zu hell, spricht man von

überkorrigiert. c) Durch Wahl eines richtigen

Korrekturwerts, der zum Flatfield addiert

wird, erreicht man eine gute Bildebnung. Lediglich

ein linearer Helligkeitsgradient bleibt

eventuell im Lightdummy zurück.

54 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 55



Astrofotografie

Astrofotografie

Als ersten Schritt in der Prozedur sollten

aus den einzelnen Darks und Flatdarks

durch Mittelung das Masterdark und das

Masterflatdark erstellt werden. Die Anzahl

der Darks sollte möglichst größer sein als

die Anzahl der Lights. Dazu ist es erlaubt,

die Darks mehrerer zeitlich naher Tage zu

mitteln, sofern die Kameraeinstellung und

die Sensortemperatur etwa dieselbe waren.

Im zweiten Schritt erzeugen wir ein sogenanntes

Lightdummy. Dazu werden alle

Lights ohne jede Kalibrierung oder Bildausrichtung

gemittelt. Das Lightdummy

sieht zwar nicht besonders schön aus, da die

Sterne und weiteren Objekte aufgrund der

Nachführfehler einer Nacht verschmiert

sind. Dafür repräsentiert dieses Lightdummy

den perfekten Fehler durch Vignettierung

einer ganzen Belichtungsreihe, überlagert

von den verschmierten Himmelsobjekten,

der Lichtverschmutzung und dem

Sensorrauschen. Es bildet die Basis für eine

spätere Kalibrierung des Masterflats. Der

Begriff „Lightdummy“ ist eine Wortneuschöpfung

durch Ulf Kriese.

Im dritten Schritt widmen wir uns den

Flats. Um ein gutes Signal-Rausch-Verhältnis

zu erreichen, sollten die Flats gut durchbelichtet

sein. Gleichzeitig ist zu beachten,

dass die Pixelhelligkeiten nicht im oberen

Drittel des Histogramms zu liegen kommen,

da dort der nichtlineare Bereich vieler

Sensoren beginnt. Die Einzelflats werden

zum Masterflat gemittelt. Anschließend

subtrahiert man von diesem Masterflat

das Masterflatdark, um Hotpixel und andere

systematische Pixelfehler des Sensors

im Masterflat zu entfernen. Grundsätzlich

sollten im Masterflat auch schwache Reste

von Sternen oder gewanderten Partikeln

auf dem Sensor durch genügen gemittelte

Flats minimiert werden. Gelingt das nicht,

müssten Reste von Sternen oder die Donuts

durch Partikel auf dem Sensor manuell im

Flat entfernt werden, was weitere Risiken

2 Dieses unkalibrierte Flatfield eines Celestron 11 mit Hyperstar und Canon EOS 60Da

erscheint blau, da es in der Dämmerung aufgenommen wurde. Über das Flatfield werden

in PixInsight manuell neun Messfelder verteilt. Genauso erfolgt dies auch bei dem Lightdummy

derselben Nacht. Anhand der Helligkeiten der Messfelder erfolgt die Kalibrierung

des Flatfields an dem Lightdummy (Abb. 3).

von Bildartefakten mit sich bringt. Das

Masterflat wird aber noch leicht verrauscht

sein. Dieses Rauschen besteht neben dem

zufälligen Rauschen auch aus einem systematischen

Signalanteil (unterschiedliche

Pixelempfindlichkeit) des Sensors. Mit Hilfe

des Masterflats können wir also auch diesen

systematischen Anteil in den Lights korrigieren.

Abschließend normiert man das

Masterflat, indem man das Bild durch sein

Maximum dividiert und so hochskaliert.

Viele glauben, dieses normierte Masterflat

sei vollkommen ausreichend zur Bildebnung.

Wendet man dieses auf die Einzelbilder

an, indem man jedes Einzelbild durch

das normierte Masterflat dividiert, so wird

man weiterhin leichte Abweichungen feststellen.

So wird der eine Farbkanal des geebneten

Einzelbildes leicht unterkorrigiert

sein, das heißt die Ecken sind durch die

Vignettierung noch leicht abgedunkelt.

Ein anderer Farbkanal kann überkorrigiert

sein, wenn die Ecken heller erscheinen. Somit

ist eine Kalibrierung des normierten

Masterflats je Farbkanal Rot, Grün und

Blau notwendig. Dazu teilen wir das Masterflat

und das Lightdummy in die drei Kanäle

auf. Für jeden Farbkanal dividieren wir

in erster Iteration das Lightdummy durch

das Masterflat in Fitswork. Ist das geebnete

Lightdummy dieses Farbkanals unterkorrigiert,

so muss man von dem Masterflatfield

des Farbkanals einen konstanten Korrekturwert

(Offset) subtrahieren (Abb. 1a). Ist

das geebnete Lightdummy überkorrigiert,

die Ecken also heller, so muss man zu dem

normierten Masterflat einen Offset hinzufügen

(Abb. 1b). Mittels Intervallschachtelung

weniger Iterationen und visueller

Beurteilung des geebneten Lightdummys

lässt sich je Farbkanal so der ideale Offset in

Fitswork bestimmen. Oliver Schneider und

Mathias Straube setzen dieses Verfahren

seit Langem erfolgreich in der Bildbearbeitung

von tief belichteten Deep-Sky-Objekten

ein.

In PixInsight habe ich eine andere Prozedur

entwickelt, die zu adäquaten Ergebnissen

kommt. Ich verteile über das Masterflat und

das Lightdummy je Farbkanal neun Messfelder

(PixInsight – Previews), in denen ich

jeweils mit dem Median die Helligkeit des

Himmelshintergrundes messe (PixInsight

– Statistics, Abb. 2). Anschließend trage

ich diesen Messwert des Masterflats in eine

Tabelle (MS Excel oder Open Office Calc)

neben den Messwert der gleichen Messfeldposition

des Lightdummys ein. Trägt man

nun je Farbkanal die neun Messwerte des

Masterflats gegen die zugehörigen Messwerte

des Lightdummys in ein Diagramm

ein, so bilden diese eine ziemlich perfekte

Gerade (Abb. 3). Im Tabellenkalkulationsprogramm

berechne ich die Steigung und

den Achsenabschnitt einer linearen Regression.

Multipliziere ich nun das Masterflat

mit der Steigung und addiere den

Achsenabschnitt hinzu, so entspricht das

Masterflat fast genau dem Hintergrund des

Lightdummys. Anhand des Bestimmtheitsmaßes

R² der linearen Regression lässt sich

die Güte des Flatfields zum Lightdummy

quantifizieren. Ich erreiche mittlerweile R²

größer 99%. Nach dieser Kalibrierung jedes

Farbkanals des Masterflats führe ich diese

wieder zum RGB-Bild zusammen und normiere

diese. In der Prozedur der linearen

Regression entspricht der berechnete Achsenabschnitt

dem Korrekturwert (Offset)

der Iteration der ersten Prozedur. Wir glauben,

dass dieser Offset durch unterschiedliches

Streulicht im Teleskop und Tubus

während der Flatfielderstellung und Light-

Belichtung herrührt, welches nicht der Vignettierung

unterworfen ist. Oft sind nicht

passende Darks oder Bias eine plausible Erklärung

für Fehler bei der Bildebnung.

Ganz gleich, mit welcher der beiden Prozeduren

das normierte und kalibrierte Masterflat

erstellt wird, bleibt letztlich noch ein

Fehler übrig. Wendet man die Bildebnung

auf das Lightdummy an, so erkennt man im

Hintergrund häufig einen leichten Helligkeitsgradienten

(Abb. 1c). Eine Ecke des

Bildes ist etwas heller als die andere. Der

Gradient wird durch Dämmerungseffekte

während der Belichtung, Lichtverschmutzung,

Streulicht oder leichte Verschiebung

der Blende zwischen Flatfielderstellung

und Lights erzeugt. Um Gradienten durch

das Instrument zu korrigieren, muss das

3 Im obigen Diagramm werden die Helligkeitswerte (roter Kanal, Schwarz = 0, Weiß = 1) der

neun Messfelder des Flatfields gegen die zugehörigen Messwerte des Lightdummys aufgetragen.

Daraus lässt sich die lineare Regression errechnen. In den Diagrammen unten sind die

Abweichungen der neun Messfelder zur linearen Regression dargestellt. Starke Abweichungen

nach oben deuten auf helle Himmelsobjekte im Messfeld des Lightdummys hin.

normierte und kalibrierte Masterflat in

seiner Helligkeit leicht gekippt werden.

In Fitswork verwendet man hierfür die

Funktion „Hintergrund Gradient ebnen

manuell“ separat an jedem Farbkanal des

kalibrierten und normierten Masterflats,

bis der Gradient im geebneten Lightdummy

augenscheinlich verschwunden ist.

Dieses normierte, kalibrierte und gekippte

Masterflat ist das finale Flat zur Bildebnung.

In PixInsight erzeugt man dieses

durch automatische Berechnung. Als erstes

wird das Lightdummy mit dem normierten

und kalibrierten Masterflat geebnet.

Dann berechnet man mit der Funktion

„Automatic Backgrund Extraction“ einen

„Background“ 1. Ordnung durch Division.

Dieser bildet den linearen Gradienten perfekt

ab. Diesen Background normiert man

wiederum und multipliziert ihn mit dem

normierten und kalibrierten Masterflat.

Das Ergebnis ist wiederum ein normiertes,

kalibriertes und gekipptes Masterflat.

Natürlich birgt diese Art Gradientenentfernung

auch das Risiko, Bildartefakte in das

Bild hineinzuholen. So könnte die dunklere

Ecke nicht von einem Dämmerungsgradienten

herrühren, sondern tatsächlich eine

schwache kosmische Dunkelwolke sein, die

so weggerechnet wird. Und die hellere Ecke

könnte in Wirklichkeit ein wenig auffälliger,

schwacher Reflexionsnebel gewesen

sein. Auch die Sterne selbst werden natürlich

durch diese Art der Gradienteneliminierung

in den dunkleren Ecken gegenüber

den anderen Sternen künstlich aufgehellt.

Korrekte Fotometrie ist somit nicht möglich.

Daher sollte man eher über eine klassische

Entfernung des Gradienten nach Bildebnung

am Einzelbild durch Subtraktion

des Dämmerungsgradienten nachdenken.

Zugegeben sind beide beschriebenen Prozeduren

sehr zeitaufwändig. Doch vor allem

die Prozedur in PixInsight ließe sich

mit einigem Programmieraufwand leicht

automatisieren. So bitten wir – der Ostwestfälische

Astro-Stammtisch – an dieser Stelle

um die Mithilfe anderer Hobbyastronomen

bei der Programmierung der hier beschriebenen

Prozedur. Der Lohn wird die Dankbarkeit

vieler anderer sein, die dann in der

Lage sind, in tief belichteten Aufnahmen

neue Zwerggalaxien, Sternströme, Nebel

und Dunkelwolken zu entdecken.

56 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 57



Astrofotografie

Astrofotografie

Extragalaktische Bildfelder für Astrofotografen

Neufassung eines Galaxienverzeichnisses besonderer Art

von Wolfram Fischer

Bereits im Jahr 2011 vollendete ich mein

erstes Online-Galaxienverzeichnis des

nördlichen Himmels und veröffentlichte

es auf meiner Homepage. Es folgte 2016 die

Erweiterung auf den Südhimmel. Reichlich

3 Jahre später, im Februar 2020, wurde

eine aufwändige Neuerarbeitung des

Nordhimmels (Begleittexte in englischer,

spanischer und deutscher Sprache) unter

dem Titel „Extragalaktische Bildfelder für

Astrofotografen – Nordhimmel bis DE -6

Grad“ fertig und frei verfügbar ins Netz gestellt

[1]. Diese Neufassung wendet sich an

fortgeschrittene Astrofotografen, übertrifft

die Vorgängerversion von 2011 bei Weitem

und beschenkt den Benutzer mit Antworten

auf Fragen wie: „Galaxien fotografieren,

aber welche, wo, Objektdaten, Aussehen,

wann am besten?“

Sie können sich leicht und zeitsparend,

auch auf ein geplantes Aufnahmedatum bezogen,

aus 910 Bildfeldern (meist im Format

25’ x 38’) einen bisher nie dagewesenen

Überblick und weitreichende Informationen,

auch aus professionellen Datenströmen

verschaffen! Das Verzeichnis entstand

nach zusätzlicher Durchsicht aller Arp-Objekte

und aller Abell-Galaxienhaufen (mit

allen Erweiterungen an Nord- und Südhimmel

5.250 an der Zahl). Insgesamt sichtete

ich inzwischen über 11.000 Bildfelder

des Digitized Sky Survey (DSS)!

Der grundsätzliche Aufbau des Verzeichnisses

entspricht dem Südhimmelsverzeichnis

von 2016. Die Koordinaten der

empfohlenen Bildmitten (linke Spalte)

sind verlinkt mit der SIMBAD-Datenbank

(Strasbourg). Dort werden Objekte aller

Klassen in einem Radius von 10’ um diese

Koordinaten angezeigt. Zugleich öffnet

sich dort ein quadratisches Bildfeld „Aladin

Lite“, das den betreffenden Himmelsausschnitt

(mit gekennzeichneten Objekten)

auf einer tiefen Aufnahme zeigt (wahlweise

1 Der Autor hinter seinem Teleskop (12-Zoll-ACF von Meade) in der kleinen Station der

Sternwarte Sohland a. d. Spree.

z. B. DSS oder SDSS): ein wunderbares Instrument

zur Objektidentifizierung. Man

kann damit u. a. auch am Bildschirm bogensekundengenau

die Koordinaten von

Objekten bestimmen. Gibt man diese bei

NED ein (NASA/IPAC Extragalactic Database,

die weltweit größte extragalaktische

Datenbank [2]), so wird man erstaunt sein,

wie gut die Koordinaten übereinstimmen.

So kann man auch für schwache Galaxien

eine Bezeichnung finden. Mehr ist in den

meisten Fällen nicht bekannt.

In der 3. Spalte werden wichtige Objekte im

Bildfeld genannt, verlinkt zum Digitized

Sky Survey (digitalisierte Aufnahmen des

POSS II). Sie können sich also die Aufnahmefelder

direkt ansehen, aufgenommen

durch das 48-zöllige Oschin-Schmidt-Teleskop

des Mt. Palomar Observatory. Heutige

digitale Amateuraufnahmen können ähnliche

Auflösungen und Tiefen erreichen.

Die POSS-Bilder sind eine wunderbare

Referenzquelle. Ein Sternchen am Ende der

3. Spalte weist auf besonders schöne Aufnahmefelder

hin.

Unter der 6. Spalte stehen die durch den

Platz sehr limitierten Objektdaten (nebst

Quellenangaben), jetzt meist für 4 bis 5

Galaxien pro Aufnahmefeld, bei deren

Auswahl und Erstellung ich viel Zeit und

Sorgfalt aufgewendet habe. Primäre Datenquellen

waren erstmals NED, für helle

Objekte das Verzeichnis von Dr. Wolfgang

Steinicke (NGC/IC-Project), aber auch

SIMBAD. Stets das betreffende POSS-Bild

vor Augen, machte ich vielfältige Erfahrungen

mit den Angaben in den Datenbanken

und bemühte mich, Widersprüchlichkeiten

auszumerzen.

Ein häufiges Problem waren die oft deutlich

zu kleinen Winkelgrößen der Galaxien

(auch im NGC/IC-Project). Da deren Begrenzungen

nicht klar erkennbar sind, legt

man eine Grenzisophote fest. Als Amateurfotograf

interessiert mich nur, wie groß in

etwa ein Objekt auf „meinen“ Referenzaufnahmen

(POSS II oder SDSS) erscheint.

Während der Ausarbeitung des Verzeichnisses

ging ich daher zunehmend dazu

über, die Winkelausdehnungen (im Zwei-

felsfall oder wenn diese fehlten) am Bildschirm

(SIMBAD, Aladin Lite) selbst auszumessen.

Es ist mir bewusst, dass dann die

übernommenen Helligkeiten (zur Punkthelligkeit

aufintegrierte Galaxienflächen)

dazu nicht mehr richtig passen und etwas

heller sein müssten.

Öfters galt es, das Knäuel unterschiedlicher

Objektbezeichnungen (Anmerkung:

„Cwt“ steht im Verzeichnis für „Durcheinander

mit den Bezeichnungen“) in engen

Gruppen zu entfitzen. Auch bestimmte ich

gelegentlich die Winkelausdehnungen von

Gezeitenarmen (engl. tidal tails – Gezeitenschweife,

in meinem Verzeichnis kurz

„tails“), machte Bestimmungen des Typs

(dank Aladin Lite, SDSS und meiner jahrelangen

Erfahrung) und in Einzelfällen wagte

ich grobe Helligkeitsschätzungen, weil

ich mehr bringen wollte als nur Objektbezeichnungen.

In einigen Bildfeldern stieß

ich auf lichtschwache ausgedehnte galaktische

oder intergalaktische Nebelschwaden,

auf deren Vorhandensein ich hinwies. Diese

Nebel sind auf den blauen POSS-Platten

deutlicher zu erkennen als auf den roten,

also kein Ha-Licht in Emission.

Manche Benutzer werden sich vermutlich

an dem von mir benutzten Begriff „Lichtlaufzeit“

stören und diesen automatisch als

Entfernung in Lichtjahren verstehen. Bitte

bedenken Sie, in einem beschleunigt expandierenden

Universum wird die Gleichsetzung

von Lichtlaufzeit und Entfernung

mit zunehmender Rotverschiebung immer

absurder! Die Lichtlaufzeit ist im Idealfall

gleich der Strecke in Lichtjahren, die das

Licht zu uns zurückgelegt hat. Dies ist aber

weder die Entfernung des Objekts, als das

Licht auf Reisen ging, ebenfalls nicht die

heutige Entfernung, noch ist es die Zeit, die

ein Lichtsignal jetzt dorthin bräuchte. Nur

in kosmologischer Nähe zu unserer Milchstraße

(bis ca. z = 0,1, Lichtlaufzeit etwa

1,2 Milliarden Jahre) ist diese vereinfachte

Sicht in Anbetracht der Unsicherheiten

hinnehmbar.

Für die Berechnungen der Lichtlaufzeiten

(NED Wright´s Javascript Cosmology

Calculator) nutzte ich diesmal korrigierte

Rotverschiebungen von NED, bei denen

unsere Bewegung gegenüber der 3K-Hintergrundstrahlung

herausgerechnet wurde.

Warum? Die 3K-Hintergrundstrahlung ist

in Sachen Raumexpansion das universelle

Inertialsystem. Dank genauer Satellitenmessungen

weiß man heute, dass wir uns

mit ca. 620 km/s in eine Richtung gegen die

3K-Hintergrundstrahlung bewegen. Berücksichtigt

man dies, ist die Trefferwahrscheinlichkeit

einer annähernd richtigen

Lichtlaufzeit statistisch am wahrscheinlichsten.

Leider kennen wir in der Regel

die Eigengeschwindigkeiten der Galaxien

im Raum nicht und erhalten lediglich eine

Schätzung der Lichtlaufzeit, indem wir z allein

als Raumexpansion deuten.

In dichten Galaxienhaufen kann die Eigengeschwindigkeit

aber bis zu 1.000 km/s

streuen. Vor allem bei nahen Objekten ist

die Unsicherheit extrem groß, und eine

ähnliche Geschwindigkeit gegenüber der

Hintergrundstrahlung ist naheliegend. Daher

verwendete ich hier oft Entfernungsangaben

von Wikipedia (dort z meist korrigiert

auf das galaktische Zentrum). Als

Hubble-Parameter kam ein erstes Ergebnis

der Gaia-Mission (H 0

= 73,5 km/s/Mpc)

zur Anwendung, was im Widerspruch zu

den Ergebnissen der Kosmologie-Raumsonden

WMAP und Planck steht. H 0

ist offensichtlich

keine Konstante.

Ich bin froh und dankbar, dass es mir vergönnt

war, dieses Projekt „Nordhimmel“

abschließen zu können. Seine Benutzung

wird nun darüber entscheiden, ob der Aufwand

gerechtfertigt war.

Redaktionelle Anmerkung:

W. Fischer (66) war in seinem Berufsleben

Musiker im Leipziger Gewandhausorchester.

Schon in frühester Jugend

fesselte ihn der gestirnte Himmel.

Seit über 50 Jahren ist er durch seine

astrofotografische Leidenschaft mit

der Schul- und Volkssternwarte im

Oberlausitzer Sohland a. d. Spree eng

verbunden. Er steht auch in freundschaftlichem

Kontakt mit der VdS-

Fachgruppe Astrofotografie.

Internethinweise (Stand: Februar 2020):

[1] Homepage des Autors, www.

astrofotografie-wolfram-fischer.de/

GxVNn/GxVNn.index.htm

[2] NASA/IPAC Extragalactic Database,

http://ned.ipac.caltech.edu/forms/

nearposn.html

58 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 59



Astrofotografie

Astrofotografie

Im Grenzgebiet von Cepheus und Cassiopeia

(Teil 1)

von Hans Jürgen Mayer

Molekülwolken sind die Geburtsstätten der

Sterne. Tief in ihrem Inneren finden sich die

kältesten Orte unserer Milchstraße. Sie bieten

damit ideale Voraussetzungen für einen

gravitativen Kollaps der Wolke oder Teilen

der Wolke, an dessen Ende oft eine Gruppe

junger Sterne entsteht. Molekülwolken beherbergen

gigantische Massen von Gas und

sind meistens auch mit viel Staub assoziiert.

Sie konzentrieren sich besonders entlang

der Milchstraßenebene und offenbaren

sich schon dem bloßen Auge als dunkle

Zonen, die das schimmernde Band der

Milchstraße an vielen Stellen immer wieder

unterbrechen. Glaubte man früher, dass es

sich um sternlose Gebiete handelt, so wissen

wir heute, dass wir es mit vorgelagerten

staubhaltigen Strukturen zu tun haben, die

den Blick auf die dahinter liegenden Sterne

der Milchstraße verwehren.

Der in der nebenstehenden Aufnahme vorgestellte

Himmelsausschnitt (Abb. 1) führt

in die Grenzregion zwischen Cepheus und

Cassiopeia. Schon auf den ersten Blick

fällt die Zweiteilung der Szenerie auf. Obwohl

wir in Richtung Milchstraße blicken,

erscheint der nördliche Teil (oberer Bildbereich)

vergleichsweise sternarm. Tatsächlich

zieht sich hier im Vordergrund ein

ausgedehnter Molekülwolkenkomplex mit

großen Mengen an eingelagertem Staub

quer durch das Bild. Nach Süden hin klart

die Sicht jedoch auf, und wir blicken ungehindert

auf die weit im Hintergrund liegenden

dichten Sternwolken des Perseusarms

unserer Milchstraße. In meinem Bericht

greife ich nachfolgend die interessanten

Partien heraus und schildere den aktuellen

Wissensstand. Dabei sind die Abbildungen

2, 3 und 5 übersichtlichere Ausschnittsvergrößerungen

aus der Abbildung 1.

Der nördliche Bildbereich wird beherrscht

durch ausgedehnte, hell leuchtende HII-

Regionen und dichte Staub- und Molekülwolken.

Einen markanten Blickfang

bildet die nordwestlich gelegene auffällige

HII-Region Sharpless 171 (Sh2-171), die

im NGC-Katalog unter der Nummer 7822

geführt ist. Sie besteht bildlich gesprochen

aus zwei Teilen. Ihr zentraler, hellerer Teil

wird von einem lichtschwächeren, halbkreisförmigen

Emissionsbereich umrahmt.

Das gesamte Emissionsgebiet ist eine physikalisch

zusammenhängende Struktur und

liegt inmitten der jungen Sternassoziation

Cepheus OB4 (Cep OB4), deren Mitglieder

sich erst vor wenigen Millionen Jahren

durch den Kollaps massereicher Dunkelwolken

in diesem Gebiet gebildet haben.

Cep OB4 befindet sich in einer Entfernung

von weniger als 1 kpc und enthält mehr als

40 junge heiße Sterne in einem Gebiet von

ca. 60 pc Durchmesser [1], von denen allein

zehn Sterne vom Spektraltyp B1 und

früher sind. Die heißesten dieser Sterne ionisieren

mit ihrer intensiven UV-Strahlung

große Bereiche der sie umgebenden Gaswolken.

Dennoch erscheinen die meisten

Mitglieder der Assoziation im Bild nur als

unscheinbare Lichtpunkte mit scheinbaren

Helligkeiten deutlich schwächer als die

11. Größenklasse. Die Extinktion erreicht

in diesem Gebiet aufgrund vorgelagerten

Staubes zum Teil mehr als drei Magnituden,

was gleichzeitig zu einer deutlichen

Rötung der Sternfarben führt.

Sehr schön wird diese Verfärbung auch in

dem optischen Sternhaufenpaar NGC 7762

und King 11 sichtbar (Abb. 2). King 11 ist

mit ca. 4 Milliarden Jahren ein relativ alter

Haufen und liegt in einer Entfernung von

ca. 2-3 kpc. Die fast schon orangene Färbung

seiner Sterne kontrastiert auffällig

mit den eher weißlich erscheinenden Sternen

von NGC 7622, der sich in einer Entfernung

von lediglich etwa 1 kpc noch vor

den absorbierenden Staubwolken befindet.

Die im sichtbaren Licht auffälligsten Mitglieder

von Cep OB4 sind die Sterne des relativ

kompakten offenen Haufens Berkeley

59, etwas nordwestlich des Zentrums von

Sh2-171 gelegen (Abb. 3). Er ist allerdings

noch einmal jünger als der übrige Rest von

Cep OB4. Mit lediglich etwa 2 Millionen

Jahren und einer Entfernung von ca. 1 kpc

ist er einer der jüngsten und am nächsten

gelegenen Sternhaufen überhaupt. Seine

ganze Pracht entfaltet er im infraroten

Licht, welches den vorgelagerten Staub mühelos

durchdringt (Abb. 4).

Zu Berkeley 59 gehört auch der etwas außerhalb

des Zentrums gelegene O5-Stern

V747 Cep, ein Bedeckungsveränderlicher

vom Algol-Typ, mit einem Begleitstern

vom Typ B2 oder B3 [2]. V747 Cep – der

heißeste Vertreter der gesamten Assoziation

– gilt als primäre Ionisationsquelle von

Sh2-171. Durch die starke Rötung erscheint

der Stern im Bild gelblich weiß, obwohl

er aufgrund seines Spektraltyps tief blau

sein müsste. Mit der extrem hohen Oberflächentemperatur

ist ein beträchtlicher

Masse verlust durch starke Sternwinde verbunden,

die das dünne Gas in seiner Umgebung

hinwegblasen. Zurück bleiben die

dichteren Wolken kalten und staubhaltigen

Gases, die durch die Winde zu säulenartigen

Strukturen geformt werden, die wie Finger

auf ihren Verursacher zu zeigen scheinen.

Auch sie werden jedoch über kurz oder lang

der zerstörerischen Wirkung der Strahlung

des O5-Sterns zum Opfer fallen. Diese intensive

UV-Strahlung, die auf die Randbereiche

dieser Strukturen trifft, lässt sie im

Licht des ionisierten Wasserstoffs hell aufleuchten,

eine Erscheinung, die als „bright

rimmed clouds“ (BRC) in der englischsprachigen

Fachliteratur bekannt ist (Abb. 3).

Eine Kette sehr dichter und aufgrund des

eingelagerten Staubes tief schwarz erscheinender

Molekülwolken zieht sich quer von

West nach Ost über das Zentrum von Sh2-

171. Diese Wolken sind Orte reger Stern-

1 Zwischen Cassiopeia und Cepheus, Zweifachmosaik, Objektiv Canon EF 200 mm (f/2,8 bei Arbeitsblende 3,5), Canon EOS 1300Da,

ISO 800, oberes Teilbild 25,5 Stunden belichtet, unteres Teilbild 19,5 Stunden, Hα jeweils 5,5 Stunden mit EOS 1100Da mono, Aufnahmeort

Stolac/Kroatien und Silbertal/Montafon.

60 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 61



Astrofotografie

Astrofotografie

entstehung. Zahlreiche Kandidaten für Protosterne,

so genannte YSO (young stellar objects),

die sich häufig durch die Emission von

Hα-Strahlung verraten, wurden innerhalb der

Dunkelwolken gefunden [3].

punktquellen oder molekularen Ausflüssen

gefunden. Einige unscheinbare Reflexionsnebel

sieht man in unmittelbarer Nähe einiger

Dunkelwolken, auch sie sind Zeichen der

fortdauernden Sternentstehung (Abb. 5).

2 Dieser Ausschnitt aus Abb. 1 rechts oben zeigt das (optische) Sternhaufenpaar

King 11 und NGC 7762.

Eine weitere auffällige Struktur hell leuchtender

Wolkenränder findet sich in der Form

eines V in der nördlich des Zentrums gelegenen

lichtschwächeren Region von Sh2-171.

Auch dieses Gebiet ist ein Hort fortschreitender

Sternentstehung, auch hier wurde eine

Vielzahl protostellarer Objekte gefunden. Für

die Ionisation dieser Region wird in der Fachliteratur

allerdings kein einzelner Stern verantwortlich

gemacht. Diskutiert wird vielmehr

die Anregung durch einen zweiten Mechanismus.

Beobachtungen im Infrarot-, optischen

und Radiobereich legen nahe, dass die intensiven

Sternwinde der jungen OB-Assoziation

zur Bildung zweier expandierender Gasblasen

geführt haben. Letztere treffen hier nun auf

dichte Gas- und Staubwolken und regen das

Gas durch Stoßionisation zum Leuchten an [4,

5]. Andererseits zeigt die Spitze der V-förmigen

Struktur genau auf V747 Cep, die primäre

Ionisationsquelle für Sh2-171, was man als

Hinweis werten kann, dass der O5-Stern auch

hier zur Ionisation beiträgt [6].

Hiermit lasse ich den Ausflug in die nördliche,

von Dunkelwolken geprägte Region

des Grenzgebietes zwischen Cepheus und

Cassiopeia enden. Der Teil 2 dieses Artikels

wird sich der südlichen Hälfte widmen, die

sich mit einem gänzlich anderen Charakter

präsentiert. Unbehindert durch Staub endet

der Blick hier erst bei den weit entfernten

Sternwolken des Perseusarms.

Literaturhinweise:

[1] D. J. MacConnel, 1968: „A study of the

Cepheus IV association“, Astrophys. J.

Suppl. Ser. 16, p. 275

[2] D. J. Majaess et al., 2008: „The exciting

star of the Berkeley 59/Cepheus OB4

complex and other chance variable

star discoveries“, arXiv:0801.3749

[astro-ph]

[3] Y. Yang, Y. Fukui, 1992: „A CO study of

Sharpless 171: Evidence for interaction

between the HII region and its neigh-

4 Berkeley 59 im Infraroten, Kopie aus Aladin/2MASS

bouring molecular clouds“, Astrophys.

3 Das Zentrum von NGC 7822. Der Sternhaufen Be 59 liegt knapp nordwestlich des

Bildzentrums, V747 Cep noch einmal schräg darüber. Deutlich sind die fingerartigen

auf V747 Cep weisenden Wolkenstrukturen mit den hell aufleuchtenden Rändern zu sehen.

In den im Vordergrund liegenden Dunkelwolken findet rege Sternentstehung statt.

Eingebettet in den gewaltigen Dunkelwolkenkomplex,

der die Sterne der Milchstraße

im Cepheus verbirgt, zieht sich eine weitere

Kette kompakter dichter Molekülwolken, beginnend

am südlichen Ende von Sh2-171 nach

Osten. Diese kompakten Wolken beherbergen

Gas und Staubmassen in einer Größenordnung

von einigen hundert bis einigen tausend

Sonnenmassen [7]. Die größte im Bild ist

[YDM97] CO 121 mit fast einem Quadratgrad

und etwa 5.000 Sonnenmassen. Flächenmäßig

ähnlich groß ist mit ca. 3.000 Sonnenmassen

[YDM97] CO 130, etwa 1 Grad weiter nordöstlich

gelegen. Auch hier wurden überall die

typischen Zeichen aktiver Sternbildung in

Form von Emissionsliniensternen, Infrarot-

J. 386, p. 618

[4] T. A. Lozinskaya et al., 1987: „Gasdust

complex NGC 7822+S 171 (W 1)

connected with association Cep OB4“,

Astron. Zh. 64, p. 939

[5] M. Kun et al., 2008: „Star Forming

Regions in Cepheus“, in: Bo Reipurth

(Ed.), Handbook of Star Forming Regions

Vol. I, Astronomical Society of the

Pacific

[6] Persönliche Mitteilung, Peter Riepe,

2020

[7] Y. Yonekura et al., 1997: „Molecular

clouds in Cepheus and Cassiopeia“,

Astrophys. J. Suppl. Ser. 110, p. 21-69

5 Gebiet von Molekülwolken, Reflexionsnebeln und Dunkelwolken im Cepheus.

In der Bildmitte die große Dunkelwolke [YMD97] CO 121.

62 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 63



Astronomische Vereinigungen

Astronomische Vereinigungen

ASTRONOMIE UND SCHULE

Die Rolle der Amateurastronomie im Astronomie-

Unterricht und in der allgemeinen Bildung

von Hubert Hermelingmeier und Meinolf Bathe

Der Astronomie-Unterricht in den Schulen

nimmt in den Lehrplänen leider nur

einen geringen Platz ein. Wir finden hierzu

auch Diskussionen innerhalb der VdS. Die

Gründe hierfür mögen vielfältig sein, hängen

aber sicherlich auch mit dem Interesse

einzelner Lehrer sowie den Budgets für die

Beschaffungen entsprechender Arbeitsmittel

zusammen. Die Autoren haben in ihrer

langjährigen Tätigkeit in astronomischen

Vereinigungen unterschiedliche Erfahrungen

zu diesem Thema gesammelt.

Beispielsweise hatte der Förderverein eines

Gymnasiums ein hochwertiges Teleskop finanziert,

welches im Physikunterricht zum

Einsatz kam. Durch die Leistungsverdichtung,

mit der auch die Lehrer zunehmend

zu tun haben, vor allem jedoch durch einen

späteren Lehrerwechsel, kam das Teleskop

nicht mehr zum Einsatz und verstaubte im

Schrank. An einer anderen Schule sollte ein

Teleskop beschafft werden, der Anschaffungspreis

überzog aber leider das Budget.

An einem weiteren Gymnasium wurde eine

Sternwarte mit viel Elan errichtet, für deren

Finanzierung der Physiklehrer mit großem

Engagement Sponsoren gefunden hatte.

Der Schulträger beteiligte sich erfreulicherweise

mit den nötigen Investitionen für das

Gebäude. Jedoch bleibt auch hier zu hoffen,

dass dieses Leuchtturmprojekt für die

Schulastronomie nicht mit dem Ausscheiden

des Lehrers endet.

Tatsächlich sind die Rahmenbedingungen

für transportable Teleskope aus Sicht der

Autoren relativ ungünstig und beeinträchtigen

deren Einsatz: der langwierige Transport

zum Beobachtungsort, das anschließende

Ausrichten der Montierung, die

häufig ungünstige Wetterlage; es vergeht

viel Zeit, bis mit der Beobachtung begonnen

werden kann.

1 Schüler am

Dobson des Autors

(Bild: R. Brinkmann)

2 Anschauungsmaterial auf dem Beobachtungsplatz (Bild: Hubert Hermelingmeier)

Zum Glück haben junge Menschen aber ein

hohes Interesse gerade auch an der praktischen

Astronomie. Daher sollte trotz der

geschilderten Hindernisse dieses Potenzial

genutzt werden, um die Begeisterung für

die Astronomie und Naturwissenschaft

allgemein zu wecken und auch aufrechtzuerhalten

[1-7].

In diesem Spannungsfeld kann die Amateurastronomie

mit ihren Vereinen und

vielen guten und engagierten Fachleuten

eine wichtige Unterstützung bieten. Einer

der Autoren hat daher an die Schulen seiner

Umgebung das Angebot gerichtet, seine

Sternwarte für kleine Astronomieprojekte

zu nutzen. Die Sternwarte beherbergt zwei

Refraktoren. Das große Teleskop hat 150

mm Öffnung und 2.300 mm Brennweite.

Vergrößerungen von 38-fach bis 300-fach

sind hiermit möglich. Dieses Teleskop ist

mit einem Hα-System für die Protuberanzen-Beobachtung

auf der Sonne ausgestattet.

Das kleine Teleskop hat eine Öffnung

von 100 mm und eine Brennweite von 600

mm. Für beide Teleskope sind Objektivsonnenfilter

und ein Farbfiltersatz vorhanden.

Die Teleskope sind auf einer parallaktischen

Montierung mit elektrischer Nachführung

montiert. Aufgrund der jahrzehntelangen

Erfahrung, die der Autor in seinem Hobby

erlangt hat, schlägt er auf seiner Webseite

[8] einzelne Projekte verschiedenen Umfangs

vor. Nach kurzer Abstimmung mit

den Lehrern, Schülerinnen und Schülern

kann er das Teleskop für die Beobachtung

einrichten und die Arbeit fachlich begleiten.

Wichtig ist ihm, dass der Fachlehrer

eingebunden ist, weil dieser die Bewertungen

der Arbeitsergebnisse vornehmen

muss. Der Autor sieht sich hier „nur“ in

einer unterstützenden Rolle. Abgerundet

wird das Angebot durch die Ausleihe von

Fachbüchern des Autors, die gegen die Zahlung

einer Kaution genutzt werden können.

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1/3 Seite quer

ATB Burgwald

3 Ein Schüler bei der Mondbeobachtung

mit den Feldstecher

(Bild: R. Brinkmann)

4 Ein Grundschüler am Teleskop

bei der Mondbeobachtung

(Bild: Hubert Hermelingmeier)

Für die Beobachtung im Klassenverband

bieten die Autoren mit Unterstützung weiterer

Amateurastronomen und deren Teleskopen

bereits seit vielen Jahren Beobachtungen

auf den Schulhöfen oder auf geeigneten

Flächen in der Umgebung an (Abb.

1). Außer den Teleskopen werden beobachtungsbezogene

Schautafeln aufgestellt, um

das Beobachtete darzustellen und zu besprechen

(Abb. 2). Hier werden dann auch

die begleitenden Lehrer einbezogen. Der

Lehrer kennt die aktuellen Lehrinhalte und

kann Bezug darauf nehmen. Bei der Mondbeobachtung

(Abb. 3) gibt es beispielsweise

Schautafeln zur gebundenen Rotation, zur

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64 | Journal für Astronomie Nr. 74



Astronomische Vereinigungen

5 Mondkratersimulation

mit Grundschulkindern

(Bild: Hubert Hermelingmeier)

Entstehung der Mondphasen sowie Hinweise

zu beobachtbaren Oberflächendetails.

Die Autoren versuchen die Themen

möglichst einfach und anschaulich darzustellen,

um das Verständnis zu erleichtern.

Der Impuls zu diesen Beobachtungen

kommt oft von den Autoren selbst. Nach

Absprache mit den Lehrern wählen sie

den Zeitpunkt und den Beobachtungsort.

Dies hat sich gerade bei unsicheren

Wetterbedingungen bewährt. Über die Informationssysteme

für die Stundenpläne

lassen sich die Termine in der Schule gut

spontan publizieren.

Ferner gab es in der Vergangenheit einige

Besuche in Kindergärten und Grundschulen

(Abb. 4). Auch hier trifft man häufig

auf ein sehr interessiertes Publikum. Bei

diesen Veranstaltungen steht die praktische

Beobachtung am Teleskop im Vordergrund.

Wenn die Beobachtung wegen

des schlechten Wetters nicht möglich ist,

nutzen die Autoren ihre Rechner mit der

Planetariums-Software Stellarium. Große

Wirkung haben überdies praktische Experimente

zur Mondkraterentstehungen

(Abb. 5) [9], zur Schwerkraft [10] oder zum

„Funkeln der Sterne“ [11]. Natürlich müssen

diese Veranstaltungen jeweils individuell

vorbereitet werden. Dennoch ist es oft

vorgekommen, dass die vorbereiteten Themen

nicht angesprochen wurden, weil die

Kinder mit ihren interessanten Fragen und

Wortmeldungen selbst die „Tagesordnung“

bestimmten. Es ist immer wieder erstaunlich,

wie qualifiziert jüngere Kinder bereits

fragen und welches Wissen vorhanden ist.

Bei einer Veranstaltung zum Jubiläum der

Mondlandung konnten einzelne Grundschulkinder

sogar die Apollo-11-Besatzung

beim Namen nennen.

Die Autoren geben ihnen bekannten Physiklehrern

regelmäßig Tipps zu interessanten

Beobachtungsterminen. Die jährlichen

Astronomietage der VdS haben sich ebenfalls

als eine gute Gelegenheit für solche

Angebote herausgestellt.

Mit diesem Artikel möchten die Autoren

engagierten Amateurastronomen und

Astro nomievereinen eine Anregung geben

und dazu aufrufen, auf diese Weise das

astronomische Wissen in die Schulen und

die Bevölkerung zu tragen. Für die Schulen

Literatur- und Internethinweise (Stand: 30.11.2019):

kann es ein attraktives Angebot sein, da der

oben beschriebene Aufwand mit der Pflege

und Handhabung der Teleskope entfällt

und die Betreuung der Projektarbeit weitaus

geringer ist. Flyer für die Informationen

an die Eltern der Schülerinnen und Schüler

stehen beispielhaft zur Verfügung, werden

auf Anforderung aber auch gerne als Worddokument

verschickt, damit Inhalte und

Anschriften angepasst werden können.

[1] M. Quast, S. Hohmann, A. Schulz, 2018: „Erhebung astronomischer Lerninhalte in

den Lehramtsstudiengängen deutscher Universitäten“, Astronomie u. Raumfahrt

im Unterricht 6, S. 5-11

[2] L. Clausnitzer, 2012: „Vor fünf Jahren verlor Sachsen das Fach Astronomie“,

VdS-Journal für Astronomie 43 (IV-2012)

[3] Th. Eversberg, 2012: „Über die Effizienz der Schulastronomie – eine Erwiderung“,

VdS-Journal für Astronomie 43 (IV-2012)

[4] G. Woede, 2016: „Astrophobie als Bildungsnotstand eines Lehrers“, VdS-Journal

für Astronomie 56 (I-2016), S. 139

[5] G. Woede, 2017: „Warum ist eine Lehrerfraktion gegen das Fach Astronomie?“,

VdS-Journal für Astronomie 61 (IV-2017), S. 111

[6] H. Bernhard, 2005: „Zur astronomischen Schulbildung in Deutschland“,

www.lutz-clausnitzer.de/as/ProAstro-Sachsen/Bernhard_Studie_26.02.2005.pdf

[7] H. Hermelingmeier und M. Bathe, 2019: „Wie kann man Kinder und Jugendliche

nachhaltig für die Astronomie begeistern?“, VdS-Journal für Astronomie 70

(III-2019), S, 122

[8] H. Hermelingmeier, Homepage: www.privatsternwarte.net/schule

[9] C. Liefke, „Mit ASI und DMK Asteroideneinschläge simulieren“, VdS-Journal für

Astronomie 59 (IV-2016), S. 87

[10] H. Hermelingmeier, 2017: „Schwerkraftexperiment und Sonnensystem“, www.

privatsternwarte.net/schule/Schwerkraftexperiment_Sonnensystem_Web.pdf

[11] H. Hermelingmeier, 2020: „Experiment veranschaulicht Sternefunkeln“, VdS-

Journal für Astronomie 73 (II-2020), S. 55

Paten der Nacht

von Benjamin Mirwald

Schon wieder ein hell beleuchteter Parkplatz

in der Nachbarschaft, und noch ein

zusätzlicher greller LED-Fluter am Schaufenster

gegenüber – welche Sternwarte,

welche Hobbyastronomin kennt das nicht?

Erwartungsvoll flüchten wir im Urlaub in

Sternenparks, aber auch dorthin dringt die

Lichtverschmutzung vor. Zu verlockend

sind die billigen Leuchtmittel, so dass unsere

Nächte nach wie vor jährlich um 2 bis

6 Prozent heller werden. Aber: Durch die

schädlichen Umweltfolgen wie Schlafstörungen

und Insektensterben werden mehr

und mehr Nicht-Astronomen aufs Thema

Lichtverschmutzung aufmerksam, vor allem

in Zeiten lauter werdender Forderungen

nach Energieeinsparung. Zu Recht

werden wir in Sternwarten und Astro-Vereinen

gefragt, was wir gegen zu viel Licht

unternehmen. Dann darf der Hinweis auf

die Dark-Sky-Initiative der VdS nicht fehlen,

denn deren unermüdliche Arbeit hat

viele Lichtplaner sensibilisiert, so dass Städte

mittlerweile oft offen für eine Reduktion

der Beleuchtung geworden sind. Im Gewerbe

und in Privathaushalten ist der Trend zu

hellerem Licht jedoch ungebrochen.

Den Ingenieur und Werbefachmann Manuel

Philipp störte das bei seinen amateurastronomischen

Aktivitäten so sehr, dass

er den jüngsten Sternenpark Deutschlands

ins Leben rief: Die Winklmoos-Alm im

1 Die Lichtverschmutzung über München, Aufnahme von 2015. (Foto: B. Mirwald)

Landkreis Traunstein in den Alpen. Um

den dortigen dunklen Himmel zu erhalten,

nahm er Kontakt zu lokalen Sternwarten

auf. Wegen der immer weiter wachsenden

Lichtverschmutzung wurde schnell klar,

dass viel großflächiger etwas getan werden

muss als nur in Form von Sternenparks. Erfolg

würde das aber nur haben, wenn man

sich zusammentut, Kräfte und Knowhow

bündelt. Und so entwickelte Manuel das

Projekt „Paten der Nacht“. Es soll auf die

Bedeutung und Wichtigkeit der Dunkelheit

ganz im Allgemeinen hinweisen und

dabei klarmachen und sensibilisieren, dass

jeder von den Konsequenzen der Lichtverschmutzung

betroffen ist, aber gleichzeitig

auch jeder mit einfachen Mitteln mithelfen

kann, die Situation zu verbessern. Um

zu zeigen, dass es Menschen gibt, die ihr

Licht nach den vorgegebenen Empfehlungen

ändern („Umrüster“) oder mit ihrem

Licht schon gut oder gar vorbildlich umgehen

(„Vorreiter“), sollen diese Firmen,

Gemeinden und Personen dann öffentlich

als Positiv-Beispiele auf der Internetseite im

Verzeichnis der Paten gelistet werden.

Nach einer intensiven Diskussion der Fachgruppe

Astronomische Vereinigungen

Region Süd beim Sternwartentreffen 2019

kam Fahrt in das Projekt. Ein Flyer samt zugehöriger

Website entstand, die ersten Paten

registrierten sich. Ein ehrenamtliches

Team bildete sich. Auch der Autor selbst ist

im Projektteam von „Paten der Nacht“ aktiv.

Schnell konnten mithilfe der Teammitglieder

Paten gewonnen werden und das Verzeichnis

füllte sich rasant. Manuel wurde

von Presseanfragen förmlich überwältigt.

Astrohändler und Naturschutz-Vereine

verbreiten die Flyer, die über umwelt- und

himmelsfreundliche Beleuchtung aufklären;

Teammitglieder halten Vorträge in anderen

Vereinen und vor Lichtplanern.

Noch aber sind wenige Sternwarten als Unterstützer

von „Paten der Nacht“ verzeichnet.

Was verwundern mag, denn das Projekt

ist neutral, setzt auf positive und motivierende

Kommunikation und tiefgehende

wissenschaftliche Expertise. Das Team ist

gut vernetzt mit Forschenden und anderen

im Thema aktiven Gruppen. Es versucht

etwa, die Dark-Sky-Fachgruppenarbeit zu

ergänzen und zu unterstützen. Und nicht

zuletzt werden die Paten der Nacht in den

Medien äußerst wohlwollend rezipiert, vor

allem in Süddeutschland.

Astrovereine oder Privatpersonen,

die diesen Beitrag gelesen haben und

das Projekt unterstützen wollen, können

dies direkt via Web-Formular tun

paten-der-nacht.de/pate-werden

Sie erhalten dann einen Eintrag auf der Website, die

zugehörigen Flyer lassen sich auf Wunsch auch mit

Vereinslogo bestellen.

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Astronomische Vereinigungen

Astronomische Vereinigungen

7. Norddeutsche Tagung der Planetenfotografen

– Damian Peach berichtete über seine 30-jährige Erfahrung in der Planetenfotografie

von Kai-Oliver Detken

Am 11. Januar 2020 trafen sich in Bremervörde

zum siebten Mal begeisterte Astrofotografen

zur Norddeutschen Tagung der

Planetenfotografen (NTP) [1]. Da der Tagungsraum

nur eine begrenzte Anzahl von

Astrofotografen zuließ, musste die Teilnehmerzahl

erneut auf 40 begrenzt werden.

Dabei gab es durchaus ein noch viel größeres

Interesse an der Tagung, da der Experte

Damian Peach aus Großbritannien angereist

war, um über seine 30-jährige Erfahrung

bei Planetenaufnahmen zu berichten.

Zusätzlich erläuterte Dr. Michael Theusner

wie man mit Amateurmitteln den Nachweis

von Exoplaneten erbringen kann. Es

versprach daher eine interessante Tagung

zu werden.

Bei der Einführung des Gastgebers Dr.

Michael Schröder wurde bestätigt, dass die

Veranstaltung binnen kürzester Zeit ausgebucht

war. Themenschwerpunkt in diesem

Jahr war ein Workshop über die Bildgewinnung

und -bearbeitung von Planetenaufnahmen,

die durch den internationalen

Experten Damian Peach [2] durchgeführt

wurde. Vorab fand eine gegenseitige Vorstellungsrunde

statt, die auch einige neue

Gesichter zutage brachte. Aber auch viele

Wiederholungstäter waren erneut angereist.

Herausheben konnte man dabei den

Entwickler von FireCapture [3] Torsten

Edelmann, den Entwickler der Astronomik-Filter

Gerd Neumann [4] und Michael

Schomann vom Vorstand der Vereinigung

der Sternfreunde (VdS). Ein Mitarbeiter

von Teleskop-Service Ransburg [5] hatte

ebenfalls den weiten Weg aus Süddeutschland

auf sich genommen, um sich über den

neuesten Stand in Sachen Planetenaufnahme

und -bearbeitung zu informieren.

1 Gruppenbild aller Teilnehmer vor dem Veranstaltungsgebäude der D. Schröder KG [18]

In seinem Einführungsvortrag ging Damian

Peach erst einmal auf die Teleskoptechnik,

Seeing-Probleme und das Auflösungsvermögen

ein. Dabei war er der

Meinung, dass es kein typisches Planetenteleskop

gibt, sondern man durchaus mit

jedem Gerät brauchbare Ergebnisse erzielen

kann. Schmidt-Cassegrain-Teleskope

werden zwar meistens dafür verwendet,

was aber hauptsächlich an dem sehr guten

Preis-Leistungsverhältnis liegt. In jedem

Fall ist für gute Aufnahmen die exakte

Kollimation eines Teleskops ausschlaggebend,

weshalb dies regelmäßig durchgeführt

werden sollte. Dafür muss man sich

Zeit nehmen und nur Sterne über 45 Grad

Horizonthöhe anvisieren. Ein Rotfilter ist

dabei ebenfalls nützlich, um eine stabilere

Sicht zu erhalten. Damian Peach nutzt

neben seinem C14-Teleskop von Celestron

inzwischen remote ein Ritchey-Chrétien-

Cassegrain-Teleskop RC-1000 von ASA in

Chile [6].

Auch für die Abkühlung des Teleskops sollte

man sich Zeit lassen, da auch im Tubus

Seeing entstehen kann. Die Fokussierung

ist natürlich ebenfalls sehr wichtig und

sollte direkt am Objekt (z. B. Jupiter) erfolgen,

denn ohne einen perfekten Fokus

lassen sich keine hochauflösenden Bilder

erzielen. Der Einsatz einer Bahtinov-Maske

ist bei Planetenaufnahmen daher nicht

zu empfehlen. Ein Atmospheric Dispersion

Corrector (ADC) führt ebenfalls zu

besseren Bildern und wird von ihm bereits

unterhalb einer Planetenhöhe von 60 Grad

eingesetzt. So hat er noch bei 30 Grad Horizonthöhe

eindrucksvolle Marsbilder erzielen

können. Der ADC wird dabei von ihm

manuell justiert und nicht mittels FireCapture.

Diese Software wird aber in jedem Fall

von ihm präferiert, wofür er Torsten Edelmann

persönlich auf der Tagung dankte.

Alle Aufnahmen werden anschließend mit

WinJUPOS [7] derotiert und mit AutoStakkert

[8] zusammengesetzt. Zum Schärfen

wird nach wie vor RegiStax [9] gerne verwendet,

auch wenn dieses Programm seit

geraumer Zeit nicht mehr weiterentwickelt

wird. Hier sollte man bei den Wavelet-Filtern

möglichst nur die ersten beiden Layer

zur Bildverbesserung nutzen. Der größte

Feind einer Aufnahme bleibt aber das astronomische

Seeing, weshalb er inzwischen

nach Barbados mitsamt seinem C14-Teleskop

ausweicht. Dort entstanden nach seiner

Meinung bisher die besten Aufnahmen.

Abschließend stellte er noch seine Video-

Tutorial-Webseite [10] vor, die diverse

Bildverarbeitungsvideos enthält, aber nicht

kostenlos nutzbar ist. Eine komplett um

sich drehende Jupiter-Animation rundete

den ersten Vortrag eindrucksvoll ab.

Nach einer längeren Kommunikationspause,

die auch mit einem herzhaften Mittagessen

verbunden war, führte Damian Peach

in seinem anschließenden Workshop in eigene

Bildverarbeitungsmethoden ein. Dabei

sahen schon die Rohbilder besser aus als

manches Endergebnis anderer Planetenfotografen.

Hierbei fiel auf, dass er die Alignment-Points

in AutoStakkert manuell setzt

und dafür größere Flächen mit Überlappungen

an den Rändern verwendet. Nachdem

die Bilder mit AutoStakkert3! gestackt

und mit WinJUPOS derotiert worden sind,

findet die letzte Feinbearbeitung bei ihm

oftmals mit der Bildverarbeitungssoftware

Topaz [11] statt. Speziell das Schärfen und

Entrauschen wird von dieser Lösung durch

integrierte KI-Algorithmen sehr feinfühlig

vorgenommen. So kann man bei der Entrausch-Funktion,

im Gegensatz zu Photoshop,

die Schärfe beibehalten. Die Software

wirbt sogar damit, dass sie JPEG-Bilder zu

RAW-Aufnahmen umwandeln kann.

2 Einsatz der Bildverarbeitungssoftware Topaz an einer Jupiteraufnahme [19]

3 Damian Peach geht auf den Effekt der atmosphärischen Turbulenzen ein [18]

Abschließend stellte Damian Peach seine

Planetenaufnahmen der Vergangenheit

bis zur Gegenwart vor. Er fing bereits 1988

mit diesem Hobby an und nahm Planeten

damals auf Analogfilm auf. Erst die Webcam

von Philips im Jahr 2003 ermöglichte

mit Videoaufnahmen wesentlich bessere

Ergebnisse. Nachdem die Kameras immer

weiter verbessert und ausgetauscht wurden,

hat er nun das Kamera-Optimum mit

einer Öffnung von 40 cm an seinem Teleskop

erreicht. Auch die Aufnahme- und

Bearbeitungssoftware ist inzwischen fast

ausgereizt. Daher kann nur noch eine Verbesserung

erzielt werden, indem man auf

größere Öffnungen (45-70 cm) wechselt.

Dafür wird aber auch wiederum eine andere

Himmelsqualität benötigt, weshalb er

auf Remote-Observatorien, wie das Chilescope

[12] in Chile, ausweicht. Das kostet

aber immerhin 200 US$ pro Stunde! Auf

seiner Webseite kann man die Entwicklung

von 1991 bis heute sehr schön nachverfolgen,

was auch Mut macht für eigene Aufnahmen.

Am Ende gab Damian Peach noch

den Tipp, die besten Planetenaufnahmen

auch zu Organisationen wie British Astronomical

Association (BAA) [13], The As-

68 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 69



Astronomische Vereinigungen

Astrophysik & Algorithmen

Eine einfache Methode zum automatisierten

Fokussieren von CCD-Kameras

von Johannes Kribbel

[3] FireCapture, Webseite: www.

firecapture.de

[4] G. Neumann jr., Webseite des Astro-

Anbieters: www.gerdneumann.net

[5] Teleskop-Service Ransburg, Webseite

des Astro-Anbieters: www.

teleskop-express.de

[6] Chilescope, Teleskopdaten des

Remote-Teleskopanbieters: www.

chilescope.com/equipment-and-

Seit mehr als 10 Jahren verwende ich Focus-

Max 3.x [1] zum Fokussieren meiner CCD-

Kamera. Nach der Umstellung auf Windows

10 funktionierte die Kombination Focus-

Max und MaximDL [2] leider nicht mehr

so stabil wie früher. Da die neuesten Versionen

von FocusMax (ab 4.0) nicht mehr

kostenlos sind, habe ich nach Alternativen

gesucht, nichts für mich Passendes gefunden

und dann selbst eine Lösung entwickelt.

infrastructure/telescopes/

4 Das Organisationsteam der NTP-Veranstaltung mit den Referenten [18]

sociation of Lunar & Planetary Observers

(ALPO) [14] oder NASA Juno Mission [15]

zu schicken, da die Profi-Astronomen auch

Amateuraufnahmen auswerten würden. So

nutzen inzwischen auch die NASA und die

Europäische Weltraumorganisation ESA

seine Fotografien für ihre Arbeit.

Als zweiter Referent kam Dr. Michael

Theusner zum Thema Exoplaneten zu

Wort. Der erste von inzwischen über 4.000

Exoplaneten wurde 1995 nachgewiesen.

Als Detektionsmethoden gibt es verschiedene

Möglichkeiten: Studie der Eigenbewegung,

Transitmethode, direkte Fotografie

oder Verschiebung der Spektrallinien.

Für den Amateurastronomen ist dabei die

Transitmethode eine machbare Variante,

um selbst Exoplaneten nachweisen zu können,

da hiermit quasi eine Sternenfinsternis

erkannt wird. Die Abnahme der Helligkeit

beläuft sich dabei auf eine Differenz von

nur 0,01 mag. Eine eigene Messung wurde

vom Referenten anhand des Exoplaneten

HD189733 vorgenommen. Dafür verwendete

er die Transitvorhersage der Exoplanet

Transit Database [16]. Die Software Astro-

ImageJ [17], die auch die Profi-Astronomen

verwenden, kann anschließend für die

Auswertung kostenlos genutzt werden. So

ist man gut gerüstet, um Planeten in Neptungröße

selbst entdecken zu können.

Obwohl es dieses Mal nur zwei Referenten

auf der Planetentagung gab, verging die

Zeit wie im Flug. Aufgrund des großen Interesses

wird es auch im kommenden Jahr

einen weiteres Treffen geben, das wahrscheinlich

wieder im Januar stattfinden

wird. Inzwischen hat sich die Norddeutsche

Tagung der Planetenfotografen (NTP) zu

einem der größten und wichtigsten Treffen

in Deutschland herauskristallisiert.

Literatur- und Internethinweise:

[1] Norddeutsche Tagung der Planetenfotografen:

www.norddeutschetagung-der-planetenfotografen.de

[2] D. Peach: Homepage, www.damianpeach.com

[7] WinJUPOS, Webseite des Programms:

www.jupos.privat.t-online.

de

[8] AutoStakkert, Webseite des Programms:

www.autostakkert.com

[9] RegiStax, Webseite des Programms:

www.astronomie.be/registax/index.

html

[10] D. Peach, Video-Tutorial-Webseite:

www.patreon.com/peachastro

[11] Topaz, Webseite des Programms:

https://topazlabs.com/denoise-ai/

[12] Chilescope, Webseite des Remote-

Teleskopanbieters: www.chilescope.

com

[13] British Astronomical Association

(BAA), Webseite: https://britastro.

org

[14] The Association of Lunar & Planetary

Observers (ALPO), Webseite:

http://alpo-astronomy.org

[15] Juno-Missionsseite der NASA:

www.missionjuno.swri.edu

[16] Exoplanet Transit Database (ETD),

Webseite: http://var2.astro.cz/ETD/

predictions.php

[17] AstroImageJ, Webseite des Programms:

www.astro.louisville.edu/

software/astroimagej/

[18] Torsten Lietz: Fotografie, Astronomische

Vereinigung Lilienthal, Teil

des Organisationsteams

[19] Jürgen Ruddek: Fotografie, Astronomische

Vereinigung Lilienthal

Die Idee ist es, einfach eine Reihe von Bildern

mit unterschiedlichen Fokus-Einstellungen

aufzunehmen und dann mittels

Bilderkennung die Abbildungen der Sterne

in den Aufnahmen zu identifizieren

und deren Größe zu minimieren. Mit der

Skriptsprache Python und frei verfügbaren

Bibliotheken wie OpenCV [3], astropy [4]

und numpy [5] ließ sich diese Idee in knapp

40 Zeilen Code [6] realisieren. Vorbedingung

ist, dass die Fits-Dateien vorliegen

und im Header oder im Dateinamen die

Fokus-Position enthalten ist. Diese Dateien

können mit MaximDL „Sequences“ oder

einem weiteren Skript, das CCD-Kamera

und Fokussierer (bei mir ein Optec TCF-S)

steuert, automatisch aufgenommen werden.

Im Gegensatz zu vorher muss man

keinen helleren Stern zum Fokussieren anfahren,

sondern kann einen beliebigen Ausschnitt

am Himmel wählen, der Einfachheit

halber z. B. gleich das nächste Beobachtungsobjekt.

In einer Schleife werden dann die einzelnen

Fits-Dateien verarbeitet. Zunächst lesen

wir aus dem Header die Fokus-Position

aus. Danach ziehen wir im Bild den Himmelshintergrund

ab, so dass nur mehr die

Sterne selbst übrig bleiben. Anschließend

erzeugen wir ein Binärbild, indem wir den

Pixeln unter und über einem Schwellenwert

jeweils 0 oder 1 zuordnen. Im letzten

und entscheidenden Schritt wenden wir die

OpenCV-Funktion „findContours“ an, die

1 Bestimmung des optimalen Fokus

die Sternabbildungen erkennt und deren

Flächen ausweist. Der Algorithmus dafür

folgt den Kanten im Bild und bildet so zusammenhängende

Flächen [7]. Die Fokus-

Position und den Mittelwert aller Größen

der Sterne (hier Größe = Flächeninhalt der

Kontur in Pixel) legen wir in einer Liste

ab, mit der man dann ein X-Y-Diagramm

zeichnen kann (Abb. 1). Die genaue Größe

der Sternabbildungen ist für unser Ziel unerheblich,

so dass es auch nicht stört, wenn

diese weiter außerhalb des Fokus zu „Donuts“

werden.

Beim Verfahren von FocusMax oder MaximDL

wird von links und rechts kommend

das „Full Width Half Maximum“

ermittelt und der optimale Fokus als der

Schnittpunkt der zugehörigen Regressionsgeraden

errechnet. Da wir aber die Flächen

der Sternabbildungen bestimmt haben, liegen

die Messpunkte nun in etwa auf einer

Parabel. Um hier den optimalen Fokus zu

finden, müssen wir also bestmöglich eine

Parabel in die Messwerte fitten und danach

deren Minimum bestimmen. Auch das geht

mit Python in wenigen Zeilen. Die Bibliothek

numpy enthält eine Funktion polyfit,

die nach der Methode der kleinsten Quadrate

[8] ein Polynom findet, bei dem die

Summe der quadrierten Abstände von

Messpunkt zu Polynom möglichst gering

wird. Auch das Minimum der Parabel lässt

sich leicht als Nullstelle der Ableitung der

Parabel finden. Dazu gibt es in numpy die

Funktionen „deriv“ für die Ableitung und

das Attribut „r“ für die Nullstellen.

Für meine Zwecke der Fotometrie Veränderlicher

Sterne und meine Gerätekombination

funktioniert das Verfahren gut. Die

Vorteile sehe ich darin, dass kein hellerer

Fokus-Stern gefunden und angefahren

werden muss und der beste Fokus statistisch

aus allen Sternen im Bild berechnet

wird. Aus praktischer Sicht erspare ich mir

das Skripting der FocusMax-Applikation

für den robotischen Betrieb und nehme damit

etwas Komplexität heraus. Nachteil ist

vielleicht, dass es eine Spur langsamer geht,

weil man eine komplette Bildserie aufnehmen

muss. So dauert bei mir der Fokussiervorgang

inklusive 12 x 10 Sekunden Belichtungen

etwa drei Minuten. Aber wenn ich

bei FocusMax die Suche nach einem hellen

Stern dazunehme, relativiert sich der Aufwand

wieder. Außerdem habe ich gleichzeitig

ein paar zusätzliche Aufnahmen meines

Veränderlichen gewonnen.

70 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 71



Astrophysik & Algorithmen

Astrophysik & Algorithmen

Literatur- und Internethinweise:

(Stand 2019)

[7] S. Suzuki, K. Abe, 1985: „Topological

[1] FocusMax: https://focusmax.org

[4] Astropy Project: https://www.

Structural Analysis of Digitized Binary

(Stand 2019)

astropy.org (Stand 2019)

Images by Border Following“, CVGIP

[2] MaximDL von Diffraction Limited:

[5] numpy: https://numpy.org/ (Stand

30 1, pp 32-46

http://diffractionlimited.com/

2019)

[8] Methode der kleinsten Quadrate:

product/maxim-dl/

[3] OpenCV: https://opencv.org

[6] Source Code cvFokus.py: https://

astro.wildlbumen.at/cvFokus.html

Bleibt das Sonnensystem stabil?

– Verbesserungen der Simulation des Mehrkörperproblems

von Uwe Pilz

Im vorigen Heft habe ich ein Prinzip erläutert,

wie man das Mehrkörperproblem

der Astronomie numerisch lösen kann [1].

Das Verfahren hat keine gute Genauigkeit.

Dies liegt darin, dass die Beschleunigung

am Anfang stellvertretend für das gesamte

Zeitintervall akzeptiert wird. In Wirklichkeit

verändert sich die Beschleunigung

auch während einer recht kurzen Zeit

merklich, da sich die Körper alle bewegen.

Eine Verbesserung lässt sich mit dem Verfahren

nach Karl Heun erreichen: Man bestimmt

zusätzlich die Beschleunigung am

Ende des Intervalls und nimmt den Mittelwert

der Beschleunigung stellvertretend für

das Intervall (Abb. 1). Das Problem besteht

darin, dass man die Lage der Körper am

Intervallende nicht kennt und deshalb die

Beschleunigung auch nicht ermitteln kann.

Deshalb wird dieser Ort zunächst behelfsmäßig

mit dem Euler-Cauchy-Verfahren

berechnet und daraus die Beschleunigung

am Intervallende. Mit dem Durchschnitt

der beiden Beschleunigungswerte werden

dann die letztendlichen, als gültig

angenommenen Werte für Ort und Geschwindigkeit

berechnet. Ihr könnt diesen

Ausschnitt (S. 74) in das Programm

der vorigen Ausgabe einsetzen und damit

experimentieren, wie sich die Genauigkeit

bei Verringerung der Schrittweite erhöht.

Wikipedia, https://de.wikipedia.org/

wiki/Methode_der_kleinsten_Quadrate

Auch das Heun-Verfahren bietet Ansätze

für Verbesserungen. Zum einen kann

man in der Abbildung 1 sehen, dass die

Beschleunigung an den Intervallgrenzen

kleine Sprünge macht, weil sie ja aus einer

behelfsmäßigen Ortsbestimmung hervorgeht.

Am Ende des Schrittes kennt man

einen besseren Wert (den man als gültig

akzeptiert). Man könnte hiermit die Beschleunigung

noch einmal berechnen, was

allerdings Rechenzeit kostet (eine zusätzliche

Berechnung aller Kräfte) und das Ergebnis

damit verbessern.

Die zweite Verbesserungsmöglichkeit besteht

darin, noch mehr Stützstellen zu

benutzen. Damit kann man die Beschleunigung

nicht nur durch eine Gerade annähern,

sondern durch eine höhere Funktion,

z. B. eine Parabel, die auch eine Krümmung

berücksichtigt. Hierzu dienen so genannte

Interpolationspolynome [2]. Die so entstehenden

Verfahren werden nach Carl Runge

und Martin Wilhelm Kutta als „Runge-

Kutta-Verfahren“ bezeichnet. Die Anzahl

der verwendeten Stützstellen nennt man

die „Ordnung“ des Verfahrens. Das Euler-

Cauchy-Verfahren ist 1. Ordnung und das

Heun-Verfahren 2. Ordnung.

Die Ordnung gibt an, wie schnell sich der

Verfahrensfehler bei Verringerung der

Schrittweite verringert. 1. Ordnung heißt:

doppelte Schrittweite = halber Fehler. Für

das Heun-Verfahren 2. Ordnung hingegen

gilt: halbe Schrittweite = ein Viertel

des Fehlers. Um eine zusätzliche gültige

Stelle im Ergebnis zu erhalten, muss man

beim Euler-Cauchy-Verfahren zehnmal

so viele Rechenschritte ausführen. Beim

Heun-Verfahren genügen dazu etwa dreimal

so viele. Beim unten vorgestellten

Fehlberg-Verfahren 5. Ordnung steigt die

Rechenlast für eine zusätzliche Stelle nur

um den Faktor 1,6. Da fällt es dann nicht

mehr so ins Gewicht, dass für den einzelnen

Schritt mehrere Beschleunigungswerte

zu berechnen sind. Das Ganze hat Grenzen:

Bei Ansätzen hoher Ordnung entwickeln

die Ansatzfunktionen ein Eigenleben und

beginnen zu schwingen. Als stabil werden

Verfahren bis zur Ordnung fünf oder sechs

angesehen.

Man kann ein Verfahren schließlich so

modifizieren, dass man eine Abschätzung

des lokalen, bei einem Rechenschritt entstehenden

Fehlers erhält. Damit kann man

eine Steuerung der Schrittweite aufbauen,

welche in unserem Fall die Länge des Zeitschritts

verändert. Falls es nahe Begegnungen

zweier Körper gibt, dann verringert

sich die Schrittweite automatisch. Pionierarbeit

hierbei leistete Erwin Fehlberg, in

dem er die Runge-Kutta-Verfahren so modifizierte,

dass die Fehlerabschätzung ohne

zusätzlichen Rechenaufwand möglich war.

Konsequenterweise heißen diese Verfahren

Runge-Kutta-Fehlberg-Verfahren. Als

zweites Programm (S. 74) gebe ich ein Runge-Kutta-Fehlberg-Verfahren

5. Ordnung

an. Mit diesem Verfahren ist eine Steuerung

der Zeitschrittweite prinzipiell möglich,

wird aber für die Rechnung in diesem Aufsatz

nicht benutzt, da sich die Verhältnisse

im Rechenbeispiel „Sonnensystem“ nicht

grundlegend ändern. Für dieses Programm

sind weitere Arrays für r, v, und a nötig.

Hier im Heft habe ich diese nicht alle ausgeschrieben.

Ich habe damit untersucht, ob unser Sonnensystem

auf lange Sicht stabil ist. Die Simulation

reicht für 2 Mio. Jahre in die Zukunft

(Abb. 2). Wie man sieht – es gibt zwar

ein paar Schwankungen, aber keine dramatischen

Ereignisse. Wir brauchen uns also

für die nahe Zukunft keine Sorgen zu machen,

zumindest nicht wegen der Stabilität

des Sonnensystems. In Python dauert diese

Rechnung selbst auf schnellen Computern

viele Tage, Python ist eben nicht besonders

schnell. Dasselbe Programm unter C++ ist

in einigen Stunden fertig.

Literatur- und Internethinweise:

[1] U. Pilz, 2020: „Das Mehrkörperproblem

in der Astronomie“, VdS-

Journal für Astronomie 73, S. 91

[2] Interpolation mit Polynomen:

http://fg-astrophysik.vdsastro.de/

algInterpol.html

2 Variation von Perihel- und

Apheldistanzen der Planeten von

Venus bis Neptun. Offensichtlich

beeinflussen sich Venus und Erde

etwas, Jupiter und Saturn sind

stark gekoppelt in ihren Schwankungen.

Für die nächsten zwei

Mio. Jahre bleibt das Sonnensystem

aber grundsätzlich stabil.

1 Prinzip des Heun-Verfahrens, verglichen mit dem Euler-Cauchy-Verfahren

72 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 73



Astrophysik & Algorithmen

Atmosphärische Erscheinungen

Programm-Ausschnitt für das Heun-Verfahren (Python)

r1 = [[0 for i in range(3)] for j in range(10)]

v1 = [[0 for i in range(3)] for j in range(10)]

a1 = [[0 for i in range(3)] for j in range(10)]

:

def heun(tsteps, dt):

for t in range(tsteps):

beschleunigung(N, m, r0, a0);

for i in range(N):

for k in range(3):

r1[i][k] = r0[i][k] + dt * v0[i][k]

v1[i][k] = v0[i][k] + dt * a0[i][k]

beschleunigung(N, m, r1, a1);

for i in range(N):

for k in range(3):

r0[i][k] = r0[i][k] + dt * ( 0.5*v0[i][k] + 0.5*v1[i][k] )

v0[i][k] = v0[i][k] + dt * ( 0.5*a0[i][k] + 0.5*a1[i][k] )

Programm-Ausschnitt für das Runge-Kutta-Fehlberg-Verfahren (Python)

r2 = [[0 for i in range(3)] for j in range(10)] ...

... a5 = [[0 for i in range(3)] for j in range(10)]

r0_4 = [[0 for i in range(3)] for j in range(10)] # Ergebnis für RKF 4. Ordnung

:

def rkf5(tsteps, dt):

for t in range(tsteps):

beschleunigung(N, m, r0, a0);

for i in range(N):

for k in range(3):

r1[i][k] = r0[i][k] + 1/4*dt * v0[i][k]

v1[i][k] = v0[i][k] + 1/4*dt * a0[i][k]

beschleunigung(N, m, r1, a1);

for i in range(N):

for k in range(3):

r2[i][k] = r0[i][k] + 3/32 * dt*v0[i][k] + 9/32 * dt*v1[i][k]

v2[i][k] = v0[i][k] + 3/32 * dt*a0[i][k] + 9/32 * dt*a1[i][k]

beschleunigung(N, m, r2, a2);

for i in range(N):

for k in range(3):

r3[i][k] = r0[i][k] + 1932/2197 * dt*v0[i][k] + -7200/2197 * dt*v1[i][k] + \

7296/2197 * dt*v2[i][k]

v3[i][k] = v0[i][k] + 1932/2197 * dt*a0[i][k] + -7200/2197 * dt*a1[i][k] + \

7296/2197 * dt*a2[i][k]

beschleunigung(N, m, r3, a3);

for i in range(N):

for k in range(3):

r4[i][k] = r0[i][k] + 439/216 * dt*v0[i][k] - 8 * dt*v1[i][k] + 3680/513 * \

dt*v2[i][k] - 845/4104 * dt*v3[i][k]

v4[i][k] = v0[i][k] + 439/216 * dt*a0[i][k] - 8 * dt*a1[i][k] + 3680/513 * \

dt*a2[i][k] - 845/4104 * dt*a3[i][k]

beschleunigung(N, m, r4, a4);

for i in range(N):

for k in range(3):

r5[i][k] = r0[i][k] - 8/27 * dt*v0[i][k] + 2 * dt*v1[i][k] - 3544/2565 * \

dt*v2[i][k] + 1859/4104 * dt*v3[i][k] - 11/40 * dt*v4[i][k]

v5[i][k] = v0[i][k] - 8/27 * dt*a0[i][k] + 2 * dt*a1[i][k] - 3544/2565 * \

dt*a2[i][k] + 1859/4104 * dt*a3[i][k] - 11/40 * dt*a4[i][k]

beschleunigung(N, m, r5, a5);

for i in range(N):

for k in range(3):

r0_4[i][k] = r0[i][k]

# Ergebnis 4. Ordnung zur Fehlerberechnung

r0_4[i][k]+= dt* ( 25/216 * v0[i][k] + 0 * v1[i][k] + 1408/2565 * v2[i][k] + \

2197.0/4104 * v3[i][k] - 1/5 * v4[i][k] + 0 * v5[i][k] )

# eigentliches Ergebnis 5. Ordnung

r0[i][k]+= dt* ( 16/135 * v0[i][k] + 0* v1[i][k] + 6656/12825 * v2[i][k] + \

28561/56430 * v3[i][k] - 9/50 * v4[i][k] + 2/55 * v5[i][k] )

v0[i][k]+= dt* ( 16/135 * a0[i][k] + 0* a1[i][k] + 6656/12825 * a2[i][k] + \

28561/56430 * a3[i][k] - 9/50 * a4[i][k] + 2/55 * a5[i][k] )

# Fehler ausrechnen. Benutzung erfordert eine while- statt einer for-Schleife

err=0;

for i in range(N): # welcher Körper gibt den größten Fehler?

localErr=0;

for k in range(3):

localErr+=sq(r0_4[i][k]-r0[i][k])

localErr=sqrt(localErr)

if (localErr>err):

err=localErr;

Das 17. Himmelsbeobachtertreffen des AKM

in Lauterbach/Thüringen (6.-8.12.2019)

von Elmar Schmidt

Die Organisation dieses Treffens hatte

Reinhard Nitze aus Barsinghausen übernommen

und das mit dem Gedanken verbunden,

sich dieses Jahr zu Beobachtungen

von „Haareis“ zu versammeln, mit denen

er seit vielen Jahren im heimatlichen Deister-Gebirge

Erfahrungen gesammelt hat.

Bei Haareis handelt es sich um gefrierende

Feuchtigkeit, die offensichtlich unter Beteiligung

von Pilzgeflecht aus vermoderndem

Totholz härchenartig ausgetrieben wird und

dann in Form von weißen Locken oder Bärten

auf Ästen und Stämmen anzutreffen ist,

am besten sichtbar bei nicht vorhandener

oder nur leichter Schneedecke im Wald [1].

Natürlich ist dazu leichter Nachtfrost nötig,

und den hatte es leider nur bis wenige

Tage zuvor im über 400 m hoch gelegenen

Nationalpark Hainich neben der Jugendherberge

gegeben. Einzig Reinhard selber

war am Nikolaustag früh genug eingetroffen,

um nochmals rechtzeitig in den Wald

zu gehen. Dort wurde er von einem Ranger

angesprochen, der zu Reinhards Erstaunen

gut über das besagte Phänomen informiert

war und ihn mit seinem Geländewagen an

eine Stelle fuhr, wo tatsächlich noch Haareis

zu finden war (Abb. 1).

Gerade noch vor Einbruch der Dunkelheit

in der Herberge zurück, begrüßte er dort

die anderen sechs Teilnehmer am Treffen:

Günther Busch und den Verfasser, Claudia

und Wolfgang Hinz und schließlich Andreas

Möller und Alexander Haußmann

(Abb. 2).

Am ersten Abend zeigten Claudia & Wolfgang

eine Auswahl ihrer frisch aus Patagonien

mitgebrachten Fotos, die neben

putzigen Pinguinen und spektakulären

Landschaften wie den Torres del Paine und

dem ins Meer mündenden Perito-Moreno-

Gletscher auch weniger bekannte Gegenden

vom Südzipfel des amerikanischen

1 Haareisreste im Hainich (Foto: Reinhard Nitze)

Doppelkontinents zeigten. Atmosphärenoptisch

interessanter Höhepunkt waren die

Luftspiegelungen über Wasserflächen und

über der Pampa mit grasenden Guanacos.

Am Morgen des zweiten Tages begannen

die fachlichen Beiträge. Den Auftakt machte

Elmar, der das mit Michael Großmann

und Helga Maria Dickopf (Stephen-Hawking-Schule,

Neckargemünd) aufgelegte

Projekt eines Regenbogensimulators für

den schulischen Einsatz vorstellte. Es trägt

den Arbeitstitel „Globodrom“, weil kugelförmige

Streuer als Tropfenersatz und

Halbkugeln als Projektionsschirme eingesetzt

werden.

2 Teilnehmer am Halotreffen (Foto: Andreas Möller)

Es schloss sich ein Vortrag von Alexander

Haußmann über neue Erkenntnisse und

Erwartungen für natürliche Regenbögen

an. Hauptsächlich ging es um Ergebnisse

geometrischer Vielstrahlsimulationen an

abgeplatteten sowie – ganz neu – schwingenden

Regentröpfchen. Für diese wurden

gemessene Tropfengrößenverteilungen und

erwartbare Oszillationsfrequenzen, -amplituden

und -dämpfungen in die Modelle

eingebaut. Unter den Ergebnissen für Beobachter

am interessantesten sind vorhergesagte

Intensitätserhöhungen an Bögen

2., 4., 5. und 6. Ordnung, die allerdings

nur für bestimmte Sonnenhöhen maximal

sind und dann teilweise auf oder unter dem

74 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 75



Atmosphärische Erscheinungen

Atmosphärische Erscheinungen

3 Spiegelverkehrte

Horizont liegen. Herauszuheben ist sein

Resultat, wonach gespaltene Regenbögen

auch durch Tröpfchenoszillationen erklärt

werden könnten, mit zusätzlichen Freiheitsgraden,

um sehr anomale Spaltbögen

zu deuten [2].

In Alex’ zweitem Vortrag ging es um Simulationen

von Pollenkoronen, für welche er

verschiedene Pollenarten mit mikroskopbasierten,

realistischen Konturen, Größen

und Positionierungen ausstattete und an

Kollektiven derselben Fraunhofer-Beugungsbilder

für verschiedene Sonnenhöhen

berechnete und darstellte. Die Übereinstimmung

mit Alex’ eigenen und anderen

Fotografien vor allem des intensiven

Pollenjahrs 2018 wurde dabei erstaunlich

gut, was bei den nicht kreisförmigen Ringen

und Lichtknoten auf denselben nicht

selbstverständlich ist [3].

Anschließend stellte Elmar zum fünften

Mal in Folge die im oder dem AKM gemeldeten

deutschlandnahen Zirkumhorizontalbögen

(ZHB) des jeweiligen letzten Sommers

vor. Die 29 fotografischen und ebenso

vielen visuellen Sichtungen täuschten dabei

ein besseres ZHB-Jahr vor, als es 2019 war.

Denn die Hälfte von ihnen bezieht sich auf

nur schwache Exemplare, die sich aber mit

Sonnenhöhe und zeitlicher Lage recht nahtlos

ins Bild der Vorjahre einfügen. Seit 2015

wurden von ihm 150 ZHB ausgewertet.

Danach zeigte er noch eine Vortragspassage

mit Bildern von Andreas und ihm aus dem

Mexikanischen Nationalobservatorium auf

der Halbinsel Niederkalifornien, wo sie am

20./21. Januar 2019 eine totale Mondfinsternis

beobachtet hatten.

Gegen 15:30 Uhr lief man gemeinsam auf

den örtlichen Ausguckberg, von wo man

den Sonnenuntergang zu sehen hoffte,

nachdem es unter sonst grauem Himmel

immer wieder einmal Aufheiterungen gegeben

hatte. Jedoch trog die Hoffnung, und

es war außer einem sich gelborange färbenden

Wolkenriss nichts weiter geboten.

Abends nahm Andreas die Teilnehmer in

einem mit tollen Fotos und Videos garnierten

Reisebericht mit ins argentinische Vorandenland

zur Sonnenfinsternis am 2. Juli

2019. Eine trotz nur weniger Protuberanzen

spektakulär „fedrige“ Minimumskorona

und das immer wieder frappierende

Erdlicht auf der Mondscheibe sind hier zu

nennen.

Reinhard führte zum Thema bzw. eher

Motto des Treffens zurück, indem er uns

Polarisation eines Rosenkäfers

(Fotos: Reinhard Nitze)

einen mit seiner Actionkamera gefilmten

Waldgang im Deister zeigte, was für einen

hautnahen Eindruck von seiner Suche nach

Haareis sorgte. Teile dieses Films wurden

noch mit denselben Bildern von seiner zweiten

und für Stereoaufnahmen gekoppelten

Actionkamera zusammengesetzt und konnten

anderntags nochmals in 3D betrachtet

werden.

Nach dem Sonnabendessen gab es Alex’ bebilderten

Reisebericht über die „Light and

Color in Nature Conference“ im Juli 2019

in Bar Harbor, Maine, mit vielen bekannten

Gesichtern der Atmosphärenoptikszene.

Aus dem dortigen Vortrag von Laura Bagge

demonstrierte er eine so amüsante wie rätselhafte

Laune der Natur am toten Subjekt

eines im Weißlicht grünlich schillernden

Rosenkäfers. Betrachtet man diesen allerdings

durch Zirkularpolfilter sieht er nur in

4 Alexander Haußmann bei der Erzeugung von Pollenkoronen durch Bärlauchsporen

(Foto: Andreas Möller)

einer Orientierung so aus, in der anderen

(rechtszirkularer Filter) hingegen schwarz

(Abb. 3). Der Grund für die bevorzugte Reflexion

linkszirkular polarisierten Lichtes

von diesen und ähnlichen Kerbtieren ist

den Biologen bislang unbekannt.

Angeregt durch eine Beobachtung Reinhard

Nitzes, der durch zunächst unabsichtliches

Schütteln eines Eibenstrauchs schöne

Koronen um eine Gartenlampe produzieren

konnte, hatte sich Alexander ein Säckchen

mit Bärlauchsporen beschafft, um

zunächst bei sich in Hörlitz ebenfalls Lampenkoronen

zu produzieren. Diese fallen

wegen der geringen Größe dieser Sporensorte

von nur 30 μ sowohl sehr ausgedehnt

als auch schön farbig aus. Lycopodiumkoronen

wurden bislang nur mit bestäubten

Glasplatten gezeigt, wo sie kreissymmetrisch

ausfallen.

Wenn man den Sporenstaub hingegen in

die Luft wirft, gibt es durch aerodynamische

Ausrichtung eine wenngleich geringe Asymmetrie

der Ringe. Dies war auch schon Teil

von Alex’ Nachmittagsvortrag, doch richtig

spektakulär wurde es erst, als wir hinausgingen

und bei recht windigen Bedingungen

Bärlauchsporenkoronen um seine helle

Weißlichtlampe produzierten (Abb. 4). Erwartet,

aber frappierend dabei sind die Größenänderungen

je nach Lage der Sporenwolke

zur Lampe mit ihrem divergenten Licht,

ganz entsprechend zu der für Eisnebel-Lampenhalos

bekannten Minnaert-Zigarre.

Nicht vergessen werden sollte aber der

bislang noch zu jedem Treffen garantierte

Halo, ein kurzzeitiger, schwacher 22-Grad-

Ring um den Dreiviertelmond, der sich

dann noch mit einem Hof umgab und stoisch

auf unser Treiben herabsah.

Nach einigen eher touristischen Eindrücken

aus USA-Reisen von Elmar und Andreas

wurde es am Schlussmorgen wieder

etwas optischer. Alexander stellte seine

orientierenden Polfilterstudien an Halos

zur Diskussion. Auf diesem Gebiet wurde

nach den Arbeiten von Gunther Können

recht wenig weiter gearbeitet. Anhand von

Vexier- und Differenzbildern konnte Alex

das „Springen“ von Nebensonnen um einige

Zehntelgrad zeigen, welches auf das

schwach doppelbrechende Eis zurückführbar

ist. Ein anderes Motiv zeigte, dass

man mit einem Differenzbild gekreuzt

polarisiert aufgenommener Fotos zu einer

Kontraststeigerung gelangt, wie sie ähnlich

sonst nur mit USM- oder Rot-Blau-Differenz-Bildern

möglich ist.

Claudia Hinz machte den Abschluss mit

Fotos eines zwei Stunden lang sichtbaren

und spektakulär weit aufgespaltenen Regenbogens

vom Fichtelberg. Ebenfalls einer

Simulation würdig wäre ein ihr aus Österreich

zugesandtes Regenbogenfoto, in dem

es zusätzlich zu einer Aufspaltung noch

Interferenzbögen zu sehen gab, was im Allgemeinen

so nicht der Fall ist.

Vor dem Abschied auf dem Parkplatz beschenkte

Reinhard noch jeden Teilnehmer

mit einer mit haareishöffigem Totholz auf

Laubbett gefüllten Plastikbox, verbunden

mit dem Aufruf diese Eisform in eigenen

beregneten winterlichen Gärten bzw. auf

Veranden und Balkonen zu züchten, was

späterhin auch an verschiedenen Orten gelungen

ist.

Literaturhinweise:

[1] A. Wegener, 1918: „Haareis auf morschem

Holz“, Die Naturwissenschaften

6/41, S. 598

[2] A. Haußmann, 2019: “Rainbows from

realistically shaped drops: Higherorder

amplifications, axis tilts, and

oscillations”, 13th Conference on

Light and Color in Nature, Bar Harbor

Maine (USA), July, 15-18, 2019

[3] A. Haußmann, 2019: “Pollen coronae:

New insights from observations and

simulations”, 13th Conference on

Light and Color in Nature, Bar Harbor

Maine (USA), July 15-18, 2019

Neues aus der Fachgruppe

Deep Sky

Der Skyguide wird nun schon seit 2014 in unveränderter Form bereitgestellt und

erscheint auch regelmäßig im VdS-Journal für Astronomie. Ab dem Jahr 2021 wird

es ein paar kleinere Änderungen in Bezug auf die Gestaltung sowie den Inhalt geben.

Er wird weiterhin im Journal erscheinen und ist auch auf der Webseite unserer

Fachgruppe verfügbar. Lasst euch einfach überraschen.

Zudem wird sich das VdS-Journal für Astronomie Nr. 77 mit dem Schwerpunktthema

„Doppelsterne“ befassen. Wir freuen uns über jeden Artikel zu diesem Thema.

Der offizielle Redaktionsschluss ist am 01.11.2020. Aufgrund der größeren

Anzahl an Artikeln bitten wir darum, uns diese bis spätestens 01.10.2020 an

r.zebahl@gmx.de zu schicken.

Robert Zebahl

Deep Sky

76 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 77



Deep Sky

Deep Sky

Beobachtung Galaktischer Nebel

mit einem 10- und 21-Zoll-Teleskop

von Mathias Sawo

Im Sommer 2018 habe ich dank lang anhaltender Hochdruck-Wetterlagen viele klare Nächte zum Beobachten nutzen

können. Selbst bis in den November hinein gab es solche längeren Phasen wolkenloser Nächte. Für die Beobachtung

bin ich mit meinem 10- oder 21-Zoll-Teleskop auf die Wasserkuppe in der Rhön gefahren. Teilweise konnte

ich bedingt durch den Wind keine höhere Vergrößerung nutzen und war gezwungen, mir großflächige Objekte anzuschauen.

Einige der Ergebnisse und Zeichnungen möchte ich hier präsentieren. Die Transparenz war speziell in der

Nacht, als ich mir M 78 vornahm, außerordentlich gut, was ich so in Deutschland noch nicht erlebt habe.

IC 410 (mit 10 Zoll)

Dieses schöne Objekt (Abb. 1) befindet

sich in einem weit reichenden Gebiet aus

Nebeln, das im Fuhrmann zu finden ist.

Ohne einen Filter war zunächst der auffällige

NGC 1893, ein länglicher Sternhaufen

zu sehen. Benutzt man einen [OIII]-Filter,

wird der Sternhaufen abgeschwächt und

ein deutlicher Nebel kommt zum Vorschein.

Der Nebel war unförmig und aus

unterschiedlich hellen Segmenten zusammengesetzt.

In der Mitte wirkte er deutlich

dunkler, mit einer scharfen Kante zur südlichen

Innenseite, ein Hinweis auf die Dunkelwolke.

Für die Beobachtung nutzte ich

eine geringe Vergrößerung, da das Objekt

recht ausgedehnt ist. Bei höherer Vergrößerung

und mehr Öffnung kann man westlich

vom Nebel zwei kaulquappenartige kleine

Globulen finden, die als Simeis 130 und 129

bezeichnet werden.

NGC 2024 (mit 10 Zoll)

Noch in der gleichen Nacht beobachtete

ich NGC 2024, der auch Flammennebel

genannt wird und Teil eines Sternentstehungsgebietes

im Orion ist (Abb. 2). Auch

hier wählte ich eine eher geringe Vergrößerung

und beobachtete ohne einen Filter, da

er dann mehr Details zeigte. Ganz wichtig

war, dass der sehr helle Stern Alnitak nicht

im Gesichtsfeld zu sehen war, da er sonst die

schwachen Nebeldetails überstrahlt hätte.

Bei geduldiger Beobachtung und mit Hilfe

von indirektem Sehen in Verbindung mit

„field sweeping“ (leichter Fernrohrbewegung)

zeigte mir das Objekt einige schwache

Nebelfetzen sowie Dunkelteilungen.

3 M 78 mit 10 Zoll Öffnung und 72x bis 125x

(Zeichnung Mathias Sawo)

4 IC 1470 mit 21 Zoll Öffnung und 580x (Zeichnung Mathias Sawo)

Impression

Osternacht über der Berger Kirche

Peter Remmel fotografierte

in der Osternacht

2020 den Nordhimmel

über der 1270 Jahre

alten Berger Kirche in

Werschau (Region Hintertaunus).

Daten der

Strichspuraufnahme:

Canon EOS 6D, Objektiv

Walimex 2,8/14 mm

bei Blende 4, 125 x 30 s

bei ISO 1250, Software:

Startrails und Magic

Lantern.

1 IC 410 mit 10 Zoll Öffnung und 57x (Zeichnung Mathias Sawo) 2 NGC 2024 mit 10 Zoll Öffnung und 89x (Zeichnung Mathias Sawo)

78 | Journal für Astronomie Nr. 74

Journal für Astronomie Nr. 74 | 79



Deep Sky

Deep Sky

M 78 (mit 10 Zoll)

Im Sternbild Orion ist einer der hellsten Reflexionsnebel

am gesamten Himmel zu finden,

und ich kannte ihn schon gut von einer

früheren Beobachtung mit deutlich mehr

Öffnung. Bei der Sichtung mit meinem

10-Zoll-Teleskop (Abb. 3) erwischte ich

eine Nacht mit einer exzellenten Transparenz.

So war nicht nur ein strukturiert wirkender

M 78 mit einer scharfen Kante am

Nordrand zu sehen, sondern auch einige

der deutlich schwächeren Nebel in der Umgebung,

die allesamt eine NGC-Nummer

tragen (NGC 2064, NGC 2067, NGC 2071).

NGC 2071 zeigte sogar etwas Struktur und

wirkte V-förmig. Eine Vergrößerung von

125-fach war nötig, um diese kleineren Nebel

sicher zu erfassen.

IC 1470 (mit 21 Zoll)

Dieser Emissionsnebel im Kepheus ist

eher weniger bekannt, obwohl er recht

hell ist. Da er aber auch klein ist, sind höhere

Vergrößerungen nötig, um Strukturen

zu erkennen, bei meiner Sichtung war

das 580-fach. Recht gut zu sehen war eine

längliche Aufhellung um einen Stern herum

(Abb. 4). Nach Südost waren mit indirektem

Blick spitz zulaufende Ausläufer

zu erkennen. Bei geduldiger Beobachtung

erschienen darin hellere Knoten, wodurch

das Zentrum dunkel wirkte.

Parsamian 21 (mit 21 Zoll)

Dieses physikalisch sehr spannende Objekt

im Sternbild Adler ist ein YSO (Young

Stellar Object). Hier kann man einen noch

jungen Stern in seiner frühen Entwicklungsphase

und den angestrahlten, dazugehörigen

Reflexionsnebel beobachten. Er

ist vom visuellen Erscheinungsbild ähnlich

der eines Kometen (Abb. 5). Die südliche

Seite war hell und gut zu sehen, zusammen

mit dem feinen Stern, der mit indirektem

Sehen aus dem Nebel hervorblitzte. Deutlich

schwächer war der nach Norden verlaufende

Teil, der nur indirekt und besser

mit „field sweeping“ in seiner vollen Länge

erfassbar war.

Sharpless 254-257 (mit 21 Zoll)

Eine beeindruckende Ansammlung von

Objekten aus dem Sharpless-Katalog gibt es

am Winterhimmel zu bewundern. Um die

bis zu vier nah beieinanderliegenden runden

Nebel im Orion zu bestaunen, braucht

man dunklen und transparenten Himmel

und möglichst große Öffnungen. Auch ein

Hβ-Filter ist sehr hilfreich sowie ein kleine

Vergrößerung. Mit meinem 21-Zoll-Teleskop

und 82-facher Vergrößerung konnte

ich zunächst recht einfach Sharpless 254,

255 und 257 erkennen, mit indirektem Sehen

teilweise mit Strukturen wie Dunkelteilungen.

Deutlich schwieriger war Sharpless

256, der nur indirekt und mit „field sweeping“

sicher zu erfassen war.

Skyguide 2020 – 2 (Sommer)

von Robert Zebahl und René Merting

Unser Skyguide soll in erster Linie Anregungen

für eigene Beobachtungen geben

und wird dabei jährlich für jede Jahreszeit

fünf Objekte kurz beschreiben. Es werden

dabei sowohl leichte als auch schwierige

Objekte ausgewählt, welche nach Schwierigkeitsgrad

sortiert sind. Wie schwer ein

Objekt letztlich ist, hängt natürlich von

verschiedenen Faktoren ab, vor allem der

Himmelsqualität, der Teleskopöffnung und

der persönlichen Erfahrung.

Zu jedem Objekt werden die wichtigsten

Informationen in Kurzform angegeben.

Des Weiteren ist eine Karte, erstellt mit der

freien Software Cartes du Ciel (Skychart),

für die grobe Orientierung vorhanden, welche

Sterne bis zu einer Größenklasse von ca.

8,0 mag zeigt. Telradkreise (0,5°; 2°; 4°) auf

der Karte markieren die Position des Objekts.

Im Allgemeinen empfehlen wir aber,

eigene Aufsuchkarten zu erstellen. Die visuelle

Beschreibung des Objekts basiert

weitestgehend auf eigenen Beobachtungen

und soll lediglich als Anhaltspunkt dienen.

Übersichtskarte der Objekte für Skyguide 2020-2

5 Parsamian 21 mit 21 Zoll Öffnung und 357x

(Zeichnung Mathias Sawo)

6 Sharpless 254-257 mit 21 Zoll Öffnung und 82x

(Zeichnung Mathias Sawo)

Karte erstellt mit Cartes du Ciel

80 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 81



Deep Sky

Deep Sky

French 1 (The Toadstool)

Gamma Delphini (STF 2727)

Typ:

Doppelstern

Sternbild:

Delphinus

Koordinaten (2000.0): 20 h 46 m 39,50 s , +16° 07’ 27,40’’

Helligkeit:

4,4 / 5,0 mag

Winkelabstand 8,9’’

Positionswinkel: 266°

Jahr: 2018

Gamma Delphini ist verschiedenen Quellen zufolge ein

physischer Doppelstern in einer Entfernung von ungefähr

110 Lichtjahren. Die Hauptkomponente ist vom Spektraltyp

K1IV (orangefarbener Unterriese), sein Begleiter F7V

(weißgelber Zwerg). Das ist visuell ebenfalls nachvollziehbar.

Beobachter nehmen bei kleiner Teleskopöffnung zumindest

den Hauptstern oft als gelblich wahr. Durch die

Helligkeit und dem moderaten Winkelabstand ist dieser

Doppelstern ein einfaches Ziel, selbst unter stark aufgehelltem

Himmel. Ein Großfernglas sollte für eine Trennung

der Komponenten bei gutem Sehvermögen ausreichen,

wobei eine Vergrößerung von etwa 20-fach nötig ist.

Knapp 15 Bogenminuten südwestlich von Gamma Delphini

befindet sich noch der Doppelstern STF 2725 (AB) mit

einem Winkelabstand von gut 6 Bogensekunden. Damit

lassen sich beide Doppelsterne schön in einem Gesichtsfeld

beobachten. Hierfür sollte aber wenigstens ein kleines

Teleskop verwendet werden.

Typ:

Sternmuster

Sternbild:

Delphinus

Koordinaten (2000.0): 21 h 07 m 25 s ,

+16° 19’ 00’’

Winkelausdehnung: 12,0’ x 12,0’

Dieses Stermuster ist eine klare Empfehlung. Es

ist relativ einfach zu finden, auffällig und auch

gut für kleinere Teleskope geeignet. Die Helligkeiten

der Sterne liegen zwischen 9,2 und 10,7

mag. Der Name „Toadstool“ (Pilz) rührt vom

Aussehen dieser Sterngruppe: Der Pilz ist auf

dem DSS-Bild Richtung Südwesten gekippt, der

Stamm zeigt gen Nordosten. Der Pilz präsentiert

sich mit einem schön geschwungenen Hut und

einem breiter werdenden Stamm. Rechts am Fuße

des Pilzes befindet sich noch die Galaxie NGC

7025 (s.u.).

3 French 1, Quelle: DSS, gemeinfrei

NGC 7006 (H 1.52)

Typ:

Kugelsternhaufen

Sternbild:

Delphinus

Koordinaten (2000.0): 21 h 01 m 29,47 s ,

+16° 11’ 16,49’’

Helligkeit:

10,6 mag

Winkelausdehnung: 2,8’ x 2,8’

NGC 7025 (UGC 11681)

Typ:

Galaxie

Sternbild:

Delphinus

Koordinaten (2000.0): 21 h 07 m 47,33 s ,

+16° 20’ 09,09’’

visuelle Helligkeit: 12,8 mag

Winkelausdehnung: 1,9’ x 1,2’

Das Sternbild Delfin gehört mit einer Fläche von

knapp 190 Quadratgrad zu den 20 kleinsten der

insgesamt 88 Sternbilder, enthält jedoch zwei

Kugelsternhaufen: NGC 6934 (8,9 mag) sowie

NGC 7006. Obwohl NGC 7006 die geringere

Gesamthelligkeit hat, ist dessen Flächenhelligkeit

aufgrund der kleineren Winkelausdehnung

deutlich höher. Eine Aufsuchkarte ist aber empfehlenswert,

vor allem im städtischen Umfeld.

Teleskope ab etwa 4 Zoll Öffnung sollten den

Sternhaufen zumindest als kompakten Nebel

zeigen. Ab welcher Teleskopöffnung sind erste

Einzelsterne sichtbar?

2 NGC 7006, Quelle: Pan-STARRS, gemeinfrei

NGC 7025 ist eine Spiralgalaxie in einer Entfernung

von rund 210 Millionen Lichtjahren.

Sie wird als sogenannte LINER-Galaxie (lowionization

nuclear emission-line region) klassifiziert.

Es handelt sich bei diesem Typ um Galaxien,

deren Kernregion Emissionslinien mit

geringem Ionisationsgrad aufweist. Ein weiteres,

bekanntes Beispiel für eine LINER-Galaxie

ist die Sombrero-Galaxie (Messier 104). Unter

dunklem Himmel lässt sich NGC 7025 bereits

gut mit mittlerer Teleskopöffnung beobachten.

So zeigt sie sich schon bei 6 Zoll Teleskopöffnung

als ovale, kaum kondensierte Aufhellung.

Die schwachen Staubbänder sind möglicherweise

mit großen Teleskopen zugänglich. Aufgrund

ihrer „besonderen“ Lage am Fuße des

Pilzes (French 1) bekam sie von uns vor Jahren

auf einem Teleskoptreffen den liebevollen Beinamen

„Fußpilzgalaxie“. Das macht sie gleich viel

sympathischer.

4 NGC 7025, Quelle: Pan-STARRS, gemeinfrei

82 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 83



Deep Sky

Deep Sky

Abell 72 (PK 59-18.1)

Typ:

Planetarischer Nebel

Sternbild:

Delphinus

Koordinaten (2000.0): 20 h 50 m 02,05 s ,

+13° 33’ 29,6’’

Helligkeit:

14,6 mag

Winkelausdehnung: 2,0’ x 2,0’

Abell 72 ist ein eher kleiner Vertreter der Planetarischen

Nebel des Abell-Katalogs und zeigt unzählige,

feine Strukturen. Er ist damit sicher ein schönes

Ziel für Fotografen. Doch auch mit großem Teleskop

ab 16 Zoll Teleskopöffnung unter dunklem

Himmel lassen sich Berichten zufolge erste innere

Strukturen visuell erfassen. Mit kleinerer Teleskopöffnung

ist Abell 72 zumindest indirekt noch halbwegs

gut als rundliche, gleichmäßige Aufhellung

erkennbar. Abell 72 dürfte dem erfahrenen Beobachter

mit 5 Zoll Teleskopöffnung unter dunklem

Landhimmel keine Schwierigkeiten bereiten, wobei

eine genaue Aufsuchkarte notwendig ist. Es

wird auf jeden Fall ein [OIII]-Filter empfohlen.

5 Abell 72, Quelle: Pan-STARRS, gemeinfrei

Impression

Die Galaxienhaufen Abell 1495 und HCG 61

Erratum

Beobachten mit kleiner Öffnung

– Ein Irrtum selbst fabriziert

von Thomas Eversberg

Im VdS-Journal für Astronomie Nr. 72 habe ich zwei Irrtümer hinsichtlich

des Seeings und des Bildkontrasts (Signal-zu-Rausch-Verhältnis

S/N) bei kleinen Teleskopöffnungen beschrieben – und bin

dabei selbst einem Irrtum zum Opfer gefallen. Auf diesen Irrtum

hat mich dankenswerterweise Jochen Eislöffel von der Thüringer

Landessternwarte Tautenburg hingewiesen (danke, Jochen!). Es ist

zwar korrekt, dass das Seeing das geometrische Auflösungsvermögen

ab einer bestimmten Objektivöffnung „einfriert“ (Punkt A),

doch bei meiner Betrachtung zur erreichbaren Grenzgröße bei einem

gegebenen Signal-zu-Rausch-Verhältnis S/N (Punkt B) ist mir

ein Fehler unterlaufen. Ich erläuterte folgende Proportionalitäten

mit der Lichtintensität S, dem Photonenrauschen N, der Photonenanzahl

N e

, der Optikfläche A und der Apertur D.

Der Schritt

ist jedoch falsch, da die Gesamtzahl der

Photonen proportional zum Integral des Photonenflusses pro Zeitund

Flächeneinheit dA dt ist, nicht zur Apertur. Bei identischem

S/N kann bei doppelter Apertur ein viermal schwächeres Objekt

detektiert werden (um denselben Effekt zu erzielen, kann auch die

Belichtungszeit vervierfacht werden). Der Ansatz kann mit der Annahme

eines konstanten S/N für zwei verschiedene Aperturen (hier

mit 1 und 2 indiziert) dargestellt werden.

Da die Anzahl der aufgenommenen Photonen durch den Lichtstrom

Φ, die Optikfläche A und die Aufnahmezeit t definiert ist,

ergibt sich

Bei gleicher Belichtungszeit t 1

= t 2

= t und doppelter Apertur D, also

A 2

= 4 A 1

erhalten wir

Bei konstantem Signal-zu-Rausch-Verhältnis sieht man bei doppelter

Apertur also Objekte, die viermal schwächer sind. Dass die

Grenzgröße nicht mit dem linearen Durchmesser der Optik, sondern

quadratisch zunimmt, ist anschaulich darstellbar. Betrachten

wir dazu eine an die Dunkelheit adaptierte Augenpupille von 6 mm

Durchmesser, mit der man Objekte von 6 Magnituden erreichen

kann. Vergleicht man die Pupille mit dem Very Large Telescope

(VLT) mit einem rund 1.300-fachen Optikdurchmesser, so entspricht

dies knapp 8 Magnituden Differenz, und das VLT hätte laut

meiner Darstellung im VdS-Journal für Astronomie 72 eine Grenzgröße

von nur etwa 14 Magnituden. Wir wissen allerdings, dass

dazu ein Amateurinstrument von 11 Zoll Öffnung ausreicht! Der

VLT-Preis dürfte also begründet sein.

Neues aus der Fachgruppe

Geschichte der Astronomie

von Wolfgang Steinicke

Geschichte

Abell 1495 – am Stern links oben gelegen – ist gut 2 Milliarden Lichtjahre entfernt, die Hicksongruppe HCG 61 dagegen nur

etwa 190 Mio. Lichtjahre. Allerdings steht die blaue Galaxie (NGC 4173) nicht in HCG 61, sondern weit davor: Entfernung nur

~54 Mio. Lichtjahre. Bernd Wallner gelang diese LRGB-Aufnahme in seiner Gartensternwarte in Burghausen. Daten: 11. –

27. April 2020, 600-mm-Cassegrain bei f/8, Kamera FLI ML 16803, Gesamtbelichtungszeit 19 h, davon 9,5 h Luminanz.

In diesem Heft lesen Sie zwei Beiträge. Im ersten berichtet Klaus Rohe über „Die astronomischen Arbeiten von

Alfred Wegener“. Es ist vielleicht den meisten nicht bekannt, dass sich der bekannte Meeres- und Polarforscher

auch mit Astronomie befasst hat. Der andere Artikel erzählt den Lebenslauf eines historischen Teleskops. Gemeint

ist Max Wolfs 6-zölliger Refraktor, aufgestellt in dessen Heidelberger Privatsternwarte. Der Autor ist Klaus Wenzel.

Die nächste Geschichtstagung wird voraussichtlich vom 30.10.-1.11.2020 stattfinden. Der Tagungsort steht noch

nicht fest. Näheres dazu finden Sie zu gegebener Zeit auf der Webseite der Fachgruppe „Geschichte der Astronomie“

http://geschichte.fg-vds.de. Versorgen Sie mich auch weiterhin mit interessanten Artikeln.

84 | Journal für Astronomie Nr. 74

Journal für Astronomie Nr. 74 | 85



Geschichte

Geschichte

Die astronomischen Arbeiten

von Alfred Wegener

von Klaus Rohe

Alfred Wegener ist weltbekannt für seine

Theorie der Kontinentalverschiebung. Wenig

bekannt sind seine Arbeiten auf dem

Gebiet der Astronomie. Nach einer kurzen

Biografie wird ein Überblick seiner Arbeiten

in diesem Bereich dargestellt. Diese reichen

von Untersuchungen zu den Alfonsinischen

Tafeln in seiner Dissertation, über

Forschungen zu Meteoren und Meteoriten

bis zu Arbeiten zur Entstehung der Mondkrater

durch Impaktereignisse.

Lebenslauf

Die Tabelle im ersten Kasten gibt einen

Überblick über wichtige Ereignisse und

Stationen von Alfred Wegeners Leben. Eine

umfassende und aktuelle Biografie ist bei

Greene [15] zu finden. Gestorben ist Wegener

wahrscheinlich an Herzschwäche im

November 1930 auf Grönland. Sein Grab

wurde im Mai 1931 von seinem Bruder Kurt

gefunden. Dieser führte die Expedition zu

Ende und gab dann das aus sieben Bänden

bestehende Werk „Wissenschaftliche Ergebnisse

der Deutschen Grönland-Expedition

Alfred Wegeners“ heraus. Er übernahm die

Professur von Alfred an der Universität Graz.

Promotion in Astronomie

Alfred Wegener wurde 1905 an der Berliner

Universität promoviert. Der Titel seiner

Dissertation lautet „Die Alfonsinischen

Tafeln für den Gebrauch eines modernen

Rechners“ [1]. Es folgen zwei weitere

Arbeiten, die sich mit geschichtlichen und

philosophischen Themen aus dem Gebiet

der Astronomie und Kosmologie befassen

[2, 3]. Eine sehr ausführliche und kritische

Diskussion von Wegeners Dissertation ist

in der Abhandlung von Roland & Ute Wielen

vom Astronomischen Rechen-Institut

der Universität Heidelberg zu finden [16].

Dort wird die von Wegener entwickelte

Rechenmethode auf den astronomischen

Kalender von 1448 angewandt und mit modernen

Ephemeriden verglichen.

1 Alfred Wegner 1910 (links) und 1925 (rechts). https://de.wikipedia.org/wiki/

Alfred_Wegener

Lebenslauf von Alfred Wegener

1880 Alfred Wegener wird am 1. November in Berlin geboren

1890 - 1899 Besuch des Köllnischen Gymnasiums in Berlin

1899 Abitur

1899 - 1905 Studium der Astronomie und Meteorologie an den Universitäten

Berlin, Heidelberg und Innsbruck

1905 Promotion in Astronomie (Details s. Text)

1905 - 1906 Assistent am Königlich-Preußischen Aeronautischen Observatorium

Lindenberg. Zusammenarbeit mit seinem Bruder Kurt. Am 5. April

1906 starteten die Gebrüder Wegener von dort eine Ballonfahrt, um

meteorologische Untersuchungen durchzuführen. Sie wurde zu einem

Weltrekord! Sie legten eine Strecke von ca. 1.300 km zurück. Die Dauer

des Fluges betrug 52½ Stunden. Sie führte von Lindenberg über

Jütland bis in die Nähe von Aschaffenburg.

1906 - 1908 Teilnahme an dänischer Grönlandexpedition

1909 Habilitation an der Universität Marburg mit der Arbeit „Die Drachenund

Fesselballon-Aufstiege der Danmark-Expedition“

1912 - 1913 Teilnahme an dänischer Expedition zur Durchquerung Grönlands

1913 Heirat mit Else Köppen, Tochter des Meteorologen und Klimatologen

Wladimir Köppen

1914 - 1918 Teilnahme als Offizier im 1. Weltkrieg

1919 - 1924 Abteilungsleiter der Deutschen Seewarte in Hamburg

1924 Ordentlicher Professor für Meteorologie und Geophysik an der

Universität Graz

1929 - 1930 Grönlandexpedition und Tod

Arbeiten über Meteore/Meteorite

1915 veröffentlicht Wegener eine Arbeit

über den Farbwechsel der Meteore [4].

Wegener schließt, dass der Farbwechsel

von grün nach rot in einer Höhe von 70-80

km liegen muss, wo er den Übergang von

der Wasserstoff- zur Stickstoffatmosphäre

postuliert. 1918 legte er zu dem gleichen

Thema eine weitere umfangreiche Untersuchung

vor. Über der Wasserstoffatmosphäre

nimmt er noch eine Schicht aus

einem noch unbekannten Element an, was

leichter als Wasserstoff sein soll. Er nennt es

Geocoronium. Man weiß heute, dass dieses

Schichtenmodell grundsätzlich richtig ist,

aber nicht in der Zusammensetzung, die

Wegener aus dem Farbwechsel der Meteore

ableitet.

Am 3. April 1916 war nachmittags gegen

15:25 Uhr über Hessen ein heller Meteor

(Feuerkugel) zu beobachten. Wegener hatte

im April einen 14-tägigen Urlaub vom Militärdienst

und nutzte diese Zeit, um den Fall

systematisch zu untersuchen, um eventuell

den Rest des Meteors zu finden. Er schrieb

überregionale Tageszeitungen an, die er

bat, Aufrufe zur Einsendung von Berichten

über die Beobachtung der Feuerkugel zu

veröffentlichen. Aus diesen Berichten ging

hervor, dass der Einschlagspunkt, wenn

vorhanden, in der Nähe der Stadt Treysa

liegen musste. Er begab sich zusammen

mit seiner Frau Else in die Umgebung von

Treysa und führte dort detaillierte Befragungen

von Beobachtern der Feuerkugel

durch. Ein Befragter soll geantwortet haben:

„Da war eine feurige Wolke, in der das

Bild des Kaisers erschien“ ([6], Seite 125).

Aus den Ergebnissen der Beobachtungen

ermittelte Wegener den wahrscheinlichen

Einschlagsort. Eine sehr ausführliche Beschreibung

von Wegeners Recherchen wird

in [5] gegeben. Im Januar 1917 wurde dann

ca. 800 m von dem vorausgesagten Einschlagsort

entfernt ein Eisenmeteorit mit

2 Aus: A. Wegener, 1921, „Die Entstehung der Mondkrater [9], Seite 13

einer Masse von ca. 60 kg in einer Tiefe von

1,6 m gefunden. In [7] unterzieht Wegener

die in [5] beschriebene Vorgehensweise

einer kritischen Analyse. Es war das erste

Mal, dass ein Meteorit durch systematische

Auswertungen von Beobachtungen gefunden

wurde.

1927 veröffentlicht Wegener noch eine Arbeit

über die Geschwindigkeit großer Meteore

[10], in der er die veröffentlichten Daten

von Meteorbeobachtern untersucht. Er

wendet eine modifizierte Methode der Geschwindigkeitsbestimmung

an und kommt

zu dem Ergebnis, dass die meisten Meteore

eine hyperbolische heliozentrische Geschwindigkeit

haben und daher nicht aus

unserem Sonnensystem stammen können.

Entstehung der Mondkrater

Wegener war der Ansicht, dass der Großteil

der Krater auf dem Mond durch den

Einschlag von Meteoroiden entstanden

war. Dies stand im Gegensatz zur der damals

gängigen Ansicht, dass die Mondkrater

vulkanischen Ursprungs sind. Um

seine These zu untermauern, führte er im

Winter 1918/1919 in Marburg Experimente

mit Zementstaub durch, um künstliche

„Mondkrater“ zu erzeugen. Die Ergebnisse

86 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 87



Geschichte

Geschichte

dieser Experimente veröffentlichte er 1919 und 1920 [8, 9]. Außerdem

fasste er seine Thesen zur Entstehung der Mondkrater in einer

Monografie mit dem Titel „Die Entstehung der Mondkrater“ zusammen,

die 1921 vom Verlag Vieweg herausgegeben wurde. Wegener

setzt sich hier ausführlich mit den vier damals hauptsächlich

diskutierten Hypothesen zur Entstehung der Mondkrater auseinander.

Sie sind im zweiten Kasten beschrieben.

Gegen die Blasen- und Gezeitenhypothese, die teilweise durch Laborexperimente

gestützt wurden, argumentiert er, dass man die

Laborverhältnisse nicht auf einen Himmelskörper wie den Mond

übertragen könne, da im Labor Adhäsionskräfte dominieren, wohingegen

bei Himmelskörpern Massenkräfte ausschlaggebend

sind. Gegen die Vulkanhypothese, die damals von vielen Wissenschaftlern

akzeptiert wurde, argumentiert er mit einem Bild, in

dem er die Querschnittsprofile von Mondkratern und irdischen

Vulkanen maßstabsgerecht einzeichnet (Abb. 2). Man sieht, dass

sich die Querschnittsprofile von Vulkanen und Mondkratern deutlich

unterscheiden. Die von ihm bevorzugte Aufsturzhypothese

untermauert er mit der Beschreibung und Bildern von den Versuchen,

die er im Winter 1918/1919 in Marburg durchgeführt hatte

[8, 9]. Er beschäftigt sich dann noch mit dem Barringer-Krater in

Arizona, der auch damals schon von vielen als Impaktkrater betrachtet

wird und fragt sich, ob weitere auf der Erde zu finden seien.

Einen Hinweis darauf, dass es weitere Krater geben müsste, sieht er

z. B. in den Moldaviten ([9], Seite 39). Heute weiß man, dass diese

beim Nördlinger-Ries-Impakt entstanden sind. 1928 untersuchte

Wegener einen Krater in Estland [11], der heute als Kaali-Meteoritenkrater

bekannt ist (Abb. 3), und stufte ihn als Impaktkrater ein,

was sich aus heutiger Sicht als richtig erwies. Mit diesen Hypothesen

zur Entstehung von Impaktkratern auf dem Mond und der Erde

ist Wegener seiner Zeit weit voraus, denn erst nach 1960 wurde die

Theorie der Entstehung der Mondkrater durch Impakt allgemein

anerkannt und es wurden auch viele geologische Strukturen auf der

Erde mit großer Sicherheit als Impaktkrater identifiziert, z. B. das

Nördlinger Ries und das Steinheimer Becken.

Hypothesen zur Entstehung der Mondkrater

Aufsturzhypothese:

Der Großteil der Krater auf dem Mond ist durch Impakt von

kosmischen Körpern entstanden.

Blasenhypothese:

Die Krater sind in der Frühzeit des Mondes durch aufsteigende

Gasblasen im flüssigen Inneren entstanden, die an der Mondoberfläche

explodierten.

Gezeitenhypothese:

Die Krater sind in der Frühzeit des Mondes, als die starre

Oberfläche noch sehr dünn war, durch Gezeitenkräfte auf das

flüssige Innere entstanden. Diese Kräfte verursachten teilweise

einen Durchbruch des flüssigen Magmas durch die dünne,

starre Mondoberfläche. Durch Erstarrung bildeten sich dann

ringförmige Strukturen.

Vulkanhypothese:

Der Großteil der Krater auf dem Mond ist vulkanischen

Ursprungs.

Literaturhinweise:

[1] A. Wegener, 1905: „Die Alfonsinischen Tafeln für den Gebrauch

eines modernen Rechners“, Inaugural-Dissertation

Friedrich-Wilhelms-Universität Berlin, Druck E. Ebering

[2] A. Wegener, 1905: „Die astronomischen Werke Alfons X“,

Bibliotheca Mathematica, Zeitschrift für Geschichte der

Mathematischen Wissenschaften, Teubner, Leipzig, 3. Folge,

6. Band, 2. Heft, S. 129-185

[3] A. Wegener, 1906: „Über die Entwicklung der kosmischen

Vorstellungen in der Philosophie“, Mathematisch-Naturwissenschaftliche

Blätter, Band 3, S. 61-64, u. S. 78-82

[4] A. Wegener, 1915: „Ueber den Farbwechsel der Meteore“, in:

„Das Wetter“, Sonderheft zum 13. April 1915, S. 62-66

[5] A. Wegener, 1917: „Das detonierende Meteor vom 3. April

1916, 3½ Uhr nachmittags in Kurhessen“, Sitzungsberichte

der Gesellschaft zur Beförderung der gesamten Naturwissenschaften

zu Marburg 1917, 14 (1)

[6] A. Wegener, 1918: „Der Farbwechsel Großer Meteore“, Abh.

Kaiserl. Leop.-Carol. Deutsch. Akademie Naturforscher

(= Nova Acta 104) 1, S. 1-34

[7] A. Wegner, 1918: „Über die planmäßige Auffindung des

Meteoriten von Treysa“, Astronomische Nachrichten 207,

S. 185-190

[8] A. Wegener,1919: „Versuche zur Aufsturztheorie der Mondkrater“,

Sitzungsberichte der Gesellschaft zur Beförderung

3 Kaali-Meteoritenkrater: https://de.wikipedia.org/wiki/

Kaali_(Saaremaa)

der gesamten Naturwissenschaften

zu Marburg 1919 (2), 7-10

[9] A. Wegener, 1921: „Die Entstehung

der Mondkrater“, Friedrich Vieweg

und Sohn, Braunschweig

[10] A. Wegener, 1927: „Die Geschwindigkeit

großer Meteore“, Die Naturwissenschaften

15, Heft 12, Berlin,

S. 286-288

[11] E. Kraus, R. Meyer, A. Wegener,

1928: „Untersuchungen über den

Krater von Sall auf Ösel“, Kurlands

Beiträge zur Geophysik 20,

Der Wolfsche Sechszöller

– Der Lebenslauf eines historischen Teleskops

von Klaus Wenzel

Beim „Wolfschen 6-Zöller“ handelte es sich

um einen 6-Zoll-Refraktor mit einem Objektiv

von Reinfelder und Hertel auf einer

deutschen Montierung der Firma Sendtner,

der ab 1885 in einer 5-m-Kuppel im Hinterhof

des Wohnhauses der Familie Wolf in der

Heidelberger Märzgasse 16 aufgestellt war.

Dieses Teleskop war sozusagen das erste

Mosaiksteinchen der Heidelberger Astronomie

vom Königsstuhl bis zum 3,5-m-Teleskop

auf dem Calar Alto. Eine besondere

historische Bedeutung muss man ihm zugestehen,

da mit ihm der erste Kleinplanet

((323) Brucia) auf fotografischem Wege

entdeckt wurde, was eine Revolution in der

Kleinplanetenforschung bedeutete.

Zunächst benutzte Max Wolf dieses Instrument

für visuelle Beobachtungen. Doch

schon frühzeitig setzte er auf die Fotografie.

Erstes fotografisches Objekt war der Stern

Zeta Ursae Majoris am 24. September 1887

mit einer Belichtungszeit von 40 s durch das

Hauptrohr. Ab 1889 begann Max Wolf kleinere

Objektive (Kranz 5 Zoll und Steinheil

61 mm) an den Refraktor zu montieren, um

damit größere Sternfelder aufzunehmen.

Der Refraktor selbst wurde bei diesen Aufnahmen

als Leitrohr verwendet. Der große

Erfolg folgte dann am 22. Dezember 1891,

als er auf der Platte A358 mit Brucia (323)

seinen ersten Kleinplaneten entdecken

S. 312-378

[12] E. Wegener, Alfred Wegener, 1960:

„Tagebücher, Briefe, Erinnerungen“,

F. A. Brockhaus, Wiesbaden 1960

[13] G. Ehmke, 1980: „Alfred Wegener

und die Himmelskunde. Ein Beitrag

zum 100. Geburtstag des bedeutenden

Naturforschers“, Die Sterne 56,

Heft 6, S. 331-340

[14] Mott T. Greene, 1998: „Alfred Wegener

an the Origin of Lunar Craters“,

Earth Sciences History 17, No. 2,

Impacts Issue: Rocks from Space?

konnte. Dies war die erste fotografische

Entdeckung eines Kleinplaneten

überhaupt.

Wenige Wochen zuvor (9.-10.

September 1891) belichtete Max

Wolf die Region um Deneb über

zwei Nächte insgesamt 13 Stunden

und 5 Minuten. Auf dieser

kontrastreichen Aufnahme entdeckte

er die gesamte Form des

Nebels NGC 7000, den Wilhelm

Herschel bereits am 24. Oktober

1786 als schwache, extrem große,

sehr diffuse Nebelregion entdeckt

hatte. Die Form des Nebels erinnerte

Max Wolf an Nordamerika,

damit war der Eigenname „Nordamerikanebel“

geboren.

(1998), pp. 111-138

[15] Mott T. Greene, 2015: „Alfred Wegener:

science, exploration, and the

theory of continental drift“, Johns

Hopkins University Press

[16] Roland u. Ute Wielen, 2017: „Alfred

Wegener und das Astronomische

Rechen-Institut“, Astronomisches

Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie,

Universität Heidelberg,

Heidelberg: https://archiv.ub.uniheidelberg.de/volltextserver/24001

(Stand: Januar 2020)

1 Die historische Kuppel mit dem Wolfschen

6-Zöller in der Heidelberger Märzgasse um 1890

Ende Januar/Anfang Februar

1892 wurde das Teleskop mit einer

6-Zoll-Portraitlinse (f/5) von

Voigtländer (I) aus Braunschweig

aufgerüstet. Ab Januar 1893 kam

eine weitere 6-Zoll-Voigtländerlinse

(II) hinzu, damit war der

Astrograf fertig. Es konnten nun

2 Der 6-Zöller mit den Voigtländer-

Kameras in der alten Kuppel um 1892

88 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 89



Geschichte

Geschichte

3 Ausschnitt aus der Entdeckungsaufnahme A358 mit dem Kleinplaneten Brucia (323)

vom 22. Dezember 1891. Brucia ist die kleine Strichspur an der Spitze des Pfeiles. Bei dem

hellen Stern südwestlich von Brucia handelt es sich um SAO 78858. Bei dem dunklen Strich

in der linken unteren Ecke handelt es sich leider um eine Beschädigung der Platte.

gleichzeitig identische Sternfelder aufgenommen

werden, um etwaige Plattenfehler

zu erkennen. Eine der Hauptaufgaben

des Astrografen war die Suche nach neuen

Kleinplaneten. Kleinplaneten verrieten

sich auf den belichteten Platten durch

kleine Strichspuren, aufgrund der Eigenbewegung

während der relativ langen Belichtungszeit,

die durchaus einige Stunden

betragen konnte.

Die letzten Aufnahmen in der Heidelberger

Altstadt wurden am 29. Juni 1897 belichtet,

danach wurde das Instrument abgebaut und

in einer extra hierfür errichteten Kuppel

(weiße Kuppel) auf dem Gelände des neu

gegründeten Astrophysikalischen Observatoriums

der Badischen Landessternwarte

auf dem Königstuhl wieder aufgebaut.

Der reguläre Beobachtungsbetrieb auf dem

Königsstuhl startete am 28. Juni 1898, Ziel

war der Stern Deneb (Alpha Cygni) mit Belichtungszeiten

von 30 bzw. 45 Minuten.

Der 6-Zöller war nun bis zur Inbetriebnahme

des Bruce-Astrografen am 16. August

1900 das Hauptinstrument der Sternwarte

und wurde danach weiterhin, meist durch

die Assistenten, hauptsächlich zur Suche,

Überwachung und Bahnbestimmung von

Kleinplaneten, Kometen und veränderlichen

Sternen genutzt. Aber auch Max Wolf

ließ es sich nicht nehmen, von Zeit zu Zeit

mit seinem alten 6-Zöller zu beobachten.

Im September 1915 trat dann ein Defekt an

der Kuppel auf. Deshalb wurde das Instrument

demontiert und erst nach Installation

einer neuen Kuppel (schwarze Kuppel) im

5 Die „weiße“ Kuppel des 6-Zöllers auf

dem Königsstuhl (rechts). Bei der Kuppel

am linken Bildrand auf dem kleinen Turm

handelt es sich um die Kuppel des Bruce-

Teleskops. Aufnahme um 1900.

Juni 1919 wieder in Betrieb genommen.

Die letzte Platte wurde mit diesem Instrument

am 16. Juni 1939 4 min lang belichtet.

Das Ziel war der Veränderliche P Cygni. Es

war die Platte mit der laufenden Nummer

A8393.

Der Wolfsche 6-Zöller verblieb dann vermutlich

ungenutzt die nächsten beiden

Jahrzehnte in seiner Kuppel. Er wurde erst

1960 abgebaut und als Museumsstück im

heutigen Ostinstitut aufgestellt.

Bis heute verließ das Instrument noch zweimal

den Königsstuhl. Einmal 1961 zu einer

Ausstellung anlässlich der 575-Jahr-Feier

der Universität Heidelberg im Heidelberger

Schloss. Den zweiten Ausflug machte der

Refraktor vom November 2009 bis September

2010 in die Universitätsbibliothek nach

Heidelberg, anlässlich des Internationalen

Jahres der Astronomie.

Heute steht er wieder an seinem Platz im

Heidelberger Ostinstitut und kann dort

besichtigt werden. Die alte Kuppel in der

6 Der Wolfsche 6-Zöller in seiner Kuppel

auf dem Königsstuhl um 1900, Bild von

M. Wolf

4 Ausschnitt der historischen Aufnahme

des Nordamerikanebels vom 9.

und 10. September 1891

7 Die Sternwarte um 1930. Links im

Vordergrund die „schwarze“ Kuppel des

6-Zöllers. Im Hintergrund die Kuppel des

Waltz-Reflektors und am rechten Bildrand

die Kuppel des Bruce-Teleskops.

90 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 91



Geschichte

Jugendarbeit

Auf der Jagd nach Wolkenlücken

von Anna Bauernschmitt

8 Der 6-Zöller mit dem Autor als Museumsstück

im Ostinstitut

9 Okulareinblick mit den

Voigtländer-Kameras I und II

Heidelberger Märzgasse ist ebenfalls noch

erhalten und kann zumindest von außen

besichtigt werden. Die Kuppel auf dem

Königsstuhl, die zwischen dem Walz-Reflektor

und dem Hauptgebäude gestanden

hatte, wurde vermutlich in den 1960er Jahren

abgebaut.

Die Bezeichnung „Wolfscher 6-Zöller“ geht

übrigens auf Max Wolf selbst zurück. Auf

dem von ihm beschrifteten Einbanddeckel

des ersten Beobachtungsbuches steht:

„Aufnahmen mit dem Wolf 6-Zöller“

Die Abbildungen 1 - 7 für diesen Beitrag wurden freundlicherweise

von der Landessternwarte, Zentrum für Astronomie der

Universität Heidelberg zur Verfügung gestellt.

Die historischen Himmelsaufnahmen sind im Internet unter

http://dc.g-vo.org/hdap frei verfügbar (siehe auch: Sterne und

Weltraum 3/2010, S. 68).

Besten Dank auch an Herrn Dr. Holger Mandel für die Unterstützung

bei Recherchen in der Landessternwarte Heidelberg.

Vom 27.7. bis zum 10.8.2019 fand wieder

das alljährliche astronomische Sommerlager

der VEGA e.V. [1] statt und dieses

Jahr konnten wir Jubiläum feiern. Schon

seit zwanzig Jahren kommen Jugendliche

und junge Erwachsene zusammen, um für

zwei Wochen ein gemeinsames Interesse

zu verfolgen: Astronomie. Neben allerlei

Workshops, Vorträgen, täglichen Arbeitsgruppen

und auch vielem nicht-astronomischem

Programm standen für uns vor

allem die nächtlichen Beobachtungen an

erster Stelle. Das ausgewählte Schullandheim

in Bischofsheim an der Rhön [2], wo

das ASL schon mehrmals stattgefunden

hat, bot für alle Beobachter einen atemberaubenden

Sternenhimmel.

Zur Freude von ein paar Teilnehmern und

natürlich mir wurden dieses Jahr verschiedene

Astroprojekte angeboten, wie zum

Beispiel die Beobachtung von Exoplaneten

mit der Transitmethode und unter anderem

auch „Mein erstes Astrofoto“. Da mich

Astrofotografie schon immer sehr begeistert

hat, wollte ich mich mit einer kleinen

Gruppe darin versuchen. Das stündliche

Aktualisieren und Vergleichen des Wetterberichts

war bei meiner Projektpartnerin

Johanna Müller und mir deshalb an der Tagesordnung.

1 M 31 mit sichtbarer Begleitgalaxie M 32 am 06.08.2019, 60 Bilder je 30 s belichtet,

Details s. Text. Foto: Anna Bauernschmitt und Johanna Müller

Dass dieses Gebiet ein sehr großes Frustpotenzial

mit sich bringen kann, durften

wir hier am eigenen Leib erfahren. Wenn

man es dann mal geschafft hatte, eine Kabeltrommel

zu organisieren, keine Spiegel

am Teleskop dejustiert und die Akkus der

Kameras geladen waren und man endlich

bereit war, ein paar Bilder aufzunehmen,

machte einem das Wetter einen Strich

durch die Rechnung. Doch trotz der vielen

Wolken fanden wir ein paar klare Nächte

fürs Beobachten. Unser Ziel: M 31 – die

Andromedagalaxie (Abb. 1). Fotografiert

haben wir durch das Sky-Watcher-10-Zollf/4-Newton-Teleskop

von Jan Beckmann

– einem der Projektleiter – und mit einer

Spiegelreflexkamera Nikon D5600 von Lukas

Weis, welcher uns dabei tatkräftig unterstützt

hat. Zudem mit ISO 3200 und einer

Gesamtbelichtungszeit von 30 Minuten.

Toll dabei war vor allem zu lernen, was alles

in so ein Bild hineinfließt, inklusive der

Auswertung. Mit dieser haben wir uns in

den Tagen danach beschäftigt. Verwendet

haben wir hierfür hauptsächlich Fitswork

[3], DeepSkyStacker [4] und Nikon Capture

NX-D [5]. Unser erstes Astrobild dann

schließlich auf dem Bildschirm zu sehen,

war ein tolles Gefühl, und es hat mich auf

jeden Fall dazu motiviert, in Zukunft mehr

auf diesem Gebiet zu versuchen. Natürlich

haben wir nicht nur M 31 beobachtet, sondern

dazu kamen auch verschiedene Nebel,

Quasare, Sternhaufen und andere Galaxien.

Egal wie kalt oder unbequem es draußen

war, man konnte uns - wann immer

der Himmel es zuließ – an den Teleskopen

finden. Es war schön, von den älteren Teilnehmern

unseres „Observer-Teams“ schon

ab der ersten Nacht sofort aufgenommen zu

werden und ihnen jederzeit über die Schulter

sehen zu können.

Letztendlich waren die zwei Wochen sowie

unser Astroprojekt ein voller Erfolg und ich

kann nur jedem empfehlen, sich auch mal

in der Astrofotografie auszuprobieren, egal

ob „Himmel“ oder „Deep-Sky“.

Internethinweise (geprüft 27.03.2020):

[1] Astronomisches Sommerlager der

VEGA: www.vega-astro.de

[2] Schullandheim Bischofsheim: https://

bauersberg.rhoeniversum.de/

[3] Fitswork Software: www.fitswork.de/

software/download.php?f=bin/

Fitswork447.zip

[4] DeepSkyStacker Software: http://

deepskystacker.free.fr/german/

[5] Nikon Downloadcenter: https://

downloadcenter.nikonimglib.com/de/

products/162/Capture_NX-D.html

92 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 93



Kleine Planeten

Kleine Planeten

Neues aus der Fachgruppe Kleine Planeten

von Gerhard Lehmann

Kosmische Begegnungen

von Klaus Hohmann und Wolfgang Ries

Die Nächte im Sommer sind kurz, aber vielleicht

haben Sie auch Lust, einen Kleinplaneten

zu beobachten. Es muss nicht immer

die Astrometrie im Vordergrund stehen.

Nahe scheinbare Begegnungen mit Deep-

Sky-Objekten haben ebenfalls ihren Reiz.

Unser FG-Mitglied Wolfgang Ries hat für

den Sommer solche Ereignisse zusammengestellt

und ruft zur Beobachtung auf.

Im kommenden Jahr wird die FG Kleine

Planeten ihre 24. Kleinplanetentagung

durchführen. Wenn Sie diese Zeilen lesen,

ist die diesjährige Kleinplanetentagung

schon wieder Geschichte. Wir hoffen,

schon bald einen Tagungsbericht veröffentlichen

zu können. Informationen zum Ort

und zum Zeitpunkt der 24. Kleinplanetentagung

2021 entnehmen Sie bitte der Kleinplanetenseite

[1].

Dr. Lutz D. Schmadel (1942-2016) war viele

Jahre am Astronomischen Recheninstitut

(ARI) tätig [2]. In bleibender Erinnerung

ist er auch durch sein 1992 erstmals veröffentlichtes

Buch „Dictionary of Minor

Planet Names“. Dieses immer wieder aktualisierte

Werk enthält Informationen zur

Entdeckung und Namensgebung von Asteroiden.

Unter anderem beinhaltet es auch

eine Einteilung der Kleinplanetennamen

nach verschiedenen Kategorien.

Der Autor dieser Zeilen hat 2017 auf der

Kleinplanetentagung in Leiden/NL diese

Kategorien genutzt und die in der FG entdeckten

sowie danach benannten Kleinplaneten

zugeordnet (Abb. 1). Die Kategorie

der „Städte, Häfen und Gebäude“ befindet

sich an dritter Position. Dieser schönen

Tradition folgend hat unser FG-Mitglied

Erwin Schwab seinen Kleinplaneten mit

der Nummer 274835 nach der alten Kaiserstadt

Aachen [3] benannt.

Wenn Sie Lust bekommen haben, vielleicht

auch einmal Kleinplaneten zu beobachten,

dann sind Sie herzlich eingeladen. Als Mitglied

in der FG Kleine Planeten werden Sie

Gleichgesinnte treffen und von den Erfahrungen

der anderen profitieren.

Internethinweise (geprüft 27.03.2020):

[1] Kleinplanetenseite:

www.kleinplanetenseite.de/

[2] Lutz D. Schmadel: https://de.

wikipedia.org/wiki/Lutz_D._Schmadel

[3] Aachen: https://de.wikipedia.org/

wiki/Aachen

Ab und zu findet man auf Astroaufnahmen

von Deep-Sky-Objekten kurze Strichspuren.

Der Verursacher ist meist ein Kleinplanet,

der sich während der Belichtungszeit

ein kleines Stück auf seiner Bahn um die

Sonne weiterbewegt hat. Für viele Astrofotografen

sind solche zufälligen kosmischen

Begegnungen eine Bereicherung des Bildes.

Besonders dann, wenn man nach einiger

Recherche herausfindet, wer der Verursacher

der Strichspur war.

Nachdem in der letzten Ausgabe ein Zwergplanet

an der kosmischen Begegnung beteiligt

war, ist diesmal zum ersten Mal ein

waschechter Planet Akteur unserer Artikelreihe.

Zu verdanken haben wir diese

Premiere Rüdiger Graf aus Ulm. Rüdiger

hat schon viele Jahre Interesse an der Astronomie.

Seine Versuche mit den üblichen

Kaufhausteleskopen endeten aber eher

frustrierend. Erst der Kauf eines 10-zölligen

Schmidt-Cassegrains vor ein paar Jahren

von einem Sternfreund und dessen tatkräftige

Unterstützung brachte den Durchbruch

für das Hobby Astronomie. Seither

ist Rüdiger ein eifriger Astrofotograf und

Beobachter. Meist beobachtet er vom heimischen

Balkon aus, weswegen er seine

Homepage [1] unter dem Namen „Balkon-

Sternwarte Gögglingen“ laufen hat. Das

Sichtfeld vom Balkon aus ist zwar etwas

eingeschränkt, aber der Blick von Südost

bis Südwest ist einigermaßen dunkel, während

im Norden die Lichtglocke von Ulm

Astronomie stark beeinträchtigt. Falls er

1 Die in der FG entdeckten, nummerierten und danach benannten Kleinplaneten, den Kategorien von Dr. Lutz D. Schmadel zugeordnet,

(Stand: 2017). Bild: Gerhard Lehmann

1 Neptun, Triton und (135) Hertha, aufgenommen von Rüdiger Graf mit einem 80 mm Apochromaten f/6 und einer ASI1600MC-Kamera,

Bildausschnitt ca. 40% des Kameragesichtsfeldes.

94 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 95



Kleine Planeten

Kometen

2 Eine Detailansicht von Abb. 1, Pfeil oben: (135) Hertha, Pfeil unten: Neptun mit Triton,

im zeitlichen Abstand von 140 Minuten. Bild: Rüdiger Graf

doch mal ein Ereignis nicht vom Balkon aus

sehen kann, weicht er in seinen Garten aus.

Das heutige Bild [2] entstand in der Nacht

vom 10. auf den 11. August 2019. Der zunehmende

Mond war schon zu 80% beleuchtet.

Trotzdem wollte Rüdiger die klare Nacht

unbedingt für Astroaufnahmen nutzen.

Als Optik wählte er seinen 80-mm-Apochromaten

mit einer ASI1600MC-Kamera.

Zuerst wurde fleißig am Mond fotografiert.

Als der immer tiefer sank, wurde auf Neptun

geschwenkt. Die kurze Brennweite von

480 mm ist eigentlich zu kurz für Planeten,

aber Rüdiger wollte mit seinen Aufnahmen

die Bewegung des Planeten vor den Sternen

zeigen. Damit wandelt er auf den Spuren

Tabelle 1

von uns Kleinplanetenbeobachtern, die ja

durch Blinken die Asteroiden im Sternenfeld

finden. Die beiden Aufnahmen von

Rüdiger entstanden mit einer Zeitdifferenz

von ca. 140 Minuten (Abb. 2), wobei in

der Zwischenzeit der Hantelnebel fotografiert

wurde. Diese Zeitdifferenz reicht aus,

um auch beim fernen Neptun bereits eine

kleine, aber deutliche Bewegung zu erkennen.

Womit Rüdiger aber nicht gerechnet

hat, war erstens, dass auf den Aufnahmen

auch der Mond Triton sehr gut zu sehen ist

und zweitens, dass auch ein weiterer heller

Punkt herumhüpfte. Er identifizierte ihn

als den Kleinplaneten (135) Hertha.

Neptun ist bekanntlich der 8. und derzeit äußerste

Planet im Sonnensystem. Visuell ist er

als bläuliches Minischeibchen, das maximal

ca. 7,8 mag hell werden kann, zu sehen. Am

11. August 2019 war er ca. 4,34 Milliarden

km von der Erde entfernt. Der Durchmesser

des Gasplaneten beträgt knapp unter 50.000

km und entspricht damit ca. dem Vierfachen

des Erddurchmessers.

Für die Umrundung der Sonne benötigt

Neptun fast 165 Jahre. Entdeckt wurde er

1846 von dem deutschen Astronomen Johann

Gottfried Galle aufgrund von Berechnungen,

die der französischen Mathematiker

Urbain Le Verrier über Bahnstörungen

des Planeten Uranus durchführte. Derzeit

sind 14 Neptunmonde bekannt. Der weitaus

größte von ihnen ist Triton mit ca. 2.700

km Durchmesser. Er besitzt eine Helligkeit

von ca. 13,5 mag und wurde bereits 17 Tage

nach der Entdeckung Neptuns vom britischen

Amateurastronomen William Lassell

gefunden. Triton könnte ursprünglich ein

Objekt des Kuipergürtels gewesen sein, das

von Neptun eingefangen wurde. Das würde

seine auffällige Umlaufbahn um seinen Planeten

erklären. Triton kreist sehr nahe um

Neptun, wobei seine Bahn als einziger „großer“

Mond im Sonnensystem retrograd, also

Ausgewählte, besonders empfehlenswerte Begegnungen von Kleinplaneten

mit Deep-Sky-Objekten für das 3. Quartal 2020

Datum Uhrzeit Kleinkörper mag Objekt Art mv Abstand

19.07.2020 23:00 (2638) Gadolin 15,7 NGC 6751 PN 11,9 7’

21.07.2020 23:00 (2965) Surikov 15,5 M 26 OC 8,0 7’

17.08.2020 22:00 (24827) Maryphil 15,4 NGC 6822 Gx 8,7 10’

20.08.2020 24:00 (6070) Rheinland 15,8 NGC 7443/4 Gx 12,9 2’

17.09.2020 24:00 (257) Silesia 13,7 NGC 7606 Gx 10,8 5’

18.09.2020 24:00 (2920) Automedon 15,7 NGC 7817 Gx 11,8 5’

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

entgegen der Drehrichtung seines Planeten,

verläuft. Er nähert sich außerdem immer

weiter Neptun an und wird wahrscheinlich

in ca. 100 Mio. Jahren die Roche-Grenze

unterschreiten und von den Gezeitenkräften

Neptuns zerrissen werden. Falls dann noch

intelligente Wesen im Sonnensystem existieren,

können sie zwei schöne Ringplaneten

bewundern.

Der Kleinplanet (135) Hertha, ein Asteroid

des inneren Hauptgürtels, war während

der Aufnahme ca. 147 Mio. km von der Erde

entfernt. Als ca. 80 km großer Brocken

braucht er für die Umrundung der Sonne

ca. 3 Jahre und 10 Monate. Seine Helligkeit

betrug 10,5 mag. Sie wurde 1874 von

dem deutsch-amerikanischen Astronomen

Christian Heinrich Friedrich Peters entdeckt,

der sie nach einer nordischen Göttin

benannte. Peters entdeckte 48 Kleinplaneten

und zwei Kometen und war damit einer

der erfolgreichsten Kleinplanetenentdecker

seiner Zeit [3].

Bedeutende Kometen

des vierten Quartals 2019

von Uwe Pilz

C/2017 T2 PANSTARRS

Dieser Komet wurde im letzten Quartal am

meisten beobachtet. Seine Helligkeit stieg

während der letzten Monate des Jahres

2019 von 12 mag auf 10 mag an. Damit war

er ein Ziel auch für kleinere Instrumente.

Der Staubschweif besteht aus sehr großen

Partikeln, die Analyse mit meinem Schweifsimulationsprogramm

ergab 150-200 μ.

Solche großen Partikel bewegen sich nur

langsam vom Kometenkern hinweg. Dadurch

ergibt sich ein sehr gut kondensierter

Komet. PANSTARRS war auch von Standorten

mit mäßiger Lichtverschmutzung gut

zu erkennen. Das Foto von Norbert Mrozek

gibt den visuellen Anblick gut wieder (Abb.

1). Der Komet verfügte über eine schwache

äußere Koma, die auf dem eingefügten Bild

von Roland Fichtl gerade so erkennbar ist.

Visuell war dies nicht erreichbar.

Kosmische Begegnungen finden täglich

statt. Die Tabelle auf Seite 98 enthält eine

kleine Auswahl interessanter Begegnungen

zwischen Kleinplaneten und Deep-Sky-Objekten,

die von uns erstellt wurde. Damit soll

Ihnen Ihr Weg zum persönlichen Bild einer

kosmischen Begegnung erleichtert werden.

Eine Möglichkeit, sich täglich über aktuelle

kosmische Begegnungen zu informieren,

finden Sie auf der Homepage von Klaus Hohmann

[4]. Dort kann sich der interessierte

Astrofotograf in dem von Klaus geschriebenen

Tool kosmische Begegnungen anzeigen

lassen. Interaktiv hat man die Möglichkeit,

verschiedene Parameter wie die Helligkeit

des Deep-Sky-Objektes oder die Helligkeit

des Kleinplaneten selbst auszuwählen, um eine

passende Konjunktion für sich zu finden.

Wir möchten Sie im Namen der Fachgruppe

Kleine Planeten der VdS bitten, Ihre kosmische

Begegnung einzusenden, um zukünftige

Ausgaben des VdS-Journals für Astronomie

mit Ihren Bildern zu bereichern. Schicken

1 C/2017 T2 PAN-

STARRS, 30.11.2019,

21:10 UT, Instrument:

20-Zoll-Hypergraf

(f/8), 40 min belichtet

mit Canon-CCD-Kamera

(Norbert Mrozek).

Einfügung: 4. Dezember

2019, 22:35 UT,

Instrument: 16-Zoll-

Newton (f/2,5), 12 min

belichtet mit Canon-

CCD-Kamera (Roland

Fichtl).

Sie die Bilder per Mail mit dem Betreff „Kosmische

Begegnung“ an ries@sternwarte-altschwendt.at.

Bitte vergessen Sie nicht das

Aufnahmedatum, die fotografierten Objekte

und die Daten des Teleskops bzw. der Kamera

mitzuteilen. Der Autor eines ausgewählten

Bildes wird anschließend aufgefordert, eine

unkomprimierte Version des Bildes für den

Druck zur Verfügung zu stellen.

Internethinweise (geprüft 27.03.2020):

[1] Homepage: https://

balkonsternwartegoegglingen.

blogspot.com/

[2] Homepage: https://

balkonsternwartegoegglingen.

blogspot.com/p/veroffentlichungen.

html

[3] C.H.F. Peters: https://de.wikipedia.

org/wiki/Christian_Heinrich_

Friedrich_Peters

[4] Homepage: http://astrofotografie.

hohmann-edv.de/aufnahmen/

kosmische.begegnungen.php

96 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 97



Kometen

2 C/2018 N2 ASASSN, 30.10.2019,

21:10 UT, Instrument: 12-Zoll-Astrograf

(f/3,6), 40 min belichtet mit Sony-CCD-

Kamera. Nördlich des Kometen die

diffuse Galaxie PGC 2666. Bild: Martin

Nischang

C/2018 N2 ASASSN

Die Helligkeit dieses Kometen nahm

gegen Ende des Jahres langsam ab.

Dennoch wurde er von unserer Fachgruppe

visuell beobachtet. Das Bild

von Martin Nischang zeigt die Passage

an der Zwerggalaxie PGC 2666, wenige

Bogenminuten nördlich des Kometen.

Die schwache Galaxie ist auf dem Foto

gerade so zu erkennen.

2I/Borisov

war eine Besonderheit: Er ist der erste

Schweifstern, der nachweislich nicht

aus dem Sonnensystem stammt. Er

konnte bis Mitte Dezember von Mitteleuropa

aus in ausreichender Höhe am

Morgenhimmel beobachtet werden.

Da die Magnitude unterhalb von 15

mag lag, war er vom deutschen Sprachraum

aus visuell nicht erreichbar. Michael

Jäger fotografierte bereits Ende

Oktober den Vorübergang des seinerzeit

nur 16 mag hellen Kometen an Regulus

und der Zwerggalaxie Leo I.

Anzeige

1/1 Seite

Spektrum der

Wissenschaften

3 2I/Borisov, 26.10.2019, 03:30 UT,

Instrument: 8-Zoll-Astrograf (f/2,0), belichtet

mit ASI-1600-CMOS-Kamera. Der

helle Stern ist Regulus, die Galaxie nördlich

davon Leo I. Bild: Michael Jäger

98 | Journal für Astronomie Nr. 74



Mond

Mond

Neue Mondbilder

Peter Riepe

Wieder einmal kamen sehr viele schöne Mondbilder

zusammen. Dabei waren es nicht nur wirkungsvolle

irdische Stimmungsbilder mit dem

Erdtrabanten über interessanter Kulisse, sondern

auch gut aufgelöste Aufnahmen der Mondoberfläche.

Bildeinsender waren verschiedene Astrofotografen

aus dem gesamten deutschsprachigen

Raum. Dafür allen einen herzlichen Dank. Leider

ist es aber nicht möglich, alle eingesandten Bilder

zu zeigen. Hier ein repräsentativer Querschnitt.

Viel Spaß beim Anschauen.

1 Manfred Kiau zeigt uns die Konjunktion der

85 Stunden alten Mondsichel mit dem -1,9 mag

hellen Jupiter am 31.10.2019 um 17:45 Uhr MEZ.

Aufnahmeort war die Ostsee-Nehrung Graswarder

nördlich von Heiligenhafen mit Blick auf den Osthafen.

Kamera: Canon 7D MkII mit Objektiv Canon

EF 24-70 mm f/2,8 L USM, Belichtungszeit 2,5 s

bei Blende 4, 70 mm Brennweite und ISO 200.

3 Mondaufgang vor der Burg Hochosterwitz (Kärnten) am Karfreitag, 19.04.2019, gegen 20:18 Uhr von Werner

Probst aufgenommen. Apochromat TV 127is (1:5,2), Canon 5D MkII, belichtet 0,8 s und 1/400 s bei ISO 400.

2 Harald Kaiser nahm den Mond mit

dem nahestehenden Planeten Jupiter

ganz spontan am Abend des 16.06.2019

auf. Schnell war das Fotostativ aufgestellt,

Kamera mit Objektiv Sony FE 70-

200 aufgesetzt, bei 200 mm und Blende

5,6 bei ISO 3200. Hier ein Ausschnitt.

Belichtet wurde 10 x 1/1.000 s auf den

Mond und 1 x 1/50 s auf Jupiter.

4 Auch Reinhard Kaltenböck fotografierte den Ostervollmond 2019 am Karfreitag in Emmerich

am Niederrhein. Teilweise sind die Rheinwiesen mit Sträuchern bepflanzt, um für Vögel

und andere Tiere Lebensräume zu schaffen. Die Signalleuchte im Bild befindet sich an der Einfahrt

zum Sicherheitshafen. Skywatcher AC 80/400, Canon EOS 100D fokal, 1/4 s bei ISO 100.

100 | Journal für Astronomie Nr. 74

Journal für Astronomie Nr. 74 | 101



Mond

Mond

5 Werner E. Celnik und Dieter Sporenberg hielten mit einem Meade

ACF 356 mm / 3.560 mm und einer Kamera QHY5III178c bei f = 6 m

auf die Bodenwellen Dorsa Smirnov um den Krater Le Monnier B

(Very, Bildmitte) im Mare Serenitatis. Oben im Dunkel der Rand des

Großkraters Posidonius, rechts unten der rund 1.100 m hohe Mons

Argaeus. Aufnahme vom 02.08.2018 um 00:03 Uhr UT auf Farm Tivoli

(Namibia), UV/IR-Sperrfilter, Einzelbelichtung 15 ms, Videodauer

180 s mit 2 fr/s.

6 Südbereich des Mondes mit Wallebene Clavius und Krater

Tycho. Aufnahme vom 14.02.2019 in Mülheim/Ruhr. Optik war ein

Celestron C 9,25 SC mit 235 mm Öffnung und 2.350 mm Brennweite.

Als Kamera wurde eine ZWO ASI120MM verwendet. Bildautor Udo

Siepmann bearbeitete den Stack aus 400 Frames mit AutoStakkert,

Registax und Photoshop CS5.

8 Bei mittelmäßiger

Luft und 3 °C brauchte

Jens Leich am Abend

des 15. Februar 2019 in

seiner Sternwarte in Wiehl-

Marienhagen 96 Minuten,

das Mare Humorum mit den

vermerkten Kratern zu zeichnen.

Diese Zeichnung gehört zu den

großflächigsten, die er bisher vom

Mond angefertigt hat. Starfire-130-mm-

Apochromat, Okular DeLite 3mm bei 279-

facher Vergrößerung. Man beachte die vielen

Detailstrukturen in Gassendi.

7 Südsüdostbereich des Mondes (Ausschnitt aus einem Panorama), aufgenommen von Manfred Wolf am 20.06.2018 in Köngetried.

In der Mitte der rechten Bildhälfte der Krater Boussingault - zwei ineinander verschachtelte Krater. Links unterhalb davon Bogulawsky,

weiter links Manzinus mit flachem Kraterboden und vielen Kleinstkratern, darüber Mutus. Videoaufnahme mit Celestron 14 und Kamera

TIS SkyRis 445M, Brennweitenverlängerung 1,7-fach mit Baader Q-Turret, Baader-IR-Passfilter, Verwendungsrate 5%, AutoStakkert 3.

9 Am 16. und 17.02.2019 nahm Ralf Kreuels aus Kempen mit einem Celestron 11 bei 2.800 mm Brennweite und einer Kamera

ASI178MM plus Grünfilter ebenfalls den Krater Gassendi auf (zum Vergleich mit Abb. 8). Im Livebild konnte er blickweise die maximale

Auflösung sehen. Pro Motiv wurden ca. 3.000 Bilder belichtet und daraus ein 28%iger Stack mittels AutoStakkert AS!3 angefertigt.

102 | Journal für Astronomie Nr. 74

Journal für Astronomie Nr. 74 | 103



Sonne

Sonne

Zyklus 25

Warum wir jetzt Magnetogramme brauchen

von Heinz Hilbrecht

Der neue Sonnenfleckenzyklus 25 kündigt sich

nun mit klaren Signalen an. Über Weihnachten

2019 und zum Jahreswechsel 2019/2020 gab es

drei Aktivitätsgebiete mit Sonnenflecken. Alle

standen bei rund 25 bis 30 Grad heliografischer

Breite, also in ziemlich hohen Breiten auf der

Sonne. Doch waren sie wirklich Boten des neuen

Zyklus 25?

Es ist bekannt, dass die Flecken des nächsten Zyklus

zuerst in hohen heliografischen Breiten auftauchen

und die Aktivitätsgebiete dann im Verlauf

des Zyklus zu immer niedrigeren heliografischen

Breiten wandern. Doch das physikalisch wichtige

Merkmal ist die Polarität des Magnetfelds in bipolaren

Gruppen. Mit dem Wechsel zum nächsten

Zyklus tauchen immer mehr Sonnenfleckengruppen

auf, die eine entgegengesetzte Polarität

des Magnetfelds im Vergleich zum ablaufenden

Zyklus aufweisen.

Ein paar Hintergründe

In einer bipolaren Sonnenfleckengruppe gibt es

zwei Zentren, in denen sich die Sonnenflecken

konzentrieren. Die Achse zwischen beiden liegt

– sehr vereinfacht gesprochen – ungefähr parallel

zu den Breitenkreisen auf der Sonne. Die Flecken

„vorne“ in Richtung der Sonnenrotation werden

p-Fleck genannt, vom englischen „preceding“

1 Magnetogramm der Sonne vom 26. Dezember

2019. Zwei Aktivitätsgebiete brachten B-Gruppen

hervor. AR 12753 und AR 12754 zeigen die Polarität

von bipolaren Sonnenfleckengruppen des neuen

Zyklus 25, die auf der Nord- und Südhalbkugel entgegengesetzt

ist. Quelle: SDO/NASA (Courtesy

of NASA/SDO and the AIA, EVE, and HMI science

teams.)

2 Magnetogramm der Sonne vom 3. Januar 2020.

Die Fleckengruppe in AR 12755 zeigt die Polaritätsverteilung

des neuen Zyklus 25 auf der Südhalbkugel:

„schwarz vorn“. Quelle: SDO/NASA (Courtesy

of NASA/SDO and the AIA, EVE, and HMI science

teams.)

(vorausgehend). Die nachfolgende Fleckenkonzentration

heißt f-Fleck, vom englischen

„following“ (nachfolgend). Im ablaufenden

Sonnenfleckenzyklus 24 trugen

die Aktivitätsgebiete mit einem regulären

bipolaren Magnetfeld auf der Südhalbkugel

das Merkmal „weiß vorn – schwarz hinten“.

„Weiß“ und „schwarz“ zeigen in Magnetogrammen

die Richtung des Magnetfelds an.

Schwarz bedeutet, die Feldlinien sind vom

Beobachter weggerichtet. Weiß markiert

sind Flächen im Magnetfeld, in denen die

Feldlinien auf den Beobachter zugerichtet

sind. Die üblichen Bezeichnungen für

Nord- und Südpol eines Magnetfelds vermeiden

wir bewusst, wie unten noch erklärt

wird.

Im Zyklus 24 waren also auf der Südhalbkugel

die Feldlinien im p-Fleck typisch auf

den Beobachter zugerichtet („weiß“) und

im f-Fleck vom irdischen Beobachter weg

(„schwarz“).

Auf der Nordhalbkugel war es bei bipolaren

Gruppen genau umgekehrt: „schwarz vorn

– weiß hinten“. Die Polaritätsverteilung

verhält sich nämlich auf der Nordhalbkugel

umgekehrt wie auf der Südhalbkugel.

Im neuen Zyklus 25 kehrt sich die Polaritätsverteilung

in einer bipolaren Fleckengruppe

um: „schwarz vorn – weiß hinten“

für die Südhalbkugel - „weiß vorn – schwarz

hinten“ für die Nordhalbkugel. Allein das

ist ein sicheres Merkmal, um die Aktivitätsgebiete

des alten und des neuen Zyklus

zu unterscheiden. Die heliografische Breite

liefert den Verdacht, nicht den Beweis.

3 AR 12755 mit einer B-Gruppe am 2. Januar 2020, 12:20 Uhr UT. Den p-Fleck bildete eine

ungewöhnlich große Umbra, in der Lichtbrücken beobachtbar waren. Refraktor 123 mm/

738 mm, Baader-Herschelkeil mit Solar-Continuum-Filter, Kamera: ASI183MM. Belichtungszeit

0,5 ms, als Ausschnitt aufgenommen, Aufnahmezeit 90 s. Verarbeitung mit AutoStakkert

(Drizzle auf 150%), Schärfung mit Registax. Bild: Sven Melchert

Kleine Aktivitätsgebiete und sogar einige

sehr kurzlebige A- und B-Gruppen (nach

der Waldmeier-Klassifikation) mit der Polaritätsverteilung

des kommenden Zyklus

25 gab es immer wieder seit ungefähr drei

Jahren. Das ist normal – die Aktivitätszyklen

überlappen sich. Bisher waren solche

Magnetfeldkonfigurationen klein, kurzlebig

und undeutlich. Das hat sich zum Jahreswechsel

2019/2020 klar geändert.

Zweimal Süd, einmal Nord,

alle Zyklus 25

Am 24. Dezember 2019 erschien das Aktivitätsgebiet

AR 12753 als B-Gruppe bei

einer heliografischen Breite 29 Grad S. Die

relativ hohe Breitenlage weckte den Verdacht

auf eine Zugehörigkeit zum Zyklus

25. Das Magnetogramm in der Abbildung

1 liefert den Beweis: „schwarz vorn – weiß

hinten“.

AR 12754 erschien ebenfalls am 24. Dezember

als B-Gruppe, die sich aber schon

am 26. Dezember zur Waldmeier-Klasse

A entwickelte. Das Gebiet verschwand am

29. Dezember 2019 durch die Sonnenrotation

hinter dem Sonnenrand. Mit einer

heliografischen Breite von 25 Grad N war

AR 12754 ein Kandidat für den neuen Fleckenzyklus

25. Das Magnetfeld entwickelte

sich interessant. Zuerst entstand die Fleckengruppe

ganz ohne erkennbare Polaritätsverteilung

und entwickelte erst am 26.

Dezember ein bipolares Magnetfeld mit

„weiß vorn – schwarz hinten“. Das ist die

neue Polaritätsverteilung des Zyklus 25 für

die Nordhalbkugel.

Die dritte Fleckengruppe in AR 12755 erschien

am 1. Januar 2020 bei einer heliografischen

Breite von 35 Grad S in der Nähe

des Ostrands der Sonne. Sie begann sofort

als B-Gruppe, am 5. Januar 2020 hatte sie

sich zu einer A-Gruppe entwickelt. Das

Magnetfeld war eindeutig: „schwarz vorn

– weiß hinten“, also Zyklus 25 (Abb. 2).

AR 12755 war ungewöhnlich, da eine auffallend

große Umbra den p-Fleck bildete

(Abb. 3).

Und noch eine Lichtbrücke

Der p-Fleck in AR 12755 war groß genug,

um auch mit Amateurteleskopen eine

Lichtbrücke in einer Umbra ohne Penumbra

zu beobachten. Normalerweise sind

isolierte Umbren zu klein, um die – tatsächlich

oft vorhandenen – Lichtbrücken

in ihnen regelmäßig zu beobachten. Eine

„Alarm-Meldung“ im SONNE-Forum auf

dem Internet-Forum der VdS lenkte das Interesse

auf das Phänomen. Tatsächlich hatte

Sven Melchert diese Lichtbrücke bereits fotografiert,

visuelle Beobachtungen lieferten

weitere Bestätigung (Abb. 3).

104 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 105



Sonne

Sonne

Sonnenfleckenminimum erreicht?

4 Für ein Magnetogramm wird physikalisch gemessen,

ob die Magnetfeldlinien eines aktiven Gebiets auf

den Beobachter zugerichtet sind oder vom Beobachter

weg. Steht das Magnetfeld in Randnähe, liefern die

Messungen deshalb eine „falsche“ Polaritätsverteilung.

Die Polarität im f-Fleck am Ostrand der Sonne und im

p-Fleck am Westrand wird auf einer zu großen Fläche

dargestellt. Quelle: Wikipedia (https://de.wikipedia.org/

wiki/Sonnenfleck#/media/Datei:Sunspot_diagram.svg,

05.01.2020) / Heinz Hilbrecht

Provisorische Sonnenflecken-Relativzahlen

des SONNE-Netzes der Fachgruppe Sonne

(Monatsmittel, ungeglättet und geglättet)

von Januar 2018 bis Januar 2020. Die

im Beitrag von Heinz Hilbrecht genannten

Fleckengruppen hatten einen großen Anteil

daran, dass die Relativzahlen um den Jahreswechsel

2019/2020 wieder leicht anstiegen.

Ob damit das Ende des aktuellen Minimums

begonnen hat, kann noch nicht mit Gewissheit

gesagt werden.

Andreas Bulling

Die Lichtbrücke entstand zunächst als einfache

Lichtbrücke, die die Umbra teilte.

Entlang der Lichtbrücke gab es Helligkeitsveränderungen

in Zeitskalen von Minuten

bis wenigen Stunden. Bis zum 4. Januar

5 Das Magnetogramm der Sonne am 12. Juli 2014. Im Westen (rechts) stehen mehrere Fleckengruppen,

für die das Magnetogramm aufgrund des Randeffekts nicht die wirkliche Polaritätsverteilung

anzeigt. Scharfe Grenzen zwischen den Polaritäten, ungefähr parallel zum

Sonnenrand kennzeichnen solche Artefakte eindeutig. Beispiele sind durch Pfeile markiert.

Auf der Nord- und Südhalbkugel sind die Polaritäten der p- und f-Flecken entgegengesetzt.

Quelle: SDO/NASA (Courtesy of NASA/SDO and the AIA, EVE, and HMI science teams.)

hatten mehrere Lichtbrücken ungefähr

senkrecht zueinanderstehend die Umbra in

fünf Umbren zerlegt. Die Breite der Lichtbrücken

betrug dabei nur eine bis zwei Bogensekunden.

Hartes Brot für die Beobachter,

aber mit viel Geduld für den richtigen

Moment geringer Luftunruhe von Erfolg

gekrönt.

Vorsicht Falle!

Bei der Interpretation von Magnetogrammen

lauert eine Falle, denn in den Messungen

stecken Randeffekte. Deshalb entsteht

der verbreitete Fehler, „schwarz“ oder

„weiß“ mit der tatsächlichen Polaritätsverteilung

in einer Fleckengruppe gleichzusetzen.

Die Richtungsangabe für die Magnetfeldlinien

mit den Farben im Magnetogramm

ist physikalisch korrekt und gibt

allein die Messung wieder.

Allerdings bedeutet das nicht zwingend

magnetisch Nord oder Süd, denn auf der

gekrümmten Sonnenoberfläche entstehen

Artefakte, die eine einfache Interpretation

nur in der Nähe der Scheibenmitte

zulassen. Die Abbildung 4 zeigt, wie diese

Artefakte entstehen. Ein klarer Hinweis

auf solche Artefakte sind scharfe und sonnenrandparallele

Grenzen zwischen den

beiden Polaritäten. Die Abbildung 5 zeigt

verschiedene Beispiele.

Allerdings zeigen sich scharfe Grenzen als

Warnhinweis erst einigermaßen nahe am

Sonnenrand. Tatsächlich wird aber auch

weiter entfernt vom Sonnenrand die Fläche

der randnäheren Polarität im bipolaren

Fleck zu groß dargestellt. Deshalb macht es

zum Beispiel wenig Sinn, Flächenmessungen

an Magnetogrammen durchzuführen.

Streifende Sternbedeckungen

durch den Mond im 3. Quartal 2020

von Eberhard Riedel

Die Monate August und September sowie die erste

Hälfte des Oktobers bieten gleich sieben sehenswerte

und einfach zu beobachtende streifende

Bedeckungen von Sternen durch den Mond. Die

Landkarte zeigt die Grenzlinien dieser Ereignisse

quer über Deutschland, die der mittlere Mondrand

während des Vorbeizuges am Stern beschreibt. Von

jedem Punkt in der Nähe dieser Linien ist zum

richtigen Zeitpunkt das oft mehrfache Verschwinden

und Wiederauftauchen des Sterns bereits in

einem kleinen bis mittleren Fernrohr zu verfolgen.

Alle sieben Streifungen finden am unbeleuchteten

nördlichen Mondrand in ausreichendem Abstand

zum hellen Mondterminator statt. Der Mond ist

jeweils abnehmend, so dass alle Ereignisse in die

2. Nachthälfte fallen.

Grundlage der hier veröffentlichten Profildaten sind

Laser-Messungen des amerikanischen Lunar Reconaissance

Orbiters, die in ein dichtes Netz von librationsabhängigen

Profilwerten umgerechnet wurden.

Um streifende Sternbedeckungen erfolgreich beobachten

zu können, werden eine ganze Reihe

präziser Informationen benötigt. Die europäische

Sektion der International Occultation Timing Association

(IOTA/ES) stellt diese Daten zur Verfügung.

Kernstück ist die Software ‚GRAZPREP‘ des

Autors, die sowohl eine komplette und stets aktualisierte

Auflistung aller interessanten Ereignisse

Sternbedeckungen

106 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 107



Sternbedeckungen

Sternbedeckungen

als auch für jedes Ereignis die genauen Koordinaten

der Grenzlinien und viele weitere

Informationen liefert. Darüber hinaus

kann von jedem Standort aus das Profil des

Mondes und die zu erwartende Sternbahn

grafisch in verschiedensten Vergrößerungen

dargestellt werden, um so den besten

Beobachtungsstandort auswählen zu können.

Letzterer muss auch unter Berücksichtigung

der Höhe optimiert werden,

Ereignis 1: 08.08.2020

Am frühen Morgen des 8. August zieht ab

03:11 Uhr MESZ der zu 82% beleuchtete

abnehmende Mond mit seinem Nordrand

am 6,9 mag hellen Stern SAO 128787 vorbei.

Die Streifung ist im südöstlichen Bayern

auf einer Linie von Garmisch-Partenkirchen

über Penzberg und Landshut bis

Viechtach zu sehen.

Die Abbildung 1a zeigt für die Länge 12°

Ost, dass die scheinbare Sternbahn (blauweiß

gestrichelte Linie mit Minutenangaben)

den mittleren Mondrand (weiß gepunktet),

für den die geografische Breite

der Streifung berechnet ist, um 03:15:10

Uhr gerade berührt. Zu sehen ist aber

auch, dass es an dieser Beobachtungsposition

wegen des abgesenkten Mondterrains

zu keiner Sternbedeckung kommen wird.

Die roten Begrenzungslinien geben vor,

wie sich, bedingt durch die Mondparallaxe,

die scheinbare Sternbahn verschiebt,

wenn man die vorausberechnete Position

um 3.000 m nach Norden bzw. Süden verlässt

(jeweils senkrecht zur Richtung der

Streifungslinie).

In dieser Grafik ist das Mondrandprofil in

12-facher Überhöhung dargestellt, weshalb

auch die Krümmung der scheinbaren

Sternbahn grafisch erforderlich ist. Auf

diese Weise kann besser beurteilt werden,

wann und wie viele Bedeckungsereignisse

im Einzelnen zu erwarten sind. Beobachter

an verschiedenen Stationen erleben somit

sehr unterschiedliche Kontaktzeiten.

weil diese einen Einfluss auf den Blickwinkel

zum Mond hat. Hierzu können höhenkorrigierte

Grenzlinien automatisch in

eine Google-Earth-Karte übertragen werden,

mit der es dann einfach ist, die besten

Beobachtungsstationen festzulegen.

Einen weiteren Einfluss auf die zu beobachtenden

Kontakte hat auch die Höhe des

Beobachtungsortes, für die die aufzusuchende

Beobachtungsposition korrigiert

werden muss. (zur Software s. o.)

Die Abbildung 1b zeigt die voraussichtliche

Situation bei einer Abweichung von

Die Software kann kostenlos unter www.

grazprep.com heruntergeladen und installiert

werden (Password: IOTA/ES). Zusätzlich

benötigte Vorhersagedateien sind dort

ebenfalls herunterzuladen oder sind direkt

vom Autor (e_riedel@msn.com) oder über

die IOTA/ES (www.iota-es.de) zu beziehen.

Weiterführende Informationen, z. B. über

die Meldung der Bedeckungszeiten, sind

dort ebenfalls erhältlich. Die VdS-Fachgruppe

Sternbedeckungen informiert ferner über

Beobachtungs- und Aufzeichnungstechniken

dieser eindrucksvollen Ereignisse.

1a Die scheinbare Sternbahn von SAO 128787 (blauweiß gestrichelte Linie) bei

Beobachtung genau von der vorhergesagten Grenzlinie, mit 12-facher Mondhöhendehnung,

rote Begrenzungslinien bei ± 3 km

1b Die scheinbare Sternbahn von SAO 128787 mit 12-facher Mondhöhendehnung,

rote Begrenzungslinien bei ± 3 km

ca. 1.650 m südöstlich der mittleren Streifungslinie.

Berücksichtigt ist hierbei ebenfalls

die Höhe des Terrains vom 540 m an

dieser Stelle. Dort kommt es zwischen

03:13:56 und 03:15:42 Uhr MESZ zum

Ereignis 2: 17.08.2020

Am frühen Morgen des 17. August kommt es wegen

der nur noch zu 5% beleuchteten Mondsichel 2 Tage

vor Neumond zu einer besonders reizvollen Sternbedeckung:

Der Mond bedeckt den 6,0 mag hellen Stern 9

Cancri. Die Streifungslinie zieht sich über Lindau, Bad

Wörishofen und Straubing bis Bodenmais.

Der Mondrandausschnitt in der Abbildung 2 verdeutlicht

die Situation bei der geografischen Länge von 10°

Ost und einer Höhe von 760 m. Da erneut auf der für

das mittlere Mondniveau vorausberechneten Zentrallinie

keine Kontakte zu sehen sein werden, wurde

diese Grafik für eine Position 910 m weiter südöstlich

gerechnet. Bei dieser Position können zwischen 04:59

und 04:59:50 Uhr MESZ 12 und mehr Kontakte erwartet

werden. Das Mondrandprofil ist erneut in 12-facher

Überhöhung dargestellt. Die roten Begrenzungslinien

deuten den Versatz der scheinbaren Sternbahn in

einem Abstand von ± 1.000 m von der dargestellten

Streifungslinie an.

Ereignis 3: 09.09.2020

Erneut für Frühaufsteher auf einer Linie von Trier über

Koblenz, Bad Arolsen, Beverungen, Braunschweig und

Plau am See bis Greifswald bietet der Morgen des 9.

September eine sehenswerte Streifung des 5,9 mag hellen

Sterns SAO 93721. Der Mond ist zwar zu 62% beleuchtet,

aber der Abstand zum hellen Terminator ausreichend

groß, so dass auch eine kleinere Optik reicht.

Die Abbildung 3 zeigt die scheinbare Sternbahn, wie

sie auf 10° östlicher Länge bei einer Breite, die um etwa

1.650 m von der für das mittlere Mondniveau vorausberechneten

Linie nach Südosten verlagert ist. Von dieser

ca. 140 m hohen Beobachtungsposition aus verschwindet

der Stern hinter mehreren kleinen Mondhügeln

innerhalb von 2 Minuten mindestens siebenmal nacheinander.

Die roten Begrenzungslinien deuten den Versatz

der scheinbaren Sternbahn in einem Abstand von

± 2.000 m von der dargestellten Streifungslinie an. Das

Profil ist erneut 12-fach überhöht abgebildet.

viermaligen Verschwinden und Wiederauftauchen

des Sterns. Da SAO 128787 nicht als Doppelstern

bekannt ist, dürfte das Verschwinden und Wiedererscheinen

des Sterns am Mondrand jeweils schlagartig

erfolgen. Nicht selten wurden jedoch bei Sternbedeckungen

durch den Mond neue Doppelsterne entdeckt.

Zu beobachten wäre dann ein langsameres oder

nur teilweises Verschwinden und Wiederauftauchen

des Sternlichtes.

2 Die scheinbare Sternbahn von 9 Cancri, 12-fache Mondhöhendehnung,

rote Begrenzungslinien bei ± 1 km

9 Cancri ist ein enger Doppelstern mit einem 10,0 mag

hellen Begleiter. Visuell werden die Kontakte mit dem

Mondrand aber schlagartig erfolgen. Erst eine Videoaufzeichnung

dürfte das nacheinander erfolgende Verschwinden

und Wiederauftauchen des Sterns auflösen.

3 Die scheinbare Sternbahn von SAO 93721, 12-fache Mondhöhendehnung,

rote Begrenzungslinien bei ± 2 km

SAO 93721 ist ein sehr enger Doppelstern mit gleich

hellen Komponenten, die sich visuell nicht auflösen

lassen.

108 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 109



Sternbedeckungen

Sternbedeckungen

Ereignis 4: 14.09.2020

Am frühen Morgen des 14. September ist

der Mond nur noch zu 14% beleuchtet und

bedeckt auf einer Linie von Karlshausen

über Daun, Koblenz, Bad Hersfeld und

Halle (Saale) bis nach Lübbenau/Spreewald

den 4,7 mag hellen Stern γ Cancri. Im Osten

des Landes ist die Beobachtung jedoch

durch die bereits große Himmelshelligkeit

erschwert.

Ereignis 5: 08./09.10.2020

Ebenso zahlreiche Bedeckungskontakte

verspricht die Streifung vom 6,1 mag hellen

Stern 8 Geminorum in der Nacht vom

8. auf den 9. Oktober. Der Mond ist zu 60%

beleuchtet, aber auch wegen des großen

Winkelabstandes zum Terminator wird

die Beobachtung durch die hellen Mondstrukturen

in keiner Weise beeinträchtigt.

Die Linie verläuft von Bad Bentheim über

Cloppenburg, Bremervörde und Neumünster

bis Panker.

Die Abbildung 5 ist für eine Länge von 10°

Ost und eine Höhe von 40 m gerechnet und

lässt erkennen, dass es sich lohnt, in diesem

Fall sogar über 3.100 m nach Südosten auszuweichen.

Die roten Begrenzungslinien

stehen im Abstand von ± 3.000 Metern.

Die Profilhöhen sind 12-fach gedehnt dargestellt.

Zweieinhalb Minuten lang kann an

dieser Position ab 00:32 Uhr MESZ neunmal

oder öfter das Verschwinden und Wiederauftauchen

des Sterns zu sehen sein.

4 Die scheinbare Sternbahn von γ Cancri, 6-fache Mondhöhendehnung,

rote Begrenzungslinien bei ± 2 km

Auf der vorausberechneten Linie wird es

erneut nicht zu Kontakten kommen. Notwendig

ist daher ein Ausweichen um mindestens

1.200 Meter nach Südosten. Die

Abbildung 4 zeigt die Streifungssituation

1.766 Meter entfernt von der vorausberechneten

Breite Richtung Südosten, bei einer

Länge von 10° Ost, wo es ab 06:02:24 Uhr

MESZ innerhalb von knapp 2 Minuten zu

18 Kontakten und mehr kommen kann.

Die roten Begrenzungslinien zeigen hier

den Versatz der scheinbaren Sternbahn in

einem Abstand von ± 2.000 m von der mittleren

Streifungslinie an. Das Mondrandprofil

ist 6-fach überhöht dargestellt.

γ Cancri ist ein sehr enger Doppelstern mit

gleich hellen Komponenten, die sich visuell

nicht auflösen lassen.

5 Die scheinbare Sternbahn von 8 Geminorum, 12-fache Mondhöhendehnung,

rote Begrenzungslinien bei ± 3 km

Auch 8 Geminorum ist ein sehr enger Doppelstern

mit gleich hellen Komponenten,

die sich visuell nicht auflösen lassen.

Ereignis 6: 09./10.10.2020

Gleich in der Folgenacht vom 9. auf den 10.

Oktober ist die Streifung des 5,9 mag hellen

Sterns 48 Geminorum auf einer Linie von

Radolfzell am Bodensee über Bad Saulgau,

Laupheim und Donauwörth bis Schwarzenfeld

zu verfolgen. Der Mond ist genau

im letzten Viertel.

Auch in diesem Fall muss von der berechneten

Linie nach Südosten ausgewichen

werden, um Sternbedeckungen sehen zu

können. Die Abbildung 6 gibt ein Beispiel

mit 12-facher Profildehnung für eine Abweichung

um 1.250 m in einer Höhe von

500 m. Hier wären ab 00:40:58 Uhr MESZ

eine Minute lang mindestens 10 Kontakte

zu erwarten.

48 Geminorum ist nicht als Doppelstern bekannt.

Ereignis 7: 15.10.2020

Beobachter auf einer Linie von Offenburg

über Ulm, Augsburg und Freising nach Bad

Füssing kommen am Morgen des 15. Oktober

in den Genuss einer Streifung bei nur

4% beleuchtetem Mond. Nur im Osten Bayerns

stört die Morgendämmerung.

Bedeckt wird der 7,5 mag helle Stern SAO

119227. Wenn man sich entsprechend der

Abbildung 7 ca. 1.850 m südlich der vorausberechneten

Linie aufstellt, können ab

06:46 Uhr über 2 Minuten lang 16 Kontakte

und mehr verfolgt werden.

SAO 119227 ist ein sehr enger Doppelstern,

dessen zweite Komponente mit 12,8 mag

bei der Bedeckung visuell nicht wahrnehmbar

ist.

6 Die scheinbare Sternbahn von 48 Geminorum, 12-fache Mondhöhendehnung,

rote Begrenzungslinien bei ± 1 km

7 Die scheinbare Sternbahn von SAO 119227, 12-fache Mondhöhendehnung,

rote Begrenzungslinien bei ± 2 km

110 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 111



Veränderliche

Veränderliche

Entdeckung des Kataklysmischen

Veränderlichen 000-BNG-512

von Erwin Schwab und Paul Breitenstein

Im Rahmen des Space Situational Awareness

Program der Europäischen Weltraumorganisation

(ESA) hat Erwin Schwab die

Möglichkeit, am ehemaligen Hamburger

0,8-m-Schmidt-Teleskop, das sich seit 1979

in Spanien auf dem Calar Alto befindet,

ferngesteuert zu beobachten [1, 2]. In der

Nacht vom 26. auf den 27.07.2019 sollte

damit der Komet P/2012 K3 (Gibbs) im

Sternbild Schütze wiederentdeckt werden.

Leider konnte der Komet nicht gefunden

werden, stattdessen „verschwand“ ein Fixstern

ganz plötzlich vom Firmament! Welches

Ereignis könnte dafür verantwortlich

sein? Vielleicht war es eine Sternbedeckung

durch einen Kleinplaneten? Handelt es sich

um einen veränderlichen Stern? Oder wurde

das Objekt sogar von einem Schwarzen

Loch verschluckt?

2 Phasendiagramm der Bedeckungsperiode. Die Abkürzungen in der Legende sind eine Kombination aus den letzten drei Tagen des

Julianischen Datums und das Kürzel des verwendeten Teleskops.

1 In der Entdeckungsnacht „verschwindet“ ein Stern von einer Aufnahme

zur nächsten. Teleskop: 0,8-m-Schmidt, Calar Alto, Spanien. Bildausschnitt: 1’ x 1’.

Belichtungszeit: 60 s. Aufnahmezeitpunkte: 2019-07-27, 00:25 UT und 00:27 UT.

Bild: Erwin Schwab

Die Fotos haben eine Belichtungszeit von

jeweils einer Minute. Betrachtet man sie genauer,

dann stellt man fest, dass von einer

Aufnahme zur nächsten ein schneller Helligkeitsabfall

um ca. 2 Magnituden stattfindet

(Abb. 1). Außerdem blieb der Stern in

der Entdeckungsnacht „unsichtbar“ für die

restlichen 20 Minuten der Beobachtungszeit.

Einen bekannten Kleinplaneten gibt

es an dieser Stelle nicht. Vielleicht wurde

die Bedeckung durch einen unbekannten

Kleinplaneten verursacht? Jedoch ergab

eine grobe Abschätzung, dass man eine

Sternbedeckung durch einen Kleinplaneten

ausschließen kann. Denn die mindestens

20 Minuten andauernde Bedeckung

bedeutet bei einem Transneptunischen

Objekt, dass dieses ungefähr die Größe der

Erde hätte haben müssen – sicher eine Sensation,

aber eine unwahrscheinliche. In der

nächsten Nacht war die Wetterlage in Spanien

gut und siehe da, der Stern war wieder

in voller Pracht sichtbar – also nicht von

einem Schwarzen Loch verschluckt.

Im Variable Star Index (VSX) [3] der American

Association of Variable Star Observers

(AAVSO) war kein bekannter Veränderlicher

registriert. Bei den betreffenden

Koordinaten (Rektasz. 18 h 32 m 21,56 s , Dekl.

-16° 27’ 04,2’’) befindet sich ein Stern, der

von Gaia vermessen wurde und die Katalognummer

4102856333775127296 bekam.

Laut Gaia hat er eine Entfernung von

4.200 Lichtjahren. Ist dieser Stern nun ein

unbekannter Veränderlicher? Wenn ja, ändert

sich die Helligkeit periodisch und mit

welcher Periode? Um welchen Veränderlichentyp

handelt es sich?

Zur Klärung dieser Fragen waren weitere

Beobachtungen nötig. In der dritten Nacht

konnte dann endlich wieder eine Verfinsterung

beobachtet werden! Diese Bedeckung

fand rund eine Stunde früher statt als drei

3 Schematische Lichtkurve mit einem sichtbaren Höcker (hump) vor dem

Bedeckungsminimum. Dieser Helligkeitsanstieg wird durch einen heißen Fleck

auf der Akketionsscheibe verursacht. Bild: Erwin Schwab

Nächte zuvor. Es konnte somit eine maximal

mögliche Periode bestimmt werden

von ca. 2,96 Tagen. Möglich wären aber

auch ganzzahlige Teiler dieser Maximal-

Periode, z. B. 1,48 Tage, 0,74 Tage, 0,37

Tage, usw. Um nun diese Bedeckungsperioden

nachzuweisen oder auszuschließen,

hatte man von Spanien aus ein Problem:

Zum Zeitpunkt der Bedeckung, verursacht

durch eine 1,48-Tage-Periode, war in

Spanien heller Tag. Der Zeitpunkt der Bedeckung

verschiebt sich zwar alle drei Tage

um eine Stunde, wäre somit nach rund

einem Monat am spanischen Nachthimmel

beobachtbar. So lange wollte der Entdecker

aber nicht warten. Hier kam Unterstützung

von Paul Breitenstein, der im Rahmen von

Schulprojekten Zugang zu Teleskopen in

Australien, USA und Südafrika hat. Er hat

die Möglichkeit der Nutzung des Las Cumbres

Observatory (LCO) und des 1,2-m-

MONET-Teleskops in Sutherland, welches

durch das Institut für Astrophysik / IAG

der Georg-August-Universität Göttingen

betrieben wird. Somit war die Möglichkeit

der 24-Stunden-Abdeckung gegeben.

Durch diese Zusammenarbeit konnte der

Veränderliche vom 26.7.2019 bis zum

19.10.2019 insgesamt 46,8 Stunden beobachtet

werden. Eine detaillierte Auflistung

der Beobachtungszeitspannen ist im BAV-

Rundbrief zu finden [4]. Die verwendeten

Teleskope sind in der Tabelle 1 aufgeführt.

Bestimmung der Perioden

Nach einer Weile kristallisierte sich heraus,

dass die richtige Periode 1/8 der zunächst

vermuteten 2,96 Tage war, nämlich 0,3695

Tage (8,868 h). Die Dauer der 8 beobachteten

Bedeckungen betrug zwischen 30 und

36 Minuten. In unserem Phasendiagramm

(Abb. 2) ist neben der Bedeckung auch eine

sinusähnliche Veränderung mit kürzerer

Periode auffällig. Die ermittelte Kurzzeitperiode

beträgt 0,045445 Tage (1,1 h) und

hat eine Amplitude von über 0,5 Magnituden

mit einer sichtbaren Feinstruktur, deren

mögliche Ursachen im BAV-Rundbrief

[4] näher erläutert werden.

Des Weiteren gibt es Beobachtungen, in denen

das Objekt über einen längeren Zeitraum

lichtschwächer als 19,5 Magnituden blieb.

Diese drei aufeinander folgenden Nächte

(699_CAS, 700_CAS, 701.1_FTS, 701.8_

FTS, 701.9_FTS ) sind im Phasendiagramm

mit horizontalen Strichen symbolisiert. Die

Vermutung liegt nahe, dass im Zeitraum

vom 3.8. bis 5.8.2019, höchstwahrscheinlich

auch darüber hinaus in dem Zeitraum ohne

Beobachtungen, der Veränderliche durch

einen außergewöhnlichen Vorgang verdunkelt

wurde. Als Ursache hierfür könnte eine

Abschattung durch eine Staubscheibe oder

Dunkelwolken stattgefunden haben.

Klassifizierung

Auf Grundlage der hier gezeigten Beob-

112 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 113



Veränderliche

Veränderliche

achtungen ist eine Klassifizierung als kataklysmischer

Veränderlicher (CV) am

plausibelsten. Die lange Periode ist die Umlaufzeit

des Doppelsternsystems. Während

eines Umlaufs wird die hellere Komponente

(Weißer Zwergstern) von der größeren,

aber lichtschwächeren Komponente (Spenderstern

oder Donator) bedeckt.

Der Spenderstern überschreitet die Größe

der Roche-Grenze, weshalb Materie auf die

Oberfläche des Weißen Zwerges gelangt

und am Aufschlagort eine hohe Energieemission

verursacht. Dieser starken lokalen

Energieemissionsquelle ist es zu verdanken,

dass letztendlich die Rotation des Weißen

Zwergsterns durch eine sinusähnliche

Periode in der Lichtkurve sichtbar wird.

Die Tatsache, dass die Rotationsperiode

eine andere ist als die Bedeckungsperiode,

führt uns zu den kataklysmischen Veränderlichen

des Typs DQ Herculis, die auch

als intermediäre Polare (IPs) bezeichnet

werden. Bei den polaren kataklysmischen

Veränderlichen des Typs AM Herculis hingegen

ist die Rotationsperiode des Weißen

Zwerges aufgrund eines sehr starken Magnetfeldes

synchron zur Orbitalperiode. Des

Weiteren deutet die beobachtete Langzeitabdunkelung

auf das Vorhandensein einer

Staubscheibe hin, die sich innerhalb oder

außerhalb des Doppelsternsystems befinden

könnte.

Die Amplitude der Rotationsperiode ist

außergewöhnlich hoch und deutet auf

einen hohen Materiestrom zur Oberfläche

des Weißen Zwerges hin. Ein Hinweis

auf einen Höcker (im Englischen „hump“)

in der Lichtkurve ist nicht zu erkennen.

Der Höcker ist typisch für viele DQ-Herculis-Veränderliche,

siehe schematische

Beispiellichtkurve in Abbildung 3. Dies ist

ein sanftes Ansteigen der Helligkeit, wenn

der heiße Fleck (Hot Spot), der durch das

Aufprallen der Materie auf die Akkretionsscheibe

verursacht wird, sich auf der dem

Beobachter zugewandten Seite der Akkretionsscheibe

befindet. Dieses Phänomen

4 Mögliche Varianten von

kataklysmischen Veränderlichen.

Bild: Erwin Schwab

konnten wir nicht identifizieren. Deshalb

gehen wir davon aus, dass es hier keine

dichte, zusammenhängende Akketionsscheibe,

zumindest keinen Hot Spot auf

einer eventuell vorhandenen Akkretionsscheibe

gibt.

Gemäß Norton (1993) [5] gibt es mindestens

vier unterschiedliche Varianten von

kataklysmischen Veränderlichen, siehe Abbildung

4:

– Nicht magnetische kataklysmische Veränderliche,

ohne Materiestrom zum Weißen

Zwergstern (a),

– Materiestromgespeiste (stream-fed) magnetische

kataklysmische Veränderliche,

bei denen die Entstehung einer Akkretionsscheibe

durch ein zu hohes Magnetfeld

verhindert wird (b),

– Akkretionsscheibengespeiste (disc-fed),

bei denen die Akkretionsscheibe an der

Magnetosphärengrenze unterbrochen ist

und der Materiestrom von der inneren

Scheibengrenze über die Magnetfelder

auf den Weißen Zwergstern gelangt (c),

– Magnetische kataklysmische Veränderliche,

die ebenso wie (c) eine zum Weißen

Zwergstern hin unterbrochene Akkretionsscheibe

haben, aber der Materiestrom

zum Teil über die Oberfläche der Scheibe

gleitet und direkt zum Weißen Zwergstern

fließt (d).

Bei unserem Objekt ist das letzte Szenario

am wahrscheinlichsten. Somit könnte

es sich um einen materiestromgespeisten

kataklysmischen Veränderlichen des Typs

DQ Herculis mit zumindest manchmal

vorhandener Staubscheibe handeln.

Anerkennung der Entdeckung

Am 05.09.2019 wurde die Entdeckung

schließlich anerkannt, der Veränderliche

bekam den AAVSO Unique Identifier (AU-

ID) 000-BNG-512. Während der Überprüfung

durch den Moderator des Variable

Star Index (VSX) wurde festgestellt, dass

die Veränderlichkeit des Sterns auch bereits

durch den PanStarrs1-3π-survey mittels

der „Machine-learned Identification“ detektiert

wurde. Die Daten des PanStarrs1-

3π-survey haben jedoch aufgrund der

automatischen Identifikation ein Risiko

der fehlerhaften Klassifizierung und/oder

Periodenbestimmung. Das ist vermutlich

der Grund, weshalb diese Durchmusterung

nicht in die Datenbank des VSX pauschal

übertragen wurde.

In der Veröffentlichung des PanStarrs1-

3π-survey von Sesar et al. (2017) [6] ist der

Stern als RR-Lyrae-Typ mit einer Periode

von 0,512 Tagen angegeben [7], was sich

nicht mit unseren Ergebnissen vereinbaren

lässt. Obwohl die Profis schneller waren

mit ihrer Veröffentlichung, haben die hier

gezeigten umfangreicheren und exakteren

Ergebnisse letztendlich dazu geführt, dass

in der Datenbank des VSX die Berufsastronomen

lediglich zweitrangig als Entdecker

eingetragen wurden [8].

Entdeckt wurde ein sehr interessanter Veränderlicher,

der zudem zu einer seltenen

Klasse gehört, denn bisher sind erst rund

100 davon bekannt. In Zukunft darf man

gespannt sein, welche Rätsel mittels spektroskopischen

Analysen im sichtbaren oder

im Röntgenbereich noch gelöst werden

können.

Literatur- und Internethinweise:

[1] E. Schwab, 2018: „NEOs und Kometen

mit dem Hamburger-Schmidt-

Teleskop auf dem Calar Alto“, VdS-

Journal für Astronomie 67, S. 76

[2] E. Schwab, 2019: „Zerreißprobe des

NEOs 2018 AM12 beobachtet mit

dem Calar-Alto-Schmidt“, VdS-Journal

für Astronomie 68, S. 83

[3] AAVSO, Variable Star Index:

www.aavso.org/vsx/index.

php?view=search.top

[4] E. Schwab, P. Breitenstein, 2019:

„Entdeckung des Veränderlichen

Sterns 000-BNG-512, dessen Klassifizierung

als DQ-Herculis-Typ sowie

die Bestimmung der Perioden“, BAV

Rundbrief 4 (2019), S. 187

[5] A. J. Norton, 1993: “Simulation of

X-ray light curves of intermediate polars”,

Monthly Not. Roy. Astron. Soc.

265, p. 316. 1993MNRAS.265..316N

[6] B. Sesar et al., 2017: “Machine-learned

Identification of RR Lyrae Stars from

Sparse, Multi-band Data: The PS1

Sample”. Astrophys. J. 153, p. 5

[7] ViezieR, RR Lyrae Stars: http://

vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-

ref=VIZ5d75f8484d29&-out.add=.

&-source=J/AJ/153/204/

table5&recno=104932

[8] AAVSO, Variable Star Index: „USNO-

B1.0 0735-0599207”, www.aavso.

org/vsx/index.php?view=detail.

top&oid=844744

Impression

IC 1848

in der Cassiopeia

Dieser bekannte Emissionsnebel

Tabelle 1

ist hier in Falschfarben gemäß der

Hubble-Palette dargestellt. Die

Auflistung der verwendeten Teleskope

Zerstörung der Molekülwolkenränder

wird sehr schön sichtbar. Andreas

Kürzel Teleskop Standort Land Beobachter

CAS 0,8m-Schmidt Calar Alto Spanien Erwin Schwab

Rörig gelang das Bild remote in

DeepSkyWest, New Mexico. Daten:

Astro-Physics RH-305 mit einer

FTS 2,0m-RC Faulkes-Süd (Sinding Spring) Australien Paul Breitenstein

MDO 1,0m-RC McDonald (Mt. Locke) USA Paul Breitenstein

MTS 1,2m-RC Monet-Süd (Sutherland) Südafrika Paul Breitenstein & Tim-Oliver Husser

SBIG STX-16803 und Astrodon-

Filtern, [SII]: 40 x 900 s, Hα: 25 ×

900 s, [OIII]: 19 × 900 s, also 21 h

Gesamtbelichtungszeit.

SAO 1,0m-RC Sutherland Südafrika Paul Breitenstein

114 | Journal für Astronomie Nr. 74

Journal für Astronomie Nr. 74 | 115



Veränderliche

Veränderliche

Beobachtung von Exoplaneten-Transits

mit Amateurmitteln

von Jürgen Dirscherl

Auch 25 Jahre nach der ersten Entdeckung

eines Planeten, der um eine fremde Sonne

kreist, hat das Thema Exoplaneten nichts

von seiner Faszination eingebüßt. Ebenfalls

im VdS-Journal für Astronomie wurde bereits

mehrfach dazu berichtet. Von den verschiedenen

Nachweismethoden für Exoplaneten

hat sich die Transitmethode als die

einfachste für Amateure herausgestellt. Der

Lichteinbruch beim Vorbeiziehen eines

Planeten vor seinem Stern lässt sich auch

bei widrigen Bedingungen (s. u.) recht präzise

messen. Obwohl nur bei einem kleinen

Teil der Exoplaneten die Umlaufbahn hinreichend

genau in der Sichtlinie für einen

Transit verläuft, sind inzwischen hunderte

bekannt, mit zum Teil erstaunlich hohem

Lichteinbruch bis zu 0,04 mag (= 3,8%).

Zum Vergleich: Die Erde würde nur einen

Lichteinbruch um 0,008% verursachen, Jupiter

um 1%.

Die Exoplanet Transit Database (ETD) [1]

listet bestätigte Transits auf und erlaubt

die Vorhersage beobachtbarer Ereignisse.

Am leichtesten zu beobachten sind „Hot

Jupiters“, also Gasriesen, die auf sehr engen

Bahnen um ihre Muttersterne kreisen (mit

entsprechend hohen Oberflächentemperaturen

oft >1.000 °C), mit Umlaufzeiten von

teilweise nur einigen Tagen und Transitzeiten

von wenigen Stunden. Als Einsteiger

in dieses Thema (und ohne jede Erfahrung

auch mit der Beobachtung von Veränderlichen)

suchte ich in der Datenbank nach

Transits mit mind. 0,02 mag Lichteinbruch.

Nach mehreren am Wetter gescheiterten

Versuchen gelang die Beobachtung des

Transits von HAT-P-32b um seinen Mutterstern

am 29.12.2019.

Als Teleskop kam ein fotografisch optimierter

Newton-Reflektor mit Öffnung

250 mm und Brennweite 1.000 mm zum

Einsatz. Dank Carbon-Tubus und konischem

Quarz-Hauptspiegel (Strehl 0,99 für

1 Newton-Reflektor

250 mm/1.000 mm auf

Knicksäule (Johann-

Kern-Sternwarte Wertheim,

rechts 6-Zoll-

Refraktor)

Haupt- und Fangspiegel) ist der Fokus auch

über mehrere Stunden Beobachtungszeit

stabil. Der Tubus lässt sich auf eine ALT-

5-Montierung auf einer Knicksäule (Abb. 1)

der Johann-Kern-Sternwarte Wertheim [2]

montieren, wodurch problemlos mehrstündige

Belichtungen möglich sind. Zur Nachführung

dient ein kleiner Refraktor (Öffnung

80 mm mit Brennweite 400 mm) mit Kamera

ZWO ASI 178 und Nachführungssoftware

PHD 2. Die eigentlichen Aufnahmen wurden

mit einer gekühlten monochromen

CMOS-Kamera ZWO ASI1600MMC bei

-20 °C Chiptemperatur und Komakorrektor

durchgeführt. Als Filter wurde lediglich

ein IR/UV-Blockfilter verwendet.

Die Datenaufnahme erfolgte mit Firecapture.

Der Mutterstern HAT-P-32 im Sternbild

Andromeda hat eine (visuelle) Helligkeit

von 11,3 mag. Dies klingt nach wenig, doch

darf der Stern keinesfalls überbelichtet werden.

Die Kamera ASI1600 zeigt bereits ab

75% des Vollsignals erste Sättigungseffekte.

Um diese sicher auszuschließen, wurde

das Signal des Muttersterns auf ca. 50%

eingestellt. Dazu musste die Belichtungszeit

selbst bei Verstärkung Null auf nur

noch 20 s reduziert werden. Der Transit am

29.12.2019 war von ETD für die Zeit von

18:57 bis 22:03 Uhr (MEZ) vorhergesagt.

Daher wurde die Aufnahmesequenz bereits

gegen 18 Uhr gestartet, und bis 22:38

Uhr wurden ununterbrochen Aufnahmen

durchgeführt, resultierend in insgesamt 810

Bildern (aufgrund der Bildladezeit benötigte

jede Aufnahme 20,93 s). Der Bildausschnitt

wurde so klein wie möglich gewählt,

jedoch noch so groß, dass mindestens vier

Referenzsterne im Bild zu sehen waren.

Aufgrund der präzisen Nachführung war

der Bildausschnitt über die gesamte Aufnahmesequenz

nahezu konstant.

Leider zogen während dieser Zeit immer

wieder Schleierwolken durch das Bild, so

dass ich kaum Hoffnung auf ein verwertbares

Ergebnis hatte. Die Intensität des

2 HAT-P-32 sowie die vier Referenzsterne

Zielsterns ging teilweise bis auf 45% des

Maximalwertes zurück. Erstaunlicherweise

waren jedoch nur wenige Datenpunkte

völlige Ausreißer und es konnte eine relativ

gute Lichtkurve erfasst werden. Zur

relativen Helligkeitsbestimmung hatte ich

bereits gute Erfahrungen mit der Software

Fitswork gemacht. Dazu wird der zu bestimmende

Stern mit Taste „L“ markiert

und anschließend die relative Magnitude

von Referenzsternen mit Taste „M“ bestimmt.

Fitswork arbeitet nicht mit einer

Apertur, sondern fittet eine Gaußkurve in

das jeweilige Sternbild, so spielen weder

Hintergrund noch Apertur eine Rolle. Da

eine Auswertung von 810 Bildern mit jeweils

vier Referenzsternen sehr mühsam

erschien und ich zudem Zweifel hatte, ob

das Fitten einer Gaußkurve durch Fitswork

bei einem verrauschten Sternbild noch gut

funktioniert, wurden vorab jeweils 10 Bilder

(nach Abzug von Darks) überlagert

und anschließend die 81 Summenbilder

wie oben beschrieben vermessen. Vor einer

fotometrischen Auswertung dürfen die Bilder

in keiner Weise bearbeitet werden. Auf

die Anwendung von Flats wurde in Anbetracht

des kleinen, zentral gelegenen Bildausschnitts

und der stabilen Lage auf dem

Chip verzichtet.

Fitswork berechnet die relative Magnitude

mit einer Auflösung von 0,01 mag, mit vier

Sternen ergibt sich damit eine Auflösung

von 2,5 mmag. Die Abbildung 2 zeigt HAT-

P-32 sowie die vier verwendeten Referenzsterne

(bezeichnet mit 1 bis 4, keine veränderlichen

Sterne). Diese sind 0,08 bis 1,5

mag schwächer als der Zielstern. Für diese

Abbildung wurden die 81 Summenbilder

überlagert und das Histogramm gestreckt.

Die aus den 81 Summenbildern ermittelten

jeweils vier relativen Magnituden wurden

in eine Excel-Tabelle eingetragen und für

jedes Summenbild gemittelt. Der Mittelwert

vor und nach der Bedeckung wurde

auf die Nulllinie normiert, wobei eine

minimale lineare Drift von 2 mmag vom

Start zum Ende herausgerechnet wurde.

Die Abbildung 3 zeigt die gemessene Lichtkurve

(blaue Punkte), aufgetragen über der

lokalen Zeit (MEZ) mit Fehlerbalken von 5

mmag. Die rote Linie zeigt den gleitenden

Mittelwert über 10 Punkte zur besseren

Veranschaulichung.

Die Daten wurden auch auf die Website der

ETD hochgeladen und mit der theoretisch

zu erwartenden Bedeckungskurve verglichen.

Das Ergebnis (Abb. 4 und [3]) zeigt

eine – für die schlechten Aufnahmebedingungen

– erstaunlich gute Übereinstimmung.

Ein Fit der gemessenen Daten mit

Hilfe der Tools auf der ETD-Website ergab

folgende Parameter:

T min

: HJD = 2458847,31093 ± 0,00047 =

(19:23:25 ± 41 s) Uhr MEZ am 29.12.2019

Lichteinbruch um: (0,0282 ± 0,0005) mag

Bedeckungsdauer: (186,9 ± 1,6) min

Eine gleichmäßige Abschwächung des

Lichts von Ziel- und Referenzsternen durch

Wolken führt zu keiner Beeinflussung des

relativen Magnitudenwertes. Dennoch ist

bei Durchzug einer Wolke natürlich mit

einer unterschiedlichen temporären Beeinflussung

der fünf Sterne zu rechnen, die sich

auch in diesen Daten in Messfehlern und

erhöhten Schwankungen ausdrückt. Bei

optimalen Verhältnissen (ohne Wolken) ist

sicherlich eine deutlich bessere Datenqualität

zu erwarten. Bedeckungen mit unter

0,01 mag Tiefe sollten noch gut nachweisbar

sein. Eine weitere positive Botschaft ist,

dass auch bei widrigen Verhältnissen wie

Dunst, schlechter Transparenz oder Mondschein

solche Messungen noch möglich

erscheinen, wenn die Astrofotografie lichtschwacher

Objekte schon unmöglich ist.

Der beobachtete Exoplanet wurde bereits

2004 vom HATnet (Hungarian Automated

Telescope Network) am Stern GSC 3281-

00800 (seitdem neue Bezeichnung: HAT-

P-32) gefunden. Aufgrund starker Schwankungen

im Spektrum des Sterns („Jitter“)

konnte der Planet erst 2011 mit Spektren

vom Keck-Teleskop bestätigt werden.

HAT-P-32 ist ca. 950 Lichtjahre von uns

116 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 117



Veränderliche

VdS-Nachrichten

Ergebnisse der Mitgliederbefragung 2019

von Torsten Güths

3 Gemessene Lichtkurve von

HAT-P-32b am 29.12.2019.

Blaue Punkte: Messdaten (je 209 s

Abstand), rote Kurve: gleitender

Mittelwert über 10 Punkte

Die VdS lebt von der Beteiligung und den Interessen ihrer Mitglieder. Dazu müssen wir

natürlich diese, d. h. Ihre (!) Interessen erkunden. Die letzte Mitgliederbefragung wurde

in den Jahren 2000/2001 durchgeführt [1]. An dieser Stelle wollen wir Ihnen, liebe Leser,

eine Auswahl von prägnanten Ergebnissen geben. Der Vorstand dankt nochmals den Mitgliedern

für ihre rege Teilnahme und versucht, ihren Wünschen gerecht zu werden. Den

Teilnehmern der vergangenen Mitgliederversammlung 2019 in Neunburg vorm Wald und

den Fachgruppenleitern wurden die Ergebnisse bereits vorgestellt.

Dass leider nur 5% der Mitglieder weiblich

sind, ist sicherlich schon jedem aufgefallen.

Eine Mitgliedschaftsdauer in der VdS von

mindestens 25 Jahren wurde von 32% der

Befragten angegeben. Immerhin 33% der

Antwortenden sind erst in den letzten 10

Jahren Mitglied in der VdS geworden.

entfernt und selbst ein Doppelstern: HAT-

P-32A ist ein G- bis F-Stern, etwas schwerer

und 2,4-mal leuchtstärker als die Sonne.

Die zweite Komponente (HAT-P-32B) ist

ein M-Zwerg mit etwa halber Sonnenmasse,

er ist 2,9’’ entfernt vom Hauptstern und

3,4 mag schwächer. In den Aufnahmen ist

er nicht zu erkennen (eventuell mit IR-Filter

trennbar?).

Der Exoplanet HAT-P-32b umkreist den

Hauptstern in nur 2,15 Tagen in einem

Abstand von gerade 0,03 AE. Seine Oberflächentemperatur

wird auf 1.890 K geschätzt.

Seine Bahnebene ist 1,3° gegen die

Sichtlinie geneigt. Die Masse des Planeten

beträgt ca. 80% der von Jupiter, er hat aber

fast doppelte Größe. Dieser „aufgeblähte“

Exoplanet wurde wissenschaftlich genauer

untersucht [4]. Die Ursache für die enorme

Größe ist unklar. Die Bedeckungskurve

wurde in verschiedenen Wellenlängen

gemessen [5] und deutliche Unterschiede

von Rot zu Blau gefunden, die auf Partikel

in den Wolken und Dunst hinweisen. Eine

weitere Untersuchung des Systems im UV

ergab einen scheinbar größeren Planetenradius

bei kürzeren Wellenlängen, was auf

Aerosol-Partikel in der Planetenatmosphäre

hindeutet [6].

Eine Messung der Bedeckungskurve von

„Hot Jupiters“ mit unterschiedlichen Filtern

von UV bis IR wäre auch mit Amateurmethoden

möglich und öffnet ein weites

Betätigungsfeld. Transits von erdähnlichen

Planeten führen zu einem Lichteinbruch

von bestenfalls wenigen mmag und stellen

eine echte Herausforderung dar.

4 Messdaten (aus Abb. 3) mit theoretischer

Verdunkelungskurve (erzeugt auf ETD)

Literatur- und Internethinweise

(geprüft 30.03.2020):

[1] S. Poddany, L. Brat, O. Pejcha, 2010:

“Exoplanet Transit Database. Reduction

and processing of the photometric

data of exoplanet transits”,

New Astron. 15 (2010), pp. 297-301,

(arXiv:0909.2548v1), http://var2.

astro.cz/ETD/predictions.php

[2] Sternwarte Wertheim, Homepage:

www.sternwarte-wertheim.de/

[3] Auswertung Transit: http://var2.

astro.cz/EN/tresca/transit-detail.

php?id=1577901607

[4] J.D. Hartman et al., 2011: “HAT-P-

32b AND HAT-P-33b: Two highly

inflated hot Jupiters transiting

high-jitter stars”, https://arxiv.org/

abs/1106.1212v1

[5] J. Tregloan-Reed et al., 2017: “Possible

detection of a bimodal cloud distribution

in the atmosphere of HAT-P-

32Ab from multi-band photometry”,

https://arxiv.org/abs/1712.00415v1

[6] M. Mallon, H.R. Wakeford, 2017:

“Near-UV transit photometry of HAT-

P-32 b with the LBT: Silicate aerosols

in the planetary atmosphere”, https://

arxiv.org/abs/1707.08328v2

Zur Erhebung 2019

Dem VdS-Journal für Astronomie 68

(1/2019) wurde ein zweiseitiger Fragebogen

beigelegt, der auch online ausgefüllt

werden konnte. Es haben uns 740 bzw. 18%

der Mitglieder ihre Antworten zugeschickt.

Davon erfolgten 230 Antworten online.

Das ist ein sehr guter Wert, denn in der alten

Erhebung wurde nur ein Rücklauf an

Fragebögen von 10,6% der damaligen Mitgliederzahl

erzielt.

Demografie der Befragten

Das Durchschnittsalter beträgt rund 58 Jahre.

Bei der Altersverteilung der Mitglieder

ist der junge Nachwuchs deutlich unterrepräsentiert.

Besonders wenn man bedenkt,

dass bei über der Hälfte der Mitglieder das

Interesse an Astronomie im Teenageralter

begann. Im jüngeren Lebensalter scheint

der „Zug“ zu einem Verein, bzw. zur VdS,

nicht so groß zu sein (Abb. 1).

Der enorme Anteil der 50- bis 70-Jährigen

liegt auch darin begründet, dass in der Zeit

von 2001 bis 2015 rund 2.000 Mitglieder

eingetreten sind. Deren Durchschnittsalter

beim Eintritt betrug fast 50 Jahre und sie

sind somit heute in dieser Alterskategorie

zu finden.

Die Wohnorte der Mitglieder verteilen

sich nicht gleichmäßig über Deutschland:

Die Postleitgebiete 00 und 01 im Osten

Deutschlands sind unterrepräsentiert gemessen

an dem Bevölkerungsanteil. Hingegen

sind die Regionen 05, 06 und 07 etwas

überrepräsentiert (Abb. 2).

1 2

In den letzten drei Jahren wurden weniger

Mitglieder als zuvor gewonnen. Aber diese

beteiligten sich reger an der Befragung, als

ihr Anteil am gesamten Mitgliederstamm

beträgt („VdS 2019“ – rote Balken im Diagramm,

Abb. 3).

Interessen und Aktivitäten

Die Frage nach der Intensität der Ausübung

des Astronomie-Hobbys war leider nicht

unmissverständlich gestellt. Geplant war,

nur eine Antwort zuzulassen. Jedoch wurden

oft mehrere angekreuzt. Die Auszählung

wurde nunmehr auf die 530 Befragten

reduziert, die sich für nur eine Stufe der

Intensität entschieden haben. Es zeigt sich,

dass gleichermaßen Gelegenheits- wie regelmäßige

Beobachter zu je 45% im Verein

sind. Echte berufsmäßige Forscher sind nur

gering vertreten und „Schreibtisch“-Hobbyastronomen

mit knapp 10% (Abb. 4).

118 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 119



VdS-Nachrichten

VdS-Nachrichten

3 4

7 8

Bei der Frage nach den Objekten des Interesses

wurden durchschnittlich fast 4 Objekte

pro Person angegeben und das zeugt von

einer gewissen Breite des Interessenspektrums.

Dabei lagen Planeten, Deep Sky und

Mond praktisch gleichauf mit je fast 70%.

Die Sonne weckt das Interesse von 45% und

Kometen von 37% der Befragten (Abb. 5).

Bei den nur 70 Personen zählenden reinen

Spezialisten, d. h. denjenigen, die nur ein

Interessengebiet angaben, führt Deep Sky

mit 61%, weit vor Variablen Sternen (11%)

sowie Planeten (8%) und Mond (7%).

Wie bzw. womit beobachtet wird, zeigt die

Auswertung der Beobachtungstechniken.

Visuelle Genussbeobachter machen den

Löwenanteil mit fast 80% aus. Gefolgt werden

sie von 60% der Beobachter, die auch

fotografische Bildaufzeichnung einsetzen.

Mit respektablem Abstand folgen Videoaufzeichnungen

(20%) und die Zeichnung

von Objekten (16%). Jeweils weniger als

10% führen Messungen oder Radioastronomie

durch. Auch hier waren mehrfache

Antworten möglich (Abb. 6).

VdS-Mitgliedschaft

Über die Hälfte der Befragten gab die Zeitschrift

„Sterne und Weltraum“ als Quelle

ihrer Kenntnis der VdS an. Mit deutlichem

Abstand und über 20% kennt man die VdS

vom Hörensagen und Tagungen und Messen

folgen entsprechend mit weniger als 20%.

Es ist für uns im Vorstand sehr erfreulich

zu erfahren, dass der selbstlose Gedanke,

die VdS in ihrer Arbeit zu unterstützen,

bei über 70% liegt. Dicht gefolgt vom Bezug

des VdS-Journals für Astronomie, das

eine nicht mehr wegzudenkende Serviceleistung

der VdS darstellt. Mehrfache Antworten

bzw. Gründe waren bei dieser Frage

zulässig. Zählt man nur Antworten, die sich

für einen Grund entschieden haben, sieht

das Bild etwas anders aus: 50% unterstützen

die VdS, 30% geben explizit das Journal als

Grund an, in der VdS zu sein (Abb. 7).

Schwierig auszuwerten waren die offenen

Fragen nach den Erwartungen der Mitgliedschaft.

Eine quantitative Erfassung

erfolgte durch die Zählung von Schlagworten.

So führt deutlich der Wunsch nach

Informationen und Berichten. Austausch

und Kontakte folgen sowie die Förderung

der Hobby-/Amateurastronomie. Unterstützung,

Anregungen, Tipps und Praxis

wurden ebenfalls gewünscht. Nicht zuletzt

werden Öffentlichkeitsarbeit und Einsatz

für „Dark Sky“ gefordert.

Rund jeder Fünfte gab an, in mindestens

einer Fachgruppe aktiv bzw. beteiligt zu

sein. Darunter ist die Fachgruppe Astrofotografie

die beliebteste (18%), gefolgt mit

einigem Abstand von Kometen (13%) und

Veränderlichenbeobachtung (12%). Spektroskopie

(10%), Kleinplaneten (9%) und

Sonne (8%) schließen sich an.

Gemäß den oben erwähnten Gründen für

die Mitgliedschaft in der VdS wird erwartungsgemäß

das Journal fast von allen Befragten

als Service genutzt. Gut ein Drittel

führte eine Vergünstigung von Eintrittspreisen

bei Veranstaltungen an, rund ein

Viertel nimmt Material für den Astronomietag

und Flyer in Anspruch.

Leider fiel erst bei der Auswertung das Fehlen

der Antwortmöglichkeit „Tagungen“

auf. Diese hätten vermutlich noch einigen

Zuspruch erzielt (Abb. 8).

zusätzlich auf 40% der online ausgefüllten

versus knapp 15% der nicht-online ausgefüllten

Fragebögen (Abb. 9).

Zu den Inhalten ist festzustellen, dass für

Erfahrungsberichte und Instrumententests

sowie Aktuelles zur Astronomie und das

Beobachterforum tendenziell mehr Raum

gewünscht wird. Besonders zu den ersten

beiden rufen wir Sie gerne auf, Ihren Beitrag

im Journal zu veröffentlichen!

Auf der anderen Hand werden „VdS-Nostalgie“,

„Kinderseiten“ sowie „zum Nachdenken“

und Erfahrungsberichte tendenziell

weniger gewünscht. Allerdings sind die

Bewertungen der ersten beiden genannten

Rubriken sehr polarisiert. Auch Einsteigerastronomie

ist unterdurchschnittlich gewünscht,

wenn auch nur leicht. Das steht

im Gegensatz zur erwünschten Förderung

der Einsteiger, wie weiter unten festgestellt

wird. Hier scheiden sich die Geister.

Wünsche und Zukunft

Die Unterstützung für Einsteiger und Jugendliche

wird eigentlich am stärksten bewertet;

gefolgt von der Unterstützung von

Sternwarten, so dass die VdS als Dachorganisation

wahrgenommen werden würde.

Die Gastbeobachtung oder Remote-Astronomie

an anderen Observatorien sind

ebenfalls gerne erwünscht. Apps und eine

Online-Datenbank für die eigenen Astroaufnahmen

sollten hingegen weniger im

Fokus der Aktivitäten liegen.

Literaturhinweis:

[1] O. Guthier, W. Steinicke, 2003: „Ergebnisse

der VdS-Mitgliederbefragung“,

VdS Journal für Astronomie 10

(I/2003), S. 125

VdS-Journal für Astronomie

Die Beurteilung des Journals ist schnell

erfolgt: Eins-Minus! Sicherlich gibt es den

einen oder anderen Kritikpunkt, je nach

persönlichen Vorlieben. Eine mehrmals

erwähnte Kritik betraf den Geruch. Das

lässt sich allerdings angesichts der hohen

Druckqualität, bei der die Druckerschwärze/-farben

sehr stark an der Oberfläche haften,

kaum vermeiden.

5 6

Als Format wird mit deutlichen 90% das gedruckte

Heft verlangt. Das digitale pdf-Format

hingegen wünschen sich die Mitglieder

9

120 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 121



VdS-Nachrichten

VdS-Nachrichten

Wir begrüßen neue Mitglieder

Mitgl.-Nr. Name Vorname Mitgl.-Nr. Name Vorname

21173 Dr. Tomsik Justus

21180 Flecken Josef

21183 Rueffer René

21195 Binder Albrecht

21200 Burgers Rob

21204 Bruckhoff Jan

21228 Reiber Michael

21229 Klös Lucas-Maximilian

21230 Schnitzbauer Thomas

21231 Brehme Hans-Jürgen

21232 Hermanns Gregor Heinrich

21233 Plützer Guido

13068 Eislöffel Jochen

13075 Haas Rainer

13078 Gerchel Thomas

13080 Schauer Ewald

13090 Buhl Thomas

13098 Hoffmann Peter

13108 Schmidt Rudolf

14651 Kober Werner

14652 Metz Helmut

14654 Harder Christian

14655 Brämer Ulrich

14659 Herm Frank

14664 Gerhardt Bernd-Reiner

14666 Bilgeri Georg

14778 Wussow Volker

14780 Gensler Jan

14794 Griwatz Ingo

14796 Schmidt Armin

14798 Rebotzke Dirk

14800 Frey Reinhold Günter

14822 Wilhelmi Otto

21212 Mülller Barbara

21234 Buk Michael

13120 Krieg Konrad

14667 Schmidt Franz-Georg

14824 Prietzel Werner

21216 Thomas Wolfgang

21235 Koke Andreas

13124 Godau Torsten

14669 Wettlaufer Wolfgang Martin

14828 Frank Christoph

21218 Jäckel Patrick

21219 Hermus Martin

21220 Dönmez Faik Fikret

21221 Jost Christian

21222 Troppmann Ralph

21223 Kruse Joachim

21224 Fechner Thomas

21225 Mayr Martin

21226 Weinreich GbR

21227 Timmermann Markus

21236 Podsada Frank

21237 Jung Martin

21238 Gammer Martin

21239 Przybysz Leszek

21240 Moritz Diana

21241 Rochel Stefan

21242 Köster Martin

21243 Corente Andreas

21244 Kox Timo

21245 Durner Heinz-Erich

13125 Kern Hans-Rudolf

13244 Schridde Klaus-Dieter

30-jähriges Jubiläum

Mitgl.-Nr. Name

Vorname

14541 Gährken Bernd

14548 Opizzo Yves

14554 Maxdorf Harald

14555 Döpper Frank

14558 Grueninger Hans Wolfgang

14671 Spiecker Ralf

14676 Langenhorst Andreas

14678 Banholzer Eberhard

14691 Wallner Bernd

14698 Kanzok Rudolf

14700 Raddatz Klaus-Dieter

14702 Schenk Rainer

14705 Nicolet Fred

14708 Onnebrink Martin

14709 Gaul Marcus

14829 Eppler Hans-Peter

14831 von Eiff Hermann

14832 Maintz Gisela

14836 Ewald Dieter

14837 Horn Werner

14838 Guhl Konrad

14839 Laux Uwe

14849 Böhme Dietmar

14851 Meyer Maik

14857 Itting-Enke Sonja

Jubiläen

Ehrenmitglied

Mitgl.-Nr. Name Vorname

12075 Keßler Thomas

60-jähriges Jubiläum

Mitgl.-Nr. Name Vorname

10676 Moellendorf Joachim

10683 Fernandes Mario

10691 Brück Rüdiger

10703 Keil Karl-August

10712 Alt Eckhard

10714 Lienau Michel

10730 Planetarium Nürnberg

10733 Kapp Heinrich

10747 Galileum Solingen Walter-Horn-Gesellschaft e.V.

10748 Westfälische Volkssternwarte und Planetarium

10764 Mallmann Horst-Günter

50-jähriges Jubiläum

Mitgl.-Nr. Name Vorname

11712 Tennigkeit Joachim

11757 Klugmann Joachim

Der Vorstand der Vereinigung der Sternfreunde e.V. gratuliert folgenden Mitgliedern zu der

jetzt 20-jährigen, 30-jährigen, 40-jährigen, 50-jährigen und 60-jährigen Mitgliedschaft in der

VdS sehr herzlich und bedankt sich für Ihre Treue!

11772 Observatory & Planetarium Stuttgart

Prof. Dr. Hans-Ulrich Keller

11780 Wittmer Detlev

11849 Tessin Hartmut

11857 Trillmich Rainer

11866 Bayer. Volkssternwarte München e. V.

11884 Hänel Andreas

11910 Darr Heinz

40-jähriges Jubiläum

Mitgl.-Nr. Name Vorname

13021 Plagge Jochen

13025 Kiefer Claus

13029 Mette Volker

13033 Müller Marcel

13037 Köllner Gerd

13040 Weiland Gerhard

13047 Zille Claus

13061 Wolin Egon

13062 Lucius Dirk

13065 Herzogenrath Gerd Friedrich

14561 Tomsik Harald

14563 Wrage Günter

14564 Heinz Rudolf

14566 Bihrer Konrad

14568 Naujoks Jens

14569 Lau Stephan

14572 Wahlmann Friedrich

14573 Hauss Michael

14576 Monz Gunter

14581 Gerdes Jörg

14594 Kusch Norbert

14596 Ohlert Joh. M.

14598 Van der Smissen Bernd

14604 Jonscher Peter

14611 Schäfer Udo

14614 Wolf Thomas

14615 Hampel Rainer

14617 Grimm Wolfgang

14621 Schoppmeyer Jörg

14631 Hinze Rudolf

14633 Pappmann Wilfried

14634 Gengel Walter

14635 Piendl Max

14645 Filling Holger

14650 Nikolai Andre

14712 Hahn Bernd

14714 Engel Karl Emil

14718 Renner Horst

14721 Hamann Gerald

14723 Gorniak Karl

14725 Tiedtke Jürgen

14726 Dümichen Tim

14727 Klemme Rolf

14729 Wulfrath Hans-Jürgen

14733 Meyer Michael

14734 Ost Viola

14735 Meier Michaela

14736 Paech Wolfgang

14739 Lau Detlev

14741 Lipinski Hans-Gerd

14747 Völkening Martin

14748 Henseler Michael

14753 Schmitt Rudolf

14755 Schnitzler Hermann Josef

14758 Volmer Werner

14761 Lille Wolfgang

14764 Wierny Frank

14767 Schiefer Heinz

14769 Reiter Helmut

14772 Pils Georg

14858 Windeck-Gymnasium

Bernhard Schorpp

14860 Enskonatus Peter

14861 Hamel Juergen

14863 Leitenberger Bernd

14867 Zunker Andreas

14868 Malecha Robert

14872 Marx Erhard

14873 Fürst Dietmar

14875 Knobloch Helmut

14878 Kluge Wilfried

14879 Zeidler Detlef

14882 Hinz Wolfgang

14884 Görlitzer Sternfreunde e.V.

Förderverein der Scultetus-

Sternwarte Görlitz

14890 Atzler Bruno

14892 Paul Eberhard

14895 Evers Alfons

14896 Bardenhagen Harald

14898 Astronomische Arb.gemeinschaft

Mainz e.V.

c/o Naturhistorisches Museum

14899 Rümmler Frank

14902 Gfrerer Manfred

122 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 123



VdS-Nachrichten

VdS vor Ort / Tagungsberichte

14903 Lerch Rudolf

14906 Hase Frank

14907 Lüdicke Stefan

14908 Menz Torsten

14911 Bayerl Manfred

14913 Holl Manfred

14918 Fischer Kasper David

14924 Gutsche Fred

14940 Kannenberg Theo

14941 Dietz Uwe

14943 Tittel Olaf

14958 Dependahl Ingo

14960 Krzyk Stephen

14963 Gallus Astrid

14979 Döpp Hermann

14986 Wittmer Andreas

20-jähriges Jubiläum

Mitgl.-Nr. Name

Vorname

15446 Nagele Friedrich

17467 Rebbe Martin

17468 Reitemann Thomas

17470 Furthmann Willy

17471 Pfennig Herbert

17473 Schliep Wolfgang

17478 Bauer Manfred

17480 Frenzel Thomas

17482 Dobler Helmut

17483 Briesemeister Jens

17485 Mündlein Ralf

17487 Sternwarte Eschenberg Winterthur

c/o Herrn M. Griesser

17495 Aders Oliver

17499 Schremmer Hans

17500 Tappe Heinrich

17503 Schaffner Wolf

17504 Stelzer Walter

17505 Eisoldt Alexander

17506 Payer Thomas

17510 Steube Günther

17512 Tuchan Thomas

17517 Kirchner Heinrich

17519 Klages Klaus

17521 Borgert Jochen

17524 van Kerkhof Willem

17526 Obert Dieter

17529 Schönwiesner Peter

17531 Neuhaus Marcus

17532 Lemke Alexander

17533 Janz Joachim

17534 Eckert Günther

17536 Wieto Marcel

17539 Schielinsky Reinhard

17545 Mühlenbruch Markus

17547 Eikmeier Klaus

17549 Weltzien Ulrich

17551 Loscar Michael

17552 Sperberg Ulrich

17554 Schmögner Mathias

17556 Meiss Robert

17557 Syre Philipp

17559 Häusler Alexandra

17563 Lademann Kersten Jörg Helge

17564 Haupt Martina

17567 Kurzan Bernd

17570 Peldszus Reinhard

17571 Thielemans Roger

17573 Baumgardt Jochen

17578 Thoennes René

17580 Siebeneichner Thomas

17581 Schiller Martin

17582 von Poschinger Konstantin

17586 Sohl Frank

17587 Rottloff Herbert

17589 Hopf Hans

17594 Roesner Jürgen

17595 Krause Uwe

17598 Martell Gunther

17603 Segelhorst Henrik

17608 Klotz Ulrich

17610 Beister Heinz Jürgen

17611 Schmitz Andreas

17614 Heinrich Volker

17615 Förderverein Volkssternw. Amberg e.V.

c/o Herrn Prof. Dr. Matthias Mändl

17617 Wulff André

17618 Meister Stefan

17621 Merklin-Noll Thomas

17622 Wolff Jürgen

17632 Wolfrum Reinhold

17636 Domel Mirko

17638 Finkenrath Horst

17639 Danckert Harry

17641 Schmitz Harald

17650 Thiel Mathias

17657 Hofmann Rainer

17658 Engel Joachim

17660 Seidl Sebastian

17663 Hilverkus Gerhard

17666 Schober Jennifer

17668 Slansky Peter C.

17671 Zander Hans Günter

17674 Kaufmann Ekkehart

17676 Kampschulte Tobias

17677 Christensen Bernd

17679 Wahls Michael

17680 Stoll Uwe

17683 Krause Matthias

17685 Grieblinger Hans

17689 Kaletsch Peter M.

17690 Schmidt Stefan

17692 Wohlrab Uwe

17694 Leu Christian

17696 Ortmann Thomas

17697 Berger André

17698 Arnemann Heiko

17701 Schlinzig Helge

17702 Büenfeld Dietmar

17703 Heiduck Uwe

17710 Schneider Robert

17711 Süssli Marcel

17712 Nezel Michael

17715 Greßmann Holger

17717 Latußeck Arndt

17718 Berger Martin

17721 Hüntemann Rolf

17724 Otawa Christoph

17725 Legler Gunar

17730 Netter Armin

17736 Knese Gerd Christian

17740 Buchsteiner Jürgen

17744 Siolek Wolfgang

17747 Holzhey Bernd

17748 Vogtmann Thomas

17754 Metz Markus

17760 Scharnhorst Danny

17761 Schmidt Gerald

17763 Schulze Maik

17765 Merz Heinz

17766 Sternfreunde Nordenham e. V.

c/o Herrn Hans-Heinrich Berends

17767 Troyer David

17772 Paus Dieter

17777 Keller Walter

17778 Born Frank

17779 Sturm Christian

17782 Abels Hans-Gerd

17783 Ludwig Dieter

17785 Müller Wolf-Dieter

17790 Hillmann Matthias

17792 Hoffmann Dirk

17793 Bertram Björn

17794 Simmen Peter

17796 Brandt Michael

17797 Seeger Karlheinz

17798 Richter Ralph-Mirko

17799 Kammerlohr Philipp

17800 Tomasek-Schaller Carolin

17804 Ehresmann Wolfgang

17807 Ott Hubert

17810 Niebling Frank

17816 Kühnel Jörg

17819 Dorn Michael

17821 Klüven Marko

17832 Tomitsch Michael

38. BoHeTa

mit Fokus auf Be-Sterne und Doppelsternsysteme

von Kai-Oliver Detken

Die Bochumer Herbsttagung (BoHeTa) [1]

fand traditionsgemäß an der Ruhr-Universität

Anfang November 2019 zum bereits

38. Mal statt. Peter Riepe und Prof. Dr. Ralf-

Jürgen Dettmar luden wieder gemeinsam

zur Tagung ein, die auch in diesem Jahr

wieder mit vielen interessanten Beiträgen

aufwarten konnte. In den Reiff-Vorträgen

kamen wie gewohnt ein Fach- und ein

Amateurastronom zu Wort, diesmal mit

den Themen Be-Sterne und Doppelsternsysteme.

Neu war der kostenlose Besuch der

Veranstaltung, die sich ab jetzt durch Spenden

finanzieren wird. Erfreulich, dass auch

einige neue Teilnehmer angereist waren.

Bei der Begrüßung gab es auch eine kurze

Vorstellung der Vereinigung der Sternfreunde

(VdS) durch den Vorsitzenden

Sven Melchert. Pünktlich startete der erste

Vortrag zum Bau einer privaten Sternwarte.

Thomas Wahl hat sie in seinem Garten

in einer relativ lichtverseuchten Neubausiedlung

im Ruhrgebiet erbaut. Durch den

Kontakt zum Tiefbauamt erreichte er, dass

die Straßenlaternen für ihn bis zu 50% abgeschirmt

wurden. Neben einem imposanten

Kuppelbau wurden zwei separate Beobachtungsplattformen

zusätzlich im Garten

geschaffen. Ein schneller Abbau der Kuppel

wurde dabei für den Fall eines Umzugs mit

eingeplant.

Im Anschluss berichtete Dr. Sighard

Schraebler von dem Einschlag auf der

Mondoberfläche, den er während der

Mondfinsternis im Januar 2019 zufällig

aufgenommen hatte [2]. Erst später bei

der Bildverarbeitung fiel ihm ein Aufblitzen

auf, das von dem Einschlag herrührte.

Dieses außergewöhnliche Ereignis wurde

später in der Fachzeitschrift „Spektrum der

Wissenschaft“ zusätzlich bestätigt. Inzwischen

ist sogar eine Zusammenarbeit mit

Wissenschaftlern zustande gekommen und

erste Fachveröffentlichungen sind in Vorbereitung.

Bernd Gährken [3], treuester BoHeTa-

Referent, präsentierte Chiles Nachtlandschaften,

die er anlässlich seiner Reise zur

totalen Sonnenfinsternis 2019 erlebt hatte.

„Nightscape-Videos“ wie seine werden immer

beliebter. Man benötigt dafür lediglich

eine normale Kompaktkamera. Mittels der

Open-Source-Software Magic Lantern [4]

kann dabei sogar ohne zusätzlichen Timer

direkt mit einer Canon-Kamera losgelegt

werden. Auf seiner Chile-Reise wurde viel

mit Nightscape-Aufnahmen experimentiert.

Die Sonnenfinsternis selbst wurde

beim europäischen Vorzeigeobservatorium

Very Large Telescope (VLT) [5] in

Chile beobachtet. Aber auch hier war der

Sternhimmel nicht komplett dunkel. Dies

1 Der mit insgesamt 185 Teilnehmern gut besuchte Hörsaal HZO 10, Bild: Michael Schomann

wird u. a. durch interplanetaren Staub verursacht,

der das Licht äußerer Quellen (wie

z. B. Sonne oder Jupiter) streut.

Zum Abschluss des ersten Blocks berichtete

Claudia Henkel über die Bündelung

der Astro nomie-Aktivitäten in Deutschland.

Viele Hobbyastronomen sind über

Deutschland verteilt. Deshalb bietet die

VdS-Fachgruppe Astronomische Vereinigungen

zentrale Anlaufstellen für fünf

verschiedene Regionen an. Jede Region

betreibt eine Webseite (z. B. www.astronomie-west.de),

um Sternwarten, Planetarien

und Organisationen einheitlich

darzustellen. Zusätzlich tauscht man sich

untereinander zu verschiedenen Themen

aus und entwickelt neue Ideen.

Im zweiten Vortragsblock nahm sich Wolfgang

Bischof [6] die verborgene Vielfalt der

Farben des Mondes vor. Für die meisten

Menschen besteht der Mond nur aus „Fifty

Shades of Grey“, wie er humoristisch ausführte.

Aber der Mond besitzt durchaus

eine Farbvielfalt, die bei Farbaufnahmen

durch die Variation von Dynamik und

Sättigung zum Vorschein kommt. Dabei

bleibt die Farbverstärkung am Mond einem

„Hauch von Willkür“ unterworfen. Er stellte

daher eine eigene Methode vor, um mit

den Farben des Mondes dem Mineraliengehalt

auf die Spur zu kommen. Informatives

Bildmaterial wurde präsentiert.

Rolf Hempel stellte die neue Astronomie-

Software PlanetarySystemStacker [7] vor.

Nach eigener Darstellung möchte er damit

andere Astro-Programme ablösen, die

nicht mehr aktuell sind. So sind RegiStax,

AviStack und Giotto zwar recht beliebt,

werden aber seit geraumer Zeit nicht mehr

weiterentwickelt. Neben der jeweiligen

Closed-Source-Strategie werden auch die

verwendeten Algorithmen nicht offengelegt.

Deshalb rief er nun ein eigenes Open-

124 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 125



VdS vor Ort / Tagungsberichte

2 Dr. Dietrich Baade beim Reiff-Vortrag

über Be-Sterne, Bild: Michael Schomann

3 Bild aus dem Vortrag von Peter C. Slansky:

Bahnverlauf von 3414-2018 mit Punkten A

(Eintrittspunkt), B, C (Terminal Flash) und D

(Verglühen) mit Längenangaben in km

Source-Projekt ins Leben, an dem beliebig

viele Entwickler mitarbeiten könnten. Sein

Programm ist bereits einsatzfähig und für

Mondbilder optimiert. Bei Planeten hat allerdings

noch AutoStackkert!3 [8] leicht die

Nase vorne, was Hempel in Zukunft aber

ändern möchte.

Im Anschluss stellte Prof. Dr. Udo Backhaus

[9] von der Universität Duisburg/Essen

eigene Messungen zur Eigenbewegung

und Parallaxe von Barnards Pfeilstern mit

professionellen Remote-Teleskopen vor.

Barnards Pfeilstern ist dabei besonders

schnell unterwegs. Für die Messungen

stand das Projekt Monitoring Network

of Telescopes (MONET) der Universität

Göttingen [10] zur Verfügung. So konnten

Bilder aus einigen Jahren ausgewertet werden.

Dabei wurde ebenfalls die Parallaxe

ermittelt. Da aber während der langjährigen

Messungen das Teleskop kaputt ging,

musste auf ein anderes zugegriffen werden.

Dessen Messungen passten dann aber nicht

mehr zu den ursprünglichen. Warum dies

so ist, wird noch untersucht.

Die Verleihung des Reiff-Preises für Amateur-/Schularbeit

2019 [11] wurde wieder

souverän von Dr. Carolin Liefke übernommen.

Die Reiff-Stiftung fördert Schulprojekte,

die Kindern und Jugendlichen

die Astronomie näherbringen. Als Sieger

wurden die Kindertagesstätte „Die Holzwürmer“

aus Eschelbronn, die Sternwarte

Burgsolms (Volkssternwarte Mittelhessen),

die Hans-Nüchter-Sternwarte in Fulda und

das Sprachen- und Realgymnasium Nikolaus

Cusanus Bruneck ausgezeichnet.

Der traditionelle Reiff-Vortrag wurde von

Dr. Dietrich Baade gehalten. Der ehemalige

ESO-Mitarbeiter begann mit dem berühmten

Ausspruch Hamlets von Shakespeare:

„To Be or not to Be“ – hier waren die Be-

Sterne gemeint. Die Bochumer Ruhr-Universität

war einmal ein wichtiges Zentrum

zur Erforschung der Be-Sterne, die 1866

erstmals von Pater Angelo Secchi am Vatikan-Observatorium

gefunden wurden. Be-

Sterne zeigen Wasserstoff in Emission. Sie

entstammen der sehr frühen Phase unseres

Universums und rotieren sehr schnell.

Die Ursache dafür ist noch unbekannt.

Der NASA-Satellit TESS [12] überwacht

zwischen 2018 und 2020 ca. 200.000 Sterne,

darunter auch Be-Sterne. Bei der Suche

nach schnellen Rotationen wird er auch

neue Be-Sterne auffinden. Das ist deshalb

so spannend, weil man mit ihrer Hilfe auch

die Sternentstehung studieren kann.

Der Amateurvortrag von Ernst Pollmann

knüpfte daran an. Das Doppelsternsystem

VV Cephei ist ein Riesendoppelsternsystem

im Vergleich zu unserer Sonne. In

einer Stoßfront entstehen Hα-Emissionen,

die sich gegenseitig überlagern. Eine Wasserstoffscheibe

um den enthaltenen Be-

Stern konnte in Hα nachgewiesen werden,

wie ein erstes CCD-Spektrum zeigte. Es

wurde dafür ein Langzeitmonitoring der

Hα-Äquivalentbreite seit 1996 bis heute

durchgeführt und eine Periode von 43 Tagen

ermittelt. An dem Vortrag konnte man

daher gut erkennen, wie Amateurastronomen

die Profis unterstützen können, die ja

für Langzeitbeobachtungen kaum Kapazitäten

besitzen.

Peter Köchling holte die Teilnehmer wieder

in die Astrofotografie ab. Sein Thema war

die Erstellung von Flatfields zur Bildebnung.

Die Vorgehensweise dazu wurde am

OwAS-Stammtisch [13] erarbeitet. Flatfields

sind in der Astrofotografie unabdingbar,

da sie Vignettierung und Staub kompensieren.

Als optimale Flat-Lösung wurde

ein „Light-Dummy“ präsentiert – über die

Nacht erstellt – zwecks Anpassungen von

4 Der Cocoon-Nebel und seine Umgebung, aufgenommen im Oktober 2018 und August 2019 in Bremen-Borgfeld, Skywatcher

Esprit 100ED bei f/5,5 mit Atik 490EXm, Gesamtbelichtung 34 h, davon 28 h LRGB mit Baader-Filtern und 6 h Hα mit Astrodon 3 nm.

Zur Farbverstärkung wurde ein reines, kontinuumsubtrahiertes Hα-Bild verwendet. Bild: Kai Wicker

Flats für jeden Kanal. Dabei wurden die Bearbeitungsmöglichkeiten

mit Fitswork und

PixInsight durchgespielt.

Der nachfolgende Vortrag beschäftigte

sich mit einem weiteren astronomischen

Aspekt: der Mehr-Spektralbereichsfotometrie.

Prof. Dr.-Ing. Peter C. Slansky [14],

München, erläuterte am Beispiel einer digitalen

Fotokamera und der selbst fotografierten

Perseiden-Feuerkugel IMO 3414-

2018, wie man den Terminal Flash und

das Phänomen des weitgefächerten, nachleuchtenden

bläulichen Himmelsleuchtens

(Skyglow) untersuchen kann. So konnte er

die Ausmaße der Feuerkugel errechnen. Bei

der Mondfinsternis 2019 wurde eine Ausmessung

des Monds über sieben Messfelder

vorgenommen. Aus beiden Arbeiten sind

Fachveröffentlichungen entstanden.

Zum Abschluss stellte Dr. Kai Wicker

[15] von der Fotogruppe der Astronomischen

Vereinigung Lilienthal [16] vor, wie

man trotz Lichtverschmutzung natürliche

Farben beibehält. In Bildbeispielen verdeutlichte

er seine Vorgehensweise, um

RGB-Einzelaufnahmen mit Hα/[OIII]/

[SII]-Aufnahmen zu verbinden. Anhand

des Cocoon-Nebels, Messier 97 und Jones

Emberson 1 konnten die Objekte durch

seine Bearbeitungsmethode der Kontinuumssubtraktion

deutlich besser herausgearbeitet

werden, als bei reinen RGB-Aufnahmen

an seinem Standort möglich. Der

Vortrag war damit ein schöner Abschluss

eines langen und wieder sehr informativen

Tages. Der nächste BoHeTa-Termin wurde

ebenfalls schon bekanntgegeben: der

31.10.2020. Bitte schon einmal vormerken.

Internethinweise

(Stand: Dezember 2019):

[1] Bochumer Herbsttagung:

www.boheta.de

[2] S. Schraebler, Astroaufnahmen:

http://astro.square7.ch/2019impact/

[3] B. Gährken: www.astrode.de

[4] Magic Lantern, Open-Source-

Programm: www.magiclantern.fm

[5] Very Large Telescope der ESO (VLT,

Chile): www.eso.org/public/germany/

teles-instr/paranal-observatory/vlt/

[6] W. Bischof, Homepage: www.

magicviews.de

[7] R. Hempel: „PlanetarySystem

Stacker, Open-Source-Astronomy-

Software“, https://github.com/Rolf-

Hempel/PlanetarySystemStacker

[8] AutoStakkert!, Stacking-Software:

www.autostakkert.com

[9] U. Backhaus, Homepage:

www.astronomie-und-internet.de

[10] Projekt Monitoring Network of

Telescopes (MONET): http://monet.

uni-goettingen.de

[11] Reiff-Stiftung: www.reiffstiftung.org

[12] NASA-Satellit TESS: www.nasa.gov/

tess-transiting-exoplanet-survey-

satellite

[13] Ostwestfälischer Astro-Stammtisch:

www.balkonsternwarte.de/OwAS/

index.htm

[14] P. C. Slansky, Homepage:

www.peter-slansky.de

[15] K. Wicker, Homepage: http://

photonenfangen.de

[16] Astronomische Vereinigung Lilienthal,

Homepage: www.avl-lilienthal.de

126 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 127



PEGASUS

DELFIN

FÜLLEN

FÜCHSCHEN

Atair

PFEIL

Deneb

SCHWAN

Albireo

ADLER

LEIER

Wega

DRACHE

HERKULES

NÖRDL.

KRONE

SCHLANGE

(KOPF)

Gemma

Arktur

GROSSER BÄR

BOOTES

JAGDHUNDE

HAAR DER

BERENIKE

JUNGFRAU

KLEINER LÖWE

LÖWE

DREIECK

FISCHE

ANDROMEDA

PEGASUS

EIDECHSE

KEPHEUS

Deneb

SCHWAN

FÜCHSCHEN

PFEIL

DELFIN

FÜLLEN Atair

Albireo

ADLER

LEIER

Wega

DRACHE

HERKULES

NÖRDL.

KRONE

SCHLANGE

(KOPF)

GROSSER BÄR

Gemma

JAGDHUNDE

BOOTES

Arktur

HAAR DER

BERENIKE

JUNGFRAU

WASSERMANN

SCHLANGE

(SCHWANZ)

SCHLANGEN-

TRÄGER

Neptun

WASSERMANN

SCHLANGE

(SCHWANZ)

SCHLANGEN-

TRÄGER

STEINBOCK

Saturn

Jupiter

SCHILD

SKORPION

WAAGE

Spica

STEINBOCK

SCHILD

SKORPION

WAAGE

SÜDOST

Pluto

SCHÜTZE

Antares

WOLF

SÜDWEST

SÜDOST

Pluto

SCHÜTZE

Antares

SÜDWEST

Saturn

Jupiter

SÜD

Sternkarte exakt

gültig für 15. Juli

23 Uhr MESZ

SÜD

Vereinigung der Sternfreunde e.V.

www.sternfreunde.de

Sternkarte exakt

gültig für 15. August

23 Uhr MESZ

Vereinigung der Sternfreunde e.V.

www.sternfreunde.de

Mondphasen im Juli 2020

Mondphasen im August 2020

Vollmond

5.7.

Letztes Viertel

13.7.

Neumond

20.7.

Erstes Viertel

27.7.

Vollmond

3.8.

Letztes Viertel

11.8.

Neumond

19.8.

Erstes Viertel

25.8.

Ereignisse im Juli

01. 4h Merkur in unt. Konjunktion mit der Sonne

02. 23h Mond 5,5° NO Antares (α Sco, 1,1 mag)

03. 23:40 U Oph, Min. 6,6 mag, Abstieg von 5,9 mag in 2,5 Std.

04. 13h Erde im Aphel

04. 22:55 RR Lyr, Max. 7,1 mag, schneller Anstieg von 8,1 mag

05. 05:44 Vollmond

06. max. Libration West

06. 1h Mond 3,0° SO Jupiter (-2,7 mag, 47,5’’) u. 6,2° SW Saturn

(0,2 mag, 18,4’’)

06. 22:50 RZ Cas, Min. 7,7 mag, Abstieg von 6,1 mag in 2,5 Std.

10. 9h Venus in max. Helligkeit, -4,7 mag, 37,1’’

12. 01:30 Mond 3,1° SO Mars (-0,7 mag, 12,4’’)

12. 20h Mond erdfern, 29,6’

13. (2) Pallas (9,6 mag) in Opposition zur Sonne

13. 00:29 Letztes Viertel

14. 9h Jupiter (-2,8 mag, 47,6’’) in Opposition zur Sonne,

Sternbild Schütze

15. 20h Pluto (14,4 mag) in Opposition zur Sonne, Sternbild

Schütze

17. 3h Mond 2,8° NW Venus (-4,5 mag, 33,4’’) und 3,2° N

Aldebaran (α Tau, 1,0 mag)

19. max. Libration Ost

20. 18:33 Neumond

20. 23h Saturn (0,1mag, 18,5’’, Ring 39,7’’) in Opposition zur Sonne,

Sternbild Schütze

22. 03:30 Merkur (0,4 mag, 7,9’’) in größter westl. Elong., 20°,

NO-Hor.

25. 6h Mond erdnah, 32,4’

26. 22h Mond 5,9° NO Spica (α Vir, 1,1 mag)

27. 13:33 Erstes Viertel

29. 22:30 Mond 5,9° N Antares (α Sco, 1,1 mag)

29. auf 30. Maximum Meteorschauer der Delta-Aquariden, 41 km/s,

ca. 16/h

Quellen: US Naval Observatory, eigene Recherchen mittels GUIDE (Project Pluto), Berechnungen

der BAV, Berechnungen der IOTA (Steve Preston), Berechnungen der IOTA/ES (Eberhard Riedel

[GRAZPREP]), Homepage der International Meteor Organization (IMO).

Ereignisse im August

02. max. Libration West

02. 1h Mond 2,4° S Jupiter (-2,7 mag, 47,1’’) u. 8,5° SW Saturn

(0,2 mag, 18,4’’)

03. 16:59 Vollmond

05. 2h (1) Ceres (8,0 mag) 5,6’ SO Stern 88 Aqr (3,7 mag),

Sternbild Wassermann

06. 1h (2) Pallas (9,7 mag) 5,8’ NO Stern 111 Her (4,3 mag),

Sternbild Hercules, vgl. Folgeabend

06. 23h (2) Pallas (9,7 mag) 6,5’ S Stern 111 Her (4,3 mag),

Sternbild Hercules

08. ab 02:11 Streif. Sternbed. Mond – SAO 128787 (6,9 mag), Linie

Garmisch-Partenkirchen – Penzberg – Landshut -

Viechtach

08. 24:00 AI Dra, Min. 8,1 mag, Abstieg von 7,0 mag in rd. 2 Std.

09. 3h Mond 3,5° SW Mars (-1,3 mag, 15,6’’)

09. 15h Mond erdfern, 29,5’

09. 23:30 η Aql, Max. 3,48 mag, An- und Abstieg in 7,17 Tagen

11. 17:45 Letztes Viertel

11. auf 12. Maximum Meteorschauer der Perseiden, 60 km/s,

ca. 100/h

13. 3h Venus (-4,3 mag, 23,6’’) in größter westl. Elong, 46°, O-Hor.

13. 3h Mond 4,5° NW Aldebaran (α Tau, 1,0 mag)

15. max. Libration Ost

15. 03:30 Mond 5,7° NW Venus (-4,3 mag, 23,1’’)

17. ab 03:59 Streif. Sternbed. Mond – 9 Cnc (SAO 79940) (6,0 mag),

Linie Lindau – Bad Wörishofen – Straubing - Bodenmais

17. 16h Merkur in ob. Konjunktion mit der Sonne

19. 03:42 Neumond

21. 12h Mond erdnah, 32,9’

23. ca. 00:09 (328) Gudrun (13,5 mag) bedeckt TYC 6947-00591-1

(9,3 mag) für 9,0 s, Hell.-Abnahme 4,4 mag, Pfad Schweiz,

Österr.

25. 18:58 Erstes Viertel

25. ab 19:20 Mond bedeckt Doppelstern β Sco (2,6 mag), bis ca. 20:31,

Zeitpunkte abh. v. Standort!

25. 20:30 Mond 8,5° NW Antares (α Sco, 1,1 mag)

26. ca. 20:34 (2651) Karen (17,5 mag) bedeckt HIP 79851 (8,4 mag)

für 2,0 s, Hell.-Abnahme 9,8 mag, Pfad N- nach SW-

Deutschland, Schweiz

28. max. Libration West

28. (1) Ceres (7,7 mag) in Opposition zur Sonne, Sternbild

Wassermann

28. 22h Mond 3,6° SW Jupiter (-2,6 mag, 44,7’’)

29. 21h Mond 3,5° SO Saturn (0,3 mag, 18,0’’)

Alle Zeitangaben in MEZ für Standort bei 10° ö.L. und 50° n.Br., falls nicht anders angegeben. Zum

Umrechnen in MESZ im Zeitraum 29.03.2020 2:00 Uhr MEZ bis 25.10.2020 2:00 MEZ eine Stunde

zu den Zeitangaben addieren. „Libration West“ bedeutet, dass das Mare Crisium sich weit weg vom

westlichen Mondrand befindet.

128 | Journal für Astronomie Nr. 74

Journal für Astronomie Nr. 74 | 129



DRACHE

PERSEUS

Algol

KASSIOPEIA

KEPHEUS

BOOTES

Vorschau

DREIECK

ANDROMEDA

EIDECHSE

Deneb

SCHWAN

Wega

HERKULES

NÖRDL.

KRONE

Gemma

Vorschau auf astronomische Veranstaltungen

Juli bis September 2020

WIDDER

LEIER

zusammengestellt von Werner E. Celnik aus vorliegenden Informationen (Angaben wie immer ohne Gewähr)

Uranus

Mars

WALFISCH

SÜDOST

FISCHE

Sternkarte exakt

gültig für 15. September

23 Uhr MESZ

Neptun

Fomalhaut

Mondphasen im September 2020

Vollmond

2.9.

Ereignisse im September

02. 06:22 Vollmond

PEGASUS

WASSERMANN

SÜDL. FISCH

03. 23:30 X Tri, Min. 11,3 mag, Abstieg von 8,6 mag in rd. 1,5 Std.

06. 7h Mond erdfern, 29,5’

06. 04:30 Mond 1,2° SW Mars (-1,9 mag, 19,7’’)

09. ab 02:12 Streif. Sternbed. Mond – SAO 93721 (5,9 mag),

Linie Trier – Koblenz – Bad Arolsen – Beverungen –

Braunschweig – Plau am See – Greifswald

09. 4h Mond 7,8° NW Aldebaran (α Tau, 1,0 mag)

09. 19h Mars wird rückläufig

09. 23:00 Delta Cep, Max. 3,48 mag, An- und Abstieg in 5,36 Tagen,

zirkumpolar

10. 4h Mond 6,4° NO Aldebaran (α Tau, 1,0 mag)

10. 10:26 Letztes Viertel

11. 21h Neptun (7,8 mag, 2,4’’) in Opposition zur Sonne, Sternbild

Wassermann

12. max. Libration Ost

Letztes Viertel

10.9.

13. 4h Venus (-4,1 mag, 17,7’’) 2,2° S off. Hfn. Praesepe (M 44)

13. 23:10 AI Dra, Min. 8,1 mag, Abstieg von 7,0 mag in rd. 2 Std.

14. ab 05:02 Streif. Sternbed. Mond – γ Cnc (SAO 80378) (4,7 mag.),

Linie Karlshausen – Daun – Koblenz – Bad Hersfeld –

Halle (Saale) – Lübbenau/Spreewald

DELFIN

FÜLLEN

STEINBOCK

SÜD

FÜCHSCHEN

Neumond

17.9.

PFEIL

Atair

Saturn

Albireo

Pluto

SCHÜTZE

ADLER

Jupiter

SCHILD

SCHLANGE

(SCHWANZ)

SÜDWEST

SCHLANGEN-

TRÄGER

SCHLANGE

(KOPF)

Vereinigung der Sternfreunde e.V.

www.sternfreunde.de

14. 4h Mond 4,0° N Venus (-4,1 mag, 17,5’’), dazwischen

off. Hfn. M 44

15. 04:45 Mond 8,9° NW Regulus (α Leo, 1,4 mag)

16. 04:45 Mond 7,4° O Regulus (α Leo, 1,4 mag)

16. 22:20 Beta Per (Algol), Min. 3,4 mag, Abstieg von 2,1 mag

in 3 Std.

17. 12:00 Neumond

18. 15h Mond erdnah, 33,3’

22. 14:31 Herbstanfang, Herbsttagundnachtgleiche

24. 02:55 Erstes Viertel, max. Libration West

25. 19:20 Mond 6,6° SO Jupiter (-2,4 mag, 41,2’’) u. 3,6° S Saturn

(0,4 mag, 17,4’’)

29. ca. 04:27 (55) Pandora (13,7 mag) bedeckt TYC 844-448-1

(9,3 mag) für 1,8 s, Hell.-Abnahme 4,3 mag,

Pfad Mitte Deutschld.

Erstes Viertel

24.9.

WICHTIGE ANMERKUNG:

Wegen der aktuellen Pandemie-Einschränkungen

vergewissern Sie sich vor der Anreise bitte, ob die

genannte Veranstaltung auch tatsächlich stattfindet.

Juli 2020

SA, 11.07. – SO, 12.07.2020

Sonnetagung

Ort: Planetarium des Museums am Schölerberg,

Klaus-Strick-Weg 10, 49082 Osnabrück. Kontakt: Michael Delfs,

info@vds-sonne.de

MO, 20.07. – MI, 22.07.2020

17. Bundesweite Lehrerfortbildung Astronomie in Jena

Ort: Physikalisch-Astronomische Fakultät, Friedrich-Schiller-

Universität Jena.

Bundesweite Fortbildungsveranstaltung für Lehrerinnen und

Lehrer, die im Rahmen des Astronomie-, Physik- oder Geografie-

Unterrichts, als Leiter von Arbeitsgemeinschaften oder als Mitarbeiter

von Volks- und Schulsternwarten und Planetarien astronomische

Bildung vermitteln.

SA, 25.07. – SO, 26.07.2020

WAA-Sommerworkshop „Welches Fernrohr passt zu mir?“

Ort: Hohe Wand beim Alpengasthof Postl.

Auftakt zur dies jährigen WAA Summer Star Party.

Info u. Anmeldung: https://www.waa.at/workshop/2020-3sws/

index.shtml

August 2020

SA, 01.08. – SA, 15.08.2020

Astronomisches Sommerlager (ASL 2020)

Ort: Schullandheim Wolfsburg (St. Andreasberg im Harz).

Für Anfänger und Fortgeschrittene im Alter von 14 bis 24 Jahren.

Anm.: Vereinigung für Jugendarbeit in der Astronomie e.V.

(VEGA), Info: www.vega-astro.de

FR, 14.08. – SO, 16.08.2020

Raffaels Starparty (Malliß)

Ort: Campingplatz „Am Wiesengrund“ Malliß.

Kleines familiäres Teleskoptreffen am Selenter See. Organisator:

Raffael Benner. Info: https://astronomie-nord.de/

teleskoptreffen/raffaels-starparty

Aktuelle Informationen im Terminkalender der VdS

unter www.vds-astro.de

FR, 14.08. – SO, 16.08.2020

Burggespräche des Orion

Ort: Schloss Albrechtsberg an der Pielach, Österreich.

Himmlisches Wochenende mit Sternschnuppen, Sonne, Mond

und Planeten. Für Hobbyfotografen tagsüber interessante Motive

im Schloss und nachts am Himmel.

Info: www.burggespraeche.info

DO, 20.08.2020

11. Mecklenburger Teleskoptreffen (MTT)

Ort: Campingplatz im Ortsteil Garden der Gemeinde Lohmen,

Mecklenburg, 20 km südlich v. Güstrow.

Sehr dunkler Himmel, freie Sicht zu den wichtigsten Himmelsrichtungen,

Möglichkeiten für Camping und Übernachtung,

saubere Sanitäranlagen und 230-V-Anschluss.

Info: http://www.astronomieverein.de/index.php?seitenname=

Teleskoptreffen

DO, 20.08. – SO, 23.08.2020

WestHavelländer AstroTreff (WHAT)

Ort: Havelaue, Ortsteil Gülpe. Kontakt: Förderverein Sternenpark

Westhavelland e.V., Info@sternenpark-westhavelland.eu,

Info: http://sternenpark-westhavelland.eu/what

DO, 20.08. – SO, 23.08.2020

Bayerisches Teleskop Meeting (BTM)

Ort: Osterberg bei Pfünz/Eichstätt. Größtes amateurastronomisches

Event in Bayern mit 20-jähriger Geschichte.

Info: www.astronomie-ingolstadt.de/btm

DO, 20.08. – SO, 23.08.2020

Hunsrücker Teleskoptreffen HuTT

Ort: Sportplatz bei 55430 Perscheid/Hunsrück.

FR, 21.08. – SA, 22.08.2020

19. Astronomietage „Mirasteilas“

Ort: Sternwarte Mirasteilas, Falera (Graubünden/Schweiz).

Teleskoptreffen.

Info: www.mirasteilas.net

130 | Journal für Astronomie Nr. 74

Journal für Astronomie Nr. 74 | 131



Vorschau

Beobachterforum

SA, 22.08.2020

11. City-Star-Party Stuttgart

Ort: Stuttgart, ab 14 Uhr.

Besuchen Sie uns gerne mit oder auch ohne Ihr Teleskop auf der

Sternwarte Stuttgart auf der angrenzenden ca. 2.000 m² großen

Wiese, auch Anfänger. Eintritt frei.

Anm. u. Info: www.city-star-party.de

SA, 22.08.2020

H-alpha-Treff Rüsselsheim (HaTR)

Ort: Ewald-Becher-Sternwarte in Rüsselsheim,

Beginn 10 Uhr.

Info u. Anfahrt: www.ruesselsheimer-sternfreunde.de

FR, 28.08. – DI, 01.09.2020

39. European Symposium on Occultation Projects (ESOP)

Ort: Freiburg. Info u. Anm.: esop39.iota-es.de

September 2020

DO, 17.09. – SO, 20.09.2020

Internationales Teleskoptreffen in Kärnten (ITT)

Ort: Sattleggers Alpengasthof, Emberger Alm, Berg im Drautal,

Österreich.

Eines der höchstgelegenen Teleskoptreffen (1.900 m), herrlicher

Sternhimmel mit Camping-Möglichkeit – früher kommen &

länger bleiben möglich! Info: www.alpsat.at/internationalesteleskoptreffen-itt_D.html

DO, 17.09. – SO, 20.09.2020

Schleswig-Holsteiner Teleskoptreffen (SHT)

Ort: Rendswühren, Schleswig-Holstein.

Antwort

Vereinigung der Sternfreunde e.V.

Postfach 11 69

64629 Heppenheim

Kontakt: SHT@Sternwarte-nms.de,

Info: www.sternwarte-nms.de/veranstaltungen/

teleskoptreffen-sht

DO, 17.09. – SO, 20.09.2020

11. Sankt Andreasberger Teleskoptreffen (STATT)

Ort: Sankt Andreasberg.

Beobachtungsmöglichkeiten u. Rahmenprogramm mit

Vorträgen von renommierten Fachleuten.

Info: www.sternwarte-sankt-andreasberg.de/termine/statt/

DO, 17.09. – SO, 20.09.2020

Herzberger Teleskoptreffen (HTT)

Ort: Jeßnigk im Süden Brandenburgs.

Kontakt: info@herzberger-teleskoptreffen.de,

Info: www.herzberger-teleskoptreffen.de

FR, 18.09. – SO, 20.09.2020

Almberg-Treffen Mitterfirmiansreut (ATM)

Ort: Almberg (1.139 m) bei Mitterfirmiansreut, Bayerischer Wald.

Info: www.almberg-treffen.de

SA, 19.09.2020

10. Norddeutsches Sternwartentreffen (NST)

Ort: Aula der KGS in Tornesch bei den Sternfreunden Tornesch.

Sternfreunde können im Rahmen von Kurzvorträgen ihre Sternwarte,

Projekte oder Forschungen vorstellen.

Info: https://astronomie-nord.de/tagungen/nst

FR, 25.09. – SO, 27.09.2020

Teleskoptreffen Hoher Berg (TTHB)

Ort: Hoher Berg südlich von Bremen, auf einem ehem.

militärisch genutzten Gelände.

Info: www.astroberg-syke.de

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UrsaMajor Observatory

– Teil 2: die Technik

von Markus Blauensteiner

In diesem zweiten Teil gehe ich auf die technischen

Details der Sternwarte ein – was die

Teleskope und Zubehör betrifft, aber auch

was die „Peripherie“ angeht. Ganz perfekt

ist es wohl nie – gerade während ich diese

Zeilen schreibe, steht zum Beispiel ein Kamerawechsel

bevor. Mal sehen, was dabei

herauskommt.

Beginnen wir mit dem Wichtigsten für

die Astrofotografie – den Instrumenten

(Abb. 1 und 2). Bei der Montierung fiel die

Wahl auf eine 10Micron GM2000 HPS II,

ein wirklich sehr präzise laufendes Stück

Technik. Sie lässt sich über LAN ansteuern

– eine sehr schöne Sache gegenüber USB

oder seriellen Verbindungen. Dazu später

mehr. Auf der Montierung tun zwei Teleskope

ihren Dienst. Ein 250-mm-Newton

mit f = 1.000 mm von Lacerta [1], und ein

Takahashi Epsilon 130ED mit f = 430 mm.

Am großen Newton kommt eine CCD-Kamera

Starlight Xpress Trius 649 zum Einsatz,

was einen Bildmaßstab von 0,93’’ / Pixel

ergibt. Im Filterrad (ebenfalls Starlight

Xpress) sind L/R/G/B/Hα/[OIII] Filter

von Baader. Der Motorfokus am Newton

kommt ebenfalls aus dem Hause Lacerta,

und als Nachführkamera kommt der bekannte

Lodestar zum Einsatz. Das Guiding

erfolgt über einen Off-Axis-Guider, ebenfalls

von Starlight Xpress [2]. Am TAK Epsilon

sammelt (noch) eine Moravian G2-

8300 Photonen (Bildmaßstab 2,60’’ / Pixel).

Beim Filterrad kommt das große Rad mit

10 Plätzen desselben Herstellers zum Einsatz,

Off-Axis-Guider und Nachführkamera

stammen ebenfalls aus diesem Hause.

Die Filtersatz-Bestückung wie oben plus

[SII] ist wiederum von Baader. Der Motorfokus

an diesem Teleskop ist ein Robofocus.

Beide Teleskope sind nebeneinander montiert.

Unter dem kleinen TAK Epsilon (ich

schreibe „klein“, man darf aber sein Gewicht

nicht unterschätzen!) hat mir Peter

1 Die Teleskope – links der 250-mm-Newton, rechts der TAK Epsilon 130ED

Großpointner eine Vorrichtung konstruiert,

mit deren Hilfe die Optik exakt parallel

zum Newton ausgerichtet werden kann.

Natürlich ist auch ein Staubschutz installiert,

sprich PC-gesteuerte Deckel. Für

beide Teleskope wurde die „SnapCap“ von

Gemini telescope design [3] gewählt, ohne

Flatfolie. Warum kein Flatfolien-Einsatz im

Deckel? Die Konstruktion für den großen

Newton ist mit etwa 1.800 g sehr schwer,

wobei das Ganze auch noch im kritischen

Bereich der Fangspiegelspinne befestigt

ist. Vorsicht ist auch bei solchen Deckeln

mit Folie geboten, die sich nur 90° öffnen

lassen: hier kann Streulicht an der weißen

Fläche Gradienten erzeugen, die eine wahre

„Freude“ sind. Zudem setzt sich im geöffneten

Zustand im Laufe der Zeit auf dem

Datum, Unterschrift

Journal für Astronomie Nr. 74 | 133



Beobachterforum

Beobachterforum

Flatfolien-Einsatz Staub und Schmutz ab,

was sicher nicht ideal für Flats ist.

Um die Anzahl der Kabel zu reduzieren, ist

an jedem Teleskop ein USB-Hub und eine

Verteilerbox für 12 V für eben dieses Teleskop

befestigt. So müssen nur die „Hauptleitungen“

vom Teleskop weg zugfrei zum

Boden und weitergeführt werden. Somit

sind zwar alle Verbraucher eines Teleskops

(= Kamera, Motorfokus und ggf. Filterrad)

nur gemeinsam schaltbar, aber immerhin

für beide Teleskope unabhängig. Für die

USB-Hubs gibt es zwei getrennte Netzteile,

um sie jederzeit einzeln aus- und einschalten

zu können, was sich schon bewährt hat.

Ursprünglich war die Sternwarte mit einem

Antrieb und einer Steuerung von Scope

Dome ausgestattet. Beides ist identisch mit

dem angebotenen Set für die Kuppeln von

ScopeDome, bloß reduziert auf das Notwendige

für ein Rolldach. Sagen wir es so:

Meine Beziehung zu ScopeDome wurde

vom ersten Tag an auf eine harte Probe gestellt.

Verschiedene Dinge funktionierten

nicht so wie vorgesehen, manche Komponente

fehlte bei der Lieferung (die sehr spät

erfolgte und wir erinnern uns: der nächste

große Ort ist weit, weit weg). Das erzeugte

Unsicherheit. Eines sollte aber nahezu

100% sicher sein bei einer Remote-Sternwarte:

dass das Dach schließt.

Daher stellte ich mit tatkräftiger Unterstützung

durch Stefan Reichmann (er ist der

Konstrukteur der Hütte) im Sommer 2018

auf eine Relaisbox von Lunatico („Dragonfly“

[4]) um, die nun mit den zugehörigen

Scripten das Dach sehr zuverlässig steuert

und noch ein paar andere Aufgaben übernimmt.

Dragonfly ist im Gegensatz zur

ScopeDome-Steuerung über LAN ansteuerbar.

Der Dachantrieb setzt sich somit

zusammen aus einem Motor + Spannungswandler

aus dem ScopeDome-Paket und

dem Dragonfly.

2 Blick Richtung Osten auf die Teleskope

Ein wichtiger Punkt: Das Dach lässt sich

immer schließen, egal wie das Teleskop

gerade steht. Versagt die Einparkroutine

für das Teleskop, kann die Dachsteuerung

trotzdem bedenkenlos das Dach zufahren.

Mittlerweile sind zwei PCs in Betrieb –

einer für jedes Teleskop. Das bietet Redundanz,

sollte einer mal ausfallen. Hier

kommt wieder die Tatsache ins Spiel, dass

sich sowohl die Montierung als auch die

Dachsteuerung über LAN ansteuern lassen.

Beides ist somit problemlos von beiden

PCs aus erreichbar, ohne dass jemand

Kabel umstecken müsste.

Eine ganz wesentliche Komponente – die in

den heimischen Gartensternwarten wohl

eher selten anzutreffen ist – ist eine USV

(unabhängige Spannungsversorgung). Sie

ist in der Lage, die gesamte Sternwarte bei

einem Stromausfall für mindestens fünf

Minuten mit Strom zu versorgen. Das ist

völlig ausreichend, um das „Notfallprotokoll“

ablaufen zu lassen. Im Wesentlichen

soll das Dach geschlossen und der PC heruntergefahren

werden. Wie weiß nun die

Sternwarte, dass sie „stromlos“ ist? Diese

Feststellung geschieht auf zwei Arten. Erstens

ist die USV am PC angeschlossen und

wird von diesem als „Akku“ erkannt. Bei

Stromausfall läuft der PC also auf Akku.

Bei jedem PC lässt sich einstellen, was er

im Akkubetrieb nach einer bestimmten

Zeit machen soll. Hier ist ganz einfach „herunterfahren

nach 4 Minuten“ eingestellt.

Sollte in der Zwischenzeit der Stromausfall

vorbei sein, geht der Betrieb normal weiter.

Zweitens verfügt der Wettersensor, ein Lunatico

AAG, über ein Relais, das sich immer

dann öffnet, wenn die Wetterbedingungen

„schlecht“ (= unsave) sind – oder eben der

Strom ausfällt. Dazu darf der AAG natürlich

nicht hinter der USV angeschlossen

sein, sondern muss direkt am Stromnetz

hängen. Den Zustand des Relais überwacht

die Dachsteuerung. Sie schließt das Dach,

sobald der Status „unsave“ erreicht wird.

Also sowohl bei Schlechtwetter (was ich im

nächsten Absatz noch näher erläutere) als

auch bei Stromausfall.

3 So sieht der Bildschirm im laufenden Betrieb aus.

Die Wetterüberwachung: Wir verfügen

über zwei AAG Cloudwatcher (Redundanz

...). Beide sind jeweils an einem eigenen

kleinen PC angeschlossen, dort werden die

gelieferten Daten gespeichert und auch ausgewertet.

Auf die Daten (eine kleine, simple

Datei) kann jeder Sternwartenbesitzer über

das Netzwerk zugreifen und am lokalen PC

mit der passenden Software auswerten. Das

bedeutet, dass jeder für sich die Parameter

für „klar“, „wolkig“ usw. und auch für „sicher“

und „unsicher“ definieren kann. Die

Sternwarten-Steuerungsprogramme (egal

ob der von mir verwendete CCD Commander

oder andere wie CCD Autopilot,

Sequence Generator pro, ...) greifen immer

auf diesen Status zu. Somit bestimmt jeder

Sternwartenbesitzer selbst, wann sein Dach

öffnet und schließt.

Ich habe zusätzlich den kleinen Vorteil, dass

der zweite AAG an meiner Hütte befestigt

ist und daher das oben beschriebene Relais-

Kabel auch in meine Hütte führt. Ich habe

es an meiner Dachsteuerung angeschlossen.

Wann das Relais öffnet (d.h. wann der

Status „unsave“ ist), wird auf jenem PC definiert,

an dem der AAG angeschlossen ist.

Dort habe ich die Wetterparameter etwas

„sanfter“ eingestellt als auf meinem lokalen

PC. Einfach ausgedrückt: wenn auf meinem

PC bereits „wolkig“ angezeigt wird, ist

es am AAG-PC noch „klar“. Mein lokaler

PC wird das Einparken der Montierung,

Aufwärmen der Kamera, Schließen des

Staubschutzdeckels und des Daches veranlassen.

Sollte der lokale PC das nicht tun –

beispielsweise, weil er „hängt“, so registriert

der AAG-PC die Wolken einige Minuten

später, geht in den Status „unsave“ und öffnet

das Relais. Dadurch wiederum tritt die

Dachsteuerung in Aktion und schließt das

Dach. Teleskop parken usw. kann sie allerdings

nicht. Auf diese Weise ist erneut Redundanz

geschaffen: reagiert die erste Instanz

nicht auf das Wetter, tritt wenig später

die zweite Instanz in Aktion.

Das Ein- und Ausschalten der Geräte (PC,

Montierung, Kameras, USB-Hubs, Lüfter

für Teleskop und Hütte, Dachsteuerung)

erfolgt über zwei „IP-Steckdosen“, konkret

sind es Steckdosen des Typs „Gude Expert

Power Control“. Für alle sechs Sternwarten

zugänglich und nutzbar sind die zwei AAG-

Cloudwatcher-Wettersensoren, ein SBIG-

Seeingmonitor, eine Überwachungskamera

für das Grundstück und eine All-Sky-

Cam für den nächtlichen Himmel.

Wir verfügen glücklicherweise über zwei

unabhängige ADSL-Anschlüsse sowie

einen „GSM-Notanschluss“. Zum einen

bewährt es sich, wenn sich die bis zu sechs

Nutzer auf zwei Leitungen aufteilen, zum

anderen ist schon mal ein Anschluss ausgefallen

und es zeigt sich, dass der Support

seitens des Internetanbieters teils ziemlich

zu wünschen übriglässt. Vielleicht steht

diese strukturschwache Region nicht unbedingt

weit oben auf der Prioritätenliste.

Betrieb in der Praxis

Im nächtlichen Betrieb braucht es ein Programm,

das mehr oder weniger alle Vorgänge

in der Sternwarte automatisch steuert.

Mehr oder weniger soll heißen, dass man

wahrscheinlich nicht für jede Kleinigkeit

134 | Journal für Astronomie Nr. 74 Journal für Astronomie Nr. 74 | 135



Beobachterforum

Beobachterforum

Unterm südlichen Sternenhimmel

von Hubert Hermelingmeier

unbedingt eine Fernsteuerung braucht. Bei

mir z.B. sind die Lüfter in der Hütte, jene

am Teleskop und auch die Staubdeckel beider

Teleskope von Hand einzuschalten bzw.

zu öffnen. Das dauert nur wenige Sekunden

und erfolgt am Abend nach einer letzten

Überprüfung des Wetters. Alles Weitere,

wie Kühlen der Kamera, Öffnen und

Schließen des Daches, Objekt anfahren, Fokussieren,

gegebenenfalls einen Leitstern

suchen und anschließend Guiden, … sollen

automatisch ablaufen. Es gibt verschiedenste

Programme dafür – manche steuern

alle Komponenten selbst, andere greifen

auf verschiedene Steuerprogramme für die

einzelnen Komponenten zu. Ich verwende

CCD Commander [5], ein Programm,

das zur zweiten Kategorie gehört. Das bedeutet,

meine Kamera wird via MaxImDL

6.20 bedient, der Motorfokus via Focus-

Max, das Dach über die eigene Steuerung

von Lunatico. CCD Commander greift auf

diese Programme zu und löst dort den gewünschten

Prozess aus. Ich habe mich für

CCD Commander entschieden, weil es ein

recht einfach aufgebautes Programm ist,

und sich im laufenden Betrieb Änderungen

vornehmen lassen, ohne dass alles angehalten

werden muss.

In CCD Commander gibt man einzelne

Aktionen vor, wie z.B. das Dach zu öffnen,

die Kamera zu kühlen, zu bestimmten Koordinaten

zu fahren, Sky-Flats zu machen

oder auch einfach nur zu warten. Die meisten

dieser Aktionen lassen sich auch zu sogenannten

„Sub-Actions“ zusammenfassen,

das sind dann Aktionen, die mehrere

Aktionen beinhalten. Man könnte z.B. eine

Sub-Action erstellen, die den Schwenk zu

einem Objekt, ein plate-solving zur Überprüfung

des Bildausschnittes und anschließend

das Fokussieren an einem bestimmten

Stern beinhaltet. Diese Aktion speichert

man unter einem passenden Namen (z.B.

„M 27 east“) ab. In der Reihe Aktionen für

4 Die Oberfläche von CCD Commander mit den Aktionen für die kommende Nacht

die Nacht braucht man nun nur noch die

Aktion „M 27 east“ einfügen, und die genannten

drei Vorgänge werden ausgeführt.

Das macht die Liste deutlich übersichtlicher.

Solche Sub-Actions lassen sich auch

für andere, immer gleiche Vorgänge nutzen

– man denke an das Ende der Nacht:

da wird immer das Dach geschlossen, die

Montierung geparkt und die Kamera aufgewärmt.

Und schon ist das eine Aktion namens

„good morning“ (Abb. 3 und 4).

Am Abend wird die Verbindung zum PC in

Frankreich aufgebaut. Der Zugriff auf die

IP-Steckdosen erfolgt über den Browser, es

werden die Kameras, die Dachsteuerung,

die Lüfter in der Hüttenwand und der Teleskoplüfter

eingeschaltet. Anschließend

wird im CCD Commander das Aktionspaket

für die Nacht zusammengestellt bzw.

jenes der vorangegangenen Nacht modifiziert.

Dann noch die Deckel der Teleskope

geöffnet, und ab diesem Punkt übernimmt

CCD Commander das Zepter. Das vorgegebene

Programm wird abgearbeitet, hoffentlich

bis zum Morgengrauen. Nach der

Datenübertragung nach Hause sind wieder

frische Rohbilder für das nächste Astrobild

auf der Festplatte gelandet. Ob das nicht

langweilig ist? Für mich nicht. Ich mag, was

die Technik alles möglich macht und habe

große Freude damit.

Quellenhinweise (Stand: Oktober 2019):

[1] Lacerta-Produkte: www.teleskopaustria.at

[2] Starlight Xpress: www.sxccd.com

[3] PC-gesteuerte Deckel „SnapCap“:

www.geminitelescope.com

[4] Relaisbox von Lunatico:

www.lunatico.es

[5] Steuerprogramme für einzelne Komponenten:

www.ccdcommander.com

1 Aufbau der Säule mit der Montierung Celestron CGE Pro

Im März 2019 erreichte uns eine E-Mail aus unserer lokalen Mailingliste.

Ein Amateurastronom aus Bielefeld suche Hilfe beim

Aufbau einer Astrofarm in Namibia. Ich schickte die Mail mit

einem zwinkernden Auge an einen Freund weiter, der seit kurzem

Pensionär war. Er war sofort interessiert, zumal Namibia

schon lange auf unserer Exkursionsliste stand. Wir beide hatten

Lust auf diese Aufgabe. Nach der Durchsicht meines Terminkalenders

und einem Blick auf die Mondphasen war der Entschluss

schnell gefasst. Die Wetterkarte zeigte häufig gute Bedingungen

und der abnehmende Mond dominierte den Morgenhimmel.

Beste Voraussetzungen für die Beobachtung des südlichen Sternenhimmels.

Nach einem Nachtflug mit Air Namibia wurden wir von Faried

Abu-Salih, dem Gründer und Projektleiter von DeepSkySafaris,

am Flughafen in Windhoek abgeholt und gemeinsam fuhren wir

über eine Schotterpiste 180 km nach Südwesten. Unser Ziel war

die Rooisand Desert Ranch, eine Gästefarm, am Fuße des Gamsberg

direkt an der C26 auf ca. 1.200 m Höhe. Hier hat die junge Firma

DeepSkySafaris ihre erste Heimat gefunden. Wir wurden von

der Farmerfamilie und ihrem Manager herzlich empfangen. In

einem kleinen Chalet, ca. 2,5 km oberhalb der Gästefarm gelegen,

bezogen wir unser Quartier. Das Chalet ist mit zwei Schlafräumen

und 2 Bädern für 4 Personen ausgelegt und bestens ausgestattet.

Draußen befinden sich zwei Betonplattformen und das Gelände

wird von einem Elektrozaum gesichert. Was wollten wir mehr!

3 Der montierte 12-Zoll-Ritchey-Chrétien-Astrograf

wird nach der Montage ins Depot gebracht.

2 Der Firmengründer Faried Abu-Salih bei Montagearbeiten

auf der Beobachtungsplattform

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Beobachterforum

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4 Der Autor bei der Montage des 16-Zoll-Spiegels

am Gitterrohrdobson

5 Die Montierung Fornax 102 wird montiert.

Beide stehen in unserer Region leider nicht sehr hoch

über dem Horizont. Aber gerade der Omeganebel ist

unter dem südlichen Himmel im Vergleich dazu eine

Wucht. Die Zentralregion erschien dreidimensional

und erinnerte mich an das Gehäuse einer Köcherfliege,

auf das man schräg von der Öffnung her blickt –

fast gesichtsfeldfüllend. Ebenso der Kugelsternhaufen

Omega Centauri. Bei 140-facher Vergrößerung fast

gesichtsfeldfüllend und aufgelöst bis ins Zentrum.

Sehr beeindruckend. Eta Carinae in der Milchstraße

zeigte viele Details. Es wechseln sich Dunkelwolken

und gasgefüllte Regionen ab. Die Gaswolken zeigten

viele Schattierungen, erschienen stellenweise aufgebläht

und an anderen Stellen wieder eingeschnürt.

Dazwischen immer wieder helle Sterne. Die Dunkelwolken

verstärken anscheinend den Kontrast der grau

schattierten Gaswolken.

7 Zeichnung des Autors vom Tarantelnebel am 16-Zoll-Gitterrohrdobson

Nach einer kurzen Pause und einem kleinen

Rundgang auf der Farm verloren wir keine

Zeit und begannen mit dem Auspacken der

Geräte, die am Tag zuvor von einem Spediteur

angeliefert worden waren: 950 kg

Astro-Material auf drei Europaletten! Wir

hatten uns bereits Teleskope ausgesucht, die

wir in der Nacht „testen“ wollten.

Bei 30 °C im Schatten packten wir aus, sortierten,

verschraubten und kollimierten in

den nächsten Tagen Teleskope und Montierungen

bester Qualität. Unterstützung bekamen

wir immer wieder von dem Farmer

und dessen Verwalter.

Wenn wir am Abend vor die Tür traten, ging

der erste Blick natürlich unmittelbar zum

Himmel. Sofort fielen uns das Kreuz des

Südens und der Kohlensack (Dunkelwolke)

auf. Knapp über dem Gamsberg standen die

beiden Magellanschen Wolken. Die hatte

ich nicht so groß erwartet. Der Horizont war

unerwartet klar, so dass die Sterne beim Aufund

Untergang in ihrer Helligkeit kaum getrübt

wurden. Die tiefe Dunkelheit war ungewohnt

für mich und ich schaute immer

wieder zum Boden, um nicht zu stolpern.

6 Der Freizeitbereich der Rooisand Desert Ranch mit Pool

In der ersten Nacht wollte ich mich vornehmlich

orientieren und hatte mir einen

100er-APM-Bino zur Beobachtung der

Milchstraße gewählt. Die bekannten Sternbilder

der Nordhemisphäre standen auf

dem Kopf, Orion lag auf der Seite, knapp

über dem Horizont. Die erste Orientierung

fiel mir daher nicht leicht. Das Bino zeigte

unglaubliche Details in der Milchstraße,

deren Zentrum fast im Zenit stand. Immer

wieder hatte ich Schwierigkeiten, mich an

den Sternbildern des Südhimmels zu orientieren.

Für die folgenden Nächte hatte ich

mir einen Gitterrohrdobson mit 16 Zoll

Öffnung und die Ethos-Okularserie zum

Beobachten ausgesucht. Hier zu Hause

beobachte ich mit einem 150-mm-Refraktor

und einem 14-Zoll-Gitterrohrdobson.

Der Leistungsunterschied zwischen den

beiden Dobsons ist technisch nicht sehr

groß. Umso imposanter war es für mich,

die bekannten Objekte wie Sombreronebel

(M 104 in der Jungfrau) oder den Omeganebel

(M 17 im Schützen) zu beobachten.

Mit dem UHC-Filter traten zusätzliche Details auf.

Gigantisch. Ähnlich war es mit dem Tarantelnebel in

der GMW. In der Zeichnung ist mir die Wiedergabe

leider nicht in allen Details gelungen. Das war eine

Herausforderung, wie ich sie bisher beim Zeichnen

nicht kannte.

Da ich die Objekte per Starhopping aufgesucht hatte,

musste ich mich immer wieder mit bloßem Auge am

Himmel orientieren. Manchmal habe ich mich dann

im Stuhl auch einfach zurückgelehnt und den Anblick

der hellen Milchstraße genossen. Dabei habe ich immer

auch helle Sternschnuppen des Meteorstroms der

Eta Aquariden über den Himmel huschen sehen. Einige

davon waren so groß und hell, dass sie zerplatzten.

Das Zodiakallicht konnte ich ebenfalls abends und

morgens gut beobachten. In der Morgendämmerung

war durch die gute Horizontsicht sogar der Erdschatten

als graues Band sichtbar. Die Venus tauchte beim

Aufgang am Morgen hinter den Bergen so hell auf wie

nach einer Bedeckung durch den Mond.

Das Essen wurde auf der Gästefarm unterm großen

Strohdach serviert und bestand immer aus einem

reichhaltigen Buffet. Die Oryxhackbällchen haben

mir am besten geschmeckt. Die Familie und die Gäste

sitzen alle an einem Tisch. Dadurch hatten wir viele

interessante Gespräche und konnten viel über das

8 Zeichnung des Autors von der Galaxie Centaurus A am 16-Zoll-Gitterrohrdobson

Land und die Leute erfahren. Wir sind als Gäste gekommen

und nach einer Woche als Freunde wieder

abgereist. Es war eine sehr beeindruckende Reise für

mich unter einem wunderbaren Sternenhimmel.

Die Teleskope vermietet die Fa. DeepSkySafaris und

vermittelt die Unterkunft mit Verpflegung auf der

Rooisand Desert Ranch.

Mehr zum Thema

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Totale Sonnenfinsternis über Chile

– „Follow the shadow of the moon – and see the world!“

von Kerstin Rätz

Als uns eine Sonnenfinsternis-Freundin aus Deutschland diesen Satz mitgab, war uns klar

geworden, dass wir mittlerweile auch zur Gemeinde von Freunden der Astronomie gehören,

für die eine totale Sonnenfinsternis das ultimative Abenteuer ist; das Größte, was

man erleben kann und das so selten ist. Für den 2. Juli 2019 war wieder einmal ein solches

Himmelsschauspiel vorausgesagt – und wir sechs Sternfreunde vom Verein Sternwarte

Kirchheim machten uns auf nach Chile, um in die Zone der Totalität zu gelangen.

fahrt betrieben werden kann. Badestrände

sucht man hier allerdings vergebens – da

der Titicacasee von Gletschern gespeist

wird, erreicht er keine badeüblichen Temperaturen.

Dann hieß es Abschied nehmen

von Peru.

Peru

Wir verbanden diese Expedition mit einer

einwöchigen Reise nach Peru und wandelten

auf den Spuren der Inka. Beeindruckt,

was diese Kultur bereits im 13. bis 16. Jahrhundert

hervorgebracht hat, besichtigten

wir Bauwerke in Cusco, z. B. den „goldenen

Tempel“ Qoricancha. Wir hatten nicht geahnt,

dass schon damals das Prinzip der

Legosteine erfunden worden war – genauso

wurden nämlich große Steinquader zu

Mauern zusammengesetzt: ohne Mörtel

passgenau ineinander verzahnt!

Interessant ist, dass es bei den Inka kein

Geld gab, ihre Arbeit basierte auf gegenseitiger

Hilfe: „Erst bearbeiten wir dein Feld

zusammen, dann meines.“ Dem ständigen

Wassermangel wirkten sie mit Terrassenanbau

und Bewässerungssystemen entgegen

und bauten ausgeklügelte Vorratsspeicher.

Unser besonderes Erlebnis war der Besuch

der Inka-Festung Machu Picchu, im 15.

Jahrhundert erbaut und immer noch gut

erhalten. Die Gebäude sind auf Terrassen

gelegen und mit einem System von Treppen

verbunden. Sie verfügen über gut durchdachte,

in die Mauern eingebaute Wasserablauföffnungen.

Unser nächstes Ziel war Puno, die Busfahrt

dorthin führte über eine 4.328 m hohe

Ebene. In Puno angekommen, war es nicht

mehr weit zum Titicacasee. Er ist mit 3.812

m über dem Meeresspiegel das höchstgelegene

Gewässer der Erde, auf dem Schiff-

1 Unser Expeditionsteam, v.l.n.r.: Manfred und Kerstin Rätz, Jürgen und Liane Schulz,

Silvia und Manfred Kretzschmar, im Hintergrund auf Balkon und Wiese unsere Beobachtungstechnik.

Foto: ein Passant, der zur richtigen Zeit am richtigen Ort war.

Chile

Wir flogen über Nacht, am nächsten Tag

hatten wir unser Date mit dem Paranal –

einem der größten astronomischen Observatorien

der Welt. Diese Sternwarte in der

Atacamawüste im Norden Chiles wird von

der Europäischen Südsternwarte (ESO) betrieben.

Wir waren sehr beeindruckt von

den großen Teleskopen!

In San Pedro de Atacama stand endlich wieder

ein Bett für uns bereit. Noch vor dem

Morgengrauen brachen wir zu den El-Tatio-Geysiren

auf. Womit wir nicht gerechnet

hatten: Je höher wir kamen, desto tiefer

sank das Thermometer im Auto … und

zeigte schließlich -13 °C an. Zwar hatten

wir eine Jacke mehr angezogen und Mützen

dabei, aber teilweise dünne Hosen an. Dann

aber erglühten die Bergspitzen von den ersten

Strahlen der aufgehenden Sonne … Um

den Krater des 4.280 m hohen Vulkans El

Tatio befindet sich ein Geothermalgebiet

mit Geysiren und heißen Quellen. Die Geysire

stoßen fast ständig Wasser und Wasserdampf

in hohen Fontänen aus. Warmes und

kaltes Wasser fließen in ein Becken zusammen,

in dem man baden kann – und das taten

wir auch (und keiner dachte daran, dass

immer noch -5 °C herrschten …).

Am Abend konnten wir endlich einmal die

Sterne des Südens in voller Schönheit genießen.

Wenn dann das Kreuz des Südens

sowie Alpha und Beta Centauri am Himmel

stehen und die Milchstraße in einer Pracht

erstrahlt, wie wir sie vom nördlichen Teil

des Sternenhimmels überhaupt nicht kennen,

dann fühlen sich Sternfreunde wie wir

2 Verlauf der Finsternis von Beginn bis Ende der Totalität; Fotos: Manfred Rätz

in ihrem Element. Herrlich wand sich der

Skorpion im Zenit. Wir hatten auch die Gelegenheit,

Objekte wie den Lagunennebel

und die Sombrero-Galaxie im Fernrohr anzuschauen.

Einige Tage später ereilte die Optimisten

das Glück. Als wir uns für La Silla – einem

weiteren großen astronomischen Observatorium

– zur Besichtigung anmelden wollten,

hieß es: ausgebucht! Doch wir hatten

die Idee, trotzdem einmal hinzufahren,

vielleicht erschienen ja nicht alle angemeldeten

Besucher, und es wurden wieder

Plätze frei? Tatsächlich ging unsere Rechnung

auf und wir durften die Sternwarte

besichtigen. Als wir dann unter dem Teleskop

mit 3,6 m Spiegeldurchmesser standen,

verschlug es uns ob dieser Gewaltigkeit fast

den Atem! Unsere letzte Reiseetappe war

La Serena – gelegen in der Totalitätszone

der Sonnenfinsternis am 2. Juli 2019. Eine

weite, erlebnisreiche Reise mit viel Kultur

und viel Landschaft sollte ihren krönenden

Abschluss finden, denn die Stadt La Serena

war voll auf „Eclipse“ gepolt.

Überall Plakate, Infostände, etwas außerhalb

der Stadt noch schnell planierte Flächen

für Beobachtungscamps. Sonnenfinsternisbrillen

gab es an jeder Ecke. Und

wir waren mit unseren gelben Sonnenfinsternis-T-Shirts

mittendrin; so kamen

wir oft mit Gleichgesinnten ins Gespräch

und lernten neue Sonnenfinsternisfreunde

kennen. Aber auch Bekannte trafen wir

in dieser abgelegenen Ecke der Welt. Dass

diesmal sogar ein Team des chilenischen

Fernsehens auf uns aufmerksam wurde,

hatten wir jedoch nicht geahnt. Zum Glück

spricht unser Reiseleiter Jürgen Schulz fließend

Englisch und berichtete über unsere

Expedition und die heimatliche Sternwarte

Kirchheim. Nun blieb es uns noch, auf gutes

Wetter zu hoffen.

Die Sonnenfinsternis

Am 2. Juli zeigte sich ein blauer Himmel

mit nur wenigen Wolken. Es sah so aus, als

würden sich diese im Laufe des Tages noch

auflösen. Schon am Morgen wurde die

Technik aufgebaut. Vor allem zwei Canon-

EOS-Kameras mit 500er- und 300er-Teleobjektiv,

jeweils durch ein Spezialprogramm

für Sonnenfinsternisse computergesteuert.

Temperatur und Himmelshelligkeit sollten

durch einen entsprechenden Sensor aufgezeichnet

werden. Eine weitere Canon-EOS-

Kamera nahm dazu mit konstanter Blende

und Belichtungszeit alle zwölf Sekunden die

Umgebung auf, um das Dunkelwerden und

die Lichtstimmung festzuhalten. Auf einem

großen weißen Blatt Papier hofften wir, fliegende

Schatten aufzunehmen – wir hatten ja

noch kleinere Kameras und Handys.

Um 15:22 Uhr Ortszeit war erster Kontakt,

der Mond begann, die Sonne zu bedecken.

Nachdem eine der Kameras Anlaufschwierigkeiten

hatte, klickten sie dann doch alle

fleißig und spulten ihr Programm ab. Wir

selbst verfolgten das Himmelsschauspiel

mit Sonnenfinsternisbrillen. Als die Sonne

etwa zu 70% hinter dem Mond verschwunden

war, machte sich schon dieses typische

fahle Licht bemerkbar. Kurz vor der Totalität

frischte der Wind auf – ein unheimlicher

Hauch von Kälte. (Dass die gefühlte Kälte

etwas ganz anderes war als der wahre Temperaturabfall,

sollten wir erst später bei der

Auswertung der Messwerte der Helligkeitsund

Temperatursensoren erfahren.)

Immer hat man zu wenig Hände … will

mit der Fotokamera ein Video aufnehmen,

auch mit Handy fotografieren und keinen

Augenblick verpassen … und da waren

sie, die fliegenden Schatten! Durch die wabernden

Luftschlieren unterschiedlicher

Temperatur und die Spaltwirkung des letz-

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Enkelkinder ans Teleskop!

von Karl-Heinz Kower

3 Die total verfinsterte Sonne mit

ten verbliebenen Sonnenlichts geisterten

leichte Zebrastreifen über die Landschaft.

Aber nicht auf der dafür vorgesehenen, eigens

ausgelegten weißen Fläche, sondern

an der Hauswand waren sie zu sehen. Bei

keiner der bisher beobachteten totalen Sonnenfinsternisse

hatten wir die fliegenden

Schatten auch nur erahnt. Um 16:38 Uhr

stand für einen winzigen Augenblick ein

Diamantring am Himmel – der Mond war

vollständig vor die Sonne getreten, die Korona

erstrahlte … unbeschreiblich schön.

Doch wie schnell war es wieder vorbei!

Schon blitzten die ersten Sonnenstrahlen

am Mondrand hervor – 3. Kontakt um

16:40 Uhr –, ein winziger Augenblick Diamantring,

dann überflutete das Sonnenlicht

die Landschaft, die noch in bläulichfahlem

Schein lag. Nochmal flimmerten die

geisterhaft scheinenden Schattengebilde.

Langsam gab der Mond die Sonne wieder

frei, um 17:46 Uhr war die Finsternis vollendet.

Interessant war dann, was inzwischen der

Helligkeits- und Temperatursensor aufgezeichnet

hatte. Die Helligkeit zeigt einen

allmählich sinkenden Verlauf – unterbrochen

von dem scharfen Minimum der totalen

Sonnenfinsternis. 1. und 4. Kontakt

sind gekennzeichnet, die Zeit vom 2. zum 3.

Kontakt entspricht in dieser Darstellung in

etwa der Strichdicke beim Minimum. Um

17:56 Uhr war Sonnenuntergang (in der

Darstellung Minute 77), der steile Abstieg

am Ende repräsentiert diesen.

Korona; Foto: Manfred Rätz

Es ist verblüffend,

wie sehr die Empfindung

des Temperaturabfalls

von

der Wirklichkeit

abweichen kann.

Gefühlt hätte man

mindestens 5 °C

geschätzt (bei

einer totalen Sonnenfinsternis muss es

doch eisig kalt werden!), tatsächlich waren

es ca. 3 °C. Der „nur“ von der Bedeckung

der Sonne durch den Mond verursachte

Temperaturabfall wurde diesmal überlagert

vom bevorstehenden Sonnenuntergang.

Man sieht auch die schon bei früheren

Sonnenfinsternissen beobachtete zeitliche

Verschiebung des Temperaturminimums

gegenüber dem Helligkeitsminimum, das

direkt mit dem Totalitätszeitpunkt zusammenfällt:

Bleibt das Sonnenlicht aus, dann

gibt der Boden noch Wärme an die Luft ab,

ehe die Abkühlung wirksam wird.

Bei der Auswertung unseres Foto- und Videomaterials

stellten wir fest, dass wir die

fliegenden Schatten tatsächlich festhalten

konnten. Auf einem Handyvideo von Manfred

Kretzschmar sind sie richtig gut zu sehen.

Der Versuch, daraus ein Standbild zu

gewinnen, um sie hier zu zeigen, brachte

allerdings einen zu geringen Kontrast. Aber

vielleicht tut sich irgendwann für uns eine

neue Chance auf. Denn es kommt uns so

vor, als sollte das nicht die letzte totale Sonnenfinsternis

für uns gewesen sein. Wenn

einen der Virus einmal befallen hat …

4 Diagramme

zum Helligkeits-

und Temperaturverlauf

bei der

totalen Sonnenfinsternis.

Diskussion

dazu

s. Text

„Opa, du schaust dir immer die Sterne an, dürfen wir denn auch mal?“ So

meine beiden Enkelinnen Amélie und Josephine. Wer könnte da nein sagen.

Schnell war ein kleiner Refraktor aufgebaut und umgehend folgte ein erster

Test. Am selben Abend standen in der Dämmerung Mond, Jupiter und Saturn

tief am Himmel. Der Mond schien nicht so interessant, aber Jupiter und

Saturn wurden lange verfolgt und mussten immer wieder ins Gesichtsfeld geholt

werden. Neben Jupiter wurden vier kleine Sterne entdeckt – die Galileischen

Monde. Und dann kam die völlig überraschende Frage: „Opa, warum

hat der Jupiter denn einen roten und einen blauen Rand?“

Oh je, nun war es doch aufgefallen, ich hatte einen meiner ersten Refraktoren

mit 70 mm Öffnung und 700 mm Brennweite hervorgeholt. Er hat als einfacher

Achromat noch die bekannten Farbabweichungen. Beim nächsten Mal

werde ich also meinen 10-Zoll-Newton aufstellen, dann natürlich auch mit

stabiler Leiter.

Anmerkung der Redaktion

Hier können gern auch weitere Berichte zur Astronomie mit Kindern

veröffentlicht werden. Uns allen ist klar: Wir brauchen dringend den

„astronomischen Nachwuchs“.

Peter Riepe

1 Meine Enkelin Amélie bei ihren ersten Beobachtungen

am Refraktor

Die schmale

Mondsichel

Die schmale Mondsichel am Abend- und am

Morgenhimmel. Aufnahme von Patricio

Calderari am Standort Breite 45° 52’ 13’’ N und

Länge 08° 58’ 03’ O, Höhe 350 m. Kamera:

Nikon D810, Objektiv Nikkor 200-500 mm

(f/5,6). A: Mond am ersten Tag, 27.12.2019

um 16:39 Uhr, Brennweite 500 mm, Blende 8,

1 s belichtet. B: Mond am letzten Tag,

23.01.2020, 07:24 Uhr, 500 mm, Blende 8,

1 s belichtet.

Impression

142 | Journal für Astronomie Nr. 74

Journal für Astronomie Nr. 74 | 143



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