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ZfP-Sonderpreis der DGZfP beim Regionalwettbewerb Jugend forscht ROSITZ Erforschung des Weltalls durch Astrofotografie und Spektroskopie Thomas Fischer Schule: Lerchenberggymnasium Borchert-Straße 2 - 4 04600 Altenburg Jugend forscht 2010 Jugend forscht Thema: Astrofotografie und Spektroskopie -Beobachtung veränderlicherVorgänge Thomas Fischer Lerchenberggymnasium Altenburg Betreuer: Steffen Passekel Lerchenberggymnasium Altenburg Foto: Thomas Fischer, Herzberger Teleskoptreffen 2008 Datenblatt Projektregistrierung Inhaltsverzeichnis--------------------------------------------------------------------------I 1. 1.1 1.2 Zielstellung der Arbeit, Thesen und Allgemeines...................................1 Nachweis einer Kometenbahn.................................................................4 Fotografische Langzeitbelichtung zur Feststellung der Himmelsobjekte mit Anlagen 1-12..........................................................4 1.2.1 Rosettennebel in Langzeitbelichtung.......................................................5 1.3 Nachweis einer Nova...............................................................................5 2. Spektroskopie...........................................................................................6 2.1 Die Aufgaben der Spektroskopie.............................................................7 2.2 Klassifizierung der Sterne........................................................................7 2.3 Eigene Spektralfotos................................................................................7 2.4 Spektraluntersuchung am Planeten Jupiter, mit Anlagen 21-25..............8 2.4.1 Vorbetrachtung und Erwartung................................................................8 2.4.2 Durchführung...........................................................................................8 2.4.3 Spektrenvergleich Jupiter - Sonne............................................................8 2.4.4 Auswertung der Spektren.........................................................................9 2.4.5 Ergebnis....................................................................................................9 2.5 Doppelsternsysteme................................................................................10 2.5.1 Nachweis des bedeckungsveränderlichen Algol-Doppelsternsystems...11 3. Fazit........................................................................................................12 4. Nachwort und Dank................................................................................12 Literaturverzeichnis..............................................................................................13 Anlage 1 bis 12_ Langzeitbelichtung nach Punkt 1.2 Komet 8/P Tuttles.................................................................................................Anlage 1 Pferdekopfnebel....................................................................................................Anlage 2 Orionnebel ...........................................................................................................Anlage 3 Cirrusnebel...........................................................................................................Anlage 4 Nebelregion im Sternbild Fuhrmann....................................................................Anlage 5 Schmetterlingsnebel.............................................................................................Anlage 6 IC63 und IC59......................................................................................................Anlage 7 Komet P17/Holmes..............................................................................................Anlage 8 Kugelsternhaufen M13.........................................................................................Anlage 9 Plejaden................................................................................................................Anlage10 Andromeda-Galaxie.............................................................................................Anlage 11 Whirpool-Galaxie................................................................................................Anlage 12 Anlage, allgemein bildlicher Nachweis einer Nova...........................................................................Anlage 13 und 14 eigene Spektralaufnahmen ausgesuchter Sterne..................................................Anlage 15 und 16 Sternkarten ..........................................................................................................Anlage 17 bis 20 Spektraluntersuchung Jupiter-Sonne nach Punkt 2.4...........................................Anlage 21 bis 25 Spektroskopie.......................................................................................................Anlage 26 I 1. Zielstellung der Arbeit, Thesen und Allgemeines Diese Arbeit zeigt, wie die Amateurastronomie durch Astrofotografie und Spektroskopie, sowie der Beobachtung veränderlicher Vorgänge der professionellen Astronomie zur Seite stehen kann. Mit Hilfe der Vergleichsfotografie wurde eigenständig versucht, folgende Fragen zu beantworten. Ist es möglich, mittels der Astrofotografie nachzuweisen, das ein augenscheinlich „feststehendes“ Objekt kein Nebel, Stern oder eine Galaxie ist, sondern ein Komet der seine Bahn zieht? Ist eine Nova nachweisbar? Besitzen die Sterne unterschiedliche Spektraltypen? Unterliegt das vom Jupiter reflektierte Sonnenlicht einer spektrografischen Veränderung oder nicht, das Spektrum sollte doch gleich aussehen? Kann man nachweisen, dass der vermeintliche Einzelstern, wie der Algol, in Wahrheit ein Doppelstern ist? Zur Beantwortung dieser Fragen wurden zwei Thesen aufgestellt und mittels Astofotografie nachgewiesen. 1. These Die Astrofotografie ist eine spezielle Art der Bildaufnahme, die durch lange Belichtungszeiten und genauem Nachführen der Apparatur zum aufzunehmenden Objekt, Fotografien der Himmelskörper ermöglicht, - durch Fotovergleich die Bewegung von Objekten nachweisbar (Kometenlaufbahn) macht, - verschiedene Objekte des Alls mittels Langzeitbelichtung als Nova, Nebel, Galaxie, Sternhaufen oder Komet erkennbar sind, - über einen langen Zeitraum eine Nova nachweisbar ist. 2. These Wissenschaftliche Untersuchungen zeigten, dass jeder leuchtende Stoff ein für ihn charakteristisches Spektrum (Licht in seine verschiedenen Wellenlängen zerlegt), aussendet. Die selbstleuchtenden Objekte des Universums sind Sterne, die im Inneren Licht erzeugen, welches die äußeren Hüllen passiert und somit Lichtwellen bestimmter Spektralbereiche absorbiert, - es entstehen spezifische Absorptionsspektren, mit diesem man Elemente bestimmen kann, - es ist nachweisbar, dass die Jupiteratmosphäre Sonnenlicht in veränderter Form reflektiert und man - Bedeckungsveränderliche Sterne (Doppelsterne) erkennen kann. 1 Allgemeines: Für den Nachweis dieser Thesen habe ich mir aus dem Sternatlas bestimmte Himmelsobjekte ausgewählt (siehe Anlage 17-20). Abbildung 1 zeigt einen Auszug aus einer Sternkarte. In einigen für die Astrofotografie günstigen Nächte (kalt, klar und möglichst tief dunkel) wurde mit einer Spiegelreflexkamera fotografiert. Zur weiteren Ausrüstung gehören noch ein Stativ als Trageinrichtung mit einer parallaktischen Montierung als Nachführung (siehe Anlage 23), welche dazu dient, strichförmige Spuraufnahmen der Himmelsobjekte zu verhindern, eine elektronische Nachführsteuerung, ein Suchfernrohr (hier „Pentax“-Apochromat als Linsenteleskop) zum Auffinden der Himmelskörper, einen Justierlaser, um das Suchfernrohr mit dem Aufnahmeteleskop abzustimmen, verschiedene Linsen, Filter, Okulare und ein 8-Zoll-„Schmidt-Cassegrain“-Spiegelteleskop. Für die Astrofotografie wurde am Okularauszug des Teleskops eine Kamera angebracht. Einige Fotos wurden mit dem Linsenteleskop angefertigt. Für den Nachweis der 2. These wurde noch ein DADOS-Spektrograf (siehe Anlage 21 und 22) zwischen Kamera und Teleskop adaptiert, siehe Abbildung 2, rechts unten. Abbildung 1: grundlegende Angaben in einer Sternkarte 2 Abbildung 2: verwendete Teleskope Abbildung 3: Zubehörteile 3 1.1 Nachweis einer Kometenbahn Für diesen Nachweis, habe ich am 27.12.2008 mit ISO 800 (Filmempfindlichkeit) den Kometen 8/Tuttle bei –3°C fotografiert. Die Bahn befand sich zwischen Erde und Saturn. Fünf Fotos wurden mit einer Belichtungszeit von jeweils 420 s und in einem Gesamtzeitraum von ca. 1,5 Stunden, aufgenommen. Zur besseren Darstellung wurden diese Einzelaufnahmen mittels Bildbearbeitungsprogramm zu einem einzigen Foto übereinandergelegt und zusammengeführt (siehe Anlage 1). Zieht man mit dem Auge eine Verbindungslinie vom ersten bis zum letzten Kometenfoto, erhält man eine Linie, welche den Bahnverkauf deutlich macht (siehe Abbildung 4). Das bei augenblicklicher Betrachtung „feststehende“ Himmelsobjekt bewegt sich also innerhalb astronomisch sehr kurzer Zeit auf einer Bahn. Der Nachweis erfolgte mittels Apochromat (Linsenteleskop, Abbildung 2, rechts oben). Die Bahn des Kometen wurde mittels 5 übereinandergelegten Fotos nachgewiesen. Abbildung 4 Foto Thomas Fischer 1.2 Fotografische Langzeitbelichtung zur Feststellung der Himmelsobjekte Für das menschliche Auge sind beim teleskopischem Betrachten fast alle Nebel nur grau zu anzusehen und die feineren Details meist nur mit „geübtem“ Auge erkennbar, ebenso erscheinen auch die Galaxien und die Sternhaufen vermeindlich als „Einzelstern“. Die fotografische Langzeitbelichtung macht diese Objekte sichtbar, denn nur so ist es überhaupt erkennbar, ob es sich um einen Nebel, um eine Galaxie, einen Sternhaufen oder einen Komet handelt, siehe hierzu Anlage 2-13. 4 1.2.1 Rosettennebel in Langzeitbelichtung Für den Rosettennebel benötigte ich am 26.12.2008 mit ISO 800 zwei Bilder (Fotos), welche jeweils bei einer Umgebungstempertur von –3°C mit 2900 Sekunden (ca.48 min ) belichtet wurden. Dieser Nebel ist ein im Sternbild Einhorn gelegener diffuser Nebel. Die Fotografie erfolgte mittels Apochromat, s. Abb.2 rechts oben. Abbildung 5, Rosettennebel Foto Thomas Fischer Die in der Anlage 2-12 dargestellten Astrofotografien zeigen, das auch von der Erde aus, einzelne interessante Himmelsobjekte mittels Langzeitbelichtung sichtbar gemacht werden können. 1.3 Nachweis einer Nova Die Helligkeit einer Nova erhöht sich über einen relativ kurzen Zeitraum merklich. Ein vorher lichtschwächeres Objekt strahlt plötzlich wie ein neuer Stern. Die periodische Wiederkehr kann zwischen Monaten und Millionen Jahren betragen. Für den Fotonachweis dieser veränderlichen Himmelserscheinung habe ich eine abklingende Nova, welche im Herbst 2007 zu beobachten war, mittels Vergleichsfotografie erkennbar gemacht. Die Fotos im Anhang 13-14, zeigen dies augenscheinlich. Der Zeitraum zwischen den Fotografien betrug ca. 4 Wochen. 5 2. Spektroskopie Spektroskopie bedeutet, dass das von einem Objekt ausgehendes Licht, welches aus einer Mixtur von verschiedenen Lichtwellenlängen besteht, in seine Einzelteile zerlegt und mit Hilfe einer Kamera aufgezeichnet wird. Um dies zu erreichen, existieren zwei Möglichkeiten: Die erste ist die Aufspaltung des Lichtes am Prisma, welches die optische Dispersion, also die Streuung der verschiedenen Lichtwellenlängen, nutzt. Hier wird das einfallende Mischlicht durch ein Glasprisma gelenkt, welches die blauen, kurzwelligen Anteile stärker bricht als die roten, langwelligen, sodass das Licht gewissermaßen aufgefächert wird und nun auf einen Schirm ein Spektrum abgebildet werden kann. Das Problem dieser Variante ist, dass diese Dispersion nicht linear erfolgt, und somit eine Dispersionskurve entscheidend in der Auswertung des erhaltenen Spektrums ist, die erst bestimmt werden muss, und nicht das vorerst erhaltene Bild. Die zweite Form ist die Aufspaltung am Beugungsgitter. Abbildung 7, interstellarum 64, Juni/Juli 2009 Es erfolgt die Aufspaltung unabhängig von der Wellenlänge des eintretenden Lichtes. Dies erleichtert die Auswertung des erhaltenen Spektrums gewaltig. Jedoch tritt hier das Problem auf, dass ein Gitter die Eigenschaft hat, das Licht in verschiedene Ordnungen aufzuteilen, was bedeutet, dass die erreichbaren Grenzgrößen herabgesetzt werden, somit die notwendigen Belichtungszeiten länger werden. Deswegen wurde die einfachere Gitterkonstruktion durch sogenannte Reflektionsgitter ersetzt, in die mit Hilfe von Lasern kleine Linienprismen eingearbeitet wurden, welche die Eigenschaft besitzen, nur Licht in erste und zweite Ordnung aufzuspalten, was die Lichtausbeute am Detektor stark erhöht. Die Spektren , welche gebildet werden können, werden in drei Arten eingeteilt. Die einfachste Art ist das rein kontinuierliche Spektrum. Dabei handelt es sich um ein Band, welches vom kurzwelligen violetten Licht bis zum langwelligen roten Licht reicht. Solche Spektren können durch Glühlampen erzeugt werden. 6 Eine weitere Art ist das Emissionslinien-Spektrum. Diese Form zeigt nur kurze, jedoch sehr intensiv leuchtende Linien, welche über die gesamte Bandbreite des Kontinuums verteilt sein können, je nach chemischer Zusammensetzung der Lichtquelle. Die dritte und bedeutendste Form eines Spektrums ist das Absorptionslinien-Spektrum. Diese entstehen, wenn das Licht eines kontinuierlichen Spektrums durch ein kühles Gas hindurch scheint. Dann sind genau an den Stellen des Hintergrundspektrums die Absorptionslinien zu sehen, wo im Fall des heißen Gases die Emissionslinien zu sehen sind. Es scheint also Licht zu fehlen. Im Falle eines Sternes ist hier die Photosphäre der Absorber. 2.1 Die Aufgabe der Spektroskopie Im Weltraum herrscht für uns Menschen das Problem, dass alle Objekte, die sich darin befinden, zu weit von der Erde entfernt sind. Somit ist es also gegenwärtig unmöglich, zu einem Himmelskörper, wie zu den interstellaren Gasnebeln oder den Sternen, hinzureisen, um dort direkte Forschung am Objekt zu betreiben. Man müsste dafür Billionen von Kilometern zurücklegen. Das heißt also, die Astronomie ist in ihren Mitteln der Erforschung des Alls sehr stark eingeschränkt und kann sich nur am Licht, welches die meisten Himmelskörper aussenden bedienen und versuchen aus dem im Licht verschlüsselten Informationen Rückschlüsse auf den Ort ziehen, wo es erzeugt wird. Die Erkenntnis, dass sich überhaupt Information im Licht befindet war eine sehr wichtige Erkenntnis, die in Wechselwirkung zwischen Laborexperimenten und Astronomie entstand, und zeigt, dass das gesamte All den gleichen Gesetzen folgt, die auch auf der Erde herrschen. Ab hier kommt nun die Spektroskopie zum Einsatz, welche mit einem Spektrometer (siehe Abb.3, links oben) versucht, das von einem Stern ausgesendete Licht, welches nun diese Information in sich trägt, aufzuspalten und damit für eine Analyse nutzbar macht. 2.2 Klassifizierung der Sterne Als die Spektroskopie vor über 100 Jahren noch in den Kinderschuhen steckte, herrschte eine scheinbar unüberschaubare Vielfalt in den verschiedenen Sternspektren. Jedoch zeigte sich im Laufe der Zeit eine gewisse Ordnung, in die sich die gesammelten Daten einordnen ließen, sodass sich die unüberschaubare Anzahl von mehreren tausend auf sechsundzwanzig Sternklassen reduzierte. Für ernsthafte Untersuchungen waren das aber immer noch zu viele Sternklassen. Deshalb suchen Antonia Maury und Annie Cannon nach einem Weg , die schon reduzierte Anzahl noch ein weiteres mal zu reduzieren, sodass die moderne Astronomie mit nur noch sieben Hauptsternspektralklassen, nämlich O, B, A, F, G, K, M auskommt, zwischen denen die Ziffern 1 bis 9 stehen können, um sie feiner abzustufen. So ist also beispielsweise ein Stern der einen Spektraltyp zwischen O und B hat, ein O5 Stern. Hier würde er genau auf der Mitte zwischen den beiden Hauptspektralklassen (siehe Anlage) liegen. 2.3 Eigene Spektralfotos Die Lage dieser Sterne ist in den Anlagen 17-20 ersichtlich und die Spektralfotos ausgewählter Sterne in den Anlagen 15-16. 7 2.4 Spektraluntersuchung am Planeten Jupiter 2.4.1 Vorbetrachtung und Erwartung Beim Gasplaneten Jupiter handelt es sich um den größten Planeten des Sonnensystems, welcher der Erde unter den Gasplaneten auch gleichzeitig am nächsten steht. Damit ist er hervorragend geeignet für die Amateurastronomie, um spektroskopische Aufnahmen zu gewinnen, da er durch sein recht hohes Albedo, also Lichtrückstrahlungsvermögen, sehr hell ist und die notwendigen Belichtungszeiten mit rund 30 Sekunden extrem kurz ausfallen. Es gilt in dieser Untersuchung nun zu beweisen, dass das reflektierte Sonnenlicht, durch das der Planet seine Helligkeit bezieht, durch die Planetengase in der Spektralzusammensetzung leicht verändert wird. Es kann nun erwartet werden, dass Absorptionslinien hinzugefügt werden, oder verschwinden. Diese Annahme entsteht daher, weil, wie bereits erklärt, das Kontinuumspektrum ein Gas durchlaufen muss, um Linien zu bekommen. Das Licht von der Sonne besitzt zwar bereits Linien, jedoch ist dieser Zustand nicht endgültig. Sobald das Licht weitere Gase durchläuft, müssten auch weitere Effekte im Spektrum erscheinen. Diese Gase, die nun durchlaufen werden müssen, sind in diesem Fall die oberen, bedingt lichtdurchlässigen, Atmosphärenschichten des Jupiter. In der professionellen Spektroskopie hat diese Untersuchung eine nicht unwesentliche Bedeutung, denn Sterne, die sich hinter Gasnebeln aufhalten, verfälschen ihre Spektren. Hier ist es egal, ob das Gas, durch dass das Licht geht, ionisiert ist und somit selbst leuchtet, oder als Dunkelnebel vorliegt. Die Wirkung ist ähnlich, da das Licht ein Gas passiert. Die Jupiteruntersuchung ist ähnlich. 2.4.2 Durchführung In der Nacht des 8.10.09 klärte der Himmel auf und die Teleskope wurden aufgebaut. Es wurden rund 90 Bilder aufgenommen, aus denen dann das beste Spektrum ausgesucht wurde. Der Grund, dass so viele Bilder aufgenommen werden konnten lag darin, dass die Belichtungszeiten, wie bereits erwähnt, sehr kurz ausfielen. Lediglich 20 Sekunden Belichtung genügten zusätzlich mit jeweils 20 Sekunden Abkühlzeit für den Sensor der Kamera. 2.4.3 Spektrenvergleich Jupiters - Sonne, siehe Anlage 21-25 Spektrum von Jupiter Foto Thomas Fischer Spektrum der Sonne Foto Thomas Fischer 8 2.4.4 Auswertung der Spektren Auch hierfür wäre das Programm, welches die Spektren in Helligkeits-Wellenlänge-Diagramme umwandelt, hilfreich gewesen, aber aufgrund des Fehlens wurde mit einem direkten Vergleich gearbeitet. Nachfolgend wurden einzelne Spektrenausschnitte aus einer Vergrößerung am Computerbildschirm abfotografiert und anschließend Abschnitt für Abschnitt visuell verglichen. Die Vergleichsfotografien befinden sich in Anlage 21-25 (Spektraluntersuchung) 2.4.5 Ergebnis Im gekennzeichneten Bereich der Abbildung 7 sind deutliche Veränderungen im Vergleich zum Ausgangsspektrum der Sonne zu erkennen. Auch andere Fotos zeigen diese Veränderung, jedoch genügt schon das eine, um zu zeigen, dass vom Jupiter reflektiertes Sonnenlicht, welches sich durch die Gase des Jupiters bewegte, in seinem Spektrum verändert wird. 2. Ausschnitt des Jupiterspektrums Foto Thomas Fischer 2. Ausschnitt des Sonnenspektrums Foto Thomas Fischer Intensität mancher Unterlinien ist verändert und neue Absorptionslinien sind neu hinzugekommen. Abbildung 7: zweiter Spektrenausschnitt Somit ist auch dieses Experiment als erfolgreich zu betrachten. 9 2.5 Doppelsternsysteme Allgemein ausgedrückt ist ein Doppelstern ein zueinander in Wechselwirkung stehendes System aus zwei Sternen, die sich gegenseitig, in Abhängigkeit von den Massenverhältnissen, um ein gemeinsames Schwerkraftzentrum umkreisen, welches auch Baryzentrum genannt wird. Diese Umkreisung erfolgt nahezu exakt periodisch, sodass man einen physischen von einem psychischen, oder auch optischer Doppelstern, unterscheiden kann, die also nur scheinbar beieinander stehen aufgrund der Position des Beobachters, aber in ihrer Entfernung zueinander im Raum keine gravitative Beziehung haben. Zur Entstehung von Doppelsternen gibt es verschiedene Modelle. Im Normalfall entstehen Sterne immer in interstellaren Nebelgebieten. Hier verdichten sich nun durch den Nebel durchlaufende Schockwellen gewisse Teile des Nebels und bilden Gasklumpen, die Globulen ,die nun durch ihre große Masse eine eigene Schwerkraft ausbilden und damit noch mehr an Masse gewinnen. Ab jetzt hat man es mit einem Protostern zu tun, der sich immer weiter verdichtet und Materie aufnimmt, bis der Druck im Kern des Sternes so hoch wird, dass er irgendwann so heiß wird, das er beginnt die Kernfusion zu „zünden“. Bis hierhin hat man es mit der ganz normalen Entstehung eines Sternes zu tun, egal ob Einzelstern, Doppelstern oder Mehrfachstern. Nahezu jeder Stern durchläuft genau diese Prozesse zu seiner Bildung. Wenn man sich nun die astrometrischen Daten anschaut, die in den letzten Jahrzehnten gesammelt wurden, so stellt man fest ,dass weit über die Hälfte der Sterne Doppel- oder Mehrfachsysteme sind. Sie sind also alles andere als eine Seltenheit. Der allein stehende Stern stellt die Seltenheit dar. Das liegt daran, dass die Sterne, noch bevor sie völlig zum ausgereiften Stern geworden sind, noch im Stadium des Protosternes oder sogar im Stadium der Globule sich schon einen Partner an sich gebunden haben. Denn die Abstände der Massen zueinander war im Nebel am geringsten und eine Globule entsteht selten allein. Also war die Zusammenstellung des Systems schon geprägt, noch bevor sie vollkommen ausgebildete Sterne sind. Eine weitere Möglichkeit ist, dass sich ein Stern, der tatsächlich als Einzelstern in den Randgebieten der Sternentstehungsgebiete entstand, einen Partner „geangelt“ hat, nachdem er die Nebelregion durch seine bei der Entstehung verliehenen Eigenbewegung(durch Kontraktion, aufgrund der gestiegenen Eigenschwerkraft) oder durch Auflösen des Nebels verlassen hat. Dafür musste er einem anderen Stern im Laufe seine Sternenlebens durch Zufall so nahe kommen, dass Gravitation zwischen den beiden wirkt und sie beginnen eine „Partnerschaft“ einzugehen. Hier gilt es zu beachten, dass der Begriff -Fixstern- in der modernen Astronomie längst überholt ist. Nun gilt es zu unterscheiden was für eine Art eines Doppelsternes vorliegt. Das bedeutet, man schaut nicht nur, ob es einer ist oder nicht, sondern unterteilt diese in verschiedene Klassen. Die erste Klasse bilden die Spektroskopischen Doppelsterne. Dieser Doppelsterntyp hat seine Sternkomponenten so nahe beieinander stehen, dass sie selbst mit Großteleskopen nicht mehr in zwei Komponenten aufzulösen sind, und nur als scheinbarer Einzelstern in Erscheinung treten. Erkannt werden sie nur anhand von Anomalien, die sie in ihren Spektren aufweisen. Zum einen kann es zu einer Verschiebung der Absorptionslinien im Spektrum zueinander kommen und hätte damit einen periodischen Dopplereffekt. Zum anderen hofft man, dass sich ein zusammengeseztes Spektrum bildet, bei dem sich Linien atypisch überlagern und damit nicht zum angenommenen Spektraltyp passen der zuerst angenommen wurde. Dabei ist aber die Bedingung, dass die Komponenten unterschiedlichen Spektraltyps sind. Das ist nicht immer der Fall. Die letzte Art der Anomalie wäre das Erzeugen von unvollständigen Absorptionslinien, die der Stern im Spektrometer erzeugt. Das bedeutet, die Linien sind nicht vollständig ausgebildet, oder es fehlt eine Linie einer sogenannten Zwillingslinie, die aus einem Element hervorgehen. Dass heißt es müssten beide Linien vorhanden sein, da es bereits durch eine Linie angezeigt wurde. Die andere muss somit auch vorhanden sein, sie wurde aber überlagert. 10 Die zweite Klasse bilden die Astrometrischen Doppelsterne. Dieser Doppelsterntyp besitzt einen unsichtbaren Begleiter, der meist eine Sternleiche wie etwa ein Weißer Zwerg, Neutronenstern oder gar ein Schwarzes Loch. Erkannt werden diese Doppelsternsysteme an verschiedenen Indikatoren, wie etwa Bewegungen um ein Baryzentrum, obwohl kein zweiter Begleiter direkt festgestellt wurde. Der auffälligste Indikator ist der irreguläre Ausbruch eine Nova, wobei die Helligkeit abrupt um mehrere Größenklassen ansteigt, was daher kommt ,das die weit dichtere Sternleiche, relativ zur Masse und Größe dieser, eine extreme Gravitation auf den Stern ausübt, das er eine Materiebrücke aus Wasserstoff zur Sternleiche hin aufbaut. Dieser, vorausgesetzt es ist ein Weißer Zwerg, akkretiert den Wasserstoff und lädt ihn auf sich auf, bis so viel auf der Hülle des Zwerges aufgeladen ist, dass diese plötzlich eine Fusion startet, und die Sternleiche hell aufblitzt und der Weiße Zwerg seine Helligkeit um das 100000000- fache steigert. Außerdem verraten sich diese Sternsysteme durch periodisch veränderte Positionen im Vergleich zum Hintergrund des Sternes. Die dritte und letzte Hauptklasse der physikalischen Doppelsterne bildet die Klasse der Bedeckungsveränderlichen. Diese Doppelsternart verrät ihre Natur durch einen periodischen Wechsel der Helligkeitsintensität. Das heißt also, es umkreisen sich zwei Sterne mit meistens leicht verschiedenen Spektraltypen und unterschiedlicher Helligkeit, was sie in der Bahnebene des Beobachters tun. 2.5.1 Nachweis des bedeckungsveränderlichen Algol-Doppelsternsystems Mit einer Periodendauer von 2,86 Tagen umkreist sich dieses System relativ schnell. Nach etlichen fotografischen Fehlversuchen ist bei einem Abstandszeitraum von einem Tag zwischen den zwei unteren Spektren, die untere Vergleichsfotografie entstanden. S pek trum des B-S ternes im Al gol-Sy stem Foto Thom as Fisc her Im grü nen W e llenlängenbereich sind wesentlich m ehr Absorptions linien zu erkennen. A lgol mit S pek tr um eines B- und eines K- Sternes F oto Thom as Fi scher Abbildung 8: Vergleichsfoto Anhand der unterschiedlichen Spektrallinien im gekennzeichneten Bereich wurde nachgewiesen, dass sich dort ein anderer Himmelskörper mit einem anderen Spektrum befindet. 11 3. Fazit Durch Übereinanderlegen von 5 Astrofotos des Kometen 8/P Tuttles wurde in einem Zeitraum von 1,5 Stunden die Fortbewegung auf seiner Bahn dargestellt. Mittels Fotovergleich ist der Nachweis einer Nova geglückt. Fotografische Methoden der Amateurastronomie erlauben es heute, für das menschliche Auge unsichtbare Himmelsobjekte mittels Langzeitbelichtung sichtbar zu machen. Die Sterne besitzen unterschiedliche Spektraltypen. Desweiteren war es fotografisch möglich nachzuweisen, dass das vom Jupiter reflektierte Sonnenlicht noch andere Elemente absondert und dass sein Spektrum geringfügig zum Sonnenspektrum abweicht. Die Spektroskopie diente dazu, einen veränderlichen Stern des Algolsystems zu erkennen. Der Amateurastronomie ist es auch heute noch möglich, die Naturgeheimnisse zu erforschen und der professionellen Astronomie zur Seite zu stehen, dies trifft im Besonderen auf die Vorgänge veränderlicher Himmelserscheinungen zu. 4. Nachwort und Dank Mein Interesse für die Astronomie ist schon lange vorhanden. Seit meiner Kindheit unternahmen meine Eltern mit mir Nachtwanderungen und mit dem Himmelsatlas prägte ich mir die Sternbilder ein. Ein kleines Fernrohr reichte bald nicht mehr aus und von meinem erspartem Geld, welches größtenteils die Bewohner von Zschaschelwitz zur Jugendweihe beisteuerten, sowie meine Eltern, legte ich mir ein 10-Zoll-Dobson-Spiegelteleskop zu. Viele Nächte lang benötigte ich die Transportunterstützung, viel Geduld und das Verständnis meiner Eltern. Mit meinem Beitritt zum Altenburger Astroverein Bernhard Schmidt e.V. lernte ich das Gründungsmitglied Alwin Friedel kennen und seine wertvollen Tips und Anregungen zum „DeepSky“ und zur Astrofotografie schätzen. Mein Freund verstarb leider plötzlich und unser Vorhaben des Baus einer kleinen Sternwarte in unserem Garten, ließ sich nicht mehr verwirklichen. In seinem Sinne nutze ich sein mir anvertrautes 8-Zoll-Schmidt-Cassegrain Teleskop zur Beobachtung und Fotografie und baute mir zum „Deep Sky“ ein 16-Zoll-Dobson-Spiegelteleskop. Das nötige Wissen zum Bau mit unterschiedlichsten Materialien vermittelte mir Zimmermann Ralf Kluge dem ich hinsichtlich zu seiner Bereitschaft, mir auch die Kenntnisse des Modellbaus zu vermitteln, danken möchte. Mittels Internet und Astroforen erwarb ich mir die nötigen Kenntnisse zur Astrofotografie und Spektroskopie. Vielen Dank auch für die finanzielle Unterstützung durch Sponsoren. Ohne die oben Genannten wäre diese Arbeit nicht möglich geworden, dafür nochmals vielen Dank! Thomas Fischer 12 Literatur Bücher 1. „Der große Reader`s Digest Himmelsatlas, von Axel Mellinger und Susanne Hoffmann , Ausgabe 2002 2. Sky Atlas“ 2000.0 von Will Tirion , Ausgabe 2000 3. „Deep Sky“ Reiseführer von Ronald Stoyan, Ausgabe 2000, oculum Verlag Zeitschriften 4. „ interstellarum“ 66 Okt./Nov. 2009 5. „ interstellarum“ 64 Jun./Jul. 2009 Internet 6. http://de.wikipedia.org/wiki/Wikipedia 7. www.astroalarm.de 8. Eigene Fotos 13 Komet 8/P Tuttles - Bewegungsablauf Foto Thomas Fischer Die Bahn des Kometen liegt zwischen der Erde und dem Saturn, Umlaufzeit: 13,61 Jahre. Fotodaten: fotografiert am 27.12.08, ISO 800, 5 Bilder gemittelt 5x 420s, bei -3°C, 360 mm Brennweite, effektiv 576 mm, 75 mm Apochromat Anlage 1 Pferdekopfnebel Foto Thomas Fischer Dunkelwolke aus kaltem Gas und Staub südlich des linken Gürtelsterns des Orion, liegt vor rötlichem Emissionsnebel, etwa 1500 Lichtjahre entfernt Fotodaten: fotografiert am 05.03.08, ISO 1600, 3 Bilder gemittelt, 3x 1300s, bei –7°C, 360 mm Brennweite, effektiv 576 mm, 75 mm Apochromat Anlage 2 Orionnebel Foto Thomas Fischer Ein Emissionsnebel im Sternbild Orion, intensive UV-Strahlung sehr heißer Sterne regt ihn zum Leuchten an, eines der aktivsten Sternentstehungsgebiete, etwa 1350 Lichtjahre entfernt, 15 Lichtjahre im Durchmesser vom Inneren bis 100 Lichtjahre zum äußersten Rand Fotodaten: fotografiert am 30.11.08, ISO 1600, 2 Bilder, 2x 807s, bei –3°C, 1260 mm Brennweite, effektiv 2016 mm, 8 Zoll Schmidt-Cassegrain Anlage 3 Cirrusnebel Foto Thomas Fischer Emissions- und Reflexionsnebel im Sternbild Schwan, ca. 1500 Lichtjahre entfernt. Dieser Nebel ist ein Überrest einer vor ca. 50000 Jahren entstandenen Supernova. Fotodaten: fotografiert am 16.08.08, ISO 1600, 1 Bilder, 1x 2300s, bei +9°C, 360 mm Brennweite, effektiv 576 mm, 75 mm Apo. Anlage 4 Nebelregion im Sternbild Fuhrmann Sternentstehungsgebiete im Sternbild Fuhrmann Fotodaten: fotografiert am 27.12.08, ISO 800, 3 Bilder, 3x 2700s bei -3°C, 360 mm Brennweite, effektiv 576 mm, 75 mm Apochromat Anlage 5 Foto Thomas Fischer Schmetterlingsnebel Foto Thomas Fischer Interstellarer Nebel im Sternbild Schwan, 1 Lichtjahr im Durchmesser, 2100 Lichtjahre entfernt. Im Zentrum des Nebels befindet sich der dritte Hauptstern des Sternbildes Schwan. Fotodaten: fotografiert am 26.07.08, ISO 1600, 3 Bilder, 3x 1887s, bei +10°C, 360 mm Brennweite, effektiv 576 mm, 75 mm Apochromat Anlage 6 IC63 und IC59 Foto Thomas Fischer Diffuse leuchtschwache Nebel im Sternbild Kassiopeia, im Bild befindet sich der 3. Hauptstern des Sternbildes. Fotodaten: fotografiert am 25.10.08, ISO1600, 2 Bilder, 2x 2300s, bei +2°C, 800 mm Brennweite, 75 mm Apochromat Anlage 7 Komet P17/Holmes Foto Thomas Fischer Kleiner Himmelskörper, auch als Haar- oder Schweifstern bezeichnet, periodische Wiederkehr, Bestandteile Eis und Staubteilchen, Schweifentstehung bei Bewegung im Innersten unseres Sonnensystems, Koma-Bestandteile werden durch Sonnenwind zum Schweif geformt, 3,4 km Durchmesser im Kern, Schweiflänge 10-100 Mio. km. Dieser Komet steigerte innerhalb von 36 Stunden seine scheinbare Helligkeit von 17 auf 2,1 mag. Die Position im Perseus war die ganze Nacht hindurch optimal zum Beobachten. Der Komet war für das bloße Auge zunächst sehr sternähnlich, dann dehnte die Koma sich rasch aus und wurde in seiner realen Ausdehnung etwas größer als die Sonne. Fotodaten: fotografiert am 18.11.07 im Sternbild Perseus, ISO 1600, 1 Bild, 1x 487s bei +1°C, 500 mm Brennweite, effektiv 800 mm, 75 mm Apochromat Anlage 8 Kugelsternhaufen M13 Foto Thomas Fischer Kugelförmige Sternansammlung im Sternbild Herkules, ist 23000 Lichtjahre entfernt und enthält ca. 1 Mio. Sterne. Kugelsternhaufen können bis 13 Mrd. Jahre alt sein, 15-350 Lichtjahre im Durchmesser betragen und 10000 - 1 Million Sonnenmassen besitzen. Fotodaten: fotografiert am 16.06.07, ISO 1600, 1 Bild, 1x 389s, bei –12, 1800 mm Brennweite, effektiv 2880 mm, 8 Zoll Schmidt-Cassegrain Anlage 9 Plejaden Foto Thomas Fischer Einer der bekanntesten offenen Sternhaufen im Sternbild Stier, mit bloßem Auge bis 11 Sterne sichtbar, 50 Millionen Jahre alt, 376 Lichtjahre entfernt, Katalogbezeichnung M45 Fotodaten: fotografiert am 28.12.08 ISO 800, 3 Bilder, 3x 3020s, bei –5 °C, 360 mm Brennweite, effektiv 576mm, 75 mm Apochromat Anlage 10 Andromeda-Galaxie Foto Thomas Fischer Spiralgalaxie im Sternbild Andromeda, Halo-Durchmesser ca. 1 Mill. Lichtjahre, ca.2,35 Mill. Lichtjahre entfernt, der Durchmesser beträgt 22000 Lichtjahre. Diese Galaxie ist unserer eigenen Milchstraße sehr ähnlich. Die Schwerkraft der Andromedra-Galaxie zieht auch zwei weitere kleine Galaxien an. Fotodaten: fotografiert am 26.09.08, ISO 1600, 8 Bilder, 8x 277s, bei –1°C, 360 mm Brennweite, effektiv 576 mm, 75 mm Apochromat Anlage 11 Whirpoolgalaxie Foto Thomas Fischer Spiralgalaxie im Sternbild Jagdhunde, ca.31 Millionen Lichtjahre entfernt Fotodaten: fotografiert am 04.02.08, ISO 1600, 16 Bilder, 16x 307s, bei –4°C, 1800 mm Brennweite, effektiv 2880 mm, 8 Zoll Schmidt-Cassegrain Anlage 12 Bildlicher Nachweis einer Nova Eine Nova ist ein astronomisches Objekt, dessen Helligkeit in einen sehr kurzen Zeitraum merklich ansteigt. Die periodische Wiederkehr kann zwischen Monaten und Millionen Jahren betragen. Foto Thomas Fischer Dargestellt ist eine Nova im Sternbild Schild, welche im Herbst 2007 zu sehen war. Bild mit Nova vom 25.09.2007 Diese Aufnahme zeigt, daß ohne Bildvergleich nicht zu erkennen ist, ob eine Nova vorhanden ist, oder nicht. Hierzu ist die nachfolgende Seite mit einer Gegenüberstellung wesentlich aussagekräftiger! Nachdem die Nova nach einigen Wochen ausgeklungen war, wurde das Vergleichsbild der Himmelsregion aufgenommen (ca. 4 Wochen später) Anlage 13 Bild mit Nova, Kennzeichnung mittels grünem Pfeil, 25.09.07 Foto Thomas Fischer Bild ohne Nova, ca. 4 Wochen später Foto Thomas Fischer Anlage 14 Eigene Spektralfotos ausgewählter Sterne, siehe Sternkarten der Anlagen 17-19 Anlage 15 Anlage 16 Anlage 17 Anlage 18 Anlage 19 Anlage 20 Spektraluntersuchung zum Punkt 2.4 Nachfolgend wurden einzelne Spektrenausschnitte aus einer Vergrößerung am Computerbildschirm abfotografiert und anschließend Abschnitt für Abschnitt visuell verglichen. 1.Ausschnitt des Jupiterspektrums Foto Thomas Fischer 1. Ausschnitt des Sonnenspektrums Foto Thomas Fischer Anlage 21 2. Ausschnitt des Jupiterspektrums Foto Thomas Fischer 2. Ausschnitt des Sonnenspektrums Foto Thomas Fischer Anlage 22 3. Ausschnitt des Jupiterspektrums Foto Thomas Fischer 3. Ausschnitt des Sonnenspektrums Foto Thomas Fischer Anlage 23 4. Ausschnitt des Jupiterspektrums Foto Thomas Fischer 4. Ausschnitt des Sonnenspektrums Foto Thomas Fischer Anlage 24 5. Ausschnitt des Jupiterspektrums Foto Thomas Fischer 5. Ausschnitt des Sonnenspektrums Foto Thomas Fischer Es zeigte sich, dass bei allen Aufnahmen die Hauptlinien vorhanden sind. Die Intensität mancher Unterlinien wurde verändert, besonders fällt dies im zweiten Bilderpaar (Anlage 26) auf. Fast alle Linien ab der rechten Bildhälfte unterscheiden sich hier. Sie sind entweder verstärkt worden, oder kaum noch sichtbar. Anlage 25 Spektroskopie Fraunhofer-Linien sind dunkle Absorptionslinien oder schwarze Streifen, Aussagen über die chemische Zusammensetzung und Temperatur des Sterns möglich Abbildung der wichtigsten Fraunhoferlinien im sichtbaren Bereich des elektromagnetischen Spektrums, Abbildung aus Wikipedia, Fraunhofersche_Linien Licht: ist sichtbarer Bereich elektromagnetischer Strahlung , die Wellenlänge und ist mittels Prisma oder optisches Gitter zerlegbar Abbildung aus Wikipedia_Lichtspektrum Vergleichsspektrum Abbildung aus Wikipedia Anlage 26
