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Ausgabe 1/2006 http://www.alrukaba.at Kontakt: http://www.alrukaba.at/kontakt/ Magazin der Burgenländischen Amateurastronomen Deep-Sky Einstieg: Kleinplaneten Zeichnen am Teleskop Jupiter, der Große Rote Fleck und „Red Junior“ Seite 4 Seite 9 Seite 10 Burgenländische Amateurastronomen c/o Parkhotel Neubauer, Postgasse 2 A-7202 Bad Sauerbrunn Es muss nicht immer GoTo sein – Die Starhopping-Methode Seite 25 Einführung in Astroart 3.0, Folge 1 Seite 19 Editorial Liebe Leser! Inhaltsverzeichnis: Wir haben einen Neuzugang im Team der Alrukaba: Veronika Grager als Lektorin. Peter Morth hat seine Tätigkeiten aus privaten Gründen reduziert, steht aber weiterhin mit seiner Erfahrung zur Verfügung. Veronika Grager hat in den letzten 10 Jahren selbst eine periodische Firmenzeitung herausgegeben (für ca. 500 Mitarbeiter). Sie ist vor einem Jahr aus dem aktiven Berufsleben ausgeschieden und freut sich, ihre plötzliche „redaktionelle Leere“ bei uns ein wenig zu kompensieren. Veronika Grager ist mit unserem Mitglied Manfred Wasshuber verheiratet. Von Anfang an teilten die beiden die Leidenschaft fürs Fotografieren. Ihre besondere Liebe gilt der Makrofotografie, während die Ziele seiner optischen Begierde im Weltraum liegen. Als Frau eines Astrofotografen kennt sie Freud und Leid der HobbyAstronomen hautnah. Ich freue mich über den kompetenten Zuwachs und über eine sehr fruchtbare Zusammenarbeit. Gerhard Eber und Veronika Grager Deep-Sky Einstieg: Kleinplaneten 4 Zeichnen am Teleskop 9 Jupiter, der Große Rote Fleck und „Red Junior“ 10 Teleskopkauf - kein leichtes Unterfangen 12 Beobachtungsberichte 13 Skywalker 16 Einführung in Astroart 3.0 – Folge 1 19 Es muss nicht immer GoTo sein ! 25 Astronomietag 2006 27 Frühlingsfest im Kinderdorf Pöttsching 28 Aktuelles auf dem Büchermarkt 29 Vereins- und Gruppentreffen der Burgenländischen Amateurastronomen 30 Veranstaltungskalender und wichtige astronomische Ereignisse 31 Titelbild: California Nebel Christof Angerer und Franz Gruber Optik: Takahashi Sky 90 Kamera: Starlight SXV-M25 Belichtung: Luminanz: H-alpha 120 min RGB: in Summe 100 min. Filter und sonstiges Zubehör: -09.11.2005 Hintere Umschlagseite: Markanians Chain Christof Angerer und Franz Gruber Optik: Takahashi Epsilon 160 f/3.3 Kamera: Starlight SXV-M25 Belichtungszeit: RGB 5x10 Minuten Filter und sonstiges Zubehör: Ort / Datum: Wechselgebiet, 31.01.2006 Impressum Herausgeber: Burgenländische Amateurastronomen c/o Parkhotel Neubauer, Postgasse 2 A-7202 Bad Sauerbrunn Info-Telefon: 02687/54159 Redaktion: http://www.alrukaba.at/kontakt/ Gerhard Eber, Veronika Grager Urheberrecht: Autoren dieser Ausgabe: Stefan Salamon, Markus Vertesich, Alexander Rossi, Jürgen Stöger, Viktor Wlaschitz, Manfred Wasshuber, Erich Weber, Alle in der ALRUKABA erscheinenden Beiträge (Artikel, Bilder, Tabellen, etc.) sind urheberrechtlich geschützt und dürfen nur mit Zustimmung der Redaktion veröffentlicht werden. Alle Rechte vorbehalten, der Gerichtsstand ist 7000, Eisenstadt. Die Meinung der Artikel muss nicht mit der Meinung der Herausgeber übereinstimmen. Alle Autoren sind für ihre Artikel selbst verantwortlich. Erscheinungsweise: unregelmäßig 3 Alrukaba | Frühjahr-Sommer 2006 www.alrukaba.at Grundlagen Deep-Sky Einstieg: Kleinplaneten Z wischen Mars und Jupiter erstreckt sich eine Zone, in der sich tausende MiniaturHimmelskörper, die Kleinplaneten befinden. Selbst der größte unter ihnen, Ceres ist nur etwa 1000km groß. Um sie zu sichten benötigt man nicht nur ein Teleskop, sondern auch eine sehr gute Sternkarte. Kleinplaneten sind zwar äußerst zahlreich, sehen jedoch nur punktförmig aus - genau wie die Sterne selbst. Man erkennt sie daher nur daran, dass sie sich wie alle Planeten relativ zu den Sternen bewegen. Warum Kleinplaneten trotzdem interessant sind? Nun, sie bestehen aus sehr alter, ursprünglicher Materie des Sonnensystems. Eine genaue Kenntnis ihrer Chemie verhilft uns zu einem genaueren Verständnis der Planetenbildung. Manche unter ihnen kommen der Erde recht nah und sind dann in ihrer Bewegung äußerst schnell. 2004 flog so ein Brocken in nur 40000km Höhe über den Südatlantik und war ein begehrtes Objekt für den Jagdinstinkt mancher Amateure. Daneben ermöglicht die Kleinplanetenbeobachtung die Dynamik des Sonnensystems hautnah mitzuerleben. Mit Teleskop und CCD Kamera bewaffnet können wir innerhalb sehr kurzer Zeiträume die Bahnbewegung eines Kleinplaneten verfolgen oder sogar wissenschaftlich über die Astrometrie tätig werden. 1. Charakter Als Planetoiden, Asteroiden oder Kleinplaneten bezeichnen wir jene Ansammlung kleiner Himmelskörper, die sich vorwiegend auf Bahnen zwischen Mars und Jupiter bewegen. Die mittleren Entfernungen von der Sonne betragen zwischen 2,17 und 3,3 Astronomischen Einheiten (AE = Entfernung Erde-Sonne). Kleinplaneten sind im wesentlichen der „Bauschutt“ aus der Frühzeit der Entstehung des Sonnensystems. Ihre Größe reicht vom mächtigsten Planetoiden Ceres (1000km Durchmesser) bis zum interplanetaren Staub. Schwerkraftwirkung im Inneren ab, die leichteren Verbindungen, wie die Silikate, verblieben in den Außenbereichen. Das führte zur Bildung von differenzierten Körpern 2. Die Entstehung der mit metallischem Kern und silikaAsteroiden tischem Mantel. Kleinere Asteroiden Zunächst gingen die Astronomen blieben hingegen aufgrund der davon aus, dass die Asteroiden das fehlenden Erwärmung undifferenErgebnis einer kosmischen Katas- ziert. Sie enthalten neben den trophe seien, bei der ein Planet Kometen die ursprünglichste Materie zwischen Mars und Jupiter aus- im Sonnensystem. einander brach und Bruchstücke auf seiner Bahn hinterließ. 3. Asteroidengürtel Asteroiden im Größenvergleich Es zeigte sich jedoch, dass die Gesamtmasse der im Hauptgürtel vorhandenen Asteroiden sehr viel geringer ist, als die des Erdmondes. Daher nimmt man heute an, dass die Asteroiden eine Restpopulation von Planetesimalen aus der Entstehungsphase des Sonnensystems darstellen. Jupiters Gravitation, dessen Masse am schnellsten zunahm, verhinderte die Bildung eines größeren Planeten aus dem Asteroidenmaterial. Die Planetesimale wurden auf ihren Bahnen gestört, kollidierten immer wieder heftig miteinander und zerbrachen. Ein Teil wurde auf Bahnen abgelenkt, die sie auf Kollisionskurs mit den Planeten brachten. Hiervon zeugen noch die Impaktkrater auf den Planetenmonden, den inneren Planeten und natürlich auch auf der Erde. Die größten Asteroiden wurden nach ihrer Entstehung stark erwärmt und im Innern aufgeschmolzen (hauptsächlich durch radioaktiven Zerfall eines Aluminium-Isotops 26 und möglicher weise auch des Eisenisotops 60). Schwere Elemente, wie Nickel und Eisen setzten sich infolge der 4 Alrukaba | Frühjahr-Sommer 2006 Der Hauptgürtel umfasst Tausende bekannte und benannte Objekte, ihre Gesamtzahl liegt momentan über Zweihunderttausend. Manche Kleinplaneten weisen sehr exzentrische Bahnen auf, sodass sie die Umlaufbahnen von Mars, Erde und zuweilen sogar Merkur kreuzen. Der Asteroid Hidalgo z.B. bewegt sich jenseits der Jupiterbahn, während Apollo oder Ikarus innerhalb der Erdbahn laufen. Insgesamt ist der Asteroidengürtel über lange Zeiträume betrachtet ein chaotisches System, das durch die Dynamik der Gravisphären der großen Planeten (bes. Jupiter) ständig Änderungen unterworfen ist. Beobachtungs- und Bahnbestimmungsprogramme haben deswegen in der Profi-Astronomie einen gewissen Stellenwert. Der Asteroidenhauptgürtel 4. Entdeckungen Es werden ständig neue Kleinplaneten entdeckt - auch und besonders von Amateurastronomen, die mit CCD Kameras Grenzgrößen von 18mag und mehr erreichen. Es ist allerdings davon auszugehen, dass mittlerweile alle größeren Objekte bekannt sind. Nur 16 von ihnen sind größer als 240km und die schon erwähnte Ceres, die nahe der Mitte der Hauptzone bei 2,77 AE liegt vereinigt etwa die Hälfte der Gesamtmasse des Asteroidengürtels in sich. www.alrukaba.at Grundlagen Ceres wurde am 1.Januar 1801 von Giuseppe Piazzi aufgefunden. Kurz darauf wurde an Ceres von C.F.Gauss erstmals ein Verfahren zur Bahnberechnung eingesetzt, das erlaubt aus lediglich drei Beobachtungen an unterschiedlichen Tagen einen ungefähren Bahnbogen zu erhalten. Giuseppe Piazzi Bis 1807 konnten die 3 weiteren hellsten Asteroiden Pallas, Juno und Vesta entdeckt werden. Dann dauerte es bis 1847, bis die Nummer 5 (Astraea) gefunden wurde. Nach 1890 brachte die Einführung der Fotografie schnell eine ungeheure Fülle von Neuentdeckungen und bislang sind etwa 220.000 Asteroiden entdeckt. Asteroid Gaspra Lange Zeit waren die Astronomen auf erdgestützte Beobachtungen von Asteroiden angewiesen. Erst 1991 wurde schließlich erstmals ein Asteroid von einer Raumsonde fotografiert. Auf dem Weg zum Jupiter nahm die Sonde Galileo 951 Gaspra auf. 1993 folgte dann 243 Ida, ebenfalls von Galileo. Danach erfolgte die Annäherung der NearSonde an 253 Mathilde und 2001 die spektakuläre Landung auf Eros. So verfügen wir mittlerweile über eine kleine Anzahl Untersuchungen aus nächster Nähe. Es gibt schon lange systematische Suchprogramme nach Asteroiden. Die frühesten stammen aus den 60er Jahren (McDonaldÜberwachung und die PalomarLeiden Überwachung). Nach diesen Überwachungen liegt die Zahl von Asteroiden, die in der Opposition heller als 21mag sind, bei 500.000. Man hat abgeschätzt, dass die Gesamtmasse all dieser Himmelskörper jedoch nur 0,0004 Erdmassen beträgt. Die systematische Suche nach NEOs (Near Earth Objects) wird heute von professionellen Stationen betrieben, jedoch kann sich jeder Amateurastronom, der über PC, CCD Kamera und Teleskop verfügt an der Suche und Überwachung beteiligen. Die Zahl der Planetoiden ist so groß, dass selbst bestgerüstete Überwachungsstationen nicht einmal alle wichtigen Neuentdeckungen überwachen können. Die Datenerfassung läuft weltweit am Minor Planet Center (MPC) des „Harvard Smithsonian Center for Astrophysics“, Cambridge, USA zusammen. Schließlich wurde die Forderung nach weiblichen Namen fallengelassen. Sie war nicht mehr zu erfüllen und bald schmückten auch Männernamen die Planetoidenvielfalt: Eros, Achilles, Hector, aber auch Oskar, Albert u.a. Heute ist es selbstverständlich, dass Planetoiden auch nach „berühmten Männern“ benannt werden (z.B. Einstein, Rumpelstilz, ZappaFrank), durch die große Zahl der Objekte tragen allerdings die meisten nur eine Nummer. Neue Planetoiden erhalten zuerst eine vorläufige Bezeichnung. Erst wenn die Bahndaten gesichert und mit hoher Genauigkeit berechnet werden konnten, erhält der KLP seine endgültige Nummer. 6. Einteilung Die Asteroiden des Hauptgürtels werden anhand zweier Kriterien systematisiert: • ihrer Chemischen Zusammensetzung und • der Umlaufbahnen Die Verschiedenartigkeit der Zusammensetzung teilt die Kleinplaneten in Typklassen. Die Unterschiede in den Orbits teilt die Kleinplaneten in Familien und Gruppen. 6.1. Typklassen, Zusammensetzung und Albedo 5. Namensgebung Anfänglich trugen die Planetoiden Namen weiblicher Figuren aus der klassischen Sagenwelt. Schon bald allerdings musste wegen der großen Zahl an neu entdeckten Planetoiden der Bereich ausgedehnt werden: Figuren aus der ägyptischen (z.B. Isis), der nordischen (z.B. Freia, Frigg) und anderer Sagenwelten oder verweiblichte Städtenamen (z.B. Bamberga, Heidelberga) kamen hinzu. Als auch dieser Vorrat nicht mehr ausreichte, um neu entdeckte Planetoiden zu benennen, wurden Eigennamen feminisiert (z.B. Hamiltonia, Pickeringia). 5 Alrukaba | Frühjahr-Sommer 2006 Rotationslichtkurve In der Vergangenheit ging man davon aus, dass die Asteroiden monolithische Felsbrocken sind. Die geringen Dichten sowie das Vorhandensein von riesigen Impaktkratern lassen jedoch den Schluss zu, dass die größeren Asteroiden lose „Schutthaufen“ sind, die durch die Gravitation zusammengehalten werden sind. Locker aufgebaute Körper können die bei Kollisionen www.alrukaba.at Grundlagen auftretenden Kräfte besser absorbieren. Darüber hinaus weisen die großen Asteroiden nur geringe Rotationsperioden auf. Eine schnelle Rotation um die eigene Achse würde dazu führen, dass die auftretenden Fliehkräfte die Körper auseinander reißen. Man geht nun eher davon aus, dass der überwiegende Teil der über 200 Meter großen Asteroiden derartige kosmische Schutthaufen darstellen. Die spektroskopische Untersuchung der Asteroiden zeigte, dass der allergrößte Teil der Kleinplaneten aus silikatischem Fels wie zum Beispiel Feldspat den wir auch von der Erde her kennen bestehen. Allerdings sind die Oberflächen bei genauerer Analyse durchaus differenziert. Analog erfolgte eine Einteilung in verschiedene spektrale beziehungsweise taxonomische Klassen. Die vielen Unterklassen lassen sich in drei Hauptbereiche unterteilen: C-Asteroiden: Mit einem Anteil von 75 % der häufigste Asteroidentyp. C-Asteroiden weisen eine kohlenstoffhaltige, dunkle Oberfläche mit einer Albedo um 0,05 auf. Es wird vermutet, dass die CAsteroiden aus dem gleichen Material bestehen, wie die kohligen Chondriten, einer Gruppe von Steinmeteoriten. Die C-Asteriden bewegen sich im äußeren Bereich des Hauptgürtels. S-Asteroiden: Der mit einem Anteil von 17 % zweithäufigste Typ (das S steht für Silikat) kommt hauptsächlich im inneren Bereich des Hauptgürtels vor. S-Asteroiden besitzen eine hellere Oberfläche mit einer Albedo von 0,15 bis 0,25. Von ihrer Zusammensetzung her ähneln sie den gewöhnlichen Chondriten, einer Gruppe von Steinmeteoriten, die überwiegend aus Silikaten zusammengesetzt sind. M-Asteroiden: Der überwiegende Rest der Asteroiden wird diesem Typ zugerechnet. Bei den M-Meteoriten (das M steht für metallisch) dürfte es sich um die metallreichen Kerne differenzierter Asteroiden handeln, die bei der Kollision mit anderen Himmelskörpern zertrümmert wurden. Sie besitzen eine ähnliche Albedo wie die S-Asteroiden. Ihre Zusammensetzung dürfte der von Nickel- Eisenmeteoriten gleichen. Die Rückstrahlfähigkeit, die für die Beobachtung wichtig ist, reicht insgesamt von weniger als 0,02 (dunkler als eine Wandtafel) bis zu etwa 0,4. Zum Vergleich hat der dunkelste der gallileischen Monde Kallisto – weist ein Albedo von 0,2 auf. Es klingt unwahrscheinlich, aber seit noch nicht allzu langer Zeit weiß man, dass Asteroiden Verwitterungsprozessen unterliegen, die die Albedo stark beeinflussen. Der im englischen Sprachraum Space weathering genannte Effekt wird u.a. durch Sonnenwind, Mikrometeoriten und kosmische Strahlung ausgelöst. Je nach Lage des Orbits kann das „Raum-Wetter“ ganz unterschiedlich auf die Oberfläche eines Kleinplaneten. Wirken. 6.2. Familien und Gruppen Die größte Konzentration von Planetoiden im Sonnensystem wird als Hauptgürtel bezeichnet. Die Objekte sind aber nicht gleichmäßig verteilt, sondern bewegen sich in Gruppen um die Sonne. Diese Ansammlungen sind verschiedene Planetoidenfamilien, deren Name vom jeweiligen Prototypen abgeleitet ist. Erste Einteilungen der Planetoiden bezüglich ihrer Bahnparameter sind von Kirkwood 1888 vorgenommen worden. Im Jahr 1918 wurden die ersten Planetoidenfamilien von Hirayama festgelegt und mittlerweile gibt es viele davon. Einige ausgewählte werden später noch genannt. Hirayama-Familien sind demnach Asteroiden mit sehr ähnlichem Orbit. Die Familienzugehörigkeit zu erforschen ist im Detail eine komplexe Aufgabe und oft schwierig zu entscheiden. Kirkwood-Lücken Besonders auffällig sind leere Zonen im Hauptgürtel bei z.B. 2,5, 6 Alrukaba | Frühjahr-Sommer 2006 2,83 und 3,3 AE, in denen sich keine Planetoiden aufhalten. Diese so genannten Kirkwood-Lücken sind nicht unregelmäßig verteilt, sondern liegen an ganz bestimmten Stellen und werden durch Jupiter verursacht. Die Planetoiden meiden Umlaufperioden, die mit der Umlaufdauer von Jupiter in Resonanz stehen. Hier sind folgende Zahlenverhältnisse zu nennen: 1/5, 1/4, 2/1 (Hecuba Lücke), 1/3 (Hestia Lücke), 2/5, 3/7, 1/2, 2/3, 3/4 und 1/1. 1/3 Resonanz bedeutet zum Beispiel, dass 3 Umläufe eines Planetoiden so lang wie 1 Umlauf des Jupiters dauern. Somit begegnet dieser Planetoid dem Gasriesen nach genau 3 Bahnumläufen wieder am Ausgangspunkt. Diese Störungen sorgen dafür, dass der Planetoid schließlich relativ schnell in eine andere Bahn gelangt. Man vermutet, dass es sich bei den Planetoiden der Apollo- und Amorfamilie um solche Objekte handelt. Es gibt aber auch Planetoiden, die sich in Resonanzräumen aufhalten. So bieten die Lagrange Punkte (eigentlich Wahrscheinlichkeitsbereiche) mögliche Aufenthalts Orte. In Resonanzbahnen laufen die Trojaner (1/1), die Hilda-Gruppe (3/2) und die Thule-Gruppe (4/3). 6.2.1. Gruppen innerhalb der Marsbahn (Erdbahnkreuzer, NEOs) Die Gruppen innerhalb der Marsbahn gliedern sich gemäß ihrem Orbit in drei Familien, wobei die Vertreter dieser Familien zu den Erdbahnkreuzern, den NEOs gehören. Sie kommen der Erde bis auf weniger als 0,05 AE nahe (20fache Mondentfernung). Die größte Annäherung eines kleinen Objektes in letzter Zeit fand am 18. März 2004 statt. Der www.alrukaba.at Grundlagen Asteroid "2004 FH", ein Brocken mit etwa 30 m Durchmesser, flog über dem südlichen Atlantik in einem Abstand von nur 43.000km an der Erde vorbei. Mitarbeiter des Linear Teams in New Mexico entdeckten das Objekt nur drei Tage vorher. Von den 1000 geschätzten Bahnkreuzern der Erde waren im Jahr 2001 etwa 500 Stück bekannt. 6.2.1.1. Aten - Familie Die Vertreter der Atenfamilie haben große Bahnhalbachsen die zwischen 0,6 und 1,0 AE liegen. Im Aphel ist die Entfernung der Aten Planetoiden größer als 0,983 AE. Der mittlere angenommene Durchmesser liegt bei 3,2 km. z.B. (2062) Aten, (2340) Hathor, (2100) RaShalom , (3753) 1986 TO, (3362) Khufu 6.2.1.2. Die Apollos Die großen Bahnhalbachsen der Mitglieder der Apollofamilie liegen zwischen 1 und 2 AE. Im Perihel ist die Entfernung der Apollo - Planetoiden kleiner oder gleich 1,017 AE. Der mittlere angenommene Durchmesser dieser Kleinplaneten liegt bei 5,3 km. z.B. (1862) Apollo, (1685) Toro, (1620) Geographos, (1566) Icarus 6.2.1.3. Amor Familie Die Kleinplaneten der Amorfamilie haben große Bahnhalbachsen, welche in einem Bereich zwischen 1,2 und 3,5 AE streuen. Im Perihel liegt die Entfernung der Amor - Planetoiden zwischen 1,017 und 1,3 AE. Der angenommene mittlere Durchmesser beträgt ca. 8,4 km. z.B. (1221) Amor, (1036) Ganymed, (887) Alinda, (719) Albert, (433) Eros. 6.2.2. Asteroiden auf Planetenorbits 6.2.2.1. Die Trojaner Die Kleinplaneten der Trojanerfamilie haben große Bahnhalbachse zwischen 5,1 und 5,3 AU. Der mittlere angenommene Durchmesser liegt bei 86,3 km. Z.B. (588) Achilles, (617) Patroclus, (624) Hektor, (659) Nestor, (884) Priamus. Die Familie der Trojaner liegt im eigentlich unmöglichen 1/1 Resonanzgebiet von Jupiter – also praktisch auf einem sehr ähnlichen Orbit. Und doch gibt es auch auf dieser gravitativ unmöglichen Resonanzbahn „Überlebens-Möglichkeiten“. Sie befinden sich in den so genannten Lagrange-Punkten L4 und L5, welche dem Jupiter jeweils 60 Grad voraus und 60 Grad hinterher eilen. Da in diesen Punkten keine gravitativen Störungen des Jupiters wirken, konnten sich die Trojaner in dieser Position halten. Somit gibt es zwei Gruppen. Die Achillesgruppe in L4 und die Patroclusgruppe in L5. Lagrange-Punkte sind Punkte in einem System aus zwei sich umkreisenden Körpern (Sterne, Planeten etc), welche in einem mitrotierenden Bezugssystem raumfest sind und in denen ein dritter Körper mit vergleichsweise verschwindend geringer Masse sich dauerhaft aufhalten kann ohne von der Gravitationswirkung der anderen gestört zu werden. Die Summe aller Kräfte auf einen Massepunkt in diesen Punkten ist praktisch Null. Solche Stellen findet man bei allen Planeten, sie werden auch Librationszonen genannt. Innerhalb dieses Bereichs pendeln zum Beispiel die Jupiter-Trojaner in etwa 150 Jahren hin und her. Man hat versucht, auch in den anderen Lagrange- Punkten Asteroiden aufzufinden, doch gelang das bisher noch nicht. Mehr als 400 solcher Trojaner sind zur Zeit bekannt, davon wurden 246 im Bereich um L4 gefunden Und 167 nahe L5. Der größte Trojaner - Hector - hat einen Durchmesser von 190 km. Die meisten sind allerdings nur halb so groß. Der Name "Trojaner" wurde übrigens vom Astronomen Wolf geprägt, der 1906 den ersten Asteroiden an dieser Position entdeckte und ihn Achilles, nach 7 Alrukaba | Frühjahr-Sommer 2006 dem Helden der Ilias im Trojanischen Krieg nannte. Die äußeren Jupitersatelliten sind wahrscheinlich auch eingefangene Trojaner. Eine weitere Besonderheit sind jene Körper die zwischen L4 und L5 springen und daher den Namen "Jumping Trojans" haben. Ein Konkretes Beispiel ist der Asteroid (1868) Thersites. 6.2.3. Familien im Hauptgürtel Im Hauptgürtel, der ca. 95% aller Planetoiden beinhaltet, sind viele Kleinplanetenfamilien vertreten, darunter die Hungaria-, die Flora-, die Themis- und die Hildafamilie. Stellvertretend für die große Menge dieser Familien soll nur die Hilda-Familie genannt werden. Diese Gruppe befindet sich im Bereich zwischen 3,9 und 4,0 AE. Die untersuchten nummerierten Objekte weisen einen mittleren angenommenen Durchmesser von 64,1 km auf. z.B. (153) Hilda, (1578) Kirkwood, (1748) Mauderli, (1754) Cunningham, (1877) Marsden 6.2.4. Gruppen jenseits des Hauptgürtels In der Literatur findet man häufig Hinweise auf die CentaurKleinplaneten. Dabei handelt es sich um Kleinplaneten, die sich zwischen den Bahnen der Planeten Jupiter und Neptun befinden. Einige Beispiele hierfür sind die Planetoiden (2060) Chiron, (5145) Pholus und (7066) 1993H2. Der Kleinplanet (2060) Chiron wurde später auch als periodischer Komet klassifiziert, da in diesem Fall ein Unterschied nicht klar nachweisbar war. Außerdem sind so genannte Transneptun- Kleinplaneten bekannt. Die Bahnhalbachse dieser Objekte ist größer als die des Neptun. 7. Weitere Gürtel Zwei weitere Asteroidengürtel liegen außerhalb der Neptun/Plutobahn. Es handelt sich hierbei um den Kuipergürtel, dessen größter Vertreter möglicherweise Pluto ist und die Oortsche Wolke am Rand unseres Sonnensystems. Aus der Oortschen Wolke stammen wahrscheinlich die meisten Kometen. www.alrukaba.at Grundlagen Ziel der Beobachtungen ist es, dass aus einem zunächst provisorisch bezeichneten Kleinplaneten ein nummerierter wird. Das ist ein langer Weg, weil man möglichst viele genaue astrometrische Beobachtungen aus mehreren Oppositionen benötigt. Deshalb ist die Beobachtung von Kleinplaneten eine sehr nützliche Aufgabe für Amateure. 8. Beobachtung Ob wir Planetoiden beobachten können, hängt davon ab, wie groß sie sind, wie weit sie sich der Erde nähern, welchen Winkelabstand sie an der Himmelssphäre von der Sonne haben und wie ihre Oberflächenbeschaffenheit ist. Wegen ihrer geringen Helligkeit sind die Kleinplaneten mit bloßem Auge nicht zu erkennen. Aber schon mit einem guten Fernglas kann man die größten als Lichtpunkte sehen. Einige der großen Asteroiden sind hier mit ihrer scheinbaren Oppositions- Helligkeit aufgelistet: Ceres (~7m), Pallas (~5m), Juno (~7,5m), Vesta (~5,5m), Eunomia (~8m), Flora (~8m), Metis (~8m). Informationen über Sichtbarkeiten der helleren Kleinplaneten erhält man außer im WWW und mit Planetariumsprogrammen noch in den Jahrbüchern (Himmelsjahr, etc.) oder aktuell in entsprechenden Zeitschriften (Sterne u. Weltraum, etc.) 8.1. Astrometrie Die Astrometrie von Kleinplaneten, ihre Positionsbestimmung am Sternenhimmel, ist eine anspruchsvolle Aufgabe für Amateurastronomen. Die Werkzeuge dafür - PC und CCD-Kamera - sind an vielen Amateursternwarten schon vorhanden. Aufgabe der Astrometrie ist es, Positionen von Kleinplaneten am Sternenhimmel zu bestimmen, um ihre Bahnelemente zu verbessern. Viele Kleinplaneten sind in den vergangenen Jahrzehnten wieder verloren gegangen, da nur sehr wenige Positionen am Sternenhimmel vorlagen. Das eigentliche 8.2. Bahnelemente Um Kleinplaneten astrometrieren zu können, muss man sie erst einmal finden. Dazu bedient man sich der so genannten Bahnelemente. Diese beschreiben die Form und die Lage der Bahn eines Kleinplaneten im Sonnensystem. Hat man diese, kann man sich mit Hilfe eines Planetarium Programms den Ort am Sternenhimmel ausrechnen lassen. Die eigenen Rechenkünste zu bemühen ist dabei nicht nötig, denn die Bahnelemente werden in einer schon für Planetariumsprogramme aufbereiteten Form zum freien Download vom MPC zur Verfügung gestellt (MPCOrb). Durch Gravitationsstörungen der großen Planeten ändern sich ständig die Bahnelemente der Kleinplaneten. Wenn man einen Kleinplaneten erfolgreich beobachten möchte, sind deshalb aktuelle Bahnelemente zur Berechnung einer genauen Ephemeride erforderlich. Für die Ephmemeridenrechnung von Kleinplaneten sind nur Programme geeignet, die auch mit den aktuellsten Bahnelementen rechnen bzw. es erlauben, diese stets auf dem aktuellsten Stand zu halten. 8.3. Welche Kleinplaneten sollen beobachtet werden Natürlich kann man alle helleren Kleinplaneten auf ihren Bahnen im Sonnensystem verfolgen. Möchte man jedoch an wissenschaftlichen Beobachungsprogrammen teilnehmen, hat man als Anfänger meist Schwierigkeiten bei der Zusammenstellung des Beobachtungsprogramms. Woher bekommt man Informationen, von welchen Kleinplaneten Beobachtungen erwünscht sind? Das Minor Planet Center veröffentlicht jeden Monat aktuelle Listen 8 Alrukaba | Frühjahr-Sommer 2006 mit kritischen, ungewöhnlichen und entfernten Kleinplaneten. In die Liste der kritischen Kleinplaneten werden nummerierte Objekte aufgenommen, die über einem längeren Zeitraum nicht beobachtet wurden. Zu den ungewöhnlichen Kleinplaneten zählen Objekte wie Atens, Apollos und Amors. Die Liste der entfernten Kleinplaneten enthält Objekte, die sich jenseits der Saturnbahn um die Sonne bewegen. Einige Objekte sind immer dabei, die hell genug sind, um sie mit Amateurmitteln zu beobachten. Hilfe stellt zudem die VdS Fachgruppe "Kleine Planeten" und diverse Mailinglisten. Asteroiden im Sternbild Vir Wer sich für die Beobachtung von neu entdeckten ErdbahnKreuzern, von denen zur Bahnberechnung weitere Positionsbestimmungen gesucht werden, interessiert, dem ist die "The NEO Confirmation Page" des MPC zu empfehlen. 8.4. Vorbereitung einer Beobachtung Zur Vorbereitung einer Kleinplanetenbeobachtung ist es erforderlich, eine Ephemeride mit den aktuellen Bahnelementen zu haben. Daraus kann man die für die Beobachtung wichtigen Angaben, wie die Rektaszension, die Deklination, Helligkeit und Eigenbewegung des Kleinplaneten, entnehmen. Der zur Beobachtung anvisierte Kleinplanet sollte während seiner www.alrukaba.at Grundlagen Opposition beobachtet werden. Ungünstig sind jedoch Beobachtungen, die in den Umkehrpunkten der Oppositionsschleife liegen. In dieser Zeit ist die Eigenbewegung zu klein. ► VON STEFAN SALAMON Zeichnen am Teleskop E s gibt verschiedene Arten um seine Beobachtungen zu verewigen. Die billigste Variante ist das Zeichen von verschiedenen Himmelsobjekten. Man braucht nicht viel: einige Bleistifte verschiedener Stärke, einen Radiergummi, Rotlicht und eine Zeichenschablone. Eine andere Möglichkeit ist das Festhalten des Gesehenen mit weißem Buntstift auf schwarzen Papier. Die Zeichenschablone kann entweder selbst erstellt werden oder man sucht sich eine Schablone aus dem Internet. Ein Beispiel einer meiner Schablonen findet ihr auch in dieser Ausgabe. Das Zeichnen ist ein ideales Betätigungsfeld für den Anfänger. Man lernt nicht nur das richtige Schauen sondern schult sein Auge auch, um Details der verschiedensten Objekte besser zu erkennen. Am Anfang einer Beobachtung sollte sich jeder Gedanken machen, was in dieser Nacht gezeichnet bzw. beobachtet werden soll. Nach dem Aufsuchen des Objektes sollte sich der Beobachter einige Minuten an das Objekt gewöhnen. Man wird feststellen, dass mit längerer Be- obachtung immer mehr Details sichtbar werden. Zunächst werden die hellsten Stern eingezeichnet. Nach dem Einzeichnen der Sterne wird das Objekt grob in der richtigen Position zwischen den Sternen gezeichnet. Wenn das Objekt grob eingezeichnet ist, sollte der Beobachter sich wieder etwas Zeit nehmen um sich an das Objekt im Okular zu gewöhnen. Jetzt sollte noch leicht erkennbaren Details gesucht werden, um diese in die Schablone einzufügen. Um den nebeligen Eindruck zu gewinnen, den ein Objekt im Okular hat, kann mit der Fingerkuppe leicht über das gezeichnete Objekt gewischt werden bis der richtige Eindruck entsteht. Nach diesen Schritten sollte der Beobachter das Objekt wieder für längere Zeit am Okular beobachten, um schwache bis sehr schwache Details auf das Papier bringen zu können. Abschließend wird wieder leicht mit der Fingerkuppe über das Objekt gewischt, um auch den Details einen nebeligen Eindruck zu geben. Aufzeichnungen über das Gesehene sind sehr wichtig: Objekte und Details beschreiben, usw. M51, Schritt 1: Schablone mit Sternen M51, Schritt2: Zeichen der Galaxie 9 Alrukaba | Frühjahr-Sommer 2006 NGC 7000 – Der Nordamerika Nebel Nach der Beobachtungsnacht werden die Zeichnungen noch etwas nachbearbeitet. Wichtig ist, das keine Details dazugedichtet werden da sonst das Beobachtungsobjekt auf dem Papier verfälscht wird. Letztendlich wird das fertige Bild gescannt und mit einem Fotoprogramm invertiert. Ich wünsche euch viel Spaß beim Ausprobieren und bin schon gespannt auf ersten Ergebnisse. ► VON MARKUS VERTESICH Das invertierte Bild www.alrukaba.at Grundlagen Jupiter, der Große Rote Fleck und „Red Junior“ J upiter stand heuer am 5. Mai in Oppositionsstellung zur Sonne. Während die letzten Jahre große Höhen über dem Horizont bescherten, steht der Gasplanet dieses Jahr im Sternbild Waage und somit für mitteleuropäische Beobachter relativ niedrig. Jupiter erreicht hierzulande gerade einmal 27° Horizonthöhe, was „unruhige“ Bilder aufgrund schlechterem Seeing und atmosphärischer Refraktion zur Folge hat. Doch im 21. Jahrhundert bedeutet Planetenbeobachtung für den versierten Amateurastronom zunehmend digitale Fotografie, sei es mit einer herkömmlichen Webcam oder speziellen CCD-Kameras, mit denen innerhalb kürzester Zeit kurz belichtete Bilder aufgenommen, die besten davon aussortiert und digital zu einem Summenbild aufaddiert werden. Die Resultate eines Damian Peach, eines Christopher Go, eines Ed Grafton sind bemerkenswert und zeigen Planetenstrukturen, die vor nicht einmal ein bis zwei Jahrzehnten selbst von professionellen Großsternwarten unerreichbar waren. festen Kern, aber Jupiter hat keine feste Oberfläche. Jupiter zeigt auch in kleinen Teleskopen bereits viel Detail. Aufnahme von Jürgen Stöger mit einem 8 cm Refraktor. Die sichtbaren Wolkenhüllen befinden sich auf unterschiedlichen Höhen und haben auch unterschiedliche Farben. Der Anblick Jupiters im Fernrohr zeigt, dunkle und helle Bänder, die äquatorparallel den Planeten auf verschiedenen jovigraphischen Breiten umhüllen. Auffallendste Strukturen sind die beiden Äquatorialbänder NEB und SEB (Northern, Southern Equatorial Band) und die beiden Polregionen (NPR, SPR). Die gängigen Bänderstrukturen auf Jupiter zeigt die folgende Abbildung. Jupiter mit Ganymed und Kallisto, beide Monde zeigen Oberflächenstrukturen. Christopher Go. Mit einer Helligkeit von –2,5 mag und einem scheinbaren Durchmesser von 45" ist Jupiter ein lohnenswertes Objekt bereits für kleine Fernrohre. Alles was man auf Jupiter sieht sind Wolkenstrukturen; man vermutet zwar einen kleinen In den hellen Zonen und dunklen Bändern sind zudem noch kleinere Einzelstrukturen zu sehen. Dazu zählen z.B. Einbuchtungen, helle und runde Fleckchen, barrenförmige Objekte usw.. Eine vollständige Übersicht der auf Jupiter 10 Alrukaba | Frühjahr-Sommer 2006 sichtbaren Einzelobjekte ist unter http://www.wfs.be.schule.de/pages/AGPla neten/JUPITER/JUPNOM.HTM zu fin- den. Das wohl berühmteste Einzelobjekt auf Jupiter ist der so genannten Große Rote Fleck (GRF, GRS für Great Red Spot). Dabei handelt es sich um einen gewaltigen, antizyklischen Wirbelsturm, der etwa 30.000 km lang und 13.000 km breit ist; die Erde passt in Längsrichtung locker 2 mal rein. Der GRF ist kühler als seine Umgebung und liegt deswegen in höheren Schichten. Der Fleck wurde um 1664 von Robert Hook entdeckt und 1665 von Giovanni Cassini als der "Große Rote Fleck" bezeichnet. Der GRF mit dem dunklen Zentralgebiet. Hubble Space Telescope im April d.J. Der GRF ist ein sehr langlebiges Objekt auf Jupiter und existiert zumindest seit seiner Entdeckung vor 350 Jahren. Zeitweise war der Fleck gänzlich verschwunden, wie in den Jahren 1888, 1912, 1916, 1938 und 1944, aber er kam immer wieder in alter Frische zurück. Das genaue Alter ist unbekannt, aber man vermutet seine Existenz seit ca. 100.000 Jahren. Seine Sichtbarkeit ist auch mit dem Erscheinungsbild des SEB verknüpft. Ist das SEB sehr schwach oder auch verschwunden (dies bezeichnet man als SEB-Fading), ist der GRF ein sehr auffälliges Objekt mit einer kräftigen roten Farbe. Ist das SEB so wie jetzt dunkel, dann ist der GRF für kleine Teleskope ein schwieriges Objekt, da er dann zunehmend verblasst und orangewww.alrukaba.at Grundlagen rosa bis gelblich wirkt. Im Zentrum des GRF ist oftmals ein dunkleres, ovales Zentralgebiet zu sehen, das als „Auge“ des GRF bezeichnet wird. Wann ist der GRF sichtbar? Die Durchgangszeiten des Großen Roten Fleckes durch den Zentralmeridian (Mitte der Jupiterscheibe von Pol zu Pol) können in astronomischen Jahrbüchern oder in Planetariumsprogrammen wie Cartes du Ciel und Guide (derzeit 104° jovigraphische Länge) nachgelesen werden. rötlich gefärbt hatte. Christopher Go arbeitet mit einem C11 auf den Philippinen, wo Jupiter um fast 40° höher steht als hierzulande. Die Entstehung des Ovals BA ist eine Geschichte des letzten Jahrzehnts. Zunächst verschmolzen die Ovale DE und BC und bildeten gemeinsam das Oval BE. Drei Jahre später fusionierten die weißen Ovale FA und BE und bildeten das nunmehr bekannte weißliche Oval BA. Die Verschmelzung der weißen Ovale Jupiter am 28. Mai 2006 mit GRF und dem rötlichen Oval BA. Aufnahme von Christopher Go bei besten Bedingungen. Ende Februar d.J. kam vom philippinischen Amateurastronomen Christopher Go die Nachricht, dass sich das weiße Oval BA orange- Das neu entstandene Oval BA ist wie der Große Rote Fleck ein großer Wirbelsturm, der immerhin noch die Größe der Erde hat. Im Dezember 2005 wurde das Oval langsam braun und hat seine Farbe nunmehr dem GRF angeglichen. Laut Wissenschafter der NASA ist die Farbgebung der beiden roten Flecken darauf zurückzuführen, dass sich beide deutlich oberhalb der geschlossenen Wolkendecke des Jupiters befinden. Sie saugen Material aus tiefer liegenden Schichten nach oben, das durch das Licht der Sonne eine rötliche Farbe erhält. In nächster Zeit wird es zu einer interessanten Annäherung zwischen dem GRF und dem südlicher stehenden Oval BA „Red Junior“ kommen. Die beiden Flecken haben unterschiedliche Driftgeschwindigkeiten und werden voraus-sichtlich um den 4. Juli d.J. knapp aneinander vorbei bewegen. Es wird laut Wissenschafter der NASA nicht zu einer echten Kollision kommen, aber die äußeren Ränder der beiden Flecken werden nahe aneinander vorbeiziehen. Was genau passieren wird, ist nicht bekannt. Wechselwirkungen sind nicht ausgeschlossen, z.B. könnte das Oval BA durch den nahen Vorübergang wieder seine rötliche Farbe verlieren. Jupiter ist gerade jetzt noch gut zu beobachten und bereits bei Einbruch der Dämmerung genau im Süden zu sehen. Also beste Voraussetzungen, das Spektakel zu beobachten. ► VON JÜRGEN STÖGER Mondmosaik Optik+Montierung: Celestron C9 Kamera: Toucam pro 2 Ort: Sigleß Aufnahmedatum: 16. April 2006 Aufnahme und Bildbearbeitung Markus Riegler 11 Alrukaba | Frühjahr-Sommer 2006 www.alrukaba.at Teleskopkauf Teleskopkauf - kein leichtes Unterfangen W arum entschließt man sich ein neues Teleskop zu kaufen? Und nach welchen Kriterien fällt die Entscheidung? Wo holt man Rat ein? Falls Sie sich auch diese Fragen stellen, sollten Sie weiterlesen. Da ich seit 3 Jahren Mitglied bei BAA und WAA bin, habe ich Zugang zu den Erfahrungsberichten vieler "altgedienten" Spezialisten, die mir meine Fragen willig beantworteten. Es macht die Sache aber nicht gerade leichter, so viele verschiedene Meinungen und die eigenen Anforderungen unter einen Hut zu bekommen. Vorab ein kurzer Blick in die Vergangenheit: Nachdem ich die Astronomie für einige Zeit aus den Augen verloren hatte, wurde das Interesse anlässlich der Erscheinung des Kometen Hyakutake wieder geweckt. Mittlerweile war ich in ein Reihenhaus übersiedelt und dachte mir, der Balkon sollte unbedingt astronomisch genützt werden. Ich fuhr also zu einem damals noch in Niederösterreich angesiedelten Händler und erstand ein 8" SC LXD55 mit einem Berlebach Stativ und einigen Okularen sowie ein Myauchi Fernglas 15x60 samt einem Manfrotto Stativ und einem Neigekopf. So ausgerüstet und um viele Euro ärmer, dachte ich, ich hätte eine perfekte Ausrüstung, um aus Wien heraus meinen Beobachtungen nachgehen zu können. Das Fernglas mit Stativ erfüllte meine Erwartungen auch, ich habe es heute noch und benutze es oft auf meinen Reisen durch Österreich. Das große Teleskop hat sich da nicht so bewährt, vor allem die Montierung nervte mich ganz einfach. Also habe ich mich entschlossen dieses LXD55 wieder zu verkaufen. Stattdessen habe ich vor zwei Jahren einen Televue "Pronto" ED Refraktor erstanden, mein derzeitiges Lieblingsgerät. Ich verwende es auch auf dem Manfrotto Stativ, es ist perfekt für das Beobachten zwischendurch, aber auch ein sehr ernsthaftes Allround Gerät, da man bis auf Galaxien alles beobachten kann. In einer Tragtasche mit allem Zubehör verpackt ist er innerhalb von 2 Minuten einsatzbereit. Dann übersiedelten wir wieder in die Stadt, in den 4.Bezirk, in eine Wohnung im 3. Stock. Ohne Lift! Vor einem Jahr ergab sich dann die Möglichkeit, einen Original Televue Genesis-Refraktor zu erstehen. Es ist dies ein fotografisch korrigiertes Gerät, das absoluten Kultstatus genießt. Es hatte für mich nur den entscheidenden Nachteil, dass es für das Manfrotto Stativ schon zu groß und zu schwer war und ich keine andere Montierung hatte. Mittlerweile musste ich mich einer Bandscheibenoperation unterziehen und hatte ein absolutes Verbot schwere Lasten zu tragen. Als Familienvater kann man das ohnehin nicht einhalten, aber die zu tragenden Gewichte sollten sich in Grenzen halten. Als ersten Schritt betrachtete ich den Tausch meines bisherigen Firmenwagens, der mich ein Jahr ins Kreuz getreten hatte, gegen einen VAN. Erstens tut das aufrechte Sitzen meinem Kreuz gut und zweitens habe ich viel mehr Möglichkeiten, ein neues Teleskop samt Equipment unterzubringen. Und so begann ich im Frühjahr 2005 die Suche nach einer Lösung für den Televue Genesis Refraktor. Ich stellte mir dabei folgende, schon zigmal gestellten Fragen: • Wie schwer sind die Einzelteile, wie zerlegbar sind sie? • Wo bringe ich das alles unter? • Was will ich damit beobachten? Was will ich beobachten? Mond, Sonne, Planeten, Doppelsterne, Sternhaufen ... Also eigentlich alles außer Galaxien. Und vor allem: ich will es auch anderen vorführen, also auch in Schulen gehen und bei Kindern und Erwachsenen Interesse wecken. Wo bringe ich das unter? Der 12 Alrukaba | Frühjahr-Sommer 2006 eine Teil, nämlich Stativ und Montierung sollte im Auto bleiben; das Teleskop samt Zubehör muss weiterhin geschleppt werden. Die Auswahl ist riesig. Ich habe mich durch alle verfügbaren Seiten der bekannten Händler in Deutschland gelesen, im Internet dazu Erfahrungsberichte herauskopiert, einen Ordner angelegt, alles gelocht und abgelegt und dann immer wieder im Internet auf "astronomie.de" und im "astrotreff.de" Inserate von Privatverkäufen gelesen, verglichen, aber irgendwie war nichts dabei, wo es „klick“ gemacht hätte. Ich bin dabei von einem 250/1200 Newton (Spiegeldurchmesser mit 250mm und 1200 mm Brennweite), über einen 250/1600 Newton, einem 300/1200 Newton bis zu einem 350/1600 Newton gekommen. Alles irr große Geräte, teils auf Montierung, teils als Dobson. Ist mir letztlich alles viel zu groß und schwer geworden. Dann ging es in die entgegengesetzte Richtung. Ein SchmidtCassegrain hatte ich schon gehabt, wollte ich nicht mehr. Ein Kollege gab mir den Tipp, ich solle doch mal bei den Maksotov- Cassegrains vorbeischauen. Und da gab es erstmals einen Silberstreif am Horizont. Es sind zwar ein wenig exotische Geräte, aber die Optiken und die Verarbeitung der Intes Micro Geräte sind legendär gut. Ich studierte die Listen, ein guter Kompromiss schien mir ein 7" F10 Gerät zu sein, denn es ist nicht zu groß, man kommt mit einer normalen Montierung aus, kann einen Bino Ansatz verwenden und man kann es auch für lichtschwächere Objekte einsetzen. Habe dann mit einem Kollegen über Montierungen gesprochen, aber da ich kein Bastler bin, will ich ein fertiges Teil haben das funktioniert. Also weitere Recherche im „www“... Und dann kam doch alles ganz anders, weil ... ...weil ich ein Inserat von einem deutschen Astronomen gelesen hawww.alrukaba.at Beobachtungsberichte be: „Verkaufe Intes Micro MN 78“... Geschehen war es um alle vernünftigen Lösungsansätze! Das war ein Traum! Ein Teil von dem ich zwar schon oft gelesen hatte, das ich aber wegen des Preises und der Notwendigkeit eine größere Montierung anschaffen zu müssen, eben so oft wieder verworfen hatte. Ein 7" F8 Maksutov- Newton, nicht ganz ein Jahr alt, in absoluter Vollausstattung mit Motorfocus, Taukappe, neuen Rohrschellen, neu angefertigter Fangspiegeljustierung, speziell angefertigter Aufnahme für die Montierung EQ6. Dazu gab es im Verein jemanden, der eine EQ6 ohne Stativ verkaufen wollte. Ich hatte da ja noch mein Berlebach und alles schien auf einmal zu einem Preis machbar, den ich nicht für möglich gehalten hätte. Meine Lehre daraus: man muss nicht genau wissen was man will GEDULD muss man haben!!! Im 2. Teil möchte ich dann über die Abholung der Teile, das "Assembling" der Komponenten sowie mein "First Light" berichten. ► VON ALEXANDER ROSSI Beobachtungsberichte Beobachtungsbericht vom 17./18. April 2006 Ort: Katzelsdorf Zeit: 22.30 – 0.45 UT Bedingungen: wolkig, schlechtes Seeing Beobachter: J. Stöger Beobachtungsinstrument: Intes Micro MN76 MakNewton (180/1068) Zubehör: 3-6 mm Televue Nagler Zoom, 5 mm TMB Mono; 5x Televue Powermate, Philips ToUCam mit IR-Sperrfilter Da ich am 18. April einen Urlaubstag genommen hatte, konnte ich die Nacht von Montag auf Dienstag astronomisch nutzen. Leider war das Wetter alles andere als stabil. Wolken zogen immer wieder durch und verdeckten Jupiter. Das Seeing war unterschiedlich, zumeist schlecht, in kurzen Momenten bestenfalls mittelmäßig (Pickering 3-4). Zum Glück war es fast windstill, denn ich musste wieder den 7" Mak-Newton auf der überlasteten EQ5 betreiben Visuell war der große rote Fleck auf den ersten Blick nicht direkt zu sehen, nur die Ausnehmung (Bucht) deutete auf seine Position. NEB und SEB natürlich prominent (Farbgebung aber diesmal matt), die beiden Polarregionen ebenfalls matt. Vom neuen kleinen Bruder des großen roten Flecks, "Red junior", war durchs Okular natürlich nichts zu sehen. Die mit Registax gestackte und bearbeitete Aufnahme zeigte dann zu meiner Verwunderung doch sehr viel Detail, natürlich verschmiert aber immerhin. Da ragen etliche bläuliche Girlanden vom NEB in die EZ, das STB hat einige weißliche Ovale und auch "Red Junior" ist eindeutig (rechts oberhalb des GRF) als schwaches orangefarbenes Oval zu erkennen. Ärger macht sich breit: was wäre das nur für eine Aufnahme geworden, wenn die Luft mitgespielt hätte. Die Jupitersaison hat also begonnen und trotz der dieses Jahr nur sehr geringen Höhe von unter 30° ist diesen Sommer mit spannenden Beobachtungen zu rechnen. Jupiter 17. April 2006, 23:37 UT ZM I: 37°, ZM II: 116° Orientierung: Süden ist oben Höhe: 26°, Äquatordurchmesser: 44” 450/1200 RGB-Bilder mit Registax aufaddiert ► VON JÜRGEN STÖGER Marskarte Zusammengestellt aus vorangegangenen Beobachtungen Beobachtet und gezeichnet von Markus Vertesich 13 Alrukaba | Frühjahr-Sommer 2006 www.alrukaba.at 14 Alrukaba | Frühjahr-Sommer 2006 www.alrukaba.at 15 Alrukaba | Frühjahr-Sommer 2006 www.alrukaba.at Skywalker Skywalker Zwischen Adler und Schützen spielt sich’s im Sternbild Schild ganz schön ab. Besonders viele Dunkelnebel tummeln sich hier (das sind die vielen Quadrate in der Karte). Um die geht’s diesmal aber nicht, ich konnte sie nur leider nicht unterdrücken. Bezeichnung Helligkeit M 11 M 16 5,8 mag 6 mag Ausdehnung Durchm. 13’ 21’ Rekt. 18h 51,1m 18h 18,8m Dekl. -06° 16’ Offener Sternhaufen „Wild Duck Cluster“ wegen seiner VForm, ich würde den inneren Teil aber eher als Quadrat ansehen, bei dem noch ein Stück fehlt – wie ein großes M. Sternreich und hervorragend zu beobachten von Feldstecher bis zum großen Teleskop. -13° 47’ Sternhaufen mit Nebel. „Adler-Nebel“. Bei trübem Himmel sieht man oft nur den Sternhaufen, hier lernt man „indirekt“ zu sehen. Wegen der hellen, zentral gelegenen Sterne etwas schwieriger als der Omega-Nebel. Auch hier erleichtert ein UHC- oder O-III-Filter oft das Beobachterleben. M 17 6 mag 20’ x 15’ 18h 20,8m -16° 11’ Sternhaufen mit Nebel. „Omega- oder Schwanennebel“. Leichte Beute schon für Feldstecher. Ab 30 – 50-facher Vergrößerung sieht man den helleren Nebelteil als Schwan oder als halbes Omega. Bei wirklich transparenter Luft sieht man auch die schwachen Ausläufer, die noch einmal so groß sind. Filtereinsatz lohnt sich (UHC und O-III). M 18 6,9 mag 10’ 18h 19,9m -17° 08’ Offener Sternhaufen. Mit 20cm Teleskop bei 100fach etwa 30 Sterne ab 9 mag. M 24 4,6 mag 95’ x 35’ 18h 16,5m -18° 50’ Kleine Sagittarius Sternwolke. Ist eigentlich kein Sternhaufen, sondern nur ein dichter Teil eines inneren Galaxienarms (Norma Spiralarm), der zwischen den Dunkelwolken auffällig hervorscheint. Feldstecherobjekt bzw. beim Teleskop eher niedrig vergrößern damit das Gesichtsfeld nicht zu klein wird. M 26 8 mag 14’ 18h 45,2m -09° 24’ Offener Sternhaufen. Bereits in kleinen Teleskopen zahlreiche Sterne, aber noch nicht ganz aufgelöst. NGC 6712 8,2 mag 7,2’ 18h 53,1m -08° 42’ Kugelsternhaufen der Klasse 9 (also weniger kompakt). Auch mit 20cm Teleskop noch nicht aufzulösen (im Programm Cartes du Ciel ist die Größe sogar nur mit 4’ angegeben). Interessant: gleich nebenan liegt der schwache Planetarische Nebel IC 1295 mit 15 mag und 86“ Durchmesser. RA 18h54.6m DEC -08° 50’. Vielleicht wagt sich jemand an eine Übersichtsaufnahme mit CCD? B 104 5 16’ x 1’ 18h 47,3m -04° 32’ „Hook“ Dunkelnebel. Unmittelbar bei Beta Sct. Aufgrund seiner schmalen Form wird er bei uns im meist trüben Himmel kaum zu sehen sein. Fotografisch aber sicher ein lohnendes Ziel. ja die Klimaanlage ausgehen, Fenster runter - na gut dafür reichts grad. In einigen hundert Meter Entfernung hörten wir blechernen Jäger: "Wos tuatsn do?" Lärm. Wir dachten zuerst ans Ich: Sternschaun Bundesheer wo vielleicht die Motor- Jäger: Warum ned do vuan auf da haube vom Puch-G am Feldweg Eckn (Anmerkung: halb im Wald) klapperte. Na, zwa Jäger warns, die Ich: Weil ma do an bessern Rundmit Geländewagen und leerem An- umblick ham hänger über die Feldwege polterten. Jäger: Mittn im Revier. Es störts die Langsam fuhren sie zu uns, Wildruhe und daß do Fahrverbot ist, aussteigen kein Thema - zu müh- wißt's eh. sam, Motor abstellen - na da könnt Christian: Jo, es störts des Wild oba 16 Alrukaba | Frühjahr-Sommer 2006 Episode mit Jägern a mitn Auto, mir mochn jo kan Lärm beim Sternschaun. Jäger: Mir mochn kan Lärm. Dann zog er grummelig weiter im Anfahren die letzten Worte in etwa "Immmma, Toooog und Nocht...". Wahrscheinlich ist im klar geworden, dass das Fahrverbot für ihn genauso gilt und andere Argumente sind im ausgegangen :-) ► VON VIKTOR WLASCHITZ www.alrukaba.at Skywalker Aufsuchkarte: Schild 17 Alrukaba | Frühjahr-Sommer 2006 www.alrukaba.at IC443 Optik: TMB 80 f/6 Refraktor mit 0.8x ReduziererBildebener Kamera: Canon 20D mod. Belichtung: Ha: 18x600sec/ISO800 RGB: 12x300sec/ISO800 Ort: Kaltenleutgeben, 29.01.2006 Filter: IDAS LPS, Ha Astronomik 13nm Aufnahme und Bildbearbeitung: Gerhard Bachmayer Galaxien M81 und M82 , Optik: Vixen R200SSDG mit TV Paracorr-Korrektor Kamera: Canon 20D mod. Belichtung: RGB: 36x300sec/ISO800 Ort: Kaltenleutgeben, 29.01.2006 Aufnahme und Bildbearbeitung: Gerhard Bachmayer 18 Alrukaba | Frühjahr-Sommer 2006 www.alrukaba.at Astrofotografie Einführung in Astroart 3.0 – Folge 1 M it der vorliegenden Ausgabe beginnen wir eine kurze und 3-teilige Einführung in das Programm Astroart 3.0 (AA3). Folge 1: Die Menüs Es sollen hier nur jene Astroart spezifischen Menüpunkte erklärt werden, die nicht den Standartbefehlen wie Kopieren, Einfügen etc. entsprechen. Menü - Bearbeiten Undo/Redo Damit lässt sich der letzte Arbeitsschritt rückgängig machen bzw. wieder herstellen. Füllen Hier kann man wählen ob innerhalb oder außerhalb eines definierten Bereiches das Bild mit einem bestimmten Wert gefüllt wird. Diesem Wert kann man auch eine bestimmte Spanne mit Rauschen zuordnen. Damit kann man z.B. einen Rahmen rund ums Bild erstellen lassen. Pixel Dies ist ein gutes Werkzeug um einzelne Pixel in ihrem Wert zu verändern. Ideal zum Entfernen von Cosmics oder hartnäckigen Hotpixel. Dazu kann man entweder eine X- und Y-Koordinate angeben oder vor der Anwahl dieses Befehls einen Punkt im Bild anklicken und mit einem roten Kreuz markieren. Es wird eine Matrix mit allen Pixelwerten rund um das angewählte angezeigt. Weiters wird dieser Bereich auch als Bild in einer vergrößerten Ansicht gezeigt. Zum ändern der Pixelwerte kann nun das gewünschte Pixel angeklickt und ein neuer Wert im Feld Luminanz (bzw. der Farbkanäle) eingegeben werden. Beim entfernen von Hotpixel bzw. Cosmics empfiehlt es sich diese Pixel mit den Werten der Umgebung zu überschreiben. Dazu wird zuerst ein Pixel in der Nähe des zu ändernden Pixel angeklickt, das dem gewünschten Wert nahe kommt. Dieser Wert wird nun in das Luminanzfeld übernommen. Anschließend wählt man das PinselSymbol. Nun können mit dem zuvor ausgewählten Wert die störenden Pixel übermalt werden. Mit den roten Pfeilen kann der angezeigte Bereich verschoben werden. Header Mit diesem Befehl werden die Kopfzeilen der FIT-Datei angezeigt. Menü - Ansicht Select Damit kann man X- und YKoordinaten, einen Punkt oder ein Rechteck für weitere Schritte auswählen. Datenformat Angabe ob die Daten im Integer- oder Fließkomma-Format verarbeitet werden. Fließkomma ermöglicht exaktere Rechenergebnisse, dies ist jedoch für die reine Bildverarbeitung nicht relevant. 19 Alrukaba | Frühjahr-Sommer 2006 Histogramm Das Histogramm ist eines der wichtigsten Fenster, da dieses alle Pixelwerte des Bildes als Häufigkeitsverteilung darstellt. Eine genaue Beschreibung dieser Funktion folgt im Kapitel Bildbearbeitung. Lupenfunktion Diese Funktion öffnet ein zusätzliches Fenster, in dem ein Bildausschnitt mit 400% Vergrößerung dargestellt wird. Mit dem Mauszeiger kann man den Bereich im Originalbild auswählen. Rechts unten am Fensterrand befinden sich noch Schaltflächen zur Änderung des Zoomfaktors bzw. für den Autokontrast. 3D Diese Funktion öffnet ein zusätzliches Fenster, in dem ein Bildausschnitt als 3D-Landschaft dargestellt wird. Mit dem Mauszeiger kann man den Bereich im Originalbild auswählen. Rechts unten am Fensterrand befinden sich noch Schaltflächen zur Drehung der Darstellung. Sterne Mit dieser Funktion lassen sich Informationen über bestimmte Sterne im Bild anzeigen. Dazu wählt man zuerst die Funktion an. Im Anschluss markiert man die gewünschten Sterne. Dabei werden die Sterne mit einem kleinen grünen Quadrat markiert. Hat man alle gewünschten Sterne markiert, klickt man noch mal auf das Symbol. In einem zusätzlichen Fenster werden nun zusätzliche Informationen wie X- und Y-Koordinaten im Bild, ADU (Helligkeit) oder FWHM (Durchmesser eines Sternes in Pixel) eines Sternes angeführt. www.alrukaba.at Astrofotografie Bildstatistik Mit dieser Funktion öffnet sich ein neues Fenster, indem einige Daten wie Dateiname, Bildgröße in Pixel, sowie Maximumund MinimumWerte der Pixel angezeigt werden. Isophotenansicht Isophoten sind Linien gleicher Helligkeit. Damit lassen sich ähnlich der Höhenschichtenlinien auf der Landkarte in selber Art und Weise Linien gleicher Helligkeit anzeigen. Dies kann zur besseren Erkennung von Helligkeitsverläufen o.ä. angewandt werden. Profil Damit lassen sich bezogen auf eine Zeile, eine Spalte oder eine frei definierbare Linie (über Koordinaten oder mit Eingabe per Mausklick) das Profil, d.h. die Pixelwerte entlang der Linie, als Kurve anzeigen. Die Kurve lässt sich mit der rechten Maustaste verschieben. Nicht-Vergegenwärtigung Diese Funktion ist leider in der deutschen Übersetzung falsch bezeichnet. Es ist in Wirklichkeit die "Nacht-Ansicht". Dabei schaltet AA3 den Bildschirm auf RotDarstellung, damit der Bildschirm in der Nacht weniger blendet. Zoom Auszugleichen die Vergegenwärtigung Auch diese Funktion wurde falsch übersetzt. Richtig wäre "Ansicht angleichen". Dabei müssen mehrere Bilder geöffnet sein. Stellen Sie bei einem der Bilder die gewünschte Ansicht ein (z.B. über das Histogramm oder der Transferfunktion). Mit "Ansicht angleichen" wird nun bei allen anderen Fenstern die selbe Ansicht eingestellt. Blinken Diese Funktion ähnelt einem Blink- Komperator. Man kann in einem Fenster zwei verschiedene Bilder abwechselnd darstellen. Die Blinkfrequenz bzw. die Position des zweiten Bildes lässt sich dabei verändern. Durch das Blinken können Veränderungen von einem Bild zum andern gefunden werden, wie z.B. Asteroiden, Kometen oder Veränderliche. Man kann aber auch zwei verschiedenen Bildbearbeitungen (z.B. Filtereinstellungen) blinken lassen, um sich besser für eine Version entscheiden zu können. Blinken 3: Wie Blinken, nur mit 3 Bildern. Menü-Bild und Palette Die Darstellung des Bildes kann von der normalen Grau-Ansicht auf Negativ- oder Falschfarbendarstellung geändert werden. Sichtbarkeitsbereich Mit dieser Funktion lässt sich die Darstellung des Bildes mit AutoKontrast, von den minimalen bis zu den maximalen Pixelwerten, mit dem gesamten Dynamikbereich der CCD oder mit einem vom Benutzer vorgegebenen Dynamikbereich einstellen. Transferfunktion Das Bildes kann in linearer, logarithmierter und einigen weiteren nichtlinearen Formen dargestellt werden. Drehen Damit lässt sich das Bild um vorgegebene fixe bzw. frei wählbare Winkel drehen. Ausrichten Mit dieser Funktion kann ein Bild zu einem Referenzbild ausgerichtet werden, so dass alle Sterne zur Deckung kommen. Dazu werden zuerst im Referenzbild ein oder zwei Sterne markiert. Anschließend wird das auszurichtende Bild aktiviert und die Funktion Ausrichten angewählt. Man kann dabei zwischen verschiedenen Arten wählen, die gängigsten sind aber die Einbzw. Zweisternmethode. Diese Methoden eignen sich ideal zum ausrichten der RGB-Kanäle zueinander bzw. zum Luminanzbild. Versetzen Mit dieser Funktion lässt sich ein Bild in X- und Y-Richtung im Sub-Pixelbereich verschieben. Bildgröße Mit dieser Funktion kann die Bildgröße (Anzahl der Pixel) verändert werden. Umrandung Damit lassen sich drei verschiedene Funktionen erfüllen: • Einen Rahmen mit für alle Seiten frei wählbarer Pixelbreite dazu addieren • Einen Rahmen mit für alle Seiten frei wählbarer Pixelbreite wegschneiden • Einen Rahmen mit für alle Seiten frei wählbarer Pixelbreite mit einem Pixelwert überschreiben. Rechtwinklig zu polar Damit lässt sich ein Bild von rechtwinkeligen zu polaren Koordinatensystem umrechnen. Polar zu rechtwinklig Damit lässt sich ein Bild von polaren zu rechtwinkeligen Koordinatensystem umrechnen. Duplizieren Erstellt eine Kopie des aktuellen Bildes. Spiegeln Damit lässt sich das Bild vertikal, horizontal oder um beide Achsen gleichzeitig drehen. 20 Alrukaba | Frühjahr-Sommer 2006 Registrieren Diese Funktion ist ähnlich dem "Ausrichten". Nur lassen sich damit auch Bilder zueinander ausrichten, die nicht nur verschoben und verdreht, sondern auch nicht exakt gleich groß, also skaliert sind. www.alrukaba.at Astrofotografie Dazu müssen zuerst in beiden Bildern wie unter "Menü-Ansicht / Sterne" erklärt, drei Sterne, und zwar die selben Sterne, markiert und im Sternenfenster eingetragen sein. Anschließend wird ein neues, registriertes Bild erstellt. Mosaik Damit lässt sich ein Mosaik aus zwei Bildern erstellen, sofern sich die Bilder etwas überlappen und nicht zueinander verdreht sind. In dem sich überlappenden Bereich wird jeweils der selbe Sterne markiert. Anschließend die Funktion "Mosaik" gewählt, wobei verschiedene Optionen der Bildüberlappung angeboten werden. Menü-Filter Tiefpass Mit diesem Filter lassen sich die Bilder etwas weichzeichnen. Bereiche mit hohen Frequenzanteile (z.B. Pixelrauschen, hohe Kontraste) werden dabei geglättet. Mit der Funktion "Adaptiv" lassen sich die Sterne im Bild schützen, so dass nur der Hintergrund weich gezeichnet wird. Verteilung glättet. Die Breite der Gauss-Kurve kann über den SigmaWert gewählt werden. Unscharfe Maske Mit diesem Filter kann das Bild geschärft werden, wobei die Stärke des Effekts und der Schwellwert frei einstellbar sind. Auch hier gibt es die Funktion "Adaptiv" um den Hintergrund bzw. die dunklen Bildanteile zu schützen. DDP Prinzipiell arbeitet jede CCDKamera linear. Das menschliche Auge und auch der Film arbeiten aber logarithmisch, so das die lineare Darstellung für die Astrofotografie in den meisten Fällen nicht brauchbar ist. Mit diesem Filter werden die Pixelwerte mit einer mathematischen Funktion derart umgerechnet, dass das Ergebnis einer Filmaufnahme in der dynamischen Darstellung nahe kommen. Eine genaue Beschreibung dieses Filters folgt im Kapitel Bildbearbeitung. Medianfilter Der Median ist per mathematischer Definition der mittlere Wert aus einer Messwertreihe. In dieser Anwendung wird ein Bildbereich in Pixel definiert, aus dem der Mittlere Wert ermittelt wird. Dieser mittlere Wert wird nun als Pixelwert eingesetzt. Damit lassen sich Ausreißer (z.B. HotPixel) entfernen. Hier kann der Filter in drei verschiedenen Arten eingesetzt werden. Der wichtigste ist der Median 3x3 Es wird ein Median aus einer 3x3 großen Pixelmatrix errechnet. Dabei kann ein Schwellwert angegebenen werden um nur Pixel mit einem hohen Kontrast zur Umgebung zu filtern. Mit Werten zwischen 5 und 50 lassen sich auf perfekte Weise die Hotpixel aus dem Bild entfernen, ohne die Bildinformation zu beeinflussen. Hochpass Mit diesem Filter lassen sich die hohen Frequenzanteile des Bildes verstärken. Mittelwert Der Mittelwert über einen bestimmten Bereich wird errechnet. Gauss Dies ist ein Weichzeichner, der das Bild nach einer gauss`schen Erosion Mit diesem Filter werden in einem bestimmten Bereich die Pixelwerte auf den darin geringsten 21 Alrukaba | Frühjahr-Sommer 2006 Wert reduziert. Das Bild wird damit abgedunkelt und je nach Einstellung können damit die Sterne reduziert bzw. entfernt werden. Dehnung Mit diesem Filter werden in einem bestimmten Bereich die Pixelwerte auf den darin höchsten Wert angehoben. Das Bild wird damit aufgehellt, wobei die Sterne je nach Einstellung zu großen Quadraten werden. Matrixverarbeitung Im Englischen heißt dieser Filter "Convolution". Dieser Filter funktioniert ähnlich wie der Gauss-Filter, jedoch wird der Sigma-Wert aus der Bildinformation entnommen und das Bild damit weichgezeichnet. Wiener Siehe "Deconvolution" Devoncolution Mit diesem Filter ist es möglich, gezielt Unschärfen und Bildfehler aus dem Bild herauszurechnen. Es gibt dabei 4 verschiedene Berechnungsmethoden zur Auswahl: Maximum Entropy Dieser Filter wird am häufigsten für die Bildrestauration verwendet und bringt die optisch besten Ergebnisse. Mit diesem Filter kann man generell nachschärfen oder Abbildungsfehler am Stern (z.B. schlechte Nachführung) reduzieren. Eine genaue Beschreibung dieses Filters folgt im Kapitel Bildbearbeitung. Richardson Lucy Ähnlich wie Maximum Entropy, jedoch sind die Ergebnisse nicht so ansprechend. Van Cittert Dieser Filter wird für Planetenbilder empfohlen. Wiener Erzeugt das stärkste Rauschen. Kontur Vier verschiedene Filter, welche die Konturen im Bild verstärken. Gradient Relief-Effekte werden erzeugt. Larson-Sekanina: Mit diesem Filter ist es möglich die schwächsten Strukturen von www.alrukaba.at Astrofotografie sehr hellen Objekten wie Galaxiekernen oder Kometen sichtbar zu machen. Dieser Filter findet in der rein bildhaften Astrofotografie keine Verwendung. Menü-Arithmetik Abstand Erzeugt ein Bild mit dem Differenzwert der Pixelwerte der beiden Bilder. Durchschnitt Damit kann man ein Bild erzeugen, dass aus dem Durchschnitt der jeweiligen Pixelwerte errechnet wird. Die Gewichtung der beiden Bilder kann dabei gewählt werden. Verschmelzen In dieser Funktion sind alle obigen Verfahren der Bildkombination auswählbar. Zusätzlich kann man die Ausgangsbilder mit einem Faktor (Werte addieren, multiplizieren etc.) belegen. Offset hinzufügen: Diese Funktion fügt den Pixelwerten einen bestimmten Wert hinzu oder zieht ihn ab. Dabei verschiebt sich das Histogramm. Eine genaue Beschreibung dieser Funktion folgt im Kapitel Bildbearbeitung. Bildaddition Damit werden die Pixelwerte zweier Bilder addiert. Bildsubtraktion Damit werden vom aktiven Bild die Pixelwerte eines ausgewählten Bildes abgezogen. Division Das aktive Bild wird durch ein ausgewähltes Bild dividiert. Diese Funktion wird für die Korrektur des Flatfields verwendet, wobei die Vignettierung und etwaige Störungen wie Verschmutzung von Linsen korrigiert werden. Bildmultiplikation: Die Werte korrespondierenden Pixel zweier Bilder werden multipliziert. Min Erzeugt ein Bild mit dem jeweils kleineren Pixelwert der beiden Bilder. Max Erzeugt ein Bild mit dem jeweils größeren Pixelwert der beiden Bilder. Niveauregulierung Ähnlich wie "Offset hinzufügen". Jedoch werden dabei Werte, die mehr als 65535 oder negativ werden am anderen Ende des Histogramms wieder angehängt. Das heißt die Werte werden in einer Art Schlaufe verschoben. Diese Funktion wird in der Astrofotografie eher nicht verwendet. Koeffizient Damit können die Pixelwerte mit einem Faktor multipliziert oder dividiert werden. Histogramm auf eine 16-Bit Dynamik (max. Wert 65535) für den Export im TIFF-Format einstellen. Logarithmisch Dabei wird der gesamte Wertebereich mit einem bestimmten Faktor logarithmiert. Vor Einführung des DDP-Filters wurde diese Funktion zur Ansicht von Objekten mit hoher Dynamik verwendet. Exponentiell Dies ist die Umkehrfunktion der Logarithmierung. Es wird dabei die Dynamik extrem gestreckt. Transfer Funktion Ähnlich dem linearen Skalieren, nur kann dabei der Wert für den Schwarz- und Weißpunkt mit dem Histogramm eingestellt werden. Logarithmische oder exponentielle Einstellungen der Ansicht gehen in die Werte der Aufnahme ein. Es wird ein neues Fenster geöffnet. Immagine -> FFT Hier werden die Frequenzanteile des Bildes (im Prinzip die Kontraste der Pixel zueinander, glatte Flächen oder hohes Rauschen) mittels Fast Fourier Analyse umgerechnet. Periodische Störungen im Bild werden damit als Frequenzanteil sichtbar und können entfernt werden. In der Praxis jedoch kaum anwendbar. FFT -> Immagine Damit wird eine FFT- Darstellung wieder in ein Bild umgewandelt. Menü-Farbe Eingrenzen Damit kann ein maximaler bzw. minimaler Pixelwert definiert werden. Das heißt, dass alle Werte die höher bzw. niedriger als der Grenzwert sind durch diesen ersetzt werden. Skalieren Damit können die Pixelwerte wie folgt verändert werden: Linear Dabei wird der gesamte Wertebereich, unabhängig von der Einstellung des Histogramms, auf einen bestimmten Wert skaliert. Man kann damit z.B. das 22 Alrukaba | Frühjahr-Sommer 2006 www.alrukaba.at Astrofotografie Farbbalance Damit wird bei einem Farbbild die Balance zwischen dem Rot-, Grün- und Blaukanal verändert. der Blau-Kanal generiert. als Einzelbild Menü-Werkzeuge Farbsättigung Damit wird die Farbintensität eingestellt. Makro 1 – 4 Hier werden die abgespeicherten Makros aufgerufen. LRGB Synthese Mit dieser Funktion kann ein Luminanzbild einem Farbbild (RGB) für die Helligkeits- und Kontrastinformation hinzugefügt werden. Das RGB-Bild liefert somit nur noch die Farbinformation. Alle Bilder müssen dafür die selbe Größe (Pixelabmessung) haben. Trichromy, RGB, CMY Mit dieser Funktion werden die einzelnen Farbkanäle zu einem RGB (Rot-Grün-Blau) oder CMY (Cyan-Magenta-Yellow) Bild zusammen gefügt. Eine genaue Beschreibung dieser Funktion folgt im Kapitel Bildbearbeitung. MX Farbsynthese Mit dieser Funktion lassen sich die Farbinformationen von Kameras der MX-Serie verarbeiten. Trennen RGB Damit werden aus einem Farbbild die Rot-, Grün- und BlauKanäle als Einzelbilder generiert. Trennen CMY Damit werden aus einem Farbbild die Cyan-, Magenta- und Yellow- Kanäle als Einzelbilder generiert. Luminanz Dabei wird aus einem Farbbild die Helligkeits- und Kontrastinformation in Form eines Luminanzbildes generiert. Rot Kanal Damit wird aus dem Farbbild der Rot-Kanal als Einzelbild generiert. Grün Kanal Damit wird aus dem Farbbild der Grün-Kanal als Einzelbild generiert. Blau Kanal Damit wird aus dem Farbbild möglich, bestimmte Arbeitsabläufe mit ihren Einstellungen in einer bestimmten Reihenfolge zusammen zu tragen. Vier derartige Makros können mit einen Namen versehen abgespeichert werden. Makro anwenden Damit ist es möglich eine Liste von Bildern zu definieren, bei den bestimmte Makros angewandt werden sollen. Die bearbeiteten Bilder können umbenannt und gespeichert werden. Plug-in Befehle Als Plug-in versteht man eine nachträglich in das Programm integrierbare Funktion. Damit ist es möglich das Programm mit zusätzlichen Funktionen zu erweitern, neue Funktionen, Filter o.ä. zu integrieren. Eines der wichtigsten Plug-in in Astroart sind die Treiber für die CCD- Kameras. Erst damit kann eine CCD- Kamera von Astroart aus angesteuert werden. Eine genaue Beschreibung dieser Funktion folgt im Kapitel Bildbearbeitung. Sternatlas Ein Sternen-Atlas basierend auf den GSC-Katalog mit ca. 18 Mio. Sternen bis zu einer Grenzgröße von 15mag. Diese Funktion wird in diesen Unterlagen nicht näher erläutert. Texteditor Ein einfacher Texteditor für Bemerkungen. Diese Texte können gespeichert werden. MPC Ein Texteditor für Berichte an das Minor Planet Center. Interessant für Beobachter von Kleinplaneten. Astrometrie Damit können die Aufnahmen anhand des GSC- Katalogs astrometrisch vermessen werden. Diese Funktion wird in diesen Unterlagen nicht näher erläutert. Photometrie Damit können die Aufnahmen anhand des GSC- Katalogs photometrisch vermessen werden. Diese Funktion wird in diesen Unterlagen nicht näher erläutert. In der zweiten Folge wird anhand von Beispielen die typische Vorgangsweise vom Anschluss der CCD- Kamera, dem Einstellen der Objekte, dem Fokussieren und der Aufnahme der Bilder erläutert. Preprozessor Mit dieser Funktion lassen sich alle wichtigen Funktionen zum Mitteln oder Aufsummieren von Einzelbildern verwirklichen. Auch Dunkelbilder, Flatfields und BiasFrames werden damit bearbeitet. Eine genaue Beschreibung dieser Funktion folgt im Kapitel Bildbearbeitung. Makro definieren Viele der Funktionen von Astroart lassen sich in einem Makro zusammenfassen. Damit ist es 23 Alrukaba | Frühjahr-Sommer 2006 Galaxie M64, Foto: M. Wasshuber ► VON MANFRED WASSHUBER www.alrukaba.at Galaxie M106 und Umgebung, Optik: Takahashi FS102 mit Reducer f/5 Kamera: CCD-Kamera. Belichtung: 1x4 min mit 2x2 Binning Ort: Wulkaprodersdorf, 22.05.2005 Aufnahme und Bildbearbeitung: Christian Vass und Viktor Wlaschitz Emissionsnebel NGC 7000 (Nord Amerika Nebel) Optik: Canon 300 f/2.8 Kamera: Canon D10 adaptiert. Belichtung: 60 x 3min , 1600 ISO Filter: LPS Filter Nachführung mit STV Ort: Pitten Garten, 26.06.2006 Aufnahme und Bildbearbeitung: Franz Gruber 24 Alrukaba | Frühjahr-Sommer 2006 www.alrukaba.at Astrofotografie Es muss nicht immer GoTo sein ! W enn man sich Werbung und in Prospekte von Teleskopen ansieht, dann wird das GoToSystem als anscheinend wichtigste Funktion eines Teleskops angepriesen. Das es auch ohne geht, will ich hier beschreiben. Was ist überhaupt ein GoToSystem? Darunter versteht man eine vom Computer unterstützte Technik, bei dem das Teleskop quasi auf Knopfdruck ein gewünschtes Objekt am Himmel anfährt. Zuerst wird die Montierung mit oder ohne Hilfe von GPS mehr oder weniger gut eingenordet. Dann gibt es verschiedene Verfahren dem System mitzuteilen wohin das Teleskop gerade schaut. Man stellt z.B. einen bekannten hellen Stern wie die Vega oder den Sirius ein und teilt dem System mit, das gerade dieser Stern in der Mitte des Gesichtfeldes zu sehen ist. Somit kennt das System die Ausrichtung der Optik. Manche Systeme brauchen mehrere Sterne um richtig zu positionieren, hier gibt es einige Unterschiede zwischen den Herstellern. Anschließend kann der Benutzer aus einer großen Liste sein gewünschtes Objekt wählen. Man kann meist alle Objekte des Sonnensystems, alle MessierObjekte, tausende NGC und IC Objekte, sowie mittels freier Eingabe die Rektaszenion und Deklination wählen. Nach erfolgter Eingabe fährt die Montierung das gewünschte Objekt an und es sollte im Okular bei geringer Vergrößerung sichtbar sein. Vor allem bei Komplettsysteme wie z.B. die MEADE LX-Serie, die Celestron Nexstar-Serie und die Sphinx-Montierung von VIXEN, ist das GoTo von Haus aus fest eingebaut. Es lassen sich auch viele parallaktische Montierungen, ja sogar Dobson-Newton mit einem solchen System nachrüsten. Dazu müssen zuerst nachträglich Encoder eingebaut werden. Dies sind an den Achsen angebrachte optische oder mechanische Einrichtungen, welche die Drehung der Achse abfragen und dem System den zurückgelegten Winkel mitteilen. Dazu braucht man aber oft eine neue GoTo-Teleskopsteuerung, ja möglicherweise sogar neue Motoren, die GoTo tauglich sind. Schnell sind dafür 1.000 Euro und mehr ausgegeben. Der Vorteil eines GoTo-Systems liegt sicher in der Geschwindigkeit, mit dem Objekte angefahren und gefunden werden können. Für öffentliche Führungen wie den Sternwartenbetrieb ist das sicher eine tolle Sache. Aber die Werbung verspricht ja gerade dem Anfänger einen schnellen Einstieg in die Astronomie und Vergnügen von der ersten Minute an. Leider hört man aber immer wieder von sehr erfahrenen Amateuren, das dieses System so gut wie nie auf Knopfdruck funktionieren und viele Anfänger wieder frustriert im Geschäft auftauchen und um Hilfe bitten. Ein weitere und für mich nicht zu unterschätzender Nachteil ist für mich, das man als Anfänger den Himmel nicht wirklich kennen lernt. Man muss sich nicht mit Sternbildern beschäftigen, man lernt keine Sternkarten lesen, man bekommt kein Gefühl für die Anordnung der Objekte am Himmel. Für mich als Anfänger war es ein herrliches Gefühl wenn ich mit meinem kleinen Teleskop oder dem Feldstecher die ersten Objekte mit Hilfe einer Sternkarte gefunden habe. Dieses Jagdglück wird man mit einem GoTo-System nie erleben. Wie finde ich dann ohne GoTo meine Objekte, die ich fotografieren will? Dazu brauche ich eine Sternkarte, oder noch besser ein Planetariumsprogramm. Ich selbst verwende dazu das Programm Guide8. Dieses Programm ist eines der bekanntesten am Markt. Es ist ideal zum erstellen von Sternkarten, denn es sind nicht nur die Sterne zu erkennen, sondern es werden auch alle hellen Nebel und die Milchstrasse in mehreren Grauschattierungen gut dargestellt, alle Sternhaufen und Galaxien in Größe und Ausrichtung maßstäblich eingezeichnet. Zusätzlich kann ich mir 25 Alrukaba | Frühjahr-Sommer 2006 meine Gesichtsfeld oder das fotografische Feld einblenden lassen, so dass ich ideal erkennen kann, wie das Objekt auf meinem Chip oder auf den KB-Film passt. Wenn man ohne Laptop im Feld arbeitet, kann man sich zu Hause in Ruhe die entsprechenden Karten vorbereiten und drucken. Mit meiner CCD arbeite ich bisher nur von meiner Terrasse aus, so dass ich mir die Sternkarte direkt am Laptop anschauen kann, den ich sowieso für die CCD brauche. Nun, nachdem man anhand der Karte weis, wo sich das Objekt befindet, muss man es am Himmel auch wieder finden. Viele Objekte sind hell genug, so das man es im Sucher bzw. im Leitrohr sehen kann. Diese bereiten also kein Problem. Aber manche Objekte sind entweder sehr schwach oder man kann sie visuell überhaupt nicht erkennen. Dazu sucht man sich einen hellen Stern in der Umgebung des Objekts, den man auch mit freien Auge leicht sieht. Nun richtet man das Teleskop mit Hilfe des Suchers oder des Leitrohrs darauf aus. Von diesen Stern aus kann sich nun mittels des so genannten „Starhopping“ schrittweise weiter gehen. Als Beispiel dienen uns hier die drei Galaxien M65, M66 und NGC3628 im Löwen. Diese Galaxien sind unter aufgehellten Himmel schon recht schwer zu erkennen, so dass man die Stelle mit Starhopping leichter findet. Das Rechteck rund um die Galaxien in den Bildern stellt mein fotografisches Feld dar. Bild 1 - Übersicht Ein heller Stern in der Nähe ist der Stern Coxa (im Bild Nr.1), der mit 3,3mag leicht mit freien Auge zu www.alrukaba.at Astrofotografie identifizieren ist. Nachdem der Stern im Leitrohr zu sehen ist, klemme ich die RA-Achse fest. Nun schwenke ich das Teleskop in DE langsam nach Süden bis der helle Stern (im Bild Nr.2) mit 5,3mag im Bild erscheint. Damit weis ich, das ich ungefähr auf richtiger DE-Höhe bin und klemme nun die DE-Achse fest. Bild 2: Detail Damit ich jetzt die Umgebung rund um die Galaxie besser aufgelöst sehen kann, nehme ich eine Karte mit höherer Auflösung. Nun kann ich die Sterne in der direkten Umgebung der Galaxien besser erkennen und der Karte zuordnen. Wie man in der Karte sieht, befindet sich östlich des Sterns mit der Nr.2 ein relativ heller Stern (im Bild Nr.3) mit 7,1mag, den ich im Leitrohr noch recht gut sehen kann. Ich schwenke nun mit der RAAchse langsam nach Osten, bis dieser Stern in der Mitte meines Gesichtfeldes ist und klemme die RA-Achse wieder fest. An dieser Stelle mache ich diese erste Aufnahme mit der CCD. Auf dieser sollte dann schon eine der Galaxien zu sehen sein. Die letzte und genaue Positionierung mache ich dann mittels kurzer Aufnahmen, zwischen denen ich mit der Steuerung in die gewünschte Richtung fahre, bis alle drei Galaxien optimal in das Bildfeld passen. Bei Aufnahmen mit einer digitalen Spiegelreflexkamera ist die Vorgehensweise die selbe. Wenn jemand keine CCD oder Digitalkamera verwendet, sondern auf Film arbeitet und das Objekt im Sucher nicht direkt sichtbar ist, so muss man sich rein anhand der Sterne und des Musters, dass sie im Bildfeld bilden versichern, dass man richtig positioniert hat. Diese Methode klingt sicher etwas mühsam und sie verlangt auch eine gewisse Einarbeitungszeit. Nach etwas Übung findet man sich aber sehr rasch zurecht und ich brauche bei der kurzen Brennweite meines Sky90 mit 407mmBW selten länger als 2-3 Minuten, bis ich das Objekt auf meinem Chip habe. Natürlich wird es mit zunehmender Brennweite schwieriger, da kann es schon bei 1800mm Brennweite mal etwas länger dauern. Wer die Starhopping-Methode konsequent anwendet, der wird sich auch viel leichter tun bei Beobachtungen mit dem Feldstecher oder einem Dobson Teleskop. Die bekanntesten Objekte findet man dann auch ohne Sternkarte fast auf Anhieb, weil einem der Himmel immer mehr vertraut wird. ► VON MANFRED WASSHUBER Galaxie M63 Optik: STF-Mirage 8 f/7.5 Kamera: Starlight SXV-M25 Belichtungszeit: RGB 150min Filter und sonstiges Zubehör Ort: Hochwechsel, 20.04.2006 Aufnahme und Bildbearbeitung: Christof Angerer, zusammen mit Franz Gruber 26 Alrukaba | Frühjahr-Sommer 2006 www.alrukaba.at Öffentlichkeitsarbeit Astronomietag 2006 W ie schon im Vorjahr, so versuchten wir auch heuer bereits einen Tag vor dem eigentlichen Astronomietag Veranstaltungen anzubieten. Da heuer der Astronomietag mit den Mattersburger „Tagen der Sonne“ zusammen fiel, boten sich gemeinsame Veranstaltungen an. Wir haben daher heuer den Nord-Schwerpunkt in Mattersburg angesiedelt. größerung eines Sonnenflecks im C8 und die Gasausbrüche auf der Sonne durch das Coronado-Filter. Sehr großes Interesse (vor allem bei Schülern) rief der Versuch hervor, ein Papier in den Brennpunkt des Teleskops zu halten. Binnen weniger Sekunden brannte das Papier. Auf diese Weise konnte sehr gut die Gefahr bei der Sonnenbeobachtung demonstriert werden. Großer Andrang in Mattersburg Am Freitag Vormittag postierten wir uns bei idealem Wetter von 9 bis 12 Uhr mit Infostand und Sonnenteleskopen am Veranstaltungsplatz mitten in Mattersburg. Mit dabei waren Martin Lovranich (Newton mit Projektion auf Leinwand), Ilse Szolderits (Infostand), Sigibert Waha (C8 mit Sonnenfilter), Erich Weber (Infostand) sowie Franzi und Gerald Wechselberger (Betreuung des Vereinscoronados). Ein Teil des BAA-Teams von Freitag Vormittag (Foto: Ilse Szolderits) Astronomie im Kurort Am Freitag Nachmittag begaben wir uns in unsere „Heimat“ nach Bad Sauerbrunn. Zunächst bauten wir unseren Infostand am Hauptplatz des Kurortes auf. Dabei waren diesmal Alexander Rossi (Teleskop mit Sonnenfilter), Manfred Wasshuber (Teleskop mit Vereinscoronado) und Erich Weber (Infostand). und unseren Helfern niemand anwesend war, vorschoben wir kurzerhand den Vortrag auf den Beginn des zweiten Vortrages um 19.30 Uhr. Da es sich dabei um den Vortrag im Rahmen unseres monatlichen Vereinstreffens handelte, waren wir hinsichtlich der Anzahl der Besucher für diesen Termin wesentlich optimistischer. Es zeigte sich dann auch, dass die Verschiebung eine richtige Entscheidung war, denn um 19.30 Uhr war der Saal mit 25 Personen gut gefüllt und die Besucher konnten gleich zwei Vorträge genießen, zunächst „Fernes Licht“ von einem unserer besten Astrofotografen Manfred Wasshuber und danach zwei sehr interessante Filme unseres Astrofilmers Herbert Csadek. Herbert verführte uns zu den Sternwarten Oberösterreichs und in das Kennedy Space Center nach Florida. Nach dem gemütlichen Erfahrungsaustausch bei unserem Vereinstreffen klang der Abend gegen 23 Uhr aus. Mäßiges Besucherinteresse am Samstag Der Samstag – der eigentliche Astronomietag – begann wie der Freitag bei herrlichem Wetter am Veranstaltungsplatz in Mattersburg. Zahlreiche Kinder bevölkerten unseres Infostand in Mattersburg (Foto: Gerald Wechselberger) Rund um unseren Stand gab es einige Aktivitäten hinsichtlich der Sonnentage (Ausstellung von Sonnenkollektoren, Vorführungen von Schülern) und den jede Woche stattfindenden Bauernmarkt. Unser Stand wurde sowohl von zahlreichen Schülern als auch von interessierten Passanten besucht. Wir zählten insgesamt rund 140 Besucher. Sehr gut bewährt hat sich dabei die 3er-Kombination bei der Sonnenbeobachtung, nämlich das Übersichtsbild durch Projektion auf der Leinwand (ein paar Sonnenflecken waren erkennbar), die Ver- Manfred sorgt für den richtigen Einblickswinkel bei unserem Stand in Bad Sauerbrunn (Foto: Erich Weber) Der Besucherandrang hielt sich zunächst in Grenzen, schlussendlich konnten wir dann aber doch von 15 bis 18 Uhr rund 40 – teils äußerst interessierte – Besucher zählen. Um 18 Uhr sollte der erste Vortrag des Abends beginnen. Da jedoch außer dem Vortragenden 27 Alrukaba | Frühjahr-Sommer 2006 Zahlreiche Besucher interessierten sich auch am Samstag für unseren Stand in Mattersburg (Foto: Erich Weber) Von 9 bis 12 Uhr waren Sigibert Waha (C8 mit Sonnenfilter), Erich Weber (Infostand) und Gerald Wechselberger (Vereinscoronado) vor Ort. Zunächst schaute es nach einem Flop aus, wir zählten in der ersten Stunde nur fünf Besucher. Danach wurden aber offensichtlich die Mattersburger schön langsam munter, sodass wir insgesamt auf www.alrukaba.at Öffentlichkeitsarbeit rund 45 Besucher kamen. Der Samstag Nachmittag war leider der größte Flop des Wochenendes. Es war geplant am Spielplatz beim Forschungsund Entwicklungszentrum (FEZ) einen Infostand und zwei Sonnenteleskope aufzustellen. Wir wussten zwar bereits bei der Planung, dass es sich bei diesem Ort um einen ziemlich abgelegenen Platz handelt, da allerdings auch noch einige weitere Veranstaltungen zur gleichen Zeit dort geplant waren, waren wir mit diesem Ort einverstanden. Leider sind dann alle anderen Veranstaltungen abgesagt worden, sodass wir als einzige übrig blieben. Es war für uns – Sigibert Waha, Manfred Wasshuber (Teleskop mit Sonnenfilter, Teleskop mit Vereinscoronado) und Erich Weber (Infostand) – somit ein äußerst „gemütlicher“ (fader) Nachmittag mit sieben Besuchern. Neben der geringen Besucherzahl sorgte der Nachmittag auch noch aus einem anderem Grund für eher gedämpfte Laune: Das Wetter wurde zusehends schlechter und um 17 Uhr begann es sogar zu regnen. Dies hatte natürlich Auswirkungen auf das Abendprogramm. Wir mussten den geplanten Beobachtungsabend leider streichen, der Vortrag im FEZ von Karl Vlasich fand jedoch plangemäß statt. Erfreulicherweise fanden sich zu diesem Vortrag trotz des schlechten Wetters sogar 15 Besucher ein. Neben Karl halfen von uns auch noch Jürgen Stöger und Manfred Wasshuber mit. Astronomie in der Therme Das schlechte Wetter beeinflusste auch unsere Veranstaltungen in der Therme Stegersbach. Zunächst konnte noch ab 16 Uhr die Beobachtung der Sonne planmäßig durch die anwesenden Mitglieder unserer Gruppe Süd (Heinz Brunner, Kurt Racek, Otto Schachhuber, Markus Vertesich und Martin Weikmann) durchgeführt werden. Es gab zahlreiche interessierte Leute die den Erklärungen über unseren Heimatstern lauschten und einen Blick durch die Teleskope und Feldstecher wagten. Gegen 17.30 Uhr erzählte Markus in einem Kurzvortrag etwas über unser Sonnensystem. Wie in Mattersburg so musste auch in Stegersbach der geplante Beobachtungsabend auf Grund des schlechten Wetters abgesagt werden. Insgesamt konnten wir in Stegersbach rund 25 Interessierte begrüßen. Zählt man alle Besucher der beiden Tage zusammen so kommt man auf fast genau 300 Gäste. Diese Zahl liegt zwar eindeutig hinter der Besucherzahl des Vorjahres, dennoch kann man damit in Anbetracht des schlechten Wetters am Samstag Abend durchaus zufrieden sein. Kritisch zu betrachten sind vor allem die Termine mit wenigen Besuchern, hieraus sollten wir für die nächsten Veranstaltungen unsere Lehren ziehen. Abschließend bedanken sich die Burgenländischen Amateurastronomen noch bei allen 16 Mitgliedern, die mit großem Einsatz bei der Sache waren. Wir hoffen, dass es allen Spaß gemacht hat, denn das ist nach wie vor das wichtigste bei einem Hobby. ► VON ERICH WEBER Frühlingsfest im Kinderdorf Pöttsching A m 20. Mai fand heuer das traditionelle „Frühlingsfest“ des Kinderdorfs Pöttsching mit zahlreichen Spielestationen und Attraktionen statt. Wie schon im Vorjahr, so waren wir auch heuer eingeladen, mit einem eigenen Stand daran teilzunehmen. Wir nahmen die Einladung wieder sehr gerne an, geht es doch um einen wohltätigen Zweck (Unterstützung des Kinderdorfs). Ilse beim Basteln mit Kindern Im Vergleich zum Vorjahr gab es heuer einige Verbesserungen. So war unser Stand in den Spiele- pass integriert, d.h. alle Kinder, die uns besuchten, erhielten einen Stempel in ihren Pass (ab einer gewissen Anzahl an Stempeln bekamen die Kinder kleine Geschenke). Auch unser Stand war an die Gegebenheiten angepasst, wir waren mit weniger astronomischen Geräten als im Vorjahr angereist, dafür legten wir heuer den Schwerpunkt auf die Beschäftigung mit Kindern, im Konkreten wurde ein Sonnenorigami gebastelt sowie die Sonne durch ein Teleskop und einen Feldstecher beobachtet. Unter der Koordination von Ilse Szolderits, die auch unsere Bastelspezialistin war, sorgten sich Kati Szolderits, Franzi und Gerald Wechselberger (Feldstecher) sowie Manfred Schwarz (Teleskop) mit Daniela und Jakob um unseren Stand. Der Nachmittag verlief äußerst erfolgreich, wir zählten rund 140 Besucher an unserem Stand. Unser Dank gilt dem Kinderdorf 28 Alrukaba | Frühjahr-Sommer 2006 Pöttsching für die Einladung und die ausgezeichnete Organisation (man sieht, das sind Profis bei der Arbeit mit Kindern) sowie allen unseren Mitgliedern, die bei unserem Stand mitgeholfen haben. Wir freuen uns schon auf das Frühlingsfest 2007. Dank Gerald schafften es auch die Kleinsten bis zum Okular ► VON ERICH WEBER (FOTOS: MANFRED SCHWARZ) www.alrukaba.at Books Aktuelles auf dem Büchermarkt ereits vor drei Jahren, ist dieser praktische Begleiter erschienen und schon damals auf reges Interesse unter den aktiven Planetenbeobachtern gestoßen. Auch ich habe mir dieses kleinformatige Büchlein gekauft und wurde nicht enttäuscht. B Mars – Unser Wissen vom Roten Planeten Interstellarum-Begleiter von Ronald Stoyan Das Werk besteht aus insgesamt vier Kapitel. Im ersten kurzen Kapitel, „Mythologie des Roten Planeten“, werden moderne Marsrätsel wie z.B. die von Schiaparelli fälschlich entdeckten Marskanäle oder etwa das Marsgesicht aufgedeckt. Im zweiten großen Kapitel, „Mars als Himmelskörper“, werden die exzentrische Marsbahn und ihre Auswirkungen auf die Jahreszeiten des Mars, der tektonische Aufbau des Planeten, die Oberflächenformen sowie die Atmosphäre näher beleuchtet. Weiters in diesem Kapitel sind Daten zu den Marsmonden Phobos und Deimos und ihre Sichtbarkeit sowie ein kurzer Abriss zur Geschichte der Marsbeobachtung. Im dritten Kapitel, „Mars selbst beobachten“, kommt der visuelle Marsbeobachter voll auf seine Rechnung. Es werden alle auf Mars sichtbaren Details wie z.B. Albedostrukturen, Polkappen und Wolken näher vorgestellt und Tipps zu deren Beobachtung gegeben; 29 Alrukaba | Frühjahr-Sommer 2006 des weiteren wird auf das Anfertigen von Zeichnungen, den Gebrauch von Filtern, die Beobachtung der Monde und noch kurz auf die Marsfotografie eingegangen. Das letzte Kapitel, „Mars in 4 Ansichten“, beinhaltet eine grafische Beschreibung des Planeten in den vier Hauptansichten sowie historische Albedokarten (darunter eine legendäre Marskarte von Antoniadi). Mars – unser Wissen vom Roten Planeten ist ein kompaktes, fundiert zusammengestelltes Fachwerk für den visuellen Marsbeobachter. Auch wenn der Preis von € 7,90 auf den ersten Blick für das dünne Büchlein teuer erscheint, das Buch ist aufgrund der Fülle an gut aufbereitenden Informationen sein Geld wert. 72 Seiten, 100 Abbildungen und Grafiken, Format 12cm×16,5cm, durchgehend farbig, ISBN 39807540-5-7 ► VON JÜRGEN STÖGER www.alrukaba.at Internes Vereins- und Gruppentreffen der Burgenländischen Amateurastronomen E s finden regelmäßige Vereinstreffen in Bad Sauerbrunn sowie Gruppentreffen der Gruppe Astrofotografie in Wien und der Gruppe Süd in Unterschützen statt. Vereinstreffen werden immer durch einen Kurzvortrag begleitet. Alle unsere Treffen sind öffentlich zugänglich (auch für Nichtmitglieder), es ist keine Anmeldung erforderlich und der Eintritt ist frei. Unsere Vereinstreffen finden jeden ersten Freitag im Monat ab 19:00 Uhr in unserem Clublokal "Parkhotel Neubauer" in Bad Sauerbrunn statt. Kontaktmöglichkeiten: Bei allen unseren Treffen steht einerseits der Erfahrungsaustausch in lockerer Atmosphäre, anderseits jedoch auch die Beratung für "Interessierte" im Mittelpunkt. Die http://www.alrukaba.at/kontakt Info-Telefon: 02687 / 54159 Postanschrift: c/o Parkhotel Neubauer, Postgasse 2, A-7202 Bad Sauerbrunn Die Gruppe Astrofotografie trifft sich zwei Mal pro Monat in Fotos und Bildbearbeitung: Gerald Wechselberger Kamera CANON 350D, Belichtungszeit diverse Optik: Equipment Sigma 300mm + 2 x Converter 30 Alrukaba | Frühjahr-Sommer 2006 Wien. Erfahrungsaustausch und astronomischen Präsentationen speziell aus dem umfangreichen Gebiet der Astrofotografie stehen im Vordergrund. Das Gruppentreffen Südburgenland (jeden dritten Freitag im Monat) findet im Gasthaus Huber in Unterschützen statt, mit Erfahrungsaustausch und astronomischen Präsentationen in gemütlicher Atmosphäre. Partnerschaft mit der Wiener Arbeitsgemeinschaft für Astronomie Im Kalender mit (WAA) markiert. (*) Anmeldung zu allen WAASeminaren erforderlich unter 0664/256-1221. Die Teilnahme für BAA-Mitglieder ist ermäßigt. Ort und Datum: Sonnenfinsternis, Türkei, 29.03.2006 Anmerkung: Zusammenstellung aus verschiedenen Belichtungen www.alrukaba.at Internes Veranstaltungskalender und wichtige astronomische Ereignisse 3. Juli 22.00 (WAA) Sonder-Astropraxis: Erdbahnkreuzer 2004XP14 und Jupiters Stürme verschmelzen. 6. Juli 20.30 (WAA) Astropraxis: Jupiters Stürme verschmelzen. Heute bietet sich am Abend eine günstige Gelegenheit, Jupiters Grossen Roten Fleck und seinen im März entstandenen kleinen Bruder "Red Junior" zu beobachten. 7. Juli, 19 Uhr Vereinstreffen in Bad Sauerbrunn. 21. Juli, 19 Uhr Gruppentreffen Südburgenland 4. August, 19 Uhr Vereinstreffen in Bad Sauerbrunn 11.bis 15. August (WAA) Astropraxis-Wochenende auf der Raiffeisen-Volkssternwarte Mariazell mit der WAA Summer Star Party 2006 18. August, 19 Uhr Gruppentreffen Südburgenland 1. September, 19.00 Uhr Vereinstreffen in Bad Sauerbrunn mit Vortrag "Veränderliche Sterne" von Wolfgang Vollmann 7. September: Partielle Mondfinsternis Diese partielle Mondfinsternis ist in Ostösterreich fast zur Gänze sichtbar. Sie beginnt mit dem Mondaufgang um 19:24 Uhr, erreicht um 20:51 die Mitte mit einer Größe von rund 18% und endet um 22:58 Uhr. Die Freisichtigkeit dauert von ca. 19:39 bis 22:03 Uhr, teilweise im Kernschatten ist der Mond von 20:05 bis 21:37 Uhr. 7. September 19.30 (WAA) Astropraxis: Partielle Mondfinsternis. Cobenzl, Wiese vor dem Café-Restaurant. Eigene Instrumente können mitgenommen werden - wir helfen mit Rat und Tat. Bei Schlechtwetter (Bewölkung oder gar Niederschlag) findet die Beobachtung nicht statt. Bitte unbedingt vorher telefonisch unter 0664/256-1221 erfragen, ob die Beobachtung stattfindet. 12. September 20.00 (WAA) Astropraxis: Bedeckung der Pleiaden durch den Mond. Sofienalpe, Lagerwiese. 15. September, 19 Uhr Gruppentreffen Südburgenland 22. bis 24. September: 22.Internationales Teleskoptreffen in Kärnten 23. September: Herbstbeginn um 6:03 Uhr 30. September bis 1. Oktober: 14. Österreichischer CCDWorkshop in Mariazell 2. Oktober, 19 bis 21.30 Uhr Kurs "Astronomie für Einsteiger" in Wiener Neustadt (5 Abende) mit Erich Weber an der Volkshochschule Wiener Neustadt. 4. Oktober, 19 bis 21.30 Uhr Kurs "Astronomie für Einsteiger" in Ebreichsdorf (5 Abende) mit Erich Weber und Gerald Wechselberger an der Volkshochschule Ebreichsdorf. Rechtzeitige Anmeldung bei der VHS unbedingt notwendig! 6. Oktober, 19.00 Uhr Vereinstreffen in Bad Sauerbrunn mit "BAA-Show Herbst/Winter". Dr. Franz Gruber präsentiert die Höhepunkte der Vereinsaktivitäten der letzten Monate mit dem Schwerpunkt Astrofotografie 20. Oktober, 19 Uhr Gruppentreffen Südburgenland 29. Oktober: Beginn der Winterzeit 3 Uhr Sommerzeit wird zu 2 Uhr Winterzeit 3. November, 19.00 Uhr Vereinstreffen in Bad Sauerbrunn mit Vortrag "Mondlandung - Fakt oder Fake?" von DI Norbert Frischauf vom Österreichischen Weltraum Forum 17. November, 19 Uhr: Gruppentreffen Südburgenland 1. Dezember, 19.00 Uhr Vereinstreffen in Bad Sauerbrunn Detailliertere Hinweise sind auf der Homepage der BAA unter www.alrukaba.at nachzulesen Saturn Optik: Celestron C14 bei f/22, 7820mm Brennweite Kamera Philips Toucam 740K Belichtungszeit: Filter, sonstiges Zubehör: 2 x Barlow Datum: 21.04.2006 Aufnahme und Bildbearbeitung: Gerald Wechelberger 31 Alrukaba | Frühjahr-Sommer 2006 www.alrukaba.at
