Beobachtungen

15.12.2015: Beobachtung der Geminiden mit dem Lightmeter
14.12.2014: Beobachtung der Geminiden mit neuer Meteorkamera
30.03.2014: Supernova 2014J in M82
13.11.2011: Bilder und Video von Jupiter in Wien (Gastbeitag)
13.08.2011: Beobachtungsnacht für die Klasse 4A der Volksschule Puch
15.06.2011: Mondfinsternis
14.05.2011: Beobachtung der Sternbedeckung durch Quaoar gescheitert
14.11.2009: Kleinplanet 278 (Paulina) bedeckt Stern HIP22446
01.03.2009: Aktivität in der Kernregion von Komet Lulin C/2007 N3
10.05.2008: Marsbedeckung am Nachmittag
29.12.2007: Komet Tuttle (8P)
01.11.2007: Komet Holmes (2006 17P)
01.11.2007: Unbekannter Kleinkörper in der Nähe von Komet Holmes
2007: Saturn und Mars in Wien (Gastbeitrag)
2007: Beobachtung der ISS im 50cm-RC
22.04.2007: Sternbedeckung durch Kleinplanet Thetis (17)
13.01.2007: Komet McNaught (C/2006 P1)
2007: Beobachtung geostationärer Satelliten
2007: Die Sternwarte als Aussichtswarte
14.10.2006: Komet Swan (C/2006 M4)
13.05.2006: Kometenfragmente von Schwassmann-Wachmann 73P
29.03.2006: Totale Sonnenfinsternis in der Türkei
29.03.2006: Nachtrag zur totalen Sonnenfinsternis: Fliegende Schatten in Libyen (Gastbeitrag)
10.07.2005 und 05.02.2005: Supernovas in m51 und ngc3690
17.06.2005: Schulführung mit Sternen-Nacht und Abenteuer-Camp
04.12.2004 und 08.01.2005: Komet Machholz (C2004 Q2)
14.12.2004: Lichtecho um V838 Mon
25.06.2004: Schulführung mit Sternen-Nacht und Abenteuer-Camp
08.06.2004: Venustransit, visuell beobachtet in Wien
20.05.2004: Komet Neat (C2001 Q4)
11.01.2003: zum Teil noch unbekannte Kleinplaneten mit Blinkkomperator gefunden
05.09.2002: 6 Kleinplaneten "auf einen Streich"
18.08.2002: Kleinplanet NY40 mit hoher Geschwindigkeit nachgeführt
30.03.2002: Komet Ikeya-Zhang - extrem schnelle Helligkeitsveränderung beobachtet!
13.03.2002: Komet Ikeya-Zhang, visuell beobachtet in Wien auf der Sofienalpe
10.03.2002: Komet Ikeya-Zhang im 50cm-RC
26.08.2001: "First Light" im 50cm-RC am Tag
11.08.2001 und 14.08.2001: Perseiden
27.07.2001: M33 in Einzelsterne aufgelöst
01.04.2001: "First Light" mit der CCD-Kamera 2 am 50cm RC-Teleskop
09.01.2001: Mondfinsternis
23.12.2000: "First Light" am 50cm RC-Teleskop
05.11.2000: Jupiter und Saturn
1997: Komet Hale-Bopp im ganz großen Teleskop



Hier wird in erster Linie von Beobachtungen berichtet, die auf der eigenen Sternwarte gemacht wurden. Fallweise soll aber auch von den Aktivitäten die Rede sein, die wir zusammen mit einigen Wiener Sternfreunden erleben.

Beobachtung der Geminiden mit dem Lightmeter

Seit 2010 befindet sich auf unserer Sternwarte ein Messgerät zur Messung der Aufhellung des Nachthimmels. Das Gerät ist Teil eines Netzwerks, betrieben unter der Leitung des österreichischen Astronomen Dr. Günther Wuchterl. Das von uns liebevoll "Wuchterlmeter" genannte Gerät ist hier beschrieben.

Eine "Auswertung" des Sylvesterfeuerwerks der Nachbarn hier in Harpoint/zell am Moos ergab, dass die Empfindlichkeit für eher langsame Sternschnuppen (Dauer bis 1 Sekunde) durchaus brauchbar sein könnte. Selbst schwache und weit entfernte Feuerwerkskörper haben einen "Peak" in der Helligkeitskurve hinterlassen. Schließlich wird in jeder Sekunde ein neuer Messwert aufgezeichnet (Das Intervall ist fix parametriert).

Nun hatten wir eigentlich nicht vor, unser kurzes Video von den Geminiden-Sternschnuppen 2015 näher auszuwerten. Wetterbedingt stand uns 2015 nur ein kurzes Zeitfenster zur Verfügung, in dem ein klarer Himmel brauchbare Beobachtungen mit unserer hier beschriebenen Meteorkamera ermöglichte. Doch sahen wir wegen des klaren Himmels am 15.12.2015 zwischen 00:50 und 02:44 jetzt eine Möglichkeit, Vergleiche zwischen den Wuchterlmeterdaten und der in diesem Zeitraum entstandenen Videoaufzeichnung anzustellen.

Ziel der Untersuchung was es festzustellen, wie weit sich die Daten des Himmelshelligkeitsmessgerätes zur nachträglichen Auswertung in Hinblick auf Sternschnuppen eignen. Die Daten standen uns in Form einer ASCII-Textdatei zur Verfügung. Jede neue Zeile entspricht einem Messwert (eine Zeile pro Sekunde). Solche Dateien sind ideal für die Bearbeitung mit Tabellenkalkulationssoftware.

Zunächst geht es darum, kurze Spitzen aus dem allgemeinen Himmelhelligkeitshintergrund hervorzuheben. Dazu leiten wir aus den zeitlich benachbarten Helligkeitswerten des Peaks einen geglätteten Hintergrund ab. Die Spalten in der Tabellenkalkulationssoftware hätten folgende Bezeichnung:

A Datum/Uhrzeit

B gemessener Pegel der Helligkeit

C Schwankung Hintergrund (innerhalb mehrerer Sekunden)

D Spitzen (Peak)

E Spitzen>20 und 2xSigma (herausfiltern der Sternschnuppen)

Dann errechnen sich die Werte der Spalten C, D und E für beispielsweise die Zeile10 (10. Sekunde) folgendermaßen (Die hier angegebene Formelnotation wird beispielsweise in der Tabellenkalkulationssoftware MS-Excel so verwendet):

C10=ABS(B7+B8-B12-B13)

D10=B10-(B8+B7+B12+B13)/4

E10=WENN(UND(D10>20;D10>(2*C10));D10;0)

Während in Spalte D nur die Hintergrundhelligkeit subtrahiert wird (gemittelt aus benachbarten Helligkeitswerten), brauchen wir noch ein Kriterium, um zufällige, kurzfristige Helligkeitsschwankungen nicht fälschlicherweise als Sternschnuppe zu deuten. Dazu dient uns die Spalte C, die ein Maß für die "Glätte" der Hintergrundhelligkeit innerhalb eines Zeitraums von 7 Sekunden darstellt. In Spalte E filtern wir nun jene Ereignisse heraus, die wir zuverlässig als Sternschnuppe identifizieren können.

Flugzeug- und Satellitenspuren fallen deswegen heraus, weil ihr Beitrag zur Himmelshelligkeit in den Hintergrundwert eingeht. Auch Iridium-Flashes (kurzes Aufleuchten von Satelliten) erstrecken sich über mehrere Sekunden und fallen meistens heraus. Der Einfluß irdischer Lichtquellen, die kurzzeitig "aufblitzen" hängt von den örtlichen Gegebenheiten ab. Er spielt bei unserer Untersuchung offenbar eine untergeordnete Rolle.

Nun wollen wir zeigen, was dabei heraus gekommen ist. Das nachfolgende Diagramm stellt die Spalte E unserer Berechnung dar. Die Zeitspanne entspricht dem Wolkenfenster am 15.12.2015 zwischen 00:50 und 02:44, in dem auch unsere Meteorkamera lief. Der angegebene Pegelwert ist (wie aus den Formeln ersichtlich) hintergrundbereinigt und gibt damit eine Maßzahl für die Helligkeit der Sternschnuppe.

Das Diagramm zeigt, dass 7 Sternschnuppen registriert worden sind. Nummerieren wir sie von links nach rechts mit Ereignis1 bis Ereignis7. Nummer 3 war besonders hell.

Nun wollen wir das Diagramm mit der Videoaufzeichnung aus unserer Meteorkamera vergleichen. Auch die Meteorkamera war so eingestellt, dass sie mit einem Bild pro Sekunde lief. Der genaue Aufnahmezeitpunkt ist in jedem Einzelbild eingeblendet.

Dazu suchen wir im nächsten Schritt gezielt aus der Videodatei unserer Meteorkamera diese Zeitpunkte heraus. Sie sind nachfolgend durch jeweils ein Bild (links) oder zwei aufeinander folgende Einzelbilder (links und rechts) repräsentiert. Die Uhrzeiten beider Rechner waren Funkuhr-synchronisiert. Der Vergleich beweist es: Es handelt sich wirklich um Sternschnuppen. Die Auswertemethode hat damit ihre Praxistauglichkeit demonstriert.

Ereignis 1
Ereignis 2
Ereignis 3
Ereignis 4
Ereignis 5
Ereignis 6
Ereignis 7
Die Bilder zeigen auch die Abhängigkeit des registrierten Pegels von der Höhe über dem Horizont, was aus geometrischen Gründen ja zu erwarten war. Anhand der Schwankung des Hintergrund-Parameters (Spalte C) lässt sich abschätzen, wie sicher ein erkannter Peak von >20 Pegelwerten wirklich ist. Die Hintergrundschwankung innerhalb von 7 Sekunden errechnet sich aus Pegel 2+3s vorher minus Pegel 2+3s nachher. Doch wären noch kurzzeitigere Schwankungen denkbar, wodurch dann ein Peak irrtümlich in Spalte E auftauchen kann. Durchziehende kompakte Wolken, die helle Sterne zeitweise abdecken, könnten solche Effekte hervorrufen. Sieht man sich aber die Hintergrundschwankungen in der Nähe an, kann man leicht erkennen, dass so ein Peak nur zufällig ist. Bei unserer Untersuchung ist innerhalb der überwachten Zeitspanne so ein Fall nicht aufgetreten. Allerdings war da der Himmel klar und die Sicht lediglich durch gleichmäßigen Dunst etwas beeinträchtigt.

Deutlich höhere Hintergrundschwankungen ergeben sich dann, wenn Wolken durch das Gesichtsfeld ziehen. In so einem Fall muss man die Schranke von 20 Pegelwerten deutlich hinaufsetzen, kann dann eben nur sehr helle Sternschnuppen detektieren. Selbst wenn sie genau in Wolkenlücken auftreten.

Der Geminid um 02h37m34 (Ereignis 7) hat übrigens nur eine 2mag-Spur (verglichen mit einem Stern aus dem großen Wagen). Diese Grenzgröße erreicht man freilich nur bei den langsamen Geminiden und einem so dunklen Nachthimmel, wie bei uns.

Fazit:
Mit dem Himmelshelligkeitsmessgerät "Wuchterlmeter" lassen sich in dunklen Gegenden langsame Sternschnuppen ganz gut dokumentieren, vorausgesetzt es ziehen keine Wolken durch. Sicherer ist auf jeden Fall die Videoaufzeichnung mit der Meteorkamera.

Allerdings kann man mit den Daten des Himmelshelligkeitsmessgerätes einfacher die Zeitpunkte der Ereignisse finden. Das erleichtert die Auswertung des Videomaterials, insbesonders bei schwachen Meteorströmen. Weiters lassen sich die Helligkeiten der Sternschnuppen in diesen Daten besser abschätzen, da das Messgerät eine sehr hohe Dynamik besitzt (selbst bei Sonnenschein ist es nicht überbelichtet). Um korrekte Werte zu erhalten, müssen die Pegelwerte der Peaks einer Sternschnuppe nur mit dem Sinus deren Höhe über dem Horizont multipliziert werden. Die Dynamik eines CCD-Pixels der Videokamera ist um viele Größenordnungen geringer.

30.03.2014: Supernova 2014J in M82

Die Beobachtung der Supernova in M82 gelang uns am Tag der größten Helligkeit, dem 1. Feb. 2014, andem sie ca. 10,5mag im V erreichte. Danach haben wir sie ein zweites mal am 30. März beobachtet. Beide Beobachtungen sind im folgenden Flash-Video überlagert

Einbindug Flash-Video speziell für Microsoft Internet Explorer:


Einbindug Flash-Video für alle anderen Browser (Firefox, Chrome und kompatible):

13.11.2011: Bilder und Video von Jupiter in Wien (Gastbeitag)

Der trockene Herbst 2011 brachte uns mehrmals ausgedehnte Hochs mit gutem Seeing, die Michael Grünanger und Andreas Kreutzer für die Beobachtung Jupiters ausnutzten. Die Beobachtungen und Aufnahmen wurden wieder auf der Westkuppel des Instituts für Astronomie in Wien am 12" Alvan Clark Refraktor durchgeführt. Trotz der Lage der Sternwarte mitten im Stadtgebiet haben wir hier bisher die besten Planetenbeobachtungen machen können. Sie zeigten Details bis an die Auflösungsgrenze des 12" Refraktors (0,4"). Möglicherweise trägt der waldreiche Park um das Institut zur Stabilisierung der umliegenden Luftschichten bei.

Bevor wir die Kamera an diesem Abend montierten, konnten wir sogar Strukturen auf den Monden Ganymed und Io erkennen, da diese mehrere Sekunden lang als ruhige, runde Scheibchen zu sehen waren. Daraufhin schraubten wir Michael's neu erstandene Planetenkamera namens "ScopiumCam" zusammen mit einer 1,8-fach Barlowlinse und einem Gelbfilter an den Refraktor an.

Die ScopiumCam Kamera ist ein Nachbau der bekannten Philips ToUcam SPC900NC mit dem Sony ICX098BQ CCD aber mit verbesserter Auslese-Elektronik, wodurch das Rauschen um ca. einen Faktor 2 niedriger ist als beim Original. Wir starteten eine Aufnahmeserie von insgesamt 20 Videos zu je 1 Minute in voller Auflösung, nachfolgend eine kurze Auflistung der Aufnahmedaten:

  • Instrument: Alvan Clark Refraktor, D=12" (305mm), F=5000mm
  • Kamera: ScopiumCam Planetenkamera mit Sony ICX098BQ CCD; 5,6 x 5,6 Mikrometer Pixel
  • Video-Auflösung 640x480 Pixel, 30 Bilder/s
  • Gelbfilter zur Reduktion des Blau-Anteils notwendig, da der alte Refraktor einen störenden blauen Saum abbildet.
  • Aufnahme-Brennweite: 8830mm (verlängert durch 1,8-fach Barlow-Linse)
  • Zeit: 21:00 - 23:00 MEZ

    Im folgenden Video (und einem Snapsot daraus) zeigen wir, was die Kamera aufgenommen hat:

    Diese MP4-Videodatei ist ein 5s Ausschnitt aus einem der einminütigen unbearbeiteten Original-Videos, aufgenommen mit der ScopiumCam. Der Snapshot verdeutlicht, wie wenig auf einem Einzelbild des Videos eigentlich zu sehen ist: Kein Vergleich zu dem, was das der geübte visuelle Beobachter bei längerer Betrachtung am Okular wahrnehmen konnte. Doch sollte man sich nicht entmutigen lassen: In der enormen Anzahl kurzbelichteter Einzelbilder ist eine ungeahnte Detailfülle verborgen.


    Nun wollen wir ausführlich beschreiben, wie man an diese Details herankommt:

    Die Bearbeitung der Videos erfolgte mit dem neuen Registax6, das neuerdings die Rückzentrierung über viele "Alignpoints" erlaubt. Wir verwendeten ca. 30 Punkte, die wir dem Programm automatisch setzen ließen. Die Rückzentrierung erfolgt außerordentlich schnell und dürfte ähnlich wie bei AviStack funktionieren, das nach einer Art Mustererkennung die Zonen um die Alignpoints auszurichten scheint. Es wurden ca. 70% der besten Aufnahmen (ca. 1200 Bilder) gestackt und mit Wavelet-Filterung nachbearbeitet. Die Einstellung des Wavelet-Filters in Registax6 ist gegenüber der Vorversion erweitert worden und ermöglicht jetzt eine Rauschreduktion der einzelnen Wavelet-Planes. Wir verwendeten die Filtermethode "Linear+Gaussian", da diese die wenigsten Artefakte produziert und sehr feinfühlig eingestellt werden kann.

    Dieses Bild ist das beste Ergebnis von 1200 gestackten Video-Bildern und zeigt Jupiter am 13.Nov. 2011 um 21:54 MEZ. Doch da muss noch mehr möglich sein. Schließlich sind die 2 Stunden Aufnahmedauer noch nicht wirklich ausgenützt. Die Ränder des Planeten (abseits der Polarregion) sollten sich in Folge der Rotation des Jupiters innerhalb der Aufnahmedauer viel deutlicher darstellen lassen.


    Die anderen Video-Serien wurden ebenfalls mit Registax bearbeitet und die fertigen Bilder rückzentriert, sodaß über die Aufnahmezeit von 21:17 - 22:56 eine deutliche Rotation sichtbar wird. Durch das Seeing sind die aufeinander folgenden Bilder aber nicht gleich scharf und die Aufnahmefolge war auch nicht äquidistant. Ein animated-Gif wirkt daher etwas unruhig und ruckelig und ist nicht optimal für die Darstellung einer Rotation von Planeten. Seit einiger Zeit gibt es ein sehr gutes Programm zur Vermessung von Details auf Planetenoberflächen namens WinJupos von Grischa Hahn http://www.grischa-hahn.homepage.t-online.de (Freeware), mit dem man nebenbei auch Videos aus einer Oberflächenkarte erstellen kann. Das Programm ist relativ umfangreich und nicht ganz einfach in der Bedienung, hat aber für die verschiedensten Vermessungsaufgaben ausgezeichnete Funktionen. Bevor man mit WinJupos eine Karte erstellen kann, muss ein Planetenbild erst einmal vermessen werden, dies geht mit dem Menüpunkt "Datenerfassung" - "Bildausmessung". Wenn man Datum und Uhrzeit sowie die Geogr. Länge und Breite des Beobachtungsortes einstellt, kann Winjupos die Pollage jedes Planeten richtig ermitteln. Unter dem Reiter "Just." läßt man dann WinJupos mit dem Knopf "Umrandung" - "Automatische Ermittlung" den Planetenrand ermitteln. Bei Jupiter misst das Programm anhand der Wolkenstreifen auch gleich die Drehung. Wer will kann aber auch im Reiter "Opt." den Abbildungsmaßstab selber eingeben, indem man die Pixelgröße des CCD und die Teleskop-Brennweite angibt. Diese Vermessung sollte man im Reiter "Bild" mit dem Knopf "Speichern" in eine .ims-Datei speichern, da man diese Daten zur Erzeugung der Oberflächenkarten benötigt. Damit die Oberflächenkarten besser vermessbar sind und später besser überlagert werden können, empfiehlt es sich auch eine Randabfallkorrektur vorzunehmen. Dies geht im Reiter "Just." durch Aktivierung von "RA-Korrektur" und Eingabe des "RA-Maß" sowie einer Anpassung des Gamma-, Kontrast- u. Helligkeitswertes.

    Das genügt eigentlich um Karten zu erstellen. Dazu wählt man den Menüpunkt "Auswertung" - "Kartenberechnung" und fügt nun im neuen Programm-Fenster alle abgespeicherten Messdateien mit der Endung ".ims" mit dem Knopf/Drop-Down Menü "Bearbeiten" - "Hinzufügen" in die Liste hinzu. Das Programm zeigt daraufhin gleich die Lage des Zentralmeridians an sowie einige andere Einstellungsparameter. Man kann hier gleich alle Messdateien hinzufügen, da man für die Kartenerstellung die einzelnen Bildausmessungen aktivieren bzw. deaktivieren kann.

    Man kann WinJupos die optimalen Längenbereiche der einzelnen Planetenbilder selber ermitteln lassen, indem man das Dropdown-Menü "Bearbeiten" - "Optimale Längenbereiche ermitteln" auswählt. Wählt man nach Eingabe eines Dateinamens unter "Karten-Datei" den Knopf "Karte berechnen F12", so erstellt das Programm eine Oberflächenkarte über alle vermessenen Bilder des Planeten unter Verwendung der zuvor ermittelten "optimalen Längenbereichen". Allerdings hat man in der so erstellten Karte harte Übergangskanten zwischen den Längenbereichen und es empfiehlt sich, für jedes vermessene Bild eine Oberflächenkarte zu erstellen und später diese Karten in einem Bildbearbeitungsprogramm mit Ebenenverwaltung zu überlagern (Gimp, Photoshop, ...).

    Die Projektionsart für die Karten kann man ebenfalls auswählen, wir haben für Jupiter "Zylinderprojektion" und "Planetographisch" ausgewählt, was am "Natürlichsten" aussieht. Mit dem Knopf "Seitenlayout" kann man Skalen, Überschrift Legende und Kartenhintergrund festlegen bzw. ausschalten, zur späteren Überlagerung empfiehlt es sich, sämtliche Beschriftung zu deaktivieren.

    Im nebenstehenden Bild ist eine Beispielkarte mit Skalenbeschriftung in Zylinderprojektion und Breitenwerte "planetographisch":




    Wenn man die Überlagerung der einzelnen Oberflächenkarten ohne sichtbare Ränder in eine Gesamtkarte geschafft hat, kann man an die Erstellung des Videos gehen. Dies geht wieder im Menü "Auswertung" - "Kartenberechnung" indem man den Knopf/Dropdown-Menü "Bearbeiten" und "Ephemeriden (F12)" auswählt. Im neu geöffneten Fenster gibt man dann im Reiter "Optionen" die Oberflächenkarte unter "Texturbild" an und wählt unter Projektionsart und Kartenorientierung dieselben Einstellungen aus wie bei der Kartenerstellung. Schaltet man nun auf den Reiter "Graphik" um, wird die Planetenansicht anhand der eingestellten Karte bereits für die unter Datum, UT und Geogr. Länge eingegebenen Werte berechnet. Sinnvoll ist in diesem Reiter noch die Aktivierung von "Schattierung", mit der ein natürlicher Randabfall gerechnet wird. Das Video erzeugt man nun durch Klick auf das "Filmstreifen"-Icon "Bildsequenz speichern". Im neuen Fenster kann man nun die Videogröße, Rotation von/bis Datum/Uhrzeit, Schrittweite, Bildfrequenz usw. einstellen. Die Checkbox "Mit Monden und deren Schatten" bewirkt, dass das Programm selber die Monde und Schatten anhand fixer Texturen dazu rechnet.

    Ergebnis

    Dieses Video zeigt die Jupiter-Rotation am 13. Nov. 2011 zwischen 21:17 und 22:56 MEZ. Es wurde aus 4 gestackten Jupiterbildern und dem Zwischenschritt der Planetenvermessung und Zylinderprojektion erstellt. Der Titel ist nachträglich mit einem Standard-Videoschnittprogramm hinzugefügt.




    Wir haben Bilder, Videos und Aufnahmedaten zeitgleich auch dem Institut für Astronomie in Wien zur Verfügung gestellt (schließlich sind die Aufnahmen ja dort entstanden). Siehe dazu folgenden Link. Auf der Galerieseite des Instituts wurden schon öfter Planeten-Aufnahmen von unserer Westkuppel-Beobachtergruppe veröffentlicht (Grünanger, Jasicek). Vergleiche dazu die Aufnahmen ohne Gelbfilter, zu sehen auf Beobachtungsbericht WAA. Alle diese Bilder wurden von Andreas Kreutzer bearbeitet.

  • 13.08.2011: Beobachtungsnacht für die Klasse 4A der Volksschule Puch

    Weil alle acht angesetzten Termine während der Schulzeit wetterbedingt abgesagt werden mussten, wurde der Ausflug in den Ferien nachgeholt. Der reich bebilderte, ausführliche Bericht darüber ist nicht zuletzt als Anregung für ähnliche Aktionen durch andere Bildungseinrichtungen aufzufassen.

    15.06.2011: totale Mondfinsternis

    Die totale Mondfinsternis am Mittwoch den 15.Juni 2011 haben wir nicht an unserer Sternwarte beobachtet. Wetterbedingt konnte die lange totale Phase in Wien besser verfolgt werden. Dazu war ein erhöht gelegener Beobachtungsplatz mit freier Sicht nach Südosten erforderlich. Die Dachterasse der Wohnung eines Sternfreundes am Wilhelminenberg mit schönem Blick über die Stadt ist nur ein paar hundert Meter von der Kuffner Sternwarte entfernt (die Kuppel des Refraktors ist auf dem nächsten Bild am Horizont erkennbar).

    An diesem Standort konnte nicht nur die Totalitätsphase in ihrer Gesamtheit beobachtet werden, auch ein Teil der partiellen Verfinsterung davor war sichtbar, wurde jedoch durch horizontnahe Schichtwolken und das Tageslicht beeinträchtigt (Canon PowershotS95, 1/5 Sekunde bei 1:5 und 200Asa).

    Zu Beginn der Totalität war der verfinsterte Mond in der Dämmerung kaum sichtbar, doch gerade das war ja der besondere Reiz dieser Mondfinsternis. Die Bilder können diese besondere Stimmung nicht wiedergeben: Ein rötlicher Mond stand am blauen Himmel der Abenddämmerung, kaum heller als der Himmel selbst. Er sah geradezu "gespenstisch" wie ein fremder Himmelskörper aus. Mit fortschreitender Dämmerung trat der verfinsterte Mond dann deutlich hervor, so wie man das von anderen totalen Mondfinsternissen gewohnt ist (Canon PowershotS95, 4 Sekunden bei 1:4 und 800Asa).

    Im weiteren Verlauf des Abends kamen immer mehr Gäste zu dieser kleinen Starparty. Die visuellen Beobachtungen wurden mit zahlreichen kleinen Teleskopen, Feldstechern und einem C8 durchgeführt (im Vordergrund der Comet-Catcher der Sternwarte Harpoint).

    Unsere eigenen Serienaufnahmen entstanden mit der Canon EOS5D an einem 10cm-Maksutov, 1:5. Solch lichtstarke Maksutov's haben bekanntlich starke chromatische Fehler am Bildrand. Das kleine Teleskop war huckepack auf dem visuell genutzten C8 montiert, beides getragen von der SP-DX-Montierung des Gastgebers und gesteuert mit seinem Vixen-Skysensor. Eine Nordung auf den Polarstern war knapp nach Sonnenuntergang unmöglich. Hier hat sich die Kompensation der Nordungsfehler durch Kalibrierung der Goto-Stererung mit Hilfe sehr heller Sterne bewährt. Dadurch führt der Skysensor die Montierung in beiden Achsen weitgehend richtig nach. Nur selten musste der Mond wieder in die Bildmitte geholt werden. Das nächste Bild zeigt die Aufnahmeanordnung. Rechts oben im Bild ist das Schloss Wilhelminenberg zu erkennen.

    Das von A. Kreutzer bearbeitete Serienbild der Totalität zeigt eine weitere Besonderheit: Die Mondfinsternis war fast perfekt zentral. Damit ist nicht nur die Dauer der totälitären Phase besonders lang, sondern die Färbung der Mondscheibe in der Mitte der Tötalität auch besonders gleichmäßig. Die mittlere Aufnahme der Bilderserie zeigt das deutlich. Die Belichtungszeiten bewegen sich zwischen 1 Sekunde in der Dämmerung und 8 Sekunden in der Mitte der Totalität bei einer eingestellten Empfindlichkeit von 800Asa. Der Weißabgleich stand auf "Auto".

    Das zweite Serienbild von der partiellen Phase danach zeigt ebenfalls, wie die Zugrichtung des Erdschattens zentral durch die Mondmitte geht. Die Belichtungszeit der Einzelaufnahmen ist unterschiedlich gewählt, da der Belichtungsspielraum trotz der großen Pixel der Kamera Canon EOS5D nicht ausreicht um alle visuell sichtbaren Eindrücke in einer Einzelaufnahme wiederzugeben. Sie liegen zwischen 1/4 Sekunden am Anfang und 1/800 Sekunden gegen Ende der partiellen Phase (abermals mit 800Asa). Das vierte Bild von links ist 1 Sekunde lang belichtet. Die Bildbearbeitung erfolgte wieder durch A. Kreutzer.

    14.05.2011: Beobachtung der Sternbedeckung durch Quaoar gescheitert

    Um es gleich zu sagen: Kurz vor den Ereignis hat das Wetter eine erfolgreiche Beobachtung vereitelt. Dennoch beschreibe ich hier unseren Beobachtungsversuch um unsere Überlegungen zur technischen Durchführung darzulegen. Schon Stunden zuvor waren die Vorbereitungsmaßnahmen angelaufen: Sternwarte und Teleskop waren temperiert, die große CCD-Kamera2 seit Mitternacht montiert und fokussiert. Sie hatte eine halbe Stunde später mit -40°C Chiptemperatur den eingestellten Zielwert der Kühlung erreicht. Die Bedeckung eines Sterns der Magnitude ~ 16.5 (16.3-16.7 im Roten, je nach Katalog) in einer Höhe von 26° mit Mondlicht und beginnender Morgendämmerung wäre selbst für unser Instrumentarium eine Herausforderung geworden, denn wir sollten mit möglichts kurzen Belichtungszeiten ein Video oder eine rasche Einzelbildfolge erstellen. Eine Stunde vor der Bedeckung mussten wir den CountDown wegen aufziehender Bewölkung abbrechen.

    Prognose für dieses Ereignis

    Die Bezeichnung des Sterns in dieser Berechnung entspricht nicht den üblichen Katalogeinträgen. Eine Simulation mit Guide8 und die Abfrage bei Vizier hat den Grund offenbart: Die Positionsangaben des Sterns schwanken erheblich, je nach verwendetem Katalog. Offenbar hat man am Pic-du-Midi mit dem 1m-Teleskop den Stern noch einmal nachvermessen. Dort ist eine CCD-Kamera im Einsatz, deren Leistungsfähigkeit an jene unserer Kamera fast herannkommt. Ein Fehlerbalken oder eine Angabe der Unsicherheit fehlt, doch kann man Angesichts der Randlage unserer Sternwarte bezüglich des prognostizierten Schattenverlaufs (und des Durchmessers von Transneptunobjekt Quaoar von ~1200km) vermuten, das eine Bedeckung bei uns trotzdem nicht ganz unwahrscheinlich ist. Die folgenden Bilder zeigen die Situation im Planetariumsprogramm Guide8 mit geladenem A2-Katalog an. Wir haben zur Berechnung der Bahn von Quaoar (Objekt Nr. 50000) die neuesten Bahndaten von MCBORB.dat verwendet. Die letzten beiden Bilder in der Reihe zeigen die betreffende Himmelsregion in Sky-Map.org wenn man dort den SDSS-III (Sloan Digital Sky Survey) lädt.

    Übersichts-
    Karte 45°
    Guide Sternkarte
    2 Winkelminuten
    Guide Sternkarte
    30 Bogensekunden
    Angaben zu
    Quaoar
    Bahnelemente
    MCBORB
    Angaben zum
    Stern lt. Guide
    Bildausschnitt
    5 Winkelminuten
    Bildausschnitt
    2 Winkelminuten

    Aufnahmetechnik

    Angesichts der Unsicherheiten bei den Positionen rechneten wir mit einer zweckmäßigen Gesamtbeobachtungszeit von 20 Minuten (10 Minuten vor und 10 Minuten nach den Prognosezeitpunkt). Wir würden also ein Video mit 20 Minuten Dauer oder eine Folge von möglichst vielen Einzelbildern über diese Zeitspanne benötigen. Die sonst für Bedeckungen sehr gut geeignete WATEC-120N kam wegen der geringen Lichtempfindlichkeit nicht in Frage, ebensowenig unsere Firewire-Kamera von Imaging-Source. Beide hätten zwar das geforderte Video liefern können, doch wäre eine relativ lange Belichtungszeit erforderlich, um ein brauchbares Signal/Rauschverhältnis bei einem Stern jenseits der Magnitude 16 zu erhalten. Die geradezu primitive SXVF-M25C von Starlight-Xpress wäre viel zu langsam, kann kein Video liefern und ist in Wahrheit auch nicht empfindlicher. Nur eine Kamera in unserem Instrumentarium hat das Potenzial für so eine anspruchsvolle Aufgabe :

    Unsere CCD-Kamera2 hat einen CCD mit quadratischen Pixeln von 20 Mikrometer Kantenläne und einer Chipfläche von 26x26.8mm (Typ EEV-Marconi CCD36-40). Das entspricht einer Auflösung von 1 Bogensekunde pro Pixel. Von dieser großen Chipfläche können bleliebige Bildausschnitte ausgewält werden, die dann aktiv auszulesen sind. Die nicht benötigten Bildteile werden beim Auslesevorgang sehr schnell "überlesen" und verlängern damit kaum den Auslesevorgang. Die genaue Nachführung unseres 50cm RC-Teleskops erlaubt es, den Bildausschnitt in diesem Anwendungsfall mit 30x30 Bogensekunden sehr klein zu wählen. Die Auslesezeit spielt dann im Verhältnis zur Belichtungszeit kaum noch eine Rolle. Die Kamera kann somit praktisch ohne Unterbrechung eine Folge von Bildern liefern (sie hätte zusätzlich sogar noch einen Videoausgang am Kameracontroller ST133 mit CCIR-Composite-Videosignal vom gewählten Bildausschnitt, doch diesen Ausgang haben wir nicht verkabelt). Wir können mittels unseres (in VB6 selbst geschriebenen) Plugins zum Programm "Winspec" (Roper-Scientific) den Ausleseverstärker auf "high sensitive" und den Auslesemodus von "low noise" auf "high performance" umschalten. Selbst dann haben wir immer noch ein Ausleserauschen unter 10 Elektronen. Erste Tests mit vergleichbaren Sternen haben gezeigt, dass trotz der niederen Höhe über dem Horizont und trotz Mondlicht eine Belichtungszeit von nur 1 Sekunde ausreicht. Die 92% Quanteneffizient unseres CCD's in "backside-illuminated thinned"-Technologie (100% Füllfaktor) machen es möglich: Sie ergeben eine so unvergleichlich hohe Lichtempfindlichkeit, dass wir selbst bei der kurzen Belichtungszeit ein quantitativ auswertbares Signal erhalten.

    Eine alternative Vorgangsweise ist die Wahl eines geringfügig grössenen Bildausschittes. Wenn wir dadurch einen Vergleichsstern ähnlicher Helligkeit mit ins Bild bekommen, ist dann eine genauere Vermessung der Helligkeit in den Bedeckungsbelichtungen möglich. Die Zeitauflösung in der Erfassung der Bedeckungszeitpunkte ließe sich so durch Interpollation noch weiter steigern. Mein Tool hält den genauen Zeitpunkt vom Belichtungsbeginn im Bildheader fest, wodurch die Zuordnung der Zeit zu jedem Einzelbild fü die spätere Auswertung gegeben ist.

    Technische Probleme hat uns nur der mechanische Verschluss der Kamera bereitet. Der elektromechanische 45mm Zentralverschluss mit 70V-Verschlusssteuerung (Uniblitz), wird mit sekündlicher Betätigung bei einer Gesamtbeobachtungszeit von bis zu 20 Minuten einfach zu heiss. In diesem Fall würden wir auf die Verschlussbetätigung verzichten, hätten ihn offen gelassen und Auslesestreifen in Kauf genommen. Die Photometrie wird dadurch ein wenig behindert, ist jedoch immer noch mit ausreichendem Signal/Rauschverhältnis möglich, solange es zu keiner Überdeckung mit Auslesestreifen anderer Sterne im benötigten Bildausschnitt kommt. Das haben wir überprüft. Die beim Auslesevorgang schnell überlesenen, nicht benötigten Bildanteile hinterlassen kaum Auslesestreifen und sollten daher nicht weiter stören.

    Ergebnis

    Schade dass wetterbedingt bei uns nichts daraus geworden ist. Wir hätten unser Instrumentarium gerne einmal so richtig ausgereitzt. Wie nachträglich auf der mailing-list von planoccult zu erfahren war, haben andere Beobachter in Griechenland mit dem Wetter zwar mehr Glück, konnten jedoch keine Bedeckung beobachten. Herr Vagelis Tsamis und 2 Kollegen haben mit dem 40cm-Teleskop des Ellinogermaniki Agogi School Observatory und einer CCD-Kamera vom Typ ATIK 16-HR gearbeitet. Es waren in der Nähe von Athen 12 Sekunden Belichtungszeit erforderlich. So kommt Vagelis Tsamis zum Ergebnis, dass bei ihm keine Bedeckung länger als 15 Sekunden stattgefunden hat. Für kürzere Bedeckungszeiten ist aus der Messung in Grichenland keine sichere Aussage möglich.

    14.11.2009: Kleinplanet 278 (Paulina) bedeckt Stern HIP 22446

    In ganz Europa haben nur 4 Amateurastronomen versucht, dieses Ereignis zu beobachten: 3 Beobachter in Deutschland und wir in Österreich auf unserer Sternwarte. Wir haben als Einzige eine Bedeckung registriert. Die Sichtung der Einzelaufnahmen von der Aufzeichnung mit einer Videokamera hat ein interessantes Detail offenbart.

    Verlauf des Schattens

    Daten des Kleinplaneten:
    (278) Paulina mag 13.9
    Rektaszension: 04h49m39.093s
    Deklination: +23 23' 10.44"
    Mittlere Position bei aktuellem Äquinoktium
    Rektaszension: 04h50m14.880s
    Deklination: +23 24' 09.96"
    Scheinbare Position bei aktuellem Äquinoktium
    Rektaszension: 04h50m17.250s
    Deklination: +23 24' 17.39"
    Entfernung vom Heimatplaneten: 2.05298017 AE (307,121,462 km)
    Heliozentrische Position: Länge 66.72512 Breite 0.63442
    Abstand von Sonne r 2.99253 AE
    99.61% beleuchtet
    Phasenwinkel: 7.18 Grad
    Elongation von der Sonne 157.80 Grad (Morgenhimmel)
    Geschwindigkeit der scheinbaren Bewegung: 28.871"/Stunde bei Positionswinkel 274.1
    Motion is 0.19 degrees/day in RA, 0.01 degrees/day in dec
    Entdeckungsdatum: 1888 May 16
    Name des Entdeckers: Palisa, J.
    Ort der Entdeckung: Vienna
    Asteroiden Durchmesser 38.0± 2.2 km
    0.03 Bogensekunden Winkeldurchmesser
    Albedo .21 ±.02
    Rotationsperiode {6.497} Stunden
    (Sicheres Result, eindeutige Umlaufzeit.)Helligkeit variiert um {0.41}
    Absolute Helligkeit: 9.4
    Slope-Parameter: 0.15
    Bahnbogen: 37033 Tage
    306 Beobachtungen zur Bahnbestimmung benutzt
    Bahn berechnet 13 04 2001
    Aktuelle Unsicherheit der Ephemeride (CEU) am 30 11 2001:
    8.4E-02 Bogensekunden, Änderung von 3.2E-04 Bogensekunden /Tag
    Nächstes Maximum der CEU: 1.6E-01 Bogensekunden, am 12 04 2002
    Maximum CEU in den nächsten zehn Jahren: 1.6E-01 Bogensekunden, am 12 04 2002

    Informationen aus der MPCORB Datenbank:
    Bezeichnung: (278) Paulina 20030723
    Absolute Helligkeit: 9.4
    Slope-Parameter: 0.15
    Bahnelemente:
    Große Halbachse: 2.7547284
    Exzentrizität: 0.1332231
    Inklination: 7.82193
    Argument des Perihels: 140.64866
    Länge des aufst. Knotens: 62.10171
    Mittlere Anomalie: 117.05755
    Mittlere tägliche Geschwindigkeit: 0.21556880 Grad/Tag
    Epoche der Elemente: 14 Mai 2008
    Grad der Unsicherheit: 0
    549 Beobachtungen gemacht bei 46 Oppositionen
    Bahnbogen: 1888-2003
    Zuletzt beobachtet: 2003 07 23
    RMS Fehler: 0.55
    Störende Objekte bei der Berechnung der Bahn berücksichtigt: M-v
    Bahn berechnet mit Goffin
    Bahn basiert auf den JPL DE403 Positionen und Massen
    Referenz: MPO 53552
    Periheldistanz 2.3877349 AE
    Apheldistanz 3.1217219 AE
    Umlaufzeit 4.57 Jahre (1670.0 Tage)
    Periheldatum T JD 2454057.48286 (18 Nov 2006 0:35)

    Daten des zu bedeckenden Sterns:
    Hipparcos #22446
    RA (J2000.0): 04 49 48.00
    Deklination +23 23 45.2
    Helligkeit in Johnson V: 8.50
    Trigonometrische Parallaxe 13.26 ± 1.11 Millibogensekunden
    Eigenbewegung in RA: 44.84 ± 1.22 Millibogensekunden/Jahr
    Eigenbewegung in Dek: -48.52 ± 0.95 Millibogensekunden/Jahr
    Mittlere BT-Helligkeit: 9.226 ± 0.019
    Mittlere VT-Helligkeit: 8.569 ± 0.017
    Johnson B-V Farbe: 0.623 ± 0.007
    Johnson B-V Quelle sind Erdgebundene Beobachtungen
    Farbindex (V-I) in Cousins' System: 0.69 ± 0.01
    Mittlere Helligkeit im Hipparcos System (Hpmag): 8.6284 ± 0.0020
    Streuung von Hpmag ist 0.013 mag
    Hpmag basiert auf 59 Beobachtungen
    Hpmag im Maximum (5 Prozent): 8.61
    Hpmag im Minimum (95 Prozent): 8.66
    Keine Veränderlichkeit beobachtet ("konstant")
    BD +23 747
    Spektraltyp G0

    Prognostizierter Verlauf des Schattens:

    Informationsquelle:

    http://www.iota-es.de/
    http://www.euraster.net/

    Verlauf des Schattens

    Aufnahmetechnik:

    Die Sternbedeckung wurde am 50cm-RC bei 1:8 mit der Watec 120N und 50 Halbbildern pro Sekunde aufgenommen. Die Aufzeichnung der Bedeckung und der Zeitreferenz erfolgte mit dem Video-Grabber für USB-Stick bei 25 Vollbildern pro Sekunde. Das große Teleskop hat eine so hohe Bildrate ermöglicht. Das Linke und Mittlere der neben stehenden Bilder zeigt die Aufnahmeanordnung. Das Videosignal wurde mit einem Monitor kontrolliert. Der schwarze Punkt in der Mitte des Monitor-Bildschirms ist mit Filzstift aufgemalt und markiert die Mitte des CCD-Chips der Watec-Kamera. Knapp links davon ist jener Stern zu sehen, der bedeckt wird. Die Differenz zwischen den beiden ist durch die Positioniergenauigkeit unseres Teleskops und die Exzentrizität des in die Watec-Kamera eingebauten CCD bedingt. Noch 10 Minuten vor dem prognostizierten Bedeckungszeitpunkt haben wir versucht, auch den Kleinplaneten (mag 13.9) selbst abzubilden. Dazu musste nur die Belichtungszeit der Watec von 20 Millisekunden auf 5 Sekunden erhöht werden. Wie das rechte Bild zeigt, ist der Kleinplanet knapp links vom Stern sichtbar. Die kleinen weissen Punkte sind Hotpixel-Artefakte der Watec-Kamera. Sterne und Kleinplanet sind bei 4m Brennweite schon auf mehrere Pixel verteilt. Das ist zur fotometrischen Auswertung auch notwendig. Alle abgebildeten Sterne konnten auf der Sternkarte (Guide8) identifiziert werden. Als Zeitreferenz haben wir vor der Bedeckung um 03:21 und nach der Bedeckung um 03:29 mit der Watec unsere Bedeckungsfunkuhr aufgenommen, ohne die Aufzeichung zwischenzeitlich zu unterbrechen.

    Sichtung der Einzelaufnahmen:
    Bei der Sichtung jener Einzelaufnahmen, die das Wiedererscheinen des Sterns zeigen, ist ein interessantes Detail aufgefallen: Vor jenen Bildern die den Stern bereits in seiner vollen Helligkeit zeigen, ist er mit ansteigender Helligkeit bereits auf 2 Einzelbildern auszumachen. Der Kleinplanet selbst war zu lichtschwach, um bei 25 Bildern pro Sekunde noch sichtbar zu sein. Die Erklärung für das Auftreten des Sterns auf dem 1. Bild vor dem vollständigen Ende der Bedeckung ist leicht zu finden: In die Belichtungszeit dieser Aufnahme fällt das Ende der Bedeckung selbst, das Bild wurde vom Stern also teilbelichtet. Aus der Helligkeit der Teilbelichtung lässt sich der Zeitpunkt vom Ende der Bedeckung noch genauer bestimmen, als es der zeitlichen Auflösung des Videosignals entspricht. Was aber ist mit dem Bild davor? Auch dort ist der Stern bereits ganz schwach zu sehen. 40 Millisekunden bevor er da ist, kündigt er sein Wiedererscheinen "geisterhaft" bereits an. Der Stern ist viel zu weit weg, als dass (wie bei einem Sonnenaufgang) sein eigener Durchmesser sich langsam über den "Horizont" des bedeckenden Kleinplaneten erheben würde. Aus der Perspektive unseres Sonnensystems ist das Sternenlicht wie von einer rein punktförmigen Lichtquelle kommend zu sehen, denn eine störende Lufthülle hat der Kleinplanet ja nicht. Rein geometrisch müsste das Ende der Bedeckung daher "plötzlich" auftreten. Wir haben es hier vielmehr mit der Beugung des Sternenlichtes an der Kante vom Umriss des Kleinplaneten zu tun. Die große Entfernung des Kleinplaneten zur Erde zieht die Beugungsfigur enorm auseinander. Dank des großen Teleskops haben wir also das erste Beugungsmaxima beobachtet.

    Auswertung:
    Den photometrierten Helligkeitsverlauf der Bedeckung zeigt folgendes Diagramm. Die oben erklärten Teilbelichtungen sind deutlich zu sehen. Das Licht vom ersten Beugungsmaxima fällt allerdings aus dem Rahmen des Diagramms:

    Die genaue Auswertung lässt sich hier nachvollziehen. Der Stern wurde 2.778 Sekunden lang bedeckt. Bei der Zeitnehmung wurde erstmalig auch die Verzögerung (Einschwingzeit) des schmalbandigen DCF77-Empfängers unserer Bedeckungsfunkuhr berücksichtigt und von den Bedeckungszeitpunkten subtrahiert. Die LED der Bedeckungsfunkuhr ermöglicht eine Genauigkeit von 5 Millisekunden bei der Zeitmessung. Das Ergebnis wurde mit diesem Report gemeldet.

    01.03.2009: Aktivität in der Kernregion von Komet Lulin C/2007 N3

    Die Rotationsgradienten-Bilder der Kernregion des Kometen zeigen schwach ausgeprägte, radial verlaufende Jets. Das würde auf eine geringe Rotationsgeschwindigkeit des Kometen hindeuten, im Vergleich zu der Ausströmgeschwindigkeit der Materie von der Kometenoberfläche. Das linke Bild ist um 0:30 MEZ und das rechte um 1:30 MEZ aufgenommen worden. Nach einer Stunde hat sich nur wenig verändert. Jedes Bild ist 30x30s mit der CCD-Kamera2 belichtet; Gesichtsfeld: 17.3x13.3 Bogenminuten. Eine Farbaufnahme vom Kometen findet man hier. Aufnahmedaten dazu sind in der Galerie zu finden. Man beachte die 3 hellen Galaxien, die durch den Kometenschweif hindurch zu sehen sind.

    10.05.2008: Marsbedeckung am Nachmittag
    video 9MB: Marsbedeckung 2008Austritt des Mars vom hellen Mondrand um ca. 14:19 MEZ, beobachtet mit dem 50cm RC-Teleskop unserer Sternwarte f=4m 1:8. Aufnahme mit Imaging Source Firewire Kamera DBK 41AF02.AS. Der kurz eingeblendete Pfeil markiert die Stelle der Mondscheibe, wo kurz danach der Mars erscheint. Die Bildbearbeitung beschränkt sich auf eine leichte Kontrastverstärkung. Dadurch erscheinen die Farben etwas kräftiger als man es am Nachmittag gewohnt ist.

    29.12.2007: Komet 8P Tuttle
    Bild 50 kB: Komet 8P Tuttle Bild 50 kB: Komet 8P Tuttle Der Komet war eine Zeit lang gemeinsam mit Komet Holmes ein schönes Feldstecherobjekt.Wir konnten unsere speziellen Filtermethoden in der Bildverarbeitung (Rotationsgradient = Sekanina-Filter) auf ein mit der CCD-Kamera2 im großen Teleskop gewonnenes Bild anwenden. Von den Srichspuren der Hintergrundsterne bleiben bei uns nur geringe Artefakte übrig. Radiale Strukturen der Koma werden so verstärkt und Jets im Kopf des Kometen können auf diese Weise sichtbar gemacht werden. Die Richtung in der der von der Sonne wegzeigende Schweif ansetzt, ist deutlich erkennbar. Eine genaue Beschreibung der Aufnahmedaten findet man in der Galerie.

    01.11.2007, 27.12.2007, 09.02.2008: Komet 2006 17P Holmes
    Dieser Komet verdankte seine leichte Sichtbarkeit einem gewaltigen Helligkeitsanstieg um das Fünfhunderttausendfache ( von mag 17 auf etwa mag 2.5 ), welcher innerhalb von 24 Stunden am 24.10.2007 auftrat. Seine Entdeckung im Jahr 1892 durch Edwin Holmes aus London ist einem ähnlichen Ereignis zu verdanken, dem ein zweiter Ausbruch im Jahr 1893 folgte. Diesmal ist ein zweiter Ausbruch anscheinend ausgeblieben. Ein derartiges Benehmen ist bei Kometen sonst nicht üblich. Es wird angenommen, dass es sich um eine Art Explosion (oder Implosion) instabiler Strukturen im Kern des Kometen handelt. Weil das Phänomen gerade bei diesem Kometen mehrmals aufgetreten ist, wurde die Hypothese einer Kollision mit einem anderen Kleinkörper verworfen, auch wenn wir (wie nachfolgend beschrieben) rein zufällig ganz in der Nähe ein unbekanntes Objekt mit einer Eigenbewegung gefunden haben.

    Bild 50 kB: Komet 2006 17P Holmes Bild 50 kB: Komet 2006 17P Holmes Bild 50 kB: Komet 2006 17P Holmes Bild 50 kB: Komet 2006 17P Holmes Wir konnten den Kometen erstmals am 01.11.2007 mit unserem großen Teleskop beobachten. Der visuelle Eindruck ist im ersten der 4 rechts stehenden Bilder in etwa wiedergegeben. Um unsere speziellen Verfahren zur Sichtbarmachung feister Helligkeitsunterschiede in der Koma des Kometen anwenden zu können, ist ein enormer Dynamikumfang bei der Aufnahme notwendig. Genau das Richtige für unsere hochwertige CCD-Kamera2. Die solcherart sichtbar gewordenen Strukturen unterscheiden sich deutlich von anderen Kometen. Während der Rotationsgradient bei anderen Kometen Jets sichtbar macht, ist hier eine äußere, ringförmige Schockfront zu sehen. Die Schockfront ist an der, der Sonne zugewendeten Seite zusammengedrückt und auf der gegenüberliegenden Seite (dort wo bei anderen Kometen der Schweif ansetzt) auseinandergezogen. Die chaotischen Stukturen innerhalb der Schockfront lassen sich nicht so einfach interpretieren.

    Bild 50 kB: Komet 2006 17P Holmes Bild 50 kB: Komet 2006 17P Holmes Bild 50 kB: Komet 2006 17P Holmes Bild 50 kB: Komet 2006 17P Holmes Bild 50 kB: Komet 2006 17P Holmes Bild 50 kB: Komet 2006 17P Holmes Der Komet war noch für lange Zeit mit freiem Auge sichtbar. Die markanten Helligkeitsunterschiede innerhalb der Kometenkoma sind später jedoch verblasst, während der Durchmesser der Koma über jenen des Vollmondes zunahm. Wir haben das mit Kleinbildobjektiven und der DSLR-Kamera am 27.12.2007 und 09.02.2008 dokumentiert. Eine genaue Beschreibung der Aufnahmedaten findet man in der Galerie.


    01.11.2007: Unbekannter Kleinkörper neben Komet Holmes entdeckt
    Bild 50 kB: unbekannter Kleinkörper neben Komet Holmes Bewegtes Objekt in der Nähe von Komet Holmes. Das ca. 19mag helle Objekt war um 22:04 MEZ 7,73 Bogenminuten vom Kometenkern entfernt (gemessen normal zur Sonnenrichtung vom Kometenkern aus) und bewegte sich mit einer Geschwindigkeit von 5,9"/Stunde in einem Positionswinkel von 290° vom Kometen weg. Eine eigene Koma um dieses Objekt war nicht erkennbar. Somit lässt sich auch nicht sagen, ob dieses Objekt etwas mit dem Kometen zu tun hat.

    - Aufnahmedauer: 21:30 - 22:38 UT

    Eine genaue Beschreibung der Aufnahmedaten findet man in der Galerie.


    2007: Saturn und Mars in Wien (Gastbeitrag)
    Mars 2007 in Wien aufgenommen von Michael GrünangerSaturn 2007 in Wien aufgenommen von Michael GrünangerDie Westkuppel der Uni-Sternwarte in Wien mit Michael Grünanger als Beobachter15.03.2007 Saturn aufgenommen von Michael Grünanger mit der Philips ToUcam Pro am Alvan Clark Refraktor in der Westkuppel der Universitätssternwarte Wien.

    Mars wurde anlässlich seiner Opposition 2007 ebenfalls am Alvan Clark Refraktor von Michael Grünanger mit der Philips ToUcam Pro fotografiert.

    Eine genaue Beschreibung der Aufnahmedaten findet man in der Galerie.


    Beobachtung der ISS mit dem 50cm RC Teleskop
    Bild 370 kB: ISS-MosaikÄhnlich wie in der Volkssternwarte München und (noch deutlich besser) bei Ron Dantowitz in den USA, können auch wir die internationale Raumstation jetzt mit dem großen Teleskop rechnergesteuert nachführen und somit auch fotografieren. Doch wie macht man das? Die dazu notwendige Technik haben wir unabhängig von den oben genannten Kollegen in nur einem Jahr selbst entwickelt und erprobt. Der folgende Beitrag gibt einen Überblick über die verschiedenen Verfahren zur Beobachtung der ISS mit dem Teleskop und stellt unsere Lösung in groben Zügen vor. Von deren Leistungsfähigkeit kann sich der Leser an Hand der Nahaufnahmen von der ISS in unserer Galerie überzeugen. In einer Aufnahme von 2007 ist unter anderem der angedockte Space-Shuttle von hinten zu sehen. Eine ganze Bilderserie von 2008 zeigt die ISS mit angedocktem ATV-Modul "Jules Verne". Weiters präsentieren wir (als kleine Weltpremiere bei den Amateuren) erstmals Aufnahmen von der ISS die tagsüber gemacht worden sind und nicht von einem Sonnendurchgang stammen. Wenn passende Bahnelemente vorliegen, können wir einen kompletten zenitnahen Überflug bis zum Verschwinden der ISS in Horizontnähe verfolgen. Für jene Kollegen die von derartigen Spielereien nicht viel halten sei angemerkt, dass sich diese Methodik auch hervorragend für die Beobachtung der schnellen Erdbahnkreuzer (NEO's) unter den Kleinkörpern eignet.

    22.04.2007 00:47 Bedeckung von Stern TYC 1407-00130-1 durch Kleinplanet (17) Thetis
    Video 2.5MB: Sternbedeckung durch Kleinplanet ThetisWeltweit betrachtet, erreignen sich relativ häufig Sternbedeckungen durch Kleinplaneten (neuerdings Kleinkörper genannt). Oft überstreichen pro Nacht sogar mehrere Schattenumrisse von Kleinplaneten die Erdoberfläche, projeziert von Sternen die von bestimmten Standorten der Erdoberfläche aus gesehen, genau auf der scheinbaren Bahn des Kleinplaneten liegen. Bezogen auf den Standort unserer Sternwarte ist ein derartiges Ereignis jedoch recht selten zu erwarten. So gab es in den letzten 15 Jahren nur einige wenige Fälle. Einige konnten beobachtet werden, jedoch immer mit negativem Ergebnis und das bei grösserer Unsicherheit des prognostizierten Schattenverlaufes und damit mit geringer Bedeckungswahrscheinlichkeit. Das Ereignis am 22.04.2007 war hingegen mit 70% Bedeckungswahrscheinlichkeit entlang der Zentrallinie vorhergesagt worden und war der erste Fall einer tatsächlich beobachteten Sternbedeckung durch einen Kleinplaneten an der Sternwarte Harpoint.

    Informationsquellen zu Sternbedeckungen

    Die Vorhersagen derartiger Sternbedeckungen überlässt man zweckmäßigerweise Spezialisten die ihre Berechnungen am Internet zur Verfügung stellen:

    http://www.iota-es.de/
    http://mpocc.astro.cz/
    http://www.asteroidoccultation.com/
    http://www.aula.com/eaon/
    http://astrosurf.com/eaon/
    http://www.euraster.net/
    http://astro1.physik.uni-siegen.de/uastro/occult/index.html


    Zur Berechnung des Bedeckungspfades verwenden die oben angeführten Institutionen/Autoren meist folgende Software:

    http://occsec.wellington.net.nz/software/software.htm OCCULT, WINOCCULT von David Herald
    http://andyplekhanov.narod.ru/occult/occult.htm LINOCCULT von Andrey Plekhanov

    Eine Einführung zu dem Thema findet man auch in http://www.iota-es.de/federspiel/astocc.html#p4


    Bei einigen der oben angeführten Links gibt es die Möglichkeit eigene Beobachtungen zu melden. Um das eigene Beobachtungsergebniss weiterzuleiten ist lediglich eine Art Formular auszufüllen, deren Formatvorlage aus dem Internet heruntergeladen werden kann. Dieses Formular ist dann an eine dort angegebene Emailadresse zu senden.

    http://www.asteroidoccultation.com/observations/
    http://www.euraster.net/
    http://astrosurf.com/eaon/


    Nur kurze Zeit später gibt es dann eine zusammenfassende Auswertung in welcher jeder einzelne Beobachter seinen Beitrag namentlich genannt wiederfindet (diese Daten sind unten zu sehen). Allein dadurch besteht schon ein gewisser Anreiz zum Mitmachen für alle Amateurastronomen, wo doch bewusst auf bürokratische Hindernisse (z.B. MPC-Observatory-Code) verzichtet worden ist.

    Im Internet gefundene Angaben zur Sternbedeckung am 22.02.2007 durch Thetis

    Zur gegenständlichen Bedeckung findet man folgende Informationen bei den oben genannten Links

    Verlauf des Schattens

    Die folgende Tabelle stammt von Herbert Raab und gibt die Standorte österreichischer Sternwarten in Bezug zur Zentrallinie an

    Sternwarte
    km
    Longitude Latitude U.T
    Urania-Sternw., Wien 147 16 23.1 48 12.7 22 46.9
    Kuffner-Sternw., Wien 144 16 17.8 48 12.8 22 46.9
    Gerhard Dangl, Nonndorf, NÖ 143 15 14.2 48 47.2 22 46.8
    -- Northern 1-sigma limit ---
    Kroller-Sternw. Traiskirchen, NÖ 126 16 17.7 48 00.2 22 46.9
    Sternw. Höhenberg, NÖ 124 14 51.8 48 46.1 22 46.8
    Figl-Obs., NÖ 117 15 55.4 48 5.1 22 46.9
    Sternw. Michelbach, NÖ 108 15 45.4 48 5.3 22 46.9
    Sternw. Freiwald, OÖ 97 14 39.7 48 32.5 22 46.8
    Sternw. Davidschlag, OÖ 72 14 16.5 48 26.6 22 46.8
    -- Northern limit -- 68
    Sternw. Mariazell, Stmk. 63 15 19.0 47 46.0 22 46.9
    Kepler-Sternw. Linz, OÖ 58 14 16.1 48 17.6 22 46.8
    Sternw. Auersbach, Stmk. 23 15 52.1 47 00.6 22 47.1
    Kepler-Sternw. Steinberg, Stmk. 3 15 19.1 47 04.1 22 47.1
    Sternw. Gahberg, OÖ -4 13 36.5 47 54.8 22 46.9
    Sternw. Harpoint, OÖ -16 13 21.1 47 54.5 22 46.8
    Sternwarte Voggenberg, Salzburg -34 13 02.4 47 52.2 22 46.8
    -- Southern limit -- -68
    Univ.-Sternw. Innsbruck, Tirol -166 11 20.6 47 15.9 22 46.9

    Daten zum Kleinplaneten (17) für den 19. April 2007

    mag 12.5
    Umlaufzeit 3.88 Jahre (1417.7 Tage)
    Periheldistanz 2.14 AE
    Apheldistanz 2.80 AE
    Bahnelemente:
    Große Halbachse a 2.4697527 AE
    Exzentrizität e 0.1345052
    Bahnneigung i 5.5875459 Grad
    Argument des Perihels 136.0487935 Grad
    Länge des aufsteigenden Knotens 125.6081535 Grad
    Mittlere Anomalie 266.7517191 Grad
    Epoche der Elemente JD 2454200.5 (10 Apr 2007 0:00)
    Rektaszension: 09h06m03.671s
    Deklination: +20 08' 52.19"
    Mittlere Position bei aktuellem Äquinoktium
    Rektaszension: 09h06m28.587s
    Deklination: +20 07' 05.89"
    Scheinbare Position bei aktuellem Äquinoktium
    Rektaszension: 09h06m29.330s
    Deklination: +20 07' 10.74"
    Entfernung vom Heimatplaneten: 2.11114188 AE (315,822,330 km)
    Heliozentrische Position: Länge 156.09218 Breite 2.84124
    Abstand von Sonne r 2.51517 AE
    96.01% beleuchtet
    Phasenwinkel: 23.04 Grad
    Elongation von der Sonne 101.68 Grad (Abendhimmel)
    Geschwindigkeit der scheinbaren Bewegung: 22.793"/Stunde bei Positionswinkel 105.2
    Motion is -0.15 degrees/day in RA, -0.04 degrees/day in dec
    Entdeckungsdatum: 1852 Apr 17
    Name des Entdeckers: Luther, R.
    Ort der Entdeckung: Düsseldorf
    Asteroiden Durchmesser 93.2± 2.5 km
    0.06 Bogensekunden Winkeldurchmesser
    Albedo .15 ±.01
    Rotationsperiode {12.270} Stunden
    Helligkeit variiert um {0.13-0.36}

    Allgemeines zur Ausrüstung und Beobachtungstechnik

    Zur Beobachtung von Sternbedeckungen durch Kleinplaneten sind oft große Teleskope gar nicht notwendig. Mit kleiner Ausrüstung kann man leichter eine Ortsveränderung vornehmen um damit in den Bereich des prognostizierten Schattenverlaufs zu gelangen. Wenn dieser Schattenverlauf mit geringer Unsicherheit (uncertainty) vorrausgesagt ist, wird die Chance einer tatsächlichen Bedeckung deutlich erhöht. Andererseits wäre eine gleichmäßige Verteilung der Beobachter quer zum Schattenverlauf im Hinblick auf die Auswertung besser. Werden helle Sterne bedeckt, so reicht ein Feldstecher. Anderenfalls ist eine Teleskopöffnung zwischen 10cm und 25cm vollkommen ausreichend und an die optische Abbildungsleistung des Teleskops werden ebenso geringe Ansprüche gestellt wie an Seeing und Scharfstellung. Die geographischen Koordinaten des Beobachtungsortes sollte man an Hand einer Landkarte oder mit Hilfe eines Navigationsgerätes genau ermitteln, ebenso die Zeitnehmung von Bedeckungszeitpunkt und der Bedeckungsdauer (üblicherweise zwischen ein und zehn Sekunden), sie sind für die Auswertung wichtig.

    Methoden zur Zeitnehmung

    Im einfachsten Fall bei visueller Beobachtung genügt eine Stoppuhr. Die Messgenauigkeit wird jedoch bescheiden ausfallen selbst wenn versucht wird, die Reaktionszeit des Beobachters durch Angabe einer persönlichen Gleichung zu kompensieren (so eine persönliche Gleichung beschreibt die testweise ermittelte, eigene Reaktionszeit).

    Eine genauere Zeitnehmung erreicht man durch Aufzeichnung des Ereignisses mittels Video oder Webcam am Teleskop. Mit lichtempfindlichen Kameras (Mintron, Watec) sind auch schwächere Sterne kein Problem. Entsprechend der verwendeten Bilder/Sekunde kann die Bedeckungsdauer mit fast jeder Videoschnitt-Software genau ausgezählt werden. Wird die Kamera nach der Beobachtung nicht gleich ausgeschaltet, sondern ohne Unterbrechung der Aufnahme eine Funkuhr ins Bild gebracht, können auch die Zeitpunkte genau bestimmt werden. Eine selbst-adaptierte Bedeckungs-Funkuhr für genau diesen Zweck haben wir bereits vor Jahren hier vorgestellt. Sie liefert mit ihrer LED verzögerungsfrei direkt die ansteigende Flanke des empfangenen DCF77-Zeitsignals. Durch Fotometrieren der Led-Helligkeit ist eine Interpolation des Zeitpunktes des Sekundensprungs auch innerhalb der Belichtungszeit eines einzelnen Video(halb)bildes möglich. Bei gutem DCF77-Empfang kann eine LED welche die Impulse des Zeitzeichensenders anzeigt und direkt in den optischen Strahlengang des Teleskops gebracht wird, um dort zB. in einer Bildecke ein schwaches Lichtsignal einzublenden, eine komplette Funkuhr ersetzen (diese Variante wird von Michael Schmid verwendet). Die Auswertung wird allerdings aufwendiger, wenn man unter Umständen das Übertragungsprotokoll des DCF77-Signals aus der Videoaufzeichnung selbst decodieren muss. Eleganter sind elektronische Time-Inserter. Sie blenden in ein durchgeschleiftes Videosignal die Funkuhrzeit oder GPS-Zeit einschliesslich Sekundenanzeige in einer Fußzeile ein. Derartige Geräte vereinfachen die Zeitbestimmung, sind deswegen aber nicht genauer. Die Einzelbilder müssen nicht mehr von der Funkuhreinblendung weg abgezählt werden, eine Zählung vom letzten Sekundensprung weg genügt. Nur ein Time-Inserter der in der Lage ist auch die Millisekunden einzublenden, die vom letzten Funkzeit-Sekundensprung bis zum VSync-Signal des aktuellen Video-Halbbildes vergangen sind, bringt wirklich einen Vorteil. Da hat man in jedem Video-Halbbild die Zeit mit drin. Nur die Interpolation der Bedeckungszeitpunkte innerhalb eines nun zeitlich exakt zugeordneten Videohalbbildes von 20msec Belichtungsdauer (oder einem vielfachen davon) ist nach wie vor erforderlich. Selbst wenn der Time-Inserter die Zeitpunkte Millisekundengenau einblendet, ist (über die Interpolation hinaus) keine weitere Steigerung der Genauigkeit möglich. Anders ausgedrückt: was nützt die Einblendung der Zeit in Millisekunden, wenn bestenfalls nur alle 20 Millisekunden ein neues Videohalbbild verfügbar ist.

    Am TV-Schirm sieht man die Halbbilder nicht einzeln, sondern das zu einem Vollbild zusammengesetzte Paar zweier Halbbilder mit ihren geraden bzw ungeraden Bildzeilen (interlaced). Ohne Trennung in Halbbilder gibt es nur 25Bilder/Sekunde mit einer Zeitauflösung von nur 40 Millisekunden. Manche Geräte (hochwertige Videorecorder und Framegrabber mit 50B/s) können im Einzelbildmodus (beim Videorecorder mit dem Jog-Rad) die Halbbilder des Videosignals getrennt darstellen.

    Für eine noch höhere zeitliche Auflösung bis unter die Millisekunde ist nach wie vor das klassische Gleichstromphotometer mit schneller digitaler Aufzeichnung zweckmäßig. Für unsere Kleinplaneten-Sternbedeckung wäre das aber reichlich übertrieben.

    http://www.dangl.at/aurst_10.htm Analyse von Zeitinformation in Videosignalen
    http://www.geocities.com/kiwi_36_nz/kiwi_osd/kiwi_osd.htm und http://www.pfdsystems.com/kiwiosd.html Time-inserter

    Unsere Aufnahmeanordnung

    Normalerweise verwenden wir die Videokamera Watec-120N zur Aufnahme von Sternbedeckungen und anderer schneller Vorgänge am Himmel, wobei zur Aufzeichnung ein Hi8-Videorecorder oder ein Pinaccle-Framegrabber zum Einsatz kommt. Die Zeitnehmung erfolgt wie oben beschrieben, durch Aufnahme unserer Bedeckungsfunkuhr. Leider konnten wir in der ganzen Hektik vor dem Ereignis dass dazu notwendige kleine CS-Mount-Videoobjektiv nicht finden. Als Alternative benutzen wir deshalb die Toucam-Webcam mit ihrem Orginalobjektiv. Damit haben wir einerseits die mit der Watec aufgenommen Bilder der Sternbedeckung vom Fernsehbildschirm abgefilmt und danach unsere Bedeckungs-Funkuhr aufgezeichnet. Die Bildrate der Watec war auf 12.5 Bilder/sec (entspricht einer Belichtungszeit von 80msec) eingestellt. Die Webcam zeichnete mit 30 Bilder/sec auf. Der doppelte Abtastvorgang über 2 CCD-Kameras hat die Zeitmessung der Bedeckungszeitpunkte erheblich erschwert.

    Videoaufzeichnung

    Der Clip zeigt die Videoaufzeichnung von der Sternbedeckung in Echtzeit, hier beschnitten auf den eigentlichen Bedeckungsvorgang. Das Flimmern und der dünklere Streifen im Bild sind eine Folge der unterschiedlichen Bildfrequenzen von Watec und Webcam. Weiters ist auch während der Sternbedeckung ein schwaches Signal erkennbar. Es entspricht der Helligkeit des Kleinplaneten selbst. Der Stern hat eine Helligkeit von mag 10.2 während der Kleinplanet mit mag 12.5 angegeben ist.

    Auswertung

    Die beiden Diagramme (oben oder links Bedeckungsbeginn, unten oder rechts Bedeckungsende) sind eine graphische Darstellung des gemessenen Helligkeitsverlaufes. Wenn die im rechten Diagramm sichtbare Stufe beim Helligkeitsanstieg auf einen Doppelstern zurückzuführen wäre, dann müsste die Stufe spiegelbildlich auch beim Helligkeitsabfall auftreten. So aber bedeutet die Stufe nur dass das Ende der Sternbedeckung etwa in der Mitte einer Einzelbildbelichtung fällt, während der Beginn der Sternbedeckung weitgehend mit einem Bildwechsel der Aufnahmekamera zusammenfällt. Unsere Videoaufzeichnung wurde von Dr. Michael Schmid (Institut für allgemeine Physik, TU-Wien) untersucht. Michael hat die hier gezeigten Diagramme mit Hilfe von Imagej angefertigt. Der Maßstab der y-Achse gibt die Helligkeitsänderung in Magnitudes an. Der Helligkeitssprung entspricht somit dem erwarteten Wert. Die x-Achse ist mit den Nummern der 30 Einzelbilder pro Sekunde (Webcam) beschriftet. Die blaue Kurve unten zeigt die Korrelation des hochfrequenten Anteils des Bildhintergrundes mit jenem des Vorgängerbildes. Wo keine Korrelation sichtbar ist (blaue Kurve zeigt Spitz nach unten), da hat offenbar ein Bildwechsel bei der Watec-Kamera stattgefunden.

    Dieses Bild zeigt den Zusammenhang zwischen den 50 Halbbildern pro Sekunde des Videosignals der Watec-Kamera und den 30 Vollbildern pro Sekunde der Webcam. Der Bildadditions-Stufenschalter der Watec-Kamera war auf Stellung=2 gestellt, sodass 4 Halbbilder des Videosignals durch die Kamera addiert worden sind wodurch sich die 12.5 Bilder/sec und die Belichtungszeit von 80 Milisekunden erklären.

    Messergebnis

    Der Beginn der Bedeckung erfolgte am 21.04.2007 um 22:46:50.68 UT. Das Ende der Bedeckung um 22:46:57.50 UT. Die Messtoleranz wurde in beiden Fällen mit +/- 0.05 Sekunden angegeben, angesichts der Probleme mit der Aufnahmeanordnung ist das doch ein guter Wert. Alle zur Zusammenfassung mit den Ergebnissen anderer Beobachter notwendigen Daten sind im Report-Formular zusammengestellt und an Eric Frappa gesendet worden. Das Ergebnis sieht man hier.

    Geographische Verteilung aller Beobachter

    Alle Beobachtungen entlang des Schattenverlaufes sind hier zu sehen. Ob nun eine Bedeckung beobachtet wurde oder nicht, ist darin farblich gekennzeichnet. Die Buchstabenkombination entspricht den Anfangsbuchstaben des Namens der Beobachter. Aus all diesen Beobachtungen ergibt sich die Form des Schattens und somit der Umriss des Kleinkörpers

    Die Nummern sind folgenden Beobachtern zugeordnet

    (M) bedeutet ein negatives Messergebnis (also keine Bedeckung).

    Zusammenfassend kann gesagt werden, dass der beobachtete Umriss von Thetis 75.4km +/- 1.6km mal 63.6km +/- 1.2km beträgt. Das entspricht der eingepassten gelben Ellipse im Bild. Ein Vergleich mit dem bisher bekannten Durchmesser von 93.2km ± 2.5 km bedeutet nicht unbedingt, dass dieser Wert falsch ist. Rotationsbedingt hat uns Thetis einen kleineren Umriss gezeigt. Eine unregelmässige Form des Kleinkörpers mit Durchmessern zwischen 63km und 93km ist somit nachgewiesen.

    Links zum Messergebnis

    http://www.sternwarte.at/wega/2007-05.pdf Artikel von H.Raab mit Schilderung seiner eigenen Beobachtung und Bezugnahme zu unserer Messung sowie der Präsentation einer anderen Bedeckung mit überraschendem Ergebnis (lesenswert)

    http://www.euraster.net/results/2007/index.html#0421-17 Daten aller Beobachter


    13.01.2007: Komet McNaught C/2006 P1
    Bild 232 kB: McNaugt Summenbild (Ausschnitt) Bild 4.7MB: McNaugt Summenbild Bild 2.7MB: McNaugt allerletztes Bild der Abendsichtbarkeit Bild 2.7MB: McNaugt Eindruck mit freiem Auge Bedingt durch die Witterung und die Beschränkung auf das Wochenende konnten wir den Kometen nur am letzten Tag seiner Abendsichtbarkeit auf der Nordhalbkugel, also am Samstag den 13.01.2007 an unserer Sternwarte beobachten. Tagsüber war es noch stark bewölkt bis bedeckt. Aus diesem Grund haben wir keinen Versuch unternommen, den Kometen am Tag mit dem großen Teleskop der Sternwarte einzustellen. Erst am Abend klarte es langsam auf. Die Überprüfung der Sichtbarkeit in Horizontnähe mit Hilfe des PC, ergab einen Untergang des Kometen über dem Kolomannsberg mit seiner Radarstation. Um den Kometen einige Minuten länger sehen zu können, haben wir die naheliegende Heissinghöhe aufgesucht. Unser Beobachtungsplatz lag damit auf 850m Seehöhe, 150m höher wie die Sternwarte. Beobachtet wurde mit Feldstechern. Fotografiert mit der Eos5D und Canon-Zoomtele 100-400 IS bei Blende 1:5.6 und 200ASA. Die erste Aufnahme entstand gegen 16:30 Uhr mit 1/6000sec Belichtungszeit und 220mm Brennweite. Der Komet ist etwa in Bildmitte als Lichtpunkt mit schwachem Schweifansatz auszumachen. Wir zeigen das Bild hier deswegen, weil es den visuellen Eindruck bei freiäugiger Sicht am besten wiedergibt. Auch wenn es sich um den hellsten Kometen der letzten 30 Jahre handelt, bedingt durch die Nähe zur Sonne war er eben nicht deutlicher zu sehen. Gegen 16:50 Uhr fertigten wir eine kleine Bilderserie an bevor der Komet in die Cirruswolken und Kondensstreifen eintauchte, mit 400mm Brennweite und je 1/400sec Belichtungszeit. Die Bilder wurden auf den Kometenkern rückzentriert. Dadurch erscheint der Horizontverlauf zwar unscharf, der Schweif des Kometen tritt jedoch besser hervor. Das letzte Bild von Mc-Naught ist wieder ein Einzelbild ohne jegliche Bildverarbeitung und zeigt den Kometen unmittelbar vor seinem Untergang hinter dem bewaldeten Kolomannsberg (400mm Brennweite 1/200sec Belichtungszeit). Es ist damit auch das allerletzte Bild von der Abendsichtbarkeit des Kometen auf der Nordhalbkugel der Erde.

    Beobachtung geostationärer Satelliten
    Video 30MB: Bewegung der Astra-SatellitenIn einem kleinen Fachartikel haben wir die Methoden zur Beobachtung geostationärer Satelliten und die dabei sichtbaren Phänomene beschrieben. Im Gegensatz zu den umlaufenden Satelliten kann hier jeder mitmachen der in der Lage ist, Sterne mit Magnitude 10 bis 14 in seinem Teleskop noch zu sehen. Goto-Teleskope sind im Vorteil, anderenfalls muss man die Kunst des "Starhopping" beherrschen. In unserer Galerie gibt es Beispiele zu den sichtbaren Bewegungsabläufen dieser Satelliten.

    Die Sternwarte als Aussichtswarte
    Die RANA auf der Sternwartenkuppel Die RANA auf der Sternwartenkuppel Die RANA auf der Sternwartenkuppel Die RANA auf der Sternwartenkuppel Die RANA auf der Rolldachsternwarte Die RANA auf der Rolldachsternwarte Die RANA auf der Rolldachsternwarte
    Auch auf diese Weise kann man den Schutzbau vom 50cm RC-Teleskop nutzen, denn der First unseres Drehdaches bietet eine weite Sicht ins Tal der Vöckla. Der geöffnete Beobachtungsspalt dient dabei als Aufstiegshilfe. Der Abstieg erfolgt zum Glück nicht über das Teleskop sondern durch einen gezielten Sprung auf den Kuppeldrehkranz. Allzu gerne würde die Rana diesen Weg auch während einer nächtlichen Beobachtung beschreiten. Aus Sicherheitsgründen (sowohl was die Sicherheit der Rana betrifft als auch die Sicherheit des Teleskops) ist dies leider nicht erlaubt. Auch das verschiebbare Dach der kleineren Sterwarte ist ein beliebter Aussichtsplatz.

    Durch die Katzen-Funkortung mit dem Elpet-Gerät kann der Beobachter rechtzeitig gewarnt werden, wenn nächtlicher Besuch in der Sternwarte lautlos auf Samtpfoten erfolgt. Als Mitglied unseres Teams steht ihr der Besuch auch zu, doch es ist notwendig Sie ein wenig im Auge zu behalten.


    Komet C/2006 M4 Swan
    Komet Swan im 50cm RC [Bild 281kB] Der Komet wurde nur einmal am 14.10. 2006 gegen 19:30 Uhr MESZ in Harpoint mit dem 50cm-RC beobachtet. Visuell (50cm-RC und Feldstecher 11x80 sowie 15x45 IS) nur asymetrische Koma ohne Schweif sichtbar. Aufgenommen mit Canon EOS5D. Fünf Einzelbelichtungen mit je 90 Sekunden Belichtungszeit bei 800ASA. Keine Flatfield- und Dunkelbildkorrektur. Bei Addition von 5 Einzelbildern wird ein schwacher Gasschweif sichtbar. Für nähere Untersuchungen der Kernregion nicht lohnenswert. Einige Tage zuvor und auch danach war der Schweif deutlicher sichtbar. Leider konnten Komet Swan im Teleobjektiv (Sofienalpe) [Bild 277kB]wir unsere Sternwarte nur an einem Wochenende nutzen.

    Weitere visuelle Beobachtungen erfolgten in Wien auf der Sofienalpe und in Niederösterreich (Stollberg nähe Klammhöhe). Auf der Sofienalpe entstand zusammen mit Herrn Michael Grünanger aus Wien eine Aufnahme mit Eos5D+Teleobjektiv, Beobachtung des Kometen in Stollberg Nähe Klammhöhe [Bild 1630kB]montiert auf seiner alten C8-Gabelmontierung. Die beiden Gabelarme der Montierung wurden von Herrn Grünanger mit einem Brett verbunden, und können so beliebige kleine Instrumente oder Kameras tragen. Genaue Aufnahmedaten siehe hier. adaptierte C8-Gabelmontierung: Sucher, Anschlagschiene und StativschraubeMan vergleiche dazu den Beobachtungsbericht der WAA zur gleichen Zeit am gleichen Standort.

    Neben der Strasse nach Stollberg wurde der Nachthimmel mit der Eos5D+Weitwinkelobjektiv abgelichtet. Eine kleine Aufgabe für unsere Leser: Sie können den Kometen auf der hier links gezeigten Panoramaaufnahme des Beobachtungsplatzes suchen. Sie entstand am 17.10.2006 gegen 20 Uhr, Aufnahmedaten siehe hier.

    13.05.2006: Komet Schwassmann-Wachmann 73P in Erdnähe
    Bild 155kB: Schwassmann-Wachmann 73P Fragment B Nur zwei Komponenten des zerfallenden Kometen konnten (wetterbedingt lediglich in einer Nacht) durch Wolkenlücken und starkem Dunst hindurch bei Mondlicht aufgenommen werden. Bei diesen Bedingungen wollten wir unsere hochwertige CCD-Kamera 2 nicht einsetzen und haben deswegen nur eine vergleichsweise unempfindliche DSLR-Kamera verwendet. Die CANON Eos5D hat bei einer gemessenen Temperatur von 8.5°C nur wenig Dunkelstromrauschen und Elektroluminiszenz bei langen Belichtungszeiten. Beide Aufnahmen sind am 50cmRC-Teleskop bei vollen 4m Brennweite je 8x60 Sekunden belichtet. Die Teleskopnachführung folgt sebstverständlich in beiden Achsen dem Kometen. Die scheinbar verwackelten Strichspuren geben nur das miserable Seeing wieder. Die Bilder zeigen nicht das volle Kleinbildformat sondern stellen eine Ausschnittvergrößerung dar. Jeweils 8 Einzelaufnahmen wurden auf den Kometen rückzentriert und addiert. Auf eine Farbwiedergabe wurde der Einfacheit halber verzichtet. Weitere Details sind in der Galerie beschrieben.

    Bild 142kB: Schwassmann-Wachmann 73P Fragment C Interpretation: Die in der Helligkeit nur schwach entwickelte Komponente C zeigt zwei breit gefächerte Jets in gegenüber liegenden Richtungen. Zwischen diesen Jets ist die Koma deutlich eingeschnürt. Der Bahngeometrie nach handelt es sich nicht um einen Gegenschweif.


    29.03.2006: Totale Sonnenfinsternis in der Türkei
    Bild 221 kB: das lange warten der Sofi-Beobachter Bild 158 kB: schmale Sichel der Sonnenscheibe Bild 198 kB: Panorama Beobachtungsplatz in der partiellen Phase Bild 125 kB: Gruppenbild der Sofi-Beobachter Die totale Sonnenfinsternis am 29.03.2006 hat unser Sternwarten-Team auf einem Hügel in der Nähe der Manavgat-Wasserfälle in der Türkei beobachtet. Der Schwerpunkt lag dabei auf der visuellen Beobachtung mit Hilfe mehrerer hochwertiger Feldstecher. Nur nebenbei entstanden auch einige Aufnahmen der Sonnenkorona sowie ein Video zur Dokumentation des Helligkeitsverlaufes. Der Beobachtungsstandort ermöglichte eine freie Rundumsicht in die Landschaft. Nur wenige andere Sofi-Fans (u.a. aus Deutschland, Holland, USA und Israel) haben diesen Standort genutzt, siehe Gruppenbild. Die Bilder zeigen auch den Grundstücksbesitzer, einen türkischen Bauern und seinen Sohn die begeistert durch die aufgestellten Instrumente schauten. Der Himmel war fast wolkenlos, die wenigen Zirruswolken hielten sich zum Glück von der Sonne fern. Fliegende Schatten sind nicht aufgetreten. Probleme traten erst nach der Sonnenfinsternis auf, als wir bei der Abfahrt mit unserem alten Campingbus (VW-T3) in zu weichem Untergrund bis zu den Achsen versunken sind. Mit tatkräftiger Mithilfe der anderen Sofi-Beobachter und eines Wagenhebers konnten wir uns befreien und unsere 3-wöchige Rundreise in der Westtürkei und Nordgriechenland fortsetzen.

    Aufnahmetechnik:
    Für die Aufnahmen der Sonnenkorona kam eine EOS-5D Digitalkamera (Spiegelvorauslösung, Fernsteuerkabel) mit Teleobjektiv Sigma 600mm f8 zum Einsatz, eine Art Cassegrain mit fix eingebautem Telekonverter (Zerstreuungslinse) zur Ausleuchtung des vollen Kleinbildformates. Leider war uns die Befestigung des alten M42-Objektivs am EOS-Bajonett der Kamera nur über 2 Adapter möglich, was zu einer leichten Verkippung führte. Nachgeführt wurde mit einer Vixen Super-Polaris Montierung auf selbstgebauten Holzstativ. Etwa 1.5 Minuten nach Beginn der Totalität konnte eine kleine Belichtungsreihe angefertigt werden. Weitere Details sind in der Galerie beschrieben.
    wmv-Video 20MB: Verlauf des Helligkeitsgradienten

    Das Video wurde mit einem HI8-Camcorder aufgenommen. Die Blende ist vor Beginn der Totalität auf 2 Lichtwerte Überbelichtung fixiert worden. Auf diese Weise war es möglich, den Verlauf der Himmelshelligkeit in Echtzeit zu dokumentieren. Die Aufnahme zeigt den Horizont in Richtung Süden. Am Ende der Totalität erfolgt ein Schwenk in Richtung Nordosten um den über das Taurusgebirge abziehenden Mondschatten besser zeigen zu können. Weitere Details sind in der Galerie beschrieben.

    Bildverarbeitung:
    Die Bildverarbeitung der Koronaaufnahmen im cr2-Rohformat erfolgte mit IRIS. Ein Problem war dabei die Rückzentrierung der einzelnen Aufnahmen der Belichtungsreihe. Da die Belichtungsreihe leider nur in ganzen Blendenstufen vorlag, war eine Rückzentrierung auf Strukturen der Korona wegen des großen Helligkeitsgradienten nicht möglich. Es musste der Mondrand zur Rückzentrierung herangezogen werden, wobei die Eigenbewegung des Mondes zwischen den Einzelaufnahmen berechnet und zum Verschiebungsvektor addiert wurde. Im fertigen Bild ist der Mondrand deswegen unscharf, die Strukturen der Korona hingegen scharf abgebildet. Selbst solche eigentlich einfachen Operationen sind mit den gängigen Bildverarbeitungsprogrammen wie z.B. Astroart oder Maxim-dl nach wie vor nicht möglich und man muss auf das komandozeilenorientierte IRIS zurückgreifen.

    Auf das fertige Bild wurde noch ein Rotationsgradientenfilter (Larsen-Sekanina-Filter) angewendet um auch die Ausläufer der Korona sichtbar zu machen. Der Drehpunkt des Filters war die Sonnenmitte.

    Interpretation:
    Wie Eisenfeilspäne auf einem Blatt Papier über einem Dauermagneten gehalten, so sehen die großräumigen Strukturen der Sonnenkorona auf den ersten Blick aus. Dieser Eindruck entsteht wegen des Aktivitätsminimums der Sonne. Die magnetischen Pole der Sonne sind unverkennbar. Erst auf den zweiten Blick bemerkt man die starken Inhomogenitäten des Feldes. In unmittelbarer Nähe der Sonnenscheibe bilden starke lokale Magnetfelder kleinere Bögen aus, welche um die Aktivitätszentren (Protuberanzen) angeordnet sind. Dazwischen kommt es zu scheinbaren "Verwirbelungen" und der Bildung von "Strahlen" die weit über den Rand der Sonne hinausragen. Bild 364kB: Sonnenkorona mit Rotationsgradientenfilter dargestellt Bild 161kB: Sonnenkorona Schwarzweiss-Aufnahme kontrastverstärkt Bild 209 kB: Sonnenkorona Farbaufnahme


    29.03.2006: Nachtrag zur totalen Sonnenfinsternis: Fliegende Schatten (Gastbeitrag)
    Video 26MB: Fliegende Schatten in der Libyschen WüsteWir selbst konnten letztes Jahr bei der totalen Sonnenfinsternis in der Türkei keine fliegenden Schatten beobachten. Da das Auftreten derselben nicht prognostiziert werden kann, sollte man bei jeder Sofi-Expedition damit rechnen und entsprechende Vorkehrungen zur Dokumentation dieses seltenen Phänomens einplanen. Herr Andreas Mauritz aus Wien hat das auf unsere Empfehlung hin getan und konnte mitten in der Libyschen Wüste mit Hilfe eines ausgebreiteten weissen Leintuches und der Video-Funktion seiner Digitalkamera die fliegenden Schatten dokumentieren. Die seiner Schilderung nach visuell auffallend deutlich sichtbaren Schatten sind am entstandenen Video jedoch nur durch nachträgliche Bildverarbeitung sichtbar zu machen. Grund dafür sind die Falten des Leintuches, eine glatte Fläche wäre hier besser gewesen. Auf eine nachträgliche digitale Glättung des faltigen Hintergrundes haben wir des natürlichen Eindrucks wegen verzichtet. Ebenso auf eine genaue Vermessung und mathematische Auswertung. Wir präsentieren das Ergebnis hier mit 2 unterschiedlichen Varianten bei der Kontrastverstärkung. Das Video läuft in Echtzeit ab und zeigt deutlich die Länge und die unterschiedliche Intensität der Erscheinung. Sichtbare Sprünge in der Helligkeit sind Aufnahmebedingt.

    Bei den fliegenden Schatten handelt es sich um ein Phänomen der atmosphärischen Optik. Sie entstehen durch Lichtstrahlen, die ausgehend von einer Punkt- oder Spaltförmigen Lichtquelle (wie sie beim zweiten und dritten Kontakt einer totalen Sonnenfinsternis gegeben ist) einen unterschiedlichen Weg nehmen bei ihrer Durchquerung der turbulenten Luftzellen in der Atmosphäre mit ihren Dichtevariationen. Wegunterschiede in der Größenordnung der halben Lichtwellenlänge führen dann zur Auslöschung durch Interferenz und damit zu einem Schatten (man erinnere sich an den Doppelspaltversuch der Wellenoptik im Physikunterricht aus der Schule). Für die Bewegung der Interferrenzstreifen am Boden ist der Wind in einer gewissen Höhe über dem Erdboden massgeblich. Der Wind ist vermutlich auch dafür verantwortlich, dass die fliegenden Schatten so selten zu sehen sind. Nur bei passender Windgeschwindigkeit fallen die Schatten infolge ihrer Bewegung auf.

    Literatur:
    Jones, Barrie W.: Shadow Bands Explanation = http://www.williams.edu/Astronomy/IAU_eclipses/explanation.html

    Jones, Barrie W.:Shadow bands during the total solar eclipse of 26 Februar 1998,
    Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrical Physics 61, 965-974 (1999)

    Codona, J, L: The scintillation theory of eclipse shadow bands. = http://adsabs.harvard.edu/abs/1986A&A...164..415C
    Astronomy and Astrophysics 164, 415 - 427 (1986).

    Codona, J. L.: The Enigma of Shadow Bands, Sky and Telescope, 81: 482, (1991) = http://adsabs.harvard.edu/abs/1991S&T....81..482C


    05.02.2005 und 10.07.2005: Supernovas in M51 und ngc3690
    Bild 264 kB: ngc3690 mit Supernova (Pfeil)Bild 264 kB: ngc3690 mit Supernova animiertes Bild 52 kB: Supernova in m51 (blinkend) Bild 292 kB: m51 mit Supernova Die Typ-II Supernova SN2005cs in M51 wurde am 27.06.2005 vom deutschen Amateurastronom Wolfgang Kloehr entdeckt. Auf unserer Aufnahme vom 10.07.2005 (aufgenommen zwischen 00:54 und 01:34 MESZ) hat sie eine Helligkeit von etwa 14mag. Wir konnten durch Überlagerung unserer alten Aufnahme von M51 aus dem Jahr 2003 ein Bild im animated-gif Format herstellen, in welchem die Supernova als blinkender Lichtpunkt erscheint. Aus Platzgründen zeigt das Bild nur einen Ausschnitt der Galaxie. Die Gesamtansicht von M51 mit der Supernova ersetzt in der Galerie unser altes Bild.

    Die am 30.01.2005 von "Nuclear Supernova Search" entdeckte Supernova SN2005u in der merging-Galaxie ngc3690 (Arp299) ist vom Typ-IIb und wurde von uns am 05.02.2005 aufgenommen. Sie hatte eine Helligkeit von etwa 15 mag was ihrer Maximalhelligkeit entsprach. Unsere Aufnahmedaten sind in der Galerie zu finden.

    Nähere Angaben auf fremden Seiten dazu: SN 2005 u , SN 2005 cs

    17.06.2005: Schulführung mit Sternen-Nacht und Abenteuer-Camp
    Auch 2005 waren die Schüler der 4. Schulstufe der Volksschule Vorderfager zum Besuch in Harpoint eingeladen. Diese Schüler hatten im letzten Schuljahr die Bild 60 kB: Schulbesuch 2005Projektarbeit mitgestaltet, durften aber erst heuer die Sternwarte besuchen. Eine eigene, neue Projektarbeit ist den Sparmaßnahmen zum Opfer gefallen, die leider auch in Österreich im Bildungsbereich immer mehr um sich greifen. Ein geführter Besuch der Weltraumhalle im Salzburger "Haus der Natur" am Vormittag musste als Vorbereitung genügen. Wir haben die Schulführung zum Anlass genommen, unseren Planetenweg zu perfektionieren und ein Mini-Planetarium aufzubauen. Leider war auch diesmal der Himmel durch zeitweise durchziehende Wolken beeinträchtigt. Die Anwendung der selbstgebastelten drehbaren Sternkarten konnte aber mit Hilfe des im Freien aufgebauten Planetariums trotzdem schön demonstriert werden. Mit dem großen 50cm RC Teleskop wurden Jupiter, M13, M57, M27, M17, M11, der Mond und der Doppelstern "Albireo" im Sternbild Schwan beobachtet. Erst gegen 2 Uhr Nachts setzte dann die Müdigkeit ein. Übernachtet wurde im "Camp" auf der Veranda des zur Sternwarte gehörenden Wohnhauses. Am nächsten Tag konnte noch die Sonne in der kleinen Sternwarte beobachtet werden. In Ermangelung von Sonnenflecken wurden die Protuberanzen am Rand der Sonne mit dem 10cm Refraktor und Protuberanzenansatz hergezeigt. Jeder Schüler erhielt noch eine ausführlich bebilderte Beschreibung der Sternwarte zur Erinnerung.

    04.12.2004 und 08.01.2005: Komet Machholz (C2004 Q2)
    Bild 428 kB: Komet Machholz bei den Plejaden Bild 424 kB: Komet Machholz bei den Plejaden Bild 259 kB: Komet Machholz: Jets (Angulargradientenfilter) Bild 94 kB: Komet Machholz: Differenzbild Bild 184 kB: Komet Machholz: Zentrum Trotz der schwachen Aktivität im Kernbereich des Kometen haben wir unsere bewährten Methoden der Bildverarbeitung zur Visualisierung der Jets angewendet. Das Differenzbild macht deutlich wie sich innerhalb einer Zeitspanne von 6 Minuten die Strukturen der Jets im Kernbereich aber auch im Gasschweif des Kometen durch Rotation des Kometen verändern. Durch Subtraktion der Koma mit Hilfe eines Angulargradientenfilters werden die Jets im Kernbereich noch deutlicher sichtbar. Der Angulargradientenfilter hat eine ähnliche Wirkung wie der bekannte Rotationsgradientenfilter (Sekanina-Filter), erzeugt jedoch viel weniger Artefakte an den Kometenstrukturen. Weiters zeigen wir 2 Aufnahmen in denen der Komet in der Nähe der Plejaden zu sehen ist. Diese Aufnahmen wurden mit einem 200mm NIKON Teleobjektiv gemacht. Deutlich ist der große Winkel von über 90° zwischen Gasschweif und Staubschweif erkennbar. Das auf diesen Aufnahmen sichtbare Blooming bei hellen Sternen ist kamerabedingt und wurde mit Absicht nicht retouschiert. Das entspricht eher unseren Vorstellungen von einer minimalistischen, den Bildinhalt möglichst nicht verfälschenden Bildverarbeitung. Alle Aufnahmedaten sind in der Galerie zu finden.

    14.12.2004 und 24.02.2003: Beobachtung des Lichtechos V838 Mon
    Bild 113 kB: Lichtecho V838 MonDas Lichtecho um V838 im Sternbild Monoceros (Position J2000 RA=07:04:04.85 DE=-03°50'51.1") wurde von uns schon vor 2 Jahren erstmals beobachtet und mit der CCD-Kamera am 24.02.2003 aufgenommen. Eine zweite Aufnahme gelang uns am 14.12.2004 und ermöglicht nun einen Vergleich. Aufnahmedaten zu den Bildern sind in der Galerie zu finden.

    Bei diesem Stern entdeckte der australische Amateurastronom Nicolas Brown im Januar 2002 eine deutliche Helligkeitszunahme. Prediscovery-Aufnahmen wurden im Archiv der einfachen Amateur-Internet-Kamera Stardial gefunden. Plötzliche Berühmtheit erlangte der inzwischen als V838 Mon benannte Stern aber einen Monat später, als er in der Nacht vom zweiten auf den dritten Februar 2002 innerhalb weniger Stunden einen steilen Helligkeitsanstieg von ca 11,1mag auf etwa 8,0mag vollführte. In den darauf folgenden Tagen stieg die Helligkeit allmählich bis auf 6,7mag an, und aus V838 Mon war ein leichtes Feldstecherobjekt geworden. Der Ausbruch von V838 Mon war in etwa ähnlich dem einer Nova, einem häufiger vorkommenden Sternenausbruch. Eine typische Nova wird erzeugt, wenn ein normaler Stern in einem engen Doppelsystem den Wasserstoff seiner äußeren Hülle an seinen Begleiter, einen kompakten weißen Zwerg abgibt. Der Wasserstoff strömt spiralförmig zum Partnerstern hinüber, reichert sich allmählich dort an und zündet spontan die CNO-Fusionsreaktion von Wasserstoff zu Helium. Dieser Vorgang sprengt die äußere Sternhülle ab und legt den ausgebrannten Sternenkern des weissen Zwerges frei, der mehrere hunderttausend Grad heiß ist. Der ganze Vorgang kann sich in mehrjährigen Abständen wiederholen (rekurierende Nova). Verschiedene Untersuchungen kamen zu dem Ergebnis, das es sich bei V838 Mon nicht um eine normale Nova handelte, sondern um einen Stern mit Ähnlichkeiten zu FG Sge, aber auch mit einigen Unterschieden. Die Spektren deuten auf einen Abfall der Temperatur, was mit dem Aufblähen des Sterns ohne das Absprengen seiner äußeren Hüllen erklärt werden kann. Der Stern ist so einzigartig, dass er eine Überbrückungsphase in der Sternevolution darstellen könnte, die man nur selten sieht.

    Nicht nur für Veränderlichenbeobachter interessant ist ein schnell expandierendes Lichtecho vom markanten Helligkeitsausbruch, welches noch im Februar 2002 entdeckt wurde. Es war zunächst aber nur im UV-Bereich und im Blauen sichtbar, wo der aufallend rote Stern selber nicht so störte. Das Lichtecho wurde auch von überraschten visuellen Beobachtern gemeldet, die von seiner Existenz noch gar keine Ahnung hatten. Ende April 2002 hatte das Lichtecho einen Durchmesser von etwa 35 Bogensekunden erreicht und war damit auch für durchschnittlich gut ausgerüstete Amateure kein großes Problem mehr. Das Licht des Ausbruchs ist im astronomischen Zeitmaßstab betrachtet mit einem Blitzlicht vergleichbar, das an dem um den Stern liegenden Staub gestreut wird. Dieses sich mit Lichtgeschwindigkeit ausbreitende Lichtecho beleuchtet so die weiter aussen liegenden alten Staubhüllen, die der Stern offenbar bei seinen früheren Aktivitäten verloren hat.

    Quellen:
    BAV
    IAU-Cirkular zur Entdeckung
    Astrophysics abstract J.P. Osiwala et al
    Astrophysics abstract N.Soaker and R.Tylenda
    viele weitere Artikel sind durch googeln nach "V838" auf Domains mit der Endung ".edu" zu finden

    2 Jahre nach unserer ersten Aufnahme ist das Lichtecho im Dezember 2004 ähnlich wie ein planetarischer Nebel nun ringförmig um den Stern V838 zu sehen. Seine Helligkeit hat sich soweit abgeschwächt, dass eine Beobachtung nur mehr mit sehr lichtempfindlichen CCD-Kameras möglich ist. Verglichen mit einer im Oktober 2004 gemachten Aufnahme von Hubble Space Telescope hat sich das Lichtecho auf unserer Aufnahme geringfügig weiter ausgebreitet. Wir hoffen mit unserer leistungsfähigen CCD-Kamera 2 das Lichtecho noch einige Zeit weiterverfolgen zu können.

    25.06.2004: Schulführung mit Sternen-Nacht und Abenteuer-Camp
    Bild 50 kB: SonnenbeobachtungAls Höhepunkt und Abschluss einer vorbereitenden Projektarbeit waren die Schüler der 4. Schulstufe der Volksschule Vorderfager zum Besuch in Harpoint eingeladen. Im Gegensatz zum üblichen Klassenausflug zu einer Volkssternwarte konnten sie auf dem Gelände unserer Sternwarte auch übernachten und hatten so die Gelegenheit sich intensiv mit dem Thema Astronomie auseinanderzusetzen. Jeder konnte so lange aufbleiben, so lange er wollte. Während die Ersten so gegen ein Uhr früh in ihre Schlafsäcke krochen, waren die Letzen bis zur Morgendämmerung um 3 Uhr dabei. Trotz widriger Wetterumstände (es zogen immer wieder Wolkenfelder durch) wurden umfangreiche Beobachtungen durchgeführt. Bild 50 kB: VenusbeobachtungSonnenflecken, Protuberanzen und die schmale Venussichel konnten am Tag beobachtet werden. In der Nacht waren dann Jupiter mit seinen Monden, der Erdmond im ersten Viertel, Komet C/2003 K4 LINEAR im Sternbild Herkules, der Kugelsternhaufen M13, der offene Sternhaufen M11, die planetarischen Nebel M57und M27, der zweifarbige Doppelstern "Albireo" im Sternbild Schwan, die diffusen Gasnebel M16, M17, M20, NGC6992, NGC6995, NGC6960, unsere Nachbargalaxie M31 mit Begleiter, sowie Uranus und Neptun im 50cm-Teleskop zu sehen. Gerade die Planeten waren für die Schüler ja von besonderem Interesse, sie hatten sich ja vor dem Besuch intensiv mit dem Planetensystem auseinandergesetzt und jeder wollte jetzt wenn möglich "seinen" Planeten auch sehen. Neben derBild 50 kB: Planetenweg wird abgesteckt Beobachtung mit den Teleskopen gab es auch ein entsprechendes Rahmenprogramm. So erfolgte unter freiem Sternenhimmel eine Einschulung zur Benutzung der selbstgebastelten drehbaren Sternkarten und auch ein eigener Planetenweg im Maßstab 1:7000000000 wurde am Gelände der Sternwarte ausgesteckt. Als Sonne diente ein Luftballon mit 20cm Durchmesser. Die erste Version war ein roter Luftballon der jedoch zu stark aufgeblasen wurde. So endete dieser "rote Riese" mit einer laut knallenden Supernova. Die zweite Version der Sonne (bezeichnenderweise in Gelb) hatte dann die richtige Größe und Lebensdauer. Die Planeten hatten ja nur Durchmesser etwa zwischen Stecknadelkopf und Glasmurmel. Zweckmäßigerweise wurden sie auf laminierten Karten im Formal A4 aufgemalt. So konnten auch die meisten Monde mit ihren Bahnen in der richtigen Größe gezeichnet werden. Bis zum Saturn sind die Planeten auf dem freien Sternwartengelände mit den richtigen Abständen aufzustellen. Ein kurzer Regenschauer verhinderte dann die maßstäbliche Platzierung von Uranus und Neptun im Wald. Der erst wenige Wochen zuvor in der Schule beobachtete Venusdurchgang war mit Hilfe des Planetenweges leicht zu veranschaulichen. Die Verpflegung der Besucher war kein Problem, da auf unserem großen Tisch bis zu 20 Personen platznehmen können. Die gelungene Veranstaltung endete am nächsten Tag mit einem abermaligen Blick auf die jetzt besser sichtbare Venus.

    08.06.2004: Venustransit visuell beobachtet in Wien
    Bild 50 kB: Venusdurchgang wird in der Mittagspause beobachtetDer Bild 22kB: Venus tritt vor die Sonnenscheibe, Digitalkamera freihändig ans Okular gehaltenVenusdurchgang am 08. Juni 2004 konnte aus terminlichen Gründen nicht in Harpoint beobachtet werden. Die Beobachtung fand daher am Wien-Energie Kundendienstzentrum im neunten Bezirk in Wien statt und war angesichts der zahlreichen Besucher ein großer Erfolg. Zur Anwendung kam der Celestron Comet-Catcher (14cm Schmidt-Newton) mit Baader-Solarfolie. Der Tropfen-Effekt und der Lomonossov-Ring war trotz guter Sichtbedingungen beim Eintritt der Venus vor der Sonnenscheibe am Morgen definitiv nicht zu sehen.

    20.05.2004: Komet Neat (C2001 Q4)
    Bild 143 kB: Komet Neat (C2001 Q4)Der Komet konnte wetterbedingt erst zu einem Zeitpunkt beobachtet werden, als er schon merklich an Helligkeit verloren hatte. Trotzdem war neben einem diffusen Staubschweif mit der im Feldstecher sichtbaren Länge von ca. 2.5°, auch ein markanter bläulicher Gasschweif vorhanden. Dieser Gasschweif war allerdings nur mit der CCD-Kamera auszumachen und er hatte eine eigenartige Krümmung. Derartige Phänomene deuten immer auf rasche Veränderungen in der Aktivität am Kopf des Kometen hin. Leider hatten sich sie Sichtbedingungen wieder so verschlechtert, dass statt des geplanten Zeitrafferfilmes nur eine eine einzelne Momentaufnahme möglich war. Eine Untersuchung des Kometenkopfes mit Hilfe des Freeware-Programms IRIS zeigt einen Schnappschuss der dynamischen Strukturen im Inneren der Koma. Weitere Bearbeitungen unserer Aufnahme in der Galerie.

    11.01.2003: zum Teil noch unbekannte Kleinplaneten mit Blinkkomperator gefunden
    In einigen Bildern (aufgenommen 02.12.2002) wurden Kleinplaneten mit Hilfe eines Blinkkomperators sichtbar. Zur Anwendung des Blinkkomperators verwenden wir zwei, mit zeitlichem Abstand gewonnene Aufnahmen. Die Überprüfung mit dem MP-Checker ergab, dass zum Zeitpunkt der Untersuchung am 11.01.2003 etliche "Blinker" in unseren Bildern beim MPC noch nicht registriert sind. Da unsererseits jedoch kein Interesse besteht, als Entdecker von Kleinplaneten irgendwo vermerkt zu werden, überlassen wir dieses Datenmaterial gerne den ehrgeizigeren Kollegen. Die nachfolgende Tabelle gibt Aufschluss über die "Fundstücke", die darin angeführten Helligkeiten laut MPC haben aber offensichtlich nur eine Genauigkeit von +/- 1mag.

    316kB
    NGC876
    MPC Bezeichnung X/Y-Position im Bild Helligkeit laut MPC
    52085 190/1096 17,9
    10659 695/102 19,5
    26918 856/202 19,1
    noch unbekannt 884/548 ~ 19,5

    302kB
    NGC2623
    MPC Bezeichnung X/Y-Position im Bild Helligkeit laut MPC
    2001QC154 87/990 20,2
    2001TY236 448/1235 20,8
    noch unbekannt 1279/1020 ~ 20
    noch unbekannt 1306/587 ~ 21
    noch unbekannt 1303/101 ~ 20

    317kB
    NGC2749
    MPC Bezeichnung X/Y-Position im Bild Helligkeit laut MPC
    Stroncone 56/1184 18,5
    noch unbekannt 1028/254 ~ 19,5
    noch unbekannt 650/289 ~ 21
    noch unbekannt 268/503 ~ 21

    321kB
    Abell397
    MPC Bezeichnung X/Y-Position im Bild Helligkeit laut MPC
    Skepticus 314/901 16,3
    2001QQ35 1098/688 20,7
    noch unbekannt 1067/849 ~ 21

    Die schwächeren Exemplare sind in den hier veröffentlichten JPEG-komprimierten Bildern allerdings kaum erkennbar. Sie verraten sich nur durch ihre Bewegung. Zur astrometrischen Auswertung können wir die Orginalaufnahmen auf Wunsch als fits-files zur Verfügung stellen.

    05.09.2002: 6 Kleinplaneten "auf einen Streich"
    Wenn wir einmal zufällig eine Aufnahme in Ekliptikn?he machen, dann kann so etwas schon mal passieren. Da sind dann eben auch einige Kleinplaneten mit im Bild. Der Hellste unter ihnen (laut MPC mag. 17,6) f?llt ja sofort auf. Mit der richtigen Ausr?stung (50cm RC + CCD-Kamera2) sind aber viel schw?chere auch kein Problem. Weil die Duchsicht in dieser Nacht sehr schlecht war (mit freiem Auge im Zenit mag.4 und keine Milchstrasse zu sehen), mussten wir den tiefstehenden M74 in Summe eine Stunde lange belichten um genügend Photonen von dort zu erhalten. Die lange Gesamtbelichtungszeit hatte zur Folge, dass alle zufällig im Bildfeld befindlichen Kleinplaneten eine deutlich merkbare Strichspur gezogen haben. Die unterschiedlichen Längen und Richtungen der Strichspuren sind durch die Oppositionsschleifen dieser Kleinplaneten erklärbar. Durch Vergleiche mit Teilsummen der Aufnahmesequenz konnten wir Cosmic-events und Bildartefakte mit Sicherheit ausschlie?en. 2 Kleinplaneten konnten unmittelbar mit GUIDE identifiziert werden. 4 weitere Kleinplaneten haben ihre Identität mit Hilfe des "Minor Planet Checkers" vom MPC preisgegeben. Dabei stellte sich heraus, dass drei davon erst ca. zwei Monate nach Entstehung unserer Aufnahme überhaupt entdeckt worden sind. Diese 3 Kleinplaneten sind in der nachfolgenden Tabelle mit einem * gekennzeichnet. Das Datum der Entdeckung verrät auch etwas über die Gewohnheiten der Kleinplanetenentdecker. Sie suchen ihre Kandidaten offensichtlich in der Oppositionsstellung. Für einige dieser Kleinplaneten werden laut MPC noch astrometrische Messungen zur Verbesserung der Bahn gesucht, was mit Hilfe unserer Aufnahme möglich wäre (Interessenten bitte melden).

    357kB
    M74
    MPC Bezeichnung X/Y-Position im Bild Helligkeit laut MPC
    2002 TR88 * 477/350 18,9
    2001 FR158 1217/140 18,8
    2002 TX271 * 1017/449 19,6
    1994 YX3 504/976 20,8
    1998 UC4 1080/950 17,3
    2002 TQ76 * 1182/987 19,9

    GifAnim 7kBDer Kleinplanet 2002TX271 zeigte eine innerhalb des Zeitraumes von einer halben Stunde eine Helligkeitszuhnahme von 0,3mag +/- 0,03mag infolge einer schnellen Rotation. Im nebenstehenden animierten Bild ist sowohl die Bewegung als auch die Helligkeitsänderung des laut MPC 19,6mag hellen Kleinplaneten sichtbar.

    18.08.2002: Kleinplanet NY40 mit hoher Geschwindigkeit nachgeführt
    NY40 DivX-Video 10.2MB Nach einer langen Schlechtwetterperiode wurde NY40, ein "Speedy Gonzales" unter den NEO's bei seinem schnellen Vorbeiflug an der Erde im 50cm Teleskop erfolgreich verfolgt. Zur Positionierung wurden die aktuellen Bahnelemente des MPC verwendet. Die Position für eine konkrete Uhrzeit konnte dann mit Guide ermittelt werden, ebenso die Relativgeschwindigkeit gegenüber dem Sternenhintergrund (ca. 11 Bogensekunden pro Zeitsekunde) sowie der Positionswinkel des Geschwindigkeitsvektors. Diese Daten wurden dann in der Stoll'schen Teleskopsteuerung eingegeben. Da Guide die Ephemeride nur geozentrisch rechnet, war die tatsächliche Position von NY40 ca. 5 Bogenminuten südlich zur berechneten Position.
    Die eindrucksvolle visuelle Beobachtung konnte danach mit der CCD-Kamera 2 auch in einem kleinen Video dokumentiert werden: Der NEO "steht" zunächst in Bildmitte und im Hintergrund sausen die Sterne vorbei. Noch während der Beobachtung beschleunigt NY40 weiter und verlässt seine Position in der Bildmitte. Die Aufnahmeserie, aus der das Video gerechnet wurde, besteht aus 500 Aufnahmen zu je 1s Belichtungszeit und lief von 23:02 bis 23:36 MEZ.


    30.03.2002: Komet Ikeya-Zhang - extrem schnelle Helligkeitsveränderung beobachtet!
    Ikeya-Zhang Rotationsgradient Durch die langanhaltende Schönwetterperiode zum Osterwochenende hin gelangen uns wBild 285KB: Ikeya-Zhangieder ausgedehnte Beobachtungen am 50cm_Teleskop . Der Komet hatte in der Zwischenzeit wieder an Helligkeit zugelegt, mit seinen 4mag konnte man bereits visuell einen Schweifansatz erkennen! Wir nutzten gleichzeitig auch die Rolldachsternwarte für Aufnahmen auf konventionellem Film mit 300mm Teleobjektiv und um erstmals mit einer Nikon Coolpix995 Digitalkamera Kometenphotos zu gewinnen. Allerdings hatten wir wegen der Horizontüberhöhung im Nord-Westen nur ein Zeitfenster von 15min in der nautischen Dämmerung, um alle Aufnahmen mit dem 50cm Teleskop zu gewinnen. Wir begannen mit 30 Aufnahmen zu je 1,5s Belichtungszeit, damit die Kernregion des Kometen nicht überbelichtet wurde, gefolgt von 20 Aufnahmen zu je 10s. Das linke Bild oben wurde aus den langbelichteten Aufnahmen gewonnen (insges. 60s belichtet) und wurde extrem kontrastverstärkt, um noch die schwachen Gasstrahlen sichtbar zu machen, die vom mittlerweile heller gewordenen Staubschweif überdeckt wurden. Das rechte Bild wurde aus den kurzbelichteten Aufnahmen zusammengesetzt (insges. 45s Belichtungszeit) und mit dem Rotationsgradienten-Filter nachbearbeitet. Erst jetzt sind in der Kernregion deutlich komplexe Jetstrukturen erkennbar, die auf mehrere Aktivitätszentren auf der Kometenoberfläche schließen lassen. Angesichts dieser starken Aktivität führten wir eine genauere Untersuchung der Aufnahmen durch:


    Schnelle Helligkeitsveränderungen im Kern:
    Bild 60KB Wir bildeten je ein Summenbild aus den ersten und den letzten 8 Aufnahmen (Belichtungszeit somit 12s) um einen möglichst großen Zeitabstand zu gewinnen. Auf dem nebenstehenden Bild ist das erste Summenbild im logarithmischen Maßstab dargestellt und gibt den visuellen Eindruck durch das Teleskop wieder (linkes Bild von den drei). Dieses Bild wurde mit dem Rotationsgradient kontrastverstärkt und zeigt deutlich die Jets im Kernbereich (mittleres Bild).
    Nun subtrahierten wir die beiden Summenbilder um geringste Helligkeitsveränderungen im Kernbereich sichtbar zu machen. Zuvor aber mußten wir mittels Photometrie eines Feldsternes die Helligkeitspegel der beiden Aufnahmen anpassen, um jedwede atmosphärische Durchsichtsschwankung auszugleichen, was uns mit einer Genauigkeit von 0.07 % gelang.
    Die Differenz aus dem ersten Teilbild, aufgenommen um 20:02:39 MEZ, minus dem um 158 Sekunden später aufgenommenen zweiten Teilbild ist im nebenstehenden Bild ganz rechts dargestellt und zeigt die Veränderungen im Kernbereich des Kometen. Die stärkste Änderung fällt genau mit dem Kometenkern zusammen und macht einen Helligkeitsabfall von 12% aus, im Abstand von 6 Bogensekunden vom Kern beträgt die Abnahme 3,8% und 11 Bogensekunden entfernt noch 2,6%! Insgesamt deckt sich die räumliche Verteilung der Helligkeitsabnahme gut mit dem hellsten Jet, der im Rotationsgradienten-Bild sichtbar ist und sich bis ca. 13 Bogensekunden vom Kern weg erstreckt. Dies bedeutet eine sichtbare Helligkeitsabnahme über eine Strecke von 5800km innerhalb von nur 158 Sekunden! Weiters ist eine großflächige diffuse Struktur zu sehen, die sich bis in eine Entfernung von ca. 40 Bogensekunden vom Kern erstreckt, das entspricht am Ort des Kometen 18000km. Da sich diese Helligkeitsveränderungen in Richtung zur Sonne erstrecken, bedeutet das eine Mindestauströmgeschwindigkeit der Gase bzw. des Staubes von ca. 110km/s entgegen den Sonnenwind!


    10.03.2002: Komet Ikeya-Zhang im 50cm-RC
    Bild 232kB: Ikeya-Zhang Kern Bild 149kB: Ikeya-Zhang Rotationsgradient Bild 195kB: Ikeya-Zhang Mosaik Als "Sonntagsastronomen" nutzen wir (Andreas und ich) zur Zeit unser Instrumentarium in der Sternwarte Harpoint berufsbedingt nur an Wochenenden. So ergab sich erst am 10. März die Gelegenheit, den inzwischen schon ziemlich hell (mag5) gewordenen Kometen mit dem 50cm_Teleskop bei 4m Brennweite zu beobachten. Bereits bei Sonnenuntergang montierten wir die CCD-Kamera_2 und parametrierten die Teleskopsteuerung auf die Kometenbahndaten. Die Dämmerung hatte eben erst begonnen (18:15), da positionierten wir schon das Teleskop auf die Sollposition des Kometen tief im Westen, wir konnten es eben nicht erwarten. Visuell hätte man möglicherweise mit dem Teleskop schon etwas sehen können, wir hatten aber die Kamera im Fokus und für dieses lichtempfindliche Gerät war der Himmel noch zu hell. Selbst bei der kürzestmöglichen Belichtungszeit was der CCD völlig überbelichtet.
    Doch plötzlich so gegen 18:30 Uhr war da fast exakt in der Mitte des CCD-Feldes am Bildschirm des Rechners ein helles Pünktchen aufgetaucht. Mit zunehmender Dämmerung erschien nach und nach auch die umgebende Koma und dann auch der Schweif, und was für ein Schweif . Knapp nach 19 Uhr konnten wir die Belichtungszeit ohne Überbelichtung zunächst auf 2 Sekunden ausdehnen und schon auf den Rohbildern zahlreiche feine Gasstrahlen im Schweif des Kometen bewundern. Um 19:16 Uhr stand der Komet nur mehr ca. 15,4° Über dem Horizont. Wir verlängerten die Belichtungszeit auf 12 Sekunden. Damit war der Kometenkopf in der Mitte zwar überbelichtet, es trat jedoch noch kein Blooming auf, ein Kompromiss der wegen der kurzen Zeitspanne bis zum Untergang des Kometen gewählt wurde. Andererseits konnte so die ganze Pracht des Kometenschweifs und die "struppige Frisur" des Kometenkopfes schon in den einzelnen Rohbildern gesichtet werden. Um 19:30 Uhr (Komet 13° über dem Horizont) veränderten wir die Teleskopposition um die Verlängerung des Kometenschweifes aufzunehmen. Die Belichtungszeit wurde auf 30 Sekunden hinaufgesetzt. Wir haben die Bilder aus den beiden letzten Aufnahmeserien zu einem Mosaik zusammengefügt.Die Bildverarbeitung erfolgte mit dem Freeware-Programm IRIS


    13.03.2002: Komet Ikeya-Zhang, visuell beobachtet in Wien auf der Sofienalpe
    Michael G. und Andreas K. Der prächtige Sonnenuntergang über der Stadt versprach gute Sicht zum Westhorizont. Also wurde am Abend schnell der Comet Catcher eingepackt (14cm Schmidt-Newton-Teleskop) , der Feldstecher umgehängt und zusammen mit Michael Grünanger und dem Andreas geht es ab auf die Sofienalpe. Da waren wir freilich nicht die einzigen. Viele Wiener Kollegen hatten ihre langen Rohre schon auf den Kometen gerichtet. Die abendliche Stille wurde nur ab und zu von diesen neuartigen GoTo-Teleskopen unterbrochen, die beim Positionieren auf einen anderen Stern waschmaschinenartige Geräusche von sich geben. Der 12-Z?ller Neben dem imposanten 12-Zöller vom Alex Pikhard (WAA) sah mein alter Comet Catcher schon recht bescheiden aus. Da hab ich mich gar nicht getraut damit ein Bild zu machen und lieber unser Ofenrohr-Happening später blitzend festgehalten, hoffentlich hat mir das niemand übelgenommen.

    Der Komet selbst war in den letzten 3 Tagen wieder etwas heller geworden und hat besonders auch im zitterfreien Feldstecher (CANON IS15x45) einen schönen Anblick geboten.


    26.08.2001: "FIRST LIGHT" im 50cm-RC am Tag

    Da unsere Teleskopsteuerung ja nach dem Einschalten keine Kalibriersterne anfahren muss, sondern mit Hilfe der Funkuhrzeit, der geographischen Position unserer Station und der präzisionslibellenjustierten Zenitruhestellung des Teleskops sofort jedes Himmelsobjekt exakt positioniert, kann man auch tagsüber bequem Planeten und helle Sterne beobachten.

  • Bei klarem blauen Himmel war MERKUR recht schön zu sehen
  • JUPITER ist am Tag noch durchaus sehenswert
  • SATURN war nur mit dem Polarisationsfilter gerade eben sichtbar, lohnt nicht
  • Epsilon-Lyra 1 (mag5+mag6) konnte klar getrennt werden.

    In einigem Abstand zur Sonne sind (eventuell mit Hilfe eines Polarisationsfilters) Sterne bis Magnitude 6 deutlich sichtbar. Somit können wir alle nachts freiäugig sichbaren Sterne zu anderen Zeiten auch tagsüber sehen


  • 11.08.2001 und 14.08.2001: Perseiden
    Bild 259kB: Differenzbild Bild 190kB: Heller Meteor Bild 18kB: CCD-Kamera auf Stativ
  • Mit der CCD-Kamera 2 und Fisheye-Objektiven aufgenommen

    Die Belichtungszeit wurde so gewählt, dass die hellsten Sterne gerade noch kein Blooming zeigten. Wegen der extrem kurzen Auslesezeit der Kamera gab es kaum Ereignisse, die nicht registriert worden sind. Die hellsten Sternschnuppen waren sofort sichtbar. Die weniger hellen findet man, wenn man jedes Bild von seinem Vorgänger subtrahiert. Durch Verfolgung in den Differenzbildern lassen sich die Sternschnuppen von den Satellitenspuren unterscheiden. Wir haben mit 2 Fisheye-Objektiven experimentiert:

  • 16mm 1:2.8
  • 8mm 1:2.8

    Eine detaillierte Sichtung und Auswertung der Aufnahmen steht noch aus. Insgesammt waren die Fallraten der Perseiden 2001 nicht gerade berauschend.


  • 27.07.2001: M33 in Einzelsterne aufgelöst
    Bild 582kB: M33 Bild 31kB: M33 Detail im Vergleich Auf unserer nur 12 Minuten lang belichteten Aufnahme von M33 sind auch die schwachen Aussenbereiche abgebildet, welche die zahlreichen roten H-II Regionen mit dem Zentrum der Galaxie verbinden. Die dadurch scheinbar "größer" gewordene Galaxie passt gar nicht mehr ins Bildfeld. Dabei fällt eine "flockige" Struktur auf, die man fälschlicherweise für ein Artefakt der Bildverarbeitung halten könnte. Wir haben jedoch keine dieser gefährlichen, bei unsachgemässer Anwendung Artefakte produzierenden Filtermethoden (Lucy-Richardson, Maximum Entropy, übertrieben starke Unschärfemaskierung, etc. ) angewendet. Weiters ist dieser Effekt auch auf den Rohbildern sichtbar. Ein Vergleich mit der CCD-Aufnahme des 4m Mayall-Teleskops am Kitt-Peak Observatorium (Arizona) zeigt die Existenz vieler heller blauer Sterne, aufgelöst vor einem eher diffusen Hintergrund der älteren Sternpopulation, vor allem in den äusseren Spiralarmen von M33. Viele dieser auf der Kitt-Peak-Aufnahme bei gleichem Maßstab freilich nadelscharfen Sterne, sind bei unserer Aufnahme zwar wegen der logarithmischen Darstellung stark aufgebläht aber dennoch sichtbar.

    Welcher Amateur hätte sich vor 15 Jahren vorstellen können, dass er einmal in der Lage wäre, M33 teilweise in Einzelsterne aufzulösen.


    01.04.2001: "FIRST LIGHT" mit der CCD-Kamera 2 am 50cm RC-Teleskop
    Bild 148kB: Die Kamera mit den ersten Rohbildern

    Die CCD-Kamera 2 wurde mit einem provisorisch schnell in unserer Werkstatt gedrehten System64-Kameraanschlußstutzen am Lichtenknecker-Okularauszug des Teleskops befestigt. Um einen ersten Eindruck zu gewinnen haben wir schnell einige Messier-Objekte auf's Korn genommen:

    Bild 591kB m57 Bild 565kB m27 Bild 711kB m13 Bild 415kB m66 Bild 545kB m104

    Bereits die nur wenige Sekunden lang belichteten Rohbilder zeigten am Bildschirm eine beeindruckende Fülle von Details. Sie waren deutlich besser als die fertig bearbeiteten Aufnahmen vom C14 mit der CCD-Kamera 1 .


    Mondfinsternis vom 09.01.2001
    Bild 47kB
  • visuell beobachtet von Christian K. Hier sein Bericht:

    Es war das erste spektakuläre Himmelsereignis, das in unserem neuen 50cm RC Teleskop beobachtet werden konnte. Die Nachführung schaltete sich beim Anfahren des Mondes auf Mondgeschwindigkeit um. Im Okular wurde der Rand des verfinsterten Mondes dort eingestellt, wo die Sterne tangential vorbeiziehen. Die Gebirge am Mondrand hatten einen bläulichen Schimmer, der weiter innen unmerklich in die schöne rote Farbe überging. Der Anblick zahlreicher Sternbedeckungen (darunter auch Streifende) war ein wahrer Genuß.

    Rudolf Pressberger. der mit seinem 1m RC in der Purgathofer–Sternwarte zufällig dieselbe Beobachtung machte, sagte später: "Man hatte das Gefühl auf einem fremden Planeten zu stehen und auf den klaren nächtlichen Horizont zu schauen".


  • "FIRST LIGHT" am 50cm RC Teleskop

    Nach 4 Jahren Bauzeit ist es in der Nacht vom 23. auf den 24. Dezember 2000 nun endlich soweit: First Light . Tagsüber hatten wir gerade rechtzeitig noch die Optik mit unserem Zentrierwerkzeug justieren können. Jetzt haben wir eine herrlich sternklare Nacht. Die erste seit Wochen.

    Rechnergesteuert fahren wir den ersten hellen Stern in Zenitnähe an. Der erste Blick durchs Okular: Der Stern ist knapp neben dem Gesichtsfeld. Ach ja, die Nordung ist noch ausständig und die Aufstellungsfehlerkorrektur ist noch deaktiviert. Wir holen den Stern in die Mitte und teilen das dem Rechner mit. Ein zweiter Blick: Ja die Zentrierung der Optik passt. Leider lässt das schlechte Seeing eine endgültige Beurteilung der Optik heute nicht zu.

    Wir geben M42 am Rechner ein. Fast lautlos bewegt sich das Teleskop. Die Trapezsterne funkeln durchs Okular. Mit dem Handset fahren wir den Nebel ab und sind sprachlos. Schwache Teile des Orionnebels, die wir nur von Photos kannten, stehen einfach da, einfach so, ganz selbstverständlich. Prosit Tja 50cm sind eben 50cm. Jetzt hat uns das Deep-Sky Fieber gepackt. Rasch sind M1, M78, M95, M104 und M51 eingestellt: einfach phantastisch, dieser erste Blick. Nur schade, dass Jupiter und Saturn schon zu tief stehen.

    Es ist 4 Uhr früh. Durchgefroren begeben wir uns wieder in die gut geheizte kleine Astronomenwohnung und öffnen die vorbereitete Flasche Krimsekt (russischer Spiegel, russischer Sekt), Prost.


    05.11.2000: Jupiter und Saturn
  • im C14 mit konventioneller Digitalkamera CANON Powershot S20 aufgenommen Bild 44kB Bild 36 kB Die beiden hochstehenden Planeten waren im Herbst öfter bei gutem Seeing anzutreffen. Die kleine Digitalkamera wurde auf kleinste Auflösung, 8–fach Zoom und Spotmessung umgeschaltet und mit einem Stativadapter hinter das 26mm Plössl Okular geklemmt. Der nicht abschaltbare Autofokus der Kamera hatte keine Schwierigkeiten. Störend bleibt das starke Rauschen der ungekühlten Kamera, das nur durch die Komposittechnik vermindert werden kann. Aus ca. 400 Jupiter– und 700 Saturnaufnahmen konnten die 24 bzw. 32 Schärfsten zu je einem Kompositbild verarbeitet werden. Die Bildverarbeitung erfolgte mit dem Freeware-Programm IRIS

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