Beobachtungsvorschläge

Hier sind einige Beobachtungen vor mir beschrieben. Sie bieten vielleicht einen Ansporn zu eigenen Beobachtungen oder auch neuen Ideen.

Quasar 3C 273

Der Name Quasar kommt von den Wörtern Quasi Stellar. Diese Objekte konnten zu Beginn ihrer Entdeckung nicht in ihrer Eigenschaft erkannt werden und erschienen dem Beobachter zunächst wie ein Stern. Schließlich stellte sich heraus, das es sich bei diesen Objekten um sehr ferne Galaxien handelt die eine enorme Leuchtkraft besitzen.

3C steht für den 3. Cambridger Katalog. Quasare sind in Galaxiekatalogen zu finden. Will man im Programm Guide 8 den Quasar aufsuchen, kann man dies mit "Finden"/"Spezielle Kataloge"/"Quasare"/"3C273"/"OK". Oder man sucht nach PGC 41121.

3C 273 hat eine scheinbare Helligkeit von 12^m78 und ist somit mit einer Öffnung ab 8" gut zu beobachten. Die beste Jahreszeit zum Beobachten dieses Objektes ist im Frühjahr. Das Objekt befindet sich im Sternbild Jungfrau.

3C273 bzw. PGC 41121; die rosa Kreise stellen die Gesichtsfelder von 26 mm und 15 mm Okular bei 2000 mm Brennweite dar

Barnards Pfeilstern (HIP 87937)

Die besonders große Positionsveränderung von Barnards Pfeilstern wurde von Edward Emerson Barnard 1916 entdeckt. Er hat die größte scheinbare Eigenbewegung die wir bei einem Stern von der Erde aus beobachten können. Diese Bewegung kann der Astroamateur bereits durch zwei Aufnahmen im Abstand von einigen Jahren deutlich nachweisen. Der Stern hat eine scheinbare Eigenbewegung von 10,36 Bogensekunden pro Jahr.

Barnards Pfeilstern befindet sich im Sternbild Ophiuchus - dem Schlangenträger, ist 9^m58 hell, und erreicht im Sommer seine größte Höhe am Abendhimmel. Er ist nur etwa 30 ° vom galaktischen Zentrum entfernt.

Zum Aufsuchen in Guide ist "Finden"/"Stern"/"Stern in Sonnenumgebung"/"Barnard's Stern"/"OK" durchzuführen. Andere Bezeichnungen sind Hipparchos 87937, GSC 425 2502.

Barnards Pfeilstern: Der Strich deutet die Eigenbewegung in 10 Jahren (2002 bis 2012) an, der blaue Kreis ist das Gesichtsfeld beim 26 mm Okular

Im Internet finden sich animierte Grafiken, die die Veränderung der Position eindrucksvoll wiedergeben.

Hier nun meine Ergebnisse:

Am 2003-08-02 fertigte ich mittels CCD-Kamera mehrere Serienaufnahmen an und maß die Position des Sterns anhand der umgebenden Sterne mit einem Astrometrieprogramm. Dabei ermittelt das Programm den Schwerpunkt von Sternabbildungen, der damit im Subpixelbereich bestimmt wird. Die Positionen der Referenzsterne wurden dem USNO-A2-Katalog entnommen.
Jede Aufnahme wurde 50 Sekunden belichtet. Bei dieser Belichtungszeit bleiben die hellsten Stellen auf der Aufnahme deutlich unterhalb der Maximalhelligkeit (Achtung Sättigung!)

Ausschnitt aus Bild barnard_21.fit; Barnards Pfeilstern, HIP 87937 und unten rechts eine markante Sternanordnung; Norden oben, Osten links; der Stern bewegt sich etwa Richtung 1 Uhr

Literatur gibt die Eigenbewegung an mit
Eigenbewegung in RA: -797,84 ± 1,61 Millibogensekunden / Jahr
Eigenbewegung in DE: 10326,93 ± 1,29 Millibogensekunden / Jahr

Bei der benutzten Ausrüstung entspricht die Kantenlänge eines Pixels 1,44".

Eine Änderung der Position um die Kantenlänge eines Pixels ist demnach
365,25 Tage / 10,36" × 1,44" = 50,8 Tage
nach knapp 2 Monaten zu erwarten. Bei Positionsbestimmungen im Subpixelbereich sollte die Positionsänderung schon nach Wochen erkennbar sein.

Das versuche ich 13 Tage später. Es werden 9 Aufnahmen angefertigt. Der Zeitpunkt der Aufnahmen liegt um die Kulmination.

Vergleicht man nun die Mittelwerte der Bilder vom 2.8. und 15.8., ergibt sich folgendes Bild:

In 12,95 Tagen hat sich demnach die Position in RA nur im Bereich der Messgenauigkeit verändert. Die Änderung widerspricht gar der erwarteten tatsächlichen Bewegung, die in anderer Richtung erfolgt. In Deklinationsrichtung zeigt sich eine Änderung um + 0,26 Bogensekunden. Die rechnerische Ermittlung des Winkelabstandes (sphärische Trigonometrie) ergibt einen Winkel von 0,30". Diese Änderung entspricht einer Positionsänderung auf dem Pixel von 21 % (bezogen auf die Kantenlänge 1,44 " pro Pixel)

Rechnet man den ermittelten Wert für die Änderung in DE auf ein Jahr hoch, ergibt sich:

365,25 Tage / Jahr / 12,95287 Tage × 0,30" = 8,45" / Jahr in DE

Bei 10,36" / Jahr in DE habe ich innerhalb des beobachteten Zeitraums von 12,9 Tagen einen "Messfehler" von -18 % gegenüber dem erwarteten Wert. Der Fehler kann nur mittels längerer Beobachtungsintervalle verbessert werden. Bessere Aufnahmen sowie individuelle Bewertungen jeder einzelnen Aufnahme/Messung helfen hier ebenfalls. Ziel ist nun in ein paar Wochen nochmals Aufnahmen anzufertigen.

Wie ich nun durch ein Fachgruppenmitglied erfuhr, hat Dennis diCicco in den Jahren 1994/95 Barnards Stern beobachtet und vermessen.
Unter http://astro.esa.int/SA-general/Projects/Hipparcos/properm.html (leider nicht mehr verfügbar) konnte sein beeindruckendes Ergebnis bisher eingesehen werden. Damit wird auch klar, warum man nicht eine geradlinige Bewegung, sondern eine schlängelnde Bewegung messen wird/muss.

Fremde Planetensysteme

In den letzten Jahren wurde intensiv nach extrasolaren Planeten gesucht. Inzwischen sind über 333 Planeten (Stand Anfang 2009) um andere Sterne bekannt. Es sind durchaus Sterne, die man mit bloßem Auge am Nachthimmel beobachten kann. Einige bekanntere habe ich hier zusammengestellt. Die Planeten selbst sind nur in Ausnahmefällen von den Entdeckern fotografisch festgehalten. In der Mehrzahl sind sie nur indirekt durch die beobachtete Bewegung des Sterns nachgewiesen. Der Amateur kann also lediglich den Zentralstern beobachten und sich dabei vorstellen, das dort ein Planet/Planeten existieren.

• 51 Peg im Sternbild Pegasus, 5^m4, 1 Planet mit etwa einer halben Jupitermasse
• ε Eri im Sternbild Eridanus, 3^m7, 1 Planet mit etwa 0.9 Jupitermassen
• Gliese 876 im Sternbild Aquarius, 7^m7, 1 Planet mit etwa 5 Jupitermassen
• υ And im Sternbild Andromeda, 4^m6, 3 Planeten mit 0,7, 2 und 5,6 Jupitermassen
• ρ CrB im Sternbild Corona Borealis, 5^m4, 1 Planet mit 1,1 Jupitermassen

Schattenbewegung an Mondkratern

Der Mond bietet eine unglaublich detailreiche Beobachtungsmöglichkeit. Nutzt man eine hohe Vergrößerung - etwa 200-300-fach - lassen sich Schattenwürfe innerhalb von Kratern und ihre Bewegung innerhalb weniger Minuten Beobachten. Auch das Auftauchen von Bergspitzen im Schattenbereich des Mondes ist gut zu beobachten. 

Entfernungsschwankungen des Mondes

Der Mond beschreibt eine elliptische Bahn um die Erde. Diese Bahn ist zudem gegen die Erdäquatorebene geneigt. Durch die elliptische Bahn resultieren unterschiedliche Entfernungen - Apogäum (erdfernster Punkt der Bahn) und Perigäum (erdnächster Punkt der Bahn) genannt.

Erde-Mond-System maßstabsgetreu; die bräunlichen Punkte deuten Minimal- und Maximalabstand des Mondes an

Die Idee ist nun, den Mond im Abstand von mehreren Tagen fotografisch festzuhalten, um die sich ändernde Entfernung anhand der Bildgröße nachvollziehen zu können. Wird dies mit einer Web-Cam oder Digitalkamera gemacht, kann eine Vermessung am Bildschirm erfolgen.

Mond am 8.12.2002, 17.05 MEZ

Mond am 11.12.2002, 19.21 MEZ

In den von mir erstellten Aufnahmen konnte ich Durchmesser von 655 Pixel und 631 Pixel messen. Somit scheint sich der Mond von Aufnahme 1 zu Aufnahme 2 von der Erde entfernt zu haben. Die hier abgebildeten Aufnahmen sind verkleinerte Aufnahmen; es lässt sich aber bereits der unterschiedliche Durchmesser erahnen.

In erster Näherung sind der Sichtwinkel unter dem der Mond gesehen wird geteilt durch die Entfernung zum Mond konstant (siehe Näherung). Das heißt: Die Änderung der Größe des Mondes auf dem angefertigten Bild entspricht der Entfernungsänderung! (unter Annahme der Näherung). Hierbei bedeutet eine positive Änderung der Größe auf dem angefertigten Bild einer negativen Entfernungsänderung und umgekehrt. 

Monddurchmesser 1. Aufnahme: 655 Pixel
Monddurchmesser 2. Aufnahme: 631 Pixel
Änderung bezogen auf Aufnahme 1: (631 - 655) / 655 × 100 = -3,66 %
Dies bedeutet ebenfalls eine Änderung der Entfernung ausgehend von dem Zeitpunkt der 1. Aufnahme von +3,66 %

Nach Konsultation des Planetariumprogramms Guide ergab sich folgendes Bild:

Der grafisch ermittelte Wert der Änderung des Durchmessers von 3,66 % liegt etwa 10 % oberhalb des durch Guide angegebenen Wertes. Hiermit sehe ich meine Messungen bestätigt. Ungenauigkeiten entstehen vor allem durch die an das Okular gehaltene Digitalkamera und durch Ungenauigkeiten beim Messen des Durchmessers im Grafikprogramm.

Erklärung der angenommenen Näherung:
Es gilt als Näherung tan(Sichtwinkel)=Sichtwinkel für Sichtwinkel < 0,07;
tan(Sichtwinkel)=Monddurchmesser/Mondentfernung; der Quotient aus Monddurchmesser/Mondentfernung liegt bei etwa 0,009
Die Näherung kann verwendet werden

Probieren Sie es auch! Vielleicht machen Sie eine Aufnahme im Perigäum und eine Aufnahme im Apogäum?

Bedeckung von Jupitersatelliten

- folgt später -

Bewegung eines Kleinplaneten live beobachten

Siehe Kleinplaneten, Pallas

NGC 6572, ein farbiger Nebel

NGC ist mir bisher als einziges farbliches Objekt aller Deep Sky Objekte bekannt. Nur dieses Objekt kann mit 8" farblich erkannt werden, während andre Objekte nur mit viel größeren Optiken oder durch Langzeitbelichtung farblich erscheinen. NGC 6572 befindet sich im Sternbild Schlangenträger und ist in den Sommermonaten bequem zu beobachten. Es ist ein grünlicher/türkiser planetarischer Nebel mit einer Ausdehnung von nur etwas über einer Bogensekunde - also kaum von einem Stern zu unterscheiden.

SO025300.5+165258, ein naher Stern, erst Anfang 2003 wurde seine geringe Entfernung zu uns entdeckt

Die geringe Entfernung zu SO025300.5+165258 wurde Anfang 2003 von B. J. Teegarden und seinen Mitarbeitern beim systematischen Analysieren von frei zugänglichen Beobachtungsdaten entdeckt. SO025300.5+165258 ist nach derzeitigem Stand der etwa fünfunddreißignächste Stern zur Sonne. Er hat eine visuelle Helligkeit von etwa 15 m; im infraroten Wellenlängenbereich ist er deutlich heller. Ein Beobachtungsintervall von einigen Monaten sollte seine Positionsänderung vor dem Hintergrund der fernen Sterne zeigen - ganz wie bei Barnards Stern. SO025300.5+165258 ist ganz in der Nähe der Ekliptik im Sternbild Widder (Aries) bei RA=2h53' und DE=+16° 53' zu finden.

Die Parallaxe wird derzeit mit 0,260" angegeben; die Entfernung mit 12,52 Lichtjahre.

Bei der ersten Beobachtung im September 2003 konnte ich die Position mit RA=02 53 01,81 DE=+16 52 38,1 (J2000.0) bei JD=2452904,35318 bestimmen. Die Helligkeit, die durch den CCD-Chip ermittelt wurde ist 13,5 m. Im sichtbaren Licht ist eine Helligkeit von etwa 15 mag zu erwarten. Die Arbeit der Entdecker konnte bisher unter http://arxiv.org/abs/astro-ph/0302206 nachgelesen werden. Die Seite www.solstation.com bietet weitere interessante Informationen zu sonnennahen Sternen. Dort findet sich auch eine Bildserie zur Bewegung des Sterns seit 1951!

Am 15. November des gleichen Jahres fertigte ich wiederum Aufnahmen von SO025300.5+165258 an:

Es ergibt sich eine Winkeldifferenz von 0,000205149 Grad. In Bogensekunden sind das
0,000205149 × 3600" = 0,738537".

Bezieht man die Bewegung auf die kurze Beobachtungszeit von nur 54 Tagen und rechnet diese auf ein Jahr hoch, ergibt sich:
0,738537" / 54,90011d × 365,25d/Jahr = 4,91"/Jahr

In der Literatur ist die Bewegung mit 5,106"/Jahr angegeben (Dezember 2007, Research Consortium on Nearby Stars - RECONS).

Eine Arbeit zur aktuellen Messung von RECONS ist hier zu finden.

Nach den ersten beiden Aufnahmen erfolgten weitere Beobachtungen in den folgenden Jahren. Die Bilder sind hier zu sehen:

2003-09-21: Vier Aufnahmen à 180 Sekunden aufeinander gelegt; SO025300.5+165258 hat eine Helligkeit von etwa 13,5 m. Norden ist oben, Osten links; die Bilddiagonale beträgt 12 Bogenminuten; das Bild ist ein 26%-Ausschnitt aus der Gesamtaufnahme	2004-06-16: Eine Positionsänderung gegenüber dem schwachen Stern Richtung 4 Uhr ist zu erkennen
2005-08-31: Zwei Aufnahmen à 300 Sekunden	2005-12-30: Vier Aufnahmen à 60 Sekunden. Hier ist deutlich die Positionsänderung von SO025300.5+165258 gegenüber 2003 zu erkennen. Der Bildausschnitt ist gegenüber dem Bild 2003 nach unten verschoben; dunkle Bereiche sind Ergebnis von Eiskristallen in der Kamera; Das Bild wurde weichgezeichnet um die Datengröße zu verringern
2006-11-26: Vier Aufnahmen à 300 Sekunden belichtet bei schlechtem Seeing (>5"); oben rechts verschlechtert auf dem CCD-Chip gefrorene Feuchtigkeit das Bild; 31 Referenzsterne werden zur Positionsbestimmung verwendet (UCAC 2-Katalog); das Bild ist dieses mal mit 3 Grad deutlich gegen den Uhrzeigersinn gedreht; üblich ist bei meinem Instrumentarium und meinem Gefühl eine 'Missweisung' von unter einem Grad (+/-)	2008-02-07: Fünf Aufnahmen à 480 Sekunden belichtet beim Seeing von etwa 5"; diesmal kommt ein Fokalreduzierer f/6,3 zum Einsatz. Dadurch ist ein größerer Himmelsausschnitt erfassbar; Objekte werden aber durch weniger Pixel dargestellt. Die resultierende Brennweite ist hier 1235,9 mm; Sterne bis 19 mag sind deutlich zu erkennen und könnten auch astrometriert werden; es können bei jeder der fünf Aufnahmen mindestens 88 Referenzsterne zur Astrometrie verwendet werden; Das Signal-zu-Rauschverhältnis (signal-to-noise ratio, SNR) bei SO ist mit über 100 mehr als ausreichend; die CCD-Kamera war nur 0,11 Grad gegen die exakte Ausrichtung verdreht
2009-02-14: Sechs Aufnahmen à 360 Sekunden; Nachführung auf einen Stern mit Korrektur in jeder Sekunde; Kameradrehung von 0,61 Grad; schwächste Objekte sind 19 mag hell; helle Sterne liegen bereits oberhalb der maximalen Helligkeitsstufe (16 Bit)	2015-02-13: Nahezu sechs Jahre nach der letzten Aufnahme wurde diese Aufnahme mit einer Gesamtaufnahmezeit von 286 Sekunden erstellt. Die Helligkeitsschwankungen im Bild rühren von Parkplatzlampen, die in den Tubus geleuchtet haben

2004-09-16 22.44 UT

2005-08-31 23.42 UT 2x 5min

2005-12-30 18.40 UT 13,5 SNR 93 Seeing 4.5

2006-11-26 17.38 bis 17.58 UT 13,4 Seeing >5

2008-02-07 19.00 bis 19.34 UT 13,4 FR 6,3
genaue Aufnahmedaten:

Abschließende Betrachtung

Daraus ergibt sich nun über den Beobachtungszeitraum von der 1. bis zur 8. Aufnahme gesehen:

Mit
Winkeldifferenz = ArcCos(Sin(DE1) × Sin(DE2) + Cos(DE1) × Cos(DE2) × Cos(RA1 - RA2))

Es wird eingesetzt DE1 = 16d52m38,1s; DE2 = 16d52m17,6s; RA1 = 02h53m01,81s ; RA2 = 02h53m03,04s

Es ergibt sich 0,000131166 rad. Das sind 0,00751526 Grad und 27,05495" (Bogensekunden).

Bezieht man die Bewegung auf die Beobachtungszeit und ermittelt diese pro Jahr, ergibt sich:
27,05495" / (2454877,257d - 2452904,353d) × 365,25d/Jahr = 5,009"/Jahr

Der nun ermittelte Wert von 5,009 ist gegenüber dem im kurzen Intervall ermittelten Wert (4,91) näher am Wert der Literatur. Allerdings ist die Position der Erde zwischen erster und letzter Aufnahme nicht die gleiche (September bzw. Februar). Dass müsste man ebenfalls berücksichtigen. Optimal wäre eine weitere Aufnahme zum gleichen Zeitpunkt wie zur ersten Aufnahme. Dann würden parallaktische Einflüsse ausgeschlossen sein.

Aktualisierung 2015: Für den gesamten Beobachtungszeitraum ergibt sich eine Winkeldifferenz von 57,900". Pro Jahr ergibt sich 5,080". Dies kommt dem in der Literatur angegebenen Wert (5,106) näher als der zuvor ermittelte Wert.

Bildwechsel der Bilder von Februar 2008 und Februar 2009; die Positionsänderung beträgt etwa 2 Bildpunkte pro Jahr, wobei der Stern selbst sich mit etwa 50 km/s bewegt

Kugelsternhaufen in M31

Viele Kugelsternhaufen in unserer Galaxie (Milchstraße) lassen sich beobachten. Etwas besonderes ist daher die Beobachtung von Kugelsternhaufen die sich im Halo anderer Galaxien befinden. Man darf natürlich nicht den gewohnten Detailreichtum erwarten. Anbieten tut sich da als nächste Galaxie die Andromedagalaxie. Bei ihr sind einige zig Kugelsternhaufen bekannt. So kann man sich diese z.B. in Guide anzeigen lassen (Benutzerdatensatz).

Untenstehende Aufnahme gelang mit bei nebeligem Wetter ohne Korrektur der Nachführung - also lediglich das Teleskop führte nach. Vier Aufnahmen zu je 60 Sekunden wurden angefertigt und danach im Stapelverfahren addiert. Der größte bekannte Kugelsternhaufen in der Andromedagalaxie ist hier mit 000-001 gekennzeichnet. Er ist auch unter dem Namen Mayall II oder G1 bekannt. Er hat eine Helligkeit von 13,5 m.

Norden oben, Osten links (zur Ansicht in Originalgröße bitte Klicken)

Darstellung aller katalogisierter Kugelsternhaufen in M31; unten rechts sind die beiden Kugelsternhaufen 000-001 und 000-002 der oberen Aufnahme zu sehen

Trojaner des Jupiter

Kleinplaneten gliedert man in viele Gruppen auf. Neben den zuerst entdeckten Hauptgürtelkleinplaneten (zwischen Mars und Jupiter) gibt es auch die Jupitertrojaner. Ihre Bahnbewegung ist das Ergebnis von gravitativen Verhältnissen. Diese besonderen Bereiche im Schwerefeld von Sonne und Planeten sind u.a. unter der Bezeichnung Lagrange-Punkte bekannt. Die Jupiter-Trojaner bewegen sich im gleichen Abstand zur Sonne wie der Jupiter. Ihre Position ist allerdings 60 Grad vor bzw. hinter der des Jupiters. Die Jupiter-Trojaner haben eine geringere scheinbare Helligkeit gegenüber den Hauptgürtelkleinplaneten und sind daher etwas schwieriger zu beobachten. Auch findet man sie am Himmel nur in zwei bestimmten Bereichen. Am Abend des 2005-02-28 konnte ich drei dem Jupiter nacheilende Trojaner beobachten. Die Trojaner (1867) Deiphobus, (2207) Antenor und (3317) Paris konnte ich auffinden. Alle hatten eine Helligkeit um 15,6 mag.

Sonnensystemdraufsicht zum Beobachtungszeitpunkt mit den beobachteten Trojanern

Deiphobus "zwischen" den Sternen der Milchstraße

Letzte Änderung: 2015-02-14