Fernrohr-Führerschein in 4 Schritten, 4.Auflage

DasFernrohr kennenlernen

Die Fernrohrleistung einschätzen

Optik 3 Refraktor 4 Reflektor 6 Katadioptrische Systeme I Mo n ti er ng u 10 Azi mut ale M ont ier ung 10 Pa ra l lak t is c heM onti e ru ng 13 Stativ 16

Vergrößerung

Zu b e h ö r 17 't7 Visiereinrichtung/Sucher

Transmission und Reflektivität

DasFernrohr benutzen

Astronomische Objektebeobachten

Lichtsam melvermögen

47

Beobachtungsvorbereitu ng 66

Entfernungsangaben

95

pille Austrittspu

49

Beobachtungsplatz

Helligkeitsangaben

96

Auflösungsvermögen

50

Größenangaben

97

Nomenklatur

98

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68

Bi l d fe h l e r Taukappe, Vibrationsdämpfer 18

57

Aufbauenund Ausrichten70 E i nnorden Goto-ln itialisieru ng 74 Aufsuchen 75 Starhopping 75 Sternzeit-M ethod e Koordinaten-Methode 78 Goto-Methode 79 Gesichtsfeld 80

Nachführmotor

58

Beobachtungstechniken 82

i9

Teleskop/Goto-Steuerung 20 Oku l a re, B inok ular an s a 2 tz 2 Prismen, Linsen 28 0kular-/Sonnenfi lter JI Fotoausrüstung 36 Kameras 36 Kamera-Adapter 40 Astrofotografie-Hilfsmittel 42

Tippsund Tabellen Fernrohr-Besitzer-Tipps 144 Al l g e m ein 144

52 T i p p fü s r d i eO k u l a rw a hl 53 Seeing 54 Obstruktion 55 56

Oberflächenqua lität Testder0ptik Op ti k fe h liemr Sterntest Kollimation!ustage

60 61

J u s ta geei n e s Newto n-Tel eskops Pflege/Rein igung

61 64

Verbesserungen für Kaufhaus-Teleskope Astro-Bi bliothek Planetenstel Iungen

59

145 147 148

Astronomische Ereignisse 149

Zeichnen

84

Astrofotografie

87

Mitgeführte Kamera Fokalfotografie 0kularprojektion Videoastronomie Beobachtungsnacht

88 89 91 92 94

Diegeographischen KoordinatengroßerStädteim deutschen Sprachgebiet150 Doppelsterne zum Testdes Auflösungsvermögens150

DasSonnensystem 99 Mond,Sonne 100 Merkur, Venus, Mars 108 Jupiter, Saturn, Uranus 1'12 Zwergplaneten,Kometen 116 Deep-Sky-Objekte 119 0rionnebel 12O Lagunennebel 122 h undchi,Plejaden 124 Algol,Mizar/Alkor, Albireo 128 Crab-Nebel, Ringnebel 134 Herkuleshaufen 138 Andromedagalaxie 140 Strudelgalaxie 142

HelleDeep-Sky-Objekte151 DieSternbilder

152

Gl ossar

156

Stichwortverzeichnis 158

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Ein Fernrohr(auch Teleskop genannt, von griech. rweit sehenn)bestehtaus dreiTeilen: . Optik: Das eigentlicheFernrohr, bestehendaus Teleskoptubus mit Linsenobjektivoder Spiegelund Okularauszug. o Montierung:Vorrichtungmit zwei beweglichenAchsen,die die Ausrichtung und Bewegungdes aufgesatteltenlnstrumentserlaubt. o Stativ: Unterbau, der Montierung und Teleskopträgt, oft ein Holzoder Alu-Dreibein, kann auch eineSäulesein.

Ab b.1- 1: M oder neF e rn ro h re mit Montierung und Stativ- linksein Refraktor, rechtsein Reflektor.

Optik

Übersichtder wichtigsten Teteskop-Optik-Typen

Der Körper einesFernrohresbestehtgrundsätzlichaus dem 0bjektiv, dem Tubus,und dem Okularauszug, der das Okular (lat. rAugenstück<) aufnimmt. Je nach der Art des Objektivesunterscheidetman zwischenLinsen- oder Spiegelteleskop. Linse oder Spiegelhabenjeweils die Aufgabe,Licht einer weit entfernten Quellezu sammelnund in einemBrennpunktzu vereinen.Das dadurchentstehendevergrößerteBild des betrachteten0bjektes wird mit dem Okularwie mit einerLupe nachvergrößert. Mit verschiedenen Okularstärken eneichtmanverschiedene Vergrößerungen. Alle astronomischen Teleskopeerzeugenein Bild, das zum Anblickmit bloßemAuge um lB0'gedreht ist, oben und unten sowierechtsund linkssind alsovertauscht.

Art

Tvp

Beschreibung

Refraktor

verkitteterAchromat

Linsenfernrohr aus zweiverittetenLinsen, Farbfehler deutlich Linsenfernrohr auszwei Linsenmit Luftspalt, Farbfehler

Refraktor

Refraktor

Apochromat

Reflektor

Spiegelfernrohr, Einblick seitlicham vorderen Ende Einblick Spiegelfernrohr, hintendurchLochim

Reflektor

I

0-

Katadoptrisch

Katadioptrisch

Katadioptrisch

A b b .1 -2:DasP r inz ipder F e rn ro h ro p tiDki:ea u sd e m U n e ndl i chen Katadioptrisch kommenden Lichtstrahlen werdenvomObiektiv oarallelen fokussiert und mit einemOkularvergrößert.

Linsenfernrohr auszwei odermehrLinsen, gering Farbfehler

l- Linsen -Fernrohr, Schmidt-CassegrainSpiege Einblick wie Cassegrain, Korrekt Maksutov-Casseg rai n Spiegel -Linsen-Fern rohr, Einblick wie Cassegrain, Meniskuslinse Schmidt-Newton

Maksutov-Newton

Spiegel- Linsen-Fernrohr, E i n b l i cw k i e N ew to n , plusKorrektionsplatte -Linsen-Fern Spiegel rohr E i n b l i cw k i e N ew to n , p[usMeniksuslinse

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1 Refraktor

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Als Refraktorwird ein Teleskopbezeichnet,dessen Objektivaus einer Glaslinsebesteht,die das einfallende Licht zum Brennpunkt bricht (lat. frangere: brechen).DieserTeleskoptypist derjenige,der fiir die meistenMenschennach rklassischem Femrohrnaussieht: ln einemlangenTubusrohrist vome die Linse eingefasst,das andereRohrendeträgt den Okularauszug,in den das Okular eingestecktwird. Diese Bauweisewird auch bei kleinen Taschenfemrohren und Femgläsemangewandt. Die Linsenteleskope habenden Nachteil,dasssieverLicht nicht im selbenBrennpunkt schiedenfarbiges fokussieren können.DasErgebnissind farbigeSäume um hefle Objekte, die als chromatischeAbenation (sieheSchritt 2) bezeichnetwird. Um diesenFehler zu vermindem,bestehendie meistenAmateurfemrohre aus zwei Linsen verschiedenerGlassorten,die ermöglichen,dasszumindestzwei Farbenim selben Punkt fokussiert werden. Solche Objektive werden Abb.1-3: Strahlengang einesRefraktors nach Galilei(oben)und nach Kepler Achromategenannt,solchemit nur einerEinzellinse (unten). Refraktortyp

Objektiv

Glassorte

(C) normaler Achromat

2 verkitteteLinsen

(E,FH) Fraunhofer-Achromat (AS) Halbapochromat

2 Linsenmit Luftsoalt

Flintglas(Borkron, Schwerflint) Kronqlas, Schwerflint) Kronqlas, Flintqlas(Borkron,

(ED) ED-Apochromat (FL) Fluorit-Apochromat

Glas-Luft-Grenzflächen

2 4

2 Linsenmit Luftsoalt

Kronglas(Kuzflint,Borkron) Kalziumflintglas,

2 odermehrLinsenmit/ohneLuftsoalt

verschieden

2 Linsenmit Luftsoalt

eineLinseExtra-Low-Dispersion-Glas

4

2 verkitteteLinsen

eineLinseFluoritkristall

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4

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Sucher

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Rohnchellen

Fokussierknopf

(oben).Der Beobachter bildung zwischendem einesFraunhofer-Objektivs Abb. 1-4: Einzelteile einesRefraktortubus und einesechbl i ckta m hint er enE ndein d a s0 k u l a r. ten Apochromatenliegt. Zur Vermeidungvon störendenReflexionenim Tubussind in diesem sogenannte Rohrblenden angebracht. Der OkuIarauszug beChromate(griech.chroma:Farbe).Das gängigsteachromatische stehtnormalerweise auseinemRohr,dasmittelsZahn und Trieb Objektiv besteht aus zwei verkittetenLinsen.Ein Fraunhofer- in dasTeleskoprohr eingeschoben wird. DasVentellenerlaubtder Achromatbestehtdagegenaus zwei Linsenmit dazwischenlie- doppelteRändelknopf. Die Okularhülse, fest mit dem OkularausgendemLuftspalt. zug verbunden,nimmt das Okularauf, das einfacheingesteckt Apochromatesind Linsenteleskope, die sogardrei Farbenim sel- wird. ben Punkt fokussieren können.Hier sind praktischkeineFarbsäu- Der vordereTubusteileinesRefraktorsragt über die Objektivlinse me mehr sichtbar.Die meistenheute als Apochromatebeworbe- hinaus,damit sichin feuchtenNächtenTau hier und nicht auf der nen Refraktorensind abereigentlichHalbapochromate, derenAb- Objektivlinse niederschlägt. Er wird auchalsTaukappebezeichnet.

I Reflektor

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Als Reflektorenwerden allgemein Spiegelteleskope bezeichnet. Es gibt mehre gängige Konstruktionstypen, die wichtigsten Typen sind das Newton- und das Cassegrain-Teleskop. Beim Newton-System blickt man am oberen Tubusendein das Okular. Der sogenannte Hauptspiegelliegt am unterenEndedesTubus, er sammeltund fokussiertdasLicht.Vorneim (oben).Der Beobacht er Teleskopist an einer Halterung,der sogenannten Spinne,der A bb.1-5: E i nzel tei ei l e nesN ew ton-Tubus Fangspiegel angebracht; er wirft das Licht in den seitlichange- bl i cktam vorderen E ndesei tl i chi n das0kul ar. g. brachtenOkularauszu Beim Cassegrrain-Teleskop ist der Okularauszug wie beim Refraktor am hinterenTubusende. DerHauptspiegel besitzteinezentrale Bohrung,ist alsoringförmig.Das stört nicht, da der am oberen Tubusende sitzendeFangspiegel die Mitte desHauptspiegels sowieso abdeckt.Der Fangspiegel wirft die vom HauptspiegelgebündeltenStrahlennicht wie beim Newton-Teleskop zur Seite. sonderndirekt zurück.Deshalbkann man in Cassegrain-Teleblassolivfarben skoptubenlängereBrennweiten alsin Newton-Rohren unterbrinfast keineWärmeausdehnuno

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a \",Fokussi erknopf

oxut","ltrrrs /

Okular

/n) (oben).DerBeobachter b rs e nu) ndei nes A bb.1-7:E i nzel teiei l enesC assegrai n-Tubus A b b .l -6 : S t r ahlengang ein e sC a s s e g ra i n -R e fl e(o k to (unten). E ndei n das0kul ar. bl l cktam hi nteren Newton-Reflektors

gen, ein Cassegrain ist also kürzerals ein Newton mit gleicher Brennweite. alsokugelförmigem SpieDie Spiegelteleskope mit sphärischem, gel haben den Nachteil,dasssie das an verschiedenen Stellen auf dem SpiegelauftreffendeLicht nicht in einemPunkt fokus-

sierenkönnen. Das Ergebnissind unscharfeBilder, man beAberration(sieheBildfehler).Um zeichnetdies als sphärische dies zu vermeiden,sind größereSpiegelstatt in einer Kugelgeschliffen(Parabolspiegel). in Parabelform formoberfläche

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Systeme I Katadioptrische

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o = s

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Als KatadioptrischeSystemewerden Teleskopebezeichnet, die Spiegel-und Linsenelemente zur Bildgewinnung kombinieren.Dazu zählen die Schmidt-Cassegrain und Maksutov-Teleskope. grai n -Teleskope[SCT)sind eine veränderte Schmid t - Ca sse Bauform des Cassegrain-Spiegelteleskops. Siebesitzeneinen Kugelspiegel,dessenkurze Brennweite durch einen speziellgeschliffenenFangspiegelverlängertwird. Dadurch kann der Tubus noch kürzer als beim originalen gehaltenwerden.Der Fangspiegel Cassegrain ist auf der lnnenseiteeinerSchmidtplattegenanntenKonektionslinse im oberenTubusendeangebracht. Dieseist notwendig, Abenation(sieheSchritt2) desKugelum die sphärische spiegelszu kompensieren. Auch beim Maksutov-Cassegrain-Teleskop ist dasVorbild dasCassegrain-System. Wie beim SCTist der Hauptspiegel in Kugelformgeschliffen.Die noch stärkerals dort provozierte sphärischeAbenation (sieheSchritt 2) wird durch eine ebenfallssphärische Konektionsplatte, die Meniskusist auf die linsegenanntwird, retuschiert.Der Fangspiegel RückseitedesMeniskusaufgedampft.Auch diesesSystem ist sehrkurzbauendund wird dahersogarin Fotoobjektiven verwendet.Ebenfallsaus dem Cassegrain wurde das Ritchey-Chr€tien -Systementwickelt.Dort werdendie Bild-

Abb.1-8 Strahlengang einesSchmidt-Cassegrain-Teleskops (oben)und einesMaksutov-Teleskops (unten).

Hauptspiegel

Hauptspiegel

Fangspiegel

Fangspiegel

Fokussierknopf J

a

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Fokussierknopf 0kularauszug

(oben).Der Abb. l-10: Einzelteile (oben).Der Abb.1-9: Einzelteile einesMaksutov-Cassegrain-Tubus einesSchmidt-Cassegrain-Tubus Beobachter blicktam hinterenEndein dasOkular. Beobachter blicktam hinterenEndein dasOkular. fehler durch hyperbolischgeschliffenenHaupt- und Fangspiegel vermieden.Die meistenprofessionellen Teleskopesind heutevon diesemTyp. Es gibt auchrKreuzungenn mit Newton-Teleskopen, wie SchmidtNewton oder Maksutov-Newton.Beim Schmidt-Newtonist eine Konektionsplattevor die Öffnung gesetzt, um die sphärische Abenation des Hauptspiegels zu verbessem. Wie beim Schmidt-

Casseg,rain ist der Fangspiegelin der Konektionsplatteeingehängt. Der Einblick erfolgt wie beim originalenNewton seitlich am oberenTubusende.Auch beim Maksutov-Newtonist das der Fall.Hier kann der Fangspiegel allerdingsnicht wie beim Maksutov-Cassegrain auf die Rückeite der Meniskuslinse aufgedampft sein,sondemsitzt getrennthinter dieserim Tubus.

Montierung

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I Azimutale Montierung

Montierungsind die Achsenan der HorizontBei der azimutalen verstelDie Montierunghat die Aufgabe,das Teleskopzu tragen,es zu ebeneausgerichtet. EineAchselässtdie Himmelsrichtung bewegenund zu positionieren.Sie ist genau so wichtig wie die len (Azimut),die anderedie Höhe über dem Horizont(Altitude), dem Alt-Az-Koordinaten5ystem. Um einem Objekt Optik,dennsie erlaubtvor allem,die Bewegungder Himmelsob- entsprechend jekte durchdieErddrehung zu kompensieren. AllenMontierungen am Himmelzu folgen,müssenbeideAchsenbewegtwerden. ist gemein,dasssie in zwei aufeinandersenkrechten Achsenbe- Die meistenazimutalenMontierungenfür kleine Teleskopesind in realisiert.Dabeihängt dasTeleskoprohr wegt werden.Je nachdem zugrundegelegtenKoordinatensystemalsGabelmontierungen Azimutachse, die Höhenachse läuft quer durch werdengrundsätzlichzwei Typenvon Montierungenunterschie- der aufgespaltenen den Teleskontubus. den.

Ab b . 1- 11:DasF unk ti o n s p ri n ze i pn e r : i e A z i m u ta zi m ut alenM ont ier u n gD achseist auf denZenitgerichtet, sieerl a u b tdie V er s t ellundge r H o ri z o n tri c h tung.DieHöhenachse ist auf denHorizont gerichtet,sie erlaubtdie Verstell u n gder Höheüberd e m H o ri z o n U t. m Objektzu foleinemastronomischen gen,müssenständigbeideAchsenbewegtwerden.

Ab b .1 -1 2:A uf baueine ra z i mu ta l e n ( unt e n )u n d e i n e r Na b e n m ont ier ung ng (rechts). Dobsonmontieru

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Zenit

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Horizont

Stativkopf-Flansch

Azimutachse (inderRockerbox)

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einder Rockerbox werdenin die rundenAussparungen GrößereazimutaleMontierungensind als Dobson-Montierunghenräder die leichteZerlegbarkeit Die einfacheBauweise, auseinerNabe,die in fach eingesetzt. Bei ihr bestehtdie Azimutachse ausgeführt. machendie DobAnforderungen ist. und die geringenmechanischen eine fest auf dem BodenstehendeGrundplatteeingelassen Siekann zur ultimativenSelbstbau-Montierung. Rockerbox aufge- son-Montierung Auf dieseNabewird beweglichdie sogenannte von 150mmbis weit über 500mmDurchmessetzt.Die Rockerboxnimmt wie eine Gabelden TeleskoptubusNewton-Teleskope angebracht sind.DieseHö- sertragen. auf, an dem seitlichdie Höhenräder

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erungen si ndbei kl ei nenAm at eur f er ne A bb.1-13:A zi mutal Monti (l i nks) auf si tztdasFer nr ohr B eiderN abenmonti erung rohrenhäufi g. (rechts) i st es in die HöbeiderGabel monti erung der H öhenachse, henachse ei ngehängt.

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Montierung I Parallaktische

Polbocklässtsich alsoum ca. 50' geneigtsein,am sogenannten Montierung sind die Achsenan der Erd- dieserWert an einer Skalaeinstellen.Diesewichtige Einstellung Bei der parallaktischen verstellen, solltevor der erstenBenutzungdes Gerätesvorgenommenwerachseausgerichtet. Eine Achselässtdie Rektaszension Koordinatenfür großeStädtedes deutentsprechend dem R.A.-Dekl.-Koordi-den. Die geographischen die anderedie Deklination, sind im Anhangenthalten. natensystem.Um einem Objekt am Himmel zu folgen, ist nur schenSprachraums werden notwendig. Parallaktische M ontierungen für kleineAmateurfernrohre noch die Benutzungder Rektaszensionsachse gebaut.Bei der sogenanntendeutMontierungparallelzur Erdachse ausrichten in zwei Konstruktionstypen Um die parallaktische gegen die Waagerechte schenMontierung silzt das Fernrohrauf der Deklinationsachse, zu können, ist die Rektaszensionsachse um einenbestimmtenWinkelgeneigt. Dieser Winkel entspricht der Höhe des Himmelsnordpols über dem Horizont,was genau der geographischenBreite des Beobachtungsortes entspricht. Bei in Deutschland benutzten Montierungenmussdie Polachse

Ab b .I-1 4: DasF unk t ion s p ri neziinpe r pa ra l l a k t is c hen M ont ier u n gD:i eR e k taszensionsachse ist auf den Himmelspolgerichtet, sieerlaubtdieVers te l l u n der g Rek t as z en s iDo ine.D e k l i na ti o n s ac hsiset auf den H i m m e l s ä quatorgerichtet, sie erlaubtdie Verste l l u n gder Dek linat io nU.m e i n e m astronomischen 0bjekt zu folgen, muss nur die Rektaszensionsachse beweqtwerden..

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ist ein Gegengewichtzur Balanceangegegenüberdes Teleskoprohrs ist das Femrohrin eine in zwei Arme bracht.Bei der Gabelmontierung gespalteneDeklinationsachse mittig eingehängt. Montierungbesitzenje zweiKnöpfe.Mit Die Achsender parallaktischen dem einenlässtsich die Achseanetieren,alsoin einerbestimmtenPoMit dem anderenkann man die Achselangsamper sition festklemmen. Hand bewegen.An vielen Montierungensind dieseBewegungsknöpfe mit biegsamenWellenausgestattet. nachdrehen Damit man nicht immervon Hand die Rektaszensionsachse muss,sind an manchenMontierungenMotoren angebracht,mit denen man die Bewegungeiner oder beiderAchsenüber eineHandsteuerbox vomehmenbzw. kontrollierenkann.

Montierung(links). Abb. 1-15: Aufbaueinerparallaktischen von nur einerAchselässtsichdie ErdrotaMit der Bewegung wenn die Montierungkorrektauf den tion auszugleichen, ist (rechts). ausgerichtet Himmelspol Gegengewicht

Stativkopf-Flansch

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Rektaszensionsachse

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Deklination F ei nbew egung

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DasStativmussdie gesamteLastausMontierungund Teleskopkonsind alsDreibeine tubustragen.Die meistenTeleskopstative beLager auf drei struiert,da sich die VerteilungdesGewichtes eine Dazu trägt währt hat. Wichtig ist die Steifheitdes Stativs. bei, die nicht lockerzwischenden Stativbeinen Mittelverstrebung solltennachMöglichkeitnicht aussitzensollte.Die Stativbeine gezogensein,dann ist dasStativam stabilsten. wichtig' montiertenTeleskopen Generellist es bei parallaktisch aufsitzt. dem Stativ auf dassdie Montierungexaktwaagerecht Deshalbsolltenbei ebenemUntergrundalle Stativbeinegenau sein. und im gleichenWinkelabgespreizt gleichweit ausgezogen Aufdie waagerechte Untergrundkannman um Auf unebenem Winkel stellungzu erreichen- entwederein Bein in geringerem nicht (bei Stativ das Montierungen) ausziehbaren oder abspreizen komplettaufziehen. Diesesollten VieleStativehabenan ihrenFüßenGummikappen. Plastikoder werden,um den darunterliegenden abgenommen stabileren geben, wesentlich die einen MetallspitzenPlaIz zu kann man Beobachtetman auf Grasboden, Standermöglichen. rammen, wasdie Boden festin den zusätzlich dieseMetallspitzen Stabilitätnochmalserhöht. stabileralsein Stativist einefesteSäule,auf Wesentlich die die Montierunggesetztwird. Wer von einem wie dem eigenen festen Beobachtungsplatz solltedieseMöglichGartenbeobachtet, keit unbedingtins Augefassen.

Stativkopf I

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Statir.fußmit Spitze

A bb. 1-17: S t at iv( ausziehund bar mi t A bl ageplat t e) ei nS äul enstatmivit f estelngestel l ter H öh e.

Zubehör Bei den meistenkommerziellen Teleskopen reichtdie mitgelieferte Grundausstattung zu erstenBeobachtungen aus.Dazugehört nebeneinemodermehrerenOkularenoftmalsnoch eineBarlowlinse,ein Zenit- oderUmkehrprisma, Filtersowiespezielles Zubehör für die Sonnenbeobachtung. Fest am Teleskoptubus angebrachtwerdenSucherfernohr und Taukappe.

g/Such I Visiereinrichtun er Mit dem Teleskopalleinist es schwerHimmelsobjekte aufzusuchen.Schulddaranist daskleineGesichtsfeld selbstbei niedriger Vergrößerung im Hauptteleskop. Bei einemRefraktormit langem Tubusist esrelativeinfach,zur grobenAusrichtung überdasRohr hinwegzu peilen.Bei einigenModellenist aucheineeinfache Visiereinrichtung angebracht. Komfortabler sindPeilgeräte, die eine rote Kreismarkierung oder einenLichtpunktan den Himmelspol projizieren. Blickt man durcheinensolchen Peiler,siehtman immergenau,wohin das Teleskopgerichtetist. H al ter ung 0 ku la r Zur Grundausstattung der meisten Teleskopegehört auch ein kleineszusätzliches Fernrohr,das in der Nähe des Okularauszugs auf den Tubus aufgesetztist. Es handeltsichum einenkleinenRefraktor mit einem Okularniedriger Vergrößerung, einemFadenkreuz und einemgroßenGesichtsfeld. Sinn des Sucherfernrohrs ist es. dem Beobachtereine Ver-

zu bindungzwischendem Himmelsanblick und Fernrohranblick geben.Mit diesemInstrumentwird ein Großteilder Beobachtungszeitverbracht:dasAufsuchender Objekte. Die Befestigung desSuchers am Teleskoptubus bestehtaus einer oderzwei Halterungen, mit denenman den Sucherparallelzum HoHauptrohreinstellen kann.Dazustelltman einegut sichtbare (Turm,Mast)im Hauptrohrein. Durchlockern rizontmarkierung der Schrauben, Ausrichten desSucherteleskops auf die eingestell(dabeiin den Sucherblite Marke,und Anziehender Schrauben parallelausAchsenbeiderTeleskope cken)werdendie optischen gerichtet. Ab und zu sollteman dieProzedurwiederholen, da sich mit der Zeit verstellen kann. die Ausrichtung desSuchers Projektionsfläche

Tel eskopschuh 0bjektiv

Batter i efac h/ E l e k t ro n i k

(l i nks)w i rd m it den A bb.1-18: E i n S ucherfernrohr In einemVidoppelten Justierschrauben eingestellt. (oben) wlrft einerote LEDeineZielmarke siersucher an den Himmel- der BetrieberfolqtüberBatterie.

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I Taukappe

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Taubeschlagder Optik tritt ein, wenn die Lufttemperaturunter den Taupunkt fällt. Tau kann verhindert werden durch abschirmen oder aufiryärmender optischenOberflächen.DieseGefahr können solltenicht unterschätztwerden:Nicht nur Herbstnächte sehr feucht werden.lst die Konektionsplatteeineskatadioptrihilft nur noch der Fön. schenTeleskopserst einmal beschlagen, werden, Auf gar keinenFall solltesie mit einemTuch freigerieben daszentört die Optik.lm Winterkann sichsogarReif oderEisbilden! Bei Refiaktorenist die Taukappeschonin den Tubusintegriert, Newton-Teleskopehaben den Spiegelam unteren Tubuist nachunten gerichtet- hier ist wesende,und der Fangspiegel niger Gefahrzu befürchten. Die Taukappesollte mindestens'lOcmlang sein, aber dabei die Öffrrung des Teleskopsnicht beschneiden.Es gibt beheizbare Taukappen,die viel Argerenparen,allerdingsauch an die Stromwerden versorgungdes Teleskops(fallsvorhanden)angeschlossen müssen.Man kann sich eine einfacheTaukappeleicht selbstba- Abb.1- 19 : Taukappean einenSchmidt-Cassegrain-Teleskop. vome auf steln;zu diesemZweckwird einePapp-oderPlastikrolle den Tubus aufgesteckt.

I Mbrationsdämpfer Auf hartem Untergnrnd übertragensich Vibrationen des Bodens Abb. 1-20: Vibrationsdämpfer für Stativbeine. leicht auf Femrohrstative.Bei der Beobachtungwird die Zitterbe- zumUnterlegen wegung des Teleskopsvergrößertund kann die Wahmehmung sehrstören.Abhilfe schaffenaus speziellemGummi gefertigteMdie einzelnunterjedesStativbeingelegtwerden brationsdämpfer, können. Sie reduzierendie Ausschwingzeitder Montierung auf sollte. ein erträgliches Maß, daseine Sekundenicht überschreiten

I Nachführmotor Die Achseneiner parallaktischen Montierungwerdenbei einfachenFernrohren überdie biegsamen Wellender Feinbewegungen per Hand nachgeführt. Da aberwegender nächtlichenDrehung des Sternhimmels die Rektaszensionsachse ständigverstelltwerden muss,wird dies auf Dauer als lästig empfunden.Abhilfe schafftein Nachführmotor, der an die Rektaszensionsachse angeschlossen wird. EinfacheModellekann man nur an- und ausdieErddrehung. Esgibt aberauchMoschalten, siekompensieren toren,bei denenman das Teleskopin verschiedenen Geschwinkann. digkeitennicht nur nachführen, sondernauchpositionieren kanndas lst auchein Motor an derDeklinationsachse angebracht, Fernrohrper Knopfdruckin jede gewünschte Richtunggefahren werden. Die Geschwindigkeit dieserBewegungen lässtsich bei besseren Montierungenin mehrerenStufenvariieren,die meistenseinem Auf diese Vielfachender Nachführgeschwindigkeit entsprechen. WeiselassensichauchgrößereStrecken am Himmelelektronisch zurücklegen. Ein Nachführmotor ist unerlässlich für die Astrofotografie. Allerdingsmussman den benötigtenStrombereitstellen können.Die meistenMotorenarbeitenmit l2V Gleichstrom und könnenüber die Autobatterieversorgtwerden.Es ist ratsam,dazu nicht die Batteriedes eigenenWagens,sonderneinenextraBatterieblock zu verwenden, der nach der Beobachtungsnacht wiederaufgeladen werdenkann.

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A bb. 1-21' . N achführ m ot or en zumA ufstecken auf e ineM onti erung (oben) und angeschl ossenan ei ner deut ( unt en) . schenMonti eru ng Die Stromversorgung erl N fol gtüberB at t er ien oder mi ttel sei ne sWandler s .= di rektvom nor m alen r Stromnetz.

I Teleskopsteuerung

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bestehenauseinfachenSchrittmoDie meistenNachführantriebe Montierungen lassensich aberauch umtoren. Für viele bessere gsysteme nachrüsten, die insbesonfangneicheTeleskopsteuerun nützlich Diese Steuerungen erdere für die Astrofotografie sind. EinPositionierung in beiden Achsen auch die laubennebender gkeitenund frei wählNachführgeschwindi stellung verschiedener Konekturgeschwindigkeiten für die feinfühlige Kontrolle bare Nachführung. Darüber hinaus sind die Funktionen währendder programmierbar bzw. sie lassensich auchdider Steuerungenoft einen Comnuter anrekt mit einer soeziellenSchnittstellean schließen. bei der AstroEinebesondereFunktion für Langzeitbelichtungen Fehlerkonektur, kurz PEC(engl.pefotografieist die periodische riodic enor conection).Jede Montierung besitzt aufgrund ihrer Konstruktioneine gewisseUngenauigkeitim Lauf. Belichtetman ausreichend lange- meistgenügenschonmehrals 30 Sekunden - werdenStemetrotz exakterNachführungnicht mehr punktförmig, sondemals Stricheabgebildet.Die AbweichungdesMontieführt zu einem rungslaufsvon der wirklichenHimmelsbewegung des Sternbilds, das im Bereich des Durchmessers der Verwischen PlanetenMars oderJupiterliegenkann.EineständigeKontrolle für scharfeFotos. der Nachführungist also unerlässlich man die Montierung auf eine Mit der PEC-Funktiontrainiert Abweichungen, in dem man ihr für automatische Konekturdieser Antriebsschnecke Konekturwerte einen Umdrehungszyklus der gespeichert werden. Bei der vorgibt, die dann von der Steuerung nächstenBenutzungmussder Konekturvorgangnicht noch einmal wiederholtwerden.Mit der Zeit lässtsich durchimmerfeinere Konekturender LauffehlerderMontierungnahezuausgleichen.

SteueAbb.1-22:Vielemoderne Teleskope sindmit elektronischen rungenausgerüstet. Sie stellennebender Richtungspositionierung nützlicheHilfsmittelzur Verfüviele weiterefür Astrofotoqrafen gung.

I Goto-Steuerung Noch mehr Luxus erlaubendie sogenanntenSky-Computeroder (nachdem engl.Eingabefehl rGo-tor-Steuerungen G0 T0 ...).Sie A bb.1-23:Goto-Monti erungen können überdenC omput er odereine enthalten nicht nur alle Funktionen einer Teleskopsteuerung,spezielle Handsteuerbox bedientwerden.Diesebietendie Möglichsondem zusätzlicheine Objektdatenbank. Planeten,Sterneund keit,auseinerDatenbank von mehreren tausendObjektenein geDeep-Sky-Objekte lassensich abrufen und auf Knopfdruckan- suchtes Zielherauszusuchen und automatisch anzusteuern. Zusätzjederzeitnach einemein- lich könnenweitereInformationen fahren.Ebensokann man dasTeleskop zu jedemObjektabgerufen wergestelltenObjektoder den Himmelskoordinaten Tourenababfragen. den.EinigeSteuerungen könnenvorherprogrammierte Vonaussetzungfür eine funktionierendeGoto-Funktionist eine fahrenundgebenInformationen zu astronomischen Begriffen. Allen gemeinsam exaktePositionierungdes Teleskops. Dazu ist vor der Benutzung Modellen ist:DiePositioniergenauigkeit ist nursogenau, desGeräteseinelnitialisierungnötig. Dieseerfordertzumeisteine w i e esdi eA usri chtung erl aubt. D azukannmanm anuell desGerätes (Stern-lnitialisierunq) exakteNivellierungdes Gerätes,eine Zeit- und Ortsangabe sowie vorgehen odersichdie Arbeitvon einemeindie manuelleEinstellung vorgegebener lnitialisierungssterne. Die gebauten GPS-Empfänger abnehmen lassen. neusteGenerationder Goto-Teleskope erledigtsogar dieseAufgabenohne Zutun desBenutzers, weil ein eingebauterGPS-Empfängerdie PositiondesTeleskops auf der Erdebestimmtund ein Kreisel für die horizontale Orientierungder Montierungsbasis sorgt. je Die Einstellgenauigkeit von Goto-Teleskopen ist umsogeringer, größerdie Schwenkwege für die Montierungsind, so dasses durchauseinmalpassieren kann, dassein Objektauf der anderen SeitedesHimmelsnicht mehrmittig anpositioniert wird. Die gängigenGoto-Steuerungen werdenvon zahlreichenAstronomie-Computerprogrammen unterstützt,so dassman das Teleskop auch direktvom PC aus ansteuernkann. Somitlässtsich die FunktionalitätumfangreicherSoftwarezusätzlichauf die Steuerung übertragen.Für Asffofotografenbietet sichdadurchetwadie gs- und AufnahmeMöglichkeitzur femgesteuerten Positionierun (sieheSeite3B). steuerung,z.B. mit CCD-Kameras

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ll ilHklil#=318 I Okulare

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Okularesind Lupen.mit denendasvom Fernrohr erzeugte Bild vergrößertbetrachtet wird. Man brauchtOkulareverschiedener Brennweiten,um verschiedene '

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Hülseuntergebracht sind. Um es zu benutzen,wird gees in den Okularauszug steckt und dort festgeklemmt. von OkulaDie Steckdurchmesser ren sind normiertund betragenentwe d er 24, 5m m ( 0, 9 6 " ),3 l ,B m m (1 ,2 5 " ) oder 50,Bmm(2"), man kann also0kulareanHuygens(H)

zweilinsig

v er schiedener A bb.1-24:Okul are urchmesser: Steckd a) 2+,smm(0,96") (1,25" ) b) 31,B mm c) so,emm(2")

Eigengesichtsfeld ca.40'

geeignet Vergrößerungen für niedrige 0kulartyp, Sehrweitverbreiteter (R,SR)und Mittenzwey (M) dieses Typswerdenals Ramsden Modifikationen

Eioenoesichtsfeld ca.40'

Verbesserunq des

bezeich net. Kellner(K) (O) Orthoskopisch Plössl(Pl) Erfle (WW)

Typs,

net auchfür höhereVergrößerungen.

ignetfür hoheVergrößerungen. für hoheVergrößerungen. Geeignet sechsl insig

Eioenoesichtsfeld ca.60-70'

Esgibt zahlreiche für niedrige Vergrößerungen. Weitwinkelokular Weiterentwicklungen auchfür hoheVergrößerungen.

dererHerstellerauch am eigenenFernrohreinsetzen. Will m a ne i n 2 4, 5m m - O k ula a nr e i n e mOk u l a ra u s z m u gi t 3 1 ,Bmm benutzen,benötigtman allerdingseinenAdapter(auchals Re d u zi e r hülsbez e eic hn e t). O k u l a rem i t 3 l .B m m a n e i nem Teleskopzu benutzen,dessenOkularauszug nur 24,5mmOkulareaufnimmt,ist nicht sinnvoll. je nachKonstruktionunterschiedlich große Okularebesitzen (auch: scheinbareGesichtsfelder). Eigengesichtsfelder Bei hat man den Okularenmit wenigerals40" Eigengesichtsfeld Eindruck,durch einenTunnelzu blicken.Bei Okularenmit mehr als 65" Eigengesichtsfeld kann man das gesamteFeld nicht mehrmit einemBlicküberschauen, dieseOkularewerden alsWeitwinkelokulare bezeichnet. DasEigengesichtsfeld berechnetsich ungefähraus den Konstruktionsdaten des Okulars:

Augenl i ns e Augenmu s c h e l

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Stec k h ü l s e

F el dl i ns e

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F er nr ohr

= Eigengesichtsfeld 2 a rcta n( F eldblenden ra/d0ikuusl a rb re n n w e i te ) Beispiel:Ein Okularmit 25mm Brennweiteund einem Radius der Feldblendevon I)mm besitzt ein Eigengesichtsfeld von 44". Die Feldblende kann oft mit der fernrohrseitigen Linsenfassunggleichgesetzt werden;sieist abhängigvom Steckdurchmesser. Diesgilt abernicht für ein Huygens-Okular, hierliegt siezwischenden beidenLinsen(vgl.Abb.).

Stec k hül s e

(oben) A bb.1-25:B enennung derE i nzel teiei l enesOkul ars undAuf baueinesH uygens-0kul (unten). ars

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Okularewerdenin verschiedenen Konstruktionengefertigt, es hat sich eingebürgertverschiedene Typen mit Buchstabenabzukürzen. Sätzevon mehrerenOkularen,die ohne Nachstellen am Fokussierknopf nacheinanderverwendetwerden können,nennt man homofokal.Das ist ein großer Vorteilgeradebei hohenVergrößerungen, damit man das Bild durch Verwackelnbeim fokussierennicht verliert.Eine Feineinstellung ist auch bei homofokalen Okularennötig. NachwelchenKriterienman sich einen sinnvollenSatzvon drei bis fiinf Okularenzusammenstellt,ist im AbschnittVergrößerungerklärt (sieheSchritt2). Unter dem Lichtvvegbzw. der Rohrverkürzungversteht man die Strecke.um den man den Okularauszug nach innen verstellenmuss, damit das Okular den Brennpunkt eneicht. Okulare haben .10-30mm, Lichtwege von bei PrismenoderAdaptemkann der Lichtweg aber schon über 50mm betragen.Die Folgekann sein, dass der 0kularauszug nicht weit genug nach innen verstellt werden kann, so dass man nicht an den Brennpunkt kommt und das entsprechende Zubehörteil nicht verwenden kann. LV-0kulor

Kellner-0kular

0rth oskopisches 0kular

Plössl-0kulor

Abb.1-26: Konstruktion verschiedener 0kulafipen.

Erfle-0kulor

Wide-Angle-0kulor

Ultro-Wide-Angle-0 kuIor

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Abb.1-27 Fadenkreuzokulare werdenzur Kontrolle der Nachführung bei der Astrofotografie benutzt.Siesind mit einerbatteriebetriebenen Beleuchtung versehen(oben).Bequemist ein Doppelfadenkreuz, daszueinander verschiebbar realisiert seinkann(rechtsoben). D a n e b egni b t e ss p e zi el lMessokul are, di eei ne e komplexeSkalenanordnung um Gesichtsfeld b i e te nD . a m i tk a n nm an ni chtnur nachführen, s o n d e rna u c h D i s tanzenund W i nkel messen (rechts).

I Adapter

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Ab b .1- 28:M it Z oom -0 k u l a re n lassensich verschiedene Vergrößerungen ohneOkularwechsel erreichen,da man untersch i edlic he B r ennwe i tedni re k t a m G ehäus eeins t e l l e nk a n n . Bei den meistenModellenveri n g e r st ic haller dingdsa sE i g e n gesichtsfeld bei niedrigenVerg rö ßer ung bis hin z umT u n n e l b l i ck . Ab b . 1- 29: Das E le k tro n i s c h e o d e r P C- O k ular is t e i g e n tl i c h e i n ek leineK am er a, m i t d e rd a s per USB-Kabel Fernrohrbild direkt zum Computerübertragen werdenkann

Um an einem Okularauszug mit 50,8mm Durchmesser auch 3l,8mm-Zubehör einsetzen zu können,benötigtman eine Reduzierhülse.Umgekehrtgibt es auchErweiterungshülsen, wegender Beschneidung desGesichtsfeldes ist dieVerwendungvon Zubehör mit großemDurchmesser an Okularauszügen mit kleinemDurchmessernicht sinnvoll. gibt es auch SchraubsyNebendem Systemder Steckdurchmesser in der Astrofotografieverwendetwerden. steme,die insbesondere Am verbreitetsten ist dasT2-System, dassich auch aufviele Spiegelreflex-Kameras anpassenlässt. Fernrohrseitigbenötigt man dazu entwedereinenAdaptervon 3l,Bmm auf T2 oder 50,Bmm auf T2. EinigeTeleskophersteller habeneigeneGewindeim Okularauszug angebracht, für die es auchspezielle Übergangsadapter gibt. auf dasT2-Gewinde

Abb.1-30:Adaoterfür verschiedene Steckdurchmesser.

I Binokularansalz Ausrenkönnen.Zudembenöti otman al l e0kul arei n zw ei facher fertigung. i n den Oku lar auszug D erB i nokul arsatz w i rd w i e ei neB arl ow l i nse gestecktund nimnrt seinerseits zwei Okulareauf. Diesewerden achten. E in B inoku lare rAn sa tz er m öglic ht beidäugigesSehen am T e l e - zunächst auf den ri chti genA ugenabstand ei ngestel lDie t . O kulal t,demmandasj eweilsanskop. lnsbesonderehelle Objekte erscheinenplastischerund zei- re w erdendannei nzel nscharfgesteli n gen D eta ilsle ich ter.Als Nac ht eils c hlägt z u buc he, das sStr a h l e n - dereA uge zuknei ft.S ti mmtcl erA ugenabstand und s ind beide stel l tsi chei n räurnl i ch-d r eidim ensioteiler und Prisrn ena is zu s ät z lic heopt is c heElem ent eim St r a h l e n - 0kul areopti nralfokussi ert, gang zur Ve rschle ch teru ng ei n. der Bildqualit ätf ühr en k önnen . I n s b e - nal erE i ndruck desTel eskopbi l des

Ar. nF enrro hrwird n orn raler weis einäugig, e als o m onok uia r b e o b achtet . Dieseru nn atü riic heVer z ic htauf ein Auge hat Aus w i r k u n gen auf die De tailwa hrn ehr nungund Bequem lic hk eitbeim b e o b -

sondere kommt es zu Lichtverlusten,so dass schwacheObjekte pr o f o t i e rrur sehr b eg ren zt vo m E ins at zeines Binok ular ans at z es

A b b . 1 -31: E in binok u l a re r A n sa tzer m öglic htdie b e i Dazu d ä u g i g eB eobac ht ung. w i rd d a sv om T eles k op o b j e k ti v ko mm ende Lic htv on e i in zw e i n e m Strahlent eiler g e tre n nt e S t r ahleng ä n g e au fg e sp alt et( r ec ht s ] . D i e me i ste nM odellebenöt i g e n wasda z u s e h rvi e l Lic ht weg, fü h re n k ann das s s ie b e i Fe rn ro h r en m it gr oß enÖ ffn u n g sv er hält nis s enni c h t s ch a rfg e s t elltwer denkö n n e n .Fü reinigeM odellek a n n ma n Ko r r ek t or linsken au fe n , F ehler aus gleic h e n . di ed i e se n

I Prismen

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Soll mit Geräten,die den Okularauszug am hinteren Tubusendehaben (also Refraktorenund manchenkatadioptrischenFemrohren),ein Objekt in gnoßerHöhe über dem Horizontbetrachtetwerden, wird aus der bequemen Beobachtungshaltung schnell eine Venenkung. Deswegen gibt es ftir die Beobachtung zenitnaher Gegenden dasZeohne Prismo (ostrononi schrichtig) Zenitprisno Amici- Prisma(bloßes Auge) nitprismaoderden Zenitspiegel,dasden Strahlengang des Abb. 1- 32: Bildor ient i e r u n g eanm Beispiel desMondesdurchverschiedene Prismen. Teleskoosum 90" nach oben ablenkt.Dieserbesitztwie ein Okulareine Hülse,die in den Okularauszug gestecktwird, sowie Das Zenitprismarichtet das Bild auf, vertauschtaber Ost und eine weitereHülse,die das Okularselbstaufnimmt - das Prisma West.DasBild im Okularist nun spiegelverkehrt, so dassdas Lekommt also zwischenTeleskopund Okularzum Einsatz.Es gibt senvon Stern-und Mondkartenschwierigwird. Modeffefür 24,5mm,31,Bmmund 50,Bmm-Okulare.

Bildorientierung im Fernrohr bloßes Auge.Fernglas

Nordenoben,Ostenlinks,Sternewandernnachrechts

Fernrohrohne Prisma(Geradesicht)

Nordenunten,0stenrechts, Sternewandernnachlinks

Fernrohrmit Zeni

Nordenoben,Ostenrechts, Sternewandernnachlinks

Fernrohrmit Amiciprisma/Porroprisma

Nordenoben,Ostenlinks,Sternewandernnachrechts

Eine Alternativezum Zenitnrismaist das Amici-Prisma.Es ist ein sogenanntes Umkehr-Prisma, richtet das im Teleskopum lB0' gedrehteBild also wiedervollkommenauf. Es gibt Amici-Prismen mit 90" und 45' Ablenkung,der Effekt ist derselbe.Auch o! ---: dasPonoprismaist ein Umkehrprisma, das das Bild wiederzum mit bloßem Auge gewohntenAnblickzurückholt; allerdingswird hier keine Ablenkung erreicht. (l i nks) (rechts). Die Bildorientierungim Teleskopist Ab b .1 -3 3 :Z e n i tpri sma undA mi ci -P ri sma immer schnelldurch die Richtung,in der sich die Sternebei nicht nachgeführter Montierung bewegen,festzustellen.Es gilt die Regel:die Sterne verlassen das Okulargesichtsfeld Richtung Westen,neue Sterneerscheinen im Gesichtsfeld aus RichtungOsten. Nordenist in RichtungPolarstern, Süden ist entgegen gesetzt gerichtet. Man beachte,dass die rWindrosen jetzt mit rNordenoben, Ostenlinksn bei der Beobachtungmit bloßem Auge andersals auf Landkartenist, weil wir ja von unterhalbnach oben (l i nks)undi n ei nemD achkant-P ri sma ( r echt s) . auf die Himmelskarte schauen. A b b .1 -3 4 :Stra hl engang i n ei nemZeni tpri sma

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I Linsen

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0kul ar Um die Brennweite von Fernrohren zu verlängern oderzu verkür-_____* gezen,setztman spezielle Linsenein, die in den Okularauszug stecktwerdenund dannjeweilsein Okularaufnehmenkönnen. (sprichrBarlohr)ist eineZerstreuungslinse, Dte Barlowlinse die die Brennweite desFernrohrs verlängert, derVerlängerungsfaktor beträ gtm eis t2x , abera u c h l ,5 x o d e r3 x . K o m b i n i e rt m an ei ne2x Barlowlinse mit einem60/900mm-Fernrohr, beträgtdie dadurch -----\ entstehende Brennweite, Aquivalenzbrennweitegenannt, Fernrohr gesteklB00mm.Wird nun ein 20mm-Okular in die Barlowlinse kt, steigtdie Vergrößerung von 45x auf 90x. Man kann alsoseine Okularsammlung mit zweiverschiedenen Vergrößerungssätzen benutzen.Es gibt auchBarlowlinsen, derenFaktorstufenlosver( oben) , stellbarist. A bb.1-35:B arl ow l i nse zumV ervi el fachen derV ergrößer ung (unten) Da die Barlowlinse zur E rdbeobachtung. eineLinseist,schlepptsieauchderenProble- U mkehrl i nse me ein. Auch wenn es sich um ein Spiegelteleskop handelt,an dem die Linsebenutztwird,hat man esjetzt alsomit Farbfehlern zu tun. Deswegen sind allebesseren Barlowlinsen auf dem Markt Achromate, alsozweilinsig. Fe rn ro h r Nur bei preiswerten Teleskopen zu finden sind Umkehrlinsen, die äußerlichähnlichwie eine Barlowlinse aussehen. Ein einfaches , Linsensystem bewirkt hier neben der Brennweitenverlängerung wie bei der Barlow-Linse aucheineDrehungdesBildesum lB0', so dassdie Objektewie vom bloßenAuge gewohntam Himmel orientiertsind.Da dieseeinfachenModellemeisteinlinsigist ist ihre Qualitätoft schlecht,stattdessen ist die Benutzungeines Amici-Prismas anzuraten. 7 0kul ar

I Okularfilter Mit Filternsind hier gefärbte,beschichtete oderbedampfteGlasscheibchengemeint,die in die Steckhülse des OkularseingedesOkuschraubtwerden.Damitliegensienaheder Fokalebene lars,und müssendeshalbsehr genau geschliffensein,was die zum Teil erstaunlichen Preisefür einzelneFiltererklärt. Allgemeinnützlichist ein sogenannter Neufra/fr/ter, der lediglich dasBild abdunkelt.Diesist oft bei der 1\4ondbeobachtung sinngevoll. Eine bequemeVarianteist durch zwei hintereinander verdrehbare Polfilter(bekanntaus der Fotosteckte,zueinander grafie)realisiert- auf dieseWeisekann man die Helligkeitstufenlosverstellen. Farbfilterwerdenin der visuellenPlanetenbeobachtung eingesetzt.Für denEinsteiger ist ein kompletterSatznichtsinnvoll,nur wenigeBeobachter arbeitensystematisch mit Filternund ihr GebraucherforderteinigePraxiserfahrung. Lediglichein hellesOrangefilterist von Anfangan zu empfehlen;es erhöhtden Kontrast (zumBeispiel Venusam blauenTaghimbei der Tagbeobachtung mel)und verstärktden Eindruckder Dunkelstrukturen auf Mars. gibt es die sogenannten Nebe/fr/fer, die in der DeepSchließlich Fi l terzumE i nschrauben i n ei n 0kular . Sky-Beobachtung zum Einsatzkommen.Eshandeltsichdabeium A bb.1-36:V erschi edene

NützlicheOkularfilter

Einsatzgebiet

Neutralfi lter

Mond,Venus, Sonne(nurzusammen mit Mond,Sonne(nurzusammen mit 0bjektivfilter)

Polfilter

verstellbare Abdunkl

Mars Minus-Violett-Filter Kontrastfi Iter

von Farbfehlern Kontraststeigeru ng

M o n d ,P l a n e t e n Mond,Planeten

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lnterferenzfilter,die durch aufwendige Beschichtung einen Teil des Lichts vollkommen abblocken.Ausgeschaltetwerden soll die künstlicheLichtverschmutzung durch Straßenlam.!! pen.Nebelfiltersind kleine Wunderwaffen, sie sind aberbeileibenicht für alle rNebelr,sondern nur für Emissionsnebel(wie der Große Orionnebel) und PlanetarischeNebel fwie Wellenlönge der Ringnebel)geeignet. (links)und Durchlasskurven (rechts). für verschiedene Nebelfiltertypen Der Anblick aller anderen Abb.1-37:Nebelfilter Objekte wird mit diesem Filter wesentlich verschlechtert. Die FilterdunFiltertyp Modell-Beispiel nützlichfür... keln den Himmelshinter(nureingeschränkt) g,rundund die Steme etBreitbandfilter Deep-Sky, SkyGlow,City-Lights, Sternhaufen, Galaxien (LPR) iqht-Pollution Reduction was ab, dass es schwer (UHC) werden kann, sich zurecht Nebel Schmalba ndfilter UltraHighContrast Emissionsnebel. Planetarische zu finden. Besondersviel < 200mm) uffn lrur Licht herausfilterndeLiLinienfilter Planetarische Nebel,Supernovareste, nienfilter sollten deshalb (für ige Emissionsnebel > 200mm) nur mit größerenÖffnun(für > 200mm) Linienfilter Emissionsnebel gen verwendetwerden. (nurfür die Fotografie) Linienfilter H- a l p h a Emissionsnebel

I Sonnenfilter NIEMIT DE MF E RNR O HOH R N ESIC H E R ESC N H U T IN Z D IE SONNESCHAUEN. UNSACHGEMASSC SONruCNBEOBACH_ TU NGK A NNZ URE RB L IN D U NFGÜ H R EN I

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A bb.1-39:S onnenbeobachtung mi t H i l feei nesP roj ekti o nsschir m s. befestigtwerden,was den Kontrastdes projiziertenBildeserhöht, und auch gl ei chal s Zei chengrundl age di enenk ann. Zur Projektionsolltennur Huygens-Okulare zum Einsatzkommen, Ab b.1- 38:Die m a n c h mai m l Z u b e h ömi r tg e g e b e n en Okularemit verkittetenLinsen oder Plastikgehäusen können 0 kular - S onnenf i sl te i nrdn i c h tg e e i g n eutn ds o l l te n sodurch die Hitze beschädigtwerden.Die Projektionsmethode ist gleichzeitig fo rt weggewor f en w e rd e n !D u rcdhi eP o s i ti onna h ed e s vor allemso beliebt,weil mehrerePersonen dasSonr i tz ea u s g e Bre nnpunkdes t s F e rn ro hsrsi n ds i eg ro ß eH nenbildbeobachten können.Aufgepasst werdensollte,dassniese t z tdie , z umP lat z eond e rSp ri n g edne sF i l te rs fü h re n mand versuchtdirekt durch das Teleskopzu schauen.Nie vergessen,dasSucherteleskop kann.A ugens c hädsei n dd i e F o l g e . abzudecken ! DenDurchmesser desSonnenbilds auf demSchirmkannman sich Die sichersteMethodeder Sonnenbeobachtung ist die Proyek- vorherberechnen, um den richtigenSchirmzu kaufenodereinen tionsmethode. Dabeiwird das Sonnenlicht ungefiltertdurchdas gutenAbstandzum Okularzu wählen. geschicktund dahinterauf einenSchirmprojiziert.5olTeleskop = 0,5 x Abstandvom Brennpunkt che Schirmesind als Zubehörvor allemzu Refraktoren zu kau- Sonnenbild x Vergrößerung f e n .Au f einigenM odelle nk a n nmi t M a g n e te ne i n w e i ß e sP api er

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erzieltman, wenn OptimaleErgebnisse in einendunklenRaumhinein projiziert wird. Zenitprismen und Zenitspiegel sollte man dazu möglichst nicht verwenden, denn vor allem beim Prisma bis zur könnensich Glasund Gehäuse Beschädigung aufheizen. Mit katadioptrischen Teleskopen ist die Sonnenprojektionnicht ratsam, denn Tubus heizt die Luft im geschlossenen sich auf und die Fangspiegelhalterung aus Kunststoff kann schmelzen.Deswegen wird mit diesenGeräten,ebenfalls mit dem Newton-Spiegel,meist mit Objektivsonnenfi'lferbeobachtet. DieseFilter bestehenaus bedamnftem sehrdünnen Glasoder einerspeziellen Folie, die in einem Rahmengefasstist und direkt auf die Femrohröffnungge- linksein Filteraus Glasund mit HilfeeinesObjektivfilters was Abb.1-40:Sonnenbeobachtung stecktwird. Es ist Geschmackssache r mit Filterfolie rechts. Objektivfilte besserist, dasgelborangeBild der GIas- selbstgebaute filter oder das maublaueder Filterfolie (esgibt auchFolien,die ein gelbesSonnenbilderzeugen). Die Fo- ne höhervergrößert,wird dies als zu dunkel empfindenund lielie kann man auchohneRahmenkaufenund sichje nachBedarf ber einenND 4-Filternehmenund dann mit einemNeutralfilter einen im Okularnachdunkeln.Es gilt der Grundsatz:Nachfiltemkann zurechtschneiden und zum Beispielfür das Sucherteleskop Dichten ange- man immer,aufhellennie. Filter basteln.Die Filter werdenin verschiedenen boten, von ND 3 (rNeutraleDichte(von drei Größenordnungen, Zwei eher selten angewandteMethoden, die mit der Lichtbredas heißt 1/1000 des Lichtes wird transmittiert)bis ND 5 chung in Glasprismenarbeiten,sind der Herschelkeilund das (l/100000 des Lichtswird transmittiert). Für die visuelleBeob- Sonnenokular nachBrandt.Beibeidenwird dasgesamteSonnengelassen, wo ein kleiachtungwird generellein Filter der Dichte5 empfohlen.Wer ger- licht durchdasTeleskopin einenGlaskörper

ner Teil für die Beobachtung herausgespiegelt wird. Auch diese Methodensind sicher,wenn auchnur sinnvollan einemRefraktor durchzuführen. SolcheSonnenprismen sind manchmalauch für kleineTeleskope zu erwerbenund sind mit einemOkularfilter kombiniert,der dasimmernoch sehrhelleBild weiterabdunkelt. Mit der Sonnenprojektion, Objektivfiltern aus Glasoder Sonnenprismenlässtsichdie Sonnenur im sogenannten Weißlichtbeobachten.ln einigenWellenlängen, die die Sonnenatmosphäre ausstrahlt,könnenaberwesentlichmehr Einzelheiten wahrgenommen werden.Für die Beobachtung dieserPhänomene sindjedoch Filternötig. spezielle H-alpha-Filterzeigendie Sonneim roten Licht der Wasserstofflinie.Siebestehen meistauszweiTeilen,einemFilterelement sowie einemBlockfilter. DasFilterelement wird in einerFassungauf die gesteckt. Teleskopöffnung wie ein Objektivsonnenfilter Je größer A bb.1-4 1 :Ei nH -a l o h a -F i l te w ri rd a u f d i e Tel e- der Durchmesser, destomehrDetailswerdenzu sehensein. skopöffnungaufgesteckt(oben).E s g i b t auch Der zusätzliche Blockfilterist meist in einemZenitprismaintek om pl e tteH -a l p h a -T e l e s k o mpi tefesteingeba u- griert und unbedingt erforderlich.Sein Durchmesser bestimmt, (unten). tem Filtersystem wie großder Ausschnitt am Himmelist, der mit dem Filtersystem beobachtetwerdenkann. Dies ist von der Brennweitedes verwendetenTeleskopsabhängig.Die gesamteSonnenscheibesollte sich auf einmal lassen. überblicken Die Qualitätder Filterungwird durch die Halbwertsbreite des Filtersausgedrückt. Je kleiner diese ist, desto schärfersind zu sehen. die Einzelheiten

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Fotoausrüstung

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Nahezujeder Teleskopbesitzer möchte durch sein Fernrohrauch Fotos machen.Die Astrofotografieerfordertviel instrumentellen Einsatzund Geduld.An dieserStellewerdennur Tippsfür erste Schrittegegeben.Mehr zu den verschiedenen Methoden der Astrofotografieist ab Seite87 zu finden.

I Kameras Nichtjede Kameraist gleichermaßen ftir die Fotografie von Mond und Sternengeeignet,abermitjedem Typ lassensichersteSchritte wagen.Eine astronomietaugliche Kamerasollteüber folgende (oben)si ndkaum ,Spiegelr eEigenschaften verfügen: A bb.1-42:D i gi tal eK ompaktkameras r LangeBelichtungen (unten)dagegen möglich.DieKamerasollteübereineMög- flexkameras voll für dieAstrofotografie einsetzbar. lichkeitdermanuellen Einstellung von Belichtungszeiten länger als l0 Sekundenverfügen.Spiegelreflexkameras verfügenzu diesemZwecküber einenAnschlussfür einenDrahtauslöser. o Autofokusausschaltbar. Die automatischen Scharfstellroutinen der meistenKameraskommenmit astronomischen Motiven nicht zurecht.Besserist es,wenn Sie die Kameramanuell scharfstellen können. . Blitz ausschaltbar. Die dunklenMotiveam Sternhimmel führen zur automatischen Auslösung der Blitzfunktion,die bei astronomischen Motiven unsinnigist. . Objektiventfernbar.Kameraobjektive sind nicht auf dasZusammenspiel mit Teleskopoptiken ausgelegt.Bei den meisten Methodender Astrofotografiewird daherauf das Objektivder Kameraverzichtetund direkt mit der Fernrohroptikfotografiert. Wenn sich die Kameralinse nicht entfernenlässt,ergeben sichEinschränkunqen in der Benutzbarkeit

Die traditionellen Film-Kameras werdenpraktischnicht mehr in derAstrofotografie Dazuführenmehrere Nachteile der eingesetzl. A u fn a h m eauf F ilmwie o langeBelichtungszeiten erforderlich . e mp findlic he F ilm eha b e ng ro ß eKö rn i g k e i t o Film mussin einemLaborentwickeltwerden o Filmentwicklung in Laborsnicht auf Astro-Motive abgestimmt o Ergebnis nicht gleichsichtbar Siewurdennahezuvollständig von den Digitalkameras abgelöst. . digitaleKompaktkameras sind am meistenverbreitet. 5ieverfügen überein ObjektivmeistgeringerBrennweite, dasnicht entferntwerdenkann.Damitkann mit ihnennur durchein mit einemOkularbestücktes Fernrohrfotografiertwerden (Okularprojektion), die direkteFotografiedurchdasFernrohr (Fokalfotografie) ist nicht möglich.DiesschließtdasFotografierenvon großflächigen Objektenaus,es bleibenlediglich Motivewie Mond und Sonne.Weil die Kamerachips nicht ftjr gedachtsind,lassensichsolchemeist langeBelichtungszeiten kaum sinnvollrealisieren. . digitaleSpiegelreflexkameras erlaubenden Wechsel desObjektivs.DieseKameras könnendaherfür alleBereiche der Astrofotografie eingesetzt werden,und lassensichauchselbst mit verschiedenen Teleobjektiven Die Qualitätder bestücken. größeralsbei den KompaktkameChipsist meistwesentlich ras,ebensodie Auflösung.Auch die Spiegelreflexkameras sind jedochurspünglich nicht für die Astrofotografie konzipiert und habendeshalbDefiziteinsbesondere bei sehrlangenBelichtungszeiten, wie sie für schwache Objekteerforderlich si n d .

A bb.1-43:W ebcams stel l en ein besonderspreiswertes Werkze ug für die Fotografie von Mondund P l aneten dar. muss U m si e zu verw enden, al l erdi ngs dasObj ekti(oben) v durchei ne Okul arsteckhül se ersetztwerden(unten).

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für die trortnalerweise Webcams sincl kleine Videokarneras, Bilclübertragungenins lntertret verwetrdetwerclen.Bei tlanchen Modellen lässt sich clasObjektiv etrtfernetruncl durch eine 0kularsteckhülseersetzetr,so dass clieseKatrrerasauch für clie Fokalfotografieatn Fernrohrgeeignet sind. Da clie AufnahnrechipsclerWebcatttsseltr klein sincl,zeigen clie Karreras llur einetr sehr kleinen Ausschnitt atn Hitlrnrel.Sie sincl cleswegenhauptsächlichfür die Aufnalrme votr Moncl und P la ne tenge eig ne t .Not wenc ligz um Bet r ieb is t ein C o l n p u t e l ist. an clen die Kanreraangeschlossen

o CCD-Kamerassincl extra für clie Astrol'otografieentworfen. Sie h a b e n g r o ß e l i c h t e n r p f i n d l i c h eC h i p s ,v e r f ü g e t rn i ch t ü b e r e i n eigetresObjektiv uncl lassellsich clirektan ein Fertrrohratrs c h l i e ß e nD . a m i t k ö n n e r t s i e s o w o h l z u r F o k a l f o to g r a fi ea l s auch 0kularprojektioneingesetztwerclett. A b b . 1 - 4 4 : C C D - K a m e r alsa s s e ns i c h f ü r d i e A s t r o f o to g r a fi e( l i n ks) , r e r N a c h f ü h r u n gw ä h r e n de i n e rAu fn a h a b e ra u c h f ü r d i e K o r r e k t u d m e a l s A u t o g u i d e rv e r w e n d e n( r e c h t s ) .D a b e i i s t d i e Ka m e r ad i r e kt m i t d e r N a c h f ü h r u n gd e r l V o n t i e r u n gv e r b u n d e nu n d ko r r i g i e r tsi e .

I Kamera-Halterungen F ür dic Astrofo tog rafiebc nölt igt nr an unt c r s c hiec llic hes Zu b e h ö r , j e nachden ro b n ran rlu rc h das Teles k ops elbs t f ot ogr af ie r t ,o d e r rrur seine Mo ntie run g n ut z t . Außer lür k ur z belic ht ele Ü b e r s icht saufn ah nre rr ist e ine par allak t is c heM ont ier ung nolw e n c l i g , unr clie Erclclreh unwä g hr end c lernr eis tnr ehr er eM inut en c l a u e r n dcn B clich tun gsze itcna us gleic hc nz u k ör r nc n. Bci cler oPigg.ybackn-Fotografic borutzt nran rricht clas Fcrnrohr s clbst ,son clcrrrsetzt clie K anr er ahuc k c pac kauf c lic par all a k t i s c h e Mont ieruin g.Die Kan reranr Lr s cs laz uan ihr er [ J nt c r s eit enr i t e i n e n r F otogewinclezur Be festigr - r ng s ei n . auf St at iv enaus gen- is t et E ine H alteru ng n rit rlen r pas s enr lenG egens t üc kz unr Fot o g e w i n dc, clic an clcr Oberseitec lesFc r r r r ohr t ubusauf . c iner Roh r s c h c l l e orlcr an cler Gcg en gcwic ht s s t angcc lc r M ont ier ung ang c b r a c h t wird, erlau bt d ic feste Anbr ingung r lc r Kanr c r a.M anc he R o h r s chcllen sirrd an ihre r O ber s c it cs c l. r onnr it einc r n Fot og e w i n c l e ausgest attet.Pra ktischis t es , wenn das G ewinde nr it c ir r e n rK u gelkopf ko nrb inie rtwird, c lann k ann nr an c lie Kanr er aauc l r o h n e M i.lheaul'd as g ewü nsch t eFelc leins t ellen. Einsetzb arfü r clicsc Technik s inc l c ligit ale Spiegelr ef lex k a l r e r a s uncl K onrpa ktkan rera s, ciie c ine iänger cBelic ht ungz ulas s e r r .

Ab b .1 -45 : V er s c hiedeKnaem e ra h a l te ru nfü g er nd i e P i g g yback-Fo(oeb e nl i n k s ), to g ra fi eRohr : s c helle m it Fo to g e w i n d H a l te rung für ei ne nSchm idt - Cas s egr a i n -T(oub eunsre c h tsu) n dKl e m m u ng an der Ge g e n gewic ht s s t ang ein eerd e u ts c h e[/l n o n ti e ru n g .

I Kamera-Adapter

c

4

s

Zur Fotografievon Sonneund Mond durch das Femrohr(Fokalund die fotografie)wird das Objektivder Kameraabgeschraubt, Kameraanstelledes Okularsan dasTeleskopgesetzt- diesist im möglich.Dazubenötigt Allgemeinennur mit Spiegelreflexkameras aufgeman einen speziellenAdapter,der auf den Okularauszug besitzt kasteckt (oder geschraubt)wird. DieserKameraadapter (T-Gewinde). meraseitig Um die Kamera ein M42x0,75-Gewinde anschießenzu können, ist zusätzlichnoch ein sogenannterTGewindeder KameraRingnotwendig,der auf die venchiedenen herstellerübersetzt. lässtsich das Objektivder Kamera Bei digitalenKompaktkameras meistensnicht entfemen.Hier mussrn Okularprojektion fotografiert werden.Dabeiverbleibtdas Okularim AuszugdesFernrohrs, währenddie Kameramit Objektivhinter diesemmontiertwird. Je nach Kameratypsind eigeneAdapteroder eine sogenannteDigiklemmenotwendig. Art, Astrofotografiezu betreiben,ist der Einsatz Die preiswerteste kleinerVideokameras, die als Zubehörfür Computerangeboten können für die werden.DieseWebcams(engl. lnternet-Kamera) Fokalfotografieund flir die Okularprojektion eingesetztwerden. Dazu wird die Kameradirekt in den Okulantutzendes Femrohrs gestecktund mit einemComputerverbunden. Für langbelichteteAstrofotosdurchTeleskope werdenhauptsäch(engl.chargescoupleddevices) lich CCD-Kameras verwendet.Diese sehr empfindlichenGerätesind mit kleinen Chipsausgerüstet gesteckt.Die Beund werdendirekt in den AuszugdesTeleskops dienung geschiehtdurch einen zusätzlichnotwendigenComputer. Relativ preiswertsind einfacheSchwarzweiß-Kameras, aufwendig und teuer dagegenhochenwickelte Farb-CCD-Kameras.

Abb.1-46: EineSpiegelreflexkamera wird mit einem T-Ring (rechts) undeinemKameraadapter (unten)an dasFernrohr angeschlossen.Der Kameraadapter w i rddannw i e ei n Okul ari n den geOkularauszug des Fernrohrs steckt- hier abgebildetist ein A dapterfür 31,8mm-0kul arauszüge.

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A b b . 1 -4 8: F ür die 0k u l a rp ro j e k ti o n , ie c hd a sa m F e rn a l sod i e F ot ogr af dur ro h r e i n ges t ec k0k t e ular w , e rd e ns p e z i e l l eAdapt erund eigen sd a fü rg e fe rI n.d i e s e m Beit i g te0 ku lar eangebot en sp i e lwi rd die A ugenm u s c hdeel s0 k u ) an i h re rSte l l e la rse n tfer nt( link sund e i n sp e z ieller A dapt erm i t T -G e w i n d e an g e b rac ht .

A bb. 1-47: C CD- Kam er as (l i nks)oder V i deokam er as (rechts)w erden ebenf alls fokali m B rennpu nkt desTel eskops ei ngese t ztDie . Befesti gung erfol gtwie beieinem 0kul ardi rektm it der A nschl usshülder se Kam er a, di e man auch bei Bedar f nachrüsten kann.

I Astrofotografie-Hilfsmittel insbesondere bei TeleTeleskope. Die Bildfehlerastrorronrischer Korerforderneinenachträgliche skopenrnit kurzenBrennweiten, Astrofotografie. DazuwerdenKorrekturfür die lang belichtende DieseLinsensysteme rektorenin den Strahlengang eingebracht. und w e rderan r einerbes t i mmteSn te l l ei n R e l a ti o znu B re n npunkt Der Anschluss erfolgt verschraubt. Kamerafest am Okularauszug andere,Hersteller-eigene Schraubanschlüsse über dasT2-System, in den Wnischen rnit Steckhülse oder wie bei einer Barlowlinse messern. Okular-Steckdurch verkürzenReduDie Brennweiteuncl clamitdie Belichtungszeit besitzensieeiAhnticnden Barlowlinsen zier-oderShapleylinsen multipliziert nerr Faktor,clernrit der Brennweitedes Teleskops wirci. ist der Okularauszug Fotografiert nrandirektdurchdasTeleskop, derzwischen durchdie Kameraschonbelegt.Etn Off-Axis-Guider, Kanreraund Teleskopgeschraubtwird, spiegeltLicht aus dern des Fernrohrsin eitren extra 0kularstutzen,der Strahlengang könkann.Leitsterne aufnehtrren wiederumein Fadenkreuzokular n e n n un abernur am R a n dd e sGe s i c h ts fe l dgeesfu n denw erden. Die Alternativeist die BenutzungeinesseparatenLeitfernrohrs, k o n ti e rtw i rd.D i e nachd a sauf dem Haupt fe rn ro hhru c k e p a cm arn Leitführkontrollegeschiehtnun nrittelsFadenkreuzokular fenrrohr.Diesessollte mindestensdie halbe Brennweitedes l o n ti ertsei n. habe nu n d s e h rg e n a up a ra l l ern Ha u pt t eles k ops

Ab b .' l- 49: Nurf ot og ra fi s cshi n n v o e l l i n s e tz b sairn dF o kal reduzi erer undK amen u l a ra u s zuq b zw.K or r ek t or linsSeine.w e rd e nz w i s c h eOk ra etn0esetzt.

Ab b .i -5 0 : W ir ddir ek durc t hd a sT e l e s k ofo p to g ra fi e rt, k a n ndasFad e n kre u z ok ular m it einemOff-A x i s -Gu i dveerrw e n d ewt e rden,der Li ch ta us dem S t r ahlen g a nhge ra u s s p i e g(o e lb t e n ).D a m i tkönnen zwa t n u r noc hs c hwäc h e re L e i ts te rnvee rw e n d ewt e rd e n,da das j e d o c he n tfä l l so m e i steL i c htja derK am e ra v o rb e h a l tebnl e i b t, t der A u fw a n df ür einex t r aLei tfe rn ro hDr.i em e i s teOff-A n x i s -Gui der si nd ro ti e rb ar aus gef ührst0, da s sz u me i n e nd a s0 k u l a ri n e i n egünsti ge t i rd ,u n dz u ma n d e re e Ei n b l i ck pos it gef ion ühr w n i n p a s s e n der Lei tste rna u seinemF eldr un du m d a sZ i e l o b i e kqte s u c hwt e rd enkann Irechts).

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Diewichtigsten Kennwerte einesastronomi sc henF er nr ohr s i n d s e i n e Ö ffn u n g u n d die B r ennweit el h. re A n g a b ei s t u n abhängigvon der Konstruktion desTeleskops.

Refroktor: Br ennw ei te

+<

O k ul ar br en n wtee +

I

O

öffnung, Durchmesser der Linse sm o d e rdes( Haupt - ) S p i e gi e n lm b es t im m das t Lic ht s a m muenldAuflösungsvermögen desTeleskops

t

Reflektor:

Brennweite, Abstand0bjektivlinse o d e rS piegel z umB r e n n p u n k t bestimmt dieGröße desFernrohrbildes i n d e rB r ennebene r je größerdie Öffnung,destomehr Licht kann dasTeleskop sammelnund destoschwächere Sternezeigtes o je größerdie Öffnung,destokleinere Einzelheiten kann dasTeleskop auflösenund destofeinereDetailszeigtes o je größerdie Öffnung,destomehrbeeinträchtigtdie irdischeLuftunruhe d a sB ild und des tos e l te n ekra n nd a s Teleskop seinevolleLeistungzeigen

t I

E O

I

0k u ar l l r ennw cte

(schemati sch]. A b b .2 -1: Grundgrößen Fernrohrs ei nesastronomi schen

. je längerdie Brennweite, destowenigermussdasBild mit hat aber werden;die Brennweite dem Okularnachvergrößert Einflussauf nicht - wie manchmalbehauptet- irgendeinen desFernrohrs die Leistungsfähigkeit Aus Öffnung und Brennweiteergebensich weitereGrößen,die kann: man ausihnenberechnen = Öffnung öffnungsverhältnis /Brennweite genannt wirdöffnungszahl Öffnungsverhältnis dasreziproke

wird;Okulare Augegesehen mitbloßem derBeobachtung tesgegenüber liche Vergrößerungen unterschied Brennweite ergeben unterschiedlicher Beispiel:Ein Teleskopmit einerBrennweitevon goomm ergibt von mit einemOkularvon l2mm Brennweiteeine Vergrößerung (75x). 75fach = Öffnung2 in mm2/49 Lichtsammelvermögen Auge zumbloßen imVergleich gesammelten Lichts gibtdieMenge des Fernrohr Licht das (zmmÖffnung) wieviel dafür, ist die Maßzahl an;es sind Sterne damitnocherreichbar schwachen undwelche kann, bündeln

Beispiel:Ein Teleskopmit einerÖffnung von 6omm und einer von f/ l5 Brennweitevon goomm hat ein Öffnungsverhältnis und eineÖffnungszahlvon I 5.

Beispiel:Ein Teleskopmit 60mm Öffnung hat ein Lichtsammelvermögenvon 73x,

= Teleskopbrennweite Vergrößerung / Okularbrennweite desObjekan,unterdemdieWinkelgröße gibtdenVergrößerungsfaktor

= öffnung / Vergrößerung Austrittspupille an,dasausdemTeleskop desLichtbündels gibtdenDurchmesser

Wichtige GrundgrößeneinigergängigerEinsteiger-Fernrohre Offnung

Brennweite öffnungsverhältnis

60mm

700mm

Lichtsammel- Auflösungs- Vergrößerung 25mm-Okular vermögen vermögen

f 111,7

73x

Austrittspupille Vergrößerung Austrittspupille 25mm-Okular 9mm-Okular 9mm-Okular

28x

2,1mm

78x

0,9mm

76mm

700mm

t19,2

117x

1,8"

28x

2,7mm

78x

1 , 0m m

90mm

12 50 mm

f / 13, 8

I b5X

1q'

50x

1,8mm

13 8 x

0,7mm

100mm

1000mm

f 110

204x

1,4"

40x

2,5mm

x 111

0,9mm

f l7,9

265x

1,2"

36x

3,2mm

100x

1 , 1m m

0,69"

80x

2,5mm

222x

0,9mm

114mm 200mm

900mm 2000mm

f/10

816x

c

o c u

L

N

's

E r g

= .9 u E

o

r

c v

N

gesammelten dafür,wievielvomFernrohr austritt.esist dieMaßzahl Augekann dasmenschliche ankommt; Lichtim AugedesBeobachten größere dasim venchenkt Austrittspupille 7mmnutzen;jede maximal erscheinen bei7mmAusgesammelte Licht.Himmelsobjekte Teleskop maximal hell tritßpupille Beispiel:Ein Teleskopmit 60mm Öffnung hat bei T\facher Vergrößerungeine Austrittspupillevon 0,8mm. Die Tabelle (sieheS. 45) zeigt anschaulich die verschiedenenGrößen in der prakti schen Berechnung.

r-

= 138/öffnungin mm in Bogensekunden Auflösungwermögen nochEinzelheiten ) gibtdieWinkelgröße an,beiderdasTeleskop einTeleskop dafür,wiefeineEinzelheiten trennt;esist dieMaßzahl gilt die Beobachtungen zeigenkann;beiastronomischen theoretisch Komponenten eiFormel exaktnurfür gleichhelle,nichtzu schwache nesDoppelsternsystems

Femrohrenach diesenWerten.Dabei gibt es man astronomische : gebräuchliche Schreibweisen zwei : öffn ung/ Brennweitein mm deußcheSchreibweise Beispiel:60/900 : öffnung in Zoll,öffnungsverhältnis Schreibweise amerikanische f/l5 Beispiel: 2,4' Auch im deutschenSprachgebiethat die Angabeder Femrohröffnung in Zoll (") Tradition.I Zoll entsprichI25,4mm,ein Femrohr bezeichnet. mit 50mm öfFnungwird deshalbauchalsrZweizöllern Die Baulängedes Tubus einesFemrohn hängt von seinerKonstruktion ab und kann wesentlichkürzer als die Brennweitesein. = Brennweite

Refraktor

= Brennweite - Tubusradius

Beispiel:Ein Teteskopmit 6omm Öffnung besitzt ein Aufl ösungsvermögenvon 2,3 ".

= Brennweite/2

Casseqrain

= Brennweite/4 Schmidt-Cassegrain

aus den beiden Da sich alle wichtigenAngabeneinesTeleskopes Werten öffnung und Brennweite enechnen lassen,klassifiziert

= Brennweite/4

Maksutov

UmrechnungZoll-mm l"

2"

3"

4"

25,4mm

50,8mm

76,2mm

l01, 6m m

152,4mm

8"

10"

12"

14"

20"

203,2mm

254,0mm

304,8mm

355,6mm

508,0mm

Lichtsammelvermögen Die wichtigsteFähigkeiteinesTeleskopes ist es,Licht zu sammeln. DieseFähigkeitsteigt quadratischmit zunehmendemDurchmesser an, da die optisch wirksameFlächeentscheidendist. Somit kann man mit immer gTrößeren Teleskopenauch immer schwächereSternesehen.

leskoptatsächlichist, bleibt aber abhängigvon der Grenzgröße mit bloßemAuge. Es gibt geeichteTestfelderam Himmel,mit derenHilfe man die Grenzgröße im Teleskopprüfen kann. Einesder bekanntestenist (sieheS. 4B). das Gebietum den Himmelsnordpol

u E U u

= Öffnung2in mm2/49 Lichtsammelvermögen

E E

Grenzgrößemit bloßemAuge unter verschiedenenBedingungen I J

Als Grenzgrößebezeichnetman die Helligkeit der schwächsten sichtbarenSteme.Die Grenzgrößemit bloßemAuge, also ohne Femrohrbeträgt ca. 6m (zur Nomenklaturder Helligkeitsangaben sieheSchritt 4), ist aber davon abhängig,wie stark der Mensch durch Lampenden Nachthimmelauftellt. Durchdiesesogenannte Lichtverschmutzung sind heute nahe der Städtenur noch sehr wenig Stemesichtbar. Durch seine lichtsammelndeWirkung kann man im Fernrohr schwächereSteme als mit bloßem Auge sehen,die Grenzgröße steigt alsoan.Wie groß die resultierende Grenzgröße mit dem Te-

N

's

Grenzgrößeim Teleskopunter vercchiedenenBedingungen

zs1Q!9qe1Aqgq___ 4qse. _190,IQ!90n x bloQgg 2_04 Auqe __

j

816x bloßes Auge

II + I t-

AnzahlSternebei 615 Grenzgröße

G r enzgr öße. dertel eskopi s chen A uge,rechtszur B esti mmung mi t bl oßem Diepols eq u e -n zl i n k sz u r Be s ti mmu ndger Grenzgröße Ab b . 2- 2:

Austrittspupille Die Austrittspupilleist der Durchmesser desLichtbündels, welches aus dem Okularaustritt - es wird also damit ausgesagt, wie viel des vom Femrohr gesammeltenLichts durch das Okular ins menschliche Auge kommt. Der maximaleDurchmesser, den unser Auge in dunkeladaptiertem Zustandfassenkann, ist etwa 7mm. Dadurchist auch die kleinstesinnvolleVergrößerungfestgelegt, denn wird die Austrittspupillegrößerals die Augenpupille,geht durch die Optik gebündeltesLicht wiederverloren,weil dasAuge nicht mehr allesaufnehmenkann. Austrittspupille= öffnung/Vergrößerung = 0kularbrennweite I / öffnungszah

I 5 a

'= : N <

hinterdem Fernrohr Abb.2-3: Austrittspupille - linkslangbrennweitigesOkular, rechtskurzbrennweitiges 0kular.

Das bedeutetin der Praxis:Das meisteLicht eneichtnur bei Minimalvergrößerung das Auge, mit jeder höherenVergrößerung schwacher Nebelist mit 60mm Öffnung bei l0x (=6mm Austrittgroßflächiger genausohell wird Licht verschenkt.Das heißt aber auch: Ein spupille) wie mit 200mm bei 33x. Astronomische Objekte können im Teleskopnicht heller werdenals mit bloßemAuge,sie erscheinen Beispielefür Austrittspupillenwerteund Minimalvergrößerung nur heller!Der Grunddafür ist die Vergrößerung, die dasFemrohrermöglicht;uns scheiMinimalAustrittspupille öffnung maximale feste Beispielnen nämlichObjekteoder auch Einzelheiten Austrittspupille vergrößerung vergrößerung in diesenbesseroder ent überhauptwahr60mm 7m m 8,6x 50x 1,2mm nehmbar,wenn diese genügendgroß sind. llx 76mm 7 mm 50x 1,5mm Deshalb zeigt ein Teleskopmit größererÖff90mm 7mm l3x 50x 1,8mm nung schwache Objektescheinbarheller als l00mm 7mm l4x 50x 2,0mm kleines Teleskop. ein l14mm 7mm 16x 50x 2,3mm 200mm

7mm

29x

50x

4,0mm

Auflösungsvermögen

E

u

N

'= < 6

Das Auflösungwermögenwird ebenfallsvom Durchmesserder Beispiel:Ein Teleskopmit 60mm Öffnung trennt zwei gteichOptikbestimmt.Je größerdie Teleskopöffnung, destofeinereEin- helleSteme,die 1,9" Distanzhaben,geradeso; Sternemit 2,3" zelheitenkann das Teleskopzeigen. Distanzdagegenmit deutlich dunklem Zwischenraum. Die Auflösungwird durch die Größedes zentralenScheibchens bestimmt, zu dem das Teleskopeinen Stern abbildet. Dieses DieseWertegeltennicht für Sternpaare, die relativschwachsind, Scheibchen wird mit zunehmenderöffhung immerkleiner. oder solche,derenHelligkeitenweit auseinander liegen - hier brauchtman mehr Öffnung. Einen gewissenEinflussspielt auch (Beugungsscheibchens) = GrößedesSternbildchens die Obstruktionbei Newton- und katadioptrischenTeleskopen. 1 3 8 / öf f nungin m m BesondersSystememit geringenöffnungwerhältnissen(tl4-fl7) benötigenrelativgroßeFangspiegel, dahereneichensolcheSpieDabeiist die GrößedesScheibchens starkabhängigvon derWel- gelteleskope oft nicht so gute optischeLeistungenwie Refraktolenlänge,sie wird generellfür grünesLicht (550nm)angegeben. ren (sieheauch AbschnittDObstruktionn weiter unten). Die Größe des Beugungsscheibchen ist für violettes Licht: 9l /Öffnung,ftir rotesLicht: 194/öffnung. Für die Auflösungvon zwei gleich hellen, nicht zu schwachen Lichtpunkten(Doppelsternen !) geltenfolgendeFormeln: Rayleigh-Krite rium: ) Doppelsterne getrennt mitdunklem sinddeutlich Zwischenraum Au flös ung in B ogen s e k u n d=et3 n 8 /Öffn u n gi n m m Dawes-Kriterium: ) Doppelstern getrennt istin Formeinerr8rohneZwischenraum Au flös ung in B ogen s e k u n d=e1nt6 /Ö ffn u n g i n mm

Royleigh

Dowes

A bb 2-4: D i eTrennung ei nesD oppel sternsystem mit sgleichhellen Komponenten.

Auflösungsvermögen von Planeteneinzelheiten (o h n eObs t r uk t ion) : r Pu n k t : 39/ Ö f f nung o Linie:23 1öffnung . Doppellinie: 174| öffnung Beispiel:Ein Teleskopmit 6omm Offnungzeigt einen Punkt (Jupitermondschatten), wenn er 0,65" Durchmesser hat, eine Linie (RingteilungSaturn),wenn sie0,38" Durchmesser hat, und eineDoppellinie(Mondrille),wenn sie2,9" Abstandaufweist.

Auflösungswertegängiger Einsteiger-Teleskope (ohneBerücksichtigungder Obstruktion) Offnung 60mm

Rayleigh-Kriterium

Dawes-Kriterium

2,30"

1 q?"

E a :o

76mm

1,82"

90mm

t,3J

1,29"

100mm

1,38"

1,16"

114mm

1,21"

1,O2"

200mm

0,69"

0.58"

t,5J

E

c f

E f

1 a

Mond- und Planetendetailzum Iesf desAuflösungsvermögens (perfekteOptik ohne Obstruktion)

kleinesFernrohr

großesFernrohr

r rg rö ß e ru inngF e rn ro h revne rschi eAb b2 -5 : J upit erbei gleic h eVe gr oß en d e n e Größ r e. lm T e l e s k ospi n dfe i n e reEi n z e l h e i te s inchtbar.

50-60mm

Saturnring mit Schatten

60-80mm

pitermond-Schatten .Ju

80-100mm

C a s s i n i - T e i l uSnagt,u r n r i n g e

1 0 O - 12 0 m m

.lupitermonde sichtbar alsScheibchen

120-1 50mm

Triesnecker-Ril lensystem, Mond

150-200mm

Kleinstkrater im KraterPlato,Mond

Vergrößerung

!! f

u

Ein Teleskopbesitzt eine durch die BrennweitegegebeneEigenvergrößerung:

Beispiel:Ein Teleskopmit 60mm Offnung hat eine förderliche Vergrößerungvon B5x.

(ohneOkulad= Vergrößerung desFernrohrbildes 250mm Brennweite/

= förderliche x2 Vergrößerung maximaleVergrößerung ) oberhalb keineweiteren zeigtdasTeleskop dieser Vergrößerung Einzelheiten

q

N

's 6

Okularen DasFernrohrbildim Brennpunktkann mit verschiedenen werden.Mit jedem Fernrohr Beispiel:Ein Teleskopvon 6omm Öffnung hat einemaximale unterschiedlich stark nachvergrößert erzielen- die Vergrö- Vergrößerungvon 170x. lassensich also beliebigeVergrößerungen des Fernßerungsagt damit nichtsüber die Leistungsfühigkeit Die förderlicheVergrößerungwird eneicht,wenn das Beugungsrohrsaus. zu dem ein Stem im Teleskopabgebildetwird, selbst scheibchen, = Fern im Teleskopals Scheibchensichtbarwird, also ein Stem nicht Vergrößerung rohrbren nweite/ 0kularbrennweite = Öffnung/Austrittspupil ist mehr punktförmigist. DiesernormaleMaximalvergrößerungr le von o,7mm eneicht.Dann sind auch die bei einerAustrittspupille Sterneim Teleskopam bestensichtbar.HöhereVerEinsteigertrachtenoft danach,einemöglichsthoheVergrößerung schwächsten einzusetzen. Praktischist das einfachmöglich,man mussja nur ein Okular mit kurzer Brennweiteins Teleskopstecken.Aber Vergrößerungswerte bringt dasauchetwas? I Maximalfiirderliche öffnung Minimalvergrößerung kann nur die durch die Optik fokussierteLichtvergrößerung Vergrößerung Die Vergrößerung ausnutzen.Die minimale menge und ihr Auflösungwermögen | /ux 85x Vergrößerung wurdebereitserwähnt,sielässtdasmeisteLicht ins 't 1 x geltenfolgendeRegeln: Auge.Für höhereVergrößerungen '11'

I

= Offnung ftirderlicheVergrößerung /0,7 ) abdieser desFernrohrs Vergrößerung nutztmandasAuflösungsvermögen

14,5x tbx zJX

größerungen (sieheAbschnittrSeeingr).Die Okulare führenwiederzu geringeren Grenzgrößen. Bis zum eine ruhigeAtmosphäre 2fachender förderlichen Vergrößerung kann man trotzdembei solltenmöglichstdie am häufigstenbenötigtenVergrößerungen exzellenterOptik und hellen,kontrastreichen Objektenim Ex- geben.Anfangsist ein Satzvon dreiOkularenausreichend: tremfallgehen.Ob man die sehr hohen Vergrößerungen auch nutzbringendeinsetzenkann, hängt sehrvon der Optikqualität o Okul arfür 1-2facheMi ni mal vergrößerung: (Oberflächengenauigkeit, = Öffnungszahl Bildfehledab.Refraktoren habenoft die Okularbrennweite x 5 gilt auchdie Faustregel: o Okul arfür 3facheMi ni mal vergrößerung: bestenChancen. Für einfacheFernrohre = 2 x Optikdurchmesser. = Öffnungszahl Maximalvergrößerung x 1,5 Okularbrennweite o Vergrößerungen oberhalbder maximalenVergrößerung bezeichOkularfür förderlicheVergrößerung: = Öffnungszahl net man alsleereVergrößerungen. Siezeigennicht mehrDetails, Okularbrennweite x 0,7 so n d e rnm ac hendasB ild n u r fl a u . Beispiel:Ein Fernrohrmit 60mm Öffnung und 6oomm BrennTi p p s f ür die O k ularw a h l weite wäremit Okularenvon 5omm. l5mm und 7mm BrennMit größerenTeleskopen hat man die Möglichkeit,auch höhere weitegut bestückt. Vergrößerungen zu nutzen.Dasist abernicht unbedingtimmer notwendig,dennje nachAnwendungbenötigtmanverschiedeneLeiderkann man mit kleinenFernrohren mit Öffnungszahlen von Vergrößerungen. l0 und mehrgar nichtdie empfohlene kleinste Vergrößerung realn der Praxiswird man die sehrhohenVergrößerungen von über lisieren,weil es keine Okularemit Brennweiten von 50mm und 200x nur sehr seltennutzen können.Vorraussetzunq dazu ist mehrgibt.Hiersolltemindestens ein40mm-Okular besorgtwerden. nicht nur eine perfekteOptik,sondernauch Okularsädefür gängigeEinsteiger-Fernrohre Anwendung

empfohlene Vergrößerung

A uf suche g n,roßeNe be l

20-25x

G alaxienMo , nd Son , ne

50-80x

Mondde tail, Plan ete n

120-',i 50x

Planetendetail, Doppelsterne 200-300x

öffnung Brennweite öffnungszahl1. Okular 60m m 76m m 90m m 100m m 114m m 200m m

700mm 700mm 12 5 0 m m 1000mm 900mm 2000mm

11,7 1? O

10 70

10

5 5 m m( 1 3 x ) 4 5 m m( 1 6 x ) 7 0 m m( 1 8 x ) 5 0 m m( 2 0 x ) 4 0 m m[ 2 3 x ) 5 0 m m( 4 0 x )

2. Okular l8mm (39x) 1 4 m m( 5 0 x ) 2 0 m m( 6 3 x ) 1 s m m( 6 7 x )

3. Okular

8 m m [ 8 8 x) 6 m m( 1 1 7 x) 1 O m m( 1 2 5 x) 7 m m( 1 4 3 x) 1 2 m m[ 7 5 x ) 6 m m( 1 5 0 x) 1 s m m( 1 3 4 x ) 7 m m( 2 8 6 x)

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Seeing

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die KleineOptikenhabenviel öfter als großeTeleskope zu nutzen,weil die LuftunChance, hoheVergrößerungen ruhe auf eine größereÖffnungviel mehr Einflusshat als DieseUnruhe,die von Optikund auf ein kleinesTeleskop. abhängigist, wird als Seeing(sprichoSiehVergrößerung i n g n )bez eic hnetM. a n c h m ails t d a s S e e i n gg u t u n d al l e scharf auf Mond und Planetensindgestochen Einzelheiten zu sehen,dasBild )steht(.ln anderenNächtenist dasBild es wabertund zittert umher. kaum scharfzustellen, DasSeeingerkenntman am Flackernder Sterne,der Szinuntillation.Flackerndie Sternestark,ist dasFernrohrbild Flachüber dem ruhig: schlechtfür den Teleskopbesitzer. alsim Zenit.Es Horizontist dasSeeinggenerellschlechter ab, leidersind oft die klarhängt starkvon derWetterlage Seeing, mit demschlechtesten stenNächteauchdiejenigen währendNebelund DunstvielfachgutesSeeinganzeigen. danachist die Plonet desSeeings, Es gibt aucheinenTagesgang Doppelstern Stern bessert am unruhigsten, Luft kurz vor Sonnenuntergang Bilderje nach entw orfenen verzerrt di evomFernrohr sich dann zu einemoptimalenPunkt am frühenMorgen, A bb.2-6: D asS eei ng ( unt en) . (oben), schl echteSeelng s - perfektes S eei ng derLuftunruhe um mit Aufsteigender Sonne gegen Mittag wieder S tärke zu werden. schlechter abhängig,welcheVergröVom Seeingist es weitgehenst Seeing-Aualität ßerungman benutzenkann. Mit einem 60mm-Fernrohr t e i 1 5 0 x a l l es möglich Vergrößerungen ka n n m an Näc ht eer l e b e ni,n d e n e ns e l b s b perfekt, Bildruhig, höchste 1 Seeing perfektscharfgezeichnet und solche,bei denen erscheint, gut, B i l d 2 S eei ng abundzuzi ttri ges nutzenlässt.Um Vergrößerung sichnicht einmal5Ofache A bschni tt e undzuruhi ge durchschni ttlab i ch, 3 S eei ng gibt es eineeinfaabzuschätzen, die QualitätdesSeeings scharfzustellen schlecht, schwer 4 Seeing che Einordnung.Gut geeignetals Testobjektesind die kaumD etaizu l erkennen sehrschl echt, 5 S eei ng Pl a n et en.

Obstruktion Als Obstruktionwird der negativeEffektbezeichnet, den ein im wohl sich das Auflösungsvermögen dadurchrechnerisch verbesStrahlengang sitzender Fangspiegel bei Spiegelteleskopen hat.Die sert,wird mehrLichtin die Beugungsringe verteilt.Dadurchleidet Obstruktion ist abhängigvon derrelativenGrößedesFangspiegelsvor allemdie Bildoualität. auchalsDefinitionbezeichnet. oderseinerHalterungzur Öffnung.Für dasLichtsammelvermögen und die Kontrastdarstellung ist alleindie GrößedesFangspiegels ausschlaggebend. Die Anzahl der Haltestreben und die Anord(Spinne)bestimmtdie Abbildungheller nung des Haltekreuzes Sterneauf Fotos.Die Berechnung der durchdie Obstruktion verg wird wie folgt durchgeführt: mindertdenTeleskopleistun Lichtsammelnde öffnung, effektiveöffnung =

Kontrast,effektive öffnung : Du rch m es sHaupt er s pieg- eD l u rc h me s sFearn g s p i e g e l 0o/ojbstruktion

Beispiel:Ein Schmidt-Cassegrain-Teleskop mit einer Öffnung von 2OOmmund einemFangspiegel von B)mm Durchmesser sammeltso viel Licht wie ein Linsenteleskop mit tB3mm Öff(Bildschärfe) nung, hat aber nur die Kontrastleistung einesRefraktorsvon t 2omm Öffnuno. Die Obstruktionwird oft als Prozentwert angegeben, dies kann wahlweiseder für das Lichtsammelvermögen oder die Kontrastleistungerrechnete Wert sein.Wie man sieht,ist die Obstruktion für die Kontrastleistung wesentlichwirksamerals für das Lichtsammelvermögen. Mit zunehmender Obstruktionwird das Beugungsscheibchen kleiner,bei 500/o ist es um 300/o vermindert. 0b-

300/o0bstruktion

A bb.2-7: E i neObstrukti on i m S trahl engang streutLi chtvomzent r al enB eugungsschei bchen i n di eB eugungsri nge undverschlecht er sot di e K ontrastl ei stung desTel eskops.

Wirkungder Obstruktion Beispielwert Obstruktion 00/o Lichtanteil zentraleBeugungsscheibe840/o Lichtanteil ersterBeugungsring 70lo Kontrastverlust 0o/o

25010 500/o 73o/o 480/o 180/o 350/o 15o/o 550/o

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Transmission und Reflektivität

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Die Transmission bezeichnetdie Durchlässigkeit der Linsenund DieseBelägekann man an ihrenblauen,grünenoderrotenFarbgilt reflexionen die Reflektivität der Spiegelim Strahlengang. lm allgemeinen erkennen. lm Beisoiel würdedas l00mm-Fraunhoferdie Regel:je wenigeroptischeElementeim Strahlengang, desto ObjektivsovielLichtwie ein perfektes9Bmm-Objektiv sammeln. mehr des gesammelten Lichteskommt beim Beobachter an. Für Auch auf Teleskopspiegel werdenhochreflektierende Belägeund einfacheLinsenbetragendieVerlusteetwa4olopro Glas-Luft-Flä- Schutzschichten aufgedampft, siekönnendie Reflektivität auf bis che. Ein Fraunhofer-Objektiv mit vier Glas-Luft-Flächen von zu 95-97o/o steigern. Damitwird ausdem l00mm-Newtonimmerl00mm Öffnung sammelteffektivalso nur sovielLicht wie ein hin noch ein 97mm-Teleskop nachseinerLichtsammelleistung. perfekterRefraktor von etwa92mm Öffnung. ÜbrigensgeltenTransmissionsverluste auchfür Okular-LinsensysFür einen Teleskopspiegel beträgt der Reflektivitätswert etwa teme. Okularemit wenigenLinsenlassendas meisteLicht ins 900/0,der Verlustpro Spiegeldamit 100/0. Ein Newton-TeleskopAuge des Beobachters. Unvergütete Billigokulare könnenTransvon 100mmÖffnungmit zweiSpiegeln sammeltalsonur nochso missionsverluste von 250lo verursachen, aberauchteuremehrlinsige Systeme viel Licht wie ein perfekter89mm-Spiegel. könnenzu 5-lOo/o Lichtverlust führen.DamitverminDie Transmissionswerte werdenheute durch teureVergütungs- dert sich die effektiveTeleskopöffnung noch einmal deutlich. schichtenauf den Linsenwesentlichverbessert. Es handeltsich Auch Zenitprismen und Zenitspiegel sind in dieseRechnungeindabeium aufgedampfte Anti-Reflexions-Beläge, die dieTransmis- zubeziehen. sionsverluste auf bis zu lolopro Glas-Linsen-Fläche reduzieren. Gesa mt- Lichtsa mmelI eistung käufl icherTeleskopsyste me Offnung

Tvp

Bauweise

60m m

Refraktor

Fraunhofer

kerne

76m m

Reflektor

Newt on

kerne

25mm

71,8mm

90mm

katad ioptrisch

Maksutov

M ul t i - C o a t i n g

40mm

80,6mm

100mm

Refraktor

Fraunhofer

Multi -Coating

114 mm

Reflektor

Newt on

keine

200mm

katadioptrisch

Sc hm idt - Cas s egr ain Multi-Coating

Vergütung

Fangspiegelg röße abzüglichObstruktion effektiveöffnung 55,0mm 64,0mm 77,3mm 9 8 , 0m m 35mm

108,5mm

9 7 , 0m m

80mm

183,3mm

175,8mm

Bildfehler gNicht perfekteAbbildungen sind die konstruktionsbedin ten Nebeneffektevon Teleskopsystemen. lm Allgemeinen gilt, dassdie Bitdfehlermit der Öffnungszahlabnehmen, weil sie bei langenBrennweitenwenigerins Gewichtfallen. Dagegensind besondersSystememit großen Öffnungwerhältnissen von tl4 - fl7 betroffen.

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Abb.2-8: Beugungsscheibchen mit Bildfehlern.

Fehler

sphörische Aberration

Ursache

Chromatische Aberration nichtalleFarben können gleichzeitig fokussiert werden Abenation 5ohärische Koma

Ergebnis

i Abhilfe

violetteSäumeum helleSterneund (rsekundäres Planeten Spektrume)

oderapochroi achromatische i matische0bjektive,

Bilder Lichtstrahlen vom Randundder Mitteder0ptik I unscharfe könnennichtgleichzeitig fokussiert werden I zu schrägeinfallende Lichtstrahlen vom r Sternewerdenam Bildrand

I Jvlinus-Violett-Filtlr parabolisch oderhypergeschliffene Optik bolisch I forrf.ori.ftot

I

RandundderMittederOotik

Aberrotion chromotische

ausgezogen I kleinenKometen

könnennichtfokussiert werden Astigmatismus

schrägeinfallende Lichtstrahlen i. r rom RandderOptikkönnen werden i nichtin sichfokussiert

gildf.iO-*o lb,ng

ui. ar.r'npr',ntt. a.t g.rr

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Gesichtsfeldes liegennichtin einerEbene -t=.----I ' - Verzeichnung von randnahen Teilendes i dieAbbildung c ^ - i ^ L +- t ^ t ) ^ -

i - +. . ^ - - ^ L ^ k ^ -

ist verschoben , Gesichtsfeldes

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Sternewerdenam Bildrand

derOffnung I Abblenden

zu kleinenKometen ausgezogen

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i St.rn.tinonriin 0.r'eiforitter.hrrf | ;r; r;;träfeseesicntsfefa ] erscheinen kisseni flächigeObjekte I a l - - :^ +^ - - ^ - a a - - i ^ .,^ - - ^ - * ^ t^ förmig oder tonnenförmig verzerrt 1

i nutzen,Bildfeldkorrektur I -

Oberflächenqualität

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Eine Fernrohrlinse oder ein Teleskopspiegel müssenhochgenaue geschliffen Oberflächen haben,die submillimetergenau sind.Von Herstellern oder in Testberichten werdenverschiedene Genauigkeitswerte angegeben, die die QualitäteineroptischenOberfläche beschreiben sollen. (1.)anDie Genauigkeit wird in Bruchteilen der Lichtwellenlänge gegeben,entwederfür 550nm (menschliches Auge)oder 632nm (Messlaser). DieseWertefür Abweichungen entsprechen bei l,/4 e twa 0, 00014oder 0 ,0 0 0 1 6 m mSc ! h m u tza u f d e r 0pti k verschlechtert die Oberflächengenauigkeit nicht,sienimmt lediglich perfektesSeeing sch/echfes5eeing in sehrgeringemMaßeLicht.Als Fernrohrbesitzer kann man diese Genauigkeitswerte nicht selbstüberprüfen, denn dazuist eine Abb.2-9: Exaktgeschliffene Teleskopspiegel bzw.Fernrohrlinsen bilinterferometrische Untersuchung in einemLabornotwendig.Die denei nenS ternal sS chei bchen ab.B eischl echtem Seeino wir d das grobe, aber völlig ausreichende bildet der Bildverzerrt. Qualitätskontrolle Sterntest(sieheweiterunten). g derWirkung der Oberflächenq Berechnun ualität: {-r:nus') : Durchmesse, effektiverKontrastdurchmesser

Beispiel:Ein Newtonspiegel mit einerÖffnung von 2oomm und einerOberflächenqualität von RMSlambda/20hat die KontrastIeistungeinesperfektenlnstrumentsvon I l4ntnt.

Angabe

Beschreibung

Wellenfrontfeh ler PV(peak-to-valley)

m ax im ale Abweic hunvgo n Betrachtung keineAussage einesEinzelpunktes, )"14 der ldealform überOualitätderrestlichen Oberfläche mittlereAbweichung von derldealform e i n z e l n e s c h l e c B h teer e i c h e w e r dheenr a u s g e m i t t e l t ) \1 2 5

0berflächenfeh ler RMS(rootmeansquare) (Strehl-Wert) AnteildesLichtes, Definitionshelligkeit dasim zentralen Beugungs s c heibcab h egne b i l d ewti r d

Bemerkung

wirddirektausdemRMS-Wert berechnet

Mindestwert

0.80

't Testder Optik

Ringenbestehenmit eisein,auslauterfeinenkonzentrischen Wenn man wissenmöchte,wie gut die eigeneFernrohroptikist, nem hellerenRand.Bei einemSpiegelteleskop sieht man das kann man auchalsLaieden sogenannten Sterntestdurchführen. dunkleAbbilddesFangspiegels in der Mitte. Dieserist nicht so schwerund geheimnissvoll, wie man glauben 3. Jetztwird langsamnachinnengedreht,sodassdasScheibchen könnte.Wichtigist esjedoch,einenAbendmit gutemSeeingabwiederkleinerwird. SobalddasScheibchen nur noch ausganz zuwanen. wenigen(dreiodervier) Ringenbesteht,wird es spannend. 4. Jetztwird über den schärfstenPunkt hinausnachinnen (intra(nicht l. Man stellteinenhellenStern mit den hellstenStern,auf keifokal)unscharfgestellt,bis wiederein winzigesScheibchen nen Fall einenPlanetl)in halbhoherPositionüber dem HoriwenigenRingensichtbarist. DiesesScheibchen auf der lnnenzont im Teleskop ein. seitedesBrennpunktessollte mit dem vorherbetrachtetenauf (t,sx Öffnung)wird der Sternzu2. Bei höhererVergrößerung identischsein.Man solltemehrmalshin- und der Außenseite nächst deutlich unscharfgestellt,bis ein kleinesScheibchen herdrehen,um zu vergleichen. sichtbarist.DabeisollderFokussierknopf nachaußen(extrafo- 5. Jetztwird genaufokussiert. Es sollteeinenklaren,eindeutigen gedreht kal) werden.Das Scheibchen sollte gleichmäßig hell Fokusgeben.ln diesemerscheintder Stern exakt als winzige weiße,runde Fläche,von ein bis drei sehr schwachenRingen umgeben(vielschwächer alsbeim unfokussierten Bild),den sogenanntenBeugungsringen.

Refroktor

Reflektor

r Ab b .2 -1 0: E in uns c hargf e s te l l te(defokussierter) Sternwird als kl e i n eSc s heibc hen abgeb i l d e t.

Wenn der scharfgestellte Stern unregelmäßigerscheintoder sich gar nicht scharfstellen lässt,mussdas nicht unbedingtauf eine schlechte Optikhinweisen. Einegute Optikkann auch nur falsch justiert sein. Wenn beim Linsenteleskop beim unscharfenStern Farbezu sehenist, ist daskein Fehler.Nur beim fokussiertenBild solltenmöglichstwenig farbigeSäumeauftreten. Ebensosollte man bei einem nur wenig vom Fokus entfernten Beugungsbildnicht zu kritischsein.Bei nur einemoder zwei thezeigt kaum ein Fernrohrein oretischsichtbarenBeugungsringen schulbuchmä ßigesBild.

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Optikfehlerim Sterntest

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perfekt

Se e in g

Uberkorrektur

Unterkorrektur

Astigmotismus

Versponnung

(oben), (unten) . - i ntrafokal extrafokai beigutemS eei ng erkennen Ab b. 2- 11:F ehler ein e rT e l e s k o p loapstiske sni c hi m S te rntest

sphärische Uberkorrektur

s n r e g e l m ä ß i gLei cr h t h a u f eonh n eB e u g u n g sr i n g e Beugungs bild inner halb de sF o k u s c h a r fa, u ß e r h a ldbe sF o k u u

sohärische Unterkorrektur

Beugungs bild außer halb de sF o k u s c h a r fi,n n e r h a ldbe sF o k u su n r e g e l m ä ß i gLei cr h t h a u f eonh n eB e u g u n g sr i n g e

Astigmatismus

Beugungs bild inner halb un da u ß e r h a ldbe sF o k u sl ä n g l i c h , 0 r i e n t i e r udnegsO v a l s p r i n gitm F o k u su m 1 8 0 "

Verspannung in der

Beugungs bild inner halb un da u ß e r h a ldbe sF o k u si s t a n e i n e rS t e l l ea m R a n dg e s t ö r t

Halterung/Fassung s rangegelb chromatische Überkorrektur Beugungs bild inner halb de sF o k u b s l a u v i o l e tat u , ß e r h a ldbe sF o k u o inner halb chromatische Unterkorrektur Beugungs bild de sF o k u rso t g e l ba,u ß e r h a ldbe sF o k u sb l a u g r ü n

Kollimation und Justage

Justage eines Newton-Teleskops

Bei einem Newton-System ist die eigenhändige Justagemeist zu juEin Fernrohrist ein Präzisionsinstrument. lst die Ootik nicht leichtmöglich.Um die einzelnenoptischenKomponenten Zuexaktaufeinander ausgerichtet, kanndasverheerende Folgenfür stieren,sind diese mit speziellenSchraubenausgestattet. d a sBi l d im O k ularhabe n .K o l l i ma ti o nh e i ß t,d a s sd i e e i n zel nen nächstsind diesje drei Federdruckschrauben an der Fassungdes (hintenam Tubus)und der FassungdesFangspieoptischenElementeeinesFernrohrsgenau aufeinanderausge- Hauptspiegels (vorne gels richtetsein müssen.Justageist erforderlich, sind auchunterwenn ein einzelnes am Tubus).Bei manchenTeleskopen Elementunabhängigvon den andereneingestelltwerdenmuss. schiedfiche Schrauben für Zug und Druckzuständig, so dassman je Refraktorenund die Linsenin katadioptrischen Systemensind 6 Schrauben bedienenmuss. ist auchdie Spinne,alsodie werksseitigbereitsgenaujustiert, eine eigeneJustageist auch Zusätzlich zu den Spiegelfassungen Zum einender an ihr befenu r sch w erm öglic h.M an s o l l tes i c hu n te ra l l e nU m s tä nden da- Fangspiegelaufträngung, einstellbar: vor hüten eine Optik aufzubrechen und selbstHand anzulegen. te ei nesNewt onOhnetiefe optischeKenntnisse wird man die Einzelteile niemals A bb.2-12:R ücksei (l tei nks)undV ordersei(rechts) mi t wiederso zusammensetzen könnenwie zuvor. S pi egel tel eskopsJusti erschrauben.

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stigteZapfen,der die Fangspiegelfassung aufnimmt,zum ande- l. Fangspiegel auf Okularauszug ausrichten ren die am Tubusangebrachten Endender Spinnenarme. ln beiDer UmrissdesFangspiegels mussrund erscheinen und den Fällenbenötigtman üblicherweise einenSchraubenzieher im ZentrumdesGesichtsfeldes stehen. Vorsichtist geboten,damitdiesernichtin denTubusund auf den -+ dasFangspiegelbild ist nicht rund: Justierschrauben der (Tubus-Au Hauptspiegel fällt. Fangspiegelspinne verstellen ßenwand) Die Justagekann ohne Hilfsmitteldurchgeführtwerden.Jedoch + dasFangspiegelbild ist nicht zentriert:Fangspiegel gibt es Justierokulare und Justierlaser, mit denendie einzelnen auf dem Haltezapfen in den Tubushineinoder aus Arbeitsschritte schneller zu bewältigensind. ihm herausverstellen Nützlichist eine exakt angebrachte Mittenmarkierung auf dem ZentrumdesHauptspiegels. EineMittenmarkierung desFangspie- 2. Fangspiegel auf den Hauptspiegel ausrichten gelsist nicht notwendig.Die Kollimationgeschieht durchvisuelle DasBild desHauptspiegels mussmittig im Bild des (ohneeingestecktes Überprüfungam Okularauszug Okular). Fangspiegels und im Gesichtsfeld stehen. -+ Justierschrauben desFangspiegels verstellen Abb.2-13: Hilfsmittelfür die JustageeinesNewton-Teleskops sind 3. Hauptspiegel auf Okularauszug einstellen (links)undderJustierlaser (rechts). dasCheshire-0kular Der Hauptspiegelfokus mussden Okularauszug treffen. -+ Justierschrauben desHauptspiegels verstellen 4. Feinjustage mit dem Cheshire-Okular DasMusterdesChesireodereinesanderenJustierokulars (meistensein offenerKreisoder ein Quadrat)mussmit der MittenmarkierungdesHauptspiegels zur Deckunggebracht werden. -+ Justierschrauben desHauptspiegels verstellen Normalerweise mussman die kompletteJustagenicht durchführen,es genügtdie Prüfungmit einemJustierokular.

Prüfungmit einemJustierlaser rotenLaMit einemspeziellen Okularausin den sich der ser, zug steckenlässt,kann die Kolgetestet limationdesTeleskoPs konektjueinem Bei werden. stiertenTeleskoptrifft der Laan seinenAusgangsserstrahl punkt zurück.Dazuist bei den seitlich meistenJustierlasern so dass angebracht, Fenster ein Austrder Umgebung die man sehen Lasers des trittsöffnung kann.Dabeisollteunbedingt mit ein direkterAugenkontakt wervermieden Laserstrahl dem ! den

ei n e sN e w Ab b .2 -1 4:Z ur J us t age m an in den blic k t t on -Te l es k ops s ic htb a re nB e Die 0ku l a raus z ug. v on 0k ular a u s z uugn d g re n zu n gen ( 1) , F angs Pi e guenl d Fa n g sp iegel ( z ) und Ha u p ts p i e g e l Ha u p tsp iegel 3) m ü s s e nz e n Okular aus z (ug un d s et i n . aus geri c h te a u f einander tri sch C hese i n k ann S c hr it t l e tz t en Be i m (4 ). helf en lar h i re -Ju s t ier ok u

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Pflegeund Reinigung

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vor: Bei der Reinigunggeht manje nachOptikunterschiedlich

Als Präzisionsinstrument sollteein Fernrohrauchpfleglichbehan- r Linsenobjektive gehört: l. Beim Refraktorkann das Objektivoft nicht aus dem Tubus delt werden.Dazu . niemalsmit Fingernauf optischeFlächen ausgebaut werden,diessolltenur ein Fachmann vomehmen. (ObjektivSpiegel,Okularlinsen) reinigen. fassen Vom Benutzerlässtsichdeshalbnur die Außenlinse r niemalsmit einemtrockenenTuch optischeFlächen jedoch abmontiertwerden,so Die Taukappekann meistens besserzugänglichist. reibenoder wischen dassdie Linsenoberfläche o dasFernrohrnachder Beobachtung nicht abdecken, 2 GrobeStaubpartikelund Fusselnwerdenzunächstmit einem Blasebalgoder Druckluftentfernt. solangeOptikflächenbeschlagen sind o dasFernrohrund die Okularevor Feuchtigkeit 3. Mit einerSpritzflasche kann spezielleReinigungsflüssigkeit und dünn auf die LinsegesprühtwerSchmutzgeschütztaufbewahren oderAlkohol (lsopropanol) . zur Aufbewahrungimmer den Objektivdeckel den.Dabeidarf keineFlüssigkeit abfließen, da sonstdie Geund gelangt. aufsetzen fahr bestehtdassdieseseitlichin dasLinseninnere den Staubschutzdeckel am Okularauszuq 4. Ein fusselfreies Stofftuch,ein MikrofasertuchoderWattebäuschchen werdenin denelbenFlüssigkeitgut getränkt, Die Montierungleistetgute Dienste,wenn man sieschonend ohne dasses tropft. b e h a ndelt : o die Montierungimmerausbalanciert aufstellen 5. Zunächstwird die Optik sorgf?iltigohne Druck nassgetupft o Schraubennicht zu fest anziehen,Klemmschrauben und vorsichtigsaubergewischt.JedeStelledesTuchesbzw. jeder lösen Wattebauschsollte nur einmalverwendetwerden. bei der Lagerung 6. Dann wird die Ontik mit einemin destilliertemWasser getränktenzweitemTuch nachgesäubert. Leitungswasser EineTeleskopoptik mussnur äußerstseltengereinigtwerden,einhöheren Härtegraden nicht haben keinen Einfluss das Leistungwersollte man vor allem bei zelneStaubteilchen auf können. Bei der Linse verwenden, weil sich sonst Kalkflecken bilden mögen.Erst wenn sich ein Schmutzbelagauf oder Spiegel gebildethat, sollteman zur Tat schreiten. ist von speziellen Reinigungsflüssigkeiten dieser Dasist auchbei häufiVerwendung gilt gemBeobachten nicht nötig. nur allezweibis dreiJahreder Fall.Es desSchrittoftmals T.Zuletzt lässtman die Optik abtrocknen.FeinefarbigeSchliehalb: ren. die eventuellzurückbleiben. störennicht. PutzenSieso seltenwie möglich,aberso oft wie nötig!

. Teleskopspiegel 1. Bei Spiegelteleskopen sollte der Spiegelausgebautwerden, wenn dies möglichist. Nicht möglichist dies oftmalsbei preiswertenkleinenTeleskopen, Cassegrain-Optiken und katadioptrischenTeleskopen: Hier mussman mit dem Schmutzleben! 2 Der Spiegelwird zunächstmit lauwarmemWasserabgebraust. Die Lagerungsollte dabeiso erfolgen,dassder Spiegelsicher liegt und dasWasserkomplettablaufenkann. gebadet,die 3. Der Spiegelwird nun mit einerReinigungslösung mit nicht rückfettendemSpülmitteloder Glasreiniger versehen seinkann. 4. Ein fusselfreies Stofftuch,ein MikrofasertuchoderWattebäuschen werdenin derselbenFlüssigkeitgut getränkt,ohne dass es tropft. 5. Die noch nasseOptik wird mit sanftemDruckvorsichtigsauber gewischt.JedeStelledesTuchesbzw jeder Wattebausch solltenur einmalverwendetwerden. 6. Dann wird die Optik mit destilliertemWasserabgespült.Leitungswasser sollte man vor allembei höherenHärtegraden nicht verwenden,weil sich sonstKalkfleckenbilden können. Bei der Verwendungvon speziellenReinigungsflüssigkeiten ist dieserSchrittoftmalsnicht nötig. T.Zuletzt lässtman die Optik abtrocknen,wobei ein Fön bei geringer Heizleistunghilfreichsein kann. FeinefarbigeSchlieren, die eventuellzurückbleiben. störennicht.

o Okulare l. Okularewerdenam häufigstenschmutzigund müssendaher auchhäufiggereinigtwerden.Diessollteman beidseitigmit Augen-und Feldlinse tun. 2 GrobeStaubpartikelund Fusselnwerdenzunächstmit einem BlasebalgoderDruckluftentfernt. 3. Ein fusselfreies Stofftuch,ein MikrofasertuchoderWattestäbchenwerdenin speziellerReinigungsflüssigkeit oder Alkohol (lsopropanol) getränkt.Die Flüssigkeitwird dann dünn auf die Linseaufgetupft.Dabeidarf nicht zu viel Flüssigkeitaufgetragenwerden,da sonstdie Gefahrbestehtdassdieseseitlich gelangt.JedeStelledesTuchesbzw.jeder in dasLinseninnere Wattebausch solltenur einmalverwendetwerden. 4. Dann wird die Optik mit einemin destilliertemWasser getränktenzweitemTuch nachgesäubert.Leitungswasser sollteman vor allembei höherenHärtegraden nicht verwenden,weil sich sonstKalkfleckenbilden können.Bei der Verwendungvon speziellenReinigungsflüssigkeiten ist dieser Schrittoftmalsnicht nötig. 6. Zuletztlässtman das Okularabtrocknen.FeinefarbioeSchlieren, die eventuellzurückbleiben, störennicht. Den Teleskoptubus kann man mit einem wenig feuchten Tuch abwischen,ebensodie äußerenTeileder Montierung. HabenOptik oderMontierungeinenoffensichtlichen Defekt,sollte man sie an den Herstellerzur Reoaratureinsenden.Oftmals wirdjedoch nur noch ein Umtauschsinnvollsein.

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Beobachtu ngsvorbereitu ng

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So vi el S paßdie Himme l s b e o b a c h tuma n gc h e nk a n n ,si ehat ei n generelles Problem:eineBeobachtungsnacht ist nicht im Voraus planbar,zumindestnichtin unserenBreiten.Spontaneität ist deshalb gefragt,weil man erstunmittelbarvor Beginnder Beobachtu n qs nac htweiß .ob e s e i n e k l a reN a c h tu n d d a mi t ei ne B eo-

gebenwird. DieseTatsacheschränktdie bachtungsgelegenheit S tundenunterdemS ternhi mmel für vi el esehrei n,und da diesso ist, empfiehltes sich,gut vorbereitet zu sein,wenn es doch einmal klappt.Dazusollendie nächsten Abschnitte eineHilfestellung oeben.

Wettersituationabschätzen: MachenSie sich mit typischen vertraut.EtwasÜbungdarin Wetterlagen am Beobachtungsort unterstützt,die es im lnternetan wird durch Satellitenbilder gibt. vielenStellenaktuellzum einsehen Zeiten,zu dekennen:Es gibt gewisse Beobachtungsperioden gut gesehen werdenkönnen, nen bestimmteObjektebesonders Um über zu anderensind sie manchmalganz unbeobachtbar. den Lauf der Planetenund des Mondesinformiertzu sein, Jahrbuch(das empfiehltsich unbedingtein Astronomisches rHimmelsjahr<, >AhnertsKalenderfür Sternfreunden oder der rSte rn him m el< ) . sind optiStörendesMondlichtvermeiden:Deep-Sky-Objekte mal sichtbar,wenn der Mond nicht am Himmelsteht.Für die Pl a n e t enbeobac ht ui sntgd i e so h n eBe l a n g Objektlisteerstellen:Günstigist es, wenn die Objektenach g e o rd n est i n d ,d a m i tman nahe Ja h re s z eit en und S t ern b i l d e rn b e o b achten b e i sa m m en bef indlic h eO b j e k tea u c h z u s a mme n i m m t ma n i mmerzum ka n n .Dies es B eobac h tu n g s p ro g ra nmm Be o b a c ht en m it und h a k t d i e b e re i tsq e s e h e n eZni e l eei nfach ab. Auch wenn es mühseligist, Beobachtungen dokumentieren: Objektezu beschreiben hat es sich bewährtdie beobachteten r nzum an i s t n ä ml i c hg e z w u n g egne n a u ehi o d e rzu z eic hnen; Die Dosehenund bemerktdadurchauch mehr Einzelheiten. kumentationsollteabernicht zum Zwangwerden,denn nur w a sSo aßm ac htz ählt .

n ancghS o n n e n u n t€ rg ang Ab b .3 -1: B eobac ht un g s s ti mmu

in dasBeführen:Ein Beobachtungsbuch, Beobachtungsbuch eingetragen werden,bewahrt und Zeichnungen schreibungen für langeZeit. auchschöneAstroerlebnisse Packlistezum abhakenerstellen:So eine Listekann etwa so aussehen:

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Teleskop Okularkoffer Sucherteleskop oder/undPeiler Montierung Kabel Rohrschellen Feinbewegungswellen + Stange Gegengewichte mit Steuerung Nachführmotor Autobatterie Stativ Beobachtungsstuhl Atlas oderAufsuchkarten Beobachtungsbrett mit Papierund Bleistift Taschenlampe Mütze,Schal+ Handschuhe Thermoskanne mit heißemGetränk Kleinigkeitzu Essen

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Beobachtungsplatz

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Als frischgebackener Teleskopbesitzer ist man geneigt,das Fem- durch nichtszu ersetzenn lautet eine alte Weisheit.Dennochsollrohr vollerVorfieudeauf dem Balkonoder der Tenasseder eige- te betont werden,dassdie Beobachtungastronomischer Objekte nen Wohnung aufzubauen.Erst nachtsmerkt man, wie schlecht auchvon der Stadt möglichist und Spaßmacht - es müssennur die Beobachtungsbedingungen in der Stadt sind: Straßenlampen die Objekteentsprechend ausgewähltwerden.Planeten-,Mondblenden,Autoscheinwerfer irritieren,am aufgehellten Himmelsind und Sonnenbeobachter können ohne Abstrichevon der Stadt aus nur die hellstenStemezu sehenund Häuserveruperren die Sicht. ihrem Hobby nachgehen,auch Doppelstemeund die hellsten Die meisten asüonomischenBeobachtungenerfordem einen Deep-Sky-Objekte sind hier sichtbar.Die Qualität des Sternhimdunklen Himmel. wie er nur weit außerhalbmenschlicherSied- melskann man selbstabschätzenmit Hilfe von: lungen angetroffen (KarteSeite48): Für werden kann. Bedeu- o Grenzgrößenbestimmung am Himmelspol tungslos ist das bei Deep-Sky-Beobachtungen solltediesemindestens5T5 mit dem der Sonnenbeobach- bloßenAuge betragen. tung, nicht so wichtig o Sichtbarkeitder Milchstraße:Währendsie von der Stadt aus gar nicht sichtbarist, bietet der Vorstadt-Himmelnur deren auch bei Mond und den Planeten. AllerhellsteTeile.ÜberkleinenGemeindenkommt schonein schwadingshat auch da ein chesdurchgängiges Band zum Vorschein,abererst abgelegene Platz mit weitem ländlichePlätze bieten den reich strukturiertenhimmelsumBlick, dunkler UmgespannendenAnblick,der die Bedingungfür erfolgreicheGalabung und ohneStreuxien- und Nebeljagdist. licht den Vorteil, gleichzeitig den ge- Unter richtig stockdunklemHimmelist allein der Himmelsanblick samtenHimmelunge- mit bloßemAuge ein Erlebnis,und man kann Wolken beobachstört erlebenzu kön- ten, die sichwie schwarzeFleckenvor der Milchstraßebewegennen. Für die Deeo- solcheEindrückesind in Deutschlandheute leiderunmöglichgeS$-Beobachtung ist worden.Wenn wir also nicht das Glück haben.in einer kleinen dunklerHimmeluner- ländlichenGemeindeeinenabgelegenen Gartenzu besitzen,oder lässlich. >Ein guter uns nur auf Sonne.Mond und Planetenbeschränkenwollen. Abb.3-2: Städtische Lichtverschmutzuno. Beobachtungsplatz ist

suchen.FolgendeKrimüssenwir einenextraBeobachtungsplatz terien solltenerfüllt sein: a

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Streulichtfreiheit:KeineStraßen-oderAutolampensolltendirekt sichtbarsein. geringeLichtverschmutzung: DerHimmelsolltenicht durchdie Lichtglocken größerer Ortschaftenaufgehellt sein oder durch Lichtreklamen von Discos4eschmücktnwerden. freier Südhorizont:Richtung Süden,dort wo die Steme ihre höchste Stellung über dem Horizont erreichen,sollte kein Blickhindemisstören;besonders in dieserRichtungsolltekeine Lichtvenchmutzung auftreten. einfache Anfahrt: Die Zufahrt sollte auf fuphalt oder gut unterhaltenenFeldwegenerfolgen,die auch nach Regenoder im Winter befahrbarsind.

ln Deutschlandsind dieseKriterienheute nur noch in mehr als 40-50km Entfemung der Großstädteerfüllt. Eine halbe bis eine ganzeStundeeinfacheFahrt mit dem Auto gehörenfijr die meisAuch wenn dies ten vor den Beginn einer Beobachtungsnacht. anfangsunnötig erscheint,wer dann nach langerFahrt aus dem Auto steigt und den grandiosenStemhimmelüber sich hat, vergisstalle Mühen. Am besten wird der Platz auf einer topographischenKarte l:25000 ausgesuchtund dann tagsüberbesucht.Aber erst die Nacht entscheidetüber die tatsächlicheEignung. SolchePlätze sind nicht dicht gesät.Melleichttrifft man dort nachtsauf einen Vereinoder eineVolksanderenStemfreund.Ein astronomischer stemwartein der Nähekönnen oft auch Tippszur Platzwahlgeben. ZusammenbeobachtenmachtmehrSpaß,wenn man Gleich-

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im eiqenenGarten. Abb.3-3: EineSternwarte

gesinntefinden kann, die mit rrausfahrenn, wird man sichviel öfaufraffenkönnen. ten zu Beobachtungsnächten Nur wenigehabendas Glückund über dem eigenenGartenauch einen dunklenHimmel.Dann sollte man sich eine festeAußtellung des Teleskopsüberlegen.Es muss nicht gleich eine eigene Stemwartesein,aucheineeinfacheSäule,die dasStativenetzt,ist Für die Beobachtungmussman nur eine deutlicheVerbesserung. noch Montierungund Teleskopaußetzen.Wenn man die Montierung ebenfallsfest auf der Säuleinstalliert,flillt die allabendliche Einrichtungweg, die Vorbereitungszeit verkürzt sich erheblich.Ein für die Montierungist abernotwendig. Wetterschutz

Aufbauenund Ausrichten

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Untergrundgesucht,diesersolltemöglichst Gleichob man zum Beobachten aufsLandoderins Gebirgefährt Fleckmit geeignetem Gartenoder Balkonals Beobachtungsplatzebenund leichtzugänglichsein. oder den heimischen nutzt: Vor dem Beobachten mussdas Fernrohrzunächstaufgeverund die Auflageplatte baut und die Montierungausgerichtet werden.Diessolltemög- l. Zunächstwird dasStativaufgestellt muss:Die schraubt.DasStativsolltefür maximaleStabilitätso weit wie lichst früh geschehen, da das Teleskoprauskühlena werden werden.Je nach Sitzbequemlichkeit musssichan die Außentemperatur möglichgespreizt Temperatur im Fernrohrtubus (wennmöglich)ausgezogen. der Luft anDassen. Besonders im Winter kann dieseZeitspanne die Stativbeine liefertdas 2. Die Montierungwird auf die Stativplatteaufgesetztund verübereineStundebetragen.OhneTemperaturausgleich könschraubt. Fernrohrnur unscharfeBilderund höhereVergrößerungen 3. Jetztnimmt man Stativund Montierungin die Handund stellt nen nicht verwendetwerden. nachNordenzum Polarstern weist. sieso auf, dassdiePolachse Wenn man mit seinerAusrüstungnoch nicht vertrautist, kann kann ein Kompass verwendetwerden. lst diesernicht sichtbar, man anfanqsnoch in der Dämmerunqaufbauen.Zuerstwird ein

Abb.3-4: AufbaueinesTeleskops r n ti e ru n g mi t par allak t is c h eMo Schrittfür Schritt.

4. EswerdenRohrschellen, Feinbewegungswellen und die Elektronik an der Montierungangebracht, sowieausreichend Gewichte an der Gegengewichtsstange. gelegtbzw.mit dem 5. DasTeleskoprohr wird in die Rohrschellen Schwalbenschwanz an der Montierungbefestigt.Wichtig:darauf achten,dassdie Feinbewegungswelle für die Deklination in die RichtungdesOkularszeigt. 6. DasTeleskop wird in beidenAchsenausbalanciert, wenn esvon einerDeutschen Montierunggetragenwird. a) ZunächstwerdenTeleskoptubus in die und Gegengewichte Waagrechtegebrachtund die Rektaszensionsklemme wird gelöst.Je nachdemob TubusoderGewichtezu Bodensinken, werdendie Gegengewichte nach unten oderobenver-

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schoben.Wenn sich trotz offenerKlemmenichtsmehr begeschlossen wegt,wird die Rektaszensionsklemme und geöffnet.Nun wird der TeleskoptubJdie Deklinationsklemme je nach angebrachtem bus selbstausbalanciert, Zubehör (Prisma, Okulare,...) ist der Okularauszug belastet.DasRohr (oderin der Schwalwird in leichtgeöffnetenRohrschellen benschwanzführung) so langeverschoben, bis sichtrotz geöffneterKlemmenichtsmehrrührt.DerVorteilistjetzt: das Teleskopkann leicht bewegt werden (bei losgeklemmter Montierung)und bleibt trotzdemin jeder Stellungohne Klemmungstehen.OhneBalancierung riskiertman übrigens die feinmechanischen Teileder Montierungzu beschädigen - und daskann teuerwerden.

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I Einnorden mittels Polsucher Eineparallaktische Montierungmussauf die HimmelskoordinatenHöhereGenauigkeiten werdeninsbesondere bei der Astrofotograausgerichtet werden,damit sie korrektfunktionieren kann.Dazu fie benötigt.Dazubedientman sichderTatsache, dassder Polarwird die gesamteMontierungum einenbestimmten Winkelge- stern(a U rsaeMi nori s) sehrnaheam nördl i chen H im m elspol st eht . neigt.DieserWinkelentsprichtder geographischen genauei nge st ellt . BreitedesBe- D i eser S ternw i rdmi t ei nemP ol sucher (für den deutschenSprachraum obachtungsorts etwa zwischen Ein Polsucher ist ein kleinesHilfsfernrohr, das in die Rektaszengro- sionsachse 53' und 47' nördlicherBreite,vgl. Tabellemit Koordinaten besserer deutscher Montierungen eingebautist. Es beßer Städteim Anhang)und ist identischmit der Höhedesnörd- sitzt am Okularende einefesteSkalafür die Zeit und einebeweglichenHimmelspols überdem Horizont. licheSkalafür den Monat.Mit der Hilfe der in dasPolsucherokuDie Kippungder Montierungum den gewünschten Betragge- lar eingätzten Mustergelingtes,die Montierungmit einerfür die schiehtam sog.Polbock(deutsche Montierung)oder der Polhö- Astrofotografie ausreichenden Genauigkeitauf den Himmelspol ge- einzurichten. henwiege(Gabelmontierung). Dazuwird eineKlemmschraube Die Polhöhesolltedabeischonvorherso qenauwie löst,bis die Skaladen korrekten Wertzeigt.Für die meistenastro- möglicham Polbockeingestellt sein. genügtdie Genauigkeit nomischen Beobachtungen dieserEinstell u ng. l. Die Montierunggrob auf Nordpolausrichten, so dassder Polarsternim Polsuchersichtbarist. Ab b .3 -5: D i eE i n- 2. Die Konekturfür den Unterschied in geovon Zeitmeridian graphischer s te l l ungder P ol Längean der beweglichen Skalaeinstellen. Für h ö h efi ndet man den deutschen Sprachraum ist der ZeitmeridianI 5' Ost.Für a m P ol bockan einenBeobachtungsort bei l0' Ostist eineKorrekturvon 5' d e r B asi s ei ner Richtung Westenerforderlich. deutschenMon- 3. Die Rektaszensionsklemme lösenund verstellen, bis dasDati e rung.D er antum (mit Korrektur) auf der beweglichen Skalaund die Uhrgezeigte Wert zeit auf der festenSkalaübereinstimmen. Sommerzeit dabei mu ss mi t der nicht berücksichtigen, es zählt nur diejeweiligeBasis-Zonengeogra phischen zeit (l Stundeabziehen). Breitedes Beob- 4. Azimut-und Höheneinstellung am Stativkopfverändern, achtungsorts bis Polarsterndie vorgesehene Markierungim Polsuchertrifft. ü b e r ei nsti mmen. Da sichder Polarstern relativzum Pol bewegt,habenviele Polsucher mehrereMarkierunqen.

Abb.3-6: Typisches zum Polsucherfeld ge n a u e nE innor den de r Mont ier ung. Auf der Nordhalbkugelwird unter 1 der Polarstern eingestellt. Auf der k önSü d h a l bk ugel nen unter2 Sterne um o Octantiseingeste llt werden.

Abb. 3-7: Um den Polsucher korrekt e i n zu stellen,m us s man zunächst die Differenzzum Zeitmeridiander jeweiligen Zeitzoneberücksichtigen (A). Dann werden die Skalen für Datum (B) und Uhrzeit(C) zut Deckung gebracht.

I EinnordenmittelsScheiner-Methode Ohne Polsucher,oder wenn der Polarstemnicht zu sehen ist (Hauswand, zu eiBerg),gelangtman mit der Scheiner-Methode Zeit in etwas Da diese Einnordung. ner Astrofotografie-tauglichen Geräte empfür fest montierte vor allem Anspruchnimmt, sei sie fohlen.

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= 1. Montierunggrob auf den Himmelspolausrichten einstellen, 2. hellenSternim Südenam Himmelsäquator festklemmen Deklinationsachse 3. Stem nachftihren,dabeiauf Abweichungvon der Bildmitte achten -+weicht der Stem nach Südenab: am Stativkopfnach Ostendrehen Azimuteinstellung Nordenab: nach der Stem -+weicht am StativkopfnachWestendrehen Azimuteinstellung Vorgangwiederholen,bis keineAbweichungmehr auftritt (auf Bildorientierungim Femrohrachten!) einstellen, 4. hellenStem im Ostenam Himmelsäquator festklemmen Deklinationsachse 5. Stem nachführen,dabeiauf Abweichungvon der Bildmitte achten + weicht der Stem nach Südenab: Polhöhegrößereinstellen -+weicht der Stem nach Nordenab: Polhöhekleinereinstellen Vorgangwiederholen,bis keineAbweichungmehr auftritt (auf Bildorientierungim Femrohrachten!)

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I lnitialisierung einerGoto-Montierung o bei der l-Stern-lnitialisierung gibt es nur grobe Ergebnisse. Montierungenmit Goto-Steuerung nehmendie Einnordungdem Diesevon nur wenigenSteuerungen unterstützteRoutineist Teleskopbenutzer ab. Dafür mussdie Montierungaberam Stemsinnvoll,wenn nur wenige Objektesichtbarsind, wie z.B. bei himmel initialisiertwerden,d.h. der Computerder Steuerung Beobachtungen am Taghimmel mussseinenvirtuellenSternhimmel mit demrealenFirmamentin o für die Astrofotografiemussdie Ausrichtungbesondersgenau Übereinstimmun g bringen. sein.EinigeSteuerungen bietendeshalbdie Möglichkeiteiner lm Prinzipläuft jede lnitialisierungs-Routine nach dem gleichen speziellen äquatorialen lnitialisierung Musterab: l. aktuelles Datumund Uhrzeiteingeben nimmt die gesamte 2. Standorteingeben,entwederüber eine Postleitzahloder geo- Die modernsteForm der Goto-Steuerungen demBenutzerab.Ein GPS-Sensor erkenntautomagraphischeKoordinaten.Die genauenKoordinatenerfährtman lnitialiserung tisch Datum, Uhrzeit und Beobachtungsort und richtet sich z.B.über eine topographische KarteodereinenmobilenGpSselbstständig auf den Himmelein. Der Beobachter mussdie AnEmpf,dnger gabennur noch an der TastaturdesHandgerätes bestätigen. Da3. Die Montierungschlägtnun Sternevor,anhanddererdie Ausmit die GPS-Funktionen konekt arbeitenkönnen,benötigensie richtunggeprüftwird.Dabeihandeltessichum besonders hel- jedoch einenfreienZugangzum Himmel,um von mehrerenGPSle und bekannteSterne. Diesemüssennun genauim Okulardes Satelliten Datenabrufenzu können.Auf BalkonenoderTenassen Fernrohrszentriert werden. Einige Montierungenfahren die könnenje nach LageEmpfangsprobleme auftreten. Sterneauchautomatischan. Für alle Goto-Montierungenwichtig ist die exakt waagerechte Aufstellung des Statives,da sonst die Berechnungender SteueJe nachHentellerund Steuerunggibt esverschiedene Variationen rungennichtstimmen.MancheMontierungen verfügenübereine dieserStem-lnitialisierung: DosenlibellefWasserwaage) am Stativkopf.Bei den modernen Goto-Montierungenist auch diesesProblemelektronischgelöst, o bei der 3-Stern-lnitialisierung müssendreimöglichstweit vonhier erkennt ein empflindlicherKreiseldie Positionder MontieeinanderentfernteSternenacheinander eingestelltwerden. rung. DieseMethodeist recht genau,aberauch zeitaufi,vändig o bei der 2-Stern-lnitialisierung, die in den meistenSteuerungen Standardist, lässt man einen Stern weg und spart sich somit Zeit,erhältjedochaucheineetwasungenauere Einstellung, die jedoch für den normalenGebrauchund visuelleBeobachtungen vollkommenausreichend ist

Aufsuchen Bevor man einen schönenSternhaufenim Okularbewundern eingestelltist, erkenntmanvielleichtanhandvon Geisterbildern kann,mussdiesererst einmalaufgefundenwerden.Meistbenöoder aufgehelltem Himmelin einerbestimmtenRichtung,wo tigt man - geradeals Einsteiger- mehr Zeit und Mühe für das dasgesuchteObjektsteht. Aufsuchenalsfür dasBetrachtendesObjekts;vieleEinsteigerverzweifelndaran,weil sienichtsfinden. Achtung: sehr viel Übung erfordert der Übergangvom bloßen Die Sicherheit denn oft ist und Schnelligkeit beim Aufsuchenkommt nur mit Augeauf den Sucherund zuletztdasHauptteleskop, viel Übung.Zunächstsoll ein hellerSternoderPlanetaufqesucht die Bildorientierung nicht identisch(sieheSchritt2)! werden. t. ÜberdenTeleskoptubus hinwegdasObjektanpeilen. Besonders bei Teleskopen mit kurzerBrennweite, die womöglichnochauf I Starhopping einemTischstativ stehen,ist dasfast unmöglich.Nützlichkön- Die allermeisten astronomischen Objektesind leiderso schwach, nen Schrauben oderKantender Rohrschellen sein,die man als dassman sienicht mit bloßemAugesieht,auchnicht im Sucher. Hilfspunktnimmt.Peileinrichtungen, die einenrotenPunktan Hier mussman langsamvon hellerenSternen,die man zunächst den Himmelprojizieren, können als Zubehörgekauftwerden, im Teleskopeinstellt.über immer schwächere Sterneund Sternz.B.der rTelrad<. musterzum gesuchten Objektrhinhüpfen<. DieseTechnikwird als 2. Blick ins Sucherfernrohr. man kann mit ihr sowohlschwache PlaOhne sich am Teleskoprohr oder Su- Starhopping bezeichnet, cher festzuhaltensolltemit offenenMontierungsklemmen ver- neten oder Kleinplaneten,Kometenund Deep-Sky-Objekte finsuchtwerden,dashelleObjektin dasSuchergesichtsfeld zu be- den. Dazu ist eine gute Aufsuchkarte oder ein Atlasnotwendig. kommen.Festhaltenam Teleskopist übrigensnie anzuraten, Beispiele Deepzum Übenbietendie in diesemBuchvorgestellten man verstelltdadurchsehrleicht ein eingestelltes 0bjekt.lst Sky-Objekte(sieheSchritt4). dasObjektim Sucherfeld sichtbar,stelltman die Klemmender Montierung fest und zentriertdas Ziel mit den Feinbewegungen im Sucherteleskop. 3.Zum Hauptteleskop wechseln; wichtigist, das der Suchervorjustiertwurde(sieheSchritt2).Hier her parallelzum Hauptrohr solltebereitsdas Okularmit der niedrigsten Vergrößerung im Auszuqstecken.Wenn das Obiektnoch nicht im Gesichtsfeld

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wie überhauptallgemeindie praktiaberhöchsteKonzentration, scheAstronomie. sollte man nicht hilf1. Zunächstwird mit dem bloßenAuge ein hellerSternin der Übrigens:Hat man sich einmalrverfahren<, NähedesObjektsgesucht,und dieserim Sucherteleskop einge- los am Himmel rherumrührenr,um durch Zufall doch noch auf stellt.lm Atlassolltedie zu hüpfendeStreckegut zu überbli- den rechtenWeg zu kommen- das klappt meistensnicht und ckensein.Wichtig:Atlaskarte so drehen,dasssie der Orientie- kostetviel Zeit - sonderngeduldigvon vome anfangen. rung im Sucherteleskop entspricht. 2. lst der Stemim Suchereingestellt,wird die Karteherangezogen und die StreckezwischenStern und gesuchtemObjekt betrachtet: Lassensich markanteMuster unter den schwachen Sternenfinden, wie etwa Dreiecke,Trapeze,Sternketten,Pärchen?Dann hüpft man von Musterzu Musternäherzum gesuchtenObjekthin, immer zwischenSucheranblick und Sternkartewechselnd. 3. VieleHimmelsobjekte sind auchim Suchernicht alssolchezu erkennen.Dann musszum Hauptteleskopgewechseltwerden, indemman das letzteSternmuster im Suchereinstelltund im a a Teleskopokular wiederfindet.Das ist besondersschwierigbei unterschiedlicher Bildorientierung in Sucherund Teleskop. Nun .. t schwenktmanvorsichtigund langsamin die Richtungdes0bjektes.Meist stehenhelle Suchersterne nahe genug,so dasses '-o t 'o nicht schwerfällt, das Objektzu zentrieren,obwohl es im Sucherunsichtbarist. Das Starhoppingerfolgt in drei Schritten:

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Wichtigfür dasStarhopping ist, dassman ein Gefühlfür die Gesichtsfeldervon Sucherteleskop und Aufsuchvergrößerung im Hauptteleskophat. Dies ist erst nach vielen Aufsuchtourenerreicht,man gewinnterst nach und nach das Gefühlfür die Benutzung. ErfahreneSternfreundemit langiährigerPraxishüpfen über großeHimmelsstrecken in Sekunden.DieserSport erfordert

der Gal axie M 101: Von A bb.3-8: S tarhoppi ng-S chema am B ei spi el einemhellenSternausgehend stößtmanSchrittfür SchrittzumZiel vor.Zur Orientierung bildetman Linienund Musterund beachtet vorgegebenen Strecken undWinkel. diedadurch

I Stemzeit-Methode Die Teilkreiseeinerparallaktischen Montierungerlaubenes,Himmelsobjektedirekt einzustellen, wenn derenKoordinatenbekannt sind.DieseMethodeist für azimutalaufgestellteTeleskopenicht geeignetund erforderteine genaueEinnordungder Montierung g reicht nicht auf den Himmelspol(rPi-mal-Daumenr-Ausrichtun aus). 1. Der gewünschteDeklinationswert wird am Teilkreisder Deklinationsachse eingestellt. 2. Die Rektaszensions achsewird genau auf die Südrichtunggestellt und an dem beweglichenR.A.-Teilkreis 0h eingestellt. 3. Die Differenzaus Stemzeit(geradegültigeR.A.in der Südrichtung) und Rektaszensionswert des gesuchtenObjektswird gebildet.Die Stemzeitkann einemJahrbuchentnommenwerden. DasErgebnisist der Stundenwinkelin h und min. 4. Für positiveStundenwinkelwird die R.A.-Achse um den Diffemit renzbetragnach Westenverutellt,für negativeStundenwinkel Abb.3-10:DerDeklinationsteilkreis einerdeutschen Montierung nach Osten.Das gesuchteObjektsollte nun im Okularstehen. einerzusätzlichen Nonius-Skala. Zunächstwird der gesuchte Wert (A).Mit dem Noniuskannman nun nochgenauer grobeingestellt (B):Stimmtein Skalenstrich Beispiel:DasgesuchteObjekt hat die KoordinatenR.A.= t/ ablesen auf der linkenSeitedesNonius 42'i' und Dekl.= +6" 26'. Die Stemzeit beträgt am 1.7. um O:00 mit der Hauptskala überein,mussmanden Wert der Nonius-Skala (+).lst ein Skalenstrich lJhr MEZ 1gh22min. Der Stundenwinkelbeträgt zu diesemZeitdazuaddieren auf der rechtenSeitedesNopunkt +ü 4anin. Die Rektaszensionsachse mandiemussalso um 4anin niusin Übereinstimmung mit der Hauptskala, subtrahiert nach Westenbewegt werden. senWert (-). lm gezeigten Beispiel zwischen 46'und 48' sindan der Hauptskala Die Methode ist nicht nur wegen der genauenAufstellungkri- eingestellt. DerNoniusstimmtauf der linkenSeitein Höheder 0,5 tisch,sondemauch deshalb,weil sich die Sternzeitund damit der mit derHauptskala überein, deshalbmuss0,5' dazuaddiertwerden. Stundenwinkelaufgrund der Erddrehungständig ändert. Eine Derhierangezeigte Wert ist also46,5' bzw.46' 30'. motorischeNachführungist deshalbsehrzu empfehlen.

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Die Differenzkoordinaten-Methode arbeitet ebenfallsmit den Teilkreiseneiner parallaktischen Montierung.Sieist für azimutal aufgestellteTeleskopenicht geeignetund erforderteine genaue Einnordungder Montierungauf den Himmelspol(rPi-mal-Daumenn-Ausrichtung reichtnicht aus).Man benötigtdazu die Koordinatenwertedes gesuchtenObjektessowie eineshellenReferenzstemes in der Nähe.

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-10' 1. Zunächstwird ein hellerSternin der Nähedes Objekteseingestellt.Der Teilkreisder Deklinationsachse solltebereitsden Ko- tc ordinatenwertzeigen.Der Rektaszensions-Kreis mussnoch auf die richtigeAnzeigebewegtwerden,dazuwird nur derTeilkreis (und nicht die Achse)losgeklemmtund entsprechend einge-25 stellt.Kann der Rektaszensionskreis nicht verstelltwerden,ohne -30' auch die Achsezu bewegen,mussman sich den angezeigten genau Wert möglichst notieren. 2. Nun werdennacheinander beideAchsenbewegt,bis die Anzeige der Teilkreiseden Wert des Objektesanzeigen.Für den Fall Abb.3-9: Aufsuchen perKoordinatenmethode: VoneieinerGalaxie wird der Unterschied in Rektaszension der festenRektaszensionsscheibe muss man die Differenzder nemhellenSternausgehend undan denTei l krei sen e ingest ellt . Koordinatenvon Stern und Objekt berechnen,und die Achse undD ekl i nati on ausgerechnet um diesenWert verstellen,bei +Vorzeichenin westlicheRichtung, bei -Vorzeichenin östlicheRichtung.

Beispiel:Der Referenzstern hat die KoordinateR.A.= 17hj2min gesuchte und Dekl.=+6" 4l', das ObjektR.A.: l7h 42minund Dekl.: +6" 26'. Die Rektaszensionsache mussnun also lOni' nach Ostengestellt werden,die Deklinationsachse um I 5' nach Süden.

I Goto-Methode die Montierungneu zu eichen, wird dasEinsonderslangenSchwenkwegen Besitzern einerMontierungmit Goto-Funktionalität indembeisnielsweise ein hellerSternnaheder PositiondesObstellen von Himmelsobjektenbesonderseinfach gemacht:Man jektes zentriertwird und die Montierung die Differenzwegmussnur die Bezeichnung desObjektsin die Handboxder Steurechnet. Generellempfiehlt es sich, zwischenden Objekten erung eingeben,und schon flährtdas Teleskopwie von Geisterzu wählen. Ziel. möglichstgeringeSchwenkwege hand zum angegebenen ist zu hoch. Selbstbei perfekteingerichteten Dennochist in einigenFällendasgesuchteObjektnicht im Oku- 4. Die Vergrößerung hat die Positionierung eineUngenauigkeit Goto-Montierungen lar zu sehen.Dieskann mehrereGründehaben: von mehrerenBogenminuten,die sich durch Schwenkwege kann. lst das Gesichtsmit über den ganzenHimmelaufaddieren 1. Das Objektist zu schwachfür einevisuelleBeobachtung enthalfeld bei hoher Vergrößerungsehr klein und wird das Objekt dem gegebenen Teleskop. ModerneGoto-Steuerungen außerhalbdes Feldespositioniert.wird es vom Beobachter ten bis zu 40000 Himmelsobjekte in ihren Datenbanken.B0o/o übersehen. bis 900/oder dort verzeichneten Objektesind abermit den übliist zu niedrig.Viele besonderskleine Objekvon 90mm bis 250mmÖff- 5. Die Vergrößerung cherweise verwendetenTeleskopen um sie überhauptsichtbar solltedeshalb von vorte erfordernhohe Vergrößerungen, nung nichtzusehen.Die Objektauswahl Übersichtsokular zu machen.ln einemniedrigvergrößemden herein auf die Leistungsfähigkeit des Teleskopesbeschränkt dassdas Objektnicht gefunden kann der Eindruckentstehen, werden. wurde. 2. Die menschliche Lichwenchmutzungftihrt dazu,dassdie Zahl der tatsächlichim TeleskopsichtbarerObjektezusätzlichum einigeskleinerist,alsnachden theoretischen, auf einendunklen Die automatische Positionierung hat generellden Nachteil,dass Leistungsdaten. lnsbesonde- man im SternfeldkeineOrientierunghat. Wird dasObjektverstellt StandortdesTeleskops bezogenen re Beobachterim Bereichvon StädtenkönnennebligeObjekte oder ist es nicht sichtbar,bestehtmeistenskeine Chancemehr (Nebel,Galaxien) nur sehreingeschränkt beobachten. zum Ausgangspunkt zurückzufinden.Bei schwachenObjektenist Methode,besondenbei 3. Die Montierungarbeitetnicht genaugenug.Wie genaudiePo- deshalbdas Starhoppingdie sicherere jedoch unschlagbar sition des Zielobjektsgetroffenwird, hängt von der Genauig- hellen 0bjekten ist eine Goto-Steuerung schnell und bequem. keit derInitialisierung und demSchwenkweg zum Objektab.Je weniger Eichsternebei der Initialisierungverwendetwerden, der Montierungvom vorhergeund je längerder Schwenkweg hendenObjektist, desto ungenauerwird die Positionierung. Einige Steuerungenverfügen über die Möglichkeit,bei be-

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Gesichtsfeld

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Bei der Femrohrbeobachtung wird man schnellfeststellen,dass man mit der kleinstenVergrößerungam häufigstenbeobachtet. Mit dieserhat man das größteFeld,das schärfste Bild, die geringsteNachführbewegung, den bestenÜberblick.Mit der kleinsten Vergrößerung beginntjedeBeobachtung, für großeSternhaufen wie die PlejadenoderGalaxienwie die Andromedagalaxie ist es die besteVergrößerungüberhaupt.Man sollteversuchen,sich ein 4Omm-Okular anzuschaffen, auch wenn es für den Okulardurchmesser 24,5mmschwierigzu bekommenist; dieseserleichtert die Orientierung ungemein. JedesObjektverdientes,höhereVergrößerungen auszuprobieren. Dabeigeht man Schrittfür Schrittvon der kleinstenVergrößerung nach oben.Will man zuvielauf einmal,kann es sein,dassman (über l00x) habenihre das Objektverliert.HoheVergrößerungen Tücken.DasFeldist im Vergleichzu 2Oxoder40x winzig,die Bewegung der Erddrehungziemlichschnell,das Bild dunkel und schwerscharfzustellen. Oft kannman kaumnachstellen, schonist gewandert. das Objektwiederaus dem Gesichtsfeld BewegungeinesSternespro Sekunde= '15,04" x cosDeklination

groAbb.3-11:AnblickeinesDeep-Sky-Objekts beizweiverschieden (40' und 80'). ßenGesichtsfeldern

Beispiel:Ein Sternbei 30" Deklinationbewegt sich pro Sekunde um etvva13". (diewegendesSeeingsvon fürjedesObjektdie ldealvergrößerung Es ist nicht sinnvoll,zu hoch zu vergrößern. Wenn sich dasBild Nachtzu Nachtunterschiedlich seinkann).MancheObjektesind gar nicht mehrscharfstellen lässt,kanndiesam schlechten Seeing bei allenVergrößerungen lohnenswert zu beobachten, immerjeoder daran liegen, dass die Vergrößerungsftihigkeit des lnstru- weilsmit anderemEindruck.wie etwa der GroßeOrionnebel. mentesübenchrittenist. Mit ein bisschenProbierenfindet man

Für die Orientierungmit dem Fernrohrist es wichtig zu wissen, ist. Dies ist wie groß der geradebetrachteteHimmelsausschnitt mit einereinfachenFormelin etwa zu berechnen. Durchmesser des Gesichtsfelds in ' = scheinbares Okulargesichtsfeld in' /Vergrößerung

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Beispiel:lm 60/900-Teleskopwird mit einem 2omm-Okular beobachtet,das 40" Eigengesichtsfeldhat. Bei einer Vergrößerung von 45x ist das Feld also 0,9" groß.

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Man kann das Gesichtsfeld auch mit der Durchlaufzeiteines Stemsberechnen: Durchmesser des Gesichtsfeldes in ' = (Durchlaufzeit x cosDeklination)/4 in Sekunden Beispiel:Ein Sternbei 45" Deklinationbenötigt 140Sekunden für den Durchlauf des Gesichtsfeldes. Das wahre Feld beträst dann 24,8'. Hierbeiist ein Fadenkreuz im Okularsehrhilfreich,wobeiman das Okular so verdrehenkann, dassder Stem entlang einesFadens querdurchdasFeldläuft. Es hat sich bewährt,für den Sternatlasauf Transparentfolien mit einemStift maßstabsgetreu Kreisezu zeichnen,die das Gesichtsfeld der häufigstenbenutztenVergrößerungen zeigen.Mit solchen Schablonengelingt besondersEinsteigemdie Orientierung leichter.

Abb.3-12: Durchlauf einesSternsdurchdasGesichtsfeld.

Beobachtungstechniken

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zu seinhat ei- geschlossen, sie verbessertsich aber weiterhinzunehmendauch Schonin der Dämmerungam Beobachtungsplatz junge Augen genug Minuten in Dunkelheit.Ausgeruhte, Die Augen haben Zeit, sich an die Dunkelheit noch nach 30 nen Vorteil: zu gewöhnen. EineguteDunkelanpassung, alsAdaptionbezeich- können besseradaptierenals alte und tagsüberüberanstrengte sind auchNikotin- und net,ist unbedingtnotwendig,wennmanschwache Deep-Sky-Ob- Augen.Schädlich für die Wahrnehmung (auchin kleinstenMengen). jekte beobachtenwill. Vor allem aus diesemGrund solltekein Alkoholgenuss Augesreicht von 420 bis Fremdlicht(Straßenlampen, Autoscheinwerfer) am Beobachtungs- Die Empfindlichkeitdes menschlichen platz stören. 700nm (in Extremfällen von 320-835nm).Dabeisind die EmpDas menschlicheAuge nimmt das Licht mit zwei unterschied- findlichkeitskuryen von Stäbchenund Zapfenum 50nm versetzt, lichenArten von Sinneszellen wahr.Die sogenanntenZapfensind währendtagsüberdas Maximumbei 55onm und die Grenzebis bei 500nmmaximal,die Stäbfür das farbigeund scharfeSehenzuständig.Siesind in der Mit- 700nmreicht,ist dasNachtsehen BeimTagsete derNetzhautkonzentriert, wir benutzensiebeimnormalenall- chenkönnenabernur bis 63onmLicht aufnehmen. Die hellsten von l-6nm wahrnehmbar. täglichen Sehen. Leider sind viele astronomischeObjekte so hen sindFarbunterschiede schwach,dassdie Zapfen auf die geringenLichtreizenicht rea- Stemezeigenmit dem bloßenAuge ihre Farbe,und im Teleskop gut Farbkontraste gieren.Empfindlichersind die Stäbchen,die über einen größeren lassensich an einigenDoppelsternen studieren. Raumum die Mitte der roptischen Achsea desAugesverteiltsind. Stemfarbensind leichter zu sehen.wenn man den Stern etwas Mit ihnen ist abernur ein relativunscharfesschwarz-weiß Sehen unscharfstellt. möglich - sehrgut einsetzbarbei schwachenObjekten. Hobby-futronomenbedienensich deshalbeines Tricks,der die Fürdie WinkelauflösungeinesperfektenAugesbei maximal Objekten(schwarzauf weiß)gilt: Nutzung der zur optischenAchsedesAugesasymmetrischen Verkontrastreichen teilung der lichtempfindlicheren Stäbchenermöglicht.Visiertman r P unkt:40" nicht direktdas fraglicheObjektan, sondernschautleichtdaran o Li ni e:1,5" vorbei,achtetabertrotzdemrschielendr aufden fraglichen Punkt, o zweiPunkte:120"(dunkeladaptiert) o Scheibchen: man Objekte viel besser. Diese Technik wird als /n180" sieht schwache größer, Sehen bezeichnet. Galaxien werden schwache Nedirektes belfilamentelänger,schwächere Sternesichtbar,oderaberein 0b- Man mussalsodie Objekteso hoch vergrößern,dasssie dasAuge jekt kann überhaupterstwahrgenommen unter einemgenügendgroßenWinkelwahrnehmenkann. Viele werden. der astronomische Objektewirkenbeim erstenHinsehenenttäuschend Helle Lichteindrücke schädigendie Wahrnehmungsfähigkeit Beonach 10 Minutenab- schwachoderdetaillos. Diesliegt daran,dassder angehende Stäbchen. Die Adantionist im Wesentlichen

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Ab b.3-13: Indi rektes N ebelN s GC6 826- zuS ehen am B ei spi el desP l anetari schen zum Ze ntral stern w i rd N ebel s ä tzl i ch nunauchder si chtbar.

Wellenlönge

Ab b.3-14:E mofi ndl i chkei tskurven desmenschl i chen A uoes.

bachterdasSehenam Fernrohrnoch nicht gelernthat.Anden als täuschtzu sein,wenn man wesentlichwenigersieht als in Büvor dem Fernseher sehennicht alle Menschengleichviel am Te- chernoderZeitschriftengeschrieben steht.Mit größererBeobachleskop,den Unterschied macht die Beobachtungserfahrung aus. tungspraxis erlerntman eine Art Bildverarbeitung, die bewusst geschieht, Dazu gehört die Beherrschung von grundlegenden Beobach- und unterbewusst und die - nach eineranfänglichen tungstechnikenam Fernrohr. Stillstandsphase - baldvon Nachtzu Nachtmehrerkennenlässt. Der Unterschiedzwischender WahrnehmungsFähigkeit einesAn- DiesesPhänomenwird als Teleskoprsches Sehenbezeichnet.Auch fängersund eineserfahrenenBeobachters kann Weltenbetragen, nachjahrelangerPraxisverbessertsich das Teleskopische Sehen siemusstrainiertwerden.Ein beginnender Beobachter siehtnoch deutlich.Beobachtet man aberlängereZeit nicht mehr,nehmen nicht einmalansatzweise das,was ein geübterAmateurastronomdie Fähigkeiten schnellwiederab. erkennt.Wichtigist es,dieszu wissen,und nicht am Anfangent-

Zeichnen

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Saschiehtlhnen ein Fehler,so machtdasnichts:Einfachden falZeichnenin Kälteund Dunkelheitist sichernichtjedermanns - auf keinenFall aberradieren;das che.AuchohneTalentsollteman einenVersuchwagen,denndas schenSternausstreichen schonfeuchtePaoierwird zerriebenund tauqt nicht mehr als ErstelleneinerZeichnungerhöhtdie Konzentration und vertieft Zeichenpapier! damit dasErlebnis- vieleSternfreunde schwörendarauf. (Nebel, Galaxie) erfassen. Betrachten SiezuerstdasObjekteineWeile.Gewöhnen Siesichan 2.Markante Hell-Dunkel-Grenzen den Anblick,versuchen Sie das Objektein wenigkennenzu lerZeichnenSiediesealsLinienzwischenden bereitsqezeichnenen. SuchenSie die idealeVergrößerung heraus,bei der Sieden ten Sternenauf dasPapier. probierenSie Eindruckhaben.Nachetwa 10-15 Minutenholen Sie 3. Feinzeichnung. Es giltjetzt genauhinzuschauen; schönsten mehrEinzelnoch einmal,ob nicht einehöhereVergrößerung sich eine schwacherote Taschenlampe, einen Bleistiftund ein Klemmbrettmit weißemPapierdarauf.SetzenSiesichwiederans heitenerkennenlässt.SuchenSie sich ein einfachabzugrenFernrohrund blickenSieins Okular. zendesTeilgebietheraus,das Siebereitsgrob auf lhrer Zeichkönnen.B eobachten S i enochmalsl0- 15 M inung erkennen zweimal nuten, bis Sie meinen,alle Einzelheiten mindestens l. HelleSternezeichnen. Versuchen Sie,die Abständeund Winkel gesehenzu haben.NehmenSie nun das Brett zur Hand und zwischendiesenSternenso exaktwie möglichzu fixieren,nutzenSiedabeimindestens 1Ocmaufdem Zeichenpapier aus.GetragenSieDetailfür Detaillangsamin die Zeichnungein, was

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Ab b .3- 15:Z eic hnun g s s e q uaemnBe z i s p i edle sO ri o n n ebel s.

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Siesehenkonnten.BlickenSiedabeiimmerwiederins Okular, um bereitsgezeichnete Regionenzu überprüfenund einenfrischenEindruckzu bekommen.Sie werdenerstauntsein, wie viel Siejetzt sehen,und waslhnen allesbeimerstenHinschauen entgangenist. 4. Partienin den Außenbezirken eintragen.NachBeendigungder Feinzeichnung blickenSie noch einmalfür 5-10 Minutenins Okularund überprüfenSie die Einzelheiten lhrer Zeichnung. Wahrscheinlich werdenSienochhier oderda kleineErgänzungen vornehmen,die lhnen vorherentgangensind.Wenn Sie meinen,nachlängererBeobachtung keinenochnicht gezeichnetenDetailsmehrzu entdecken, beendenSielhre Zeichnung. 5. Sie möchten lhre Beobachtungen mit Zeichnungenanderer Beobachtervergleichen(Fotossind nicht direkt mit Zeichnungen vergleichbar!). Sie werdenUnterschiede und Übereinstimmungenfinden;sicherwird lhre Zeichnungauchnicht so viel zeigenbeim erstenMal. Aberje öfter Siezeichnen,destobesserwerdenlhre Zeichnungenwerden,Siewerdenmehr Details sehenund mehr Spaßdaranhaben.Versuchen Sieauchruhig, ein und dasselbeObjektzwei- oder mehrmalsin verschiedenen Nächtenzu zeichnen;schonbeim zweitenAnlaufwerdenSie wesentlichmehr sehenals beim erstenMal! 6. Am nächstenTag machenSiein allerRuhedie Eintragungins A bb.3-16:E i nedi mmbare roteTaschenl amD i steunerl ässlich f ür das Beobachtungsbuch. Jetzt ist die Gelegenheit, die Rohzeich- Zeichnen von Deep-Sky-Objekten. nung der Nacht auf feinenschwarzen Kartonumzuzeichnen. NehmenSie dazu einenweißenBuntstift fiir den Nebelund weißeTuschefür die Sterne.So könnenSielhre Beobachtungen aus der Nacht auch anderenSternfreunden bildschönvorstellenund erhaltengleichzeitig ein bleibendes Andenkenan eine erlebnisreiche Beobachtuno.

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Die Zeichnung Leuchtend von Planetenwie lVarsoderJupitergeschieht ana- 2. Nun werdenweiteremarkanteEinzelheiten skizziert. log in fünf Schritten. Dazu benutzt man vorgefertigteZeihelleGebietekennzeichnet man durcheinegestrichelte schar(sieheAnhang).Wichtig ist es, alle Felderder chenschablonen fe Linie.Jetztwird die Uhrzeitminutengenau notiert. Schablone auszufüllen und die genaueUhrzeitzu notieren. der DetailswerdendurchSchraffu3. Die Helligkeits-lntensitäten Eine Planetenzeichnung erfordertsehrviel Übung und Geduld. ren wiedergegeben. Alternativkann man auch Zahlenwerte Planetenbeobachter sitzenminutenlangam Fernrohr, um die wenach einerSkalavon 0=weiß bis l0:schwarz in die UmrissnigenruhigenMomentedesSeeings abzuwarten und dann feinlinieneintragen. nach feinstenDetailsabstesDetailzu notieren.Trotzdemdarf man nicht zu langebeo- 4.Zuletztwird dasPlanetenscheibchen bachten,denn durchdie Eigenrotation der Planetenverschieben gesucht.Erst wenn sicherist, dasskeineweiterenEinzelheiten sichdie Einzelheiten. Nach l0 MinutensollteeinePlanetenzeich- zu sehensind,oderschonzu viel Zeit vergangenist, wird die g abgeschlossen. nung im wesentlichen beendetsein. Zeichnun 5. Am nächstenTag kann man die Zeichnungverfeinernbzw. l. Zuerstwerdendie auffälligsten Dunkelstrukturen und die Polnach den Zahlendes Intensitätsschemas fertig zeichnen.Die (Jupiter) kappe(Mars)bzw. die beidendunklenHauptbänder fertigeZeichnungsolltedirekt an den Okularanblick erinnern Dabei werdenzunächstnur die UmrissegeKünstlerische Vereingezeichnet. und diesenso gut wie möglichwiedergeben. zeichnet.Diessollteso sorgfältigwie möglichgeschehen. fremdungen sind nicht erwünscht.

Ab b .3 - 17: Z eic hnun g s s e q uaemnBe z i s p i edle sPl a n e teMars. n

Astrofotografie zu fotografieren ist wohl der Die SternedurchdaseigeneTeleskop Leidermüssengleichzu Beginn Traumjedes Fernrohrbesitzers. gemachtwerden: diesesKapitelsdreiVorbemerkungen

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Die Astrofotografieerfordertviel Geduldund Erfahrungsowie Übungim Umgangmit dem Teleskop. Mit den meistenkleinenTeleskopen ist Astrofotografie nur möglich. eingeschränkt ErsteResultate sind schnellerzielt,für richtiggute Ergebnisse benötigtmanjedochsehrviel Zeit. Die einfachste Varianteder Sternfotografie umgehtdasTeleskop. Stelltman die Kamerafestauf ein Fotostativmontiertin Richtung (50mmBrennPolarstern, kann man mit einemNormalobjektiv (30min bis 3h) schöneStrichweite)und längererBelichtungszeit Das spurender sichbewegenden Sterneum den Pol aufnehmen. Motiv ist dabeibesonders schön,wenn etwasVordergrundmit wird.Bedingungist, dassdie KameralängereBelicheinbezogen tungszeiten erlaubt. Wennman die Sternenichtzu Strichenverzogenabbildenmöch: a x i m a l 5 Se k u n d e mi n t ei te , ka n n m an nur k ur z b e l i c h te nm nem 35mm-Weitwinkelobjektiv maximall0 Sekunden mit einem 50mm-Normalobjektiv und nur noch 3,8 Sekundenmit einem 135mm-Teleobjektiv. Fürjederweitergehende FotografiedesNachthimmels ist zumindesteineMontierungerforderlich, die die Kamerader Bewegung der Sternenachführt.DieAnforderungen werdendabeiumsohöA bb.3-18:S tri chspurfoto derR eoi on um denP ol arster n. her,je längerdie eingesetzte Brennweite ist.

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I MitgeführteKamera

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Die zweite Variante der Astrofotografieschließtdie Benutzung Montierung des Fernrohrsmit ein. Dazu ist eine parallaktische ohneComnotwendig.EineazimutaleMontierungist (zumindest puteruteuerung) nicht zur AstrofotografiedieserArt geeignet. Die Montierungmussdabeisehrgenauauf den Himmelsnordpol oder der ausgerichtetsein - entwedermit Hilfe einesPolsuchers (sieheSeite72). Scheiner-Methode Die Kamerawird mit eigenemObjektivparallelzum Femrohrauf der Montierung angebracht.Dazu kann sie entwederauf der befestigtwerden,oder sie wird huckepack Gegengewichtsstange je nachdem,wel(engl.rpiggybackr)auf dasFernrohrgeschnallt, che Art von Halterungeneingesetztwerden(sieheSeite39). Das Leitrohrbenutzt, man kontrolliert Femrohrwird als sogenanntes am Okulardie konekteNachführung,indem man einenLeitstern im Fadenkreuzokular einstellt. Die benötigteAusrüstungbestehtaus: o Fadenkreuzokular o Kamerahalterung r Fotoobjektiv50mm bis 200mmBrennweite ist abhängigvon der Brennweitedes Die Nachführgenauigkeit Teleobjektives. Je länger dieseist, desto genauermuss nachgeführt werden.Das erledigt man entwedervon Hand, oder lässt von ca. l0-20 Minuten den besserbei langenBelichtungszeiten Nachführmotor arbeiten.Dabeimussständigam Okularkontrolliert werden,ob sich der Leitsternvon der Sollpositionentfernt, A ufnahmeder H i mmel sr eqion um das oderdem Motor koni- Abb. 3-19: Nachgeführte und mit den manuellenFeinbewegungen giert werden. Sternbild Schütze.

I Fokalfotografie

tenaufnahmensind die Brennweitenallerdinqsimmer noch zu Mit der Piggyback-Fotografie sind Sternfelder und Milchstraßen- kl ei n. partien gut aufzunehmen,Mond, Sonne,Planetenund viele Deep-Sky-Objekte sind aberviel zu kleinauf dem Chip.Um diese größerabbildenzu können,mussman längereBrennweiten verwenden.Dazukommtnun dasFernrohr Da im selbstzum Einsatz. BrennpunktdesTeleskopes fotografiertwird,bezeichnet man diese dritte Varianteals Fokalfotografie. Die Kamerawird ohne ihr Objektivmit HilfedesKameraadapters am Okularauszug befestigt. geeignet,derenObjekFür die Fokalfotografie sind nur Kameras tiv abgenommen werdenkann,und die einstellbare Belichtungszeiten erlauben.lm allgemeinen sind dies Spiegelreflexkameras und CCD-Kameras. Die benötigteAusrüstung bestehtaus: o Kameraadapter und T-Ring o Off-Axis-Guider oderLeitrohr o Fadenkreuzokular

DieBelichtungszeiten sindje nachÖffnungsverhältnis, Objektund Kamerasehr unterschiedlich und müssendurch eine Probe-Belichtungsreihe selbstherausgefunden werden.WährendMond und Planeten nur Sekundenbruchteile benötigen,verlangenviele Deep-Sky-Objekte Belichtungen von vielenMinuten.Wichtig:Bei nie den Objektiv-Filter der Sonnenfotografie vergessen! OhneFilter sind nicht nur die Augengefdhrdet, sondernauchdasKameragehäuse. A bb.3-20:B eiderFokal fotografi w ierdi m B rennpunkt desFer nr ohr s Mond und Sonnesind im kleinenAmateurfernrohr bei Brenn- fotografiert. Notwendig ist ein Kameradapter und einT-Ring. weitenvon 500mmbis 2000mmein schönesMotiv. Für Plane-

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mi t 2000mmB rennw eit e: A bb.3-21:Fokal aufnahmen e onnenfnsterni s undparti el lS Mond.Tri fi dnebel

I Okularprojektion Die Planetenbildchen sind auchbei der Fokalfotografie noch zu k l e i n .D es halbhält m an d i e K a m e ran u n h i n te r d a s m i t ei nem Okular bestückteFernrohr,diesevierte Astrofoto-Variantewird als 0kularprojektionbezeichnet.Als Projektionsokulare haben sich orthoskopische Okularebewährt.Spezielle Adaptererlauben das Einsteckendes Okularsund gleichzeitigden Anschluss der Kamera,es gibt auch Okularemit integriertem Adapter.

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Die benötigteAusrüstung bestehtaus: r Kameraadaoter und T-Rino r Projektionsokular o Adapterfür die Okularprojektion In den letztenJahrenhabendigitaleKamerasimmer mehr Fuß gefasstund die herkömmliche fotochemische Kameraabgelöst. Während für Strichspura ufnahmen,Piggyback-Fotografie und Fokalfotografie digitaleSpiegelreflexkameras verwendet werden,hat sichbei den Planetenaufnahmen oderDetailfotos von Sonneund Mond der Einsatzvon Webcamsdurchgesetzt. Der Vorteildieser Kamerassind kurze Belichtungszeiten und die Möglichkeit,die Aufnahmenselbstam Computerzu bearbeiten und auszudrukken.

Ab b .3 -2 2 :B eider 0k ular p ro j e k tiw on i rdd u rc he i n 0 k u l a rfo tograf ie rt.D a z uis t eins pez iel l e Ad r a p tenr o tw e n d i gd,e re i n 0 k u l araufne h me nk ann.

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Größevon Mond und Sonneim Brennpunkt

I Mdeoastronomie

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Methode der Astrofotografienutzt für VideDie preisgünstigste oanwendungenam ComputergedachteWebcams.DieseKameras werdendirekt mit dem Computerverbunden,der deswegenin unmittelbarerNähe zum Teleskopstehen muss. Die Kamera auf. Um einzelneAufnahmenzu erhalten, nimmt Videosequenzen werdendie bestenEinzelbildereinesFilmsaussortiertund addiert. Die benötigteAusrüstungbestehtaus: o Webcamadapter o Projektionsokular o Computermit Aufnahmesoftware

Wecammit Adapmit Teleskop, (links), desWebcam-Astronomen Ausrüstung Abb.3-23:EineWebcammit Adapterfür dieOkularprojektion ter, Notebookund Batterie(rechts).

Um eine Webcamfür die Astrofotografiezu nutzen, sind einige Modifizierungennötig:

freie Software fiir die Webcam-Fotografie

Programm lnternet-Download l. Entfemen des Kameraobjektives durch Herausschrauben. Bei Giotto www.videoastronom manchenKamerasmuss das gesamteGehäuseaufgeschraubt Registax werden.Der eingebautekleinelnfrarot-Spenfiltersolltenur ftir Deep-Sky-Fotografie mit Spiegelteleskopen entfemt werden, denn er unterdrücktdie chromatische Abenationvon Teleskop und Okularen. 2. Einen Anschlussflir den Okularauszug basteln.Entwederman stellt mit Hilfe einerFilmdoseeinendirektenAnschluss ftir den her (3'l,8mm Durchmesser Okularauszug entsprichtetwa dem Durchmesser der Filmdose),wenn man fokal fotografiert.Oder man basteltsicheinenAdapterfür dasbei der Okularprojektion benutzteOkular. 3. lm lntemet ist kostenloseSoftwareftir die Entellung und Bearbeitungvon Webcam-Astrofotos erhältlich. 4. Genauaufsuchen.DasGesichtsfeld von Webcamsist sehrklein. Eine motorischeNachführungist bei höherenVergrößerungen und schwächeren Objektennötig. 5. HöchsteSorgfaltgilt der Scharfeinstellung. Man solltezahlrei- Abb.3-24:Webcamaufnahme desPlaneten Saturn. che Bildvenucheund bis zu einer halben Stunde Zeit nicht scheuen,um den optimalenSchärfepunktzu finden. 6. Mele Einzelbilderaddieren.Mit geeigmeter Bildbearbeitungssoftwarewerdenviele dutzend oder hunderteAufrrahmenzu einemSummenbildaddiert. 7. Bilder bearbeiten.Das Summenbildwird schließlichnoch mit einer Bildbearbeitungssoftware im Tonwertkonigiert und geschärft. Achtung: Zu viel Schärfenschafft Bildfehler,sogenannte Artefakte.

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Beobachtungsnacht Einige Hinweiseaus der Praxishelfen, eine Beobachtungsnacht möglichsterfolgneich zu gestalten: u c o c E

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geben:lm Windem TeleskopZeit zur Temperaturanpassung ter sollte dieseZeit mindestenseine Stundebetragen,erst dann ist die Optik ausgekühltund zeigt gute Bilder.Dabei habenTeleskopemit geschlossenem Tubus(Refraktoren) weniger Problemeals Femrohremit offenem Tubus (Newtonspiegel),bei denensich durch den Luftaustausch im TubusstörendeTurbulenzenbilden. ge, wollenesUnterzeug, Handschuhe, Kleidung: Skianzü Mützen oder Sturmhaubenund gut isolierteSchuhegehörenzur g jedesBeobachters Ausstattun (um die Adaptionder Stäbchen schwacherote Taschenlampe nicht zu stören),derenLicht stufenlosdimmbarsein sollte,so dassman in der Nacht selbstbei direktemBlick in die Lampe nicht geblendetwird gsstuhl(höhenverstellbarer bequemerBeobachtun Hocker oder Selbstbau) Abb.3-25:nBeobachtungsbüro< - Zubehörauf der Motorhaube. kleineSnacksund eine TassewarmenGetränksaus der Thermoskanne r beschlagene regelmäßigkleinePauseneinlegenund seinenAugenetwas OkularezunächstdurchWedelnin der Luft vergönnen Erholungzu suchenvom Tau zu befreien,notfallshilft ein Fön oder die beim AbbauendesTeleskops den Tubusvor dem Autoheizung o ein kleinesrBüronauf einemTischoder der Motorhaube(alRücktransport in warmeZimmerluftverschließen, damit kein Beschlagen auftritt temativ auch dasAutodach)einrichten,wo man Okularkoffer, nie Tau oder Dreckvon optischenFlächendurchweqwischen Zeichenbrett. Himmelsatlas etc. deooniert. entfemen

Schritt3 Beobachtungsnacht

Entfernu ngsangaben u

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weitereBeispielentfernungen: : 4,3 Lichtjahre nächsterStern:27OO0OAE Durchmesserder Mil chstraße: I 00 000 Lichtjahre nächstegoße Galaxie:2 500000 Lichtjahre benutzt. fernste optisch sichtbare Objekte: I o 000 000 000 Lichtjahre Die AE wird bei Entfernungsangaben im Sonnensystem Besser vorstellbar sinddieAngabenderZeit,diedasLichtauf dem ngaben Weg von den Objektenzu uns braucht.Grundlagefür dieseDa- Helligkeitsa dievon AlbertEinsteinalsGrenzten ist dieLichtgeschwindigkeit, geschwindigkeit gefundenwurde.Materieund Energiekönnen Helligkeitenin det Skalierung der Helligkeitsskalanach n bewegenoder fortset- Astronomie werden sich mit keinergrößerenGeschwindigkeit zen. Das Lichtjahr,also die Entfernung,die das Licht in einem in einemsehrseltsam angein der men Syste ist die gebräuchlichste Entfernungsangabe Jahrzurücklegt, geben, dessenMaAstronomie. ßeinheit Größenklasseoder Magni1 Lichtjahr= 63000AE= 9460000000000km tude genannt wird, ) Strecke, die dasLichtin einemJahrzurücklegt geschrieben mit eidurchZufallin etwa gleichgroßan nem hochgestellten Sonneund Mond erscheinen entfernt. unseremHimmel.Siesind trotzdemunterschiedlich 'n oder dem Kürzel mag. Dabet gilt: Je kleinerdie Größenklasse, destohellerist der Sternoder das 0bZeitentfernung Durchmesser Entfernung jekt. ' ist logarithmisch skaliert,entsprechend derWahrnehmung zur Erde zur Erde einenHelligkeitsmenschlichen Auges. I' Differenz bedeutet des 1, 2s Mo nd 3476km 384000km (vgl.Tabellen). Ein l3'-Stern ist alsozehnvon 2,5 unterschied I 39 00 00 k m i 50000000km 8, 3m in S onn e alsein 3m-Stern. tausendmal schwächer 1 Astronomische Einheit(AE)= 150000000km ) Entfernung Erde-Sonne

einige HelIigkeitsbeispiele: -26?7 Sonne -1275 Vollmond -t?5 hellsterStem (Siius) 6T5 schwächstemit bloßemAuge erkennbareSterne lW0 schwächsteim FernglaserkennbareSteme l3T0 schwächstemit einemkleinenTeleskop erkennbareSterne

gesamtensichtbarenObjektsin einemsternförmigenPunkt koneneicht. zentrierenwürde,wärendieseHelligkeitswerte

Größenangaben v

("),-Minuten(') und Abständeam Himmelwerdenin Bogen-Grad (") -Sekunden angegeben. 1" entspricht60'oder 3600".Die gesamteHorizontlinieumfasst360' Grad,der Abstandvom Himvon Sonneund Vollmond melspolzum Aquator90'. Die Scheibe währendder PlanetJuWichtig ist es zu wissen,dassdieseHelligkeitenscheinbareHel- misstjeweilsr/z'oder 30' im Durchmesser, 40" klein erscheint. ligkeiten bezeichnen,also nichts über die wirklicheLeuchtkraft piter durchschnittlich ist es wichtig, den des Objektesaussagen. Um diesezu bestimmen,mussman die Für die praktischeHimmelsbeobachtung desmit verschiedeHelligkeitin Relationzur EntfernungdesObjektesset- Durchmesserdes eigenenFernrohr-Gesichtsfel scheinbare sieheSchritt3). Helligkeitkann ein Objektnah und nen Okularenzu wissen(Berechnung zen. Bei gleicherscheinbarer im Teleskopbei einer Himmelsausschnitt Wie groß der einsehbare leuchtschwach oderweit entfernt und leuchtstarksein. Für flächenhafteObjektewie Stemhaufen,Nebel und Galaxien bestimmtenEntfernung tatsächlichist, verdeutlicht etwas die gegeben.Wenn man die Helligkeitdes Tiefe desKosmos. sind Gesamthelligkeiten

Planet minimale maximale minimale maximale Helligkeit Helligkeit Größe Größe

Me rku r Venus

5" 1 0"

Mars

J.5

30"

Ju Saturn'

18140"

U ra n u s N

Pluto

J,O

2,4" 0,07"

') Planet/Rin9

IJ

64"

25" 50" 21147" 4,0" 2.5

" 0 , 11

3T0

-3T1 2io _ 1 \t2

- 1i2 -418 -2i5

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qm?

r6T0

7T5

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Entfernung 1 Lichtjah

1"

entspricht entspricht

Sonnehätte

Vergleichs-

Helligkeit

entfernung

sLi

11'

0,09Lichtiahre

0T7

s0Li

1,1

0,9 Lichtiahre

trm7

500Li

6,9'

8,7 Lichtiahre

10T7

s0ooLj

41"

87,3Lichtjahre

1 qm 7

20T7 2sT7 30T7

nächsterStern la Objekteder Milchstraße

50000 500000

4.1

873 Lichtiahre

0,4"

8728Lichtiahre

5000000 Lj

0,04"

87275Lichtiahre

ufen ternha nächste Galaxien

E c U

E

Nomenklatur

f

= U

E z -+

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Der gesamteHimmelist ohneLückenin BB festgelegte und eindeutig begrenzteSternbilderaufgeteilt.Sternbildermüssennicht durch helle Sternmuster zu erkennensein,sondernsind zuerst einfachdefinierteFlächenam Himmel.Vieleder Sternbilder sind mit ihrendeutschen Namenbekannt,wie beispielsweise derFuhrmann oder die Jagdhunde.Offiziellaber geltennur die lateiniin diesemFallAurigaund CanesVenatici. schenBezeichnungen, Von diesenNamengibt es dreilettrige Abkürzungen, die international im Gebrauchsind; der Fuhrmannwird so zu Aur und die Jagdhundezu CVn. VieleSternetragenEigennamen, die meistarabischen Ursprungs sind. Beispieledafür sind Aldebaran,Beteigeuze, Deneb oder Wega.Auf Himmelskarten wirdjedochein System von Benennungen mit Buchstaben und Zahlenbenutzt,dasman kennensollte.

Flamsteed-Nummern: Der englischeAstronomJohn Flamsteed gab allenmit bloßemAugesichtbaren in SterneneinesSternbilds der Reihenfolge von Westennach OstenNummern.DieseNumSternmern werdenebenfallsmit dem Genitivdes lateinischen So heißt zum Beispiel bildnamens oderder Abkürzungversehen. Siriusauch9 CMa.Wennder SternaberschoneinenBaver-Buchstabenbesitzt,wird dieservorgezogen. Auch Deep-S(
Messier-Katalog:1781 veröffentlichteder französische Astronom Objekten,die CharlesMessiereineListevon neblig erscheinenden in damalsüblichenFernrohren sichtbarwaren.Messiers Ziel war mit schwachen unentdeckten Koes eigentlich, Verwechslungen metenzu vermeiden. DieseListe,abgekürztdurch den BuchstaHelle Sterne werdenin zweierleiSvstemeeinoeordnet: ben M, bestehtaus 110Objektenund umfasstfast allehellenund Beobachter. Als Beilohnenswerten Objektefür mitteleuropäische genannt,M 42 (sprichrEm ZweiundBayer-Buchstaben: Die hellstenSternejedesSternbilds sind mit spielseiender Orionnebel kleinengriechischen Buchstaben bezeichnet, M 31. die Johann Bayer vierzigr),und die Andromedagalaxie, >Uranometria< 1603in seinemStematlas festgelegt hat. Meistens Astronomen trägt der hellsteStern einesSternbildsden Buchstaben s, der NGC-Katalog: lBBBerschien vom dänischen Johann zweithellste Bezeichnung wird an den Dreyereine Zusammenstellung aller bis dahin bekanntenDeepB usw.Zur vollständigen Buchstaben der Genitivdes lateinischen Sternbildnamens ange- Sky-Objekte, der rNewGeneralCataloguer. So heißtder Orionnehängt.So heißtzum BeispielSiriusim GroßenHund aucha Ca- bel auchNGC 1976.Wenn dasDeep-Sky-Objekt aberschoneine nis Maioris.Normalerweise schreibtman den Genitivaber nicht Messier-Nummer besitzt,wird diesebenutzt. aus,sondernbenutztdie internationalüblicheSternbild-Abkürzung,alsocxCMa.

DasSonnensystem Das Sonnensystem bestehtaus B großenPlaneten,ca. 100 Monden, mehrerenhundert Zwergplaneten,50000 kleinen Planeten (Asteroiden) und ebensovielen Kometenund weiterenKleinkörpem. Über990/oseinerMasseenthältder Zentralkörper, die Sonne. Um sich die Dimensionenim Planetensystem besservorzustellen, kann man sich ein Modell bastelnoder zumindestvorstellen.Ge-

eignetist ein Maßstabvon eins zu einerMilliarde.Die Sonneist die Erdehat nur l,3cm! Bis dann ein Ball mit l,4m Durchmesser, zum entfemtesten Planetensind es aberfast 5km! Es gibt zahlreichesolcherModelle,die als rPlanetenwegc tatsächlich realisiertwordensind.Es ist sehrlehneich,auf dieseArt und WeisedasSonnensystem mit den eigenenFüßenzu erlaufen.

EntfernungSonne

EntfernungSonne

EntfernungErde

EntfernungErde

!

EntfernungErde

Merkur

O,3B AE

Venus Erde

O,72AE 1, 00 4 E

Erdmond

1,0 04 E

Mars

I ,JZ ttE

778 M io.k m

5BBMio.km

33min

1 1 9 5M i o .k m

t h 6min

2582Mio.km

2h 23min

4306Mio.km

3h 59min

ter Saturn

Ura n u s Neptun

58 Mio.km

0,52AE

77 Mio.km

4,3min

108Mio.km

O,26AE

38 Mio.km

2,1min

150M io.k m

0,0254E

0,38Mio.km

1,3s

228 Mio.km

0,36AE

54 Mio.km

3,0min

150M io.KM

5,2AE 9, 54 E

1429M io.k m

19,2AE

2871Mio.km

3,9AE 8,OAE 17,3AE

30,04E

4504Mio.km

28,84E

q

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Die GroßenPlaneten und der Mond im Vergleich.Gegebensind diejeweils die miltleren Entfernungen von der Sonne und die kleinstenmöglichenEntfernungenvon der Erde. Planet

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Modell desSonnensystems im Maßstab 1 :l OOOOOOOOO Planet

Merkur

Venus

Erde

Mars

Jupiter

Saturn

Uranus

Neptun

Entfernung

58m

1 0 8m

150m

228m

778m

1,4km

2,9km

4,5km

I M ond

c u

c u E c

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desMondeswurdeerst 1957 te desMondessehen.Die Rückseite zum erstenMal fotografiert. von Raumsonden Entfernung von der Erde: DerMond besitztkeineAtmosphäre, die großenOberflächen-For356300-406700 km(imMittel384000km) mungsprozesse sind seit vielenMillionenJahrenabgeschlossen. Daskennzeichnende Merkmalfür den Mond sind EinschlagskraErosionauch Größe: ter von Meteoriten,die wegender sehrlangsamen 3476km(0,25xErde), scheinbarerDurchmesser: 29,8'-34,1' nachlangerZeit gut erhaltensind.Danebengibt es großeLavarMaren(Meer)genannt,und ebenenin den tieferenBereichen, (Land)beDerMondist dernächste Himmelsköroer für unsErdenbewohner starkverkratertehöhergelegeneGebiete,die alsnTerra< und etwaein Viertelso großwie unserPlanet.Er umkreist die zeichnetwerden. Erdeeinmalin 27,32Tagenund drehtsichin exaktderselben Die MondkratertragenNamenberühmterAstronomenund andeZeitaucheinmalum seineAchse. der menschsodasswir immernureineSei- rer Forscher, währenddie Mare nach Eigenschaften Die Mondphasen Phase

Neum ond

ErstesViertel

Vol l m o n d

LetztesViertel

N e um o n d

0 Tage

7,4fage

14,8T a g e

22,2f age

29,5Tage

Aufgang

m or gens

mittags

abends

mitternacht

morgens

steht am höchsten

mittags

abends

mitternacht

morgens

mittags

Untergang

ao e n o s

mitternacht

morgens

mittags

abends

Beleuchtung Mondalter

A bb.4-1: E i neLunati ona.lsoein voller D urchl auf derMondphasen, beginntm it ei nerschmal en S i chelam Abendhim m el (links).Nach etwa 2 Wochenist der Vollmonderreicht.Nachfast 30 Tagen verschw i ndet M ondsidi e abnehmende (r echt s)bevor , chelam Morgenhi mmel mi t dem nächsten N eumonddie Ser ie erneutbegi nnt.

nachirdischen lichenSeelebenanntsind.Schließlich sind die ffoßen Gebirgszüge Gebirgenbenannt. da er Der Mond ist dasmit Abstandbeeindruckendste Ziel fiir Femrohrbeobachter, ist, auf dem wir direktaußerirdische landschaftenbeder einzigeHimmelskörper trachtenkönnen.lm Ansatzreichtdazuschonein Femglasaus,aberent ein stabil Bild derMondmontiertesTeleskop mit 50x VerEößerungzeigtdasimponierende bergeund -täler.Bei etwa BOxVerEößerungverliertman den ganzenMond aus bei VerEößerungen dem Gesichtsfeld, bei gutem SeeinglohnensichDetailstudien von l50x und mehr. Zu NeumondstehtderErdtnbantin Sonnennähe am Taghimmel und ist unbeobMondesam Sicheldeszunehmenden achtbar. EinigeTagedanachist die schmale im Westensichtbar. Auflallendist dasdunklerundeMareCrisium,das Abendhimmel derErde nun sichtbar ist.DiedunkleMondseite istvom mattbläulichen Widenchein zur beleuchtet(raschgraues Erdlicht<). Zu Halbmondist die besteGelegenheit (lat.rTerminator<) mittenüberdieMondMondbeobachtung, da dieSchattengrenze kugelläuft. DieMareebenen desOstenssindjetzt gut zu sehen,dazudie auffällige Dreierformation derKraterTheophilus, Cyilliusund Katharina.lm Nordenkommen die Mondalpenmit demberühmtenAlpentalins Blickfeld.WenigeTagespätersind im Juragebirge und dieRegenbogenbucht bildet auchdieMondapenninen sichtbar, Henkeln vor demnochdunklenMondteil.SüdlichdesMondkaukaden rgoldenen desMonsusbefindetsichder großeKraterCopemicus, einerder majestätischsten im MondeSchwert Gelänglicher dunklerStrichzu sehen;eshandeltsichabernur um eineharmlose beleuchtet. ländeböschung. WerigeTagevor Vollmondwird der KraterAristarchus Nebenihm tritt dasSchrötertal, Mondrille,zum Vonchein. eineseltsamgewundene Beobachtungsobjekt, weil keiBeiVollmondselbstist derMond einwenigdankbares Daftir ist ne Schattenmehrsichtbarsindund alleGebirgeund Kratervenchwinden. zu sehen;hier sieht man Ab b .4 -2 : DieM ondland s c h a fte s i nndb e i H a l b m o nadm jetzt derStrahlenknnz desTychoauf der Südhalbkugel überden halbenMond be e i n d r uc k endsztuen s eh e nd. a d a n nd e rSc h a tte n w u rfdasAuswurfmaterial diesesrelativjungen Einschlages zseic hne t verstreut. de u tl i ch Relief e

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auf n demM ond: A bb.4-4: Landschafte (ob en)die , HygiD erK raterTheophi l us nus-R i l l e(Mi tte)und die Ver wer f ung RupesRecta(unten).

Mondfinsternisse Eine Verfinsterungdes Mondes tritt dann ein, wenn Sonne,Erdeund Mond genauauf einerLinie stehen.Der Mond wandertdannbeiVollmond in den Schattenkegel der Erde,so dassihn kein Sonnenlicht mehreneichenkann. Da die Mondbahnum die Erdegegendie Erdbahn um die Sonneleicht geneigtist, kommt es nicht bei jedem Vollmond zu einer Verfinsterungdes kann nur dann eintreten, Mondes.EineFinsternis wenn die Kreuzungspunkte beider Bahnebenen, die Bahnknoten, mit demOrt desVollmondsübereinstimmen. Diesist etwaein bis zweiMal im Jahr der Fall.Wir könnenabernur solcheFinsternisse auch tatsächlichsehen,bei denender Mond bei uns überdem Horizontsteht. ein, Tritt der Mond komplettin den Erdschatten spricht man von einer totalen Mondfinsternis, streifter den Schattennur,kommteszu einerpartiellen Mondfinsternis. Jeder totalen Finsternis gehteinepartiellePhasevoranbzw.folgt ihr nach. EinetotaleMondfinsternis dauertvom erstenKontakt mit dem Schatten bis zum kompletten Austritt des Mondes aus dem Schatteneinige Stunden.Dabei verschwindetder Mond nicht ganz,sondernnimmt einerötlicheFärbungan,die in den Erdschatten durch aus der Erdatmosohäre gestreutes Licht zustandekommt. EineTabelleder nächstenMondfinsternisse ist im An h a n qent halt en.

I So nne Entfernungvon der Erde: 1 5 0M io.k m ( 8 Lic htm i n u te n ) E

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Größe: 1 ,4M io.k m ( 110xE rd e ), D ru rc h me s s e r:31,5' -32,5' s c h e i n b a re

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Die Sonneist ein Stern.Er bildetden Hauptkörper Planeunseres heißt.330000 Erdtensystems, das deshalbauch Sonnensystem is t die S onnes c h w e r, ma s s en i h r D u rc h m e s seenr ts p richt l l 0 E rddurchmessern. Da sk ennz eic hnen M d ee rk ma d l e r Ste rn -N a tudre r S o nnei st di e eigeneEnergieproduktion durch Kernfusionim Zentrum.Dabei werdenWasserstoffatome zu Heliumkernen verschmolzen, wobei Energiefrei wird.Die Sonneist ein rechtdurchschnittlicher Stern, was Größe,Masseund Leuchtkraftbetrifft. Sie strahltbereits5 können MilliardenJahre,und etwa ebensolang wird ihr EnergievorratA bb.4-6: Gesamtbider l d S onne. D i edunkl en S onnen f lecken noch ausreichen. i n Gruppen ei ngetei w l t erden. D urchZähl ungderA n zahlderG r upDie Sonneist einemAktivitätszyklus kanndi eS onnenakti vibesti wer den. unterworfen- nachdiesem penundFl ecken ät mmt Zyklusverändertsich die Anzahlund lntensitätvon bestimmten Erscheinungen der Sonne.DieserAktivitätswechsel wird durchdas Magnetfeldder Sonnebestimmt,dasalle I I JahreseinePolarität fleckenverändern von einigenStunsichstündlichund existieren Monaten.Die Sonnenflecken umkehrt.DadurchvariiertdasAuftretenvon Sonnenflecken, Son- den bis zu mehreren tretengehäuft - und, in Gruppenauf. Oft wird eineGruppevon einemgroßenFleckdon e n fac k eln, G as aus b rü c h-e ns o g e n a n n te Pro tu b e ranzen d a m it z us am m enh ä n g e nPo d ,l a rl i c h te rs c h e i n u naguf ender E rde miniert,oderzweigrößereFleckenstehenjeweilsam Randdergemit einerPeriodevon etwa I I Jahren. meinsamen Gruppe. geDie durnklenSonnenflecken sind um etwa 1000' kühlereStellen Protuberanzen werdendie rötlichschimmernden Gasausbrüche auf der Sonnenoberfläche. die auch als Photosnhäre bezeichnet nannt.SiegehöreneineranderenSchichtder Sonnenatmosphäre w i rd.Hiert r et enM ag n e tfe l d l i n i edni c h t g e b ü n d e lat us.S onnen- alsdie Sonnenflecken die nur mit H-alphaan, der Chromosphäre,

Filtem sichtbargemachtwerden kann. Die Protuberanzen sind liebtesten Projekten von alsdunklesogenannte Filamen- Sternfreundenüberhaupt, dann auchvor der Sonnenscheibe te sichtbar.Sie könnensich innerhalbkurzerZeit deutlichverän- mit einem großen Vorteil für den Beobachter:\4an dem. ,*. Die Sonnenoberfläche Bild, kann tagsüber beobachbietetjedenTag ein neues,einmaliges das nicht wiederkehrt- deshalbgehört sie zu den spannendsten ten! Beobachtungszielen überhaupt.Schonbei kleinerVergrößerung Bei mittlererVergnößerung zum Teil schon mit bloßemAuge - aufftilligsind die dunklen erkenntman,dasssichdie Sonnenflecken. Währendes im Minimum des Sonnenfleckenry- größerenSonnenfleckenin klusvorkommenkann, dassnur wenigeoder gar keineSonnen- zwei Bereicheunterteilen fleckesichtbarsind,erscheintdie Sonnenscheibe zur Zeit desSon- lassen: einen dunkleren Abb. 4-7: GrößereSonnenflecken geradezugesprenkelt nenfleckenmaximums von dunklenStellen. Kern,die sogenannte Um- zei genei nendunkl enK er n( Um br a) DasletzteMaximumtrat 2000 ein, das nächsteist alsofür etwa bra, und einen helleren undei nenhel l enH of (P enum br a) . 2011zu erwaften. Hol die Penumbra.Beide abzuschätzen, kann man die so- Gebietesind im Feindetail Um die aktuelleSonnenaktivität genannteRelativzahl - schonnach einemTag siehtein Sonnenbestimmen, die alslndex für die mit einem schnellveränderlich bei anhaltendgutem FernrohrsichtbareAktivität entwickelt worden ist. Dabei zählt fleckganzandersaus.Es ist sehrspannend, Rotationder man die Anzahl der Fleckengruppen G, und die Anzahl der WetterdieseVeränderungen und auchdie langsame in etwa l4 Tagenzu beobachten. FleckenF in diesenGruppen. Fleckenüberdie Sonnenscheibe Manchmalerscheinen die Fleckendannwieder,nachdemsiezwei = 10 x AnzahlderGruppen gewesensind. Sonnenseite Relatiyzahl Wochenauf der uns abgewandten + Anzahlder Flecken in allenGruppen SICHERHEITS-REGELN zur SONNENBEOBACHTUNG Beispiel:EineZählung der Sonnenflecken ergibt 58 Flecken, die in 7 Gruppenangeordnetsind, R = l0x7+58: 128. l. Filtervor jeder Benutzungprüfen 2. Sucherfemohrabdecken Bei vielenFleckenerfordertes einigeÜbung, die Gruppengenau 3. sichentellen,dassder Filter fest auf dem Teleskopsitzt Bestimmtman die RelativzahlüberlängereZeit und 4. Teleskopam eigenenSchattenausrichten abzugrenzen. trägt ihrenVerlauf auf, wird man einenTrend der Aktivität fest5. vor EntfernendesFilten Teleskooaus der Sonnedrehen gehörenzu den be6. Teleskopniemalsunbeaufsichtigtlassen stellenkönnen.Die Sonnenflecken-Zählungen

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A bb.4-B :D i eS onneim Weißl i cht der P ho t ospär(elinks) und i m H -alpha- Lichtder echt s)Wäh. C hromosphä( r e rendmi t demnor m alen Sonnenfi l ternur Sonnenf lecken zu sehensi nd,zeigtderH- alpha-Fi l terzur gleichenZeit ( am auch P rotuber anzen R and)und Filam ent e. G anz sel ten können auch helle i m H- alpha- Licht A usbrüche w e r den, diesogebeobachtet nanntenFl are s.

- w i e hi eram 2.3.2002 vonwei nner halb Zei taufstei gen undi hreFormverändern Ab b . 4- 9:P r ot uber a n zkeönn n e ni n n e rh a lvbo nk ü rz e s ter überderS onnenoberfl ä che. r s b ru cehrre i c h te s p ä terei neH öhevonei nerMi l l i onK i l ometern n i g eralsz weiS t unde nD. i e s eAu

Sonnenfinsternisse EineVerfinsterung der Sonnetritt dann ein, wenn Sonne, Mond und Erde genauauf einerLinie stehen.Die Erde wandert dann bei Neumondin den Schattenkegel desMondes.Allerdings ist der Schattenkegel desMondes so klein, dasnur seineSpitzedie Erdoberfläche erreichen ka n n . Aus dem selbenGrund wie bei einer Mondfinsternis kommt es nicht bei jedem Neumondzu einerSonnenfinsternis. Etwa zweiMal im Jahr sind die Bedingungen jedoch erfüllt. Wir können aber nur solcheFinsternisse auchtatsächlich sehen,bei denenderSchattendesMondes unserenTeil der Erdetrifft. Wird die Sonnekomplettvom Mond bedeckt,gibt es einetotale Sonnenfinsternis. Diesenur wenigeMinuten dauerndeNachtmittenam Tag ist einesderbeeindrukkendstenNaturschauspiele überhaupt,aberauch nur in einem eng begrenztenGebietzu sehen,dem maximal 300km breiten Finsternispfad. Außerhalbdavon kommt es nur zu einerpartiellenSonnenfinstemis, bei der nicht die gesamteSonnenscheibe abgedunkelt wird. Bei Sonnenfinsternissen wird zur Beobachtungunbedingt ein Sonnenfilter benötigt.Diesermussnur in den wenigen Minutender Totalitätabgenommen werden. WährendeinertotalenFinsternis kannman die Protuberanzenam Sonnenrand auchohneH-alpha-Filter sehen. Außerdemwird die Koronasichtbar,ein hellerStrahlenkrenz,der die Sonneumgibt. EineTabelleder nächstenSonnenfinsternisse ist im Anh a n oe nt halt en.

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I Merkur Entfernung: 58 Mio.km von derSonne,minimal77 Mio.km von der Erde E u

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Größe: Durchmesser: 4,8"-13,3" 4879 km (0,38xErde),scheinbarer und kleinstePlanet.Er bewegtsich Merkurist der sonnennächste in nur 88 Tagenum die Sonne,weil sich aberdie Erdein derselben Zeit in derselbenRichtungebenfallsbewegt,liegenetwa 116 Merkurs. Tagezwischenzwei Sonnenkonjunktionen werden,wenn lm Teleskop kann der Planetnur dannbeobachtet die sog. Elongation,eneicht. er seinengrößten Sonnenabstand, gibt es im Frühjahr am Optimale Beobachtungsbedingungen Abendhimmelund im Herbst am Morgenhimmel.Meist bleiben Planetenzu sehen. nur wenigeTage,um den schnellen Da wir Merkurvon einerPositionaußerhalbseinerBahn betrachSeitesehen- es ten, könnenwir auch auf seineunbeleuchtete zeigensichPhasenwie beim Mond. Zur Zeit der größtenElongabetionen ist jeweils etwa die Hälfte des Planetenscheibchens leuchtet. A b b4 . -1 1 :Ei n z e l h e i ten a uf Merkurs überwüstenhafter undvonKratern k ur znachSonsind nur sehr A bb.4-12:Merkuri st i mmernur i n derD ämmerung zogenenOberfläche abends(im Frühjahdoder kurzvor Sonnenaufgang seltenzu sehen.Meist verhindert nenuntergang (im Herbst) jede Detailwahr- morgens dauernnur wezu sehen.DieseSichtbarkeiten Seeing schlechtes nehmung bisauf die Phasengestalt.nigeTage,dennder Planetbewegtsichsehrschnellvon Abendzu bal dw i ederi m Gl anzderS onne. A bendundverschw i ndet

I Ve n u s Entfernung: 1 0 8Mi o.k m v onderS on n emi . n i ma4l 0 Mi o .k m v o nd e rErde E

Größe: 12104km(0,9xErde), Durchmesser: 9,6'-64,3" scheinbarer

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Die Venusist der innereNachbarolanet der Erdeund etwaskleiner als unserPlanet.Sieist von einerdichtenWolkendecke um-geben,die jeden Blick auf ihre festeOberfläche verhindert.Erst Ra u mso nden, i n dreiverschi edenen P hase nqest alt en. die auf de m Pl a n e te ng e l a n d est i n d ,z e i g tenuns A bb.4-13: V enusi m Fernrohr Bildereinertoten heißenWelt in einerSchwefelsäure-Atmosphäre. 475'C an der Oberfläche und ein Druck,der den irdischen um das 9Ofacheübertrifft,ließen die Sondenallerdingsnur kurz derunterenKonjunktiongehtdieVenuszwischen Sonneund Erde bevorsie zerquetscht wurdenoderschmolzen. Grund hindurch(rNeuvenuso), bei der oberenKonjunktionstehtsie hinüberleben, für diesehöllenartigen Bedingungen ist ein starkerTreibhausef- ter der Sonne(rVollvs6u5r), zu beidenZeitpunktenist sie in der fekt, der die Sonnenenergie auf dem Planetengefangenhält.Der Regelunbeobachtbar. Nameder Göttinder Liebepasstalsoweniger. derPhasengestalt im Teleskop zu Esist spannend, dieVeränderung Venusbenötigtfür einenUmlauf um die Sonne225 Tage(Ve- verfolgen. Venusist sehrhell,zur Beobachtung ist ein Dämpfglas nusjahr),die Drehungum die eigeneAchsegeschiehtaberrück- (Neutralfilter) nützlich.Alternativ kannmandieVenusaucham Tag Fernwärtsin 243 Tagen,womit der Venustagetwa 1l6 Erdtagelang beobachten; Vonaussetzung ist ein parallaktisch aufgestelltes dauert. rohr mit Teilkreisen, so dassman den Ort der Venusmit der Diffe(sieheSchritt3) relativzur SonneeinstelDa Venussichinnerhalbder Erdbahnbewegt,könnenwir sie nie renzkoordinatenmethode l h e ns, o n d e rni mmernur l en kann. de rSo n negegenüber am N a c h th i m m e se die schwerzu in derenNäheam Abend-oderMorgenhimmel. Venuswird des- Die Venuswolken zeigennur leichteGrauschleier, Den größ- verfolgensind.Ab und zu sind die übergreifenden Hörnerspitzen wegenauchalsAbend-oderMorgenstern bezeichnet. ten scheinbaren Abstand,den die Venus zur Sonneerreichen zu sehen:An den Sichelenden scheintdiePhasengestalt längerals ka n n ,n ennt m an E long a ti o ne; r k a n n b i s 4 8 ' b e tra g e nD . i e V e- rechnerisch möglichverlängert zu sein,wasauf die Brechkraft der nus ist dann alsHalbvenus bzw.Sichelim Fernrohrzu sehen.Bei Venusatmosphäre zurückzuführen ist.

I Mar s Entfernung: 228 Mio.km zur Sonne,minimal56 Mio.km zur Erde E c

Größe: 6794km(0,5xErde), scheinbarer Durchmesser: 3,5"-25,2"

E c r-/\ T

--

Mars ist der äußereNachbarolanet der Erde.Er ist etwa halb so groß wie unserPlanetund war langeZeit das ersteZiel für das StudiumeineranderenWelt.Bisin die 1960erJahreglaubteman, dass auf seinerOberflächeLeben existierenkönnte, doch die Raumsonden Vikingund Pathfinder, die auf dem Planetengelangezeigt.Die det sind, habenuns einen rötlichenWüstenplanet (Rost) charakteristische Farberührt von Eisenoxidverbindungen seinesBodensher.Marsbenötigt687 Tagefür einenSonnenumlauf (Marsjahr), er drehtsichin 24h 37mineinmalum seineAchse (Marstag). Der Planetmit seinerrotenFarbeist seit altersher in vielenKulturen dasSymbolfür Kriegund Verwüstung, er trägt wie die anderenPlanetenden Namendesentsprechenden römischen Gottes Marsist wesentlich schwieriger zu beobachten alsVenus,Jupiter und Saturn.Er erreichtdie günstigste Beobachtungsstellung alle 2,1 Jahre,wenn der Planetin Opposition zur Sonnestehtund die ganzeNachtüberbeobachtet werdenkann.Dabeisind aberungünstigeStellungen, wo dasPlanetenscheibchen sehrkleinbleibt, zu unterscheiden von günstigenOppositionen, wo zwardasPlanetenscheibchen im Fernrohrokular recht groß wird, aber der Pl a n eteinet ief eP osi ti o na m H i mme le i n n i mmtu n d d eshal bdi e Luftunruhestört.Die nächste,sehrgünstigeOppositiontritt im

November2005 ein. Aber auch dann w i rd das Marsschei bchennur hal b so groß w i e Jupi ter i m Tel eskoperscheinen. lm Fernrohrist zunächstnur zu ein orangesScheibchen sehen.Hohe bis sehr hohe Vergrößerungen sind notwendig,um die Chancezu haben, Einzelheitensehen zu können.Am auffälligsten und sind - zur richtigenMars- A bb.4-14: Marsmi t Polkapoe (Webcam ) . S trukturen Jahreszeit beobachtet* die dunkl en Polkappen. Je nachdem, welcherPol des Mars der Erde zugewandtist, ist die als Süd- oderNordpolkappe heller weißer kleiner Fleck zu sehen.Bei regelmäßiger B eobachtungkann man jener auchdasAbschmelzen verfolgen. Zur W ahrnehmung der E i nzelheitenauf der Marsoberfläche gehört viel Übung und Geduld.Zwar sind die Fleckendunkler und konan eitrastreicherals die Details A bb.4-15: Marsze ichnung auf anderenPlaneten,aber nem114/900mm-Newt on.

-U c u c

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m it 90m m 2003,gew onnen der Opposi ti on zu sehen.Am A bb 4-16: Marskarte auch wesentlichkleinerund deshalbschwieriger zentriertauf SyrdesPlaneten, ist nochdie rGroßeSyte
I Juoiter Entfernung: 7 7 8 M io.k m S onne5. 8 8Mi o .k m E rd em i n i m a l c u c

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Größe: 1 4 3 000k m( 1i, 2xE rd e ), s c h e i n b a re D ru rc h m e s s3e0r:,5' -50,1'

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die Erdkugel Jupiter ist der größte Planetdes Sonnensystems, . i e d i e a nderenR i ew ü rde llx in s eine nD u rc h me s s pe ar s s e nW S at ur n ,U ra n u su n d N e p tu na u c h b e s i tzter kei ne se n planet en festeOberfläche, sondernein tief reichendes Wolkensystem, dessen obersteSpitzenwir beobachten können.Jupiter,der lateinischeNamefür den Göttervater Zeus,benötigt ll,B Jahrefür eir). fg ru n ds ei nerschnel n e n Um laufum die So n n e(J u p i te rj a h Au len Rotationvon nur th 55min(Jupitertag) wirkenstarkeKräfte in seinerAtmosphäre, derenDynamikvon der Erdegut zu beobachtenist. zu beobachtende Planet,er ist auch Jupiterist der am leichtesten in kleinenFernrohren ein gutes Beobachtungsobjekt. Schonbei kleinerVergrößerung siehtman deutlich,dassder Planetflächennichtexaktkreishaft aussieht. DasPlanetenscheibchen erscheint förmig,sondernovalabgeplattet. lm Fernrohrsiehtman vier kleinerSternchen<, die entlangeiner Kette um den Planetenaufgereihterscheinen. Das sind die vier hellstenMonde des Jupiter,lo (sprichrl-o<),Europa,Ganymed Monde u n d K allis t o,nac h ih re mEn td e c k ear u c h a l s G a l i l e i sche b e ze ic hnet E.sk önne nm a n c h maal u c hn u r d re io d e rzw eiMonde sichtbarsein,je nachdemob geradeeinervon ihnenvor oderhinter dem Planetenselbststeht.Wir blickenvon der Seiteauf die-

V ergrößer ung m it seinen A bb.4-17:Jupi ter i m Fernrohr beini edri ger (l l ),Ganymed (l l l )undK allist (olV) . vi erMondenl o (l ),E uropa

dessenAnblickjeden Abend anderserscheint. sesMondsystem, der kann man di e B e wegungen W enn man genaubeobachtet, zwei s Mondeschonnachei ni genS tundensehen,besonderwenn stehen. davonnahebei ei nander ab 50x zwei dunkle Der Planetselbstzeigt bei Vergrößerungen Aquat ound N ördliche W ol kenstrei fen, dassogenannte S üdl i che t, m an, ri al band(S E Bund N E B ).W ennman höhervergrößersieht

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Ab b .4 -18:J upit erbei hö h e reVe r rg rö ß e ru mi n g t d u n k l e nBändern, hel l enZonenund A bb. 4-19: Jupi terzei chnung an ei nem 1141 de mGroß en Rot enF lec k(GR F ). 900mm-Nweton.

dassdasSEBbreiterund diffuseralsdasNEBerscheint, und kann Berühmtist der GroßeRoteFleck(GRF),der in einehelleBucht weitereBändererkennen. Die hellenBereiche zwischenden Bän- im SüdteildesSEBeingelassen ist. Er ist nicht immergleichaufdern werdenZonengenannt.Besonders in den an das NEB an- fällig und manchmalein einfaches, manchmalein sehrschwierigrenzenden Zonensind öftersauchin kleinenTeleskopen dunkle gesBeobachtungsobjekt. SeineVerfolgungist ein sehrinteressanFleckenzu sehen,dazusind abergutesSeeingund Vergrößerun- tes Beobachtungsprojekt, das einigeBeobachtungserfahrung ergen ab 100xnotwendig.Wennman dieseFleckenfesthalten und fordert. über mehrereStundenverfolgenkann, wird man die Rotation (9h 55min)Riesenplaneten bemerken.

I Saturn

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in 10h 38min dreht er sich einmalum seine Jahre(Saturnjahr), große bedingteinegeringere EnerAchse.Die Sonnenentfernung gieeinstrahlung nicht so turbuin die Atmosphäre, die deswegen Entfernung: lent wie diejenige Jupitersstrukturiertist. 1 ,4 M r d. k m z ur S onn e1, ,2Mrd .k m z u r E rd e(m i n i m a l) Der Ringplanetist ein äußerstschönesBeobachtungsobjekt. Schonim kleinenFernrohrbei 50x siehtman den Ring,der bei Größe: (9,4x dreidimensional den Pla18,9'-20,8' l00x mit etwasÜbung beeindruckend 120000km Erde), Ring1360000km,scheinbar Dabei machen Schatteneffekte die Szenerie benetenumrundet. plastisch. Saturnist der zweitgrößte Riesenplanet und etwadoppeltso weit sonders ist zu erkennen, dassder Ring auseivon derSonneentferntwie Jupiter.Er ist in derAquatorebene von Mit einem60mm-Fernrohr (Ring groß, A) und einemhellereninumgeben,der 300000km aber nem dunklerenäußerenBereich einemRing ausEisbrocken (Ring ist. B) zusammengesetzt Mit wenigmehrÖffnur 20km dick ist. SeineUmlaufszeit um die Sonnebeträqt29.5 nerenBereich

Abb.4-20:SaturnbeigroßerRingöffnung.

A bb.4-21:U ml aufbahnen derS aturnmonde.

nung siehtman die dunkleTrennlinie zwischen beiden Ringen,die Cassinische Teilung.lnnerhalbdesB-Rings schließtsichnoch der C-Ringan, der abernur in größerenFernrohrenzu sehenist - am leichtestendort, wo er vor demPlanetenvorbeioeht und einendunklen Saumbildet. Durch die Neigungder Saturnachse von 26,7"sehen wir nicht immerim gleichenWinkelauf die Saturnringe.lm Jahr2003blicktenwir auf die Südseite der mit 28' maximalgeöffnetenRinge,2009sehenwir siedirekt von der Seite(wobeider Planetohne Ringeerscheint),und 2017werdenwir die maximalgeöffnete Nordseiteder Ringebeobachten können. Auf dem Planetenselbstist im Fernrohrzwar ein dunklesAquatorbandzu sehen(wie auf Jupiter,aber nur einesje nachNeigung),Fleckefehlenjedochfast völlig.Der hellsteMond desSaturn,Titan,ist so groß wie der PlanetMerkurund mit BT3 Helligkeitschon im kleinenFernrohrzu sehen.Mit l50mm Öffnungerkennt man noch die schwächeren MondeRhea(9T7), Tethys(10i2) und Dione(10T4).Siebewegensichauf Ellipsenbahnen, derenFormdemRinggleicht,um den Planeten.

A b b .4 -22: V er änder ung de rR i n g s te l l u n dg e sS a tu rna u s Si ch td e r E r dewähr end ein e sSa tu rn u ml a u(o fsb e nu) n d Be d e ckung desS at ur ndur c hd e nM o n d(re c h ts ).

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I Uranusund Neptun

I Zwerg- und Kleinplaneten

Entfernung: 2 ,9und4, 5 M r d. k mz u rSo n n e ,2 ,6 u n d4 ,3Mrd .k mz u r E rde

Entfernung: wechselnde Entfernung

Größe: 51000kmund 50000km,scheinbar 4" und2,5"

Größe: > 1000km, < 1000km Zw ergpl aneten K l ei npl aneten

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Die äußerenRiesenplaneten viele Uranusund Neptunsind derartweit Nebenden acht großenPlanetengibt es im Sonnensystem von der Erdeentfent,dasssietrotz ihrerenormenGrößeselbstin zehntausend kleinerePlaneten. großenTeleskopen nur winzigkleinbleiben. Die Zwergplaneten sind die größtenunter ihnen.Derzeitwerden Uranuserscheint alsschwaches Sternchen, dasgeradeso mit blo- nur die dreiKörperCeres, Plutound Erisdazugezählt.Es ist aber ßemAuge gesehenwerdenkann.lm Teleskop siehtman nur bei abzusehen, dassweitereZwergplaneten entdecktwerden. geVergrößerungen von mehr als l00x ein kleines blaugrünes Die Kleinplaneten oder Planetoiden werdenauchAsteroiden Scheibchen. nannt.Sieballensichin zweiGürtelnim Sonnensystem: zum eiNeptunist nochschwächer und erfordertmindestens ein Fernglas. nen zwischen denPlanetenMarsund Jupiter,zum anderenim sojenseitsdesNeptun. DasScheibchen ist nur nochetwasmehralshalb so großwie das genanntenKuipergürtel im TeleskopsternUranusscheibchen, die winzigeblaueKugelist erstab einerVer- Zwergplaneten und Kleinplaneten erscheinen größerungvon gut 2O0xwahrnehmbar. förmig und sind von Hintergrundsternen visuellnicht zu unterscheiden.Sie lassensich lediglichan ihrer Bewegungvor dem Hintergrunderkennen. Die hellstenObjektekönnenim günstigA b b .4 -2 3 : U ra nuserschei nt stenFallgeradenochmit bloßemAugegesehen werden,die meijedochselbstim Telei m T e l e s k oapl s k lei nes bl au- stenZwerg-und Kleinplaneten erscheinen g rü n e sS c h e i b c hen. E r i st nur skoonur alssehrschwache Sternchen. b e i h ö h e reVr e rg r ößerung dadurch von einem Stern zu un te rs c h e i d e n .

I Ko me t en Entfernung: w e ch selnde E nt f er nung f

Größe: Ke rnca .1 k m ,K om a1000 0 0 0 k m, Sc h w e i1f 0 0 0 0 0 0 0 0 k m KometensindKleinkörper ullseres Sonnensystems. Esgibt mehrere ta u se nd v on ihnen,s ietre te na b e rn u r i n Ers c h e i n u nwge, nnsi e a u f i h re rsehrlanggez og e n e n l l i p ti s c h eBna h nn a h ea n d ie S onn e ko mn r en.E r s t dies s e i ts d e r M a rs b a h ne n tw i c k e l ns i e ei nen Schweil der aus clemKornetenkern entwichenes Gasund Staub e n th ä l t.N ur wenigeK om e te nk e h re nre g e l mä ß iwgi e d e rwi e der Ha l l e ysc he K om et ,der 76 J a h refü r e i n e nU m l a u fu m d i e S onne brauchtund uns ersl2062wiederbesuchen wird. He l l eKo met en,wie 1997H y a k u ta k u e n d l 9 9 B H a l e -Bopp, si nd s e l te n- i m M it t el t r it t nu r e i n M a l i m J a h rz e h nsto l c he i n hel l er Schweifstern auf. Danebengibt es fastjedesJahrschwächere Kometen,die schönmit einernFernrohrgesehen werdenkönnen. Bei kleinerVergrößerung siehtman üblicherweise einendiffusen Nebel.Manchrnalist ein schwacher Schweifansatz zu sehen,oft erscheint der Kometabereinfachrund.Dassessichum einenKome te nu n d nic ht um ein e nG a s n e b eold e re i n eG a l a x i eh a ndel t, r l a ti vz u d e n S ternen k a n n ma n an der B eweg u n g d e srN e b e l sre sehen.Oft ist dieseBewegungschonnacheinerStundedeutlich, die PositiondesKometenhat sichverschoben.

(blf äul i ch). Ab b4. -2 4:K om etHale- B o pmi p t S ta u b s c h w e(gi fe l b l i c hu)n dGasschw ei

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Ein kleinerKernist bei den meistenKometensichtbar,manchmal so hell wie ein Stern,manchmalauch nur diffus und unsicher. Der DasrundehelleGebietum diesenherumnenntman >Koma<. SchweifeineshellerenKometenbestehtmeist aus zwei getrennten Bereichen: Derlonen-oderGasschweif ist direktvon derSonne weg gerichtetund enthältfluoreszierende Gasionen, auf Fotos erscheinter blau. Der Staubschweif enthältim Sonnenlicht leuchtende Staubpartikel und ist vom Kometenkopf entsprechend dessenBewegungentgegender Sonnenrichtung weggekrümmt, auf Fotossiehter gelblichaus. zu wissen, empfiehltsichdas Um überaktuelleKometenBescheid erscheinen ohneSchweifund zeiLeseneinerAstrozeitschrift. Auch im lnternet sind dann aktuelle Abb.4-25: DiemeistenKometen gensi chl edi gl i ch al skl ei nerundeN ebel . Aufsuchkarten zu finden.

A bb.4-26:N urwenigeKom eten w erdensehrhellundkönnen ei nenS chweifausbilden. Dabei ist der gerade Gasschw ei ifmmerdir ektvon der während Sonneweggerichtet, der Staubschweif sich in der R i chtung krümm taus , derder Kometqekommen ist.

Deep-Sky-Objekte

messerder Sonnedenken,wäre das gesamteSonnensystem nur noch ein winzigesKorn mit 0,06mmDurchmesser. Nähmeman jenseitsdesSonnensys- die ErdkugelalsMaßstabfür dasUniversum, Mit dem rtiefenHimmelrist der Kosmos wärenvom Sonnentemsgemeint.Dazuzählenzum einendie Objektein unserer Hei- systemgar nur noch 0,0004mmübrig. darunterl0 matgalaxie, der Milchstraße, zum anderendie zahlreichen weite- lm folgendensind l2 Deep-Sky-Objekte vorgestellt, galaktische(in der Milchstraße)und 2 extragalaktische(andere ren Galaxienin der näherenund fernerenUmgebung. Die Entfernungzu den nächstenSternenbeträgtetwa l0 Licht- Milchstraßen). Dabeizeichnetdie Reihenfolgeder galaktischen jahre, die Sterneam Nachthimmelsind bis zu 100 oder 1000 Objekteein Sternenleben von der Geburtbis zum Tod nach. zu sehen,es Lichtjahre entfernt.Die gesamte Milchstraße hat einenDurchmes- Je 3 dervorgestellten Objektesindin einerJahreszeit Fernrohrobiekte. servon 100000Lichtiahren. Die Andromedaoalaxie ist noch mit handeltsichum die schönsten bloßemAugezu sehen,sieist unvorstellbare 2,5 MillionenLichtjahre entfernt.Dei meistenim Fernrohrbeobachtbaren Galaxien Deep-Sky-Objekte innerhalbder Milchstraße: gekoppelte bringenes gar auf Entfernungen von 50 bis 500 MillionenLicht- . Doppelsterne: zweidurchdie Schwerkraft Sterne jahren. Die Quasareals entferntestemit optischenHilfsmitteln r Veränderliche verändern Sterne:Sterne,die ihreHelligkeit o Galaktische entNebel:Gas-undStaubgebiete sichtbare Objektekönnenbisweit über 1 MilliardeLichdahre fernt sein.Die GrenzedesUniversums entstandene Sterne wird bei etwa 15 Milliarden r OffeneSternhaufen: bis5000gemeinsam r Planetarische Lichtiahren erreicht- dennvor l5 MilliardenJahrenist dasUniNebel:HülleeinesSternsam EndeseinesLebens r Kuoelsternhaufen: versumerstentstanden ! extremsternreiche sehralteSternhaufen Bemühenwir wiederein Modell,um dieseDimensionen zu veran- . Supernovarest: Überrest desGravitationskollaps einesSterns schaulichen. Maßstabist diesmaleinszu eine Billion.Ein Lichtjahr entsprichtdann etwa 9,5km. Schonbei einerrelativnahen Deep-Sky-Objekte außerhalbder Milchstraße: versagtauch dieserMaßstab. r Galaxien: Nebelnund Galaxiewie der Andromedagalaxie andereMilchstraßen, die ausSternen, Würdeman sichdasqesamteUniversum so oroßwie den Durch- Sternhaufen bestehen

Modell desUniversumsim Maßstab l :1 000 o00000000 Objekt

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Durchmesser

Entfernungzum

Entfernung

Durchmesser

Entfernung

desSonnensystems

nächstenStern

zu den Plejaden

der Milchstraße

zur Andromedagalaxie

6m

40,9km

3700km

950000km

20500000km

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I Orionnebel Stemalter0- I 0 000Jahre

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Winter

M4 2 r Galaktischer Nebel o Sternbild: Orion o Helligkeit: 3T5 o Ausdehnung: 30' o Entfernung: 1300Lichtjahre o Größe:2 Lichtjahre (Zentralregion), 15 Lichtjahre insgesamt, 100000Sonnenmassen

um dieKernfusion im ZendieDichteund Temperatur ausreichen, trum zu zünden. Fürvieleist der Orionnebel dasschönste Nebelobjekt am Himmel. Bei kleinerVergrößerung füllt er das halbe Gesichtsfeld aus.Es fällt auf, dassauseinemhellenZentralbereich zwei geschwungerausströmeno. ne Nebelfilamente Der Raum zwischenihnen ist von schwächerem Nebelausgefüllt.ln dunklenNächtenstrahlt leichtgrünlichenFarbe.Dasist derNebelin einereigentümlichen, Auf FotoserdassichtbareLicht desfluoreszierenden Sauerstoffs. der Nebel dagegen rot, weil hier vor allem das Wasserscheint abgebildet wird. stoffleuchten am hellstenist,ofObwohlderNebelbei geringsterVergrößerung fenbartersteineSteigerungderVergrößerung die Detailsder Zenzeigt sich einedunkleNetralregion. Bei mittlererVergrößerung belbucht,die direkt auf den hellstenBereichweist - das sogenannteFisch-oderLöwenmauloderdie rgroßeBucht<.Mitten im hellstenBereichfällt eineeng stehendeGruppevon vier Sternen auf, das berühmteTrapez.Mit etwas Geduld sind zahlreiche Kontrastauszumachen, derenZuStrukturenmit schwächerem erst die Schönheit des Nebels erzeugt. sammenspiel

ist das schönsteBeispielam Himmelfür ein GeDer Orionnebel in unter den AugendesBeobachbiet, dem aktuell- sozusagen geboren werden. Der Nebelhüllt einenHaufensehr ters Sterne leuchtkräftiger massereicher und Sterneein, die geradeentstanden sind.DasGrosdiesersehr jungenSterne- mit demvierfachen Trapezim Zentrum ist in dem dahinterliegenden Nebelnoch verborgen. Dort klumpt sich die Gasma- Schritt für Schrittaufsuchen: terie des Nebels durch die die eineReihebilden,im Sternbild Einwirkungvon Dichtewellen 1. Die dreiGürtelsterne, fixieren. unter der eigenenSchwerkraft Orion RichtungHorizontweisendfindet man zusammen.Ein einmal ge- 2. Von der Gürtelsternen formter Gasballwird - sofern dasSchwertgehänge desOrion,dasbei optimalemStanddes Sternbildsvertikalausgerichtetist. der Materievorratder Umgedes b u n g a u s re i c h- t i mmerw ei - 3. Der Orionnebel erscheint alsmittlererder drei rSternea Auge. Abb.4-27: Orlentieru nqska rte. Schwertgehänges schon mit bloßem ter anwachsen, bis schließlich

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Abb.4-28:Amateurfotodes0rionnebels.

: 1000mm-2000mm OptimaleAufnahmebrennweite

ton56x. A bb.4-29:Zei chnung an ei nem114/900mm-N ew bei

OptimaleVergrößerung:40x Gesamtansicht 120x D etai l ansi cht

I Lagunennebel

sehenkann (nur bei guter Horizontsicht). lm hellstenNebelteil Sommer kann man einenähnlichmassereichen Stem geraderbei der Geburt< beobachten.Der Sternselbstist dabei noch nicht sichtbar, M8 denn er ist in einemSanduhr-förmigen Nebelkokonverborgen. r OffenerSternhaufen undGalaktischer Nebel Aus dieserMateriekönnte geradeein Planetensystem entstehen. o Sternbild: Schütze BeikleinerVergrößerung im Fernglas oderim Teleskop sindSternr Helligkeit: (Sternhaufen) 5I8 (Nebel)/+T6 haufenund Nebelgleichzeitig im Feldzu sehen.Der Sternhaufen o Aus dehnung: 20' ist eineeherlockereAnsammlung. DerNebelerscheint zuerstvom r Entfernung: 4300 Lichtjahre Sternhaufen deutlichgetrennt,als länglicherFleckin der Nähe r Größe:60 x 40 Lichtjahre zweierhellerSterne.ln einer richtig dunklenNacht sieht man abel dassauchder Sternhaufen von schwachem Nebelumgeben M B bestehtauseinemSternhaufen in einemNebelumhang. Hier ist. Eine dunkleStraßetrennt den hellstenNebelteilvom Sternsiehtman rvon der Seite<(stattwie bei M 42 frontal)ein aktuel- haufen:die rlagune<,nachder dasObjektbenanntist. les Sternentstehungsgebiet, in das man hineinblickenkann. MittlereVergrößerung ist ratsam,um den hellerenNebelteilzu Unterschiedliche Stadiender Sternentwicklung werdendadurch betrachten.Der erwähntesehr leuchtkräftige Stern steht direkt sichtbar:Der Sternhaufen selbstexistiertschon2 MillionenJah- daneben.Bei hoherVergrößerung erkenntman in 1O0mm-Telere, er bestehtaus masserei- skopendie Sanduhr-Form diesessehrkleinenNebelteils. der deschenleuchtkräftigen genanntwird. Sternen, wegenauchrStundenglasnebela d i e i n e i n e r rl . W el l e<entjün- Schritt für Schrittaufsuchen: standensind.Wesentlich ger sind die Sternein unmittelbarerNäheder hellsten l. Die hellstenSternedesSternbilds Schützebildendas Nebelpartien. Der hellstevon Teekannen-Muster. ihnen gehörtzu den leucht- 2. An der Spitzeder Teekanne stehtl" Sgr. kräftigsten Sternenüberhaupt 3.Von l, Sgrsind es ca. l0" RichtungWesten,bis man auf die (l M i l l i o n x So n ne)und hat im Sucherteleskop deutlicheAnsammlunq stößt. 100 Sonnenmassen, damit ist er so hell,dassman ihn trotz der Entfernung von 4300 Abb.4-30:0rientierungskarte. Lichtjahren mit bloßemAuge

Sternalter IOOOO-2 Mio.Jahre

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Ab b .4 -3 1:A m at eur f otde o sL a q u n e n n e b e l s .

1500mm-2500mm OptimaleAufnahmebrennweite:

ton5 6x. A bb.4-32:Zei chnung an ei nem114/9O0mm-N ewbei

OptimaleVergrößerung:40x Gesamtansicht 120x D etai l ansi cht

I h und chi

Sternein NGCBB4dagegensindnochnichtso weit,hiersindkeine RotenRiesenzu erkennen. Der Nebelfleck, den die Sternhaufen mit bloßemAuge gesehen NGC869/884 bilden,ist ein gutesTestobjekt für dunklenHimmel,der für Deepo 0ffeneSternhaufen geeignetist.Er ist leichtzwischenden SternSky-Beobachtungen o Sternbild:Perseus bildernCassioneia und Perseus zu finden. o H elligk eits :f 3/ 6P l h und chi gehörenzu den großartigstenFernrohranblicken am o Aus dehnung: 20 ' 1 2 5 ' Himmel,wennman bei kleinerVergrößerung bleibt,dennnur mit o Entfernung: 8000 Lichtjahre mehr als 1,5' Gesichtsfeld sind beideHaufengemeinsam zu seo Größe:70 Lichtjahre, je 5000Sonnenmassen, 200000fache hen.Dabeisehensie auf den erstenBlickwie Zwillingeaus.VerSonnenleuchtkraft größertmanjedochhinein,fallendie unterschiedlich aussehenden Zentrenauf. Mit Öffnungenvon mehr als lOOmmund mittleren h und chi (d ist die üblicheBezeichnung für dieseseinmalige Vergrößerungen kann man drei bis vier der orangeleuchtenden Doppelobjekt am Himmel.Eshandeltsichum zweiOffeneStern- RotenRiesenin NGCB84sehen. haufen,die nicht nur scheinbar von uns aus,sondernauchräumlich nahe beieinanderstehen.Sie bestehenbeide aus ie 300 Schitt für Schrittaufsuchen: leuchtkräftigen Sternen, die gemeinsamentstandensind. 1. DasSternbildCassiopeia bestehtausdem Himmels-W, das Dabeiwird h (NGC869)ein 2 dem großenWagenmit dem dazwischen liegendenPolarstern gegenübersteht. MillionenJahrehöheresAlter zugesprochenals chi (NGC 2. Die Verlängerung deszweitenW-Strichsführt die Milchstraße B84). Die massereichsten hinabRichtungSternbildPerseus. Sternein NGC869 habendie 3. h und chi stehengenauzwischenCassiopeia und Perseus und Hauptphase ihres Lebens sind leichtim Sucherfernrohr zu sehen. schon hinter sich gebracht und sindzu RotenRiesengeworden.DieseSternegeraten in ein zunehmendesUngleichgewicht,das ihr LeAbb.4-33:Orientierungskarte. bensende ankündigt. Die Sternalter3-5 Mio. Jahre

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Herbst

Abb.4-34:Amateurfoto desDoppelsternhaufens.

OptimaleAufnahmebrennweite: 750mm-1 500mm

36x. A bb.4-35:Zei chnung an ei nem114/9OOmm-N ewbei ton

OptimaleVergrößerung:25x Gesamtansicht 1OOxDetailansicht

I Plejaden Sternalter7OMio.Jahre

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genannt.Letzteres ist eineReflexiondesantioderSiebengestirn mit den Plejadenseiendie siebenTöchterdesAtken Glaubens, Die hellstenSternedesHaufenssind las an den Himmelversetzt. heutenochnachihnenbenannt:Pleione,Alkyone,Merope,ElekM4 5 o OffenerSternhaufen Maia und Caelano. tra, Taigaeta, o Sternbild: war die höchsteStellungder Plejadenzu Mitternacht Scheinbar Stier o H elligk eit1T im Novemberein wichtigesDatum für viele Kulturender Erde. : 2 'l,5' o Ausdehnung: AllerheiAuchbei uns findensichnoch RestedieserTraditionen: r Entfernung: wie der ligenfällt mit diesemDatumgenausoin etwazusammen 400 Lichtjahre r Größe:10 Lichtjahre, oder auf dem Brockenund anderswo, ZeitpunktderHexennächte 200 Sterne Halloween. dasamerikanische der Gruppeist der Sternhaufen der schonvöllig von Durchden großenDurchmesser Die Plejadensind ein junger Sternhaufen, oft nicht mehrmit ausreichend Vergrößerung Nebelmaterie befreitist. Die hellstenSternesind leuchtkräftige auchbei geringster ist der mit bis zu l000facherSonnenleuchtkraftdunklerUmgebungins Okularzu bringen.Überwältigend blau-weiße Riesensterne Siepassieren derzeitgera- Eindruckder glitzerndenhellenSterne.Siesind in einemunverSonnendurchmesser. und zehnfachem das etwasan den GroßenWagen Musterangeordnet, deshalberscheinen einigederhellstenSterne kennbaren de eineStaubwolke, windetsichausdemHaufenherauf Fotografien auch von erinnert.EineschöneSternkette leiderder imposante verschwindet aus.Bei höhererVergrößerung blauenNebelnumgeben. besserzu sehen, Dafür sind jetzt Einzelheiten Bei- Gesamteindruck. M 45 ist das klassische die direktnebendem hellstenStern spieleinesOffenenSternhau- wie einekleineDreiergruppe, entstan- Alkyonezu finden ist. fens.Die gemeinsam denen Sterne sind durch gegenseitige Schwerkraltge- Schritt für Schrittaufsuchen: bunden und bewegen sich ausfindig 1. SternbildStieram Herbst-und Winterhimmel auchzusammen. machen. Die Plejadensind seit Urzeirrechtsoberhalba ten dasThemaderSagenund 2. Die Plejadensind der helleSternklumpen mit bloßemAugeeinfach desSternbilds, desZentralbereich Mythen der Völkerder Erde. lm deutschen Sprachraum zu sehen. Ab b .4- 36:0r ient ieru n g s k a rte . werdensie auch Gluckhenne Winter

o sSi e b e n g e s ti rn s . A b b .4 -3 7:A m at eur f otde

500mm- 1000mm OptimaleAufnahmebrennweite:

ton45x. A bb.4-38:Zei chnung an ei nem114/900mm-N ew bei

: lux Gesa mtansicht OptimaleVergrößerung B0x D eta i l ansi cht

I Algol Sternalter3OOMio.Jahre

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wobeisichder Beobachter in der Bahnebene befindet.Es handelt

Herbst sich also um Doppelsternsysteme, derenKomponentenim Fern-

rohr direktnicht getrenntwerdenkönnen. Der SternAlgol im Perseus ist der hellstedieserBedeckungsveränderlichen. Schonim Altertumahnteman wohl von der EigentümlichkeitdesSterns, denner symbolisierte die FratzedesMedusenkopfes,bei dessen AnblickallesLebendige zu Steinerstarrte. Auch der NamerTeufelsstern< war geläufig.Erst 1782wurdeder Lichtwechselvon Algol durchden taubstummen Amateurastronomen John Goodricke erklärt. leuchtkraft Der Begleitervon Algol umläuft den Hauptsternin 1OMillionen km Entfernung,das entsprichtnur l/15 der EntfernungErdeDie meistenSterneerscheinen von der Erdeimmer in derselben S onne.A l l e 2 Tage,20 S tundenund 56 Mi nutenkom m t es zu Helligkeit.Es gibt aber auch die sogenannten Veränderlicheneiner790/oigen Bedeckung von l0 StundenDauer.WährenddieSterne,bei denen die Helligkeitregelmäßigoder unregelmäßig ser Zeit fällt die Helligkeitdes Sternsvon 2T1 auf 3T4 ab. Der Dabeiunterscheidet man die physischen wechselt. Veränderlichen,Abfallund Anstiegist schonmit dem bloßenAuge zu beobachbei denen der Lichtwechsel ten. Wenn der dunkleBegleitstern hinter dem Hauptsternsteht, auf Pulsationen desgesamten kommt es zusätzl i ch zu ei nemN ebenmi ni mum, d as aberkaum Sterns zurückgeht,von den zu beobachten ist. sogenanntenBedeckungsveränderlichen. Bei letzterenist Schrittfür Schrittaufsuchen: der Sternselbstnicht veränderlich,sondernwird von Zeit l. Das SternbildPerseus befindetsichzwischendem Himmels-W zu ZetI von einem anderen und den Plejaden in der Herbstmilchstraße. Stern bedeckt, wobei sein 2. lm Zentrumdes Sternbildessteht der hellsteSterndes Perseus Licht für einen bestimmten, in einerkleinenSterntraube. stets wiederkehrendenZeit- 3. Algol ist der zweithellste Stern(im Maximum)des Sternbilds raum abgeschwächtwird. 15"südl i ch. BeideSternekreisenum einen Abb.4-39: Orientierunoskarte. gemeinsamenSchwerpunkt, p Persei o Veränderlicher Stern o Sternbild: Perseus o Helligkeit: 211-3y4 o Periode: 2,87Tage o Entfernung: 93 Lichtjahre o Größe:4 Millionenkm,4 Sonnenmassen, 10Ofache Sonnen-

A bb.4-40: D i e regel mäßiwgi ederkehrenLicht de kur ve vonA l goli st durchdi eS tel l ung desengenD o ppelst er nsystems zu erkl ären: 1. Mi ni mum:D erl i chtschw ächere B egl ei ter be deckt denhel l enH auptstern. 2. Maxi mum: D asLi chtvon B egl ei ter undH a upt st er n i st kombi ni ert. 3. N ebenmi ni mum: D erB egl ei ter tri tt hi nterden Hauptstern.

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4. Maxi mum: D asLi chtvonB egl ei ter undH aupt st er n i st kombi ni ert.

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20h

40h

60h

Beobachtung mit bloßemAugeoderFernglas - Vergleichmit anderen SternenundAbschätzung der Helligkeit(Vergleichshel Iigkeitensiehe0rientieru ngskärtchen5. 128).

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I Mizar/Alkor

nicht alssolchenwahrnehmen können.Zu diesemgehörenauch einigeder anderenSternedesGroßenWagens(nichtalle!). Mizar und Alkor sind schonsehrlangebekannt;das rReiterlein< ( UrsaeMaioris für das blowar schonin der Antikeein beliebterSchärfeprüfer . Doppelstern ßeAuge.In einerdunklenNachtsollteer ohneProblemeüberder o Sternbild: GroßeBärin Deichsel nahebei Mizarsichtbarsein.Der AbstandbeiderSterne o H elligk eit2I: 3/ 3f 9 /4 T 0 ist etwa vier Mal so groß wie das Auflösungsvermögen des Aur Ab s t and: ges.Wer ihn nicht erkennt,brauchtnur das geringsteoptische 12' l 14" o Entfernung: 80 Lichtjahre Hilfsmittelzur Hand nehmen.und hat einfachdas schönePaar r Größe:Abstand380x Sonne-Erde, AbstandAlkor0,25Lj vor sich. Mizarselbstlässtsichabernocheinmalin zweidichtbeieinander Mizar ist der helleSternam Knickder Deichsel des GroßenWa- stehende nicht Sternetrennen.Dazureichtein normalesFernglas gens.Er bestehtauseinemhellenblau-weißen Sternvon T0facher mehraus,ein kleinesTeleskop ist vonnöten.Bei genauemHinseSonnenleuchtkraft, der von einemschwächeren Sterndicht be- hen ist dieTrennungin zweiweißePunktedichtzusammen schon gleitetwird.BeideSterneumkreisen einengemeinsamen Schwer- bei kleinerVergrößerung zu erkennen.Am bestengeeignetist punkt, sie sind gravitativge- eine mittlereVergrößerung, weil dann nicht nur Mizar bequem getrenntwird,sondernauchAlkornoch mit im Feldsteht. bunden. Etwas weiter entfernt steht Alkor. das rReiterlein<. das Schritt für SchrittAufsuchen: ebenfalls ztJm Sternsystem gehört.Alkor strahlt I 5x so L Der GroßeWagenist Teil desSternbilds GrößerBär,dasin unhell wie die Sonne.TatsächserenBreitennie untergeht. lich ist Mizar-Alkoraberkein 2. Mizar ist der mittlereSternan der DeichseldesGroßenWaqens. Dreifachsystem, sondern sechsfach, was abernicht direkt sichtbarist. Das gesamteSystem gehört zu einem alten, schon fast aufgelöstenSternhaufen, der Abb.4-41: Orientierungskarte. aberso naheist, dasswir ihn Stemalter 500 Mio. Jahre

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Frühling

Ab b4. -4 2:A m at eur f otdoe sR e i te rl e i n s .

Op ti maleA uf nahm ebr e n n w e i2te0 :0 0 m m -5 0 0 0 m m

A bb.4-43:Zei chnung an ei nem1i 41900mm-N ew ton bei5 6x.

Opti mal eV ergrößerung:25x Gesamtansi cht 60x D etai l ansi cht

I Albireo unklar Sternalter

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Sommer

I Cygni . Doppelstern r Sternbild; Schwan . Helligkeit: 3T1/sf 1 o Abstand: 35" o Entfernung: 390Lichtjahre r Größe:Abstand7,5 Milliarden Sonkm,760fache und l2Ofache nenleuchtkraft

peraturder Sterne.Rote Farbenstehenfür relativkühle Stern(wenigetausend"C),weißeund blaue Färbungfür oberflächen 'C). Bei Albireoist der sehrheißeSterne(mehrerezehntausend Hauptsternein RoterRiesemit geringerOberflächentemperatur, der Begleiteraber ein blau-weißerSternmit heißerOberfläche. UnsereSonnehat eine gelblicheFarbe,die auf eine mittlerebis hindeutet- immerhinnochfast 6000'C. ln derkühleOberfläche selbenEntfernungwie Albireostehenübrigensdie Plejaden,die gut alsVergleichsobjekt mit dem Doppelsternbetrachtetwerden können. Albireoist geradeso mit dem Fernglaszu trennen,richtigschön bringt ihn abererst ein kleinesFernrohrbei mittlererVergrößevon Haupt- und Nebenstern rung zur Geltung.DieFarbtönungen wordenoderwurden sindmit goldgelbund azurblaubeschrieben verglichen. Sie einesTopaz-und Saphir-Edelsteins mit derjenigen sind leichterzu sehen,wenn man das Bild leicht unscharfeinentsprichtnicht der stellt.Ein grünlicherTon des Begleitsterns zum blauenHauptsternzuRealitätund ist auf Kontrasteffekte rückzuführen.

Albireo ist ein Doppelstern:Zwei Sterne,durch die Schwerkraft Schweraneinandergebunden,kreisenum einen gemeinsamen punkt.DieBewegungen umeinander SternedesAlbireo-Systems werdenkönnen.Die der ist aberso klein,dasssienicht gemessen Leuchtkraft der beteiligten Sterneist enorm und übertrifft die der Sonneum mehrere hundertMal. UnserTagesgestirn wärein dieserEnt- Schritt für Schrittaufsuchen: fernung nur ein Stern von wird aus l0' Helligkeia t,l sow i e ei ner '|. DasSternbildSchwanin der Sommermilchstraße gebildet. den SternendesrKreuzdesNordensn der schwachenSterne der 2. Albireoist der FußsterndesKreuzesund bildet den Kopf Umgebungvon Albireo. ist desSchwans. DiesesDoppelsternsystem durch seine FarbigkeitbeFarben kannt. Die sichtbaren verdeutlichen die unterschiedlichen Oberfl ächentemAbb.4-44:0rientieru nqskarte.

Ab b .4 -4 5 :A m at eur f otAol b i re o s .

O p ti ma leA uf nahm ebr e n n w e i5te0:0 0 m m

A bb.4-46:Zei chnung an ei nem114/900mm-N ew bei ton56x

Opti mal eV ergrößerung: 120x Gesamtansi cht 120x D etai l ansi cht

I Crab-Nebel

(dieElektronenwerdendurchdie großeDichte temr Neutronengas Winter in die Protonender Atomkernegedrückt,es entstehenNeutronen), dassichmit einerFrequenz von 1/30sextremschnellum seineAchM1 sedreht.DasLeuchtendesumgebenden Nebelswird durchdie star. Supernova-Überrest ken Magnetfelder diesesSternserzeugt- durchdie Beschleunigung o Sternbild: Stier von Elektronenin diesenstarkenMagnetfeldernentsteht sogeo Helligkeit: 8T4 nannte Synchrotonstrahlung, ftir die man auf der ErdegroßeBer Au s dehnung: 5' schleunigenysteme braucht,um sieim Laborzu beobachten. o Entfernung: 6200Lichtjahre Der Crabnebelist ein sehrschwaches Objekt,besondersfür kleine o Größe:10 Lichtjahre, 5 Sonnenmassen Teleskope. In Fernrohren mit 50-60mm Öffnungmussman froh sein,den kleinenNebelüberhauptzu sehen.Für etwasgrößere gehörtzu den interessantestenTeleskope Der eherunscheinbare Krebsnebel sind Vergrößerungen zwischenBOx und l20x ideal. Objektender Astrophysik überhaupt.Eshandeltsichum den Über- Das dann sichtbare Erscheinungsbild kann am bestenmit einem resteinerSupernova ausdemJahr 1054.Zu dieserZeitbemerkten >gefalteten Flämmchen< beschrieben werden.Die unregelmäßige chinesische Chronisten einenhellenrGaststern<, der mit sehrgro- Strukturist auch bei guten Bedingungen nur schwerzu fassen. ßerHelligkeit(400MilliardenSonnen)sogaram Taghimmel zu se- Das im kleinenTeleskopsichtbareNebellichtist allein die Synhen war.Ein sehrmassereicher chrotonstrahlung, der Restder Supernova selbstund der Pulsar Stern (ab l0 Sonnenmassen)erforderngroßeTeleskope ab 350mmDurchmesser. war zum EndeseinesLebens exnlodiert. Schrittfür Schrittaufsuchen: Das ErgebnisdieserExplosion ähnelt einem Planetarischen 1.Ausgangspunkt ist dasSternbildStier.Seinrötlichleuchtender Nebel,nur sinddie beteiligten Hauptstern Aldebaran stehtin einerV-förmigenSternanMassenund damitauchKräfsamml ung, denH yaden. te bei einerSupernova wesent- 2. Verlängert man dasV nachOsten,trifft man auf die SterneB lich größer.Übrig bleibtledigTau (nördlicher Ast)und ( Tau (südlicher Ast). ( lich der Kern des ehemaligen 3. Tau wird im Hauptteleskop eingestellt. 1' nördlichstehtein Sterns, ein Neutronenstem. 7nt-Stern. Diesessehr kleine Objektbe- 4. Der Crabnebel ist einenVollmonddurchmesser [30') westlich Ab b .4 - 47:0r ient ier u n o s k a rte . stehtim lnnerenaus)entartezu finden. des7'n-Sterns Sternalter< 100 Mio. Jahre,NebelalterlOO0Jahre

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Ab b .4 -4 8 :A m at eur f otde o sKre b s n e b e l s .

OptimaleAufnahmebrennweite: 2000mm-4000mm

ton A bb.4-49:Zei chnung an ei nem' 1141900mm-N ew bei 56x.

OptimaleVergrößerung:60x Gesamtansicht 120x D etai l ansi cht

I Ringnebel

ultravioletterStrahlungzum Leuchtenangeregteabgeblasene Materie. Der Ringnebelist ein relativkleinesObjekt,bei Vergrößerungen von unter 50x mussman aufpassen, das Nebelscheibchen nicht M5 7 für einenSternzu halten.Zur Beobachtung sind B0- I 20x ideal. r Planetarischer Nebel In kleinenFernrohren siehtman eineschwache Nebelscheibe; ber Sternbild: Leier nutzt man dasIndirekteSehen,kommt auchschonmit 50- oder r Helligkeit: 8T8 60mm-Teleskopen der berühmteRauchring zum Vorschein. Wenn o Au s dehnung: 1, 2' man genaubeobachtet, und bei guten Sichtbedingungen noch . Entfernung: 2300Lichtjahre etwashöhervergrößert, erkenntman dessenleicht ovaleForm. r Größe:0,9 Lichtjahre, 0,2Sonnenmassen DasdunklereZentrumerscheint nicht ganzschwarz,sondernvon einemganz schwachen Nebelhauch überzogen.Der Zentralstern Der Ringnebel ist ein sogenannter Planetarischer Nebel.Vor etwa bleibtleiderden meistenFernrohrbesitzern verborgen, denn er ist 20000 Jahrenstießein SternseineäußerenHüllenin den umge- ein sehr schwieriges Beobachtungsobjekt und erfordert etwa bendenRaum.Planetarische Nebelsindein normales Stadiumam 400mmTeleskopöffnung. Ende des Lebensmassearmer Sterne[1-B Sonnenmassen). Nach Verlöschen im Schritt für SchrittAufsuchen: der Kernfusion Zentrurneines Roten Riesen findet Energieproduktion in l. Wegaist der hellsteSterndes Sommerhimmels und der nordSchalen, die den Dausge- westlicheEckounktdes Sommerdreiecks. branntenr Kern umgeben, 2. Das SternbildLeierbildet ein kleinesrautenförmioes Muster statt. Da die Energieproduk- südlichvon Wega. ti o n n i c h t g l e i c h mäßi gab- 3. Der Ringnebelstehtauf halbemWeg zwischenB und y Lyrae, läuft, pulsiertder Stern- die den beidensüdlichenSternender Raute. äußerenHüllensindnur noch schwachgebundenund werden schließlichabgeblasen. Zurück bleibt ein weißer Zwero- und die von dessen Ab b .4- 50:0r ient ieru n g s k a rte . Sternalterca. l-1,5 Mrd. Jahre, Nebelalter20OOOJahre

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Sommer

o sR i n g n e b e l s . Ab b .4 -5 1 :A m at eur f otde

1500mm-3000mm OptimaleAufnahmebrennweite:

ton90x. an ei nem114/900mm-N ew bei A bb.4-52:Zei chnung

100x Gesamtansicht OptimaleVergrößerung: 100x D etai l ansi cht

I Herkules-Haufen

sitzenwesentlich mehrSternealsOffeneSternhaufen: siesind so alt wie die gesamteMilchstraße. In einemkleinenTeleskopund generellbei kleinerVergrößerung M1 3 erkenntman nur ein nebligesObjekt,das rund aussiehtund zur o Kugelsternhaufen Mitte hellerwird.Die hellstenEinzelsteme habennur eineHelligr Sternbild: keit von llI9. Die erstenvon ihnen kann man zwar mit Mühe Herkules o Helligkeit: schonim BOmm-Fernrohr erhaschen, einenrichtigin Sterneauf5T7 o Ausdehnung: gelöstenCharakter machtM 13 erstmit Öffnungenvon l50mm 8' o Entfernung: 26000Lichtjahre und mehr. o Größe:100Lichtjahre, Dann wird der Haufen zu einer großenKugel aus tausenden 1 MillionSterne, 0,6 MillionenSonnenräumlichen Anblick massen Lichtpunkten aufgelöst, die einengroßartigen Ketten bietet.EinzelneSternesind in nach außenverlaufenden Messier13 ist der schönste Aussehen verleihen. von uns ausam leichtesten zu sehen- angeordnet, die M 13 ein spinnenartiges DieseGebildezählenwie Nebelund Offene de Kugelsternhaufen. Sternhaufenzu unserereigenenMilchstraße, befindensichaberin Schrittfür Schrittaufsuchen: Halo,der unsereGalaxisumgibt.lhre Enteinemkugelförmigen von Wega,deshellstenSternsam Sommerstehung ist noch ungeklärt, l. Südwestlich durch die kugelförmigeAnhimmel,stehtdasnachobenbreitereTrapezdesSternbilds ordnungder Sternesinddiese Herkules. deswestlichen Trapezrandes wird von Haufenaberviel stabilerund 2. DieVerbindungslinie q und ( Her gebildet. damit älter als die Offenen Die Sterndichte 3. M l3 stehtauf 213derVerbindungslinie, von ( Her Sternhaufen. liegt mit einemSternpro Kuausgehend, und ist in sehrdunklenNächtenmit bloßem biklichtjahr vergleichsweise Augesichtbar. sehr hoch. dies entsnricht abernur einemVerhältnis von einem Fussballpro I kmr, so dasses kaum zu Zusammenstößenzwischenden Sternen Ab b .4- 53: 0r ient ieru n g s k a rte . kommt.Kugelsternhaufen beSternalter lO Mrd. Jahre

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Frühling

Ab b .4 -5 4 :A m at eur f otde o sH e rk u l e s h a u fe n s .

OptimaleAufnahmebrennweite: 2000mm-3000mm

A bb.4-55:Zei chnung an ei nem114/900mm-N ew bei ton90x.

OptimaleVergrößerung: 100x Gesamtansicht 100x D etai l ansi cht

I An dr om edagala x i e Herbst

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M3 1 o Galaxie o Sternbild: Andromeda o Helligkeit: 3T4 o Au s dehnung: 3" . Entfernung: 2,5 MillionenLichtjahre o Größe:120000Lichtjahre, 300 Milliarden Sterne

re Sonnehättein dieserEntfernungnur 30' und wäreselbstfonicht zu erfassen. tografischin Riesenteleskopen die M 3l umstehen,sind M 32 Von den vielenBegleitgalaxien, zu sehen.Beidessind elund M ll0 leichtin kleinenTeleskopen liptischeSystememit Durchmessern von 2500 und 5000 Lichtjahren,die M 3l umkreisen an diese und durch die Schwerkraft gebundensind. M 3l siehtunterdunklemLandhimmelmit bloßemAugewie ein unscharfer Sternaus.lm Teleskopsollte man zunächstdie geringsteVergrößerung wählen,auch um die beidenBegleitermit ovalerNebel mit im Feld zu haben.M 3l ist ein strukturloser deutlichhelleremZentrum,der ersteEindruckkann bei nicht so gutenBedingungen schnellenttäuschend sein.DerKernlässtsich WeitereEinzu einem fast sternartigenObjekt hochvergrößern. dannsind zelheiten zeigtdieGalaxienur beibestenBedingungen, entlanq der verschwommen hellereGebieteund Dunkelstreifen Außenkante zu erahnen. auf Lichtist einObjekt,dassehrempfindlich DieAndromedagalaxie reagiert. Von Ortschaften ausist oft nur die Zentralverschmutzung regionzu sehen,währendunter Alpenhimmelein beeindruckendes zu genießenist. Riesenoval von sechsfacher Vollmondgröße

DieAndromedagalaxie ist dasweitestentfernte,leichtmit bloßem Auge sichtbareObjekt.Zweieinhalb MillionenJahreist dasLicht von dieserGalaxiezu uns unterwegs, man stellesichvor wie die Erdeaussah, alsdieseStrahlungausgesandt wurde! Die Andromedagalaxie ist ein gewaltiges wie unsere Sternsystem Tatsächeigene\4ilchstraße. lich ist unsereeigeneGalaxis nur wenigkleiner.DiesesSystem beinhaltetalles,was zu e i n e r Ga l a x i eg e h ört:ei ni ge MilliardenSterne,Sternhaufen, Gasnebel,Kugelstern- Schritt für Schrittaufsuchen: haufen.Das allesist so weit eine stehtdasSternbildAndromeda, entfernt,dasses in kleineren l. UnterhalbdesHimmels-W u n d mi ttl e re nA m ateurgerä- Kettevon dreihellenSternen. ten zu einem Nebel ver- 2. Vom mittlerenSterngeht man nachNorden,wobei man zwei je in gleichemAbstandstehendeschwächere Sternepassiert. schwimmt.Die hellstenEin(>rechts deszweitenSterns zelsterneder Galaxieerrei- 3. M 3l stehtnordwestlich oberhalbn) Abb.4-56:0rientierungskarte. chen I 6. Größenklasse. Unseund ist in dunklenNächtenmit bloßemAuqesichtbar.

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o rAn d ro me d a g a l a x i e . A b b .4 -5 7:A m at eur f otde

: 300mm-1000mm OptimaleAufnahmebrennweite

ton3 6x. an ei nem114/gO0mm-N ewbei A bb.4-58:Zei chnung

OptimaleVergrößerung:15x Gesamtansicht 80x Detailansicht

I St r udelgalax ie Frühling

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Msl r Galaxie o St er nbild: J agdhun d e r Helligkeit: 8T0 e Aus dehnung: 8' r Entfernung: 27 MillionenLichtjahre r Größe:90000Lichtjahre, 160Milliarden Sonnenmassen

Die Strudelgalaxie ist ein schwaches und für viele eher enttäuist nur in groSpiralstruktur schendes Objekt.Von der gewaltigen geübten Beobachternetwas zu sehen.Bei ßen Fernrohrenvon kleinerVergrößerung erkenntman einenkleinenlänglichenNedesObjektes bei belfleck.Deutlicher erkenntman dieDoppelnatur Der eineNebelist doppeltbis dreifachso mittlererVergrößerung. großwie seinBegleitelbeidehabenaberdieselbe Helligkeit. Die Strudelgalaxie bietetnur von absolutdunklenund streulichteinen befriedigenden Anblick.Jede freienBeobachtungsplätzen g zerstörtden schwachen Nebeleindruck. Lichtverschmutzun

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Messier51 ist ein Paarvon sehrweit entferntenGalaxien.Die Schritt für Schrittaufsuchen: Hauptgalaxie ist eineschöneSpirale, auf die wir direktvon oben ist das bekannteMusterdes GroßenWagens. hängt die zweite,etwaskleinere 1.Ausgangspunkt blicken.An einemSpiralarmende (n UMa) im Suchereingestellt. Hier wird der ersteDeichselstern Galaxie.BeideGalaxienbegegnensich geradezuftilligund üben gegenseitige aus. Dadurch er- 2. 2" westlichsteht ein 5' heller Stern,den man durch einen dabei starke Wechselwirkungen bleibt einstelltfDeklinationsachse scheint das Spiralarmmuster Schwenkin Rektaszension festgeklemmt). der größeren Galaxie etwas Sternvon 7n1 noch schwächerer deformiert. 3. 1,5'südlichstehtein weiterer, festgezogen und nur die in Galaxiensind Helligkeit.Dazuwird die R.A.-Achse Spiralmuster bewegt. sichtbareStementstehungsge- Deklinationsachse (20') biete,alsoAnsammlungen von 4. Die GalaxiestehtwenigeralseinenVollmonddurchmesser und Nebeln.Sie westlichdes7'-Sterns. Sternhaufen entstehenentlang von durch die GalaxielaufendenDichtewellen, die Gaswolkenzu Sterngeburtsstättenverdichten. Mit der Drehrichtungder Stemeum dasGalaxiezentrum Abb.4-59: 0rientierungskarte. habensienichtszu tun.

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o rStru d e l q a l a x i e . Ab b .4 -6 0:A m at eur f otde

2000mm-3000mm OptimaleAufnahmebrennweite:

ton56x. an ei nem114/90Omm-N ewbei A bb.4-61:Zei chnung

100x Gesamtansicht OptimaleVergrößerung: 100x D etai l ansi cht

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Tippsfür Fernrohr-Besitzer I Allgemein r HabenSie Geduldmit sich und lhrem Femrohr.Auch das teuerstelnstrumentzeigt nur soviel,wie es die ErfahrungdesBeobachterserlaubt. o Fragen Sie erfahreneFemrohrbesitzeroder eine Volksstemwarte/Astroverein um Rat, wenn Sie nicht mehr weiterwissen. Man wird lhnen geme unentgeltlichhelfen. o KaufenSiesich sinnvollesZubehörfür lhr Femrohr.Grundausstattungenreichenmeistnur für die erstenGehversuche. o AbonnierenSie eine Zeitschriftfür praktischefutronomie und profitieren Sie so von den Tipps und Erfahrungenanderer Stemfreunde.Ergänzendkönnen Sie sich auch in einerfutroMailinglisteeintragenlassenoder ein lntemet-Forumregelmäßigbesuchen. o SchaffenSie sich eine Literatur-Grundlage. Das kleine Verzeichnisweiter unten gibt einigeAnhaltspunkte.

BeobachtenSie unter dunklemHimmel.Auch wenn es bis zu einerStundeeinfacheFahrtzeitmit dem Auto bedeutenkann, sollte man unter allen Umständenauf das Land fahren, um alsin urbanenRegionenzu Beobachtungsbedingungen bessere erreichen. BeobachtenSie mit Geduldund Ruhe.Ganz falschist es,von einemObjektzum anderenzu hetzen,und nur kurzewertende Blicke streifenzu lassen.JedesObjekt verdient es, ausgiebig und geduldigbetrachtetzu werden,denn nur so wird die Himaugenöflnenden0fmelsbeobachtung zur oft beschriebenen fenbarung. Teleskopdas LemenSiesehen.Nichtjeder siehtdurch dasselbe Gleiche.Währendein erfahrenerBeobachterein wundervolles Erlebnisbeschreibt,mag der Einsteigernur einen schwachen Eindruckwahmehmen.Beobachtenmussgelemt werden,und das geschiehtnur durchPraxis,Praxis,Praxis... MachenSieessichbequem.ln unserenBreitenist es nachtsoft kalt und windig.Vorsorgenmit Skianzug,Mütze, Schal,heißem lässtes draußenbesser Teeund bequemenBeobachtungsstuhl aushalten.

für Kauflraus-Teleskope r GebenSie nicht auf. Geradein der erstenZeit erkennt man I Verbesserungen noch wenigund begreiftkaum die Faszination, die von feinen l. Okularauszug innen rentspiegeln<. StörenGeisterbilder heller Detailsund schwachenObjektenausgeht.Es ist wichtig, sich liegt dies oftmalsnicht an der Objektebei der Beobachtung, nicht entmutigenzu lassen,ab einembestimmtenZeitpunkt Man besorgt Optik, sondernan Reflexionenim Okularauszug. wirdjede neueNachtschöner! sich im Bastelhandeloder Baumarktein entsprechendgroßes Röllchen schwarzenTonpapiersoder Velour-Klebefolieund o VerbannenSieFotosausdem Gedächtnis. passtes in den Auszugein. VieleEinsteiger haben die bunten Fotos der Großobservatorien im Kopf, wenn sie zum erstenMal Himmelsobjekte im Fernrohrsehen- die 2. Okularauszug spielfreieinstellen.Am Okularauszug austretenEnttäuschung ist unvermeidlich. Die Betrachtung von Bildern desFett deutet auf zu viel Schmiermittelhin. Der Auszugsollin Büchern und die Beobachtungam Fernrohrsind zwei mit Waschbenzingereinigtund danach te auseinandergebaut, grundverschiedene Dinge.Der Reiz liegt darin, mit eigenen mit Vaselineneu geschmiertwerden.Die Gängigkeitdes AusAugen ins Weltall vorzustoßenund selbstZeit und Raum zugeskann man zusätzlich auf der an zweikleinenSchrauben wahrzunehmen. UnterseitedesAuszugesper Schraubenzieher einstellen. Notieren Sie lhre Erlebnisse.Selbstdie berauschendste Beo- 3. Sucherteleskop von Blendebefreien.EinfacheSucherfernrohre (vor allem 5x25-Modelle)enthaltenoft eine Blende,die die bachtungsnachtgerät in Vergessenheit, wenn man sie nicht Ein Beobachtungsbuch ist praktisch, dokumentiert. in dasman wirksameÖffnung auf wenigemm begrenzt.Durch AbschrauErlebnisseder Nacht und Beschreibungen der beobachteten ben der Objektivfassung vorne kann man manchmaldie BlenHimmelsobjekte einträgt. de entfernen (aufpassen,dass das lose Sucherobjektivnicht hinunterfälltund wiederkonekteinqebautwird!). Beobachten Siegemeinsam mit anderenSternfreunden. Besuchen Sie die nächsteVolkssternwarte Kommt man mit dem und erkundigenSie sich 4. Sucherteleskop durchPeilsucher ersetzen. nach den astronomischen Aktivitätendort. kleinen Suchergar nicht zurecht,kann ein PeilgerätAbhilfe schaffen.Ein solcheskann man sich selbst bauen (Öseund Kimmezum Anvisieren) oderkaufen.Ab 30 EurosindVisierezu (russische Peilgeräte) erhältlich,die einenroten Laserstrahl oder (Telrad)auf den Himmelprojizieren.Damit kann man Zielkreise zumindesthelleObjektesekundenschnell einstellen.

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5. Montierungsstabilitäterhöhen. Probleme gibt es oft mit 9. AzimutaleGabelmontierung verbessem.Die Befestigungdes wackeligen Montierungen von Kauftrausteleskopen. Deren Tubusin der Gabelist oft wackelig.Hier kann man die vorSteifteitkann man wesentlich steigern, wenn man siemit zuhandenenKlemmschrauben durch Flügelschrauben ersetzen, sätzlichemGewichtbelastet.Gewichtekönnen zum Beisniel und zur Verbesserung der Steifteit Kunststoffscheiben unterdirekt unter die Montierungzwischendie Stativbeinegehängt legen.Auch die Verbindungvon Gabelund Stativkopfkann werden.Wennsieabnehmbar anqebracht sind.störensieauch man durch eine Plastikhülse,die man in den Luftzwischennicht beim Transport. raum der Achsesetzt,verbessem. l0.Staubschutzkappen aus Filmdosenherstellen.Relativ schnell gehenStaubschutzdeckel 6. Stativstabilitäterhöhen.Auch das Stativ ist oft ein SchwachdesOkularauszuges oderKappender punkt. Für maximaleStabilitätsollteman es nicht ausziehen Okulareverloren.AusnormalenFilmdosenkann man sichKappen für lrl+"-Auszügebauen bzw. diesefür 24,5mm-Okulare sowie die Stativbeinemaximalsnreizen.Die Stabilitäterhöht sich, wenn man statt des Zubehörbleches Ketten als VerbinalsAufbewahrungsbehälter benutzen. dungwählt,und denKreuzungspunkt ebenfalls mit einemGewicht beschwert. Sinddie Stativbeine hohl,kann man sie mit Sand füllen, was zwar mehr Transportgewicht, aber deutliche Stabilitätsgewinne bringt. 7 . Gummikappen der Stativfüßeabnehmen.Diesesind oft zur Schonungdes Zimmerbodensangebracht.Zur Beobachtung sollte das Teleskopauf den Metallstiftender Stativbeinestehen,die man auf möglichsthartenUntergrundstellt. 8 . Sonnenfilter ausFoliebasteln.Objektivsonnenfilter kann man sich leicht selbsthentellen.lm Fachhandelgibt es Sonnenfilterfolie,die man sichzu passender Größezurechtschneidet. Als Fassungzum Aufsteckenauf den Tubushabensich Stickrahmen bewährt.

I Astro-Bibliothek Teleskope: Astronomieallgemein: Herrmann, J.: dtv-Atlas Astronomie,dtv 2OO5 DieGrundzüge derAstronomie grafisch gutaufbereitet, werden, lt. verständlich dargestel Spix,L.: Hobby-Astronom in 4 Schritten Anleitung für HobbyUmfassende Astronomen undsolche, dieeswerde nwo l l e n. Keller,U.: Astrowissen, Kosmos,Stuttgart 2OO3 Einkleines Lexikon desastronomiWissens, schen enthält allewichtig e nGru ndlagen. Feiler,M., Schurig,S.: DrehbareHimmelskarte, Oculum2008 Mitdiesem einfach zubedienenden Werkzeug wissen SiezujederStunde, wodieSterne stehen. Darüber hinaus können zahlreiche astronomische Gegebenheiten nachgestellt werden.

Stoyan,R.: Fernrohrwahl. Oculum2OO7 Welches istfür michgeFernrohr Dieses Bucherklärt eignet? dievergibt schiedenen Konstruktionen, eineÜbersicht desMarktes und bietetRatschläge für denKauf.

Deep-Sky-Beobacht ung :

Sterneund Weltraum:Zeitschrift für alleGebiete derAstronomie(12x jährlich, Spektrum-Verlag, Heidelberg)

Stoyan,R.: DeepSky Reiseführer,Oculum,Erlangen 2004 weltgrößte Detaillierter Führer zuden300 Sky and Telescope: in Eng lisch schönsten Sternhaufen, Nebeln Astronomie-Zeitschrift für kleine Teleskope. [12x j ährl i ch, S kyP ublishing, undGalaxien undFotos Cambridge, USA) Über300Zeichnungen wasdenBeozeigen realistisch, Komplett mit PIanetai umsprogramme: Himmelsatlas: bachter erwartet. Aufsuch karten. Feiler,M., Noack,P.:DeepSky TheSky,SofwareBisque Planetarirumssoftware undSternReiseatlas, Oculum2005 Astrofotografie: praktische in einem, in verDieser undübersichtliche kartenprgramm nachUmfang Himmelsatlas zeigtalleSterne schiedenen Versionen bis Seip,S.: DigitaleAstrofotografie,Kosmos2006 zurGranzgröße Mehrals600 undPreis erhältlich 7T5. Deep-Sky-0bjekte leichtverständsindverzeichnet. Einepraktischeund licheAnleitung für denEinsatz mo- lntemetseiten: Mondatlas: dernerDigitalkameras in derAstrowww.astronomie.de : größtes fotografie. Internetportal Rükl,A.: KleinerMondatlas, deutschsprachiges Zeitschriften: mitvielen Diskussionsforen Oculum2007 Dieser Atlasbietetdetaillierte Mondkarten fürTeleskope : Zeitschrift für wwwastrotreff de: Internetfomitund interstellarum (6xjährlich, rumfür Hobbyastronomen ohneZenitprisma. Neben Astronomie demAtlas praktische gibteszahlreiche Informationen Oculum-Verlag, Erlangen) - siehe zumMondalsHimmelskörper und auchUmschlag-lnnenseite einzelnen Formationen.

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2OO8-2O17 Planetenstellungen

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Jupiter (Oppositionen)

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2008 Feb 24

Astronomische Ereignisse 2OO8-2O27 im deutschen Sprachraum Mondfinsternisse

Sonnenfinsternisse total

2011 Jun 15

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2008 Feb 21 2008Auq 16

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2026 Aug 28

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Planetenbedeckungendurch den Mond

in Nordafrika total

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großerStädteim deutschen Sprachgebiet Die geographischen Koordinaten

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M annhe i m

49,s'N

8,5'0

Dortmund

51 , 5"N

7,s'0

Dresden

51 , i"N

13, 7' 0

Düsseldorf

51 , 2"N

6,8'0

Erfurt

5 1, 0' N

1 1 ,0 ' 0

Innsbruck

Frankfurt

50 , 1' N

Graz

47 , 1' N

8,7'0 '15,4"0

Doppelsterne zumTestdesAuflösungsvermögens Stern Abstand

Testfür

Bemerkung

7 ,7" 2 0 mm v Ari c Ge m 4, 5' t 2008) 30m m Castor 4,7" (20101 30mm

5,0"(201s) 25m m s,3"(2020) 25m m €l Lyr

e, LYr

2 ,7"

2 ,5

50mm

60mm

Stern Abstand p"Dra Aqr

z.J

2,3" (20071 2,4" (2009)

Testfür

57

Stern

Abstand

50mm

52 Ori 1 , 0 "

65mm

yV i r

60mm

2,4"(2o2o) 60mm jeweils

Bemerkung

BOmm

( U M a 1,6' (2008) 8 5 m m

Testfür

100mm (2008) 1 2 0 m m Porrima 1,0" 1,3"(2010) 1 0 0 m m

2,2"(2o1s) 70mm 2,9"(2020) 50mm 1 6V u l 0,8"

150mm

( Boo o,7"

180mm

doppelte

1 , 8 '( 2 0 1 4 ) 7 5 m m

Komponente

2,2"(2020) 70mm

desVierfach-

4 CrB 0,s' (2007) 250mm I'J 80mm 0,5"(2ooe) 250mm r,1'(2008) 100mm Dreifachstern 0,3' (2020) 400mm 1,2'(2020) 100mm

Systems e Lyr

e Ari

Bemerkung

Die hellstenDeep-Sky-Objekte Objekt

Tvp

Sternbild

Helligkeit

Albireo

Doppelstern

Schwan

3T1/ sTr

A lgol

Veränderlicher

Perseus

2i1- 3 i 4

s3 Lj

Andom e d a q a laxie

Galaxie

Andromeda

3i4

2,5 Mio Lj

120000Li

M31

Crabnebel

5uoernova-U berrest Stier

8T4

6200 Lj

10 Lj

M1

h undchi

OffeneSternhaufen Perseus

5T3/ 6t1

20' I 25'

8000 Li

70 Li

NGC869.NGCBB4

8'

26000Lj

100Lj

M13

20'

4300Lj

40 Lj

M8

80 Lj

380AE/ o,2sLj ( UrsaeMaioris

Herku les-Haufen Kuoelstern haufen

Herku les

qm7

Lagunennebel

Schütze

sl8

Galaktischer Nebel

Doppelstern

0rionnebel

Galaktischer Nebel

Plejaden

OffenerSternhaufen Stier

nebel

3e0 Lj

Größe

Katalogbezeichnung

7,5Mrd.km

B Cygni

p Persei

416

undSternhaufen Mizar/Alkor

Strudelga laxie

Ausdehnung Entfernung

GroßeBärin

2i3l3 i 9 l 4 i 0

12',I 4',

0rion

?.q

30'

r300Li

rs Lj

M42

1q.

400 Lj

10Li

M45

23ooLj

0,eLj

Ms7

27 Mio Lj

90000Lj

M51

Planetarischer Nebel Leier

8T8

Galaxie

8T0

J agdhunde

B'

o c < c

DieSternbilder

@ o c < c

Lat. Name

Abk.

dt. Name

Jahreszeit

Lat. Name

Abk.

dt. Name

Jahreszeit

Andromeda

And

Andromeda

Herbsthimmel

Circinus

Cir

Zirkel

Südhimmel

Antlia

Ant

pe Luftpum

Frü

Columba

Col

Taube

Wi n te r h i m m e l

Apus

Aps

Paradiesvoqel

Südh i m m e l

ComaBerenices

Com

Haarder Berenice

F r ühl i n q sh i m m e l

Aquarius

Aqr

Wassermann

Herbsthimmel

Corona Australis

CrA

Krone 5üdliche

Südhimmel

A quila

Aql

Adler

Som m e r h i m m e l CoronaBorealis

CrB

Krone Nördliche

F r ühl i n g sh i m m e l

Crv

Rabe

F r ühl i n o sh i m m e l

Ara

Ara

Altar

5üdh i m m e l

Corvus

Aries

Ari

W idder

Herbsthimmel

Crater

Crt

Becher

Frü

Auriga

Au r

Fuhr m ann

Winterhimmel

Crux

Lru

KreuzdesSüdens

5üdhimmel

Bootes

Boo

Bärenhüter

Fr ühl i n g s h i m m e l Cygnus

cvq

n Schwa

Sommerhimmel

Del

D epl h i n

Sommerhimmel

mel

Cae

Grabstichel

Südh i m m e l

Cam

Giraffe

Herbsthimmel

Dorado

Dor

Schwertfisch

Südhimmel

Cancer

Cnc

Krebs

Winterhimmel

Draco

Dra

Drache

F r ü h l i n q sh i m m e l

Venatici Canes

CVn

J agdhunde

Fr üh l i n q s h i m m e l

Equ

F ül l e n

Sommerhimmel

C anisMaio r

CMa

GroßerHund

W int e r h i m m e l

Eridanus

Eri

Erida nus

Herbsthimmel

C anisMino r

cMi

Kleiner Hund

Winterhimmel

Fornax

For

0fen

Herbsthimmel

Capricorn us

Cap

Steinbock

Som m e r h i m m e l G e m i n i

Caelu m

leus

Gem Zwillinge

Wi n te r h i m m e l

Kranich

Südhimmel

Carina

C ar

Kiel

5üdh i m m e l

Grus

Gru

Cassiopeia

Cas

Kassiopeia

Herbsthimmel

Hercules

Her

Herku Ies

Sommerhimmel Südhimmel F r ü h l i n g sh i m m e l

Centaurus

Cen

Zentaur

Südh i m m e l

Horologium

Hor

Pendeluhr

Cepheus

cep

Kepheus

Herbsthimmel

Hydra

Hya

Wasserschlange

Cetus

Cet

Walfisch

Herbsthimmel

Hydrus

Hvi

Südhimmel KleineWasserschlanoe

Chamaeleon

Cha

Cham äleon

Südh i m m e l

Indus

lnd

In d e r

Südhimmel

Lat. Name

Abk.

Lacena Leo

Leo

LeoMin or

dt. Name

Jahreszeit

Lat. Name

Abk.

dt. Name

Jahreszeit

Eidechse

Herbsthimmel

Piscis Austrinus

PsA

5üdlicher Fisch

Herbsthimmel

Löwe

Fr ühlings h i m m e l Puppis

P up Hinterdeck

Wi n t e r hi m m e l

Pyx

Kompaß

Reticul um

Ret

Netz

5üdhimmel

tna

sge

Pfeil

S o m m er h i m m e l

ittarius

sgr

Schütze

S o m m er h i m m e l

5co

Skorpion

S o m m er h i m m e l

LMi

KleinerLöwe

Fr ühlino s h i

Lep

Hase

Winterhimmel

Libra

L ib

Waaqe

Frü

Lupus

L up

Wolf

Südhim m e l

Lynx

Lyn

Luchs

W int er h i m m e l

Scorpius

Lyra

Lyr

Leier

Som m er h i m m e l Sculptor

Scl

B il d h a u e r

Herbsthimmel

Mensa

Men

TafeIbero

Südhim m e l

Scutum

Sct

5 c hi l d

S o m m er h i m m e l

um

Mic

Mikroskop

Südhim m e l

Serpe ns

Ser

5chlange

S o m m er h i m m e l

Monoceros

Mo n

Einhorn

W int er h i m m e l

Sextans

Sex

5extant

F r ü h l i n g sh i m m e l

Musca

M us Fliege

Südhim m e l

Taurus

Tau

Stier

Wi n t e r h i m m e l

Norma

No r

W ink elm aß

Südhim m e l

Telescopiu m

Tel

Ieleskoo

5üdhimmel

0ctans

0ct

0ktant

Südhim m e l

0phiuc h us

oph

5chlanqenträqer

Som m er h i m m e l

0rion

0ri

0r ion

W int er hi m m e l

Tucana

Pavo

Pav

Pfau

Südhim m e l

Pegasus

Peg

Pegasus

Herbsthimmel

Perseus

Per

Perseus

Herbsthimmel

Phoenix

Ph e

Phönix

5üdhim m e l

Pictor

Pic

M aler

5üdhim m e l

Volans

Pisces

Psc

Fische

Herbsthimmel

Vulpecu la

Tri

Dreieck

Herbsthimmel

Dreieck Südliches

S ü d h i mm e l

Tuc

Tukan

S ü d h i mm e l

UrsaMaior

UMa

Großer Bär

F r üh l i n gsh i m m e l

UrsaMinor

ut\4i

K l e i n eBr ä r

Frühli

Vela

Vel

Seqel

S ü d h i mm e l

Vir

Jungfrau

F r ü h l i n gsh i m m e l

Vol

Fisch Fliegender

S ü d h i mm e l

Vul

Füchschen

Sommerhimmel

m Australe TrA

o c a < c

MARS Zeit (UT):

am

o c o < c

7l!l:

Grenzgröße: lnstrument: Beobachter:

ZenitPrisma?:

bei-x Ort:

Bemerkung:

, UPITER am Grenzgröße: lnstrument:

Zeit (UT): Seeing: bei

Ort:

Beobachter: zllt l: Bemerkung:

x Zenitprisma?:

zlul ll:

DEEP-SKY-OBTEKT o c g c

Sternbild: am

Grenzgröße: lnstrument: Beobachter: Beobachtungsort: Filter: Beschreibung:

Zeit (uT): Seeing: bei

Glossar

P €

als Bezugssystems, Achromat:Linsenkombination, die zwei Farbenin einemgemein- Deklination:Koordinatedes astronomischen samen Brennpunkt vereinigenkann, üblicherweiseaus zwei Projektionder irdischenBreitenkreisean die gedachteHimLinsen melskugel azimutaleMontierungfür großeSpiegelteAberration:Bildfehler, siehechromatische Abenationund sphäri- Dobson-Montierung: Amiciprisma:Glasprisma, um lB0" dreht das den Strahlengang und von der Einfallsrichtung um 45', 60" oder90'ablenkt Apochromat:Linsenkombination, die drei Farbenin einemgemeinsamenBrennpunktvereinigenkann Astronomische Einheit:Entfernungseinheit im Sonnensystem, bestimmt durchmittlereEntfernungder Erdevon der Sonne,entsprichtca. 150MillionenKilometern. AbkürzungAE Austrittspupille:Durchmesser des Lichtbündels,der aus dem Teleskopaustritt fuimutr Horizontrichtung,gezähltvon Nord (0' Azimut)über Ost (90') und Süd (180")nachWest(270") Beugungsscheibchen: Abbild,unter der einepunktförmigeLicht(Stern) quelle in einemTeleskoperscheint Brennweite:Abstandzwischendem Brennpunktund demHauptpunkt der bilderzeugenden Optik Bogengrad: 360.Teil desHorizontkreises Bogenminute: 60. Teil einesBogengrads Bogensekunde: 60. Teil einerBogenminute oder3600.Teil eines Bogengrads Chromasie: Farbfehler Aberration:farbigeBildfehler,hervorgerufen Chromatische durch BrechungfarbigenLichtsin einerLinse die unterschiedliche Deep-Sky:astronomische Objekteaußerhalbdes Sonnensystems

Objektivmit Fraunhofer-Objektiv: zweilinsiges achromatisches Luftspalt Förderliche Vergrößerung: Vergrößerung, ab der dasAuflösungsgenutzt wird vermögendesTeleskops Fokalfotografie:Methode der Astrofotografie,bei der das Televerwendetwird skopobjektivalsKameraobjektiv Goto-Montierung: Computermontierung, die das Ansteuemvon per Knopfdruckerlaubt ("Go To"-Befehl) Himmelsobjekten GPS:GlobalPositioningSystem,das amerikanische satellitengestütztePositionsbestimmungssystem noch erkennbaren Stems Grenzgröße: Helligkeitdesschwächsten zur Beobachtung der Chromosphäre, H-alpha-Filter: Sonnenfilter und Filamente zeigt Protuberanzen Katadioptrisches Teleskop:Teleskop,in dem sowohl Linsen als auch Spiegelzur Bilderzeugungeingesetztwerden genaueAbstimmungderoptischen Kollimation: Komponenten einesTeleskops aufeinander verurachtdurchschrägeinfallenKoma:Bildfehlerin Teleskopen, de Lichtstrahlen, führt zu einerkometenartigenSternfigur Kometensucher: Refraktormit geringerÖffnungund großemÖffnungsverhältnis LeereVergrößerung: Vergrößerungoberhalbder Maximalvergrößerung,die keinenGewinnmehr bringt

Lichtjahr:Entfernungseinheit in der Astronomie,bestimmtdurch Refraktor:Linsenteleskop die Strecke,die das Licht in einemJahr zurücklegt,entspricht Reflektor:Spiegelteleskop 63000Astronomischen Einheitenoder9460 MilliardenKilome- Rektaszension: Koordinatedesastronomischen Bezugssystems, als ter. AbkürzungLj Projektionder irdischenLängenkreise an die gedachteHimMi n u s-Vio|et t - F i|t er : K o n e k ti o n s fi | te rz u rU n te rd rückungdesse-me| skugel < kundärenSpektrumsim violettenSpektralbereichs Seeing:Zustanddes Bildesim Teleskopokular, vor allem Abhängig von der Luftunruheder Atmosphäre Nonius:Ablesehilfefür Teilkreise Objektiv:optischabbildendes Linsen-oder Spiegelsystem Spektrum: Restfarbfehlereines Fernrohrobjektivs,siehe auch Objektivfilter:Filter,der vor dem Objektivbzw. am objektivseitichromatische Abenation gen Ende desTubusangebrachtwird SphärischeAberration: nichtfarbige Bildfehler, hervorgerufen Obstruktion:Wirkung von Hindernissen im Strahlengang, insbedurchvon der ldealformabweichende Oberflächeneiner Optik sonderedurchFangspiegel und ihre Aufträngungbei Spiegelte- Sternzeit:Rektaszension der geradegenauin der desR.A.-Kreises, leskopen Südrichtungsteht öffnung: Durchmesser der Objektivlinse bzw. desHauptspiegels Strehl-Wert:Wert, der die Abweichungvon der ldealformeiner öffnungsfehler:siehesphärische Abenation Optik quantifiziert öffnungsverhältnis: zur Südrichtung, Stundenwinkel: Abstandin Rektaszension entQuotientausÖffnung/ Brennweite Okular: Linsensystem, mit dem das BrennpunktbildeinesTelesprichtder DifferenzSternzeit- Rektaszension skopsbetrachtetwird Verzeichnung:geometrischerAbbildungsfehler,führt zur nicht Okularfilter:Filter,der in das Okulareingeschraubt wird Abbildung maßstabsgerechten Okularprojektion: MethodederAstrofotografie, bei der durchdas Zenitprisma:Glasprisma, das den Strahlengang um 90' spiegelt mit einemOkularbestückteTeleskopfotografiertwird und von der Einfallsrichtungum 90' ablenkt Parallaktische Montierung:Montierung,die im astronomischen Bezugssystems aufgestelltist PEC:PeriodicEnor Conection,programmierbare KonekturdesperiodischenFehlersvon parallaktischen Montierungen Piggypack-Fotografie: Methode der Astrofotografie,bei der die Kameramit eigenemObjektiv auf das Teleskopaufgesattelt wird

? t

Stichwortverzeichnis

o c a

s

g

Achromat 4 f,3 0 Adapter 2 3 ,2 6 , 4 0 , 8 9 Albireo 132 Algol 128 Alkor 130 Amiciprisma 29 Andromedagalaxie 140 Apochromat 5T Astigmatismus 57, 60 Aufbauen 7Dff Auflösungwermögen 46, 50f Augenabstand 27 Ausbalancieren 71 Ausrichten 72ff Austrittspupille 2 3 , 4 5 ,4 9 f AzimutaleMontierung loff Barlowlinse 30 Bayer-Buchstaben 9B Beobachtungsplatz 6B Beugungsscheibchen 50, 55, 57 Bildfehler 57f Bildorientierung 2B Binokularansatz 27 Brennweite 44ff Cassegrain-Teleskop 6 CCD-Kamera 3B Cheshire-Okular 63 Chromatische Abenation 57

Crabnebel 134 Deep-Sky-Objekte r1 9 f lr 5 r Deutsche Montierung r3ff Differenzkoordinaten 7B Digitalkamera 37 Dobson-Montierung ilf EffektiverKontrastdurchmesser 5B Eigengesichtsfeld 23, B O Elektronisches 0kular 26 Entfemung 96 Erfle-Okular 22f Fadenkreuzokular 25, B B Farbfehler 31,57f Farbfilter 31 Flamsteed-Nummern 9B Filter 31ff Fokalfotografie 40 Fokalreduzierer 30 Gabelmontierung roff, r4ff Gesichtsfeld BO Goto-Steuerung 21, 79 GPS-Teleskop 21, 79 Grenzgröße 47f h und chi 124 H-alpha-Filter 35 Helligkeit 96 Herkuleshaufen l 3B Homofokalität 24

Huygens-Okular lndirektesSehen lnitialisierung Jupiter Justage Kamera-Adapter Katadioptrische Teleskope Kellner-Okular Kollimation Koma Kometen Kontrastfilter Kontrastleistung Konektor Lagunennebel Laser LeereVergrößerung Leitfemrohr Lichtsammelvermögen Lichtverschmutzung Lichtweg Maksutov-Teleskop Mars Menschliches Auge Merkur Messier-Katalog Mess-Okular Mizar

22 B2 74 112 6r ff 40f 8f 22f 6l ff 57 117 31 55 42 122 63 53 42 47f 47, 68 24 B 86, ll0 49, Bzf l0B 9B 25 130

Mond Mondfilter Nachführung Nachfiihrmotor Nebelfilter Neptun Neutralfilter Newton-Teleskop NGC-Katalog Nomenklatur Nonius 0berflächenqualität 0bstruktion 0ff-Axis-Guider öffnung Öffnungwerhältnis Okular 0kularfilter 0kularprojektion 0rionnebel Okular Orthoskopisches Packliste Montierung Parallaktische Peilsucher Fehler Periodischer Piggyback-Fotografie Plejaden Plössl-Okular

100ff 31 19f 19 31 116 3l 6f 98 98 77 5B 55 42f 44 45 22ff 31f 91 120 22 67 I 3ff 17 20 39, BB 126 22

72 Polbock 15,72 Polsucher 26 Reduzierhülse 42 Reduzierlinse 56 Reflektivität 6ff Reflektor 4ff Refraktor 64 Reinigung 136 Ringnebel 24 Rohrverkürzung 114 Saturn 73 Scheiner-Methode B Schmidt-Cassegrain-Teleskop 54 Seeing 42 Shapleylinse l04ff Sonne 33ff Sonnenfilter 35 Sonnenprisma 33 Sonnenprojektion 99ff Sonnensystem 7,60 SphärischeAbenation 75f Starhopping 16 Stativ 22 Steckhülse 9B Stembilder 60 Stemtest 77 Sternzeit 20 Steuerung

Strichspuraufnahme Strudelgalaxie Sucherteleskop T2-System Taukappe Teilkreise TeleskopischesSehen Transmission Überkonektur Umkehrlinse Unterkorrektur Uranus Venus Vergrößerung Verzeichnung Vibrationsdämpfer Videoastronomie Visiereinrichtung Wahmehmungsfähigkeit Webcam Weitwinkel-Okulare Zeichnen Zenitprisma Zenitspiegel Zoom-0kular

87 142 17 26 18 14,77f B3 56 60 30 60 116 r 09 52ff 57 1B 92f 17 B3 38, 92 22 B4ff 29 29 26

o c c c

c

s c

B ildna ch weisr Alle Grafiken und Fotos:Oculum-Verlag/interstellarum mit Ausnahme von: International : 1-22, 1-35oben, PeterBresseler: 3-3,Canon:1-42,Celestron PhilippRezaHeck:3-2, BerWolfgangFischer:4-45, JörgHartmann:4-17, hardHubl:3-8,4-34,Intercon 1-l2rechts,1- l 7links,1-27oben, Spacetec: 1-30,1 -40 ,l-45 un tenl,- 48, 1- 49oben, 2- 13,Thom as J ä9er3: - 1 , 3-21links,3-26,4-37,Rückseite-4, ErichKopowski: 4-7, 4-8,4-9, Bernd Liebscher: 4-14,AxelMartin:3-6, MeadeInstruments Europe: 1-4,1-5, 1-10, 1-16rechts,1-1Slinks,I -l 9, 1-20, I -24,'l-25oben,1-2llinks,1-28, i-29, 1 -36 ,1-3 7,1-4 1u nt en, 1- 44,1- 45oben, 1- 46, 1- 47link s1,- 4 9 u n t e n , 1-50unten, Rückseite-1, Thomas Michna:3-24, FrankMöller:1-38,Thomas

lmpressum: o 2003oculum-Verlag RonaldStoyan,Erlangen 4. erweiterte Auflage o 2008Ocul um-V erlGmbH ag E , rl angen E -Mai li:nfo@ocul um.de, Internet: w w w .ocul um.de geschützt. DiesesWerkinklusiveall seinerBestandteile ist urheberrechtlich JedeReprodukti on, i ns bes ondeS can,V ervi el fäl ti gung, di gi tal eS pei cherung und Wi ede rgabe, A bb i l dungen und Grare auchi m Internet, auchnur auszugsw eiund se von ei nzel nen fiken,bedarfwenigstens Genehmigung desVerlages. der ausdrücklichen schriftlichen den Strafbestimmungen desUrheberrechtsgesetzes. Zuwiderhandlungen unterliegen lsBN978-3-938459-22-4

Rattei:3-23,GeraldRehmann: 4-25,KlausRüpplein: 4-31,Rückseite-3, : 1-9, 1- 12links,1- 13rechts,1- 15links, 5ky-Watcher/Astro-Versand 1-1Trechts, 1-21oben,l-33, 1-35unten,1-43,RonaldStoyan:2-3,3-13, 3-15, 3- 16, 3-17, 3-25,4-15, 4-16unten,4- 19, 4-29,4-32,4-35,4-38, Voltmer:3-18, 3-19, 4-43, 4-46, 4-49,4-52, 4-55, 4-58, 4-61,Sebastian 3-21rechts,4-5, 4-6, 4-10,4-13, 4-16oben,4-20, 4-22unten,4-24, 4-26, 4-28 ,4 -57 ,Step haSchur n ig: 3- 5,3- 7,3- 10,Vix enEur ope: 1- 1 ,1 - 7 , 1-21unten,1-23, 1-39, 1-13links,1-1srechts,1-16links,1-1Srechts, : 4-1, 4-3, 4-4, 4-11,4-12, 4-23, 1-47rechts,1-S0rechts, MarioWeigand PeterWienerroither: Titel,4-2, MagnusZwick:4-18,4-48,4-51,4-54, 4-60. Rückseite-2

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