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"Kometen beobachten" (2. Version, März 2010)

1. T Da fat h Abb 8 6 Varianten eines beweglichen Rasierklin Sati genspaltes Nicht berall sind Federn eingezeich LI net welche die beweglichen Teile zusammenzie hen Varianten a und b ffnen unsymmetrisch Variante c ffnet symmetrisch Zeichnung K H Uhlmann Lampertheim Der Kollimator Der Kollimator hat die Aufgabe das vom Spalt kommende divergente Strahlenb ndel parallel zu richten welches dann in das Prisma eintritt Durchmesser und Brennweite sind durch die Konzeption festgelegt Glg 8 1 Farbfehler sind hier nat rlich unerw nscht es sollte daher ein Achromat verwendet werden den man von optischen Firmen oder auf Astro Messen beziehen kann Ein ausgedientes Feldstecherobjektiv bietet sich als preisg nstige Alternative an Das Dispersionsprisma Das Prisma wird vermutlich die teuerste Komponente des Spek trographen darstellen 60 Prismen aus Schwerflint SF10 haben eine partielle Winkeldispersion von etwa 3 H here Werte werden erreicht indem mehrere gew hnliche Prismen drei oder f nf mit entgegengesetzter Orientierung und unterschiedlichem Brechungsindex miteinander verkittet werden Das ist beim Geradsichtprisma nach Amici der Fall Abb 8 7 Es kann bei 8 3 Spektrographen 205 optischen Firmen z B f r Lehrmaterial an Schulen und Universit ten und gelegentlich bei Astro Messen oder auch Online Auktionen bezogen werden
2. 178 Hintergrundssterne in der Koma 2 0 000000 000000000048 178 Korrektur einer Rohaufnahme 2 2 moon 182 Lineares Skalieren u 0000 0000 ee Eo SS 184 Logarithmisches Skalieren gt s s oso oco Coon nn 185 Skalieren mit Potenzgesetzen 2 a 185 M13 C11 f 6 3 20s Integrationszeit Linear skalieret 185 Gleiche Aufnahme wie Abbildung 7 33 jedoch potenziertes Skalieren mit Ex ponent OS asia ee De 185 Gewichtung eines Pixelwertes einer Koordinate P x y durch die benachbarten Pixelwerte 5 0 314 0 Kun eee pte ke eB ete oR ee Sy Teer 186 Krater Kopernikus Orginalaufnahme und gesch rfte Aufnahme 187 M51 Beispiel einer Bildverarbeitung mit Hilfe einer unscharfen Maske 187 Swan Banden des Kohlenstoffradikals C2 2 2 2 22 22er 197 Funktionsweise eines Spalt Spektrographen 2 2 222220 198 CCD Spektrum des planetarischen Nebels M57 2 2222 200 Photographisches Spektrum des Kometen C 1996 B2 Hyakutake 201 Aufbau eines selbstgebauten Spaltspektrographen 203 Varianten eines beweglichen Rasierklingenspaltes 204 Geradsichtprisma nach Amici 2 2 22 2 m onen 205 Ansicht des im Text beschriebenen Spaltspektrographen 206 CCD Spektrum des Orionnebels M42 2 2 22mm 209 CCD Spektrum des Kometen C 2002 C1 Ikeya Zhang 2 2 2 210 L ngenwellenkalibriertes Spektrum des Kometen C 2002 C1
3. CCD Array Pixel Gr e ADC e ADU RN Ip ST 4 192 x 165 13 x 17um 8 bit 600 600 500 ST 4X 192 x 165 13x 17um 14 bit 20 5 Lynxx 192 x 165 13 x 17um 12 bit 80 120 Lynxx 2 192 x 165 13 x 17um 12 bit 20 120 ST 5 320 x 240 10 x 10um 14 bit 20 1 ST 6 375 x 242 23 x 27um 16 bit 6 7 30 30 Starlight Xpress 256 x 500 12 7x 16 6um 12 bit 30 lt 1 ST 7 765 x 510 9 x 9um 16 bit 20 0 2 ST 8 1530 x 1020 9x 9um 16 bit 20 0 2 gilt nur f r den gain Faktor 1 f r einen gain Faktor von 4 ist Ogcadoutnoise 150 e Pixel Ausleseprozedur 7 3 5 Das Signal Rausch Verhaltnis Alle Rauschbeitr ge das Photonenrauschen des Objekts sowie des Himmelshintergrunds das thermische Rauschen des Dunkesstroms und das Readout noise der Elektronik gehen nach dem Fehlerfortpflanzungsgesetz in das Gesamtrauschen N ein S Fi Stern N 2 2 Stern SHintergrund 2 NAdditionen OF hermal noise OReadout noise Pixel 7 6 Dabei mu die Zahl der Bildadditionen zu einem Komposit ber cksichtigt werden Der Fak tor 2 ber cksichtigt die Subtraktion von Dunkelaufnahmen die nat rlich zum instrumentel 7 3 Die Me genauigkeit von CCDs 149 len Gesamtrauschen beitragen Hierbei sind fsrern und fyintergrund bereits die addierten Wer te F r photometrische Bestimmungen ist eine Absch tzung der Me genauigkeit unerl lich Sie wird durch das Signal Rausch Verh ltnis bestimmt Die Me genauigkeit einer Helligkeitsm
4. Literaturverzeichnis 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Brandt J C amp Chapman R D 1994 Rendezvous im Weltraum Birkh user Verlag Basel Brown M E Bouchez A H Spinrad H Johns Krull C M 1996 A high resolution catalog of cometary emission lines Astron Journal 112 No 3 1197 1202 Gary G A et al 1977 Spectrographic Observations Of Comet West 1975n Publicati ons of the Astronomical Society of the Pacific 89 97 103 Gebhardt W amp Helms B 1976 Ein Selbstbau Prismenspektrograph zum Gebrauch am Celestron 8 Sterne und Weltraum 58 59 D Goretzki 2001 Spektroskopie mit Prisma und Foto CD VdS Journal Nr 6 83ff Hafner R 1989 Grundlagen der Spektralanalyse In Roth G D Hrsg Handbuch f r Sternfreunde Band 2 4 Aufl Springer Verlag Kitchin C R 1984 Astrophysical Techniques Adam Hilger Bristol Fleischmann F 1996 Pers nliche Mitteilung Saint P 1994 Spetroscopy In The Observers Guide to Astronomy P Martinez Ed Vol II Cambridge University Press Sorensen B 1987 A simple slit spectrograph Sky and Telescope 73 98 Walker G 1987 Astronomical Observations an optical perspective Cambridge Univer sity Press Wilkening L L Ed 1983 Comets University of Arizona Press http sky lab net Solar_System_ _Observing Spectroscopy_of_Comets 225 9 Ephemeridenrechnung H L then 9
5. ee 04 gm amp we ER 7m a t bp aA gm en gm we 1om tg l x ie Oo Q oO Q i 8 12 171 16 2 18 3 174 17 5 16 6 1989 1990 Abb 5 7 Die heliozentrische Helligkeit des Kometen Austin 1990 V aufgetragen tiber dt da sie im Gegensatz zur dt Formel physikalisch gedeutet werden kann nur im Fall eines signifikant geringeren Korrelationskoeffizienten der Standardformel im Vergleich zur dt Formel sollte auf letztere zuriickgegriffen werden Nicht zuletzt auch deshalb weil die dt Formel stets 88 5 Die Auswertung visueller Kometenbeobachtungen nur w hrend eines kurzen Zeitabschnitts ca 100 200 Tage nahe des Perihels plausible Werte liefert Eine Unterscheidung der Helligkeitsparameter in die Zeit vor und nach dem Perihel bedarf signi fikanter Unterschiede der Parameter f r beide Zeitabschnitte Rein rechnerisch werden sich stets mehr oder weniger unterschiedliche Werte f r mg und n ergeben doch reicht ein Satz von Hel ligkeitsparametern h ufig aus die Helligkeitsentwicklung ber die gesamte Sichtbarkeit hinweg befriedigend beschreiben zu k nnen F r die Entscheidung zwischen einer oder zwei Parameter s tzen ist es hilfreich mo und n einmal f r die gesamte Sichtbarkeit zum anderen f r die Zeit vor und nach dem Perihel getrennt zu errechnen und die sich daraus ergebenden Helligkeitskurven mit den beobachteten Helligkeiten zu vergleichen Der Verlauf der heliozentrischen Helligkeit gibt schlie lich
6. 2 2 2 2 Comm Zahl der Quanten in cm s f r einen G2 Stern der 0 Gr e au erhalb der Atmosph re 2 ae 2 2 a8 ae as a SMG ER ie aa aed A Leuchtdichte des Himmelshintergrunds 2 2 22 22 onen Festlegung eines geeigneten Array Koordinatensystems f r Positionsbestim TNUNGEN Art ces So eek an de aan Ar rate ae de ats Series pacha te aarti ay os P Schaumasse 19922 ac wee ee ewe RE ROR a ai Spektrale Durchl ssigkeiten fir UBV Filter 0 Schematische Darstellung normierter Transmissionskurven der BVRI Filter Normierte Empfindlichkeitskurven 02 2 000000048 Schematische Darstellung von Transmissionskurven verschiedener Ordnungen eines Interferenzfilters 2 222 22m oo Transmissionen der Str mgren vby Filter 2 0 000 Wegstrecke eines Lichttrahls abh ngig von der Zenitdistanz Schematische Darstellung einer Bouguerschen Geraden Bestimmung der Transformationskoeffizienten f r das V Band Diaphragma Methode der Aperture Photometrie zur Bestimmung des Signals eines Objektes 2 a Spektrum des Kometen Kohoutek und die B nder des IHW Systems Festlegung der Diaphragmagr e mit Hilfe eines xz Querschnitt Plots 1x ix 7 27 7 28 7 29 7 30 7 31 1 32 7 33 7 34 7 35 7 36 7 37 8 1 8 2 8 3 8 4 8 5 8 6 8 7 8 8 8 9 8 10 8 11 8 12 9 1 Abbildungsverzeichnis Synthetisches 40 x 40 Pixel Diaphragma
7. 211 Gitterspektrograph YASSP3 ww ww CC une 212 Definition der Keplerschen Bahnelemente 204 227 Tabellenverzeichnis xi Tabellenverzeichnis 3 1 3 2 6 1 6 2 6 3 7 1 12 73 71 4 7 5 7 6 717 8 1 8 2 8 3 9 1 Geeignete Instrumente und Atlanten fiir die Kometenbeobachtung 43 Visuelle Kometenbeobachtungen nach VdS Schema Beispiel 33 Aufnahmebrennweite und Bildfeld in Grad 2 2 2222202 107 Photographische Kometenbeobachtungen nach VdS Schema Beispiel 131 Code f r die G te einer Aufnahme 2 2 oc n nn 131 Auswahl von Daten zu bekannten CCD Kameras 2 2 22 22 148 Abgesch tzte Signal Rausch Verh ltniswerte f r bestimmte Integrationszeiten 156 Ergebnis einer Koordinatentransformation zur Positionsbestimmung des Kome ten P Schaumasse oo a toe ccia ra ee G 159 Effektive Wellenl nge und Halbwertsbreiten der UBVRI Filter 163 CCD Filterkombinationen f r das UJBVRI System 2 222222 2 20 164 Definition der IHW B nder 2 2 2 2 comme 176 Tabellenanhang Abgesch tzte Signal Rausch Verh ltniswerte 189 Auswahl der wichtigsten Emissionslinien 00 208 Dispersionsformel nach Hartmann Beispiel 217 Kometen Emissionsbanden 2 222 2m nn nn 220 Parameter zur Berechnung der rechtwinkligen Sonnenkoordinaten 235 xi 1 Geschichte der Kometenforschung H L Neumann 1
8. Tab 7 3 Ergebnis einer Koordinatentransformation zur Positionsbestimmung des Kometen P Schaumasse am 29 12 92 um 20 8870 UT mit Hilfe des FOTO Programms von Montenbruck 1990 effektive Brennweite und Abbildungsmassstab F 1780 90 mm m 115 82 mm Name x mm y mm RA DEC Fehler Stern00001 0 557 2 030 3h39 08 2 20 59 21 0 2 7 Stern00002 2 139 0 937 3 38 44 9 20 58 00 7 1 5 Stern00003 2 010 0 170 3 39 18 0 20 54 45 7 0 4 Stern00004 2 482 1 088 3 38 40 1 20 54 15 1 1 4 Stern00005 0 649 0 848 3 39 07 8 20 57 04 5 2 9 Schaumasse 1 010 1 526 3 38 54 8 20 58 49 3 Array Mitte 0 000 0 000 33901 62 20 55 38 4 f r die Astrometrie durchgef hrt werden Bekannte Programme sind z B Astrometrica von Herbert Raab aus Linz und CCD Astronomy von John Rogers Diese Programme haben zudem den Vorteil die Auswertungen automatisch in einem Standardformat auszugeben falls eine elektronische bermittlung e mail der Auswertungen an das Minor Planet Center angestrebt wird Informationen zur bermittlung von Auswertungen und zu den Listen von bekannten Kometen und Asteroiden in einem interessierenden Himmelsauschnitt k nnen im Internet http www minorplanetcenter org iau mpc html erhalten werden 7 5 Photometrie von Kometen 7 5 1 Vorbemerkung Das Signal S eines Objekts ist unter gewissen Vorausetzungen direkt proportional der zugeh ri gen Bestrahlungsst rke E Aus diesem Grund k nnen Aufnahmen elektronisch
9. 7 3 Die Me genauigkeit von CCDs Ein Objekt mit einem kleinen Signal Zahl der erzeugten Photoelektronen ist auf einer Auf nahme dann registrierbar wenn das Signal S merklich gr er als das vorhandene Rauschen N ist Dabei versteht man unter dem Rauschen die statistische Schwankung eines Signals was bei Durchf hrung einer Me reihe der Standardabweichung o des Signals entspricht Buil 1991 Henden et al 1991 Das Rauschen ist sowohl instrumentell wie auch au erinstrumentell bedingt Das Signal Rauschverh ltnis S N ist sowohl ein Ma f r die Registrierbarkeit als auch f r die Me genauigkeit Ein schwaches Signal gilt nur dann als signifikant wenn das Signal gr er als 30 ist d h wenn gilt 23 z Das Rauschen hat verschiedene Ursachen Die wichtigsten Beitr ge sind e das Photonenrauschen sowohl vom Objekt als auch vom Himmelshintergrund e das thermisches Rauschen vom Dunkelstrom e das sogenannte Ausleserauschen Readout noise durch die Elektronik Im folgenden werden diese einzelnen Beitr ge n her erl utert 7 3 1 Photonenrauschen Die spontane Emission von Photonen durch eine Lichtquelle erfolgt nicht gleichm ig Zum einen werden Photonen in Wellenz gen emittiert Zum anderen geschieht die spontane Emission zu einem f r den Beobachter nicht vorhersagbaren Zeitpunkt Als Folge kann nur mit Hilfe statistischer Gesetze angeben werden wieviele Photonen innerhalb der Me zeit eintreffen Die zugeh ri
10. Lichtstrahl Abb 8 7 Dreiteilliges Geradsichtprisma nach Amici A Kronglas B Flintglas Quelle Wikipe dia Urheber Patrick Klitzke In dem hier beschriebenen Selbstbauspektrographen Abb 8 5 und 8 8 wurde ein sol ches dreiteiliges Amici Prisma mit einer partiellen Winkeldispersion f amp 4 35 ver baut Die Abbildungsoptik Hier kann ein gew hnliches D SLR Kamera Objektiv verwendet werden Zoomobjektive haben zwar den Vorteil dass man die Spektrumsl nge leicht ver n dern k nnte da sie aber mehr Linsengruppen aufweisen als Objektive mit fester Brennwei te und dazu noch schwerer sind sollte man zur Vermeidung weiterer Lichtverluste darauf verzichten Vorteilhafter ist es dass Kameraobjektiv nicht fest an oder in den Spektrogra phen zu bauen so dass es gegen andere Objektive mit fester Brennweite ausgetauscht werden kann Der Detektor F r die Aufnahme des Spektrums kam fr her der photographische Film zum Einsatz Heute wird es eine Digitalkamera DSLR Astro CCD oder ggf eine hochemp findliche Videokamera sein Die Bandbreite erh ltlicher und verbreiteter Kameras ist inzwi schen so gross dass hier nicht weiter darauf eingegangen oder gar eine Empfehlung gegeben wird Geh use und Aufbau Die gesamte Anordnung mu stabil und lichtdicht in ein Geh use eingebaut werden Dabei sollte man ber cksichtigen dass alle Komponenten justiert werden Bezogen von der Firma Spindler amp Hoyer
11. Ry n3 43e3 R3 10 18 Multiplizieren wir 10 17 vektoriell mit r bzw r3 finden wir r Xi 73 r X43 bzw rp X 3 n r X43 und somit schlieBlich _ ro xr3 _ i xr ny bzw nz 10 19 ry x r3 ry xr das hei t n und n3 sind die Verh ltnisse der Dreiecksfl chen die von je zwei Ortsvektoren aufge spannt werden Diese Verh ltnisse durch bekannte Gr en auszudr cken bzw zu approximieren ist Inhalt des n chsten Abschnitts 10 5 2 Die Dreiecksfl chen als Funktion der Zeit Die unbekannten Verh ltnisse der Dreiecksfl chen sollen nun durch die zugeh rigen Zwi schenzeiten t3 t2 t3 t t2 ti ausgedr ckt werden Dazu gehen wir wiederum vom 2 Keplerschen Gesetz aus der Fahrstrahl Ortsvektor r berstreicht in gleichen Zeiten gleiche Sektorfl chen das hei t d h Tepe gt fas cf dt dt ti Die Konstante C ist hier nicht von weiterem Interesse aber sie wird plausibler weise von der Bahnform und gr e abh ngen Die ausgef hrte Integration liefert dann S C n t Der Fl cheninhalt des von den beiden Ortsvektoren rj t 1r2 t2 eingeschlossenen Kegel schnittsektors ist aber bei kleinen Zwischenzeiten kleinem Bahnbogen nur geringf gig 7Unter Beachtung von r x r 0 252 10 Bahnbestimmung und verbesserung gr er als der Fl cheninhalt des zugeh rigen Dreiecks D lri xr sr nsin va v1 Dabei ist v die wahre Anomal
12. V Katalog des Objekts bestimmt wird Nur bei bekanntem B V Katalog kann mit Gleichung 7 30 Vkataiog des Objekts ermittelt werden Die Transformationskoeffizienten und u stellen zeitlich relativ konstante Werte dar Sie k nnen ber einen l ngeren Beobachtungszeitraum verwendet werden Sie werden in der Regel nur wenige Male im Jahr gemessen Dagegen sind die Nullpunktskonstanten in jeder Nacht neu zu bestimmen Die Standard und Vergleichssterne k nnen beispielsweise folgenden Katalogen entnommen werden e UBV Standard Field Stars Johnson UBV Standard Clusters North Polar Sequence Stars Henden Kaitchuck 1990 e UBVRI Photometric Standard Stars Around The Celestial Equator Cousins System Landolt 1983 e Astronomical Data Center Selected Astronomical Catalogs Vol 1 und 2 CDROM u a mit photometrischen Datenbanken wie z B der Katalog zum uvby System ber 44 000 Sterne der UBV Photoelectric Photometry Catalogue ber 87 000 Sterne der Photoelectric Photometric Catalogue in the Johnson UBVRI System ber 6 800 Sterne der Photometric Guide Star Catalogue GSPC u a m Viele Kataloge enthalten statt Koordinaten das Mermilliod Numerierungssystem mit dem das Objekt z T ber die HD oder BD Nummer identifiziert werden kann Mermilliod 1978 7 5 3 Die Beobachtungstechniken Das Signal eines Sterns bzw Objekts wird unter Verwendung eines Diaphragmas bestimmt wo bei der Durchmesser so zu w hle
13. e das integrale Sternlicht kombinierter Effekt e das zodiakale Licht 7 3 Die Me genauigkeit von CCDs 147 e die Aurora Lichtemission energetischer Teilchen entlang magnetischer Feldlinien e der Airglow photochemische Prozesse Daneben wird der Himmelshintergrund durch terrestrische St rlichter mitbestimmt Al le diese Beitr ge erzeugen ein Signal fpinrergrund Das Rauschen wird wie folgt defi OHintergrund SHintergrund 7 3 7 3 3 Thermisches Rauschen niert Der Dunkelstrom Jp tr gt ebenfalls zum Gesamtrauschen bei Bei thermoelektrischer K hlung kann das thermische Rauschen im allgemeinen nicht vernachl ssigt werden Bei Abk hlung verringert sich der Dunkelstrom pro 10 C um den Faktor 3 Das thermische Rauschen ist definiert durch OThermal noise V 1D t NPixel 7 4 Hierbei ist Jp der Dunkelstrom in e Pixel s t die Integrationszeit in s und n die Zahl der relevanten Pixel f r das Signal Bei der ST 4 betr gt der Dunkelstrom 500e Pixel s bei 25 C Umgebungstemperatur Schwartz 1993 Dies entspricht am CCD Baustein einer Temperatur von etwa 5 C Dagegen ist der Dunkelstrom bei der ST 6 mit 30e7 Pixel s bei 20 C wesentlich niedriger Schwartz 1993 F r einige CCD Kameras sind in Tabelle 7 1 die Dunkelstr me angegeben 7 3 4 Readout noise K hlt man den CCD Baustein soweit herab da das thermische Rauschen vernachl ssigt werden kann verbleibt ein instrumentelles Rauschen bedi
14. 10 23 Bei gleichen Zwischenzeiten ist die N herung sogar von 2 Ordnung 0Die Bahnbestimmung ist prinzipiell dennoch m glich da wir bei drei vollst ndigen Beobachtungen und f nf zu bestimmenden Gr en eine berz hlige Information haben Vgl etwa Bauschinger 1928 S 372ff 254 10 Bahnbestimmung und verbesserung wenn der Winkel r r3 v3 v1 lt 180 Unser Ziel ist einen N herungswert f r Ay zu berechnen Daher l sen wir die Gleichung nach der Sehne sz auf und erhalten diese als Funktion von r r3 und 7 Sd Z S2 fo r r3 Der Index d soll auf die dynamische Definition verweisen Nach dem dreidimensiona len Lehrsatz von Phytagoras l t sich diese Sehne aber auch rein geometrisch berechnen durch 2 s r3 n 3 1 03 71 z3 z1 Verwenden wir wiederum unsere bekannten Ausdr cke fiir rj r3 r Aye R und r3 A3e3 R MAje3 R 10 24 so folgt dann r3 r Me e A R3 R Sq r3 r1 Mes e1 A 2 Mez e1 R3 R A R3 Ri was sich in der einfachen Form 5g g 2ghcos A h At 10 25 schreiben l t mit 2ghcos x 2 Me3 e Rs R Durch Einsetzen der Ausdr cke f r r r3 sg in 10 23 erhalten wir eine Gleichung mit ei ner Unbekannten A Die elementare Aufl sung nach A ist aber sehr unbequem Einfacher ist es mittels regula falsi zu l sen
15. 93P Lovas 1 96P Machholz 1 99P Kowal 1 102P Shoemaker 1 105P Singer Brewster 108P Ciffreo 111P Helin Roman Crockett 114P Wiseman Skiff 117P Helin Roman Alu 1 120P Mueller 1 123P West Hartley 126P IRAS 129P Shoemaker Levy 3 132P Helin Roman Alu 2 135P Shoemaker Levy 8 138P Shoemaker Levy 7 141P Machholz 144P Kushida 147P Kushida Muramatsu 150P LONEOS 282 D Email Format der FG Kometen f r visuelle Beobachtungen D Email Format der FG Kometen f r visuelle Beobach tungen Visuelle Beobachtungen k nnen der VdS Fachgruppe Kometen mittels des Beobachtungsbogens Anhang F oder via Email bermittelt werden Die aktuelle Adresse kann den WWW Seiten der FG Kometen entnommen werden siehe Anhang B Sofern die technischen M glichkeiten f r die Email bermittlung vorhanden sind sollte diese Art der Datenweitergabe gew hlt werden da sie eine wesentlich effektivere Datenverarbeitung ohne erneute Dateneingabe erm glicht Nachfolgend wird das hierf r zu verwendende pro Datenzeile 101 Spalten umfassende erwei terte ICO Format mit einer Erl uterung der einzelnen Felder vorgestellt Direkt darunter findet man zwei Beispiele Zu beachten ist insbesondere da f r alle auch ganze Zahlen der jeweilige Dezimalpunkt f r die Positionierung ma gebend ist 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 1234567890123456789012345678901234567890123456789012345678901234567890123456789012345678901 IIIYYYYMnL JJJJ MM DD DDdeM mm m rfAAA ATF VVVV gt dd ddnDC gt t
16. Andreas Kammerer Mike Kretlow Kometen beobachten Ausgabe M rz 2010 Kometen beobachten Praktische Anleitung f r Amateurbeobachter Andreas Kammerer Mike Kretlow 2 berarbeitete und aktualisierte Ausgabe 2010 Unter Mitarbeit von Matthias Achternbosch Otto Guthier Jost Jahn Stefan Korth J rgen Linder Hartwig L then Michael M ller Hans Ludwig Neumannf Hinweis Diese Dokumentenversion ist eine gegen ber V1 0 und dem gedruckten Buch 1998 aktua lisierte und berarbeitete Version Weitere Aktualisierungen und Erweiterungen werden in unregelm igen Abst nden wiederum als PDF Dokument im Internet http kometen fg vds de veroeff htm frei verf gbar sein Hinweise und Vorschl ge seitens der Leser sind sehr willkom men Lizenz Dieses Dokument darf nur unver ndert und kostenlos weiter gegeben bzw zur Verf gung gestellt werden Die kommerzielle Nutzung auch von Teilen des Inhaltes bedarf aber der Zustimmung der Herausgeber Das Copyright liegt weiterhin bei den Autoren und Herausge bern Versionshistorie V1 0 09 06 2007 Initialversion inhaltlich fast unver nderte Buchversion V2 0 22 03 2010 Aktualisierte amp berarbeitete Version Vorwort Kometen diese oftmals unerwartet auftretenden zeitweise gr ten Objekte am Nachthim mel haben die Phantasie der Menschen schon immer besch ftigt Zwar haben die Schweifs terne heutzutage ihre Rolle als Verk nder kommender haupts chlich sch
17. Bemerk benutzter Film Belichtungszeit in Minuten allgemeine Bemerkungen wie G te der Aufnahme siehe Tabelle 6 3 St reinfl sse siehe Anhang E Hinweis auf n here Strukturbeschreibungen Code Bedeutung gute Nachf hrung und Sch rfe amp Linder 1988 geringe Nachf hrfehler gute Sch rfe aoe geringe Nachf hrfehler Unsch rfe gr ere Nachf hrfehler Unsch rfe Pure Tab 6 3 Code f r die G te einer Aufnahme Celnik Bez glich der Filmentwicklung gen gt ein Hinweis f r alle Aufnahmen am Ende der Tabelle Sofern Aufnahmen Strukturen Schweifkondensation Streamer Jets usw zei gen sollten genauere Angaben ber diese auf einem gesonderten Blatt gemacht wer den 6 9 Photographische Kometensuche Das Ehepaar Shoemaker durchmustert mit dem Palomar Schmidtspiegel systematisch den Himmel auf der Suche nach erdnahen Asteroiden und Kometen Sie sind neben J V Scotti 132 6 Die photographische Beobachtung Hauptnutzer des Spacewatch Teleskops wohl die einzigen Profiastronomen die ihr Hauptau genmerk auf die Entdeckung von Kometen richten Auf diese Weise haben sie binnen kurzem sogar Herrn Bradfield bertrumpft und bislang weit mehr als 30 Kometen entdeckt Meist stolpern professionelle Astronomen ber Kometen sofern sich einer zuf llig auf der f r eine ganz andere Zielrichtung belichteten Photoplatte befindet Beispiele hierf r sind L Kohoutek von der Sternwarte Bergedorf oder R We
18. Das Objekt Signal Der Beitrag des Himmelshintergrundes iii 111 111 112 113 113 115 117 118 118 121 123 125 125 126 127 127 129 130 131 134 135 135 137 141 145 145 146 147 147 148 150 150 153 iii iv iv Inhaltsverzeichnis 7 3 6 3 Nachweisgrenze und Me genauigkeit 154 74 Astrometrie mit der CCD 2 2 on 156 7 5 Photometrie vonKometen 2 2 2 CC none 159 7 5 1 Vorbemerkung 2 22 nun 159 7 5 2 Grundlagen der Photometrie 2 22 mon n nen 160 7 5 2 1 Helligkeitssysteme 2 2 2222 nun 162 7 5 2 2 Datenreduktion 2 2 2222 nun 168 7 5 3 Die Beobachtungstechniken 2 2 2 2 22m nennen 172 7 5 3 1 Differentielle Photometrie 2 2 2 22 n nennen 174 7 5 3 2 Allsky Photometrie 2 22222 175 7 5 4 Kometenphotometrie in der Praxis 2 2222 176 7 6 Grundz ge der Bildverarbeitung 2 2 2 2 C onen 180 Spektroskopie 195 8 1 Einleitung Sans a as Be 195 8 2 Einf hrung in die Physik der Kometen 2 2 2 2 n none 196 8 3 Spektrographen 22220 msn nenn 198 8 3 1 Bau eines Spaltspektrographen 2 222 201 8 4 Die spektroskopische Beobachtung eines Kometen 207 8 5 Auswertung der Spektren 2 2 2 m nn nn 210 8 5 1 Software zur Bildverarbeitung und Spektren Reduktion 211 8 5 2 Bearbeitung der Rohbilder 2 2 214 8 5 3 Wellenl ngenkalibrierung 2 2 222m onen 215 8
19. Film Beobachtungsort und Name sowie Adresse des Pho tographen 6 8 2 Helligkeit Bis heute ist es nicht gelungen die Helligkeit eines auf einer Photographie ausgedehnt abge bildeten Kometen befriedigend zu bestimmen Daher ist es ausreichend die Helligkeit grob auf eine bis maximal eine halbe Gr enklasse genau abzusch tzen Die einzige M glichkeit diese Gr e photographisch genauer bestimmen zu k nnen besteht darin den Kometen durch Verwendung einer kurzen Brennweite sternf rmig abzubilden Dies wird aber nur bei einer Minderheit der Schweifsterne gelingen Im Fall eines punktf rmigen Kometen m glichst mit einer Me lupe pr fen kann die Hellig keit durch Ausmessen der Durchmesser der Bilder von Komet und einigen bekannten Sternen 6 8 Auswertung der Aufnahmen 127 bestimmt werden Dabei ist aber darauf zu achten da erstens eine gr ere Zahl an Vergleichs sternen benutzt wird und zweitens die Spektralklassen der Vergleichssterne zwischen A und G liegen Eine einfache Methode ist hierbei die Durchmesser auf der x und die zugeh rigen Helligkeiten auf der y Achse eines Diagramms einzutragen ber eine Ausgleichskurve kann die Helligkeit des Kometen dann bestimmt werden Eine weitere M glichkeit anwendbar bei Dias und Negativen wurde von Alt amp Koch 1975 beschrieben Hierbei wird der Lichtstrom gemessen den die Vergleichssterne und der Komet jeweils auf eine Leinwand senden 6 8 3 Komadurchm
20. e bei Durchf hrung der Aperture Photometrie ab Bei Kometen interessieren die Kernhelligkeit die Helligkeit der Koma und die Gesamthelligkeit einschlie lich Schweif Zur Messung der Gesamthelligkeit fehlen im allgemeinen die n tigen Bildverarbeitungsprogramme So sollte die genaue Kontur des Kometen in Form von Isolinien dargestellt werden k nnen um die relevante Fl che f r die Auswertung bestimmen zu k nnen Solche Auswertungsm glichkeiten sind bislang nur in der professionellen Astronomie m glich F r Details zur Photometrie von Kometen siehe A Hearn 1983 Kern und Komahelligkeiten k nnen im Mittel und Breitbandbereich z B Kron Cousins System bestimmt werden Hier ergibt sich das Problem der richtigen synthetischen Diaphrag magr e Mit Hilfe zweidimensionaler Schnitte k nnen die Grenzen der u eren Koma ge gen ber dem Himmelhintergrund wie in Abbildung 7 26 dargestellt bestimmt werden Man kann auch die Gr e des Diaphragmas variieren und den Einflu auf das Gesamtsignal unter suchen Bei der Ver ffentlichung der Ergebnisse ist immer die zugeh rige Diaphragmagr e anzugeben F r die Aperture Photometrie k nnen die meisten Bildverarbeitungsprogramme nur quadratische Diaphragmen mit kleinem Durchmesser erzeugen Es existieren aber seit 1994 Bildverarbeitungsprogramme bzw photometrische Reduktionsprogramme die f r die Aperture Photometrie geeignet sind z B das Programm CCDIR von Unified Sofware S
21. he hb x ha except ZeroDivisionError print Uups Division durch Null l 0 return def print_result Linienwerte berechnen und ausgeben print print x Lambda for x in xc print 8 3f 7 2f x calc_wl x print print Weitere Werte berechnen Abbruch mit x lt 0 while True x float raw_input x Koordinate if x lt 0 break print t x 0 3f gt Wellenlaenge 7 2f x calc_wl x def do_test global xc wl Beispielwerte aus D Goretzki VdS Journal Nr 6 2001 83ff xc 1778 134 580 989 147 056 1189 034 821 994 416 024 213 014 wl 4861 33 3970 07 3770 63 4340 47 4101 74 3889 05 3797 90 print print Test Fall hartmann print n n print x lam theo lam ber Diff print n for i in range len xc I calc_wl xc i print 8 3f 7 2f 7 2f 0 2f xc i wi i abs wi i if _ name_ __main__ print n print Dispersionsrelation nach Hartmann berechnen print s do_test if len sys argv in_file str sys argv 1 print print Berechnung fuer Daten aus Datei in_file Literaturverzeichnis 223 read_data in_file else print Keine Datendatei angegeben print print Drei x lambda Werte eingeben print d for i in range 3 s raw_input x lamba a b str split s a b xc append float wl append float hartmann print_result
22. i e q und T des Kometen Bekannt ist ferner die Schiefe der Ekliptik zum quinoktium amp 1950 0 23 44578787 und 2000 0 23 4392911 gem der IAU Berechnet werden soll die Position des Kometen zum Zeitpunkt t umgerechnet in das Julianische Datum 9 5 1 Berechnung der Gau konstanten Zun chst werden die Gau konstanten P Py P und Qy Qy Qz berechnet Diese Rech nung mu f r einen vorliegenden Satz von Bahnelementen nur einmal durchgef hrt wer den P cos cos Q sin sin Q cosi 9 49 H cos sinQ sin cos Q cosi 9 50 H sin sini 9 51 Q sin cos Q cos sin Q cosi 9 52 H3 sin sin cos cos Q cosi 9 53 H4 cos sini 9 54 P H cose Hz sine 9 55 P H cos Hj sine 9 56 Qy H3 cos H4 sin 9 57 Q H4 cos H3 sine 9 58 9 5 2 Ephemeridenrechnung bei elliptischen Bahnen Zun chst wird die gro e Halbachse a berechnet a iz 9 59 sowie die mittlere Anomalie M k M 3 t T 9 60 9 5 Die Ephemeridenrechnung 237 Dabei ist k die sog Gau sche Konstante der Theoria motus Sie betr gt k 0 01720209895 im Bogenma rad 9 61 k 0 985607669 im Gradma 9 62 Es folgt jetzt wieder die Aufl sung der Keplergleichung wie wir sie bereits bei der Bestimmung der Sonnenkoordinaten besprochen haben Statt der einfachen Iteration 9 33 wird nun aller dings das Newton Verfahren verwendet Dies erfordert
23. Aufnahme M Achternbosch Beobachtung schw cherer Kometen sehr geeignete Detektoren die besonders hohe Empfindlich keit im roten Wellenl ngenbereich und im nahen Infrarot k nnen ausgenutzt werden Kometen auch am aufgehellten Himmel zu detektieren Zudem k nnen durch geeignete Bildverarbeitung schw chere Details und Strukturen sichtbar gemacht werden Mit Hilfe von Bildverarbeitungs programmen lassen sich Kometen einfach vermessen und ihre Position sowie die Positionswinkel von Schweifen sehr exakt bestimmen Weiterhin k nnen photometrische Bestimmungen von Kern und Komahelligkeiten in geeigneten photometrischen Systemen durchgef hrt werden Die CCD stellt somit f r den Kometenbeobachter ein leistungsf higes Instrument mit erweiterten M glichkeiten der Beobachtung und Auswertung dar 7 1 Einleitung 137 7 1 1 Aufbau und Funktionsweise der Kamera Im folgenden wird eine kurze Einf hrung in den Aufbau des Detektors gegeben Die CCD stellt ein elektronisches Aufnahmematerial aus Halbleitermaterialien dar dessen lichtempfindliche Fl che rasterf rmig aus Zehntausenden bis Millionen von Bildelementen engl Pixel aufgebaut ist Die Absorption von Photonen in den Bildelementen f hrt zur Freisetzung im Valenzband gebundener Elektronen innerer Photoeffekt die bei diesem Proze in das Leitungsband ber f hrt werden nur Elektronen im Leitungsband k nnen mit Hilfe einer Potentialdifferenz angelegter Spannung transportiert werde
24. F r die extraterrestrische Leucht dichte Fl chenhelligkeit des Nachthimmels wird ein Stern der scheinbaren Helligkeit m pro Quadratbogensekunde arcsec angenommen Geyer 1984 Die scheinbaren Helligkeiten sind f r verschiedene Nachtsituationen in Abbildung 7 13 angegeben Manfroid et al 1992 Die Zahl der Quanten kann aus dem Sternsignal S der 0 Gr e abgesch tzt werden Buil 1991 1 EHintergrund x timer SO 7 12 10 F r eine mondlose Nacht mit 20 arcsec 2 ergibt sich f r den Wellenl ngenbereich 4000 10000A ca 1 107 Quanten cm arcsec s und im V Band ca 1 1073 Quanten cm arcsec s 154 7 Die CCD Beobachtung D mmerung Mondst rung klare Nacht extrem klare Nacht 13 15 17 19 21 23 miaresec Abb 7 13 Leuchtdichte des Himmelshintergrunds in Helligkeit pro Quadratbogensekunden in Abh ngigkeit von der Nachtsituation Das resultierende Signal nach einer Integrationszeit t f r den Himmelshintergrund l t sich folgenderma en absch tzen Buil 1991 2 SHintergrund I agpmergrind Pixel Y Sot A 7 13 0 2 5 Da sich die Leuchtdichten auf einen Raumwinkel von 1 arcsec 2 beziehen mu die dem Ob jektsignal zugeh rige Fl che ber cksichtigt werden y ist die Fl che eines Bildelements in Quadratbogensekunden und pixe ist die Zahl der Bildelemente ber die sich das Si gnal erstreckt ist die Integrationszeit y kann auf folgende Weise berechnet werden Buil 1991 _ 425
25. bis 0 01 sein k nnen Die Methode eignet sich beson ders f r die berwachung von Ver nderlichen oder f r die Bestimmung von Planetoiden Lichtkurven Ihr Vorteil ist die schnelle unkomplizierte Helligkeitsbestimmung ohne Extink tionskorrektur bei der oft auf eine Transformation in ein Standardsystem verzichtet werden kann Man kann die scheinbare Helligkeit am besten ber die Nullpunktskonstante amp gem Glei chung 7 32 ermitteln Buil 1991 MReferenz 2 5 log fs fB Referenz 7 32 Hier sind fs und fg die instrumentellen Signale f r Referenzstern bzw Hintergrund F r die gesuchte Helligkeit des Objekts gilt dann Mop jekt 2 5 log fs fB on jek 7 33 Bei dieser Methode ist die Genauigkeit allerdings eingeschr nkt da nur ein Referenzstern verwendet wird Genauere Ergebnisse lassen sich nur mit Hilfe der Transformation der instru mentellen Helligkeiten in das Standardsystem erzielen 7 5 Photometrie von Kometen 175 7 5 3 2 Allsky Photometrie Die differentielle Photometrie hat den Nachteil da sie nur Helligkeitsdifferenzen bestimmen kann Die tats chlichen Helligkeiten von Objekten k nnen nur mit der Allsky Photometrie erhalten werden Die Methode wird vor allem dann angewendet wenn in der direkten N he des Objekts keine Vergleichssterne vorhanden sind Die Helligkeit des Objekts wird mit Hilfe von Standardsternen bestimmt Zu diesem Zweck werden Objekt und Standardsterne belieb
26. et al 1972 Ultraviolet Observations of Comets In The Scientific Results from the Orbiting Astronomical Observatory NASA SP 310 Washington 13 D rffel G S 1681 Astronomische Betrachtung des Gro en Cometen Plauen 14 Dorschner J amp M ller R 1983 Georg Samuel D rffel ein fast vergessener Astronom des 17 Jahrhunderts Die Sterne 59 259 15 Finson amp Probstein 1968 A Theory of Dust Comets Astrophys Journal 154 327 16 Fischer D 1994 Jupiter Sturz bertraf alle Erwartungen Sterne und Weltraum 32 680 685 17 Fischer D 1995 Ein Jahr nach dem Kometen Crash Sterne und Weltraum 33 712 719 18 Gingerich O 1977 Tycho Brahe and the Great Comet of 1577 Sky and Telescope 54 452 19 Grieser M 1985 Die Kometen im Spiegel der Zeiten Hallwag Bern Stuttgart 20 Grothens H G 1993 Aktivit t in Kometen Sterne und Weltraum 32 596 600 688 693 16 Literaturverzeichnis 21 Halley E 1705 Astronomiae Cometicae Synopsis Phil Transac London 22 Hein O amp Kastl H 1967 Zur Geschichte der Kometen Astronomie Sterne und Welt raum 6 Hefte 8 12 23 Hevelius J 1668 Cometographia Danzig 24 Hooke R 1705 Opera posthum London 25 Kepler J 1619 De Cometis Augsburg 26 Meyer M 2003 New Groups of Near Sun Comets International Comet Quarterly Vol 25 No 3 115 122 27 pik E 1932 Note on Stellar Perturbations of Nearly Para
27. fachastronomischer Seite her nachgewiesen wurden Wie der Autor wiederholt zeigen konnte z B Kammerer 1989 1992 und Abb 5 13 trifft dies f r die gewichteten gleitenden 3 Tages Mittel zu Komet Tanaka Machholz 1992d Helligkeitsverlauf 34184 35 185 26 17 6 1992 zml fy eps N in m Abb 5 13 Helligkeitsentwicklung des at i 0 Kometen Tanaka Machholz 1992d a pH ometen Tanaka EN Heke selektierte Einzelsch tzungen b ge gm oy wichtete gleitende 3 Tages Mittel Erst die Mittelwerte best tigen zweifelsfrei m den am 9 Mai 1992 beobachteten ra 10 P i schen Helligkeitsanstieg des Kometen ak a a a aa mit einer Amplitude von 1 2 Bez g lich der Bedeutung der Symbole siehe ieee Abb 5 12 Eine weitere Problematik von Mittelwerten liegt im Informationsverlust Dieser ist in der Haupt sache fiir Fehl und Uberinterpretationen verantwortlich und sollte daher m glichst klein gehalten werden Um dies zu erreichen mu neben den Mittelwerten stets zus tzlich die Standardabwei chung und die Anzahl der in den Mittelwert eingegangenen Sch tzungen angegeben dargestellt 100 5 Die Auswertung visueller Kometenbeobachtungen werden Letztere Angabe ist sehr wichtig da eine kleine Standardabweichung nur dann auch eine hohe Verl lichkeit besitzt wenn sie aus einer gro en Zahl an Beobachtungen resultiert Ein Anstieg der Mittelwerte bei gleichzeitig kleiner Standardabweichung kann z B von wenig
28. heute Linos Photonics 206 8 Spektroskopie m ssen Je nach optischen Parametern kann der Spektrograph f r eine lineare Anordnung zu lang werden Der Okularauszug der meisten Amateurteleskope w re berlastet Die in Abb 8 5 gezeigte abgewinkelte Anordnung bietet den Vorteil dass man an einem der g ngigen Schmidt Cassegrain Teleskope den Spektrograph stehend montieren und mit einer oben am Teleskoptubus angebrachten Schiene zus tzlich befestigen kann so dass der Okularauszug entlastet wird Da die meisten Teleskope dieser Bauart eine Hauptspiegelfokussierung besitzen kann diese Befestigung starr geschehen Bei einem Newton Teleskop kann der Spektrograph huckepack montiert werden bei einer Okularschlittenfokussierung wie in Abb 8 8 zu sehen wiederum starr Ist ein drehbarer Spalt vorgesehen um ihn z B senkrecht zur Schweifrichtung einzustellen mu das Prisma oder besser noch die gesamte Einheit Prisma Abbildungsoptik Kamera gedreht werden k nnen damit die Dispersionsrichtung immer senkrecht zum Spalt steht Abb 8 8 Ansicht des im Text beschriebenen Spaltspektrographen huckepack montiert auf einem 300 mm f 4 8 Newton der Sternwarte an der Universit t Gesamthochschule Siegen Man erkennt unten den Oku larschlitten auf dem sich z Zt noch ein Feintriebokularauszug befindet Aufgesetzt ist der Spektrograph Nach links ragt die Mikrometerschraube f r den verstell und drehbaren Spalt heraus Rechts e
29. tzungen zustande kommen Diese ber geeignete Verfahren zu verringern und damit die Aussagekraft der Aus wertung visueller Kometensch tzungen zu erh hen wird in der Zukunft eine wichtige Aufgabe sein 102 Literaturverzeichnis Literaturverzeichnis N 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Bobrovnikoff N 1947 Observation of the Brightness of Comets Popular Astronomy 49 No 9 Bouma R J 1987 Die Lichtkurve von P Halley Eine Auswertung aus Amateurbeobach tungen Kometen Planetoiden Meteore 5 30 37 Green D W E amp Morris C S 1987 The visual brightness behavior of P Halley during 1981 1987 Astron Astrophys 187 560 568 Edberg S J amp Morris C S 1986 Observational Factors affecting Studies of Comet P Halley s visual light curve International Halley Watch Jet Propulsion Laboratory California Institute of Technology H bner W F 1965 ber die Gasproduktion der Kometen Zeitschrift f r Astrophysik 63 22 34 Kammerer A 1988 Der Periheldurchgang des Kometen P Halley 1985 86 Auswer tung aller bei der VdS Fachgruppe Kometen eingegangenen visuellen Beobachtungen Sterne und Weltraum 27 Teil 1 466 470 Teil 2 608 613 Kammerer A 1992 A new approach to the analysis of visual comet observations In Proceedings of the First Meeting of European Planetary and Cometary Observers MEPCO 92 Kammerer A 1993 Das Monsterkometle
30. viele der Beobachtungen erkl ren konnte und es gestattete Vorhersagen ber das Aussehen von Kometenschweifen zu machen Finson amp Probstein 1968 Schon lange vorher war erkannt worden da die beobachteten Abweichungen der Staubteilchen von der Keplerbewegung im gemeinsamen Gravitationsfeld von Kometenkern und Sonne auf die Wirkung des Strahlungsdrucks zur ckzuf hren waren den das Sonnenlicht auf die Staubpartikel aus bt Finson und Probstein untersuchten die Bewegung von Teilchen unterschiedlicher Gr en die den Kometenkern mit einer angenommenen Anfangsgeschwindigkeit verlassen Aus den Bah nen berechneten sie die Partikelverteilung im Schweif und daraus Linien gleicher Helligkeit Der Vergleich z B an den Kometen Arend Roland und Bennett erbrachte eine beinahe vollst ndige bereinstimmung zwischen Beobachtung und Theorie Einer der Meilensteine in der bisherigen Geschichte der Kometenforschung war die Unter suchung des Kometen Halley durch f nf Raumsonden zwischen dem 6 und 13 M rz 1986 Viele der dargelegten Vorstellungen konnten best tigt werden Erstmals gelang es den Kern eines Kometen direkt zu sehen und die vorausgesagten Muttermolek le nachzuweisen Die Beobachtungsergebnisse best tigten viele der dargelegten Vorstellungen warfen aber auch neue Fragen auf Grothens 1993 Ein H hepunkt der Kometenforschung stellte im Juli 1994 das Eintauchen der Bruchst cke des Kometen P Shoemaker Levy 9 in die Jupiteratm
31. 1 Einleitung Das Erscheinen heller Kometen hat seit jeher die Menschen in Angst und Schrecken versetzt Anders als alle brigen Himmelsk rper sind sie weder vorhersagbar noch scheint ihre Bewe gung unter den Sternen an irgendwelche Regeln gebunden So zumindest mu es den fr hen Beobachtern vorgekommen sein wenn sie eine der auff lligen Erscheinungen verfolgt haben Das allen sonstigen astronomischen Erfahrungen widersprechende Verhalten hat dazu gef hrt da Kometen f r Gebilde der Erdatmosph re gehalten wurden Erst im 16 Jahrhundert begann die allm hliche Aufkl rung ihres wahren Wesens Die Geschichte der Kometenastronomie ist voll von Erkenntnissen Irrt mern und Aberglauben Noch im 18 Jahrhundert gibt es Flugschriften die den unheilbringenden Einflu eines Kometen verk nden Aber auch die moderne Zeit ist nicht frei von solchen Vorstellungen man denke doch nur an die Schlagzeilen in den entsprechenden Presseorganen aus Anla der Sichtbarkeiten der Kometen Kohoutek oder Halley Die Erscheinungsformen der Kometen sind ebenso vielf ltig wie die historischen Bezeichnungen f r diese Himmelserscheinungen Zum besseren Verst ndnis seien daher zu Beginn einige grundlegende Begriffe erl utert 2 1 Geschichte der Kometenforschung 1 2 Was ist ein Komet Schon sehr fr he Beobachtungsberichte von Schweifsternen unterscheiden die zwei wichtigs ten Teile des Kometenbildes das wir am Himmel beobachten k n
32. 12 14 Kammerer A 1993 Die Kometen des Jahres 1992 Kometen Planetoiden Meteore 8 62 65 Kammerer A 1996 The Brightness Evolution and Tail of Comet Hyakutake The Astronomer 33 86 89 Literaturverzeichnis 35 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 35 Kammerer A 1998 C 1996 B2 Hyakutake Der Gro e Komet des Jahres 1996 Sterne und Weltraum 37 374 382 Kammerer A 2000 Der Jahrhundertkomet Hale Bopp Sterne und Weltraum 39 Mai Aug 368 374 u 678 685 Kammerer A 2003 Der Komet Ikeya Zhang am Fr hlingshimmel 2002 Sterne und Weltraum 42 Nov 62 68 Kammerer A 2006 R ckblick auf den Winterkometen C 2004 Q2 Machholz Sterne und Weltraum 45 Mai 70 77 Kammerer A 2007 Der Gro e Komet 2007 C 2006 P1 McNaught Journal f r Astronomie 24 72 76 Kammerer A 2008 Der Super Ausbruch des Kometen 17P Holmes Journal f r Astro nomie 26 84 85 Kammerer A Celnik W et al 2002 Komet C 2002 C1 Ikeya Zhang Journal f r Astronomie 9 67 89 Kammerer A amp M ller M 1995 Die Kometen des Jahres 1994 Jahresbericht der VdS Fachgruppe Kometen Sterne und Weltraum 34 946 951 Kammerer A amp M ller M 1996 Die Kometen des Jahres 1995 Bericht der VdS Fachgruppe Kometen Sterne und Weltraum 35 950 953 Kammerer A amp M ller M 1996 Hyakutake Der Gro e Komet vo
33. 17 22 17 26 UT Neben der elongierten Koma sind der Haupt und der Gegenschweif erkennbar Kompositaufnahme mit Schmidtkamera 1 5 300 mm auf TP 2415 hyp Photo M J ger den Prognosen dann als 0 1 helles gro es Objekt am Himmel stehen und m glicherweise einen 20 40 langen wenn auch schwachen Schweif aufweisen Letzterer sollte erst in den Tagen vor dem Periheldurchgang eine gro e Fl chenhelligkeit erreichen Die Erwartungen waren entsprechend hoch w rde der Komet sie erf llen k nnen Die Erdpassage des Kometen gestaltete sich atemberaubend In den Tagen vor der gr ten Erdn he nahmen Helligkeit Komadurchmesser und Schweifl nge rasant zu Lag die Helligkeit am 15 3 noch bei 3 5 so waren es am 20 3 bereits 2 0 Der Komadurchmesser war in diesen f nf Tagen von 30 auf 60 der Schweif von 4 auf 15 angewachsen Bis zu seiner gr ten Erdn he am 25 3 stieg die Helligkeit auf 0 0 an der Durchmesser der stark kondensierten intensiv gr nlich leuchtenden Koma erreichte ber 1 5 Das eigentlich Spektakul re aber war die starke Zunahme der Schweifl nge die zum Gro teil auf die in den Tagen der gr ten Erdn he drastisch abnehmende perspektivische Verk rzung zur ckzuf hren war Der Schweif konnte am 25 3 bereits ber eine L nge von 45 verfolgt werden und erreichte in der Nacht vom 27 auf den 28 M rz schlie lich eine photographisch abgesicherte Ausdehnung von 75 Abb 2 10 29 Abb
34. 1986 Die Einfl sse der gro en Planeten insbesondere von Jupiter und Saturn f hren zur Bildung von Kometenfamilien die sich durch eine etwa gleiche Gr e der Bahnhalbachsen ihrer Mitglieder ausweisen Sie entstehen bei nahen Vor berg ngen der Kometen an den Planeten wodurch die ur spr nglichen Kometenbahnen erheblich ver ndert und die Umlaufszeiten meist deutlich verk rzt werden Die Apheldistanz der neuen Kometenbahn ist danach von der gleichen Gr enordnung wie die Halbachse des st renden Planeten Aber auch das Gegenteil ist m glich aus einem kurzperiodischen Kometen wird einer mit langer oder sehr langer Umlaufszeit Welcher Fall eintritt und wie sich die Begegnung auf die Kometenbahn auswirkt h ngt von der gegenseitigen Stellung von Komet und Planet ab Wurm 1954 Das Erscheinungsbild eines Kometen sagt nichts aus ber die wirkliche Gr e dieses Himmels k rpers Erstmals versuchte Tycho Brahe auf der Basis der von ihm ermittelten Parallaxen die Dimensionen des Kometen von 1577 zu bestimmen Wegen der Ungenauigkeiten der Messungen sind die zahlenm igen Ergebnisse zwar ohne Bedeutung aber allein die qualitative Vorstellung von der gewaltigen Ausdehnung dieses Himmelsk rpers ffnete zu seiner Zeit v llig neue Einsichten Die Feststellung innerer Strukturen und in deren Folge Hypothesen ber den Aufbau eines Kometen ergaben sich nachdem im Laufe des 17 Jahrhunderts zahlreiche helle Kometen mit dem Fernrohr be
35. 251 10 5 3 Die Parabelbahnbestimmung nach Olbers Banachiewicz 252 10 5 4 Die Eulersche Gleichung 2 2 22 2 nun 253 10 5 5 Ableitung der Bahnelemente ooa 255 10 5 6 Rechenschema seene 5 2 2 6 eae Ree OSE OR anne 257 10 6 Die Bahnverbesserung 2 2 2 22m on nn 260 10 6 1 Die Variation der Elemente 0 000 262 10 6 2 Rechenschema 0 000000 0002 eee 263 10 6 3 Anmerkung 0 0 000000000002 2 ee 268 10 7 Spezielle St rungsrechnung 2 2 mon 268 Was tun nach einer Kometenentdeckung 271 Die VdS Fachgruppe Kometen 274 Hilfstafeln 276 C 1 Tabelle der Tagesbruchteile 2 2 2 Coon nn 276 C 2 Extinktionstabellen Quelle ICQ 14 55 59 2 2 00 0 a XIT C 3 Tabelle mit der endg ltigen Bezeichnung der ersten 150 periodischen Kometen 280 vi Inhaltsverzeichnis D Email Format der FG Kometen f r visuelle Beobachtungen 282 E Schl ssellisten 284 F Zeichenschablone und Beobachtungsb gen der VdS FG Kometen 289 Index 293 vi Abbildungsverzeichnis vii Abbildungsverzeichnis 1 1 2 1 2 2 23 2 4 2 5 2 6 2 7 2 8 2 9 2 10 2 11 2 12 2 13 2 14 3 1 3 2 3 3 3 4 3 5 3 6 3 7 3 8 3 9 Schematische Darstellung eines Kometen 2 222222 3 Komet Takamizawa Levy 1994f und McNaught Russell 1993v 18 Komet Levy 19900 lt b clas ween ee be na EOE DS OR EO nr 19 Komet C 1996 Q1 Tabur aaa a 21 Komet West 1976 VD 2 a 22
36. 3 68 0 63 3 0 Die Tabellen zeigen da eine Extinktionskor rektur an einem bestimmten Standort umso wahrscheinlicher wird je geringer die H he des Kometen ist je gr er die H hendifferenzen zwischen dem Kometen und den Vergleichssternen sind und je schlechter es um die Durchsicht ausgedr ckt durch die Wasserdampfkonzentration bestellt ist Generell sollte versucht werden Vergleichssterne in etwa der gleichen H he zu benutzen die der Komet aufweist Dies d rfte bei schw cheren Kometen fast immer m glich sein Praktisch nicht zu umgehen ist eine Extinktionskorrektur aber bei hellen Kometen die bereits tiefer stehen da sich in diesen F llen selten passende Vergleichssterne in gleichen H hen finden lassen Unterhalb von etwa 15 ist eine Extinktionskorrektur praktisch immer erforderlich Bei sehr geringen H hen wird die Sache noch dadurch erschwert da die Extinktion horizontnah zeitlich und rtlich deutlich schwankt Die Helligkeit der Koma ist nur eine Beobachtungsgr e deren Bestimmung zu einer voll st ndigen Kometenbeobachtung geh rt Als weitere ist hier der Durchmesser der Koma zu nennen der blicherweise in Bogenminuten angegeben wird Man kann ihn auf mehrere Arten ermitteln Am einfachsten ist es sich w hrend der Beobachtung ein Sternpaar zu suchen da zusammen mit dem Kometen im Gesichtsfeld liegt Bestimmt wird dann das Verh ltnis des 52 3 Die visuelle Beobachtung Durchmessers der Kom
37. 483 486 490 493 497 12 500 503 507 510 514 517 521 524 528 531 535 538 13 542 545 549 552 556 559 563 566 569 573 576 580 14 583 587 590 594 597 601 604 608 611 15 618 622 15 625 628 632 635 639 642 646 649 653 656 660 663 16 667 670 674 677 681 684 688 691 694 698 701 705 17 708 712 715 719 722 726 729 733 736 740 743 747 18 750 753 757 760 764 767 771 7714 TI 781 785 788 19 792 795 799 802 806 809 813 816 819 823 826 830 20 833 837 840 844 847 851 854 858 861 865 868 872 21 875 878 882 885 889 892 896 899 903 906 910 913 22 917 920 924 927 91 934 938 941 944 948 951 955 23 958 962 965 969 972 976 979 983 986 990 993 997 276 Wichtig UT MEZ 1 h bzw UT MESZ 2h C 2 Extinktionstabellen Quelle ICQ 14 55 59 277 C 2 Extinktionstabellen Quelle ICQ 14 55 59 Atmosph rische Extinktion in Gr enklassen bei durchschnittlicher Atmo sph re H he in m ber NN zP hf 0 500 1000 2000 3000 0 90 0 28 0 24 021 0 16 0 13 10 80 029 0 24 0 21 0 16 0 13 20 70 0 30 0 25 0 22 0 17 0 14 30 60 0 32 0 28 0 24 019 0 15 40 50 0 37 0 31 0 27 0 21 0 17 45 45 0 40 0 34 0 29 0 23 0 19 50 40 0 44 0 37 032 0 25 0 21 55 35 0 49 042 0 36 0 28 0 23 60 30 056 048 041 0 32 0 26 62 28 0 60 O51 04 0 34 0 28 64 26 0 64 0 54 0 47 0 37 0 30 66 24 0 69 059 051 0 39 0 32 68 22 0 75 0 64 0 5
38. Anomalie v 0 334791 19 18213 Wahre Anomalie r 0 95226AE Radiusvektor Komet Sonne B 0 633479 D 0 310540 L 0 596555 Weitere Gr en A 0 92391 AE Abstand Komet Erde 6 40 2171 40 13 0 Deklination a 206 1147 13 44 5 Rektaszension Da B lt 0 wurden 125 zum urspr nglichen Ergebnis addiert Ergebnis 13 44 5 6 40 13 0 2000 0 A 0 92391 AE r 0 95226 AE Literaturverzeichnis 241 Literaturverzeichnis 1 Meeus J 1978 Astronomical Formulae for Calculators Volkssterrewacht Urania Belgien 2 Meeus J 1981 Julian Gregorian Conversion to JD Numbers Sky and Telescope 61 312 3 Montenbruck O 1985 Grundlagen der Ephemeridenrechnung Eine Zusammenstellung der wichtigsten Formeln zur Berechnung der Bahnen von K rpern im Sonnensystem Verlag Sterne und Weltraum M nchen 4 Montenbruck O amp Pfleger T 1994 Astronomie mit dem Computer 2 Aufl Springer Verlag Berlin 5 Wepner W 1982 Mathematisches Hilfsbuch f r Studierende und Freunde der Astronomie 2 Aufl Treugesell Verlag Dr Vehrenberg KG D sseldorf 243 10 Bahnbestimmung und verbesserung M Kretlow 10 1 Einleitung F r die Beobachtung eines Kometen ist die Kenntnis seines Ortes an der Himmelssph re notwen dig Um den Lauf eines Kometen am Himmel voraussagen zu k nnen Ephemeridenrechnung mu seine r umliche Bewegung um die Sonne bekannt sein Die Bestimmungsgr en dieser Beweg
39. Association of Variable Star Observers AAVSO dar Die AAVSO erstellte f r zahlreiche Ver n derliche Karten mit visuellen Helligkeiten der Umgebungssterne W hrend ltere AAVSO Karten Ref Schl ssel AC nicht selten von m iger Qualit t sind k nnen Karten ab 1995 f r Ko metensch tzungen verwendet werden Seit etwa 2005 bietet die AAVSO die M glichkeit ber ihre Internetseite interaktiv Sch tzkarten erstellen zu lassen W hrend diese f r Ver nderliche in ihrem Programm sehr tiefe photometrische Helligkeiten enthalten werden ansonsten ganz berwiegend TYCHO 2 Helligkeiten verwendet Von der AAVSO stammt auch die Nordpolsequenz Ref NP Hierbei handelt es sich um insge samt drei polzentrierte Karten in unterschiedlichen Ma st ben die Vergleichssternhelligkeiten bis 17 aufweisen Der gro e Vorteil dieser drei Karten ist da die betreffende Region das ganze Jahr ber recht hoch am Himmel steht und nicht erst lang gesucht werden mu Der Nachteil ist nat rlich der da die Kometen besonders die periodischen nicht allzu h ufig in dieser Region stehen und eine Helligkeitssch tzung durch die Notwendigkeit gr erer Schwenks nicht gerade an Genauigkeit gewinnt Wer f r Kometen die schw cher als 12 0 sind ber den gesamten Himmel verteilt sehr genaue Helligkeitsangaben haben m chte der kann auf den Guide Star Photometric Cata logue Ref Schl ssel GA zur ckgreifen Dieser wurde f r die Mission des
40. Astronomy of the Deep Sky Cambrigde Univ Press pp 250 266 286 E Schl ssellisten FA GA HD HE HK HP HR HV MC ME MP MS MT MV NH NN NO NP NS PA PB PC PI RB Holl ndisches Komet Halley Handbuch E P Bus Everhardt s Selected Areas EA Area 51 EB Area 57 EC Area 68 S amp T 67 pp 28 30 V Photometrie von Harold Ables Region No 6 ICQ 9 99 Hubble Space Telescope Guide Star Photometric Catalogue Henry Draper Katalog Harvard Coll Obs Annals Harvard E Regions Kron Cousins V Photometrie von neun Feldern 7 lt V lt 16 45 Graham 1982 P A S P 94 244 Hp Helligkeiten des HIPPARCOS Katalogs ESA SP1200 Harvard Photometry Harvard Coll Obs Annals Harvard Revised Photometry H C O Annals Johnson V Helligkeiten des HIPPARCOS Katalogs ESA SP1200 Landolt V Photoelectric Sequences AJ 78 959 Carlsberg Meridian Catalogue 1989 La Palma 50000 Sterne mit visuellen Helligkeiten bis herab zu V 13 V Photometry Tedesco et al A J 87 1585 1982 McCormick Photovisual Sequence Univ of Virginia McCormick Photovisual Sequences by C A Wirtanen and A N Vyssotsky 1945 Ap J 101 141 178 Visuelle Sternhelligkeiten fiir M67 S amp T 77 332 Publ McCormick Obs Vol VI Part II pp 201 306 Magnitudes and Coordinates of Comparison Stars by S A Mitchell 1935 or Vol IX Part V pp 59 88 S
41. Auge sowohl am Okular wie auch in der Sternkarte gut wiedererkennen und vergleichen Abb 3 4 Hat man sich an 3 3 Die Ausr stung 45 Abb 3 4 Das Auffinden eines Kometen via Star hopping diese Vorgehensweise gew hnt so wird man nach einiger bung erstaunt sein wie leicht es ist ein Teleskop zu bedienen und sich am Himmel zurechtzufinden Ist der Komet weder im Sucher noch bei schwacher Vergr erung auszumachen so braucht man nicht gleich aufzugeben Gerade unter Stadthimmelbedingungen kann dies gelegentlich vorkommen Das st rende Streulicht kann durch die Verwendung eines st rker vergr ern den Okulars in einem gewissen Umfang unterdr ckt und so der Kontrast verbessert werden Plant man allerdings einen sowohl schwachen als auch winzigen Kometen zu beobachten so ist Vorsicht angebracht denn bei m iger Luftunruhe sehen bei starken Vergr erungen auch die wabernden Sterne im Bereich der Grenzhelligkeit des Teleskops wie kleine Kometen aus Verursacht wird dieser Effekt durch die geringere Aufl sung des Auges bei schwachen Objekten Ein weiteres sehr effektives Hilfsmittel ist ein sogenanntes Swan Band Filter Dieses Inter ferenzfilter l t fast nur das Licht von bestimmten Kohlenstoff Emissionslinien des Kometen haupts chlich bei den Wellenl ngen 473 nm bzw 516 nm durch Das Licht des k nstlich auf gehellten Nachthimmels in der N he von St dten wird dagegen gr tenteils durch das Filt
42. Austin 1989c Sterne und Weltraum 32 142 144 Kirsch K 1987 Zur Normierung visueller Helligkeitssch tzungen von Kometen Die Sterne 63 Heft 6 358 363 Morris C S 1973 On Aperture Correction for Comet Magnitude Estimates Publications of the Astronomical Society of the Pacific 85 470 473 Morris C S 1986 P Halley s Light Curve some initial thoughts International Comet Quarterly 8 7 8 103 6 Die photographische Beobachtung M Achternbosch A Kammerer und J Linder 6 1 Einleitung Die Kometenphotographie besitzt gegen ber der visuellen Beobachtung eine Reihe von Vorteilen Zun chst einmal k nnen auf photographischem Wege dank der lichtsammelnden Eigenschaft der Photoschicht deutlich mehr Kometen beobachtet werden als dies visuell m glich ist Des weiteren sind photographisch wesentlich mehr Details erkennbar insbesondere der meist licht schwache Schweif zeigt h ufig erst auf Photographien Strukturen oder ist gar nur photographisch nachweisbar Mit geeigneten Filtern k nnen der Gas und Staubanteil isoliert und seine Vertei lung festgehalten werden Und mit gro en Brennweiten ist es m glich kernnahe Ph nomene wie Jets Kernschatten oder Enveloppen abzubilden Neben dem Nachweis lichtschwacher Strukturen bietet die Photographie zwei weitere entschei dende Vorteile Zum einen besitzt sie bez glich Lagegenauigkeit und Formtreue von erfassten Strukturen eine im Vergleich zu visuellen Beobachtun
43. C 609 7 NH 692 7 CN 499 2 C2 553 5 C2 562 0 C2 609 8 NH2 696 1 NH2 499 7 C2 553 6 C2 562 1 C2 610 9 NH2 696 7 NH2 500 5 C2 553 9 C2 562 3 C2 611 0 NH2 697 1 NH2 500 6 NH 554 0 C 562 4 Co 611 1 C 701 2 NH 500 9 C2 554 1 C2 562 6 C2 611 6 C 701 8 NH 501 538 C2 554 4 C2 562 7 C2 611 9 C2 702 8 NH2 539 9 NH2 554 8 C2 562 8 C2 615 9 H20 734 7 NH2 541 9 C2 555 2 C2 562 9 C2 617 7 C2 734 8 NH2 542 8 NH 555 5 C 563 0 C2 618 2 C 736 0 NH 542 9 C2 555 6 C 563 C2 618 4 C 737 6 NH 543 3 C2 555 9 C2 563 2 C2 618 5 C2 737 6 NH2 544 1 C2 556 2 C2 563 3 Co 618 6 C2 737 6 NH2 544 4 NH2 556 3 C2 563 4 C2 619 9 H20 746 8 H20 545 2 Co 556 6 C 563 5 Co 627 4 NH 787 3 CN 546 1 Co 556 6 C2 563 5 C2 628 1 NH2 787 3 CN 546 3 C2 556 9 C2 568 8 NH2 628 6 NH2 787 4 CN 546 7 C2 557 0 C2 569 4 NH2 628 8 NH2 787 5 CN 546 9 C 557 1 on 570 NH 6297 NED 787 6 CN 547 3 Co 557 2 C 570 3 NH 630 0 O1 787 7 CN 547 8 C2 557 3 C2 573 NH2 630 2 NH2 788 9 CN 547 8 NH2 557 4 C2 573 2 NH2 631 1 NH2 791 0 CN 548 2 C2 557 5 C2 574 NH2 631 3 NH2 791 3 CN 548 3 C2 557 6 C2 575 3 NH 631 6 H 0 809 7 CN 548 5 Co 557 7 OI 587 NH 631 9 NH 809 8 CN 548 8 C2 557 8 C2 592 8 C2 632 1 NH2 8 6 Informationsquellen und Amateur Projekte 221 Listing 8 1 Dispersionsrelation nach Hartmann usr bin env python Berechnet die Dispersionsrelation eines Prismas nach den Formeln von Hartmann Wird das Skript ohne weitere Parameter aufgerufen dann werden dre
44. COZ CH CN C N H20 Der Strahlungsdruck jedes Photon hat einen Impuls des Sonnenlichtes bewirkt dass auch die Staubteilchen weggetrieben werden und sich dadurch ein Staubschweif Typ Il Schweif bildet Dieser reflektiert das Sonnenlicht und emittiert daher ein kontinuierliches Sonnenspektrum ein heller Staubschweif erscheint dem Auge somit gelblich 8 3 Spektrographen Abb 8 2 Funktionsweise eines Spalt Spektrographen Teleskop T Spaltblende S Kollimator K Dispersi onselement D Abbildungsoptik A Strahlungsempf nger SE Abbildung 8 2 zeigt Funktionsprinzip eines Spektrographen Das Teleskop ffnung D Brenn weite fr dient als Objektiv und bildet das Objekt auf die sich im Brennpunkt befindende 8 3 Spektrographen 199 Spaltblende ab Der Spalt ist senkrecht zur Dispersionsrichtung orientiert Der anschlie ende Kollimator Linsendurchmesser d Brennweite fx richtet das divergente Strahlenb ndel par allel das dann auf das Dispersionselement trifft und dort in Abh ngigkeit seiner Wellenl nge separiert wird Das austretende Licht wird ber eine Abbildungsoptik z B ein gew hnliches Kameraobjektiv auf einem lichtempfindlichen Detektor Film CCD Video abgebildet Man unterscheidet zwischen Spektrographen die mit Prismen arbeiten und solchen die ein Gitter als dispergierendes Element verwenden Beim Prisma f hrt der wellenl ngenabh ngige Bre chungsindex zur Dispersion des einfa
45. Die international definierten Methoden zur Helligkeitssch tzung wurden im vorangegangenen Kapitel vorgestellt durch regelm ige Anwendung hat es jeder Beobachter diesbez glich selbst in der Hand den Grad seiner Erfahrung zu steigern Bleibt der dritte Faktor die Wahl eines geeigneten Katalogs bzw Atlanten f r die Vergleichsstern helligkeiten Diesem Faktor wird vielfach eine zu geringe Bedeutung beigemessen obwohl sich die Helligkeitsangaben f r einen bestimmten Stern in verschiedenen Katalogen teilweise deutlich unterscheiden Durch die Verwendung eines geeigneten Sternkatalogs kann die G te einer Helligkeitssch tzung daher erkennbar gesteigert werden Sind die Differenzen in den Angaben verschiedener Kataloge Atlanten bei Sternen heller als etwa 7 meist noch vernachl ssigbar so wachsen sie zu schw cheren Sternen hin im allgemeinen rasch an So stellte einer der beiden Autoren bei der Sch tzung des etwa 9 5 hellen Kometen 9P Tempel im Fr hjahr 1994 bei einem Vergleichsstern eine Differenz von 0 8 zwischen den Angaben des SAO Katalogs und des Guide Star Catalogue fest Wenn auch eine solch gro e Differenz bei einem relativ hellen Stern eher die Ausnahme ist so bersteigen die Differenzen in den Angaben verschiedener Sternkataloge zu schw cheren Helligkeiten hin 65 66 4 Die wichtigsten Sternkataloge f r den Kometenbeobachter doch immer h ufiger die Genauigkeit von Helligkeitssch tzungen und liegen bei 13 be
46. Filterwechsel der Fokus nicht verschiebt Eine weitere m gliche Filterkombination f r den TC 244 Baustein ST 6 besteht z B f r das B Band aus Imm GG385 2mm BG1 2mm BG39 sowie fiir das V Band aus 2mm GG495 3mm BG 40 Bessell 1995 Zu den verschiede nen Filterkombinationen fiir das B bzw V Band fiir verschiedene Blauempfindlichkeiten von CCD Bausteinen siehe Bessell 1995 In Abbildung 7 17 sind die Transmissionskurven der Filter dargestellt Die Bestimmung der scheinbaren Helligkeit in einem Breitband wird durch die spektrale Energie 7 5 Photometrie von Kometen 165 5 B V R x al 5 E amp E u mae g T 2 2 E a z i 0 f fi 300 500 700 900 1100 nm A Abb 7 17 Schematische Darstellung normierter Transmissionskurven der BVRI Filter im Kron Cousins System Das I Band wird rechtsseitig durch die spekrale Empfindlichkeit der CCD betimmt verteilung nach Gleichung 7 20 sehr beeinflu t Sterne mit gleichen Gesamtstrahlungs str men k nnen bei unterschiedlicher Energieverteilung verschiedene scheinbare Helligkeiten hervorru fen Eine Gr e die diesen Sachverhalt verdeutlicht ist die quasi isophote Wellenl nge A soph Manfroid et al 1992 Sie ist definiert durch Si Garmos A E A Oins r A AdA i Patmos A e A Qinstr A dA Also ph 7 26 Im Gegensatz zur effektiven Wellenl nge Aeff ber cksicht Aisopn die Energieverteilung des Objekts Sie entspricht quasi einer monochr
47. Hilfsformeln 229 Noch zwei allgemeine Hinweise bei der Programmierung Wenn es der Rechner bzw Compi ler zul t sollte man alle Rechnungen mit doppelter Genauigkeit durchf hren Gerade bei h ufig angewandten Winkelfunktionen k nnen sich bei einfacher Genauigkeit meist 7 8 Stellen Rundungsfehler in der letzten Stelle schnell zu gr eren Betr gen aufsummieren die dann f r fehlerhafte Endresultate sorgen Die Funktion INT wird in dem Sinne ver wendet da sie Nachkommastellen abschneidet also INT 11 4 11 bzw INT 11 4 11 9 3 1 Winkelfunktionen In den meisten Versionen von BASIC m ssen die folgenden Funktionen erst definiert werden Meist gibt es einen Befehl wie DEF FN Define Function der dies erm g licht 9 1 arcsin x arctan 1 x2 arccos x 5 arctan i 9 2 FE Beachtet werden mu ferner da Computer Winkelfunktionen meist nicht im Gradma sondern im Bogenma rad rechnen dada g 2C 180 57 29577951 en 9 3 2 Umrechnung Dezimalgrad in Grad Bogenminuten und umgekehrt Das Umrechnen von Dezimalgrad x in Grad Bogenminuten Bruchteil g m ist mit folgender Prozedur m glich g INT x m ABS x g 60 also z B x 0 879668 0 52 78008 Im Fall da 0 gt x gt 1 ist mu m ein negatives Vorzeichen bekommen oder die weitere Bearbeitung mit Hilfe von Zeichenketten Stringvaria blen erfolgen 230 9 Ephemeridenrechnung Die um
48. Hubble Space Telescope zusammengestellt und enth lt grob 1500 etwa 0 5 gro e Felder die gleichm Big im Abstand von etwa 7 ber den Himmel verteilt sind Innerhalb jedes Feldes wur de die Helligkeit von etwa einem halben Dutzend Sternen zwischen 9 und 15 16 mit hoher Genauigkeit ermittelt die Helligkeitsspr nge zwischen den einzelnen Sternen eines Feldes sind mit etwa 1 allerdings relativ gro Leider war die kleine Auflage dieses Katalogs schon bald vergriffen so da Interessenten an die Druckausgabe nur noch ber Bibliotheken herankommen k nnen 4 2 Die Sternkataloge im Vergleich 69 Weite Verbreitung hat die CD Version des Guide Star Catalogue Ref Schl ssel HS gefunden Dieser Katalog umfa t die Positionen und Helligkeiten von rund 15 Millionen Sternen bis herab zu etwa 14 5 Die Angaben wurden allerdings durch das Abscannen von Himmelsaufnahmen im roten und blauen Spektralbereich ermittelt Dies bedeutet da sich die Positionen stets auf das Aquinoktium der Aufnahme beziehen gr ere Eigenbewegungen somit unber cksichtigt bleiben und die Helligkeiten nur m ig genau sind Letzteres gilt insgesamt Selbst bei helleren Sternen mu man mit Fehlern bis zu 0 3 rechnen Bei Sternen unterhalb 13 kann der Fehler gar 1 erreichen Insgesamt bedeutet dies da die Angaben kritisch zu bewerten sind und man wann immer m glich bzw praktikabel sich eher auf einen der anderen Kataloge st tzen soll
49. Hypothese Biermann 1968 die aus seinen Untersuchungen ber die Wechselwirkung zwischen Sonnenstrahlung und Kometenmaterie erwachsen war konnte an den hellen Kometen Tago Sato Kosaka 1969g und Bennett 19691 mit den Satelliten OAO 2 und OGO 5 umgehend nachgewiesen werden Code 1972 Aber nicht nur f r den Aufbau des Kometenkerns entstanden in dieser Zeit bahnbre chende Modelle auch die Dynamik der Kometenschweife konnte weitgehend gekl rt wer den Aus dem Verhalten der Plasmaschweife schlo Biermann 1951 auf die Existenz eines st ndig von der Sonne wegflie enden Stroms geladener Teilchen Biermann 1951 1958 Dieser Sonnen wind und die ionisierten Partikel der Kometenmaterie beeinflussen sich beim Zusammentreffen gegenseitig Die Folge mu ten Ablenkungen der Kometenschweife in den von den Sonnen windpartikeln erzeugten oder mit ihnen flie enden elektrischen und magnetischen Feldern sein Zun chst war die Existenz des Sonnenwinds eine rein hypothetische Forderung Aber schon die ersten Raumsonden zu Nachbarplaneten der Erde wiesen diesen Teilchenstrom nach Damit war zumindest grunds tzlich gekl rt warum der Plasmaschweif der Kometen gerade und stets 1 5 Die moderne Kometenforschung 13 von der Sonne weg gerichtet ist und wie es zu den beobachteten hohen Beschleunigungen von Teilchenwolken in den Schweifen kommen konnte F r die Dynamik des Staubschweifs legten Finson und Probstein 1968 eine Theorie vor die
50. Komet P Machholz 2 19940 2 2 2 ee 23 Komet IRAS Araki Alcock 1983d 2222 22 Comm nn 24 Komet IP Halley 2 a 228 2 2 2 8 te a 25 Komet Austin 19841 2 2 Co moon 27 Komet 73P Schwassmann Wachmann 3 o oaa a 28 Komet C 1996 B2 Hyakutake aaa 29 Komet C 1996 B2 Hyakutake a aaa a 30 Komet C 1996 B2 Hyakutake oaa a 31 Komet C 1996 B2 Hyakutake 2 2 CC CE nn 31 Komet C 1996 B2 Hyakutake 2 2 CC Emm 32 Vergleich der spektralenEmpfindlichkeit dunkeladaptierter St bchen und Z pfchen 38 Pupillendurchmesser in bh ngigkeit des Alters 2 222222 20 39 Visuelle Grenzgr e bei unterschiedlichen ffnungen und Vergr erungen 40 Das Auffinden eines Kometen via Star hopping 2 2 2 0 45 Die Helligkeitssch tzung nach der Sidgwick Methode 2 2 2222 48 Die Helligkeitssch tzung nach der Bobrovnikoff Methode 49 Der Positionswinkel eines Kometenschweifes 2 2 222 54 Der Kondensationsgrad der Koma kurz DC 2 2 2 2 2 2222 54 Schematische Darstellung der inneren Kometenkoma 57 vii viii viii 3 10 3 11 5 1 5 2 5 3 5 4 5 5 5 6 5 7 5 8 5 9 5 10 5 11 5 12 5 13 6 1 6 2 6 3 6 4 6 5 6 6 6 7 6 8 6 9 6 10 Abbildungsverzeichnis Zeichnung des Kometen Bradfield 1987 XXIX 2 2 222m nn 60 Zeichnung des Kometen C 1995 O1 Hale Bopp 2 2 222 60 Komet Austin 1990 V
51. Objekte notieren und ihre Helligkeiten mit der pers nlich festgeleg ten Grenzhelligkeit f r eine Entdeckung vergleichen Letztlich mu ein Kompromi gefunden werden zwischen der Grenzhelligkeit und dem mit der hierf r erforderlichen Geschwindigkeit absuchbaren Himmelsareal Was das geeignete Instrument angeht so ist festzuhalten da Fernrohre jeden Typs bereits erfolg reich waren vom kleinen Feldstecher bis zum gro en Newton Generell ist es aber wichtig da man ein gro es Gesichtsfeld mit der gew nschten Grenzgr e berblicken kann Kometen der 10 11 Gr e sollte man mit dem Ger t nicht nur sehen k nnen wenn man explizit nach ihnen sucht sondern auch beim Vorbeischwenken bemerken Kleine Feldstecher sind daher eher chan cenlos obwohl es Ausnahmen gibt wenn relativ helle Kometen pl tzlich auftauchen So entdeck te der Engl nder Georg Alcock den erdnahen Kometen IRAS Araki Alcock mit einem Feldste cher und zwar durch eine geschlossene Fensterscheibe hindurch Das Fernrohr sollte horizontale Schwenks unterst tzen weshalb eine azimutale Montierung einer parallaktischen vorzuziehen ist Ferner ist darauf zu achten da man bequem am besten im Sit 62 3 Die visuelle Beobachtung zen l ngere Zeit beobachten kann L Peltier er entdeckte von 1925 1954 zw lf Kometen baute sich sogar eine ganz besondere H tte Er selbst sa in einem bequemen Sessel und schaute durch einen 15 cm f 5 Refraktor Die ganze H
52. Optiken Bei hellen ausgedehnten Kometen k nnen Teleobjektive von Spiegelreflexkameras recht gute Ergebnisse produzieren Allerdings wird der Detailreichtum durch die kleine ffnung der Optik eher gering sein Vor allem bei Kometen mit sehr langen Schweifen wie bei C 1996 B2 Hyakutake sollten auch Weitwinkelobjektive im Extremfall bis hin zum Fischauge eingesetzt werden um die ganze Dimension des Schweifs dokumentieren zu k nnen Kleine Blendenzahlen erm glichen kurze Belichtungszeiten die eine indirekte Nachf hrung in den allermeisten F llen entbehrlich machen Das Standard Filmformat f r Kleinbildkameras betr gt 24 x 36 mm das von Mittelformatkame ras 6 x 6 cm bzw 6 x 9 cm Damit ergeben sich nach Formel 6 1 die in Tabelle 6 1 angegebenen Bildfelder 6 2 Die photographische Optik 107 Tab 6 1 Aufnahmebrennweite und Bildfeld in Grad Brennweite 24x36mm 6x6cm 6x9cm 28 mm 46x65 50 mm 27x40 135 mm 10 x 15 25x25 25 x 37 200 mm 7x10 17x17 17x25 400 mm 3x5 8x8 8 x 13 6 2 3 Astrographen Aus den besonderen Anforderungen an die Kometenphotographie ergibt sich da die am besten geeignete Optik ein Instrument mit sehr gro er ffnung f r hohes Aufl sungsver m gen gepaart mit einem extrem hohen ffnungsverh ltnis f r kurze Belichtungszeiten darstellt Die Brennweite sollte nicht zu gro sein da sonst nur die komanahen Schweifberei che abgebildet werden Alle diese Eigenschaften
53. Probeaufnahme angefertigt werden Anschliessend kann der Spalt auf die gew nschte Gr e geschlossen werden um das Spektrum aufzunehmen Es ist zu beachten dass mit abnehmender Spaltgr e die erforderlichen Belichtungszeiten 8 4 Die spektroskopische Beobachtung eines Kometen 209 BEZ Abb 8 9 CCD Spektrum des Orionnebels M42 auf genommen am 14 10 1996 3 23 3 33 UT mit 300 mm W f 4 8 Newton und LcCCD11n KAF 0400 im 2 x 2 He IO III Binning Mode Die Spaltweite am Himmel betrug 22 Aufnahme M Jung amp M Kretlow Siegen sehr stark anwachsen Gegen ber einer spaltlosen Anordnung steht nur sehr wenig Licht zur Verf gung W hrend der Belichtung ist nat rlich auf das Objekt nachzuf hren nicht vergessen den Spiegel f r das Betrachtungsokular vorher wieder umzuklappen Wer nicht mit einem Spaltteleskop arbeitet ben tigt ein Leitrohr oder er benutzt einen sog Okular Tango Die Ver wendung eines Leitrohres bietet auch noch die M glichkeit der automatischen Nachf hrung auto tracking mit einer zweiten CCD oder Web Kamera Abbildung 8 10 zeigt ein so gewon nenes Rohbild Hat der Komet einen ausreichend hellen Schweif kann man auch davon ein Spektrum aufnehmen Im Falle eines sichtbaren Schweifes ist es bei der Aufnahme der Koma sinnvoll den Spalt senkrecht zur Schweifrichtung zu stellen damit je nach scheinbarer Spalt und Komagr e am Himmel keine berlappung dieser Spektren stattfindet gelegentlich w
54. Sonne die Gasproduktion noch ber l ngere Zeit Somit sollte das n vor dem Perihel gr er sein als danach nach dem Perihel klingt die Gasproduktion langsamer ab die absolute Helligkeit vor dem Perihel geringer als danach Dies ist auch typischerweise der Fall Lediglich Kometen denen die Sonnenn he an die Substanz gegangen oder deren dominierendes Aktivit tszentrum in den Sonnenschatten geraten ist zeigen das umgekehrte Verhalten Bei Kometen mit gr eren Periheldistanzen q gt 1 AE ndern sich die Helligkeitsparameter vor und nach dem Perihel im allgemeinen aber nicht signifikant Einige ltere periodische Kometen zeigen eine Besonderheit Bei diesen kommt es regelm ig zu abrupten dauerhaften Helligkeitsanstiegen bzw einbr chen die nicht symmetrisch zum Perihel liegen sondern meist 2 4 Wochen fr her oder sp ter stattfinden Dabei weist jeder Komet einen individuellen Zeitpunkt ty des Helligkeitsanstiegs bzw abfalls auf Ein derartiges 82 5 Die Auswertung visueller Kometenbeobachtungen Heliozentrische Helligkeit als Funktion von dt gm a 4 is 1P Halley Su 1PfHalley 4 Pi NG am uf 5 PR gm Rn A sat he can A Bradfield 1987s 4 j pa E 10 12m 10P Tempel 2 D 11m 43 x A Y 12m 14M s 13 qam E 14m 150 100 50 o 50 100 dt Tage m art te va A rh a Fi r 4am 6P d Arrest i Abb 5 5 Die heliozentrische Helligkeit von vier ausge
55. T 0 75 Filtertransmissionskoeffizient T 1 filterlos bzw T 0 49 V Band und ein mittlerer Quantenausbeutefaktor Q 0 37 filterlos bzw 0 42 Daraus resultieren ca 1 000000 erzeugte Photoelektronen cm s in einer ST 4 Kamera filterlos gemessen bzw f r das V Band 100000 Photoelektronen cm s Der Dunkelstrom der ST 4 betr gt bei ei ner Umgebungstemperatur von 10 C etwa 125 e Pixel s das Rauschen der Elektronik 600 e Pixel Ausleseprozedur 7 6 Grundz ge der Bildverarbeitung 189 Tab 7 7 Abgesch tzte Signal Rausch Verh lt Abgeschatzte Signal Rausch Verh ltniswerte f r niswerte f r 150 900mm 200 1260mm und 200 1260mm Optik mit ST 4 CCD Kamera oh 250 1500mm Optiken mit ST 4 CCD Kamera ne Filter f r 60 s Integrationszeit ungefilterte ohne Filter f r 60 s Integrationszeit ungefil scheinbare CCD Helligkeit terte scheinbare CCD Helligkeit Obj 10 60 180 Obj 10 60 G 180 8 0 1997 503 170 8 9m 2641 658 223 9 0 985 202 68 9 07 1296 265 89 10 0 442 81 27 10 0 579 106 35 11 0 186 32 11 11 0 244 42 14 12 0 76 13 4 12 0 99 17 6 13 0 31 5 2 13 0 40 7 2 14 0 12 2 1 14 0 16 3 1 15 0 5 1 0 15 0 6 1 0 16 0 2 0 0 16 0 3 0 0 17 0 1 0 0 17 0 1 0 0 Abgeschatzte Signal Rausch Verh ltniswerte f r Abgesch tzte Signal Rausch Verh ltniswerte f r 250 1500mm Optik mit ST 4 CCD Kamera oh 150 900mm Op
56. Weimar 12 R ser S amp Bastian U 1991 Introduction to PPM In PPM Star Catalogue Heidelberg 13 Press W H et al 1992 Numerical Recipes Cambridge University Press Eine PASCAL bersetzung des angegebenen FORTRAN Programmes findet man bei Montenbruck amp Pfleger 1994 270 Literaturverzeichnis 14 Schubart J amp Stumpff P 1966 On an n body program of high accuracy for the computation of ephemerides of minor planets and comets Ver ffentlichungen des Astronomischen Rechen Institutes ARD Nr 18 Heidelberg 15 Seidelmann P K Ed 1992 Explanatory Supplement to the Astronomical Almanac University Science Books California 16 Shampine L F amp Gordon M K 1984 Computer L sungen gew hnlicher Differentialgleichungen Vieweg Braunschweig Wiesbaden 17 Stracke G 1929 Bahnbestimmung der Planeten und Kometen Berlin 18 Stummel F amp Hainer K 1971 Praktische Mathematik B G Teubner Stuttgart 19 Stumpff K 1973 Himmelsmechanik Band I IM 2 Aufl Berlin 20 Wepner W 1982 Mathematisches Hilfsbuch f r Studierende und Freunde der Astronomie 2 Aufl Treugesell Verlag Dr Vehrenberg KG D sseldorf 21 Wolf H 1975 Ausgleichsrechnung Formeln zur praktischen Anwendung Bonn 271 A Was tun nach einer Kometenentdeckung In die Lage die Entdeckung eines Kometen in korrekter Weise weitermelden zu m s sen wird man sehr wahrscheinlich n
57. Weltraum 35 762 766 Riepe P 1995 Filme und Filmverarbeitung in der Astrophotographie In Koch B Hrsg Handbuch der Astrofotografie Springer Verlag Berlin Heidelberg 255 280 St ttmeyer P 1990 Bedienungsanleitung zum Micro Guide Firma Baader Planetarium M nchen 135 7 Die CCD Beobachtung M Achternbosch 7 1 Einleitung Elektronische Fl chendetektoren aus Halbleitermaterialien wie CCDs haben seit Mitte der 80er Jahre ihren festen Platz in der professionellen Astronomie Ihre extreme Empfindlichkeit hohe Linearit t und Dynamik haben sie zum bevorzugten Detektor der professionellen Astro nomen werden lassen Diesen Vorteilen steht als Nachteil allerdings noch die kleine Fl che der Einzeldetektoren gegen ber Die gr ten Detektorfl chen besitzen derzeit ca 2000 x 2000 Bildpunkte und Kantenl ngen von 2 3 cm Aus diesem Grund eignen sich CCDs besonders f r kleine lichtschwache Objekte Die Entwicklung der CCDs begann 1970 in den Bell Labo ratories USA Dort konnte ein elektronisches Aufnahmematerial geschaffen werden dessen Arbeitsweise das Speichern und Auslesen der durch Photonen erzeugten Photoelektro nen auf kollektiver Ladungskopplung basierte Diese Arbeitsweise dr ckt sich in dem Ausdruck CCD charge coupled device auf deutsch ladungsgekoppelter Speicherbaustein aus Erst 1990 wurden in den USA kosteng nstige CCDs unter Verwendung des TC 211 CCD Bausteins von Texas Instrum
58. am 22 4 1990 2 2 2 2 Comm eee eee 72 Zeitliche Entwicklung der Gesamthelligkeit des Kometen Austin 1990 V 73 Wie Abbildung zuvor jedoch nur selektierte Sch tzungen 76 Die heliozentrische Helligkeit von vier ausgew hlten Kometen aufgetragen UBERTI u ac Marti avis Gi Sere bi we ok Ee ow ek Re Pa a 81 Die heliozentrische Helligkeit von vier ausgew hlten Kometen aufgetragen ber dE sasaaa ke eb ii 82 Die heliozentrische Helligkeit des Kometen Austin 1990 V aufgetragen ber ler SEE KAA eR essen 86 Die heliozentrische Helligkeit des Kometen Austin 1990 V aufgetragen ber dt 87 Komet Austin 1990 V am 27 5 1990 2 2 Come el 89 Zeitliche Entwicklung des scheinbaren Komadurchmessers und der scheinbaren Schweifl nge beim Kometen Austin 1990 V 2 2 2222er 90 Zeitliche Entwicklung des absoluten Komadurchmessers und der absoluten Schweifl nge beim Kometen Austin 1990 V na 2222 91 Entwicklung des Koma Kondensationsgrades DC Wert beim Kometen Austin 1990 V w hrend seiner Sichtbarkeit 20 4 93 Gewichtete gleitende 3 Tages Mittel der Helligkeit beim Kometen Austin 1990 Weck ee Rees OO ae Oo bw ea ed eee Bae a bs es 97 Helligkeitsentwicklung des Kometen Tanaka Machholz 1992d 99 Komet Aarseth Brewington 198941 2 222m nennen 104 Schweifabri beim Kometen IP Halley 2 2 2 Coon 108 Komet C 1996 B2 Hyakutake 2 2 a 114 Komet 1P Halley in drei
59. aufgepa t Gerade in l ndlichen Gegenden gibt es gen gend Wege die nicht befahren werden d rfen oder je nach Bodenverh ltnissen sollten Sofern ein brauchbarer Himmel vorgefunden wird besitzt ein fest aufgestelltes Instrument den gro en Vorteil da jede sich bietende Wolkenl cke zur Beobachtung genutzt werden kann da sowohl das zeitraubende Aufbauen als auch das bei parallaktischen Montierungen erforderliche Justieren auf den Himmelspol entf llt Letzteres ist besonders wichtig bei der photographischen Beobachtung oder dem Verfolgen feiner Kometendetails per Zeichenstift Weniger Vorteile bringt eine feste Installation bei Reflektoren bis ca 20cm ffnung bzw Refraktoren bis ca 10cm ffnung bei diesen Ger ten sollte man deren Mobilit t nutzen und an einem optimalen Standort beobachten Hierzulande bleibt aber fast jeder Beobachtungsort wie schon eingangs erw hnt ein Kompromi Es ist unvermeidlich zwischen guten Sichtbedingungen der Erreichbarkeit der Transportf higkeit des Beobachtungsinstruments und den Beobachtungszielen abzuw gen 3 5 Die Beobachtung 3 5 1 Die einzelnen Beobachtungsgr en In den letzten Abschnitten wurde die Vorbereitung zur Kometenbeobachtung ausf hrlich ge schildert Nun soll die eigentliche Beobachtung beschrieben werden die in der Hauptsache die Sch tzung verschiedener Beobachtungsgr en zum Ziel hat Als erster und wichtigster Punkt ist diesbez glich die Helligkeitss
60. aufgrund der La ge seiner Linie im nahen UV nahezu aus und die Linie des N ist aufgrund der wesentlich helle ren und nahen CN Linie mit Amateurmitteln kaum zu isolieren Die sicherste aber auch teuerste L sung ist die Verwendung schmalbandiger Interferenzfilter Durchla breite ca 10 nm und kleiner F r die Kometen existieren speziell die IHW Filter International Halley Watch Filter die von der Kommission 15 der Astronomischen Uni on vertrieben werden hnliche Filter k nnen aber auch von Firmen bezogen werden die optische Filter f r die Lasertechnik vertreiben wie z B die Fa Laser Components in Ol ching Doch auch eine Kombination von geeigneten Filtern mit orthochromatischen Emulsionen f hrt zu befriedigenden wenn auch weniger kontrastreichen Ergebnissen Was die Linien innerhalb der Koma betrifft so kann f r CN das Kodak Filter UG 1 verwendet werden dies sogar in Verbin dung mit einem panchromatischen Film aber auch die Filter WG 9 BG 25 und BG 37 kommen in Betracht F r Cz ist das Swan Band Filter von Lumicon eine gute Alternative Die f r den Plasmaschweif geeignete CO Linie schlie lich kann mit Hilfe des Schott Kantenfilters GG 410 hervorgehoben werden es gen gt auch ein billigeres rotverschobenes GG 400 bzw blauverscho benes GG 420 Allerdings lassen alle drei Filter die C gt Linie bei 473 nm auch bei Verwendung eines extrem orthochromatischen Films passieren Celnik 1995 6 5 Nachf hrung Sehr he
61. dass die Inhalte einiger Kapitel dringend berarbeitet werden mussten Dies ist in den letzten Monaten erfolgt allerdings nicht f r alle Kapitel f r die dies w nschenswert gewesen w re da sich nicht alle ehemaligen Autoren in der Lage sahen die berarbeitung durchzuf hren Es wurde aber versucht s mtliche inhaltlichen oder Rechtschreibfehler zu beseitigen Uberarbeitet bzw aktualisiert wurden die Kapitel Kometenbeobachtung mit Amateurmitteln Die wichtigsten Sternkataloge f r den Kometenbeobachter Spektroskopie sowie die An h nge A C 3 und E Das Kapitel Informationsquellen ist entfallen Dedizierte Hinweise auf weitere Ressourcen und Informationsquellen findet man in den einzelnen Beitr gen Das Kapitel Astrometrie wird vor bergehend aus dem Buch herausgenommen Die wesentli chen Teile sollen in berarbeiteter Form dann zusammen mit der Photometrie in das Kapitel CCD Beobachtung einfliessen Es ist langfristig geplant insbesondere die Kapitel ber die Kometenbeobachtung mittels Photo graphie bzw CCD zu berarbeiten Andreas Kammerer Karlsruhe November 2009 Mike Kretlow Hamburg M rz 2010 Inhaltsverzeichnis Inhaltsverzeichnis Abbildungsverzeichnis Tabellenverzeichnis 1 Geschichte der Kometenforschung 121 Einleitung u 2 hee 0 222508 ac a as Ba Sale GS GEG Bad aoa R 1 2 WasisteinKomet sa eneu Coon 1 3 Die Kometenastronomie bis Edmond Halley
62. dem 12 M rz 1998 0 50 MEZ wird dann 1998 M rz 11 993 UT Die f r Tabellen praktische Kurzschreibweise liest sich 98 03 11 993 In der n chsten Spalte wird die verwendete Methode der Helligkeitssch tzung angezeigt F r die behandelten Methoden gelten die K rzel S Sidgwick B Bobrovnikoff M Morris K Keen siehe auch Anhang E Dann folgt die Angabe der Helligkeit in Gr enklassen Ist der Komet nur mit M he erkennbar oder ist man bei der Sch tzung aus anderen Gr nden unsicher so sollte ein Doppelpunkt angeh ngt werden Die Spalte Ref enth lt die Angabe ber die verwendete Vergleichssternsequenz Im Anhang E sind alle halbwegs erreichbaren Quellen aufgelistet In den folgenden Spalten werden Angaben ber das verwendete Instrument erwartet der Objek tivdurchmesser man hat sich hier auf cm geeinigt der Typ das ffnungsverh ltnis sowie die verwendete Vergr erung F r den Instrumententyp werden wiederum K rzel verwendet die im Anhang E aufgef hrt sind Die weiteren Spalten bed rfen keiner Erl uterung Es handelt sich um Komadurchmesser in Bogenminuten Kondensationsgrad DC Schweifl nge in Grad Positionswinkel in Grad sowie schlie lich die Angabe des schw chsten in der N he des Kometen noch mit blo em Auge sichtbaren Sterns faintest star Abk FST Sofern eine dieser Gr en nur mit einer gewissen Un genauigkeit gesch tzt werden konnte sollte ihr wiederum ein Doppelpunkt hinzugef
63. der letzten Jahrzehnte stellen die 6 7 hellen Kometen Austin 1984i Bradfield 1987s und C 1995 Q1 Bradfield dar In seltenen F llen wird der Gegenschweif sogar heller als der eigentliche Schweif was dazu f hren kann da der Komet einer langgestreckten Galaxie nicht un hnlich sieht wie beim Kometen 73P Schwassmann Wachmann 3 geschehen Abb 2 9 Sehnlichster Wunsch eines jeden Kometenbeobachters ist allerdings das Erscheinen eines hellen Kometen der viele der beschriebenen Ph nomene auf einmal zeigt Im betrachteten Zeitraum 27 Abb 2 8 Komet Austin 1984i am 3 9 1984 3 23 3 28 UT und 3 30 3 34 UT Neben dem Hauptschweif ist der kurze und spitze Gegenschweif erkennbar Aufnahme mit Schmidtkamera 1 5 300 mm auf TP 2415 hyp Photo M J ger gab es nur drei derartige Erscheinungen den bereits behandelten Kometen West 1976 sowie die von Vielen gesehenen Kometen C 1996 B2 Hyakutake und C 1995 O1 Hale Bopp Komet Hyakutake war berraschenderweise erst drei Monate vor seinem Periheldurchgang von einem japanischen Amateur als 11 schwaches Objekt entdeckt worden Wenige Tage sp ter war klar da dieser Schweifstern nicht nur der Sonne bis auf 0 23 AE nahe kommen sondern f nf Wochen zuvor auch die Erde in einem Abstand von nur 0 10 AE passieren w rde Er sollte gem 28 2 Die Kometenbeobachtung mit Amateurmitteln ET Abb 2 9 Komet 73P Schwassmann Wachmann 3 nahe M 30 am 16 12 1995 17 13 17 18 UT und
64. des Objekts in das Standardsystem geschieht gem ss Ab schnitt 7 5 2 2 176 7 Die CCD Beobachtung 7 5 4 Kometenphotometrie in der Praxis Bei der Photometrie von Kometen wird unterschieden zwischen dem Reflexions und dem Emissionsanteil Da das Reflexionsspektrum dem der Sonne Spektralklasse G2 entspricht dem eignet sich f r sonnenferne Kometen die Breitband Photometrie f r die Helligkeitsbestimmun gen In Sonnenn he berlagert sich dem Kontinuumspek Tab 7 6 Definition der IHW B nder trum das Emissionsspektrum angeregter Molek le Hier interessieren schmalbandige Bereiche im Band Ao inm AA nm Spektum des Kometen 1985 legte die Internatio CN 387 5 nale Astronomische Union das International Halley C3 406 7 Watch Filtersystem f r Kometen IHW fest Manfroid cot 426 6 5 et al 1992 Es besteht aus sieben schmalbandigen Be Kontinuum 465 8 reichen um Emmissionslinien bestimmter angeregter i g Molek le aber auch innerhalb des Kontinuums In Ab 2 Kontinuum 684 9 bildung 7 25 ist das Spektrum des Kometen Kohoutek H207 700 17 5 zusammen mit den Positionen der B nder dargestellt Manfroid et al 1992 Die einzelnen B nder sind in Tabelle 7 6 n her charakterisiert Bei der Photometrie im IHW System wird die absolute Flu Kalibrierung innerhalb der Emissi onsb ndern mit speziellen Standardsternen gew hnlich B Sternen vorgenommen Manfroid et al 1992 A Hearn 1983 Standardssterne f r die
65. die Forderung da er frei von Kr ften ist d h inertial Den K rper S k nnen wir mit der Sonne und den K rper P mit einem Planeten identifizieren F r die Kr fte die beide K rper aufeinander aus ben gilt dann M Mis Fs y 5 Kraft die P auf S aus bt r r M mip Fp 7 Kraft die S auf P aus bt r r mit r r Der Vektor r rp rg beschreibt den Ort von P relativ zu S so da sich die Relativbewegung von P bzgl S ergibt als M m r 2 r r ip is Betrachten wir nun den Massenschwerpunkt CM beider K rper Dieser liegt auf ih rer Verbindungslinie r rp rs und l t sich als gewichtetes Mittel darstellen durch mrp Mrs m m rem 7 rs 1 7 rom ate 10 13 F r M gt gt m geht der Ausdruck m M 0 und es ist rs rcp das hei t der Schwerpunkt f llt mit dem Massen Zentrum des dominierenden K rpers S zusammen Dieser Fall liegt in unserem Sonnensystem in gro er N herung vor Die Masse eines Kometen oder Planetoiden ist gegen ber der Sonnenmasse M verschwindend klein m 0 und selbst beim massereichsten Planeten Jupiter betr gt das Verh ltnis m M nur 1 1047 Nach dem Schwerpunktsatz der Physik ist der betrachtete Massenschwerpunkt CM kr ftefrei und erf llt somit die Forderung die wir an unseren Koordinatenursprung O gestellt haben Wir legen daher den Ursprung unseres fortan verwendeten Koordinatensystems in das Son nenzentrum und erhalten dann als Be
66. durch auf seinem Flug Richtung Perihel begleiten und einen Lander auf seiner Oberfl che absetzen Bereits 1951 erkannte Gerard Kuiper dass die gro e Zahl periodischer Kometen mit entspre chend geringen Bahnneigungen nicht gut mit der Oortschen Wolke erkl rt werden kann Er postulierte daher einen torusf rmigen Bereich jenseits der Neptunbahn in dem eine gro e Zahl eisiger K rper um die Sonne laufen sollten Dieser Kuiper G rtel wurde 1992 mit der Entdeckung des ersten Trans Neptun Objekts TNO nachgewiesen In der Zwischenzeit sind mehr als tausend Eisk rper gefunden worden von denen die gr ten an Pluto heranreichen bzw ihn sogar bertreffen Mit Hilfe der Sonnensonde SOHO wurden zwischen 1995 und 2008 mehr als 1 500 Kometen fragmente gefunden die in nahezu kontinuierlicher Folge der Sonne extrem nahe kommen dabei aber praktisch immer verdampfen Diese Fragmentwolke stammt von dem gro en Kreutzkome ten der im Laufe der Jahrhunderte in immer zahlreichere Bruchst cke zerfallen ist Die gr eren Bruchst cke welche in Abstand von mehreren Jahrzehnten ihre Sonnenn he durchlaufen er zeugen bis heute spektukl re Kometenerscheinungen Neben den eigentlichen Kreutzobjekten wurden zwischenzeitlich drei periodische Bahnen mit extrem kleiner Periheldistanz ermittelt auf denen Fragmente ebenfalls kontinuierlich umlaufen Nach ihren Entdeckern werden sie mit Meyer Marsden und Kracht Gruppe bezeichnet Meyer 2003 Wie l cke
67. durch eine numerische Integration berechnet In einem n K rper System ist die Bewegung des i ten K rpers gegeben durch mit km gt Any ore 10 111 jehjzi IT a Sollen zus tzlich relativistische und bei Kometen wichtiger nichtgravitative Effekte ber ck sichtigt werden kommen auf der rechten Seite noch Terme hinzu die i a Funktion von r r t sind Wir haben also ein System von 3n gew hnlichen Differentialgleichungen zweiter Ordnung zu l sen Wir k nnen diese aber auch umschreiben und in ein System von Differentialglei chungen erster Ordnung berf hren Anfangswertproblem Es gibt zahlreiche Verfahren in der numerischen Mathematik die der L sung solcher Probleme dienen und mit dem Einzug der Computer eine gro e Bedeutung erlangt haben F r einen allgemeinen Einblick sei der Leser 2 SER p R z F Auch in anderen Situationen wie z B einer gro en Ann herung an einen Planeten wird es zu fehlerhaften Ergebnissen kommen Literaturverzeichnis 269 auf die umfangreiche Literatur zur numerischen Mathematik verwiesen z B Press et al 1992 Stummel amp Hainer 1971 Eine Einf hrung in diese Thematik mit Bezug auf die spezielle St rungsrechnung findet man u a bei Guthmann 1994 Bucerius 1966 und Stumpff 1973 Die Anwendung einfacher Einschrittverfahren in der speziellen St rungsrechung sind z B in Boulet 1991 und Danby 1988 beschrieben Mehrschrittverfahren zur speziellen St rungsrechn
68. eren Feldes wegen ab etwa 300 mm Mittel format vorzuziehen Eine systematische Suche sollte sich im Hinblick auf eine bequemere Auswertung an den Feldern des Falkauer Atlas oder des Atlas Stellarum orientieren Bez glich der Areale ist zum einen der westliche Abend und der stliche Morgenhimmel ab H hen von etwa 25 in Betracht zu ziehen F r die photographische Suche ist allerdings auch der Nachthimmel von Interesse sofern weitab von der gut berwachten Ekliptikregion gesucht wird Die Durchsuchung von Dias und Negativen kann durch den Einsatz zweier Projektoren verein facht werden Mayer 1977 und Lazerson 1984 haben dieses Verfahren bei dem die Bilder beider Dias Negative auf der Leinwand zur Deckung gebracht und dann die Projektoren abwech selnd abgedeckt werden n her beschrieben Ein neues Objekt blinkt da es nur auf einer der beiden Aufnahmen abgebildet ist Existiert tats chlich ein verd chtiges Objekt das zudem noch auf mehr als einer Aufnahme abgebildet ist so m ssen vor einer Entdeckungsmeldung selbstverst ndlich erst einmal alle Kataloge studiert werden um einen schwachen aber bekannten Nebel ausschlie en zu k nnen Sofern dies nicht der Fall ist bzw im Fall da das Objekt sogar eine Eigenbewegung zeigt mu vor einer Weitermeldung noch sichergestellt werden da es sich nicht um einen periodischen oder bereits bekannten Kometen handelt Hinweise ber entsprechende Informationsquellen und ber di
69. fiir das seltene Auftreten eines Gegen schweifs Problematischer wird die L ngenbestimmung sofern der Schweif gekr mmt ist bei Staub schweifen kein au ergew hnlicher Anblick In diesem Fall sollte die Schweifl nge nicht ber den Schweifendpunkt nach der obigen Formel ermittelt werden sondern durch Zerlegung des gesamten Schweifs in mehrere lineare Abschnitte deren Linge tiber die jeweiligen Anfangs und Endpunkte ermittelt werden kann Kritisch sind schlieBlich sehr lange lineare Schweife wie beim Kometen C 1996 B2 Hyakutake neigt das Auge bei solchen Gebilden insbesondere wenn sie nur knapp ber der Erkennungsgrenze liegen doch dazu diese ber den eigentli chen Endpunkt hinaus zu verl ngern oder stellt scheinbare Verbindungen zu anderen in der Verl ngerung liegenden Objekten wie z B Sternassoziationen her In solchen F llen ist die eigene Wahrnehmung sehr kritisch zu pr fen z B indem die helleren Schweifpartien durch einen Karton abgedeckt werden Zus tzlich zur L nge eines Schweifs ist stets seine Orientierung der Positionswinkel zu be stimmen Dieser ist definiert als der Winkel den der Schweif in Bezug auf die Nordrichtung aufweist Gez hlt wird von Norden 0 ber Osten 90 S den 180 und Westen 270 Abb 3 7 Um h ufig vorkommende Fehler zu vermeiden ist es daher wichtig sich Klarheit ber die Nordrichtung zu verschaffen ganz besonders sofern der Komet im Norden steht Hierbei h
70. gibt es noch eine weitere Ursache f r das Auseinanderbrechen eines Kometenkerns der nahe Vor bergang an einem Planeten Das mit Abstand spektakul rste Schauspiel zeigte diesbez glich der Komet Shoemaker Levy 9 beim Eintauchen der Bruchst cke in die Jupiteratmosph re Heute ist si cher da dieser Komet Jupiter zun chst mehrere Jahrzehnte lang auf einer sehr elliptischen Bahn umkreiste bevor er dem Gasriesen im Juli 1992 so nahe kam da er in mindestens 22 Bruchst cke zerbrach Nur der dadurch freigesetzten Gas und Staubmenge war es zu ver danken da er selbst in gro en Amateurteleskopen als Objekt der 14 Gr enklasse sichtbar wurde In den letzten Jahren wurde eine ganze Reihe von Kernteilungen beobachtet Allerdings mu hierbei deutlich gesagt werden da dieses Ph nomen f r den Amateur nur bei helleren Kometen verfolgbar ist Der aktuellste Fall betraf den Kometen P Machholz 2 19940 Der sterreichische Amateur Michael J ger bemerkte zwei Wochen nach der Entdeckung auf einer seiner Aufnahmen ein knappes Grad von der Hauptkomponente entfernt ein weiterers kometares Gebilde das sich als Fragment entpuppte W hrend die Hauptkomponente in den folgenden drei Wochen langsam 22 2 Die Kometenbeobachtung mit Amateurmitteln Abb 2 4 Komet West 1976 VI mit seinem eindrucksvollen Staubschweif am 4 3 1976 4 33 4 37 UT Aufnahme mit Teleobjektiv 2 85 mm auf Kodak Ektachrome 23 DIN Photo J Linder schw cher wurde
71. gr eren Newton Spiegeln hnlich erfolgreich war Don Machholz der in letzter Zeit mit einem selbstge bauten 13 cm Doppelglas arbeitet Hat man einen Kometen entdeckt sollte man ihn den entsprechenden Stellen melden Zuvor seien aber einige Dinge dringend angeraten e Ganz ruhig und sachlich bleiben Es soll Leute gegeben haben die nach einer Kome tenentdeckung nicht mehr wuBten was sie wann wo und womit gesehen haben e Sichergehen da es wirklich ein Komet ist Bewegung Keine Galaxie o an der Po sition Bei Photos Existieren mehrere Photos die den Kometen zeigen Negativfehler Reflex e Sichergehen da es ein neuer Komet ist z B indem man Leute anruft die gew hnlich gut informiert sind Die VdS Fachgruppe Kometen wird bei der Einsch tzung einer solchen Beobachtung bzw bei der Weiterleitung einer Meldung behilflich sein 3 7 Schlu wort Der Zeitaufwand f r die eigentliche Kometenbeobachtung sieht man einmal von der Suche nach neuen Kometen ab ist gering im Vergleich zum Aufwand der f r die Vorbereitung der Beobachtung sowie die Aufbereitung der Beobachtungsdaten erforderlich ist Dieser Aufwand ist aber n tig damit die Beobachtung besser gelingt und die ermittelten Werte mit den Er gebnissen anderer Beobachter verglichen werden k nnen Wer dies bedenkt der kann mit der Kometenbeobachtung in ein sinnvolles und interessantes Feld der Amateurastronomie vorsto en das durch das oftmals berrasche
72. hier genannt werden Ein weiteres Ph nomen sind die Enveloppen radial um den Kern angeordnete Schalen h herer Dichte von Gas und Staub und damit gr erer Helligkeit auf der Sonnenseite Enveloppen wandern mit 5 10 h nach au en werden aber nur in sehr hellen Kometen wie z B C 1996 B2 Hyakutake visuell sichtbar Sehr selten kann der sogenannte Kernschatten beobachtet werden Dabei handelt es sich um eine lineare Struktur geringerer Helligkeit die sich vom Kern ausgehend in Richtung Schweif erstreckt Abb 6 7 zeigt diese Struktur beim Kometen Bradfield 1987s Schlie lich ist die Koma bei hellen Kometen h ufig nicht rein wei sondern zeigt eine mehr oder weniger intensive gr nliche F rbung 25 Das Merkmal der Kometen schlechthin den Schweif zeigen visuell ungef hr ein Drittel pho tographisch etwa doppelt soviele Kometen berwiegend ist der Schweif visuell schwach Prinzipiell gibt es zwei unterschiedliche Schweiftypen den Gas und den Staubschweif Kome ten die lediglich einen Gasschweif aufweisen sind deutlich in der berzahl Der Gasschweif bildet sich in der Regel vor dem Staubschweif aus der meist erst in geringerer Sonnendistanz erscheint W hrend der Gasschweif im allgemeinen von filigraner Natur ist einen kleinen ff nungswinkel aufweist und ziemlich gerade vom Kometenkopf wegl uft ist der Staubschweif eher f cherf rmig Dabei wurden ffnungswinkel nahe 90 beobachtet wie beim Kometen Hall
73. i T 2 400 450 500 550 Wellenl nge nm Abb 7 20 Transmissionen der Str mgren vby Filter T Transmission In der Schmalbandphotometrie untersucht man im allgemeinen ganz bestimmte Emissionslinien im Spektrum eines Objektes Wichtig sind Untersuchungen der Hg und Hg Linie F r Kometen existiert das International Halley Watch System IHW 168 7 Die CCD Beobachtung 7 5 2 2 Datenreduktion Von den instrumentell bestimmten Helligkeiten kann nicht direkt auf die scheinbaren Hellig keiten geschlossen werden Die zum Beobachtungszeitpunkt vorhandenen atmosph rischen Bedingungen beinflussen die gemessene Helligkeit Die Reduktion des Lichtes ist abh ngig von der Schichtdicke der Atmosph re und von der Wellenl nge Um die erhaltenen Helligkeiten berhaupt miteinander vergleichen zu k nnen mu eine Extinktionskorrektur durchgef hrt werden Ziel ist die Bestimmung der au eratmosp rischen Werte der instrumentellen Helligkei ten Die au eratmosph rischen Helligkeiten sind noch nicht geeicht und m ssen noch in die wah ren scheinbaren Helligkeiten umgewandelt werden Dies geschieht durch die Transformation der Werte in ein Standardsystem Um den Einflu kleiner Absorptions und Transmissionsun terschiede der Teleskope Detektoren und Filter so gering wie m glich zu halten m ssen in einem Standardsystem so viel Standardsterne wie m glich verwendet werden Im folgenden werden f r das V Band die Extinktionskorrektur
74. im hnlichen Graustufenbereich liegt wie die urspr ngliche Aufnahme In vielen F llen entspricht die Konstante dem Summenwert der Koeffizienten der Matrix Pixy mee Pixelwert Maske Abb 7 35 Gewichtung eines Pixelwertes einer Koordinate P x y durch die benach barten Pixelwerte innerhalb einer Maske und durch eine Koeffizientenmatrix Pu A1 66 A2 54 A3 43 A4 33 A5 44 A6 23 A7 54 A8 57 A9 34 Konstante Eine Glattung entspricht einer Mittelwertbildung aller in der Maske relevanten Pixelwerte Die zugeh rige Koeffizientenmatrix einer 3 x 3 Maske lautet 1 11 1 1 11 1 1 11 1 Um die Pixelwerte der resultierenden Aufnahme im gleichen Graustufenbereich wie die ur spr ngliche Aufnahme zu halten wird ein Divisor von 9 gew hlt Die Gr e der Maske bestimmt das Ausma der Gl ttung Bei der Sch rfung wird mit negativen Koeffizienten gearbeitet Die Matrix kann beispielsweise folgenderma en aussehen 7 6 Grundz ge der Bildverarbeitung 187 1 1 1 1 9 1 1 1 1 Abb 7 36 Krater Kopernikus mit C8 f 10 0 02 s Integrationszeit links Orginalaufnahme rechts gesch rfte Aufnahme Abb 7 37 M51 C11 f 6 3 5 min Integrationszeit Beispiel einer Bildverarbeitung mit Hilfe einer unschar fen Maske Links Orginal rechts unscharfe Maske Eine der wichtigsten Anwendungen der Maskentechnik ist die unscharfe Maske Diese Technik ist n
75. in relativ kurzer Zeit gr ere Himmelsareale berwachen Da die Preise von Refraktoren jenseits von 10cm ffnung bedingt durch aufwendige Konstruktion und teilweise teures Linsenmaterial aber schnell auf f nfstellige Summen schnellen lohnt sich ihre Anschaffung speziell f r die Ko metenbeobachtung nicht Hinzu kommt da diese Ger te im allgemeinen brennweitenbedingte Baul ngen und Tubusgewichte haben die eine noch schwerere und teurere Montierung erfor 3 3 Die Ausr stung 43 derlich machen und so ihre Transportabilit t einschr nken Ein in der Astronomie unerl liches Tab 3 1 Geeignete Instrumente und entsprechendes Kartenmaterial f r die Kometenbeobachtung Mag Instrument Kartenmaterial lt 3 blo es Auge Schurig G tz u 4 7 8x40 20x80 Sky Atlas 2000 0 Uranometria 2000 0 AAVSO Atlas 7 9 10 cm 15 cm Uranometria 2000 0 AAVSO Atlas Falkauer Atlas 9 10 5 15 cm 20 cm Falkauer Atlas 10 5 12 20 cm 35 cm Falkauer Atlas Atlas Stellarum 12 14 35 cm 50 cm Atlas Stellarum GSC POSS Arbeitsmittel ist ein geeigneter Sternatlas Schurig G tz Sky Atlas 2000 0 Uranometria 2000 0 sowie der Atlas der American Association of Variable Star Observers AAVSO sind gezeichne te Atlanten die ihrer bersichtlichkeit wegen vor allem f r Einsteiger geeignet sind Besonders praktisch f r den Kometenbeobachter ist dabei der AAVSO Atlas weil er als einziges Werk eingezeichnete Verglei
76. informieren will findet wichtige Hinweise in dem Buch von Montenbruck 1985 und in dem Werk von Montenbruck amp Pfleger 1994 Darin enthalten sind auch Pascal Listings z B zur Berechnung von Sonnenkoordi naten Viele weitere wichtige Formeln und Rechenvorschl ge findet man ferner bei Wepner 1982 9 2 Die Bahnelemente Da die Keplerschen Bahnelemente die Grundlage jeder Ephemeridenrechnung darstellen soll deren Bedeutung anhand von Abb 9 1 erl utert werden Alle K rper unseres Sonnensystems be wegen sich auf Kegelschnittbahnen Ellipsen Parabeln oder Hyperbeln Die Bahnform wird ber Die Ausgasungen des Kometen f hren zu einer Art Raketenr cksto effekt 9 2 Die Bahnelemente 227 Bahnebene Knotenlinie Kometenbahn Abb 9 1 Definition der Keplerschen Bahnelemente Diagramm A Kammerer die numerische Exzentrizit t e definiert F r geschlossene Bahnen Ellipsen gilt 0 lt e lt 1 wo bei e 0 f r die Kreisbahn steht Die gro en Planeten bewegen sich beispielsweise auf Ellipsen deren Form nur wenig von der eines Kreises abweicht d h die Bahnexzentrizit t ist sehr klein Ist e exakt Eins handelt es sich um eine Parabelbahn und f r Werte e gt 1 liegen Hyperbelbahnen vor Langperiodische Kometen haben Bahnexzentrizit ten nahe Eins so da f r neuentdeckte Kometen zun chst einmal eine Parabelbahn e 1 ver ffentlicht wird Hyperbolische Bahnen e geringf gig gr er als Eins k
77. l t sich durch Messung eines fr hen A Sternes bekannter Helligkeit bei verschiedenen Luftmassen bestimmen da fr he A Sterne einen Wert f r den Farbindex B V um null haben Durch die Messung eines Sternpaares dessen Farbunterschied so gro wie m glich sein sollte bei gleicher Luftmasse l t sich der Extinktionskoeffizient 2 Ordnung bestimmen Beispielsweise ergibt sich f r den Extinktionskoeffizient 2 Ordnung f r das V Band Buil 1991 Av AV NW een 7 29 Dabei wird die Differenz immer in der Weise vorgenommen da gilt Stern kurzwellig minus Stern langwellig Die Gr en v und b bezeichnen die gemessenen instrumentellen Helligkeiten im V und B Band V ist der zugeh rige Katalogwert im Standardsystem b v der instrumentell gemessene Farbindex In den meisten F llen kann der Extinktionskoeffizient 2 Ordnung k vernachl ssigt werden da k ein sehr kleiner Wert darstellt Die Durchf hrung einer Extinktionskorrektur 2 Ordnung ist z B f r eine genaue Bestimmung des Farbindexes B V n tig 7 5 Photometrie von Kometen 171 Transformation in ein Standardsystem Die instrumentellen au eratmosph rischen Helligkeiten m m ssen nun in ein Standardsystem transformiert werden Erst dadurch sind die Helligkeiten kalibriert und mit Ergebnissen anderer Beobachter vergleichbar Durch Messung von Standardsternen deren Helligkeiten und Farben in dem photometrischen System wohl definiert sind
78. m und die Strahlungsdichte Lin W sr m Man froid et al 1992 Henden et al 1991 Die entsprechenden photometrischen Gr en Lichtflu F in Im Beleuchtungsst rke E in 1x und Leuchtdichte Fl chenhelligkeit Lin cd m k nnen nur unter Ber cksichtigung der spektralen Empfindlichkeit des visuellen Systems aus den radiome trischen Gr en gewonnen werden Manfroid et al 1992 Die Angabe der Empfindlichkeit von elektronischen Fl chendetektoren in der Einheit 1x ist wegen der andersgearteten spektralen Empfindlichkeit CIE Kurve dieser Detektoren v llig ohne Aussagekraft Die scheinbaren visuellen Helligkeiten k nnen nach Gleichung 7 17 in die zugeh rigen Beleuchtungsst rken umgerechnet werden Manfroid et al 1992 E Ix 10 9 4m 14 7 17 Die Einteilung der scheinbaren Helligkeiten der sichtbaren Sternen in sechs Gr enklassen geht bekannterma en auf Hipparch ca 120 v Chr zur ck Dem subjektiven Eindruck glei cher Helligkeitsdifferenzen dieser Klasseneinteilung steht objektiv das Weber Fechnersche Gesetz gegen ber Die Empfindung Helligkeit ist proportional dem Logarithmus des Reizes Beleuchtungsst rke m 25 logE C 7 18 Dabei wird der Faktor 2 5 zum Angleich an die antike Gr enklasseneinteilung ben tigt Die Konstante C legt den Nullpunkt fest 21 Steradiant sr ist ein Raumwinkel Er kann durch die Gr e der Fl che gemessen werden die er aus einer mit dem Radius 1 um seinen Scheitel
79. mittlere Quantenausbeute von ca 37 im Wellenl ngenbereich 4000 10000 Q lt 0 37 und ca 42 f r das V Band Q lt 0 42 Die Werte beziehen sich auf die Quan tenausbeute des TC 211 CCD Bausteins Die tats chliche detektierte Quanteneffizienz ist aber geringer als die theoretische Quantenausbeute secz 1 cosz 7 3 Die Me genauigkeit von CCDs 153 e eine Filtertransmission von eins f r den filterlosen Einsatz bzw 0 49 bei Verwendung eines V Filters GG495 BG18 von Schott F r den filterlosen Einsatz ergeben sich f r ein Objekt der 0 Gr e damit So 1 10 registrierte Photoelektronen pro Sekunde und Quadratzentimeter ffnung der Optik F r das V Band lassen sich dann Sy 1 10 Photoelektronen pro Sekunde und Quadratzentimeter ffnung der Optik erwarten Eine hnliche berschlagsrechnung f hrt Mallama durch wobei nach Gesamtreduktion f r Amateur CCD Kameras im Spektralbereich 4000 10000 2 10 Photoelektronen s V Filter 3 10 Photoelektronen s7 pro Zoll ffnung der Optik angenommen werden Mallama 1993 Das nach einer Integrationszeit t in Photoelektronen erhaltene Signal fop ek mit einer Optik der ffnung D ergibt sich dann durch Buil 1991 Dn ua ee 7 11 Sob jekt om 0 7 7 11 7 3 6 2 Der Beitrag des Himmelshintergrundes Neben dem Objekt erzeugt der Himmelshintergrund ein Signal Die Ursachen der Himmels hintergrundhelligkeit werden in Abschnitt 7 3 2 aufgef hrt
80. r uns sichtbare Kometenerscheinung die Folge einer komplexen Wechselwirkung des Kernes mit seiner Umgebung Kometen kerne kann man sich nach dem Whippleschen Modell als schmutzige Schneeb lle vorstellen d h als ein Konglomerat aus gefrorenem Wasser und anderen gefrorenen Gasen sowie darin eingela gerten festen Staub Partikeln Bewegt sich nun ein Komet auf seiner Bahn in das innere Sonnensystem so setzt wegen der zunehmenden Erw rmung des Kernes ab etwa 3 AE heliozentrischer Distanz an seiner Oberfl che eine Aktivit t ein Das Eis sublimiert und es bildet sich eine diffuse Wolke gasf rmiger Anteile um den Kern die Koma Die in den Oberfl chenschichten eingelagerten Staubpartikel werden bei diesem Proze ebenfalls in die Koma freigesetzt Das Gas wird vom Sonnenlicht zu Fluoreszenz Dies ist als Durchschnittswert anzusehen Gelegentlich setzt die Aktivit t bereits in gr eren Distanzen ein Beispielsweise war dies bei Komet Hale Bopp der Fall der bereits in rund 7 3 AE heliozentrischer Distanz mit einer Helligkeit von etwa 10 5 entdeckt wurde 8 2 Einf hrung in die Physik der Kometen 197 oder Resonanzleuchten angeregt Die Hauptbestandteile eines Kometen sind Wasser H20 und Kohlendioxid CO2 daneben molekularer Kohlenstoff C2 Kohlenmonoxid CO und Cyan CN Die Wassermolek le und auch andere vor allem komplexe Molek le dissoziieren nach ihrer Freisetzung aufgrund der UV Strahlung der Sonne in e
81. r unsicher oder lt gt bei Durchmessern gt 99 99 Spalte 49 verwenden Anmerkungen bzgl einer zentralen Kondensation siehe Kap 3 Seite 55 DC Wert f r Zwischenwerte mit z B DC 1 2 1 f r unsicher Schweifl nge in Grad in Spalte 59 evtl Zeichen amp f r unsicher oder gt lt Bei Schweifen gt 9 99 Spalte 59 verwenden Positionswinkel in Grad sofern unsicher Beobachtername max 12 stellig oder ICQ K rzel Grenzgr e evtl mit Unsicherheitszeichen oder Schl ssel f r St reinfl sse siehe An hang E 284 E Schl ssellisten E Schl ssellisten F r die Felder Helligkeitssch tzmethode MM Instrumententyp Typ und Vergleichsstern sequenz Ref sowie f r Anmerkungen in Bezug auf Extinktionskorrekturen und St rein fl sse existieren internationale Schl ssel The International Comet Quarterly Observation Keys Helligkeitssch tzmethode Feld MM Abk Bedeutung Z lt c Tava zaara 284 Bobrovnikoff Out Out Blo es Auge und defokussierende Einheit Brille Okular In Fokus meist mit bloem Auge Keen Fernglas in und out Morris Sidgwick In Out Photographisch Totale CCD Helligkeit ungefiltert Photoelektrisch B Photoelektrisch U Photoelektrisch V Photoelektrisch ohne Angabe des Bandes Kernhelligkeit mithilfe von CCD oder visuellen Sch tzmethoden 285 Instrumentyp Feld Typ Abk Bedeutung Schmidt Newtonian Schm
82. ri ro Sie k nnen zur Berechnung einer Ephemeride verwendet werden siehe Kapitel 9 denn ein Ortsvektor r t hat die Darstellung r t rcosv t P rsinv t Q 10 39 Die Bahnlage errechnet sich schlie lich eindeutig da i lt 180 aus sinisin Q P Q P Qy 10 40 sinicosQ cos amp e Q P PQ sine P Qy P Q 10 41 cosi sin Q P PyQ cos PrQy PyQx 10 42 sin Q cosQ 4 Qy sin Q cos Qz sinQsine 10 43 cos P cos Q P sinQcos P sinQsine 10 44 Hierbei ist die Schiefe der Ekliptik f r jenes quinoktium in dem auch die Beobachtungen und die Sonnenkoordinaten vorliegen z B ist E1950 0 23 44578787 und 2000 0 23 43929111 Die Bahnlage definiert durch P Q bzw Q i bezieht sich dann auf dieses Aquinokti 110 00578 ist das Reziproke der Lichtgeschwindigkeit in mittlerer Sonnentag AE 10 5 Die Bahnbestimmung 257 um Aus diesem Grunde sollte es immer zusammen mit den Elementen angegeben wer den 10 5 6 Rechenschema Gegeben sind drei vollst ndige Beobachtungen zu den Zeiten t Die Zeiten werden zweckm igerweise in das Julianische Datum JD umgewandelt und es soll sein ty lt fh lt t3 Die rechtwinkligen Sonnenkoordinaten R sind bereits wegen t glicher Parallaxe korrigiert siehe Abschnitt 10 3 2 Sie m ssen in voller Genauigkeit 7 8 Stellen 3 vorliegen gen herte Sonnenkoordinaten reichen nicht aus a Hil
83. sich 71 72 5 Die Auswertung visueller Kometenbeobachtungen dagegen f r die im November 1995 nur 2 5 gro e Koma des Kometen C 1995 O1 Hale Bopp ein absoluter Komadurchmesser von 700 000 km Nachfolgend werden verschiedene f r eine Auswertung visueller Kometenbeobachtungen n tzliche Auswertungsmethoden und Formeln vorgestellt und anhand von Diagrammen erl utert Abb 5 1 Komet Austin 1990 V am 22 4 1990 3 55 4 05 UT nahe des Andromedanebels Zw lf Tage nach seinem Periheldurchgang zeigte der Komet einen auch visuell gut erkennbaren Schweif Aufnahme aus der spanischen Sierra Nevada mit Teleobjektiv 2 8 50 mm auf TP 2415 hyp Photo W E Celnik D M ller J Neye 5 2 Datengrundlage Zur Gewinnung aussagekr ftiger Ergebnisse ist eine breite Datenbasis erforderlich In den aller meisten F llen gen gt es in keiner Weise lediglich die eigenen Sch tzungen zu benutzen Die Beobachtung eines Kometen h ngt von so vielen heute noch immer nicht genau bekannten Ein fl ssen ab da eine Einzelbeobachtung wenig repr sentativ ist 5 2 Datengrundlage 73 Je gr er die Anzahl der in eine Auswertung eingehenden Einzelbeobachtungen ist um so siche rer werden im allgemeinen die daraus ableitbaren Aussagen sein Eine Beobachtungsmeldung mu neben dem den Sch tzwert en genaue Angaben ber den Beobachtungszeitpunkt das verwendete Instrument ffnung Typ Vergr erung und den Beobachter umfassen bei eine
84. sind alle Gr en in Bogensekunden ausgedr ckt Daher ergeben sich auch die Verbesserungen in dieser Einheit au er dT da man die Konstante k ja bereits in Bogensekunden angesetzt hat Um dq und de im L ngenma zu erhalten mu man sie mit sin 1 multiplizieren 10 6 Die Bahnverbesserung 267 g Mittlerer Fehler der Elemente Zun chst berechnen wir die Fehlerquadratsumme vv vy dL dL n dE 10 107 Den mittleren Fehler u einer Beobachtung erhalten wir aus u gt 10 108 m u wobei m die Anzahl der verwendeten Bedingungsgleichungen 2n Beobachtungen und u 6 die Anzahl der Unbekannten variierte Elemente ist Schlie lich k nnen dann die mittleren Fehler der Unbekannten berechnet werden mittels Hr UVO Ug HVQ22 He HVQ33 Ho HUvy Q44 USW 10 109 wobei die Faktoren Q11 Q66 Gewichtsreziproke die Hauptdiagonalelemente der Matrix N sind N zn 10 110 Q66 h Bestimmte Elemente konstant halten Manchmal m chte man bei der Ausgleichung ein bestimmtes Element nicht variieren Beispielsweise soll bei einer zu verbessernden Para belbahn e 1 die Exzentrizit t 3 tes Element nicht ver ndert werden Will man allgemein das k te Element konstant halten so mu man in der Matrix N die k te Zeile und Spalte auf Null setzen mit Ausnahme des Hauptdiagonalelementes Miz das man auf 1 setzt Im Vektor n setzt man die k te Position ebenfalls auf Null An der Rechnung nder
85. steigerte das Fragment im gleichen Zeitraum seine Helligkeit deutlich und war wenige Tage lang so hell wie die dann 8 helle Hauptkomponente F r einige Tage konnte man als Amateur somit einen Doppelkomenten beobachten Abb 2 5 Letztlich gelang beim Kometen P Machholz 2 die Identifikation von 5 Fragmenten die wie auf einer Perlenkette aufgereiht angeordnet waren Kammerer amp M ller 1995 Aber nicht nur den Gasriesen des u eren Sonnensystems n hern sich die Schweifsterne Auch die Erde hatte in den letzten Jahrzehnten einige nahe Begegnungen mit Kometen Immerhin kam der Komet Lexell im Jahr 1770 bis auf 0 015 AE 6 fache Mondentfernung heran In kaum gr erer Entfernung flog im Mai 1983 der Komet IRAS Araki Alcock 1983d vor ber Nur 8 Tage vor seiner gr ten Erdn he am 11 5 mit 0 031 AE entdeckt konnte der Autor die rasante Entwicklung des Erscheinungsbildes dank gn digen Wetters es regnete zwar jeden Tag in Str men klarte aber nachts f r 1 2 Stunden auf verfolgen Die Spannung wurde noch dadurch gesteigert da die erste Bahn erst zwei Tage vor der gr ten Erdn he bekannt wurde Zeigte sich der Komet am 5 Mai noch als 6 5 helles 20 gro es Objekt so stellte der Autor drei Tage sp ter verbl fft fest da sich seine Helligkeit versechsfacht und sein Komadurchmesser mehr als verdoppelt hatte Einen Tag sp ter waren es bereits 3 0 und 1 2 Abb 2 6 Am 10 und 11 Mai konnte man den 2 hellen Kome
86. tzkarten im Schweifstern unterst tzt Innerhalb der FG Kometen wurden einzelne Fachgebiete eingerichtet e Visuelle Kometenbeobachtung und auswertung e Photographische Kometenbeobachtung und auswertung 274 275 e Kometenzeichnungen e Astrometrie e Spektroskopie und Photometrie In gewissen Zeitabst nden organisiert die FG Kometen ein Treffen der Kometenbeobach ter Sie ist zudem Mitorganisator der j hrlich stattfindenden Planeten und Kometenta gung Die Kontaktadresse der FG Kometen findet sich auf den o g Internetseiten der FG Kome ten 276 C Hilfstafeln C 1 Tabelle der Tagesbruchteile Umrechnungstabelle Stunde und Minute in UT in Tagesbruchteile ddd C Hilfstafeln Minuten Stunde 0 5 10 15 20 25 30 35 40 45 50 55 0 000 003 007 010 014 017 021 024 028 031 035 038 1 042 045 049 052 056 059 063 066 069 073 076 080 2 083 087 090 094 097 101 104 108 111 15 118 122 3 125 128 132 135 139 142 146 149 153 156 160 163 4 167 170 174 177 181 184 188 191 194 198 201 205 5 208 212 215 29 22 226 229 233 236 240 243 247 6 250 253 257 260 264 267 271 274 278 281 285 288 7 292 295 299 302 306 309 313 316 319 323 326 330 8 333 337 340 344 347 351 354 358 361 365 368 372 9 375 378 382 385 389 392 396 399 403 406 410 413 10 417 420 424 4 427 431 434 438 441 444 448 451 455 11 458 462 465 469 472 416 479
87. und die Wertepaare x als Kurve dargestellt und oder in eine Datei f r eine weitere Bearbeitung geschrieben Hier treten auch dicht benachbarte Linien hervor die im CCD Bild aufgrund mangelnder Anzeige Dynamik untergehen Ein solcher Zeilenscan kann dann mittels dem vorgestellten Skript Listing 8 1 oder einem anderen Programm z B einem Tabellen Kalkulationsprogramm weiter verarbeitet werden Nach der Identifikation der Linien Banden kann der Zeilenscan entsprechend beschriftet und aufbereitet werden so dass er sich f r die Weitergabe und Publikation eignet Diese graphische Darstellung wird synonym zur eigentlichen Aufnahme auch als Spektrum bezeichnet 6das Beispiel ist in dem Skript enthalten um es zu aktivieren muss die auskommentierte Zeile do_test wieder eingeschaltet werden 218 8 Spektroskopie Zahlreiche Emissionslinien f r die Identifikation eigener Spektren sind in Tab 8 3 am Ende des Kapitels angegeben Die Daten stammen im wesentlichen aus einer Arbeit von Brown et al 1996 Dort wurden in hochaufl senden Echelle Spektren der Kometen P Swift Tuttle und P Brorsen Metcalf insgesamt 2438 Emissionslinien identifiziert F r die Tabelle wurden alle bei Brown et al angegebenen Linien des Kometen Swift Tuttle mit einer vorgegebenen Mindestintensit t 120 von max 1000 entnommen Eine kleinere bersicht der bis 1982 in Kometenspektren identifizierten Spezies und der Wellenl ngen der zugeh rigen Banden bzw Li
88. vor allem bei h heren Exzentrizit ten weniger Durchg nge d h die Iteration konvergiert erheblich schneller E M wiederum im Bogenma En esinE M E E ntl En Tecos E 9 63 Auch hier wird mit dem Startwert Eg M begonnen Als Ergebnis erh lt man die exzentrische Anomalie E Damit k nnen wir bereits einen Teil des Ergebnisses bestimmen n mlich den Abstand r des Kometen von der Sonne in AE r a l ecosE 9 64 Zu den anderen zu bestimmenden Gr en Rektaszension amp Deklination und Entfernung von der Erde A f hrt folgende Rechnung G a cosE e 9 65 H aV1 e2 sinE 9 66 B P G Q H X 9 67 D P G Q H Y 9 68 L P G 0 H Z 9 69 Die Entfernung von der Erde A in AE erhalten wir aus A y B2 D2 L 9 70 und die Deklination aus arcsin L A 9 71 238 9 Ephemeridenrechnung Bleibt noch die Rektaszension die sich aus der folgenden Beziehung ergibt u 9 72 a 2 arctan Ist D lt 0 und B gt 0 m ssen 360 im Fall B lt 0 180 addiert werden Mit diesem Verfahren kann man durchaus noch Kometen mit Exzentrizit ten bis fast 0 999 ausreichend gut berechnen Daher sei hier lediglich auf die in der Literatur enthaltenen Formeln f r parabelnahe Ellipsenbahnen hingewiesen Sofern die Helligkeitsparameter und evtl die Art der Helligkeitsentwicklung bekannt sind kann die Helligkeit des Kometen gem den Formeln in Kapitel 5 5 1 berechnet w
89. werden von Teleskopherstellern bestimmte Ger te als Kometensucher bezeichnet In der Tat haben manche Fernrohre Qualit ten die sie f r die Kometenbeobachtung geeigneter erscheinen lassen als andere Fernrohre Dennoch mu man sich als Amateur nicht sofort ein neues Teleskop zulegen will man in die Kometenbeobachtung einsteigen Grunds tzlich kann diese mit jeder Art von Teleskop ausge bt werden entscheidend sind vielmehr die Ziele des Beobachters und Faktoren wie die Helligkeit des Kometen oder die Art des Beobachtungsorts Wer sich als angehender Kometenbeobachter aber ein neues Teleskop zulegen m chte sollte beim Kauf einige Punkte ber cksichtigen Gerade f r den Einsteiger ist das empfehlenswerteste Beobachtungsger t immer noch der Feldstecher Binokulare werden heute mit unterschiedlichen ffnungen und Vergr erungen angeboten die von den einfachen 5 x 24 Operngl sern bis zu speziellen 25 x 100 oder gar noch gr eren Nachtgl sern reichen die erste Zahl steht f r die Vergr erung die zweite f r den Objektivdurchmesser in mm Der gro e Vorteil dieser Instrumente besteht in der M glichkeit das Objekt mit beiden Augen beobachten zu k nnen Dadurch ist die Beobachtung weniger erm dend was noch durch die Handlichkeit der Ger te unterst tzt wird Um aber die Leistungsf higkeit eines Feldstechers voll ausnutzen zu k nnen empfiehlt es sich bereits ein 10 x 50 Binokular auf einem Stativ oder hnlichem fest zu monti
90. wird man zahlreiche weitere teilweise aber auch nur kleine oder sehr spe zialisierte Seiten finden und nat rlich auch die o g Quellen 220 8 Spektroskopie Tabellen und Code Tab 8 3 Nach Wellenl nge sortierte Liste beobachteter Kometen Emissionsbanden Aus Brown et al 1996 wurden f r Komet Swift Tuttle alle wichtigen Linien einer gewissen Minimalintensit t 120 von max 1000 entnommen und ggf durch weitere Literaturwerte erg nzt M A Molek l bzw Atom A nm M A A nm M A A nm M A A nm M A A nm M A 386 8 CN 549 0 C 557 9 C2 593 1 NH 633 3 NH 387 0 CN 549 2 C2 558 0 C2 596 3 NH2 633 5 NH2 387 9 CN 549 3 C2 558 2 C2 597 6 NH2 634 4 NH2 388 0 CN 549 7 C2 558 3 C2 597 7 NH2 634 5 NH2 388 1 CN 550 1 C2 558 4 C2 599 5 NH 636 4 OI 399 3 C3 550 2 C2 558 5 C 600 7 NH 653 4 NH 401 9 C3 550 6 C2 558 8 C2 601 9 NH2 660 0 NH2 404 0 C3 550 8 C2 559 1 Co 602 0 NH2 661 8 NH2 405 0 OH 551 1 C2 559 4 C2 602 2 NH2 661 9 NH2 405 2 C3 551 5 C 559 6 C2 603 2 NH 662 8 NH 407 4 C3 551 7 C2 559 9 Co 603 4 NH2 664 1 NH2 421 5 CN 551 8 C2 560 1 Co 603 8 NH2 665 5 NH2 432 5 CH 551 9 C2 560 4 C2 603 9 NH2 665 6 NH2 436 8 Co 552 3 C2 560 6 C2 604 6 C2 665 9 NH 467 6 C2 552 4 C2 560 8 C2 604 9 C2 667 2 NH 468 3 Co 552 6 C2 561 0 C2 605 4 C2 668 2 NH2 469 7 C2 552 8 C2 561 2 C2 605 5 C2 675 0 NH2 471 5 C2 553 2 C2 561 4 C2 605 6 C2 675 5 NH2 473 7 C2 553 2 Cy 561 6 C2 605 9 C 692 6 CN 498 8 C2 553 2 C2 561 8
91. 0 0 1 4 Anf nge der Kometenphysik 2 2 2222 2 onen 1 5 Die moderne Kometenforschung 2 2 2 2 2 nn nn 2 Die Kometenbeobachtung mit Amateurmitteln Literat rverzeichnis 2 2 s se seee ee Se ge aaa 3 Die visuelle Beobachtung 3 1 Einleitung ic 2242 tee ea a er re rar 3 2 Die physiologischen Grundlagen 2 2 oo 3 3 Die Ausr stung 2 2 4 4 ek 0 0 au reba an ass naar 3 4 Der Standort 2222 o nun 3 5 Die Beobachtung Coon 3 5 1 Die einzelnen Beobachtungsgr en 2 2 222 3 5 2 Die Beobachtungsaufzeichnungen 2 2 2 222m 3 5 3 Kernnahe Strukturen 2 2 2 CC oo none 3 6 Die visuelle Suche nach Kometen 2 2 22 Eon nn Bek SCHIUBWOLL 2 ee a Bae Re ee ne ee etn ene Meee ar Literaturverzeichnis o s 22 0 32 2 2 2080048 2 a a na ar ee 4 Die wichtigsten Sternkataloge f r den Kometenbeobachter 4 1 Allgemeines zu Sternhelligkeiten 2 2 n Corn vii xi ita 17 34 37 37 37 41 46 47 47 55 57 59 63 64 65 65 ii ii Inhaltsverzeichnis 4 2 Die Sternkataloge im Vergleich o o ooo a a a 67 Luter t rverzeichnis 003 4 geese ahaa a a a ea Bk ee 8 70 Die Auswertung visueller Kometenbeobachtungen 71 3 1 Einleitung Se eR ER RR ROE Bw A Hw a a aa 71 5 2 Datengrundlage soss 22 48 65 65 80 246454 4464048 ooo os 72 3 3 Datenselektion 2c oa ala ee RE OE a G 74 5 4 Allgemeine Auswertungshinweise 2 2 o 76 5 5 Bestimmung der Kometenparameter 2
92. 0 67 0 56 78 12 116 101 089 072 0 60 79 11 1 26 1 10 0 97 0 78 0 66 80 10 1 38 1 20 1 06 0 85 0 72 81 9 152 132 116 0 94 0 79 82 8 1 70 147 1 29 1 05 0 88 83 7 1 91 1 65 1 46 1 18 0 99 84 6 2 18 1 89 1 66 1 34 1 13 85 5 2 53 2 20 1 93 1 56 1 31 86 4 3 01 2 61 2 30 1 86 1 56 87 3 3 69 320 2 82 2 28 1 91 88 2 4 72 409 3 60 2 91 2 45 89 1 6 44 558 4 91 3 97 3 34 90 0 9 80 850 7 49 6 05 5 08 C 2 Extinktionstabellen Quelle ICQ 14 55 59 279 Atmospharische Extinktion in Gr enklassen bei sommerlicher Atmosph re hoher Wasserdampfgehalt H he in m ber NN z he 0 500 1000 2000 3000 0 90 032 026 02 017 0 14 10 80 032 027 023 017 0 14 20 70 034 028 0 24 018 0 15 30 60 037 030 026 020 0 16 40 50 041 034 029 0 22 0 18 45 45 045 037 032 024 0 19 50 40 049 041 035 0 26 0 21 5 35 05 0 46 039 0 30 0 24 60 30 0 63 053 04 034 0 27 62 28 0 68 056 048 0 36 0 29 64 26 072 060 051 039 031 66 24 0 78 065 055 042 0 34 68 22 085 0 70 060 0 45 0 36 70 20 093 0 77 065 0 50 0 40 71 19 097 081 069 052 0 42 72 18 1 02 085 072 055 0 44 73 17 1 08 0 90 07 058 0 47 7 16 115 09 081 0 61 049 5 15 12 101 086 0 65 0 53 76 14 130 1 08 092 0 70 0 56 77 13 140 116 09 075 0 60 78 12 151 125 107 081 065 9 11 164 136 116 0 88 0 71 80 10 179 149 126 09 0 77 8 amp 1 9 197 164 139 1 06 0 85 82 8 219 183 155 118 0 95 83 7 247 206 175 13 1 07 84 6 282 235 19 151 1 22 5 5 3 28 2
93. 0mm Optik mit ST 4 CCD Kamera mit V Filter scheinbare V Helligkeit Objekt 10 60 180 SIN 10 50 100 10 50 100 10 50 100 7 0 2 5 3 14 28 8 42 27 8 0 1 6 12 7 36 72 21 108 72 9 0 3 15 30 18 90 183 54 279 183 10 0 7 38 76 45 232 484 137 754 484 11 0 19 95 195 114 620 1373 357 2269 1373 12 0 47 246 517 296 1812 982 13 0 120 659 1474 802 3087 14 07 312 1940 2437 15 0 850 192 Literaturverzeichnis Literaturverzeichnis m 1 2 3 4 5 12 13 14 Hearn A T 1983 Photometry of Comets In Solar System Photometry Handbook R M Genet Ed Willmann Bell Richmond Berry R 1994 Sky and Telescope 87 30 Bessel M S 1995 UBVRI Filters for CCD Photometry CCD Astronomy Fall 1995 20 23 Bickel W 1991 Sterne und Weltraum 30 760 Budding E 1993 An Introduction to astronomical photometry Cambridge University Press Buil Ch 1991 CCD Astronomy Willmann Bell Richmond Cicco di D 1990 Sky and Telescope 80 250 Cicco di D 1990 Sky and Telescope 84 395 Cicco di D 1991 Sky and Telescope 82 257 Compuscope 1993 Users Guide zu Imagine 32 Software Santa Barbara Geyer E H 1984 DFG Rundgespr ch und Workshop ber Astronomische Gro telesko pe Bad Honnef 29 30 11 84 Henden A A amp Kaitchuck R H 1991 Astronomical Photometry Wilmann Bell Rich mond Landolt A U 1983 Astron Jo
94. 1 Einleitung Unmittelbar nach der Entdeckung eines Kometen berechnet die Zentralstelle der Internationalen Astronomischen Union IAU aus den eintreffenden Positionsbeobachtungen eine erste Bahn und verbreitet diese via AU Zirkular Meist enthalten diese Zirkulare nur sehr kurze Ephemeriden daf r aber beispielsweise folgende Daten T 1997 June 17 208 TT q 3 17375 AU e 1 39 270 Q 135 774 i 145 069 2000 0 Die genaue Bedeutung dieser Bahnelemente wird im Abschnitt 9 2 behandelt Diese Bahnele mente beschreiben zwar pr zise die Bahn im Raum haben aber einen Nachteil Die Position des Kometen am Himmel geht daraus nicht sofort hervor Aufgabe der Ephemeridenrechnung ist es die Position des Kometen fiir einen gewiinschten Zeitpunkt aus diesen Bahnelementen zu bestimmen um den Kometen am Himmel aufsuchen zu k nnen Die umfangreichen Formeln der Ephemeridenrechnung lassen einen gewissen Rechenaufwand erwarten und dieser Eindruck t uscht nicht Andererseits sind in der heutigen Zeit Computer ein weit verbreitetes Arbeitsmittel und ihre Leistung und Kapazit t reicht bei weitem aus ein kom fortables Programm zur Ephemeridenrechnung abzuarbeiten Eine gro e Zahl an Hochsprachen wie beispielsweise FORTRAN BASIC C C oder Pascal stehen zu erschwinglichen Preisen zur Verf gung viele Compiler sind auch als PD erh ltlich In den IAU Circulars steht Peri f r Node f r Q und Incl f r i 225 226 9 Ephemeride
95. 10 62 n y f R 10 63 r3 M A f 8 10 64 ra r 73 10 65 c Verbesserung von M Sind die Zwischenzeiten sehr ungleich oder sehr gro so weicht das Verh ltnis Sektor zu Dreieck zu stark von Eins ab und es m ssen Terme h herer 10 5 Die Bahnbestimmung 259 Ordnung mitgenommen werden Auch der Klammerausdruck in Gleichung 10 21 ist dann ungleich Null In diesem Fall sollte vor Ableitung der Elemente der Wert von M verbessert werden e2 R x R2 Ge 10 66 2 e3 Ro x e2 n Tiri ars 10 67 T2 nO 10 68 T 0 _ za 10 n 10 69 v ing n 10 70 v3 4 73 1 n 10 71 10 72 vV ny n 43 10 73 Ir 2 V n ny 3 10 74 fi 2 a aR elg 10 75 in RX Rol m Min M 10 76 Mit dem neuen Wert Myep wird nun die Rechnung ab Eingang al wieder holt d Ableitung der Bahnelemente Aus dem Iterationsverfahren haben wir A und A3 MA erhalten Die Bahnelemente werden mit den Formeln aus Abschnitt 10 5 5 be rechnet 4Man kann das Verh ltnis Sektor zu Dreieck mittels geeigneten Iterationsverfahren theoretisch mit beliebiger Genauigkeit bestimmen hier gen gt eine erste Verbesserung 260 10 Bahnbestimmung und verbesserung e Nachrechnen der mittleren Beobachtung Mit diesen Bahnelementen wird ein Eph emeridenort f r den mittleren Zeitpunkt t berechnet Weicht dieser stark vom beobachteten Ort 0 62 ab so k nnen daf r verschie
96. 17 Schlie lich k nnen die mittleren Fehler der beiden Helligkeitsparameter ermittelt wer 86 5 Die Auswertung visueller Kometenbeobachtungen den N An bzw A 2 5n M Nie if 5 18 u xx Amo M Nie Be 5 19 Wie erkennbar ist letztere Berechnung sehr aufwendig weshalb h ufig auf den Korrelati onskoeffizienten zur ckgegriffen wird Besitzt man jedoch einen Computer so empfiehlt es sich die aussagekr ftigeren mittleren Fehler der beiden Helligkeitsparameter zu verwen den Die Helligkeitsformel sollte letztlich wie folgt angegeben werden m mo Amg 51l0gA 2 5n A 2 5n logr bzw 5 20 m mo 5logA 25nlogr K 5 21 Zus tzlich mu im Falle da der Helligkeitsverlauf eines Kometen nur durch mehrere Formeln befriedigend dargestellt werden kann der jeweilige Zeitraum angegeben werden innerhalb dessen die Formel gilt Die Angabe der Anzahl der jeweils eingegangenen Sch tzungen erh ht die Aussagekraft weiter Die Art und Komplexit t des Helligkeitsverlaufs kann am besten aus der Komet Austin 1990 V heliozentrische Helliakeit ber r r a ki r mf zm vy am am she amt gm vor dem Perinel nach dem Perinel to 10 r AE 201815 14 12 10 08 D6 04 04 08 08 in 12 14767820 TIRE Abb 5 6 Die heliozentrische Helligkeit des Kometen Austin 1990 V aufgetragen tiber logr Entwicklung der heliozentrischen Helligkeit abgelesen werden Daf r wird die heliozentrisch
97. 2 10 Komet C 1996 B2 Hyakutake am 28 3 1996 3 21 3 30 UT Diese kontrastverst rkte Aufnahme vom Eisenberg im Kn llgebirge Nordhessen zeigt eine Schweifl nge von 72 Aufnahme mit All Sky Kamera 2 8 16 mm auf FujiChrome Sensia 400 Photo M Kobusch Der Anblick war atemberaubend sofern man weitab von Siedlungen beobachtete Den hellen und deutlich kondensierten Kometenkopf fast ber einem zog der Komet seinen Schweif ber mehr als ein Drittel des Himmels hinter sich her Dabei war das erste Drittel auff llig das zweite Drittel halbwegs gut erkennbar das letzte Drittel aber nur unter g nstigsten Bedingungen berhaupt auszumachen was einige internationale Beobachter dazu verleitete physikalisch unplausible Schweifl ngen bis 100 anzugeben mit Sicherheit ein Effekt der optischen T uschung verursacht durch die Linearit t des Gebildes und einer Helligkeit des komafernen Schweifbereichs nahe der absoluten Nachweisgrenze Im Fernglas zeigte der Schweif neben Streamern auch Schweifkondensationen und im Teleskop Konnte innerhalb der Koma neben dem hellen false nucleus ein extrem heller und langer Jet in Schweifrichtung und ein Jetf cher zur Sonne hin beobachtet werden Abb 2 11 Den Photographen zeigte der Komet gleich eine ganze Palette an Erscheinungen im Schweif von unz hligen Streamern ber Schweifwolken bis zu einem Schweifabri Abb 2 12 Abb 2 13 Just nach der gr ten Erdn he begann der Mond zu st ren und a
98. 2 2 on n nn 77 5 5 1 Allgemeines ber die Helligkeitsentwicklung von Kometen 77 5 5 2 Bestimmung der Helligkeitsparameter 2 222 000 83 5 5 3 Absoluter Komadurchmesser 2 222222 88 5 5 4 Absolute Schweifl nge 2 2 2 moon nen 91 5 5 5 Koma Kondensationsgrad DC und Positionswinkel 93 5 6 Methoden zur weiteren Reduzierung der Streuung 2 2222 0 95 5 6 1 Verwendung ausgew hlter Beobachter 2 2 22 2000 95 5 6 2 Verwendung ausgew hlter Instrumentenkategorien 96 5 6 3 Gewichtete gleitende Mittelwerte 2 2 2 2 2 nun 96 5 6 4 Kombination der genannten Methoden 101 3 7 ZUSammentassung 53 ar nt re ee a ne ee a wh le 101 Literaturverzeichnis s s 246 Haka au Ran Ra RA Re ea aS 102 Die photographische Beobachtung 103 6 1 Einleitung 22 2 sas eh ee ar yw to a eR Ad 103 6 2 Die photographische Optik 00 0 0000 105 6 2 1 Wesentliche Faktoren fiir die Auswahl einer Optik 105 6 2 2 Kurzbrennweitige Optiken 2 2 Comm 106 6 23 Astro raphent ka Sonne manche bs eh en er ee ae amp 107 6 2 4 Langbrennweitige Optiken 2 2 Comm nn 107 6 3 Die photographische Emulsion 2 2 2 2 non n nn 109 6 3 1 Photochemischer Proze 2 2 mono n nn 109 6 3 2 Eigensch ften s 3 43 43 23 2 be Gaede oe amp ore de Shae Swe ee 109 6 3 2 1 Allgemeines s s s s po socos acs moa mcin aoe aoe 109 6 3 2 2 Schwarzsch
99. 3 232 17 141 86 4 390 325 275 209 1 68 87 3 478 3 98 338 256 2 06 88 2 611 500 432 3 28 2 63 89 1 833 69 5 89 447 3 59 90 0 1268 10 56 897 680 5 47 280 C Hilfstafeln C 3 Tabelle mit der endg ltigen Bezeichnung der ersten 150 periodi schen Kometen Nachfolgend ist die offizielle Bezeichnung aller periodischen Kometen deren Bahnen hin reichend abgesichert sind gem der neuen Nomenklatur wiedergegeben Die Bezeichnung setzt sich zusammen aus dem dreistelligen Code der Kennzeichnung bzgl der Natur des Ob jekts D bedeutet der Komet ist verschollen bzw existiert nicht mehr und dem Namen des Kometen 1P Halley 4P Faye 7P Pons Winnecke 10P Tempel 2 13P Olbers 16P Brooks 2 19P Borrelly 22P Kopff 25D Neujmin 2 28P Neujmin 1 31P Schwassmann Wachmann 2 34P Gale 37P Forbes 40P V is l 1 43P Wolf Harrington 46P Wirtanen 49P Arend Rigaux 52P Harrington Abell 55P Tempel Tuttle 58P Jackson Neujmin 61P Shajn Schaldach 64P Swift Gehrels 67P Churyumov Gerasimenko 70P Kojima 73P Schwassmann Wachmann 3 76P West Kohoutek Ikemura 79P du Toit Hartley 82P Gehrels 3 85P Boethin 88P Howell 2P Encke 5D Brorsen 8P Tuttle 11D Tempel Swift 14P Wolf 17P Holmes 20D Westphal 23P Brorsen Metcalf 26P Grigg Skjellerup 29P Schwassmann Wachmann 1 32P Comas Sola 35P Herschel Rigollet 38P Stephan Oterma 41P Tuttle Giacobini Kresak 44P Reinmuth 2 47P Ashbrook Jackson 50P Arend 53P Va
100. 45 x y 2 F Optik 7 14 Dabei sind x und y die Abmessungen des Bildelements in um und F die Brennweite der Optik F in mm 7 3 6 3 Nachweisgrenze und Me genauigkeit Das nach Gleichung 7 6 ermittelte Signal Rauschverh ltnis bestimmt nun die Registrierbarkeit und die G te der Messung Im Anhang werden in Tabellen die Signal Rausch Verh ltniswerte f r bestimmte scheinbare Helligkeiten f r 67 8 und 10 Instrumente bezogen auf bestimmte Integrationszeiten aufgef hrt Desweiteren wird f r vorgegebene Signal Rausch Verh ltniswerte 7 3 Die Me genauigkeit von CCDs 155 10 50 und 100 die erforderliche theoretische Mindestintegrationszeit abgesch tzt Dies ist vor allem f r die Photometrie von gro er Wichtigkeit Vergleicht man fl chenhaft ausgedehnte Objekte zum Beispiel Kometen mit gleicher Gesamt helligkeit fKomer const aber unterschiedlichen Ausdehnungen Komadurchmesser so ergibt sich aus Gleichung 7 6 ein unterschiedliches Signal Rauschverh ltnis Die Zahl der f r das Gesamtsignal relevanten Pixel np ist unterschiedlich und geht in den Gr en fHintergrund OThermal noise Und in dem Ausdruck Ohea dout noise Pixel ein Eine gr ere Koma f hrt bei gleicher Gesamthelligkeit zu einem geringeren Signal Rausch Verh ltnis Die Angaben in den Tabellen beziehen sich auf Objekte die mit Detektionskreisen von 10 60 und 180 Bogensekun den Durchmesser aufgenommen werden m ssen Alle Pixel i
101. 5 0 43 0 35 70 20 0 82 0 70 0 60 0 47 0 39 71 19 0 86 0 73 0 63 0 49 0 40 72 18 0 91 0 77 0 66 052 0 43 73 17 0 96 0 81 0 70 0 55 0 45 74 16 1 02 0 86 0 74 0 58 0 48 75 15 1 08 0 92 0 79 0 62 0 51 76 14 1 15 0 98 0 84 0 66 0 54 77 13 1 24 1 05 0 91 0 71 0 58 78 12 1 34 1 13 0 98 0 76 0 63 79 11 1 45 123 1 06 0 83 0 68 80 10 1 59 134 1 16 0 91 0 74 81 9 1 75 1 48 1 28 1 00 0 82 82 8 1 94 1 65 1 42 1 11 0 91 83 7 2 19 1 86 1 60 1 25 1 03 84 6 2 50 2 12 1 83 1 43 1 17 85 5 2 91 2 46 2 13 1 66 1 36 86 4 3 45 2 93 2 53 1 97 1 62 87 3 4 23 3 59 3 10 2 42 1 99 88 2 5 41 459 3 96 3 09 2 54 89 1 7 38 6 26 540 4 22 3 46 0 11 24 9 53 8 23 6 42 5 28 278 C Hilfstafeln Atmosph rische Extinktion in Gr enklassen bei winterlicher Atmosph re niedriger Wasserdampfgehalt H he in m ber NN z hf 0 500 1000 2000 3000 0 90 025 021 019 015 0 13 10 80 025 022 0 19 0 15 0 13 20 70 026 023 020 0 16 0 14 30 60 028 025 022 0 17 0 15 40 50 032 028 024 020 0 17 45 45 0 35 030 026 0 21 0 18 50 40 0 38 033 029 024 0 20 55 35 0 43 0 37 0 33 026 0 22 60 30 0 49 0 42 0 37 0 30 0 25 62 28 052 045 040 032 0 27 64 26 0 56 048 0 43 0 34 0 29 66 24 0 60 052 046 0 37 0 31 68 22 0 65 057 050 040 0 34 70 20 0 72 0 62 0 55 0 44 0 37 71 19 0 75 0 65 0 57 0 46 0 39 72 18 0 79 0 69 060 049 041 73 17 0 84 072 064 052 0 43 74 16 0 89 0 77 0 68 0 55 0 46 75 15 0 94 082 0 72 0 58 0 49 76 14 1 01 0 87 0 77 0 62 0 52 77 13 1 08 0 94 0 82
102. 5 4 Identifikation der Linien 22 Comm 217 8 6 Informationsquellen und Amateur Projekte 218 Literaturverzeichnis o s 2 pare ded note race a es 223 Ephemeridenrechnung 225 91 Einleitung s sess 2a sus Am neh 225 9 2 Die Bahnelemente 2 2 orrore on 226 9 3 Wesentliche Hilfsformeln 2 oaa 228 9 3 1 Winkelfunktionen 2 2 2 2 000000 0000200088 229 9 3 2 Umrechnung Dezimalgrad in Grad Bogenminuten und umgekehrt 229 9 3 3 Rechnen mit dem Kalender Julianisches Datum 230 Inhaltsverzeichnis v 10 9 4 Berechnung der rechtwinkligen Sonnenkoordinaten 232 9 5 Die Ephemeridenrechnung osoa a 236 9 5 1 Berechnung der Gau konstanten o osoa 236 9 5 2 Ephemeridenrechnung bei elliptischen Bahnen 236 9 5 3 Ephemeridenrechnung bei parabolischen Bahnen 238 9 5 4 Rechenbeispiele 2 2 2 22 nn n nn 239 Bahnbestimmung und verbesserung 243 10 1 Einleitung 3 52 28 sarah ri ee Dekan 243 10 2 Historisches s sdi steak e an te Son Spr hake Baader na 244 10 3 Die Reduktion der Beobachtungen 2 2 2 cn n nn 245 10 3 1 Reduktion alter Beobachtungen 2 2 2220 246 10 3 2 Auswahl der Beobachtungen 2 2 222 2 247 10 4 Das Zweik rperproblem 2 222222 Comm 247 10 5 Die Bahnbestimmung 2 2 Lo oo 250 10 5 1 Formulierung der Aufgabe 2 on n nen 250 10 5 2 Die Dreiecksfl chen als Funktion der Zeit 2 2 22222000
103. 54 13 26 4 9 11 0 32 62 5 10 2 3 12 0 13 25 2 4 10 13 0 5 10 1 2 0 14 0 2 4 0 1 15 0 1 2 0 16 0 0 Abgesch tzte Integrationszeiten in Sekunden f r Signal Rausch Verh ltniswerte 10 50 und 100 f r Photometrie bezogen auf eine 150 900mm Optik mit ST 4 CCD Kamera mit V Filter scheinbare V Helligkeit Objekt 10 60 180 S N 10 50 100 10 50 100 10 50 100 7 0 1 4 8 5 23 46 14 70 8 0 2 10 20 12 58 118 35 179 9 0 5 25 50 29 149 307 88 471 10 0 12 62 127 74 389 834 227 1331 11 0 31 158 329 189 1081 2546 606 4442 12 0 78 415 899 499 3458 1767 13 0 199 1157 2770 1422 14 0 528 3742 4813 15 0 1514 7 6 Grundz ge der Bildverarbeitung 191 Abgesch tzte Integrationszeiten in Sekunden f r Signal Rausch Verh ltniswerte 10 50 und 100 f r Photometrie bezogen auf eine 200 1260mm Optik mit ST 4 CCD Kamera mit V Filter scheinbare V Helligkeit Objekt 10 60 180 S N 10 50 100 10 50 100 10 50 100 PORTA 1 3 6 4 18 35 11 53 107 8 0 1 7 15 9 45 90 27 136 278 9 0 4 19 38 22 113 231 67 353 751 10 0 9 47 96 56 293 618 172 972 2256 11 0 23 120 247 143 795 1804 453 3049 12 0 59 311 662 374 2409 1275 13 0 151 847 1947 1036 14 0 396 2591 3286 15 0 1100 Abgesch tzte Integrationszeiten in Sekunden f r Signal Rausch Verh ltniswerte 10 50 und 100 f r Photometrie bezogen auf eine 250 150
104. 6 Brooks 2 1889 V 6 C 1995 O1 Hale Bopp 23 C 1996 B2 Hyakutake 19 27 C 1996 Q1 Tabur 20 C 2002 C1 Ikeya Zhang 210 IRAS Araki Alcock 1983d 22 Levy 1990c 18 Lexell 1770 D 6 22 Liller 1988a 19 Machholz 1985e 20 Machholz 1988j 20 Mueller 1991h 20 Okazaki Levy Rudenko 1989r 26 P Machholz 2 19940 21 Panther 1980u 17 Shoemaker Levy 9 21 Skorichenko George 1989e 19 Sugano Saigusa Fujikawa 1983e 23 Tanaka Machholz 1992d 20 Tsuchiya Kiuchi 19901 20 West 1976 VI 20 Komet Shoemaker Levy 9 13 Kometen aufnahmen erste 9 bahn 4 6 entdeckung 271 familie 7 kern 2 57 196 kopf 2 masse 6 materie 10 12 parameter 74 schweif 2 spektren erste 9 chemische Zusammensetzung 197 erdnahe 22 Hydroxylwolke 197 periodische 6 Wasserstoffwolke 197 Kometennomenklatur Alte 9 Neue 9 Kometensucher 41 Kompositverfahren 123 Kondensationsgrad DC 53 Korrelationskoeffizient 85 Lambert Johann Heinrich 244 296 Index Lambertsches Theorem 253 Lichtlaufzeit 246 Mehrschrittverfahren 269 Meteorstrom 11 Mikrometermessung 246 Mindestvergr erung 39 Mittelwert arithmetischer 74 gewichteter gleitender 97 Morris Methode 49 MPC 245 Stationscode 246 Nachf hrung indirekte 118 Negativfehler 132 Newcombsche Theorie 232 Newton Isaac 244 Newton Verfahren 237 Nichtgravitative Kr fte 3 8 268 Nord
105. 6 3523 1077 AE der Aquatorialradius der Erde so gilt Axy a S 0 1568h 1076 sing 10 5 Az a C 0 1568h 1076 cos 10 6 10 7 MPC Minor Planet Circular Minor Planets and Comets und IAUC International Astronomical Union Circular 246 10 Bahnbestimmung und verbesserung mit f 1 298 257 10 8 c cos 1 f sinto 1 10 9 s 1 f C 10 10 F r alle Beobachter die einen MPC Stationscode besitzen sind hingegen die Faktoren psind pcos d und die geographische L nge A tabelliert und k nnen z B vom MPC abgerufen werden http www cfa harvard edu iau lists ObsCodes html Dabei bezeichnen p und die geozentrische Entfernung und Breite des Beobachters Die gesuchten par allaktischen Faktoren erh lt man dann durch Multiplikation mit dem Erd quatorialradi us Ayy ap sind 10 11 Az ap cos 10 12 Weitere Reduktionen werden nicht angebracht Die Planetenaberration Lichtlaufzeit wird w hrend der Bahnbestimmung ber cksichtigt Ihr Einflu ist ohnehin recht klein so da nur eine Korrektur der Perihelzeit T erfolgen mu 10 3 1 Reduktion alter Beobachtungen In der lteren Literatur findet man oft Beobachtungen die sich auf die mittlere Lage von Himmels quator und Fr hlingspunkt zum Jahresanfang z B 1927 0 oder auf die wahre Lage von quator und Fr hlingspunkt zum Beobachtungsdatum beziehen scheinbarer Ort z B bei Mikrometermessungen Oftmals wurde a
106. 7 0 bzw 7 7 hell wird die Helligkeitsdifferenz von 0 7 den 10 Stufen w hrend der Sch tzung gleich gesetzt Per Dreisatz erh lt man aus den Beispielswerten des vorigen Absatzes die folgenden Helligkeiten es wird auf 0 1 gerundet zwei oder mehr Nachkommastellen gaukeln hier eine Ge nauigkeit vor die visuell nicht erreicht werden kann 7 4 A5 Komet 5B 7 2 A3 Komet 7B 7 6 A8 Komet 2B Stehen geeignete Vergleichssternhelligkeiten z B aus dem AAVSO Atlas zur Verf gung kann man sich den Umweg ber die 10 Stufen und ihre Umrechnung ersparen und die Helligkeit direkt in Gr enklassen sch tzen Neben der erforderlichen Erfahrung in der Anwendung der genannten Methoden stellen die unterschiedlichen Helligkeitsangaben der Vergleichssterne in verschiedenen Atlanten bzw Kata logen den gr ten Einflu faktor f r die G te einer Helligkeitssch tzung dar Bereits bei Sternen schw cher als 7 sind Differenzen auch in modernen Quellen auszumachen Je schw cher die Vergleichssterne werden umso gr er werden diese Differenzen die bei 13 auf ber 1 anwachsen k nnen Aus diesem Grund ist gerade bei schw cheren Kometen die Verwendung genauer Kataloge bzw Atlanten von zentraler Bedeutung Welche Quellen bevorzugt einge setzt werden sollten um eine f r wissenschaftliche Zwecke ausreichende Genauigkeit bei der Helligkeitssch tzung zu erreichen wird im Kapitel 4 behandelt 3 5 Die Beobachtung 51
107. 8 minimal wird also cos 5Aa 48 gt Minimum SHinzu kommen noch die gravitativen St rungen durch die gro en Planeten 10 6 Die Bahnverbesserung 261 Dieses von C F Gau formulierte Ausgleichsprinzip wird als Methode der Kleinsten Quadrate bezeichnet Es ist eines der wichtigsten Ausgleichsprinzipien und wird in zahlreichen Werken zur numerischen Mathematik behandelt z B Wolf 1975 Gotthardt 1978 Press et al 1992 Brandt 1992 Es bieten sich mehrere M glichkeiten an um einen Zusammenhang zwischen den Restfehlern und einem neuen verbesserten Elementesystem herzustellen e Die Variation der Elemente Hier werden die Bahnelemente solange variiert bis die Qua dratsumme der daraus resultierenden Restfehler Beobachtung Rechnung wie gefordert minimal wird e Die Variation der geozentrischen Distanzen Wie wir bei der Bahnbestimmung gesehen haben ist ein Elementesystem durch die Angabe von zwei geozentrischen Ortsvektoren 01 61 A1 03 63 A3 vollst ndig bestimmt W hrend 6 vorgegebene Richtungsbe obachtungen sind ergaben sich die Entfernungen aus der Bahnbestimmung Man kann diese Entfernungen nun variieren und f r jede Variation ein neues Elementesystem ablei ten aus dem sich wieder neue Restfehler ergeben Jenes Elementesystem das die kleinste Fehlerquadratsumme liefert ist das gesuchte e Die Variation der rechtwinkligen Koordinaten Bei den modernen Methoden der speziellen St run
108. 981 Danach sollte der Kern des Kometen aus einer dichten Wolke kleiner und kleinster meteoritischer Teilchen bestehen Mit diesem Modell konnte man nicht nur den nachgewiesenen Zusammenhang mit den Meteorstr men erkl ren sondern auch das mehrfach beobachtete Auseinanderbrechen eines Kometenkerns sowie pl tzlich auftetende Lichtausbr che Aber es blieben viele beobachtete Eigenschaften von Kometen brig die trotz aller Verbesserungsversuche nicht zu diesem Modell passen mochten 1 5 Die moderne Kometenforschung Der Durchbruch zu dem heute anerkannten und durch die Raumsondenuntersuchungen am Kometen Halley 1986 weitestgehend best tigten Modell vom Aufbau eines Kometen gelang um 1950 In diesem Jahr ver ffentlichte Oort statistische Untersuchungen ber Kometen deren Bahnen sich als parabelnahe Kurven erwiesen hatten Schon 1932 hatte pik hnliche ber legungen angestellt pik 1932 Oort 1950 Beide kamen zu dem Schlu da es in gro er Entfernung von der Sonne ca 50 000 AE eine Wolke von Kometenkernen geben m te aus der hin und wieder einer durch St rungen seitens benachbarter Sterne auf eine Bahn ins Innere des Sonnensystems abgelenkt wird Die Kometenkerne die l ngste Zeit ihrer Existenz im Tief k hlschrank des Weltalls aufbewahrt sollten daher in ihrer chemischen Zusammensetzung das Material bewahrt haben aus dem jener Urnebel bestand aus dem sich einst das Sonnensystem bildete Im gleichen Jahr erschiene
109. A ff wird mittlere oder effektive Wellenl n ge genannt Sie entspricht der mittleren nach der spektralen Empfindlichkeit des Detektors und der Durchl ssigkeit des Filters gewichteten Wellenl nge Manfroid et al 1992 Sch fer 1985 SE R mer A dA Net f 7 25 Sy Pinstr A da CCD Kameras mit unterschiedlichen spektralen Empfindlichkeiten ben tigen somit zur Realisie rung einer bestimmten effektiven Wellenl nge verschiedenartige Filter Die eingesetzten Filter f r das UBVRI System m ssen den verwendeten CCD Kameras sehr genau angepa t werden F r die im Amateurbereich blichen CCD Bausteine frontside illuminated CCD mit einem spektralen Empfindlichkeitsbereich von 400 1000 nm und einem Empfindlichkeitsmaximum im Roten eignen sich f r das U BVRI System z B folgende Filterkombinationen Buil 1991 Landolt 1984 Bessell 1995 Tab 7 5 CCD Filterkombinationen f r das U BVRI System U 1mm UG2 2mm S8612 2mm WG295 B 1mm BG12 2mm BG18 2mm GG385 V 2mmGG495 2mm BG18 1mm WG305 R 3mm0OG570 2mm KG3 I 3mm RG9 2mm WG305 Der U Filter ist nur der Vollst ndigkeit halber aufgef hrt Wie in Abbildung 7 16 dargestellt hat der BG12 Filter eine Durchl ssigkeit im Infraroten Aus diesem Grund ben tigt man einen Infrarotblocker Man setzt zu diesem Zweck ein BG18 Filter ein Die Wei gl ser WG 295 und WG305 haben den Sinn f r alle Filter Systeme die gleiche optische Dicke zu erzeugen so da sich bei
110. Comet Quarterly Vol 30 No 1 3 28 Beitr ge zum Kometen West 1976 VI gibt es zahlreiche u a in Sterne und Weltraum in Sky and Telescope und in der sterreichischen Publikation Der Sternenbote jeweils Jahrgang 1976 Detaillierte Berichte ber alle Kometen seit 1984 finden sich in der Publikation Schweifstern dem Mitteilungsblatt der VdS Fachgruppe Kometen siehe Anhang B 37 3 Die visuelle Beobachtung S Korth amp O Guthier 3 1 Einleitung Am Anfang einer jeden Kometenbeobachtung steht die Frage des Beobachters wie er schnell an Informationen ber neuentdeckte Kometen kommen und die aktuellen Positionen derselben bzw bekannter periodischer Kometen erfahren kann Da Radio und Zeitung nicht unbedingt daf r geeignet sind ist eine Erfahrung die man als Amateurastronom rasch machen mu Heute ist das Internet die prim re Informationsquelle und stellvertretend f r zahlreiche geeignete deutsch und englischsprachige Internetseiten sei an dieser Stelle auf die Webseite der FG Kometen http kometen fg vds de index htm als Ausgangspunkt f r Anregungen und Informationen verwiesen 3 2 Die physiologischen Grundlagen Bei der visuellen Himmelsbeobachtung dient das Auge als Empf nger Die lichtempfindli chen Organe sind die in der Netzhaut eingebetteten St bchen und Z pfchen W hrend das D mmerungs und Nachtsehen an die in gr erer Anzahl vorhandenen St bchen gebunden ist sie liegen vermehrt im Randbereich d
111. Die ermittelten Werte der unterschiedlichen Beobachtungsgr en sollte man an die entsprechen den Adressen zur Auswertung und Ver ffentlichung weiterleiten Dazu m ssen einige Regeln beachtet werden Empfohlen wird die Verwendung von Formbl ttern andernfalls sollten die Tab 3 2 Visuelle Kometenbeobachtungen gem dem VdS Schema Beispiel Komet C 1996 N1 Brewington Beobachter Karl Muster 12345 Sternhausen Datum UT MM Hell Ref Instr 1 f Vv Koma DC Schweif PW FST Beob 96 07 11 993 S 7 3 AA 20 3 T 10 85 5 5 4 0 5 100 5 7 Schulz 96 07 12 012 S 75 S 14 0 S 6 28 70 5 0 7 100 37 Maier 96 07 14 835 S 74 AC 8 0 B 11 10 5 0 8 85 5 0 M ller Beobachtungen tabellarisch zumindest nach den Formvorschriften der entsprechenden Organi sation aufgelistet sein Bis auf kleine Unterschiede stimmen die Regeln der VdS Fachgruppe Kometen mit denen anderer Organisationen berein s Tab 3 2 und Anhang F Die erste der 56 3 Die visuelle Beobachtung erforderlichen Angaben ist der Zeitpunkt der Beobachtung Wie eigentlich bei allen astronomi schen Beobachtungen wird auch bei der Kometenbeobachtung Weltzeit UT verwendet Man erh lt diese indem man von der Mitteleurop ischen Zeit MEZ eine Stunde abzieht bei MESZ 2 Stunden Da die Angabe einer Uhrzeit bei sich ber Wochen oder Monate erstreckenden Beobachtungsreihen unpraktisch ist wird diese stets in dezimale Tagesbruchteile umgerechnet siehe Anhang C 1 Aus
112. Dispersionsprismas Diese Forderung kann man in folgender Gleichung formulieren 8 1 ald wp Bei gegebener Teleskopbrennweite fr ist damit auch die Kollimatorbrennweite fx festgelegt In der Praxis ist diese Bedingung meist nur ann hernd zu erf llen weil man mit den erh ltlichen Prismenabmessungen und Kollimatorlinsen arbeiten mu Den Ablenkwinkel eines durch das Prisma laufenden monochromatischen Lichtstrahls in Abh ngigkeit von der Wellenl nge bezeichnet man als Winkeldispersion Prismenhersteller 202 8 Spektroskopie geben in ihren Unterlagen meist die partielle Winkeldispersion 5p Ep EO 8 2 in Grad an Das ist die Differenz der Ablenkwinkel der Fraunhoferschen F Linie 486 1 nm HB und C Linie 656 3 nm H Beispielsweise betr gt sie bei handels blichen Geradsicht prismen nach Amici etwa 4 6 Mit dieser Angabe l t sich dann die lineare Spektrumsl nge y zwischen diesen beiden Linien berechnen y f tan p 8 3 Dabei ist f die Brennweite der Abbildungsoptik Kameraobjektiv Das Gesamtspektrum ist f r einen detektierbaren Wellenl ngenbereich von etwa 500 900 nm dann rund 2 2 5x so gro An dieser Stelle wird man die Gr sse des Aufnahmesensors ber cksichtigen wollen Die gesamte Handhabung aber vor allem die Kalibrierungs und Auswerteschritte werden deutlich einfacher und bequemer wenn das Spektrum vollst ndig auf dem Sensor abgebildet werden kann und nic
113. E 2x2 binning Sternwarte Siegen Beobachter M Kretlow und M Jung Gebiet Koma Schweif und sonstige Bemerkungen notieren sollte Da Spektren gerade f r den Einsteiger anfangs recht verwirrend aussehen k nnen und die Identifikation mit Literaturwerten teilweise recht schwierig ist ist anzuraten die Kamera immer so auszurichten dass sich z B links im Bild das blaue Ende befindet 8 5 Auswertung der Spektren Nachdem erfolgreich ein Roh Spektrum aufgenommen wurde mu es ausgewertet werden Dieser Proze besteht i w aus folgenden Arbeitsschritten 1 Bildverarbeitung Die blichen CCD Verarbeitungsschritte sind durchzuf hren Dunkel bild Flatfield Bias Schlie lich ist noch das Hintergrundbild vom Spektrum abzuziehen 2 Wellenl ngenkalibrierung Die Dispersionskurve des Prismas oder Gitters mu mit Hilfe eines Eichspektrums ermittelt werden Man erh lt schlie lich eine Zuordnung Pixel Koordinate lt gt Wellenl nge 3 Die Linien Banden im Kometenspektrum werden ausgemessen und es wird ihre Wel lenl nge bestimmt Anschlie end k nnen sie mit Hilfe von Literaturwerten identifiziert werden 8 5 Auswertung der Spektren 211 Optisches Spektrum des Kometen C 2002 C1 Ikeya Zhang 100 f 80 f 60 f 40 f Relative Intensitat 20 7 460 470 480 490 500 510 520 530 540 550 560 570 580 590 600 610 620 630 Wellenlange nm Abb 8 11 L ngenwellenkalibriertes Spektru
114. Ermittlung der Himmelsrichtungen Auf jedem Abzug der grunds tzlich von jeder gelungenen Kometenaufnahme angefertigt werden sollte sind die Nord und Ostrichtung mit einem kleinen Pfeildiagramm am Rande oder auf der R ckseite spiegelverkehrt zu vermerken Hilfreich ist eine Angabe bez glich der Position der Aufnahme Hierf r gen gt die Angabe von Rektaszension und Deklination der Bildmitte oder die Markierung von m glichst vier Sternen mit genauer Bezeichnung auf der R ckseite Ganz wichtig ist die Bestimmung und Dokumentation des Abbildungsma stabs M in mm Dieser wird ber den Abstand zweier bekannter Sterne ermittelt Dabei gilt M 60 arccos sin sin amp cos cos cos Q L 6 14 Dabei sind a 6 und amp amp die Rektaszension und Deklination der beiden bekann ten Sterne in Grad und L ist die L nge des Sternpaarabstands in mm auf dem Ab zug 126 6 Die photographische Beobachtung Abb 6 10 Komet 19P Borrelly am 6 12 1994 22 20 23 20 UT Deutlich erkennbar ist die elongierte Form der Koma die durch einen schwachen Haupt und helleren Gegenschweif noch zus tzlich betont wird Aufnahme mit 8 Newton f 5 verl ngert auf f 9 auf TP 2415 hyp Photo M Richert U Wohlrab Au er diesen Angaben geh ren auf jeden Abzug unbedingt die folgenden Daten Objekt bezeichnung Datum und Uhrzeit Belichtungsbeginn in UT Belichtungszeit Instrument Typ Blende und Brennweite
115. Helligkeitssysteme Manfroid et al 1992 Es exis tieren eine ganze Reihe verschiedener Helligkeitssysteme Da ist zum einen das photovisuelle System mpy mit orthochromatischer Photoemulsion und einem Gelbfilter zur photographischen Reproduktion der visuellen Helligkeit Zum anderen wird das photographische System mpg mit blauempfindlichen Photoplatten eingesetzt F r photoelektische Detektoren wurde Anfang der F nfziger Jahre das UBV System nach Johnson Morgan eingef hrt F r CCDs eignet sich das UBVRI System nach Kron Cousins Buil 1991 Weitere bekannte Systeme sind das JHKLM System im infraroten Spektralbereich das Geneva System und das uvby System nach Str mgren Manfroid et al 1992 Die visuelle Helligkeit kann beschrieben werden durch Ar my 2 5 log i Pa lA paugel E A dA C 1 24 7 5 Photometrie von Kometen 163 Man unterscheidet Breitband Systeme mit Bandbreiten von ca 90 100 nm Halbwertsbrei ten beispielsweise das Johnson Morgan UBV System Mittelband Systeme mit 20 nm z B uvby Photometrie und Schmal Bandsysteme wie das IHW System f r Kometen mit 10 nm oder weniger Mit Schmalband Photometrie k nnen einzelne Spektrallinien untersucht wer den Breitbandphotometrie mit der CCD In der Breitbandphotometrie interessieren spektrale Durchla bereiche von ca 100 nm F r die CCD ist besonders das Kron Cousins System geeignet das hier n her erl utert werden soll Es gleicht im B und V Band dem
116. I l Legende iy men KA 5 saan a 10 20 a i Pt la 20 40 Tua e Eu as sap f ttin H Beobachtungen m t a rt eet gm s Nt Y gm tty fi N 10 y A iH P i h 2 2 3 3 2 2 17 12 1 1 16 1 31 1 15 2 2 3 TES 14 16 4 1 5 16 5 315 15 6 30 6 1989 1990 Abb 5 12 Gewichtete gleitende 3 Tages Mittel der Helligkeit beim Kometen Austin 1990 V Signifikante kurzfristige Anderungen sind durch Pfeile markiert Autor hat bislang gewichtete gleitende 3 Tages Mittel benutzt wobei eine 1 2 1 Gewichtung vorgenommen wurde Die entsprechenden Formeln lauten 98 5 Die Auswertung visueller Kometenbeobachtungen Ni N Nizi xi ikt2 b rig t Y Xi 1k Fe E ISl l k l Gew gleitender Mittelwert 5 26 Ngew day oj Mel ee ver Standardabweichung von 5 27 Neew Nees 1 Dabei gilt x x k te Sch tzung am i ten Tag Ni Anzahl der Sch tzungen am Tag i Ngew Nia 2N Nj41 Ngs Ni tNitNis N vi Y xiki k 1 Dies bedeutet da der aktuelle Tag mit doppeltem der vorangehende bzw nachfolgende Tag dagegen mit einfachem Gewicht in den Mittelwert eingeht Die angegebene Gewichtung der einzelnen Tage ist nicht verbindlich sondern wiederum abh ngig vom Ziel der Auswertung Die zeitliche Aufl sung der mit obiger Formel berechneten Mittelwerte betr gt etwa 1 5 Ta ge Aus dem bisher Dargestellten folgt bereits der Hauptnachteil dieser Methode Sie kann mit vertretbarem Aufwand nich
117. K x y R x y B x y M x y n B x y k 7 35 Der Parameter k wird ber die Varianz o der Intensit ten in einem MeBfenster von beispiels weise 30 x 30 Pixel bestimmt Im folgenden sollen kurz die wesentlichsten Bildverarbeitungsm glichkeiten erl utert wer den Skalieren Beim Skalieren werden aus den Orginalwerten ein unterer und ein oberer Pixelwert festgelegt zwischen denen dann die Graustufen verteilt werden Alle Pixelwerte unterhalb des ersten Schwellenwertes werden somit ganz schwarz dargestellt und alle Pixelwerte oberhalb des zweiten Wertes rein wei F r die Verteilung der Graustufen existieren verschiedene M glichkeiten Die wichtigsten Skalierungsarten sind lineares und logarithmisches Skalieren In Abbildung 7 30 ist das lineare Scaling verdeutlicht blicherweise wird der untere Wert so gew hlt da der Himmelshintergrund dunkelgrau auf dem Bildschirm erscheint Ein Histogramm 184 7 Die CCD Beobachtung hilft die Grenzwerte festzulegen Die Differenz zwischen den beiden Grenzwerten legt nun den Kontrast der Aufnahme fest Je steiler die Gerade in Abbildung 7 30 desto gr er der Kontrast Berry 1994 Lineares Skalieren kann je nach Helligkeitsumfang lichtschwache und helle Details _ _ neue Pixelwerte 0 alte Pixelwerte 4096 Abb 7 30 Lineares Skalieren nicht gleichzeitig darstellen So werden helle Details wie Kernregionen von Kugelsternhaufen strukturlos wei darge
118. Kometenphotometrie gibt Osborn 1990 an F r das Kontinuum werden G Sterne verwendet Zur Datenreduktion siehe A Hearn 1983 Allgemein werden in der Schmalbandphotometrie h here Anforderungen an die Elektronik der CCD Kameras gestellt da der Beitrag des Himmelshintergrunds zuriicktritt und der Untergrund vor allem im blauen Spektralbereich im wesentlichen durch das instrumentell bedingte Rauschen bestimmt wird Im Vergleich zur Stellarphotometrie ergeben sich bei der Kometenphotometrie einige Beson derheiten Die Me genauigkeit ist im Gegensatz zur Stellarphotometrie weniger von der De tektorme genauigkeit abh ngig Manfroid et al 1992 Sie wird mehr durch die schwierige Extinktionskorrektur infolge der Horizontn he vieler Kometen bestimmt sowie St rungen der D mmerung Desweiteren ist bei gro en Kometen die Himmelshintergrundkorrektur schwieriger 7 5 Photometrie von Kometen 177 FIUX PN NN ZUN HS 9 N N AN IN NN AN N N NN AN N 1 0 ANE NN AN PN N N N 9 Ni HN VAN N N A N AN N N N 2 NRH AN 0 5 FANT N N AN AN 0 0 IR N N 2 N AN Abb 7 25 Spektrum des Kometen A VN f N A Kohoutek und die B nder des IHW Systems Mit freundlicher Genehmi gung von Kluwer Academic Publishers 2D o 450 500 600 800 D 2D und es m ssen bedingt durch die Eigenbewegung laufend die Standardsterne gewechselt werden Schlie lich h ngt die Helligkeitsbestimmung von der gew hlten Diaphragmagr
119. N ILLA Ut PIPP LL WWFFTT uuo Jap uy uumeg Beobachter Komet Adresse Index Index AAVSO Karten 68 Abbildungsma stab 105 Aberration Fixstern 246 Planeten 246 t gliche 245 Anfangsbedingungen 249 Antisolarrichtung 94 Apheldistanz 6 Apianus Peter 3 Aquinoktium 228 Aufl sung spektrale 200 Aufl sungsverm gen 111 Ausgleichsverfahren 261 Austrittspupille 42 Bahnbestimmung 243 Eulersche Glg 253 Gau sches Prinzip 249 Geometrische Fundamentalglg 251 Laplacesches Prinzip 249 nach Olbers Banachiewicz 252 Olberssche Fundamentalglg 253 Bahnelemente 225 243 255 Bahnneigung 228 293 Belichtungszeit maximale 106 Beobachtungsfehler 243 Beobachtungsreduktion 245 Bessel Friedrich 8 Biermann Ludwig 12 Bildverarbeitungsprogramme 211 Bobrovnikoff Methode 49 Brahe Tycho 4 244 CBAT 271 273 CCD 135 Quantenausbeute 141 spektrale Empfindlichkeit 141 DC Wert 54 94 Dispersionskurve 215 Dissoziation 197 DSLR 195 Dunkeladaption 38 Einschrittverfahren 269 Emissionsbanden 197 Enveloppen 2 129 Ephemeriden Ellipsenbahn 236 Parabelbahn 238 293 294 Index Ephemeridenrechnung 243 Ephemeridenzeit ET 228 Euler Leonhard 244 253 Extinktion differentielle 51 Exzentrizit t 6 227 Fadenkreuzokular 52 false nucleus 54 57 Feldstecher 41 Film empfindlichkeit 110 orthochromatisch 110 panchromatisch 110 Filter Inter
120. NGC enthalten sind Hier hilft z B der Vergleich mit dem Palomar Observatory Sky Survey POSS den nur Fachsternwarten besitzen Im Internet ist der POSS aber unter http stdatu stsci edu dss dss_form html zu erreichen Eine 100fach komprimierte CD Version ist als RealSky verf gbar H ufig sehen auch enge Sterngruppen sehr nebelartig aus man sollte also auch die Vergr Berung steigern Die Bewegung des Objekts ist ein sicheres Zeichen Sie sollte nach einigen Minuten bis h chstens Stunden zu erkennen sein Aufnahmen sollten kritisch auf Artefakte wie z B Reflexe heller Sterne au erhalb des Ge sichtsfelds sog Geisterbilder gepr ft werden Bei der visuellen Beobachtung kann man durch leichtes Schwenken des Fernrohrs feststellen ob es ein Geisterbild ist Trotzdem wird das CBAT von Kometenentdeckungen direkt bei Jupiter berschwemmt Aus diesem Grund sollte es sich der Beobachter zur Gewohnheit machen von jedem Feld immer mindestens zwei Aufnahmen anzufertigen Zur Erkennung von Geisterbildern wird die Kamera zwischen den Aufnahmen auf eine andere Bildmitte geschwenkt Alle diese Bemerkungen sollen eines verdeutlichen Der Beobachter mu nach einer Ko metenentdeckung Ruhe bewahren und trotz aufkommender Torschlu panik und Euphorie selbstkritisch pr fen ob er sicher sein kann einen Kometen vor sich zu haben Es ist sehr zu empfehlen zus tzlich einen zweiten m glichst erfahrenen Beobachter der noch in der
121. Sofern der Komet H hen unter 40 aufweist kann es erforderlich sein die Extinktion zu ber cksichtigen Aufgrund der Tatsache da alle Sch tzmethoden zwei oder mehr Sterne zum Vergleich heranziehen ist allerdings nicht die absolute sondern stets die differentielle Extinktion von Bedeutung d h die f r die Sch tzsterne und den Kometen geltenden Extinktionsdifferenzen siehe Tabellen im Anhang C 2 berschreiten die Differenzen einen Wert von 0 1 so mu eine Extinktionskorrektur angebracht werden Beispiel ein Komet werde von einem 500 m hoch gelegenen Beobachtungsplatz aus an einem Sommerabend vgl Anhang C 2 in einer H he von 25 beobachtet und seine Helligkeit zu A7K3B bestimmt Der Vergleichsstern A Kataloghelligkeit 2 5 stehe in einer H he von 28 der Stern B Kataloghelligkeit 3 5 in einer H he von 12 Ohne Ber cksichtigung der Extinktion w rde daraus eine Helligkeit des Kometen von 2 5 0 7 3 59 2 57 3 2 resultieren Die Extinktion ver ndert aber die tats chlich beobachtete Helligkeitsdifferenz der beiden Vergleichssterne Aus diesem Grund mu zun chst die Extinktion angebracht werden womit sich die Helligkeiten der beiden Vergleichssterne zu A 2 5 0 56 3 06 bzw B 3 5 1 25 4 75 ergeben Damit berechnet sich die extinktionsbehaftete Helligkeit des Kometen zu 2 5 0 7 4 757 3 06 3 68 Die extinktionsbereinigte Helligkeit der Koma ergibt sich dann zu
122. T Situation A B G D E Abb 7 7 Dreiphasentransfer entlang einer Zeile von einem Pixel zum n chsten Pixel Situation A D und ein Tranferschritt entlang dem Register E durch gleiche Muster dargestellt Nach dem Ende der Aufnahme schaltet man die benachbarten Elektroden in Richtung des Registers positiv w hrend die bislang positiv geschalteten Elektro den praktisch ein Nullpotential erhalten F r die Verschiebung der Ladungen in die benachbarten 140 7 Die CCD Beobachtung Zellen sind also drei Transfers Phasen n tig Die Ladungen k nnen somit kollektiv simultan durch gekoppelte Potential nderungen an den Elektroden Schritt f r Schritt entlang der Zeile zum Ausgangsregister verschoben werden wo sie nach dem gleichen Prinzip zum Verst rker transferiert werden Abbildung 7 7 zeigt vier aufeinnanderfolgende Transfers der Ladung L Situation A D innerhalb einer Zeile in Richtung des Ausleseregisters und die anschlie ende Verschiebung der Ladung L im Register um einen Transferschritt Das Auslesen geschieht nacheinander zeilenweise bis alle Ladungen dem Verst rker zugef hrt sind F r ein n x m Array werden also 3n 3m Transfers ben tigt Manfroid et al 1992 Die freigesetzten Ladungen stellen analoge Signale dar Damit der Computer aus der analogen Information ein Bild aufbauen kann m ssen die analoge Signale in digitale Werte umgewandelt werden Dies geschieht mit Hilfe eines Analog Digitalwandlers Ein bestimmtes Ladung
123. U ber 49 Pixel Setzt man alle Daten in die Gleichung 7 6 ein so ergibt sich S 120 150 _ 18000 _ _ 2 6 N 4 120 150 2 5 125 600 49 150 2 49 6913 Der Streamer ist also unsicher 150 7 Die CCD Beobachtung 7 3 6 Absch tzung des theoretischen Signal Rauschverh ltnisses Nachweis grenzen f r punkt und fl chenhafte Objekte F r die Aufnahme eines lichtschwachen Objekts ist es oft sinnvoll die theoretische Mindestinte grationszeit f r das Erreichen der Nachweisgrenze abzusch tzen Auch kann es w nschenswert sein f r eine bestimmte Me genauigkeit die theoretisch notwendige Integrationszeit ber schlagsm ig zu berechnen Bei den nachfolgenden berlegungen wird die Nachweisgrenze bzw die photometrische Messgenauigkeit mit Hilfe des Signal Rausch Verh ltnisses ermit telt Die nachfolgend vorgestellten berschlagsrechnungen beziehen sich auf eine Reihe von An nahmen bez glich der instrumentellen Ausr stung und bestimmter Beobachtungsbedingungen Es wird versucht die theoretischen M glichkeiten der CCD aufzuzeigen In der Praxis k n nen die wahren Signal Rausch Verh ltnisse von den abgesch tzten Werten abweichen Die Ergebnisse sollten nicht als Absolutwerte aufgefa t werden sondern als Orientierungshilfe Die im Anhang aufgef hrten Werte in den Tabellen sollen dem Amateur als Richtwerte die nen um ein Beobachtungsprojekt auf seine theoretisch m gliche Ausf hrbarkeit hin pr fen zu k nnen Z
124. Verlauf als Fehlwerte bezeichnet bei der Auswertung ber cksichtigt werden Dazu gibt es unterschiedliche Auffassungen W hrend die einen dazu neigen prinzipiell jede Sch tzung mit dem gleichen Gewicht zu behandeln werden die deutlich von der Masse abwei chenden Sch tzungen von anderen im weiteren Auswerteverfahren nicht mehr oder nur mit deutlich geringerem Gewicht ber cksichtigt F r letzteres Vorgehen spricht die allgemeine Auswertepraxis Bei praktisch jeder natur wissenschaftlichen Me reihe finden sich Ausrei er Fehlwerte die meist durch kurzfristige Stabilit tsschwankungen im Me system oder aber durch u ere Einwirkungen verursacht werden Derartige Fehlwerte werden von der Auswertung praktisch immer ausgeschlos sen Nun kann man visuelle Kometensch tzungen nicht mit Me werten einer wissenschaftlichen Apparatur vergleichen Prinzipiell jedoch resultieren Fehlwerte hier aus hnlichen Gr nden Die bei einer Kometensch tzung haupts chlich auftretenden Fehlerquellen sind schlechte Be obachtungsbedingungen schlechte Durchsicht geringe H he Mondst rung D mmerung systematische Fehler in der Methodik ungen gende Dunkeladaption fehlerhafte Vergleichs sternsequenzen Voreingenommenheit durch Prognosen bzw Meldungen anderer Beobachter fehlende Sorgfalt Umrechnungs bzw Fl chtigkeitsfehler und mangelhafte Konzentration z B durch berm dung Aus diesen Gr nden sollten vor der eigentlichen Bestimmun
125. a zu dem Abstand beider Sterne ber die nachtr gliche Ermittlung des Abstands der beiden Sterne mit Hilfe eines Atlanten bzw Katalogs kann auf diese Weise direkt auf die Gr e der Koma in Bogenminuten geschlossen werden Die mit dieser Methode erreichbare Genauigkeit ist berraschend gut und kann durch die Verwendung von mehr als einem Sternpaar noch gesteigert werden Wer eine h here Genauigkeit anstrebt der ben tigt zus tzlich eine Stoppuhr und ein Faden kreuzokular mit regelbarer Beleuchtung Zur Durchmesserbestimmung positioniert man den Kometen zun chst an die stliche Gesichtsfeldbegrenzung Dann l t man den Kometen bei ausgeschalteter Nachf hrung nach Westen durchs Gesichtsfeld wandern und stoppt die Zeit die die Koma f r die berquerung des Fadens ben tigt Um den Durchmesser D in Bogen minuten zu erhalten wird die gestoppte Zeit t in Sekunden in die nachfolgende Beziehung eingesetzt D 15 5 3 1 50 y Dabei ist die Deklination des Kometenkopfes die man der Ephemeride entnimmt oder hin reichend genau aus einem Atlas sch tzt Wenngleich diese Methode rechnerisch genauer ist bedeutet dies dennoch nicht da sie tats chlich ein genaueres Ergebnis liefert Schwierigkeiten entstehen bei dieser Methode dadurch da die Koma meist keine deutliche Begrenzung besitzt und auch ein noch so schwach beleuchteter Faden das Auge bei der Bestimmung der Komadi mension st rt was in Experimenten in systematisch z
126. aber keinerlei physikalische Begr ndung Ihre verallgemeinerte Anwendung auch auf andere Himmelsk rper etwa auf die Kometen kam offensichtlich niemandem in den Sinn Die Entdeckung des Wiederkehrens bestimmter Kometen verdanken wir Edmond Halley der in seiner 1705 erschienen Zusammenfassung der Kometenastronomie schreibt Ich glaube der Komet der 1531 von Apianus beobachtet wurde ist derselbe wie der den Kepler und Longomontanus 1607 beschrieben und derselbe den ich selbst nach erneuter R ckkehr 1682 beobachtet habe Nach allem wage ich zuversichtlich vorherzusagen da dieser um das Jahr 1758 wiederkommen wird Halley 1705 Von den 24 Kometen aus den Jahren 1332 bis 1698 deren Bahnelemente Halley in dieser Arbeit zusammenstellte und untereinander verglich sollten eigentlich f nf periodisch sein Aber bei vier davon war die scheinbare bereinstimmung der Elemente Folge l ckenhafter und ungenauer Beobachtungen Nur einer eben der sp ter nach ihm benannte erf llte die Erwartung Halleys Vorhersage war zu seiner Zeit ein erhebliches Wagnis Zwar war Newtons Gravitati onstheorie bereits vor fast zwanzig Jahren ver ffentlicht worden und ihre Bedeutung f r die Bewegungstheorie der Planeten allgemein anerkannt Aber es geh rten Mut und berzeugung dazu sich auf diese Theorie zu st tzen um die Bahn eines jener ungew hnlichen Himmelsk rper vorherzusagen an denen sich so bedeutende Astronomen wie Kepler und H
127. ahme zum Zentrum hin bis 9 Koma sternf rmig wobei Zwischenwerte DC 5 6 erlaubt sind Abb 3 8 Besitzt die Koma dar berhinaus einen deutlich abgegrenzten Zentralbereich einen sogenannten false nucleus 3 5 Die Beobachtung 55 oder Pseudokern so wird dem DC Wert noch ein Kennbuchstabe mit einer der folgenden Bedeutungen vorangestellt s sternf rmiger false nucleus S dominierender sternf rmiger false nucleus d scheibchenf rmiger Zentralbereich D dominierender scheibchenf rmiger Zentralbereich Die Angabe s3 4 bedeutet somit da die Koma zur Mitte hin m ig kondensiert ist und einen nicht besonders auffallenden sternf rmigen false nucleus besitzt Neben der recht subjektiven Zuordnung wird die Vergleichbarkeit von DC Sch tzungen noch dadurch erschwert da sie Faktoren wie ffnung Vergr erung Durchsicht Streulicht und bei sehr schwachen Kometen auch dem Seeing unterworfen sind F r die Ermittlung von Helligkeit Komadurchmesser und Schweifl nge bzw orientierung sollte man sich als Beobachter einem wichtigen Grundsatz verpflichtet f hlen Man besch ftige sich nicht allzu sehr mit Prognosen und Aussagen anderer Beobachter Im Moment des Beobachtens am Fernrohr z hlt einzig und allein was man selber sieht Selbstvertrauen und Ehrlichkeit gegen ber sich und seinen Ergebnissen die einmal ver ffentlicht werden k nnten sollte ein wichtiger Grundsatz sein 3 5 2 Die Beobachtungsaufzeichnungen
128. alb der Atmosph re onsrechnung ermittelten Funktion der Verteilungskurve k nnen nach Integration f r den Wellen l ngenbereich 4000 10000 A filterlos 5 7 10 Quanten cm s 1 bzw 1 106 Quanten cm s f r das V Band 1000 Bandbreite erschlossen werden Vergleicht man die erhaltenen Werte mit anderen in der Literatur ver ffentlichten Daten so findet man eine gute bereinstimmung Budding 1993 Mit E m E 0 10704 k nnen die au eratmosph rischen Bestrahlungsst rken f r ein Objekt mit der scheinbaren Helligkeit m berechnet werden Um die Zahl der Photonen am Ausgang eines Teleskops berechnen zu k nnen m ssen die Absorptionsverluste durch die atmosph rische Extinktion die Absorptions und Reflexionsverluste an den optischen Ober fl chen sowie die Quantenausbeute der CCD Kamera ber cksichtigt werden Die Zahl der pro Sekunde im Detektor erzeugten Photoelektronen ergibt sich aus Gleichung 7 7 Buil 1991 nD2t s Harnmar 7 8 Dabei sind D die Offnung der Optik t der Gesamttransmissionskoeffizient des optischen Sys 152 7 Die CCD Beobachtung tems Q der spektrale Koeffizient f r die Quantenausbeute T der spektrale atmosph rische Extinktionskoeffizient und F der spektrale Transmissionskoeffizient des Filters Jeder Koeffi zient gibt den Bruchteil der durchgelassenen reflektierten bzw registierten Quanten bei einer bestimmten Wellenl nge an F r die Absch tzung werden f r den relevant
129. ann mit geringem Aufwand differen tielle Photometrie betrieben werden In diesem Zusammenhang wird auf Abschnitt 7 5 3 1 verwiesen In der Regel ist es sehr schwierig einen Referenzstern bekannter Helligkeit und Farbe in der Aufnahme zu erhalten Die von Amateuren oft benutzten Kataloge wie AGK3 SAO und PPM etc sind in ihren Helligkeitsangaben zu ungenau und auch sehr fehlerhaft Zudem erschweren die kleinen Detektionsfl chen die M glichkeit einen geeigneten Referenzstern zu finden Der Guide Star Catalogue GSC mit mehr als 15 Mio Sternen bis zur 15 Gr e hat einen mittleren photo metrischen Fehler von 0 4 bei 10 Prozent der Sterne ist der Fehler sogar noch wesentlich gr er Au erdem ist der Spektraltyp nicht angegeben Wesentlich geeigneter ist der Guide Star Photometric Catalogue GSPC mit dem der GSC Gesamtkatalog photometrisch kallibriert wurde Lasker 1988 Dabei handelt es sich um 1477 BV photoelektrisch bestimmte Felder mit ca 0 5 Kantenl nge mit einem Helligkeitsbereich von 9 15 Diese 1477 Felder stehen relativ dicht und sind in der Deklination alle 5 anzutreffen Es besteht somit oft eine Chance eines der Felder mit auf der Aufnahme zu haben Die mittlere photometrische Genauigkeit ist 0 05 F r die Bestimmung der Komahelligkeit von Kometen im V Breitband System ist dieser Katalog durchaus geeignet Die wichtigsten Punkte zur Vorgehensweise bei der Photometrie von Kometen werden hier nochmal
130. ant ist Selbst wenn man sich beim Bau f r einen festen Spalt entscheidet ist es anzuraten dies in der Form von auswechselbaren Spaltblenden mit unterschiedlichen festen Spaltbreiten zu tun Eine interessante Variante eines festen Spaltes beschreiben Gebhardt amp Helms 1976 Sie lie en ein Mikroskopglaspl ttchen auf dem ein d nner Draht fixiert war mit Aluminium bedampfen Dieser schr g in den Strahlengang eingebaute Spalt erm glichte die Verwendung eines Spalttele 204 8 Spektroskopie skopes Das reflektierte Spaltbild konnte zur Positionierung und auch w hrend der Aufnahme zur Nachf hrung ber das Betrachtungsokular beobachtet werden Ein fest eingebauter aber variabler Spalt bietet den Vorteil vor Ort den besten Kompromi zwischen vorhandenem Licht und angestrebter Aufl sung experimentell ermitteln und den Spalt bei der Einstellung des Objektes voll ffnen zu k nnen Als Spaltbacken haben sich Rasierklingen recht gut bew hrt kommerzielle Pr zisionsspalte mit geschliffenen Spaltbacken sind relativ teuer F r einen variablen Spalt mu eine bewegliche Vorrichtung f r die Aufnahme der Rasierklingen als eigentliche Spaltbacken geschaffen werden welche eine feinf hlige Schlie ung bis hinab auf einige Zehntel oder Hundertstel Millimeter erlaubt abh ngig von der Teleskopbrennweite Dazu kann eine gew hnliche Mikrometerschrauben verwendet werden Abbildung 8 6 zeigt einige Bauvorschl ge
131. at es sich bew hrt den beobachteten Schweif in eine Sternkarte einzuzeichnen und den Positionswinkel mit einem Geodreieck auszumessen Der Positionswinkel wird zumindest auf 5 Grad genau bestimmt eine Genauigkeit von 2 ist anzustreben Auch bei dieser Gr e gilt da beim Vorhandensein mehrerer Schweife der Positionswinkel eines jeden Schweifs zu bestimmen ist Zur Unterscheidung sollten die Angaben in diesem Fall mit der Kennzeichnung I f r einen Gas II f r einen Staub und A f r einen Gegenschweif versehen werden Im Fall eines gekr mmten Schweifs ist der Positionswinkel definiert als der Winkel unter dem der Schweif den Kometenkopf verl t Eine weitere Gr e die bei der Beobachtung bestimmt wird ist der sogenannte Kondensationsgrad engl degree of condensation Abk DC eine relativ 54 3 Die visuelle Beobachtung Abb 3 7 Zur Definition des Positionswinkels eines Kometenschweifs Er betr gt im dargestellten Fall 320 Norden 0 sten Westen 90 270 180 S den DC 0 DC 1 DC 2 DC 3 DC 4 DC 5 DC 6 amp 6 DC DC 8 DC 9 Abb 3 8 Der Kondensationsgrad der Koma kurz DC subjektive Gr e mit der versucht wird die Helligkeitsverteilung innerhalb der Kometenkoma wiederzugeben Der DC Wert kann daher als eine Kurzbeschreibung des Erscheinungsbildes des Kometenkopfes angesehen werden Die Skala f r die Angabe des Kondensationsgrads reicht von 0 sehr diffuse Koma ohne die geringste Helligkeitszun
132. atischer Potentialver lauf in der Zelle bei positiv geschalteter Elektrode und das p Silizium negativ geschaltet sind so bildet sich direkt unter der Siliziumdioxidschicht eine ladungstr gerfreie Zone d h eine Zone ohne Defektelektronen Der Potentialverlauf ist schematisch in Abbildung 7 4 dargestellt In diesen Potentialsenken k nnen die Elektronen w hrend der Aufnahme fixiert werden Das Elektrodenmaterial und die Siliziumdioxidschicht sind nun so beschaffen da sie von einfal lenden Photonen durchdrungen werden k nnen Die Photonen erzeugen im p Silizium Pho toelektronen welche unterhalb der Siliziumdioxidschicht durch das elektrische Feld fixiert werden w hrend die zugeh rigen gebildeten L cher Defektelektronen in Richtung des Substrats zur ckgedr ngt werden Buil 1991 Die Valenzelektronen im Siliziumkristall k nnen allerdings nicht nur durch Photonen sondern auch durch temperaturabh ngige Gitterschwin gungen im Siliziumkristall thermische Energie angeregt und in das Leitungsband berf hrt werden Um diesen Effekt so weit wie m glich zu unterdr cken mu der Detektor gek hlt werden Bei Raumtemperatur w re der MOS Kondensator andernfalls in wenigen Sekunden ges ttigt Sind die Elektroden dicht genug angeordnet so k nnen bei einer geeigneten Potentialeinstel lung die Ladungen von einer Elektrode zur anderen transportiert werden Buil 1991 Ein h heres positives Potental an der Nachbarelektrode erz
133. auch Auskunft ber Zeitpunkte zu denen sich die Helligkeitsentwicklung signifikant nderte F r die entsprechenden Zeitabschnitte sind die Parameters tze nebst Fehlern dann jeweils getrennt zu errechnen Auch hilft ein derarti ges Diagramm bei der Identifikation von Helligkeitsentwicklungen die nicht symmetrisch zum Perihelzeitpunkt verlaufen 5 5 3 Absoluter Komadurchmesser Die Bestimmung des scheinbaren Komadurchmessers ist eine wesentlich schwierigere Aufga be als die Bestimmung der Gesamthelligkeit Der Grund liegt in der Morphologie der Koma begr ndet Zum Rand hin nimmt die Fl chenhelligkeit mehr oder weniger stark ab bis der Kontrast zwischen Himmelshintergrund und Koma gegen Null strebt Je dunkler der Him melshintergrund und je kontrastreichere Bilder ein Instrument liefert umso gr er wird die erkennbare Koma sein Daher sollte im Normalfall die Instrumentenkombination verwendet werden welche die gr te Austrittspupille aufweist Allerdings k nnen Beobachtungsumst nde dazu zwingen die Austrittspupille zur Erzielung eines optimalen Kontrasts zu verkleinern z B wenn man aus einer beleuchteten Region beobachtet Auch sollte darauf geachtet werden da die Vergr erung ausreicht den Kometen noch deutlich ausgedehnt erkennen zu k nnen All diese berlegungen f hren letztlich zu dem Resultat da die Streuung bei den Sch tzungen des scheinbaren Komadurchmessers deutlich gr er ausfallen m te als bei der Besti
134. aupts chlich infolge der berlastung einiger Autoren wodurch die Fertigstellung mehrfach verz gert wurde Verschiedene Teile des Buches mu ten immer wieder berarbeitet und aktualisiert oder erg nzt werden Andreas Kammerer bernahm die Betreuung der Kapitel 1 7 Mike Kretlow die der Kapitel 8 12 Schlie lich wurden alle Beitr ge in eine einheitliche Form gebracht und von Mike Kretlow in ein IATEX Manuskript umgesetzt Nun liegt das Taschenbuch f r Kometenbeobachter vor und die Herausgeber und Autoren hoffen damit ein Werk geschaffen zu haben das dem Leser bei der Kometenbeobachtung und der anschlie enden Auswertung hilfreich zur Seite steht Allen Beteiligten ist aber klar da eine erste Auflage immer verbesserungsf hig ist F r Anregungen und W nsche sind wir daher offen und werden versuchen diese in einer zuk nftigen Auflage zu realisie ren Ein solches Werk hat viele V ter Zum Gelingen dieses Buches haben neben den Autoren und Photographen eine ganze Reihe weiterer Personen beigetragen Diesbez glich m chten wir uns an erster Stelle bei Herrn Dr Hans Jakob Staude von der Redaktion Sterne und Weltraum Heidelberg bedanken der dieses Projekt von Anfang an mit viel Wohlwollen verfolgt zahlreiche Anregungen beigesteuert und uns in schwierigen Phasen Mut zum Weitermachen gemacht hat Bedanken m chten wir uns auch bei Daniel Green dem Herausgeber des International Comet Quarterly f r die Zustimmung zur Publikation de
135. auszuken nen Charles Messier hat gegen 1780 seinen ber hmten Katalog allein deshalb aufgestellt weil er eine Referenzliste bekannter und von ihm entdeckter entsprechender Objekte brauch te Er war n mlich ein leidenschaftlicher Kometenj ger man nannte ihn das Kometenfrett chen Das Kometenfrettchen der Gegenwart ist ohne Zweifel William Bradfield aus Australien Er benutzt einen azimutal aufgestellten 15cm f 5 Refraktor Rosenthal 1988 Damit hat er bislang 1996 17 Kometen entdeckt Erst in den letzten Jahren hat ihn das Ehepaar Shoemaker auf dem Mount Palomar bertrumpft Dennoch bleibt Bradfield der erfolgreichste visuelle Kometenentdecker in diesem Jahrhundert Er hat es allerdings insofern einfacher als er den weniger intensiv abgesuchten S dhimmel durchforsten kann Dieser Vorteil kam in den 60er Jahren brigens auch dem in Mainz ans ssigen Amateur F W Ger ber zugute der zwei Kometen von S damerika aus entdeckte Er fand sie in kleinen Feldstechern 3 7 Schlu wort 63 8x 20 und 12 x 60 und seine Sternkarte stammte aus einem Schulatlas Seiner Meinung nach h tte er noch mehr Kometen entdecken k nnen h tte er damals nur bessere Identifi kationsmittel besessen Sein Beobachtungsbuch enth lt auf jeden Fall mehrere Objekte die weder bekannten Deep Sky Objekten noch damals sichtbaren Kometen zugeordnet werden k nnen In Amerika war in den letzten Jahren David Levy mehrfach erfolgreich meist mit
136. b weniger Sekunden Umgekehrt jedoch nimmt dieser Vorgang mindestens 30 Minuten in Anspruch Daher sollte man sich als Beobachter von diffusen und lichtschwachen Objekten wie z B den Kometen fr h genug vor einer Beobachtung in die Dunkelheit begeben und so wenig Licht wie m glich verwenden Kometenbeobachtungen sollten grunds tzlich erst bei dunkeladaptiertem Auge vorgenommen werden Um die Dunkeladaption w hrend der Beobach tung nicht zu st ren ist es zweckm ig rotes Licht zu verwenden da die St bchen in diesem Spektralbereich kaum noch empfindlich sind Abb 3 1 Rotes Licht erh lt man z B indem vor 3 2 Die physiologischen Grundlagen 39 eine einfache Taschenlampe mehrere Lagen rotes Transparentpapier befestigt Im Fachhandel sind auch Rotlicht Taschenlampen erh ltlich Pupillendurchmesser in mm 10 20 30 40 50 60 70 80 90 Alter in Jahren Abb 3 2 In dieser Graphik ist der Pupillendurchmesser gegen das Alter von Testpersonen aufgetragen Trotz der gro en Streuung auch ltere Beobachter k nnen offensichtlich noch recht gro e Pupillendurchmesser erzielen kann man deutlich eine gewisse Altersabh nigigkeit erkennen Aus Loewenfeld 1987 Ist das Auge adaptiert so erreichen die Pupillen einen maximalen Durchmesser von 5 mm bis 9mm der allerdings mit fortschreitendem Alter abnimmt Abb 3 2 Diesen Umstand hat man zu ber cksichtigen wenn es um die Wahl der geeigneten Mindestvergr erung geht Man erh l
137. bar 7 6 Grundz ge der Bildverarbeitung 183 e Die Aufnahmen sollten optimal bereinigt sein Dunkelaufnahmen Bias und Flatfield Korrekturen m ssen exakt durchgef hrt werden Berry 1994 Bei CCD Kameras mit denen direkt keine Bias Aufnahmen erhalten werden k nnen behilft man sich auf folgende Weise Man erzeugt bei der gleichen Temperatur zwei Dunkelaufnahmen D und Do wobei Dz die doppelte Integrationszeit von D hat n 2r Es gilt D B Igt und Dz B Igt2 Hierbei ist B der Biasanteil und Jp der Dunkelstrom Multipliziert man nun die D Aufnahme mit einem Faktor 2 2D 2B 21yt so erh lt man aus der Differenz 2D D gt den Biasanteil Newberry 1995 Abbildung 7 29 verdeutlicht in einer Aufnahmensequenz die Korrektur Nur einwandfrei bereinigte Aufnahmen eignen sich fiir viele Verarbeitungsfunktionen wie Scharfen unscharfe Maske etc Bei diesen Funktionen werden kleine Signale stark angehoben inklusive der St rsignale In solchen Aufnahmen k nnen Artefakte von wirklich vorhandenen Details nicht mehr unterschieden werden Ist die Dunkelaufnahmenkorrektur der Rohaufnahme R x y aufgrund von Temperaturschwan kungen nicht befriedigend so kann mit Hilfe einer Serie von Dunkelaufnahmen und der Bias Aufnahme B x y eine verbesserte Korrektur vorgenommen werden Durch Aufsummieren aller n Dunkelaufnahmen erh lt man M x y Die korrigierte Aufnahme K x y bestimmt man nach folgender Gleichung Buil 1991
138. ben befriedigend wiedergeben zu k nnen enth lt die Emulsion Zusatzstoffe spezielle Farbstoffe Photoemulsionen die im blauen bzw gr nen Spektralbereich bis 580 nm empfindlich sind werden orthochromatisch genannt Emulsionen die auch bei l ngeren Wellenl ngen eine befrie digende Empfindlichkeit zeigen hei en panchromatisch Der TP 2415 von Kodak nimmt noch bei 700 nm Licht wahr Auf den Film trifft eine bestimmte Beleuchtungsst rke E Das Ma f r die Schw rzung wird durch das Verh ltnis von auftreffender Intensit t zu durchgelassener Intensit t charakterisiert Dieses Verh ltnis wird als Opazit t bzw der Logarithmus hiervon als Filmdichte bezeich net In dem Ma e in dem f r die gleiche Filmdichte unterschiedliche Beleuchtungsst rken ben tigt werden ergeben sich unterschiedliche Empfindlichkeiten der Filme Die Filmempfindlichkeit S wird in DIN oder ASA angegeben Riepe 1995 6 3 2 2 Schwarzschildeffekt Die registrierte Belichtung des Filmaterials Schw rzung ist in einem bestimmten Bereich der Schw rzungskurve der Beleuchtungsst rke proportional Der lineare Bereich ist allerdings relativ klein und liegt im Bereich 1 1000 s 1s Bei Belichtungen ber 1 s ist die Empfindlichkeit der Photoemulsion in der Regel keine Konstante mehr sondern scheint mit zunehmender Belichtungsdauer immer weiter abzusinken der Film erm det Grund ist der sogenannte Schwarzschildeffekt der bewirkt da bei l ng
139. bolic Orbits Proc Am Acad Arts and Sci 67 169 28 Oort J H 1950 The Structure of the Cloud of Comets Bull Astr Inst Neth 11 408 29 Reichstein M 1985 Kometen kosmische Vagabunden H Deutsch Thun Frankfurt 30 Schiaparelli J 1871 Entwurf einer astronomischen Theorie der Sternschnuppen Stettin 31 Sekanina Z 1974 The Prediction of Anomalous Tails of Comets Sky and Telescope 47 374 32 Sfountouris A 1986 Kometen Meteore Meteoriten A M ller R schlikon 33 Tammann G A amp V ron P 1985 Halleys Komet Birkh user Basel Stuttgart 34 Vsekhsvyatskii S K 1964 Physical Characteristics of Comets Israel Program for Scientific Translations IPST Jerusalem Transl from Russian 35 Warner E M Redfern G 2005 Deep Impact Our First Look Inside a Comet Sky and Telescope 109 40 44 36 Whipple F L 1950 A Comet Model Astrophys Journal 111 375 113 464 37 Whipple F L 1974 The Nature of Comets Scientific Amererican 230 H 2 48 38 Whipple F L 1980 Der Spin von Kometen Spektrum der Wissenschaften Mai 1980 73 39 Wurm K 1954 Die Kometen Springer Berlin 40 Yeomans D K 1981 Comet Tempel Tuttle and the Leonid Meteors Icarus 47 492 17 2 Die Kometenbeobachtung mit Amateurmitteln A Kammerer Dieses Kapitel soll dem Leser die Motivation eines Kometenbeobachters n herbringen Zu diesem Zweck wird eine Auswahl von Komet
140. bschweif 6 55 7 10 UT Filter OG 530 b Plasmaschweif in CO 7 26 8 06 UT Interferenzfilter A 426 nm AA 10 nm c Koma in CN 8 45 9 45 UT Interferenzfilter A 388 nm AA 5 nm Aufnahmen mit Flatfieldkamera 4 0 760 mm auf Kodak 103a F hyp Beobachtungsort La Silla Chile Photos W E Celnik P Koczet W Schlosser R Schulz P Svejda K Wei bauer wie das Kodak Wratten Filter 47A oder das Schott Glasfilter BG 28 in Kombination mit einem orthochromatischen Film zu verwenden Bei der Hervorhebung des Staubanteils mu panchromatischer Film eingesetzt werden zusammen mit einem Filter das den blauen und griinen Spektralbereich weitestgehend unterdriickt Dies kann durch den Einsatz eines Gelbfilters z B Wratten 9 bzw 21 geschehen Hierbei bleibt allerdings das sehr helle C2 Band um 516 nm problematisch Celnik empfiehlt deshalb die Verwendung eines Kantenfilters wie z B das Schott Glas OG 530 um dieses Band auszufiltern Celnik 1995 Soll auch das weniger stark ausgepr gte C2 Band bei 555 nm ausgefiltert werden so empfiehlt sich z B das Schott Glas OG 570 Die Photographie eines Kometen im Lichte eines bestimmten Molek ls ist eine komplexe Ange legenheit mit einem gr eren Aufwand an Zeit und Geld In Frage kommen diesbez glich die Molek le CN 388 nm und C3 473 und 516 nm innerhalb der Koma sowie COs 368 nm N 6 5 Nachf hrung 117 391 nm und coy 426 nm im Plasmaschweif Dabei scheidet co allerdings
141. ch tzung zu nennen Wenn es auch inzwischen andere M glichkeiten gibt die Aktivit t eines Kometen festzustellen so ist dessen Gesamthelligkeit noch immer die aussagekr ftigste Gr e Zudem wird diese Gr e schon seit einigen Jahrhunderten gesch tzt so da man ber diese die Aktivit t periodischer 48 3 Die visuelle Beobachtung Kometen auch ber einen l ngeren Zeitraum hinweg verfolgen kann Parallel mit Helligkeits sch tzungen erhaltene Spektren erlauben so auch gewisse Aussagen ber Kometen f r die keine Spektralbeobachtungen vorliegen Dies bedeutet aber da die Helligkeitssch tzung von Kome ten ein Gebiet der Himmelsbeobachtung ist innerhalb dessen der Amateur mit relativ einfachen Mitteln einen kleinen Beitrag zur Forschung leisten kann Wie wird nun die Gesamthelligkeit eines Kometen gesch tzt Bei der Helligkeitsbestimmung eines jeden Himmelsobjektes ist man immer auf Vergleichsobjekte angewiesen Die Vergleichs objekte die der Nachthimmel in Form von Sternen bietet sind aber im Gegensatz zu Kometen punktf rmige Helligkeitsquellen Die Verwendung nicht stellarer Objekte wie z B Galaxien w re auf den ersten Blick ein Ausweg kommt jedoch auf keinen Fall in Frage da diese ers tens meist eine andere interne Helligkeitsverteilung wie die Kometen besitzen und zweitens ihre Helligkeiten aufgrund me technischer Schwierigkeiten bis heute mit gr eren Fehlern behaftet sind Letzteres Problem wird beim Vergleic
142. ch dann gem Glg 3 2 Abb 6 11 Der Komet 122P de Vico am 3 10 1995 3 29 3 39 UT Aufnah me mit der Schmidtkamera 2 3 495 mm auf TP 6415 hyp Photo O Guthier Der Positionswinkel ist derjenige Winkel unter dem der Schweif die Koma verl t Bei Gas schweifen k nnen hierf r normalerweise wieder das Schweifende und die Koma als Bezugs punkte gew hlt werden Bei Staubschweifen die eine erkennbare Kr mmung aufweisen oder bei Gasschweifen mit Versetzungen Knicken usw ist der Positionswinkel m glichst nahe am Kopf zu bestimmen Der Positionswinkel wird ber Nord Ost S d West Nord gez hlt siehe Kapitel 3 Seite 53 Zur Bestimmung des Positionswinkels mu die Nordrichtung m glichst exakt bekannt sein 6 8 Auswertung der Aufnahmen 129 Unter dieser Voraussetzung kann der Positionswinkel eines Schweifs photographisch wesentlich genauer bestimmt werden als dies visuell m glich ist Beide Prozeduren sind gegebenenfalls f r alle auf der Aufnahme nachweisbaren Schweife durchzuf hren 6 8 5 Strukturen Strukturen insbesondere im Schweif aber auch in der Koma sollten auf jeden Fall ausgewertet werden Innerhalb der Koma sind dies v a Jets und Enveloppen F r erstere sind jeweils L nge und Positionswinkel m glichst exakt zu bestimmen bei letzteren der Abstand vom false nucleus und der Winkelbereich ber den sie nachweisbar sind Im Schweif sind in erster Linie Streamer und Schweifkondensationen zu nenn
143. ch die Situation drastisch ber das Verfahren der indirekten Kometennachf hrung kann sie nicht kompensiert werden 6 6 Photographische Beobachtungsprogramme 121 Abb 6 6 Komet 24P Schaumasse am 23 3 1993 20 40 22 10 UT Beispiel f r die indirekte Kometennachf hrung Auf nahme mit Flatfieldkamera 3 5 500 mm auf TP 2415 hyp Photo S Fritsche M Richert 6 6 Photographische Beobachtungsprogramme Aus dem bislang Gesagten ergeben sich f r die einzelnen Kometenelemente folgende Empfeh lungen f r die Photographie Schweif und Schweifstrukturen Da Kometenschweife in der Regel lichtschwache Ob jekte darstellen die visuell entweder berhaupt nicht oder nur in ihren hellsten Partien mit nur wenigen Strukturen erkannt werden k nnen sollte der Kometenphotograph sein Hauptaugen merk auf dieses Element eines Kometen richten Neben der Dokumentation der reinen Existenz eines Schweifs bzw dessen Ausdehnung und Orientierung sind insbesondere Schweifstrukturen wie Streamer Schweifkondensationen Schweifknicke abrisse sowie ein eventuell vorhandener Kernschatten von Interesse Nur mit Hilfe der Photographie kann die oftmals rasche Bewegung der Strukturen exakt festgehalten und sogar f r wissenschaftliche Forschungen bereitgestellt werden Verwendet werden sollten hierf r insbesondere Astrographen Bei hellen oder sehr langen Schweifen sollten auf jeden Fall Aufnahmen mit Normal bzw Weitwinkelobjektiven bis hin zum Fisheye ge
144. cher Lichtquellen beachtet werden Das k nnen in unmittelbarer N he H user und Reklamebeleuchtungen sein ebenso st ren aber auch die Lichter vorbeifahrender Autos Will sich der Gro stadtbewohner nach einem Standort in der unmittelbaren Stadtumgebung um schauen so mu er auf jeden Fall die Lage der st dtischen Licht und Dunstglocke im Verh ltnis zur Position des Kometen ber cksichtigen Bevorzugte Standorte sind hierzulande an erster Stel le g nstige Mittel und Hochgebirgslagen Nicht jeder hat die M glichkeit diese innerhalb einer angemessenen Zeit zu erreichen Dennoch mu der Kometenbeobachter in einem Ballungsgebiet nicht verzweifeln Wenn man auch in Gro stadtn he keinen Alpenhimmel erwarten darf so findet sich doch immer ein Standort der f r auswertbare Kometenbeobachtung geeignet ist Um diesen Ort ausfindig zu machen sollte man sich einmal in einer klaren Nacht im Rahmen seiner verkehrstechnischen M glichkeiten auf die Suche begeben 3 5 Die Beobachtung 47 Bei der Standortwahl darf das Beobachtungsinstrument und dessen Transportf higkeit nicht un ber cksichtigt bleiben W hrend ein parallaktisch montierter 30 cm Reflektor ein Kraftfahrzeug ben tigt l t sich ein 15 x 80 Binokular problemlos berall hin mitnehmen Der Autofahrer hat neben den besseren Transportm glichkeiten den Vorteil des gr eren Aktionsradius was bedeu tet da er ber eine gr ere Auswahl an Beobachtungsorten verf gen kann Aber
145. chholz 1985e der nach seinem Periheldurchgang nicht mehr aufgefunden werden konnte Seine kleine Masse ableitbar aus der geringen absoluten Helligkeit von 8 2 war der gro en Sonnenn he q 0 106 AE nicht gewachsen In den letzten Jahren zeigte es sich da die Helligkeitsentwicklung nicht aller Kometen mit der obigen Formel beschreibbar ist Es gibt eine kleine Gruppe berwiegend periodischer Kometen deren Helligkeitsverlauf lediglich durch die Formel m mo S5logA mdt mit dt t T 5 5 dargestellt werden kann Hierbei ist n wiederum der Aktivit tsfaktor Bei dieser Kometengruppe ist die Abh ngigkeit der heliozentrischen Helligkeit von der Sonnendistanz ersetzt durch eine Abh ngigkeit vom zeitlichen Abstand zum Periheldurchgang dr in Tagen Meist wird der Faktor dt t T T Periheldatum positiv genommen damit n vor und nach dem Perihel das gleiche Vorzeichen hat Bekannte Beispiele f r ein solches Helligkeitsverhalten sind die Kometen 6P d Arrest und 10P Tempel 2 berraschenderweise konnten auch die Helligkeitsent wicklungen der Kometen 1P Halley 1986 IT und Austin 1990 V vor dem Perihel mit einer zeitlichen Abh ngigkeit wesentlich plausibler dargestellt werden als mit einer Abh ngigkeit vom Sonnenabstand In Abb 5 4 und Abb 5 5 ist die heliozentrische Helligkeit von vier Kometen einmal ber logr und einmal ber dr aufgetragen Nur ber die richtige Gr e aufgetragen ergeben sich Geraden im an
146. chrieb Die Kometen waren hier nicht mit einbezogen denn in Europa vertrat man bis in die Renaissance die Ansicht da Kometen als hei e Ausd nstungen in der Atmosph re irdischen Ursprungs seien Der erfolglose Versuch von Tycho Brahe die Parallaxe des Kometen 1577b zu bestimmen f hrte zu der Schlu folgerung da die Kometen erheblich weiter entfernt sein m ssen als der Mond Das Problem der Bahnbestimmung der Kometen gewann dadurch erheblich an Bedeutung war die astronomische Natur dieser meist regellos erscheinenden Schweifsterne nun erkannt worden Die physikalischen Grundlagen wurden durch Isaac Newton geschaffen Er selbst berechnete Parabelbahnen mit einem graphi schen N herungsverfahren das aber in der Praxis zu umst ndlich war Den n chsten Schritt hin zu einer analytischen L sung machte L Euler mit der Entdeckung der nach ihm benannten fundamentalen Gleichung Darauf aufbauend wurde die numerische Bahnbestimmung durch J H Lambert weiterentwickelt Aber erst der Bremer Arzt und Amateurastronom Wilhelm Olbers lieferte eine Methode die es erlaubt die Bahn eines Kometen sehr schnell und sicher zu bestim men Diese Methode wird seither in kaum ver nderter Form f r die Parabelbahnbestimmung verwendet Obwohl dieser empirischen Theorie das geozentrische Weltbild zugrunde lag 10 3 Die Reduktion der Beobachtungen 245 10 3 Die Reduktion der Beobachtungen Beobachtungen von Kometen und Planetoiden liegen heute i
147. chssternhelligkeiten enth lt Alle diese Atlanten haben allerdings den durch ihre Entstehung bedingten Nachteil da sie nur Sterne bis ca 10 enthalten Geht es um das Auffinden schw cherer Kometen so mu man auf die beiden photographischen Werke von Hans Vehrenberg zur ckgreifen Der Falkauer Atlas erreicht eine Grenzgr e von rund 13 5 sein gr erer Bruder der Atlas Stellarum zeigt noch Sterne bis ca 14 5 siehe Tab 3 1 Seit kurzem gibt es auch den Palomar Observatory Sky Survey POSS auf CD zu einem f r Amateure erschwinglichen Preis Dieser urspr nglich nur f r gro e Observatorien zu einem s ndhaft teuren Preis vervielf ltigte photographische Atlas zeigt n rdlich der Deklination 15 alle Sterne bis etwa 19 und d rfte daher auch f r den ernsthaftesten Amateur v llig ausreichend sein Wer Zugang zum World Wide Web WWW hat dem bietet sich zudem die M glichkeit beliebige Ausschnittskarten des POSS bers Internet abzurufen http archive eso org dss dss oder http stdatu stsci edu dss dss_form html Beim Einzeichnen einer Kometenposition in eine Sternkarte ist zu ber cksichtigen da sich die Positionsangaben eines Kometen in der Regel auf 0 Uhr UT Weltzeit 1 Uhr MEZ 2 Uhr MESZ des angegebenen Tages beziehen Will man also am Abend des 18 beobachten so sollte man sich schon an der Position des 19 orientieren Bei schnelleren Kometen mu eventuell sogar stundenweise zwischen zwei angegeb
148. d Vor allem an Tagen mit wenigen m glicherweise systematisch zu schwachen oder zu hellen Helligkeitsbeobachtungen kann es aber vorkommen da der Mit telwert deutlich neben der allgemeinen zeitlichen Entwicklung zu liegen kommt und dann Werte eliminiert werden die gut mit dieser bereinstimmen Besser w re es daher beim Ausw hlen stets ein gewisses Zeitintervall zu betrachten Dies kann in der Weise geschehen da f r das Erkennen von Fehlwerten keine einfachen sondern gleitende Mittelwerte siehe Abschnitt 5 6 3 oder Spline Funktionen benutzt werden Der Rechenaufwand wird dann allerdings rasch sehr gro und ist nur noch mit einem Computer zu bew ltigen Praktisch gleiche Resultate im Erkennen von Fehlwerten erh lt man jedoch durch eine wesent lich einfachere subjektive Methode Dazu werden die entsprechenden Diagramme die noch alle Sch tzungen enthalten wie in Abb 5 2 betrachtet und alle auff llig neben der Masse der Beob achtungen liegenden Werte herausgenommen Ist die Datengrundlage gen gend gro so wirkt sich ein objektiv ungerechtfertigt belassener oder eliminierter Wert auf das Endergebnis praktisch nicht aus Letztlich sieht ein derart bereinigtes Diagramm aus wie Abb 5 3 das zudem noch 76 5 Die Auswertung visueller Kometenbeobachtungen Komet Austin 1990 V Helligkeitsverlauf am gm gm qm 5m gm zm 10 att i 18 12 17 1 15 2 18 3 174 175 16 6 1939 1990 Abb 5 3 Wie Abbil
149. d Telescope 92 July 23 30 Aguirre E L 1997 The Great Evening Comet Sky and Telescope 93 May 28 33 Aguirre E L 1997 Comet Hale Bopp s Memorable Performance Sky and Telescope 93 June 28 32 Aguirre E L 1997 The Great Comet of 1997 Sky and Telescope 94 July 50 57 Aguirre E L 2005 Comet Machholz s Fine Performance Sky and Telescope 109 June 83 87 Aguirre E L 2006 A Comet s Spectacular Breakup Sky and Telescope 112 Aug 771 718 Ahnert P 1974 Unerwartete Helligkeitsausbriiche des Kometen 1973b In Kalender fiir Sternfreunde 1975 Leipzig 140 141 Althaus T amp Neumann M 2008 Schweifstern ohne Schweif Die vielen Gesichter des Kometen 17P Holmes Sterne und Weltraum 47 Jan 82 85 Beatty J K amp Bryant G 2007 McNaught s Passing Fancy Sky and Telescope 113 May 32 36 Bortle J E 1995 Borrelly s Strange Apparition Sky and Telescope 90 Aug 108 109 Bortle J E 2008 The Astounding Comet Holmes Sky and Telescope 115 Feb 24 28 Celnik W amp Guthier O 2007 Komet am Taghimmel C 2006 Pl McNaught Journal f r Astronomie 23 112 116 Kammerer A 1984 Die Sichtbarkeit der erdnahen Kometen 1983d und 1983e Sterne und Weltraum 23 90 91 Kammerer A 1990 Die Kometen des Jahreswechsels 1989 90 Kometen Planetoiden Meteore 5 4 8 Kammerer A 1991 Die schw cheren Kometen des Jahres 1990 Kometen Planetoiden Meteore 6
150. da f r die Auswertung nur bestimmte Instrumenten kombinationen verwendet werden Die zweite in diesem Abschnitt zu behandelnde Gr e der Positionswinkel eines hoffentlich vorhandenen Schweifs d rfte nur in seltenen F llen etwas Interessantes liefern Am hilfreichsten ist er bei der Unterscheidung von Gas und Staubschweif Die linearen Gasschweife weisen praktisch immer ziemlich genau weg von der Sonne Der Positionswinkel eines Staubschweifs kann dagegen erkennbar von der Antisolarrichtung abweichen weitere Merkmale sind seine relative Breite me barer ffnungswinkel und die h ufig etwas gebogene Form In Einzelf llen kann der ffnungswinkel eines Staubschweifs betr chtlich werden mehr als 90 Wird er gr er als 20 so sollte er unbedingt bestimmt werden Ein Diagramm des Positionswinkels weist f r einen sehr schwachen Schweif ebenfalls gro e bis sehr gro e Streuungen auf Ist ein Schweif in mittleren Instrumenten dagegen halbwegs gut sichtbar stellen die Streuungen kein gr eres Problem mehr dar Interessant wird der Positionswinkel sofern der Kometenschweif pl tzlich seine Richtung ndert oder es zu einem Schweifabri kommt Im letzteren Fall weist der sich neu ausbildende Schweif oftmals einen zun chst etwas anderen Positionswinkel auf Noch interessanter sind die sehr raschen nderungen der Positionswinkel einzelner Schweif strahlen Streamer Aus den zeitlichen Ver nderungen des Positionswi
151. dem Redaktionsschluss f r die 1 berarbeitete Auflage waren die fol genden Kometen von gr erem Interesse C 2002 C1 Ikeya Zhang erreichte die 3 Gr enklas se und zeigte einen sch nen bis zu 7 langen Schweif stand aber w hrend der interessantesten Zeit sehr horizontnah Kammerer 2003 Kammerer amp Celnik 2002 Im Winter 2004 05 wanderte der Komet C 2004 Q2 Machholz vom Sternbild Eridanus in hohe n rdliche Himmelsregionen Dabei passierte er Anfang Januar 2005 die Plejaden wobei er eine vollmondgro e Koma der 3 Gr enklasse aufwies und einen schwachen Staub und Gasschweif von jeweils einigen Grad L nge zeigte Aguirre 2005 Kammerer 2006 Kerner 2005 Im Fr hjahr 2006 passierte der periodische Komet 73P Schwassmann Wachmann die Er de in sehr geringer Entfernung Dieser Komet befindet sich in der Aufl sungsphase 33 Nicht berraschend konnten zwei hnlich helle Komponenten in mehreren Grad Ab stand im Fernglas beobachtet werden In gr eren Teleskopen wurden zudem zahlreiche schwache Fragmente festgestellt Aguirre 2006 Kammerer amp Schubert 2007 Sekanina 2005 Anfang 2007 berraschte der Komet C 2006 P1 McNaught die Kometengemeinde wurde er doch mit einer Maximalhelligkeit von 5 5 so hell wie kein Schweifstern seit Ikeya Seki im Jahr 1965 Leider konnte er in seiner ganzen Pracht nur von der S dhemisph re aus beobachtet werden Fotos zeigten einen pr chtig strukturierten stark gekr mmte
152. dem ersten Blick v llig ausreichend da das Auge weit un ter 100 Graustufen differenzieren kann Objekte mit Strukturen geringer Helligkeitsunter schiede k nnen damit aber nur durch eine ungen gende Anzahl von Graustufen dargestellt werden 12 bzw 16 bit Dynamiken haben hier wesentlich erweiterte Darstellungsm glich keiten Ein Graustufenunterschied bei 8 bit entspricht 16 unterschiedliche Graustufen bei 12 bit Desweitern sind bei geringer Dynamik die M glichkeiten der Bildverarbeitung u erst begrenzt 7 2 Eigenschaften der CCD Im folgenden werden einige wichtige Eigenschaften der CCD Kameras wie Quantenausbeute spektrale Emfindlichkeit Dunkelstrom u a m kurz erl utert welche beim Einsatz von CCD Kameras ber cksichtigt werden m ssen Die CCD hat gegen ber herk mmlichen Detektoren eine wesentlich gesteigerte Empfindlichkeit Als ein Ma f r die spektrale Empfindlichkeit wird die Quantenausbeute QE bei einer bestimm ten Wellenl nge angegeben Sie gibt die Zahl der registrierten Photoelektronen im Verh ltnis zu der Zahl der einfallenden Photonen bei einer bestimmten Wellenl nge an Ein idealer Detektor hat eine Quantenausbeute von 100 In Abbildung 7 9 sind die Quantenausbeuten schematisch f r verschiedene Detektoren angegeben W hrend das Auge und die photographische Platte Quantenausbeuten von etwa 1 haben erreichen Amateur CCD Kameras Quantenausbeuten bis zu 40 50 Professionelle Kameras kommen mit Quantenau
153. den Aufbau der Kometen und das Entstehen ihrer Schweife ab Aber erst die Erfindung der Spektralanalyse durch Kirchhoff und Bunsen im Jahr 1850 gestattete es die Bestandteile der Kometenmaterie direkt zu beobachten Man fand zwei Hauptbestandteile Gas dessen Spektrallinien identifiziert werden konnten und Staub der das Sonnenlicht reflektiert und teilweise polarisiert Diese Polarisation wurde erstmals durch Arago am Halleyschen Kometen gemessen Tammann amp Veron 1985 Dagegen dauerte es noch bis 1864 bis durch Donati zum ersten Mal das Spektrum eines Kometen 1864 II visuell beobachtet wurde Wie f r die gesamte Astronomie erbrachte auch f r die Kometenforschung die Erfindung der Photographie v llig neue Dokumentations und Analysem glichkeiten Erste erfolgreiche Versuche zur Kometenphotographie wurden 1858 am Kometen Donati 1858 VI durch As herwood und Bond unternommen Aber erst 1881 konnten wirklich gute Photographien des hellen Kometen Tebutt 1881 III erhalten werden Die erste photographische Entdeckung eines Kometen 1892e 1892 V gelingt E E Barnard 1892 auf seinen Himmelsaufnah men Seit 1870 erh lt jeder Komet neben seinem Namen eine eindeutige Bezeichnung Bis 1994 setzte sich letztere zun chst aus der Jahreszahl und einem Kleinbuchstaben zusammen provisorische Bezeichnung Der erste im Jahr 1870 entdeckte Komet erhielt die provisorische Bezeichnung 1870a der zweite 1870b und so fort Die endg ltige Bezeichn
154. den aber nicht pauschal aus dem Text verbannt 195 196 8 Spektroskopie Lehrb cher z B H fner 1989 Walker 1987 und Kitchin 1984 oder Fachpublikationen macht dies deutlich Ziel des Kapitels soll aber sein Beobachtungsmethoden und m glichkeiten vorzustellen die f r den Amateurastronom realisierbar sind Zwei sich erg nzende Faktoren kommen uns dabei entgegen Die Verwendung hochempfindlicher Digitalkameras und der Trend zu im mer leistungsf higeren Teleskopen in Amateur und Vereinsssternwarten Dennoch soll nicht verschwiegen werden dass die Anforderungen an den Beobachter und das Instrumentarium relativ hoch sind Das gilt im besonderen f r den Bau und Einsatz eines Spaltspektrographen aber auch f r die Verarbeitung der Aufnahmen und Spektren Mit durchschnittlichen Ama teurinstrumenten sind nur relativ helle Kometen spektroskopisch zug nglich und derart helle Erscheinungen sind ja nicht so h ufig Der Beobachter kann aber flaue Zeiten mit der Spektro skopie anderer interessanter Objekte verbringen um insbesondere sein Instrumentarium die Beobachtungstechniken und Auswertemethoden daran zu erproben und weiter zu entwickeln in der FG Spektroskopie der VdS aber auch im Internet wird man zahlreiche Anregungen finden 8 2 Einf hrung in die Physik der Kometen Beobachten wir einen Kometen am Himmel so sehen wir bekanntlich nicht den eigentlichen K rper also den Kometenkern an sich Vielmehr ist die f
155. dene Ursachen vorliegen 1 Fehlerhafte Beobachtungen oft genug der Fall 2 M ist schlecht bestimmt Es sollte daher verbessert werden Schritt c wenn dies nicht bereits im Laufe der Rechnung getan wurde Mit dem verbesserten Wert f r M f hrt man die gesamte Rechnung ab Eingang al noch einmal durch 3 Durch die Beobachtungen l t sich keine Parabel legen Es handelt sich z B um einen kurzperiodischen Kometen Ein Hinweis darauf w re eine sehr kleine Inklination i S 5 welche statistisch meistens nur bei kurzperiodischen Kometen vorkommt Damit ist die Parabelbahnbestimmung abgeschlossen 10 6 Die Bahnverbesserung Beobachtungen sind immer mit unvermeidlichen Beobachtungsfehlern behaftet die gerade bei dem diffusen Aussehen eines Kometen relativ gro sein k nnen Eine erste Bahn wird i a aus drei Beobachtungen bestimmt die zeitlich recht nahe beisammen liegen Daher verursachen Fehler in diesen Beobachtungen eine immer schlechtere Darstellung von weiteren zeitlich entfernteren Beobachtungen gt Die berechnete Bahn weicht also immer mehr von der beobachteten Bahn ab Es entsteht daher die Aufgabe die vorl ufigen Bahnelemente derart zu verbessern da diese mit allen vorhandenen Beobachtungen so weit wie m glich im Einklang stehen Wir stellen die Forderung da die Summe der Quadrate aller Restfehler Beobachtung minus Rechnung auch O C f r Observed Calculated AG Op Or 10 77 A g Or 10 7
156. deren Fall ergeben sich leicht gekr mmte Kurven Die Kr mmung ist allerdings nicht besonders gro so da es bei Verwendung von Einzelsch tzungen nicht immer einfach ist die richtige Abh ngigkeit zu ermitteln Besser sind die in beiden Abbildun gen verwendeten gewichteten gleitenden Mittelwerte hierf r geeignet siehe Abschnitt 5 6 3 Eine zeitliche Abh ngigkeit der Helligkeitsentwicklung ist auch dann wahrscheinlich wenn die heliozentrische Helligkeit ber logr aufgetragen einen nahezu senkrechten Verlauf auf weist Zahlreiche Kometen zeigen vor und nach dem Perihel ein signifikant unterschiedliches Helligkeitsverhalten Dies ist eigentlich nicht weiter erstaunlich vergegenw rtigt man sich die Tatsache da ein Teil der auftreffenden Sonnenenergie bei Ann herung an die Sonne zum 5 5 Bestimmung der Kometenparameter 81 Heliozentrische Helligkeit als Funktion von r 2m am d qm 5m gm Bradfield 1987s 1PiHalley zm nach dem Perihel ey gm gm a He 40 i 44m s is 42m 1P Halley 6P d Arrest vor dem Perihel 13m i t 44m 10P Tempel 2 0 6 0 8 1 0 1 2 1 4 1 6 1 8 2 0 2 5 HABI Abb 5 4 Die heliozentrische Helligkeit von vier ausgew hlten Kometen aufgetragen ber logr bzgl Interpretation siehe Abb 5 5 Aufheizen der Oberfl che verwendet wird und damit f r die Gasproduktion nicht zur Verf gung steht Umgekehrt unterst tzt die aufgeheizte Oberfl che bei Entfernung von der
157. derung der Kristalle sichtbar gemacht werden Durch den Entwicklungsproze werden K rner die Silberatome enthalten durch geeignete Reduktionsmittel g nzlich in Silber umgewandelt Im Fixierproze werden die restlichen Silberhalogenidkristalle herausgel st Koch amp Sommer 1989 Silberhalogenide k nnen spezifisch f r bestimmte Wellenl ngenbereiche sensibilisiert und auf diese Weise Farbemulsionen erzeugt werden Das Photomaterial besteht bei diesen aus drei getrennten Emulsionschichten unterschiedlicher spektraler Empfindlichkeit die jeweils andere farblose Farbkuppler enthalten Bei der Umwandlung eines Silberhalogenidatoms in Silber lagern sich diese Farbkuppler an das Silberatom an Bei der Entwicklung werden die belichteten K rner wiederum in Silber umgewandelt gleichzeitig aber die Farbkuppler eingef rbt Durch den Fixierproze werden anschlie end alle Silber und Silberhalogenida tome entfernt es bleiben nur noch die eingef rbten Farbkuppler erhalten Koch amp Sommer 1989 6 3 2 Eigenschaften 6 3 2 1 Allgemeines Die Quantenausbeute bei der Bestrahlung von Silberhalogeniden mit kurzwelligem Licht A lt 500nm betr gt lediglich etwa 1 und geht zu l ngeren Wellenl ngen hin drastisch zur ck Damit wird klar da Silberhalogenide nur im blauen Licht nutzbar sind Die Wie dergabe roter und gr ner Farben ist auf diese Weise nur unvollkommen m glich Um auch 110 6 Die photographische Beobachtung diese Far
158. die scheinbare Gesamtgeschwindigkeit allerdings weniger in Bogensekunden Minute von Interesse als vielmehr in Skalenteilen Minute oder umgekehrt die Zeit Tsx die f r die Verstellung um ein Skalenteil vergeht Hierf r mu zun chst allerdings erst der Skalenabstand sx in Bogensekunden Skalenteil bestimmt werden Dies geschieht indem die Zeit t bei abgeschaltetem Antrieb gestoppt wird die ein Stern auf einem in E W Richtung ausgerichteten Faden f r n Skalenteile ben tigt lsk 15 04 t cosd n 6 12 Wird die scheinbare Gesamtgeschwindigkeit vges durch Isx dividiert so erh lt man die Gesamtgeschwindigkeit in Skalenteilen Minute mit der ein Leitstern entlang der Ska la wandern mu Die Zeit 7sx f r die Verstellung des Leitsterns um ein Skalenteil ist dann Tsk 6 13 Diese Nachfiihrmethode funktioniert auch bei den schw chsten im Nachf hrokular nicht mehr oder nur schwierig sichtbaren Kometen Sie hat allerdings auch ihre Grenzen n mlich dann wenn die differentielle Refraktion ins Spiel kommt Bekanntlich nimmt die Lichtbrechung mit Ann herung an den Horizont wo sie ber ein halbes Grad erreicht rasch zu Doch auch in einer f r Kometen nicht untypischen H he von z B 20 erreicht sie noch Werte um 3 Somit mu die differentielle Refraktion bei niedrig stehenden Kometen ber cksichtigt werden sofern mit langbrennweitigen Optiken gearbeitet oder l nger belichtet werden soll in H hen unterhalb 10 versch rft si
159. dtkamera 1 5 300 mm auf TP 2415 hyp Photo M J ger hnlich arbeitet die Sandwichmethode hierbei wird das Negativ auf ein unbelichtetes Filmst ck 1 1 kopiert Mit dem entstehenden Positiv wird die Prozedur anschlie end wiederholt Das Ergebnis ist eine deutliche Kontraststeigerung bei geringerer K rnig keit Eine einfache Methode zur Kontraststeigerung ist das Umkopieren Hierbei wird ein entwickeltes Negativ auf ein unbelichtetes Filmst ck gepresst und dann belichtet Das resultierende Positiv kann noch einmal umkopiert werden Die Nachteile dieser Methode liegen in einer Verst rkung der K rnigkeit und der Vignettierung der Aufnahmepoptik 6 8 Auswertung der Aufnahmen 125 Schlie lich seien noch das Nachbelichten und das Abwedeln erw hnt Diese Methoden eig nen sich bei Aufnahmen mit einem hohen Intensit tsumfang wie er bei Kometen innerhalb der Koma h ufig vorkommt Um auch schw chere Details wie z B Jets sichtbar zu ma chen werden Teile der Vergr erung l nger bzw k rzer belichtet als die brigen Bildtei le 6 8 Auswertung der Aufnahmen 6 8 1 Grunddaten einer Photographie Bei der Dokumentation sollte stets bedacht werden da eine Aufnahme auch von Dritten ausgewertet werden k nnte vielleicht erst nach vielen Jahren Verweildauer im Archiv Aus diesem Grund ist es sinnvoll einige Grunddaten immer zu bestimmen und auf der R ckseite der Aufnahme zu vermerken Hierzu z hlt zun chst einmal die
160. dung zuvor dargestellt sind jedoch nur noch die selektierten Sch tzungen Uber der Abszisse sind die Vollmondtermine markiert die erwartete punktiert und beobachtete Helligkeitskurve enth lt Mit dieser Datengrundlage werden im folgenden die Kometenparameter bestimmt 5 4 Allgemeine Auswertungshinweise Bevor die Ermittlung der einzelnen Kometenparameter aus den Sch tzungen behandelt wird sollen noch einige allgemeine Punkte angesprochen werden die bei jeder Auswertung beachtet werden m ssen Ganz wichtig ist es vor der Interpretation der Diagramme die Zeiten zu ermitteln zu denen der Mond die Beobachtungen gest rt hat Nicht selten kl ren sich tempor re Absenkungen eines Kometenparameters auf diese Weise als Scheineffekte auf Visualisiert werden kann dieser st rende Einflu z B durch die Positionierung von Symbolen ber der Abszisse zu den Vollmondzeiten Je nachdem ob der Komet am Morgen oder Abendhimmel stand hat der 5 5 Bestimmung der Kometenparameter 77 Mond die Sch tzungen nach bzw vor diesen Zeitpunkten gest rt inklusive einiger Tage um die Vollmondzeit Eine Auswertung visueller Kometenbeobachtungen sollte sofern solche verf gbar sind unbe dingt auch Zeichnungen und Beschreibungen in ausreichendem Ma e ber cksichtigen Zahlen allein geben nur einen Teil der Kometenerscheinung wieder Werden nur die Sch tzungen einer bestimmten Beobachtergruppe z B der VdS Fachgruppe Ko meten zu der A
161. e Helligkeit einmal ber logr Abb 5 6 und einmal ber dr Abb 5 7 aufgetragen Im Fall des Kometen Austin ist der Verlauf in Abb 5 6 vor dem Perihel deutlich gekr mmt in Abb 5 7 5 5 Bestimmung der Kometenparameter 87 hingegen in guter N herung linear was f r eine dt Abh ngigkeit spricht Nach dem Perihel ist die Sachlage nicht so eindeutig beide Verl ufe sind ann hernd linear Bei Abb 5 6 f llt allerdings ein Versatz auf der als Anstieg der absoluten Helligkeit um etwa 0 5 bei r 0 5 AE gedeutet werden k nnte Doch Vorsicht bei der Interpretation der Diagramme m ssen alle wesentlichen Punkte der Kometensichtbarkeit ber cksichtigt werden in der betreffenden Zeit nahe des Perihels konnte Komet Austin nur in der D mmerung in geringer H he beobachtet werden so da die angedeutete Unstetigkeit zweifelhaft ist Insgesamt ergibt eine dt Abh ngigkeit auch nach dem Perihel beim Kometen Austin eine etwas bessere Korrelation Diesbez glich geh rt der Komet Austin zu einer seltenen Kometenklasse Wie in Abschnitt 5 5 1 ausgef hrt zeigen im allgemeinen nur alte periodische Kometen solch eine Abh ngigkeit Schlie lich deutet der nach dem Perihel deutlich steilere Abfall auf eine Ersch pfung der Vorr te an zumindest leichtfl chtigen Gasen hin Generell sollte der Standardformel der Vorzug gegeben werden Komet Austin 1990 V heliozentrische Helligkeit als Funktion der Zeit 4m ER RR o tag m Ae 4
162. e leuchtet werden Allgemeine astrophotographische Punkte werden daher nur knapp behan delt und der Leser ansonsten auf die umfangreiche astrophotographische Literatur verwie sen 6 2 Die photographische Optik 105 6 2 Die photographische Optik In der Astrophotographie kommen sowohl Teleobjektive in Verbindung mit Kleinbild oder Mittelformatkameras zum Einsatz als auch spezielle Astrographen z B Schmidtkameras Flat fieldkameras Eine andere M glichkeit ist die Verwendung eines Teleskops im Prim rfokus oder mit reduzierter Brennweite Welche Optik f r einen speziellen Kometen optimal ist h ngt von verschiedenen Faktoren ab Hierbei ist zu ber cksichtigen da sich die photographische Ko metenbeobachtung durch folgende Besonderheiten auszeichnet e Kometen haben eine Eigenbewegung relativ zu den Fixsternen e Es handelt sich bei helleren Kometen in der Regel um sehr ausgedehnte Objekte Oft haben helle Kometen Schweifl ngen von mehreren Grad e Details in den Schweifen sind sehr lichtschwach Ihre Beobachtung ben tigt eine licht starke Optik mit einem hohen Aufl sungsverm gen e F r kernnahe Strukturen m ssen Brennweiten ber 1000 mm verwendet werden 6 2 1 Wesentliche Faktoren f r die Auswahl einer Optik Hier ist zun chst einmal der Abbildungsma stab der Optik zu nennen Dieser kann aus der Formel a tana 6 1 f ermittelt werden Hierbei ist amp der scheinbare Winkel in Grad unter dem da
163. e Art der Entdeckungsmeldung gibt Kapitel A 134 Literaturverzeichnis Literaturverzeichnis 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 u 11 12 13 Alt W amp Koch B 1975 Photometrische Vermessung von Sternfeldaufnahmen mit einfachen Mitteln Sterne und Weltraum 14 409 410 Binnewies S Riepe P amp Tomsik H 1996 Kodak Ektacolor Pro Gold 400 Sterne und Weltraum 35 S 484 487 Celnik W E 1995 Kometen In Koch B Hrsg Handbuch der Astrofotografie Springer Verlag Berlin Heidelberg 67 76 Celnik W E amp Linder J 1988 Aufruf zur Auswertung von Kometenaufnahmen Sterne und Weltraum 27 239 Koch B 1995 Die fotografische Grenzgr e In Koch B Hrsg Handbuch der Astrofotografie Springer Verlag Berlin Heidelberg 247 254 Koch B amp Sommer N 1989 Astrophotographie In Roth G D Hrsg Handbuch f r Sternfreunde Band 1 Technik und Theorie Springer Verlag Berlin Heidelberg 173 244 Laepple L 1995 Photolabortechniken In Koch B Hrsg Handbuch der Astrofoto grafie Springer Verlag Berlin Heidelberg 285 305 Lazerson H 1984 A binocular Blink Comparator Sky and Telescope 67 275ff Martinez P 1985 Astrophotographie Darmst dter Bl tter Darmstadt Mayer B 1977 Projection Blinking A Way Toward Discovery Sky and Telescope 54 246ff Rhemann G amp Kersche F 1996 Kometenphotographie Sterne und
164. e Dokumentation aller gemachten Photographien gedacht da der FG Kometen in erster Linie nur die besten Aufnahmen 6 9 Photographische Kometensuche 131 als Abz ge maximal im Format 18 x 24 cm zugesandt werden sollten Nachfolgend wird die Bedeutung der einzelnen Felder erl utert Tab 6 2 Photographische Kometenbeobachtungen nach VdS Schema Beispiel Komet C 1995 O1 Hale Bopp Beobachter Karl Muster 12345 Sternhausen Datum UT mag Ref Instrument Koma DC Schweif Pos Bem 1996 05 28 2345 8 S SC 1 5 300mm 45 5 TPh 1996 07 08 9375 6 AA FFC 143 500mm 20 0 2 275 HP5 1996 11 21 7824 5 S Tele 2 5 135mm 14 6 0 4 320 TPh Datum UT Zeitpunkt des Beginns der Aufnahme im Format JJJJ MM TT dddd JJJJ Jahr MM Monat TT Tag dddd Tagesbruchteil siehe Anhang C 1 mag gesch tzte Helligkeit bei fl chenhaften Kometen max auf 0 5 genau dahintersetzen bzw bestimmte Helligkeit bei punktf rmig abgebildeten Kometen Ref Quelle der Vergleichssternhelligkeiten siehe Anhang E Instrument in diese Spalte werden Typ ffnung Brennweite oder alternativ Typ ffnungsverh ltnis und Brennweite der Aufnahmeoptik eingesetzt Koma Komadurchmesser in Bogenminuten DC Grad der Komakonzentration 0 v llig diffus 9 sternf rmig nur bei Farbaufnahmen sinnvoll Schweif L nge aller nachweisbaren Schweife Gas Staub Gegenschweif in Grad Pos Positionswinkel aller nachweisbaren Schweife in Grad
165. e Helligkeit innerhalb eines Tages um ber 1 Gr en klasse steigerte siehe Abb 5 13 aber auch extreme Amplituden erreichen So steigerte der periodische Komet 73P Schwassmann Wachmann 3 seine Helligkeit im Herbst 1995 innerhalb von Tagen von 11 auf 5 und die Helligkeit des Kometen 41P Tuttle Giacobini Kresak stieg im Fr hjahr 1973 sprunghaft um sagenhafte 10 Gr enklassen an F r wenige Tage konnte dieser normalerweise 14 schwache Komet als 4 helles Objekt sogar mit blo em Auge ge sichtet werden Ahnert 1975 Umgekehrt zeigte der Komet Tsuchiya Kiuchi 1990i einen Helligkeitseinbruch um ber eine Gr enklasse innerhalb weniger Tage Kammerer 1991 Und der Komet C 1996 Q1 Tabur verwandelte sich 15 Tage vor seinem Periheldurchgang innerhalb von zwei Wochen von einem 5 hellen deutlich zur Mitte hin kondensierten Schweifstern in ein diffuses l ngliches 4 schw cheres Etwas Abb 2 3 Manche Kometen kommen der Sonne f r ihre Gr e zu nahe und l sen sich vor den Augen der Beobachter buchst blich auf wie es die Kometen Machholz 1985e Machholz 1988j und Mueller 1991h eindrucksvoll vorgef hrt haben Charakteristisch f r Helligkeitsaus bzw einbr che ist die pl tzliche Hel ligkeits nderung innerhalb von Stunden bis wenigen Tagen Dabei kann das Ausgangsniveau nach relativ kurzer Zeit wieder erreicht werden oder aber die pl tzliche Helligkeits nderung wird ber Wochen bis Monate gehalten Derartige He
166. e Koeffizienten der Bedingungsgleichungen enth lt Differentialquo tienten ist von der Dimension 2n x 6 Der Vektor dE enth lt die nderungen der Elemente und hat die Dimension 6 x 1 Auf der rechten Seite steht der Vektor dL der Dimension 2n x 1 in dem die berechneten Restfehler abgelegt sind Wie man die 2n Bedingungsgleichungen 10 80 nach der Methode der Kleinsten Quadrate l st ist im nachfolgenden Rechenschema beschrieben 10 6 2 Rechenschema Gegeben sind die Bahnelemente 7 g e Q i sowie n Beobachtungen j 6 zu den Zeiten 5 i 1 n Die Beobachtungen sind bereits reduziert siehe Abschnitt 10 3 Schritt b und c f hrt man f r alle Zeiten t f durch Damit hat man die Koeffizienten f r die 2n Bedingungsgleichungen berechnet In Schritt d f werden die verbesserten Elemente und mit Schritt g deren mittlere Fehler berechnet a Vorbereitung Da die Bahnverbesserung im quatorsystem durchgef hrt wird m s sen auch die Bahn lage elemente auf dieses System bezogen sein Allgemein werden die 8 n dem ja die Beobachtungen vorliegen 264 10 Bahnbestimmung und verbesserung Bahnelemente aber im Ekliptiksystem angegeben Daher ist vor Beginn der Bahnverbesse rung eine Transformation in das quatorsystem und danach eine R cktransformation notwen dig Seien Q i die Lageelemente vor der Transformation und i jene nach der Transforma tion und sei ITR wie folgt definiert 1 fi
167. e Materie des Kometenkerns ausmachen die bei der Ann herung an die Sonne mehr und mehr verdampft Anhand der Strukturen im Schweif und ihren Ver nderungen wie sie in den Serien photogra phischer Beobachtungen dokumentiert waren lie sich nachweisen da das Verdampfen des Kometenmaterials nicht gleichm ig erfolgt Die Wolken deren Entstehung zeitlichen und auf dem stets unsichtbaren Kometenkern auch r umlichen nderungen unterliegt geraten im 1 5 Die moderne Kometenforschung 11 Schweif in den direkten Einflu der Sonnenstrahlung die Atome und Molek le zum Selbst leuchten anregt andererseits aber auch den Staubanteil durch den Strahlungsdruck des Lichts quer zur Bewegungsrichtung des Kometen beschleunigt Die Menge des verdampften Materi als und damit die Gesamthelligkeit des Kometen erwies sich abgesehen von den durch die wechselnde Entfernung zu Sonne und Erde bedingten nderungen als an die Sonnenaktivit t gekoppelt Die F lle der beobachteten Einzelheiten verlangte zu allen Zeiten die Deutung durch ein m g lichst umfassendes Modell Eine lange benutzte Hypothese war das Sandhaufen Modell das Schiaparelli entwickelte nachdem es ihm um 1866 gelungen war nachzuweisen da die Teilchen die die Meteorstr me der Perseiden und der Leoniden hervorrufen sich im Sonnen system auf den gleichen Bahnen wie die Kometen Swift Tuttle 1862 II bzw Tempel Tuttle 1866 I bewegen Schiaparelli 1871 Yeomans 1
168. e in einem Diagramm gegen x auf Abbildung 7 22 zeigt den Verlauf der sich ergebenden Bouguerschen Geraden Die Geradenglei 10 4 Instr Helligkeit 10 2 2 3 4 X Abb 7 22 Schematische Darstellung einer Bouguerschen Geraden 10 0 _ chung wird durch Regressionsrechnung bestimmt wobei die Steigung der Geraden den Extinkti 170 7 Die CCD Beobachtung onskoeffizienten k ergibt Unter der Vorrausetzung da Referenzstern und das zu untersuchende Objekt der gleichen Spektralklasse angeh ren k nnen mit Hilfe des Extinktionskoeffizienten ky die au eratmosph rischen Helligkeiten bestimmt werden Geh ren Referenzstern und zu untersuchendes Objekt verschiedenen Spektralklassen an so unterscheiden sich die quasi isophoten Wellenl ngen wegen der unterschiedlichen spektralen Energieverteilungen und damit die zugeh rigen Extinktionskoeffizienten der beiden Objekten ka l t sich entwickeln in k k k b v k ist der Extinktionskoeffizient 1 Ordnung und stellt den Extinktionskoeffizienten eines Sterns mit dem Farbindex b v 0 dar Henden et al 1991 k wird Extinktionskoeffizient 2 Ordnung genannt und bestimmt neben b v den Farbeinflu wobei zu beachten ist da der gemessene Farbindex b v hier eingeht Zur Farbkorrektur mu somit mindestens Zweifarbenphotometrie betrieben werden Es ergibt sich m m ky k b v x 1 28 Der Extinktionskoeffizient 1 Ordnung k
169. e lie e sich dadurch vergr ssern dass mehrere Prismen hintereinander angeordnet werden wodurch die Konstruktion aber gr sser schwerer und auch lichtschw cher wird In den vergangen Jahren haben sich in der Amateurszene i w Selbstbau Spektrographen etabliert die wegen der h heren erreichbaren Aufl sung ein Blaze oder sogar Echelle Gitter einsetzen siehe auch Abschnitt 8 6 Im folgenden werden wir jedoch unsere Betrachtung auf einen niedrigaufl senden Prismen Spektrographentyp beschr nken der f r den Einsatz in der Amateur Kometenspektroskopie 3Von einem Spektroskop spricht man wenn anstatt einer Kamera das menschliche Auge das Spektrum betrachtet 200 8 Spektroskopie vorgeschlagen wird weil er trotz aller genannten Nachteile bei der Verwendung eines Prismas vor allem vergleichsweise lichtstark ist Bei der Sternspektroskopie kann der Spalt entfallen da das nur Bogensekunden gro e Sternbild genauer das Seeingscheibchen gewisserma en einen nat rlichen Spalt darstellt und zur Ab bildung von Spektrallinien f hrt Folglich ist die Breite der Linien aber auch seeingabh ngig und damit wird der spektralen Aufl sung schon hier eine praktische Grenze gesetzt Beobachtet man ein fl chenhaftes Objekt Komet Gasnebel etc ohne Spalt erh lt man eine Reihe von monochromatischen Bildern des Objektes Abb 8 3 Auch die wichtigsten Emissions Banden allen voran die ausgepr gten Swan Banden des C2 eines Kometen lasse
170. eben der Sch rfung eine weitere M glichkeit der Kontraststeigerung Berry 1994 Kleine schwache Details werden angehoben w hrend gro e Signale im wesentlichen unver ndert bleiben Erzeugt man synthetisch wie oben erl utert eine unscharfe Aufnahme unscharfe 188 7 Die CCD Beobachtung Maske so werden kleine schwache Signale entfernt w hrend gro e ausgedehntere Signale praktisch unbeeinflu t bleiben Multipliziert man beispielsweise das Orginal mit einem Faktor 4 und die erzeugte unscharfe Maske mit dem Faktor 3 so erh lt man nach Subtraktion eine Aufnahme welche die schwachen Details wesentlich kontrastreicher wiedergibt Abbildung 7 37 zeigt das Ergebnis einer solche Prozedur bei der mit Hilfe der unscharfen Maske Details in den Spiralarmen von M 51 besser sichtbar werden Tabellen Die Tabellen enthalten abgesch tzte Signal Rauschverh ltnisse f r Objekte mit 10 60 und 180 Bogensekunden Durchmesser f r Teleskope mit 150 200 und 250 mm ffnung alle f 6 Desweiteren werden die Integrationszeiten f r bestimmte Signal Rauschverh ltnisse abgesch tzt Die Berechnungen beziehen sich auf ein Sternsignal der 0 Gr e mit ca 5 700 000 Quanten cm s filterlos bzw 1000000 Quanten cm s Die Leuchtdichte des Himmelshintergrunds wird zu 18 cm s arcsec angenommen Die Reduktion der Signale beruht auf folgende Gr en Atmosph rischer Extinktionskoeffizient k 0 2 Luftmasse x 1 41 optischer Transmissi onsfaktor
171. eh rige Wellenl nge A Dazu wird auf einem Eich Spektrum eines Sternes mit bekanntem Spektrum oder einer Eichlampe eine Anzahl von Linien identifiziert deren Wellenl nge bekannt ist Literaturwerte Mit Hilfe der x Pixelwerte und der Wellenl ngen A dieser Linien kann nun ein funktioneller Zusammenhang A x bestimmt werden Im Falle der linearen Dispersion eines Gitters wird die gesuchte Funktion durch eine Geradenglei chung A x a x b beschrieben F r die Bestimmung der beiden Unbekannten a b gen gen die x A Werte zweier bekannter Linien Wenn m glich wird man aber mehr als zwei Linien zur Eichung heranziehen um die gesuchten Parameter a b mit gr erer Sicherheit durch Anwendung eines Ausgleichsverfahrens bestimmen zu k nnen Viele freie Me wertprogramme erlauben solche Berechnungen und deren graphische Darstellung Das Prisma hingegen weist eine nichtlineare Dispersion auf f r deren funktionale Darstellung ein Polynom n ten Grades n gt 2 erforderlich ist Die praktische Erfahrung zeigt dass der Polynomgrad nicht ber n 3 oder n 4 liegen sollte Ein solcher Datenfit Kann z B mit dem freien Programm GNUplot geschehen Da ein Polynon n 1 ten Grades zwar exakt durch n St tzstellen l uft aber ausserhalb dieser oftmals einen Verlauf zeigt der von der physiklischen Gesetzm ssigkeit unvorhersehbar und erheblich abweichen kann hat sich in der Praxis die 216 8 Spektroskopie Anwendung der Har
172. ehe Titelbild W hrend seiner besten Beobachtungszeit im M rz und April 1997 zeigte der 0 5 helle Komet nicht nur einen au ergew hnlich hellen sondern zudem auffallend gekr mmten Staubschweif von etwas mehr als 20 L nge Aufgrund der be sonderen Perspektive bildete der schw chere hnlich lange Gasschweif mit dem Staubschweif 31 Abb 2 12 Komet C 1996 B2 Hyakutake mit hellem und langem zentralen Schweifstrahl am 27 3 1996 3 23 3 26 UT Aufnahme mit Schmidtkamera 1 7 300 mm auf TP 6415 hyp Photo N Mrozek Abb 2 13 Teil Schweifabri beim Kome ten C 1996 B2 Hyakutake am 25 3 1996 1 30 1 43 UT Aufnahme mit Schmidtkamera 2 0 800 mm auf TP 2415 hyp Photo P Keller und G Schmidbauer 32 2 Die Kometenbeobachtung mit Amateurmitteln Abb 2 14 Komet C 1996 B2 Hyakutake mit zahlreichen Streamern am 16 4 1996 20 12 20 20 UT Aufnahme mit Schmidtkamera 1 7 300 mm auf TP 2415 hyp Photo K Horn einen Winkel von zeitweise 50 bez glich der Endpunkte f r die Beobachtung seiner zahlrei chen hellen Streamer gen gte bereits ein kleines Fernglas Auf Photographien kontrastierte der cremefarbene Staubschweif pr chtig mit dem intensiv blauen Gasschweif Die kernnahe Region zeigte eine Reihe seltener Ph nomene wie spiralf rmige Jets und extrem auff llige Enveloppen die bereits in kleinen Instrumenten zu erkennen waren siehe Abb 6 8 Aguirre 1997 Kammerer 2000 Zwischen 1997 und 2008
173. ehr gro werden kann 5 6 3 Gewichtete gleitende Mittelwerte Diese Methode wurde vom Autor aus der Zeitreihenanalyse abgeleitet Grundgedanke ist die berlegung da es keinen Beobachter gibt der die reale Entwicklung der Kometenparameter 5 6 Methoden zur weiteren Reduzierung der Streuung 97 exakt wiedergibt Die einzig fixe Basis jeder Auswertung ist die gesamte Zahl an Einzelsch tzun gen aus der die mittlere Entwicklung abgeleitet werden mu Eine wichtige Bedingung ist allerdings die da nicht grunds tzlich jede Beobachtung be r cksichtigt werden sollte Wie bereits in Abschnitt 5 3 ausgef hrt ist es nicht sinnvoll Sch tzungen mit einzubeziehen die deutlich von der Masse der Beobachtungen abwei chen Aus der derma en bereinigten Datengrundlage werden gewichtete gleitende Mittelwerte berech net Abb 5 12 Die Anzahl der Tage ber die die Mittelung erfolgt wird durch das Auswertungs ziel bestimmt Allgemein gilt Je mehr Tage ber cksichtigt werden umso glatter wird der Verlauf der Mittelwerte ausfallen umso besser wird somit die globale Entwicklung wiedergegeben Auf der anderen Seite k nnen in diesem Fall kurzfristige nderungen aber nicht mehr wiedergegeben werden Bei der Festlegung ist selbstverst ndlich zu beachten da die Zahl der in den Mittel wert eingehenden Tage wesentlich kleiner sein mu als der Gesamtbeobachtungszeitraum Der Komet Austin 1990 V Helligkeitsverlauf l
174. eine Konstante Die Besetzungsdichte der angeregten Zust nde folgt somit einer Boltzmann Verteilung Eine Tem peratur nderung um 10 C ver ndert den direkten Dunkelstrom ca um den Faktor 3 Manfroid et al 1992 Um den Dunkelstrom auf einen sehr geringen Wert abzusenken ist eine Abk hlung des CCD Bausteins auf ca 100 C erforderlich Buil 1991 Bei den Amateurkameras erfolgt eine thermoelektrische K hlung mit der bis zu 30 50 C unter die Umgebungstemperatur gek hlt werden kann Der Dunkelstrom ist aber bei diesen Temperaturen noch merklich Von der Orginalaufnahme wird aus diesem Grund eine entsprechenden Dunkelaufnahme ohne Licht einstrahlung subtrahiert Um die Auswirkungen geringer Temperaturschwankungen w hrend der Belichtung zu reduzieren kann eine Reihe von Dunkelaufnahmen vor und nach der eigentli 7 2 Eigenschaften der CCD 143 chen Aufnahme aufgenommen werden In der Korrektur verwendet man dann die gemittelte Aufnahme Der Dunkelstrom erzeugt ein signifikantes Rauschen thermisches Rauschen das in Abschnitt 7 3 erl utert wird Durch statistisch bedingte Schwankungen des elektronischen Rauschens k nnen negative Werte im Signal entstehen Um diesen Effekt zu verhindern wird eine konstante Ladungsmenge jedem Pixel zuaddiert Buil 1991 Diese Ladung wird bias genannt welche nachtr glich wieder abgezogen werden sollte Zu diesem Zweck wird eine Aufnahme mit der geringst m glichen Integrationszeit im Idea
175. en nahe beieinander liegenden systematisch zu gro en Sch tzungen vorget uscht sein Erst wenn eine Reihe von Mittelwerten die Standardabweichung im betreffenden Zeitraum bersteigt und aus einer gro en Zahl an Beobachtungen ermittelt wurde besteht eine hohe Wahrscheinlichkeit da der Anstieg reell ist In diesem Fall ist f r den entsprechenden Zeitabschnitt aber zus tzlich die Verteilung und Herkunft der Sch tzungen zu pr fen Ergibt eine solche Pr fung z B im Fall eines signifikanten Anstiegs da ein hoher Prozentsatz der in den betreffenden Mittelwert eingegangenen Sch tzungen von einem Beobachter stammt so ist die Realit t des Anstiegs fraglich In Abbildung 5 12 sind drei signifikante kurzfristige nderungen erkennbar am 29 3 steiler Anstieg um 0 6 Mitte April langsamer Anstieg um 0 45 und in Abb 5 12 weniger deutlich Ende Mai steiler Anstieg um 0 75 Unter Ber cksichtigung der genannten Gesichtspunkte ergibt sich folgende Interpretation Auffallend ist zun chst da die Mittelwerte etwa vom 20 3 bis zum 20 4 einen insgesamt sehr unruhigen Verlauf zeigen Dies wird verst ndlich wenn man sich vergegenwartigt da Komet Austin etwa w hrend dieses Zeitraums weltweit nur in der D mmerung in geringen H hen beobachtbar war Aus diesem Grund ist die Realit t des abrupten Anstiegs am 29 3 der zudem nur von einer kleinen Zahl an Sch tzungen gest tzt wird und der Welle Mitte April sehr zweifelhaft Ander
176. en Aber auch Schweifknicke und abrisse sowie der Kernschatten kommen vor Bez glich Streamern und Kernschatten ist wiederum L nge und Positionswinkel m glichst exakt zu bestimmen Bei Schweifkondensationen knicken und abrissen interessieren der Abstand zum false nucleus und der Positionswinkel bei letzteren vor nach der St rung bei ersteren zus tzlich die Ausdeh nung Abb 6 12 Komet 109P Swift Tuttle mit Streamern am 30 11 1992 17 22 17 28 UT Aufnahme mit Schmidtkame ra 2 3 495 mm auf TP 6415 hyp Photo O Guthier 130 6 Die photographische Beobachtung Interessant sind diese Angaben insbesondere im Falle einer zeitlichen Abfolge mehrerer Auf nahmen des gleichen oder verschiedener Beobachter k nnen dadurch doch zeitliche Ver nde rungen bzw Bewegungen der Strukturen verfolgt werden die Berufsastronomen interessante R ckschl sse ber die Wechselwirkung zwischen Kometenmaterie und Sonnenwind erlau ben Abb 6 13 Komet Okazaki Levy Rudenko 1989r am 10 11 1989 4 36 4 38 UT und 4 47 4 49 UT Die im Abstand von nur 11 Minuten gemachten Aufnahmen dokumentieren eine extrem hohe Geschwindigkeit der Schweifkondensation Aufnahme mit Schmidtkamera 1 5 257 mm auf TP 2415 hyp Photos G Gramm 6 8 6 Photographischer Beobachtungsbogen Die VdS Fachgruppe Kometen hat einen Bogen zur Daten bermittlung photographischer Beob achtungen erstellt siehe Anhang F Er ist f r die m glichst vollst ndig
177. en Cygwin ist keine virtuelle Maschine sondern es stellt eine Linux hnliche Umgebung zur Verf gung wodurch zahlreiche unixoide Programme dort lauff hig sind Anstatt dessen kann der Windows Nutzer aber auch eine virtuelle Linux Maschine auf seinem PC aufsetzen und IRAF MIDAS darin installieren Beide Programme haben gegen ber anderen die m chtigste Funktionalit t und das gr sste Potential aber man muss sich zwingend in beide Programme einarbeiten und dies wird nicht ganz so intuitiv m glich sein wie bei einem Windows Programm f r den Normalverbraucher Vieles geschieht ber die Kommandozeile und als ein von Wis senschaftlern f r Wissenschaftlern geschriebenes Program hat man recht viele Informationen zu erfassen und zu verarbeiten Neben der zugeh rigen Dokumentation findet man im Internet zahlreiche Einf hrungen Tutorials und auch Schritt f r Schritt Anleitungen Handzettel mit denen man dennoch sehr effektiv den Einstieg in den Umgang mit diesen Programmen erreicht Sowohl IRAF als auch MIDAS verf gen schon sehr lange ber eine interne Skript Makro Sprache die aber beide propriet r sind Inzwischen bieten aber beide ein Interface Binding zu der inzwischen recht popul ren Skriptsprache Python an Zusammen mit den tausenden anderen Paketen aus allen denkbaren Bereichen u a auch Visualisierung Graphik Wissenschaft Tech nik etc die die Sprache bereit stellt ist man in der Lage alle IRAF MIDAS Funktionen in e
178. en Spektralbereich gemittelte Werte f r die Koeffizienten verwendet Im einzelnen werden angenommen e eine Zenitextinktion von ca 0 2 woraus sich ein Transmissionskoeffizient T von 0 83 ergibt F r eine beliebige Zenitdistanz z gilt Ty el Tx 1 Buil 1991 wobei x die sogenannte Luftmasse ist mit X secz Die Luftmasse x wird im Abschnitt 7 5 2 2 n her erl utert F r unsere Betrachungen wird von einer Zenitdistanz von 45 ausgegangen Die Luftmasse x betr gt hiermit 1 41 woraus sich ein Transmissionskoeffizient von T 0 77 ergibt e ein Quantenverlust durch Absorption Streuung und Obstruktion an Spiegel Korrekturplat ten von ca 25 T ist dann 0 75 Der Gesamttransmissionskoeffizient T des optischen Systems setzt sich aus dem Koeffizienten f r die Obstruktion bei Spiegel und den Teiltransmissionen und reflektionen der einzelnen optischen Systeme zusammen Buil 1991 n T TObstruktion II ToptischeSysteme 7 9 2 2 D D5 a 2 7 10 Dt TObstruktion Dabei stehen Dj und D f r die Durchmesser des Prim rspiegels bzw des Sekund rspie gels F r die gesamten Verluste k nnen 9 10 pro optische Fl che gerechnet werden Beispielsweise kann f r das C8 ein Gesamttransmissionskoeffizient T von 0 69 abge sch tzt werden Der Topstruktion Wert betr gt 0 94 und f r die einzelnen Spiegel bzw die Korrektorplatte kann jeweils ein Toprische Systeme Wert von ca 0 9 angenommen werden e eine
179. en Zeitspanne eine Nacht stammen Die unvermeidlichen Beobach tungsfehler w rden aber zu mehr oder weniger un brauchbaren Resultaten f hren Stehen f r die Bahnbestimmung mehr als drei Beobachtungen zur Verf gung w hlt man daher drei nicht zu dicht beisammen liegende Beobachtungen aus Andererseits darf der in dieser Zeit durchschrittene heliozentrische Bahnbogen nicht zu gro sein da sonst der Fehler der in der Approximation der Sektor zu Dreieck Verh ltnisse gemacht wird sp rbar anw chst Insbeson dere sollte man die Beobachtungen so w hlen da die Zeiten zwischen der ersten und zweiten Beobachtung tz t sowie der zweiten und dritten Beobachtung t3 t2 m glichst gleich sind Hiervon h ngt die G te einer zentralen Gr e in der Bahnbestimmung nach Olbers ma geblich ab In Anbetracht der durchschnittlichen Eigenbewegung eines neu entdeckten Kometen und der Notwendigkeit m glichst fr h eine erste Bahn zu erhalten d rften die Zwischenzeiten im Bereich weniger Tage liegen 10 4 Das Zweik rperproblem Wir betrachten die Bewegung zweier K rper S Ortsvektor rs Masse M und P Ortsvektor rp Masse m gem dem Newtonschen Gravitationsgesetz Ts Ip Fsp YMm Irs rp 3Sieht man von speziellen Ausnahmef llen einmal ab Deren Bedeutung wird in Abschnitt 10 5 1 u 10 5 2 klar werden 248 10 Bahnbestimmung und verbesserung An den Ursprung O unseres Koordinatensystems stellen wir
180. en beispiels weise die schwachen Details eines Objekts Pixelwerte die sich gegen ber den Werten des Himmelshintergrunds nur um 1 2 ADUs unterscheiden kann ein Pixel aufgrund statistischer Schwankungen zuf llig den Himmelhindergrundswert haben das benachbarte Bildelement aber den h heren Wert Als Folge sehen schwache Details nahe dem Hintergrund sehr verrauscht aus Man kann durch Aufaddieren mehrerer Aufnahmen diesen Effekt mindern Da jede Aufnahme ihre individuellen Schwankungen hat mitteln sich diese Effekte aus Zudem kann das S N Verh ltnis durch Kompositbildung verbessert werden Wie in Abschnitt 7 3 6 1 erl utert ist das S N Verh ltnis proportional der Wurzel aus dem Signal Bei Addition von 4 Aufnahmen gleicher Integrationszeit verdoppelt sich damit das S N Verh ltnis Die digitalen Werte ADUs k nnen als Zahlenwerte mathematisch manipuliert werden Um 182 7 Die CCD Beobachtung Flatfield Abb 7 29 Korrektur einer Rohaufnahme Aufnahmeabfolge bestehend aus Rohaufnahme Dunkelaufnahme gleicher Integrationszeit Bias Aufnahme und Flatfieldaufnahme solche Zahlenmanipulationen erfolgreich durchf hren zu k nnen m ssen folgende Punkte beachtet werden e wie im Falle einer photographischen Aufnahme mu eine CCD Aufnahme gen gend lang belichtet werden Die Graustufen Dynamik in der Aufnahme sollte so gro wie m glich sein Kurzbelichtete Aufnahmen sind f r viele Verarbeitungs Algorithmen v llig unbrauch
181. en je nach Anzahl der vorhandenen Defekte daher CCD Bausteine in verschiede nen G teklassen angeboten Hochwertige Bausteine sind sehr teuer F r die Photometrie ist eine Korrektur notwendig um eine weitgehende Angleichung der Empfindlichkeiten zu erm glichen Auch f r die Detektion extrem schwacher Objekte sollte eine solche Korrektur duchgef hrt werden Zur Korrektur belichtet man unter identischen Versuchsbedingungen gleicher Fokus Filter etc eine gleichm ig helle Fl che Die Belichtung sollte so gew hlt werden dass m g lichst hohe Pixelwerte erreicht werden ohne allerdings eine S ttigung hervorzurufen Dies kann beispielsweise ein wei er Karton oder eine wei e Wand sein Die Pixel werden nach der Aufnahme trotz der gleichen Belichtung entsprechend ihrer unterschiedlichen Empfindlichkeit unterschiedliche Pixelwerte aufweisen Das durch eine Dunkelaufnahme und bias Aufnahme bereinigte Orginal wird nun durch diese Flatfield Aufnahme dividiert die nat rlich zuvor eben falls bereinigt wurde Man erreicht somit in Grenzen die gew nschte Korrektur Allerdings stellt eine perfekte Flatfieldkorrektur eine schwierige Prozedur dar da die Flatfieldkorrektur von der spektralen Energieverteilung des Lichtes abh ngig ist Buil 1991 Im Idealfall sollten die spektralen Energieverteilungen des Himmelshintergrundes der Orginalaufnahme und die der Lichtquelle f r die Flatfieldaufnahme bereinstimmen 7 3 Die Me genauigkeit von CCDs 145
182. en vorgestellt die zwischen 1973 und 2008 mit Amateurmitteln beobachtet werden konnten und die Besonderheiten in Bezug auf ihre Sichtbarkeit Entwicklung oder Strukturen aufwiesen Dabei handelt es sich um eine rein kursorische Abhandlung n here Erl uterungen zu den aufgef hrten Details finden sich im vorangegangenen bzw in den nachfolgenden Kapiteln Gleich zu Beginn soll nicht verschwiegen werden da die meisten Kometen eher schwache und unscheinbare Objekte sind die h ufig nicht einmal das Charakteristikum dieser Himmelsk rper den Schweif aufweisen Auf der anderen Seite mu aber betont werden da es nur wenige Kometen gibt die berhaupt keine Besonderheiten zeigen Spektakul re Objekte mit einem fl chenhellen bzw langen Schweif treten allerdings nur im Abstand von etwa 10 20 Jahren auf Als Beispiele k nnen hier die Kometen West 1976 VD C 1996 B2 Hyakutake und C 1995 O1 Hale Bopp genannt werden Neben den Kometen als den eigentlichen Objekten des Interesses ist h ufig auch ihr Weg vor der Sternenkulisse interessant So passierte der 8 helle Komet Panther 1980u am 11 M rz 1981 den Polarstern in einem Abstand von nur 0 5 Komet Halley lief im April 1986 nahe an der Galaxie Centaurus A vor ber Abb 2 6 und 24P Schaumasse durchquerte im Febru ar 1993 den Kaliforniennebel Neben solchen eher au ergew hnlichen Begegnungen kommt es allj hrlich zu etlichen nahen Vor berg ngen an hellen Sternen auff lligen Ste
183. enen Positionen interpoliert werden Ist die Bahn am Himmel nicht zu sehr gekr mmt so kann dies der Einfachheit halber mit einem Lineal geschehen 44 3 Die visuelle Beobachtung Inzwischen gibt es etliche Computerprogramme mit deren Hilfe Karten samt eingetragener Kometenbahn erstellt und ausgedruckt werden k nnen Einige dieser Programme nutzen den auf CD ROM erh ltlichen Guide Star Catalog GSC Dieses ausschlie lich in digitaler Form vorliegende Werk wurde erstellt um dem Hubble Space Telescope Leitsterne zur Verf gung zu stellen Der GSC enth lt etwa 15 Millionen Sterne bis zur 15 Gr e was ihn gerade f r das Auffinden schw cherer Kometen sehr praktikabel macht Steht man nun am Fernrohr und h lt die Sternkarte in H nden so gibt es grunds tzlich zwei M glichkeiten den Kometen aufzufinden Bei einem parallaktisch montierten Teleskop w re es nat rlich am bequemsten mit Hilfe einer Art Ableseeinrichtung die Koordinaten direkt einstellen zu k nnen Mit den hierf r konzipierten Teilkreisen sind in der Tat viele Fernrohre ausgestattet jedoch nur bei teureren Ger ten sind sie wirklich so gro und genau da man quasi blind das Zielobjekt einstellen kann Teilkreise bei denen die Gradmarkierungen 1 mm dick und jeweils 1 mm voneinander entfernt sind bringen in Verbindung mit einem 1cm davon entfernten Zeiger nicht sehr viel Unterst tzung Besser bedient ist man mit Teilkreisen ab ca 10cm Durchmesser oder
184. enklasse zu beobachten sofern dieser eine ausgedehnte Koma aufweist hnlich verh lt es sich zum Beispiel mit einem bekannten Planetarischen Nebel dem Helix Nebel im Sternbild Wassermann Zwar hat dieser eine Gesamthelligkeit von 7 3 aber wegen seiner Ausdehnung von rund 16 ist er durchaus kein leichtes Beobachtungsobjekt Dennoch besitzt Abb 3 3 auch f r Kometenbeobachter eine wichtige Aussage Mit zunehmender Vergr erung sinkt die Helligkeit des Himmelshintergrunds die Grenzgr e steigt an W hrend aber dieser Effekt bei ausgedehnten diffusen Kometen keine Vorteile bringt da nicht nur die Fl chenhelligkeit des Himmelshintergrunds sinkt sondern in fast gleichem Ma e auch jene des Kometen sieht dies bei sehr kompakten Kometen v llig anders aus Bei diesen kann der Einsatz h herer Vergr erungen durchaus sinnvoll sein 3 3 Die Ausr stung 41 Damit die eigentliche Beobachtung im Vordergrund steht sollten die folgenden Empfehlungen unbedingt befolgt werden witterungsangepa te Kleidung ebenso wie eine bequeme Haltung w hrend der Beobachtung Zudem sind alle notwendigen Utensilien wie Taschenlampe Ster natlas Beobachtungsbuch und Zeichenger t in unmittelbarer N he greifbar zu positionieren Um einer Erm dung des Auges vorzubeugen sollte in bestimmten Zeitabst nden die Betrach tung des Okularbildes durch einen weitschweifenden Blick ber den Himmel unterbrochen werden 3 3 Die Ausr stung Gelegentlich
185. ens liegt in der relativen Unempfindlichkeit des menschlichen Auges und in der subjektiven Wiedergabe von Position und Gr e einzelner Details Dem visuellen Kometenbeobachter er ffnet sich dennoch ein interessantes Bet tigungsfeld bei der Verfolgung von Vorg ngen der inneren Koma Hier ist der Einsatz der Photographie nur bedingt erfolgreich gewesen denn bei Langzeitaufnahmen gehen die feinen Details kontrast und seeingbedingt meist unter w hrend das menschliche Auge seine F higkeit gro e Hellig keitsunterschiede zu erfassen voll ausspielen kann Beim Zeichnen bieten sich grunds tzlich zwei Varianten an Die positive Kreidezeichnung auf schwerem Photokarton und die negative Bleistift bzw Tuschewiedergabe auf wei em Papier Die erstgenannte M glichkeit bietet zwar eine reizvolle Wiedergabe jedoch ist es nur ge bten Zeichnern m glich hier wirklichkeitsgetreue Ergebnisse zu erzielen F r die meisten Beobachter wird daher die Bleistiftzeichnung oder das Punkt Raster Verfahren eher in Frage kommen F r die Bleistiftzeichnung sind ein Skizzenblock und oder ein Klemmbrett ein weicher Radier gummi ein Bleistift der St rke HB sowie ein Bleistiftspitzer die wesentlichen Utensilien Am Okular des Fernrohres studiere man die feinen Details der inneren Koma bei m glichst hohen Vergr erungen 150x bis 300x Wichtig ist hierbei einmal mehr da das Auge bestens an die Dunkelheit adaptiert und st rende Lichtquellen ausgeschal
186. entlicht im IHW Handbook Extinktionskorrektur Abk Bedeutung amp Komet in einer H he von weniger als 20 beobachtet aber keine Extinktionskorrektur angebracht Komet in einer H he von weniger als 10 beobachtet und Sch tzung gem den Extinkti onstabellen im Anhang C 2 korrigiert a Extinktionskorrektur auf der Basis der Tabelle C 2 durchschnittliche Atmosph re durchge f hrt w Extinktionskorrektur auf der Basis der Tabelle C 2 winterliche Atmosph re durchgef hrt s Extinktionskorrektur auf der Basis der Tabelle C 2 sommerliche Atmosph re durchgef hrt St reinfl sse Abk Bedeutung Naazya k nstliche Beleuchtung durchziehende Wolken bei Zusendung ber Email W benutzen Dunst Nebel Mond Satellitenspur durch den Kometen D mmerung Zodiakallicht 289 F Zeichenschablone und Beobachtungsb gen der VdS FG Kometen KOMET BEZEICHNUNG DATUM ZEIT UT BEOBACHTER TPZ Est Instrument Vergr erung __Filter Position RA DEKL Mag Methode Koma DE Schweif Pw Typ Bemerkungen 289 d Beobachtungsb gen der VdS FG Kometen F Zeichenschablone un 290 jjueBequia usjewoy seuje ve unyysegoeg ep nu ay q ve ogs unysegoag Old LEPISAUDINI GYNZITESNZ Bunzipyassper uar GUS 8 PUIS Jay PUN WIN JSPA 61 EPIEHUOy I ERS PUIS Bunusgau sen PUN mesmyas GA bunuyg wnjeg P84 rc 19580140 zuanbesuessuejiun Jay ISSOS SPOWEWZIRLPS SNN NEH W
187. ents mit 192 x 165 Bildpunkten angeboten die dem Amateur den Einstieg in diese leistungsf hige Technik erm glichten Die bekanntesten Kameras mit dem TC 211 Baustein sind die ST 4 Kamera der Santa Barbara Instrument Group Cicco 1990 und die Lynxx von SpectaSource Instruments Cicco 1991 Diese Kameras sind allerdings mit rauscharmen professionellen CCDs nicht vergleichbar Zudem haben die Bildpunkte rechtecki ge Ausma e und sind dadurch f r den astronomischen Einsatz weniger geeignet Wesentlich verbesserte CCD Kameras wie z B die ST 6 SBIG folgten schon 1992 mit etwas gr erer Detektionssfl che und niedrigerem Rauschen Cicco 1992 Der Trend geht zu immer gr eren Detektionsfl chen mit keineren Pixeln und geringerem elektronischen Rauschen So wurden 135 136 7 Die CCD Beobachtung schon 1994 Kameras mit bis zu 1500 x 1000 quadratischen Bildpunkten angeboten die sich in Bezug auf das Ausleserauschen nur noch um den Faktor 4 5 von den professionellen Ka meras unterschieden Kameras dieser neuen Generation sind z B die ST 7 SBIG die HiSIS 22 LE2IM in Frankreich sowie die LeCCD1 1n OES in Deutschland die alle den Kodak KAF 0400 Baustein 768 x 510 Bildpunkte einsetzen Die derzeit bekannteste Kamera mit dem Kodak KAF 1600 Baustein 1530 x 1020 Bildpunkte ist die ST 8 SBIG CCDs sind f r die Abb 7 1 Komet C 1996 B2 Hyakutake am 27 3 96 um 20h 49m UT 4 min Komposit aus 2 Aufnahmen 50 mm Optik f 4 ST 5
188. enzgr e K nnen an planetarischen Nebeln gewonnen werden Tabelle 8 1 nennt die markantesten Linien die man bei Emissionsnebeln findet ebenso die wichtigsten Linien von Neon und Quecksilberdampflampen Himmelshintergrund und oder f r Eichspektren und schlie lich die Absorptionslinien des atmosph rischen Sauerstoffes die man in kontinuierlichen Stern oder Sonnenspektren findet Nat rlich bietet sich auch die Aufnahme eines Sonnenspektrums an nicht die Sonne selbst aufnehmen sondern nur den Taghimmel Man wird zahlreiche Fraunhofer Linien finden Mit dem hier beschriebenen Instrumentarium und einem Teleskop von 20 30cm ffnung ist man in der Lage Kometen heller als etwa 6 8 unter urbanen Bedingungen zu spektro skopieren In durchschnittlich guten Jahren findet man eine Kometenerscheinung in diesem Helligkeitsbereich 208 8 Spektroskopie Tab 8 1 Auswahl der wichtigsten Emissionslinien der Wasserstoff Balmer Serie des Neons und Quecksil bers Lampen sowie einige andere wichtige Linien Quellen Roth 1989 und Saint P 1994 Element A nm Element A nm Element A nm Ha 656 3 Na I D1 589 0 Quecksilber 404 7 HB 486 1 Na I D2 589 6 Hg 407 8 Hy 434 0 Neon Ne 614 3 435 8 H 410 2 633 4 502 5 Ne MI 386 9 638 3 546 1 He IT 468 6 640 2 577 0 N I 658 4 650 6 579 0 O IT 495 9 O2 Atm 627 9 615 2 Om 500 7 0 Atm 684 7 694 4 623 4 Bevor man den Kometen aufsuc
189. equences for 50 Variable Stars by Mitchell and C A Wirtanen 1939 Nordpol Sequenz von Henden and Kaitchuck 1982 Astronomical Photometry NY Van Nostrand Reinhold p 305 Cluster Photometry NGC 2129 6531 1342 Publ US Naval XVII p 406 USNO Photoelectric Photometric Catalogue Nordpol Sequenz AAVSO Magnitudes of Stars North 80 Carneg Inst Publ M45 Sequence by Johnsen Mitchell 1958 Ap J 128 31 Plejades chart S amp T 70 465 1985 Plejades chart Astr Phot Handen et al 1982 p 298 300 IC 4665 sequence von Henden and Kaitchuck 1982 s NH Photoelectric Magnitudes and Colours of Southern Stars A W J Cousins and R H Stoy 1963 in Royal Observatory Bulletin No 64 Royal Greenwich Obs Series E3 pp E101 E248 287 RC Standard Magnitudes in the E Regions A W J Cousins and R H Stoy 1962 in Royal Observatory Bulletin No 49 Royal Greenwich Obs Series E2 pp E1 E59 SD V Helligkeiten von Sternen in nahe M15 A Sandage 1970 Ap J 162 841 SE V Helligkeiten von 134 Sternen in der II Perseid Association 5 1 11 4 in C K Seyfert et al Ap J 132 58 SK Brian Skiff s Zusammenstellung von Sternhelligkeiten im LONEOS Projekt ftp ftp lowell edu pub bas starcats loneos phot SM V Helligkeiten aus A Visual Atlas of the Small Magellanic Cloud by Mati Morel 1989 Rankin Park New South Wales SP Skalnato Pleso Atlas Coeli TA Ver
190. er 46 3 Die visuelle Beobachtung abgeblockt Der hierdurch bedingte Kontrastgewinn ist gerade bei gasreichen Kometen be tr chtlich und macht das Filter zu einem fast unverzichtbaren Werkzeug f r den stadtnahen Kometenbeobachter Doch auch wer mit einem dunkleren Himmel gesegnet ist wird eine Kon traststeigerung feststellen k nnen hnlich effektiv arbeitet ein Deep Sky Filter Allerdings Helligkeitssch tzungen d rfen stets nur ohne Filter durchgef hrt werden Und auch ein derart be stimmter Komadurchmesser darf lediglich zus tzlich zu dem ohne Filter bestimmten angegeben werden 3 4 Der Standort In einem so dicht bev lkerten Siedlungsraum wie Mitteleuropa ist die Frage des Beobach tungsstandortes ein leidiges Thema f r fast jeden Amateurbeobachter Man wird auf je den Fall um Kompromisse nicht herumkommen Was ist bei der Auswahl zu ber cksichti gen Kometen pflegen meist erst bei geringen Sonnendistanzen zu besonders interessanten und ein drucksvollen Objekten zu werden Das bedeutet da sie in der Regel bei geringen H hen nach Sonnenuntergang im Westen bzw vor Sonnenaufgang im Osten erscheinen Aus diesem Grund ist eine gute ungetr bte Horizontsicht ein wichtiges Kriterium f r einen Beobachtungsstandort Ist man in der gl cklichen Lage seinen Standort frei w hlen zu k nnen so sollte man auf Sichtbeeintr chtigungen wie Berge H user oder B ume achten Ebenso sollte nat rlich auch die Verteilung k nstli
191. er Fl chendetek toren photometrisch ausgewertet werden Im Gegensatz zu photoelektrischen Detektoren k nnen mit elektronischen Fl chendetektoren in Abh ngigkeit der zur Verf gung stehenden Detektions fl che mehrere Objekte gleichzeitig aufgenommen werden Unter Umst nden ist dann das zu untersuchende Objekt Target und der Referenzstern auf einer Aufnahme enthalten In einem solchen Fall ist die Auswertung nach der Methode der differentiellen Photometrie besonders einfach Aufwendiger ist der Fall der sogenannten Allsky Photometrie bei dem sich Objekt und Refernzsterne in unterschiedlichen Himmelsregionen befinden Extinktionskorrekturen sind 160 7 Die CCD Beobachtung dann unumg nglich Desweiteren interessieren in der Photometrie ganz bestimmte spektrale Aus schnitte im elektromagnetischen Spektrums Je nach Bandbreite spricht man von Breitband oder Schmalbandphotometrie Dabei sind diese spektralen Bereiche durch bestimmte Filter Detektor Systeme festgelegt Bevor n her auf die Kometenphotometrie eingegangen wird m ssen zuerst die n tigen photometrischen Grundlagen erl utert werden 7 5 2 Grundlagen der Photometrie Unter Photometrie versteht man die Messung griechisch metros von Licht photon genauer von sichtbarem Licht Die Messung von elektromagnetischer Strahlung im gesamten Spektrum wird dagegen Radiometrie genannt Wichtige radiometrische Gr en sind der Strahlungsflu F in Watt die Bestrahlungst rke E in W
192. er Koma verur sacht durch den st rker werdenden Sonnenwind Danach steigt der absolute Komadurchmesser wieder an wobei im Vergleich mit Abb 5 9 deutlich wird da der steile Anstieg des schein baren Komadurchmessers fast ausschlie lich durch die Ann herung an die Erde zustandekam Komet Austin 1990 V Absoluter Komadurchmesser und absolute Schweiflange Tsd km 500 a 400 300 2004 100 18 12 171 Mill km 127 107 3 6 44 24 amp 1812 474 1989 Abb 5 10 Zeitliche Entwicklung des absoluten Komadurchmessers und der absoluten Schweifl nge beim Kometen Austin 1990 V 5 5 4 Absolute Schweifl nge Das bekannteste Merkmal den Schweif zeigen nicht allzu viele Kometen Umso eindrucksvoller kann der Anblick dann aber sein sofern kein Vergleich des visuellen Anblicks mit Photographien versucht wird 92 5 Die Auswertung visueller Kometenbeobachtungen Die Fl chenhelligkeit eines Kometenschweifs ist zumindest in den kernferneren Bereichen noch einmal deutlich geringer als die der Koma so da der Kontrast Schweif Himmelshintergrund optimal sein mu um den Schweif in seiner ganzen Ausdehnung erfassen zu k nnen Somit treffen f r den Schweif all die bereits bei der Koma genannten Faktoren zu nur mit noch deutlich gr erem Gewicht Insgesamt hat dies zur Folge da die Einzelsch tzungen noch st rker streuen als beim Koma durchmesser Abb 5 9 Um hier zu einigerma e
193. er Netzhaut vermitteln die zentrumsnah verteilten Z pfchen das Farbempfinden und nur ein geringes Helligkeitsempfinden Da die lichtempfind lichen St bchen vermehrt im Randbereich der Netzhaut lat Fovea liegen lassen sich sehr lichtschwache Objekte oft nur dann erkennen wenn man das ankommende Licht auf diesen extrafovealen Randbereich der Netzhaut fallen l t Was sich im ersten Moment vielleicht etwas abstrakt anh rt sieht in der Praxis so aus Statt genau auf das Objekt zu schauen peilt man daran vorbei Diese Art der Beobachtung wird deshalb auch als indirektes Sehen bezeichnet 37 38 3 Die visuelle Beobachtung _ 0 c w a amp St bchen Z pfchen me 5 2 2 i 9 x g 4 2 3 E E 6 W 2 Z a 8 w a gt 5 pH k 400 500 600 700 Wellenl nge nm Abb 3 1 Die spektrale Empfindlichkeit der dunkeladaptierten St bchen im Vergleich zu den f r das Tagessehen zust ndigen Z pfchen Aus Clark 1990 und ist gerade bei lichtschwachen Himmelsobjekten sehr vorteilhaft Das menschliche Auge besitzt die F higkeit sich der jeweiligen Helligkeit anzupassen der die Netzhaut ausgesetzt wird Diese Eigenschaft wird Adaption genannt sie ist von gro er Wichtigkeit f r die Erfassung lichtschwacher und diffuser Objekte Die Dunkel Hell Adaption geht sehr schnell vonstatten Betritt man aus einem dunklen Raum kommend ein helles Zimmer so vollzieht sich die Adaption innerhal
194. er Strahlungsdruck der ihnen eine zus tzliche Beschleunigung von der Sonne weg erteilt Die beim Ausstr men der Materie aus dem Kern auftretenden R cksto kr fte beeinflussen auch die Bewegung des Kerns selbst Sowohl die Bahn um die Sonne wie die Eigenrotation erfahren dadurch allm hliche nderungen Das Zusammenwirken all dieser gravitativen und nichtgravitativen Kr fte f hrt zu den vielf lti gen Erscheinungsformen die bei verschiedenen Kometen zu beobachten sind Ihre Aufkl rung ist erst in der zweiten H lfte des 20 Jahrhunderts gelungen Allerdings sind auch heute noch zahlreiche Fragen ungekl rt zu komplex sind die wirksamen chemischen und physikalischen Prozesse 1 3 Die Kometenastronomie bis Edmond Halley Die Geschichte der wissenschaftlichen Erforschung der Kometen im modernen Sinn beginnt mit der Erkenntnis von Apianus da der Kometenschweif stets von der Sonne weg zeigt Bei seiner Ann herung an die Sonne zieht der Komet den Schweif also nach bei seinem Weg von der Sonne weg in die Weiten des Planetensystems schiebt er ihn vor sich her Schweifbildung und Sonne mu ten also etwas miteinander zu tun haben 4 1 Geschichte der Kometenforschung Seine Beobachtungen an den Kometen von 1531 P Halley bis 1539 ver ffentlichte Apianus in einem der kostbarsten B cher der Astronomiegeschichte dem Astronomicum Caesareum Apianus 1540 Das Buch geht noch von dem alten geozentrischen Weltbild aus Dieses Weltb
195. er TP 2415 ist ein panchromatischer Film mit erweiterter Rotempfindlichkeit so da er sowohl den Gas als auch den Staubanteil eines Kometen dokumentiert F r sehr lichtstarke Optiken Schmidtkameras eignet sich der Kodak Ektagraphic HC Die ser ist extrem blauempfindlich besitzt aber auch hypersensibilisiert eine deutlich geringere Empfindlichkeit als der TP 2415 hyp Ebenfalls empfehlenswert ist der T Max 100 der ein sehr gutes Aufl sungsverm gen besitzt und im Blauen sehr empfindlich ist Auch der T Max 400 kann hier genannt werden Dieser besitzt einen guten Schwarzschildexponenten bis p 0 9 aber ein deutlich gr eres Korn als der T Max 100 6 3 4 2 Farbfilme Neben der Farbdokumentation die zudem eine Differenzierung zwischen Gas und Staubanteil erm glicht besitzen Farbfilme den Vorteil den visuellen Eindruck eines Kometen eher wieder geben zu k nnen Sie zeigen allerdings einen deutlich geringeren Kontrast als S W Filme so da schwache Details kaum erkennbar sind Farbdiafilme zeigen bei gleicher Empfindlichkeit 114 6 Die photographische Beobachtung Abb 6 3 Komet C 1996 B2 Hyaku take am 17 4 1996 20 01 20 09 UT Deutlich ist die Ver nderung der Schweifstruktur im Vergleich zum Vor tag s Abb 2 14 zu erkennen Aufnah me mit Schmidtkamera 2 3 435 mm auf TP 2415 hyp Photo G Rhemann im allgemeinen einen h heren Kontrast als Farbnegativfilme besitzen daf r aber ein geringeres Aufl s
196. er hohen Explosionsgefahr von reinem Wasserstoffgas weshalb unter strikter Beachtung der Sicherheitsvorschriften gearbeitet werden mu Mit Forminggas m ssen die Filme unter Verwendung eines Thermostaten bei einer Temperatur von 55 60 C zwischen 4 und 24 Stunden behandelt werden Der geeignetste S W Film ist auch hier der TP 2415 Auch Farbfilme k nnen gut hypersensibilisiert werden z B Ektachrome 200 Ektar 25 bzw Ektar 1000 doch kann es z T zu starken Farbverschiebungen kom men Allgemein gilt jeder Film hat seine eigenen Einstellparameter bez glich Druck und Zeit Hyper sensibilisierte Filme sind sehr temperaturempfindlich und m ssen unbedingt tiefgek hlt und trocken die Verwendung von Trockenmitteln wird empfohlen aufbewahrt werden Ein weiterer Nachteil ist da sich hypersensibilisierte Filme mit d nnen Tr gern gerne kr mmen vor allem in feuchten N chten Abhilfe kann hier ein kleineres ffnungsverh ltnis mit entsprechend gr erer Tiefensch rfe oder insbesondere bei niedrigen Blendenzahlen der Kamera die Verwendung einer Ansaugvorrichtung bringen Eine eingehende Beschreibung der Hypersensibilisierungstechnik findet sich in Koch amp Sommer 1989 6 3 4 Geeignete Filme f r die Kometenphotographie Das Spektrum eines Kometen setzt sich aus zwei Anteilen zusammen zum einen den Emissions linien bzw b ndern der rekombinierenden Gasionen zum anderen dem Kontinuum aufgrund der Reflexion des S
197. erden Bei neu entdeckten Kometen wird zun chst die Standardformel mit n 4 angenommen mg kann in diesem Fall ber die beobachtete Helligkeit leicht ermittelt werden 9 5 3 Ephemeridenrechnung bei parabolischen Bahnen F r alle Kometen wird gleich nach der Entdeckung zun chst einmal eine parabolische Bahn angenommen Bei dieser gestalten sich die Formeln etwas einfacher denn die Keplergleichung mu nicht gel st werden Die wahre Anomalie v kann direkt mittels der Barkerschen Gleichung ohne jede Iteration berechnet werden Nachfolgend der Rechenweg f r Parabelbahnen t Beobachtungszeitpunkt 1 Berechne P Q wie bei Ellipsen siehe Glg 9 49 9 58 2 Rechne 3k t T a Kun 2V2q7 un Vata V A2 1 A 9 74 9 73 3 Daraus folgt f r r r q 1 tan gt 9 75 9 5 Die Ephemeridenrechnung 239 4 Berechne nun B D und L B P q 1 tan 5 20 gtan 5 X 9 76 a E EAA Kal D P q 1 tan 7 20 gtan 7 Y 9 77 L Pq 1 tan are Pq tan 5 2Q qtan 5 Z 9 78 Aus B D und L ergeben sich wie im letzten Abschnitt bereits gezeigt Rektaszension Deklina tion 6 und geozentrische Entfernung A 9 5 4 Rechenbeispiele Jeder Programmierer macht w hrend der Programmentwicklung Fehler Hilfreich bei der Lo kalisierung von Programmfehlern sind Zwischenergebnisse Nachfolgend sei daher f r die behandelten Bahnformen je ein Beispiel inklusive den Zwischenergebnissen aufgef hrt Die Genauigkei
198. eren Man mu sonst damit rechnen da durch das Wackeln die Beobachtung von Details schwieriger oder gar unm glich wird F r Spiegelteleskope jeglicher Art spricht ihr im Verh ltnis zur ffnung g nstiger Preis Dies gilt vor allem f r Newton Teleskope da diese relativ einfach und kosteng nstig konstruiert sind 42 3 Die visuelle Beobachtung Zudem gibt es diese Ger te mit ffnungsverh ltnissen bis f 4 wodurch sich gro e Gesichtsfel der erzielen lassen Der Hauptnachteil gerade l ngerbrennweitiger Newton Systeme ist jedoch der teilweise recht unbequeme Einblick Sofern die Transportabilit t ein entscheidender Faktor ist sind Schmidt Cassegrain Systeme empfehlenswert weil diese inzwischen fast genauso preiswert wie Newton Teleskope zudem aber kompakter und daher leichter zu transporieren sind ein f r unsere licht bers ttigte Region entscheidender Vorteil Ihre optischen Qualit ten machen sie au erdem zum idealen Allroundfernrohr f r alle Bereiche der Amateurastronomie nicht nur der Kometenbeobachtung Wer nun meint da das ffnungsverh ltnis auch f r die Bildhelligkeit wichtig ist der hat nur bedingt recht Entscheidend ist allein die Austrittspupille Diese erh lt man indem man die ffnung eines Fernrohres durch die Vergr erung teilt An folgendem Beispiel soll erl utert werden wie man mit zwei v llig unterschiedlichen Teleskopen die gleiche Austrittspupille erzielt An einem 20cm f 4 Newton Reflek
199. eren Belichtungszeiten berproportional lange weiter belichtet werden mu bevor eine gew nschte Steigerung der Schw rzung zustandekommt Formelm ig sieht das so aus Et E tf 6 4 Hierbei ist E die Beleuchtungsst rke t die Belichtungszeit und p der Schwarzschildex ponent der bei den meisten Filmen zwischen 0 6 und 0 7 liegt Es existieren aber auch Filme mit h herem Schwarzschildexponent wie z B der S W Film T Max 400 p 0 9 oder der Farbfilm Kodak Ektacolor Pro Gold 400 ebenfalls mit p 0 9 Koch amp Sommer 1989 6 3 Die photographische Emulsion 111 6 3 2 3 Aufl sungsverm gen Das Aufl sungsverm gen einer Photographie wird zum einen von der Optik zum anderen von dem Aufl sungsverm gen der Emulsion der sogenannten K rnigkeit bestimmt Dabei gilt da die K rnigkeit in der Regel mit der Filmempfindlichkeit ansteigt Bei der Verwendung hochempfindlicher Filme wie in der Astronomie blich wird das Aufl sungsverm gen einer Aufnahme eher durch die K rnigkeit der Emulsion bestimmt Das Aufl sungsverm gen A normalerweise in um der Optik errechnet sich gem der For mel A 122 a 4 6 5 D mit A der Wellenl nge in um ohne Filter A 0 55 um f der Brennweite und D dem Objek tivdurchmesser jeweils in cm nach Riepe 1995 Hochempfindliche Filme erkennen Details in der Gr enordnung 25 30 um 330 400 Li nien mm Feink rnige Fime trennen 400 500 Linien mm Der in der Astronomie viel
200. erentiale d amp d betrachten Bilden wir nun in jeder Koordinate das totale Differential a ar Berg Ji oS OS x Dec J Te ae de 2a do Ldi er ge aa cos didar cos 5 Sagt det Sedat Sado ai q 10 79 Auf die formale Herleitung der partiellen Differentialquotienten sei hier verzichtet Die Formeln f r deren Berechnung sind im Rechenschema angegeben F r jeden Zeitpunkt t erhalten wir also zwei Bedingungsgleichungen der Form 10 79 Mit n Beobachtungen stehen uns dann 2n Gleichungen f r die Berechnung der 6 Unbekannten dT dgq de d dQ di zur Verfiigung Ist n gt 3 haben wir mehr Gleichungen als Unbekannte das Gleichungssystem ist berbestimmt Wir k nnen es dann unter Anwendung eines Ausgleichsprinzips l sen Dies geschieht mit der eingangs beschriebenen Methode der Kleinsten Quadrate Zweckm ig ist es zur Matrixschreibweise berzugehen so da die Gleichungen 10 79 die folgende Form 16Da dies keinen tieferen Einblick in die Methode bietet Siehe dazu etwa Stracke 1929 S 322ff 7Man sollte bei der Bahnverbesserung die Variation der Exzentrizit t e ebenfalls zulassen um auch parabelnahe Bahnen zu erhalten 10 6 Die Bahnverbesserung 263 annehmen cos 5 2 sich cos 52 ar cos d 261 ad dq d oT en di 1 l le 10 80 do 5 cos 2 si cos 2 dQ cos d On 2 ad d oT di di 2 oder als Matrixgleichung B dE dL 10 81 Die Matrix B welche di
201. erf llt in idealer Weise eine Schmidtkame Ta Schmidtkameras haben allerdings auch zwei Nachteile zum einen k nnen sie ausschlie lich photographisch eingesetzt werden Zum anderen bedingt der sph rische Hauptspiegel eine sph rische Fokalfl che d h das Filmst ck mu in eine speziell gekr mmte Kassette eingelegt werden Bekannte Schmidtkameras kommen von Celestron 1 6 225 mm 1 5 300 mm und seit einigen Jahren von Keller und Schmidbauer Neben den Schmidtkameras k nnen f r die Kometenphotographie auch lichtstarke Flatfield Kameras eingesetzt werden wie z B von Lichtenknecker 3 5 500 mm bzw 4 0 760 mm doch sind bei diesen Instrumenten merklich l ngere Belichtungszeiten notwendig so da die indirekte Kometennachf hrung siehe Abschnitt 6 5 2 meist angewandt werden mu Die Fokusein stellung ist bei diesen Astrographen deutlich kritischer da der Fokus wie bei einem g ngigen Teleskop selbst gefunden werden mu siehe Abschnitt 6 2 4 6 2 4 Langbrennweitige Optiken Kernnahe Strukturen sowie schwache Kometen k nnen praktisch nur mit langbrennweitigen Optiken aufgenommen werden Hierf r kommen Teleskope zum Einsatz entweder im Pri 108 6 Die photographische Beobachtung Abb 6 2 Schweifabri8 beim Ko meten 1P Halley am 10 1 1986 17 42 17 46 UT und 17 49 17 53 UT Kompositaufnahme mit Schmidtkamera 1 5 300 mm auf TP 2415 hyp Photo M J ger m rfokus oder mit Fokalreduktor Aufgrund der langen Be
202. es Himmelshintergrunds sowie die Dar stellung der r umlichen Verteilung des Gas und Staubanteils oder eines bestimmten Mole k ls Beim Einsatz von Filtern ist nicht nur deren Transmissionskurve zu ber cksichtigen sondern stets die Kombination aus Filter Film und Optik Einen Rotfilter in Kombination mit einem orthochromatischen Film einzusetzen wird kein Erfolg beschieden sein ebenso dem Versuch eine Spektrallinie im UV Bereich mit einer Linsenoptik abzubilden da Glas im UV Bereich nahezu undurchl ssig ist Durch den Einsatz von Filtern wird ein mehr oder weniger gro er Teil des ankommenden Lichts ausgefiltert was die Belichtungszeiten verl ngert zum Teil in erheblicher Weise Zu beachten ist ferner da ein Filter die Fokalebene ver ndern kann Nach dem Einsetzen eines Filters ist daher stets neu zu fokussieren Zur zumindest partiellen Reduktion von Aufhellungen des Himmelshintergrunds seien diese nat rlich D mmerung Mond oder anthropogen k nstliche Beleuchtung verursacht eignen sich sowohl bei Farb als auch bei S W Filmen Breitband Interferenzfilter wie z B das Deep Sky Filter von Lumicon Die r umliche Verteilung des Gas und Staubanteils eines Kometen kann mit Hilfe von S W Filmen und geeigneten Filtern erfasst werden Um den Gasanteil hervorzuheben ist ein Blaufilter 116 6 Die photographische Beobachtung Abb 6 4 Komet 1P Halley am 16 3 1986 in drei verschiedenen Farbbereichen a Stau
203. es Signals auch zwischen den Pixels liegen kann geben manche Programme sogenannte centroide Positionen aus Nach der Festlegung eines quadrati 7 4 Astrometrie mit der CCD 157 schen Diaphragmas Box um das Signal werden die centroiden Positionen wie folgt bestimmt Compuscope 1993 C OTR ET Ls k Ls k Hierbei sind j und k die x bzw y Werte innerhalb der Messbox und die g j k die Pixelwerte 7 16 bei den Koordinaten j k Sind nun neben dem Objekt unbekannter Position einige Sterne mit bekannten Positionen auf der Aufnahme kann mit geeigneter Koordinatentransformationspro grammen die Position des Objekts relativ zu den Positionen der bekannten Sterne bestimmt werden Da im allgemeinen die Detektionsfl chen der Amateurkameras sehr klein sind ist es sehr schwierig gen gend Sterne bekannter Position zu finden Hier eignet sich der Guide Star Catalogue GSC mit mehr als 15 Mio Sternen NASA 1992 Der GSC Katalog wurde durch elektronisches Einscannen von Photoplatten gewonnen und weist daher geringe Abweichungen zum FK5 auf Die auf diese Weise durchgef hrten Positionsbestimmungen von Kometen werden aber von der IAU anerkannt F r die Positionsbestimmung von Objekten mit Eigenbewegung mu der Zeitpunkt der Auf nahme sehr genau bekannt sein Die Ungenauigkeit in der Zeitmessung sollte nicht gr er als ca 1 Sekunde sein Der Zeitpunkt der Aufnahme ist auf die Mitte der Integrationszeit zu beziehen Die Koord
204. eschieht dies itera tiv Dieses Verfahren werden wir noch mehrfach durchf hren Die Keplergleichung lau tet E M esinE 9 32 F r diese Formel gibt es nur eine N herungsl sung Die einfachste Methode zur Aufl sung der Keplergleichung ist diese nach folgender Iterationsvorschrift zu l sen En M esinEn 9 33 Man r t zun chst einen Startwert n 0 fiir E z B Eo M und setzt diesen ein Wichtig ist dabei da E und M im Bogenma verwendet werden Das resultierende E wird als neuer Startwert wiederum in die rechte Seite eingesetzt Das Verfahren wird so lange wiederholt bis sich das resultierende E vom vorigen E im Rahmen der geforderten Rechengenauigkeit nicht mehr unterscheidet d h E 4 1 En lt ist Dabei ist die vorgegebene Abbruchschranke z B 1 1076 In BASIC kann man z B so verfahren 110 E M REM Startwert setzen 120 X Mtexsin E REM Keplergleichung 130 IF ABS X E gt 0 000001 THEN LET E X GOTO 120 REM Abbruch Wichtig ist da in Zeile 130 nicht etwa X E 0 als Abbruchkriterium gew hlt wird sondern eine sehr kleine Zahl Sonst kann sich das Programm an dieser Stelle aufh ngen weil Rundungsfehler die Differenz nie 0 werden lassen In manchen Sprachen auch in einigen BASIC Versionen 234 9 Ephemeridenrechnung gibt es Befehle wie WHILE WEND oder DO LOOP UNTIL die f r die Iteration der Keplergleichung wie geschaffen sind Die L sung der Keplergleichung nach dem Algo
205. esser und Kondensationsgrad Der scheinbare Komadurchmesser d in Bogenminuten kann aus dem Abzug ber den Ma stab Glg 6 14 bestimmt werden d M l 6 15 mit l als dem aus dem Abzug bestimmten Komadurchmesser in mm Alternativ hier zu kann der Komadurchmesser auch aus dem Negativ ermittelt werden gem der For mel l d 60 arctan 7 6 16 mit f als der berpr ften Brennweite der Optik in mm Bei Zoomobjektiven sollte letzteres Verfahren nicht angewandt werden Der Kondensationsgrad DC der Koma kann ber Photographien nur schwer bestimmt werden da die reale Helligkeitsverteilung innerhalb der Koma infolge der h ufigen berbelichtung dieser Region nur selten feststellbar ist Am ehesten ist diese Gr e noch aus Farbaufnahmen absch tzbar 6 8 4 Schweifl nge und Positionswinkel Die Schweifl nge in Grad kann bei Aufnahmen mit Bildfeldern kleiner als etwa 20 mit den Glg 6 15 bzw 6 16 ermittelt werden indem das Resultat durch 60 dividiert wird 128 6 Die photographische Beobachtung Bei Aufnahmen mit gr eren Bildfeldern mu die Kugelgestalt der Himmelssph re be r cksichtigt werden In diesem Fall m ssen die Koordinaten des Kopfes amp 6 diese k n nen einer Ephemeride entnommen werden sofern die Bewegung zwischen dem Ephemeri denzeitpunkt und dem Aufnahmezeitpunkt ber cksichtigt wird und des Schweifendpunk tes 05 62 jeweils in Grad bestimmt werden Die Schweifl nge ergibt si
206. essung ist umgekehrt proportional dem Signal Rausch Verh ltnis Henden etal 1991 m x a 7 7 S N Im Falle stellarer Photometrie sollte eine Genauigkeit von 0 01 1 angestrebt werden nur eine Genauigkeit gr er 3 ist interessant Damit gilt S N gt 100 Folglich sind nur Signale mit f gt 10000 von Interesse Henden et al 1991 Dies wirkt sich nat rlich auf die scheinbare Helligkeit der Objekte aus die gemessen werden k nn nen Insbesondere bei der Interpretation schwacher Objekte mit sehr rauschstarkem Untergrund ist mit Bedacht vorzugehen damit Artefakte nicht f r reale Objekte gehalten werden Als Beispiel sei eine in Sterne und Weltraum ver ffentlichte Aufnahme des Kometen P Schwassmann Wachmann 1 ca 12 Gr e mit einem angeblichen Streamer diskutiert Der Beobachter nahm mit der ST 4 Kamera 5 Aufnahmen mit je 2 Minuten Integrationszeit von dem Kometen auf Die Kamera war zur Erh hung der Empfindlichkeit auf einen gain Faktor von 4 1 ADU 150 e eingestellt Bei einer angenommenen Au entemperatur von ca 9 C ergibt sich ein Dunkelstrom von ca 125 e Pixel s Alle 5 Aufnahmen wurden nach der Dunkelstromkorrektur zu einem Komposit addiert Der Beobachter entdeckte auf der dem Autor freundlicherweise zur Verf gung gestellten Aufnahme einen sehr schwachen Streamer beim Kometen Nach Integration der Pixelwerte ber die vom Streamer bedeckte Fl che ergibt sich ein Netto Signal von 120 AD
207. et einer elliptischen Galaxie recht hnlich Bortle 1995 Ebenfalls interessant wird es sofern die zentrale Kondensation nicht in der Mitte sondern zum Rand hin verschoben liegt wie beim dann 5 hellen Kometen C 1995 O1 Hale Bopp im Sommer Herbst 1996 Im Extremfall geschieht es da sie sogar ganz am Rand zu liegen kommt wie beim Kometen IRAS Araki Alcock in den Tagen seiner gr ten Erdn he geschehen In einem solchen Fall erscheint die Koma meist insgesamt parabelf rmig zur Sonne hin scharf begrenzt w hrend der sonnenabgewandte Teil diffus ist 24 2 Die Kometenbeobachtung mit Amateurmitteln Abb 2 6 Komet IRAS Araki Alcock 1983d am 9 5 1983 22 54 22 56 UT Gut erkennbar ist die exzen trische Lage der zentralen Kondensation und die parabelf rmige Komaform Aufnahme mit Teleobjektiv 2 8 200 mm auf Tri X Photo J Linder Bei helleren Kometen k nnen im Inneren der Koma hochinteressante Strukturen sichtbar sein die zu erkennen es im allgemeinen aber gr erer Instrumente und h herer Vergr erungen bedarf Das h ufigste kernnahe Ph nomen ist das Auftreten von Jets kleinen mehr oder weniger scharf begrenzten Gasfont nen bevorzugt in Sonnenrichtung Diese k nnen aufgrund der Kernrotation spiralf rmig gekr mmt sein auch k nnen sich mehrere Jets berlappen und dann ber einen gr eren Winkelbereich als diffuses Gebilde in Erscheinung treten Die Kometen C 1995 Ol Hale Bopp und C 1996 B2 Hyakutake m ssen
208. etzt alle an der Kometenbeobachtung interessierten Amateurastronomen umfassend bei der Beobachtung und Auswertung zu unter st tzen Zu diesem Zweck erscheint f nf mal im Jahr der Schweifstern das Mitteilungsblatt der VdS Fachgruppe Kometen mit den neuesten Informationen ber die aktuellen Kometen Artikel von Mitgliedern Leserbriefe und Fachgruppeninterna Hier finden sich bersichts und Aufsuchkarten sowie aktuelle Lichtkurven Stets aktuelle Informationen k nnen von den Internetseiten der FG Kometen abgerufen werden Unter der URL http kometen fg vds de index htm finden sich Entdeckungsmeldungen Beob achtungshilfen ein Bilderarchiv sowie Analysen zu den aktuell sichtbaren Kometen Schlie lich betreut die FG Kometen die Kometenrubrik im VdS Journal f r Astronomie und in Sterne und Weltraum Ein wichtiges Anliegen der FG Kometen ist die Ver ffentlichung von Auswertungen ber alle hinreichend beobachteten Kometen Diese werden haupts chlich im VdS Journal f r Astrono mie und in Sterne und Weltraum ver ffentlicht Vorl ufige Auswertungen finden sich auf den Internetseiten der FG Kometen Ein weiteres wichtiges Ziel ist die Standardisierung der Kometenbeobachtung durch die verbind liche Anwendung international akzeptierter Sch tzmethoden und die Verwendung allgemein anerkannter Helligkeitssequenzen Um ersteres zu erreichen wurde dieses Taschenbuch er stellt letzteres wird durch die Ver ffentlichung verbindlicher Sch
209. eugt dort eine tiefere Potentialsenke eine f r die Elektronen energetisch g nstigere Situation so da sie sich dorthin bewegen In Abbildung 7 5 ist dieser Sachverhalt veranschaulicht F r das Auslesen der Ladungen existie ren mehrere technische Realisierungsm glichkeiten Man unterscheidet u a den Einphasen Dreiphasen und Vierphasentransfer Buil 1991 Der Auslesevorgang soll schematisch an einem 7 1 Einleitung 139 124 BEN 1 Abb 7 5 Ladungskopplung zweier Potentialsen Abb 7 6 Kopplung gleichartiger Elektroden bei ken einem Dreiphasentransfer Dreiphasentransfer erl utert werden In diesem Fall besteht ein Pixel aus drei parallel ange ordneten Elektroden Die Elektroden sind mit gleichartigen Elektroden benachbarter Zellen Pixel elektrisch verbunden ein Elektrodensatz In Abbildung 7 6 ist dieses Schaltungsprinzip dargestellt W hrend der Belichtung schaltet man einen Elektrodensatz und damit eine Elektrode pro Zelle elektrisch positiv w hrend die anderen Elektroden praktisch ein Null Potential haben Die ge bildeten Photoelektronen sammeln sich unter den positiv geschalteten Elektroden Das Auslesen wird durch Abbildung 7 7 verdeutlicht Die gleichgeschalteten Elektroden sind in Abbildung 7 7 _ Ausleseregister EL t L Pixel 2 L men 4 L Elektrode 3 L Pixel 1 Elektrode 2 SS m m Elektrode 1 4
210. evelius vergeblich versucht hatten 6 1 Geschichte der Kometenforschung Man mu in diesem Zusammenhang auch ber cksichtigen da die Grenze des Sonnensystems zu Halleys Zeit immer noch durch die Bahn des Planeten Saturn gebildet wurde Bei einer Umlaufszeit von 76 Jahren mu te die Bahn des Kometen nach dem 3 Keplerschen Gesetz eine gro e Halbachse von knapp 18 AE haben Mit einer Exzentrizit t von 0 967 ergibt sich eine Apheldistanz sonnenfernster Bahnpunkt von 35 3 AE der Komet befindet sich dann weit jenseits der damals bekannten Grenze des Sonnensystems Bis in die zweite H lfte des 18 Jahrhunderts hinein blieb Halleys Komet in Sonnenferne das u erste bekannte Mitglied der Sonnenfamilie Mit der Wiederentdeckung des Halleyschen Kometen durch Johannes Palitzsch im Dezember 1758 war best tigt da das Gravitationsprinzip auch f r Kometen gilt Reichstein 1985 Nur waren die Bahnen der meisten periodischen Kometen nicht wie die der Planeten kreis hnlich sondern eben langgestreckte Ellipsen Nat rlich unterliegen auch die nicht periodischen Kometen der Gravitationswirkung der Sonne und ihrer Planeten Ihre Bahnen lassen sich stets in guter N herung durch Pa rabeln darstellen Damit geh ren auch diese Kometen zu den K rpern des Sonnensys tems 1 4 Anf nge der Kometenphysik Aus der F lle der Beobachtungen die in der Zeit nach Halley mit immer besseren technischen Mitteln durchgef hrt wurden lie sich fo
211. ey im April 1986 Abb 2 7 Visuell erscheint der Staubschweif als meist strukturarme in Abb 2 7 Komet 1P Halley am 14 4 1986 21 00 21 06 UT Deutlich zu erkennen ist der weit ge ffnete Staub schweif Knapp unterhalb der Koma befindet sich die Galaxie Centaurus A Aufnahme mit Schmidtkamera 1 6 225 mm auf TP 2415 hyp Photo B Koch Sonnenn he erkennbar gekr mmte Aufhellung Helle bis sehr helle Kometen k nnen aber auch visuell deutlich sichtbare Verdichtungen und Knoten innerhalb des Staubschweifs aufweisen wie zuletzt der Komet West W hrend Staubschweife im allgemeinen nur langsame Ver nde 26 2 Die Kometenbeobachtung mit Amateurmitteln rungen aufweisen k nnen Gasschweife besonders in gr erer Sonnenn he extrem dynamisch sein Schweifstrukturen sind visuell meist schwierig zu beobachten und daher eine Dom ne der Photo graphie Die h ufigste und f r den visuellen Beobachter lohnendste Schweifstruktur stellen die so genannten Schweifstrahlen Streamer innerhalb des Gasschweifs dar Diese erscheinen als vom Kometenkopf ausgehende lineare Gebilde gr erer Helligkeit die ber Stunden hinweg ihren Winkel zur Hauptschweifachse deutlich ndern k nnen Gut erkennbar waren derartige Streamer z B im Schweif der Kometen 122P de Vico Abb 6 11 C 1996 B2 Hyakutake und C 1995 O1 Hale Bopp Daneben treten in gr erer Sonnenn he h ufig Schweifkondensationen auf deren Bewegung weg vom Kern bereits nach ku
212. fach verwendete TP 2415 100 ASA kann je nach Belichtung zwischen 125 und 320 Lini en mm aufl sen der T MAX 400 400 ASA 50 bis 125 Linien mm Koch amp Sommer 1989 Schlie lich mu der Kontrast erw hnt werden Aufgrund der Tatsache da Details in Kome ten meist kontrastarm ist sollte mit hart arbeitenden kontrastreichen Emulsionen gearbeitet werden 6 3 3 Hypersensibilisierung Die Hypersensibilisierung ist ein Verfahren mit dem nicht etwa die Grundempfindlichkeit des Filmmaterials erh ht sondern vielmehr der Schwarzschildexponent p gesteigert wird Hierf r wird ein druck und vakuumsicherer Beh lter ben tigt in dem der Film im Dunkeln auf eine Entwicklerspule aufgezogen und eingelegt und der daraufhin mit Hilfe einer Wasserstrahl oder lpumpe evakuiert werden kann Danach werden entweder reiner Wasserstoff oder sog Forminggas 92 Stickstoff und 8 Wasserstoff eingef llt 112 6 Die photographische Beobachtung Die Hypersensibilisierung mit reinem Wasserstoffgas ist einfacher durchzuf hren da diese notfalls ohne Temperaturregelung mit ist aber dennoch besser bei Raumtemperatur und einem Druck zwischen 1 und 1 2 bar 0 2 bar berdruck durchgef hrt werden kann TP 2415 von Kodak ben tigt mit diesem Verfahren eine Behandlungsdauer von 1 3 Tagen Ein weiterer Vorteil von Wasserstoffgas ist der da der Film danach praktisch keinen bzw nur einen gerin gen Grundschleier zeigt Der gro e Nachteil liegt in d
213. fallen Ist das Kometenspektrum von Hintergrundlinien berlagert aufgehellter Himmel wird noch das Hintergrundspektrum abgezogen Dazu kann man sich beispielsweise den mittleren Pixelwert des Hintergrundes oder der st renden Linien auf der Kometenaufnahme verschaffen meistens kann man mit dem Mauspfeil herumfahren und sich die Pixelwerte x y Intensit t I anzeigen lassen Genauso verf hrt man beim Hintergrundbild selbst und ermittelt so einen Faktor k mit 8 5 Auswertung der Spektren 215 dem alle Pixel des Hintergrundbildes multipliziert werden m ssen damit die Hintergrundlinien verschwinden bevor man es vom Kometenspektrum abzieht Solche Operationen lassen sich mit Bildverarbeitungsprogrammen z B Iris leicht durchf hren Trotzdem erh lt man nicht immer optimale Ergebnisse da die Pixel Intensit tswerte des Himmelshintergrundes in beiden Bildern ortsabh ngig differieren k nnen Unter Umst nden bleiben schwache Restlinien zur ck oder man zieht zuviel ab und erh lt dunkle Hintergrundlinien Wesentlich zuverl ssiger und auch bequemer k nnen diese Arbeitsschritte mit darauf ausgerichtetn Programmen wie z B MIDAS ausgef hrt werden 8 5 3 Wellenl ngenkalibrierung Der CCD Chip ist ein ortsaufl sender Detektor Wird die Dispersionsrichtung entlang der CCD Zeilen gelegt als Koordinate x bezeichnet dann kann man zwar die x Koordinate einzelner Linien bestimmen es fehlt aber noch die Umrechnung in die zug
214. fen als zu kleine ehe sie als Fehlwerte ausselektiert werden Begr ndet ist dieses Vorgehen durch die Annahme 90 5 Die Auswertung visueller Kometenbeobachtungen da die Beobachtungsbedingungen bei vielen Sch tzungen eher suboptimal waren so da davon auszugehen ist da der wahre Wert wohl n her am oberen als am unteren Ende der Streuung liegt Aus diesem Grund sind zu kleine Sch tzungen wesentlich konsequenter auszuselektieren als zu gro e die aber nicht zwangsl ufig Ausdruck optimaler Bedingungen sein m ssen sondern auch das Ergebnis von Fehleinsch tzungen sein k nnen Komet Austin 1990 V Komadurchmesser und Schweifl nge e 4 30 70 4 ge 18 12 17 1 16 2 18 3 1989 Abb 5 9 Zeitliche Entwicklung des scheinbaren Komadurchmessers und der scheinbaren Schweifl nge beim Kometen Austin 1990 V Die gleiche Streuung in den Sch tzungen des scheinbaren Komadurchmessers d in Bogenminu ten findet sich nat rlich auch in einem Diagramm wieder das den absoluten Komadurchmesser D in km darstellt Abb 5 10 Dieser berechnet sich gem D km Atan 1 5 108km 5 22 Komet Austin zeigte eine durchschnittliche Entwicklung des absoluten Komadurchmessers zu 5 5 Bestimmung der Kometenparameter 91 n chst einen Anstieg bedingt durch die zunehmende Gasproduktion bei der Sonnenann herung Bei gr erer Sonnenn he wird dieser Trend abgel st von einer Schrumpfung d
215. ferenz 45 Swan Band 45 Flatfieldkamera 107 Fokussierung 108 Forminggas 111 Gasproduktion 78 79 Gasschweif 2 12 25 Gau Carl Friedrich 261 Gau konstanten 236 Gau sche Konstante k 237 249 Gegenschweif 26 Geisterbilder 132 272 Geozentrum 245 Gitter 199 Gravitationsgesetz 5 247 Gravitationskonstante 249 Grenzgr e 40 erreichbare 105 Guide Star Catalogue GSC 44 69 Guide Star Photometric Catalogue 68 Halbachse gro e 6 Halley Edmond 5 Helligkeit absolute 78 heliozentrische 79 photographische 67 photovisuelle 66 scheinbare 79 visuelle 66 Helligkeits aus einbr che 20 83 entwicklung 18 formel 78 parameter 77 83 sch tzung 47 Hevelke Hevelius Johann 4 HIPPARCOS Katalog 67 Hypersensibilisierung 111 ICQ Format erweitertes 282 Indirektes Sehen 37 Ionenschweif 2 Jahreszeiteneffekte 82 Jet 2 12 57 129 Julianisches Datum JD 230 Keen Methode 50 Kegelschnittelemente 249 Kepler Johannes 4 Keplergleichung 233 237 Keplersche Bahnelemente 249 Keplersche Gesetze 5 250 Index 295 Kernschatten 24 129 Kernteilung 20 21 Knotenl nge 228 Koma 2 196 Komadurchmesser 51 52 absoluter 90 scheinbarer 88 Komet 122P de Vico 18 26 19P Borrelly 23 1P Halley 13 19 25 2P Encke 8 41P Tuttle Giacobini Kresak 20 73P Schwassmann Wachmann 3 20 26 Austin 19841 26 Austin 1990 V 19 Bradfield 1987s 24 2
216. forderlich F r einen etwa 6 hellen Kometen mit einer 2 gro en Koma kommen f r die Auswertung der Helligkeit beispielsweise Sch tzungen mit Ferngl sern von etwa 30 mm bis 100 mm in Betracht w hrend f r die Auswertung des Komadurchmessers Sch tzungen mit Reflektoren bzw licht starken Refraktoren unter Verwendung der optimalen Vergr erung etwa bis zum Dreifachen des Objektivdurchmessers in cm ber cksichtigt werden Die Schwierigkeit dieser Methode liegt in der Tatsache begr ndet da sich einzelne Parameter w hrend der Beobachtungsperiode in vielen F llen so stark ndern da verschiedene Instru mentenkategorien eingesetzt werden m ssen In diesen F llen sind Zeitpunkte festzulegen an denen sich die Definition der f r die Auswertung auszuw hlenden Instrumentenkategorie ndert Naturgem werden die Sch tzungen vor und nach einem derartigen Zeitpunkt keinen stetigen Verlauf zeigen sondern einen mehr oder weniger gro en Sprung aufweisen Dieser kann eventuell durch Korrekturterme eliminiert werden die Anwendbarkeit solcher Korrekturterme wurde allerdings bislang nicht ausreichend untersucht Eine andere M glichkeit Spr nge zu vermeiden ist der graduelle bergang von einer Instrumentenkategorie zur n chsten innerhalb eines bestimmten Zeitintervalls Auf jeden Fall erfordert die Anwendung dieser Methode einigen manuellen Aufwand der im Fall einer notwendigen Definition mehrerer Instrumentenkategorien rasch s
217. fsgr en T kla n B kln nh Tn k t3 t 10 45 mitk 0 01720209895 rad cos cos 6 e sina cosd i 1 2 3 10 46 sin 6 g R Ri V R3 R1 R3 R1 10 47 fi e R 10 48 h Ri f 10 49 T e1 Ro x ep T3 e3 R2 x e2 10 50 10 51 2 Weil die Parallaxe i a unter 10 liegt kann man u U bei einer ersten Bahnbestimmung vor allem bei semigenauen Positionen auch darauf verzichten wenn z B der Beobachtungsort nicht genannt ist 13Z B aus der vollst ndigen Newcombschen Sonnentheorie oder aus einem Jahrbuch wie The Astronomical Almanac f r den Zeitpunkt durch Interpolation ermittelt 258 10 Bahnbestimmung und verbesserung Eingang al 10 52 h Me 3 e 10 53 h Vh h M 1 2M e es 10 54 1 h ge B 10 55 R2 b f 10 56 1 f zh Ry Ro 10 57 EN Sp 1 5 R 10 58 b Berechnung von A Der nachfolgende Iterationsalgorithmus ist solange durchzu f hren bis sich der Wert von r und r3 gegen ber dem letzten Iterationsschritt im Rahmen der geforderten Genauigkeit 1 1078 nicht mehr ndert Gelegentlich tritt nur schwache Konvergenz ein In der Literatur sind aber Vorschl ge zur Konvergenzbeschleunigung gege ben Wepner 1982 S 265ff Wir beginnen mit einem gesch tzten Startwert f r rj3 etwa ra 2 5 _ 2 10 59 r13 L3 sin alt 10 60 s ri3 V8sin 2y cos 2 10 61 s2 Ser
218. g der Spektren hingegen ist sehr bequem und intuitiv man gelangt schnell zu Ergebnissen Es lassen sich auch Refe renzspektren einbeziehen und die Kalibrierung eines Spektrums wird durch eine umfangreiche Stern Spektrenbibliothek sowie einem Linienkatalog aller wichtigen Elemente und Ionen erheb lich erleichtert Normierung auf das Kontinuum oder die Korrektur mit der Responsefunktion der Messapparatur sind ebenfalls leicht m glich Das Programm macht insgesamt einen moder neren Eindruck als Iris und entspricht in der Benutzerf hrung eher dem was man heute von anderen Programmen gew hnt ist Im folgenden werden die grundlegenden Arbeitschritte nur sehr allgemein beschrieben Im Minimalfall k nnen diese mit einer einfachen Software zur astronomischen Bildverarbeitung und einem geeigneten Mittel zur Anpassung von Messwertkurve Excel GNUplot Mathematica Maxima eigenes Programm Script usw durchgef hrt werden Hier wird der Leser selbst einen f r sich g nstigen Weg kennen oder sich erarbeiten m ssen 8 5 2 Bearbeitung der Rohbilder Die CCD Aufnahmen werden in der gewohnten Weise nachbearbeitet siehe Kapitel 7 Ein Dunkelbild wird abgezogen sowohl vom Spektrum als auch vom Hintergrundbild zus tzlich sollte eine Flatfield und ggf auch Biaskorrektur durchgef hrt werden Die beiden letzten Schritte sind nicht so wichtig wie z B bei der CCD Photometrie Sie k nnen zumindest bei einer ersten Auswertung auch ent
219. g der physikalischen Kenngr en im folgenden Kometenparameter genannt derartige Sch tzungen eliminiert werden Doch ab wann darf ein Wert als deutlich von der Masse der Beobachtungen abweichend betrachtet werden Diese Frage kann nicht mit einer eindeutigen Formel beantwortet werden Es kommt stets auf das Ziel einer Auswertung und die Homogenit t der Daten an Die mathematische Methode Ausrei er zu bestimmen geht vom z B t glichen arithmetischen Mittelwert und der Standardabweichung o bzw der Varianz o aus Obwohl diese Werte 5 3 Datenselektion 75 heutzutage von fast jedem Taschenrechner geliefert werden seien die Formeln nachfolgend aufgef hrt ieee 1 xk T be ya x9 xn Arithmetischer Mittelwert 5 1 1 N o eh La X Standardabweichung 5 2 1 Dabei ist N die Anzahl der in den Mittelwert eingegangenen Sch tzungen und x die i te Einzelsch tzung Zu beachten ist da eine Reihe von Taschenrechnern die Summe der Varianzen nicht durch 1 N 1 sondern durch 1 N dividiert was aber nur bei kleinen Datenmengen von Bedeutung ist Eine Sch tzung die mehr als 20 30 vom Mittelwert berechnet ohne den Ausrei er Fehlwert entfernt ist hebt sich bereits deutlich auffallend von der Masse ab und kann f r die weitere Auswertung vernachl ssigt werden Ein Nachteil dieses Verfahrens liegt darin da jeder Mittelwert mit dazugeh riger Standardab weichung f r sich betrachtet wir
220. gar digitalen Ableseeinrichtungen Beides erfordert aber einen nicht unerheblichen finanziellen Aufwand der zumindest bei den komfortablen elektronischen Einrichtungen den eines guten Sternatlanten deutlich bersteigt Bei Teleskopen die gar mit einer kompletten Computersteuerung ausger stet sind mu man bedenken da diese Ger te samt ihrer Schrittmotorsteuerung zumindest eine gut geladene Autobatterie als Stromversorgung ben tigen und zwar nicht die vom eigenen Auto denn aufgrund des Stromverbrauches eines solchen Teleskopes durfte schon mancher schieben Beobachter deren Instrument azimutal montiert ist oder die ihren Teilkreisen nicht trauen werden sich anderer Mittel bedienen m ssen Die Hilfsmittel die man ben tigt sind eine geeignete Sternkarte die Kriterien hierf r wurden oben genannt in der die Kometenposition eingetragen ist sowie eine Taschenlampe Beim nun nachfolgend beschriebenen sogenannten Star hopping wird zun chst ein dem Kometen am n chsten stehender mit bloem Auge sichtbarer Stern aufgesucht Von dort aus h pft man dann mit Hilfe der Sternkarte zu der eingezeichneten Position des Kometen Beim Aufsuchen wird eine besondere Eigenschaft der menschlichen Bildverarbeitung ausgenutzt Diese ist in der Lage verschiedene geometrische Formationen wie es sie am Himmel zuhauf gibt gut zu unterscheiden und sich einzupr gen Sehr hilfreich sind hierbei z B kleinere Sterndreiecke Diese kann das
221. ge Wahrscheinlichkeitsverteilung ist in diesem Fall eine Poisson Verteilung Henden et al 1991 Abbildung 7 11 bezieht sich auf eine MeBreihe bei der Aufnahmen mit jeweils der gleichen Me zeit durchgef hrt wurden Die Anzahl der registrierten Photonen unterscheidet sich von Aufnahme zu Aufnahme Die x Achse stellt die Anzahl der registrierten Photonen dar Die y Achse gibt die zugeh rige Wahrscheinlichkeit 1 entspricht 100 an Bei einem grossen 146 7 Die CCD Beobachtung 035 03 025 02 015 01 095 TLL one oe le m EM in Re 10 50 60 70 80 90 120 8 8 Zahl der registrieren Pholonen Abb 7 11 Beispiel einer Poisson Verteilung mit der Varianz o 50 f r die Zahl registrierter Photonen Photonenstrom ist das Rauschen gleich der Standardabweichung o des Signals und entspricht bei einer Poisson Verteilung der Quadratwurzel der innerhalb der Messzeit im Mittel eintreffenden Photonen Photonen Die Zahl der innerhalb der Messzeit eintreffenden Photonen ist proportional dem instrumentell gemessenen Signal fop jekt des Objekts Oobjekt 4 Objekt 7 2 Das Photonenrauschen begrenzt die Me genauigkeit selbst eines idealen Detek tors 7 3 2 Beitrag des Himmelshintergrundes Der Himmelshintergrund ist selbst in einer mondfreien Nacht niemals ganz schwarz Er erzeugt ein merkliches Signal Ma gebend sind daf r vier nat rliche Quellen Manfroid et al 1992
222. gekehrte Rechnung Grad Bogenminuten g m in Dezimalgrad x zu wandeln geschieht folgenderma en nachfolgend wird vorausgesetzt da m f r 0 gt x gt 1 ein negatives Vorzei chen besitzt m 1 x gt 0 x SIGN g ABS 8 zo SIGN x een 9 4 9 3 3 Rechnen mit dem Kalender Julianisches Datum Der Kalender stellt den Programmierer vor besondere Probleme Einerseits braucht man h ufig Differenzen zwischen Tagen was eine fortlaufende Tagesz hlung verlangt Hierf r gibt es das sogenannte Julianische Datum das die Zahl der seit dem 1 Januar 4712 verflossenen Tage angibt Schaltjahre Kalenderreformen usw spielen f r das Julianische Datum daher keine Rolle Andererseits ist es praktisch wenn das Programm nach au en hin mit dem B rgerlichen heutzutage gregorianischen Datum arbeitet Daher wird ein Unterprogramm ben tigt welches ein B rgerliches Datum in das Julianische Datum wandelt und umgekehrt Die folgende Methode stammt von Meeus 1981 und ist relativ leicht umsetzbar B rgerliches Datum in Julianisches Datum umrechnen Gegeben sind Y Jahr M Monat und D Tag Tagesbruchteil Gesucht ist das Julianische Datum JD Man rech net Wenn MonatM gt 2 y Y undm M 9 5 Wenn Monat M lt 2 y Y 1l undm M 12 9 6 Dann gilt f r alle Zeiten nach der Kalenderreform vom 15 Oktober 1582 A INT y 100 9 7 B 2 A INT A 4 9 8 JD INT 365 25y INT 30 6001 m 1 D 1720994 5 B 9 9 J
223. gelegten Kugel herausschneidet Reeb 1962 7 5 Photometrie von Kometen 161 Da das Auge nur relative nichtlineare Helligkeitsmessungen durchf hren kann hat Pogson 1856 dies durch folgende Gesetz beschrieben m 1 m 2 25 log 7 19 Die Helligkeitsdifferenz zweier Sterne ist proportional dem logarithmierten Verh ltnis der Beleuchtungsst rken Die f r eine korrekte Helligkeitsbestimmung notwendigen E stehen allerdings nicht direkt zur Verf gung Henden et al 1991 da sie sich auf au eratmosph rische Beleuchtungsst rken beziehen Die instrumentell gemessenen Beleuchtungsst rken sind im gro em Ma e vom verwendeten Teleskop Filter Detektor und den atmosph rischen Bedingun gen abh ngig Die au eratmosph rischen Beleuchtungsst rken werden durch eine ganze Reihe von Einfl ssen reduziert e die atmosph rische Extinktion e die spektrale Empfindlichkeit des Detektors e die Absorption bzw Streuung an optischen Oberfl chen e die Absorption der Filter Das instrumentell bestimmte Signal f l t sich durch folgende Gleichung beschreiben Henden etal 1991 f i ga A Or A Or A On A E A dA 7 20 Die A sind die spektralen Koeffizienten f r Transmissionen und Empfindlichkeit Sie geben den Bruchteil der durchgelassenen bzw registrierten Beleuchtungsst rke an Der Index A steht f r Atmosph re der Erde T f r Teleskop F f r Filter und D f r Detektor E ist die au erat mosph rische Beleuchtun
224. gen die stets ein subjektives Element enthalten hohe Genauigkeit Zum anderen stellt sie eine Jahrzehnte bis Jahrhunderte berdau ernde Dokumentationsform mit einem immensen oft erst Jahre sp ter vollst ndig ermittelten Informationsinhalt dar Allerdings gibt es auch Nachteile so stellt die Kometenphotographie im Vergleich zur vi suellen Beobachtung erh hte Anforderungen an den Beobachter und seine Ausr stung Das Ausnutzen einer gr eren Wolkenl cke visuell relativ problemlos ist f r den Kometenphoto graphen schwierig bis unm glich Schlie lich zeigt sich die visuelle Beobachtung der Kome tenphotographie noch in einem anderen Punkt berlegen weist das Beobachtungsobjekt eine hohe Dynamik in der Intensit tsverteilung auf so ist das menschliche Auge der photographi schen Emulsion bei der Erfassung von Details noch immer deutlich berlegen Photographisch 103 104 6 Die photographische Beobachtung Abb 6 1 Der Komet Aarseth Brewington 1989a am 18 12 1989 4 58 5 03 UT Aufnahme mit Schmidt kamera 1 5 300 mm auf TP 2415 hyp Photo M J ger k nnen Details in diesen F llen nur ber den Umweg mehrerer Aufnahmen mit unterschied lichen Belichtungen und Brennweiten oder mit aufwendiger Laborarbeit sichtbar gemacht werden Ziel dieses Kapitels ist es nicht in die Astrophotographie einzuf hren Vielmehr sol len prim r Gesichtspunkte die f r die Kometenphotographie wesentlich sind n her b
225. gleichen Nacht erreicht werden kann um Verifizierung der eigenen Beobachtung zu bit ten Handelt es sich um einen bekannten Kometen Jeder Kometensucher wird sicherlich einen berblick ber die zur Zeit sichtbaren Kometen haben Es kann also bei einem guten Beobachter kaum vorkommen da das Objekt schon sehr lange bekannt ist Es kann aber sein da der Komet erst einige Tage zuvor entdeckt wurde oder aber ein bekannter schwacher Komet seine Helligkeit kurz vor der Beobachtung drastisch steigerte Hier hilft der Comet Checker des CBAT http scully cfa harvard edu cgi CheckCMT in geeigneter Weise 273 Wohin meldet man seine Kometenentdeckung Die offizielle Meldestelle der IAU f r Entdeckungen ist das Central Bureau for Astronomical Telegrams CBAT in Cambridge USA Telegramme gibt es seit 1995 nicht mehr beim CBAT Heutzutage wird die Entdeckung entweder direkt via Email mailto cbat cfa harvard edu oder mittels des Entdeckungsformulars http www cfa harvard edu iau CometDiscovery html gemeldet Das CBAT entscheidet nach bestimmten Regularien dar ber wer als Entdecker anerkannt wird und es informiert weitere Personen die den neu entdeckten Kometen weiter verfolgen bzw die Beobachtung eventuell absichern Das CBAT gibt schlie lich eine Entdeckungsmeldung in Form eines AU Zirkulars heraus 274 B Die VdS Fachgruppe Kometen B Die VdS Fachgruppe Kometen Die VdS Fachgruppe Kometen hat es sich zum Ziel ges
226. gleichsstern Helligkeiten aus The Amateur Sky Survey TASS http www tass survey org ICQ No 133 TJ Johnson V Helligkeiten des TYCHO Katalogs ESA SP1200 TK Vr Helligkeiten des TYCHO 2 Katalogs Hog et al 2000 A Ap 355 2 TT Vr Helligkeiten des HIPPARCOS TYCHO Katalogs ESA SP1200 YF Yale Bright Star Catalogue 4 Auflage YG Yale Bright Star Catalogue 5 Auflage Nicht empfohlene aber notfalls verwendbare Quellen Abk Bedeutung AA AAVSO Variable Star Atlas AH Karte der Plejaden aus dem Handbuch f r Sternfreunde von G D Roth AS AAVSO Karte von M81 ICQ April 1993 BD Bonner Durchmusterung GR Groombridge ICQ 3 15 HS V Helligkeiten vom Hubble Space Telescope astrometric catalogue CD Version LM V Helligkeiten aus A Visual Atlas of the Large Magellanic Cloud by Mati Morel 1983 Rankin Park New South Wales LN Lampkins Naked Eye Stars S SAO Katalog SA M67 Sequenz von R E Schild 1983 PASP 95 1021 SC Sky Catalogue 2000 0 TB Supernova Search Charts by G D Thompson and J T Bryan Jr 1989 Cambrigde University Press V Ver nderlichensequenzen bekannter Organisationen VB Ver nderlichensequenzen der BAA VF Ver nderlichensequenzen der AFOEV 288 E Schl ssellisten VN Ver nderlichensequenzen der RASNZ Ww IHW Karten der AAVSO WA SU Tau WB CZ Ori WC Y Tau WD V Tau WE X Sex WF S Sex WG SX Leo WH unspezifizierte IHW Karte WW BAA Karte ver ff
227. grund kann nach Gleichung 7 31 bestimmt werden N ist die Zahl der Pixel in den Detektionskreisen __ y 7 31 SB Noa Naa Zee y 2 g x 7 31 Das korrigierte Signal f ergibt sich aus der Differenz fs fg Nach einer anderen Methode l t man die Gr e des Diaphragmas unver ndert und mi t den Beitrag des Himmelshinter grunds an mehreren repr sentativen Stellen in der N he des Objekts Man errechnet nun nach Mittelwertbildung den Beitrag fg des Objektsignals 174 7 Die CCD Beobachtung 7 5 3 1 Differentielle Photometrie Differentielle Photometrie stellt die einfachste Methode dar Photometrie zu betreiben Beson ders vorteilhaft ist der Fall wenn Objekt und Referenzstern beide von hnlicher Helligkeit und gleicher Farbe innerhalb der gleichen Aufnahme liegen Dies ist die gro e St rke der CCD Photometrie Bei CCD Kameras mit kleinen Detektionsfl chen ist im allgemeinen der Luftmassenunterschied von Objekten innerhalb der Aufnahme so gering da auf eine Extinkti onskorrektur verzichtet werden kann Sind Objekt und Referenzstern soweit voneinander entfernt so da sie nicht innerhalb einer Aufnahmen liegen sollte eine Extinktionskorrektur durchge f hrt werden Auf den Helligkeitsunterschied zum Referenzstern kann nach der Pogsonschen Gleichung Glg 7 19 direkt geschlossen werden Man beachte da mit dieser Methode nur Helligkeitsdifferenzen erhalten werden k nnen die aber von hoher Genauigkeit
228. gsrechung siehe Abschnitt 10 7 rechnet man i a in rechtwinkligen Koordina ten x y z und Geschwindigkeiten x y z die den Kegelschnittelementen quivalent sind Dr ckt man amp als Funktion von Ort und Geschwindigkeit aus a A x y 2 9 2 5 x y 2 2 so kann wiederum durch eine Variation der rechtwinkligen Koordinaten und Geschwin digkeiten die Restfehlerquadratsumme minimiert werden Die korrespondierenden klassi schen Elemente lassen sich aus den ermittelten Werten f r x y z x berechnen Der Einfachheit halber wird angenommen da die Ephemeriden rter Or dg mit den For meln des Zweik rperproblems z B aus Kapitel 9 berechnet werden Die Bahnverbesse rung wird nachfolgend anhand der Variation der Elemente beschrieben Andererseits wird 262 10 Bahnbestimmung und verbesserung nicht ausgeschlossen da die Ephemeriden rter exakt d h inklusive der Planetenst run gen berechnet werden wenn dem Leser ein entsprechendes Programm zur numerischen Integration vorliegt Weitere Bemerkungen hierzu und Literaturhinweise findet man im Ab schnitt 10 7 10 6 1 Die Variation der Elemente Der Kern dieser Methode ist die nderung in den Richtungskoordinaten amp und 6 unmit telbar als lineare Funktionen der Bahnelemente T q e Q i auszudr cken Es sei also a a T q e Q i und 6 T q e Q i Gehen wir davon aus da die Restfehler Aa A klein sind so k nnen wir sie als Diff
229. gsst rke Die Bestimmung der spektralen Transmissionskoeffizienten ist au erordentlich schwierig und jenseits der M glichkeiten der Amateurastronomie Henden et al 1991 Detektoren und Filter k nnen von den Herstellern nicht absolut gleich in Bezug auf spektrale Empfindlichkeit und Transmission hergestellt werden Als Folge werden verschiedene Beobachter trotz gleichartiger Ausr stung zu unterschiedlichen ermittelten Beleuchtungsst rken f gelangen 162 7 Die CCD Beobachtung Fa t man die instrumentellen Transmissions bzw Empfindlichkeitskoeffizienten formal zu einem Oynser A zusammen so ergibt sich die instrumentell gemessene Helligkeit m zu m 2 5 l0g dinan A Ga A E A AA C 7 21 Nach Korrektur der atmosph rischen Lichtreduktion ist das instrumentell bestimmte Signal f der au eratmosph rischen Beleuchtungsst rke proportional E c f 7 22 Dies gilt nur streng f r monochromatische Messungen F r polychromatische Messungen m ssen Vergleichsstern und Objekt die gleiche spektrale Energieverteilung aufweisen d h der gleichen Spektralklasse zugeh ren Und damit gilt Fu f 2 lt 2 5 log FQ 7 23 f2 m 1 m 2 2 5 log 7 5 2 1 Helligkeitssysteme Im vorherigen Abschnitt wurde angedeutet in welchem Ma e Filter und spektrale Empfindlich keit die Messung der scheinbaren Helligkeit m mit beeinflussen Je nach den verwendeten Filtern und Detektoren ergeben sich unterschiedliche
230. gt werden Sehr wichtig ist auch jede Gr e nur mit der tats chlich gesch tzten Genauigkeit anzugeben Es macht keinen Sinn z B f r den Komadurchmesser 10 0 Bogenminuten anzugeben obwohl man diesen nur auf 1 Bogenminute genau bestimmt hat richtig w re in diesem Fall die Angabe 10 Man sollte sich nicht scheuen diese nackten Zahlen noch mit weiteren Bemerkungen bez glich des Erscheinungsbildes des Kometen zu versehen Das kann sich auf die Form der Koma z B rund elliptisch oder tropfenf rmig oder des Schweifes beziehen Wichtig sind auch Hinweise auf einen oder mehrere helle Sterne in der N he des Kometen Mondlicht Wolken oder andere 3 5 Die Beobachtung 57 Faktoren die Einflu auf die Beobachtung nehmen k nnen siehe Anhang E Der so entstandene Bericht sollte anschlie end einmal monatlich am besten um die Vollmondzeit an die VdS Fachgruppe Kometen geschickt werden 3 5 3 Kernnahe Strukturen Wer tiefer in die visuelle Kometenbeobachtung einsteigen will dem bietet sich die M glichkeit der Untersuchung kernnaher Erscheinungen prim r der sogenannten Jets bei denen es sich um Staubfont nen handelt die von der Oberfl che des Kometenkerns ausgehen Abb 3 9 Je nach der N he eines Kometen zur Erde und zur Sonne sind diese Strukturen aber in Streamer der Regel nur einige Bogensekunden lang kaum ber eine Bogenminute Weiter ausge False nucleus dehnte Erscheinungen werden zwar manch
231. h Tab 7 2 Mit 62 our noise 600e und Ofnermal noise VID T Npixe V125 120 1 folgt f r das S N Verh ltnis S 462 N 462 858 2 125 120 6002 ES N Myis 120s 240s 360s 480s 8 0 285 398 481 548 9 0 124 173 208 236 Tab 7 2 Abgesch tzte Signal Rausch Verh ltniswerte f r be 10 0 51 71 86 98 stimmte Integrationszeiten bei Verwendung einer 70 225 mm 11 0 1 29 35 39 Optik und einer ST 4 CCD Kamera mit V Filter 12 0 8 12 14 16 13 0 3 5 6 6 14 0 1 2 2 3 15 0 1 1 1 1 16 0 0 0 0 0 7 4 Astrometrie mit der CCD Astrometrische Auswertungen von photographischen Aufnahmen zur Positionsbestimmung von Objekten werden an einem Me tisch durchgef hrt der die notwendige Genauigkeit zur Bestim mung der Plattenkoordinaten erlaubt Durch den rasterf rmigen Aufbau des Fl chendetektors mit wohldefinierter Gr e eines Rasterpunktes Pixelgr e ist jede Position auf der Aufnahme durch einen Array Koordinatenwert P x y festgelegt Die Abmessungen eines Pixels betragen in Bogensekunden Buil 1991 B 206 18 a 7 15 Foptik Dabei steht a f r die Abmessungen eines Pixels in Um sowohl in x als auch y Richtung F ist die Brennweite der Optik in mm Bildverarbeitungsprogramme erlauben meist die Be stimmung der Koordinaten eines beliebigen Punktes auf der Aufnahme Manche Programme geben automatisch alle Stern bzw Objektkoordinaten in eine ASCII Datei Text Datei aus Da der Ort maximaler Intensit t ein
232. h ltnisse der Dreiecksfl chen n in erster N he rung durch die Verh ltnisse der Zwischenzeiten approximiert werden k nnen Dies ist f r alle K rper im Sonnensystem g ltig also auch f r die Erde Daher ist Ro x R3 5n n Rix R n n Damit f llt der Klammerausdruck in 10 21 heraus und wir erhalten als 1 Fundamentalgeichung der Olbersschen Methode tz b e1 R2 x e2 A3 MA mit 1 ty t e3 Ro x e2 10 22 M nimmt den unbestimmten Ausdruck 8 an wenn der mittlere Kometenort e amp mit dem mittleren Sonnenort Rz zusammenf llt In diesem Ausnahmefall versagen die Gleichun gen 9 Wir ben tigen noch eine weitere Gleichung in den beiden Unbekannten A und A3 Dann sind die beiden geozentrischen Entfernungen bekannt und die Bahn ist be stimmt Auf diese 2 Fundamentalgleichung wird im n chsten Abschnitt eingegan gen 10 5 4 Die Eulersche Gleichung Sie wurde zun chst von L Euler f r die Bewegung in einer Parabel gefunden und sp ter auf alle Kegelschnitte verallgemeinert Lambertsches Theorem Auf den Beweis wird hier wegen der L nge verzichtet und auf die Literatur verwiesen Stumpff 1973 S 246ff Die Eulersche Gleichung stellt eine dynamische Beziehung zwischen der Summe r 73 der beiden u eren Radiusvektoren der L nge s2 der zwischen diesen beiden Randpunkten aufgespannten Sehne und der Zwischenzeit t k t3 t her 6 6k t3 t1 r1 r3 92 r1 r s2
233. h der Angaben in verschiedenen Katalogen offensichtlich Aus diesen Gr nden mu man sich beim Sch tzen eines Kometen mit einem Trick e Stern A wird verglichen mit Komet behelfen Es werden zwei Vergleichsster ne ben tigt die dem Kometen so nah wie m glich stehen Ein Vergleichsstern soll fokussiert defokussiert te erkennbar heller der andere schw cher als der Komet sein Die Helligkeits wird verglichen mit Stern B differenz der beiden Vergleichssterne ist jedoch so klein wie m glich zu halten und darf auf keinen Fall gr er als etwa Abb 3 5 Die Helligkeitssch tzung nach der Sidgwick 1 sein Als n chstes pr gt man sich den Methode Durchmesser der Koma sowie deren Hel ligkeit ein Dann wird das Bild bewu t unscharf gestellt Der Fokus wird so lange ver ndert bis die defokussierten Sternscheibchen den Durchmesser der fokussierten Koma erreicht haben Nun wird die Fl chen Helligkeit der defokussierten Sternscheibchen mit dem eingepr gten Helligkeitseindruck des fokussierten Kometen verglichen Abb 3 5 Hat man keine Vergleichssternhelligkeiten griffbereit wird die Helligkeitsdifferenz zwischen 3 5 Die Beobachtung 49 den beiden Vergleichssternen gedanklich in 10 Stufen unterteilt Anschlie end versucht man den Kometen entsprechend seiner Helligkeit einzustufen Liegt seine Helligkeit genau zwischen den Vergleichssternen so wird z B A5 Komet 5B not
234. he nach Kometen 61 ein dreiviertel Gesichtsfeld nach oben verschoben Auf diese Weise wird der Westhimmel bis in H hen um 40 durchmustert Die Suche am Morgenhimmel beginnt vor D mmerungsbeginn halbhoch ber dem Osthorizont ber zahlreiche horizontale Schwenks arbeitet man sich Richtung Horizont abw rts Der letzte Schwenk sollte in der D mmerung nahe des Horizonts abgeschlossen sein Insgesamt sollte man versuchen ein Himmelsareal mit einem Azimut von etwa 90 um den Sonnenauf bzw untergangspunkt jeden Monat einmal zu durchmustern Nicht empfehlenswert ist eine Suche in einem gro en Areal um den aktuellen Oppositionspunkt da dieser Bereich von zahlreichen professionellen Instrumenten berwacht wird und zudem die in diesem Bereich auftauchenden Kometen eher noch weit von der Sonne entfernt und damit entsprechend schwach sind Die Bewegung des Mondes spielt bei der Festlegung des Suchareals ebenfalls eine wichtige Rolle Steht er am Himmel so verspricht die Kometensuche wenig Aussicht auf Erfolg Interessant ist hingegen das Gebiet in welchem der Mond 1 3 Tage zuvor stand konnte dieses Areal doch etwa eine Woche lang nicht abgesucht werden Die Geschwindigkeit mit der die Schwenks durchgef hrt werden sollten ist abh ngig von der Instrumenten ffnung dem Gesichtsfeld sowie von pers nlichen Faktoren Um eine op timale Suchgeschwindigkeit zu finden sollte man zun chst alle einem w hrend der Suche aufgefallenen Deep Sky
235. hgef hrt wurden zu verwenden Schlie lich kann unter Ber cksichtigung der in Abschnitt 5 6 3 genannten Gesichtspunkte die allgemeine Entwicklung von Helligkeit DC Wert und Positionswinkel gut mit Mittelwer ten dargestellt und nach kurzfristigen signifikanten nderungen gesucht werden Bez glich Komadurchmesser und Schweifl nge k nnen hiermit zumindest qualitative Aussagen ber die Entwicklung gemacht werden Eventuell ergeben Vergleiche zweier Kometengr en z B Helligkeit und DC Wert weitere interessante Zusammenh nge 5 7 Zusammenfassung Die Auswertung visueller Kometenbeobachtungen ist ein sehr vielseitiges Bet tigungsfeld H ufig treten berraschende und aus den Beobachtungsdaten zun chst kaum erkennbare Er eignisse z B kurzfristige Helligkeitsausbr che bzw Knicke in der Lichtkurve zu Tage Was die Gesamthelligkeit eines Kometen anbetrifft so ist die visuelle Sch tzung bislang die ein zige M glichkeit diese Gr e berhaupt zu bestimmen Entsprechend wichtig auch f r den Vergleich mit historischen Kometenerscheinungen ist die Ermittlung der Helligkeitsparameter Die Berechnung der Kometenparameter wie z B der absoluten Helligkeit oder des absolu ten Kometendurchmessers erm glicht es berhaupt erst Kometen physikalisch vergleichen zu k nnen Das Kapitel hat aber auch die Schwierigkeiten deutlich gemacht mit denen der Auswerter zu k mpfen hat welche in der Hauptsache durch die gro e Streuung der Sch
236. ht sollten an einer k nstlichen Beleuchtung weit entfernte Stra enlaterne etc oder an einem hellen Stern alle Einstellungen Fokussierung usw vorge nommen werden Sind Spalt Prisma drehbar angeordnet wird das Prisma so gedreht dass die Dispersionsrichtung senkrecht zum Spalt steht Die CCD Kamera wiederum ist so zu orientieren dass das Spektrum parallel zu den Pixelzeilen ausgerichtet ist Das erleichtert die anschlie ende Auswertung da die meisten Programme nur einen Zeilen oder Spaltenscan erlauben aber nicht in diagonaler Richtung Am besten probiert man mehrere M glichkeiten durch um die f r sich g nstigste auszuw hlen Beispielsweise zeigen die meisten Stra enlaternen die in Tab 8 1 angegebenen Quecksilberli nien mit der CCD Kamera wird man die violetten Linien vermutlich kaum noch registrieren k nnen Auch Neon bzw Leuchtstoffr hren zeigen ein linienreiches Spektrum Bei Sternen bieten sich vor allem jene der A Spektralklasse an da sie die gesamte Balmer Serie in ihrem Spektrum aufweisen z B Lyr Der bereits erw hnte Orionnebel liefert auch noch Linien bis ans rote Ende der CCD Kamera z B liegen S III Emissionen bei 906 9 nm und 953 2 nm Abbildung 8 9 zeigt ein Spektrum von M42 Beim Aufsuchen eines Kometen empfiehlt es sich dies bei voll ge ffnetem Spalt zu tun damit das ohnehin lichtschwache Bild besser im Betrachtungsokular erkannt werden kann Nachdem auf die Koma zentriert wurde kann eine erste
237. ht nur Teile davon Im allgemeinen liegt die Kamerabrennweite in der Gr enordnung der Kollimatorbrennweite d h der Spektrograph bildet im Ma stab 1 1 ab oder etwas darunter In der Literatur z B H fner 1989 Kitchin 1984 findet man genauere Formeln und detailliertere Schritte f r die Konzeption eines Spektrographen Zieht man diese Werke zu Rate sollte dabei ber cksichtigt werden dass sich diese oftmals an der Sternspektroskopie orientieren Dabei kommen andere berlegungen zum Tragen F r die optimale Nutzung des Objektlichtes sollte die Spaltgr e am Himmel in der Gr enordnung des Seeingscheibchens des Sterns liegen Das entsprechende Spaltbild in der Fokalebene der Abbildungsoptik sollte wiederum von der Gr enordnung der Ortsaufl sung des Detektors sein Aus diesen Bedingungen erh lt man die Brennweite der Abbildungsoptik Abbildung 8 5 zeigt die Konstruktionsskizze eines vom Autor eingesetzten Prismenspektrogra phen dessen Komponenten nachfolgend n her beschrieben Das Betrachtungsokular Hinter dem Spalt sollte mit Hilfe eines Klappspiegels oder eines einschwenkbaren Prismas eine M glichkeit vorgesehen werden das Spaltbild mit einem Okular betrachten zu k nnen Nur so wird man das Objekt finden und sicher im Spalt zentrieren k nnen Sieht man mittels eines teildurchl ssigen Spiegels o eine permanente Ausblendung 8 3 Spektrographen 203 Fi PA og KS D S Spaltblende B SY KS Klappspiege
238. i Wertepaare x lambda zur Berechnung der Dispersionsrelation interaktiv abgefragt Alternativ kann als Aufruf Parameter eine Text Datei angegeben werden die am Anfang die drei Wertepaare zur Kalibrierung enthalten muss und danach noch beliebig viele x Werte Linien enthalten kann deren Wellenlaenge dann berechnet und ausgegeben wird Dabei werden Zeilen die mit einem beginnen als Kommentarzeilen ignoriert HH HH HH H H H Mike Kretlow 01 2010 import math sys xc wi ha hb hc 0 0 def read_data in_file global xc wl i 0 try data open in_file r readlines except lOError print in_file ist nicht lesbar sys exit 1 for line in data if line 0 continue line line rstrip n a b str split line if i lt 3 xc append float a wl append float b else xc append float a i 1 def hartmann Berechne die drei Hartmann Konstanten global ha hb hc try ho xc 0 xc 2 wIf1 wI 0 xc 0 xc 1 wI 2 wI 0 he hO wl 2 wl 1 hO 1 0 hb xc 0 xce 2 1 0 wl 0 hc 1 0 wl 2 hc ha xc 1 hb wl 1 hc except print Fehler bei der Berechnung der Hartmann Konstanten sys exit 1 222 8 Spektroskopie Ausgabe der Dispersionsrelation print print t t 0 4f hb print lambda x 0 4f hc print t t x 0 4f ha def calc_wl x try
239. idt Cassegrain Ritchey Chretien A Kamera B Fernglas C Cassegrain E Blo es Auge J Jones Bird korrigierter sph rischer Newton L Newton M Maksutov R Refraktor S T Y Vergleichssternsequenz Feld Ref Empfohlene Quellen Abk Bedeutung AC AAVSO Karte Erstellungsdatum 2000 AE Planeten Helligkeit nach dem neuen IAU System nur helle Kometen AT Arizona Tonantzintla Catalogue S amp T July 1965 AU ASAS 3 V Helligkeiten dabei aber Search V band unter Photomtric Catalog anklicken http vizier u strasbg fr viz bin VizieR source Il 264 asas3 BR V Helligkeiten der Coma Haufen Sterne Boerngen and Richter A N 299 177 BS Johnson V Photometrie von Brian Skiff Lowell Observatory unter http www kusastro kyoto u ac jp vsnet catalogs skiffchart html C Photovisuelle Helligkeiten aus Cape Photographic Catalogue for 1950 0 in Annals of the Cape Observatory Vols 17 22 CA M44 Standardsequenz von Henden and Kaitchuck in Astronomical Photometry 1982 co UBV Photometrie von 39 Sternen 11 7 lt V lt 18 7 aus A New Stellar Standard Se quence in the Comet Cluster of Galaxies Astron Nach 299 117 cs Catalogue of Stellar Identifications Strasbourg 1979 CL Photometrie von Hoag et al 1961 von verschiedenen Offenen Sternhaufen NGC 225 CD NGC 1647 CE NGC 2129 CF NGC 2422 CG NGC 6494 CH NGC 6823 CD NGC 6910 CJ NGC 7031 CK In Roger N Clark 1990 Visual
240. ie des Kometen zu einem Zeitpunkt 7 das ist der Winkel zwischen den beiden Verbindungslinien Sonne Perihel und Sonne Komet Radiusvektor Somit ist das Verh ltnis Sektor zu Dreieck n S D f r va v lt 180 stets positiv und ann hernd gleich Eins Die Dreiecksfl chen D k nnen in erster N herung durch die Sektorfl chen S ersetzt werden und wir erhalten die gesuchte fundamentale Beziehung _ mxrs B n _ m xn t t lr x r3 B t ny bzw nz 10 20 Irix 3 n 10 5 3 Die Parabelbahnbestimmung nach Olbers Banachiewicz Wir gehen von der geometrischen Fundamentalgleichung 10 18 aus und multipli zieren skalar mit dem Vektor Ro x e2 um die mittlere Entfernung A zu eliminie ren A262 R3 n Aye R1 n3 43e3 R3 R2 x e2 0 n461 Ro X e2 n1 R Ro x e2 n343e3 Ro x e2 n3R3 Ro x e2 L sen wir nach Az auf und formen etwas um so ist ny ei R2 x e2 ny Ri R2 x e2 ER Rz R2 x e2 A3 1 n3 e3 R3 x e2 nz e3 R2xe2 e3 R2 x e2 was sich in einfacher Form schreiben l t als RxR Ri xR Koh Rz x R3 e2 Ri x R2 n3 R x Ro e3 Ro x e2 10 21 ny e1 R2 x e2 t3 b e1 Ro x e2 n e3 R2 x e2 ty t e3 Ro x e2 8 Auf den Beweis mu wegen seiner L nge verzichtet werden siehe z B Stracke 1929 S 18ff 10 5 Die Bahnbestimmung 253 Im letzten Abschnitt wurde gezeigt da die Ver
241. ie kommen V llig auszuschlie en ist dies aber auch nicht weshalb nachfolgend geschildert wird was in einem solchen Fall zu tun ist Nach einer Kometenentdeckung stellen sich f r den Entdecker drei qu lende Fra gen e Wie stelle ich sicher da es wirklich ein Komet ist e Ist der Komet eventuell l ngst entdeckt e Wie melde ich die Entdeckung schnell und sicher weiter Die h ufig zu h rende Antwort wende Dich an eine Fachsternwarte ist heutzutage nur sehr eingeschr nkt richtig Vielerorts gibt es keinen kontinuierlichen Beobachtungsbetrieb mehr da die Fachastronomen zunehmend Beobachtungszeit auf internationalen Observatorien wahrneh men und zu Hause ihre Beobachtungsdaten lediglich auswerten Somit erreicht man nachts h ufig nur Personen die mit Auswertungen besch ftigt sind und kaum die Frage beantworten k nnen ob das verd chtige Objekt ein neuer oder alter Komet ist oder nicht vielleicht doch nur ein Artefakt in einer Aufnahme Ist das verd chtige Objekt ein Komet Diese Frage kann der Beobachter eigentlich nur selbst beantworten Auch das Central Bureau for Astronomical Telegrams CBAT weist immer wieder darauf hin da es keinesfalls Beob achtungen selbst nachpr ft Alle verf gbaren Sternkarten und Nebelkataloge sollten konsultiert werden Gr ere Fernrohre bzw CCD Aufnahmen zeigen h ufig Galaxien die so schwach sind 271 272 A Was tun nach einer Kometenentdeckung da sie nicht im
242. iedelt Bei die ser wird der Komet so weit defokussiert bis er eine ziemlich einheitliche Helligkeitsverteilung aufweist Der Helligkeitseindruck und die Gr e der defokussierten Koma pr gt man sich ein und genau bis zu diesem Durchmes ser werden die Vergleichssterne im Anschlu daran defokussiert Nun werden die Fl chen 50 3 Die visuelle Beobachtung Helligkeiten der Sterne mit dem eingepr gten Helligkeitseindruck des defokussierten Kometen verglichen Noch wenig erprobt ist die sogenannte Keen Methode Diese Art der Helligkeitssch tzung erfordert allerdings ein Instrument das binokulares Beobachten erm glicht meistens werden dies Ferngl ser sein Hierbei vergleicht man das im einen Okular scharfgestellte Kometenbild mit den im anderen Okular defokussierten Scheibchen der Vergleichssterne Es sollte bei dieser Methode immer das gleiche Auge verwendet werden mit dem abwechselnd durch die beiden Okulare geschaut wird Daneben gibt es weitere Methoden bez glich derer aber auf den Anhang und das Literaturver zeichnis verwiesen werden mu Wichtig bei allen Helligkeitssch tzungen egal mit welcher Methode sie erhalten wurden ist jedoch da die Sch tzung mehrmals wiederholt wird um die Genauigkeit der Helligkeitsangaben zu erh hen Um die tats chliche Helligkeit des Kometen zu erhalten m ssen schlie lich aus einem Sternka talog die Helligkeiten der Vergleichssterne ermittelt werden Sind die Sterne A und B
243. iel ist es f r ein Objekt einer bestimmten Helligkeit das Signal und alle relevanten Rauschbei tr ge abzusch tzen um nach Gleichung 7 6 das Signal Rauschverh ltnis zu berechnen Dazu mu die Zahl der am Ausgang des Teleskops austretenden Photonen ermittelt werden um die Zahl der erzeugten Photoelektronen in der CCD absch tzen zu k nnen Im folgenden werden das Objektsignal sowie das Photonenrauschen des Objekts und des Himmelshintergrunds aus astrophysikalischen Daten ermittelt 7 3 6 1 Das Objekt Signal Zum Absch tzen der Beleuchtungsst rken E eines Objekts wird der au eratmosph rische Photonenstrom f r einen Stern der 0 Gr e in einem f r CCDs relevanten Wellenl ngenbereich von 4000 10000 A bzw f r das V Band errechnet Aus den bei Buil angegebenen Daten f r au eratmosph rische Photonenstr me pro ngstr m f r einen G2 Stern der 0 Gr e wird der Kurvenverlauf der spektralen Quantenstromverteilung ermittelt welcher in Abbildung 7 12 7 3 Die Me genauigkeit von CCDs 151 dargestellt ist Buil 1991 Dabei ist auf die Zahl der Quanten pro Sekunde und Quadratzenti meter ffnung der Optik bei einer bestimmten Wellenl nge A bezogen Aus der durch Regressi 1200 1100 1000 hv cme s A 900 800 700 600 500 1 1 1 f 1 f 1 3000 4000 5000 6000 7000 8000 9000 10000 Wellenlange A Abb 7 12 Zahl der Quanten in cm s A f r einen G2 Stern der 0 Gr e au erh
244. iert Ist die Helligkeit eher bei Stern A angesiedelt dann kann man z B A3 Komet 7B schreiben liegt sie eher bei Stern B w rde z B A8 Komet 2B gelten Das Zahlenpaar repr sentiert letztlich die Helligkeitssch tzung Diese Art der Helligkeitssch tzung wird Sidgwick Methode genannt Bei der sogenannten Bobrovnikoff Methode entf llt das Hin und Herfokussieren Bei dieser Methode wird so lange defokussiert bis die Sternscheibchen den gleichen Durchmesser erreicht haben wie der defokussierte Komet Verglichen werden somit die Fl chen Helligkeiten der de fokussierten Sternscheibchen mit der Fl chen Helligkeit des defokussierten Kometen Abb 3 6 Gerade bei diffusen Kometen ist die Bobrovnikoff Methode jedoch unge nau da hier die schwachen Randbe Stern A reiche eines Kometen wegfokussiert wird verglichen mit t und so die Sterne nicht auf den er forderlichen Komadurchmesser einge stellt werden Daher ist trotz der etwas umst ndlicheren Handhabung die Sidgwick Methode besonders bei Komet defokussiert diffusen Kometen vorzuziehen Bei deutlich zur Mitte hin konzentrierten wird verglichen mit Kometen mit kleinem Komadurchmes ser ist die Bobrovnikoff Methode zur Stern B Sidgwick Methode hingegen gleichwer tig Abb 3 6 Die Helligkeitssch tzung nach der Bobrovnikoff Zwischen den genannten Methoden ist Methode die Morris Methode anges
245. igene Skripte bis hin zu kompletten Python basierten Bildverarbeitungsprogrammen zu verwenden Iris von Christian Buil ist ein Windows Programm und kann als Allrounder betrachtet werden vergleichbar mit AstroArt MaximDL etc Es bietet alle g ngigen CCD Bildverarbeitungsschritte und Bildoperationen Es kommt ohne Installation aus man muss nur die auf der Webseite angebotene ZIP Datei entpacken und das Programm starten Schaut man sich die Enwicklung von Iris ber die Jahre an so reflektiert es auch recht gut die hinzugekommenen Themen mit denen sich Buil im Laufe der Jahre besch ftigt hat Da die Spektroskopie dazu geh rt findet man in Iris auch zahlreiche Funktionalit ten zur Spektren Auswertung vor allem speziell f r den von Buil konzipierten Spektrographen LHIRES II Ein weiterer Schwerpunkt liegt bei Reduktion von Spektrenaufnahmeserien Obwohl es sich hier um ein Windows Programm handelt erfordern 5Und nach Ansicht des Autors nicht sehr elegant und zeitgem ss 214 8 Spektroskopie recht viele Schritte die manuelle Eingabe von Parametern und oder die Angabe zus tzlicher Dateien Visual Spec von V lerie Desnoux ist ein Windows Programm welches ausschliesslich der Aus wertung von Spektren dient Selbst das pre processing der CCD Aufnahmen Dunkelbildabzug etc muss mit einem anderen Programm geschehen z B mit Iris auf das der Programm Autor und Kollege von Buil auch verweist Die Reduktion und Verabreitun
246. iger Farbe z B im V und B Band gemessen Die erhaltenen instruementellen Helligkeiten m ssen wie in Abschnitt 7 5 2 2 erl utert einer Extinktionskorrektur unterzogen werden Die konventionelle Methode einen Referenzstern ber verschiedene Luftmassen Werte hinweg im V und B Band zur Aufstellung von Bou guerschen Geraden zu messen ist zeitaufwendig Sie birgt die Gefahr in sich da sich die atmosp rischen Bedingungen w hrend der Messungen ndern Eine schnellere Methode ist die Messung von mehreren fr hen A Sternen deren Luftmassenunterschied sich ber einen gr eren Bereich erstreckt Ay gt 2 Der Extinktionskoeffizient k ergibt sich dann aus der Transformationsgleichung 7 30 Henden et al 1991 VeKatalog ZZ k chi F e B V Katalog F v 1 34 Da e B V Katalog f r fr he A Sterne vernachl ssigbar klein ist ergibt sich aus Gleichung 7 34 VKatalog Y Sv K chi Tr gt man nun V Katalog V gegen die Luftmasse auf so erh lt man nach Regressionsrechnung eine Gerade mit K als Steigung Wesentlich einfacher ist die Bestimmung des Extinktionskoeffizienten kl wenn die Transfor mationskoeffizienten bekannt sind Es werden hierzu 5 10 Standardsterne beliebiger Farbe bei verschiedenen Luftmassen gemessen Tr gt man nach Gleichung 7 34 nun Vxatalog V e B V Katalog gegen X auf so erh lt man auch hier nach Regressionsrechnung eine Gerade deren Steigung k ist Die Transformation
247. ild wurde durch die Beobachtung des Kometen des Jahres 1577 in den Fundamenten ersch ttert Tycho Brahe verfolgte den Kometen mehrere Wochen lang und sammelte Beobachtungen aus ganz Europa Brahe 1588 Gingerich 1977 Die an verschiedenen Orten Hven Prag Kassel T bingen u a bestimmten scheinbaren Kometenbahnen ergaben identische Resultate Die feh lende parallaktische Verschiebung bei Mondbeobachtungen deutlich zu erkennen zeigte da sich der Komet stets weit au erhalb der Mondbahn befunden hatte Damit war die auf Aristoteles zur ckgehende Vorstellung widerlegt da Kometen zur sublunaren Welt geh rten sie geh ren vielmehr zum translunaren himmlischen Teil des Weltalls W hrend der Beobachtungszeit hatte sich die Entfernung Sonne Komet ebenso wie der Abstand Erde Komet stark ge ndert und der Komet hatte die Bahnen mehrerer Planeten und damit die Kristallsph ren ungest rt gekreuzt die nach dem alten Weltbild diese Bahnen trugen Tychos Schlu folgerungen waren eindeutig Diese Sph ren konnten nicht existieren das Weltbild mu te falsch sein In der Folge von Tychos Beobachtungen wurden die Versuche die r umlichen Bahnen von Kometen zu bestimmen zu einer der besonders eifrig betriebenen Aufgaben der Astronomie w hrend des 17 Jahrhunderts Eine Reihe aufsehenerregend heller Kometen f rderte diese Bestrebungen ebenso wie die Einf hrung des Fernrohrs in die Astronomie und damit ge nauere Positionsbestimmunge
248. ildeffekt ooa a 110 Inhaltsverzeichnis 6 4 6 5 6 6 6 7 6 8 6 3 2 3 Aufl sungsverm gen 6 3 3 Hypersensibilisierung 6 3 4 Geeignete Filme fiir die Kometenphotographie 6 3 4 1 S W Filme 2 222222 6 3 42 Farbfilme Filter 00 0 0 ee Beh ha Nachf hr ng e s s s aussen wae ana 6 5 1 Die direkte Kometennachf hrung 6 5 2 Die indirekte Kometennachf hrung Photographische Beobachtungsprogramme Filmentwicklung und verarbeitung Auswertung der Aufnahmen 6 8 1 6 8 2 6 8 3 6 8 4 6 8 5 6 8 6 Grunddaten einer Photographie Helligkeit Komadurchmesser und Kondensationsgrad Schweifl nge und Positionswinkel Strukturen 2 0 a5 as 2 am eB Ga SS Photographischer Beobachtungsbogen 6 9 Photographische Kometensuche Literaturverzeichnis 7 Die CCD Beobachtung 7 1 7 2 73 Einleitung 7 1 1 Aufbau und Funktionsweise der Kamera Eigenschaften der CCD Die Me genauigkeit vonCCDs 73 1 1 3 2 1 33 7 3 4 7 3 5 7 3 6 Photonenrauschen 2 2 22 2222020 Beitrag des Himmelshintergrundes 2 2 22 222 Thermisches Rauschen Readout noise s so 2 022002020204 Das Signal Rausch Verh ltnis Absch tzung des theoretischen Signal Rauschverhiltnisses 7 3 6 1 7 3 6 2
249. ille in mm Morr Mpeob 0 13 p 5 1mm f r Ferngl ser 5 8 Morr Mpeob 0 13 p 1 6mm f r andere Instrumente 5 9 Fiir die Beantwortung der Frage ob eine Korrekturformel benutzt werden soll miissen auch der scheinbare Komadurchmesser und der DC Wert beriicksichtigt werden So wird fiir einen praktisch sternf rmigen bzw deutlich konzentrierten Kometen DC gt 7 keine Korrektur erfor derlich sein unterscheidet er sich doch zumindest defokussiert nur wenig vom Aussehen eines Sterns Nach dem momentanen Wissensstand bleibt es jedem selbst berlassen ob er nun alle nur einen Teil etwa jene mit gr eren Teleskopen gewonnene oder berhaupt keine Sch tzungen auf ein Standardinstrument korrigiert Wichtig ist allerdings da alle Helligkeitssch tzungen immer unkorrigiert an die Auswertestellen bergeben werden Zur Bestimmung der Helligkeitsformeln aus N Sch tzungen mit den scheinbaren Hel ligkeiten mpg mu das Gau sche Verfahren der kleinsten Quadrate angewandt werden Nachfolgend werden die Formeln angegeben ohne auf ihre Herkunft einzugehen Es gilt xX log ri bzw xj t T 5 10 yi mpj SlogA 5 11 N W l D mbzw 2 5n T BE 5 12 m Dib be bo en N bea bP 5 5 Bestimmung der Kometenparameter 85 N N N N Hierbei steht x f r E xp x f r Lx xy f r E xyr x f r YL x usw i 1 i l i l i l i Zun chst m ssen also die x berechnet werden e
250. in denen Ori entierung Gr e und Erscheinungsbild von Einzelstrukturen festgehalten werden Um diesen Teil der Arbeit zu vereinfachen ist von der VdS Fachgruppe Kometen eine Zeichenschablone entworfen worden siehe Anhang F Abschlie end noch ein Tip zum ben Sollte der interessierte Beobachter gerade keinen Kometen zur Verf gung haben so kann das Zeichnen auch an Deep Sky Objekten trainiert werden Hierbei bietet sich die M glichkeit die eigenen Ergebnisse mit langbrennweitigen Photographien zu vergleichen so da die F higkeit schwache und zugleich feine Strukturen wahrnehmen zu k nnen berpr ft werden kann Vor allem Spiralgalaxien mit HII Regionen oder strukturierte Planetarische Nebel bieten sich als Testobjekte an 3 6 Die visuelle Suche nach Kometen Kometen werden auch heutzutage nicht selten von Amateuren entdeckt Eher die Ausnah me ist hierbei die zuf llige Entdeckung die meist dann erfolgt wenn der Komet beliebte Deep Sky Objekte passiert Auf diese Weise wurde z B der Komet Bally Clayton 1968d nahe des Ringnebels C 1995 O1 Hale Bopp nahe M 70 und C 1996 B1 Szczepanski nahe M 101 entdeckt Doch die berwiegende Mehrzahl der von Amateuren entdeckten Kometen wird durch systematische Suchprogramme einer kleinen Zahl geduldiger und ausdauernder Kometenj ger in aller Welt gefunden Der Anreiz f r die nicht zu verachtende Anstrengung ist die internationale bereinkunft einen neuentdeckten Kometen nach seine
251. inatentransformationsprogramme ben tigen den Ursprung des Array Koordinatensystems in der Bildmitte Zu diesem Zweck m ssen die aus den Bildverar beitungsprogrammen erhaltenen Array Koordinaten mit Ursprung in einer Array Ecke geeignet umgewandelt werden Je nach CCD Array mu nun individuell verfahren werden Abbil dung 7 14 zeigt beispielsweise ein solches Koordinatensystem bei dem der Nullpunkt sich zwischen den Pixeln befinden mu wenn das Array aus einer geradzahligen Anzahl von Zeilen besteht Beispiels weise entspricht der neue Nullpunkt P 0 0 bei der ST 6 Kamera 375 Spalten 242 Zeilen im originalen Koordinatensystem der Punkt P 188 121 5 Im folgenden wird ein Beispiel f r eine Positionsbestimmung eines Kometen gegeben Der Komet Schaumasse 1992x wurde am 29 12 1992 um 20 8870 UT von der Sternwarte Oberharmersbach aus aufgenommen Abbildung 7 15 Die Sterne 1 5 sind dem GSC Katalog entnommen Zur Auswertung wurde das Koordinatentransformationsprogramm FOTO verwendet Montenbruck 1990 In Tabelle 7 3 ist das Ergebnis aufgef hrt Wesentlich einfacher k nnen astrometrische Auswertungen mit Hilfe von speziellen Programmen 158 7 Die CCD Beobachtung Abb 7 14 Festlegung eines geeigneten Array Koordinatensystems f r Positionsbestimmungen von Kometen Abb 7 15 P Schaumasse 1992x am 29 12 1992 um 20 8870 UT 5 min ST 6 280 6 3 1780 mm M Achternbosch Oberharmerbach 7 5 Photometrie von Kometen 159
252. ine mit einem KAF 1602E CCD Bau und Foto M Jung Siegen komfortablen und umfangreichen Arbeitsumgebung nur noch Grenzen durch die eigenen IT Kenntnisse gesetzt Sehen wir einmal von den g ngigen Bildverarbeitungsprogrammen aus dem Bereich CCD Astronomie ab AIP4WIN AstroArt Iris MaximDL MIRA etc sind speziell zur Auswertung von Spektren folgende kostenlose Programme von Interesse IRAF http iraf noao edu Iris http www astrosurf com buil us iris iris htm MIDAS http www eso org sci data processing software esomidas Visual Spec http www astrosurf com vdesnoux IRAF NOAO und MIDAS ESO sind die beiden grossen Pakete aus der professionellen Astronomie deren beider Anf nge inzwischen schon Jahrzehnte zur ck reicht Sie standen fr her nur auf grossen grafischen Workstations in astronomischen Instituten zur Verf gung IRAF ist im englischsprachigen Raum st rker verbreitet als das von der Benutzerf hrung nat rlich 8 5 Auswertung der Spektren 213 auch englischsprachige MIDAS dass seine Wurzeln bei der ESO in M nchen hat Seit vielen Jahren sind beide frei ber das Internet erh ltlich und damit hat sich auch der Anwenderkreis vergr ssert und ist nicht mehr auf Fachastronomen beschr nkt Sowohl IRAF als auch MIDAS werden aktiv weiter entwickelt Nativ laufen beide Systeme vor allem unter Unix Linux aber sie k nne auch auf Mac OS X und auf Windows Cygwin www cygwin com verwendet werd
253. infachere Strukturen Radikale und Radikalionen Im wesentlichen findet man CN C2 C3 CH CO NH NH gt OH OH CH in der Koma Im visuellen Bereich VIS 380 750nm sind die Emissionsbanden des C3 sehr intensiv Sie werden nach ihrem Entdecker als Swan Banden bezeichnet Abb 8 1 In n chster Son nenn he findet man auch atomare Linien Das Wassermolekiil H2O wird in einatomigen Wasserstoff H und ein Hydroxyl Radikal OH aufgespalten Dies f hrt zur Bildung einer Wasserstoffhalo um den Kometen die sehr viel gr er ist als die Koma selbst Gr enordnung 100 000 km und einer etwas kleineren Hydroxylwolke Beides kann im UV nachgewiesen werden 4000 5 Swan Bands c 2 Intensity counts 300 350 400 450 500 550 600 650 Wavelength nanometers Abb 8 1 C gt Emissionsbanden Swan Banden einer Butan Taschenlampe Quelle Wikipedia 198 8 Spektroskopie Von der Sonne wird fortw hrend ein Strom von geladenen Partikeln freigesetzt die sich mit einer Geschwindigkeit von einigen hundert km s durch den interplanetaren Raum bewegen Treffen diese Partikel auf die geladenen Teilchen der Koma werden letztere mitgerissen es bildet sich der sog Plasmaschweif auch Typ I Schweif Im Spektrum des Schweifes erscheinen Emissionsbanden von Molek lionen insbesondere des Kohlenmonoxidions CO Es ist f r die bl uliche Farbe des Schweifes auf Bildern verantwortlich Daneben findet man auch Banden von
254. ir die Transformation vom Ekliptik zum Aquatorsystem ITR 1 umgekehrt Dann gilt sin sinQ sinisinQ 10 82 sini cosQ sinicosQcose ITR cosisine 10 83 cosi cosicose ITR sinicosQsine 10 84 sin sin A sinQsine 10 85 sini cos A ITR cosicosQsine sinicose 10 86 0 o 40 10 87 b Berechnung der Restfehler Berechne f r den Zeitpunkt t einen Ephemeri denort aR 8R und bilde die Restfehler Residuen cos 6 da cos j d aR d i i R Die Restfehler sind in Bogensekunden in der weiteren Rechnung zu verwen den c Berechnung der Differentialquotienten Aus der Ephemeridenrechnung Schritt b ist r A v u v bekannt Dann ist A cosucos amp Q D sinusin amp Q B cosusin a Q m cosucot C sinucos a Q n sinucotd Dabei ist aber darauf zu achten da man bei der Berechnung der Ephemeriden rter auch die Formeln f r das Aquatorsys tem verwendet 20 Was auch numerisch sinnvoller ist weil man dann nicht mit allzu kleinen Gr en rechnet 10 6 Die Bahnverbesserung 265 Kontrolle A B C D 1 Weiter sei d cos 5 5 L Acosi D 10 88 06 aa a sind Beosi C msini 10 89 o cos S L A Dcosi 10 90 06 50 L sind B Ceosi 10 91 o 08 7 Csini 10 92 i 06 as sind Dsini Hncosi 10 93 i F r die weiteren Elemente E T q e erh lt man die Differentialquotienten aus oa 1 sor r ov cosd
255. ird aber auch genau das gew nscht In oberen Abb 8 10 erkennt man neben dem Kometenspektrum auch weitere hellere Linien die sich ber die gesamte Spalth he erstrecken Da die Aufnahme unter Stadtbedingungen gewonnen wurde handelt es sich hier um Quecksilberlinien der Stadtbeleuchtung die man im Himmels hintergrund findet Da sie in der Auswertung st ren ist es angebracht sie im Computer sp ter abzuziehen Dazu wird eine zweite Aufnahme mit denselben Parametern belichtet Belichtungs zeit der Himmelshintergrund sollte sich nicht ge ndert haben wegen einsetzender D mmerung usw positioniert aber neben den Kometen also nur auf den Himmel Im Betrachtungsokular sollte man sich vergewissern dass nicht zuf llig auf einen ausreichend hellen Stern geschwenkt wurde dessen Spektrum man dann aufnehmen w rde Es bleibt anzumerken dass man sich neben den blichen Aufnahmedaten die meistens ja auch automatisch im Bildheader eingetragen werden solche Daten wie Spaltgr e aufgenommenes 210 8 Spektroskopie Abb 8 10 CCD Spektrum des Kometen C 2002 C1 Ikeya Zhang Bild oben CCD Rohaufnahme Die hellen Linien ber die gesamte Bildh he sind die Hintergrundlinien verursacht durch die Stadtbeleuch tung Bild unten Nach Abzug des spektralen Hintergrundbildes Der hier verwendete Spektrograph ist in Abb 8 12 dargestellt Aufnahme am 22 04 2002 um 00 33 01 UT 20 min Integrationszeit Newton 300 1440mm Audine KAF 1602
256. it t durch die Freisetzung von Gas und Staub zeigen Aufgrund der Sonneneinstrahlung sublimieren mehrere Tonnen Oberfl chenmaterials pro Sekunde Nur im engsten Kernbereich S 500 km k nnen komplexe Verbindungen nachgewiesen werden die sogenannten Mutter molek le Nach au en hin wird ein zunehmend gr erer Teil dieser mit einigen m s freigesetzten 78 5 Die Auswertung visueller Kometenbeobachtungen Molek le von der energiereichen Sonnenstrahlung aufgespalten und ionisiert Nach einer gewis sen Zeit trifft ein freies Elektron auf solch ein Ion es kommt zur Rekombination Die hierbei freigesetzte Strahlung tr gt meist zu gr eren Teilen zur Gesamtleuchtkraft eines Kometen bei Ein Komet weist daher eine umso gr ere Eigenaktivit t auf je gr er die Gasproduk tion ist Zus tzlich bestimmt aber auch die Staubproduktion eines Kometen seine Helligkeit Staub reflektiert das Sonnenlicht und dies umso effektiver je mehr Staub freigesetzt wird Das Gas Staub Verh ltnis ist dabei von Komet zu Komet sehr unterschiedlich was zus tzlich zur schlechten Vorhersagbarkeit von Kometenhelligkeiten beitr gt Schon bald wurde erkannt da die durchschnittliche Helligkeitsentwicklung eines Kometen empirisch beschrieben werden kann durch die Formel m mo 5logA 2 5nlogr 5 3 Hierbei ist m die sogenannte absolute Helligkeit Sie ist definiert als die Helligkeit die ein Ko met in einer Entfernung von 1 AE sowohl von der So
257. kann die Transformation vorgenommen werden Zu diesem Zweck werden mindestens 10 Standardsterne verschiedener Farben gemessen Die Farben und Luftmassen sollten den gleichen Bereich berdecken wie die zu untersuchenden Objekte Nach der Extinktionskorrektur zur Ermittlung der au eratmosph rischen instrumentellen Helligkeiten werden diese in die Transformationsgleichung eingesetzt Beispielsweise lautet die Transformationsgleichung f r die visuelle Helligkeit Henden et al 1991 VKatalog T v E B _ V Katalog P oy 7 30 2 8 2 7 7 gt 2 6 2 5 T 2 4 fi l l 1 l 1 l 1 02 0 02 0 6 1 4 1 8 i B V Abb 7 23 Bestimmung der Transformationskoeffizienten fiir das V Band Dabei sind V gatalog und B V Katalog die bekannten einem Katalog entnommenen Werte und sind die Transformationskoeffizienten die es zu bestimmen gilt Zur Bestimmung der Transformationskoeffizienten formt man um in Vxaralog v e B V Katalog Gv Dies entspricht einer Geradengleichung mit als Steigung und als Geradenabschnitt Der beste Geradenfit wird mit Hilfe der linearen Regression erhalten In Abbildung 7 23 ist eine solche 172 7 Die CCD Beobachtung Transformationskoeffizientenbestimmung schematisch dargestellt F r den Farbindex B V ergibt sich eine hnliche Transformationsgleichung B V Karalog H b v amp Diese Gleichung ist deshalb von Wichtigkeit da mit ihr der B
258. kehr aus anderen Gr nden gesichert so erh lt er eine dauerhafte Bezeichnung indem eine sequentielle Nummer vor das P gestellt wird z B 109P Swift Tuttle siehe Anhang C 3 Es sei an dieser Stelle angemerkt da in diesem Buch sowohl die alte wie auch die neue Nomenklatur verwendet wird Verwechslungen sollten aber nicht vorkommen Photographische und spektroskopische Untersuchungen wurden in der Folgezeit bei al len ausreichend hellen Kometen durchgef hrt Von besonderer Bedeutung sind dabei die Ergebnisse der Beobachtungen an den Kometen Morehouse 1908 II und Halley 1910 ID Die folgenden Jahrzehnte erbrachten eine Fiille von Detailerkenntnissen Aus ihnen formten sich Vorstellungen vom Aufbau der Kometen und von den Vorg ngen die zu den vielf ltigen Erscheinungsformen f hren die bei diesen Himmelsk rpern beobachtet werden Besonders deutlich wurde dabei auch die enge Beziehung zwischen den Kometen und der Sonne als Energiequelle Nachdem es bereits in den sechziger Jahren des 19 Jahrhunderts gelungen war die in den Kometenspektren beobachteten hellsten Banden dem C gt Molek l zuzuordnen fand man in der Folgezeit die Emissionslinien und banden von Verbindungen zwischen Kohlenstoff Stickstoff Sauerstoff und Wasserstoff Aus den identifizierten Radikalen und Ionen schlo man da diese durch physikalische und photochemische Prozesse aus unbeobachteten Muttermolek len entstanden sein mu ten Diese wiederum mu ten di
259. l B Betrachtungsokular Abb 8 5 Aufbau eines selbstge 4 K Kallimatorlinse bauten Spaltspektrographen mit MECENAS EIE U Umlenkprisma Geradsichtprisma als Dispersi z ania 3 P_ Dispersionsprisma onselement Die abgewinkelte I A Abbildungsoptik Anordnung ergibt sich aus Stabili D Drehtubus t tsgr nden am Okularauszug sie ist aber nicht zwingend Skizze und Konstruktion K H Uhlmann Lampertheim M Jung amp M Kretlow Siegen des Spaltbildes vor kann dar ber w hrend der Belichtungszeit nachgef hrt werden Allerdings bedeutet dies wiederum Lichtverlust den es ja zu vermeiden gilt Das klassische Spaltteleskop beobachtet hingegen den m glichst hochreflektierenden Spalt der durch das Objektlicht ausgeleuchtet wird Diese L sung ist technisch aufwendiger Hat man ein Leitrohr zur Verf gung ist es am einfachsten damit nachzuf hren und nur ein gew hnliches Betrachtungsokular mit Klappspiegel vorzusehen Der Spalt Man kann mit einem festem oder ver nderlichem Spalt arbeiten Ein fester Spalt l t sich einfacher bauen da es keine beweglichen Teile gibt Eine optimale Spaltgr e l sst sich zwar ausrechnen H fner 1989 Saint P 1994 in der Praxis wird man mit diesem Wert aber nicht immer die besten Resultate erhalten insbesondere weil das Seeing in unseren Breiten nicht sehr Konst
260. l 1996 wahrscheinlichste Wert f r A in nm 1 HyO 584 1 o C2 583 9 2 Ca 549 7 3 C2 510 1 4 C2 465 6 Darunter befindet sich ein Eichspektrum von a Lyr das f r die Wellenl ngenkalibrierung Polynom 3 Grades benutzt wurde Instrument Zeiss Meniscas 180 mm f 10 Objektivprisma BK2 mit 45 brechendem Winkel und 110 mm Kantenl nge Am 15 04 1996 auf Kodak T Max 3200 10 min belichtet Photo B Hanisch Frankfurt Oder 8 3 1 Bau eines Spaltspektrographen In den letzten Jahren sind zwar einige wenige Fertigger te f r die Amateurspektroskopie erh ltlich geworden kommerziell oder als Kleinserie von anderen Amateuren Vereinen gebaut aber in den meisten F llen ist der Selbstbau eines Spektrographen immer noch der beste Weg um mit moderaten finanziellen Mitteln ein Ger t zu erhalten das den Beobachtungsbedingungen und der Zielsetzung am ehsten gerecht wird Das trifft im besonderen Ma e f r eine Anordnung mit Spalt zu In der Amateurspektroskopie trifft man daher haupts chlich auf Selbstbauprojekte Nat rlich kommt auch das Interesse am Bau und der Vorteil des besseren Verst ndnisses eines solchen Ger tes hinzu Damit der Spektrograph die Lichtst rke des Teleskopes voll ausnutzen kann mu er dasselbe ffnungsverh ltnis haben Das Prisma soll vollst ndig ausgeleuchtet werden das bedeutet der Durchmesser d der Kollimatorlinse mu mindestens so gro sein wie die ffnung sichtbare Querschnittsfl che des
261. lfall sollte t 0 sein durchgef hrt und vom Orginal abgezogen In einem weiten Bereich ist die Bestrahlungsst rke E in Watt cm T dem erhaltenen Signal S in Analog Digital Einheiten ADC bis auf eine Konstante direkt proportional Buil 1991 S k E k 7 1 Man spricht dann von einem linearen Verhalten Die Linearit t ist besonders f r die Photometrie von gro er Wichtigkeit Es existiert bei geringen Bestrahlungsst rken ein Schwellenwert f r die Registrierbarkeit welcher durch das Rauschen der Elektronik des Detektors begrenzt ist Auf der anderen Seite f hrt eine zu gro e Zahl erzeugter Photoelektronen zum S ttigen der MOS Kondensatoren Schon vor dem S ttigen der Bildelemente beobachtet man eine Abweichung von der Linearit t was sich durch eine Abnahme der Quantenausbeute bemerkbar macht Dies mu bei der Photometrie ber cksichtigt werden Das Verh ltnis von maximal detektierbarem zu minimal detektierbarem Signal wird dynami scher Bereich genannt Im Vergleich zu photographischen Emulsionen die gro e Helligkeits unterschiede nicht wiedergeben k nnen haben CCDs einen wesentlich gr eren dynamischen Bereich von der Gr enordnung 10 Vor dem S ttigen der Bildelemente treten allerdings nicht lineare Effekte auf siehe oben zur Linearit t so da ein dynamischer Bereich von 10 realistischer erscheint Dies entspricht etwa einem Bereich von 10 Gr enklassen Manfroid et al 1992 Jeder Potentialwa
262. lgern da die Massen der Kometen gegen ber denjeni gen aller anderen K rper des Sonnensystems verschwindend klein sein mu ten Dies wurde aus verschiedensten Beobachtungen erschlossen Einen besonders eindr cklichen Beweis f r die Kleinheit der Kometenmassen lieferten die Kometen Lexell 1770 I und Brooks 2 1889 V die wie sp tere R ckrechnungen der Bahnen ergaben 1767 bzw 1886 das System der Jupitermonde durchquert hatten ohne da man eine Spur eines Einflusses auf deren Bewegung feststellen konnte Dagegen hatte die Gravitationswirkung des gro en Planeten die Bahn der Kometen v llig ver ndert Wurm 1954 Die Massen der Kometen wurden bis in die j ngste Zeit bei entsprechenden Gelegenheiten immer wieder neu bestimmt die erhaltenen Werte dabei immer kleiner Nahm Laplace 1805 noch 1 4 Anf nge der Kometenphysik 7 an da die Masse der Kometen nicht gr er als 1 5000 der Erdmasse sein kann so senkten die gegenseitigen St rungen die die beiden Teile des 1846 zerbrochenen Kometen Biela aufeinander aus bten diese Obergrenze auf etwa ein Millionstel Erdmasse ab Aus der Annahme da die Koma des Kometen wie eine Atmosph re durch die Schwerkraft des Kerns gebunden sei leitete Faye f r den Donatischen Kometen 1858 wiederum eine Masse ab die um den Faktor 1000 kleiner war In der Folgezeit mu te die Grenze nochmals auf ein Tausendstel dieses Wertes verringert werden Tammann amp V ron 1985 Sfountouris
263. lich auch in den Schweif verteilt Durch Wechselwirkungen mit der Umgebung wird vor allem die Schweifmaterie stark beeinflu t Die Ultraviolettstrahlung der Sonne ionisiert den Gasanteil der dann bei der Rekombination ein Linienspektrum emittiert Die elektrisch geladenen Teilchen werden von den Ionen des Sonnen winds beeinflu t und reagieren auf das interplanetare Magnetfeld Dadurch kommt es zu lokal unterschiedlichen Beschleunigungen der Schweifmaterie die sich als gro e Relativbewegungen von Gaswolken innerhalb des Schweifs beobachten lassen Gelegentlich werden auch Abl sungsvorg nge des Ionenschweifs vom Kometenkopf festgestellt Schweifabri Diese treten besonders dann auf wenn eine Grenze zwischen Bereichen des interplanetaren Magnetfelds berschritten wird die unterschiedliche Feldrichtungen haben Strukturen im Staubschweif haben zun chst ihre Ursache ebenfalls in der r umlich und zeitlich ver nderlichen Freisetzungsrate von Materie an der Oberfl che des Kometenkerns Gr ere Teilchen bewegen sich dann unter dem Einflu der Gravitation der Sonne und des Kometen kerns auf Bahnen die von Betrag und Richtung der Zusatzgeschwindigkeit bestimmt werden 1 3 Die Kometenastronomie bis Edmond Halley 3 Gasschweif Streamer zur Sonne Staubschweif Abb 1 1 Schematische Darstellung eines Kometen A Kammerer die sie bei ihrer Freisetzung erhalten haben Auf kleine Teilchen Gr enordnung 500 nm wirkt d
264. lichtungszeiten mu die indirekte Kometennachf hrung praktisch immer angewandt werden Sehr kritisch ist die Fokussierung Am besten eignet sich hierf r ein Spiegelreflexkamerageh use in das eine Feinmattscheibe deren K rnung aber mit einer Sucherlupe noch sichtbar sein sollte damit das Auge diese als Sch rfeebene benutzen kann eingesetzt werden kann z B Olympus OMI Geh use und eine Sucherlupe mit hoher Vergr erungsm glichkeit am besten ein kleines niederbrennweitiges Okular in eine g ngige Sucherlupe einsetzen Bei der Fokussierung wird am besten mit einem Rotlichtl mpchen vorne in die Optik hineingeleuchtet damit die K rnung der Mattscheibe f r das Auge besser zu erkennen ist 6 3 Die photographische Emulsion 109 6 3 Die photographische Emulsion 6 3 1 Photochemischer Proze Der Strahlungsempf nger die photographische Emulsion setzt sich aus winzigen Mikrokristal len sog K rnern lichtempfindlicher Silberhalogenide zusammen die in einer d nnen Emul sionsschicht aus Gelatine eingebettet sind Die Emulsionsschicht selbst ist auf einem d nnen Tr germaterial aufgebracht W hrend einer Aufnahme ver ndern sich die belichteten Stellen chemisch einzelne Silberhalogenidatome innerhalb der belichteten K rner wandeln sich in Silber um Bei diesem Proze entstehen Latentbildkeime die spontan weiter wachsen k nnen Mit Hilfe der beim Entwickeln und Fixieren eingesetzten chemischen Prozesse kann diese Ver n
265. limmer Ereignis se eingeb t die gro e Faszination die sie aus ben ist aber bis auf den heutigen Tag ge blieben wie die Erscheinung des Kometen Hyakutake im Fr hjahr 1996 eindrucksvoll de monstrierte ist ihr Erscheinungsbild doch so ganz anders als das der bekannten Himmelsk r per Umso berraschender war die Tatsache da es bislang im deutschsprachigen Raum kein Buch gab das die Kometenbeobachtung und auswertung umfassend behandelt Dies ist umso erstaun licher als Kometen zahlreiche Besonderheiten aufweisen f r deren genaue Erfassung eigene Methoden angewandt werden m ssen Das vorliegende Buch versucht nun diese L cke zu schlie en Die ersten berlegungen zur Erstellung des vorliegenden Buches reichen zur ck bis zur Halley Kampagne Damals 1985 86 hatte die International Halley Watch eine Anleitung zur Beobach tung von Kometen erstellt nach der sich alle Teilnehmer zu richten hatten Der Wunsch nach einem m glichst umfassenden Buch f r den aktiven Beobachter wurde auf einer Kometentagung im Herbst 1986 ge u ert und vom damaligen Leiter der VdS Fachgruppe Kometen J rgen Linder aufgegriffen Andreas Kammerer bernahm die Koordination dieses Fachgruppen Projekts Die ersten konkreten Schritte hin zu diesem Werk wurden auf der Planeten und Kometentagung im Fr hjahr 1988 und auf der ersten Autorensitzung Ende des gleichen Jahres eingeleitet Der Projektverlauf gestaltete sich schwieriger als erwartet h
266. lke mit dem blo en Auge zu erkennen war Abb 2 2 M ller 1991 Sehr steil entwickelte sich die Helligkeit hingegen bei dem schon verlorengeglaubten Kometen 122P de Vico im Jahr 1995 ein bei periodischen Kometen verschiedentlich anzutreffendes Verhalten Trotz einer maximalen Helligkeit von 5 5 konnte er gerade mal etwas ber drei Monate lang von Amateuren verfolgt werden Kammerer amp M ller 1996a H ufig verl uft die Helligkeitsentwicklung vor und nach dem Perihel unterschiedlich Besitzt der Komet eine ausreichende Zahl aktiver Gebiete so wird die Helligkeit nach dem Perihel durchgang langsamer zur ckgehen als sie zuvor zunahm und der Komet meist insgesamt heller sein als zuvor Ein sch nes Beispiel stellte diesbez glich der im Maximum 6 helle Komet 19 Abb 2 2 Komet Levy 1990c am 24 8 1990 22 09 22 13 UT Der Komet zeigte neben der voll mondgro en Koma in jenen Wochen einen m Big hellen Gas und einen diffusen breiten Staub schweif W hrend zweier Wochen war der Schweif nach unten gerichtet ein bei Kometen seltener An blick Aufnahme mit Schmidtkamera 1 5 257 mm auf TP 2415 Photo G Gramm Liller 1988a dar Im anderen Fall geht die Helligkeit nach dem Perihel rasch zur ck und auch die absolute Helligkeit wird unter dem Wert vor dem Periheldurchgang liegen wie es z B beim Kometen Austin 1990 V der Fall war der weit hinter den hohen Erwartungen zur ckblieb und nach dem Periheldurchgang n
267. ll kann nur eine ganz bestimmte Zahl von Photoelektronen speichern Im allgemeinen k nnen einige 10 Elektronen fixiert werden bevor der Pixel s ttigt full well capacity Bei gro en Beleuchtungsst rken oder nach langen Integrationszeiten hellerer Objekte 144 7 Die CCD Beobachtung k nnen so viel Photoelektronen erzeugt werden da es zur S ttigung der Pixel kommt Die Elektronen wandern dann in benachbarte Pixel der gleichen Zeile im Extremfall wird die ganze Zeile davon betroffen In der CCD Aufnahme l uft dann vom Objekt in Richtung der Auslesung ein sogenannter blooming trail aus Die Amateur CCD Kameras haben meist antiblooming Bausteine z B TC 211 TC 241 Diese speziellen Bausteine erm glichen das Abf hren von Exzess Ladungen durch geeignete Elektroden Buil 1991 Die antiblooming Elektroden nehmen pro Pixel eine bestimmte Fl che ein die als lichtempfindliche Fl che nicht zur Verf gung steht was sich f r die Photometrie nachteilig auswirkt F r die Photometrie mu die antiblooming Funktion auf jeden Fall ausgeschaltet werden In den CCD Bausteinen ist die Empfindlichkeit von Pixel zu Pixel unterschiedlich In den Amateur Kameras k nnen Empfindlichkeitsunterschiede bis zu 10 auftreten Im Extremfall k nnen manche Pixel beispielsweise berhaupt nicht aktiv sein dead pixel andere dagegen sind so aktiv da sie sehr schnell s ttigen hot pixel Manchmal ist auch eine ganze Zeile inaktiv In der Praxis werd
268. lle Kometen wie die Kometen West 1976 VD oder C 1996 B2 Hyakutake k nnen bereits mit einfachsten Mitteln abgelichtet werden F r diese seltenen Vertreter der Schweifsterne gen gt eine feststehende Kamera Sollen die Sterne noch punktf rmig erscheinen so darf die ma ximale Belichtungszeit Tmax in Sekunden nicht gr er sein als 13751 f cos 6 6 Tmax mit dem Aufl sungsverm gen A von Optik und Film in Linien mm f der Brennweite und 6 der Deklination des Objekts Dieser Wert kann allerdings um den Faktor 2 berschritten werden ehe die Sternspuren als solche st rend bemerkbar werden 118 6 Die photographische Beobachtung Im Normalfall aber mu der Kometenphotograph die Kamera der Erdrotation nachf hren Die erforderliche Brennweite des Leifernrohrs h ngt dabei vom Aufl sungsverm gen der Kom bination Film Optik ab Normalerweise gen gt es wenn die Brennweite des Leitfernrohrs derjenigen der Aufnahmeoptik entspricht Soll ein hochaufl sender Film wie TP 2415 al lerdings noch vergr ert werden wird f r das Leitfernrohr etwa die dreifache Brennweite ben tigt Bei Langzeitbelichtungen bzw Aufnahmen mit langbrennweitigen Optiken von Kometen sind aufgrund deren Eigenbewegung zudem spezielle Nachf hrungsmethoden erforderlich damit Details nicht verwischt abgebildet werden 6 5 1 Die direkte Kometennachf hrung Handelt es sich bei dem Aufnahmeobjekt um einen hellen Kometen mit im Nachf hrok
269. llenden Lichtes Diese ist im blauen gr er als im roten Bereich bei normaler Dispersion d h das Spektrum ist im blauen Bereich st rker auseinander gezogen als im roten Demzufolge ist das Ausfl sungsverm gen des Spektrographen ebenfalls wellenl ngenabh ngig Bei einem Gitter wird das Licht durch Beugung und Interferenz separiert Es gibt Durchlass und Reflexionsgitter an der prinzipiellen Beschreibung ndert dies nichts nur am praktischen Aufbau Dieser kann erheblich vom hier gezeigten Schema abweichen Bei der Verwendung eines Reflexionsgitters w re die typische Anordnung jene nach Littrow oder Ebert In der Praxis sind Prismenspektrographen lichtst rker als Gitterspektrographen haben ande rerseits den Nachteil der nichtlinearen Dispersion Da es sich bei den Kometen meist um vergleichsweise lichtschwache und diffuse Objekte handelt sieht man einmal von sehr hellen aber auch seltenen Erscheinungen ab dar berhinaus durch Verwendung eines Spaltes noch we niger Licht zur Verf gung steht m ssen Vor und Nachteile des Prismas und des Gitters in Bezug auf die Zielsetzung und die vorgegebenen Randbedingungen Objektauswahl Teleskop ffnung Quanteneffizienz der Digitalkamera etc abgew gt werden Die Beugungseffizienz geritzter Gitter betr gt ca 60 80 auf der Blazewellenl nge bei einem Prisma tritt kaum Lichtverlust auf Anderseits ist mit einem einzelnen Prisma nur eine recht niedrige spektrale Aufl sung zu erreichen Dies
270. lligkeitsausbr che haben zwei Ursache zum einen das Aufbrechen eines bis dahin inaktiv gewesenen Aktivit tsgebiets zum anderen eine Kernteilung mit darauffolgender pl tzlicher Gas und Staubfreisetzung Das spektakul rste Beispiel der letzten zwei Jahrzehnte stellt diesbez glich zweifellos der Komet West im Fr hjahr 1976 dar W hrend sich seine Helligkeit bei der Ann herung an die Sonne erwartungsgem entwickelte berraschte er die astronomische Welt bei seinem Auftauchen am Morgenhimmel wenige Tage nach der gr ten Sonnenn he mit einer um den Faktor 15 gr eren Helligkeit Der im Perihel 3 helle Komet zeigte dar berhinaus einen hellen pr chtig strukturierten 30 langen Staubschweif Abb 2 4 der von etlichen Beobachtern bei der Erstbeobachtung zun chst als ein heller Scheinwerferkegel mi deutet wurde ehe der Kometenkopf ber dem Horizont erschien Wenige Tage sp ter enth llten gr ere Teleskope dann die Ursache Der Kern hatte 21 Abb 2 3 Komet C 1996 Q1 Tabur Linkes Bild vom 13 10 1996 1 24 1 30 UT sechs Tage vor dem Helligkeitseinbruch mit M 97 undM 108 Aufnahme mit Schmidtkamera 1 7 300 mm auf TP 2415 hyp Photo N Mrozek Rechtes Bild vom 4 11 1996 4 20 4 30 UT Aufnahme mit Schmidtkamera 1 8 450 mm auf TP 2415 hyp Photo M J ger sich in vier Teile aufgespalten die in den folgenden Wochen langsam auseinander drifteten Neben der starken Sonneneinstrahlung in der Zeit des Periheldurchgangs
271. ls Zeitsystem die mittlere Ortszeit verwendet und nicht die mittlere Ortszeit eines Zentralmeridians wie z B Greenwich oder Berlin Die Beobachtungen sind daher gegebenenfalls vor Beginn der Bahnbestimmung um solche Effekte wie Nutation Fixsternaberration Pr zession und Zeitverschiebung zu korrigieren Derartige Reduktionen sind z B in Seidelmann 1992 beschrieben Au erdem ist zu beachten da photographisch oder mit CCD gewonnene Beobachtungen sich auf jenes Referenzsystem beziehen welches dem verwendeten Sternkatalog als Grundlage dient Diese Systeme haben im Laufe der Zeit unterschiedliche Ver nderungen erfahren und 10 4 Das Zweik rperproblem 247 mit ihnen folglich auch die Kataloge so da die Reduktion von unterschiedlichem Beobach tungsmaterial mit gro er Sorgfalt durchzuf hren ist In Hinblick auf die mit dem 1 Januar 1992 wirksam gewordene Umstellung auf das IAU 1976 System sei darauf hingewiesen da deut liche Unterschiede zwischen dem Sternkatalog PPM FK5 J2000 0 und den lteren Katalo gen SAOC AGK3 FK4 B1950 0 bestehen neue Pr zessionskonstante Neudefinition des Fr hlingspunktes E Terme der Aberration etc Weiterf hrende Informationen dazu findet man z B in R ser amp Bastian 1991 bei Bastian 1991 und insbesondere bei Seidelmann 1992 10 3 2 Auswahl der Beobachtungen Die Kometenbahn ist mathematisch durch drei Beobachtungen v llig bestimmt selbst wenn diese aus einer sehr kurz
272. ls unser Erdtrabant Beobachtun 30 2 Die Kometenbeobachtung mit Amateurmitteln Abb 2 11 Zeichnung der inneren Ko ma des Kometen C 1996 B2 Hyaku take vom 27 3 1996 22 05 22 20 UT Instrument 250 mm Newton 1 6 75x Sternf rmiger false nucleus mit dem sonnenw frts gerichteten Jetf cher Hel ler Schweifstrahl vom Kern nach NE abrupt endend Unsymmetrische Hel ligkeitsverteilung in der inneren Koma Zeichnung H Kerner gen wieder zulie wurde klar da der Komet seinen Kulminationspunkt bereits berschritten hatte Zwar konnte noch bis um den 15 April ein bis zu 30 langer photographisch reich strukturierter und extrem dynamischer Schweif beobachtet werden doch blieb dieser in den komafernen Teilen ziemlich schwach und war daher nur von dunklen Standorten aus in seiner ganzen L nge zu erkennen Abb 2 14 Auch die Helligkeit stieg nunmehr weitaus weniger steil an als angenommen so da der Komet in den Tagen des Perihels um etwa 4 Gr enklassen hinter den optimistischen Erwartungen zur ckblieb Wenn auch der Komet in Sonnenn he eher entt uschte so wird der Name Hyakutake all denen f r immer in Erinnerung bleiben die ihn in den Tagen seiner Erdn he von einem dunklen Standort aus beobachten konnten Aguirre 1996 Kammerer 1996 1998 Kammerer amp M ller 1996b Neckel 1996 O Meara 1996 Genau ein Jahr sp ter bot der Komet C 1995 O1 Hale Bopp ein weiteres imposantes Schauspiel am n rdlichen Himmel si
273. lskala ohne Zenitprisma am Beispiel eines Bewegungswinkels von 122 a Einstellung des Bewegungswinkels auf der Winkelskala b Ausrichten der Strichskala und Bewegen des Leitsterns in definierten Schritten entgegengesetzt zur Bewegungsrichtung des Kometen der Position in Rektaszension A 0 in Sekunden und in Deklination A amp 6 in Bogensekunden ermittelt wobei amp 1 61 die Position des Kometen zu einem fr heren und Q 62 zu einem sp teren Zeitpunkt darstellt Die scheinbaren Geschwindigkeiten in Bogensekunden Minute ergeben sich dann ber die Zeitdifferenz Ar in Minuten zwischen den beiden Zeitpunkten zu ge a ang 67 Ar a6 my gt 6 8 Vous N va vg2 6 9 und die Bewegungsrichtung y zu Vo n arctan 74 6 10 Hieraus kann letztlich der Bewegungswinkel gem St ttmeyer 1990 berechnet wer 120 6 Die photographische Beobachtung den y f r Aa gt 0 und A gt 0 180 f r A gt 0 und A lt 0 ns y r Aa un 6 11 y 180 f r A lt 0 und Ad lt 0 y 360 f r A lt 0 und A gt 0 Der Bewegungswinkel wird im umkehrenden Fernrohr im Gegenuhrzeigersinn gemessen begin nend im Norden siehe Abb 6 5 Bei Verwendung eines Zenitprismas bzw eines GA 4 ist zu be achten da das Bild aufrecht aber seitenverkehrt ist Somit ist hier Norden oben bzw Osten rechts Der Bewegungswinkel wird nun im Uhrzeigersinn gemessen Fiir die praktische Nachfiihrung ist
274. m Entdecker zu benennen Bei der Kometensuche hat sich die nachfolgende Methode bew hrt Die Durchmusterung des Himmels beginnt bald nach Sonnenuntergang im Westen knapp oberhalb des Horizonts In einer Reihe horizontaler Himmelsschwenks wird das Instrument jeweils um einen gewissen Azimutwinkel ca 30 45 hin und her bewegt Nach jedem Schwenk wird das Instrument um 60 3 Die visuelle Beobachtung Abb 3 10 Zeichnung des Kome ten Bradfield 1987s 1987 XXIX Datum UT 1987 12 23 75 Tele skop C14 Benzenberg Sternwarte in D sseldorf Vergr erung 325 x Gesichtsfeld 7 Faintest Star blo Bes Auge Teleskop 5 8 15 0 mag Seeing 2 Bemerkungen auff lli ge scheibenf rmige Kondensation Durchm ca 5 Koma auf der der Sonne zugewandten Seite heller Schweifansatz auf der S dseite hel ler als auf der Nordseite sehr schwa che und diffuse Streamer im Schweif m gliche Jets bei PW 180 und PW 300 Beobachter Stefan Korth Abb 3 11 Zeichnung des Kometen C 1995 O1 Hale Bopp nach dem Punkt Raster Verfahren Angefertigt am 3 3 1997 4 40 UT Instrument 25cm Newton f 6 75x Bemerkun gen Der kernnahe Bereich wird do miniert von einer riesigen Font ne die aus der sternf rmigen Kondensa tion bei PW 195 entstr mt und in den westlichen deutlich helleren Ast des Schweifs flie t Nahe des Kerns befinden sich zwei helle Enveloppen Beobachter Heinz Kerner 3 6 Die visuelle Suc
275. m des in Abb 8 10 gezeigten CCD Spektrums mit auspegr gten Swan Banden vgl Abb 8 1 Aufnahmedaten siehe Bildunterschrift Abb 8 10 Auf eine Strahlungsflu Kalibrierung mit einem Vergleichstandardstern wird hier nicht einge gangen Das Spektrum ist mit der spektralen Empfindlichkeitskurve des gesamten Instrumentes gefaltet 8 5 1 Software zur Bildverarbeitung und Spektren Reduktion Es gibt inzwischen zahlreiche astronomische Bildverarbeitungsprogramme sowohl kommer ziell als auch kostenlos Manche dieser Programme sind inzwischen nicht auf ein einziges Betriebssystem beschr nkt sondern wurden auf zwei oder sogar drei der verbreiteten Plattfor men Windows Linux und Mac OS portiert Dar berhinaus ist die Virtualisierung von Computern auch auf dem Heim PC heute nichts ungew hnliches mehr und auch hier kann man auf kos tenlose Virtualisierungs Software z B VirtualBox VMware Server zur ckgreifen Ist ein bestimmtes Programm z B nur f r Linux verf gbar man selbst arbeitet aber gew hnlich nur unter Windows so richtet man sich einen virtuellen Linux Computer ein auf dem man die betreffende Software dann laufen l sst Im wesentlichen sind der Einrichtung einer beliebig 212 8 Spektroskopie Abb 8 12 Gitterspektrograph YASSP3 Yet Another Simple Spectograph Verbaut ist ein Gitter mit 1200 Furchen mm welches auf A 500 nm geblazed ist und dort ca 70 Beugungseffizienz hat Die angesetzte Kamera ist vom Typ Aud
276. m letzten Abschnitt gesehen haben ist unser Randwertproblem gel st wenn wir aus den drei geozentrischen Richtungsbeobachtungen 6 i 1 2 3 zwei vollst ndige heliozentrische Orte im Raum nehmen wir r r3 bestimmt haben Daraus k nnen wir schlie lich unsere gesuchten Bahnelemente ableiten Bezeichnen wir nun den geozentrischen Ort des Kometen f r alle drei Beobachtungszeitpunkte in rechtwinkligen Koordinaten mit x cos cos r yj A sin a cos 6 Aje i 1 2 3 10 15 z sin 6 Den heliozentrischen Ortsvektor r des Kometen erhalten wir bei bekannten geozentrischen Sonnenkoordinaten R durch r r R A e R i 1 2 3 10 16 mit den drei geozentrischen Entfernungen A als einzige Unbekannte Das Kernproblem der Bahnbestimmung reduziert sich auf die Ermittlung der zwei geozentrischen Entfernungen A und A3 um daraus unsere gesuchten Randwerte r und r3 abzuleiten Betrachten wir nun das 2 Keplersche Gesetz Es besagt da sich der K rper auf einer durch das Sonnenzentrum gehenden Ebene Bahnebene bewegt Jeder beliebige Ortsvektor r l t sich daher durch zwei anderen Vektoren als Linearkombination darstellen Dr cken wir daher den mittleren Ort r2 durch die beiden u eren aus r2 n r n3r3 Ebenengleichung 10 17 10 5 Die Bahnbestimmung 251 Zusammen mit 10 16 erhalten wir daraus die geometrische Fundamentalgleichung der Bahn bestimmung A262 Ro n Aye
277. macht werden um die volle Ausdehnung des Schweifs erfassen zu k nnen siehe Abb 2 10 122 6 Die photographische Beobachtung Gas Staubschweif Abb 6 7 Komet Bradfield 1987s mit Gegenschweif und Kernschatten am 23 12 1987 18 34 18 39 UT und 18 45 18 50 UT Aufgrund der ber belichteten Koma ist der Kern schatten erst im anschlie en den Schweifbereich erkennbar reichte an diesem Tag aber bis zur inneren Koma Komposit aufnahme mit Schmidtkamera 1 5 300 mm auf TP 2415 hyp Photo M Jager Die Trennung zwischen Gas und Staubschweif ist ein weiteres interessantes Gebiet Hierfiir werden primar S W Filme mit geeigneten Filtern Abschnitt 6 4 eingesetzt Farbfilme sind hierfiir aber auch geeignet Kernnahe Strukturen Hierbei ist die Helligkeit relativ unproblematisch die Schwie rigkeiten liegen im geringen Kontrast und der Kleinheit dieser Strukturen begriindet Zum Einsatz kommen langbrennweitige Optiken und kurze Belichtungszeiten bis hinunter zu Se kunden damit die Strukturen erstens eine gewisse Bildgr e besitzen und zweitens nicht im 6 7 Filmentwicklung und verarbeitung 123 Komauntergrund untergehen Anders als bei den Schweifstrukturen laufen zeitliche Ver nde rungen eher ber Tage und Wochen als ber Minuten und Stunden ab Aus diesem Grund ist eine kontinuierliche Aufnahmeserie ber einen l ngeren Zeitraum hinweg von besonderer Bedeutung Abb 6 8 Die hellen Envelop
278. mal auch als Jets bezeichnet meist handelt es sich hierbei aber um sogenannte Streamer die Jets Bestandteil des Plasmaschweifs sind Im Ge g gensatz zu den relativ scharf definierten Jets innere A sind Streamer eher diffus Den eigentlichen Kometenkern wird man nie direkt zu Gesicht Abb 3 9 Schematische Darstellung der inneren Ko bekommen denn er ist nur einige Kilometer metenkoma es 3 gro H ufig kommt es vor da man einen Kern zu sehen glaubt Es handelt sich hier aber um einen hellen Staubkokon von einigen 100 1000 km Durchmesser der den tats chlichen Kern umgibt Dieses Ph nomen nennt man auch false nucleus Nur mit dem Sichten dieser Details sollte sich der engagierte Beobachter jedoch nicht zufrieden geben Zur besseren Dokumentation empfiehlt es sich Zeichnungen anzufertigen Hierbei macht man sich einen Nebeneffekt zun tze der Planetenbeobachtern vertraut ist Beim Zeichnen eines Objektes widmet man diesem mehr Aufmerksamkeit als beim blo en Hinsehen Dadurch werden nach und nach auch kleinere bzw schw chere Details sichtbar Das Zeichnen von Kometenschweifen und Komastrukturen ist mit dem Aufkommen der Himmelsphotographie in den Hintergrund getreten Die Astrophotographie bietet heute her 58 3 Die visuelle Beobachtung vorragende M glichkeiten Kometenerscheinungen zu dokumentieren so da das Zeichnen gro fl chiger Ph nomene zu Recht aufgegeben wurde Der gro e Nachteil des Zeichn
279. mmung der Gesamthelligkeit was die Realit t auch zeigt 5 5 Bestimmung der Kometenparameter 89 Abb 5 8 Komet Austin 1990 V in Erdn he aufgenommen am 27 5 1990 23 42 23 47 UT mit einer Schmidtka mera 1 5 300 mm auf TP 2415 hyp Pho to M J ger Abbildung 5 9 zeigt die Sch tzungen des scheinbaren Komadurchmessers beim Kometen Austin 1990 V nach einem kleinen Anstieg des scheinbaren Durchmessers in den ersten Wochen geht er zum Perihel hin zur ck um danach aufgrund der Ann herung an die Erde der minimale Erdabstand wurde am 25 Mai mit 0 237 AE erreicht sehr stark anzusteigen Zeigen die Sch tzungen anfangs nur eine m ige Streuung so steigt diese mit der Ann herung an die Erde sehr stark an Ende Mai liegen minimale und maximale Sch tzungen um einen Faktor 3 auseinander obwohl das Diagramm nur die selektierten Beobachtungen wiedergibt Der Grund liegt in der geringen Fl chenhelligkeit die die Koma in jenen Tagen aufwies Bereits eine geringe Aufhellung oder eine nicht optimale Instrumentenkombination verhinderten das Erkennen der u ersten Komabereiche In derart extremen Situationen sollten grunds tzlich nur Sch tzungen verwendet werden die mit einer optimalen Kombination von ffnung und Vergr erung durchgef hrt wurden was in Abb 5 9 nicht geschah Bei der Selektion ist darauf zu achten da zu gro e Sch tzungen einen deutlich gr eren Abstand von der Masse der Beobachtungen haben d r
280. n position berechnet werden soll Man kann diese zwar einem Jahrbuch entnehmen sinnvoller ist es aber sie im Ephemeridenprogramm selbst zu berechnen F r eine hohe Genauigkeit kann die Newcombsche Theorie ber die Bewegung der Erde verwendet werden siehe Montenbruck 1985 S 90 94 Dieses Verfahren ist allerdings sehr aufwendig und f r die hier geforderte Genauigkeit nicht erforderlich F r Ephemeriden gen gen i a die bei Wepner 1982 S 185 188 abgedruckten Algorithmen Das Verfahren sei hier wiedergegeben Gesucht sind die rechtwinkligen auf das quinoktium der Bahnelemente des Kometen 1950 bzw 2000 0 bezogenen Sonnenkoordinaten X Y Z zum Datum Y M D Man rechne J Y 1900 9 23 1 S INT 4 9 24 di S INT 30 6M 323 2 D 0 5 9 25 u T M 1 55 2 l l Sofern das Jahr ohne Rest durch vier teilbar und nicht gleichzeitig 1900 ist und wenn der Monat gr er als zwei ist dann hat man d d 1 zu setzen 9 4 Berechnung der rechtwinkligen Sonnenkoordinaten 233 Die weitere Rechnung sieht so aus d 365 d 9 26 T d 36525 9 27 281 220833 1 719175T 0 0003617 9 28 e 0 01675104 0 00004187 9 29 23 452294 0 01301257 9 30 M 1 524155 0 000157 0 25590255J 0 98560027d 9 31 M mu innerhalb des Intervalls 0 360 liegen Danach ist die Keplergleichung zu l sen Da es sich hierbei um eine transzendente Gleichung handelt g
281. n Aber zun chst war diesen Versuchen kein Erfolg beschie den Aus den Beobachtungen der Kometen 1607 1P Halley 1618 I und 1618 II leitete Kepler 1619 geradlinige Bahnen ab die die Kometen durch das Sonnensystem f hren sollten Es ist heute unverst ndlich wie der Entdecker der Bewegungsgesetze der Planeten zu dieser Ansicht gelangen konnte 1668 ver ffentlichte Hevelius Johann Hevelke Danzig ein Prachtwerk ber Kometen in dem er die Ansicht vertritt da Kometen Ausd nstungen der Planeten seien und sich zun chst auf Spiralbahnen von diesen entfernen und dann auf krummen parabel hnlichen Bahnen durch das Sonnensystem laufen Hevelius 1668 1 3 Die Kometenastronomie bis Edmond Halley 5 Erst das Erscheinen des gro en Kometen von 1680 Kirch der sowohl vor wie nach sei ner Sonnenpassage gut beobachtet werden konnte brachte den Durchbruch in die richti ge Richtung Doerffel 1681 stellte fest da sich die beiden Bahnb gen durch eine ein zige Parabel darstellen lie en in deren Brennpunkt die Sonne stand Dorscher amp Moeller 1983 Bei der Bewertung dieser Versuche mu man bedenken da es zu dieser Zeit keine Vorstellun gen dar ber gab welche Kr fte f r die Bewegung der Himmelsk rper verantwortlich waren Das allgemeine Gravitationsprinzip und das Gravitationsgesetz wurden erst 1687 ver ffent licht Die bekannten Keplerschen Gesetze beschreiben nur die Bahnen und Bewegungen der Planeten geben
282. n Die pro Pixel gespeicherte Ladung proportional der einfallenden Lichtmenge repr sentiert die dem Bildpunkt zugeh rige Bildinformation Die Photon _ A D OO LI IH HHOHHO H LCHHHHHI H IHH p Substrat gt Ausleseregister Verst rker Abb 7 2 Schematischer Aufbau eines MOS Abb 7 3 Zeilenweiser Aufbau des Sensor Arrays Kondensators pro Pixel erzeugten Ladungen m ssen w hrend der Aufnahme gespeichert werden bis sie nach Beendigung der Aufnahme ausgelesen werden k nnen Besonders geeignet zum Speichern von Ladungen sind Kondensatoren Der Detektor besteht aus p Silizium ein dotiertes Silizium mit Defektelektronen als Ladungstr ger das mit einer d nnen Schicht Siliziumdioxid als Isolator bedeckt ist Dar ber werden rasterartig Elektroden angebracht Die auf diese Weise realisierten Kondensatoren werden MOS Kondensatoren genannt Ein solcher Aufbau ist in Abbildung 7 2 dargestellt Die Elektroden sind elektrisch nicht willk rlich miteinander verbunden sondern zeilenweise wie in Abbildung 7 3 schematisch verdeutlicht Die Zeilen sind durch d nne isolierende Barrieren voneinander getrennt Ein Pixel ist also durch eine Zeile und eine bestimmte Anzahl paralleler 138 7 Die CCD Beobachtung Elektroden charakterisiert Legt man nun eine Spannung der Art an da die Elektroden positiv en Abb 7 4 Schem
283. n hellen Schweif der von der intensiv leuchtenden Koma ausging Beatty amp Bryant 2007 Celnik amp Guthier 2007 Kammerer 2007 Neumann 2007 Reichert 2007 Spektakul r gestaltete sich schlie lich der Periheldurchgang des recht schwachen periodischen Kometen 17P Holmes im Herbst 2007 Gerade mal 16 hell steigerte er seine Helligkeit aufgrund eines sehr starken Staubausbruchs innerhalb von 48 Stunden um das 400 000 fache In den folgenden Wochen konnten die Kometenbeobachter fasziniert die stetig gr er werdende im Maximum 2 5 helle zun chst runde Staubkoma verfolgen Bis Anfang Januar 2008 war die zu diesem Zeitpunkt bereits auf 1 5 angewachsene nunmehr parabelf rmige Koma mit dem blo en Auge sichtbar Bortle 2008 Kammerer 2008 Kammerer amp M ller 2008 Schubert amp Melchert 2008 Sekanina 2008 Diese Seiten verdeutlichen welche Vielfalt an Besonderheiten die Kometen innerhalb der letzen Jahrzehnte zeigten die alle mit Amateurmitteln beobachtet werden konnten Gerade Letzteres sollte Grund genug sein tiefer in das Gebiet der Kometenbeobachtung einzustei gen 34 Literaturverzeichnis Literaturverzeichnis 1 2 m r 3 4 zZ u 5 6 ea ii 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 Aguirre E L 1996 A Great Comet Visits Earth Sky and Telescope 91 June 20 22 Aguirre E L 1996 Comet Hyakutake s Spectacular Performance Sky an
284. n 1996 In Ahnerts Kalender f r Sternfreunde 1997 Heidelberg Leipzig 249 257 Kammerer A amp M ller M 2007 Die Kometen des Jahres 2006 Sterne und Weltraum 46 Dez 80 87 Kammerer A amp M ller M 2008 Ein Komet trumpft auf Die ersten drei Wochen des Ausbruchs von 17P Holmes Sterne und Weltraum 47 Jan 79 81 Kammerer A amp M ller M 2008 Die Kometen des Jahres 2007 Sterne und Weltraum 47 Okt 86 94 Kammerer A amp Schubert D 2007 73P Schwassmann Wachmann Komet in Aufl sung Journal f r Astronomie 22 72 81 Kerner H 2005 Komet C 2004 Q2 Machholz Journal f r Astronomie 17 92 100 M ller M 1991 Die Kometen des Jahres 1990 Jahresbericht der VdS Fachgruppe Kometen Sterne und Weltraum 30 683 686 Neumann M 2007 McNaught der Geheimniskr mer Sterne und Weltraum 46 Apr 68 74 36 Literaturverzeichnis 36 O Meara S J 1996 Was Hyakutake A Great Comet Sky and Telescope 92 July 31 33 37 Reichert U 2007 Komet McNaught Scheuer Uberraschungsgast Sterne und Welt raum 46 M rz 14 15 38 Schubert D amp Melchert S 2008 Komet 17P Holmes Journal f r Astronomie 26 90 105 39 Sekanina Z 2005 Comet 73P Schwassmann Wachmann Nucleus Fragmentation Its Light Curve Signature and Close Approach to Earth in 2006 International Comet Quarterly Vol 27 No 4 225 240 40 Sekanina Z 2008 Exploding Comet 17P Holmes International
285. n Biesbroeck 56P Slaughter Burnham 59P Kearns Kwee 62P Tsuchinshan 1 65P Gunn 68P Klemola 71P Clark 74P Smirnova Chernykh 77P Longmore 80P Peters Hartley 83P Russell 1 86P Wild 3 89P Russell 2 3D Biela 6P d Arrest 9P Tempel 1 12P Pons Brooks 15P Finlay 18P Perrine Mrkos 21P Giacobini Zinner 24P Schaumasse 27P Crommelin 30P Reinmuth 1 33P Daniel 36P Whipple 39P Oterma 42P Neujmin 3 45P Honda Mrkos Pajdusakova 48P Johnson 51P Harrington 54P de Vico Swift 57P du Toit Neujmin Delporte 60P Tsuchinshan 2 63P Wild 1 66P du Toit 69P Taylor 72P Denning Fujikawa 75P Kohoutek 78P Gehrels 2 81P Wild 2 84P Giclas 87P Bus 90P Gehrels 1 C 3 Tabelle mit der endg ltigen Bezeichnung der ersten 150 periodischen Kometen 281 91P Russell 3 94P Russell 4 97P Metcalf Brewington 100P Hartley 1 103P Hartley 2 106P Schuster 109P Swift Tuttle 112P Urata Niijima 115P Maury 118P Shoemaker Levy 4 121P Shoemaker Holt 2 124P Mrkos 127P Holt Olmstead 130P McNaught Hughes 133P Elst Pizarro 136P Mueller 3 139P V is l Oterma 142P Ge Wang 145P Shoemaker Levy 5 148P Anderson LINEAR 92P Sanguin 95P Chiron 98P Takamizawa 101P Chernykh 104P Kowal 2 107P Wilson Harrington 110P Hartley 3 113P Spitaler 116P Wild 4 119P Parker Hartley 122P de Vico 125P Spacewatch 128P Shoemaker Holt 1 131P Mueller 2 134P Kowal Vavrova 137P Shoemaker Levy 2 140P Bowell Skiff 143P Kowal Mrkos 146P Shoemaker LINEAR 149P Mueller
286. n K bzw M erreichen die Differenzen bereits Werte zwischen 1 5 und 2 0 Photographische Helligkeiten sind f r die visuelle Helligkeitssch tzung somit unbrauchbar Das gleiche gilt nat rlich f r Atlanten bzw Kataloge die photographische Helligkeiten benutzen Zu nennen ist hier der weitverbreitete PPM Katalog Selbstverst ndlich ist auch die Verwendung des Falkauer Atlas des Atlas Stellarum bzw des POSS f r die Helligkeitssch tzung nicht erlaubt bekommt man durch das Ausmessen der Sternscheibchen doch ebenfalls photographische Helligkeiten 4 2 Die Sternkataloge im Vergleich Mit der Ver ffentlichung des HIPPARCOS und TYCHO Katalogs im Jahr 1997 und insbe sondere des TYCHO 2 Katalogs im Jahr 2000 stehen dem Kometenbeobachter mittlerweile verl ssliche Helligkeitsquellen zur Verf gung Der HIPPARCOS Katalog gibt f r 118 000 Sterne bis etwa 9 5 sehr genaue Helligkeiten genauer als 0 05 Weiter reicht der TYCHO Katalog Er enth lt die Helligkeiten von 1 Million Sternen heller als 11 5 Noch weiter reicht der TYCHO 2 Katalog Dieser listet die Helligkeiten von 2 5 Millionen Sternen bis etwa 12 0 Der Tycho 2 Katalog ist bis etwa 11 0 so gut wie vollst ndig und weist f r diesen Helligkeitsbereich eine Genauigkeit von besser als 0 05 auf Bis zur photovisuellen Helligkeit von 11 5 fehlen ca 10 aller Sterne die Genauigkeit betr gt 0 1 Zu noch schw cheren Helligkeiten steigen dann aber Unvollst ndigkeit
287. n die Arbeiten von F L Whipple Whipple 1950 in denen er 12 1 Geschichte der Kometenforschung sein Modell des Kometenkerns beschrieb Danach ist dieser ein K rper aus gefrorenen Gasen vorwiegend Wasser aber auch Ammoniak Methan und Kohlendioxid in den meteoritische Teilchen eingeschlossen sind Aus diesem schmutzigen Schneeball verdampfen bei Ann he rung an die Sonne zun chst die leichtfl chtigen Stoffe Dabei werden die Staubteilchen zum Teil freigesetzt zum Teil bilden sie eine abschirmende Kruste Diese wiederum kann an ein zelnen Stellen aufbrechen und so die lokal begrenzten Quellen f r Gas und Staubausbr che freigeben wie sie aus den h ufig beobachteten Erscheinungen gefolgert werden mu ten Da diese Jets Rotation und Bahnbewegung des Kometen beeinflussen k nnen hatte schon Bessel 1837 erkannt Da die Kometenmaterie wasserstoffhaltige Verbindungen in gro er Menge enth lt deren moleku lare Bruchst cke spektroskopisch nachweisbar sind mu te bei den photochemischen Prozessen die die Muttermolek le zerst ren auch atomarer Wasserstoff freigesetzt werden Dieser w r de von der Ultraviolettstrahlung der Sonne zu Fluoreszenzleuchten angeregt Jeder Komet sollte also von einer weit ausgedehnten Wasserstoffh lle umgeben sein deren Leuchten nur Satellitenteleskopen zug nglich ist weil es im UV Licht erfolgt welches durch die irdische Atmosph re absorbiert wird Diese von L Biermann 1968 aufgestellte
288. n die IAU weitergemeldet wurden Doch sofern das Objekt keine deutliche Eigenbewegung zeigt und noch dazu von niemandem sonst aufgefunden werden kann ist die Realit t des vermeintlichen Kometen nicht sehr berzeugend Ein gro es Problem stellt die Tatsache dar da die Bilder h ufig nicht sofort entwickelt und durchsucht werden Hier bringt nur eiserne Disziplin Abhilfe So kommt es immer wieder zu Entt uschungen dergestalt da ein Amateur einen Kometen auf seinem Photo erst bemerkt 6 9 Photographische Kometensuche 133 nachdem ein anderer Beobachter die Entdeckung bereits international verbreitet hat Ganz be sonders rgerlich ist die Sache dann wenn das Photo einige Tage vor der offiziellen Entdeckung aufgenommen wurde W re die zeitnahe Auswertung stets beherzigt worden w re die bereits 50 Jahre andauernde Entdeckungsflaute deutscher Amateure bereits vor einiger Zeit zu Ende gegangen Ein Beispiel f r eine erfolgreiche Amateurentdeckung stellt der Komet Sorrells 1986n dar der auf einer Testaufnahme mit einem 40 cm f 5 Newton gefunden wurde Sorrells hat das Bild sofort entwickelt die Spur des Kometen auf dem noch feuchten Film entdeckt und den Kometen in derselben Nacht weiter visuell verfolgt Auch W Liller entdeckte seinen Kometen 1988a mit einer kleinen Amateur Schmidtkamera F r die photographische Kometensuche eignen sich lichtstarke Teleobjektive zwischen etwa 200 mm und 500 mm Dabei ist aber des gr
289. n dieser Methode bewu t sein so kann die derart reduzierte Datenmenge zu Zeiten in denen die ausgew hlten Beobachter aus unterschiedlichen Gr nden nur wenige Beobachtungen lieferten sehr klein werden so da interessante Ereignisse in solchen Phasen verloren gehen k nnen Desweiteren machen nat rlich auch erfahrene Be obachter Fehler ganz abgesehen davon da auch innerhalb dieser Personengruppe nicht zu untersch tzende systematische Abweichungen nachweisbar sind All diese berlegungen zu sammengenommen erfordern zwingend da zumindest eine gr ere Zahl erfahrener Beobachter in die Auswertung einbezogen wird Aufgrund der systematischen Abweichungen auch innerhalb der erfahrenen Beobachter wird die Anwendung dieser Methode die Streuung in den Einzelsch tzungen insgesamt nur in m iger manchmal aber entscheidender Weise reduzieren 96 5 Die Auswertung visueller Kometenbeobachtungen 5 6 2 Verwendung ausgew hlter Instrumentenkategorien Nach einer vom Autor vorgeschlagenen Methode sollten f r die Auswertung insbesondere der Parameter Komadurchmesser Schweifl nge und DC Wert nur Sch tzungen herangezogen werden die innerhalb eines bestimmten ffnungs bzw Vergr erungsbereichs liegen oder mit einer bestimmten Instrumentenart durchgef hrt wurden Damit w rden nur die mit den optimalen Instrumenten durchgef hrten Sch tzungen ausgewertet bzgl der Helligkeit w ren Korrekturen auf ein Standardinstrument nicht er
290. n einer einheitlichen Form vor wenn sie in einer der g ngigen Publikationen wie z B MPC und IAUC ver ffentlicht werden Es sind dann Rektaszensionen und Deklinationen die sich auf ein Standard quinoktium J2000 0 und auf das Zeitsystem UT Weltzeit mittlere Zeit in Greenwich GMT beziehen Die rter sind topozentrisch wobei die t gliche Aberration und auch die Refraktion im Rahmen der astrometrischen Reduktion bereits vom Beobachter ber cksichtigt wurde Die Vorbereitung der Beobachtungen beschr nkt sich also auf die Eliminierung der t glichen Parallaxe das hei t dem bergang vom Topozentrum zum Geozentrum Hierzu mu der Beobachtungsort und die Entfernung des Kometen bekannt sein Da die Entfernung des Kometen a priori unbekannt ist l t man daher die Beobachtungen topozentrisch und transformiert stattdessen die zur Bahnbestimmung erforderlichen rechtwinkligen geozentrischen Sonnenkoordinaten Xo Yo Zo auf topozentrische X Y Z durch X Xp AX Y Y AY Z Zy A2 10 1 Die rechtwinkligen parallaktischen Korrekturen AX AY AZ ergeben sich f r jede Beobachtung zusammen mit dem Beobachtungsort aus AX Ayy cos 10 2 AY Ayy sin 10 3 AZ Az 10 4 wobei die mittlere Ortssternzeit zum Zeitpunkt der Beobachtung ist Die Faktoren Ayy Az sind f r jeden Beobachtungsort konstant Sie k nnen wie folgt aus der geographischen Breite berechnet werden Ist h die H he des Beobachters in Metern ber NN und a 42
291. n ist da das Signal vollst ndig erfa t wird Diese Me methode wird Aperture Photometrie genannt Manfroid et al 1992 Das Signal ergibt sich durch Auf summieren der Pixelwerte aller Bildelemente innerhalb dieser Me fl che Bei photoelektrischen Detektoren befindet sich das Diaphragma direkt in der Fokalebene bei Fl chendetektoren wie 7 5 Photometrie von Kometen 173 CCDs wird ein synthetisches Diaphragma nachtr glich mit einem geeigneten Bildverarbei tungsprogramm ber das Objekt gelegt Als Diaphragmen werden im allgemeinen kreisf rmige Me fl chen genommen Die dem Amateur zur Verf gung stehenden Bildverarbeitungsprogram me haben allerdings h ufig nur quadratische Me fl chen Das Prinzip ist in Abbildung 7 24 dargestellt ber das Objekt wird mit einem geeigneten Bildverarbeitungsprogramm ein Detekti Objekt Diaphragma D Abb 7 24 Diaphragma Methode der Aperture Photometrie zur Bestimmung des Signals eines Objektes ra und roa sind die Me kreisradien zur Himmelhintergrundkorrektur onskreis bzw fl che Diaphragma gelegt Dabei wird der Radius rj gerade so gro gew hlt da keine Signalbeitr ge verloren gehen Man erh lt nach Aufsummieren der Pixelwerte g x y innerhalb rz4 das Rohsignal fr Im zweiten Schritt mu der Beitrag des Himmelshintergrunds abgezogen werden Zu diesem Zweck wird anschlie end mit einem gr eren Detektionskreis Radius roa gemessen Das Signal fg f r den Hinter
292. n sich so identifizieren Abb 8 4 Bi CO lll HB Abb 8 3 CCD Spektrum des planetarischen Nebels M57 mit dem in Abb 8 8 dargestellten Spektrographen bei voll ge ffnetem Spalt aufgenommen Man erkennt mehrere monochromatische Bilder insbesondere von Ha 656 3 nm O II 500 7 nm und 495 9 nm und HB 486 1 nm Ger t 300 mm f 4 8 Newton 15 min mit LeCCD11n KAF 0400 2 x 2 Binning belichtet Datum 19 09 1996 ab 22 53 35 UT Aufnahme M Jung amp M Kretlow Siegen Je nach spektraler Aufl sung und dem Abstand der einzelnen Emissionen kommt es aber zur berlappung der monochromatischen Bilder Neben dem Informationsverlust schwache Emissionen werden gar nicht mehr registriert ist eine Auswertung kaum m glich Setzt man einen Spalt ein dann dient das Bild des Objektes lediglich dazu den Spalt zu beleuchten Dieses Spaltbild wird spektral zerlegt und man erh lt nun ein Spektrum in dem sich die Linien im Rahmen der spektralen Aufl sung nicht mehr berlappen Au erdem kann der Spalt auf verschiedene Bereiche eines ausgedehnten Objektes Koma Schweif positioniert werden um diese r umlich getrennten Bereiche gezielt zu untersuchen 8 3 Spektrographen 201 C 1996B2 Abb 8 4 Photographisches Spektrum des Kometen C 1996 B2 Hyakutake Die Aufnahme wurde mit einem Objektivprisma also spaltlos gewonnen Von links nach rechts erkennt man in Klammern steht der nach Wellenl nge und Itensit t aus Brown et a
293. n stellen die AAVSO Karten und der Guide Star Photometric Catalogue die prim ren Quellen dar beide berdecken allerdings nur kleine Felder Der Guide Star Catalogue sollte ausschlie lich dann herangezogen 70 Literaturverzeichnis werden wenn die genannten Kataloge in der betreffenden Region keinerlei Sterne aufweisen was umso h ufiger vorkommen wird je schw cher der Komet ist Literaturverzeichnis 1 European Space Agency 1997 The Hipparcos and Tycho Catalogues SP 1200 Bestel lungen ber Hipparcos Catalogue Subscriptions Astrophysics Division SA ESTEC P O Box 299 2200 AG Noordwijk The Netherlands 2 Green D W E Morris C S Skiff B A 1998 Letters Regarding the Tycho Catalogue International Comet Quarterly Vol 20 No 1 4 7 3 Hog E Fabricius C Makarov V V Urban S Corbin T Wycoff G Bastian U Schwekendiek P and Wicenec A 2000 The Tycho 2 Catalogue of the 2 5 Million Brightest Stars A355 2 P L19 L22 U S A 4 Lasker B M Sturch C R et al 1988 The Guide Star Photometric Catalogue Astrophys Journal68 No 1 Supplement Series 5 Space Telescope Science Institute The Hubble Guide Star Catalogue Astronomical Society of the Pacific San Francisco U S A 71 5 Die Auswertung visueller Kometenbeobachtungen A Kammerer 5 1 Einleitung In den letzten Jahrzehnten konnten viele Geheimnisse der Kometen entr tselt werden wobei sich das Schwergewich
294. n zufriedenstellenden Ergebnissen zu gelangen ist die Anwendung der in Abschnitt 5 6 noch zu besprechenden Methoden empfehlenswert Erkennbar ist aus Abb 5 9 immerhin da der visuell sichtbare Schweif eine maximale L nge von etwa 4 Ende April und ein zweites Maximum von etwa 2 5 Anfang Juni erreichte Letzte res war das Ergebnis eines kurzfristigen Staubausbruchs Kammerer 1993 Bei der letztlichen Festlegung der scheinbaren Schweifl nge f r einen bestimmten Zeitpunkt sollte man sich zwar nicht an extremen Sch tzungen wohl aber an den gr ten Sch tzungen innerhalb der Masse der Beobachtungen orientieren Die absolute Schweifl nge L in km ergibt sich aus der beobachteten Schweifl nge in Grad wie folgt rAsinl L 1 5 108km 5 23 Rsin E 1 Asin pe Dabei ist A die Distanz des Kometen von der Erde und r die Entfernung zur Sonne in AE R ist die Distanz Erde Sonne die in den meisten F llen zu 1 AE gesetzt werden kann Die Elongation E des Kometenkopfes zur Sonne errechnet sich gem R r r cosE ORA 5 24 Wem dies zu aufwendig ist der kann f r Kometen mit Schweifl ngen unter 10 auch die folgende N herungsformel benutzen _ 1 Grad 0 017 A 1 r2 A2 1 QA L km 1 5 108km 5 25 Bei diesen Formeln wird die perspektivische Verk rzung die ja durch die Projektion an die Himmelssph re praktisch immer vorhanden ist ber cksichtigt Angenommen wird dabei da der Schweif in Antisolar
295. nde Verhalten der zu untersuchenden Objekte zus tzlich an Spannung gewinnt 64 Literaturverzeichnis Literaturverzeichnis 1 Clark R N 1990 Visual Astronomy Of The Deep Sky Cambridge University Press Cambridge England amp Sky Publishing Corporation Cambridge USA 8f 2 Edberg S J 1983 International Halley Watch Amateur Observers Manual for Scientific Comet Studies NASA JPL Pub 83 16 Pasadena USA 3 Edberg S J amp Levy D H 1985 Observe Comets The Association of Lunar and Plane tary Observers Guide to Cometary Studies Astronomical League Washington D C USA 4 Loewenfeld I E 1987 Night Vision National Academic Press Washington USA 5 Rosenthal D A The Comet Champion Sky and Telescope 75 597ff 6 Schaefer B E 1989 Sky and Telescope 78 522 525 65 4 Die wichtigsten Sternkataloge f r den Kometen beobachter A Kammerer amp M M ller 4 1 Allgemeines zu Sternhelligkeiten Vier Faktoren beeinflussen prim r die G te einer Helligkeitssch tzung bei einem Kometen die Beobachtungsbedingungen der Grad der Erfahrung in der Anwendung international definier ter Methoden die benutzte Quelle f r die Vergleichssternhelligkeiten und der DC Wert Den DC Wert kann man in geringem Ma e durch eine geeignete Sch tzmethode ber cksichtigen Ka pitel 3 Die Beobachtungsbedingungen k nnen nur bedingt durch die Wahl eines geeigneten Standorts beeinflusst werden
296. nen Kopf und Schweif des Kometen siehe Abbildungen 1 1 und 3 9 Die Helligkeit des Kometenkopfes nimmt in aller Regel von au en nach innen stark zu Das f hrt zu dem Eindruck von einem Kern im Zentrum Wir wissen aber da dieser Eindruck falsch ist Was wir mit irdischen Teleskopen und aus gro er Entfernung erkennen ist nur der innerste und dichteste Teil der Koma der den eigentlichen Kometenkern der einen Durchmesser von etwa 1 20 km aufweist umgibt Die Koma stellt eine ausgedehnte Atmosph re aus Gas und Staub dar die sich bei der Ann herung des Kometenk r pers an die Sonne durch Verdampfen der Kometenmaterie bildet Eine genauere Betrachtung des Kometenschweifs zeigt da er kein einheitliches Gebilde darstellt Vielmehr lassen sich meist zwei verschiedene Typen unterscheiden ein gerader bl ulich leuchtender Gasschweif Typ I auch als Jonenschweif bezeichnet und ein breiterer f cherartiger und meist gekr mmter Staubschweif Typ I Sowohl Koma wie Schweif zeigen Feinstrukturen die oft schnellen Ver n derungen unterliegen Schalenartige Strukturen in der Koma werden als Enveloppen bezeichnet Sie gehen h ufig in Schweifstrahlen ber Ihre Ursache ist in den bei genauer Beobachtung zu erkennenden Jets zu suchen die ihrerseits die Folge von Eruptionen von Gas und Staub auf der Oberfl che des Kometenkerns darstellen Da der Kern rotiert wird diese Materie durch eine Art Rasensprengereffekt unsymmetrisch in die Koma und schlie
297. ng gleichbleibend sind Die abstr mende Materie mu te auf den Kometenk rper einen Ra keteneffekt aus ben und konnte ihn dadurch in seiner Bahn beschleunigen oder abbrem sen Nicht nur der Halleysche Komet zeigte diese ver nderliche Umlaufszeit Besonders deutlich hatte sie sich bei Enckes Analyse der Bahn des von M chain 1786 von Caroline Herschel 1795 und von Pons 1805 und 1818 entdeckten Kometen ergeben Der fortan Enckescher Komet genannte Himmelsk rper er war erst der zweite dessen Wiederkehr erfolgreich vorherge sagt wurde ben tigte von Umlauf zu Umlauf bis zum sonnenn chsten Punkt seiner Bahn Perihel stets etwa 2 5 Stunden weniger Ein Deutungsansatz f r diese Beobachtungstatsa che war Bessels Raketeneffekt der allerdings von Encke nicht akzeptiert wurde Sfountouris 1986 Die Erscheinung des Halleyschen Kometen 1835 markiert so den beginnenden bergang von dem weitgehend himmelsmechanischen Interesse an den Kometen w hrend des 18 und zu Beginn des 19 Jahrhunderts zu den auf die Kl rung der physischen Eigenschaften dieser K rper gerichteten Untersuchungen ab etwa der Mitte des 19 Jahrhunderts Sie wurden er m glicht durch die Entdeckung neuer Beobachtungsmethoden in der Physik und durch die 1 4 Anf nge der Kometenphysik 9 gewachsenen Kenntnisse ber chemische und physikalische Vorg nge und Zusammenh n ge Bessel leitete 1837 aus seinen Beobachtungen an P Halley auch ein Modell ber
298. ngt durch die begrenzte Me ge nauigkeit der Elektronik Dieses Rauschen wird Ausleserauschen Readout noise genannt Es begrenzt die Me genauigkeit auch sehr guter Kameras und stellt f r schwache Signa le und sonst vernachl ssigbaren Hintergrund den Schwellenwert f r die Registrierbarkeit dar ES 2 OReadout noise i T aia noise Pixel NAdditionen 7 5 148 7 Die CCD Beobachtung F r das Gesamtausleserauschen eines Signals mu mit der Zahl derjenigen Pixel multipli ziert werden ber die sich das Signal erstreckt Werden mehrere Aufnahmen zu einem Kom posit zusammenaddiert geht auch die Zahl der addierten Aufnahmen in das Gesamtausle serauschen mit ein Das Readout noise OReadout noise betr gt bei der ST 4 bei einem gain Faktor von 1 600e Pixel Ausleseprozedur f r das vor allem der A D Wandler verantwort lich ist Schwartz 1993 Wird ein gain Faktor von 4 gew hlt betr gt das Readout noise 150 e Pixel Ausleseprozedur F r die Lynxx PC bzw Lynxx Plus der Firma Spectra Source werden 80 bzw 20 e Pixel Ausleseprozedur angegeben SpectraSource 1991 F r weitere CCD Kameras sind die Werte f r das Ausleserauschen in Tabelle 7 1 aufgef hrt Das Ausleserauschen ist in den technischen Datenbl ttern immer pro Pixel angegeben Tab 7 1 Auswahl von Daten zu bekannten CCD Kameras ADC Dynamik des A D Wandlers RN Ausleserauschen Readout noise in e Pixel Ausleseprozedur Dunkelstrom Jp in e Pixel s
299. nhaft trotz ber vierhundertj hrigem Bem hen unser Wissen aber noch immer ist zeigt sich besonders dann wenn es gilt das Verhalten eines individuellen Kometen zu beschreiben Sehr oft reichen alle theoretischen Ans tze nicht aus und der Komet entwickelt sich ganz anders als erwartet Literaturverzeichnis 15 Literaturverzeichnis 1 Althaus T 2000 Die Rosetta Mission Sterne und Weltraum 39 734 741 2 Althaus T 2001 Deep Space 1 erfolgreicher Besuch beim Kometen Borrelly Sterne und Weltraum 40 1036 1037 3 Althaus T 2004 Im Kometensturm Raumsonde Stardust erreicht den Kometen Wild 2 Sterne und Weltraum 43 Apr 19 20 4 Althaus T 2005 Die Kometenbombe Raumsonde Deep Impact erreicht Komet Tempel 1 Sterne und Weltraum 44 Sep 20 22 5 Apianus P 1540 Astronomicum Caesareum Ingolstadt Reprint Leipzig 1967 6 Biermann L 1951 Kometenschweife und solare Korpuskularstrahlung Zeitschr f Astro physik 29 274 7 Biermann L amp L st R 1958 The Tails of Comets Scientific American 8 Biermann L 1968 On the Emission of Atomic Hydrogen in Comets JILA Report Nr 93 Boulder 9 Brahe T 1588 De mundi aetherei recentioribus phenomenis 10 Brandt J C Ed 1981 Comets Reprints from Scientific American Freeman San Francisco 11 Brandt J C amp Niedner M B 1986 Die Struktur von Kometenschweifen Spektrum der Wissenschaften M rz 1986 66 12 Code A D
300. nien findet man in Wilkening 1983 Tab I S 25 Eine Auswertung photographischer Spektren 570 820 nm des Kometen West mit rund 78 identifizierten Linien wurde von Gary et al 1977 ver ffentlicht 8 6 Informationsquellen und Amateur Projekte Weitere Anregungen und berlegungen zum Bau eines Amateur Spektrographen findet man z B bei Gebhardt amp Helms 1976 Sorensen 1987 und Saint P 1994 Grundlagen und tiefer gehende theoretische berlegungen zur Konstruktuion eines Spektrographen findet vor allem auch in lteren Fachb chern zu astrophysikalischen Beobachtungsmethoden sowie teilweise in Lehrb chern ber Optik und Spektralanalyse in der Chemie Die Fachgruppe Spektroskopie der Vereinigung der Sternfreunde VdS ist mit derzeit rund 150 Mitgliedern aus dem Amateur und Profibereich die gr sste Interessengemeinschaft im deutschsprachigen Raum Auf der Webseite der FG http spektroskopie fg vds de findet man zahlreiche Informationen frei verf gbare Publikationen einschliesslich der FG Publikation Spektrum und ein recht aktives Diskussions Forum Verweise zu weiteren Internetquellen runden das Angebot ab Die FG Spektroskopie veranstaltet j hrlich Tagungen und Work shops Eine sehr wertvolle und fundierte Quelle zu den Themen CCD und Kometen Spektroskopie ist die Webseite von Christian Buil http www astrosurf com buil der den meisten als Pionier der Amateur CCD Technik bekannt sein d rfte D
301. nkels k nnen Fach astronomen Aussagen ber das Magnetfeld die Geschwindigkeit des Sonnenwindes am Ort des Kometen und die Abstr mgeschwindigkeiten der Molek le von der Kernoberfl che gewin nen 5 6 Methoden zur weiteren Reduzierung der Streuung 95 5 6 Methoden zur weiteren Reduzierung der Streuung Trotz mancherlei Korrekturen auf Standardinstrumente bzw dem Aussondern von Fehlwerten bleibt die Streuung der Einzelsch tzungen unbefriedigend gro Generell nimmt sie von der Helligkeit ber den Positionswinkel den DC Wert den Komadurchmesser und schlie lich die Schweifl nge zu In den letzten Jahren wurden verschiedene Methoden entwickelt oder vorgeschlagen um die Streuung zu verringern und damit zu aussagekr ftigeren Ergebnissen zu gelangen Die wichtigsten werden nachfolgend vorgestellt 5 6 1 Verwendung ausgew hlter Beobachter Hinter dieser Methode steht die berlegung da ein erfahrener Beobachter im Durchschnitt weniger Fehler macht was die Verwendung geeigneter Instrumente und Sch tzsterne den optimalen Standort und vorteilhafte Himmelsbedingungen anbetrifft Hinzu kommt die Erfahrung in der Anwendung der internationalen Methoden All diese Punkte lassen insgesamt den Schlu zu da die Streuung zwischen erfahrenen Beob achtern geringer ausfallen sollte ihren Sch tzungen mithin eine gr ere Vertrauensw rdigkeit zukommt was im allgemeinen auch der Fall ist Allerdings mu man sich auch der Grenze
302. nne r als auch von der Erde A aufweist H ufig liegt sie zwischen 5 und 8 doch k nnen diese Grenzen deutlich berschritten werden So wies der Gro e Septemberkomet 1882 II z B eine absolute Helligkeit von 0 8 C 1995 Ol Hale Bopp in den ersten 12 Monaten gar eine von 1 2 auf w hrend diese beim bereits er w hnten Kometen IRAS Araki Alcock 1983d nur 9 7 betrug Der zweite Term resultiert einfach aus der Tatsache da die Helligkeit jedes leuchtenden K rpers mit 1 Entfernung zum K rper abnimmt Der Faktor 5log Entfernung ergibt sich aus der Definition der astronomischen Helligkeitsskala Der dritte Term schlie lich beschreibt die Zunahme der Helligkeit eines K rpers bei Ann herung an die Sonne Der Aktivit tsfaktor n ist hierbei ein Ma f r die Eigenaktivit t des K rpers oder anders ausgedr ckt f r sein Eigenleuchten F r K rper die das Sonnenlicht le diglich reflektieren z B Planeten ist n 2 Bei Kometen findet man dagegen fast immer n gt 2 W F H bner war es der 1965 den Zusammenhang zwischen der empirisch gefundenen Hellig keitsformel und den Prozessen auf der Kometenkernoberfl che fand F r die Herleitung nahm er an da die absorbierte Sonnenenergie ca 90 der Gesamteinstrahlung den Kometenkern nur bei gro en Sonnendistanzen erw rmt bei kleinen Distanzen zur Sonne hingegen vollst ndig f r die Verdampfung der Oberfl chenmolek le zur Verf gung steht Unter diesen Vora
303. nnerhalb dieser Detektionsfl che sind f r das Gesamtsignal relevant Der Nutzen solcher Absch tzungen sei an einem Beispiel demonstriert In einem Artikel wurde behauptet da Photometrie von Sternen der 15 Gr e mit einem Instrument von 70 mm ffnung 70 225 mm m glich sei Als Integrationszeit w rden 2 min gen gen Wenn in diesem Zusammenhang das Wort Photometrie verwendet wird so impliziert dies eine Messung in einem photometrischen System Der Einsatz eines geeigneten Filters mu also vorausgesetzt werden Man kann nun das S N Verh ltnis f r 2 min Integrationszeit nach der oben aufgef hrten berschlagsrechnung absch tzen F r eine 70 225 mm Optik ffnungsfl che 38 5 cm kann nach Gleichung 7 11 das Signal f eines Objekts der 15 Gr e nach 120s Integrationszeit abgesch tzt wer den 1 Pn fob jek 1 10 120 462 7 ism 1025 Dabei wird der ideale Fall angenommen da der Stern der 15 Gr e auf nur ein Pixel abge bildet wird Die Fl che in arcsec eines Pixels des TC 211 Bausteins berechnet sich nach Gleichung 7 14 __ 42545 13 17 7952 185 7 arcsec Damit ergibt sich f r das Hintergrundsignal 1 TR SHintergrund 77 1 185 7 1 10 120 858 e 1035 025 156 7 Die CCD Beobachtung Nimmt man nun eine Au entemperatur von ca 9 C an so kann aus den Daten der Tabelle 7 1 das zugeh rige thermische Rauschen und das Ausleserauschen berechnet werden siehe auc
304. nrechnung Zwischenzeitlich gibt es f r jeden Rechnertyp eine Unzahl von Ephemeridenprogrammen ver schiedenster Leistungsklassen auf dem kommerziellen PD oder Shareware Markt Doch nicht immer wird zu den Programmen der Source Code mitgeliefert so da individuelle Anpassungen h ufig unm glich sind Dieser Umstand soll Anla und Motivation sein die erforderlichen Algorithmen nachfolgend bereitzustellen Dieses Kapitel beleuchtet jedoch nicht den theoretischen Hintergrund der Formeln sondern bel t es bei einem Kochbuch Rezept Zudem weisen einige Formeln Beschr nkungen be z glich Genauigkeit und zeitlicher G ltigkeit auf Letztlich k nnen mit den nachfolgenden Formeln Ephemeriden im Zeitraum von etwa 1900 2100 auf ca 1 2 genau f r die Aqui noktien 1950 0 bzw 2000 0 berechnet werden Planetenst rungen werden allerdings nicht ber cksichtigt H here Genauigkeiten erfordern komplexere Algorithmen Insbesondere werden in diesem Fall genauere Sonnenkoordinaten ben tigt und auch die gravitativen und bei noch gr eren Genauigkeitsanforderungen die nichtgravitativen St rungen m ssen ber cksichtigt werden Dieses Kapitel enth lt keine Listings sondern die Formeln den Rechenweg sowie zwei Beispiele mit Zwischenergebnissen Jeder der eine Programmiersprache beherrscht sollte in der Lage sein damit ein funktionierendes Ephemeridenprogramm zu schrei ben Wer sich ber die theoretischen Grundlagen
305. nt Je gr Komet Austin 1990 V Koma Kondensationsgrad 9 o H H HHHH EEIE HE 4 HIME HE at Ha HH ttt ze te H HEHH EH HEHE HHE HEH HH t H h HEHEHE HIHHH HE HEHHE H AHE HIH HH H H mom e HHH mimt he v FP a Q N w 1 P HH 4 0 Q kej Q oO Q 8 12 17 1 16 2 18 3 174 17 5 16 6 1989 1990 Abb 5 11 Entwicklung des Koma Kondensationsgrades DC Wert beim Kometen Austin 1990 V w h rend seiner Sichtbarkeit 94 5 Die Auswertung visueller Kometenbeobachtungen Ber die ffnung umso deutlicher tritt die diffuse u ere Koma hervor was zu einem geringeren DC Wert f hrt Je h her allerdings die Vergr erung desto weniger Teile der u eren Koma sind erkennbar der DC Wert wird h her eingesch tzt Somit ist es empfehlenswert bei einer Aus wertung wiederum nur bestimmte Instrumentenklassen bzw Vergr erungen zu betrachten um zu einigerma en einheitlichen Aussagen zu gelangen was f r Abb 5 11 nicht geschah Schlie lich f hrte in der Vergangenheit auch die Existenz einer zentralen Kondensation false nucleus h ufig zu unterschiedlichen Einstufungen Unterschiedliche Beobachtungsbedingungen spielen demgegen ber eine untergeordnete Rolle Bei dieser Gr e ist die Verwendung von gleitenden Mittelwerten siehe Abschnitt 5 6 3 sehr empfehlenswert insbesondere im Fall
306. ntechnik Convolution Mit Hilfe von Masken k nnen die Aufnahmen stark ver ndert werden Sie dienen beispielsweise als Hochpass oder Tiefpassfilter zum Sch rfen und Gl tten Buil 1991 Bei Planetenaufnahmen die im allgemeinen gro e quivalentbrennweiten erfordern und somit stark durch die Luftunruhe beeinflu t werden k nnen die Aufnahmen ge sch rft werden Andererseits ist es manchmal w nschenswert zur Verminderung des Rauschens die Aufnahme zu gl tten Ein wichtige Prozedur mit Hilfe von Masken stellt die unscharfe Maske dar mit der schwache Details verst rkt werden k nnen Bei der Maskentechnik werden die Pixelwerte durch benachbarte Pixelwerte neu gewichtet Buil 1991 Die Art der Gewichtung wird mit Hilfe einer vorgegebenen Maske gesteuert Wieviele Pixel in der n heren Umgebung bei der Gewichtung mit eingehen wird durch die Gr e der Masken bestimmt Man verwendet 3 x 3 5 x 5 7 x 7 und gr ere Masken Die 186 7 Die CCD Beobachtung Masken sind andererseits auch Koeffizientenmatrizen Der Punkt in der Mitte der Maske P x y wird neu berechnet Abbildung 7 35 zeigt einen Ausschnitt aus dem Zahlenarray ber das am Punkt P x y eine 3 x 3 Matrix gelegt ist Die Koeffizienten der Matrix bestimmen nun nach Gleichung x den neuen Pixelwert von P x y Die Maske wandert w hrend der Prozedur von Koordinate zu Koordinate ber das gesamte Bild Dabei wird die Konstante im Nenner so gew hlt dass das verarbeitete Bild
307. ntweder als Logarithmus von r oder aber als Differenz in Tagen zwischen der Beobachtung und dem Perihel t T Als y wird die heliozentrische Helligkeit eingesetzt Am einfachsten macht man sich die Berechnung indem zun chst alle Summen einzeln berechnet werden Danach k nnen diese bequem in die obigen Formeln eingesetzt werden Noch bequemer geht es mit einem modernen Taschenrechner der eine Ausgleichsgerade berechnen kann In diesem Fall m ssen nur noch die x und y berechnet werden mo und 2 5n bzw n liefert der Rechner automatisch Die Angabe von mg und 2 5n bzw n allein enth lt keinerlei Aussage ber die Vertrauensw r digkeit der errechneten Werte Als Vertrauensma e werden daher zus tzlich entweder der Korrelationskoeffizient K oder der mittlere Fehler von mg und 2 5n bzw n angegeben Die erforderlichen Formeln seien im folgenden genannt _ Nil bi v nt I Ny D1 Die Berechnung des Korrelationskoeffizienten geschieht bei Taschenrechnern die Ausgleichs 5 14 geraden berechnen k nnen automatisch Die wenigsten Taschenrechner ermitteln jedoch die mittleren Fehler der beiden Helligkeitsparameter Hierzu mu zun chst der aus den ermit telten Werten von mg und 2 5n bzw n errechenbare Sch tzwert mr berechnet werden ge m mai m 5logA 2 5nlogr bzw 5 15 mi m 5logA n T 5 16 Danach wird der mittlere Fehler einer Einzelmessung M berechnet 5
308. obachtet werden konnten Seinen Eindruck von der Beobachtung des Halleyschen Kometen 1682 fa te Robert Hooke so zusammen Alle Ph nomene hneln so vollst ndig einem brennenden flammenden und damp fenden K rper in der Luft nahe der Erde da ich so weit ich mich informieren konnte keinen Grund sehe zu bezweifeln da der Komet ein in Flammen stehen der K rper ist Selbst wenn es schwer zu erkl ren ist wie dort wo sich Kometen 8 1 Geschichte der Kometenforschung nach den Beobachtungen bewegen ein Feuer brennen kann Hooke 1705 Rund 150 Jahre sp ter ver ffentlichte die Frankfurter Ober Postamts Zeitung vom 18 Oktober 1835 eine Notiz ber Beobachtungen die Wilhelm Struve in Dorpat bei der erneuten Wiederkehr des Halleyschen Kometen angestellt hatte Am 29 September habe ich zuerst einen ordentlichen Schweif gesehen der aber noch sehr schwach war Zugleich gelang es mir eine v llig zentrale Bedeckung eines Sterns 9 Gr e zu beobachten der keinen Augenblick unsichtbar ward sondern mitten durch den Kometen mit voller Helligkeit durchschien Es ergibt sich daraus da kein fester Kern von erheblichem Durchmesser im Kometen sein kann Um die gleiche Zeit beobachtete Bessel Ausstr mungen von leuchtender Materie aus dem innersten Bereich des Halleyschen Kometen Auf diesen Beobachtungen baute er eine Er kl rung f r die Erkenntnis auf da die Umlaufszeiten periodischer Kometen nicht stre
309. oder man variiert A iterativ solange bis die Bedingung 10 5 Die Bahnbestimmung 255 Sg Sq 0 mit gew nschter Genauigkeit erf llt ist Die gesuchten geozentrischen Entfernun gen A und Az sind nun bekannt und wir k nnen zur Berechnung der Bahnelemente berge hen 10 5 5 Ableitung der Bahnelemente Zur Berechnung der Bahnelemente aus Randwerten verwenden wir einen Vektor ro der in der Bahnebene senkrecht auf r steht r ro 0 Mit r eA gg R und n e3A3 R3 10 26 sei dann 22 2 r r r rz rir ro r3 on R a 10 27 1 1 Die wahren Anomalien v v3 berechnen sich eindeutig da v3 v lt 180 aus sin v v 271 10 28 r r3 r r cos v3 v1 10 29 r1r3 ER tan v3 v1 Sos 10 30 2 T1r3 r 13 cos v3 v1 Die Periheldistanz q ist gegeben durch gq n cos 4v r3 cos 42 10 31 Die mittleren Anomalien erhalten wir aus 2 1 M 2 n v tan gt 10 32 2 M3 2 on 5V3 tan 34 5 10 33 256 10 Bahnbestimmung und verbesserung Vor Berechnung der Perihelzeit werden die Beobachtungszeiten t t3 noch um die Lichtlaufzeit korrigiert tt t 0 005784 10 34 t3 t 0 0057843 10 35 T tf MPP th M3 10 36 Die Gau schen Bahnvektoren bezogen auf das quatorsystem P P Py P und Q Qx Qy Qz werden berechnet aus P A cosy ee sinv 10 37 F1 ro Q fl sinv 28 cosv 10 38
310. omatisch durchgef hrten Messung Unter der An nahme gleicher atmosph rischen Bedingungen sollten das zu untersuchende Objekt und der Referenzstern praktisch die gleiche quasi isophote Wellenl nge haben In Abbildung 7 18 wer den die unterschiedlichen A ph Werte f r einen O und einen M Stern im V Band CCD System dargestellt Mittel und Schmalbandphotometrie F r den Mittel und Schmalbandbereich m ssen Interferenzfilter eingesetzt werden die sehr kostspielig sind Interferenzfilter sind aus vielen 166 7 Die CCD Beobachtung _ 300 400 500 600 700 5 T T T T L V Filter CGD 2 ra a a x 5 ck m V Filter E 3 v 0 amp 1L 5 O Stern zZ oc oo 9 5 3 M Stern Abb 7 18 Normierte Empfindlichkeits a kurven Oberes Diagramm Resultie 0 rende spektrale Empfindlichkeitskurve b 1F aus V Filter und CCD TC 211 Mittle 2 O Stern a res Diagramm Relative spektrale Ener 28 _ Stern gieverteilungen eines O bzw eines 8 M Sterns Diagramm unten normierte Netto Bestrahlungsst rken Im oberen a Diagramm ist schematisch die effekti EB 0 i ERS ve Wellenl nge Pfeil nach oben ange 300 400 500 600 700 geben Im unteren Diagramm sind die resultierenden quasi isophoten Wellen l ngen schematisch dargestellt nm A halbdurchl ssigen planparallelen Schichten aufgebaut und basieren auf dem Effekt der op tischen Interferenz durch Teilreflexionen an den verschiedenen Schich
311. ommen u erst selten vor Die Bahngr e wird durch e und die Periheldistanz q bestimmt der Entfernung Sonne Komet in AE im sonnenn chsten Punkt seiner Bahn Perihel Bei periodischen Kometen wird gerne 3Meist hat eine hyperbolische Bahn ihre Ursache in vorhandenen numerischen Unsicherheiten der Bahnbestimmung sie kann aber auch das Ergebnis einer nahen Begegnung des Kometen mit einem Gro planeten sein 228 9 Ephemeridenrechnung auch die gro e Bahnhalbachse a angegeben die man aus der Periheldistanz q ber die Beziehung q a l e erh lt Aus der Formel folgt da die Angabe einer Bahnhalbachse bei Parabeln e 1 unsinnig und bei Hyperbeln definitionsgem negativ ist Desweiteren mu der Ort des Kometen auf seiner Bahn zu einem bestimmten Zeitpunkt definiert sein Dies geschieht durch Angabe des Periheldatums T d h dem Zeitpunkt des Durchgangs des Kometen durch sein Perihel Dieser wurde fr her auf die Ephemeridenzeit ET bezogen neuerdings auf die Terrestrische Zeit TT Der Unterschied zwischen beiden Zeitskalen ist minimal und kann bei den angestrebten Genauigkeiten ebenso vernachl ssigt werden wie der Unterschied zwischen der Ephemeriden und der gewohnten Weltzeit UT der aktuell etwa 1 Minute betr gt Schlie lich mu die Lage der Bahn im Raum festgelegt werden Hierf r wurden die Elemente Q i definiert Die Bahnebene wird in Bezug auf die Ekliptik durch die L nge des aufstei genden Kn
312. onnenlichts an den Staubpartikeln W hrend die Emissionslinien bzw b nder haupts chlich im nahen UV und im blauen bis gr nen Spektralbereich liegen zeigt der reflektierte Anteil ein Maximum im gelben Bereich Da der Beitrag des reflektierten Lichts 6 3 Die photographische Emulsion 113 bei den meisten Kometen deutlich geringer ist als der der Ionen empfiehlt es sich f r die Kometenphotographie prim r orthochromatische Filme mit einer hohen Empfindlichkeit im blauen und gr nen Bereich einzusetzen Soll allerdings auch der Staub gut dargestellt werden m ssen panchromatische Filme benutzt werden 6 3 4 1 S W Filme Der meistbenutzte S W Film in der Amateurastrophotographie ist der Kodak Technical Pan 2415 TP 2415 als Rollfilm TP 6415 Er besitzt nicht nur eine sehr gute Aufl sung womit ein hoher Detailreichtum dokumentiert werden kann sondern auch ein extrem feines Korn was eine gute Vergr erungsm glichkeit bedeutet und einen guten Kontrast Zwar ist seine Grundempfind lichkeit mit 100 ASA relativ klein daf r besitzt er aber einen Schwarzschildexponenten von immerhin p 0 83 Riepe 1995 Der eigentliche Grund f r seine weite Verbreitung liegt neben seiner feinen K rnigkeit aber in der Tatsache da er hypersensibilisiert TP 2415 hyp oder TPh einen Schwarzschildexponenten von 0 99 erreicht und damit bei l ngeren Belichtungszeiten alle anderen Filme bez glich des Nachweises sehr schwacher Details bertrifft D
313. ort findet man neben vielen konstruk tionsrelevanten Ausf hrungen auch konkrete Spektrographen Selbstbauprojekte und zahlreiche spektroskopische Beobachtungen an Kometen die Christian Buil mit den von ihm gebauten und ebenda beschriebenen Ger ten durchgef hrt hat Die meisten Beitr ge auf seiner Web seite sind auf Franz sisch und Englisch verfasst einige Teile nur auf Franz sisch Buil hat 8 6 Informationsquellen und Amateur Projekte 219 auf seiner Webseite auch Excel Sheets ver ffentlicht mit deren Hilfe man die optischen und geometrischen Parameter eines klassichen Gitter Spektrographen und sogar eine Absch tzung der erreichbaren Grenzgr sse ermitteln kann Diese Excel Sheets sind in einer deutschen Version und zus tzlich in einer Variante f r die Planung eines Echelle Spektrographen auf der Webseite der FG Spektroskopie zu finden Auf der Seite der CAOS Arbeitsgruppe http www eso org projects caos frontpage html sind weitere Beispiele f r Eigenbau Spektrographen beschrieben technisch allerdings auch recht anspruchsvoll Dort findet man auch spektroskopische Beobachtungen an einigen hellen Kome ten u a auch eine Zeitreihenserie des Kometen Hale Bopp Ein von dieser Gruppe entwickelter hochaufl sender Echelle Spektrograph BACHES wird von der Fa Baader Planetarium in Lizenz gebaut und vertrieben Nat rlich ist diese Auswahl an Informationsquellen und Amateur Projekten nicht vollst ndig Bei einer Internetsuche
314. osph re dar Erstmals in der Geschichte der Astronomie berhaupt konnte die gesamte Welt das beeindruckende Schauspiel quasi live miterleben Kaum einer hatte sich zuvor das Ausma der verursachten Erscheinungen auch nur ann hernd vorstellen k nnen Aber nicht nur die sichtbaren Ph nomene brachten der Kometenforschung wichtige Erkenntnisse sondern in besonderem Ma e die durch die Feuerb lle erm glichte spektrale Bestimmung der Kometenmaterie Die Auswertung dieses Ereignisses nahm mehrere Jahre in Anspruch und brachte neben zahlreichen Erkenntnissen auch wieder einige neue R tsel auf Fischer 1994 1995 Zwischen 1994 und 2008 gelangen weitere Vorbeifl ge von Kometensonden an verschiede nen Kometenkernen 19P Borrelly 81P Wild 9P Tempel welche zeigten dass Kometen nur 14 1 Geschichte der Kometenforschung wenige Aktivit tszentren aufweisen die Ausgangspunkt lokaler Gas und Staub Jets sind Zu dem best tigten sie die sehr geringe Albedo der Kometenkerne die schw rzer als Kohle sind Althaus 2000 2001 2004 Die Sonde Deep Impact lie 2005 einen Begleitk rper auf den Kern des Kometen 9P Tempel aufschlagen und analysierte die freigesetzte Gas und Staubmen ge Zur berraschung der Fachwelt verursachte die Materiefreisetzung keinen signifikanten Anstieg der Gesamthelligkeit Althaus 2005 Warner amp Redfern 2005 Im Jahr 2014 soll die europ ische Rosetta Sonde den Kometen 67P Churyumov Gerasimenko mehrere Monate hin
315. otens Abstand vom Fr hlingspunkt und durch die Bahnneigung i gegen ber der Ekliptik angegeben Die Bahnneigung i liegt zwischen O und 180 F r i lt 90 ist die Bewegung des Kometen rechtl ufig f r i gt 90 ist sie r ckl ufig Die Lage der Ellipse oder Parabel innerhalb der Bahnebene wird durch den Abstand des Perihels vom aufsteigenden Knoteno auch als Perihelargument bezeichnet charakterisiert 4 Da Pr zession und Nutation die Lage der Ekliptik und des Fr hlingspunktes im Laufe der Zeit ndern beziehen sich die Bahn lage elemente auf einen bestimmten Zeitpunkt Aquinoktium Das quinoktium z B 1950 0 oder 2000 0 mu bei der Weitergabe oder Publikation der Bahnelemente mit angegeben werden 9 3 Wesentliche Hilfsformeln Nicht alle Hochsprachen liefern den gleichen Umfang an mathematischen Funktionen Daher ist es u U erforderlich sich wichtige und oft gebrauchte Funktionen z B Winkelfunktionen selbst zu definieren H ufig ben tigt wird die Umrechnung von Winkelangaben in Grad und Bogenminuten in Dezimalgrad und umgekehrt Schlie lich bereitet das Rechnen mit dem Kalender besondere Schwierigkeiten F r diese F lle werden nachfolgend Hilfsformeln bzw routinen vorgestellt sollte nicht mit der Perihell nge Q verwechselt werden die z T in der lteren Literatur Verwendung findet Dieser Winkel setzt sich definitionsgem aus zwei Winkeln in verschiedenen Ebenen zusammen 9 3 Wesentliche
316. pen des Kometen C 1995 Ol Hale Bopp am 7 4 1997 19 27 UT Aufnahme vom Gornergrat 3 135 m mit SC 220 1880 mm f 3760 mm auf Fujichrome 100 60 sec belichtet Photo W E Celnik 6 7 Filmentwicklung und verarbeitung Die eigene Filmentwicklung und verarbeitung bietet eine Reihe von Vorteilen und ist daher insbesondere im Hinblick auf die Arbeitserleichterungen durch die modernen Techniken sehr zu empfehlen An dieser Stelle soll auf die Teile der Laborverarbeitung die zur allgemeinen Photopraxis geh ren aber nicht n her eingegangen werden Hierzu gibt es heutzutage umfang reiche Literatur Nachfolgend soll lediglich ein kurzer berblick ber die Verfahren gegeben werden bei denen der Kontrast gesteigert oder schwache Strukturen sichtbar gemacht werden k nnen was bei Kometen h ufig w nschenswert ist eine ausf hrliche Beschreibung findet man in Laepple 1995 Beim Kompositverfahren werden nacheinander zwei oder mehr Negative in den Vergr erungs apparat eingelegt und auf das Fotopapier exakt bereinanderbelichtet Hierdurch wird das Korn 124 6 Die photographische Beobachtung des verwendeten Films stark unterdr ckt so da Details sichtbar werden die auf einer Ver gr erung nur eines Negativs in der Kornstruktur untergehen gleichzeitig verbessert sich das Aufl sungsverm gen Abb 6 9 Der Komet Brorsen Metcalf 19890 am 7 9 1989 2 36 2 41 UT und 2 45 2 49 UT Kompositaufnahme mit der Schmi
317. photoelektrischen System nach Johnson Wie in Abbildung 7 16 dargestellt ist ein orginal Johnson V Filter f r den Einsatz mit CCDs v llig ungeeignet Manfroid et al 1992 Es handelt sich dabei um einen Langpassfilter mit maximaler Transmission um 550 nm Das Band wurde rechtsseitig durch die Detektorempfindlichkeit des Photomultiplier bestimmt die bei 650 nm kleiner 1 war nn nn ee Se ANEB vi T RN I 8 50 o Vi 1 a L i i i i 200 300 400 500 600 700 800 900 Wellenl nge nm Abb 7 16 Spektrale Durchl ssigkeiten f r UBV Filter Der orginal V Filter ist ein Langpassfilter Man beachte bei dem U und B Filter die Durchl ssigkeit red leak im Infraroten welche beim Einsatz einer CCD beachtet werden mu Mit freundlicher Genehmigung von Kluwer Academic Publishers Die UBVRI B nder Kron Cousins Tab 7 4 Effektive Wellenl nge und Halbwertsbreiten der werden in Tabelle 7 4 n her charakteri UBVRI Filter im Kron Cousins System Buil 1991 F Hiter arm Kron Cousins Systern Bur siert Das U Band ist f r Amateur CCD U B V R I Kameras wegen der erst ab 400 nm be Aeff am 360 440 550 650 800 ginnenden Empfindlichkeit der Detekto dA nm 70 100 90 100 150 ren ohne Interesse Die einzelnen B n der werden durch die Gr en d und 164 7 Die CCD Beobachtung Aeff bestimmt d charakterisiert die Breite des Bandes Es entspricht der Breite des Ban des bei halber maximaler Intensit t FWHM
318. polsequenz 68 Numerische Integration 262 Offnungswinkel 94 Olbers Wilhelm 243 244 Oort Jan 11 Ort am Himmel 245 Parabel 243 Parabelbahn 5 6 Parallaktische Faktoren 245 Parallaxe t gliche 245 trigonometrische 244 Perihel datum 228 distanz 227 lange 228 Phasenwinkel 93 Planetenst rungen 268 Plasmaschweif 198 Positionswinkel 94 POSS 272 Pr zession 246 Prisma 199 Ablenkwinkel 201 Winkeldispersion 201 Prismenkennlinie 215 Ptolem us 244 Pupillendurchmesser 39 Randbedingungen 249 Referenzsystem 246 Reflektor Newton 42 Schmidt Cassegrain 42 Refraktion 245 Refraktion differentielle 120 Refraktor 42 Residuen 260 Restfehler 260 s kular 77 Sandhaufen Modell 11 Sandwichmethode 124 Scheinbarer Ort 246 Schiaparelli Giovanni 11 Schiefe der Ekliptik 236 256 Schmidtkamera 107 Index 297 Schneeball Modell 12 196 Schwarzschildeffekt 110 Schweif 52 abri 2 26 129 knick 129 kondensation 26 129 strahlen 2 26 Typ I siehe Gasschweif Typ II siehe Staubschweif Schweifl nge absolute 92 scheinbare 52 92 Schweifstern Publikation 274 Seeingscheibchen 200 202 Sidgwick Methode 49 Sonne UV Strahlung 197 Sonnenkoordinaten 232 245 Sonnenspektrum 198 Sonnenwind 2 12 Spektrograph 198 Abbildungsoptik 205 Betrachtungsokular 202 Detektor 205 Dispersionsprisma 204 Geh use 205 Geradsichtprisma 204 Kollimator 204 Offnung
319. r Helligkeitssch tzung sind zudem Angaben ber die Sch tzmethode und die Vergleichssternquelle erforderlich siehe auch Kapitel 3 Sch tzungen ohne diese Mindestangaben sind ziemlich wertlos F r nachtr gliche Reduktio nen von Vorteil ist die zus tzliche Angabe der verwendeten Vergleichssterne A B und der gesch tzten Stufen z B A7K3B Tabellen enthalten zwar alle Gr en mit denen die zeitliche Entwicklung eines Kometen beschrieben werden kann Wesentlich anschaulicher wird diese jedoch durch Diagramme dar gestellt Abbildung 5 2 zeigt als Beispiel alle Helligkeitssch tzungen die f r die Auswertung der Erscheinung des Kometen Austin 1990 V erfa t wurden siehe auch Kammerer 1993 Komet Austin 1990 V Helligkeitswerlauf ST qm sm Bm zm nt gm P mi B 9 hh he m 10 ete i P 4 8 12 17 1 16 2 18 3 17 4 17 5 16 6 1989 1990 Abb 5 2 Zeitliche Entwicklung der Gesamthelligkeit des Kometen Austin 1990 V Das Diagramm enth lt alle erfa ten Sch tzungen 74 5 Die Auswertung visueller Kometenbeobachtungen 5 3 Datenselektion Betrachtet man Abb 5 2 genauer so fallen einzelne Sch tzungen auf die irgendwie danebenlie gen Dies sind nicht notwendigerweise Ausrei er im mathematischen Sinn f r die es genaue Festlegungen gibt sondern auff llig von der Masse der Beobachtungen abgesetzte Sch tzungen Die Frage lautet Sollen diese Sch tzungen im weiteren
320. r ICQ Schl ssellisten und der Extinktionstabel len Herrn Dr Ulrich Bastian geb hrt unser Dank f r die Bereitstellung von wertvollen Vorabin formationen zu den Hipparcos und Tycho Sternkatalogen Herrn Werner Celnik danken wir f r wertvolle Hinweise zur photographischen Kometenbeobachtung Herrn G D Roth Verlag Sterne und Weltraum und Herrn W Hentze H thig Verlag danken wir f r ihr Vertrauen in dieses Projekt Besonders bedanken m chten wir uns schlie lich bei Maike Heubel und Yvonne Kamme rer f r ihre Mitarbeit und ihr Verst ndnis daf r da sie im Verlauf der letzten Monate viele Wochenenden und Abende ohne uns auskommen mu ten Mike Kretlow Siegen Februar 1997 Andreas Kammerer Ettlingen Februar 1997 Vorwort zur zweiten berarbeiteten Version Im Sommer 2006 teilte uns der Verlag Sterne und Weltraum mit dass er das Buch Kometen beobachten aus seinem Vertriebsprogramm nehmen wird Alle Rechte w rden an die Autoren zur ckfallen Schon kurze Zeit sp ter war uns klar dass wir das im Buch enthaltene Wissen ber die Kome tenbeobachtung und auswertung nicht verloren gehen lassen wollten Der Inhalt des Buches sollte als PDF Ausgabe ins Internet gestellt werden Gl cklicherweise hatte Mike Kretlow auf der Basis der von ihm erarbeiteten LaTeX Dateien bereits eine PDF Ausgabe erstellt die schon bald auf den Internetseiten der FG Kometen zur Verf gung gestellt werden konnte Dabei war klar
321. reits in der Gr enordnung von 1 Um daher f r eine bestimmte Situation den geeignetsten Atlas bzw Katalog ausw hlen zu k nnen sollen nachfolgend die verbreitetsten bzw wichtigsten Quellen f r Sternhelligkeiten behandelt werden Dabei wurde f r jede Quelle ein international einheitliches K rzel der sogenannte Ref Schl ssel siehe Anhang E definiert der jeweils angegeben ist Noch einmal wiederholt werden mu hier da sich ein Helligkeitsvergleich zwischen Kometen und nichtstellaren Objekten auf den ersten Blick zwar anbietet aber strikt verboten ist Erstens weil die Helligkeitsangaben f r nichtstellare Objekte in verschiedenen Katalogen teilweise stark differieren zweitens weil sich die Morphologie der Kometen so gut wie nie mit jener der nichtstellaren Objekte deckt Bei sehr hellen Kometen kann es vorkommen da zeitweise Planetenhelligkeiten herangezogen werden m ssen Diese k nnen all den Jahrb chern Ref Schl ssel AE entnommen werden die das neue IAU Helligkeitssystem verwenden wie z B Das Himmelsjahr Ahnerts Kalender f r Sternfreunde oder der Astronomical Almanac Das Helligkeitssystem basiert allerdings auf photovisuellen Helligkeiten In diesem Zusammenhang ist die Unterscheidung zwischen visuellen photovisuellen und photographischen Helligkeiten wesentlich Die visuellen Helligkeiten K rzel m geben den tats chlichen Eindruck eines Beobachters optimal wieder liegt ihnen doch die Kurve der spek
322. richtung zeigt was bei Gasschweifen so gut wie immer der Fall ist 5 5 Bestimmung der Kometenparameter 93 Abbildung 5 10 zeigt die zeitliche Entwicklung der absoluten Schweifl nge beim Kometen Austin 1990 V Demnach erreichte die Schweifl nge Ende April eine maximale L nge von 8 Mill km Das zweite h here Maximum Ende Juni ist nicht reell Zu jener Zeit strebte der Phasenwinkel rasch gegen Null so da bereits kleine Abweichungen von der Antisolarrichtung die gerade bei einem Staubschweif nicht au ergew hnlich sind das Ergebnis stark beeinflussen Unter dem Phasenwinkel versteht man den Winkel Sonne Komet Erde was der Elongation der Erde am Kometenhimmel entspricht bei einem Phasenwinkel um 0 sehen wir den Schweif praktisch von vorne 5 5 5 Koma Kondensationsgrad DC und Positionswinkel Mit der DC Skala kann eine Aussage dar ber gemacht werden wie stark eine Koma zum Zentrum hin konzentriert ist Eine exakte Definition der 10 Stufen der DC Skala ist bis heute noch nicht erfolgt Dies ist ein wichtiger Grund f r die doch relativ gro e Streuung welche die Einzelsch tzungen des DC Wertes aufweisen Aus Abb 5 11 wird aber immerhin deutlich da Komet Austin zun chst ein m ig kondensiertes um das Perihel herum ein stark kondensiertes Objekt war Danach wurde die Koma auch aufgrund der Ann herung an die Erde schnell sehr diffus Eine weitere wichtige Ursache der gro en Streuung ist das verwendete Instrume
323. rithmus 9 33 kann f r hohe Exzentrizit ten e nahe Eins schlecht konvergieren F r diesen Fall gibt es zahlreiche weitere Verfahren die in der Literatur beschrieben sind Die Entfernung Erde Sonne R und die wahre Anomalie v ergeben sich damit wie folgt R 1 ecosE 9 34 v l e E tan gt ine OS 9 35 Damit k nnen die rechtwinkligen Sonnenkoordinaten nun berechnet werden X Rcos v 9 36 Y Rsin v cos 9 37 Z Rsin v sine 9 38 Diese beziehen sich allerdings auf das aktuelle Datum Sie miissen noch auf das Aqui noktium 1950 0 bzw 2000 0 umgerechnet werden Dies geschieht auf folgende Wei se t a p 9 39 Ay 1 p3t 1317 1078 9 40 Aa pat 6761 22117 1078 9 41 A3 pst 207 963 10 8 9 42 A4 1 pet 15t 1078 9 43 As pr 107 9 44 Ag 1 pgt 1078 9 45 X A X AY A3Z 9 46 Y A2X A4Y AsZ 9 47 Z A3X A5Y A6Z 9 48 9 4 Berechnung der rechtwinkligen Sonnenkoordinaten 235 Tab 9 1 Parameter zur Berechnung der rechtwinkligen Sonnenkoordinaten quin pi po P3 pa Ps Po pi Ps 1950 0 18262 423 0 29696 2234941 971690 24975 10858 A721 2000 0 0 1 000008572 29709 2235619 971483 24990 10859 4719 Nun haben wir alles beisammen um in die eigentliche Ephemeridenrechnung einsteigen zu k nnen 236 9 Ephemeridenrechnung 9 5 Die Ephemeridenrechnung Gegeben sind die Bahnelemente Q
324. rkennt man die angesetzte CCD Kamera vom Typ LeCCD1In Fa OES 8 4 Die spektroskopische Beobachtung eines Kometen 207 Anmerkung Das hier beschriebene Ger t stellt nur eine m gliche Variante dar Sie kann mit dem Teleskop angepa ten Werten nat rlich nachgebaut und modifiziert werden Je nach technischen und fi nanziellen M glichkeiten bieten sich aber auch andere Wege an Man wird nicht umhin kommen eigene praktische Erfahrungen mit seinem ersten Ger t zu sammeln und diese u U in die Modifikation des Instrumentariums einflie en zu lassen Hier bewegt sich der Amateur mit Sicherheit noch auf Experimentalgebiet aber das macht die Angelegenheit auch zu einer spannenden Herausforderung 8 4 Die spektroskopische Beobachtung eines Kometen Zu Beginn bietet es sich an das gesamte Instrumentarium an einem einfachen Objekt zu testen und sich mit der praktischen Durchf hrung und anschlie enden Auswertung vertraut zu machen Viele Parameter wie Spaltgr e Belichtungszeiten etc K nnen hier in Abh ngigkeit von Teleskop Detektoreigenschaften und lokalen Himmelsbedingungen experimentell ermittelt werden Der Orionnebel M42 eignet sich sehr gut zu diesem Zweck Er ist aufgrund seiner Ausdehnung und Helligkeit leicht zu finden und bietet eine F lle von Emissionslinien Tabelle 41 aus Roth 1989 kann zur Identifizierung der Linien herangezogen werden Weitere Erfahrungen insbesondere ber die erreichbare Gr
325. rngruppie rungen oder nichtstellaren Objekten Auf diese Weise fand der Autor seinen ersten Kometen Kobayashi Berger Milon 1975h zuf llig als dieser gerade in weniger als einem Grad Abstand an Mizar Alkor vor berlief Noch interessanter ist die nahe Begegnung zweier Kometen Ab bildung 2 1 zeigt die Kometen Takamizawa Levy 1994f und McNaught Russell 1993v im Abstand von 1 17 18 2 Die Kometenbeobachtung mit Amateurmitteln Abb 2 1 Enge Begegnung der Kometen Takamizawa Levy 1994f und McNaught Russell 1993v am 8 6 1994 21 40 21 45 UT Der 8 5 helle Komet Takamizawa Levy steht 1 n rdlich des 10 5 schwachen Kometen McNaught Russell Aufnahme mit Schmidtkamera 1 5 300 mm auf TP 2415 hyp Photo M J ger Grunds tzlich zeigt jeder Komet eine individuelle nur eingeschr nkt voraussagbare Entwick lung im Verlauf seiner Sichtbarkeit Allerdings sind die Besonderheiten oftmals erst auf den zweiten Blick sprich bei der Auswertung erkennbar Im einfachsten Fall verl uft die Hellig keitsentwicklung lediglich flacher oder steiler als erwartet Eine flache Helligkeitsentwicklung wird im allgemeinen zwar zu einer geringeren Maximalhelligkeit f hren den Kometen daf r aber l nger f r Amateurinstrumente zug nglich machen Als Beispiel sei hier der Komet Levy 1990c genannt der 1990 91 fast ein Jahr lang mit Amateurmitteln beobachtbar blieb und in den Wochen seiner maximalen Helligkeit 4 0 als vollmondgro e Wo
326. rzer Zeit nachweisbar ist und die zudem st ndig ihre Helligkeit und Form ver ndern Eine extrem gro e Dynamik konnte diesbez glich beim Kometen Okazaki Levy Rudenko 1989r beobachtet werden Abb 6 13 In sehr seltenen F llen passiert es da ein Komet seinen Schweif kurzfristig verliert Der alte Schweif kann dabei f r einige Tage noch als schw cher werdendes Gebilde neben dem Ko metenkopf erkannt werden bevor er zu schwach und diffus geworden ist Wenige Stunden bis Tage danach bildet der Komet einen neuen Schweif aus Ber hmtes immer wieder zu findendes Beispiel ist der Komet Morehouse aus dem Jahr 1908 In den letzten Jahrzehnten konnte ein derart spektakul rer vollst ndiger Schweifabri nicht beobachtet werden doch zeigten sowohl der Komet 1P Halley Abb 6 2 als auch der Komet C 1996 B2 Hyakutake Teilabl sungen Schlie lich kann neben dem eigentlichen von der Sonne weggerichteten Schweif ein soge nannter Gegenschweif beobachtet werden Ein solcher tritt nur auf sofern die Erde nahe an der Kometenbahnebene steht Er kann w hrend dieser Zeit dann als nadelf rmig spitzes bis breites diffuses Gebilde in der Gegenrichtung zum eigentlichen Schweif beobachtet werden Gegen schweife sind gar nicht mal so selten Meistens sind sie allerdings ziemlich schwach und bleiben daher den Photographen vorbehalten Ab und zu werden sie aber so hell da sie auch visuell mehr oder weniger gut zu erkennen sind Abb 2 8 Beispiele
327. s Objekt am Himmel erscheint a die Bildgr e des Objekts auf der Photoplatte und f die Brennweite der Optik beides in derselben Einheit Ein weiterer wesentlicher Faktor f r die Wahl der optimalen Optik ist die erreichba re Grenzgr e Nach Koch 1995 kann diese f r fl chenhafte Objekte durch die For mel Mges 2 5 p logt 5 logN 2 5 logS 2 5 logk 11 75 2 5 logA my 6 2 106 6 Die photographische Beobachtung abgesch tzt werden Hierbei ist mges die Objektgesamthelligkeit p der Schwarzschildexponent t die Belichtungszeit in Sekunden N das ffnungsverh ltnis S die Filmempfindlichkeit in ASA k der Filterfaktor reziproker Transmissionskoeffizient des Filters A die Fl che des abgebildeten Nebels in Quadratgrad und my die Helligkeit des Himmelshintergrunds in mag pro Quadratgrad F r die letztgenannte Gr e gilt bei dunklem Himmel 4 Quadratgrad in Stadtn he 2 Quadratgrad und mehr Die obige Formel gilt f r den Fall da die Belichtungszeit kleiner als die maximal m gli che Belichtungszeit tmax ist welche nach Koch 1995 ermittelt werden kann ber die For mel tmax C N P 6 3 mit N dem ffnungsverh ltnis p dem Schwarzschildexponenten und C einem Proportiona lit tsfaktor der von der Himmelshelligkeit und filmspezifischen Daten wie etwa der Emp findlichkeit abh ngt F r den letzten Faktor gibt Martinez 1985 den Faktor 800 S an 6 2 2 Kurzbrennweitige
328. s sieht die Sachlage f r den insgesamt gr ten kurzfristigen Helligkeitsanstieg Ende Mai aus Dieser tritt allerdings erst bei Betrachtung der Entwicklung der heliozentrischen Helligkeit deutlich hervor da er in Abbildung 5 12 von dem rapiden Helligkeitsr ckgang aufgrund der seit dem 25 5 rasch zunehmenden Distanz des Kometen zur Erde berlagert wird In jenen Tagen war der Komet optimal am Himmel positioniert und wurde noch von einer ausreichenden Zahl an Beobachtern verfolgt Da dieser Helligkeitsanstieg zudem mit dem bereits erw hnten Staubausbruch zusammenf llt d rfte er mit gr ter Wahrscheinlichkeit reell sein Leider brechen kurz darauf die Beobachtungen ab so da nicht ganz klar wird ob es sich um einen kurzfristigen oder dauerhaften Helligkeitsanstieg handelte die wenigen Beobachtungen in den Folgewochen deuten aber eher auf letzteres hin 5 7 Zusammenfassung 101 5 6 4 Kombination der genannten Methoden Keine der genannten Methoden kann f r sich allein genommen die Streuung in den Sch tzungen in optimaler Weise reduzieren Aus diesem Grund ist eine Kombination der Methoden empfeh lenswert So sollte man bei einer gen gend gro en Datenbasis die Sch tzungen einer gr eren Zahl erfahrener Beobachter verwenden Sofern Kometenparameter w hrend der Sichtbarkeit stark variierten ist es ratsam Zeitabschnitten optimale Instrumentenkategorien zuzuordnen und nur Sch tzungen die mit dieser instrumentellen Ausr stung durc
329. s wie der SBIG ST 6 kamen auf dem Markt aber die klassische Photographie war unter den Kometenbeobachtern noch berwiegend verbreitet Digitale Spiegelreflex Kameras DSLR waren freilich noch unbekannt Diese Situation hat sich vollst ndig gewandelt Um dem Rechnung zu tragen wurde dieses Kapitel entsprechend berarbeitet und umstrukturiert Der Begriff Digitalkamera wird hier synonym sowohl f r spezielle astronomische CCD Kameras als auch f r die inzwischen bei Astrophotographen sehr beliebten DSLR s verwendet Die Abschnitte Bildverarbeitung und Auswertung wurden erweitert 8 1 Einleitung Das Licht das von einem Himmelsk rper zu uns gelangt enth lt eine F lle von Informationen welche dem Beobachter Aufschluss ber die Natur des Objektes geben und ber die physi kalischen und chemischen Prozesse mit denen das Objekt oder sein ausgesandtes Licht auf dem Weg zu uns wechselwirkt Die Spektroskopie ist eine der ltesten und auch bis heute noch wichtigsten Untersuchungsmethoden in der optischen Astronomie Sie erm glicht es Aussagen ber die chemische Zusammensetzung des beobachteten Objektes zu treffen Dass die spektroskopischen Methoden in der professionellen Forschung i d R weit mehr als eine simple chemische Fernanalyse darstellen sondern auch dem Nachweis und der Untersuchung einer Reihe von physikalischen Prozessen dienen sei an dieser Stelle nur erw hnt Ein Blick in Photographische Beispiele und Bez ge wur
330. s zusammengefa t e Die Auswahl geeigneter G Standardsterne vor der Beobachtung Dabei sollten die Luftmassen Werte f r die vorgesehene Beobachtungszeit abgesch tzt werden e Die Methode ausw hlen Differentielle Photometrie wenn Standardstern e in gleicher Aufnahme wie der Komet erwartet wird oder Allsky Photometrie dabei mindestens 10 Standardsterne ausw hlen und messen Diese sollten im gleichen Luftmassenbereich wie der Komet liegen F r die Extinktionskorrektur sollten 2 Sterne einen Luftmassenunter schied Ay gt 2 haben 180 7 Die CCD Beobachtung e Die gew nschte Me genauigkeit und damit Mindestintegrationszeit absch tzen Am besten eine Serie von Aufnahmen durchf hren Eventuell sollte bei der Auswertung eine Kompositbildung zur Verbesserung des S N Verh ltnisses durchgef hrt werden Bei differentieller Photometrie mu das Referenzstern Signal beachtet werden Das Signal sollte maximal Dreiviertel des S ttigungswertes aufweisen e Die bias Dunkel und Flatfieldaufnahmen durchf hren Es empfiehlt sich jeweils mehre re Aufnahmen aufzunehmen und zu mitteln Die Auswertung e Festlegung der optimalen Diaphragmagr e f r den Kometen dabei den Einflu der Diaphragmagr e auf das Gesamtsignal beachten Eventuell mu eine Hintergrunds korrektur durchgef hrt werden die Signale der Sterne in der u eren Koma m ssen bestimmt und vom Gesamtsignal abgezogen werden e Die Signalwerte der Referenz
331. sbeuten bis zu 80 einem idealen Detektor schon recht nahe Manfroid et al 1992 In der Abbildung 7 10 ist die spektrale Emfindlichkeit des TC 211 Bausteins dargestellt welcher in den ST 4 und Lynxx Kameras verwendet wird Diese Kameras haben ihre maximale Quantenausbeute bei 600 700 nm mit ca 50 Die spektrale Empfindlichkeit der CCDs ist gegen ber der normalen Photoemulsion im Bereich des nahen Infraroten erweitert siehe Abbildung 7 9 Dagegen haben die CCDs im blauen Spektralbereich im allgemeinen eine niedrigere Empfindlichkeit und im UV Bereich sind nur speziell pr parierte oder beschichtete CCDs empfindlich 142 7 Die CCD Beobachtung B 8888 v RO wd Responsletty AfW uantenausbeute 400 600 goo 1000 1200 300 400 500 600 700 800 900 1000 1100 nm A Incident Wavelength nm Abb 7 9 Quantenausbeute verschiedener Detekto Abb 7 10 Spektrale Empfindlichkeit des TC 211 ren Bausteins von Texas Instruments Neben Photonen k nnen auch Gitterschwingungen thermische Energie im Silizium kristall Elektronen in das Leitungsband heben Auch ohne Lichteinstrahlung wird ab h ngig von der Temperatur daher ein sogenannter Dunkelstrom beobachtet Das T Verhalten des Dunkelstroms kann durch folgendes Gesetz beschrieben werden Manfroid et al 1992 _ Bb Ipxe T Dabei sind k die Boltzmannkonstante T die Temperatur in Kelvin und B
332. schauliche Interpre tation der Bewegung eines K rpers um die Sonne Die Keplerschen Bahnelemente sind im Kapitel 9 beschrieben und veranschaulicht Alle drei Formen von Integrationskonstanten sind quivalent und lassen sich auch ineinander berf hren F r die Bestimmung der 6 Unbekannten sind 6 unabh ngige Gr en erforderlich z B drei vollst ndige zeitlich verschiedene Richtungsbeobachtungen an der Himmelssph re Das ist Aufgabe der Bahnbestimmung Unter den vielen entwickelten Methoden haben sich in der Rechenpraxis jene bew hrt welche die Bestimmung der Randbedingungen zum Ziel haben um daraus dann die Bahnelemente abzuleiten Gau sches Prinzip Zur L sung des Anfangswertproblems Laplacesches Prinzip ist es n mlich erforderlich aus den beiden u eren Orten durch Differenzenquotientbildung zeit liche Ableitungen f r den mittleren Ort zu approximieren was numerisch oftmals problematisch 6Streng gesehen ist die unbekannte Kometenmasse m ein weiteres Bahnelement Sie ist aber stets wie auch bei den Planetoiden in dem hier betrachteten Zweik rperproblem Sonne Komet vernachl ssigbar klein 250 10 Bahnbestimmung und verbesserung und unsicher ist Die Bahnbestimmung nach Laplace ist in der Literatur ebenfalls ausf hrlich behandelt z B Bauschinger 1928 Herget 1948 Stumpff 1973 Danby 1988 Boulet 1991 Guthmann 1994 10 5 Die Bahnbestimmung 10 5 1 Formulierung der Aufgabe Wie wir i
333. so kann bei konstantem n eine Ge rade durch die Werte gelegt werden Eine pl tzliche nderung von n macht sich durch einen Knick bemerkbar w hrend eine nderung von mo zu einer Parallelverschiebung f hrt Eine Grenze f r n nach oben scheint es nicht zu geben Die berwiegende Mehrzahl der Kometen weist zwar n Werte zwischen 2 und 6 auf doch gibt es einzelne Kometen deren n Wert ber 10 liegt Hierbei scheint es sich i a um alte Kometen zu handeln die ihr Perihel bereits viele Male durchlaufen haben und deren Oberfl che stark verkrustet ist Bei diesen mu die Sonne die Aktivit tszentren erst aufbrechen damit eine nennenswerte Gasproduktion einsetzt Ist dies geschehen so steigt die Aktivit t des Kometen drastisch an was zu einem gro en n f hrt Kometen mit einem besonders hohen n sind beispielsweise 38P Stephan Oterma 22P Kopff und 4P Faye 80 5 Die Auswertung visueller Kometenbeobachtungen Auf der anderen Seite gibt es Kometen deren n kleiner als 2 ist Zum einen sind dies Kometen wie z B Kohoutek 1973 XID die einen Staubkokon ausbilden Zum anderen handelt es sich um Kometen die entweder auseinanderbrechen oder aufgrund einer Kombination von kleiner Masse und gro er Sonnenn he regelrecht verdampfen In den letzten beiden F llen kann das n sogar negativ werden doch ist dies ein rein rechnerisches Resultat In Wirklichkeit ist ja die absolute Helligkeit keine Konstante mehr Ein Beispiel hierf r war Komet Ma
334. spaket stellt eine Analog Digitaleinheit engl ADU dar Beispielsweise entspricht bei der ST 4 1 ADU 600 Elektronen Schwartz 1993 Da die Kamera einen 8 bit Analog Digitalwandler besitzt k nnen also pro Pixel maximal 256 600 e registriert werden Die Zahl der Elektronen ADU kann bei der ST 4 durch einen Boostwert ver ndert werden 600e 1ADU Boost Boost 1 2 3 4 Mit einem Boostwert gr er 1 s ttigt die Kamera somit bereits fr her hat aber eine h here Empfindlichkeit Diese wird allerdings mit einem wesentlich h herem Rauschen und damit einer geringeren Me genauigkeit erkauft Die ST 6 Kamera besitzt einen 16 bit A D Wandler Digitales Signal Compuler ADCP iwel ADS Graustu en Abb 7 8 Analog Digital Wandlung bei der ST 6 Analog Digilal Wandler 16 bit 6 7 e ADU ST 6 687 WIADU STS sie hat somit eine Dynamik von 65536 ADCs Hier entspricht 1 ADU 6 7 Elektronen bzw 68 7 uV Schwartz 1993 Der Rechner weist den digitalen Werten ADCs Graustufen zu siehe Abbildung 7 8 Ein 8 bit Analog Digitalwandler kann theoretisch 28 256 verschie dene Graustufen erzeugen w hrend die Lynxx Kamera der Firma SpektraSource Instruments die mit einem 12 bit Analog Digital Wandler ausger stet ist theoretisch 2 4096 Grau 7 2 Eigenschaften der CCD 141 stufen erzeugen kann somit eine wesentlich differenziertere Graustufendarstellung erm g licht 256 Graustufen erscheinen auf
335. sparameter behandelt wird gilt es eine wesentliche Frage zu beantworten Spielt das bei einer Helligkeitssch tzung benutzte Instrument eine Rolle Diese Frage wird heutzutage von nahezu allen Fachleuten bejaht Wesentlich strittiger ist aber wel che Faktoren eine Sch tzung mit welchem Gewicht beeinflussen Bobrovnikoff fand da die ffnung eines Instruments ein entscheidender Faktor ist Er empfahl alle Helligkeitssch tzun gen auf eine Standard ffnung von 6 8cm zu reduzieren Morris 1973 ermittelte folgenden Zusammenhang Morr Mpeob 0 066 D 6 8cm f r Refraktoren Ferngl ser 5 6 Morr Mpeob 0 019 D 6 8cm f r Reflektoren 5 7 84 5 Die Auswertung visueller Kometenbeobachtungen Hierbei ist D der Objektivdurchmesser in cm In den letzten Jahren ist die Richtigkeit dieser Kor rekturformeln wieder angezweifelt worden Insbesondere zeigte es sich da bei h heren Vergr Berungen diese eine erkennbare Rolle spielt Morris 1986 Bouma 1987 hat daher vorgeschla gen das Produkt aus ffnung und Vergr erung zu verwenden doch wurde bisher keine Korrek turformel ver ffentlicht Zudem wurde festgestellt da die obigen Formeln bei gro en Telesko pen berkorrigieren der Korrekturfaktor also zu gro ausf llt Kirsch 1987 hat alternativ zu Morris einen Zusammenhang zwischen Helligkeitssch tzung und Austrittspupille des verwendeten Instruments angegeben Seine Korrekturformeln lauten p Austrittspup
336. st von der ESO Es erhebt sich die Frage ob nicht auch der Amateur Kometen durch eine systematische photographische Suche entdecken kann Theoretisch sollte dies kein allzu gro es Problem sein in der Praxis gibt es jedoch einige Schwierigkeiten Die wichtigsten sind Negativ fehler Geisterbilder und nicht zu vernachl ssigen eine h ufig nicht zeitnahe Auswer tung Negativfehler k nnen unglaublich kometen hnlich ausfallen Vermeiden lassen sich derart verursachte Falschmeldungen nur indem stets mindestens zwei Photos von der gleichen Region angefertigt werden Reflexe an der Optik k nnen einem Kometen ebenfalls sehr hnlich sehen Auch hier bringen zwei oder mehr Belichtungen der gleichen Gegend eine gr ere Sicherheit insbesondere sofern die Aufnahmeoptik pro Aufnahme um einen kleinen Betrag verschoben wird Die Geisterbilder sollten in diesem Fall eine merkliche Scheinbewegung zeigen Verd ch tig sind insbesondere Aufnahmen bei denen ein heller Stern im Feld oder knapp au erhalb stand Kometenverd chtige Objekte auf Einzelphotos sind daher mit gr ter Vorsicht zu interpretieren Selbst wenn kurz hintereinander mit der gleichen Brennweite aufgenommene Photos ein verwa schenes Objekt zeigen kann es immer noch ein Reflex sein Derartige Entdeckungsmeldungen erreichen die Sternwarten pro Jahr im Dutzend Manche Bilder sehen derart echt aus da sie sogar schon gescannt und die daraus ermittelten Positionen a
337. stellt sofern schw chere Details wie die Randbereiche sichtbar gemacht werden sollen Umgekehrt verschwinden die Spiralarme oder Kometenschweife sofern man Galaxienkerne oder die innere Koma sichtbar machen m chte In diesem Fall eignet sich das nichtlineare Skalieren Die Pixelwerte werden durch eine mathematische Funktion wie Potenzieren und Logarithmieren manipuliert Durch diese Transformation k nnen je nach Funktion die schwachen Pixelwerte mehr oder weniger stark angehoben werden Abbildung 7 31 verdeutlicht das Logarithmieren Man erkennt da schw chere Pixelwerte wesentlich st rker als h here Pixelwerte angehoben werden Durch Logarithmieren hebt man schwache Signale drastisch an Mit Potenzgleichungen mit dem Exponenten p kleiner 1 werden schwache Pixelwerte weniger stark verst rkt Dies wird in Abbildung 7 32 verdeutlicht Abbildung 7 33 zeigt eine Aufnahmen des Kugelsternhaufens M13 bei der die Pixelwerte mit p 0 5 potenziert wurden Sowohl an den R ndern als auch im Kern sind Sterne sichbar 7 6 Grundz ge der Bildverarbeitung 185 4096 4096 neue Pixelwerte neue Pixelwerte 4096 0 4096 alte Pixelwerte alte Pixelwerte Abb 7 31 Logarithmisches Skalieren Abb 7 32 Skalieren mit Potenzgesetzen Exponent p 0 5 Abb 7 33 M13 C11 f 6 3 20s Integrationszeit Abb 7 34 Gleiche Aufnahme wie Abbildung 7 33 Linear skalieret jedoch potenziertes Skalieren mit Exponent 0 5 Maske
338. sten F llen mit je einer Formel Abh ngigkeit von r oder dr vor und nach dem Perihel gut dargestellt werden kann Zeigt die Entwicklung der heliozentrischen Helligkeit dagegen einen Knick so kann dies darauf hindeuten da ein wichtiges Aktivit tsgebiet in das Sonnenlicht bzw den Sonnenschatten geraten ist Geht eine zun chst hohe Eigenaktivit t bei weiterer Sonnenann herung abrupt zur ck wie bei C 1996 B2 Hyakutake in den vier Wochen seiner gr ten Sonnenn he so deutet dies auf eine Ersch pfung entweder des Gasvorrats insgesamt oder doch zumindest der leichtfliichtigen Komponenten hin Bei einem pl tzlichen Helligkeitsanstieg kann auch eine Kernteilung bzw die Abl sung eines kleinen Teils des Kerns wie beim Kometen Bradfield 1980 XV geschehen die Ursache sein In allen F llen mu zwischen der Zeit vor und nach einem derartigen Ereignis unterschieden werden Nicht mit den obigen Formeln beschreibbar sind kurzfristige Helligkeitsaus einbr che die meist eine Dauer von 1 bis 5 Tagen haben wonach die Helligkeit wieder auf ihren Ausgangswert zur ckkehrt Ursachen f r derartige Ph nomene d rften das Aufbrechen eines Krustenteils mit darunter befindlichem Gasvorrat bzw eine kurzfristige Ersch pfung eines Gasreservoirs sein Wiederholen sich solche nderungen periodisch so d rften sie eine Folge der Rotation des Kometenkerns sein 5 5 2 Bestimmung der Helligkeitsparameter Bevor die Ableitung der Helligkeit
339. sterne bestimmen e Die instrumentellen Helligkeiten aus den Signal Werten errechnen m 2 5 log f e Abschlie end erfolgt die Datenreduktion hierbei kann wie in Abschnitt 7 5 2 2 erl utert vorgegangen werden Bei Ver ffentlichung des Ergebnisses sollten immer die Methode differentielle bzw Allsky Photometrie Angabe der Extinktions und Transformationskoeffizienten die verwende ten Filter und Standardsterne sowie die Gr e des Diaphragmas mit angegeben wer den 7 6 Grundz ge der Bildverarbeitung Der A D Wandler transformiert die analogen Signale welche pro Bildelement die Bildinfor mation darstellen in digitale Werte ADUs Der Rechner weist dann den digitalen Werten Grau bzw Farbstufen zu Die Zahl der m glichen Graustufen bzw Farben werden zum einen durch die Dynamik des A D Wandler bestimmt So kann ein 8 bit A D Wandler 28 256 Graustufen erzeugen Im Vergleich dazu differenziert ein 12 bit A D Wandler theoretisch schon 2 2 4096 Graustufen Selten geht der interessierende Helligkeitsumfang in einer Aufnahme 7 6 Grundz ge der Bildverarbeitung 181 ber den gesamten darstellbaren Graustufenbereich In vielen F llen haben lichtschwache De tails astronomischer Objekte gegen ber dem Himmelshintergrund nur gering h here Pixelwerte Dies hat eine starke Auswirkung auf die Visualisierungsm glichkeit der Objekte Mit einer 8 bit Dynamik k nnen diese nur unzureichend dargestellt werden Ein Graustufen
340. sverh ltnis 201 Rasierklingenspalt 204 Selbstbau 201 Spalt 203 Spektrum 198 Hintergrund 214 L nge 202 Linienidentifikation 217 Spezielle St rungsrechnung 268 Spiegelteleskop 41 St bchen 37 Standard quinoktium 245 Standardabweichung 74 Staubkokon 57 Staubschweif 2 25 198 Sternkatalog GSC 44 69 GSPC 68 Strahlungsdruck 3 11 13 Streamer 26 57 94 129 Struve Wilhelm 8 Swan Band Filter 45 Swan Banden 197 200 Tabellen Code fiir periodische Kometen 280 Schliissellisten 284 Tagesbruchteile 276 Teilkreise 44 Topozentrum 245 TYCHO 2 Katalog 67 TYCHO Katalog 67 Umkopieren 124 UT 43 228 VdS Fachgruppe Kometen 274 Vergleichsstern 48 Vergleichssternhelligkeiten 48 50 298 Index Wellenl ngen kalibrierung 215 Weltzeit 43 228 Whipple Fred 11 Winkelfunktionen 229 Z pfchen 37 Zeichnung 58 Zweik rperproblem 247 261
341. t der Forschung von der Verfolgung der Bewegung dieser oftmals unvor hergesehen auftretenden Objekte hin zur Bestimmung einer Reihe physikalischer Kenngr en verlagert hat Die Unberechenbarkeit macht bis heute einen Gro teil des Reizes der Kometenbeobachtung aus Zwar hat die intensive Forschung der letzten Jahrzehnte gezeigt da die durchschnittli che Entwicklung eines Kometen bereits durch die Bestimmung weniger Parameter absch tz bar wird Aber eben nur die durchschnittliche immer wieder berrascht der eine oder an dere Schweifstern die Fachleute durch eine unerwartete Helligkeitssteigerung eine pl tz liche starke Ausdehnung seiner Koma oder einen heute noch unvorhersagbaren Schweifa bri Um die einzelnen Kometen untereinander vergleichen zu k nnen m ssen die scheinbare Hel ligkeit und die scheinbaren Ausma e von Koma und Schweif am Himmel in absolute Gr en umgerechnet werden Dazu ist die Kenntnis der relativen Positionen von Sonne Erde und Komet im Sonnensystem erforderlich So kann ein am Himmel enorme Ausma e aufweisender Komet in Wirklichkeit ein v llig durchschnittlicher Vertreter der Haarsterne sein der lediglich nahe an der Erde vorbeil uft wie es beim Kometen IRAS Araki Alcock 1983d der Fall war Dieser wies am Tag der gr ten Erdn he einen scheinbaren Komadurchmesser von mehr als 2 auf was aber einem absoluten Komadurchmesser von v llig durchschnittlichen 200 000 km entsprach Umgekehrt ergab
342. t der Werte ist knapp sechsstellig in den Formeln in die die Sonnenkoordinaten eingehen k nnen die Differenzen etwas gr er sein Ellipse Berechnet werden soll die Position des Kometen 6P d Arrest f r t 30 Juli 1995 or UT T 1995 Juli 27 3186 TT q 1 345815AE e 0 614045 178 0476 Q 138 9885 i 19 5236 2000 0 P 0 733069 P 0 628471 P 0 260066 Gausskonstanten Ox 0 643830 Qy 0 764474 Qz 0 032601 X 0 603273 Y 0 749220 Z 0 324835 Sonnenkoordinaten M 0 007084 0 40588 Mittlere Anomalie E 0 018345 1 05109 Exzentrische Anomalie r 1 34618AE Radiusvektor Komet Sonne 240 9 Ephemeridenrechnung G 1 345228 H 0 050486 Weitere Gr en B 0 415376 D 0 057622 L 0 026659 A 0 42020AE Abstand Erde Komet 5 3 6375 3 38 2 Deklination a 352 1021 23 28 4 Rektaszension Da D lt 0 und B gt 0 wurden zum urspr nglichen Ergebnis 24 addiert Ergebnis 23 28 4 3 38 2 2000 0 A 0 42020 AE r 1 34618 AE Parabel Berechnet werden soll die Position des Kometen C 1996 N1 Brewington f r t 15 August 1996 22 UT T 1996 Aug 3 4237 TT q 0 925821AE e 1 43 9692 Q 234 9009 i 52 1483 2000 0 P 0 065279 P 0 983055 P 0 171297 Gausskonstanten Qx 0 760525 Q 0 062121 Q 0 646331 X 0 812725 Y 0 554169 Z 0 240266 Sonnenkoordinaten M 0 214905 12 31315 Mittlere
343. t diese indem die Objektiv ffnung des zu verwendenden Teleskopes durch den Pupillendurchmesser dividiert wird Beispiel Ein 40 j hriger Beobachter hat einen maximalen Pupillendurchmesser von durchschnittlich 6 mm Verwendet er ein 200 mm Teleskop so kann er sinnvoll eine Mindestvergr erung von 33x einsetzen Bei geringeren Vergr erungen hat er zwar u U ein gr eres Gesichtsfeld zur Verf gung eine h here Fl chenhelligkeit des Beobachtungsobjektes erzielt er jedoch nicht mehr Ein vollkommen dunkeladaptiertes Auge vermag unter besten Bedingungen noch Sterne etwa 7 Gr e wahrzunehmen hierzulande liegt die Grenze allerdings meist zwischen 5 5 und 6 5 Durch den Einsatz eines optischen Instruments mit gr erem Lichtsammelverm gen k nnen zunehmend schw chere Objekte erkannt werden 40 3 Die visuelle Beobachtung 16 41cm 45 32 cm 20 cm 14 15cm 10 cm 13 Abb 3 3 Visuelle stellare Grenzgr en 0 100 200 300 bei unterschiedlichen Teleskop ffnun Vergr erung gen und Vergr erungen Aus Schaefer 1989 stellare Grenzgr e In Abb 3 3 ist dieser Zusammenhang graphisch f r stellare Objekte dargestellt F r Kometen l t sich eine derartige Graphik jedoch nicht erstellen Sie sind ausgedehnte Objekte bei denen zur Gesamthelligkeit als entscheidender Faktor die Ausdehnung der Koma hinzukommt Dies hat zur Folge da es auch mit gr eren Ger ten schwierig werden kann einen Kometen der 10 Gr
344. t mehr manuell durchgef hrt werden sondern erfordert einen Computer Zudem bed rfen die Mittelwertsdiagramme einer sorgf ltigen Analy se Die gewichteten gleitenden Mittelwerte sind zur Darstellung der allgemeinen Entwicklung bzw zur Aufdeckung eventuell vorhandener kurzfristiger nderungen von Helligkeit Positionswinkel und DC Wert sehr geeignet Weniger aussagekr ftig sind sie beim Komadurchmesser und der Schweifl nge da bei diesen beiden Gr en die Zahl der zu geringen Sch tzungen wie bereits erw hnt meist deutlich gr er als die Zahl der zu gro en Sch tzungen ist Der allgemeine Trend kann jedoch auch bei diesen beiden Kometenparametern dargestellt werden Zur Berechnung von Helligkeitsformeln sollten aufgrund der deutlich gr eren Zahl an verf gbaren Werten jedoch stets die Einzelsch tzungen herangezogen werden 5 6 Methoden zur weiteren Reduzierung der Streuung 99 Mittelwerte k nnen stets und ber jede Art von Daten gebildet werden Jeder mit Statistik und Auswertung befa te Amateur wei allerdings um die Problematik von Mittelwerten In diesem Zusammenhang stellt sich zun chst einmal die Frage ob die Sch tzungen verschiedener Beobachter mit verschiedenen Instrumenten und Himmelsbedingungen berhaupt gemittelt werden d rfen Diese Frage kann nicht allein aus theoretischen berlegungen heraus entschieden werden Entscheidender ist ob die Mittelwerte Ereignisse sichtbar werden lassen die von anderer evtl
345. t sich sonst nichts 21 Hier ist Beobachtung im Sinne einer Gleichung also Koordinate zu verstehen Der mittlere Fehler einer vollst ndigen Beobachtung a 6 ist dann folglich V2u 268 10 Bahnbestimmung und verbesserung 10 6 3 Anmerkung Ist die zu verbessernde Bahn sehr fehlerhaft so sind die sehr gro en Restfehler auch ann hernd keine Differentiale mehr und die Bahnverbesserung divergiert Da die Ephemeriden rter zur Berechnung der Residuen mit den Formeln der ungest rten Keplerbewegung berechnet werden gehen die Planetenst rungen nicht in die Bahnverbesserung mit ein Berechnet man eine Bahn mit Beobachtungen ber einen sehr gro en Zeitraum z B mehrere Erscheinungen eines peri odischen Kometen so kann dies keine optimalen Ergebnisse liefern da in diesem Falle auch Planetenst rungen ber cksichtigt werden m ssen Zielsetzung dieses Kapitels ist es aber dem Kometenbeobachter mit relativ wenig Formalismus die M glichkeit zu geben einen Kometen in einer aktuellen Erscheinung in seiner Bahn zu verfolgen und Rechnungen mit eigenen oder fremden Beobachtungen durchzuf hren 10 7 Spezielle St rungsrechnung Das allgemeine n K rper Problem kann nicht mehr in geschlossener Form gel st werden Fr her hat man L sungen in Form von komplizierten Reihenentwicklungen aufgestellt allgemeine St rungsrechnung heute geschieht das i a nur noch f r die gro en Planeten und oftmals wurde die L sung selbst erst
346. te Bei Verwendung dieses Katalogs sollten aber auf jeden Fall 5 6 Vergleichssterne benutzt werden F r noch schw chere Kometen gibt es die drei Selected Areas in Sky and Telescope 67 S 28 1984 Ref Schl ssel E mit Helligkeiten bis 20 Nicht l nger f r Helligkeitssch tzungen empfohlen werden folgende fr her weit verbreitete Quellen der Atlas der American Association of Variable Star Observers Ref Schl ssel AA der Sky Catalogue 2000 0 Ref Schl ssel SC der SAO Katalog Ref Schl ssel S und die Supernova Search Charts Ref Schl ssel TB Diese Quellen sollten nur dann verwendet werden falls keine der 0 g Quellen verf gbar ist was aber immer seltener der Fall sein d rfte Nicht benutzt werden d rfen der USNO A1 0 USNO B1 0 und der USNO A2 0 Katalog da diese R Helligkeiten verwenden die sich um 0 5 bis 2 0 von visuellen bzw photovisuellen Helligkeiten unterscheiden Ebenfalls nicht verwendet werden d rfen der UCAC 1 bzw UCAC 2 Astromtric Star Catalogue deren Helligkeiten im Bereich vom V bis zum R Band ermittelt wurden Schlie lich sind auch Helligkeiten des 2MASS Katalogs nicht anwendbar da es sich um Infrarothelligkeiten handelt Zusammenfassend stellt sich die Situation aktuell so dar f r Kometen heller als 9 5 sollte prim r der HIPPARCOS Katalog verwendet werden Bei Helligkeitssch tzungen von Kometen bis 11 5 ist der TYCHO 2 Katalog zu verwenden F r schw chere Komete
347. tellen der sich f r die theoretischen Hintergr nde dieser Formeln nicht interessiert als auch die Leser befriedigen die tiefergr ndig in diese Materie einsteigen m chten Es ist 243 244 10 Bahnbestimmung und verbesserung daher strukturiert aufgebaut Im ersten Teil wollen wir uns zun chst mit den physikalischen Grundlagen der Bahnbestimmung vertraut machen bevor wir die zu l senden Aufgaben de finieren und anschlie end die L sung dieser Fragen ableiten In Abschnitt 10 5 5 und 10 5 6 ist dann der gesamte Algorithmus f r die erste Bahnbestimmung angegeben Analog wird in den nachfolgenden Abschnitten eine Einf hrung in das Prinzip der Bahnverbesserung und anschlie end der entsprechende Algorithmus gegeben Der letzte Abschnitt des Kapitels be fa t sich kurz mit den modernen Methoden der Bahn und St rungsrechnung ohne jedoch konkret darauf einzugehen da dies im Rahmen dieses Buches nicht m glich ist So weit wie m glich wird eine vektorielle Darstellung verwendet Vektoren und Matrizen sind fett gedruckt Dies erm glicht eine anschauliche Interpretation und erlaubt eine einfache Umsetzung in ein Rechnerprogramm 10 2 Historisches Bereits in der Antike versuchte man die Bewegung der Himmelsk rper zu beschreiben und zu erkl ren So lieferte Ptolem us ca 150 n Chr in seinem Gesamtwerk Almagest eine Bewegungstheorie von Sonne Mond und den f nf gro en Planeten die den Lauf dieser Him melsk rper recht gut bes
348. ten Auf diese Weise entstehen Ausl schungen und Verst rkungen verschiedener Ordnungen In Abbildung 7 19 sind schematisch die Transmissionen verschiedener Ordnungen eines Schmalband Interferenzfilters dargestellt F r den Einsatz eines Interferenzfilters m ssen unter Umst nden die unerw nschten Nebenordnungen durch weitere Filter entfernt werden Die Halbwertsbreiten von Interferenzfilter h ngen vom Einfallswinkel der Strahlung ab die vom Hersteller angegebenen Werte beziehen sich auf einen parallelen Strahlengang Kollimator Aus diesem Grund ist das verwendbare ffnungsverh ltnis der Optik begrenzt Typisch ist die Verwendung von Instrumenten mit einem ffnungsverh ltnis von f 12 und f 15 Manfroid et al 1992 Ein f r die CCD interessantes photometrisches System im Mittelbandbereich stellt das Str mgren uvby System dar Es ist in Abbildung 7 20 f r die vby Filter dargestellt Es hat den Vorteil praktisch ausschlie lich filterde finiert und weniger von der spektralen Empfindlichkeit des Detektors abh ngig zu sein Manfroid 7 5 Photometrie von Kometen 167 50 Zentrale Wellenl nge Halbwertsbreite Sperrbereich Sperrbereich 400 450 500 550 600 Wellenlange nm Abb 7 19 Schematische Darstellung von Transmissionskurven verschiedener Ordnungen eines Interferenz filters T Transmission et al 1992 Das y Band yellow kann sehr gut in die Johnson Morgan V Helligkeit transfor miert werden 100
349. ten bei h heren Vergr erungen vor dem Sternenhintergrund richtiggehend 23 Abb 2 5 Der Doppelkomet P Mach holz 2 19940 am 11 10 1994 3 02 3 25 UT Das Fragment D ist hnlich hell wie die Hauptkomponente Aufnah me mit Schmidtkamera 1 5 300 mm auf Kodalith ortho Photo M J ger laufen sehen zudem war ein kleiner Jet von der auffallenden zentralen Kondensation in Richtung Sonne sch n ausgebildet Unter einem dunklen Himmel stand der Komet an beiden Tagen als etwas ber 2 Grad gro e diffuse aber dennoch auff llige Wolke am Himmel brigens lief nur einen Monat sp ter ein weiterer Komet Sugano Saigusa Fujikawa 1983e in der doppelten Entfernung an der Erde vor ber W hrend allerdings IRAS Araki Alcock ein sch nes Objekt war entt uschte dieser Komet Er erreichte lediglich eine Helligkeit von 6 5 und war aufgrund der geringen Fl chenhelligkeit seiner 45 gro en v llig diffusen Koma nur schwer auffindbar das typische Bild eines schwachen Kometen der nahe an der Erde steht Kammerer 1984 Die Koma selbst kann eine Vielzahl von Details aufweisen Am h ufigsten zeigt sie sich unspektakul r als diffuser Nebel der mehr oder minder stark zur Mitte hin kondensiert ist und h ufig einen sternf rmigen Pseudokern false nucleus aufweist Interessanter wird es schon sofern die Koma auffallend elliptisch ist wie beim 8 hellen Kometen 19P Borrelly im Jahr 1995 Abb 6 10 Zeitweise sah dieser Kom
350. tet werden Vor dem Skizzieren ist es angebracht zun chst f r eine Weile den visuellen Eindruck auf sich wirken zu lassen Indirektes Sehen ist hier sehr hilfreich beim Erfassen schwacher und feiner Strukturen Beim Zeichnen achte man besonders auf die Dimension und Orientierung der wahrgenommenen Details als Hilfe bieten sich hierbei die Feldsterne an die man unbedingt vor dem Kometen zeichnen sollte F r die Wiedergabe feiner Schattierungen kann der Radiergummi leicht angefeuchtet und vorsichtig ber die gezeichneten Linien bewegt werden Dadurch lassen sich auch feine Kontrastunterschiede herausarbeiten Abb 3 10 Beim Punkt Raster Verfahren Abb 3 11 wird stets erst nach einer Beobachtung die Helligkeitsverteilung innerhalb eines Kometen dadurch wiedergegeben da Punkte mit ei nem schwarzen Stift am besten Tusche in unterschiedlicher Dichte gesetzt werden Das Verfahren ist zwar zeitaufwendig und zun chst etwas gew hnungsbed rftig hat aber den 3 6 Die visuelle Suche nach Kometen 59 gro en Vorteil da die Zeichnung stets mit sehr guter Qualit t reproduziert werden kann Wie bei allen Beobachtungen die man einmal auswerten m chte so mu man auch eine Kome tenzeichnung mit den wichtigsten Beobachtungsdaten versehen Dazu geh ren Datum Teleskop Vergr erung Gesichtsfelddurchmesser Orientierung der Himmelsrichtungen Faintest Star und eventuell verwendetes Filter Au erdem sollte man sich Notizen machen
351. tik mit ST 4 CCD Kamera mit ne Filter f r 60 s Integrationszeit ungefilterte V Filter f r 60 s Integrationszeit in Klammern scheinbare CCD Helligkeit Komposit aus vier 60 s Aufnahmen schein bare V Helligkeit Obj 10 60 180 Obj 10 60 180 8 0 3301 822 279 9 0 1620 331 111 8 07 290 564 51 100 17 33 10 0 724 132 44 9 0 120 233 20 40 7 13 11 0 305 53 18 10 0 48 94 8 16 3 5 12 0 124 21 7 11 0 19 38 3 6 12 13 0 50 8 3 12 0 8 15 1 3 0 1 14 0 20 3 1 13 0 3 6 1 1 0 15 0 8 1 0 14 0 1 2 0 0 16 0 3 1 0 15 0 0 0 0 17 0 1 0 0 190 7 Die CCD Beobachtung Abgesch tzte Signal Rausch Verh ltniswerte f r 200 1260mm Optik mit ST 4 CCD Kamera mit V Filter f r 60 s Integrationszeit in Klammern Komposit aus vier 60 s Aufnahmen schein bare V Helligkeit Obj 10 60 180 8 00 379 739 67 130 22 44 9 0 157 305 27 52 9 17 10 0 63 123 110 4 7 11 0 25 49 4 8 1 3 12 0 10 20 2 3 1 1 13 0 4 8 1 1 0 14 0 2 3 0 1 0 15 0 1 1 0 0 16 0 0 0 0 Abgesch tzte Signal Rausch Verh ltniswerte f r 250 1500mm Optik mit ST 4 CCD Kamera mit V Filter f r 60 s Integrationszeit in Klammern Komposit aus vier 60 s Aufnahmen schein bare V Helligkeit Objekt 10 60 180 8 0 474 924 84 163 28 54 9 0 196 381 33 65 11 22 10 0 79 1
352. tmann schen Dispersionsformel bew hrt k X XQ AA 8 4 mit den empirischen Konstanten x9 A9 k In erster N herung wird 1 gesetzt F r die Bestimmung der drei Hartmann Konstanten x9 X0 k die keine physikalische Bedeu tung haben werden drei bekannte Linien auf dem Spektrum identifiziert deren Wellenl n ge als Literaturwert bekannt ist und die entsprechenden x Koordinatenwerte Pixelpositi on ermittelt Die drei Konstanten k nnen dann mittels folgender Formeln berechnet wer den X1 33 Ag A h 8 5 Ag a1 h A3 Ag w SS 8 6 k gt 8 7 l i Ash k X a er 8 8 Sind diese Konstanten bestimmt kann mit Glg 8 9 die Wellenl nge einer beliebigen ausgemes senen Linie Koordinate x berechnet werden k x xo A x 8 9 Nutzt man nicht eines der astronomischen Auswerteprogramme dass ber Funktionen zur Wel lenl ngenkalibrierung bei Prismenspektrographen verf gt kann man die Formeln von Hartmann selbst in einem kleine Skript Programm implementieren Listing 8 1 zeigt ein solches Python Skript Das Python Paket kann man sich von www python org oder als portable Version von www portablepython com herunterladen Man kann es mit einer Datei als Parameter aufrufen in dieser Textdatei m ssen mindestens drei Zeilen mit den Wertepaaren x Koordinate Wellen l nge identifizierter Linien stehen Ruft man das Skript ohne Parameter auf so werden diese 6 Werte interakti
353. tor wird ein Okular mit 20 mm Brennweite verwendet man beobachtet also bei 40x Vergr erung Demnach betr gt die Austrittspupille 5 mm Um nun bei einem 20cm f 10 Schmidt Cassegrain Teleskop 40x Vergr erung sowie eine entsprechende Austrittspupille zu erzielen ben tigt man eine Okular brennweite von 50 mm In beiden Fernrohren sieht ein fl chenm ig ausgedehntes Objekt wie z B ein Komet nun gleich hell aus die unterschiedlichen Prim rbrennweiten von 800 mm bzw 2000 mm machen sich im Okular nicht bemerkbar Deshalb kann man eine gro e Bildhelligkeit auch mit Ger ten kleinerer ffnung erzielen Nur mu man sich dann mit entsprechend geringe ren Vergr erungen zufrieden geben Bei kleineren und insgesamt schw cheren Kometen wird man allerdings rasch feststellen wie wichtig die ffnung eines Teleskops ist Ein Amateur der auch Kometen jenseits der 12 bis 13 Gr enklasse verfolgen will kommt um einen Reflektor mit einer ffnung von mindestens 25 cm ffnung nicht herum Refraktoren gleicher Gr e sind wesentlich teurer und finden daher blicherweise bei Kome tenbeobachtern nur bis zu einer ffnung von 150 mm Verwendung Vor allem unter Kometen entdeckern ist der Refraktor mit einem ffnungsverh ltnis von 1 5 1 6 ein beliebtes Instrument Diese Teleskope haben den Vorteil da sie aufgrund ihrer kurzen Brennweiten in Verbindung mit Weitwinkelokularen sehr gro e Gesichtsfelder zu bieten haben Dadurch lassen sich
354. tra len Empfindlichkeit des menschlichen Auges zugrunde mit einem Maximum bei 515 nm Leider wurden bislang nur die visuellen Helligkeiten der hellen Sterne umfassend und genau bestimmt F r schw chere Sterne ab 7 findet sich diese Angabe immer seltener und wird zudem immer ungenauer Unter den photovisuellen Helligkeiten K rzel V versteht man die Angaben im soge nannten Johnson Band das zwar auch im visuellen Bereich liegt aber aufgrund einer zentralen Wellenl nge von 540 nm und einem differierenden Verlauf der spektralen Empfindlichkeit einen etwas anderen Eindruck wiedergibt als das menschliche Auge Die photovisuellen Helligkeiten weichen aus diesem Grund geringf gig von den visuellen ab doch liegen die Unterschiede bei nicht zu blauen bzw zu roten Sternen in der Gr enordnung von 0 1 und fallen daher bei der Helligkeitssch tzung eines Kometen kaum ins Gewicht Der gro e Vorteil der photovisu ellen Helligkeiten liegt darin da diese auch bei schw cheren Sternen eine hohe Genauigkeit besitzen In der Astronomie bliche photographische Emulsionen zeigen im blauen Spektralbe reich meist eine wesentlich gr ere im roten Bereich oftmals eine geringere Empfindlichkeit 4 2 Die Sternkataloge im Vergleich 67 als das menschliche Auge Aus diesem Grund differieren die photographischen Helligkeiten K rzel m n ber weite Spektralbereiche hinweg deutlich zu den visuellen Helligkeiten F r k hlere Sterne der Spektraltype
355. tt GGG Beobachter Mag 199501 1995 08 17 564 S 10 5 GA 35 0L 5 100 1 1 2 0 05 235 Mueller 5 7M false nucleus 12 5m 199501 1996 09 02 34 B 5 8 AA 9 0M11 39 15 7 amp l 45 Maier 4 Erl uterung m der dreistellige Code f r periodische Kometen siehe Anhang C 3 bleibt bei nichtperiodi schen Kometen leer bei periodischen Kometen die in ihrer ersten Erscheinung beobachtet werden bitte ein P in Spalte 3 setzen YYYY Jahr der Entdeckung Mn Halbmonats Buchstabe und laufende Ziffer bei mehr als 9 Kometen pro Halbmonat gilt 10 a 11 b L bei Kometen die in mehreren Fragmenten zerbrochen sind die Bezeichnung der Komponen te auf die sich die Beobachtung bezieht 282 283 JJJJ MM DD DDd mm m rf AAA A F VVVV gt dd dd DC gt t tt GGG Beob Mag Jahr der Beobachtung Monat der Beobachtung Tag und Tagesbruchteil der Beobachtung d optional sofern der Zeitpunkt der Beobachtung auf 0 001 Tage genau bestimmt wurde siehe Anhang C 1 Schl ssel zu einer eventuell angebrachten Extinktionskorrektur siehe Anhang E Sch tzmethode siehe Anhang E Helligkeit evtl mit Unsicherheitszeichen in Spalte 33 bzw Zeichen f r schw cher als in Spalte 28 Quelle der benutzten Vergleichssternhelligkeiten siehe Anhang E Objektivdurchmesser in cm Instrumententyp siehe Anhang E ffnungsverh ltnis Vergr erung Komadurchmesser in Bogenminuten in Spalte 49 evtl Zeichen amp f
356. tte samt Fernrohr und Peltier lie sich mit einem Lenkrad drehen und das Ger t selbst lie sich vertikal leicht bewegen Wichtig ist zudem ein m glichst dunkler Beobachtungsplatz mit einer gro en Zahl klarer N chte pro Jahr Bedingungen die in Deutschland nur selten erf llt sind Deutsche Amateure haben hierzulande denn auch in den letzten Jahrzehnten keine Entdeckung verbuchen k nnen Ein enga gierter Beobachter der Zeit in diese Besch ftigung stecken kann und will sollte aber dennoch Er folge vorweisen k nnen wie Entdeckungen von Alcock und Panther aus England zeigen wo das Wetter kaum besser ist als bei uns Die Entdeckung eines Kometen erfordert im Durchschnitt um die 600 Stunden intensiver Suche Aber es gibt auch Gl ckspilze So fand Mark A Whitaker ein 16 j hriger Sch ler bereits in der dritten Nacht den Kometen 1968b mit einem 10 cm Kaufhaus Newton allerdings ist ein solcher Erfolg sehr untypisch Hat man ein verd chtiges nebliges Objekt entdeckt so sollte man versuchen eine Bewegung vor dem Sternhintergrund erkennen zu k nnen Richtung und Betrag dieser Bewegung sind zusammen mit der Position und Uhrzeit der Entdeckung weiterzumelden Im anderen Fall m ssen selbstverst ndlich zuvor zahlreiche Kataloge bzw Atlanten studiert werden um ein bereits bekanntes nicht stellares Objekt ausschlie en zu k nnen Tats chlich ist es f r alle Kometenj ger fast unabdingbar sich im Bereich der Nebelobjekte hervorragend
357. u kleinen Durchmessern erkennbar wird Eine gewisse Abhilfe kann erreicht werden indem bei ausgeschalteter Fadenkreuzbeleuchtung ein Stern im Gesichtsfeld so lange defokussiert wird bis er den Winkeldurchmesser der Koma erreicht Anschlie end wird der Durchmesser des Sternscheibchens wie oben ausgef hrt ermittelt und ber diesen Umweg der Komadurchmesser bestimmt hnlich wie die Sch tzung des Komadurchmessers funktioniert die Bestimmung der Schweifl n ge sofern der Komet einen solchen aufweist Da der Schweif aber in der Regel noch diffuser als die Koma ist und einem nur selten den Gefallen tut exakt in Ost West Richtung orientiert zu sein l t sich hier die Stoppuhrmethode nicht anwenden Es lassen sich aber stets zwei Sterne finden deren Abstand ins Verh ltnis zur L nge des Schweifs gesetzt werden kann Bei Schwei fenl ngen ber 10 darf der Abstand allerdings nicht mehr direkt aus einer Karte entnommen werden sondern mu mit Hilfe von Formeln aus der sp rischen Trigonometrie bestimmt werden Mit der bestimmten Position des Schweifendpunktes und der aus einer Ephemeride 3 5 Die Beobachtung 53 entnommenen Position des Kometenkopfes 04 61 ergibt sich die Schweifl nge S dann gem der folgenden Formel cos S sin j sin amp 2 cos j cos d2 cos a Q 3 2 Besitzt der Komet sowohl einen Gas als auch einen Staubschweif so sind die L ngen beider Schweife zu bestimmen Das gleiche gilt
358. ular gut sichtbarem false nucleus so kann mit Hilfe eines Fadenkreuzokulars direkt nachgef hrt werden Zwischenzeitlich ist es auch m glich Nachf hrkorrekturen mit Hilfe von CCDs z B der ST 4 von SBIG automatisch durchf hren zu lassen CCDs eignen sich im Prinzip auch f r deutlich lichtschw chere zentrale Kondensationen 6 5 2 Die indirekte Kometennachf hrung Bei lichtschwachen Kometen oder solchen ohne definiertes punktf rmiges Zentrum eignet sich die indirekte Kometennachf hrung F r die sinnvolle Anwendung dieser Methode ist das Vorhandensein eines besonderen Nachf hrsystems auf der Okularseite allerdings erforderlich Ein solches besitzt nicht nur ein Fadenkreuz sondern dar berhinaus beleuchtete lineare Skalen und eine umlaufende Winkelskala Besonders geeignet hierf r sind z B das Mikro Guide Okular der Fa Baader Planetarium und das GA 4 System von Vixen Bei der indirekten Kometennachf hrung wird der Leitstern nach im voraus genau berechneten Zeitabst nden in definierten Schritten entgegengesetzt zur Eigenbewegung des Kometen versetzt Abb 6 5 Hierf r m ssen die scheinbare Bewegungsrichtung und geschwindigkeit des Kometen bekannt sein Beide Werte k nnen aus einer Ephemeride ermittelt werden Zun chst wird die nderung 6 5 Nachf hrung 119 a b NY o0 N N Abb 6 5 Das Prinzip der indirekten Kometennachf hrung unter Verwendung eines Fadenkreuzokulars mit Teilstrichen und Winke
359. ulianisches Datum in B rgerliches Datum umrechnen Gegeben sei das Julianische Datum JD und gesucht wird das entsprechende B rgerliche Datum Y M D Dann ist zu 9 3 Wesentliche Hilfsformeln 231 rechnen Z INT JD 0 5 9 10 F FRAC JD 0 5 9 11 Die Funktion FRAC x liefert den Nachkommaanteil von x F r Z lt 2299161 setzt man A Z f r Z gt 2299161 wird gilt Z 1867216 25 INT 12 36524 25 A Z 1 a INT a 4 9 13 Die weitere Berechnung sieht wie folgt aus B A 1524 9 14 eine 2s 9 15 u 365 25 K INT 365 25C 9 16 B K E INT 9 17 Hr m Somit erh lt man D B K INT 30 6001E F 9 18 M E 1 f r E lt 13 5 9 19 M E 13 f r E gt 13 5 9 20 Y C 4716 fiir M gt 2 5 9 21 Y C 4715 f r M lt 2 5 9 22 Damit ist das Datum Jahr Monat Tag Y M D aus dem JD berechnet 232 9 Ephemeridenrechnung 9 4 Berechnung der rechtwinkligen Sonnenkoordinaten F r die Ermittlung der Koordinaten eines Objekts am irdischen Firmament sind Angaben ber die genaue Position der Erde im Raum erforderlich Oder anders ausgedr ckt Man ben tigt Angaben ber die Position der Sonne von der Erde aus gesehen Diese m ssen als rechtwinklige Koordinaten X Y Z vorliegen und sich stets auf das Aqui noktium der Bahnelemente des betreffenden Objekts beziehen praktisch immer 1950 0 oder 2000 0 Die rechtwinkligen Sonnenkoordinaten werden f r jedes Datum ben tigt f r das eine Komete
360. und Ungenauigkeit deutlich an Bei Nutzung der drei genannten Kataloge ist Aufmerksamkeit angebracht da diese Helligkei ten in verschiedenen Helligkeitssystemen listen Die f r Kometensch tzungen verwendbaren Helligkeiten sind beim HIPPARCOS Katalog die Johnson Helligkeiten Ref Schl ssel HV Der TYCHO Katalog sollte nur in Ausnahmef llen verwendet werden Wann immer m glich ist diesem der TYCHO 2 Katalog vorzuziehen da dieser vollst ndiger und genauer ist Bei Verwendung des TYCHO Katalogs k nnen die Johnson Helligkeiten Ref Schl ssel TJ oder die Vr Helligkeiten Ref Schl ssel TT genutzt werden Der TYCHO 2 Katalog enth lt ausschlie lich Vr Helligkeiten die zur Unterscheidung vom TYCHO Katalog einen anderen Schl ssel erhalten haben Ref Schl ssel TK 68 4 Die wichtigsten Sternkataloge f r den Kometenbeobachter Der bequemere Weg den HIPPARCOS bzw TYCHO 2 Katalog zu nutzen bieten zahl reiche Astronomieprogramme Hierbei sollte man sich aber stets informieren welche Hel ligkeit angezeigt wird entweder ber die Programmdokumentation oder indem Zusatz informationen zum betreffenden Stern abgerufen werden was in vielen F llen m glich ist Die bei der Ver nderlichenbeobachtung erzielbare Genauigkeit ist deutlich h her als die der Kometenbeobachtung Entsprechend ist es naheliegend Ver nderlichen Sch tzkarten heran zuziehen Eine erste Quelle auch f r Kometenbeobachter stellen die Karten der American
361. und die Transformation in ein Standardsystem erl utert Extinktionskorrektur Die Bestrahlungsst rke wird beim Durchgang durch die Atmosph re durch Absorptions und Streuungseffekte reduziert Die Reduktion h ngt von der Wellenl nge des Lichts und der Dicke der zu durchquerenden Atmosph re ab Wie in Abbildung 7 21 darge stellt ist die Wegstrecke durch die Atmosph re bei der Zenitdistanz z gleich AH secz Die Gr e secz wird Luftmasse x genannt Sie ist ein Ma f r die Dicke der Atmosph re bei der Zenitdi stanz z relativ zur Dicke im Zenit AH Manfroid et al 1992 Definitionsgem ist die Luftmasse im Zenit 1 Aus der geographischen Breite des Beobachtungsortes dem Stundenwinkel t und der Deklination des Objektes kann x berechnet werden x 1 sin sind cos cos cost Henden et al 1991 Die Gleichung X secz gilt nur f r Luftmassen kleiner 3 F r gr ere Werte f r x mu x secz 1 0 0012tan z verwendet werden Die Reduktion des Lichtes folgt dem Bouguerschen Gesetz Henden et al 1991 m m k X 1 27 wobei k der wellenl ngenabh ngige Extinktionskoeffizient darstellt und m9 die au eratmosph rische Helligkeit bei der Wellenl nge A Man bestimmt nun bei verschiedenen Luftmassen die 7 5 Photometrie von Kometen 169 Lichtstrahl AH sec z Abb 7 21 Wegstrecke eines Lichttrahls abh ngig von der Zenitdistanz instrumentellen Helligkeiten des Referenzsterns und tr gt dies
362. ung sind z B bei Schubart 1966 und bei Oesterwinter amp Cohen 1972 angegeben Ein leistungsf higes PECE Pr diktor Korrektor Verfahren wird ausf hrlich bei Shampine amp Gordon 1984 beschrieben Literaturverzeichnis 1 Bastian U 1991 Warum man von 1950 nach 2000 nicht einfach pr zedieren darf Sterne und Weltraum 30 S 489 2 Bauschinger J 1928 Die Bahnbestimmung der Himmelsk rper 2 Aufl Leipzig 3 Boulet D 1991 Merhods of orbit determination for the microcomputer Willmann Bell Richmond USA 4 Bucerius H 1966 Himmelsmechanik Band I II BI Hochschultaschenbuch 143 143a 144 144a Mannheim 5 Danby J M A 1988 Fundamentals of Celestial Mechanics 2 Aufl Willmann Bell Richmond USA 6 Gotthardt E 1978 Einf hrung in die Ausgleichsrechnung 2 Aufl Karlsruhe 7 Guthmann A 1994 Einf hrung in die Himmelsmechanik und Ephemeridenrechnung BI Wissenschaftsverlag Mannheim Enth lt ein sehr ausf hrliches Literaturverzeichnis 8 Herget P 1948 The Computation Of Orbits Cincinnati 9 Montenbruck O amp Pfleger T 1994 Astronomie mit dem Personal Computer 2 Aufl Springer Verlag Heidelberg 10 Oesterwinter C amp Cohen C J 1972 New Elements for Moon and Planets Naval Surface Weapons Center Technical Report TR 2693 Dahlgren Virgina 11 Olbers W 1797 Abhandlung ber die leichteste und bequemste Methode die Bahn eines Kometen zu berechnen
363. ung bezeichnet man als Bahnelemente Bei einem neu entdeckten Kometen stellt sich also zun chst die Aufgabe seine Bahn aus einer Anzahl von zeitlich verteilten Richtungsbe obachtungen an der Himmelssph re i a Rektaszension und Deklination zu bestimmen um eine weitere Verfolgung zu gew hrleisten Diese aus der ersten Bahnbestimmung hervorgehende vorl ufige Bahn wird aufgrund unvermeidlicher Beobachtungsfehler mehr oder weniger von der wahren Bahn abweichen Werden nun nachfolgend zus tzliche Beobachtungen gewonnen so wird man versuchen diese Bahnelemente mit allen vorhandenen Beobachtungen in Einklang zu bringen das hei t die Summe aller Abweichungen zwischen beobachteter und berechneter Bahn soll ein Minimum annehmen Die Bahnelemente des Kometen werden verbessert Die weitaus meisten Kometen bewegen sich auf Bahnen die sich in ihrem sonnennahen Bereich sehr gut als Parabeln approximieren lassen Durch diese Bedingung die an die Bahnexzentrizit t gestellt wird e 1 verringert sich die Anzahl der zu bestimmenden Bahnelemente auf f nf Zur Para belbahnbestimmung wird hier das Verfahren von Olbers 1797 einschlie lich der Modifikation durch Banachiewicz in einer modernen Darstellung wiedergegeben Die Bahnverbesserung wird an Hand der Variation der Bahnelemente beschrieben z B Bauschinger 1928 Stracke 1929 Bucerius 1966 Dieses Kapitel soll sowohl f r jenen Leser den kompletten Formalismus einer ersten Bahnbestim mung bereits
364. ung richtete sich nach der Reihen folge in der die Kometen ihr Perihel durchliefen 1870 I 1870 II usw Der oben erw hnte Komet 1892e war somit der 5 im Jahr 1892 entdeckte und lief zuf lligerweise auch als 5 Komet des Jahres 1892 durch sein Perihel 1892 V Seit dem Jahr 1995 gilt eine neue von der Komission 20 der IAU International Astronomical Union definierte Nomenklatur f r die Bezeichnung von Kometen die sich eng an der Aste roidennomenklatur orientiert jeder neuentdeckte Komet bekommt neben der Jahreszahl einen Gro buchstaben und eine fortlaufende Zahl der Name wird in Klammern dahinter gesetzt Der Gro buchstabe definiert den Zeitraum innerhalb dessen der Komet entdeckt wurde Daf r werden 24 Halbmonate definiert und diese mit den Buchstaben A bis Y unter Auslassung des I 10 1 Geschichte der Kometenforschung bezeichnet Die fortlaufende Zahl gibt an um die wievielte Neuentdeckung es sich innerhalb ei nes Halbmonats handelt So hat z B der zweite Komet der in der zweiten Januarh lfte 1996 von dem Japaner Yuji Hyakutake entdeckt wurde die Bezeichnung 1996 B2 Hyakutake erhalten Dar berhinaus kann die Natur des Objektes durch Pr fixe n her spezifiziert werden z B P f r einen kurzperiodischen Kometen weniger als 200 Jahre Umlaufszeit oder C f r einen langperi odischen Kometen Ist ein periodischer Komet bereits in mehr als einer Erscheinung beobachtet worden oder ist die Umlaufszeit und seine Wieder
365. ungsverm gen Riepe 1995 Bei den Farbnegativfilmen ist an erster Stelle der Kodak Ektacolor Pro Gold 400 zu nennen Binnewies et al 1996 Dieser besitzt eine sehr gute Blaugr nempfindlichkeit und erm glicht auch ohne Hypersensibilisierung moderate Belichtungszeiten da er einen Schwarzschildexpo nenten um p 0 9 aufweist Hervorragende Ergebnisse werden bei Optiken mit einem gro en ffnungsverh ltnis auch mit dem Kodak Ektar 25 erzielt Rhemann 1996 Dieser besitzt ein hohes Aufl sungsverm gen und hypersensibilisiert auch einen hohen Schwarzschildex ponenten der aber unter dem des TP 2415 hyp bleibt Aufgrund seiner Rotempfindlichkeit kann er sowohl den Gas wie den Staubanteil eines Kometen dokumentieren ben tigt aber 6 4 Filter 115 Optiken mit gro em ffnungsverh ltnis Ein weiterer geeigneter Farbnegativfilm ist der Fuji HG 400 Wesentlich empfindlicher mit einem noch guten Aufl sungsverm gen ist der Ektar 1000 Dieser besitzt eine hohe Blauempfindlichkeit was ihn f r den Gasanteil von Kometen sehr geeignet macht Hypersensibilisierung bringt keinen signifikanten Gewinn Schlie lich ist als weiterer geeigneter Farbnegativfilm der Fuji Super G Plus 800 zu nennen Bei den Farbdiafilmen eigenen sich z B der Agfachrome 200 RS sowie der Agfachrome 1000 RS 6 4 Filter F r die Verwendung von Filtern gibt es in der Kometenphotographie drei Einsatzgebiete die zumindest teilweise Reduzierung von Aufhellungen d
366. unterschied beim 8 bit Datenformat entspricht 16 verschiedenen Graustufen bei 12 bit bzw 256 theoretisch differenzierbaren Abstufungen bei 16 bit Details mit geringem Kontrastunterschied k nnen hier also wesentlich besser dargestellt werden Zum anderen h ngt die Zahl der darstellbaren m glichen Graustufen vom Bildverarbeitungs programm und der Hardware ab Hier bestehen zum Teil gro e Unterschiede Eine VGA Karte kann im Aufl sungsmodus 32 x 200 256 Farben bzw 64 Graustufen darstellen mit 64 x 480 Bildpunkten dagegen nur 16 Farben Als Folge k nnen beim Einsatz einer ST 6 Kamera mit 375 x 242 Bildpunkten bei der Aufl sung 320 x 200 nur ca 90 des Bildes abgebildet wer den Da die Detektoren sehr kleine Abbildungsfl chen haben ist ein Bild mit der Aufl sung 640 x 480 Bildpunkten auf dem Bildschirm sehr klein Um ein gro formatiges Bild auf dem Bildschirm zu erzeugen werden bei vielen Bildverarbeitungsprogrammen niedrigere Aufl sun gen benutzt Die Bilder sehen dadurch sehr digital aus Ein gutes Bildverarbeitungsprogramm sollte daher eine SuperVGA Karte unterst tzen die 256 Farben bei Aufl sungen zwischen 640 x 480 bis 1024 x 768 Pixel darstellen kann Noch mehr Farben k nnen nur sehr teure Grafikarten mit speziellen Bildverarbeitungsprogrammen darstellen In der Praxis k nnen also nicht alle theoretisch m glichen Graustufen visualisiert werden Ein weiteres Problem der 8 bit Bilder stellen die statistischen Effekte dar Hab
367. ur noch kurze Zeit beobachtet werden konnte siehe Kapitel 5 Eine weitere Besonderheit stellt ein zeitlich verschobenes Maximum der heliozentrischen Helligkeit dar W hrend dieses Ph nomen bei lteren periodischen Kometen nicht allzu selten ist geh rt es bei nichtperiodischen Schweifsternen wie z B dem 8 5 hellen Kometen Skorichenko George 1989e zur gro en Ausnahme Dieser erreichte seine gr te heliozentrische Helligkeit bereits Anfang M rz 1990 35 Tage vor dem Periheldurchgang Kammerer 1990 Schlie lich zeigen manche Kometen richtiggehende Br che in ihrer Helligkeitsentwicklung So wurde bereits mehrfach beobachtet da die heliozentrische Helligkeit eines Kometen zun chst steil ansteigt um pl tzlich nahezu zu stagnieren Ber hmte Beispiele stellen die Kometen Halley und C 1996 B2 Hyakutake dar deren Helligkeit in den ersten Wochen intensiver Beobachtung 20 2 Die Kometenbeobachtung mit Amateurmitteln so rasch anstieg da bereits Maximalhelligkeiten um 2 prognostiziert wurden In einer Sonnendistanz von etwa 1 7 AE bzw 0 55 AE verlangsamte sich die Helligkeitszunahme dann jedoch betr chtlich so da die tats chlich beobachtete Maximalhelligkeit im Perihel bei lediglich 2 5 lag Neben diesen f r den Beobachter eher unspektakul ren Besonderheiten in der Entwicklung gibt es regelrechte Helligkeitsaus bzw einbr che Diese k nnen klein sein wie beim Kometen Tanaka Machholz im Jahr 1992 der sein
368. urnal 88 3 439 Lasker B M et al 1988 The Guide Star Photometric Catalog Astrophys J Suppl 68 1 Mallama A 1993 Sky and Telescope 85 84 Mermilliod J C 1987 Bull Inform CDS 14 32 M ller M 1993 Sterne und Weltraum 32 176 Montenbruck O amp Pfleger T 1989 Astronomie mit der Personal Computer Springer Verlag NASA 1992 The Guide Star Cataloge Osborn W H et al 1990 Icarus 88 288 Neum ller 1992 Optoelectronics Image Sensors Data Book Vol 3 Newberry M V 1995 Recovering the Signal CCD Astronomy Spring 1995 18 Reeb O 1962 Grundlagen der Photometrie Verlag G Braun Karlsruhe Roth G D 1989 Handbuch fiir Sternfreunde 4 Aufl Springer Verlag Literaturverzeichnis 193 25 Sch fer H 1985 Elektromagnetische Starhlung Vieweg Verlag Braunschweig Wiesba den 26 Schwartz R 1992 Datenblatt ST 6 Santa Barbara Instrument Group 27 Schwartz R 1993 Pers nliche Mitteilung Santa Barbara Instrument Group 28 SpectraSource 1991 Technische Datenbl tter Lynxx Kameras SpectraSource Instru ments 29 Sterken Chr amp Manfroid J 1992 Astronomical Photometry Kluwer Academic Publis hers Dordrecht Netherlands 195 8 Spektroskopie M Kretlow Vorbemerkung Als dieses Kapitel vor ann hernd 15 Jahren verfasst wurde befand sich die Amateurszene gerade in einem Umbruch Die zweite Generation von Amateur CCD Kamera
369. ussetzungen 5 5 Bestimmung der Kometenparameter 79 ist die Helligkeit eines Kometen proportional zur Gesamtzahl der Molek le in der Kometenat mosph re d h der Gasproduktion und zur Entfernung von Sonne und Erde Die Annahme des Modells mu nach den neuesten Erkenntnissen allerdings modifiziert werden So konnten einer seits bereits in gro en Sonnenentfernungen Komae nachgewiesen werden w hrend andererseits die gemessenen Oberfl chentemperaturen bei kleinen Sonnendistanzen teils deutlich ber den erwarteten Werten lagen Je gr er die Eigenaktivit t n ist umso rascher nimmt die Gasproduktion bei Sonnenann herung zu d h umso st rker reagiert der Komet auf die verst rkte Sonnenstrahlung Ein durchschnitt licher Komet weist n 4 auf Dies ist der Grund weshalb man bei neuentdeckten Kometen zun chst n 4 annimmt Die genauen Werte von n und mg k nnen bei jedem Kometen stets erst nachtr glich bestimmt werden Die beobachtete scheinbare Helligkeit m ist nicht dazu geeignet die zeitliche Entwicklung der Gasproduktion verschiedener Kometen zu vergleichen enth lt sie doch eine Abh ngig keit von der Erddistanz Aus diesem Grund wird die heliozentrische Helligkeit mye einge f hrt Mhe M 5 logA 5 4 Hierunter wird die Helligkeit verstanden die ein Beobachter registrieren w rde der den Kometen aus einer Entfernung von konstant 1 AE beobachtet Tr gt man die heliozentrische Helligkeit ber logr auf
370. uswertung herangezogen so sollten die Ergebnisse sofern der Aufwand vertret bar bleibt mit internationalen Sch tzungen verglichen werden Bei periodischen Kometen k nnen die Ergebnisse mit fr heren Sichtbarkeiten verglichen werden Damit ist es mit Einschr nkungen m glich s kulare Ver nderungen im Helligkeitsverhalten zu ermitteln Allerdings mu bei der Interpretation historischer Beobachtungen sehr vorsichtig vorgegangen werden da diese h ufig mit anderen Methoden bzw Instrumenten durchgef hrt wurden So hat sich gezeigt da fr her bei den Helligkeitssch tzungen h ufig nur die helle innere Koma Ber cksichtigung fand so da diese Sch tzungen im Vergleich zu heutigen Helligkeitssch tzungen systematisch zu schwach ausfallen wobei die Differenz umso gr er ist je diffuser der Komet erscheint In einem vollst ndigen Abschlu bericht sollte ein Abschnitt ber die Entdeckung evtl die Geschichte des Kometen ebensowenig fehlen wie ein kurzer Abri ber seine Bewegung am Himmel und ber die Sichtbarkeitsbedingungen 5 5 Bestimmung der Kometenparameter 5 5 1 Allgemeines ber die Helligkeitsentwicklung von Kometen Die wichtigsten ber visuelle Beobachtungen ermittelbaren Kenngr en eines Kometen sind sei ne Helligkeitsparameter Dabei gilt Jeder Komet zeigt eine individuelle Helligkeitsentwicklung was darin begr ndet ist da Kometen nicht nur Sonnenlicht reflektieren sondern eine Eigen aktiv
371. v abgefragt Die Datei kann dar berhinaus dann noch beliebig viele x Werte enthalten deren Wellenl nge dann berechnet und ausgegeben wird In Tabelle 8 2 sind die 8 5 Auswertung der Spektren 217 Ergebnisse einer Beispielrechnung siehe Goretzki 2001 angegeben die mit diesem Skript gewonnen wurden Tab 8 2 Beispiel einer Wellenl ngenkalibrierung nach der Formel von Hartmann Die ersten drei x A Werte dienten als St tzstellen die restlichen Wellenl ngen wurden anschliessend berechnet In der letzten Spalte ist die Differenz A theo A calc zwischen theoretischer Wellenl nge dem Literaturwert und der berechneten angegeben Die Wellenl ngen sind in Angstr m angegeben x Koord A theo A calc Differenz 1778 134 4861 33 4861 33 0 00 580 989 3970 07 3970 07 0 00 147 056 3770 63 3770 63 0 00 1189 034 4340 47 4339 95 0 52 821 994 4101 74 4101 68 0 06 416 024 3889 05 3889 14 0 09 213 014 3797 90 3798 29 0 39 8 5 4 Identifikation der Linien Nun k nnen Linien Banden im Kometenspektrum ausgemessen werden Dies kann im einfachs ten Fall interaktiv durch Positionieren des Mauscursors an die betreffende Stelle geschehen Der angezeigte x Pixelwert kann mit Hilfe der nun bekannten Wellenl ngenkalibrierung A x in die entsprechende Wellenl nge umgerechnet werden Zus tzlich oder alternativ kann man einen sogenannten Zeilenscan durchf hren Dabei werden alle Pixel einer bestimmten Zeile ausgelesen
372. verschiedenen Farbbereichen 116 Die indirekte Kometennachf hrung 2 2 2 c nn 119 Beispiel f r die indirekte Kometennachf hrung 121 Komet Bradfield 1987s mit Gegenschweif und Kernschatten 122 Die hellen Enveloppen des Kometen C 1995 O1 Hale Bopp 123 Komet Brorsen Metcalf 19890 222 2 ee a 124 Komet 19P Borrelly 1994 95 2 2 2 es 126 Abbildungsverzeichnis 6 11 6 12 6 13 71 7 2 71 3 74 7 5 7 6 hed 1 8 7 9 7 10 7 11 7 12 7 13 7 14 7 15 7 16 7 17 7 18 7 19 7 20 7 21 1 22 71 23 7 24 71 25 7 26 Komet I22P de VICO 2 2 4 2 zur aae A boar dua 2 ar dua Saar dud be ce Be Komet 109P Swift Tuttle 2 2222 2 Co oo nn Komet Okazaki Levy Rudenko 1989r 2 222 Enno Komet C 1996 B2 Hyakutake Komposit aus 2 Aufnahmen Schematischer Aufbau eines MOS Kondensators Zeilenweiser Aufbau des Sensor Arrays 2 2 2 2 0 00000 00 Schematischer Potentialverlauf in der Zelle bei positiv geschalteter Elektrode Ladungskopplung zweier Potentialsenken 000 Kopplung gleichartiger Elektroden bei einem Dreiphasentransfer Dreiphasentransfer in einem CCD 2 0000 4 Analog Digital Wandlung bei der ST6 2 2 2 n onen Quantenausbeute verschiedener Detektoren 2 222 22222 Spektrale Empfindlichkeit des TC 211 Bausteins von Texas Instruments Beispiel einer Poisson Verteilung
373. w hlten Kometen aufgetragen ber dt Der Vergleich mit Abb 5 4 zeigt da die Kometen 10P Tempel 2 und 6P d Arrest eine Abh ngigkeit von dt zeigen der Komet Bradfield 1987s hingegen von logr Beim Kometen 1P Halley konnte die Entwicklung 1985 86 vor dem Perihel besser mit einer dt nach dem Perihel besser mit einer logr Abh ngigkeit beschrieben werden Helligkeitsverhalten kann wenn berhaupt nur mit einer Abh ngigkeit von dt beschrieben werden wobei dann allerdings gesetzt werden mu dt t tx Erkl rbar ist dieses Ph nomen durch Jahreszeiteneffekte auf dem Kometenkern Wie heute allgemein akzeptiert weisen die meisten Kometen eine Anzahl isolierter Aktivit tszentren auf w hrend die brige Oberfl che ziemlich inaktiv ist In der Mehrzahl sind diese recht gleichm ig ber den Kern verteilt Bei einigen besonders lteren periodischen Kometen scheint dies jedoch nicht der Fall zu sein oder aber diese weisen ein besonders dominierendes Aktivit tszentrum auf Liegt dieses Aktivit tszentrum dann nahe dem bis zum Zeitpunkt tx von der Sonne abgewandten Pol so wird die Helligkeit des Kometen erst kurz nach Sonnenaufgang ber dem Aktivit tszentrum deutlich zunehmen Umgekehrt ger t das Aktivit tszentrum in den Sonnenschatten so wird die Helligkeit deutlich zur ckgehen 5 5 Bestimmung der Kometenparameter 83 Insgesamt kann festgehalten werden da das Helligkeitsverhalten eines Kometen in den aller mei
374. wegungsgleichung eines Planeten oder Kometen um die Sonne mE o 10 14 T r2 r 5Differenziere r rp rs zweimal nach der Zeit und setze f r die Beschleunigungen die obigen Ausdr cke ein 10 4 Das Zweik rperproblem 249 wobei die Sonnenmasse als Masseneinheit definiert ist M 1 m mu also in Einheiten der Sonnenmasse angegeben werden Anstatt der allgemeinen Gravitationskonstante y in SI Einheiten verwenden wir ab jetzt die Gau sche Konstante k 0 01720209895 rad seiner Theoria motus k ist also eine auf den Zentralk rper Sonne normierte Gravitationskonstante in astronomischen Ma einheiten Aus 10 14 lassen sich die drei Keplerschen Gesetze ableiten Daher beschreibt die obige Gleichung eine ungest rte Keplerbewegung Sie ist eine vektorielle Differentialgleichung zweiter Ordnung und entspricht drei skalaren Differentialgleichungen zweiter Ordnung Die L sung ist durch Integration in geschlossener Form m glich und liefert 6 Integrationskonstanten Man kann die Bewegung eines Kometen um die Sonne durch Angabe seines Ortes und seiner Geschwindigkeit f r einen Zeitpunkt Epoche r t h ri x1 91 21 br amp 1 31521 Anfangsbedingungen oder seines Ortes f r 2 verschiedene Zeiten t h r7 X1 y1 21 f h 1m M 2 Randbedingungen bestimmen Gew hnlich beschreibt man die Bewegung aber durch Angabe von 6 Bahnelementen T q e Q i 6 Diese Kegelschnittelemente erlauben eine besonders an
375. ystems In Abbildung 7 27 ist ein 40 x 40 Pixel Diaphragma ber den Kometen Mueller 1993a gelegt Der Beitrag zur Komahelligkeit der Hintergrundssterne in der u eren Koma ausgedehnter Kometen mu ber cksichtigt werden Sie m ssen vom Gesamtsignal abgezogen werden Ab 178 7 Die CCD Beobachtung Abb 7 26 Festlegung der Diaphragmagr e mit Hilfe eines xz Querschnitt Plots Imagine 32 Abb 7 27 Synthetisches 40 x 40 Pixel Diaphrag ma ber dem Kometen Mueller 1993a Imagine 32 bildung 7 28 zeigt mehrere Sterne in der u eren Koma des Kometen Mueller 1993a am 19 November 1993 um 19h 57m UT Beispielsweise w rden die 15 Sterne zusammen einen Hel ligkeitsbeitrag von 0 2 liefern bezogen auf das Signal innerhalb eines 45 x 45 Diaphragmas Abb 7 28 Hintergrundssterne in der Koma Der Kontrast wurde so gew hlt da die Sterne zu sehen sind 7 5 Photometrie von Kometen 179 Desweiteren h ngt das Ergebnis neben der Diaphragmagr e vom Signal Rausch Verh ltnis ab Das gew nschte Signal Rausch Verh ltnis ist durch die Integrationszeit bestimmt Welche Kometen einer bestimmten Helligkeit berhaupt bei vorgegebener instrumentellen Ausr stung untersucht werden k nnen ist den Tabellen im Anhang zu entnehmen welche die Mindestin tegrationszeiten f r bestimmte S N Werte angeben Steht ein Stern bekannter Helligkeit und Farbe in unmittelbarer Nachbarschaft zum Kometen k
376. z CB Ccosi 7 Acosi D zp 10 94 d i d gt nine A Dcosi nsini SE sin l Bcosi C msini a 10 95 wobei sich die Gr en dr dE und Ov dE errechnen aus T tansv 10 96 d k si cia as kann 10 97 oT v2q d 34 cosy 10 98 Of i u2 2 174 ov kK y2 I u 10 100 ov A 1 Er sinv 1 5 cosv 10 101 q Ov oia 21 2_ 4 4 zsinvcos zv l 7 37 10 102 266 10 Bahnbestimmung und verbesserung Dabei ist k 6192755622 die in Bogensekunden Rad ausgedr ckte Gau sche Konstan te d Aufstellen der Normalgleichungen Diese werden durch Quadrieren der Bedingungsgleichungen aufgestellt Sei nun BT die Transponierte von B Dann gilt N B B und n B dL 10 103 Somit erh lt man die Normalgleichungen in der Form N dE n 10 104 Die Matrix N ist von der Dimension 6 x 6 und der Vektor n hat die Dimension 6 x 1 e Berechnung der L sung Durch Multiplikation mit der Inversen N 1 erhalten wir die gesuchte L sung der Normalgleichungen 10 104 dE N n 10 105 ber die Invertierung von Matrizen geben zahlreiche Mathematikb cher Auskunft Das einfachs te und bekannteste ist das Eliminationsverfahren von Gau f Verbesserung der Elemente Im Vektor dE dT dgq de dw dQ di stehen die Ande rungen so da sich die verbesserten Bahnelemente ergeben aus Theu Tait dT neu alt dq Eneu Ealt de usw 10 106 Dabei ist zu beachten in den Bedingungsgleichungen

"Kometen beobachten" (2. Version, März 2010)

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