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Jg.27, 2003 SONNE 108 85
MITTEILUNGSBLATT DER AMATEURSONNENBEOBACHTER
ISSN 0721-0094 Dezember 2003
Herausgegeben von der Fachgruppe Sonne der
86 SONNE 108 Jg.27, 2003
Kontaktadresse: Steffen Janke, c/o Sternfreunde im FEZ e.V., An der Wuhlheide 197, D-12459 Berlin. Hierhin senden Sie bitte Ihre Abonnement-Bestellung, sowie Fragen und Wünsche, die Sie zur Sonnenbeobachtung und zu SONNE haben. Bitte ver-gessen Sie bei allen Anfragen nicht das Rückporto! Foreign readers: You are welcome to send your contributions (articles, photographs, drawings, letters, ...) to our coordinator of international contacts: Steffen Janke, c/o Sternfreunde im FEZ e.V., An der Wuhlheide 197, D-12459 Berlin, Germany
Manuskripte an: Steffen Janke, c/o Sternfreunde im FEZ e.V., An der Wuhlheide 197, D-12459 Berlin, [email protected]. Hierhin sen-den Sie bitte Ihre Beiträge zur Veröffentlichung in SONNE – E-Mail o. Disketten bevorzugt. Bitte beachten Sie die Hinweise für Autoren in SONNE 106!
Fotos für Titelbild und Rückseite von SONNE an: Wolfgang Lille, Kirchweg 43, D-21726 Heinbockel, email: [email protected] bzw. [email protected]
SONNE im Internet: www.SONNEonline.org www.SONNE-Tagung.de www.VdS-Sonne.de www.SONNE-Datenblatt.de
Layout: Steffen Janke, Berlin
Konto: Advance Bank, BLZ 702 300 00, Kto-Nr. 3006957918, Kontoinhaber: Steffen Janke, Fachgruppe Sonne Auflage: 250
Abonnentenkartei, Adressenänderungen: Klaus Reinsch, Gartenstr. 1, D-37073 Göttingen, email: [email protected]
Nachbestellungen früherer Ausgaben und Annahme ge-werblicher Anzeigen: Steffen Janke, c/o SiFEZ, An der Wuhlheide 197, D-12459 Ber-lin, email: [email protected] Druck: Saxoprint GmbH, Dresden (http://www.saxoprint.de)
______ ANSPRECHPARTNER _____
Beobachternetz (Wolfsche) Sonnenfleckenrelativzahl: Andreas Zunker, SiFEZ, An der Wuhlheide 197, D-12459 Berlin, email: [email protected] Beobachternetz Neue Relativzahlen: N/N (Daten werden weiterhin erfasst!) Daten an email: [email protected] Beobachternetz Fleckenzahl mit bloßem Auge: Steffen Fritsche, Steinacker 33, D-95189 Köditz, email: [email protected] Beobachternetz Weißlichtfackeln: Michael Delfs, WFS, Munsterdamm 90, D-12169 Berlin, email: [email protected] Beobachternetz Positionsbestimmung von Flecken: Daten an: Michael Möller, Steiluferallee 7, D-23669 Timmen-dorfer Strand, email: [email protected] Anfragen: Andreas Grunert, SiFEZ, An der Wuhlheide 197, D-12459 Berlin, email: [email protected]
Beobachternetz Differentielle Rotation: Hubert Joppich, Heideweg 5, D-31840 Hessisch Oldendorf email: [email protected] Beobachternetz: Lichtbrücken: Heiko Bromme, c/o Vstw. Wertheim, Geißbergstr. 24, D-97877 Wertheim-Reicholzheim und Manfred Holl, c/o GvA-Sektion Sonne, Friedrich-Ebert-Damm 12a, D-22049 Hamburg, email: [email protected] Beobachternetz: Tageskarten: N/N Archiv für Amateurveröffentlichungen: Dietmar Staps, Schönbergstr. 28, D-65199 Wiesbaden, email: [email protected] Provisorische Relativzahlen: Andreas Bulling, SiFEZ, An der Wuhlheide 197, D-12459 Berlin, email: [email protected] SONNE- Datenblatt: Rico Hickmann, Sternwarte Radeberg, Stolpener Strasse 74, D-01454 Radeberg, email: [email protected] Sonnenfinsternisse und Korona: Dietmar Staps, Schönbergstr. 28, D-65199 Wiesbaden, email: [email protected] Fotografie: Cord-Hinrich Jahn, Rotermundstr. 24, D-30165 Hannover Instrumente und Hα: Wolfgang Lille, Kirchweg 43, D-21726 Heinbockel email: [email protected]
Betreuung von Anfängern und Jugend-forscht Teilnehmern auf dem Gebiet der Amateursonnenbeobachtung: Michael Schwab, Schwanenweg 43, D-53859 Niederkassel, email: [email protected]
__________ TITELBILD _________ Große F-Gruppe, 27.10.2003, 10:30 Uhr MEZ, 1/500 sec TP 2415, 180 mm Herschelkeil, F=20 mm Okularprojekti-on fÄqui=12,5 m, „Astro Physics“ Apo, R. Buggenthien, Lü-beck
_________ FOTOSEITE ________ Oben; Gesamtsonne, 27.10.2003, 10:00 Uhr MEZ, 1/500 sec, TP2415, 180 mm AP APO, auf 150 mm abgeblendet, Herschprisma, Westen links, Osten oben rechts. R.Buggenthien, Lübeck Unten: 06.08.2003 13:08 UT Refraktor 125/1300, Protu-beranzenansatz Ha = 0,2 nm, faeq: 2500 mm, CCD-Kamera Starlight Xpress MX512, 1/250 s. Hr.Robitschek Wir suchen Bildautoren für die Vorder– und Rückseite. Bitte bei Wolfgang Lille melden!
_____________________ IMPRESSUM ____________________
SONNE - Mitteilungsblatt der Amateursonnenbeobachter - wird herausgegeben von der Fachgruppe Sonne der Vereinigung der Sternfreunde e.V. Das Mitteilungsblatt SONNE erscheint viermal im Jahr. Es dient dem überregionalen Erfahrungsaustausch auf dem Gebiet der Amateursonnenbeo-bachtung. Senden Sie Ihre Beiträge, Auswertungen, Erfahrungen, Kritik, neue Ideen, Probleme an SONNE zur Veröffentlichung ein, damit andere Sonnenbeobachter davon Kenntnis erhalten und mit Ihnen Kontakt aufnehmen können. SONNE wird von den Lesern selbst gestaltet - ohne Ihre Arti-kel bestände SONNE nur aus leeren Seiten! Verantwortlich i. S. d. P. ist immer der Unterzeichnete eines Beitrages, nicht die Redaktion.
_____ REDAKTIONSSCHLUSS _____ ... für SONNE 109 ist der 31. März 2004
Jg.27, 2003 SONNE 108 87
_________INHALT ________ M.Hörenz: Editorial .................................................87 Ruhe vor dem Sturm?… .........................................88 In letzter Minute ......................................................89 E.Klingbeil: Der Einfluß der Wendewirren auf den Meridiandurchgang der Sonne (2) ..........................90 F.N.Veio: Auswahl eines Plangitters für ein Spektro-helioskop .................................................................91 D.Restemeier: Zeichnung .......................................92 H.Ulbricht, M.Hörenz: Die Sonnenfinsternisse des Jahres 2004 ............................................................93 W.Fedderwitz: Einige Aspekte der solaren H-alpha Fotografie mit handelsüblichern Digitalkams (2) .....94 M.Delfs: Einladung Kurs Sonnenbeobachtung .......98 N.Travnik: Grüße aus Brasilien ...............................99 H.Joppich: Differentielle Rotation 2002 .................100 H.Bromme: Einladung SONNE-Tagung 2004 .......103 M.Holl: Lichtbrücken im 3.Quartal 2003 ................106 M.Möller: Positionen 2006-2008, 3.Quartal 2003 .107 M.Delfs: Fackelaktivität 3.Quartal 2003 ................108 S.Fritsche: A_Netz 3.Quartal 2003 .......................109 Einladung Spektroskopie Tagung 2004 ................110 ASL 2004 ..............................................................111
_______EDITORIAL ______ A u s w e r t u n g d e s S O N N E -Fotowettbewerbs Martin Hörenz In SONNE 105 (März 2003) und im VdS-Journal Nr.11 (II/2003) rief die Redaktion anlässlich des Mer-kurdurchgangs und der Sonnenfinsternis zu einem Fotowettbewerb auf. Bis zum Einsendeschluss am 31. August gingen insgesamt 21 Einsendungen von 16 verschiedenen Autoren ein. Die Fotos konnten (und können) im Internet unter http://www.sonneonline.org/wett abgerufen werden. Da einige Bildautoren mehrere Bildaufnahmen ein-sendeten, wurde eine Vorauswahl getroffen. Lagen Bilder eines Autors von beiden Ereignisse vor, wurde jeweils eines je Ereignis in die Endauswertung ein-bezogen. Diese erfolgte dann durch Abstimmung in der SONNE-Redaktion wobei auf Wunsch der Auto-ren – Martin Rietze und Michael Risch – ein Foto des Merkurdurchgangs unberücksichtigt blieb. Jeder Re-dakteur hatte die Möglichkeit, jeweils einen ersten Platz (3 Punkte), einen zweiten Platz (2 Punkte) und einen dritten Platz (1 Punkt) zu wählen. Und hier ist das Ergebnis:
1. Platz (Kurzaufenthalt an der Sternwarte Kirchheim):
Sonnenfinsternis, Roland Braun (9 Punkte)
2. Platz (ein SONNE-Handbuch): Merkurdurchgang, Hans Schremmer (8 Punkte)
3. Platz (je ein SONNE-Abo für ein Jahr):
Sonnenfinsternis, Hartmut Bretschneider (6 Punkte) Sonnenfinsternis, Peter Niepoetter (6 Punkte)
Sonnenfinsternis, Peter Nieland (6 Punkte) Herzlichen Glückwunsch den Gewinnern und vielen Dank an ALLE Autoren für die Teilnahme! Alle Fotos, die uns in Druckqualität erreichten, wur-den an die Endredaktion des VdS-Journals geschickt und wurden dort zum Teil bereits veröffentlicht. Da in SONNE alle Fotos nur in Graustufen wiedergegeben werden können, die Bilder jedoch zum Großteil nur in Farbe wirken, soll hier von einer Wiedergabe Ab-stand genommen werden. Auch wenn der Fotowettbewerb damit beendet ist, sind Ihre Sonnenaufnahmen auch weiterhin gern ge-sehen! Auf der Sonne gibt es auch nach dem Maxi-mum – wie in den letzten Wochen – immer wieder fotogene Sonnenflecken oder Protuberanzen zu bie-ten und das nächste Großereignis steht mit dem Ve-nusdurchgang am 8. Juni bereits vor der Tür!
88 SONNE 108 Jg.27, 2003
Astronomie, Geowissenschaften, Physik In Aktion [30.10.2003] Sonne seit 1940 aktiver denn je Seit der Mitte des vergangenen Jahrhunderts befindet sich die Sonne in einer Phase außergewöhnlich ho-her Aktivität, die sich im häufigen Auftreten von Son-nenflecken, Gasausbrüchen und Strahlungsstürmen äußert. Das zeigt ein Rückblick in die Geschichte bis ins Jahr 850. Seit der Erfindung des Fernrohrs im frühen 17. Jahr-hundert beobachten Astronomen regelmäßig die Sonnenflecken. Hierbei handelt es sich um Regionen auf der Oberfläche der Sonne, in denen die Energie-versorgung aus dem Inneren aufgrund der in ihnen wirkenden starken Magnetfelder behindert wird. Da-durch kühlen diese Gebiete um etwa 1500 Grad ab und erscheinen dunkel im Kontrast zu ihrer rund 5800 Grad heißen Umgebung. Die Zahl der Sonnen-flecken schwankt in einem etwa elfjährigen Aktivi-tätszyklus, der von längerfristigen Schwankungen überlagert ist. So gab es beispielsweise in der zwei-ten Hälfte des 17. Jahrhunderts fast gar keine Son-nenflecken. Forscher des Max-Planck-Instituts für Aeronomie (MPAE) in Katlenburg-Lindau und der Universität von Oulu in Finnland verwendeten nun eine neue Methode, um Aufschluss auch über die Entwicklung der Sonnenfleckenzahl vor dem Beginn der direkten Aufzeichnungen zu gewinnen. Die Ex-perten werteten dazu die in Bohrkernen aus Grön-land- und Antarktis-Eis gemessene Häufigkeit von Beryllium-10 aus. Dieses radioaktive Isotop entsteht, wenn energiereiche Teilchen der kosmischen Strah-lung in die Erdatmosphäre eindringen und dabei A-tomkerne von Stickstoff und Sauerstoff zerschlagen. Bei diesen Zerfallsprozessen entsteht Beryllium-10, dessen Halbwertszeit 1,6 Millionen Jahre beträgt und das bei Niederschlägen aus der Atmosphäre ausge-waschen wird und sich in den polaren Eisschilden schichtweise niederschlägt. Da die kosmische Strah-lung durch das den interplanetaren Raum erfüllende Magnetfeld der Sonne teilweise abgeschirmt wird, schwankt die Häufigkeit des erzeugten Beryllium-10 auf der Erde mit der Stärke dieses Magnetfelds, das selbst wiederum mit der Häufigkeit von Sonnenfle-cken in Verbindung steht. Beim Vergleich der Berylli-um-10-Daten mit den historischen Aufzeichnungen über Sonnenflecken stellten die Forscher ein hohes Maß an Übereinstimmung fest. Damit war es ihnen auch möglich, die neue Rekonstruktionsmethode zu testen und zu eichen. Dem Sonnenforscher-Team ist es nun gelungen, erstmals jedes Glied der komple-xen Kette - von der Isotopenhäufigkeit im Eis bis hin zur Sonnenfleckenzahl - mit konsistenten physikali-schen Modellen beschreiben. Dazu gehört die Ent-stehung von Beryllium-10 durch die kosmische Strahlung, die Modulation der kosmischen Strahlung
durch das interplanetare Magnetfeld und schließlich der Zusammenhang zwischen dem Magnetfeld der Sonne und der Zahl ihrer Flecken. Auf diese Weise gelang es den Wissenschaftlern erstmals, eine quan-titativ zuverlässige Bestimmung der Sonnenflecken-zahl auch für die Zeit vor dem Beginn der direkten Aufzeichnungen zu gewinnen. Diese Daten zeigen klar, dass sich die Sonne seit etwa 60 Jahren in ei-nem Zustand ungewöhnlich hoher Aktivität befindet. Der Zeitraum, für den man diese Aussage machen kann, hat sich durch die neuen Untersuchungen jetzt verdreifacht, denn nun liegen die rekonstruierten Sonnenfleckenzahlen schon vom Jahre 850 an vor. Eine weitere Periode erhöhter Sonnenaktivität, aller-dings mit erheblich weniger Sonnenflecken als in der jetzigen Phase, trat im Mittelalter zwischen den Jah-ren 1100 und 1250 ein. Damals herrschte auf der Erde eine Warmzeit, während der die Wikinger blü-hende Siedlungen in Grönland unterhielten. Die Son-ne wirkt über verschiedene physikalischen Mecha-nismen auf die Klimaentwicklung ein: Einerseits schwankt die Gesamtstrahlung und insbesondere der Anteil im Ultraviolett-Bereich mit der Sonnenakti-vität. Sind also viele Sonnenflecken zu sehen, ist die Sonne insgesamt etwas heller als in "ruhigen" Zeiten und zeigt eine erheblich erhöhte Ultraviolettstrah-lung. Andererseits schwankt die auf die Erdatmo-sphäre einfallende kosmische Strahlung im genau entgegengesetzten Rhythmus zur Sonnenaktivität, da sie vom Magnetfeld der Sonne jeweils mehr oder weniger abgeschirmt wird. Die von der kosmischen Strahlung erzeugten Ionen wirken - nach einem viel diskutierten Modell dänischer Forscher - als Konden-sationskeime für größere Schwebeteilchen und för-dern deshalb die Wolkenbildung. Bei hoher Sonnen-aktivität - und damit stärkerem Magnetfeld - nimmt folglich die kosmische Strahlung und mit ihr auch die Bewölkung auf der Erde ab, so dass die Temperatu-ren auf der Erde sinken. Umgekehrt zieht eine gerin-gere Sonnenaktivität niedrigere Temperaturen nach sich. Diese neuen Befunde rücken die Frage, wel-cher Zusammenhang zwischen den Schwankungen der Sonnenaktivität und dem Klima auf der Erde be-steht, in den Brennpunkt der aktuellen Forschung. Auf der Erde spielt der Einfluss der Sonne - neben der Emission des Treibhausgases Kohlendioxid aus der Verbrennung von Kohle, Gas und Öl - eine zu-nehmende Rolle als Ursache für die seit 1900 beo-bachtete globale Erwärmung. "Doch auch nach un-seren neuen Erkenntnissen über die Schwankungen des solaren Magnetfelds ist der seit 1980 eingetrete-ne starke Anstieg der Erdtemperatur wohl vor allem dem durch das Kohlendioxid bewirkten Treibhausef-fekt zuzuschreiben", erklärt Sami Solanki, Sonnen-physiker und Direktor am Max-Planck-Institut für Ast-
___________________FORSCHUNG ___________________ Ruhe vor dem Sturm? Hinweise auf ungewöhnlich aktive Sonne verdich-ten sich Aus wissenschaft online 24.10.2003
Jg.27, 2003 SONNE 108 89
ronomie. ©Max-Planck-Gesellschaft. http://www.mpg.de Quelle Physical Review Letters <http://prl.aps.org/> http://www.wissenschaft-online.de/artikel/690832 Web-Links Sonnenaktivität http://www.wuerzburg.de/mm-physik/klima/sonne1.htm
Date (P.S.T.) Time (U.T.) Observer Seeing Comment
26-Jan-2004 15:30 P. Gilman 2.5 No sunspot groups seen!
Seit dem 2.Quartal 1998 ist dies der erste flecken-freie Tag und ein Vorbote für das Minimum in gut drei Jahren.
Michael Delfs per E-Mail am 26.01.2004
________AKTUELL _______ In letzter Minute
Was R=0 anbetrifft, so habe ich am 14.10.2003 08:29 UT keine Flecken auf der Sonne gefunden (R=3, S=2). Catania maß gegen 07:40 UT eine Gruppe, nämlich eine A2. Doch nun zum 26. Januar. Mt. Wilson ist sicher nicht das Maß aller Dinge. Ich bezweifle aber nicht, dass die sichtbare Sonnenhemisphäre gegen 16:30 UT fleckenfrei war. Nur: Catania meldet für 08:30 UT eine Relativzahl von 24, 2 Gruppen. Diese sind eine C2-Gruppe (NOAA-Reg. No. 10543, 16S, 76W) und eine B2-Gruppe auf 19S, 30E. Der Beobachter auf der Kanzelhöhe war vielleicht noch ein wenig müde, da er Reg. No. 10543 am W-Rand nicht erfasste, wohl aber die B2 (als A2 klassifiziert) bei 20S, 30E. Angesichts dieser Fakten vom ersten fleckenfreien Tag zu sprechen ist nicht korrekt, schließlich hat der Tag noch immer 24 Stunden, in denen sich auf der Sonne viel verändern kann.
Michael Möller per E-Mail 27.01.2004.
Was sagen unsere Leser dazu? Wann wird das Mini-mum erwartet?
90 SONNE 108 Jg.27, 2003
Liebe LeserInnen, niemand von Ihnen war bereit, Detlef die erhoffte Eh-r u n g m i t e i n e r B e z e i c h n u n g "Zeitgleichungskorrekturfaktor nach Detlef“ (siehe „SONNE 105“ S. 5 vom März 2003) zukommen zu lassen. Das ist schade, denn die Redaktion hatte den einen oder anderen Protestbrief erhofft. Das ist gut so, denn bei der großen Sachkunde un-serer LeserInnen hat niemand ernsthaft die Schluss-folgerungen von Detlef geteilt. Wohl aber kam die eine und andere Anfrage, ob die ausgewiesenen „befremdlichen“ Werte der Zeitglei-chung in den Jahren 1988 und 1989 tatsächlich so dem „Ahnert“ zu entnehmen waren. Die ausgewiesenen „befremdlichen“ Werte der Zeit-gleichung haben tatsächlich so den „Ahnert“ in den genannten Jahren geziert! Wir haben uns auf die Suche nach den Ursachen für diese „befremdlichen“ Werte gemacht und wurden im „Ahnert“ selbst mit den ersten Hinweisen belohnt. Im „Kalender für Sternfreunde 1988“ ist dem Geleit-wort zum 40. Jahrgang des „Kalenders .. “ vom Ver-lagsdirektor K. Wiecke zu entnehmen, dass der Au-tor (Paul Ahnert) „nunmehr die Verantwortung für den Kalender in jüngere Hände legt“. Im Vorwort des o.g. „Kalenders ...“ von Paul Ahnert ist zu lesen:
„ --- sind jährliche Voraussagen der zu er-wartenden astronomischen Erscheinungen unentbehrlich. Sie werden mit höchstmögli-cher Genauigkeit von ... Recheninstituten in der Sowjetunion, in England, Frankreich und den USA herausgegeben. ... Sie sind natürlich entsprechend teuer und außer dem sowjetischen Jahrbuch für die Sternfreunde in der DDR unerreichbar.“
Erstaunlich an diesem Vorwort des Paul Ahnert für den „Kalender ...1988“ ist auch die Tatsache, dass es von seinem Autor mit „Sonneberg, Mai 1986“ da-tiert wurde ! Im darauffolgenden Jahr 1989 erschien das Jahr-
buch erstmalig unter dem Titel „Ahnerts Kalender für Sternfreunde“ , als verantwortlicher Redakteur wird Herr Dipl.-Phys. Reiner Luthardt vom Zentralinstitut für Astrophysik genannt. Auch dessen Vorwort für den „Ahnert“ von 1989 ist datiert mit „Sonneberg, im Juli 1987“, wurde also zwei Jahre vor dem Erscheinen geschrieben. Bei der weiteren Spurensuche kam es nun also dar-auf an, Herrn Reiner Luthardt aufzufinden. In der Sternwarte Sonneberg gibt es kaum noch je-manden, der in den Jahren 1988/89 dort tätig war. Eine Sekretärin konnte mir aber eine Telefonnummer von Dr. Reiner Luthardt beschaffen, Dr. Reiner Luthardt war von meinem Anruf sehr ü-berrascht und konnte sich anfangs nur noch schwach an die Vorgänge in den Jahren 1987 bis 1989 erinnern, da er gegenwärtig mit astronomi-schen Fragen nicht mehr befasst ist. Im Ergebnis seiner Überlegungen wurde klar, dass das Manuskript für den „Ahnert“ bereits zwei Jahre (!) vor dem Erscheinen in der Druckerei vorliegen musste. Und schon 1986 versiegte die Quelle für die Ephe-meriden der Sonne 1988 (!). Das sowjetische astronomische Jahrbuch (Ezhegodnik des Instituts für Theoretische Astrono-mie Leningrad) konnte nicht mehr rechtzeitig für den „Ahnert“ genutzt werden. Um das Erscheinen des Jahrbuchs trotzdem zu si-chern, hat Dr. Luthardt einen Steuerrechner KSR 4100 von Carl-Zeiss-Jena fehl(?)genutzt, um mit diesem 8-Bit-Rechner die Ephemeriden der Son-ne für den „Ahnert“ zu finden. Und so erklären sich die Werte der Zeitgleichung für die Jahre der Wendewirren im „Ahnert“ bei gleichzei-tiger beruhigender Erkenntnis, dass die Abfolge ast-ronomischer Erscheinungen von politischen und weltpolitischen Gegebenheiten unbeeinflusst bleibt. Detlef muss mit einer ehrenden Erwähnung in der Wissenschaftslandschaft noch warten. Erhard Klingbeil
_______________MAL WAS ANDERES _______________ Der Einfluss der Wendewirren auf den Meridiandurchgang der Sonne (2) Erhard Klingbeil Dezember 2003
Jg.27, 2003 SONNE 108 91
Reinigen Sie nie ein Gitter. Pusten Sie nie auf die Oberfläche, da ein winziges Tröpfchen Speichel auf die Oberfläche kommen könnte. Setzen Sie das Git-ter in einen Adapter, ohne dass Druck auf dem Gitter lastet. Verwenden Sie Kork oder andere weiche Ma-terialien. Biegen Sie das Gitter nicht, um das Auflö-sungsvermögen der vollen Linienanzahl zu erhalten. Versuchen Sie, das Gitter so zu montieren, dass die Oberfläche nach unten gerichtet ist, damit sich kein Staub auf der Oberfläche absetzen kann. Ein Gitter kann so lange Zeit sauber bleiben. Es gibt ein paar Möglichkeiten, die Qualität eines Git-ters für ein Spektrohelioskop zu beurteilen. Man soll-te eines mit 90% theoretischer Auflösung kaufen, damit das Spektrohelioskop seine volle Leistung zei-gen kann. Mit Vorbehalt können aber auch Gitter mit 50% theoretischer Auflösung empfohlen werden. Der Preis liegt bei etwa der Hälfte von dem eines Gitters mit 90% Auflösung. Zum Beispiel kostet ein Gitter mit 90% Auflösung und einer Fläche von 32x30mm bei 1200 Linien/mm mindestens 350 US-$. Ein Gitter mit 50% Auflösung bei gleicher Fläche und ebenfalls 1200 Linien/mm kostet dagegen nur etwa 170 US-$ oder gar weniger. (Anmerkung D.S.: ein 30mmx30mm Gitter mit 1200 Linien/mm kostet bei Edmund Scientific laut aktuellem Katalog ca. 155 Eu-ro; die Güte der Auflösung wird nicht angegeben.) Die meisten Gitter haben keine Vergütung, welche allerdings auch nicht benötigt wird. Einige haben ei-ne Breitband-Vergütung für den UV-Bereich. Dies treibt aber nur den Preis in die Höhe. Um einen Preisvergleich zwischen einem vergüteten und ei-nem nicht vergüteten Gitter zu machen, kann man den Preis des vergüteten Gitters um etwa ein Drittel reduzieren. Mit diesem scheinbaren Preis lassen sich Gitter nun auch im Hinblick auf ihre unterschied-liche Auflösung vergleichen. Was ist die Dicke eines Gitters? Ein Gitter mit 50% Auflösung ist bei 25x25mm bis 50x50mm Fläche et-wa 5 - 10mm dick. Ein Gitter mit 90% Auflösung ist bei 25x25mm bis 50x50mm etwa 10mm dick, ein größeres Gitter ist etwa 16mm dick. Welches Glas wird verwendet? Für Gitter mit 50% Auflösung wird meist Flintglas, manchmal auch BK7 verwendet. BK7 feingekühlt und Pyrex wird für Gitter mit 90% Auflösung verwendet. Wie ist der Preis eines Gitters im Vergleich mit dem eines bekannten Gitters mit 90% theoretischer Auflö-sung und hoher Qualität? Ein Gitter mit 50% Auflö-sung kostet etwa die Hälfte eines 90% Gitters. Der Preis selbst ist ein wichtiger Faktor, um die Auflö-
sung eines Gitters zu bewerten. Es gibt Gitter mit klassisch gravierten Linien und holografisch gefertig-te Gitter. Beide ergeben gute Resultate. Klassische Gitter erreichen eine Lichtausbeute von etwa 70%, wogegen bei holografisch gefertigten Gittern etwa 60% erreicht werden. Wie wird ein Gitter hergestellt? Ein Gitter mit 50% Auflösung kann Teil einer größeren Kopie sein. Die-se wird dann in kleinere Teile gesägt. Ein 90% Gitter wird individuell von einem Master-Gitter kopiert und nie ausgesägt. Die Bandbreite für die Ha-Linie sollte bei 0,6Å liegen, um die Sonnenscheibe mit dem bestmöglichen Kon-trast abbilden zu können. Das bedeutet, dass das Gitter mindestens 2-3 mal besser auflösen muss, also etwa 0,2 bis 0,3Å. Die theoretische Auflösung eines Gitters wird berechnet, indem die verwendete Wellenlänge durch die Summe aller Linien geteilt wird. Ein Gitter mit einer Fläche von 32x30mm und 1200 Linien/mm hat insgesamt etwa 38000 Linien. Für H-Alpha erhält man somit 0,2Å in der ersten Ord-nung. Für ein Spektrohelioskop oder ein gutes Sonnen-spektroskop müssen Gitter mit 90% theoretischer Auflösung und Spiegel oder Linsen mit Brennweiten von mindestens 2m verwendet werden. Man erhält damit ein Spektrum, dass in der ersten Ordnung et-wa 1m lang ist. Das ist ein guter Anhaltspunkt für ein Design. Für ein durchschnittliches Sonnenspektroskop kann man mit Gittern mit 50% theoretischer Auflösung und Spiegeln oder Linsen mit nur einem Meter Brennwei-te Kompromisse machen. Man hat dann ein Spekt-rum, welches nur 0,5m lang ist. Man hat aber viel Geld gespart und kann sich trotzdem ein gutes Son-nenspektrum ansehen. Wie werden die Duplikate eigentlich gemacht? Zu-erst wird ein Original in eine Vakuum-Kammer ge-legt. Dann wird ein sehr dünner Ölfilm als Trennmit-tel auf die Oberfläche gesprüht. Dann wird das Origi-nal mit einer Aluminiumschicht versehen und schließlich aus der Vakuumkammer genommen. Nun wird eine Schicht Epoxidharz über die Aluminium-schicht gelegt, darauf kommt eine Schicht Pyrex-Glassubstrat oder ähnliches. Das Ganze härtet etwa 20 Stunden lang aus. Am Ende werden Original und Kopie voneinander getrennt. Die Kopie hat am Ende genau die gleichen Eigenschaften wie das Original, wenn alle Methoden richtig angewendet wurden. Für Transmissionsgitter wird feingekühltes BK7-Glassubstrat verwendet und die Aluminiumschicht
_______________ INSTUMENTENBAU ________________ Auswahl eines Plangitters für ein Spektrohelioskop Fredrick N. Veio (Übersetzung Martin Hörenz, Daniel Sickert) November 2003
92 SONNE 108 Jg.27, 2003
wird chemisch aufgelöst. Firmen die Gitter herstellen: Richardson Grating Laboratory, USA Jobin-Yvon, France, viele Büros in der ganzen Welt Diffracton Products, Inc., USA Edmund Scientific, USA China Daheng Corp., 100086 Peking, China Optometrics, USA (Anmerkung D.S.: Edmund Industrie Optik GmbH Schoenfelderstraße 8 76131 Karlsruhe) Als Originale werden Gitter mit mindestens 90% the-oretischer Auflösung verwendet. Wenn in einem Ka-talog steht, dass die Kopie des Gitters von einem Original gemacht wurde, heißt das nicht, dass die Kopie die gleiche Qualität hat, wie das Original. Wenn das Original 90% Auflösung hatte, kann eine hochwertige Kopie auch etwa 90% Auflösung errei-chen, eine Durchschnittskopie erreicht oft aber nur 50% der theoretischen Auflösung, wenn eine weni-ger teure Methode verwendet wurde.
___ SONNENZEICHNUNG ___ Eigentlich bin ich am Dienstag nur aus Frust zum Sonnegucken gefahren, weil der vorherige Beobach-tungsabend ziemlich mager ausfiel. Wenigstens die Sonne könnte ich ja mal im Urlaub wieder gezeich-net haben. Die beiden großen Fleckengruppen waren mit vorge-haltenem Filter sehr leicht schon mit bloßem Auge zu erkennen. Im Okular bei 130x und erstaunlich ruhiger Luft ver-lor ich erst einmal den Mut zum zeichnen, so viele Details waren sofort und sehr klar zu erkennen. Gezwungenermaßen entschloss ich mich dann doch nur die kleinere Gruppe zu zeichnen, an der hatte ich dann auch schon alleine 2 Stunden zu kämpfen. Nach zwei Abenden am PC ist das Ergebnis unten zu sehen. Was haltet ihr davon? Daniel Restemeier
Via Mail
Jg.27, 2003 SONNE 108 93
Im Jahr 2004 ereignen sich zwei partielle Sonnen-finsternisse, von denen leider keine von Deutschland aus beobachtbar sein wird. Das Augenmerk ist des-halb auf den Venusdurchgang am 8. Juni gerichtet. Die partielle Sonnenfinsternis am 19. April Saroszyklus: 119 Durchmesser der Sonne: 31' 50,4" Durchmesser des Mondes: 30' 03,6" MEZ geogr. Breite geogr.Länge Beginn der Finsternis 12h 29min 57s -69,5° 50,1° W Größte Phase (0.736) 14h 34min 01s -61,6° 44,3° O Ende der Finsternis 16h 38min 31s -19,9° 30,9° O In Europa ist die Finsternis nicht sichtbar, sie kann nur in einigen Ländern des südlichen Afrikas und Teilen der Antarktis beobachtet werden. Die besten Beobachtungsbedingungen sind dabei in Südafrika mit einem Bedeckungsgrad von etwa 50–60% zu er-warten. In Kapstadt (Südafrika) wird die Sonne noch zu 51 Prozent vom Mond verdeckt, in Windhoek (Namibia) zu 33 Prozent. Der Venusdurchgang am 8.Juni Nachdem bereits der Merkur im vergangenen Früh-jahr ein kurzen Auftritt vor der Sonne hatte, wird am 8. Juni 2004 Venus genau zwischen Erde und Sonne ihre Bahn ziehen und dabei sechs Stunden lang vor der Sonnenscheibe beobachtbar sein. Der erste Kontakt findet um 05:19 UT statt, nach 20 Minuten ist die gesamte Venusscheibe vor der Sonnen zu sehen [1]. Während des Eintritts als auch während des Austritts werden möglicherweise einige Phäno-mene zu beobachten sein, da in der Venusatmo-sphäre Sonnenlicht gebrochen wird. Der dritte Kon-takt findet 11:03 UT statt, nach weiteren 29 Minuten [1] ist Venus nur noch für kurze Zeit mit H-Alpha-Filter oder Protuberanzenansatz in der Chromosphä-re nachweisbar. Da Venus etwa doppelt so groß ist, wie Merkur und auch der Erde beträchtlich näher kommt, als Merkur im vergangenen Jahr, wird Venus unter einem Win-keldurchmesser von fast einer Bogenminute zu se-hen sein (siehe auch Abbildung 1). Sonnenflecken mit vergleichbarer Größe können bei ausreichender Lichtdämpfung (Schweißergläser oder Sonnenfins-ternisbrille) schon ohne optische Hilfsmittel gesehen werden.
Abbildung 1: Größenvergleich Sonne–Venus
Die partielle Sonnenfinsternis am 14. Oktober Saroszyklus: 124 Durchmesser der Sonne: 32' 04,2" Durchmesser des Mondes: 31' 49,2" MEZ geogr. Breite geogr.Länge Beginn der Finsternis 01h 54min 38s +68,2° 94,0° Ost Größte Phase (0.927) 03h 58min 59s +61,2° 153,6° West Ende der Finsternis 06h 04min 12s +14,3° 171,7° West Auch diese sehr "hochprozentige" partielle Finsternis ist in Europa nicht sichtbar. Sie wird im mittleren und östlichen Teil von Sibirien, im nordöstlichen Teil von China, der östlichen Mongolei, Japan und Alaska sichtbar sein. Die größte Phase findet zu Sonnenun-tergang im Süden Alaskas statt und wird dort ein recht hübsches Schauspiel bieten. Links/Literatur: Sonnenfinsternisse: http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/OH/OH2004.html Venustransit: http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/OH/transit04.html [1] Celnik, W. E.: Kosmos HimmelsPraxis 2004, Franck-Kosmos Verlags-GmbH & Co., Stuttgart, 2003
________________ SONNENFINSTERNIS _________________ Die Sonnenfinsternisse des Jahres 2004 Heiko Ulbricht und Martin Hörenz November 2003
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schon gerne auf dem Coronado herum und war es dann, wenn eine Schramme darin ist? Ein Blick auf die professionelle Astronomie lehrt, was in diesen Fällen zu tun ist: man macht ein flatfield und korrigiert das Bild da-mit. Danach sollten die letzten beiden Punkte behoben sein. Es bleibt die Korrektur der Randver-dunklung der Sonne selbst. Dafür gibt es z.B. Modelle des Hellig-keitsverlaufes, ggf. adaptiert man diese an die eigene Messung und korrigiert damit. Wir haben für unsere Zwecke - zumindest zunächst - einen vom Prinzip her zwar weniger leis-tungsfähigen, aber benutzer-freundlicheren Ansatz gewählt: die Korrektur eines Bildes sollte
möglich sein, wenn nur dieses Bild vorliegt, ohne weitere Flatfieldaufnahmen oder ähnliches. Damit bleibt nur eine Tiefpassfilterung des Bildes und anschließende Normierung. Konkret wird um jeden einzelnen Punkt des Bildes in einem Quadrat die mittlere Helligkeit bestimmt und damit der jeweili-ge Punkt normiert. Dieses Verfahren ist hervorra-gend geeignet, die Vignettierung zu beseitigen, wenn die Sonne das Bild voll ausleuchtet. Hat man den Sonnenrand mit im Bild, gibt es dort deutlich wahr-nehmbare Überschwinger. Dreckflecken sind der Störfall an sich: ihre Ortsfre-quenz überlappt sich mit derjenigen der interessie-renden Bildinhalte, so dass sich das eine nicht weg-filtern lässt, ohne das andere mit zu beseitigen. 6.1. Full Disk Filterung Für full disk Aufnahmen stört das Überschwingen am Sonnenrand massiv (Bild 2 zeigt diesen Effekt, wenn auch nicht an einer vollen Sonne). Deshalb wurde hier ein anderes Verfahren gewählt. Es geht davon aus, dass in jedem Falle eine vollständige Sonnen-scheibe im Bild vorhanden ist und diese allseits von dunklem Hintergrund umgeben ist. Dann sucht man das Bild zeilenweise ab und ermit-telt die beiden Stellen innerhalb der Zeile, an der die Helligkeit springt. Dort liegt der Sonnenrand; in der Mitte dazwischen sollte der Horizontalwert des Mit-telpunktes liegen. Man mittelt über alle Zeilen, in de-nen sich die Sonne finden lässt. Danach macht man dasselbe für die senkrechte Koordinate. Hat man auf diese Weise den Mittelpunkt, berechnet man von diesem aus den Mittelwert der Abstände zu den o.g. Sprungstellen, kommt so zum Radius der Sonnen-
6. Flat fielding‘ Man lernt rasch, dass niederfrequente, also großflä-chige langsame Variationen der Helligkeit die vorste-henden Ansätze ruinieren. Wenn das Bild z.B. insge-samt in einem Bereich dunkler wird, fällt man dort dann aus dem gewählten Darstellungsbereich her-aus und sieht keine Details mehr. Es gibt zwei resp. drei Ursachen für diese niederfre-quenten Anteile: • Randverdunklung der Sonne Die Sonne selbst wird zum Rand hin dunkler. Die Sonnenphysik erklärt dies damit, dass man am Rand unter einem anderen Sehwinkel in die Gasschichten der Sonne blickt. • Instrumentelle Vignettierung Zum Rand des Bildfeldes der Kamera hin wird das Bild dunkler. Diese Abdunklung fällt bei direktem vi-suellen Beobachten kaum auf, ist für die oben be-schriebenen Verfahren aber massiv störend. Eine Ursache liegt darin, dass die Filter eigentlich für das Instrument noch etwas mehr Durchmesser haben könnten (und damit teurer wären ..). • Dreck im System Wie jeder selbst Aktive weiß, gibt es Flächen im Te-leskop, auf denen jeder Pups sofort im Bild er-scheint, auf den vielen Oberflächen der Filter haben die Pupse viele Gelegenheiten .... und wer putzt
Bild 7. Full disk Histogramm
_______________ SONNENFOTOGRAFIE ________________ Einige Aspekte der solaren H-alpha Fotografie mit handelsüblichen Digitalkameras - Teil 2 Walter Fedderwitz, Olbers Gesellschaft e.V. Bremen
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scheibe und damit letztlich zur Kenntnis der Lage der Sonne im Bild. Ein Blick in die Literatur zur Bildverar-beitung zeigt, dass es für diese Teilaufgabe auch noch schönere Ansätze gibt, aber dieser erfüllt sei-nen Zweck. Jetzt schätzt man aus dem aktuellen Bild heraus den mittleren Helligkeitsverlauf vom Zentrum zum Rand. Dabei dürfen zum einen natürlich keine Details des aktuellen Bildes (z.B. ein großer dunkler Sonnen-fleck) eingehen; zum anderen kann man, da wir vor-her die instrumentelle Vignettierung nicht beseitigen, keine Rotationssymmetrie des Verlaufes annehmen. Man versucht zwar trotzdem Sinnvollerweise, die Sonne genau in Bildmitte zu haben; aber wenn sie doch verschoben ist, fällt die Helligkeit in den bild-randnahen Bereichen eben stärker.
Als ausreichend für einen subjektiv befriedigenden Anblick erwies sich folgendes Vorgehen: man rech-net Profile des Helligkeitsverlaufes von der Mitte zum Sonnenrand für 12 äquidistant verteilte Radien. (siehe Bild 9) Dazu nimmt man die tatsächlichen Helligkeitswerte längs des Radius und bestimmt ein gerades Poly-nom 6. Grades, das diese Werte im Sinne des quad-ratischen Fehlermaßes optimal approximiert. Einen Punkt der Sonnenscheibe korrigiert man als-dann, indem man die beiden Profile heraussucht, die den Punkt einschließen. Auf den jeweiligen Profilen bestimmt man den Korrekturwert, der denselben Ab-stand vom Mittelpunkt hat wie der zu korrigierende Punkt. Die beiden so erhaltenen Werte interpoliert man linear über den Positionswinkel der Profile und
des Ausgangspunktes und erhäl t dami t schlussendlich den Kor-rekturwert für den aktu-ellen Punkt. 7. Unsharp masking ?? Jeder Nutzer von Grafik-programmen weiß, das sich Bilder ‚anschärfen‘ lassen und dadurch häu-fig an subjektiver Quali-tät gewinnen. Im Sinne eines systema-tischen Vorgehens wur-de hier zunächst aus-schließlich dargestellt, dass sich durch eine sinnvolle Zuordnung von Eingangshelligkeitswer-ten zu Ausgangshellig-keitswerten mit einer handelsüblichen Digital-kamera vernünftige Bil-der im H-alpha erzielen
Bild 8. Sonnenscheibe und Lage der Radien
Bild 9. Helligkeitsinterpolation längs einer der Radien
Bild 10. Interpolation
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lassen. Diese Zuordnungen sind‚kontextlos‘, sie setzen lediglich die Kennt-nis des Histogrammes, aber nicht diejeni-ge der Umgebung des jeweiligen Bild-punktes voraus. Eine Ausnahme stellen die flatfielding Methoden dar, die aber nicht vermeidbar sind. Als nächste Klasse von Verarbeitungs-möglichkeiten bietet sich jetzt an, Filter im eigentlichen Sinne, also solche Verfahren, die unter Benutzung der Umgebung eines Bildpunktes arbeiten, zu untersuchen. Das bekannte unsharp masking gehört dazu. Allerdings ist dieser Knopf im Grafikpro-gramm 'irgendein' Verfahren, da der dort verwendete Faltungskern keine Kenntnis von den speziellen Bedingungen haben kann, unter denen das Bild entstanden ist. Trotzdem wird das Bild auch mit einem solchen 'blinden' Ansatz oft subjektiv schärfer; für die Bilddetails gibt es dann nur keine strikte Rechtfertigung mehr! Das sinnvollere Vorgehen besteht darin, z.B. zu modellieren, wie die konkrete PSF (Point Spread Function) des Systems aus-sieht und Lucy-Richardson oder ähnliche Verfahren der iterativen Dekonvolution zu untersuchen. Zur Zeit ist noch ungeklärt, ob wir mit un-serem Equipment die nötigen Vorausset-zungen schaffen können. Anders als in der deep sky Fotografie lässt sich die PSF hier ja nicht einfach dadurch abschätzen, dass man das Bild eines Sternes hernimmt. Wegen des deutlich sichtbaren Effektes in der subjektiven Bildqualität sind einige der nachfolgenden Bilder trotzdem mit einem Grafikprogramm sozusagen ‚blind‘ ange-hübscht. 8. Einige Bilder Nachfolgend werden einige der Verarbei-tungsschritte an Hand von Bildern de-monstriert. Unter anderem sieht man recht deutlich, wie die Verarbeitung auch unge-wollte Effekte, so einige große Flecken auf einem der Filter, hervorhebt. Wer neugierig auf weitere und neuere Bil-der ist, möge die Website der Olbers-Gesellschaft besuchen.
Bild 11. Lineare Abbildung des gesamten belegten Helligkeitsbe-reiches, keine weitere Bearbeitung
Bild 12. Ausgleich der Mitte-Rand- Verdunklung, 3% Regel für Histogrammauswahl
Bild 13. Ausgleich der Mitte-Rand- Verdunk-lung, ‚maximale Information‘
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Bild 14. Eine Fleckengruppe mit ca 8 facher Vergrö-ßerung gegenüber den full disk Bildern hochpaßgefil-tert, 3 % Regel, aber nicht ‚angeschärft‘
Bild 18. Falschfarbendarstellung Randverdunk-lung ausgeglichen, 3% Regel, angehübscht (unscharf
Leider fehlen die Abbildungen 15 bis 17, Wenn der Autor diese noch findet, werden wir sich in der nächsten Ausgabe nachreichen. (die Redaktion)
Bild 19. Volle Sonnenscheibe
9. Acknowledgement I like to thank D. Coffin. I’ve never met him nor did I communicate with him. But his web site had the in-formation I needed to decode .nef files.
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____________________ TAGUNG ____________________ Einführung in die Sonnenbeobachtung vom 16. bis zum 18. Juli 2004 in der Sternwarte Kirchheim/Thüringen
Michael Delfs 8.1.2004 Wer sich für die Beobachtung der Sonne interessiert, der kann sich auf den Kurs 'Sonnenbeobachtung' vom 16.- 18. Juli 2004 in der gut ausgestatteten Sternwarte Kirchheim/Thüringen freuen. Zwei erfahrene Hobby-sonnenbeobachter (Andreas Zunker und Michael Delfs) der VdS-Fachgruppe Sonne laden alle Sonne-Interessierten ein, unser Tagesgestirn und seine Beobachtung näher kennenzulernen. Behandelt werden na-türlich die Sonnenflecken und die Bestimmung der Sonnenfleckenrelativzahl, die Sonnenfackeln und die Protu-beranzen. Im Vordergrund wird selbstverständlich die Praxis am Fernrohr stehen, begleitet von Tipps und Tricks.
Beginn: Freitag, den 16. Juli, 18.00 Uhr
Ende: Sonntag, 18. Juli, ca. 12 Uhr
Anreise: Per Bahn mit Busverbindungen von Erfurt (15 km) und Arnstadt (8 km), zweimal pro Tag, Zeiten wer-den noch bekannt gegeben oder per PKW. Mitfahrangebote/-gesuche bitte angeben.
Die Adresse der Sternwarte ist: VdS-Sternwarte Volkssternwarte Kirchheim e.V. Arnstädter Str. 49 D- 99334 Kirchheim Tel.: 036200/61656
ACHTUNG: Die Teilnehmerzahl ist auf 15 begrenzt!
Private Haftpflicht und Unfallversicherung jedes Teilnehmers wird vorausgesetzt.
UNTERKUNFT
Unterkünfte sind auch in der Sternwarte möglich: einfach gehaltene Zimmer (teilweise mit drei Betten) mit Ge-meinschafts-Dusche/WC und einer Gemeinschaftsküche (20 EURO/Nacht für VdS-Mitglieder, sonst 25 EURO/Nacht). Campen auf dem Gelände der Sternwarte ist für 10 EURO/Tag möglich. Handtücher dann bitte selbst mitbringen. Übernachtungswünsche bitte bei der Anmeldung ansagen.
Weitere Unterkünftsmöglichkeiten (mit Telefonnummer und Entfernung) sind:
Pension Schulze (mit Gaststätte) in Kirchheim, angenehme Mittelklasse-Pension mit Einzel und Doppelzim-mern, ca. 25 €/Nacht für ein EZ: Tel. 036200 64379 Hotel Fachwerkhof Kutz, ein gepflegtes Hotel, EZ und DZ ab ca. 40 €/Nacht in Kirchheim: Tel. 036200 64060 Gästezimmer Reinhold in Kirchheim: Tel. 036200 60816 Pension "Schiefes Eck" Rudisleben (mit Gaststätte) ca.4 Kilometer von Kirchheim, DZ ab ca. 35 €/Nacht: Tel. 03628 603249 Pension Rudisleben, ca.4 Kilometer von Kirchheim, ca. 21 bis 26 €/Nacht für ein EZ: Tel. 03628 46369
WEITERE BEITRÄGE Teilnehmerbeitrag: 35 Euro (inclusive Kaffee, Tee, Mineralwasser). Mittag- und Abendessen werden in nahe gelegenen preiswerten Restaurants eingenommen, für das Frühstück kann die Sternwarte sorgen. Verpfle-gungs- und Unterbringungskosten sind nach jetzigem Stand von jedem Teilnehmer selbst zu tragen.
ANMELDUNG unter [email protected] oder Fachgruppe Sonne, Munsterdamm 90, D-12169 Berlin (bitte mit Rückporto)
LINKS
Sternwarte Kirchheim: home.t-online.de/home/tobias.pfaff/; www.vds-astro.de/sternwarte/inh_sternwarte.htm Fachgruppe Sonne: www.sonneonline.org
___________________LESERBRIEF ___________________ Hinweis auf "Sonnenwetter" im Internet Hubertus Schulze-Neuhoff 18. 12 2003 www.wikiwetter.de gibt es seit Anfang Dezember 2003. Darin findet Ihr auch Sonnenwetter, mit 7 Themen: ca. 100 000-, 8000- & 1500-, 100- & 200- und 10 Jahre-Zyklen; Aktuelles Sonnenwetter und sonstige Astronomie. Schaut mal bitte rein und gebt weitere Anregungen.
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___________________BEOBACHTER ___________________ Grüße aus Brasilien Nelson Travnik
Oben: Observatorium von Piracicaba, am Tag der deutschen Einheit 2002 Unten: Die Sonne am 30. Oktober 2003, aufgenommen an dem Steinheil-München Refraktor 175/2625 mm Viele Grüße nach Brasilien, Danke
100 SONNE 108 Jg.27, 2003
Beobachtungstage der für die Auswertung verwen-deten Flecken: Jahr 2002 (Carr.Rot.Nr. 1985 bis 1998) 361 Tage (000 Tage) Fehltage im Jahr 2002 (Carr.Rot.Nr. 1985 bis 1998) 1.1;2.1;3.1;4.1 Summe der Fehltage: 4 (0) Flecken, welche die beiden folgenden Punkte nicht erfüllen kommen nicht in die Auswertung. 1. Zur Auswertung kamen nur Flecken mit mindes-tens 3 AZM`s 2. Der Abstand zwischen den Messungen muss ei-nen Tag auseinander liegen.
Wenn man oben genannte Vergleiche in Prozenten der einzelnen Gruppenzugehörigkeiten bestimmt, so ergeben sich folgende Werte:
Verwendetes Datenmaterial: Positionen von Sonnenflecken der Arbeitsgruppe der Positionsbestimmer im SONNE-Netz. Folgende Beobachter lieferten Positionsdaten für die Auswertung: Catania Obs.; Josef Eder; Fritz Egger; Hubert Jop-pich; Kanzelhöhe Obs.; Georg Robeck; Frank Rümmler; Bob van Slooten; Slovak Central Obs.; Friedrich Smit; SOHO(Joppich); Hugo Stetter; Wolf-gang Strickling; Andreas Tarnutzer Entnommene Daten: Datum/Zeit (UT) in dezimalen Tageswerten (+- 1ne Minute genau) AZM = Abstand des Fleckes vom Zentralmeridian (bis max. +- 60 Grad) heliographische Breite (+- 1/10 Grad genau) heliographische Länge (nach Carr, +- 1/10 Grad ge-nau) Klassifikation der Flecken nach Waldmeier Genauigkeit der Positionen (in Grad)
gemittelte Standardabweichungen aller von mehr als einem Beobachter beobachteten Sonnenfle-cken in Breite und Länge.
_____________ DIFFERENTIELLE ROTATION _____________ Differentielle Rotation 2002 Hubert Joppich November 2003
Carr.Rot.Nr. sigma l sigma b
1985 0,93 0,75
1986 0,97 0,71
1987 0,86 0,85
1988 0,90 0,69
1989 1,00 0,76
1990 0,99 0,74
1991 0,90 0,81
1992 0,80 0,74
1993 0,81 0,83
1994 0,84 0,82
1995 0,80 0,71
1996 0,88 0,72
1997 1,04 0,72
1998 0,92 0,94
Fleckenauswahl Flecken in der Auswertung
Flecken nicht in der Auswertung
A 27 71
Bp 74 44
Bf 59 56
Cp 126 8
Cf 105 27
Dp 111 5
Df 112 5
Ep 40 0
Ef 38 0
Fp 13 0
Ff 13 0
Gp 0 0
Gf 0 0
H 8 0
J 21 2
Summe aller Flecken
747 218
Jg.27, 2003 SONNE 108 101
Ermitteltes Rotationsgesetz für das Jahr 2002 ge-messen an 747 Flecken mit insgesamt 18997 Ein-zelpositionen (siehe Abb.): omega sid o/d (B) = (14,33"0,04)-(2,32"0,40)sin5B
Gruppentypen ausgewertete Fle-cken in %
nicht ausgewerte-te Flecken in %
A 27,6% 72,4%
B 57,1% 42,9%
C 86,8% 13,2%
D 95,7% 4,3%
E 100,0% 0,0%
F 100,0% 0,0%
G 0,0% 0,0%
H 100,0% 0,0%
J 91,3% 8,7%
Werte für das typenabhängige Rotationsgesetz 2002: A-B Gruppen (gemessen an 160 Flecken) omega sid o/d (B) = (14,43"0,10-(1,60"1,08)sin5B C-D Gruppen (gemessen an 454 Flecken) omega sid o/d (B) = (14,31"0,04-(2,46"0,48)sin5B E,F-G Gruppen (gemessen an 104 Flecken) omega sid o/d (B) = (14,34"0,06-(3,41"0,70)sin5B H-J Gruppen (gemessen an 29 Flecken) omega sid o/d (B) = (14,19"0,12-(2,78"1,57)sin5B omega (B) = Winkelgeschwindigkeit in Breite (B) a = Winkelgeschwindigkeit am solaren Äquator b = Parameter, der die Änderung der Winkelgesch. mit der Breite angibt. Hubert Joppich Heideweg 5 31840 Hess.Oldendorf
Differenielle Rotation 2002/Carr.Rot.Nr.1985 bis 1998
11
12
13
14
15
16
17
18
0 10 20 30 40 50
heliographische Breite
omeg
a si
d o/
d
Rotaionsgesetz Datenpunkte
Typenabhängige Rotation 2002
12,512,712,913,113,313,513,713,914,114,314,5
0 10 20 30 40 50
heliogrhische Breite
omega sid o/d
A-B Gruppen C-D Gruppen E,F-G Gruppen H-J Gruppen
102 SONNE 108 Jg.27, 2003
Fleckenverteilung in 5°Breitenzonen 2002
0
50
100
150
200
250
5 10 15 20 25 30 35 40
Zonen
Fleckenanzahl
Verteilung der Fleckentypen 2002
0
20
40
60
80
100
120
140
A B C D E F H J
Waldmeiertypen
Anz
ahl d
er F
leck
en
P-Flecken F-Flecken
Jg.27, 2003 SONNE 108 103
_____ 28. SONNE-TAGUNG VOM 20. BIS 22. MAI 2004 ______ ______________ IN HASSFURT / FRANKEN _______________ ACHTUNG: Bei Bedarf kopieren Sie bitte dieses Formular, damit auch Familienmitglieder, die nicht an den Ta-gungsvorträgen teilnehmen, jeweils einen separaten Anmeldebogen ausfüllen können. Und vergessen Sie bitte nicht Ihre Unterschrift. Hiermit melde ich mich verbindlich zur 28. SONNE-Tagung an: Name: ______________________________________ Vorname: ______________________________________ Straße und Hausnummer: ______________________________________ Plz. und Ort (ggf. Land): ______________________________________ Telefon mit Vorwahl: ______________________________________ E-mail: ______________________________________ Alter (freiwillige Angabe): ______________________________________ Bitte zutreffende Punkte ankreuzen: O Ich nehme an der gesamten Tagung teil mit 3 Übernachtungen/Frühstück (Do. bis So.) in der Tagungsstätte Hotel Goger-Augsfeld (Preis inkl. Tagungsbeitrag und Grillabend am Samstag) und O möchte ein Einzelzimmer (Preis: 160 EURO); O möchte ein Doppelzimmer zusammen mit ____________________________
(Preis pro Person 136 EURO, ermäßigt 130 EURO); O möchte ein Dreibettzimmer zusammen mit _____________________________________
(Preis pro Person 118 EURO, ermäßigt 112 EURO). O Ich möchte hierbei den ermäßigten Preis in Anspruch nehmen (Schüler, Studenten, Rentner, Arbeitslose).
Die Berechtigung hierzu weise ich bei meiner Anreise nach. O Ich möchte hierbei Vollpension in Anspruch nehmen (Abendessen am Donnerstag, Freitag: Mittag- und A-
bendessen, Samstag: Mittagessen, Preis pro Person 40 EURO) O Ich nehme an der gesamten Tagung teil (Tagungsbeitrag inklusive Grillabend und Exkursion samstags, ex-
klusive andere Mahlzeiten: 44 EURO, ermäßigt 40 EURO) und kümmere mich selbst um Unterkunft. O Ich nehme als Tagesgast nur an den folgenden Tagen teil: O Donnerstag (Verpflegung exklusive; Tagungsbeitrag: 3 EURO) O Freitag (Verpflegung exklusive, Tagungsbeitrag: 10 EURO) O Samstag (inklusive Grillabend und Exkursion, exklusive andere Mahlzeiten; Tagungsbeitrag: 33 EURO) Ich werde den fälligen Betrag in Höhe von _______________innerhalb einer Woche auf das Konto Nr. 000 3802 451 (Kontoinhaber: Heiko Bromme) bei der Sparkasse Tauberfranken Wertheim, BLZ 673 525 65, überweisen. Bitte als Kennwort "SONNE-Tagung 2004" angeben. Die Reihenfolge der Zahlungseingänge sichert die Teilnahme!
104 SONNE 108 Jg.27, 2003
Teilnahmewünsche: O Ich suche eine Mitfahrgelegenheit am ___________ ab __________________ O Ich biete eine Mitfahrgelegenheit am ___________ ab ______________ über _________________ Anreise per Bahn: Wir versuchen einen Abholservice vom Bahnhof einzurichten. Bitte melden Sie sich rechtzeitig, wenn Sie ihn in Anspruch nehmen wollen. O Ich möchte einen Kurzvortrag (mehrere Kurzvorträge) halten: Titel: ____________________________________________________________________________ _____________________________________________________ Dauer:____________ Min Eine Kurzfassung des Inhaltes (der Inhalte) füge ich für das Tagungsprogramm bei. Als Hilfsmittel benötige ich O einen Diaprojektor O einen Overheadprojektor O einen Videorecorder (VHS) O einen Video-Beamer O Ich möchte Poster, Fotos, Zeichnungen oder Info-Material an einer Pinnwand aushängen. Thema: ____________________________________________ Benötigter Platz: O Ich bringe zur Beobachtung einen Refraktor/Reflektor (Typ:) mit folgendem Zubehör mit: Eine Anmeldebestätigung inkl. dem vorläufigen Tagungsprogramm und einer genauen Wegbeschreibung er-halten Sie im Mai. Rücktrittsmeldung: Sollten Sie von Ihrem bezahlten Platz nach dem Anmeldeschluss (30. April) zurücktreten müssen, werden wir versuchen, Ihren Platz an einen anderen Interessenten weiterzugeben. In diesem Fall entstehen Ihnen keine Kosten und Sie erhalten Ihren Beitrag voll zurück. Ist die Weitergabe nicht mehr mög-lich, so verfallen bei Einzelzimmerbuchung 120 EURO, bei Doppelzimmerbuchung 96 EURO und bei Dreibett-zimmerbuchung 78 EURO Ihres Beitrages als Entschädigung an das Tagungshotel. Ihre Angaben werden vertraulich behandelt und nicht an Dritte weitergegeben. Nur für die Tagungsteilnehmer wird eine Liste mit allen Namen (Adresse, Telefonnummer und Email) erstellt. Ort, Datum: Unterschrift: Bei Minderjährigen Unterschrift eines Erziehungsberechtigten: Anmeldung bitte per E-Mail an [email protected] senden (hierbei zählt die Überweisung als Unterschrift) oder an: Heiko Bromme, Geissbergstr.24, D-97877 Wertheim.
Jg.27, 2003 SONNE 108 105
VORLÄUFIGES TAGUNGSPROGRAMM Donnerstag, den 20. Mai 2004 (Himmelfahrt) Anreise 13.30 Uhr: Redaktionssitzung im Hotel ab 15 Uhr: Tagungsbüro (Hotelrezeption) geöffnet 17.30 Uhr: Tagungseröffnung und Fachvortrag 19 Uhr: Abendbrot und gemütliches Beisammmensein Freitag, den 21. Mai 2004 8 bis 9 Uhr: Frühstück 9 bis 12 Uhr: Amateurvorträge 12 bis 13 Uhr: Mittagessen 13 bis 18.30 Uhr: Amateurvorträge, dazwischen Kaffeepause 18.30 Uhr: Abendbrot und gemütliches Beisammensein Samstag, den 22. Mai 2004 8 bis 9 Uhr: Frühstück 9 bis 12 Uhr: Amateurvorträge 12 bis 13 Uhr: Mittagessen 13.15 Uhr: Bus-Abfahrt nach Würzburg zur Volkssternwarte Würzburg e.V. 17.30 Uhr: Ankunft im Tagungshotel 18.30 Uhr: Grillabend und gemütliches Beisammensein, Ausklingen der Tagung Sonntag, den 23. Mai 2004 8 bis 9 Uhr: Frühstück und Abreise Nähere Infos finden Sie immer auf der Internetseite der Sonne-Tagung:
WWW.SonneTagung.de
106 SONNE 108 Jg.27, 2003
__________________LICHTBRÜCKEN __________________ Lichtbrücken im 3. Quartal 2003 Manfred Holl, Andreas Pätzold 12.12.2003
Auswertung: Andreas Pätzold, Manfred Holl (GvA-Sektion Sonne)
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Jg.27, 2003 SONNE 108 107
_____________ SONNENFLECKENPOSITIONEN _____________ Synoptische Karten der Sonnenphotosphäre der synodischen Carringtonrotationen 2006 - 2008
108 SONNE 108 Jg.27, 2003
_______ FACKELN _______ Fackelaktivität im 3. Quartal 2003
Erklärung der Daten: Fo: Flächenfackelgebiete ohne Flecken; Fm: Flächenfackelgebiete mit Flecken; FEF: Zahl der einzelnen Fackeln in den
Flächenfackelgebieten; FEP: Zahl der einzelnen Punktfackeln außerhalb
der Flächenfackelgebiete - ohne Polfackeln; Der Wert "-1" bedeutet: es liegt keine Beobachtung vor. Alle anderen Zahlen sind mit dem Faktor 10 multiplizierte Mittelwerte aller Beobachter eines Tages. Beobachter: F.Brandl, H.Bretschneider, M.Chudy, M.Delfs (WFS-Berlin ), M.Holl, E.Junker, B.Schmidt, H.Stetter, M.Szulc, A.Winzer, M.Winzer Instrumente: Refraktoren und Reflektoren von 50/600 bis 150/2250 mm Zusammenstellung und EDV: Michael Delfs, 4. Dezember 2003
Rot: Nummer der synodischen Rotation Gr: Gesamtzahl der Gruppen s: Gruppenzahl auf der südlichen Hemisphäre %: Anteil der Gruppen auf der südlichen Hemisphäre B: Gesamtzahl der Beobachter M: Anzahl aller Einzelmessungen L: Anzahl der Lückentage einer Rotation m: Maximale Anzahl aufeinander folgender Lückentage σl,σb: Gemittelte Standardabweichung aller von mehr als
einem Beobachter gemessenen Sonnenflecken in L und B
N: Anzahl der zur Berechnung von σ benutzten (p + f) Flecken
Auswertung: Michael Möller, Steiluferallee 7, D-23669 Timmendorfer Strand eMail: [email protected] Bitte senden Sie Ihre Beobachtungen direkt an die Auswertungsanschrift! Kontaktadresse: Andreas Grunert, SiFEZ, An der Wuhlheide 197, D-12459 Berlin eMail: [email protected]
Liste der Beobachter (Gesamtzahl der berücksichtig-ten Positionsmessungen; die Zahl hinter dem Bindestrich gibt die Zahl der Tage pro Rotation wie-der, an welchen beobachtet wurde):
Datenliste:
Tag Juli August Fo Fm FEF FEP*10 Fo Fm FEF FEP*10 Fo Fm FEF FEP*1
0
September
Mittel 26 19 644 15 31 17 564 68 34 14 518 59 Tage 31 31 31 12 31 31 31 27 29 29 29 25
(von 31) (von 31) (von 30)
1 30 20 280 -1 36 16 486 50 44 18 596 40 2 30 27 1430 -1 37 22 628 45 31 16 560 10 3 37 17 637 -1 27 24 680 80 48 12 410 40 4 45 10 730 -1 23 20 528 130 20 13 233 -1 5 20 20 270 -1 33 17 500 95 39 9 688 85 6 23 7 280 -1 38 17 792 60 33 18 505 45 7 14 30 776 -1 27 29 859 70 30 24 562 90 8 5 38 680 -1 32 18 554 120 50 0 323 70 9 13 20 267 -1 50 10 676 100 38 0 224 40
10 17 21 803 0 37 16 1016 40 48 0 250 90 11 25 25 833 0 32 17 543 70 -1 -1 -1 -1 12 28 12 440 0 23 25 662 70 27 0 157 -1 13 12 28 494 0 17 27 450 160 50 13 485 40 14 21 24 821 0 40 12 380 100 34 16 706 30 15 25 18 787 -1 30 8 488 -1 27 25 413 20 16 32 22 916 -1 28 2 218 -1 28 20 737 150 17 24 18 706 -1 37 12 430 90 27 20 342 50 18 30 16 336 -1 26 26 864 90 27 24 784 80 19 35 10 742 -1 26 22 410 70 33 27 590 60 20 38 6 670 -1 27 23 820 55 33 27 695 90 21 22 14 298 0 44 6 488 0 26 16 557 55 22 35 25 908 100 28 10 638 -1 16 30 708 70 23 22 24 658 -1 38 12 294 100 38 18 722 -1 24 5 30 345 0 32 20 718 80 38 8 627 80 25 38 22 700 30 30 19 596 30 30 3 541 30 26 23 20 877 0 24 12 288 0 43 4 797 37 27 63 3 1177 -1 13 23 503 -1 38 2 752 20 28 24 20 720 -1 28 16 478 80 38 8 412 70 29 18 18 334 0 40 20 588 10 20 0 70 -1 30 18 20 552 -1 25 10 413 30 18 27 565 80 31 18 15 490 50 44 16 506 20 -1 -1 -1 -1
Beobachter 2006 2007 2008 Catania Obs. 251−40 128−35 127−33 Fritz Egger 122−23 71−26 61−22 Hubert Joppich 66−15 23−9 15−7 Kanzelhoehe Obs. 227−37 138−36 112−32 Georg Robeck 187−34 112−33 91−27 Frank Ruemmler 79−18 15−8 10−5 Bob van Slooten 205−32 99−29 90−23 Slovak Central Obs. 131−29 73−30 72−34 Friedrich Smit 141−29 36−22 45−23 SOHO (Joppich) 0−0 0−0 0−0 Hugo Stetter 67−14 23−12 21−10 Wolfgang Strickling 36−6 20−4 9−5 Andreas Tarnutzer 156−33 80−25 24−9
Carrington-Rotation
Rot Gr s % B M L m σl σb N
2006 27 18 66.7 12 1668
0 0 0.69 0.62 49
2007 20 15 75.0 12 818 0 0 0.80 0.61 37
2008 19 13 68.4 12 678 0 0 0.86 0.64 30
Jg.27, 2003 SONNE 108 109
_____________________A_NETZ _____________________ Sonnenfleckenbeobachtungen mit bloßem Auge Naked Eye Sunspotnumbers 3. Quartal 2003
SEPTEMBER Tag Min Max Modal Beob. Mittel GFOES 1 0 0 0 16 0,0 0,0 2 0 0 0 15 0,0 0,0 3 0 0 0 19 0,0 0,0 4 0 0 0 15 0,0 0,0 5 0 0 0 16 0,0 6 0 0 0 18 0,0 0,0 7 0 0 0 19 0,0 0,0 8 0 0 0 15 0,0 0,0 9 0 0 0 11 0,0 0,0 10 0 0 0 13 0,0 0,0 11 0 0 0 10 0,0 0,0 12 0 0 0 10 0,0 0,0 13 0 0 0 16 0,0 0,0 14 0 0 0 21 0,0 0,0 15 0 0 0 18 0,0 0,0 16 0 0 0 16 0,0 0,0 17 0 0 0 17 0,0 0,0 18 0 0 0 16 0,0 0,0 19 0 0 0 17 0,0 0,0 20 0 0 0 19 0,0 0,0 21 0 0 0 18 0,0 0,0 22 0 1 0 18 0,2 0,2 23 0 2 0 11 0,5 0,7 24 0 2 2 14 1,1 0,7 25 0 2 2 19 1,2 1,2 26 0 2 2 20 1,1 1,0 27 0 2 2 17 1,1 1,3 28 0 2 0 15 0,9 0,0 29 0 2 1 12 0,8 0,8 30 0 1 0 15 0,4 0,6 31 0
Mittel 0,24 0,22 21 Fleckenfreie Tage
JULI Tag Min Max Modal Beob. Mittel GFOES 1 1 1 1 5 1,0 1,0 2 0 2 1 19 1,2 0,8 3 0 2 2 20 1,5 1,6 4 1 3 2 14 1,9 1,3 5 0 3 1 15 1,4 1,5 6 0 3 1 19 1,4 1,0 7 0 3 0 23 0,9 1,7 8 0 2 0 21 0,4 0,9 9 0 1 0 22 0,1 0,0
10 0 1 0 24 0,1 0,0 11 0 1 0 22 0,1 0,3 12 0 0 0 21 0,0 0,0 13 0 0 0 24 0,0 0,0 14 0 0 0 22 0,0 0,0 15 0 1 0 23 0,2 0,4 16 0 1 0 23 0,3 0,0 17 0 2 0 16 0,6 0,0 18 0 2 0 22 0,2 0,0 19 0 2 1 25 0,8 0,7 20 0 3 1 26 1,1 0,5 21 0 3 1 21 0,9 1,0 22 0 2 1 21 0,8 1,0 23 0 2 0 21 0,4 0,4 24 0 1 0 17 0,1 0,0 25 0 0 0 24 0,0 0,0 26 0 0 0 20 0,0 0,0 27 0 0 0 17 0,0 0,0 28 0 0 0 21 0,0 0,0 29 0 0 0 21 0,0 0,0 30 0 0 0 21 0,0 0,0 31 0 1 0 19 0,1 0,0
Mittel 0,50 0,45 9 Fleckenfreie Tage
AUGUST Tag Min Max Modal Beob. Mittel GFOES 1 0 2 0 24 0,3 0,0 2 0 1 0 22 0,2 0,0 3 0 2 0 25 0,4 0,0 4 0 2 0 24 0,5 0,7 5 0 2 1 27 0,8 0,8 6 0 2 1 27 1,1 1,2 7 1 3 1 23 1,2 1,0 8 0 2 1 26 1,0 0,8 9 0 2 1 24 0,9 0,8
10 0 2 1 25 0,7 0,5 11 0 1 0 18 0,3 0,0 12 0 1 0 20 0,2 0,0 13 0 1 1 20 0,7 0,6 14 0 1 1 22 0,9 0,4 15 0 2 1 23 0,8 0,8 16 0 1 1 24 0,5 0,5 17 0 1 0 25 0,1 0,0
18 0 1 0 20 0,1 0,0 19 0 0 0 18 0,0 0,0 20 0 0 0 23 0,0 0,2 21 0 0 0 17 0,0 0,0 22 0 2 0 22 0,2 0,3 23 0 1 0 20 0,2 0,2 24 0 2 0 19 0,2 0,0 25 0 0 0 20 0,0 0,0 26 0 0 0 22 0,0 0,0 27 0 1 0 21 0,0 0,0 28 0 0 0 16 0,0 0,0 29 0 0 0 13 0,0 0,0 30 0 0 0 19 0,0 0,0 31 0 0 0 20 0,0 0,0
Mittel 0,36 0,28 Fleckenfreie Tage 10
GFOES: Groupement Francais pour l’Observation et l’E-tude du Soleil Modal: Wert, der am häufigsten aufgetaucht ist
110 SONNE 108 Jg.27, 2003
Fünf Beobachter und rund 500 Beobachtungen mehr als im gleichen Zeitraum des letzten Jahres! Das schöne Wetter brachte Beobachtungsstress mit sich. Kaum ein Tag ohne Sonnenschein! Selbst in Hof haben wir zwei Monate vor Jahres-schluss die jährliche Sonnenscheindauer der vergan-genen Jahre bei Weitem übertroffen. Was wird das wohl für ein Winter (es kann eigentlich nur noch wol-kenreich werden?). Das P-17 Mittel ging unterdes weiter zurück und liegt nun bei 0,49 (Februar 03). Am 14.8. erkannte Hickmann einen Fleck ohne Fil-terhilfe bei Sonnenuntergang. Das blieb in diesem Quartal die einzige Sichtung. Allen Beobachtern vielen Dank und ein Frohes Fest und ein gesundes und fleckenreiches 2004! Steffen Fritsche, Steinacker 33, 95189 Köditz
0,000,200,400,600,801,001,201,40
1/95
1/96
1/97
1/98
1/99
1/00
1/01
1/02
1/03
Monatsmittel P-17
Beobachter (Anzahl der Beobachtungen) Albert(31); Bachmayer(61);Bissegger(17); Brandl(89); Bretschneider(86); Brettel(77); Bröckels(51); Buggenthien(60); Deckert(1); Dietrich(40); Friedli(9); Fritsche(84); Haase(42); Götz(34); Herzog(8); Heath(82); Hickmann(63); Holl(83); Hörenz(86); Inderbitzin(8); Junker(46); Kaczmarek(11); Keller H.U.(82); ky-sobs(12); Philippe(69); Rothermel(47); Rutsch(28); Gutowski(2); Spiess(43); Sterzinger(44); Tarnutzer(48); Weinert(20); Von Rotz(86); Wade(79); Wanke(49); Willi(25); Zutter(71) Total 1774 Beobachtungen von 37 Beobachtern
_______ FACHGRUPPE SPEKTROSKOPIE DER VDS ___________
Einladung zur Spektroskopie–Tagung in der Starkenburg-Sternwarte Heppenheim vom 14.-16. Mai 2004
Die Tagung der Fachgruppe findet vom 14.-16.5.2004 entgegen früheren Ankündigungen nunmehr in der Star-kenburg-Sternwarte Heppenheim (südlich Darmstadt im Odenwald an der Weinstraße gelegen) statt, in der wir bereits 1997 zu Gast sein durften. Die damaligen Tagungsbesucher werden diese hervorragende Tagung si-cher noch in angenehmer Erinnerung haben. Die dortigen Möglichkeiten einer ungezwungenen Programmges-taltung laden dazu ein, diese Tagung in Form eines Workshop mit folgenden Schwerpunkten auszustatten: • Stern- und Sonnenspektren aufnehmen/auswerten • Auswertesoftware anwenden/demonstrieren • Sternatmosphärenphysik Bereits Freitagabend werden wir bei klarem Himmel an der 20cm-Flat-Field-Kamera mit einem Git-terspektrographen Sternspektren aufnehmen, die am Samstag mit dem ESO-Programm MIDAS unter der Mo-deration von Herrn Günter Gebhard (Neumarkt) bei Plenumsdiskussionsbeteiligung ausgewertet und bearbei-tet werden. Ein interessantes WINDOWS-Spektrenbearbeitungsprogramm namens SKYSPEC wird von Herrn Bernd Marquard (Dormagen) ebenfalls unter Plenumsdiskussionsbeteiligung vorgestellt. Des Weiteren ver-sucht Herr Dieter Goretzki (Langenselbold) auch am Samstag mit Teleobjektiv, Lichtleiter, Gitterspektrograph und seiner CCD-Kamera Sonnenspektren aufzunehmen, die im Laufe des Nachmittag besprochen/diskutiert werden. Herr Dr. Thomas Hunger (Warstein) greift in allgemeinverständlicher Form das interessante Thema „Sternatmosphärenphysik unter spektroskopischen Gesichtspunkten“ auf. Neben diesen Schwerpunkten be-handelt in den Nachmittagsstunden des Samstag Dr. Thomas Eversberg (Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt) in einem Fachvortrag das Thema:
"Spektroskopisch-diagnostische Relevanz von Sternwindphänomenen" Wie auf unseren Tagungen üblich, sind natürlich auch wieder Posterausstellungen und Gerätedemonstratio-nen geplant, an denen sich jedermann mit eigenen Beobachtungen, Vorschlägen, Ideen oder Selbstbaugerät-schaften beteiligen kann.
Anmeldungen bitte unter einer der folgenden Möglichkeiten: Ernst Pollmann Charlottenburgerstraße 26c 51377 Leverkusen
E-Mail: [email protected] Telefon: 0214-91829 Fax: 040-3603-038949 Auf Wunsch kann ein Hotel-/Unterkunftsverzeichnis überstellt werden. Der Tagungsbeitrag wird 5,- € betragen.
Mit sternfreundlichen Grüßen, Ernst Pollmann.
Jg.27, 2003 SONNE 108 111
112 SONNE 108 Jg.27, 2003
