Der Mond am Tag

Warum ist der Mond auch manchmal am Tag zu sehen ?

  Fotos  M.Heeg

Mondphasen

Der Mond ist tagsüber aus dem gleichen Grund sichtbar wie auch nachts.
Er wird sowohl am Tage wie auch zur Nacht von der Sonne angestrahlt.

Wann er für uns zu sehen ist und welches Erscheinungsbild er dann hat ( Mondphase ), ist abhängig von seiner Position zur Erde und auch zur Sonne.

Seine Umlaufzeit um die Erde beträgt 27,3 Tage. Also ca. im Durchschnitt 1 Monat. Zur Mondphase ” Neumond ” befindet er sich, von uns aus gesehen, genau in einer Richtung zur Sonne. Deshalb ist seine ( nicht erhellte ) und nicht sichtbare Nachtseite uns zugewandt.
Dann geht er mit der Sonne auf und auch unter. Er ist tagsüber also nicht zu sehen ( da er für uns nicht sichtbar angestrahlt wird ).

Bei zunehmender Phase geht der Mond nach der Sonne unter und ist so, ( wegen der Beleuchtung ) dann ab der Abenddämmerung zu sehen.

Als Vollmond ist er in seiner nächsten Phase die ganze Nacht sichtbar. Hier steht die Erde dann genau zwischen Sonne und Mond. Er ist als ” Vollmond ” dann komplett angestrahlt / ausgeleuchtet.

Der abnehmende Mond wiederum bleibt am Tage bis zur Mittagszeit über dem Horizont sichtbar da er vor der Sonne untergeht. Es ist die Mondphase welche sich dem Vollmond anschliesst. In dieser Phase bewegt sich die Mondposition wieder auf die Sonne zu
weshalb die für uns sichtbare Ausleuchtung der Mondoberfläche abnimmt bis er sich wieder in Neumondpostition befindet.

Meine Aufnahmen zeigen zwei dieser ” unterschiedlichen “ Mondphasen bei Tageslicht, bzw. wie toll, zumindest für mich, der Mond auch am Tage aussieht.

Planetarische Nebel

Hantelnebel

   Fotos  M.Heeg

Messier 27

Planetarische Nebel sind im Allgemeinen schwach leuchtende Objekte und deshalb mit dem bloßen Auge nicht beobachtbar.

Ein planetarischer Nebel besteht aus einer Hülle aus Gas und Plasma, das von einem alten Stern am Ende seiner Entwicklung abgestoßen wird. Typische planetarische Nebel sind zu etwa 70 % aus Wasserstoff und 28 % aus Helium zusammengesetzt. Den restlichen Anteil bilden hauptsächlich Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff sowie Spuren anderer Elemente.

Der Name ist historisch bedingt und irreführend, denn solche Nebel haben nichts mit Planeten zu tun. Die Bezeichnung stammt daher, dass sie im Teleskop meist rund und grünlich erscheinen wie ferne Gasplaneten.

Planetarische Nebel existieren meist nicht länger als einige zehntausend Jahre. Im Vergleich zu einem durchschnittlichen „Sternenleben“, das mitunter mehrere Milliarden Jahre dauert, ist diese Zeitspanne sehr kurz.

In unserer Galaxie, dem Milchstraßensystem, sind rund 1500 planetarische Nebel bekannt.

Die Zusammensetzung planetarischer Nebel blieb unbekannt, bis in der Mitte des 19. Jahrhunderts die ersten spektroskopischen Beobachtungen durchgeführt wurden. William Huggins war einer der ersten Astronomen, die das Lichtspektrum astronomischer Objekte studierten, indem er mit Hilfe eines Prismas ihr Licht spektral zerlegte.

Planetarische Nebel spielen eine entscheidende Rolle in der chemischen Evolution der Galaxis, da das abgestoßene Material die interstellare Materie mit schweren Elementen, wie Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff, Calcium und anderen Reaktionsprodukten der stellaren Kernfusion anreichert. In anderen Galaxien sind planetarische Nebel manchmal die einzigen beobachtbaren Objekte, die genug Information liefern, um etwas über die chemische Zusammensetzung zu erfahren.

Mit dem Hubble-Weltraumteleskop wurden Aufnahmen vieler planetarischer Nebel angefertigt. Ein Fünftel der Nebel weist eine kugelförmige Gestalt auf. Die Mehrzahl ist jedoch komplex aufgebaut und weist unterschiedliche Formen auf. Die Mechanismen der Formgebung sind noch nicht genau bekannt. Mögliche Ursachen könnten Begleitsterne, Sternwinde oder Magnetfelder sein.

Der erste entdeckte planetarische Nebel war der Hantelnebel im Sternbild Fuchs. Er wurde 1764 von Charles Messier entdeckt und wird in seinem Katalog mit dem Index M 27 aufgeführt.

Es ist ein 7,5 mag heller planetarischer Nebel mit einer Flächenausdehnung von 8′,0 × 5′,7 im Sternbild Fuchs (Vulpecula). Im Fernglas ist er gerade erkennbar, im Teleskop zeigen sich weitere Strukturen. Der Zentralstern ist ein Weißer Zwerg von 14 mag und einer Temperatur von über 100.000 Kelvin. Die Entfernung beträgt rund 1400 Lichtjahre. Er hat seinen Namen von Sir William Herschel wegen seiner länglichen Form erhalten. Der Nebel dehnt sich mit 6,8 Bogensekunden pro Jahrhundert aus.

Diesen Nebel habe ich nun schon sehr oft ablichten können. Meine Aufnahme (Nr.1) zeigen ihn in einer  SII Ha OIII –  RGB Licht Kombination, aufgenommen mit verschiedenen Optiken in mehreren Jahren. Als Gesamtbelichtungszeit ergibt sich so ein Wert von 140 Minuten. Foto 2 und 3 zeigen ihn mit kleiner Optik ( siehe Bildunterschriften ) als Ha RGB Aufnahme, mitten aus der Stadt aus aufgenommen.

Rektaszension     19h 59m 36s
Deklination          +22° 43′ 16″

Quelle : Wikipedia

Whirlpoolgalaxie

Spiralgalaxie Messier 51

m51_2013_06_08

Fotos  M.Heeg

Die Whirlpool-Galaxie (auch als Strudelgalaxie, Messier 51 oder NGC 5194 / 5195 bezeichnet) ist eine große Spiralgalaxie im Sternbild Jagdhunde.

Sie ist vom Hubble-Typ Sc, das heißt mit deutlich ausgeprägter Spiralstruktur. M51 hat eine scheinbare Helligkeit von 8,4 mag und eine Winkelausdehnung von 11,2′ × 6,9′. Die Entfernung von unserem Sonnensystem beträgt wahrscheinlich etwa 28 Millionen Lichtjahre, doch gibt es auch abweichende Ergebnisse zwischen 15 und 37 Millionen Lichtjahren.

M 51 hat einen nahen, wechselwirkenden Begleiter. Im NGC-Katalog trägt er die Nummer NGC 5195 ( M 51 selbst hat die Nummer NGC 5194 ). Die Begleitgalaxie ist von irregulärem Typ und hat eine Winkelausdehnung von 5,8′ × 4,6′ und eine Helligkeit von 9,6 mag.

In M 51 findet derzeit eine außergewöhnlich aktive Sternentstehung statt, die vermutlich durch die Gezeitenwechselwirkung mit NGC 5195 verursacht wird. Deswegen hat die Galaxie einen hohen Anteil junger und massereicher Sterne, die aber mit einigen Millionen Jahren nur vergleichsweise kurzlebig sein werden. In M51 wurden innerhalb von 17 Jahren drei Supernovae beobachtet: SN 1994I im April 1994, SN 2005cs im Juni 2005 und SN 2011dh im Mai/Juni 2011. Zwei Supernovae markierten das Ende solcher massenreichen Sterne als Explosionen vom Typ Ic und vom Typ II.

M 51 ist auch deswegen interessant, weil es eine der nächsten Galaxien mit aktivem galaktischen Kern ist, eine Seyfert-Galaxie vom Typ II. In ihrem Zentrum verbirgt sich ein supermassereiches schwarzes Loch.

Quelle : Wikipedia

Milchstraße

Unsere Heimat


Fotos  M.Heeg

Die Milchstraße, eine bzw.  ” unsere ”  Galaxie …

Die Milchstraße ist die Galaxie in welcher sich unser Sonnensystem mit der Erde befindet.
Entsprechend ihrer Form als flache Scheibe, die aus Milliarden von Sternen besteht,
ist die Milchstraße von der Erde aus ( von der Seite gesehen ) als bandförmige Aufhellung am Nachthimmel sichtbar, die sich über 360° um uns herum erstreckt.

Ihrer Struktur nach zählt die Milchstraße zu den Balkenspiralgalaxien.

Während heute wegen der Lichtverschmutzung für viele die Milchstraße nicht mehr zur Alltagserfahrung gehört, war sie seit jeher als heller, schmaler Streifen am Nachthimmel allgemein bekannt.

Dass sich dieses weißliche Band in Wirklichkeit aus unzähligen einzelnen Sternen zusammensetzt,  welche den für uns hellen Streifen bilden, wurde in der Neuzeit 1609 von Galileo Galilei erkannt, der die Erscheinung als Erster durch ein Fernrohr betrachtete.

Die Milchstraße besteht nach heutiger Schätzung aus ca. 100 bis 300 Milliarden Sternen.

Meine drei Fotos ( aufgenommen am Bodensee im Aug. 2018 ) zeigen nur einen kleinen Ausschnitt im Bereich der Sternbilder Schwan / Adler.

Sie wurden mit stehender Kamera, ohne Nachführung aufgenommen.

Durchmesser          170.000 – 200.000 Lichtjahre
Dicke                  3.000 – 16.000 (Bulge) Lichtjahre
Sterne                               ca. 100 – 300 Milliarden
Typ                                            Balkenspiralgalaxie

Quelle : Wikipedia

 

Spektroskopie

Informationen aus dem Sternlicht

 Fotos / Daten  M.Heeg

Das Licht der Stern

Die Spektralanalyse ist seit über 100 Jahren das Mittel welches uns erlaubt die Sterne zu Erforschen. Mit Ihr ist es möglich Informationen, nicht nur über z.B chemische Stoffe und Elemente entfernter Lichtquellen zu erfahren, sondern auch auf viele abhängige physikalische Rückschlüsse zu folgern.

Die astronomische Spektroskopie begann mit Josef Fraunhofer, der 1814 dunkle Linien im Sonnenspektrum entdeckte, sie aber noch nicht erklären konnte. Die Deutung dieser Fraunhofer-Linien gelang erst als Folge der Versuche von Kirchhoff und Bunsen, die 1859 bei leuchtenden Gasen jeweils typische Farben feststellten.

Vieles bzw. fast alles was wir inhaltlich über die weit entfernten Sterne und sonstigen Lichtquellen unseres Universums wissen verdanken wir dieser Untersuchungsmethode.

Meine Sperktrallinienfotos bzw. die Daten der Diagrammreihen wurden mit dem
Star Analyser 100 – 1,25″ Blaze-Gitter gewonnen, einem speziellen optische Gitter welches das ankommende Licht in seine “Bestandteile / Wellenlängen
aufteilt.

Die Datenaufbereitung erfolgte dann mit dem Programm Visual Spec.

Meine kleine Datenreihe soll nur die Möglichkeiten aufzeigen bzw. diente mir selber zu Verständnis der Erfassungs.- Mess.- und Auswertemethode mit Amateurmitteln.

Okularprojektion

“Einfache Astrofotos”

   

Fotos  M.Heeg     

Astrofotos

Die Okularprojektion ist die einfachste Methode um zu Astrofotos zu gelangen. Es wird einfach die Kamera hinter dem Beobachtungsokular des Teleskops in den Fokus gebracht. Man benötigt dazu bei Langzeitbelichtungen, z.B. mit einer Spiegelreflexkamera (DSLR) einen T2-Adapter zur stabilen Befestigung und Positionierung der Kamera am Okular.

Für kurze Schnappschüsse, heller Objekte wie Mond – ( Sonne => NUR MIT FILTER ) und Planeten ist aber auch gut ein Smartphone oder Handy zu gebrauchen.

Das Aufnahmegerät wird hier frei Hand am Okular gehalten. Mit etwas Geduld und Übung gelingen auch so brauchbare Aufnahmen.

Meine Aufnahmen zeigen eine solche “frei Hand” Okularprojektion der Sonnenoberfläche mit einer speziell zur Sonnenbeobachtung geeigneten Optik, wie auch am Mond.

Zu sehen ist im Sonnenfoto die Chromosphäre, eine ca. 10000 Kilometer ( 1,5 % des Sonnenradius ) “dicke” Schicht aus dünnem Gas. In meinem Foto abglichtet, bei einer gefilterten Wellenlänge von 656,28 Nanometern.

Ohne spezielle Filter dürfen Sie weder mit dem Auge direkt , noch mit einer Kamera das Licht der Sonne versuchen in einer Optik anzusehen oder abzulichten.

Ihr Auge wie auch die Kamera werden definitiv schwer geschädigt, bzw. Ihr Auge bis hin zur Erbildung zerstört !

Die Mondbeobachtung hingegen bzw. auch die Fotografie ist absolut gefahrlos ohne spezielle Filter durchführbar.

Astronomische Entfernungsmaße

Nah – Fern – Unendlich ?

Fotos und Animation  M.Heeg

Zur Zeitrafferanimation ( 25 Mb ) – timelapse_night_2017_12_28

Der Weltraum – unendliche Weiten …

Wir schreiben das Jahr 2200. Dies sind die Abenteuer des Raumschiffs Enterprise, das mit seiner 400 Mann starken Besatzung 5 Jahre lang unterwegs ist, um neue Welten zu erforschen, neues Leben und neue Zivilisationen. Viele Lichtjahre von der Erde entfernt, dringt die Enterprise in Galaxien vor, die nie ein Mensch zuvor gesehen hat …

… diesen Filmbeginn kennen wir alle !

Aber wie weit weg ist das ? Als Entfernungsmaß.- Angabe werden in der Astronomie, zusätzlich zu der uns allen bekannten Einheit Km, verschiedene weitere Einheiten benutzt.

Eine Astronomische Einheit ( abgekürzt AE ) hat eine Länge von 149 597 870 700 Metern und entspricht ungefähr dem mittleren Abstand zwischen der Erde und der Sonne, also dem mittleren Erdbahnradius. Dieses sind also ca. 149 Mio. Km

Ein Lichtjahr ( abgekürzt Lj ) ist die Strecke, die ein Lichtsignal in einem Jahr ( im Vakuum ) zurücklegt. Diese Strecke entspricht dann ca. 9,5 Billionen Km oder ca. 63241 AE.

Ein Parsec ( abgekürzt pc ) ist eine weiter Größenordnung.- Angabe für große Entfernungen.
In dieser Größe erscheint die Strecke einer Astronomischen Einheit unter dem Winkel von einer Bogensekunde. Ein Lichtjahr wären entsprechend ca. 0.3066 Parsec.

Einige Beispiele zum verdeutlichen :

Die mittlere Entfernung von Erde und Mond beträgt ca. 1,3 Lichtsekunden.
Die Erde ist von der Sonne im Mittel ca. 500 Lichtsekunden bzw. 8,3 Lichtminuten entfernt.
Die mittlere Entfernung zwischen Sonne und Neptun beträgt ca. 4,17 Lichtstunden.
Der sonnennächste Stern, Proxima Centauri, ist ca. 4,2 Lichtjahre entfernt.
Der Durchmesser unserer Galaxie, der Milchstraße, beträgt ca. 100.000 Lichtjahre.
Die Entfernung zur nächsten größeren Galaxie, dem Andromedanebel, beträgt ca. 2,4–2,7 Millionen Lichtjahre.
Die Raumsonde Voyager 1, die 1977 startete, erreichte 2013 einen Abstand zur Erde von ca. 18 Milliarden Kilometern, das entspricht etwa 18 Lichtstunden ( oder ca. 1/500 Lichtjahr ) und verließ die Heliosphäre.

Meine  AllSky-Aufnahme, wie auch die erstellte Zeitrafferanimation zeigen teilweise entsprechende Objekte.

Der Mond ca. 384.000 Km, Uranus ca. 17.2 bis 21.1 AE, Andromeda ca. 2,5 x 10 hoch 6 Lichtjahre entfernt …

Gas und Dunkelnebel

Nordamerika.- und Pelikannebel

 Fotos  M.Heeg 

NGC 7000 – IC 5070

Eine von mir öfters fotografisch beobachtete Himmelsregion. Meine Aufnahme zeigt als Ha RGB Wellenlängenkombination.-  / Aufnahme verschiedene Nebelbereiche im Sternbild Schwan. Für “nur” 50 mm Brennweite bin ich mit der Aufnahme, die doch schon eine Menge an Details zeigt, sehr zufrieden ! Das verwendete Zeiss Tessar f 2.8 – M42 Objektiv zeigt an der Atik Titan CCD seine gute Abbildungsleistung. Zu erwähnen ist auch der Aufnahmeort.. Mitten aus der Stadt ( direkt neben einer Laterne ! ), von meinem Balkon aus, ist diese Aufnahme entstanden. Sie zeigt also, auch hier ist es möglich Astrofotos anzufertigen bzw. astronomische Beobachtungen durchzuführen.

Sternbild Schwan – Nordamerika.- Pelikannebel

NGC 7000  Nordamerikanebel

Helligkeit ( in der Fläche ) ca. 6 mag – ca. 120 ‘ x 100 ‘

IC 5070 Pelikannebel

Helligkeit ( in der Fläche ) ca. 7.5 mag – ca. 50 ‘ x 60 ‘

Galaxiengruppe

Leo-Triplett

  Foto  M.Heeg

Die M66 Gruppe

Das Leo-Triplett ist eine Galaxiengruppe im Sternbild Löwe.
Die drei Mitglieder dieser Gruppe sind sogenannte Spiralgalaxien
und sind ca. 35 Mill. Lichtjahre von uns entfernt.

Die Gruppe beinhaltet Messier 65 ( NGC 3623 ), Messier 66 ( NGC 3627 ) sowie NGC 3628.
Messier 65 hat eine Flächenausdehnung von 8,7`x 2,5` – Messier 66 eine Ausdehnung von 8,3`x 4,2`. Die Spiralgalaxie NGC 3628 ( Ausdehnung von 13,5`x 4,3` ) zeigt auf länger belichteten Aufnahmen einen Schweif welcher von der Galaxie ausgeht. Vermutlich wird dieser durch die Wechselwirkung der Gravitationsfelder von M65 / M66 verursacht.

Das Leo-Triplett ist also eine Gruppe von drei miteinander wechselwirkenden Galaxien.

Wir sehen jede der Galaxien unter einem anderen Blickwinkel.
NGC 3628 ( rechts im Bild ) sehen wir direkt von der Seite, so dass das dichte Staubband
entlang ihrer Ebene gut zu erkennen ist. Die Messierobjekte M 65 ( oben links )
und M 66 ( unten links ) liegen so geneigt, dass ihre Spiralarme sichtbar sind.

Auch in ihnen sind in meiner Aufnahme bereits Details zu erkennen, obwohl mit der kurzen Aufnahmebrennweite und auch geringer Öffnung dem Foto recht einfache technische / optische Voraussetzungen zu Grunde liegen.

Leider war am Aufnahmetag auch das Seeing sehr schlecht was die Detailerkennbarkeit weiter reduziert. Gleichwohl bin ich, mitten aus der Stadt und zeitlich sehr kurz abgelichtet, mit meiner Beobachtung doch sehr zufrieden.                                                                                                                                                                                                                                                                            Sternbild Löwe – Leo Triplett

Messier 65 – Helligkeit (visuell) +9,2 mag

Messier 66 – Helligkeit (visuell) 8,9 mag

NGC 3623 – Helligkeit (visuell) +9,6 mag

Objekte im Sternbild Fuhrmann

Sternhaufen und Nebelgebiete

  Foto  M.Heeg

Objekte im Sternbild Fuhrmann

Der Fuhrmann ( lateinisch Auriga ) ist ein Sternbild im Nordhimmel. Sein Hauptstern Capella ist ein Stern 1ter Ordnung mit 0.08 Mag. Es ist ein ausgedehntes, leicht erkennbares Sternbild welches teilweise zirkumpolar zu sehen ist.

Durch den Fuhrmann zieht sich das sternenreiche Band der Milchstraße, daher sind in ihm mehrere interessante Objekte, wie Sternhaufen und auch Nebel, zu sehen.

Es sind unter anderen die Messierobjekte M 36, M 37, M38 welche sich sehr leicht finden und beobachten lassen.

In meinem Foto sind mit Messier 38 ( offener Sternhaufen ) durch die lange Belichtung zusätzlich die Objekte IC 417 ( Emissionsnebel – Sternentstehungsgebiet ) mit 12′ x 12′ Ausdehnung , wie auch der etwas kleinere Sternhaufen NGC 1907 und der Emissionsnebel NGC 1931 mit nur 3′ x 3′ Größe gut zu erkennen.

Die besagten Nebelregionen haben mit ca. Mag 10 eine eher geringe Helligkeit. Aufgenommen wurde das Foto mit einem Fotoobjektiv mit nur 135 mm Brennweite in L RGB Technik, adaptiert an eine SW CCD. Entsprechende Infos hierzu sind in der Bildunterschrift vermerkt.
Zu finden ist das Sternbild und auch die Objekte wie folgt :

Lateinischer         :  Name Auriga
Kürzel                   :   Aur
Rektaszension     :   4h 37m 54s bis 7h 30m 56s
Deklination          :   +27° 53′ 29″ bis +56° 09′ 53″
Fläche                   :   657 deg²