Archiv der Kategorie: Vermischtes

Alles was “nicht” einsortierbar ist / war …

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 …

Astrometrie / Photometrie

Sternmessungen

2016_12_21_vega  Foto  M.Heeg

Helligkeit und Ausrichtung

Nach meinem Umzug und hierdurch stark veränderten Beobachtungsbedingungen konnte ich mich nun erstmals wieder etwas “astronomisch” betätigen.

Da als erstes meine kleine Staradventurer Montierung ( ohne Polarissicht ) ausgerichtet werden sollte, galt mein Interesse der möglichen Nachführzeit. Bei 625 mm Brennweite schaffe ich es zur Zeit ( ohne Guiding ) 30 Sek. lang zu belichten ohne Strichspuren zu erhalten.

Mein Einzelfoto zeigt die so zu erreichende Sternhelligkeit von ca. 12.6 mag. Auch die mit Maxim Dl ermittelten Astrometriewerte von 1.41″ / pix in diesem Foto sind brauchbar. Entsprechende Infos sind auf dem Foto vermerkt,

Im nächsten Versuch werde ich die Brennweite  wohl noch etwas verkleinern wie auch mehrere Fotos ” stacken “ und so schauen welche Grenzgröße ich ( mitten aus der Stadt ) erreichen kann. Auch ein ”  guiden ” in R.A. wird hierzu wohl hilfreich sein.

So werden dann “ tiefere ” Belichtungen bzw. veränderte Grenzgrößen möglich werden. Ich werde also versuchen mich in Zukunft astrometrisch bzw. photometrisch zu betätigen und werde berichten.

Hubble Farbpalette – Bi Color

Falschfarben

ngc7000_2016_08_07_04

ngc6960_6979_2016_08_24   Fotos   M.Heeg

Falschfarben

Wie soll die Farbaufnahme von Himmelsobjekten eigentlich “richtig” aussehen  … ?

Zeigt sie die für uns sichtbare Strahlung, so wie das Objekt sie ausgesendet hat oder soll die farbliche Wiedergabe eher möglichst dem entsprechen, was das menschliche Auge “erkennen” soll, oder gar überhaupt nur wahrnehmen kann ?

Durch unser Auge dringt ein unterschiedliches Lichtspektrum. Das Gehirn verarbeitet diese Informationen und ” gaukelt ” uns eine farbliche Darstellung vor, welche aber nur eine von vielen “richtigen” ist.

Astronomische Farbbilder werden oft aus 3 Einzelaufnahmen mit den Filtern Rot, Grün und Blau erstellt.  Dieser Satz R G B – Breitbandfilter beinhaltet so das jeweilige, komplette Spektrum im Durchlaßbereich der  Farbwellenlänge. Diese 3 Einzelfarbbilder werden im Computer dann mit Hilfe einer Bildbearbeitungssoftware zu einem RGB – Farbbild zusammengesetzt.

Der Bearbeiter / Fotograf entscheidet dabei über die Mischung der drei Grundfarben und somit über den gezeigten Objektfarbton. Die Ausarbeitung wird somit zu einer subjektiven Angelegenheit und bietet ein weites Feld für individuelle Freiheiten, je nach dem, was man darstellen möchte.

Die Beobachtungsbedingungen in der Nähe von Ballungsgebieten leiden immer mehr unter der vorhandenen und zunehmenden Lichtverschmutzung.  Schwache Deep-Sky Objekte heben sich hier kaum noch von dem hellen Himmelshintergrund ab und sind dadurch fast nicht mehr zu beobachten.  Leuchtende Gasnebel senden jedoch auch oftmals ihr Licht in ganz bestimmten (schmalen) Wellenlängenbereichen aus. Diese Eigenschaft kann man sich beim Einsatz engbandiger Schmalband – Filter zunutze machen.

Die Schmalband-Fotografie ermöglicht so Astrofotografie auch in Stadtnähe und sogar bei Mondschein. Es ist somit also auch für mich ein Grund, diese “Schmalband-Fototechnik” zu benutzen da auch ich in einer sehr  “lichtverschmutzten Region” wohne .

Die schmale Durchgangskennlinie dieser Filter erfordert jedoch längere Belichtungszeiten. Während die Ha-Kanäle oft noch recht hohe Signale liefern, sind die OIII-Kanäle meistens wesentlich schwächer. Ebenso ist es je nach Objekt auch im SII Lichtspektrum. Es sind so Belichtungszeiten von 2 bis 10 Minuten je Kanal oder mehr üblich bzw. notwendig. Die lange Belichtungszeit erfordert entsprechend aber eine exakte Nachführung der Kamera um zu guten Ergebnissen zu kommen.

Die Wellenlängenbereiche der Schmalbandfilter bzw. Hubble-Farbpalette sind :

S-II die Spektrallinie des einfach ionisierten Schwefels – als Kanal „rot“. – ca. (672 nm)

Ha die Spektrallinie des Wasserstoffs – als Kanal „grün“. – ca. (556 nm)

O-III die Spektrallinien des zweifach ionisierten Sauerstoffs – als Kanal „blau“. – ca. (496 nm)

Eine weitere, mögliche Variante der Schmalband-Fotografie ist die Bicolor-Technik. Hier benutzt man mit Ha– und OIII-Filtern nur zwei Aufnahmewellenlängen zur tatsächlichen, bzw. praktischen Objektaufnahme. Es wird der Ha-Kanal der Farbe Rot und der OIII-Kanal der Farbe Blau direkt zugeordnet. Der Grünkanal wird aus einer Kombination der beiden Kanäle künstlich im Computer  erzeugt.

Auch bei der Bicolor-Bildbearbeitung stellt sich wieder die Frage nach der Farbgebung . Wie setzt man das Farbbild aus den verschiedenen Farbkanälen “richtig” zusammen ?  Es sind hier auch verschiedene andere Kombinationen bei den Farbkanalzuweisungen denkbar. Auf jeden Fall hat man so unterschiedliche Möglichkeiten die Himmelsobjekte darzustellen und verläßt dabei die üblichen RGB-Farbdarstellungen.

Meine zwei Aufnahmen zeigen zum Beispiel den Gasnebel NGC 7000 in der Hubble Farbpalette als SII Ha OIII – RGB , oder aber die Emission.- Reflexionsnebel NGC 6960 und NGC 6979 als Ha Ha SII OII – L RGB Aufnahme. Hier habe ich noch zusätzlich einen ” Helligkeitskanal ” (Luminanz) eingefügt.

Alle gezeigten Objekte sind recht einfach im Sternbild Schwan zu finden. Die genauen Aufnahmedaten sind jeweils in der Fotounterschrift zu finden.

Quelle : Wikipedia und Internet

Strichspuraufnahmen

Und sie dreht sich doch …

strichspur_2012_09_29_02

strichspur_2012_09_29_01   Fotos   M.Heeg

Startrails

Im Mai und Juni hatte ich die schlechtesten Beobachtungs.- Astrofotobedingungen
seit vielen Jahren. Hierdurch waren fast keine Himmelsobjekte ablichtbar. Entsprechend habe ich heute hier “nur” etwas aus meinem Archiv einfügen können.

Die Aufnahmen stammen aus dem September 2012.  Sie zeigen die Möglichkeit / Ergebnisse einfacher Astrofotografie. Diese Art der Astrofotografie ertellt Strichspuraufnahmen .

Technische Details zu den Aufnahmen selber sind in wie immer der Bildunterschrift vermerkt.

Benötigt wird hierzu lediglich ein Kamera welche ” Langzeitbelichtung ” erlaubt, ein weitwinkliges Objektiv und ein Stativ. Die Kamera wird ohneNachführung ” ( Ausgleich der Erdrotation ) via Stativ auf einen “ sternreichenHimmelsausschnitt gerichtet. Die Dauer der Belichtung entscheidet nun über die Länge der ” Sternspuren “.

Hier noch eine Kurze Info zu Strichspuraufnahmen an sich, aus Wikipedia.

Strichspuraufnahmen oder Startrails sind in der Astrofotografie eine Art der fotografischen Wiedergabe welche den nächtlichen Himmel mit einer langen Belichtungszeit bei stehender bzw. nicht korrekt mitgeführter Kamera ablichten.

Durch die Erdrotation scheinen sich dann die Himmelskörper zu bewegen. Abhängig von der Brennweite des verwendeten Objektives existiert eine maximale Belichtungszeit, bei welcher die Sterne noch punktförmig abgebildet werden. Dieser Maximalwert in Sekunden errechnet sich nach folgender Faustformel :

420
t   =   —————————-
Objektivbrennweite

Längere Belichtungszeiten führen also zu Abbildungen, bei welchen die Himmelskörper nicht mehr punkt-, sondern strichförmig ( siehe meine Abbildungen ) dargestellt werden.

Quelle : Wikipedia

Doppelsternsysteme

Alkor und Mizar

alkor_mizar_2016_04_20_02   Foto   M.Heeg

Optische und physikalische Begleiter

Als mit bloßem Auge trennbare Doppelsterne waren Mizar und Alkor bereits lange vor der Erfindung des Fernrohrs bekannt. Mittelalterliche arabische Quellen berichten, dass dieses optische Doppelsternpaar als Sehtest gedient haben soll. Mizar ( Eigenname des Sterns ζ Ursae Majoris – kurz: ζ UMa ) im Sternbild Großer Bär, ist der mittlere Deichselstern des Großen Wagens.

Bereits freiäugig sichtbar hat Mizar also den optischen Begleiter Alkor, der 4,0m hell ist und bei dunklem Himmel mit normalsichtigem Auge gut erkannt werden kann. Mizar ist selber ein visueller Doppelstern, der mit Teleskopen und Fernrohren ab 5 cm Objektivöffnung trennbar ist. Seine Komponenten sind Mizar A – 2,28 m und Mizar B – 3,94 m hell ( zusammen 2,07 m ) und stehen 14,4 Winkelsekunden auseinander.

Mizar wurde als erster Doppelstern überhaupt mit Hilfe eines Fernrohrs als solcher erkannt. Häufig wird in der Literatur hierzu Giovanni Riccioli erwähnt, welcher der Erste gewesen sei, der um 1650 die Doppelsternnatur von Mizar selber entdeckte.

Alkor ( Bayer-Bezeichnung: g Ursae Majoris, kurz: g UMa ) oder umgangssprachlich „Reiterlein“, ist also der optische Begleiter von Mizar. Er besitzt eine scheinbare Helligkeit von 4,0 m und liegt etwa 82 Lichtjahre von der Sonne entfernt. Auch Alkor ist kein Einzelstern, sondern ein Doppelsternsystem, welches aus Alkor A und B besteht. Bis heute ist nicht zweifelsfrei geklärt, ob das Alkor-System mit dem benachbarten Mizar-Stystem ein übergeordnetes Mehrfachsternsystem bildet.

Die Entdeckung von Alkor B wurde von zwei US-amerikanischen Astronomenteams unabhängig voneinander gemacht und im Jahr 2010 veröffentlicht. Dabei wurde Alkor B nicht im sichtbaren Licht, sondern im mittleren Infrarot bzw. im nahen Infrarot entdeckt.

Der Abstand von Alkor B zu Alkor A beträgt nur 1,11 Winkelsekunden, der Positionswinkel 208,8°.

Mein Foto zeigt Alkor und Mizar ohne jedoch Mizar in seine Komponenten A und B selber zu trennen, was jedoch bei kürzerer Belichtung möglich wäre.

Beobachtungsdaten:

Rektaszension

Mizar A   13h 23m 55,42s

Mizar B   13h 23m 56,21s

Deklination

Mizar A   +54° 55′ 31,5″

Mizar B   +54° 55′ 18,8″

Scheinbare Helligkeit

Mizar A    2,28 mag

Mizar B    3,94 mag

Quelle : Wikipedia

Offener Sternhaufen

Messier 37

m37_2016_03_17   Foto   M.Heeg

Jede Menge Sterne

Als offene Sternhaufen werden Ansammlungen von etwa zwanzig bis zu einigen tausend Sternen bezeichnet, welche sich aus derselben Molekülwolke gebildet haben. Ihre Konzentration im Zentrum ist relativ gering. Dennoch heben sie sich deutlich vom Sternhintergrund ab. Von den dicht gepackten Kugelsternhaufen unterscheiden sie sich durch Größe, Lokalisation, Alter und Entstehung, vor allem aber durch ihre geringere Sterndichte.

Junge offene Sternhaufen können sich immer noch in jener Molekülwolke befinden, aus der sie entstanden sind. Diese wird dadurch aufgehellt, und es entsteht ein ionisiertes H-II-Gebiet. Jedoch führt der Strahlungsdruck der jungen Sterne dazu, dass die Molekülwolke allmählich zerstreut wird.

Für die Untersuchung der Sternentstehung sind offene Sternhaufen sehr wichtige Objekte. Der Grund dafür ist, dass alle Haufensterne ungefähr das gleiche Alter und dieselbe chemische Zusammensetzung haben.

Messier 37 (auch als NGC 2099 bezeichnet) ist einer der der drei Offenen Sternhaufen im Wintersternbild Fuhrmann. Seine Helligkeit beträgt 5,6 mag, seine Winkelausdehnung 24′.

Er kann bei ideal dunklem Himmel freiäugig erkannt werden. Im Feldstecher zeigt er einen ovalen Nebelfleck aus 8-12 Sternen ca. 9. Größe. Von seinen etwa 2000 Sternen sind 200 heller als 13 mag, darunter etwa 15 Rote Riesen, 20 Veränderliche und über 30 Doppelsterne.

Im Haufenzentrum steht der markante F8-Stern HD 39183 mit 9,2 mag. Wegen seiner großen Sternanzahl diente Messier 37 vielen Astronomen als Objekt zur Untersuchung der Sternentwicklung.

Quelle : Wikipedia

Polarlicht

Aurora borealis

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polarlicht_2016_01_03_01  Fotos   M.Heeg

Lichterscheinungen

Das Polarlicht ( als Nordlicht am Nordpol wissenschaftlich Aurora borealis, als Südlicht am Südpol Aurora australis benannt ) ist eine Leuchterscheinung durch angeregte Stickstoff– und Sauerstoffatome der Hochatmosphäre, welche in Polargebieten beim Auftreffen beschleunigter geladener Teilchen aus der Erdmagnetosphäre auf die Atmosphäre hervorgerufen wird.

Polarlichter sind meistens in zwei etwa 3 bis 6 Breitengrade umfassenden Bändern in der Nähe der Magnetpole zu sehen.

Ihre Energie stammt ursprünglich aus Emissionen der Sonne. Sonnenwindteilchen treffen auf die irdische Magnetosphäre und treten mit ihr in Wechselwirkung. Wenn die Plasmateilchen bis in die Atmosphäre herunterströmen, regen sie bei Kollisionen die verdünnten Gase in hohen Schichten der Atmosphäre an. Diese emittieren beim Abfallen der Erregung ein Fluoreszenzlicht.

Auch auf anderen Planeten des Sonnensystems werden diese Erscheinungen beobachtet. Voraussetzung hierfür ist, dass der Planet ein eigenes Magnetfeld und eine Atmosphäre besitzt.

Die Häufigkeit der Polarlichterscheinungen hängt von der Sonnenaktivität ab. Die großen koronalen Massenauswürfe sind für Polarlichter in Mitteleuropa verantwortlich.

Es treten vier verschiedene Arten von Polarlichtern auf, welche abhängig von den Sonnenwinden sind. Diese sind, Corona, Vorhänge, ruhige Bögen und Bänder. Wissenschaftlich werden sie gemäß der ” Valance-Jones Classification “ unterteilt.

Polarlichter können auch verschiedene Farben haben. Grünes Licht ( 557,7 Nanometer Wellenlänge ) entsteht durch Sauerstoffatome, die in gut 100 km Höhe angeregt werden und während ihrer angeregten Zeit auf andere Teilchen treffen.

Ohne Zusammenstoß emittieren Sauerstoffatome rotes Licht ( 630 Nanometer Wellenlänge ), was hauptsächlich in der dünneren Atmosphäre in höheren Schichten in etwa 200 km Höhe auftritt. Angeregte Stickstoffatome senden auch violettes bis blaues Licht  ( 428 Nanometer ) aus.

Vor oder außerhalb der wissenschaftlichen Erklärungen bestanden zahlreiche mythologische Erklärungen.

Verschiedene Kulturen im Norden Amerikas, Europas und Asiens sahen in ihnen Aktivitäten von Göttern und Geistern, sowohl in Form von Kämpfen oder Tänzen, aber auch als Mitteilungen an die Menschen. Besonders im Mittelalter galten in Europa Polarlichter, ähnlich wie Kometen, als Vorboten kommenden Unheils.

Meine Aufnahmen sind remote via Internet entstanden und zeigen z.B auch die zuvor beschriebenen Farb.- und Formvariationen.

Quelle : Wikipedia

Sternbild Orion

Der Orion

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orion_2015_12_04_04  Fotos   M.Heeg

Das Sternbild Orion

Der Orion ist ein Sternbild nahe am Himmelsäquator und ist vor allem am Winterhimmel zu sehen. Durch seine drei Sterne erster Größe ist er eines der bekanntesten Sternbilder und auch für Laien unverwechselbar zu erkennen. Diese drei Sterne bilden in gerader “Sternenlinie” den Oriongürtel.

Das Sternbild ist in Mitteleuropa etwa von August ( Morgenhimmel ) bis April ( Abendhimmel ) zu sehen.

Es soll einen mythischen Himmelsjäger darstellen. Die Sterne Beteigeuze ( α Orionis, Bestandteil des Winterdreiecks ), und Bellatrix ( γ Orionis ) bilden die Schulter, die Sterne Rigel ( β Orionis, Eckpunkt des Wintersechsecks ) und Saiph (κ Orionis) die Füße. Das Einmalige am Orion ist aber, wie erwähnt, die gerade Reihe der Sterne Alnitak, Alnilam und Mintaka ( ζ, ε und δ Orionis ). Diese drei Sterne ( auch drei Könige genannt ) bilden so den Gürtel des Orion welche auch als Jakobsstab oder Jakobsleiter bekannt sind.

Abgesehen vom roten Riesen Beteigeuze weisen die Hauptsterne alle ein ähnliches Alter und ähnliche Zustandsgrößen auf, so dass sie möglicherweise gemeinsam entstanden sind.

Rigel ist jedoch der hellste Stern im Sternbild Orion und der siebthellste des Nachthimmels. Obwohl er heller als α Orionis ( Beteigeuze ) ist, wird er in der Astronomie als β Orionis bezeichnet. Das liegt daran, dass Beteigeuze ( wie fast alle roten Überriesen ) ein unregelmäßiger Veränderlicher ist und Rigel im Maximum hin und wieder übertreffen kann.

Besonders auffällig ist der auch mit bloßem Auge sichtbare Orionnebel M 42, der flächenhellste Emissionsnebel des Himmels, in dem die Entstehung von neuen Sternen zu beobachten ist. Direkt nördlich von M42 befindet sich der gelegentlich als kleiner Orionnebel oder auch de Mairans Nebel bezeichnete Emissionsnebel M43, der jedoch ein Teil des Orionnebels ist.

Etwa ein halbes Grad südlich des linken Gürtelsterns Alnitak befindet sich der berühmte Pferdekopfnebel B 33, eine Dunkelwolke, die sich deutlich vor dem Emissionsnebel IC 434 abzeichnet.

Auch der Flammennebel ( auch als Flammender Baum oder NGC 2024 bezeichnet ) ist ein Emissionsnebel im Sternbild Orion. Er liegt auch unmittelbar in der Nähe des Sternes Alnitak. Er ist östlich von ihm zu finden.

Im Orion befindet sich auch der riesige Emissionsnebel Barnard’s Loop, der sich in einem weiten Bogen von etwa 12° Durchmesser von Norden her um die Gürtelsterne zieht und im Süden bis nahe Rigel reicht.

Alle diese Details sind in meinen Aufnahmen recht gut zu erkennen. Es ist auch für mich selber immer wieder erstaunlich was mit “nur” 50 mm Brennweite und einer handelsüblichen DSLR mitten im Dorf doch ablichtbar ist.

Sternbild Orion

Lateinischer Name                Orion
Rektaszension                       4h 43m 25s bis 6h 25m 47s
Deklination                            −10° 58′ 43″ bis +22° 52′ 35″
Fläche                                     594 deg²
Vollständig sichtbar             79° Nord  bis  67° Süd

Quelle : Wikipedia

Sonnenfinsternis

Partielle Sonnenfinsternis

sonne_2015_03_20_01 sonne_2015_03_20_02 Fotos  M.Heeg

Ein besonderes astronomisches Ereignis

Eine Sonnenfinsternis oder Eklipse ist ein astronomisches Ereignis, bei dem die Sonne von der Erde aus gesehen durch den Mond ganz oder teilweise verdeckt wird.

Dieses ist nur bei Neumond möglich. Sonne und Mond zeigen sich einem Beobachter auf der Erde mit annähernd dem gleichen scheinbaren Durchmesser.
So kann die Mondscheibe die Sonnenscheibe manchmal gerade so vollständig bedecken. Erde, Mond und Sonne befinden sich nun in einer gedachten Linie.
Je nach Beobachtungsposition streicht zu diesem Zeitpunkt ein unterschiedlich großer Schatten über die Erde.

Bei einer totalen Sonnenfinsternis ist der scheinbare Durchmesser des Mondes etwas größer als der der Sonne. Die Beobachtung einer solchen Finsternis ist von besonderem Interesse, weil man auch die Sonnenkorona beobachten kann, die sonst vom hellen Licht der Sonne überstrahlt wird.
Für den Beobachter wird es dunkel und wegen der fehlenden Strahlung auch sofort kälter.

Der Kernschatten des Mondes fällt hier maximal einige hundert Kilometer Breite auf die Erde. Der Halbschatten des Mondes (wegen der flächigen Lichtquelle Sonne ein Übergangsschatten mit fließendem Helligkeitsübergang) misst jedoch mehrere tausend Kilometer. In seinem Schattenbereich ist eine teilweise Verfinsterung der Sonne zu beobachten. Man spricht in diesem Bereich dann von einer partielle Sonnenfinsternis. Der durch eine partielle Verfinsterung der Sonne verursachte Helligkeitsabfall ist nur bei sehr großem Bedeckungsgrad deutlich wahrnehmbar.

Wenn aufgrund der elliptischen Umlaufbahnen der Erde um die Sonne und des Mondes um die Erde der scheinbare Durchmesser der Sonne den des Mondes übertrifft, bleibt der äußere Rand der Sonne auch bei einer Finsternis sichtbar. Sie wird deshalb auch ringförmige Sonnenfinsternis genannt.
Der Kernschatten des Mondes erreicht dabei nicht die Erdoberfläche. Die Sonnenkorona ist dann nicht erkennbar, weil sie vom sichtbar bleibenden Teil der Sonne überstrahlt wird.

Am 20. März 2015 konnte ich unter guten Bedingungen die Sonnenfinsternis für meinen Standort als partielle Finsternis beobachten.
Meine Beiden Ablaufdokumentationen wurden im H-alpha.- und Continuumlicht angefertigt.

Aus der Sicht eines Betrachters wanderte der Mond im Verlauf der Finsternis vom rechten zum linken Sonnenrand. Für Frankfurt am Main (ca. 65 km von mir entfernt) wurden folgende Werte angegeben.

Um 9:30, beginnt sich der Mond vor die Sonne zu schieben.
Die gesamte Finsternis dauert bis 11:49 Uhr.
Die Gesamtbedeckung liegt bei ca. 74 %.
Das Maximum wird um 10:38 Uhr erreicht.
Die größte Verfinsterung dauert 2 Minuten 47 Sekunden.

Beginn Sonnenhöhe 26°
Maximun Sonnenhöhe 34°
Ende Sonnenhöhe 39°

Quelle : Wikipedia

Komet C 2014 Q2

” Schmutzige Schneebälle “

C2014Q2_Lovejoy_2015_01_14 C2014Q2_Lovejoy_2015_01_14   Fotos  M.Heeg

Komet Lovejoy

Entdeckt wurde der Komet C/2014 Q2 im August 2014 von dem Australier Terry Lovejoy.
Nach seiner Sichtung im Sommer 2014 war er zunächst ausschließlich von der Südhalbkugel aus zu beobachten. Am 20. Dezember war er dann erstmals über unserem nördlichen Horizont sichtbar und wurde von Österreich aus auf einem Foto abgelichtet.

Zu diesem Zeitpunkt wurde auch erstmals ein Schweif von etwa sieben Grad Länge beobachtet. Ein solcher Schweif wächst, wenn sich ein Komet der Sonne nähert. Sie erhitzt den Eisball und sorgt dafür, dass Gase, Staub und Eispartikel aus dem Kometen austreten und den typischen Schweif bilden. Eigentlich sogar zwei Schweife, einen weißlichen Staubschweif und einen grünlichen Ionenschweif.

Der größere Ionen- oder Plasma-Schweif zieht übrigens nicht hinter dem Kometen her, sondern weist immer von der Sonne weg, da die leichten Ionen vom Sonnenwind “davongeblasen” werden. Der Schweif kann also auch seitlich vom Kometen wegweisen oder fliegt ihm gar voraus, wenn der Komet sich von der Sonne wieder entfernt. Der kürzere, leicht gekrümmte Staubschweif, der sich bei manchen Kometen bemerkbar macht, zieht dem Kometen hinterher. Ausserdem umgibt den Kern verdampfende Materie welche rund um ihn eine sog. Koma bildet.

Zum Jahreswechsel strahlte Lovejoy mit etwa 4,5 mag, inzwischen ist er über 4 mag hell. Damit ist er einer der schönsten Kometen der vergangenen Jahre.

Die Bahn des Kometen verläuft extrem steil zur Ekliptik, der Planetenebene. Am 7. Januar hatte er mit 70 Millionen Kilometern seinen geringsten Abstand zur Erde.

Lovejoy C/2014 Q2 hat sich auf seinem Weg zu uns bisher sehr viel Zeit gelassen. Er ist ein sogenannter langperiodischer Komet. Etwa 11.500 Jahre dauerte bislang eine seiner Runden um die Sonne. Mit der jetzigen Sonnenannäherung im Januar 2015 wird sich seine Periode allerdings auf rund 8.000 Jahre verkürzen, vermuten Astronomen. Er wird uns jedoch, trotz seiner Geschwindigkeit von ca. 133000 km/h, also erst wieder im Jahr 10000 besuchen.

Mein Foto und die Bewegungsanimation zeigen Ihn am Mittwoch den 14.Januar 2015 zwischen 18.35 und 19.54 Uhr im Sternbild Stier, aufgenommen mit kleiner Fotooptik.

Datum              R. A. (2000)             Decl.
2015  01 14     03 36 56.4               +12 05 04

Numerische Exzentrizität      0,998
Perihel                                      1,290 AE
Aphel                                        1156 AE
Große Halbachse                    579 AE
Siderische Umlaufzeit            ≈ 14.000 a
Neigung der Bahnebene       80,303°
Periheldurchgang                  30. Januar 2015

Quelle : Wikipedia