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Projekte zum "Internationalen Jahr der Astronomie 2009"



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Projekte im IYA 2009
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DAS PROJEKT NOMMO ASTRONOMIA

Dieses Projekt ist aus dem Wunsch heraus entstanden, die Mond-Parallaxe also den Abstand Erde – Mond von zwei weit voneinander entfernten Beobachtern aus mittels zweier zeitgleicher Aufnahmen des Mondes vor dem umgebenden Sternenfeld zu gewinnen. Grundlage für dieses Vorhaben war das Buch „Astronomische Musterversuche – Sekundarstufe II“ (1981) von Schlosser und Schmidt-Kaler. Drei aus unterschiedlichen Gründen gescheiterte Projekte dieser Art mit Partnern in Australien, der Antarktis und Ghana zeigten, wie schwierig die Realisierung eines derartigen Projektes werden kann.

Am 26.1.2005 erhielt das Gymnasium Wilhelmsdorf eine kleine Schulsternwarte mit einer 3,2-m-Kuppel und einem Refraktor ZEISS APQ 130 / 1000. Bereits ein Jahr später gründeten fünf Astronomie-Begeisterte am 27.10.2006 den Freundeskreis-Astronomie-Wilhelmsdorf (FAW). An die Mond-Parallaxe denkend wurde Ende 2007 der Versuch gestartet, mit „Google Earth“ einen größeren Ort zu finden, der etwa die gleiche geographische Länge hat wie Wilhelmsdorf. Dieses ist zwar für die Mond-Parallaxe nicht unbedingt notwendig aber für die Didaktik erstrebenswerter. Einem FAW-Mitglied gelang es noch im Dezember 2007, einen e-mail-Kontakt zur ersten amateur-astronomischen Gruppe in Libreville (Gabun / Afrika) nämlich NOMMO ASTRONOMIA und Herrn Okouma herzustellen – einer Gruppe, welche sich 2004 gegründet hatte.

Botschafter Bernhard mit Herrn Okouma und Herrn Fernand Lepoko von NOMMO ASTRONOMIA



Ein langer Brief Anfang 2008 mit vielen Details über ein gemeinsames Projekt „Mond-Parallaxe“ kam in Libreville leider nicht an. Ende Februar 2008 wurde der FAW in einer e-mail darauf aufmerksam gemacht, daß NOMMO ASTRONOMIA noch nicht zu einem gemeinsamen Projekt in der Lage sei, weil entsprechende Ressourcen fehlen würden, und man bat den FAW um gebrauchte Teleskope. Herr Okouma sei in Kapstadt bei einer astronomischen Fortbildung und man würde zum „Internationalen Jahr der Astronomie 2009“ große Anstrengungen unternehmen. Mit diesen Hinweisen war geklärt, daß in näherer Zukunft ein gemeinsames Projekt noch nicht möglich sein würde.



Künstlerische Publikation von Südafrika bzgl. dem Jahr der Astronomie 2009

Zufällig erschien im Februar-Heft 2008 von „Sterne und Weltraum“ ein Artikel „Wie ich die Mondentfernung bestimme“ von Martin Federspiel (SuW 47, 2/2008, p.76-79) mit der entsprechenden Internetadresse (www.suw-online.de/artikel/936513), worüber wir Herrn Okouma informierten. Diese Arbeit unterscheidet sich von derjenigen im oben genannten Buch, weil in ihr von zwei sehr weit voneinander entfernten Orten auf der Erde ausgegangen wird (Freiburg und Johannesburg in Südafrika), und dieses trifft ja für die Entfernung von 5 131 km zwischen Libreville und Wilhelmsdorf ebenfalls zu.

Da nun der FAW kein gebrauchtes Teleskop zur Verfügung stellen konnte, er aber Mitleid mit den Amateur-Astronomen in Gabun entwickelte, wurde zunächst über eine finanzielle Spende nachgedacht. Dem FAW wurde aber schließlich bewußt, daß es möglicherweise in ganz Gabun kein Geschäft geben würde, in dem NOMMO ASTRONOMIA ein Fernrohr einkaufen könnte, so daß es besser sei, mit dem Spendengeld ein Fernrohr in Deutschland zu erwerben und nach Gabun transportieren zu lassen. Auf dem Wunschzettel von NOMMO ASTRONOMIA stand das Teleskop „NexStar 130 SLT“, das wir ihnen zum „Internationalen Jahr der Astronomie 2009“ spenden wollten.

Zunächst wurde dem FAW von NOMMO ASTRONOMIA eine Kontaktperson in Frankreich genannt und zugleich auch eine e-mail-Adresse der Deutschen Botschaft in Libreville. Von letzterer erfuhr der FAW, daß man das Spenden-Teleskop als „Beipack“ einer Möbelsendung für die Deutsche Botschaft von Deutschland nach Libreville per Schiff befördern lassen könne. Dies schien ein sehr günstiger Weg zu sein, denn die Beförderungskosten über DHL standen in einem recht ungünstigen Verhältnis zu den Kosten des Teleskops. Im November 2008 begann der FAW mit seiner Sammelaktion, wobei die SMV des Gymnasiums Wilhelmsdorf, der FAW und eine ganze Reihe Privatpersonen Spendenbeträge zur Verfügung stellten, und ein FAW-Mitglied auf dem Weihnachtsmarkt in Ravensburg sogar Faltschachteln für diese Spendenaktion verkaufte. Dem FAW war selbstverständlich klar, daß ein hungerndes Kind in Afrika die Spendenbereitschaft eher erhöht als eine „Fernrohrspende“. Aber man muß auch sehen, daß der Wissenshunger junger Menschen in Afrika nicht geringer eingeschätzt werden darf. Noch im Dezember 2008 konnte auf diese Weise bei der Firma „nimax GmbH“ bzw. www.astroshop.de das Spendenpaket zusammengestellt werden, wobei die Firma „nimax GmbH“ freundlicherweise selbst mit einem Okular zur Spende beitrug. Rechtzeitig kam das komplette Spendenpaket bei der Speditionsfirma an, das dann in Antwerpen verladen am 13.3.2009 in einem verblombten Container mit der „Ebba-Maersk“ in Libreville eintreffen sollte.

Von der Spendenaktion informiert trafen dann von Herrn Okouma unter anderem folgende Zeilen ein : „ … dies ist in der Tat eine bedeutsame Hilfeleistung, an die wir uns unser ganzes Leben lang erinnern werden. Der FAW hat an diesem Tag ein Zeichen gesetzt über unsere Kontinente hinweg. Unendlich viel Dank dem ganzen FAW-Team ebenso wie den jungen und netten Menschen, die zu dieser beeindruckenden Geste der Menschlichkeit beigetragen haben – das berührt uns tief.“

Aus der Deutschen Botschaft erfuhr der FAW aber erst Ende April 2009 „ … In der Ladeliste war das Teleskop zwar aufgeführt, aber nirgendwo auffindbar. Daher haben wir beschlossen, zunächst auf den 2. Container zu warten, der zwar in Libreville eingetroffen ist, aber noch nicht an die Botschaft ausgeliefert werden konnte (die Zollformalitäten etc. benötigen hier etwas mehr Zeit).“ Nach einem lebhaften Schriftwechsel, der mittlerweile einen Leitzordner füllt, war dann Ende Mai allen Beteiligten klar geworden, daß das Spenden-Teleskop auf dem Weg von Deutschland nach Gabun an irgendeiner Stelle gestohlen worden war, wobei Nachforschungen erfolglos blieben. Da der Transport unter dem Signum der Deutschen Botschaft erfolgte, wurde leider auch unterlassen, die Sendung zu versichern. Nun gab es Traurigkeit auf allen Seiten und die Peinlichkeit vor allen Spendern, daß die Spende NOMMO ASTRONOMIA nicht erreichte. Fatalerweise hatten die Amateur-Astronomen in Gabun das zu erwartende Teleskop schon in ihre Aktivitäten zum „Internationalen Jahr der Astronomie 2009“ eingeplant.

Um die große, allseitige Enttäuschung zu neutralisieren, hatte der FAW Ende 2009 ein zweites „Spenden-Teleskop“ bei exakt gleicher Zusammenstellung an den Deutschen Botschafter aus Libreville in Deutschland geschickt, der es nach seinem Weihnachtsurlaub mit erheblichen Schwierigkeiten als „Handgepäck“ nach Gabun beförderte. Am Montag den 22.2.2010 fand nun endlich die Übergabe des „Spenden-Teleskops“ durch Herrn Botschafter Bernhard in der Deutschen Botschaft in Libreville statt nämlich an Herrn Okouma (s. Abb.) und den Generalsekretär Herrn Fernand Lepoko von NOMMO ASTRONOMIA (s. Abb. grünes Hemd). Gewiß wird es noch eine Weile dauern, bis man sich in Libreville mit den Eigenschaften des Teleskops vertraut gemacht hat, ehe beide Seite daran denken können, bei geeigneter astronomischer Konstellation das gemeinsame Projekt der Mond-Parallaxe zu verwirklichen. Die weiteren Abbildungen zeigen die Amateur-Astronomen einerseits und die begeisterten Jugendlichen andererseits mit ihrem neuen Teleskop (In der Link-Liste des FAW wird auf die Internetadresse von NOMMO ASTRONOMIA in Gabun hingewiesen).




das Spenden-Teleskop wird am 22.2.2010 von Herrn Botschafter Bernhard an Herrn Okouma von NOMMO ASTRONOMIA übergeben



die erste amateur-astronomische Gruppe von Gabun NOMMO ASTRONOMIA



erfreute, junge Menschen umlagern das „Spenden-Teleskop“


J. van der Lip im April 2010

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ASTRONOMIE IN AUSTRALIEN

Einleitung

Wer sich im Internet über Australien, astronomische Grundlagen oder Astrofotografie informieren möchte, findet dazu eine schier unüberschaubare Auswahl an Webseiten. Damit sich dieser Bericht aus dieser Fülle von Angeboten heraushebt, versuche ich einmal die drei Bereiche Australien, astronomische Grundlagen und Astrofotografie zu Kombinieren. Viele der folgenden Informationen habe ich mir vor und während meines Urlaubs in Australien im Jahr 2008 angeeignet. Diese Informationen lassen sich allerdings nicht nur auf der Südhalbkugel der Erde anwenden. Vieles lässt sich an jedem Ort der Erde durchführen. Vielleicht lässt sich dann sogar der ein oder andere astronomisch interessierte Weltenbummler durch die Erläuterungen und Bilder inspirieren und erstellt im nächsten Urlaub mit seiner Kamera selbst Astro-Aufnahmen?

Orientierung am Sternenhimmel auf der Südhalbkugel

σ Octantis (sprich: Sigma Octantis) hat den Eigenname Polaris Australis und ist das südliche Gegenstück zum Polarstern, denn er ist der dem südlichen Himmelspol nächstgelegene mit freiem Auge sichtbare Stern. Um ihn scheinen sich die Sterne im Uhrzeigersinn zu drehen. Aber Vorsicht: Polaris Australies ist wegen seiner geringen scheinbaren Helligkeit von 5,47m als Navigationshilfe nur bedingt geeignet (Beobachtung ohne störende Lichtquellen in der Nähe). Er ist ca. 270 Lichtjahre von der Erde entfernt und ist sogar in der Flagge Brasiliens abgebildet.


Ausschnitt einer Sternkarte mit σ Octantis im Sternbild Oktant
(SMC steht für Small Magellanic Cloud - zu dt. Kleine Magellanische Wolke = Nachbargalaxie)

Dieses Bild basiert auf dem Bild Octans constellation map.png aus der freien Enzyklopädie Wikipedia und steht unter der GNU-Lizenz für freie Dokumentation. Der Urheber des Bildes ist Torsten Bronger.



Sechs Minuten Belichtung des Südpols. Links ist die Kleine magellansche Wolke, rechts oben die Milchstraße, rechts in der Mitte der Kohlensack, knapp rechts daneben das Kreuz des Südens.

Tipp: Wenn man möglich viele Sternbilder fotografieren möchte, dann sollte man die Objekte am Westhorizont zuerst fotografieren, da sie als erstes unter dem Horizont verschwinden. Danach kann man sich den restlichen Objekten widmen…

Die verschiedenen Zeitzonen


Wenn man mit einem Laptop und dem Programm Stellarium in Australien unterwegs ist, muss man die Zeitdifferenz im Programm berücksichtigten. Anhand der u.a. Grafiken kann man die entsprechende Zeitdifferenz ermitteln.


Australische Standardzeitzonen

Dieses Bild basiert auf dem Bild Australia-Timezones-Standard.png aus der freien Enzyklopädie Wikipedia und steht unter der GNU-Lizenz für freie Dokumentation. Der Urheber des Bildes ist Chuq.




Australische Zeitzonen im südlichen Sommer

Dieses Bild basiert auf dem Bild Australia-Timezones-Daylight.png aus der freien Enzyklopädie Wikipedia und steht unter der GNU-Lizenz für freie Dokumentation. Der Urheber des Bildes ist Chuq.

Auf- und Untergangszeiten


Der Ayers Rock bei Alice Springs im Herzen von Australien ist eines der bekanntesten und beliebtesten Touristenziele. Bei Sonnenauf- und untergang erscheint der Ayers Rock noch rötlicher. Wenn man diesen Anblick genießen möchte, sollte man wissen, wann die Sonne auf- bzw. untergeht. Auf der Internetseite: timeanddate.com kann man sich u.a. darüber informieren.



Ayers Rock bei Sonnenuntergang


Tipp: Während des Südwinters (Winter auf der Südhalbkugel) wird es früh dunkel (ca. 18 Uhr Ortszeit) aber auch früh hell (ca. 6 Uhr Ortszeit). Gute Bedingungen, um nicht zu spät einige Astronomiebilder zu machen, denn meistens geht es am nächsten Tag wieder früh weiter, da die Entfernungen in Australien gewaltig sind.


Die Grenzhelligkeit mit und ohne optische Hilfsmittel


Die Grenzhelligkeit ist die Helligkeit der Sterne, die gerade noch sichtbar sind. Umso größer die „Öffnung“ ist (z.B. die Iris im Auge oder ein Objektivdurchmesser bzw. Teleskopöffnung), desto schwächere Sterne kann man noch erkennen. Die Helligkeit wird in magnituden angegeben (kurz mag oder ein hochgestelltes m). Je kleiner der Wert ist, desto heller sind die Sterne. In einer Großstadt können nur die Sterne bis zu 4 mag beobachtet werden. Im Gebirge unter idealen Sichtbedingungen allerdings bis zu 6 mag. Eine Differenz von einem mag entspricht nach Norman Robert Pogson dem Faktor von . Die Differenz von 6 mag zu 4 mag entspricht demnach 2 mal 2,512 oder 2,512² = 6,31, d.h. im Gebirge können rund 6mal schwächer leuchtende Sterne beobachtet werden!

Die Grenzgröße für ein Teleskop kann berechnet werden:



In Australien kam das Sucherfernrohr von meinem Teleskop zum Einsatz (SCT LX90). Es hat eine 8fache Vergrößerung und eine 50mm Öffnung (8x50). Gemäß der o.g. Formel und mit einer Grenzhelligkeit des Auges von 6mm und mit einer durchschnittlichen Austrittspupille von 6,5mm, kann ich Sterne bis


beobachten.

Das ist mal mehr Licht, als bei einer Beobachtung mit dem bloßem Auge.



Parallaktische Reise-Montierung im Eigenbau aus Holz.


Im Vergleich dazu hatte ich in Thailand ein Fernglas mit 5facher Vergrößerung und 25mm Öffnung (5x25) dabei. Das entspricht mit D=25 (mm)



Mit dem Sucherfernrohr steht mir im Vergleich zum Fernglas fache Lichtmenge zur Verfügung.


Erdkunde trifft Astronomie


Die beiden Wendekreise liegen bei ca. 23° nördlicher und südlicher Breite. Sie verlaufen 2.600 km nördlich bzw. südlich des Äquators.



Dieses Bild basiert teilweise auf dem Bild Wendekreise.png aus der freien Enzyklopädie Wikipedia und steht unter der GNU-Lizenz für freie Dokumentation. Der Urheber des Bildes ist ErnstA.


Außerhalb der Wendekreise kann die Sonne nie im Zenit stehen. Jeweils zur Sonnenwende (Sommersonnenwende auf der Nordhalbkugel 20./21. Juni bzw. Wintersonnenwende auf der Südhalbkugel 21./22. Dezember) steht die Sonne auf den Wendenkreisen im Zenit. Gegenstände werfen nur einen senkrechten Schatten. Innerhalb der Wendekreise steht die Sonne zweimal im Jahr im Zenit (am Äquator jeweils zu Frühlings- und Herbstbeginn). Die Wendekreise ändern aber mit der Zeit ihre Position. Momentan bewegen sie sich mit 14 Metern pro Jahr auf den Äquator zu. Grund ist die Nutation, d.h. eine periodische Schwankung der Erdachse im Rhythmus von 18,6 Jahren.

Der nördliche Wendekreis wird auch „Wendekreis des Krebses“ genannt. Das Sternbild, das die Sonne zur Sonnenwende durchquerte, war bis 15 v.Chr. das Sternbild Krebs. Bedingt durch die Präzession ereignet sich aber die Sommersonnenwende z. Zt. im Sternbild Stier. Entsprechend wird der südliche Wendekreis „Wendekreis des Steinbocks“ genannt.

Übrigens: der nördliche Wendekreis begrenzt den Wirkungsbereich der NATO in Richtung Süden.

Zum Ende des Urlaubs (26.09.2008) steht die Sonne am Äquator senkrecht zum Beobachter.


Der Mond in Down Under


Alle 18,6 Jahre können die Plejaden über einen längeren Zeitraum vom Mond bedeckt werden. Dabei handelt es sich bei den Plejaden um einen offenen Kugelsternhaufen, den man bereits mit dem bloßen Auge sehen kann. Bis zu sieben Sterne können von den Plejaden gesehen werden, weshalb man auch vom Siebengestirn spricht.

In der Nacht vom Samstag, den 23. August 2008 auf Sonntag, den 24. August 2008 bedeckte von Deutschland aus gesehen der Mond wieder die Plejaden. Der Mond scheint von Australien aus gesehen im Vergleich zur Beobachtung in Deutschland vor dem Himmelshintergrund verschoben. Diese Verschiebung war so groß, dass der Mond von Australien aus beobachtet die Plejaden gar nicht bedeckt hatte.



Mond in der Nähe der Plejaden (M45).
Im Gegensatz zu Deutschland kommt es in Australien zu keiner Bedeckung.


Ende 2009 fand die letzte Bedeckung statt. Danach kommt es erst wieder ab dem Jahr 2024 für einen Beobachter auf der Erde zu zeitweiligen Verdeckungen der Plejaden durch den Mond.



Aufgrund der Kugelgestalt der Erde und der Eigenschaft, dass Australien auf der Südhalbkugel der Erde liegt, kann man den Monde als venezianische Gondel sehen.



Zum "venezianischem Gondelmond" gesellen sich noch Merkur, Venus und Mars.


Die Lage der Ekliptik und die Planeten


Die meisten Reisenden haben sicher schon die Erfahrung gemacht, dass im südlichen Urlaubsort die Sonne zur Mittagszeit höher am Himmel steht wie in Deutschland. Da die Erde im Laufe eines Jahres um die Sonne wandert, verläuft damit aber auch die Erdbahnebene (Ekliptik) steiler. Am Erdäquator verlaufen die Sonne und die Ekliptik bei Sonnenuntergang (zum Frühlings- und Herbstbeginn) senkrecht zum Westhorizont (analog Sonnenaufgang im Osten). Da Australien nicht weit vom Erdäquator entfernt ist, verlaufen in z.B. Alice Springs die Sonne und die Ekliptik fast senkrecht zum Horizont. Die Planeten befinden sich alle immer in der Nähe der Ekliptik. Dadurch stehen die Planeten ebenfalls steil zum Horizont und erreichen beim Sonnenuntergang eine große Höhe über dem Westhorizont und gehen deshalb auch später unter. Im Vergleich dazu steht die Ekliptik in Deutschland nur in einem flachen Winkel zum Horizont. Die Planeten haben keine große Distanz zum Westhorizont und gehen u.U. mit der Sonne unter, bevor man die Planeten in der Dunkelheit sehen könnte.


Ein Beispiel in Alice Springs, Australien beim Sonnenuntergang:

Der östliche Winkelabstand von Merkur zur Sonne stieg bis Ende August 2008 auf stolze 25° an. Trotzdem ergab sich in Deutschland keine Abendsichtbarkeit, da die Ekliptik zu flach zum Westhorizont verlief. Der Merkur und auch die Venus gingen in der Abenddämmerung unter, bevor es dunkel genug wurde, beide Planeten in der Dämmerung zu sehen.



Simulation des Sonnenuntergangs in Deutschland am 23. August 2008 mit der flachen Ekliptik


In Alice Springs aber verläuft die Ekliptik steil zum Westhorizont. Damit ergab sich in Australien doch noch eine Abendsichtbarkeit von Merkur und Venus.



Simulation des Sonnenuntergang in Australien am 23. August 2008 mit der steilen Ekliptik




Sonnenuntegang in Alice Springs. Am Westhorizont sind die Planeten Merkur, Venus und Mars zu erkennen.

Diese Screenshots wurden aus dem kostenlos erhältlichen Planetariumsprogramm Stellarium erstellt, welches unter der GNU General Public License (GPL) für freie Dokumentation steht.

Die Vergrößerung


Bei meinem Sucher gibt es nur eine unveränderbare Vergrößerung (8fach). Daher kann ich zu diesem Punkt keine Beispiele aufführen. Der ein oder andere Sternfreund hat vielleicht aber ein Reiseteleskop und kann verschiedene Vergrößerungen erzielen: die Vergrößerung eines Teleskops ist das Verhältnis aus der Objektivbrennweite und der Brennweite des Okulars.




Abbildung mit freundlicher Genehmigung von Dr. Strickling





Die Vergrößerung wird dabei umso stärker, je länger die Objektivbrennweite und je kürzer die Okularbrennweite ist.


Die Berechnung der Größe des Gesichtsfelds


Wenn helle Himmelsobjekte nahe beieinander stehen, ergeben sich beeindruckende Himmelsanblicke. Diese so genannten Konstellationen konnte ich auch in Australien beobachten. Einmal stand der Mond sehr nahe bei den Plejaden (in Europa verdeckte er sogar das Siebengestirn!) und ein anderes Mal traten Venus, Merkur und Mars gemeinsam als Trio auf der Himmelsbühne auf. Wenn man im Vorfeld solche Konstellationen in einem astronomische Jahrbuch findet, stellt sich die Frage, ob die Konstellation mit dem Aufnahmegerät in ausreichender Vergrößerung gesehen werden kann (vor allem bei Objektiven mit einer Festbrennweite). Es kann auch sein, dass die Konstellation im Verhältnis zum Gesamtbild viel zu klein erscheint. Dies lässt sich mit der folgender Formel überprüfen (die Optik vor der Kamera kann ein normales Kameraobjektiv sein oder ein Teleskop selbst):






[Bei kleinen Winkeln ist näherungsweise alpha = b/f ]

Ist die Brennweite und die Kantenlänge (Länge und Höhe) des Aufnahmechips bekannt, dann lässt sich die Größe des abgebildeten Himmelareals errechnen. In meinem Fall hatte ich als Ausgangsgrößen ein Objektiv mit der Brennweite von 70-300mm und die Abmessungen des Aufnahmechips meiner Canon EOS 350D mit Länge x Höhe: 22,2mm x 14,8mm.

Da ich kein Objektiv mit einer Festbrennweite verwende, ergeben sich unterschiedlich große Himmelsareale. In der u.a. Tabelle habe ich die kleinste und größte Brennweite aufgeführt. Die Größen der Himmelsareale bewegen sich dazwischen.

 

Abgebildeter Winkel am Himmel (in Grad)

Digitale Spiegelreflex Canon EOS 350 D

Brennweite f

22,2mm (Breite)

14,8mm (Höhe)

70mm

18,0°

12,1°

300mm

4,2°

2,8°




Wenn ich also bei meinem Objektiv eine Brennweite von 300mm einstelle, kann ich ein Himmelsareal von 4,2°x2,8° auf meiner Aufnahme abbilden. Das ist ein ausreichend großer Bereich vom Nachthimmel, um Mond-Planeten- oder Mond-Sternekonstellationen zu fotografieren. Der Vollmond würde mit seinen 0,5° Durchmesser rund acht Mal in einer Reihe ins Bild passen.


Die Berechnung der Brennweite


Eines meiner Hauptziele war, dass ich einige Sternbilder nahezu formatfüllend aufnehmen wollte. Welche Brennweite musste ich aber mit meinem Objektiv dafür einstellen?

Die Brennweite lässt sich wie folgt ermitteln:



mit der Beziehungerhalten wir







Der Skorpion hat z.B. 497 Quadratgrad (siehe Wikipedia). Davon die Wurzel ergibt ein imaginäres Quadrat von 22,3° Kantenlänge. Setzten wir diese Größe in die o.g. Formel ein, ergibt sich




Mit einer Objektiveinstellung von 56mm bekommt man das Sternbild Skorpion formatfüllend auf das Bild.


Reinhold Weber im Mai 2010

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DAS PROJEKT BRIEFMARKENAUSSTELLUNG

Zum „Internationalen Jahr der Astronomie 2009“ wurde von der Post eine Sondermarke herausgebracht „400 Jahre Kepler-Gesetze“, welche am 20.3.2009 anläßlich eines Vortrages über „400 Jahre neuzeitliche Astronomie“ vor etwa 800 geladenen Gästen im „Haus der Wirtschaft“ in Stuttgart der Öffentlichkeit vorgestellt wurde. In der gleichen Veranstaltung hatte man dann auch die neue 10-Euro-Gedenkmünze „Johannes Kepler“ erstmals der Öffentlichkeit präsentiert.

Parallel zu der genannten Veranstaltung wurde im Geburtsort von Johannes Kepler in Weil der Stadt im Sitzungssaal des Rathauses eine Briefmarkenausstellung mit dem Thema „Johannes Kepler, die Astronomie und die Raumfahrt“ organisiert, an der sich der FAW mit 36 Blättern beteiligte. 12 Blätter standen unter dem Motto „Johannes Kepler – eine bewegende Persönlichkeit“ und 24 Blätter befaßten sich mit dem Thema „Nobelpreisträger der Physik – im Spiegel der Astronomie“. Diese Ausstellung war für das Publikum vom 21.März bis zum 1. Mai 2009 geöffnet und wurde täglich von bis zu einhundert Personen besucht.




J. van der Lip im April 2010

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DAS PROJEKT SONNENFLECKEN

Dieses Projekt des FAW ist aus der klassenübergreifenden Astro-AG des Gymnasiums Wilhelmsdorf hervorgegangen. Grundlage war das Buch von Sterne und Weltraum „Die Sonne beobachten“, Kapitel 7 „Positionsbestimmung“ noch genauer 7.1.1 und 7.1.2 Seite 223-231. Sonnenflecken nennt man die mehr oder weniger ausgedehnten Gebiete auf der Sonnenoberfläche, welche dunkler erscheinen, weil sie eine um mehr als tausend Grad niedrigere Temperatur aufweisen als die übrige Sonnenoberfläche. Diese Flecken haben Lebensdauern von einigen Stunden bis einigen Monaten, und ihre Ursache ist mit solaren Magnetfeldstörungen verknüpft. Typischerweise nimmt die Zahl der Flecken quasiperiodisch zu und ab mit einer Quasiperiode von etwa 11 Jahren. An einem der ersten Flecken (Sonnenfleck vom 4.2.2010 um 10:01 Uhr MEZ) des neuen Sonnenfleckenzyklus Nr. 24 (siehe Internet unter „Sonnenfleck Wikipedia“) sollen beispielhaft die Koordinaten „heliographische Breite B“ und „heliographische Länge L“ dieses Fleckes im Sonnennetz bestimmt werden.

So wie man über die Erde ein gedachtes Netz legt, um jeden Ort auf ihrer Oberfläche durch die Angabe seiner geographischen Breite und geographischen Länge eindeutig zu identifizieren, so legt man ein analoges Netz über die Sonne. Da diese jedoch ein heißer, rotierender Gasball ist, gibt es auf ihr im Gegensatz zur Erde keinen festen Punkt, an dem man das Netz fixieren könnte. Wenn man allerdings über sehr lange Zeiten an den mitrotierenden Sonnenflecken die Rotationsgeschwindigkeit der Sonnenoberfläche mißt, kann man eine Art mitrotierenden Nullmeridian definieren analog zum Nullmeridian auf der Erde, welcher ja durch die Sternwarte von Greenwich geht. Nach Carrington kennzeichnet L0 = 00 den Beginn der fortlaufend gezählten synodischen (auf die Erde bezogenen) Sonnenrotationen, wobei am 9. November 1853 die Sonnenrotation Nr. 1 festgelegt wurde. In „Ahnerts Astronomisches Jahrbuch 2010“ findet man nun auf S. 28, daß der obige Sonnenfleck vom 4.2.2010 zur Sonnenrotation Nr. 2093 gehört, welche am 30.1.2010 um 21:03 Uhr MEZ begann. Auf S. 109 des genannten Jahrbuches gibt es einen Hinweis, wie man sich über Internet die Sonnennetze ausdrucken lassen kann über die Adresse:

www.amateurastronomiesachsen.de/astron26/astron26_s.htm

Da die Rotationsachsen von Sonne und Erde nicht parallel orientiert sind, benötigt man für das ganze Jahr etwa ein Dutzend Netzschablonen. Die vom FAW verwendeten Sonnennetze basieren jedoch nicht auf der eben genannten Adresse, sondern diese Netze wurden von unserem ehemaligen Abiturienten Claudio Llosa (Gymnasium Wilhelmsdorf) auf seinem Computer gezeichnet.

Wenn die Sonne um die Mittagszeit in südlicher Richtung etwa im Meridian steht und wir sie mit bloßem Auge (mit einer Sonnenfinsternisbrille als Schutz) betrachten, so nennen wir ihren rechten Rand den Westrand der Sonne, der abends auch zuerst am westlichen Horizont untergeht vor dem linken Ostrand der Sonne. Entsprechend nennen wir den unteren Rand den Südrand und ihren oberen Rand den Nordrand der Sonne. - Projiziert man allerdings mit einem Refraktor die Sonne auf einen Projektionstisch, so sind infolge der Abbildungsvorgänge des Refraktors der Ost- und Westrand der Sonne auf dem Projektionstisch vertauscht, d.h. in der Projektion ist der Westrand der Sonne jetzt auf der linken Seite, und der Nordrand der Sonne ist nach wie vor oben.

Ist die Fernrohrmontierung auf den Himmelspol justiert und schaltet man die elektronische Nachführung des Teleskops aus, so wandert die Sonne von rechts nach links über den Projektionstisch. Hatte man zuvor auf ihm ein rechtwinkliges x-y-Koordinatensystem gezeichnet, so kann man durch geeignetes Drehen des Projektionstisches erreichen, daß z.B. der Nordrand der Sonne exakt auf der x-Achse entlangläuft. In der Abbildung 1 ist die Richtung der



Abb. 1 Sonnenfleck des neuen Zyklus Nr. 24 am 4.2.2010

x-Achse der Sonnenbewegung entsprechend von rechts nach links gezeichnet. Dieses x-y-Achsenkreuz ist auf die Erde bezogen. Bewegt man das Teleskop bei eingeschalteter Nachführung zum nördlichen Himmelspol, so bewegt sich das Sonnenbild oder z.B. ihr westlicher Sonnenrand entlang der y-Achse nach oben. Hier ist jedoch in der Abbildung das x-y-Koordinatensystem etwas gegen den Uhrzeigersinn verdreht dargestellt.

Ein zweites Koordinatensystem bezieht sich in dieser Abbildung 1 auf die Sonne, und es enthält das Sonnennetz mit einem Abstand der orthogonalen Groß- und Nebenkreise von jeweils 10 Grad. Der sog. Zentralmeridian teilt die Sonne symmetrisch in zwei Hälften, und er entsteht in dieser Darstellung als Schnittlinie der Zeichnungsebene mit einer Ebene, welche senkrecht hierzu steht und die Drehachse der Sonne enthält. Wie man unschwer aus der Abbildung 1 ersieht, wäre der Südpol der Sonne sichtbar (aber nicht eingezeichnet) und der Nordpol der Sonne wäre verdeckt. Durch die Projektion der Sonnenkugel auf die Zeichnungsfläche erscheinen ihre heliographischen Breiten- und Längenkreise zum Sonnenrand hin verzerrt. Der Sonnenäquator ist ablesbar ebenso wie die heliographischen Breiten B von -40° bis + 40°. Die N-S-Drehachse der Sonne ist gegenüber der N-S-Drehachse der Erde um den Positionswinkel P verdreht und ändert sich im Laufe eines Jahres mit der Zeit (auch ein Grund, mehrere Sonnennetze im Jahr zu verwenden). Der Positionswinkel beträgt für das Datum (4.2.2010) des obigen Sonnenflecks P = - 13,33°, was man wieder Ahnert's Jahrbuch entnehmen kann. „-“ bedeutet, daß die Sonnenachse gegenüber der N-S-Richtung der Erde im Uhrzeigersinn verdreht ist ( für „+“ müßte man die Sonnenachse gegen den Uhrzeigersinn drehen). Die Sonnenflecken bewegen sich nun von einem Tag auf den anderen auf fast gleicher heliographischer Breite von rechts nach links über den Projektionstisch. Genauere Untersuchungen zeigen, daß die Wanderungsgeschwindigkeit der Flecken parallel zum Sonnenäquator abhängig ist von ihrer heliographischen Breite B („differentielle Rotation“). Diese Geschwindigkeit (Größenordnung etwa 2 km/s) nimmt vom Sonnenäquator zu ihren Polen hin ab.

Nun könnte man im x-y-Koordinatensystem der Abbildung den Abstand r des Sonnenflecks vom Sonnenmittelpunkt im Original zu r = 4,2 cm ausmessen oder über den Satz des Pythagoras mit den Komponenten x = 2,0 cm und y = 3,7 cm berechnen. Ähnlich verfährt man mit dem Positionswinkel φ des Sonnenflecks bzgl. der positiven x-Achse. In dieser Abbildung beträgt der Sonnenradius genau R = 6,71 cm im Original.

Da das verwendete Sonnennetz bereits den Zeitraum der Beobachtung berücksichtigt, kann man hier die heliographische Breite des Sonnenflecks direkt ablesen zu B = + 23°.

Die heliographische Länge L ist wegen der Rotation der Sonne nicht direkt ablesbar. Diese Größe L setzt sich additiv zusammen aus L0 und  l  mit L = L0 + l. Hierbei ist L0 ein die Carrington-Rotation berücksichtigender Wert, der sich täglich ändert und Ahnert's Jahrbuch 2010 entnommen werden kann. Mit l bezeichnet man hingegen den auf dem Sonnenäquator direkt ablesbaren Abstand des Sonnenflecks vom Zentralmeridian (parallel zur Breite B) ; l ist positiv, wenn sich der Fleck westlich vom Zentralmeridian befindet, und l ist negativ, wenn er auf der Ostseite des Zentralmeridians liegt. Für die Bestimmung von L muß man also ein wenig rechnen.

L0 beträgt nach „Ahnert“ am 4.2.2010 L0 = 305,17° und zwar genau um 0h UT = 1h MEZ, und man findet für den 5.2.2010 einen Wert L0 = 292,00° ebenfalls für 0h UT = 1h MEZ. Hieraus folgt, daß sich L0 im genannten Zeitintervall von 24 Stunden ändert um die Differenz ΔL0 = 13,17°. Jetzt wurde der Sonnenfleck aber nicht um 1h  MEZ sondern um 10:01 MEZ aufgenommen, das sind, wie eine kleine Rechnung zeigt, genau 9,017 Stunden später. In dieser Zeit hat sich also L0 um (13,17°/24h)*9,017h = 4,95° verringert. Damit ergibt sich für den 4.2.2010 um 10:01 MEZ ein L0 von L0 = 300,22°. Für l liest man nun aus dem Sonnennetz ab : l = + 27°. Jetzt kann man auch die heliographische Länge des Sonnenflecks angeben mit : L = L0 + l = 327,22°. Um keine unrealistische Genauigkeit vorzutäuschen hat der obige Sonnenfleck die Koordinaten B / L = + 23° / 327°.

J. Bühler , R. Bauer , T. Redlich , J. van der Lip 2010

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DIE EXZENTRIZITÄT ε DER ERDBAHN

Eine Information vorab: die Messergebnisse der letzten fünf Jahren werden derzeit analysiert und ausgewertet. Zum Jahresende wird an dieser Stelle eine umfassende Statistik veröffentlicht.


Die Faszination der Astronomie erfasst die Mehrheit wohl wegen ihrer Vielgestaltigkeit: der Blick in den gestirnten Himmel über uns mag erbauen oder uns veranlassen, ihn in schönen Bildern festzuhalten, oder er bringt uns dazu, ihn mehr oder weniger regelmäßig zu beobachten, um sich am Tanz der Planeten zu erfreuen oder andere zeitliche Veränderungen wahrzunehmen, oder wir werden verwegener und wollen durch Messungen astrophysikalische Zusammenhänge aufspüren und auch verstehen lernen, so wie es schon viele vor uns gemacht haben, oder wir lassen uns immer wieder innerlich beeindrucken, so dass uns philosophische Fragen berühren wie die, ob unser Universum begrenzt oder unbegrenzt ist, was in beiden Fällen kaum zu verstehen wäre. Somit reduziert sich das Schöne und Verbindende an der Astronomie letztlich auf eine einfache Handlung : wir müssen nur den Blick heben, und das kann eigentlich ein jeder.

Wenn man von der Erde, ihrer indirekt mit der Gravitationsdrehwaage bestimmbaren Masse und ihrer z.B. nach Eratosthenes (220 v.Chr.) messbaren Größe in den Raum hinaustritt, sollte man etwas von ihrer Bewegung durch diesen Raum wissen, ehe man mit einem angepassteren Längenmaßstab weiter in das Universum vordringt, denn die Einheit „Meter“ ist im astronomischen Sinne viel zu klein. So hatte Cassini 1672 erstmals versucht, aus der Mars-Opposition den Abstand Sonne-Erde zu bestimmen und fand für diese sog. "astronomische Einheit“ einen Wert von 138,4 Millionen km. In den folgenden Jahrhunderten nutzte man die Vorübergänge der Venus vor der Sonne, um die „astronomische Einheit“ in den Griff zu bekommen; jedoch zeigte sich bald, dass hier unüberwindliche Messschwierigkeiten auftraten. Erst in den Jahren 1958 bis 1961 gelang es, endlich die Messgenauigkeit um einen Faktor 100 zu verbessern, indem Laufzeitmessungen eines reflektierten Radarstrahls an der Venus vorgenommen wurden mit dem Ergebnis, dass eine „astronomische Einheit“ gerundet 149 600 000 km beträgt.

Obwohl Nicolaus Copernicus (1473-1543) dem heliozentrischen Weltbild gegenüber dem geozentrischen Weltbild des Claudius Ptolemäus ( um 100 bis ca. 170 n.Chr.) zum Durchbruch verholfen hatte, indem er die Sonne in das Zentrum der Planetenbewegung rückte, konnte er sich doch noch nicht vom Ideal einer Kreisbewegung der Erde um die Sonne lösen. Dies gelang erst Johannes Kepler (1571-1630), der auf Beobachtungen von Tycho Brahe (1546-1601) aufbauend fand, dass sich die Erde auf einer elliptischen Bahn mit der großen Halbachse a und der kleinen Halbachse b um die Sonne bewegt, und sich zudem die Sonne in einem der beiden Brennpunkte F1 oder F2 befindet (siehe Abbildung).

Johannes Kepler nahm jedoch zu seiner Zeit die Sonne als im Brennpunkt ruhend an, was aber nicht ganz korrekt ist. In Wirklichkeit gibt es im Sonnensystem ja nicht nur die Sonne und die Erde, sondern viele Planeten und Kleinplaneten, welche gravitativ so mit der Sonne wechselwirken, dass die Sonne von ihnen auf einer komplizierten Bahnkurve um den gemeinsamen Schwerpunkt des Sonnensystems (das sog. Baryzentrum) bewegt wird. Hierbei kann sich der Sonnenmittelpunkt größenordnungsmäßig maximal um den Sonnendurchmesser vom Baryzentrum entfernen. Analoge Überlegungen führen dazu, daß auch die elliptischen Bahndaten der Planeten in langen Zeitabläufen geringfügigen Schwankungen unterliegen. Diese Schwankungen laufen aber für das menschliche Zeitmaß etwa eines Lebensalters so langsam ab, dass wir sie nicht wahrnehmen können und deshalb berechtigt sind, z.B. die Bahnellipse der Erde als konstant anzusehen.n..

Für jeden Punkt P der Bahnellipse gilt, dass die Summe der Abstände F1P+PF2 = konstant ist unabhängig davon, welchen Punkt P man auf der Ellipse wählt (siehe Abbildung). Weiterhin ist der Abstand AM=MC=a identisch mit der großen Halbachse der Ellipse und der Abstand BM=MD=b identisch mit ihrer kleinen Halbachse. Den Abstand der Brennpunkte F1 bzw. F2 vom Mittelpunkt M der Ellipse nennt man die „lineare Exzentrizität“ eL = F1M = F2M der Ellipse; für sie gilt nach Pythagoras : eL2 + b2 = a2 . Anschaulich bedeutet dies : je weiter F an M heran rückt - sich also eL verkleinert - desto kreisähnlicher wird die Ellipse. Bezieht man die lineare Exzentrizität eL auf die große Halbachse a, so gewinnt man die „numerische Exzentrizität“ ε = eL/a , die als charakteristische Größe z.B. für alle Planeten angegeben wird.

Die numerische Exzentrizität ε der Erdbahn lässt sich relativ einfach aus der Sonnentransitzeit bestimmen. Zu diesem Zweck projiziert man mit dem Okular des Teleskops das Bild der Sonne scharf auf eine kleine Fläche von etwa 15 cm bis 20 cm Durchmesser. Nachdem man zuvor auf die Projektionsfläche ein rechtwinkliges x,y-Achsenkreuz gezeichnet hat, dreht man diese Projektionsfläche solange, bis der Sonnenrand bei ausgeschalteter Nachführung z.B. exakt auf der x-Achse entlang läuft. Nun stoppt man die Zeit, welche die Sonne benötigt (in Wirklichkeit dreht sich die Erde), um von ihrem Westrand bis zum Ostrand über die y-Achse zu laufen. Trägt man nun diese Transitzeit in ein Diagramm für das entsprechenden Datum ein, so stellt man fest, dass die Transitzeit innerhalb eines Jahres zwei Maxima und zwei Minima aufweist (siehe Abbildung).

Sonnentransitzeit durch das Fadenkreuz

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Ein Maximum und ein Minimum entsteht, weil sich die Erde auf einer elliptischen Bahn um die Sonne bewegt, und die Erde bei ihrer größten Annäherung an die Sonne im sog. „Perihel“ P sich schneller bewegt als im sonnenfernsten „Aphel“ A. Im gleichen Diagramm sind auch der Frühlingspunkt F, der Sommerpunkt S, der Herbstpunkt H und der Winterpunkt W eingetragen. Das zweite Maximum und Minimum entsteht, weil wir „schräg“ in die scheinbare Sonnenbahn hineinschauen.

Wenn man nun die Deklination der Sonne kennt (ablesbar z.B. in „Ahnerts Astronomisches Jahrbuch 2006“), kann man mit der gemessenen Sonnentransitzeit für jeden Messtag den scheinbaren Winkeldurchmesser der Sonne berechnen (siehe : Jan van der Lip „Der scheinbare Winkeldurchmesser der Sonne“ in ‘Sterne und Weltraum’ 10/1988 Seite 595-597).

scheinbarer Winkeldurchmesser der Sonne in Winkelsekunden

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Trägt man den scheinbaren Winkeldurchmesser Φ der Sonne über der Zeit auf (siehe Abbildung), so erkennt man, dass die Messkurve in einem Jahr nun genau ein Maximum und ein Minimum aufweist. Das Maximum findet man im Perihel also bei größter Annäherung der Erde an die Sonne um den 4. Januar, und im Minimum beim Durchlaufen des Aphel erscheint die Sonne unter dem kleinsten Sehwinkel. Der Schüler Claudio Llosa aus der Jahrgangstufe 12 des Gymnasiums Wilhelmsdorf hat nun mit einem Computerprogramm aus dieser „wilden Datenmenge“ den Mittelwert des Maximums zu Φmax = 1954,54’’ und des Minimums zu Φmin = 1888,97’’ bestimmt. Wenn man diese Werte in der Einheit Winkelsekunden durch 3600 teilt, erhält man die scheinbaren Sonnendurchmesser in der Einheit Grad. Nach einer hier nicht weiter abgeleiteten Formel (nachlesbar in der oben angedeuteten Arbeit in ‘Sterne und Weltraum’) gewinnt man aus den beiden angegebenen Extremwerten Φmax und Φmin die numerische Exzentrizität der Erdbahn zu ε = 0,01706 (Literaturwert ε = 0,01672). Modellmäßig bedeutet dies : würde sich der Massenpunkt der Erde auf einer Ellipse mit einer großen Halbachse von a = 10 cm bewegen, dann wäre der Brennpunkt F vom Mittelpunkt M der Ellipse nur 1,7 mm entfernt; mit anderen Worten : die Erde bewegt sich in guter Näherung auf einer fast kreisförmigen Bahn um die Sonne. - Mit dem Mittelwert des scheinbaren Sonnendurchmessers von 1921,75’’ und der Größe der astronomischen Einheit gewinnt man nebenbei zusätzlich auch den wahren Sonnenradius zu 696 900 km.

J. van der Lip im Mai 2007

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ASTRONOMIE-AUSSTELLUNG IN DER EISSPORTHALLE RAVENSBURG

In der Eissporthalle in Ravensburg fand vom 25. Juni bis 12. Juli 2009 eine Astronomie Ausstellung statt. Die Exposition wurde vom Planetarium Laupheim entwickelt. Ziel war es der breiten Öffentlichkeit und insbesondere Schülern einen ersten Kontakt zur Himmelskunde zu ermöglichen.

Die Expedition umfasste viele Vitrinen mit den Globen der Planeten, der Besucher konnte die Planeten per Knopfdruck rotieren lassen. In einem Kleinplanetarium kreiste die Erde um die Sonne und es wurde die Entstehung der Jahreszeiten veranschaulicht. Die Expedition Mars 3D zeigte Raumfahrt-Modelle, Mars-Reliefs, einen Mars-Meteorit sowie die Elektronik der Kamera einer Mars-Express-Sonde. In 10 Vitrinen wurden seltene und wertvolle Meteorite gezeigt. Es wurde ein interessantes Rahmenprogramm angeboten.








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BESUCH IM PLANETARIUM LAUPHEIM

Wieder einmal hatte das Planetarium in Laupheim einen interessanten Programmpunkt: die Evolution. Auf der Website konnte wir vorab folgende Informationen finden:

"Unsere Erde ist eine Insel des Lebens im Kosmos. Doch wie haben sich die unzähligen Lebensformen entwickelt und welche Einflüsse aus dem Weltall spielten dabei eine Rolle?

Erleben Sie ein wahres Abenteuer: Das Leben auf unserer Erde hat eine dramatische Geschichte mit unzähligen Verzweigungen, Sackgassen, Rückschlägen und Neuanfängen hinter sich. Einflüsse aus dem Kosmos spielen dabei eine große Rolle. Mehrfach haben Schwankungen der Erdumlaufbahn, Einschläge von Kleinplaneten oder explodierende Sterne unserem Planeten Katastrophen gebracht. Doch das Leben hat sich immer wieder aufgerappelt. Durch die Evolution, wie sie Darwin erstmals erläuterte, wurde unser Planet mit einer unausdenklichen Vielfalt von Lebensformen bevölkert."


Am 23.11.2008 besuchten wir interessiert die Vorstellung. Wir fanden die Vorstellung sehr gut, allerdings könnten die Erläuterungen zu der chemischen Zusammensetzung der Urlebensform etwas weniger und die Evolution des Menschen ausführlicher gezeigt werden.

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JAHRESTREFFEN DES FAWS


Drittes Jahrestreffen am 05.11.2009 im Karpfen in Illmensee



Alle guten Dinge sind drei: wir feierten zum dritten Mal das Bestehen des Freundeskreis Astronomie Wilhelmsdorf (FAW). In gemütlicher Runde trafen wir uns dazu diesmal im Karpfen.

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Zweites Jahrestreffen am 04.12.2008 im Landgasthof Hirsch in Hüttenreute

Anstatt uns wie üblich am ersten Donnerstag eines Monats in Wilhelmsdorf zu treffen, haben wir uns diesmal aus aktuellem Anlass im Landgasthof Hirsch in Hüttenreute getroffen: wir feiern unser zweijähriges Bestehen des FAWs. Zu unserem zweiten Jahrestreffen waren bereits einige neue Mitglieder dabei. Mittlerweile sind wir bei unserem monatlichen Treffen im Schnitt 10-11 Mitglieder.







Nicht auf dem Bildern sind Tim und Moritz.

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Erstes Jahrestreffen am 27.10.2007 in der Gaststädte Riedblick in Pfrungen



Den ersten Jahrestag des FAWs feierten wir bei einem gemütlichen Zusammensein in der Gaststädte Riedblick in Pfrungen. v.r.: Wolfgang, Sven, Raphael, Herr Van der Lip, Tim, Ulrich und Reinhold (nicht auf dem Bild sind Fr. Van der Lip und Fr. Fischer).

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TAG DER ASTRONOMIE


8. Tag der Astronomie am 24. April 2010


SANIERUNG DES FLACHDACHS DER REALSCHULE !!!

Am 06.04.10 erhielten wir überraschend vom Ortsbaumeister die Nachricht, dass ab den 08.04.10 das Flachdach auf der Realschule gründlich saniert wird. Dazu ist es notwendig den Treppenaufgang der Sternwarte zu entfernen. Für die nächsten fünf Wochen ist die Sternwarte nicht erreichbar.

Einen Tag der Astronomie ohne Führungen in der Sternwarte macht leider keinen großen Sinn. Daher haben wir uns entschlossen, 2010 keine Aktivitäten für den Tag der Astronomie anzubieten.

Jetzt schon merken: Nächster Astronomietag 9. April 2011

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7. Tag der Astronomie am 04. April 2009

Einmal im Jahr gibt es eine ganz besonders attraktive Gelegenheit einen Einblick in das Universum zu erhalten: der „Astronomietag“. Der von der VdS (Vereinigung der Sternfreunde e.V.) ins Leben gerufene bundesweite Astronomietag bietet Jahr für Jahr Anlass und Gelegenheit für jeden Interessierten, sich über astronomische Themen zu informieren und selbst einen Blick ins All zu werfen. Mit unserer Sternwarte, zwei weiteren Teleskopen und mit interessanten Vorträgen hatten wir uns 2009 an diesem Astronomietag beteiligt.







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5. Tag der Astronomie am 29. September 2007



Der Termin war ein idealer Zeitpunkt für Himmelsbeobachtungen im gesamten Bundesgebiet: es wurde relativ früh dunkel, trotzdem war die Nacht noch warm genug. Die Sommermilchstraße lockte mit ihren unzähligen Sternen und Objekten. Zu sehen waren u.a. der Mond und der Planet Jupiter. Im Fernrohr konnten noch die fernen Planeten Uranus und Neptun gezeigt werden. Tagsüber war natürlich die Sonne der "Star".

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