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.

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.

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.




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

beobachten.

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

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

Der Mond in Down Under

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.

Die Lage der Ekliptik und die Planeten

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

Die Vergrößerung

Die Berechnung der Größe des Gesichtsfelds

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

 

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°

Die Berechnung der Brennweite

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

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 0^h UT = 1^h MEZ, und man findet für den 5.2.2010 einen Wert L₀ = 292,00° ebenfalls für 0^h UT = 1^h 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 1^h  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).

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).

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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