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ASTRONOMISCHER ARBEITSKREIS KASSEL E.V.

35. Jahrgang Nummer 104 April 2007

Aktive galaktische Kerne und einneues Periodensuchverfahren

35. Vereinsjubilum Sonnenaktivitt Frhjahr 2007

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Liebe Mitglieder.....

35 Jahre ist jetzt die Grndung des AAK her.Am 17. Mrz 2007 trafen sich viele auswrtige Mitglieder auf der Sternwarte (FamilieFuchs aus Hamburg, Familie Bicker-Kieselbach aus Mnchen, Ludwig Gerland mit Sohnaus Mnchen, Martin Httig aus HannoverAAKler sind ber ganz Deutschlandverstreut

Das anschlieende gemeinsame Abendessen im Brauhaus zum Rammelsberg gab viel Zeitfr Gesprche unter alten und neuen Freunden.

Der AAK braucht in den nchsten Jahren eine Verjngungskurwir mssen unseren jungenMitgliedern etwas bieten, das ber die Vortrge hinausgeht und ihren Interessen an Naturwissenschaften entgegenkommt. Nur so erhalten wir auch neue junge Mitglieder, diedie Arbeit des Vereins mal fortfhren knnen.

Dass Jugendliche aktiv sein knnen und viel Energie und Engagement fr naturwissenschaftliches Arbeiten aufbringen knnen, zeigen die Teilnehmer/innen desPhysikClubs, von denen eine ganze Reihe auch (passive) Mitglieder im AAK sind.

Wer Freitags nach den Vortrgen bei bewlktem Himmel in der ASS bleibt, erlebt dortspannende Diskussionen und Gesprche, bei Pizza und Forschungsarbeitenmanchmalnoch bis weit nach Mitternachtltere Mitglieder werden sich erinnernso war es vor 20Jahren auch im AAK.und so sollte es bald wieder werden

Zwei AAKler (Moritz Mihm und Mathias Sogorski) haben in Geo- und Raumwissenschaftenden Landessieg bei Jugend forscht mit einer Arbeit ber Klimaforschung erhalten.

Beide haben ihre Arbeit im PhysikClub angefertigt, zwei weitere Teams sind ebenfallsLandessieger in Physik und Technik geworden. Das Technikteam hat auch den Sonderpreisfr die schpferisch beste Arbeit des Wettbewerbs erhalten.

brigens: Ein Drittel der Betreuer der Projekte sind AAKler und gegen eine Steigerungdieser Rate drfte es keine Einwnde gebenastronomische Projekte gibt es noch viel zuwenig im PhysikClub (letztes Jahr hat unser Mitglied Moritz Mihm sich mit aktiven

galaktischen Kernen beschftigt, unser Mitglied Heiko Engelke untersucht zur Zeit dieWechselwirkung in Systemen aus Galaxien und ein weiteres Team untersucht dieRandverdunklung der Sonne).

Im Sommer stechen AAK und PhysikClub gemeinsam in Seevieleicht mehr als einSymbol fr die ZukunftUnser Workshop Navigation findet auf der Ostsee auf einem 3-Mast-Schoner statt. Es sind zwar alle Pltze belegt, aber auf der Warteliste ist noch Platz!

Viel Spa bei den neuen Vortrgen (die brigens um 18.30 Uhr beginnen!)

Ihr KP Haupt

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Inhaltsverzeichnis

Klaus-Peter Haupt

Liebe Mitglieder........................................................................................................ 2

Beobachtungen

Roland HedewigSonnenaktivitt von Dezember 2006 bis Mrz 2007 .............................................. 5

Berichte

Moritz Mihm, Constantin Br Aktive galaktische Kerne und ein neues Periodensuchverfahren...................... 13

Verschiedenes

Peter Fuchs, Marcus Schler, Christian Hendrich

35. Vereinsjubilum.................................................................................................35Christian HendrichBeobachtungshinweise.............................................................................................38

Christian HendrichRezension Software: Kosmos 2.0............................................................................39

Christian Hendrich

Pressespiegel.............................................................................................................39Christian HendrichRtsel.........................................................................................................................41

Unser Programm von April bis Juli 2007..............................................................42

Titelbild: Eine knstlerische Darstellung eines Quasars. Quelle: NASA Education and Pu- blic Outreach at Sonoma State University .

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Sonnenaktivitt von Dezember 2006 bis Mrz 2007

Roland Hedewig

Die starke Abnahme der Sonnenaktivitt von Dezember 2006 bis Mrz 2007 legt dieVermutung nahe, dass jetzt das seit 2006 erwartete Sonnenfleckenminimum bevorsteht. DasMinimum wird erreicht sein, wenn die ersten Flecken des neuen, 24.Zyklus in hohenBreiten der Sonne erscheinen.

BeobachtungsbedingungenIn den Wintermonaten Dezember bis Februar sind auf Grund der kurzen Tage und des tiefenSonnenstandes viel weniger Sonnenscheinstunden zu erwarten als im Frhjahr und imSommer. Dennoch und trotz vieler Regentage konnte ich im Dezember an 11 Tagen, imJanuar an 13 Tagen, im Februar an 14 Tagen und im Mrz bis zum Abschluss diesesBerichtes am 29.3. an 24 Tagen die Sonne beobachten. Das war mglich durch meine faststndige Anwesenheit in Kassel. Beobachtet wurde visuell mit dem 80/1200 mm-Refraktor (Zeiss-AS-Objektiv) und Glas-Objektivsonnenfilter bei 80-facher Vergrerung mit einem15 mm-Okular, berwiegend am frhen Vormittag.

Die Entwicklung der Sonnenflecken-RelativzahlenIn Korona 103 vom Januar 2007 stellte ich die Sonnenaktivitt von Mrz bis November 2006 dar. Damals stiegen die Relativzahlen zunchst vom Monatsmittel Re = 11,6 (Sonne- Netz 10,5) im Mrz 2006 auf Re = 30,8 (34,8) im April an, fielen dann aber bis Oktober auf Re = 8,6 (10,6) und stiegen im November auf 26,9 (22,7) an - eine fr den Abstieg zum

erwarteten Minimum ungewhnliche Entwicklung.Die Monatsmittel der Fleckenrelativzahlen von Dezember 2006 bis Mrz 2007 sind inTabelle 1 und Abbildung 1 dargestellt. Auer den von mir ermittelten Werten sind die provisorischen Flecken-Relativzahlen des Sonne-Netzes des VdS angegeben, die jeweils amMonatsende im Internet verffentlicht werden. Diese provisorischen Relativzahlen gehenauf diejenigen Beobachter des Sonnen-Netzes zurck, die sptestens am Monatsende ihreWerte per E-Mail an die Zentrale des Netzes in Berlin (Andreas Bulling) melden. Fr dieZeit vom 1. bis 29. Mrz 2007 liegen bisher nur Angaben der drei Beobachter des Netzesvor, die ihre Beobachtungen tglich nach Berlin melden.Die von mir ermittelten Flecken-Relativzahlen reduzierte ich durch Multiplikation mit dem

Faktor 0.804. Dieser Faktor wurde von der Fachgruppe Sonne fr mich fr das Jahr 2006ermittelt und in Sonne 117, S. 26 verffentlicht.Dezember Januar Februar Mrz Mittel

Monatsmittel Hedewig 17,2 22,8 13,5 6,5 15,0der Relativzahlen Netz 14,4 19,6 11,7 4,3 12,5 Anzahl der Hedewig 11 13 14 23 62Beobachtungstage Netz 31 31 28 29 119 Anzahl der Beobachter im Netz 36 23 29 3Anzahl der Beobachtungen im Netz 422 319 330 66 1137

Tabelle 1: Monatsmittel der Sonnenfleckenrelativzahlen und Anzahl der Beobachtungen vom 1. Dezember 2006 bis 29. Mrz 2007.Hedewig: Relativzahlen reduziert mit dessen Faktor k = 0,804.

Sonne-Netz: Relativzahl-Mittelwerte aus 66 bis 422 Beobachtungen pro Monat

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Abb. 1: Monatsmittel der Sonnenflecken-Relativzahlen von Dezember 2006 bis Mrz 2007______ Hedewig -------- Sonne-Netz

Die definitiven Relativzahlen, die die Ergebnisse aller Beobachter des Sonne-Netzesenthalten, erscheinen mehrere Monate spter im Internet und noch spter in der ZeitschriftSonne. Im Internet standen Ende Mrz 2007 die definitiven Relativzahlen bis EndeSeptember 2006. Im letzten Heft von Sonne, Nr. 117, Dezember 2006, erschienen dieBeobachtungsergebnisse von Oktober 2005 bis Mrz 2006.

Aktivitten auf der Nordhalbkugel und Sdhalbkugel der Sonne

Dezember Januar Februar Nord Anzahl der Gruppen 0.2 0.4 0.0Sd Anzahl der Gruppen 0.7 1.1 0.8 Nord Fleckenrelativzahl 2.8 5.5 0Sd Fleckenrelativzahl 11.7 14.1 10Anzahl der Beobachter 36 26 29

Tabelle 2: Monatsmittel der Anzahl der Fleckengruppen und der Fleckenrelativzahlen auf der Nordhalbkugel und der Sdhalbkugel der Sonne.Provisorische Relativzahlen des Sonne-Netzes

Wie die Tabelle zeigt, kamen die Sonnenflecken im Dezember und Januar berwiegend undim Februar ausschlielich auf der Sdhalbkugel der Sonne vor. Fr Mrz lagen bis 29.3.07noch keine Daten vor. Meine Beobachtungen im Mrz zeigen aber eine Fortsetzung der imFebruar bestehenden Situation. Die viel strkere Fleckenaktivitt der Sdhalbkugelgegenber der Nordhalbkugel besteht seit September 2005.Alle Gruppen lagen in quatornhe, wie dies fr das Ende eines Fleckenzyklus typisch ist.

Zum Problem der Ermittlung fleckenfreier TageOb die Sonne an einem bestimmten Tag auf der von der Erde aus sichtbaren Seite vlligfleckenfrei war, kann man nicht mit Sicherheit feststellen. Man kann nur sagen, dass die

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Personen, die an diesem Tag beobachteten, mit ihrem Instrument keine Flecken gesehenhaben. Die Wahrscheinlichkeit, dass fr diesen Tag die Relativzahl tatschlich Null war, istumso grer, je mehr Beobachter das unabhngig voneinander feststellen.Wenn aber von 10 Beobachtern 9 keinen Fleck sahen und einer einen winzigen Fleck sah,dann ergibt sich fr diesen Beobachter die Relativzahl 11. Hat dieser Beobachter den k-Faktor 0,8, dann ist seine reduzierte Relativzahl Re = 0,8 . 11 = 8,8. Das Mittel aus den 10Beobachtungen dieses Tages ist dann 0,88, also aufgerundet 1.Hat dieser Einzelbeobachter zwei Gruppen mit je einem winzigen Fleck gesehen, ergibt sichdie Relativzahl Re = 0,8 . 22 = 17,6. Das Mittel der 10 Beobachter wre dann 1,76 oder aufgerundet Re = 2. Verwendete dieser Beobachter ein kleineres Instrument als alle brigenBeobachter und beobachtete er zur selben Tageszeit wie diese, dann ist dieWahrscheinlichkeit gro, dass seine Wahrnehmung auf einer Tuschung beruhte. Es kannaber auch sein, dass seine Beobachtung mehrere Stunden vor oder nach den Beobachtungender brigen Beobachter stattfand. Dann knnen der oder die winzigen Flecken zur Zeit

seiner Beobachtung vorhanden gewesen sein. Sehr kleine Flecken knnen innerhalb weniger Stunden entstehen oder verschwinden. Dennoch bleibt sein Beobachtungsergebnisunsicher. Wenn aber zwei Beobachter unabhngig voneinander an derselben Stelle der Sonne dieselben Flecken gesehen und gezeichnet haben, dann ist die Wahrscheinlichkeitsehr gro, dass diese Flecken vorhanden waren, unabhngig davon, wie viele andereBeobachter an diesem Tag keine Flecken gesehen haben. Der Grund, weshalb die brigenBeobachter keine Flecken sahen, kann in ungnstigen Sichtbedingungen, kleinerenInstrumenten, der gewhlten Beobachtungszeit oder zu wenig Geduld und bung bei der Fleckensuche sein. Eine weitere Kontrolle ist das Sonnenbild der NASA im Internet. Wennda eine Gruppe mit Nummer gekennzeichnet ist, existierte diese Gruppe. Es ist aber schon

vorgekommen, dass dieses Sonnenbild ohne erkennbare Flecken und ohne eine Nummer erschien und dennoch an diesem Tag eine Gruppe mit sehr kleinen Flecken zu sehen war.Das kann daran liegen, dass gelegentlich zwischen der Aufnahmezeit des NASA-Fotos undder Zeit einer Beobachtung am Teleskop in Deutschland viele Stunden liegen.Wenn mehrere Tage kein Fleck zu sehen war, bersieht man leicht das Auftauchen einessehr kleinen neuen Flecks, weil man nicht wei, auf welche Stelle der doch recht groenSonnenscheibe man sein ganze Aufmerksamkeit konzentrieren soll. Hat man aber am Tagvorher an einer bestimmten Stelle sehr kleine Flecken gesehen, dann sucht man am nchstenTag intensiv in diesem Bereich und findet sie, wenn sie noch existieren, aber kleiner geworden sind, meist wieder. hnlich ist die Situation, wenn man beim Beobachten keinen

Fleck fand, anschlieend aber im Internet auf dem Sonnenbild der NASA fr diesen Tageine Fleckengruppe sieht, die auch mit einer Nummer gekennzeichnet ist. Ein erneutesBeobachten dieser Stelle mit dem Teleskop fhrt dann meist dazu, dass man die Gruppefindet. So erging es mir am 29.3.07. Durch das NASA-Bild veranlasst suchte und fand ich bei einer zweiten Beobachtung 9:40 Uhr UT die sehr kleine, bipolare B-Gruppe Nr. 10949mit 4 winzigen Flecken in der Nhe des Sonnenrandes.Da die Anzahl der Beobachter bei den Listen der provisorischen Relativzahlen relativ geringist, sind die gemittelten Relativzahlen noch mit Unsicherheiten versehen, die umso grer sind, je geringer die Anzahl der Beobachter ist. Die definitiven Relativzahlen, die auf diegroe Anzahl aller Netz-Beobachter zurck gehen und auch Angaben ber fleckenfreie Tageenthalten, sind natrlich zuverlssiger, werden aber erst in einigen Monaten im Interneterscheinen. Einen Vergleich beider Quellen zeigt Tabelle 3.

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2006 Januar Februar Mrz Anzahl fleckenfreier Tage Netz, provisorisch 3 7 1

Netz, definitiv 3 12 2 Anzahl der Beobachter Netz, provisorisch 13-16 7-15 11an diesen Tagen Netz, definitiv 33-35 10-40 22-27

Tabelle 3: Anzahl der fleckenfreien Tage (Re = 0) und Anzahl der Beobachter von Januar bis Mrz 2006 (Quellen: Provisorische und definitive Relativzahlen 2006 imInternet, definitive Relativzahlen auch in SONNE 117, Dez. 2006, S. 25)

Wie die Tabelle zeigt, sind fr Februar und Mrz 2006 bei den definitiven Relativzahlenmehr fleckenfreie Tage angegeben, also bei den provisorischen Werten. Die Ursache kanndarin bestehen, dass die niedrige Relativzahl eines Einzelbeobachters, der vielleicht aneinem bestimmten Tag einige winzige Flecken sah, als alle anderen Beobachtern nichts

sahen, bei der Mittelwertbildung auswenigen Beobachtungen eine Gesamtrelativzahldeutlich ber 1 verursacht, whrend bei der Mittelwertbildung ausvielen Beobachtungeneine Gesamt-Relativzahl resultiert, die deutlich unter 1,0 liegt und deshalb gleich Nullgesetzt wird.

Tage mit Relativzahlen 0 und 1 von Dezember 2006 bis Mrz 2007Bei der nachtrglichen Auswertung der Monatslisten der provisorischen Relativzahlen desSonne-Netzes stand mir als einziges Kriterium fr das Einschtzen der Wahrscheinlichkeit,dass bestimmte Tage fleckenfrei waren, die Anzahl der Beobachter der betreffenden Tagezur Verfgung. Je grer diese Anzahl, desto sicherer ist die Aussage von Re = 0 fr diesen

Tag. In die folgende Tabelle fleckenfreier Tage habe ich aber auer Tagen mit der AngabeRe = 0 auch Tage mit der Angabe Re = 1 aufgenommen, weil eine so niedrige Relativzahlnur zustande kommt, wenn von den angegebenen Beobachtern nur einer eine RelativzahlRe > 0 angibt, so dass die Mglichkeit einer Tuschung besteht und die definitiveRelativzahl an diesem Tag mit Re = 0 angenommen werden kann.

Dezember Januar Februar MrzProvisorische Relativzahlen Re 0 1 0 1 0 1 0 1 Anzahl der Tage mit dieser Re 1 3 0 0 4 0 13 0 Anzahl der Beobachter an diesen Tagen 9 8-12 - - 8-14 - 1-3 -

Tabelle 4: Anzahl der Tage mit Flecken-Relativzahlen 0 und 1 vom 1. 12. 2006 bis 29.3.2007 in den Listen der provisorischen Relativzahlen des Sonne-Netzes

Ereignisse von Dezember 2006 bis Mrz 2007Entgegen der Erwartung stieg die Flecken-Relativzahl von Dezember 2006 mit meinemMonatsmittel Re = 17,2 (Netz 14,4) bis Januar 2007 auf Re = 22,0 (Netz 19,6) an, bevor sievon Januar bis Mrz 2007 auf Re = 6,5 (Netz 4,3) abfiel. Dieser starke Aktivittsrckganglsst vermuten, dass das Aktivittsminimum dieses 23. Fleckenzyklus im 2. Quartal 2007eintritt.

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Im Januar erfolgte zunchst ein Anstieg der Relativzahlen, der am 7.1. mit Re = 38,6 (Netz27) den hchsten von mir beobachteten Wert der Zeit von Dezember bis Mrz erreichte.Auffallend ist hier, dass die Relativzahl des Sonne-Netzes am 7.1. nur 27 betrgt. Ursachedieser Differenz ist wahrscheinlich, dass ich an diesem Tag auer den drei Gruppen 10933,10934 und 10935 noch den sehr kleinen Einzelfleck 10936 sah, so dass meine Anzahl der Gruppen(unreduziert) 4 betrug, die der anderen Netzbeobachter aber zum Teil 3 und zumTeil 2, was man an der provisorischen Fleckenrelativzahl 2,3 fr diesen Tag schlieen kann.

Der Beck-Index, der auch die Flchengre bercksichtigt, erreichte am 7.1. mit 639 denhchsten Wert der Zeit vom 1. bis 10. Januar. Der hchste Beck-Index des gesamtenZeitraumes von Dezember bis Mrz wurde am 11.1. mit 713 erreicht. Die provisorische Netz-Relativzahl lag an diesem Tag aber nur bei Re = 18. Diese Differenz ergibt sichdaraus, dass zu dieser Zeit drei Gruppen mit wenigen Flecken vorhanden waren, wovonzwei (Nr. 10933 und 10935) relativ gro waren und die Wolfsche Relativzahl, im Gegensatz

zum Beck-Index, die Fleckengre nicht bercksichtigt (s. Handbuch fr Sonnenbeobachter). Nach dem Aktivittsgipfel in der 1. Januarhlfte sank die Aktivitt ab, stieg aber gegenMonatsende noch einmal auf Re = 26,3 (Netz 23) am 31.1. an.

Abb. 4: Tageswerte der Sonnenflecken-Relativzahlen im Februar 2007______ Hedewig --------- Sonne-Netz, provisorisch

Im Februar sank die Aktivitt von Re = 27,3 (Netz 25) am 1.2. und dem hohen Beck-Index303 am 2.2. auf Re = 0 (Netz) am 11.2., blieb dann einige Tage bei Re = 0 und stieg erst inder 2. Februarhlfte wieder etwas an, mit einem Gipfel am 19.2. bei Re = 21,6 (Netz 17).Traten am Monatsanfang noch relativ groe Flecken auf, so erschienen am 19.2. nur zwei A-Gruppen mit sehr kleinen Flecken, so dass der Beck-Index am 19.2. nur 37 betrug. Eindritter Aktivittsgipfel lag am Monatsende bei Re = 18,5 (Netz 17) am 27.2. Da jetzt eineder beiden Gruppen (Nr. 10944) einen relativ groen Fleck enthielt, erreichte der Beck-Index mit 169 einen beachtlichen Gipfel.

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Abb. 5: Tageswerte der Sonnenflecken-Relativzahlen im Mrz 2007______ Hedewig --------- Sonne-Netz, provisorisch

Im Mrz erreichte die Sonnenaktivitt am 5.3. einen kleinen Gipfel mit Re = 16,8 (Netz 20)und sank bereits am 7.3. auf Re = 0 (Netz 0), stieg danach bis zum 11.3. auf Re = 14 (Netz

10) und verharrte schlielich vom 13. bis 22.3. bei Re = 0. Am Monatsende erfolgte nur einunwesentlicher Anstieg auf Re = 12.1 (Netz 11). Die Gruppe am Monatsanfang bestand auseinem relativ groen Fleck, die Gruppe vom 10. bis 12.3. und die am Monatsende waren jeweils kleine B-Gruppen.

Bemerkenswerte SonnenfleckengruppenDie Zeichnungen zeigen die Entwicklung jeweils einer Sonnenfleckengruppe innerhalbmehrerer Tage. Die H-Gruppe von Zeichnung A tauchte am 5.12. am Westrand der Sonneauf. Der Hauptfleck umschloss mit seiner Penumbra noch zwei kleinere Flecken. Whrendder Hauptfleck in Form und Gre weitgehend gleich blieb, vernderten sich die Anzahl und

Anordnung der innerhalb und auerhalb der groen Penumbra liegenden kleineren Flecken.Am 12.12. zog sich ein dunkler Umbrakanal von der zentralen Umbra bis zum Auenrandder Penumbra.Die Gruppe von Zeichnung B entwickelte sich von einer unipolaren zur bipolaren Gruppe.Am 31.1. war auch hier ein Umbrakanal vom Zentrum bis zur Peripherie zu erkennen. Am1.2 zeigte sich auerhalb des zentralen Flecks eine ganze Perlenkette kleiner Flecken.Zeichnung C zeigt drei Gruppen, wobei sich die ursprnglich bipolare Gruppe 10333 zur unipolaren Gruppe entwickelte und die drei von der gemeinsamen Penumbra umhlltenFlecken zu einem Fleck verschmolzen.Wie in der Nhe eines Sonnenfleckenminimums zu erwarten ist, traten groe Gruppen der Fleckenklassen E und F whrend der gesamten Beobachtungszeit nicht auf.

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Abb. 6: Zeichnungen von SonnenfleckengruppenA Entwicklung der Gruppe 10930 vom 5. bis 17.12. 2006B Entwicklung der Gruppe 10940 vom 21.1. bis 1.2. 2007C Entwicklung der Gruppe 10933, 10934 und 10935 vom 1.1. bis 7.1. 2007

Quellen und LiteraturHedewig, R.: Sonnenaktivitt von Mrz bis November 2006. Korona 103, Januar 2007,

S. 15-21Sonne-Relativzahlnetz 1. Quartal 2006. Sonne 117, Dezember 2006, S. 25-27Provisional sunspot numbers. (Provisorische Relativzahlen, Dez. 2006 bis Mrz 2007) http://www.vds-sonne.de/gem/res/provrel/rp1206.1stbis rp0307.1st

Internet Suchwort Provisorische Relativzahlen

Prof. Dr. Roland Hedewig, Am Krmmershof 91, 34132 Kassel, r.hedewig@t-online.de

http://www.vds-sonne.de/gem/res/provrel/rp12067.1sthttp://www.vds-sonne.de/gem/res/provrel/rp12067.1st

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Aktive galaktische Kerne und ein neuesPeriodensuchverfahren

Moritz Mihm, Constantin Br

Die Autoren nahmen im Jahr 2006 am Landeswettbewerb Jugend forscht (Fachgebiet: Geo-und Raumwissenschaften) teil und erreichten einen hervorragenden zweiten Platze. Auer-dem erhielten sie den Soemmering-Preis 2006 des physikalischen Vereins Frankfurt. DieArbeit zeigt, welche Mglichkeiten die Ausrstung der Sternwarte Calden, insbesondere dieCCD-Kamera bietet und animiert vielleicht zu weiteren wissenschaftlichen Projekten in Zu-sammenarbeit des AAKs.

1. Einleitung

Bei dieser Jugend-Forscht-Arbeit war unser ursprngliches Ziel, Helligkeitsvernderungeneines aktiven galaktischen Kernes zu beobachten. Noch heute gehren aktive galaktischeKerne zu den am wenigsten erforschten und doch zugleich interessantesten Objekten imKosmos berhaupt. Sie haben Ausmae von mehreren Sonnensystemen, besitzen einkompaktes schwarzes Loch mit einigen millionen, vielleicht milliarden Sonnenmassen undsie zeugen, als mit die ersten Objekte im Kosmos berhaupt, von der Entstehung undEntwicklung des Universums. Doch da das Sternbild Groer Wagen, in dem sich der vonuns beobachtete aktive galaktische Kern Markarian 421 befindet, kurz nach Beginn unserer praktischen Arbeit, so dicht an den Horizont gewandert ist, konnten wir keine weiterenBeobachtungen durchfhren. Wir berlegten uns schnell zwei Alternativen, die wir sofort

umsetzten: Die Beobachtung eines zweiten aktiven galaktischen Kernes in der Leier und dieBeschaffung von Daten anderer Astronomen. Dies stellte sich schwieriger heraus alserwartet, doch gelang es uns, an umfangreiche Daten zu kommen, fr die wir uns ein neuesAuswerteverfahren berlegten, um Perioden in den Helligkeitsvernderungen festzustellen.Dafr haben wir das Auswerteverfahren an bekannten, aber nicht immer gut ausgeprgten periodischen Variationen der Sonnenaktivitt getestet. Aufgrund sehr guter Ergebnisse bezglich nur schwach ausgeprgter Perioden haben wir uns zustzlich entschlossen diedifferentielle Sonnenrotation zu untersuchen. Dabei ist es uns gelungen, anhand der Sonnenfleckenhufigkeiten die differentielle Sonnenrotation nachzuweisen. Auerdemkonnten wir aus wenigen Jahren Luftdruckdaten die atmosphrischen Gezeiten mit Hilfe

unseres Verfahrens erkennen. Nun konnten wir mit Hilfe unseres Programms zuverlssigVariationen erkennen, die wir dann mit dem Aufbau und der Orientierung des aktivengalaktischen Kerns relativ zur Erde versucht haben in Einklang zu bringen. Dazu haben wir eine erluternde Visualisierung erstellt.

Aktive galaktische KerneWir erlutern im Folgenden das allgemein anerkannte Modell eines aktiven galaktischenKerns:Zu den aktiven galaktischen Kernen zhlen unter anderem Seyfert-Galaxien, Quasare undBlazare. Vermutlich aber liegt all diesen Klassifizierungen ein einziges Objekt zugrunde:Das Zentrum einer meist elliptischen Galaxie. Das Herzstck eines aktiven galaktischenKernes bildet ein supermassives Schwarzes Loch, um das herum sich eineAkkretionsscheibe dreht. Diese Akkretionsscheibe ist der Rest etlicher anderer astronomischer Objekte, die jetzt, zerlegt in Staub- und Gaswolken, nach und nach auf das

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schwarze Loch zuspiralen. Erreichen sie dieses, werden sie als hochenergetische Strahlungin Form von ,,Jets senkrecht zur Akkretionsscheibe aus dem Schwarzen Loch geschleudert.Um die Akkretionsscheibe herum befindet sich noch ein ringfrmiger Staubtorus, der ebenfalls der Rest ehemaliger Objekte aus der Region, in der sich jetzt der aktivegalaktische Kern befindet, ist. Die oben genannten Klassifizierungen entstanden dadurch,dass man aktive galaktische Kerne aus unterschiedlichen Blickwinkeln betrachtet. Schautman von schrg oben auf die Akkretionsscheibe bezeichnet man das Objekt als eine Seyfert-I-Galaxie. Schaut man direkt auf den Staubtorus spricht man von einer Seyfert-II-Galaxie.Sieht man bei einem aktiven galaktischen Kern direkt in einen der Jets hinein, klassizifiziertman das Objekt als Blazar. Die beobachteten Helligkeitsnderungen entstehen dadurch, dasssich unser Blickwinkel auf die Gaswolken um das Schwarze Loch bedingt durch derenRotation ndert.

2. Eigene Beobachtungen

2.1. Beschaffung eigener AufnahmenHilfsmittelUnsere Aufnahmen entstanden mit einem nachgefhrten 20 cm-Reflektor desAstronomischen Arbeitskreises Kassel an der Sternwarte Kassel Calden und dessen CCD-Kamera Sbig St 7-E. CCD-Kameras sind astronomische Kameras, die, ber einen Computer und die entsprechende Software gesteuert (in unserem Fall CCDSOFT Version 5 vonSBIGSB), ein schwarz-wei-Bild eines Himmelsausschnittes liefern. Die Kamera arbeitetmittels eines Chips, der Photonen registriert, und pro 2,3 Photonen einen Count zur Darstellung liefert (persnliche Mitteilung Dr. Jens Bicker, UniversittssternwarteGttingen). Diese Einheiten, genannt Counts, werden zusammen auf dem Monitor als ein

Bild angezeigt.DurchfhrungZum Beobachten muss man erst einmal das Teleskop auf das gewnschte Objekt richten. Dadieses in unserem Fall jedoch lichtschwach und schwer zu finden ist, nutzt man die Nach-fhrung des Teleskops. Diese arbeitet mit den Himmelskoordinaten Rektaszension und De-klination (Rektaszension und Deklination bilden das quatoriale Koordinatensystem, das un-abhngig ist von der Zeit und dem Beobachtungsort. Die Bezugsflche ist die quatorebeneder Himmelssphre, Bezugspunkt der Frhlingspunkt/Frhlingsquinoktium. Die Rektas-zension wird vom Frhlingsquinoktium aus in stlicher Richtung gemessen und in Stunden

angegeben. Die Deklination wird in positiven und negativen Gradzahlen angegeben, je nach-dem, ob sich ein Krper nrdlich oder sdlich des Himmelsquators befindet). Sie muss je-doch vor jedem Benutzen neu geeicht werden. Dazu richtet man das Teleskop auf ein Objekt(zum Beispiel auf einen hellen Stern), von dem die Nachfhrung die Koordinaten kennt undgibt ein, auf welches Objekt das Teleskop gerichtet ist. Danach kann man die Koordinatendes gewnschten Zielobjektes eingeben und das Teleskop wird auf dieses ausgerichtet. Alsnchstes muss man die Kamera an das Teleskop montieren, mit dem Computer verbindenund fokussieren. Dies geschieht mittels der Kamera-Software und dem Fokussierungs-Stell-rad des Teleskops. Auf den ersten Aufnahmen erkennt man, ob der Fokus gut oder verbesse-rungswrdig ist. Ist dies der Fall, muss man solange abwechselnd fokussieren und belichten, bis das Bild eine akzeptable Schrfe aufweist. Dann ist es ratsam, sich, einmal einen gutenFokus gefunden, eine Markierung an das Stellrad zu machen, um sich beim nchsten Beob-achten die Arbeit zu erleichtern. Gegebenenfalls muss man nach dem Fokussieren noch ein-mal die Teleskopstellung verndern, da diese beim Arbeiten an der Montierung verwackelt

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sein kann. Wir haben vor Beginn der Arbeit noch nie astronomische Beobachtungen durch-gefhrt und mussten uns entsprechend erst in die Handhabung und Bedienung einarbeiten.

Schwierigkeiten beim AufnehmenDie grte Schwierigkeit beim Arbeiten mit CCD-Kamera und Teleskop ist dasWiedererkennen eines Himmelsausschnittes. Die beobachteten Objekte sind alle sehr lichtschwach und in einer Umgebung mit vielen anderen lichtschwachen Sternen. Man mussalso einige Erfahrung sammeln, bis man einen gewnschten Himmelsausschnitt spontanwiedererkennt. Erschwert wird das Ganze zudem dadurch, dass der beobachtete (und jeder andere) Himmelsauschnitt bedingt duch die Bewegung der Erde immer anders orientiert ist.Wenn man also, das Teleskop einmal in die richtige Position gebracht, durch den Sucher schaut, ist derselbe Stern nicht immer an derselben Stelle bezogen auf das Fadenkreuz desSuchers!Eine weitere Schwierigkeit ist das Fokussieren, das vor jedem Arbeiten mit der Kamera

zweimal geschehen muss: Das erste Mal zum Aufsuchen eines Eichobjektes und zur Kontrolle, ob das Teleskop sich dann richtig auf den zu beobachtenden Himmelsausschnittausgerichtet hat (die Nachfhrung arbeitet gerade in Polrichtung uerst ungenau), und beimzweiten Mal zum Fokussieren der Kamera. Der Fokus ist abhngig vom verwendeten Okular und der Kamera, denn diese mssen auf den Brennpunkt des Teleskops fokussiert werden.Es verlangt also einiges an Geduld, bis man mit dem eigentlichen Arbeiten anfangen kann.

2.2. Auswertung eigener DatenHilfsmittelZum Auswerten der eigenen Daten, die im Fit-Format vorliegen, nutzen wir das Programm

Astroart (1). Dieses Astronomieprogramm ist zum Bearbeiten von Himmelsaufnahmenentwickelt worden. Ntzlich fr unsere Auswertung ist vor allem das Men ,,Bildstatistik,das Informationen zu einem Bild oder einem Bildausschnitt liefert. Besonders ,,Pixel,,,Background und ,,Summe sind in diesem Men fr unsere Auswertung interessant. Siegeben Aufschluss ber die Gre des Bildes oder eines markierten Ausschnitts, denkalkulierten Hintergrund des Gesamtbildes und die gezhlten Counts im Gesamtbild oder einem markierten Ausschnitt.

DurchfhrungVor dem eigentlichen Auswerten der Daten mssen wir dafr sorgen, dass der durch das

Rauschen beim Auslesen und durch die Temperatur entstandene Hintergrund entfernt wird.Dazu nutzt man sogenannte Dark-Frames, Bilder, die bei geschlossenem Shutter, aber derselben Belichtungszeit und Temperatur wie das eigentliche Bild entstanden sind. Durchdiese wird das auszuwertende Bild dividiert. Was jetzt noch zu sehen ist, ist ein Bild miteinem gleichmig geschwrzten Hintergrund (bei diesen ersten Photometriearbeiten habenwir Flatfield- und Bias- Bilder noch nicht bercksichtigt). Dann muss man schauen, ob dasObjekt, dessen Helligkeit man zu ermitteln sucht, auf allen Bildern zu sehen ist (durch denAbzug von Temperatur- und Ausleserauschen des Hintergrundes kann jetzt ein Objekt zuerkennen sein, dass vorher nicht zu sehen war). Als nchstes sucht man die Bilder, die beimselben Binning (das Binning gibt an, wie viele Pixel zu einem Pixel zusammengefasstwerden, das ist besonders beim Fokussieren wichtig, bei dem man mglichst schnell vieleBilder machen muss. Denn wenn die Binningrate hoch ist, kann das Bild aufgrund weniger Pixel schneller ausgelesen werden), selber Belichtungszeit und selbem Filter entstandensind, denn nur solche kann man (erst einmal) vergleichen. Sie werden dann zusammen

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ausgewertet. Dazu markiert man ein Objekt mit einem Kasten (dieser muss so gro sein,dass er dasselbe Objekt auf allen Aufnahmen umschliet). Im Men Bildstatistik bekommen wir einige Informationen ber diesen Kasten. Unter anderem wie gro er ist,denn das ist fr ein einheitliches Auswerten ntzlich, der Kasten sollte fr dasselbe Objektauf allen Bildern gleich gro sein. Des weiteren findet man in diesem Men die Anzahl der Counts in dem markierten Ausschnitt. Von dieser Zahl subtrahieren wir das Produkt aus der Gre des Kastens (in Pixeln) und den kalkulierten Hintergrundcounts pro Pixel. DieseInformation liefert uns ebenfalls das Men ,,Bildstatistik, allerdings nur, wenn man keinenAusschnitt markiert. Man findet diese Information jedoch auch direkt unter jedem Bild ineiner Informationsleiste.

Dann haben wir die absolute Gre eines Objektes in Counts. Da diese jedoch abhngig istvon der aktuellen Verstrkung, der Zenitdistanz und der Bewlkung mssen wir Verhltnis-se vom aktiven galaktischen Kern zu einem Objekt bilden, von dem wir glauben, dass eseine konstante Helligkeit hat um die Zahlen vergleichen zu knnen. Wir nutzen dazu dieUmgebungssterne der aktiven galaktischen Kerne auf einem Bild (verwendete Referenzster-ne, siehe Abbildung).

Die verwendeten ReferenzsterneWir zhlen also dieselben Referenzsterne von jedem Bild nach demselben Muster wie oben beschrieben aus (Counts-Pixel Hintergrundcounts). Dann bilden wir das VerhltnisCounts AGN/Counts Referenzstern . Diese Verhltnisse lassen sich dann bildbergreifend

vergleichen. Hierfr stellen wir sie graphisch dar, indem wir die relative Intensitt gegen dieZeit (wir suchen ja nach Helligkeitsunterschieden ber einen Zeitraum) auftragen.Theoretisch knnten mit derselben Methode auch scheinbare Helligkeiten angegeben

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werden, doch die Helligkeiten des beobachteten Quasares 3C 382 lsst sich nur im Verhltiszu den umgebenden Referenzobjekten angeben, da die Helligkeiten der Referenzobjekte fr verschiedene Spektralbereiche unzureichend dokumentiert sind. So standen uns fr 3 der 4Referenzobjekte nur Helligkeitsangaben aus dem Guide Star Catalogue (GSC) zur Verfgung. Dieser photometrische Katalog, der in Zusammenarbeit mit dem Hubble-Space-Teleskop enstand, liefert allerdings nur Helligkeiten fr den visuellen, also grnenSpektralbereich (2). Da unsere Aufnahmen jedoch mit verschiedenen Filtern entstanden,haben wir aufgrund fehlender Referenz-Helligkeiten keine Mglichkeit, Angaben zur Helligkeit fr diese Spektralbereiche zu machen. Wir finden zwar eine Referenz-Helligkeit(Referenzstern 4) im Tycho-Katalog, ein astrometrischer Katalog, doch reicht eine Angabe bei weitem nicht fr eine zufriedenstellende Eichung. Auch eine Anfrage in der Galaxienforschungsgruppe der Universittssternwarte Gttingen konnte uns nichtweiterhelfen. So sind wir zu dem Schluss gekommen, die Helligkeiten in allen beobachtetenSpektralbereichen ausschlielich als Intensittsverhltnisse zu den gewhlten

Referenzobjekten anzugeben. Bei Markarin 421 haben wir jedoch aufgrund einiger Helligkeitsangaben fr die Referenzsterne die Mglichkeit eine scheinbare Helligkeitanzugeben. Dazu zhlen wir den aktiven galaktischen Kern und die Referenzobjektegenauso wie oben beschrieben aus und zeichnen eine Eichkurve, in der wir die scheinbarenHelligkeiten der Refenzsterne gegen deren Counts auftragen. Mit Hilfe der fr Markarian421 ausgezhlten Counts lesen wir dann seine scheinbare Helligkeit ab. Doch haben wir nicht viele Aufnahmen von diesem aktiven galaktischen Kern, da er, kurz nach Beginnunserer Beobachtungen im Sommer 2005, so dicht an den Horizont gewandert ist, dass wir keine verlsslichen Aufnahmen mehr machen konnten (die Streuung der Strahlung vonHimmelsobjekten durch die Atmosphre ist in Horizontnhe zu gro). Zudem sind auf den

Aufnahmen nur maximal zwei Referenzobjekte. Die Auswertung diese aktiven galaktischenKernes ist also bei weitem nicht so aussagekrftig, wie die Angaben der Verhltnis-Helligkeiten vom aktiven Galaktischen Kernes 3C 382. Aus diesem Grund wird auch unter 2.3. Ergebnisse keine Eichkurve gezeigt.

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2.3. ErgebnisseVorweg eine unserer ersten Aufnahmen von Markarian 421 in Falschfarbendarstellung (eineFalschfarbendarstellung wird verwendet, um mehr auf dem Bild erkennen zu knnen. Dieeinzelnen Farben bedeuten nur Helligkeitsabstufungen. Wir nutzen helle Farben fr einen besseren Kontrast zum dunklen Hintergrund):

Wie man sehr schn erkennen kann, ist es uns hier bei optimalen Bedingungen nicht nur ge-lungen den aktiven galaktischen Kern zu fotographieren, sondern wir konnten auch eine Be-gleitgalaxie auflsen. In der dreidimensionalen Darstellung (in der die Helligkeit in der drit-ten Dimension dargestellt ist) sieht man eindeutig zwei Erhebungen, die grere fr die Ga-laxie mit Markarian 421 und die kleinere fr eine Begleitgalaxie.

Auswertung vom aktiven galaktischen Kern 3C 382Im Folgenden wird die graphische Darstellung unserer Auszhlung gezeigt. Die Diagramme

sind nach Belichtungszeit und verwendetem Filter getrennt. Die Graphen in einemDiagramm beschreiben den Helligkeitsverlauf des aktiven galaktischen Kerns 3C 382, dennwir haben das Verhltnis des aktiven galaktischen Kernes zu den vier Referenzobjekten(siehe 2.2. Auswertung) gegen die Zeit aufgetragen. Dieses Verhltnis ist abhngig von der Position des Himmelsauschnittes zum Beobachtungszeitpunkt und von der Wetterlage beimBeobachten, denn es werden nur die absoluten Counts, deren Anzahl von diesen Faktorenabhngt, des aktiven galaktischen Kernes zu den Referenzobjekten in Relation gesetzt. Ausdiesem Grund unterscheiden sich die Graphen auf unterschiedlichen Diagrammen. Auch dieBelichtungszeit und der verwendete Filter ist verantwortlich fr diese Unterscheidung, dennder CCD-Chip arbeitet nicht ganz linear und ist in verschiedenen Spektralbereichen

unterschiedlich empfindlich (genaueres unter 2.4. Ergebnisdiskussion). Die Graphen auf einem Diagramm unterscheiden sich aufgrund unterschiedlicher Helligkeiten der Referenzobjekte.

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Wie man auf den meisten der Diagrammen erkennen kann, beschreiben alle Graphen einenhnlichen Verlauf. Sie steigen vom 30.08.05 zum 31.08.05 an und fallen dann am 23.09.05wieder ab. Der aktive galaktische Kern wird also innerhalb eines Tages heller und ist einenMonat spter wieder lichtschwcher als zuvor. Da wir jedoch nur an diesen drei Tagen be-obachtet haben, knnen wir keine Aussage darber treffen, in welchem Mae sich die Hel-ligkeit zwischen den einzelnen Messpunkten ndert. Aus zwei Diagrammen (im Klaren, beiBelichtungszeiten von 20 und 60 Sekunden) geht zudem hervor, dass die Helligkeit von 3C382 zu Beginn und am Ende dieses Zeitraums gleich ist.

2.4. ErgebnisdiskussionUm unsere Ergebnisse beurteilen zu knnen, mssen wir wissen, wie gro die Fehleranteileaufgrund der Empfindlichkeit der Versuchsanordnung sind. Das haben wir getrennt fr verschiedene Spektralbereiche und unterschiedliche Belichtungszeiten untersucht:

Untersuchung der Empfindlichkeit der Versuchsanordnung bei verschiedenenBelichtungszeitenAufgrund unterschiedlicher Ergebnisse bei der Auswertung von Bildern in kurzen undlangen Belichtungszeiten haben wir untersucht, ob die Ursache fr diese Phnomen an der Veruchsanordnung oder am Auswerteverfahren liegt. Um beurteilen zu knnen, wie dieVersuchsanordnung bei unterschiedlichen Belichtungszeiten reagiert, haben wir einmal dieabsoluten Counts verschiedener Objekte gegen die Belichtungszeit aufgetragen (sieheAbbildung).

Wie man auf den gezeigten Graphen erkennen kann, verlaufen nicht alle Geraden durch denUrsprung. Dies merkt man besonders bei hellen Objekten. Das liegt daran, dass der Shutter ffnet, -zwar so kurz wie mglich-, aber er ffnet.Folglich werden auch Photonen registriert und Counts angezeigt. Dieser Nullrateneffektwirkt sich prozentual um so mehr aus, je krzer die Belichtungszeit und heller das Objektist. Beides kann man an den Graphen sehr schn erkennen: Bei den helleren Objekten (diemit mehr Counts) kommen bei einer Belichtungszeit von angegebenen null Sekunden mehr Photonen an. Man erkennt mehr absolute Counts. Relativ gesehen bleibt der Anteil des Nullrateneffekts bei den unterschiedlichen Objekten bei gleicher Belichtungszeit aber immer gleich, bei kurzen Belichtungszeiten ist er bei allen Objekten prozentual sehr hoch, bei angegebenen null Sekunden 100%. Das heit, dass der Anteil des Nullrateneffektes beieiner Belichtungszeit immer gleich ist, aber bei lnger werdender Belichtungszeit abnimmt.

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Daraus folgt, dass wir unterschiedliche Belichtungszeiten nicht vergleichen knnen, da wir einen unterschiedlich hohen Nullratenanteil haben. Ein hnliches Ergebnis erhalten wir auch, wenn wir uns die Kurve anschauen, bei denen das Verhltnis AGK/Referenzsternegegen die Belichtungszeit aufgetragen wurde (siehe Abbildung). Der Graph nhert sich nacheinem Abfall einem konstanten Wert. Das Verhltnis nimmt bei kleinen Zeiten mitwachsender Belichtungszeit ab. Das liegt daran, dass sich bei kurzen Belichtungszeiten dieFehler besonders stark auswirken, aber ab einer bestimmten Zeit die Werte etwa konstantsind. Da wir bei einigen Belichtungszeiten mehrere Aufnahmen gemacht haben, knnen wir zustzlich eine Fehlerabschtzung machen. So liegen uns im roten Spektralbereich bei einer Belichtungszeit von zehn Sekunden zwei Aufnahmen vom 05.09.05 vor. Der Fehleranteil istin der folgenden Tabelle aufgelistet.

Wir kalkulieren damit einen annehmbaren Fehleranteil von etwa 10%.

Untersuchung der Empfindlichkeit der Versuchsanordnung fr verschiedene Wellen-lngenDa wir bei der Auswertung unserer Daten festgestellt haben, dass der aktive galaktischeKern 3C 382 auf Bildern im blauen Spektralbereich bei keiner Belichtungszeit zu erkennenist, haben wir untersucht, ob die Ursache fr dieses Phnomen an der Versuchsanordnungoder am Objekt selbst liegt. Um beurteilen zu knnen, wie empfindlich dieVersuchsanordnung fr verschiedene Wellenlngen ist, haben wir ein helles Objekt, Wega,mit all unseren Filtern unterschiedlich lang belichtet. Diese Aufnahmen haben wir genausowie alle anderen Bilder ausgewertet und graphisch dargestellt (siehe Abbildung, 10Sekunden belichtet). Seit Max Planck wissen wir, dass, wenn wir die Intensitt gegen dieWellenlnge auftragen, eine Plancksche Kurve zu sehen sein muss. hnliches kann man beiunseren Graphen bei allen Belichtungszeiten erkennen, doch wenn wir nachrechnen, stellenwir fest, dass die Kurven relativ zu der fr Wega berechneten Kurve verschoben sind (mitPlanckschem Gesetz fr die Oberflche von Wega errechnete Kurve, siehe Abbildung, mitWienschem Gesetz errechnte Wellenlnge des Maximums bei 289 nm). Das liegt daran,dass unsere aus Aufnahmen erstellte Kurve, eine berlagerung aus der eigentlichen Planck schen Kurve fr Wega und der Empfindlichkeitskurve der Versuchsanordnung ist. Da dieEmpfindlichkeit der Versuchsanordnung sich jedoch strker auf die Aufnahmen auswirkt als

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die eigentliche Energieverteilung der Wega, ist die erstellte Kurve praktisch identisch mitder Empfindlichkeitskurve der Versuchsanordnung. Dies erkennen wir auch, wenn wir unseine Empfindlichkeitskurve speziell fr den von uns verwendeten CCD-Chip anschauen(vergleich Abbildung): Die Kurven sind fast identisch. Wir erkennen, dass der CCD-Chip besonders empfindlich im roten und infraroten Spektralbereich ist. Dies erklrt, warum auf unseren Bildern im blauen Spektralbereich die aktiven galaktischen Kerne selbst bei langenBelichtungszeiten nicht zu sehen sind, obwohl sie gerade Strahlung in diesemSpektralbereich emittieren (5).

3. Beschaffung fremder Daten Nachdem wir nun eigene Daten hatten, war es uns wichtig, sie auch mit anderen Datenvergleichen zu knnen und auch die Daten anderer Amateurastronomen in unser Ergebnismit einzubeziehen. Die Suche begannen wir im Internet, da wir durch Zeitschriften wie,,Sterne und Weltraum bereits einige Links zu bekannten Seiten mit groen Archivenhatten. Die Suche gestaltete sich mehr als nur schwierig, da die meisten Archive entweder unvollstndig, Passwort geschtzt oder umstndlich aufgebaut waren. Auch mehrere

Versuche, Kontakt mit Archivleitern und anderen Astronomen zu bekommen, scheiterten,weil diese nicht auf unsere Anfragen antworteten.Schlielich fanden wir auf der Seite http://www.aavso.org/cgi-bin/getit.pl www.aavso.org

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einen Link. Durch diesen bekamen wir eine E-Mail, in deren Anhang wir eine mehr als 120Seiten lange Tabelle mit Helligkeiten ber Markarian 421, ein Quasar im ,,Groen Wagen,der letzten 25 Jahre in verschiedenen Frequenzen fanden. Diese Tabelle war leider nicht soeinfach in ein Programm einzulesen und auszuwerten und so mussten wir erst einmal einProgramm zum Einlesen der Werte und dann zum Auswerten schreiben. Da wir noch nie mit,,Delphi oder anderen Programmiersprachen gearbeitet hatten, mussten wir uns erstmal dieGrundbegriffe beibringen und haben uns beim Erstellen des Programms in Syntaxfragenauch von Delphiexperten in unserem Umfeld helfen lassen.

4. Auswertung der DatenZiel des Programms war, Perioden in den Beobachtungen zu finden. Dabei traten folgendeProbleme auf:- Die Daten haben Beobachtungslcken.- Verschiedene Frequenzen liegen in einer Datei vor.

Dabei mussten wir auch darauf achten, dass es bei Beobachtungen in der Natur immer Abweichungen und Schwankungen gibt und diese vielleicht noch mit anderen Periodenberlagert sein knnten. Also musste unser Verfahren nur angeben, wie gut eine Periode auf die Schwankungen unseres Quasars passte. Wir hatten erst die Idee, mit Schablonen vonverschiedenen Perioden, die wir ber die Helligkeitskurven des Quasars legen, die Periodenzu ermitteln, doch wre das erstens wegen der Vielzahl von mglichen Perioden unmglichund zweitens zu ungenau gewesen. So suchten wir in der Literatur Verfahren zur Periodensuche und fanden die Fouriertranformation und die Strukturfunktionen.

Fouriertransformation

Die Fouriertranzformation kann eine Frequenz und ihre Oberschwingungen mathematisch berechen. Durch Zuordnung einer Funktion zu ihrer Fouriertranformierten kann manPerioden in der Funktion selber finden, die in viele kleine Oberschwingungen aufgeteiltwird. Das funktioniert aber nur bei vollstndig gegebenen Funktionen und somit nicht beiunseren Datenstzen, da bereits eine kleine Lcke in den Daten vllig neueOberschwingungen erzeugt. Somit war die Fouriertransformation fr uns nicht sinnvoll.

StrukturfunktionBei der Strukturfunktion geht es darum, bei bestimmten Zeitrumen festzustellen, ob sieeine Periodenlnge angeben. Man nimmt also den ersten Punkt der Funktion und geht die

Lnge der angenommen Periode auf der X-Achse weiter und nimmt die Differenz der Werteauf der Y-Achse von diesen beiden Stellen. Wenn man genau die zu suchende Periode trifft,dann ist diese Differenz 0. Das macht man jetzt mit jedem Punkt im Graphen, nimmt denBetrag und addiert alle Differenzen zusammen und teilt diese durch ihre Anzahl, um eineDurchschnittsdifferenz zu bekommen. Je kleiner diese Differenzen, desto nher ist man der wirklichen Periode. Im Programm haben wir unsere angenommene Periode Tau genannt. Sofunktioniert die Auswertung aber nur, wenn man vom Idealfall ausgeht und alle Datenimmer genau den gleichen Abstand voneinander haben. Doch wenn man zu einem Zeitpunkteine Hufung von Daten oder Beobachtungslcken findet, wird es problematisch, da es seinkann, dass an Stellen nach denen man sucht keine weiteren Daten vorliegen. Dielckenhaften Daten waren das grte Problem. Wir mussten uns eine Mglichkeitfreihalten, alle Daten zu verwenden, wenn die X-Werte nicht genau aufeinander passen undKommastellen haben. Um das Problem zu lsen, haben wir eine Umgebungsspanne miteingebaut, welche auch zulsst, dass Werte verwendet werden knnen, die innerhalb eines

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Fensters um den Wert der Umgebungsspanne von dem angenommenen Wert entfernt liegen.Bei einer Umgebungsspanne von 10 Tagen schaut das Programm um bis zu 10 Tage, ob esWerte gibt und nimmt den nchstgelegenen Wert. Wenn keine Werte existieren, wird zur Durchschnittsdifferenz einfach 0 addiert und die Anzahl der zu addierenden Werte wirdnicht erhht, wodurch diese Differenz letztendlich herausfllt. Wenn ein Wert existiert, folgtdas Programm seinem normalen Ablauf. Der Wert der Umgebungsspanne sollte so gewhltwerden, dass zu groe Sprnge herausfallen. Das wre zum Beispiel der Fall, wenn man jeden Tag einen Wert hat, aber an einer Stelle die Daten eine Lcke von einem Monataufweisen. Dann wrde man ansonsten diesen Wert mit einbeziehen, obwohl er deutlichber der vom Anwender gewnschten Toleranzgrenze liegt. Das Programm liest die Datenerst ein, bestimmt fr jedes Tau eine Durchschnittsdifferenz und gibt diese als Tabelle ineiner .txt-Datei aus. Diese rufen wir mit Excel auf und lassen uns den Graphen der mittlerenAbweichungen gegen Tau angeben. Diesen Graphen haben wir Periodensuchkurve getauft.

5. Bewerten der KurvenErwartungEs ist zu erwarten, dass wir in der Periodensuchkurve Hochpunkte und Tiefpunkte finden.Stark ausgeprgte Tiefpunkte wrden eine Periode angeben und stark ausgeprgteHochpunkte halbe Perioden, da dort die Differenz der Werte am grten ist. Zu Beginn desGraphen msste dieser ansteigen, da nahe bei einander liegende Werte immer auch einegeringe Differenz zu einander haben. Wir fangen bei allen Periodensuchkurven bei einemTau von 1 Tag an und gehen bis zu einem Wert, bei dem uns die Periode interessiert, wir sievermuten oder die Werte noch genau genug sind um sie angeben zu knnen. Denn beiBeobachtungen innerhalb von 200 Tagen lohnt es sich nicht nach Perioden von 300 Tagen

zu schauen. Da wir aber nicht sicher sind, wie man Perioden in der Periodensuchkurveerkennt, haben wir einige Tests durchgefhrt, die uns praktisch darber aufklren sollten.

5.1. TestsTest 1. SinuskurveWir haben uns die Sinuswerte zu x=0 bis x=3000 von Excel angeben lassen und diese inunser Programm eingelesen, da wir bei der Sinuskurve ihre Periode (2 ) genau kennen. Wir sehen in der Periodensuchkurve einen Hochpunkt bei einem Tau von etwa 3 und einenTiefpunkt bei 2 . Auerdem sind jeweils bei den doppelten Taus die gleichenDurchschnittsdifferenzen zu sehen. Das liegt daran, dass bei doppelter Periode natrlich

auch dasselbe wie fr 2 gilt. Bei drei und vierfacher Periode ist dasselbe zu beobachten.

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Test 2. SonnenfleckenzyklenDie Sonne hat auf ihrer Oberflche dunkle, kltere Stellen, die man als Sonnenflecken bezeichnet. Die Menge der Sonnenflecken wird mit Hilfe einer Sonnenfleckenrelativzahlangegeben. Diese setzt sich aus der Anzahl der Fleckengruppen ( g ) und der Anzahl der Einzelflecken ( f ) zusammen. Die Formel ist: R= 10*g+f . Es ist bekannt, dass dieSonnenfleckenrelativzahl eine Periode von etwa 11 Jahren besitzt, sie kann aber zwischen 6und 13 Jahren schwanken. Auch eine nicht so stark ausgeprgte 80-jhrige Periode ist bekannt.Wir haben die Sonnenfleckenrelativzahlen von 1749 bis 1951 in Jahresdurchschnittswerten(6) mit unserem Programm ausgewertet und eine Periodensuchkurve erhalten, in der der 11- jhrige Zyklus sofort ins Auge sticht. Bei einem Tau von ungefhr 11 Jahren ist ein stark ausgeprgtes Minimum zu erkennen. Die daraus folgenden weiteren Tiefpunkte bei denVielfachen von 11 sorgen dafr, dass es schwierig wird, weitere Perioden dem Graphen zuentnehmen. Deswegen haben wir uns eine in Excel mgliche Trendlinie angeben lassen,welche ein Polynom 6. Grades ist und die 11-jhrigen Schwingungen herausfiltert. Nunerkennt man bei etwa 80 Jahren ein Minimum im Graphen. Somit knnen wir davonausgehen, dass es uns auch in anderen Fllen mglich sein wird, berlagerte Perioden zuerkennen. Es ist auch festzustellen, dass das Verfahren geeignet ist um Variationen mitnicht fester, aber um einen Wert schwankende Periode zu erkennen.

5.2. AnwendungenAufgrund sehr guter Ergebnisse bezglich nur schwach ausgeprgter Perioden haben wir unsentschlossen weitere Anwendungen mit unserem Periodensuchverfahren zu untersuchen.

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Anwendung 1. Sonnenrotation Nun sollte auch bei einer rotierenden Sonne eine Periode der Sonnenfleckenrelativzahlenauftreten, da die Flecken nicht immer vllig gleich ber die Sonne verteilt sind und esvorkommen kann, dass manchmal ein Aktivittsgebiet mit vielen Sonnenflecken nach einer Umdrehung von der Erde aus wieder sichtbar ist und zu einem erneuten Anstieg der Sonnenfleckenrelativzahl fhrt. Da die Sonne etwa alle 25 Tage einmal rotiert und die Erdesich in die gleiche Richtung der Rotation dreht, was letztendlich 27 Tage ergibt, musstenwir Tageswerte der Sonnenfleckenrelativzahl nutzen. Wir verwendeten Werte aus einer Zeiteiner starken Sonnenfleckenrelativzahl und nutzten unser Programm um einePeriodensuchkurve zu erstellen. Man kann in dieser eindeutig ein Minimum bei 27 Tagenerkennen, was beweist, dass unser Programm in der Lage ist auch nicht regelmigauftretende periodische Variationen zu finden.

Anwendung 1.1. Differentielle SonnenrotationDie Sonne dreht sich an verschiedenen Stellen der Oberflche nicht immer mit der gleichenGeschwindigkeit. Am Pol dreht sie sich deutlich langsamer als am quator. Sonnenfleckenentstehen am Anfang des 11-Jahres-Zyklus bei etwa 40 Breite. Mit der Zeit wandern sieRichtung quator, wo sie am Ende des Zyklus zu sehen sind. BeimSonnenfleckenrelativzahl- Maximum sind sie bei etwa 15 heliographischer Breite zu beobachten. Voigt gibt dazu eine empirische Formel an:S = 14,48 2,94 * sin () . gibtan, wieviel pro Tag sich die Sonne an der heliographischen Breite dreht. 360/ ist dieAnzahl der Tage, die eine ganze Umdrehung braucht. Doch ist hier nur die Drehung der

Sonne miteinbezogen. Man muss beachten, dass wir uns um die Sonne drehen. Die Erdedreht sichmit der Eigenrotation der Sonne, also ist die beobachtete WinkelgeschwindigkeitB = S - E. Die Winkelgeschwindigkeit der Erde istE=360/365 Tage= 0,986 / Tag

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Durch die Berechnung haben wir festgestellt, dass bei 40 Breite eine Umdrehung von 30Tagen, bei 15 Tagen eine Umdrehung von 27 Tagen und bei 5 eine Umdrehung von 26 Ta-gen vorliegt. Sucht man jetzt per Periodensuchkurve Perioden, zu den verschiedenen Zeiten,dann sollten unterschiedliche Perioden herauskommen.In der Tat sieht man bei der Periodensuchkurve, welche sich auf den Anfang des 11-jhrigenZyklus beschrnkt (1997/98), dass die Periode bei etwa 31 Tagen liegt. Die Kurve ist nichtsehr ausgeprgt, da zu Beginn des Sonnenfleckenzyklus nur wenige Sonnenflecken auf der Oberflche sind und diese ungleich verteilt sein mssen, damit es zu einer Variation mit der Rotation kommen kann.

2000/2001 ist das Sonnenfleckenmaximum und so kommt es auch fters vor, dass man diePerioden beobachtet. Diese liegen bei 27 Tagen. Bei der Periodensuchkurve vom Ende des

Zyklus sieht man, dass bei etwa 26 Tagen Perioden vorliegen. Damit ist bewiesen, dass dieSonne sich an unterschiedlichen Stellen unterschiedlich schnell dreht, und das hat unser

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Programm herausgefunden, obwohl die Variationen nicht immer da sein mssen, nmlichnur, wenn auf der einen Seite der Sonne mehr Sonnenflecken sind als auf der anderen.

Anwendung 2. TemperaturWir haben uns nach anderen mglichen Anwendungen fr unser Verfahren umgesehen undsind auf Wetterdaten des Gymnasium Ohmoor / Hamburg - Wetterstation gestoen. Wir benutzten Werte von 1998-2005, welche dreimal pro Tag gemessen wurden. DieTemperaturwerte ergeben eine Tages-, sowie eine Jahresperiode. Das war zu erwarten.

Anwendung 3. LuftdruckBei den Luftdruckwerten der Wetterstation finden wir eine schwach, ca 14-tgige, und einestrker ausgeprgte 29-tgige Periode. Wir gehen davon aus, dass wir damit dieatmosphrischen Gezeiten nachgewiesen haben. Alle 14,5 Tage gibt es eine Springflut.Dasdie Periode bei 29 Tagen strker ist, ist sehr erstaunlich. Wir wissen im Moment noch nichtwarum, sind aber dabei uns darber zu informieren. Die atmosphrischenGezeitenschwankungen haben eine Amplitude von 0,013mbar. Die Luftdruckschwankungendurch Wetternderungen liegen bei 20mbar (7). Damit ist das Rauschen etwa 700malstrker als die Periode, aber trotzdem scheint das Verfahren die Periode herauszufiltern. Dieatmosphrischen Gezeiten wurden erstmals 1918 von Chapman anhand von einer 64- jhrigen Messreihe Luftdruckdaten nachgewiesen. Wir scheinen es mit unserem Verfahrenmit nur sieben Jahren Daten geschafft zu haben.

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6. Auswertung der Quasardaten Nach diesen absolut positiven Tests unseres Verfahrens hinsichtlich schlecht ausgeprgter Perioden haben wir die lckenhaften Helligkeitsdaten des Quasares untersucht. Hier liegendie Aufnahmen in verschiedenen Frequenzen vor. Man sieht, wie lckenhaft die Datenvorliegen und dass mit bloem Anschauen keine Perioden zu finden sind.

Nun haben wir die dazu gehrigen Periodensuchkurven erstellt und man sieht einige, wennauch nicht sehr stark ausgeprgte Tiefpunkte.

1. Periodensuchkurve der mit Fotoplatten ber 25 Jahre gemessenen HelligkeitenAuf allen folgenden Diagrammen sind jeweils die Werte der Periodensuchfunktion der scheinbaren Helligkeit gegen Tau in Tagen aufgetragen!Diese Aufnahmen wurden nach unserem Wissen mit Fotoplatten gemacht und ausgewertet.Sie sind sehr gut ber die Zeit verteilt und waren vor 25 Jahren das einzige Mittel, um astro-nomische Helligkeiten aufzunehmen. Man sieht einen Tiefpunkt bei 160 und 450 Tagen.Auch bei genauem Betrachten in kleinen Tau-Bereichen lassen sich keine Tiefpunkte fin-den. Um kleinere Tau-Bereiche zu betrachten, kann man bei Excel die X-Achse logarith-misch skalieren.

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5. CCD Aufnahmen im BlauenCCDB wurden mit einem blauen Filter von 435 nm gemacht. Mgliche Perioden finden sich bei 8 und 22 Tagen.

6. CCD Aufnahmen im InfrarotenCCDI sind Infrarot-Aufnahmen von 970 nm, welche eine ziemlich gute 15-Tages-Periodezeigen.

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PlausibilittsberprfungWir wollten natrlich wissen, welche Phnomene wir annehmen knnen. Wenn sich etwasmit dieser Periode um den Quasar drehen wrde, msste es auch physikalisch zu erklrensein; also im physikalischen Rahmen machbar sein. Nehmen wir eine Masse, die sich um das Schwarze Loch dreht. So wrde sie der folgendenKraft unterliegen: Der Gravitationskraft (Fg = *m*M/r), welche die ZentralkraftFz=v*m/r ist. Wir nehmen an, dass das Schwarze Loch eine Masse von2*10^39kg hat (5).Die Geschwindigkeit wollten wir allerdings nicht in der Formel als solche benutzen undersetzen sie nach der Bahngeschwindigkeitsformel:v = 2* * r /p , dabei ist p dieUmlaufperiode.Die Zentralkraft ist die Gravitationskraft und deswegen:v*m/r = *m*M/r Man sieht, dass die Masse des Objektes selbst keine Rolle spielt. Nur die Masse desSchwarzen Lochs. Gekrzt sieht die Formel wie folgt aus:v = *M/r Ersetzt man nunv durch 2* *r/p ,so ergibt sich:r = *M*p/4 Man erhlt, wenn man in diese Formel unterschiedliche p einsetzt, die dazugehrigenRadien und kann auch deren Bahngeschwindigkeiten mit Hilfe der Formelv =(*M*/r)^1/2 ausrechnen.Bei einer Periode von 15 Tagen erhalten wir einen Radius von 119 AE, auf der ein Objektmit etwa 86.000 km/sec umluft. Bei einer Periode von 450 Tagen sind es 1150 AE und28.000 km/sec. Das liegt nach unseren Einschtzungen im Rahmen des Mglichen. Esknnte bedeuten, dass diese Perioden durch um das Schwarze Loch rotierende Massenverursacht werden.

bertragung auf ModelleDurch die Rechnungen haben wir herausgefunden, dass unsere Perioden Helligkeits-schwankungen sind, die durch Umlauf von Materie hervorgerufen sein knnten. Gerade iminfraroten Bereich sehen wir stark ausgeprgte 15-Tages-Perioden. Infrarotes Licht ist auchdas Einzige unserer vorliegenden Frequenzen, welches durch Staub dringen kann. Da manhier besonders ausgeprgte und kurze Perioden sieht, knnte es sein, dass man zu sonstnicht sichtbaren Bereichen des Quasars vordringen kann und deswegen weiter innenliegende Umlaufbahnen beobachten kann. Alle Datenstze, welche ausreichend waren, umin ihnen Perioden von mehr als 500 Tagen zu suchen, weisen eine mgliche Periode bei 450Tagen auf. Dies knnte ein Staubtorus sein, welcher mal dichter und mal weniger dicht ist.So knnten unter Umstnden auch kurzwelligere Photonen durch den dnnen Staub dringenund eine Periode bei unseren Messungen erzeugen.

7. AusblickWir planen fr die nchste Zeit weitere Aufnahmen von Markarian 421 zu machen, dasSternbild inzwischen wieder hher steht. Das ist insofern besonders interessant, da wir fr diesen aktiven galaktischen Kern bereits mgliche periodische Variationen in verschiedenenSpektralbereichen mit Hilfe unseres Programmes festgestellt haben. Wir haben dann dieMglichkeit in unseren eigenen Aufnahmen nach Perioden zu suchen und diese mit den bereits gefundenen zu vergleichen. Auerdem planen wir Polaristionsmessungen fr einender aktiven galaktischen Kerne zu machen. Die Strahlung der meisten astronomischen

Objekte ist nicht polarisiert, doch man geht davon aus, dass die Strahlung aktiver galaktischer Kerne auf Grund der unglaublich starken Magnetfelder polarisiert ist. DieseMessungen knnten uns zustzlich Aufschluss ber die Orientierung des Objektes relativzur Erde geben. Wir werden dann versuchen, diese Orientierung auf unsere gefundenen

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Variationen zu beziehen (sofern uns solche Messungen von Markarian 421 im GroenWagen gelingen, denn die gefundenen Perioden sind ausschlielich von diesem aktivengalaktischen Kern). Wir suchen auerdem nach weiteren Anwendungen fr unser Periodensuchverfahren, da dieses sich als uerst zuverlssig hinsichtlich schlechtausgeprgter Perioden erwiesen hat.

Quellen(1) Astroart 3.0, produced by M.S.B. Software, All Rights reserved(2) Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge:

http://cadcwww.dao.nrc.ca/ADASS/adass_proc/adass3/papers/minkd/minkd.html(3) Guide 8.0, Project Pluto(4) GSC-Nummer (5) ,,Astronomie und Astrophysik, Weigert, Wendker, Wisotzki(6) aus Gleissberg Die Hufigkeit der Sonnenflecken, (1952)

(7) Walter Kertz ,,Einfhrung in die Geophysik, B.I.-Hochschultaschenbuch

DanksagungenAls erstes mchten wir uns bei den Mitarbeitern von AAVSO fr die berlassung ihrer 25Jahre umfassenden umfangreichen Beobachtungsdaten bedanken. Auerdem demAstronomischen Arbeitskreis Kassel, dafr, dass wir in der Sternwarte Calden beobachtendurften und der Sonnengruppe der VDS fr die Bereitstellung der Sonnenfleckendaten.Auch Dank an Stefan und Mike fr die Hilfe beim Erlernen von Delphi und Armin dafr,dass er uns seine Rechenzeit fr unsere Animation der Modelle und eigene Erfahrung zur Verfgung stellt. Doch am meisten Dank verdient Herr Haupt, unser einmaliger Betreuer,

welcher uns immer wieder motiviert und auf Problemzonen sowie gute Anstze hingewiesenhat.

ImpressumDie KORONA wird herausgegeben vom Astronomischen Arbeitskreis Kassel e.V. (AAK)und kostenlos an die Mitglieder und befreundete Vereine im Austausch mit deren Mittei-lungen verteilt.

Redaktion: alle AutorenZusammenstellung: Christian HendrichDruck: Druckerei Bruning & Rudert OHG, EspenauAuflage: 230Redaktionsschlu dieser Ausgabe: 30.03.2007Redaktionsschlu der kommenden Ausgabe: 01.08.2007

Die Artikel knnen an den Vereinsabenden in der Albert-Schweitzer-Schule abgegeben oder an Christian Hendrich, Klnische Strae 52, 34117 Kassel, Tel. 0178-7772666 gesendetwerden. Es werden nur Dokumente in elektronischer Form untersttzt, die entweder per e-Mail an: korona@astronomie-kassel.de oder CD-Rom an obige Anschrift gesandt werden.Als Dateiformate werden Richtext (.rtf), MS Word (.doc), Staroffice (.sdw) sowie Openoffi-

ce untersttzt. Als Seitenformat mu DIN A5 und als Schriftgre 9 Punkt gewhlt werden.Abbildungen sollten idealerweise mit 300 dpi eingescannt werden, alle gngigen Bild-Datei-formate (mit ausreichender Qualitt) werden akzeptiert.

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35. VereinsjubilumPeter Fuchs, Marcus Schler, Christian Hendrich

Das 35. Vereinsjubilum wurde am Samstag dem 17.03.2007 eine kleine Feier im Restau-rant Zum Rammelsberg abgehalten. Passenderweise konnten genau 35 anwesende Mit-glieder gezhlt werden, die von Nah und Fern angereist waren. Im Folgenden sind einige Fo-tos von der Feier abgebildet.

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Rezension Software: Der Kosmos 2.0Christian Hendrich

Die interaktive DVD Der Kosmos 2.0 von National Geographicinformiert in 18 Themenbereichen ber alles Wissenswerte zur Ge-schichte der Astronomie und zur Erforschung des Kosmos. Mehr als150 Minuten Videomaterial aus den Archiven der NASA, ESA undDLR zeigen u.a. die Totale Sonnenfinsternis am 8. April 2006oder Das schrfste Bild einer Galaxie. Die enthaltenenen umfangreichen wissenschaftlichen Tex-te werden durch ber 970 hochaufgelste Bilder veranschaulicht.

Aus zeitlichen Grnden wird der ausfhrliche Test der Software unddie Rezension erst in der nchsten Ausgabe der Korona verffent-licht.Systemvoraussetzungen: Betriebssystem Windows 98/Me/NT4.0/2000/XP, CPU Pentium/Athlon 500MHz, Arbeitsspeicher 64 MB, Grafikauflsung 800 x 600 Pixel, Farbtiefe High Color (16 Bit),DVD-ROMGeschwindigkeit 2-fach, Festplattenspeicher 250 MB, Audio 16 Bit.

Pressespiegel

Neu entdeckter Komet wird im April FernglasobjektLetzten Freitag entdeckte Terry Lovejoy von Australien aus einen hellen Kometen, der be-reits 10. Grssenklasse erreichte. In der Zwischenzeit liegen gengend Positionsmessungenvor, so dass ein Orbit gerechnet werden konnte. Er wird am April als Fernglasobjekt amMorgenhimmel, und Ende April die ganze Nacht beobachtbar sein.Terry Lovejoy entdeckte auf seinen mit einer Canon 350D Kamera gemachten Aufnahmenein etwa 4 Bogenminuten grosser Nebelfleck, den er als Kometen interpretierte. Nachmes-sungen von Neuseeland besttigten den Kometen einige Stunden spter visuell. Der Kometerhielt die Nummer C/2007 E2 und wurde nach seinem Entdecker benannt: Komet Lovejoy(C/2007 E2).Am 27. Mrz gelangt der Komet an seinen sonnennchsten Punkt, der aber noch knapp aus-serhalb der Erdbahn liegt. In Erdnhe steht er am 25. April, in 44% des Abstandes Erde-Sonne. Der Komet Lovejoy kann momentan nur von der Sdhemisphre aus beobachtet wer-den, seine Deklination betrgt noch weniger als 40 Sd. Er steigt aber rasch gegen Nordenund nhert sich der Erde, so dass er ab April ber den Horizont von Mitteleuropa steigt, undab Mitte April gut am Morgenhimmel sichtbar wird. Ab Monatswechsel April/Mai ist er dann auch bereits am Abendhimmel zu sehen.Im April wird der Komet eine Helligkeit zwischen 7. und 8. Grssenklasse aufweisen undsomit im Fernglas zu beobachten sein. Nie auszuschliessen ist natrlich, dass er wegen der

Sonnennhe aktiver wird, was aber bei einer solch relativ grossen Periheldistanz nicht zu er-warten ist. Am 11. April steht der Komet nrdlich vom Halbmond.aba (astronomie.info)/(IAU/IAUC 8819), 19.03.2007

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Energie aus kleinsten GaskissenLange haben die Astronomen darber gertselt, welcher Prozess die dnne, nur bei totalenSonnenfinsternissen direkt sichtbare Korona - die uerste Schicht der Sonnenatmosphre -auf Temperaturen von mehr als einer Million Grad aufheizt. Die detailreichen Bilder, dieder japanische Sonnenforschungssatellit Hinode (Sonnenaufgang) inzwischen zur Erdebermittelt hat, zeigen die Vorgnge an und ber der Sonnenoberflche so deutlich, dassdieses Geheimnis nun endgltig aufgeklrt werden kann.Der Satellit, der im vergangenen September mit drei Instrumenten an Bord auf eine polareUmlaufbahn um die Erde gebracht wurde, beobachtet die Sonne simultan im Bereich dessichtbaren Lichtes, der harten oder kurzwelligen Ultraviolettstrahlung und der Rntgenstrah-lung. Mit seinen hochauflsenden Teleskopen liefert er von der Oberflche der Sonne sowievon den angrenzenden Schichten Bilder, auf denen noch Einzelheiten bis herab zu 175 Kilo-meter Durchmesser zu erkennen sind. Der Durchmesser der Sonne betrgt 1,4 Millionen Ki-lometer.

Die Aufnahmen zeigen zum ersten Mal bislang unentdeckt gebliebene kleinste Granulen -heie Gaskissen, die sich an der Oberflche abkhlen und wieder nach unten sinken. Da dasGas mit einer Temperatur von etwa 5500 Grad extrem hei und daher elektrisch leitfhigist, sorgt diese stndige Konvektionsstrmung fr ein magnetisches Chaos an der Oberfl-che. Immer wieder kommt es zu Verwirbelungen der vor allem im Bereich der Sonnenfle-cken aus der Sonnenoberflche austretenden Magnetfelder.Das heie Gas der darberliegenden Sonnenatmosphre strmt an diesen Magnetfeldernentlang und wird von ihnen eingeschlossen. In den ebenfalls mit hoher Auflsung aufgenom-menen Ultraviolett- und Rntgenbildern des Satelliten treten die verwirbelten Feldstruktu-ren klar hervor. Dadurch lassen sie sich in ihrer rumlichen und zeitlichen Vernderung un-

tersuchen.Die Forscher haben jetzt mit den Bildern einen mglichen Lsungsansatz zur Erklrung der Koronaheizung besttigt. Danach erweist sich das auf kleinen rumlichen Skalen verwirbel-te Magnetfeld als so instabil, dass es immer wieder zu magnetischen Kurzschlssenkommt, die das Feld gltten und dabei groe Mengen an Energie freisetzen, die dann fr dieAufheizung der Koronagase zur Verfgung steht. In Zonen besonderer magnetischer Span-nung knnen solche kleineren Umstrukturierungen des Magnetfeldes auch die bekanntenFlare-Ereignisse auslsen, bei denen groe Mengen hochenergetischer Teilchen zusammenmit extremer Rntgenstrahlung produziert werden.Von der weiteren Beobachtung und Auswertung dieser Prozesse in den unteren Schichten

der Sonnenatmosphre versprechen sich die Forscher wichtige Rckschlsse auf das Ver-stndnis des sogenannten Weltraumwetters. Heftige Sonnenflares fhren immer wieder zuden berchtigten Sonnenstrmen, die empfindliche Satelliten, Navigations- und Kommuni-kationssysteme sowie berlandleitungen empfindlich stren. Ihre Frherkennung knnte zu-nehmend auch zu einer Minimierung der Schden beitragen.

Quelle: F.A.Z. vom 29. Mrz 2007

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RtselChristian Hendrich

Der Preistrger des Jubilumsrtsels (Koro-na 103) ist Peter Fuchs, der 45 Begriffe ausdem Bereich Astronomie im Buchstabengit-ter fand. Auf den weiteren Pltzen sindChristel Lindloff (34), Matthias Simon (43),Marcus Schler (44), Eva Kieselbach (34)und Manfred Chudy (42). Die perfekte L-sung beinhaltete 51 Begriffe.Folgende Begriffe waren zu finden:AAK, AE, All, Andromeda, ASS, Asteroid,Astronomie, Calden, Dione, Doppelstern,Erde, ESA, Europa, Freitagsvortrge, Gala-xie, Ganymed, Io, ISS, Jupiter, Kallisto, KP,Kuppel, Mars, Merkur, Milchstrae, MIR,Mond, Mondfinsternis, Nebel, Neptun, Neu-tronenstern, Newton, Orion, Planet, Pluto,Refraktor, Saturn, Schaer, Schmidtspiegel,sex, Sonne, Sonnenfinsternis, Stern, Sternbild, Sternhaufen, Supernova, Teleskop, Titan,Uranus, Venus, VLT

Das neue RtselEin Junge fragt einen Schfer, der seine Schafe bewacht "Weit du, wie viele Schafe in dei-ner Herde sind?". Der Schfer schttelt den Kopf. "Mehr als fnfhundert?" - Wieder ver-neint der Schfer. "Weniger - Nachts sind sie im sicheren Pferch. Wenn ich sie am Morgen paarweise heraus lasse, bleibt eins zurck. Seit ein paar Tagen erhhe ich die Anzahl tglichum eins, das heit, ich lasse sie immer zu dritt, zu viert oder in Gruppen zu 5 und so weiter heraus, aber es bleibt auch stets eins zurck. Heute aber whlte ich eine Zahl fr die Grup- pen und siehe da - es blieb keines allein im Pferch. - So, nun kannst du ausrechnen, wiegro die Herde ist."

Zu gewinnen gibt es die Software Kosmos 2.0. Der Einsendeschluss ist der 31.07.2007.Bei mehreren richtigen Einsendungen entscheidet das Los. Der Rechtsweg ist ausgeschlos-sen.

Preisbergabe im Rahmen der Jubilumsfeierlichkeiten

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Vortrge und Veranstaltungen

April bis Juli 2007

Alle Veranstaltungen finden, wenn nicht anders angegeben, in der Albert-Schweitzer-Schu-le, Kassel im Neubau (Eingang Parkstr.) statt. Aktuelle Termine und Programmnderungenfinden Sie auf unserer Internetseite: http://www.astronomie-kassel.de

Fr, 20.4., 18.30 Uhr VortragHiggs und Co: Dem Urknall auf der SpurReferent: KP Haupt

Seit 7 Jahren wird der neue Large Hadron Collider LHC in Genf gebaut, dieses Jahr

soll er eingeweiht werden. Wird man damit das legendre Higgs Teilchen finden? Auf alle Flle erzeugt man Materieformen so wie sie unmittelbar nach dem Urknallvorgekommen sind.

Do, 26.4., 16.30 Uhr Vortrag3DsMAX als Hilfsmittel fr wissenschaftliche VisualisierungenReferent: Armin Sa

Einfhrung in die Grundfunktionen von 3D Studio Max. In krzester Zeitlassen sich komplizierte Strukturen oder Modelle erstellen. Wenn vorhanden, sollen

die Teilnehmer einen eigenen Laptop mitbringen.Fr, 27.4., 18.30 Uhr Vortrag

NanoweltenReferent: K.-P.Haupt

Diese Einfhrung in die Nanophysik zeigt, wie man heute mageschneidert Stoffe mitgewnschten Eigenschaften produzieren kann und mit welchen Nachweis- undAnalyseverfahren man in der Nanotechnologie arbeitet.

Di, 1.5., 15.00 Uhr bis 22.00 Uhr Tag der offenen Tr in der Sternwarte CaldenWie immer Kaffee, Kuchen, Grillabend bei hoffentlich schnem Wetter

Fr, 4.5., 18.30 Uhr VortragKausalitt und DeterminismusReferent: KP Haupt

Das Kausalgesetz von Kant fordert Vorstellungen von der Natur wie sie heute nichtmehr zutreffend sind. Erst Physiker zeigen den Philosophen wie man Kausalitt,Determinismus und Ursachen klar und auf die Realitt bezogen definieren muss.

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Do, 10.5., 16.30 Uhr VortragVisualisierung naturwissenschaftlicher Vorgnge mit FlashReferent: Armin Sa

In Flash lassen sich in krzester Zeit ohne Programmierkenntnisse ansprechende undleicht verstndliche Darstellungen und Visualisierungen erstellen. Wenn vorhanden,sollten die Teilnehmer eigene Laptops mitbringen.

Fr, 11.5.,18.30 Uhr VortragLeuchtende Luft, Klimaschwankungen und knstliche KaulquappenReferenten: Die JuFo Landessieger

Die letzten zwei Monate vor dem Bundeswettbewerb haben alle drei Teams benutztum ihre Arbeiten weiter voranzutreiben. Der aktuelle Stand, wenige Tage vor dem

Bundeswettbewerb, wird heute erklrt.Fr, 18.5., 18.30 Uhr Vortrag

Workshop Navigation: HimmelskoordinatenReferent: K.-P.Haupt

Nicht nur fr die Teilnehmer unseres Workshops interessant, jeder Amateurastronomsollte eigentlich mit den Himmelskoordinaten umgehen knnen.

Fr, 25.5., 18.30 Uhr Vortrag

Metamathematik und Komplexittstheorie: Unendlichkeit und OmegaReferent: K.-P.Haupt

Das krzeste Programm, welches den Zustand des Universums beschreibt, ist sokomplex wie das Universum selbst. Die Datenmenge des Universums ist nichtkomprimierbar. Der Vortrag geht auf die Grenzen der Berechenbarkeit und dieWeiterentwicklung des Gdelschen Theorems ein.

Fr, 1.6. , 18.30 Uhr VortragEinfhrung in die Vakuumtechnik

Referent: Dr. Christian HendrichEin Vakuum ist Grundlage vieler Technologien und wichtige Vorraussetzung fr diemeisten Experimente der modernen Physik. Im Vortrag werden Methoden zur Erzeugung verschiedener Arten von Vakuum (Vorvakuum, Hochvakuum undUltrahochvakuum) vorgestellt. Neben den verschiedenen Pumpentypen geht es um dieErhaltung des Vakuums durch die Wahl geeigneter Materialien sowie umMemethoden mit Hilfe von Druckmerhen sowie der exakten Analyse mittelsMassenspektrometrie.

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Fr, 8..6, 18.30 Uhr VortragElektronenmikroskopie: Das RasterelektronenmikroskopReferent: Dr. Christian Hendrich

Das Rasterelektronenmikroskop ist eines wichtigsten Instrumente in denMaterialwissenschaften, der Medizin/Biologie und der Physik. Der Vortrag gibt einenEinblick in die Grundlagen der Elektronenoptik und zeigt die Parallelen undUnterschiede zur Lichtoptik auf. Die Funktionsweise eines modernenRasterelektronenmikropskops sowie die mglichen Analysemglichkeiten, wie z.B.Materialanalyse oder Bildgebung lebendiger biologischer Objekte werden behandelt.Teil 2: Das Transmissionselektronenmikroskop und Teil 3: Ionenmikroskopie folgenspter (Herbst 2007).

Fr, 15.6., 18.30 Uhr Vortrag

Untersuchung von planetarischen NebelnReferent: Mike Vogt

Planetarische Nebel entstehen, wenn Riesensterne bei ihrem bergang zu WeienZwergen ihre Gashlle abgeben. Dabei bildet sich Staub, der besonders im IR strahlt.Mit einem 1,2 m Teleskop in Texas sind Aufnahmen planetarischer Nebel gemachtworden. Der Vortrag behandelt das Verfahren und die Auswertemethoden.

Fr, 22.6.., 18.30 Uhr VortragEvaluation der Arbeit im PhysikClub

Referentin: Bianca KrohnDie Referentin berichtet ber ihre Erfahrungen als Mitarbeiterin im PhysikClub undstellt die von ihr durchgefhrte Evaluation und deren Ergebnisse vor.

Fr, 29.6., 8.00 21..00 Uhr und Sa, 30.6. 8.00 18.00 Uhr PrsentationPhysikClub 2007

Die 27 Projekte des PhysikClubs prsentieren ihre Ergebnisse im Neubau der ASS.Gegen Abend gibt es auch interessante Vortrge und Fhrungen. Natrlich werden

auch die Prsentationen der Jugend forscht Teilnehmer gezeigt werden (siehe auchwww.physikclub.de)

18.00 Uhr : Fachvortrag

Fr, 6.7., 19.00 Uhr Sommerfest in der Sternwarte Calden

So, 12.8. bis Fr, 17.8.Workshop NavigationAuf einem Drei-Mast-Schoner von Rostock durch den Nord-Ostsee-Kanal nachCuxhaven und zum Fallturm nach Bremen. Arbeitsgruppen ber Navigation undRelativittstheorie an Bord. Aufnahme in die Warteliste mglich!

Fr, 24.8., 19.00 Uhr Mitgliederversammlung

http://www.physikclub.de/http://www.physikclub.de/

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Planetariumsprogramme des AAK Planetarium im Museum fr Astronomie und Technikgeschichte, Orangerie, An derKarlsaue 20c, 34121 Kassel, Tel.: 0561-31680500

Eine Reise unter dem SternenhimmelDieses Programm ist als Familienprogramm besonders fr Kinder unter 13 Jahren geeignet.Es werden der jeweils aktuelle Sternenhimmel und einfache Vorstellungen von denHimmelsobjekten dargestellt.(Jeweils sonntags um 15.00 Uhr)

Eine Reise um die Erde in 60 MinutenEin Familienprogramm, das den aktuellen Sternenhimmel nicht nur in Kassel zeigt(Jeweils sonntags um 16.00 Uhr)

Vorfhrer: Heiko Engelke, Florian Grundmann, Mike Vogt, Michael Schreiber, StefanHohmann

Vortrge unter dem SternenhimmelMonatsthema April:Protonen: Gefngnisse vom UrknallMonatsthema Mai:Der Zerfall des UniversumsMonatsthema Juni:Wie entstehen Planetenschleifen?Monatsthema Juli , August:Eine Reise um die Erde in 60 MinutenMonatsthema September: Frhling auf der Sdhalbkugel

Jeden Donnerstags um 19.00 Uhr (Oktober Mrz) bzw. 20.00 Uhr (April September)Referent: K.-P. Haupt

PhysikclubDie Kinder- und Jugendakademie und die Albert-Schweitzer-Schule veranstalten unter Leitung von K.-P. Haupt fr besonders begabte und interessierte Jugendliche ab Klasse 9einen Physikclub. Treffen ist jeden Freitag von 15.30 Uhr bis 17.30 Uhr. DieTeilnehmergruppe plant Vortrge, Exkursionen, Experimente, Diskussionen zu physikalischen Themen.

Jeden Freitag ab 15.30 Uhr ASS Neubau Raum N102 - N110Fr besonders interessierte und besonders begabte Schler/innen ab Klasse 8 Neueinstieg nach Absprache mglich!Informationen: www.physikclub.deLeitung: K.-P. Haupt

Einfhrung in die AstronomieUnser Mitglied Dr. Rdiger Seemann veranstaltet fr die Volkshochschule Kassel einenAstronomiekurs fr Anfnger, der jeweils am Montagabend in der Albert-Schweitzer-Schulestattfindet. Anmeldung ber die Volkshochschule.

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3.Beisitzer: Frank Kirchner, Wurmbergstr.49, 34130 Kassel, Tel. 60298324.Beisitzer: Ralf Gerstheimer, Schne Aussicht 26, 34317 Habichtswald, Tel. 05606-53855

Aufgabenbereiche:Instrumente der Sternwarte: W. Steinmetz, W. Schfer, F. Kirchner Fhrungen: R. Gerstheimer Elektrik der Sternwarte: A. Werner, M. HmmerlingGrundstckspflege: W. Mller, W. Schfer, W. Steinmetz, F. HauptBibliothek: H. FrischSternpatenschaften: R. Gerstheimer Pressemitteilungen: K.-P. HauptPlanetarium: K.-P. HauptInternet: C. HendrichKoronaredaktion: C. Hendrich, W. Steinmetz

Der AAK ist auch im WorldWideWeb vertreten:http://www.astronomie-kassel.de

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