Als Korona (lat. Krone) bezeichnet man die äußeren Schichten der Sonnenatmosphäre. Die Sonnenkorona ist im Verhältnis zur hell leuchtenden Sonnenscheibe sehr schwach und kann deshalb nur bei einer totalen Sonnenfinsternis (oder mit speziellen technischen Vorrichtungen) beobachtet werden.
Abbildung 1: Die Sonnenkorona am 15.02.1961 (Google Drive: 19610215_SoFi-02_beschriftet.jpg)
Die gesammte von der Sonne abgestrahlte Leistung beträgt 3,85 1023 W.
Die Oberfläche der Sonne, Photosphäre genannt, besitzt eine Temperatur von etwa 5000 K (3800K in den Sonnenflecken).
Oberhalb der Photosphäre liegt die Chromosphäre: eine etwa 2000 Kilometer dicke Schicht aus wenige tausend Kelvin heißem Plasma bestehend hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium. Die Chromosphäre geht anschließend in die Korona über.
Die Chromosphäre erscheint rosafarben (Hα Emission) mit einer unregelmäßigen, gezackten oberen Begrenzung. Mit Spektroheliographen und Interferenzfiltern (Lyot-Filtern) kann heute die Chromosphäre jederzeit untersucht werden, und zwar nicht nur am Sonnenrand, sondern auch vor der Sonnenscheibe.
Innerhalb der dünnen Chromosphäre steigt die Temperatur von etwa 4000 K auf 10000 K an. Bis heute ist nicht klar, warum das Gas dort mit zunehmendem Abstand von der Sonne nicht kühler, sondern heißer wird.
Allgegenwärtig in dieser Schicht sind langgezogene, fingerartige Plasmaströme, so genannte Spikulen. Sie versorgen die äußere Sonnenatmosphäre, die Korona, mit Energie und tragen so zu ihren gigantischen Temperaturen von einigen Millionen Grad bei (Quelle: https://www.mpg.de/14135295/die-langen-finger-der-sonne).
Über der Chromosphäre beginnt die sogenannte Corona, welche Millionen von Kilometern ins All hinaus reicht.
Die Temperatur der Corona liegt bei über 1 Million K.
Die Corona hat eine Ausdehnung von mehreren Sonnendurchmessern und “verliert” sich langsam im Weltraum.
Temperatur der Sonnenkorona
Die Sonnekorona ist sehr heiss, ca. 1 Million Kelvin.
Unterhalb der Korona befindet sich die Chromosphäre mit einer Temperatur von nur ca. 20 Tausend Kelvin.
Frage: Wie hat man das gemessen?
Frage: Wie kommt die Sonnenkorona zu so einer hohen Temperatur?
Was bedeutet so eine hohe Temperatur?
Hohe Temperatur hat ja etwas mit hoher Wärmeenergie zu tun. Physikalisch definiert ist die Temperatur ja so etwas wie (genauer: proportional) die mittlere kinetische Energie pro Teilchen. Genau gesagt gilt:
\( E_{term} = k_B \cdot T \\ \)
Mit der Boltzmann-Konstanten kB = 1.380649 * 10–23 Joule/Kelvin
Woraus besteht die Sonnenkorona?
Was für Teilchen…?
Vollständig ionisierte Atomkerne (Wasserstoffatomkern: Ein Proton)
Freie Elektronen
Teilchendichte der Sonnenkorona
Nun ist die Teilchendichte in der Sonnenkorona aber sehr gering; d.h. der Gehalt an Wärmeenergie pro Volumen ist überhaupt nicht groß.
Die Teilchendichte ist kleiner als 108 pro Kubikzentimeter.
Im Vergleich unsere “normale” Luft hat ca. 2,46 1019 Teilchen pro Kubikzentimeter.
Mit N.I.N.A. können wir unsere astronomische Montierung (z.B. meine HEQ5 Pro) mit steuerbaren Motoren in zwei Achsen auf die von uns gewünschten Zielkoordinaten fahren. Dazu muss N.I.N.A. aber wissen, von welchen Anfangskoordinaten sie ausgehen soll. Dann kann N.I.N.A. die Differenzen ermitteln und die entsprechend Motoren anwerfen.
Diese Funktion (Anfahren von Zielkoordinaten) wird im Allgemeinen “Goto” genannt; bei N.I.N.A. heißt das aber “Slew“.
Woher nimmt N.I.N.A. die Anfangskoordinaten?
N.I.N.A. kennt die Anfangskoordinaten ja nicht wirklich. N.I.N.A. “glaubt” die Ist-Position der Montierung zu kennen.
Beim Anschalten des Stroms für die Montierung HEQ5 Pro “glaubt” N.I.N.A., dass die Ist-Position jetzt die Home-Position ist; bei mir Dekl. = 90 Grad Nord, Rektaszension undefiniert.
Wenn ich danach per Software (EQMOD) die Montierung auf andere Koordinaten bewege, weiss N.I.N.A. was ich mache und hat damit immer eine aktuelle Ist-Position. Wenn ich aber die Montierung nicht per Software, sondern per Hand (also mit gelösten Klemmen) bewege, weiss die Software (EQMOD und N.I.N.A.) nicht, was ich da tue. Hilfreich sein könnten möglicherweise Encoder an der Montierung, die ich aber nicht habe.
Woher nimmte N.I.N.A. die Zielkoordinaten?
Eine ganz schlichte Methode wäre, Zielkoordinaten per Hand einzugeben (N.I.N.A. – Equipment – Telescope) und dann gleich auf die Schaltfläche “Slew” zu klicken.
Zielkoordinaten für ein bestimmtes Beobachtungsobjekt (meistes für DSOs) kann ich bei N.I.N.A. über den “Sky Atlas” und/oder den “Framing Asistenten” finden.
Ich kann Zielkoordinaten auch aus meiner in N.I.N.A. konfigurierten Planetarium-Software zu N.I.N.A. in den Framing Assistenten oder auch direkt in den N.I.N.A.-Sequencer übernehmen.
Wenn ich dann Zielkoordinaten (Ziel = Target) im N.I.N.A. Framing-Assistenten habe, kann ich gleich das gewünschte Ziel ansteuern (Schaltfläche “Slew and..”) oder das Ziel an den N.I.N.A. Sequencer weiter geben (Schaltfläche “Add target to sequence…”), wo ich dann eine Sequenz aufbauen kann und sie entweder sogleich ausführen könnte oder sie für einen späteren Gebrauch als sog. Target abspeichern könnte.
Slew im N.I.N.A. Sequencer
Da ich abgespeicherte Targets nur im N.I.N.A.-Sequencer wieder laden kann, muss ich zum Slew auf ein abgespeichertes Target den N.I.N.A. Sequencer verwenden. Am besten gebe ich in der Target-Zeile (Entry) dann Null an, damit beim Starten der Sequenz nur noch die “Target Options” (Slew etc.) ausgeführt werden.
Zu einem Target (mit seinen Zielkoordinaten) kann ich noch angeben, was N.I.N.A. beim Start der Sequenz noch machen soll.
Slew to target
Center target
Wenn ich “Center Target” aktiviere, muss vorher ein “Slew to…” gemacht worden sein.
“Slew to…” alleine macht noch kein Platesolving. Erst “Center target” arbeitet mit Platesolving.
Nachdem die Montierung einen Slew (Goto) ausgeführt hat sollte die Montierung eine kleine Zeit warten, um wirklich ganz zur Ruhe zu kommen (damit ein ggf. nachfolgendes Foto keine Wackler oder Striche hat). In N.I.N.A.: Options – Equipment – Telescope
EQMOD-Einstellungen
Wenn wir lediglich auf ein Ziel schwenken und es zentrieren wollen, sollen die SYNC-Points, die N.I.N.A. möglicherweise dafür intern setzt aber nicht zusätzlich in das EQMOD-Alignment-Modell aufgenommen werden. Deshalb: “Dialog based”.
Anderenfalls (Append on SYNC) würden speziell beim “Center target” zuviel, fast gleiche SYNC-Points in das EQMOD-Alignment-Modell aufgenommen, was zu Störungen im EQMOD führen könnte.
Wenn wir ganz bewusst den einen oder anderen SYNC-Point in das EQMOD-Alignment-Modell aufnehmen wollen, können wir gezielt für so einen einzelnen SYNC-Point das EQMOD auf “Append on SYNC” umstellen, dann den SYNC machen und danach wieder auf “Dialog based” zurückstellen.
Wir sollten also gut unterscheiden, ob wir “nur” zu einem Ziel schwenken wollen oder ob wir das EQMOD-Alignment-Modell verändern wollen.
Mein Astro-Jahr 2023 war eine Phase des Nachdenkens: Warum, was, wo, wie?
In die Ferne schweifen (z.B. Namibia) kann jeder. Je dunkler der Standort und je aufwendiger die Gerätschaften, umso “toller” werden die Astro-Fotos.
In 2023 wollte ich nicht mehr nach Namibia, sondern “nur” vom eigenen Standort mit eigenem Gerät weiter probieren was bei mir so alles geht.
Es hat eine Weile gedauert, bis ich mich für “a poor man’s observatory” auf meiner Terrasse in Hamburg-Eimsbüttel entschieden hatte.
Meine bescheidenen Astro-Fotos 2023
Abbildung 1: Banard’s Loop (Google Drive: Banard_s_Loop_2-RGB-session_1-Sta_small.jpg)
Aufgenommen in Handeloh am 15.02.2022 mit Sigma 24mm, ASI294MC Pro, FoV 43,4° x 30,3°, 30 x 120 sec mit meinem Tri-Narrowband-Filter
Abbildung 2: Komet C/2022 E3 (Google Drive: 20230213_Utah_C2022E3_stacked_4.jpg)
Aufgenommen am 12.2.2023 mit dem iTelescope T2 in Utah (TOA150, QHY286C), 13x60sec, Fitswork
Abbildung 3: M101 mit Supernova (Google Drive: 20230605_M101b.jpg)
Aufgenommen auf meiner Terrasse in Hamburg-Eimsbüttel (Bortle 7) am 05.06.2023 mit ED80/600 auf HEQ5 Pro, ASI294MC Pro, Gain 200, -10°C, 86×60 sec
Abbildung 4: Jupiter mit Monden am 17.12.2023 (Google Drive: DK_20231217_Jupiter_E409msG47000006.jpg)
Ein Körper ist eine Menge K mit zwei (zweistelligen) Verknüpfungen, die meist Addition und Multiplikation genannt werden. Für die folgende Axiome gelten:
(1) Bezüglich der Addition genannten Verknüpfung soll die Menge eine abelsche Gruppe sein – das Neutrale Element schreiben wir als: 0.
(2) Bezüglich der Multiplikation genannten Verknüpfung soll die Menge K ohne das Element 0 eine abelsche Gruppe sein – das Neutrale Element schreiben wir als: 1.
Es gibt also zu jedem Element \( k \in K \text{ aber } k \neq 0 \) ein Inverses, geschrieben \( k^{-1} \); also: \( k \cdot k^{-1} = 1 \).
(3) Distributivgesetz: \( a \cdot (b + c) = (a \cdot b) + (a \cdot c) \)
Beispiele
Die Menge der Ganzen Zahlen \( \mathbb{Z} \) bildet keinen Körper, sonder (nur) einen Ring.
Die Menge der Rationalen Zahlen \( \mathbb{Q} \) bildet einen Körper.
Die Menge der Reellen Zahlen \( \mathbb{R} \) bildet einen Körper.
Die Menge der Komplexen Zahlen \( \mathbb{C} \) bildet einen Körper.
Ordnungsrelation auf \( \mathbb{Q} \)
Im Körper der Rationalen Zahlen \( \mathbb{Q} \) können wir eine Ordnungsrelation definieren durch:
\( \Large \frac{a}{b} \ge \frac{c}{d} \normalsize \text{ genau dann, wenn: } a d \ge c b \text{ in } \mathbb{Z} \)
Norm in \( \mathbb{Q} \)
Für ein Element \( a \in \mathbb{Q} \) können wir eine Norm |a| definieren:
\( |a| = a \text{ wenn } a \geq 0, -a \text{ wenn } a \lt 0 \\ \)
Diese Norm ist abgeschlossen in \( \mathbb{Q} \), denn es gilt:
\( a \in \mathbb{Q} \Rightarrow -a \in \mathbb{Q} \\\)
Folge und Grenzwert
Als Folge in einem Körper K wir bezeichnet eine Abbildung:
\( \mathbb{N} \to K \)
Meist geschrieben als: a1, a2, a3,… mit ai aus K.
Cauchy-Folge
Eine Folge ai heisst Cauchy-Folge wenn für jedes (noch so kleine) ε > 0 eine natürliche Zahl Nε exisistiert, sodass:
\( | a_n – a_m | < ε \text{ für alle } n,m \in \mathbb{N} \text{ mit } n, m > N_\epsilon \\\)
Die Elemente einer Cauchy-Folge rücken also beliebig dicht aneinander.
Grenzwert einer Folge
Eine Folge ai hat einen Grenzwert g ∈ K wenn für jedes ε > 0 eine natürlche Zahl Nε exisistiert, sodass:
\( | a_n – g | < ε \text{ für alle } n \in \mathbb{N} \text{ mit } n \gt N_\epsilon\\\)
Die Elemente der Folge kommen dem Grenzwert beliebig nahe.
Falls so ein Grenzwert exisitiert, schreiben wir:
\( \lim \limits_{i \to \infty} {a_i} = g \\\)
Vektorraum
Jeder Körper K ist auch ein Vektorraum über K (also über sich selbst).
Mit einem Microsoft-Konto (User-Id und Password) kann man sich bei einigen Diensten von Microsoft anmelden – was immer “anmelden” das bedeutet.
Anmelden z.B. bei:
Microsoft Windows Installation
Microsoft Windows Login
Microsoft Office
Microsoft Outlook.com
Microsoft OneDrive
Microsoft Store
…
Wie bekomme ich ein Microsoft-Konto?
Auf der Web-Seite Account.Microsoft.com können wir uns registrieren. Wir müssen einen Sicherheitscode abrufen und eingeben. Nachdem wir den Code eingegeben haben, wird unser Microsoft- Konto erneut geöffnet. So bekommen wir ein Online Microsoft-Konto.
Erstellen und Verwalten von Lokalen Microsoft-Konten
Lokale Microsoft-Konten werden ohne Internet einfach auf dem lokalen Windows-Computer verwaltet.
%windir%\system32\compmgmt.msc /s
Computerverwaltung -> Lokale Benutzer und Gruppen
Installation von Windows 11
Seit Windows 11 versucht Microsoft ein Online Microsoft-Konto zur Pflicht zu machen für die Installation eines Windows 11; die Installation geht aber auch mit einem “lokalen” Microsoft-Konto – dazu muss man während der Installation die Internet-Verbindung ausschalten.
Es wird dann bei der Installation von Windows 11 ein sog. “lokales” Microsoft-Konto auf dem PC eingerichtet.
Starten von Windows 11: Anmelden “Login”
Ein Computer mit Windows 11 kann von mehreren Benutzern (“Usern”) benutzt werden. Deshalb kann sich der jeweilige Benutzer beim Start von Windows identifizieren mit seinem Konto.
Das geht über “Settings” -> Konten -> Anmeldeoptionen
Dort wird zum Anmelden angeboten:
Gesichtserkennung
Fingerabdruck
PIN (Windows Hello)
Sicherheitsschlüssel
Kennwort
Bildcode
Ich frage mich immer was passiert, wenn mein richtiger Fingerabdruck einmal nicht erkannt wird (falsch negativ)?
Als konservativer Mensch bleibe ich bei der Option “Kennwort” (=Password),
Das ständige Eingeben des Kennworts (Passwords) sollte es einem in Fleisch und But übergehen.
Man kann es aber auch abspeichern und so eine automatische Anmeldung einstellen. Das geht mit “netplwiz”.
Evtl. muss ein Experte noch in der Registry eingreifen:
Diesen Blog-Artikel schreibe ich ausschließlich zur persönlichen Dokumentation; quasi als elektronisches persönliches Notizbuch. Wenn es Andere nützlich finden, freue ich mich, aber ich kann kleinerlei Garantie für die Richtigkeit bzw. die Fehlerfreiheit übernehmen. Insbesondere weise ich darauf hin, dass jeder, der diese meine Notizen benutzt, das auf eigene Gefahr tut.
Mein astronomisches Observatorium
Ich habe ein kleines Teleskop Orion ED80/600 auf einer Montierung HEQ5 Pro mit einem Dreibein-Stativ und einer Astro-Kamera ZWO ASI294MC Pro. Gesteuert wird das Ganze über Software auf einem Windows-Computer.
Wo stelle ich das hin? Das wäre dann mein Observatorium.
Beobachtungsorte für Astronomie
Ich wohne in Hambung-Eimsbüttel, wo die Lichtverschmutzung (Bortle 7) sich doch sehr bemerkbar macht.
Mit dunkleren Beobachtungsorten, wo ich dann mit dem Auto hinfahren muss habe ich mehrere Jahre experimentiert, bis ich mich als Kompromiss für die Aussensternwarte der GvA in Handeloh entschieden hatte. Aber auch dahin muss ich mit dem Auto und vorher mein ganzes Astro-Equipment einpacken und mitnehmen.
Bequemer ist es mit dem Teleskop auf der heimischen Terrasse in Hamburg-Eimsbüttel. Nachteile sind nicht nur die Lichtverschmutzung sondern auch die eingeschränkte Horizontsicht. Aber das nehme ich mal aus Bequemlichkeit in Kauf.
Wenn ich aber auf meiner Terrasse das Teleskop aufbaue, einnorde etc. und bei Wolken und Regen etc. wieder abbaue, ist auch dann immer noch eine große subjektive Hürde zu überspringen. Besser wäre für mich ein stationärer Aufbau des Teleskops auf der Terrasse.
Meine Wünsche
Ich möchte sehr niedrige subjektive Hürden für die Durchführung von astronomischen Beobachtungen haben; d.h. kein Einpacken, Hinfahren, Aufbauen, Einnorden usw.; d.h. stationär (zuhause oder ein Online-Telekop).
Ich möchte Astronomie am liebsten von meinem häuslichen Arbeitszimmer aus machen; d.h. Remote Control
Wetterschutz
Für einen stationären Aufbau des Teleskops auf meiner Terrasse ist ein 365-Tage-Wetterschutz erforderlich.
Ich habe ein Dreibein-Stativ (Tripod) und keine Säule.
Mit Wetterschutz hatte ich schon herumprobiert und mir zuerst im Mai 2020 bei Telekop Express gekauft:
Telegizmos Schutzhülle TGR4 für kleine Refraktoren auf Montierung
Das Teil ging leider mit der Zeit immer kaputter. Schließlich (4.5.2022) habe ich mir für Wetterschutz permanent (365 Tage im Jahr) ein anderes Modell gekauft. Das gab es nicht bei Telekop Express, sondern nur bei astroshop.de
Telegizmo T3-R4 Teleskopabdeckung für 4″ Refraktor
Ich kann entweder mein vorhandenes Equipment benutzen und dieses dann “remote” vom warmen Arbeitszimmer übers häusliche WLAN steuern, oder auf Remote-Telekope von anderen, meist kommerziellen Anbietern, umsteigen.
Meine Entscheidung: Normalerweise das eigene Equipment stationär benutzen, Remote-Teleskope fallweise als Option in besonderen Fällen.
Für das (eigene) Remote-Teleskop ist ein remote steuerbarer Motor-Fokussierer erforderlich.
Mein eigenes stationäres Observatorium
Abbildung 1: The Poor Man’s Observatory (Google Drive: 20231222_134515.jpg)
Für mein eigenes stationäres Observatorium (“a poor man’s observatory”) brauche ich:
Ein Konzept bzw. Plan
Die Beschaffung und Einrichtung
Die regelmäßige Nutzung
Konzept für das eigene Observatorium
Als Standort habe ich einen stationären Platz auf meiner Terrasse gewählt, der nahe an der Hauswand liegt und soweit westlich wie möglich, damit ich im Osten die Ekliptik über den Hausdächern noch zu sehen bekomme (z.B. für Jupiter-Beobachtung).
Als Wetterschutz benutze ich den vorhandenen Telegizmo-Cover T3-R4. Zum Schutz der Beine des Dreibeins habe ich bestellt: Telegizmo T3TP-S bei Cameraconcepts in USA.
Zur Stromversorung benutze ich meine Kabeltrommel und 12V-Netzgeräte für Montierung, Computer, Kamera und Motor-Fokusser.
Zur Remote-Steuerung habe ich zuerst ein USB-Kabel verwendet, das mein Notebook mit einem USB-Hub auf dem Teleskop verbindet.
Dieses USB-Kabel habe ich durch die auf Kipp stehende Terrassentür geführt und konnte das Notebook auf den Küchentisch stellen.
Das hatte zwei Nachteile:
Die gekippte Terrassentür war damit blockiert und es wurde im Winter auch leicht kalt.
Ich musste zwangsweise in der Küche sitzen und konnte nicht von meinem “normalen” Arbeitsplatz aus arbeiten
Als Verbesserung habe ich dann meinen kleinen Mini-Computer MeLE Quieter verwendet. Dieser kleine Mini-Computer läuft mit Windows 10 und hat 5 USB-3.0 Anschlüsse. Er wird statt des USB-Hubs auf das Teleskop geschnallt. Die Fernsteuerung erfolgt damit über WLAN und nicht mehr per Kabel.
Einrichtung des eigenen Observatoriums
Zur Realisierung des obigen Konzepts für das eigene stationäre Observatorium sind einmalig die Geräte (Mini-Computer, Montierung, Teleskop) einzurichten.
Beim Einschalten des Stroms fährt der Computer hoch und bootet Windows
Das Hochfahren von Windows erfolgt ohne Windows-Login
Nach dem Hochfahren stellt Windows automatisch eine drahtlose Verbindung mit meinem häuslichen WLAN her. (Das funktioniert, weil der Mini-Computer sich auf der Terrasse, aber nahe an der Hauswand befindet)
Beim Hochfahren von Windows wird automatisch ein TightVNC-Server gestartet
Einrichten Teleskop mit Montierung wird zum stationären Betrieb:
Stativ waagerecht einstellen
Montierung HEQ5 Pro aufsetzten und grob parallaktisch ausrichten
Teleskop Orion ED80/600 mit Flattener, Motor-Fokusser und Kamera aufsetzen und ausbalacieren (Gegengewicht etc.)
USB-Steckverbindungen von HEQ5 Pro, Motorfokussierer, Kamera zum Mini-Computer herstellen
Genaues Einnorden mit N.I.N.A.-Plugin “Three Point Polar Alignment”
Home Position definieren
Regelmäßige Nutzung des eigenen stationären Observatoriums
Nun kann ich mein statonäres Observatorium für astronomische Beobachtungen nutzen – so oft das Wetter mitspielt und ganz bequem per Remote vom häuslichen Arbeitszimmer aus. Die Einstiegsschwelle ist gering. Ich muß lediglich:
Wetterschutz entfernen
Strom einschalten
VNC-Cient auf irgendeinem Computer im häuslichen LAN aufrufen
Wilhelm Olbers (1758-1840) war ein Arzt, der in Bremen in der Sandstrasse seine Praxis hatte.
Die Sternwarte Lilienthal war eine astronomische Forschungseinrichtung, die 1782 von Johann Hieronymus Schroeter im Dorf Lilienthal bei Bremen gegründet wurde.
Zusammen mit Franz Xaver von Zach und Schröter gründete Olbers 1800 in Lilienthal die Astronomische Gesellschaft.
Im Jahre 1800 entstand auch die sog. Himmelspolizey, eine internationale Gruppe von Sternwarten, die systematisch nach einem Planeten zwischen den Bahnen von Mars und Jupiter suchen wollte.
Die Entdeckungen von Wilhelm Olbers
Nachdem Guiseppe Piazzi (1746- 1826) im Januar 1801 tatsächlich ein Objekt, das er zunächst für einen Kometen hielt, entdeckte musste er seine Beobachtungsreihe im Februar 1801 wegen einer Krankheit beenden. Erst dann veröffentlichte er seine Beobachtungsdaten. Andere Beobachter konnten das Objekt nicht wieder finden, weil es nun zu nahe an der Sonne stand.
Wilhelm Olbers konnte aber aus den Beobachtungen vom Januar und Februar die Bahn berechnen, wobei er die von Karl-Friedrich Gauss entwickelte Methode der kleinsten Quadrate anwenden konnte. Damit konnte das Objekt im Dezember 1801 wieder gefunden werden.
Die Bahnberechnungen von Olbers ergaben tasächlich eine große Halbachse von 2,77 A.E. was die Erwartungen voll erfüllte. Das Objekt erhielt den Namen Ceres und wurde, da es ideal in die Titus-Bode-Reihe passte, auch als “Planet” klassifiziert.
Auch die danach in kurzer Reihenfolge entdeckten Pallas, Juno und Vesta wurden als Planeten angesehen.
Vesta wurde als vierter Kleinplanet 1807 von Wilhelm Olbers in Bremen entdeckt.
(1) Ceres: 1801 von Giuseppe Piazzi an der Sternwarte Palermo enteckt
(2) Pallas 1802 von Wilhelm Olbers in Bremen entdeckt
(3) Juno 1804 von Karl Ludwig Harding an der Sternwarte Lilienthal entdeckt
(4) Vesta 1807 von Wilhelm Olbers in Bremen entdeckt
Erst nachdem ab 1845 immer mehr solche Objekte entdeckt wurden (Astraea etc.), konnte man diese doch nicht alle als “Planeten” ansehen. Herschel machte den Vorschlag, diese Objekte “Asteroiden” zu nennen (Asteroid = sternenartig), weil er keines dieser Objekte in seinem Fernrohr als Scheibchem auflösen konnte und sie also in Herschels Teleskop “wie Sterne” aussahen.
Die Olbersgesellschaft in Bremen
Die astronomische Vereinigung in Bremen nannte sich “Olbersgesellschaft”- gegründet 1920.
Sie betreibt ein Kleinplanetarium und eine Sternwarte in der ehemaligen Seefahrtsschule (später: Hochschule für Nautik, heute: HSB Hochschule Bremen, Campus Werderstrasse) und organisiert regelmäßig Vorträge.
Nach dem Kriege domizlierte die Olbersgesellschaft ab 1949 in der Schule an der Elsflether Straße und zog dann 1958 in die neu gebaute Seefahrtsschule an der Werderstrasse um.
Tycho Tracker ist eine Software, die von Daniel Parrott entwickelt wurde. Mit hilfe von Tycho kann man Asteroiden und NEOs leichter finden/entdecken und berechnen.
Tycho verwendet die Methode des “Sythetic Tracking”.
Unser Problem ist ja, dass wir lichtschwache Objekte (wenig SNR) haben, die sich auch noch bewegen. So etwas wird nun gestackt, indem alle möglichen Bewegungs-Vektoren ausprobiert werden, bis man ein gutes Bild erhält.
Das ist also eine Art “brute force approach”, der enorm viel Compter-Leistung erfordert und deshalb erst mit den heutigen (2023) modernen Computern möglich wurde.
Der erste Schritt ist ja das Sichtbarmachen des Objekts, das leistet “Synthetic Tracking”. Als nächstes möchte man ja vielleicht die Bahnelemente bestimmen (“Find Orbit”) oder eine Lichtkurve messen.
Platesolve the Images: Action -> Plate Solve Images
Kontrolle des Platesolvings:
Image Viewer: File -> Load Star Catalog
Image Viewer: Display Catalog Stars
Diese Schritte laufen automatisch ab mit: Main Menue -> Action -> Express Mode
Observations
Um aus solchen Astrofotos auch eine richtige “Beobachtung” zu machen, müssen wir auch das “Observatory” aussuchen, von dem aus diese Fotos gemacht wurden.
In diesem Fall ist das Siding Spring Observatorium mit dem MPC Code Q62.
Dies geben wir ein und machen es mit Rechtsklick “active”.
Nun können wir auch die “Known Objects” in unser Image einblenden.
Mithilfe von Rufus kann man bootbare USB-Sticks herstellen.
Dazu benötigt man ein ISO-Abbild des zu bootenden Betriebssystems.
Beispielsweise kann man Windows 11 so von einem USB-Stick booten oder auch vom USB-Stick auf eine Festplatten-Partition installieren und zwar ohne Zwangsbedingungen von Microsoft (TPM 2.0 etc.).
Erstellen von bootbaren Notfall-USB-Sticks
Der Computer muss so eingestellt sein, das ein Booten vom USB-Stick möglich ist.
Der USB-Stick wird mit dem Tool Rufus (Download: https://rufus.ie/de/) präpariert.
Ich habe Rufus Version 4.3 auf meinem Windows-Computer installiert.
Bei einem Windows-USB-Stick benötigt man Rufus nicht. Man kann Windows vom USB-Stick nur installieren (nicht live laufenlassen!!!).
Bei einem Linux-USB-Stick kann man Linux LIVE vom USB-Stick aus laufen lassen.
Dort klicken wir auf Linux Mint 21.2 Cinnamon Edition Download und wählen dann einen geeigneten Download-Server.
Das Erstellen des Linux-USB-Sticks geht wie folgt:
Rufus aufrufen
Im Rufus-Fenster eingeben
Laufwerk: Hier den USB-Stick auswählen (Achtung der Stick wird komplett überschrieben)
Startart: “Laufwerk oder ISO-Image” (Default-Einstellung)
Auswahl: Hier das oben downgeloadete ISO-Image auswählen.
Partitionsschema: GPT
Zielsystem: UEFI (ohne CSM)
Dateisystem: FAT32 (Default-Einstellung)
Schaltfläche “START”
Booten vom USB-Stick
nun will ich von dem gerade erstellten Linux Live USB Stick booten, also den Computer hochfahren. Wie geht das?
Mit F2 komme ich ins BIOS (bei meinem Laptop Acer Swift 3 muss ich gleichzeitig die Fn-Taste drücken).
Im BIOS aktiviere ich unter “Main” das F12 Bootmenü (und dies speichern).
Wenn ich nun bei eingestecktem USB-Stick den Computer hochfahre und dabei auf F12 (und gleichzeitig die Fn-Taste) drücke, komme ich in den Boot Manager…
Arbeiten mit Linux
Die Oberfläche der Linux Mint 21.2 Cinnamon Edition ist recht ähnlich der Oberfläche von Windows.
Wir haben unten eine “Taskleiste”, wo wir rechts das WLAN einstellen können und wo links das menü und einige häufig benutzte Anwendungen stehen.
Wie komme ich ins Internet? Das geht per WLAN-Symbol rechts unten.
Wie arbeite ich mit einem Beamer als zweitem Bildschirm?
Der physikalische Prozess ist ja im Prinzip einfach ein umgekehrter Carnotscher Kreisprozess. Wir haben also vier thermodynamische Zustände, mit vier Zustandsveränderungen, die am Ende wieder beim Ausgangszustand landen. So ein Kreisprozess ist schon seit längerem bekannt und technisch realisiert in unseren elektrischen Kühlschränken (auch: Wäschtrockner, Klimaanlage,…).
Wir haben ein externes Wärmereservoir mit der Temperatur T1. Die Wärmepumpe soll dort Wärme entnehmen und in einen zu heizenden Raum pumpen.
Zustand 1: Das Arbeitsmedium ist gasförmig und habe einen Druck von p1 und eine Temperatur T1 . Diese Anfangstemperatur T1 soll die Temperatur des externen Wärmereservoirs sein.
Zustandsübergang 1 nach 2: Kompression durch Verrichtung mechnischer Arbeit.
Das gasförmige Arbeitsmedium wird mit mechanischer Arbeit W zusammengedrückt (durch einen Kompressor).
Die Temperatur und der Druck des Arbeitsmediums erhöhen sich.
Das Arbeitsmedium muss so weit zusammengedrückt werden, dass die Temperatur oberhalb der Temperatur des Heizwassers (Vorlauftemperatur) liegt.
Zustand 2: Der Druck ist auf p2 und die Temperatur auf T2 gestiegen.
Zustandsübergang 2 nach 3: Wärmetransport vom Arbeitsmedium zu der Heizflüssigkeit im zu heizenden Raum (Vorlauftemperatur).
Das warme Arbeitsmedium wird durch Kontakt mit dem Heizwasser im zu heizenden Raum (Wärmetauscher) soweit abgekühlt , dass ein Temperaturausgleich stattfindet. Das heisst, es wird eine gewisse Wärmemenge ΔQ in das Heizwasser transportiert.
Zustand 3: Die Temperatur des des Arbeitsmediums ist gesunken auf T3. Beim unverändert hohen Druck ist das Arbeitsmedium jetzt flüssig geworden.
Zustandsübergang 3 nach 4: Das Arbeitsmedium wird entspannt d.h. der Druck wird von p2 zurück auf p1 entspannt. Dabei kühlt sich das Arbeitsmedium stark ab, so dass die Temperatur unterhalb der Temperatur des externen Wärmereservoirs liegt; sagen wir auf T4 < T1.
Zustand 4: Die Temperatur des Arbeitsmediums ist weiter gesunken auf T4, der Druck ist wieder bei p1.
Zustandsübergang 4 nach 5: Wärmetransport vom externen Wärmereservoir in das Arbeitsmedium. Durch Kontakt mit dem Wärmereservoir (Wärmetauscher) wird die Temperatur auf den ursprünglichen Wert T1 erhöht. D.h. es wird eine gewisse Wärmemenge ΔQ aus dem externen Wärmereservoir entnommen.
Zustand 5 = Zustand 1
Temperatur T1 Druck p1, Das Arbeitsmedium ist jetzt wieder gasförmig geworden.
In jedem Zyklus investieren wir also eine mechanische Arbeit von W und gewinnen (pumpen) eine Wärmemenge ΔQ.
Effizienz einer Wärmepumpe
In jedem Zyklus der Wärmepumpe stecken wir also eine Energiemenge (W), als mechanische Arbeit zur Kompression, hinein und entnehmen dem externen Reservoir eine Energiemenge ΔQ (Wärmemenge). Als Kennzahl für die “Effizienz” dieses Prozesses nehmen wir die sog. “Leistunsgzahl” (englisch: “Coefficient of Performance” COP):
\( \Large COP = \frac{\Delta Q}{W} \\ \)
Dieser COP besagt also, wieviel Wärmemenge bekomme ich heraus (gepumpt) im Verhältnis zur hineingesteckten mechanischen Energie.
Der Prozess in der Wärmepumpe entspräche genau einem umgekehrten Carnotschen Kreisprozess, wenn er “reversibel” wäre. Dazu müssten in den Wärmetauschern am Ausgang tatsächlich die beiden Temperaturniveaus identisch sein. Für diesen Idealfall kann man das physikalisch berechnen als:
\( \Large COP = \frac{T_3}{T_3 – T_1} \\ \)
Dies ist aber “nur” der physikalisch maximal mögliche COP. In der technischen Realisierung haben wir es aber immer mit unvollkommenen Prozessen und Verlusten zu tun, sodass in den real exsitierenden Wärmepumpen wir tatsächlich nur so etwa die Hälfte dieses physikalisch möglichen Werts erreichen.
Wenn die Temperatur des externen Wärmereservoirs jahreszeitlich schwankt (wenn man z.B. Aussenluft als Reservoir nimmt) wird vielfach ein sog. Seasonal COP (“SCOP“) genommen. Der ist ein Mittelwert aus vier COP-Werten bei vier unterschiedlichen Außentemperaturen.
Eine noch realistischere Kennzahl ist die JAZ (Jahresarbeitszahl). Da wird die übers Jahr tatsächlich “erzeugte” Wärmemenge ins Verhältnis gesetzt zur tatsächlich eingesetzten Strommenge; dazu muss man diese beiden Werte mit speziellen Zählern einzeln messen.
Beispiel:
Das externe Wärmereservoir sei die Aussenluft mit einer Temperatur T1 von 0° C.
Die Temperatur beim Wärmeaustausch (gewünschte Vorlauftemperatur der Heizung) möge sein: T3 = 40° C.
Um obige Formel anwenden zu können, müssen wir die Temperaturen in Kelvin umrechnen:
In der technischen Realisierung könnten wir uns freuen, wenn wir einen COP von 3 erreichen würden.
Phasenübergänge
Besonders effizient arbeitet eine Wärmepumpe dann, wenn das Arbeitsmedium bei der Wärmeaufnahme und der Wärmeabgabe die Temperatur nicht großartig ändert, sondern stattdessen ein sog. Phasenübergang stattfindet.
Statt einer großen Temperaturdifferenz bei der Erwärmung, wäre ein Phasenüberang von flüssig zu gasförmig gut; also beim Zustandsübergang 4 nach 1.
Statt einer großen Temperaturdifferenz beim Abkühlen, wäre ein Phasenübergang von gasförmig zu flüssig gut; also beim Zustandsübergang 2 nach 3.
Die Abgabe von Wärme und die Aufnahme von Wärme erfolgt in sog. Wärmetauschern. In den beiden Wärmetauschern arbeitet man mit einem geeigneten Druck, sodass genau in dem Wärmetauscher ein Phasenübergang stattfindet (bei gegebenen Temperaturverhältnissen und gegebenem Arbeitsmedium). Beispielsweise 2 bar bei der Wärmeaufnahme und 12 bar bei der Wärmeabgabe.
Youtube-Video: Ganteföhr Energie und Klima
Technische Realisierung einer Wärmepumpe
Das Arbeitsmedium in der Wärmepumpe wird technisch auch “Kältemittel” genannt. Es wird nicht verbraucht, sondern befindet sich in einem geschlossenen System in einem ewigen Kreislauf. Nach dem heutigen Stand der Technik (2023) kommt hierfür praktisch nur Butan (früher: FCKW) zum Einsatz.
Die zu leistende mechanische Arbeit wird ein kleiner Elektromotor besorgen. Woher der Strom dafür kommt, wäre eine weitere Frage…
Das externe Wärmereservoir muss sehr groß sein; so groß, dass eine Entnahme einer kleinen Wärmemenge die Temperatur des Reservoirs unverändert lässt. Als so ein Wärmereservoir kommt in der Praxis infrage:
Das Grundwasser
Das Erdreich
Die Aussenluft
Fließende Gewässer
Das Meer
…
Interessant zu wisssen ist, dass auch wenn es draussen richtig kalt ist, trotzdem diese “kalte” Draussenluft sehr viel Wärme-Energie enthält.
Erst bei einer Temperatur von -273° C wäre keine Wärme-Energie mehr da.
