Förderverein der Archenhold-Sternwarte
und des Zeiss-Großplanetariums Berlin e.V.

Konrad Guhl

Totale Sternbedeckungen

Beobachtungspraxis und Nutzen in der Vergangenheit und Gegenwart

Bei seinem Umlauf und die Erde bedeckt der Mond naturgemäß einen Teil des Himmels. Da auch dort Sterne (hinter) dem Mond stehen und der Mond über den Sternhimmel zieht müssen ständig Sterne an einem Mondrand "verschwinden" und am gegenüberliegendem "erscheinen". Dies nennt man eine Stern- bedeckung durch den Mond, kurz Sternbedeckung. Das "Verschwinden" wird Eintritt (engl. Disappereance) das "Erscheinen" wird Austritt (engl. Reapperareance) genannt. Am Rand der Bedeckungszone, wo der unregelmäßig geformte Mondrand die Sterne mehrfach "verschwinden" lässt haben wir eine streifende Sternbedeckung, die Bedeckungen jedoch bei denen nur einem Eintritt und einen Austritt haben heißen "Totale Sternbedeckungen". Da dem Mond als zweithellster Himmelskörper im Fernrohr den Beobachter oder die Empfangstechnik blendet, ist es i.d.R nur möglich am unbeleuchteten, dunklen Mondrand Sternbedeckungen zu beobachten. Daher werden Eintritte bei zunehmendem Mond und Austritte bei abnehmendem Mond beobachtet. Bei der Beobachtung von Sternbedeckungen fiel schon vor langer Zeit auf, dass die Sterne schlagartig verschwinden bzw. auftauchen. Dies ist ein Beweis dass der Mond keine Atmosphäre hat. Die Sternbedeckung ist damit ein Zeitpunkt der von verschiedenen Größen abhängt. Dies sind:

  • Die Bahn des Mondes um die Erde.
  • Die Position des Sterns am Himmel.
  • Die Rotation der Erde.
  • Das scheinbare Profil des Mondrandes.

Je nach dem welche Größen bekannt sind können aus Sternbedeckungen andere Größen abgeleitet werden. Seit mehr als hundert Jahren haben Sternwarten in aller Welt den Zeitpunkt von Sternbedeckungen bestimmt. Diese Beobachtungen wurden und werden weltweit gesammelt und ausgewertet. Dabei hat sich die Zielsetzung in den Jahrzehnten gewandelt, je nach dem welche Größe (Zeitbestimmung, Mondbahnmessung oder Sternposition) im Fokus der Forschung stand. Von unserer Sternwarte sind zahlreiche historische Beobachtungen bekannt.

aus Mitteilungen der Archenhold-Sternwarte Nr. 59 Jahresbericht 1961 S.8
Abb. 1: aus Mitteilungen der Archenhold-Sternwarte Nr. 59 "Jahresbericht 1961" S.8
aus Report of Lunar Occultion Observation 1987, Tokio 1990
Abb. 2: aus Report of Lunar Occultion Observation 1987, Tokio 1990

Diese Amateurbeobachtungen wurden viele Jahre mit Chronometern oder Stoppuhren als visuelle Beobachtungen ausgeführt. Dabei löst ein Beobachter bei Eintritt oder Austritt die Zeitmessung aus. Naturgemäß verbleibt ein menschlicher Fehler, die sogenannte "persönliche Gleichung". Es wird/wurde oft versucht den Fehler in Simulationen (z.B. das Aufleuchten oder Verlöschen einer Lampe messen) zu bestimmen, jedoch gelingt dies nur näherungsweise. Um den subjektiven Einfluss des Beobachters zu eliminieren begannen Amateurastronomen und Mitarbeiter der Archenhold Sternwarte in den 80er Jahren des 20sten Jahrhunderts mit Photometern zu experimentieren. Die Versuche solcher lichtelektrischen Beobachtungen gingen von Sekundärelektronenvervielfachern (Photomultiplier) im Gleichlichtbetrieb über den sogenannten Wechselrichterbetrieb bis zum photonenzählenden Photometern eine sehr hohe Zeitauflösung. Bei der Methode der Photonenzählung wird in einer Zeiteinheit (0.5, 1 oder 2 ms) die Zahl der in das Teleskop eingefallenen Photonen gezählt und zeitparallel gespeichert. Nun kann zu jeder Zeiteinheit ein Helligkeitswert gemessen werden. Wir sprechen dann von der sogenannten "schnellen Photometrie". Über die Beobachtungstätigkeit wurde in der Vergangenheit regelmäßig publiziert. Hier als Beispiel der Jahresbericht für das Jahr 1986 in dem erstmals auch über lichtelektrisch gewonnene Werte berichtet wird:

aus Blick in das Weltall 35 (1987) S.35
Abb. 3: aus Blick in das Weltall 35 (1987) S.35

Die schnelle Photometrie macht objektive Messungen möglich, zeigt aber auch dass (im Gegensatz zur visuellen Beobachtung) Sternbedeckungen nicht schlagartig sind. Dies hat mehrere Gründe: Die Lichtquelle "Stern" wird am Mondrand gebeugt und erzeugt ein Beugungsmuster auf der Erdoberfläche Der lokale Kontaktwinkel am Mondrand lässt den Beugungsvorgang verschieden schnell erscheinen Der Abfall der Lichtkurve wird vom Winkeldurchmesser des Sterns bestimmt oder erfolgt bei engen Doppelsternen in Stufen. Zur Auswertung werden Modellrechnungen ausgeführt und die bestimmenden Parameter des Modells so lange variiert bis die Abweichungen ein Minimum zeigen So kann der Helligkeitsverlauf der Lichtkurve bei der Bedeckung von SAO 079199 mit einem möglichen scheinbaren Durchmesser des Stern erklärt werden. Die Spektralklasse und die Helligkeit des Sterns untermauern das Modell. Bei der Bedeckung von SAO 118764 zeigt ein Doppelsternmodell die geringsten Fehler. Ob der Stern tatsächlich ein bisher nicht als Doppelstern bekannter Stern ist, muss eine zweite unabhängige Beobachtung zeigen.

Lichtkurve der Bedeckung von SAO 079199
Abb. 4: Lichtkurve der Bedeckung von SAO 079199
Lichtkurve der Bedeckung von SAO 118764
Abb. 5: Lichtkurve der Bedeckung von SAO 118764

Von den eingangs genannten Größen (Mondbahn, Sternposition, Erdrotation und Mondrandprofil), sind die ersten drei heute genau genug bekannt. Damit ist die Zielsetzung der Beobachtung totaler Bedeckungen nun die Bestimmung des lokalen Kontaktwinkels (Mondrandprofil) und die astrophysikalisch interessante Größe des scheinbaren Sterndurchmessers. Die Werte des Sterndurchmessers sind naturgemäß sehr kleine Winkel. Daher ist die angewandte Einheit des Winkels ein "mas" (milli arc second) eine Tausendstel Winkelsekunde. Die Bestimmung solcher Werte aus den an der Archenhold-Sternwarte gewonnen Beobachtungen wurde gemeinsam mit Profi-Astronomen durchgeführt. Die Beobachtungsresultate wurden in den "Astronomischen Nachrichten" publiziert:

Auszug aus den Astronomischen Nachrichten
Abb. 6: Auszug aus den Astronomischen Nachrichten
Auszug aus den Astronomischen Nachrichten
Abb. 7: Auszug aus den Astronomischen Nachrichten
Auszug aus den Astronomischen Nachrichten
Abb. 8: Auszug aus den Astronomischen Nachrichten
Auszug aus den Astronomischen Nachrichten
Abb. 9: Auszug aus den Astronomischen Nachrichten