Abb. 1: (433) Eros ist einer der wenigen Kleinplaneten, die
wir aus der Nähe kennen. Seine mit Einschlagkratern
übersäte Oberfläche und seine unregelmäßige
Figur sind typisch für kleinere Asteroiden (aufgenommen von der
Sonde NEAR Shoemaker, JHU/APL und NASA). | Abb. 2: Auch Asteroiden können Begleiter haben: Auf
dem Flug zum Jupiter nahm die Sonde Galileo den Kleinplaneten (246)
Ida ins Visier. Auf den Bildern wurde ein winziger Mond (links von
Ida) entdeckt, der den Namen Dactyl erhielt (NASA/JPL).
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Warum interessieren uns Kleinplaneten eigentlich? Nach der gängigen Vorstellung der Entstehung unseres Sonnensystems haben sich die großen Planeten und ihre Monde vor rund 4,5 Milliarden Jahren durch relativ sanfte Zusammenstösse kleinerer Körper ("Planetesimals") gebildet. Durch die Störungen des massereichen Planeten Jupiter konnte aus der Materie zwischen Mars und Jupiter kein weiterer großer Planet entstehen. Nach dieser Theorie sind Kleinplaneten also verhältnismäßig ursprüngliche Materie, die uns heute noch einige wichtige Kapitel aus der Frühzeit des Sonnensystems erzählen kann.
Es muß jedoch nicht immer eine teure Sonde sein, die neue Erkenntnisse aus der Welt der Kleinplaneten bringt. Bereits mit einfachen Amateurmitteln lassen sich Beobachtungen machen, aus denen zum Beispiel Größe und Form eines Kleinplaneten abgeleitet werden können. Dazu muß man freilich besondere Umstände bei der Beobachtung ausnutzen, denn auch in den größten Teleskopen erscheinen Kleinplaneten bei direkter Betrachtung nur als hellere oder schwächere Lichtpunkte.
Aus der Beobachtung eines solchen kosmischen Schattenspiels läßt sich dann die Größe des Kleinplaneten ableiten: Wenn seine Bahn und damit die scheinbare Winkelgeschwindigkeit und die absolute Entfernung zur Erde zum Zeitpunkt der Bedeckung bekannt sind, folgt aus der Zeitdauer der Bedeckung die Größe des Asteroiden.
Überlegen wir noch etwas genauer. Verschiedene Beobachter an verschiedenen Standorten auf der Erdoberfläche sehen den meist ja nur wenige AE entfernten Kleinplaneten jeweils um einen winzigen Winkelbetrag gegenüber dem viel weiter entfernten Sternenhintergrund verschoben (Parallaxe). Die Situation ähnelt der bei einer totalen Sonnenfinsternis: Je nach dem, wo man auf der Erde steht, sieht man, dass der Mond die Sonne völlig abdeckt oder man schaut ein wenig am Mond vorbei und beobachtet, wie der Mond die Sonne nur teilweise oder gar nicht abdeckt. Wie bei einer Sonnenfinsternis gibt es auch bei einer Sternenfinsternis durch einen Kleinplaneten eine Zone auf der Erde, innerhalb derer man eine Bedeckung sieht. Diese Bedeckungszone ist - je nach Projektion auf die Erdoberfläche - mindestens so breit wie der Kleinplanet groß ist. Und wie bei einer Sonnenfinsternis fällt die Bedeckung kürzer aus, wenn der Beobachtungsort in der Nähe des Randes der Bedeckungszone liegt.
Noch einmal der gleiche Sachverhalt, diesmal aus der Perspektive des Beobachters: Je nach Standort auf der Erde bedeckt der Kleinplanet den Stern zentral, mehr oder weniger am Rand, streifend oder gar nicht. Von verschiedenen Standorten aus sieht man verschiedene Schnitte durch das Kleinplanetenprofil. Aus der Gesamtheit der beobachteten Schnitte lassen sich dann Größe und Umriss (bzw. die zweidimensionale Projektion zum Zeitpunkt der Bedeckung) des Kleinplaneten rekonstruieren. Kennt man dazu noch seine rotationsbedingte Helligkeitsveränderung ("Lichtkurve") um den Bedeckungstermin herum, sind sogar Aussagen über die dreidimensionale Gestalt des Körpers möglich. Zum Thema Photometrie von Kleinplaneten sei auf den Beitrag von Helmut Denzau in der letzten Ausgabe des VdS-Journals verwiesen [4].
Manche Asteroiden sind Doppelkörper [z.B. (90) Antiope und 2000 DP107] bzw. haben Monde - bei (45) Eugenia, (243) Ida und (762) Pulcova sind sie nachgewiesen. Lichtelektrische Messungen bei einer Sternbedeckung legen auch für (532) Herculina einen Begleiter nahe. Weitere Doppelasteroiden und Kleinplanetenbegleiter könnten bei Sternbedeckungen entdeckt werden, wenn sie für manche Beobachter den Zielstern kurz "ausknipsen". Hierzu sind möglichst viele Beobachter wünschenswert, um der Interpretation der Daten eine ausreichende Sicherheit zu geben.
Alles, was man an Instrumentarium zur Beobachtung von Sternbedeckungen durch Kleinplaneten braucht, ist ein Teleskop, das den Zielstern sicher zeigt, einen Zeitzeichenempfänger (z.B. für DCF 77) für die genaue Zeit und ein Datenaufzeichnungsgerät. Letzteres kann ein Tonband sein, das Zeitzeichen und Kommentare des Beobachters aufnimmt, oder eine Videokamera mit eingeblendetem Zeitzeichen oder eine geeignete CCD-Kamera wie die speziell für Bedeckungsbeobachtungen entwickelte "IOTA Occultation Camera" (IOC; siehe dazu den Artikel von Wolfgang Beisker et al. in [5]). Geeignete elektronische Kameras haben den Vorteil, dass sie das Ereignis praktisch verzögerungsfrei und mit hoher zeitlicher Auflösung registrieren. Letzteres ist etwa von Bedeutung, wenn man bei der Bedeckung auch noch den Winkeldurchmesser des Sterns mitbestimmen will. Dazu muß der Zielstern ein Riesenstern sein und die Bildwiederholfrequenz bei 100 Hz oder besser liegen.
Für eine gute Vorhersage sind die Anforderungen an die Genauigkeit sehr hoch: Die scheinbaren Durchmesser selbst der größeren Asteroiden liegen in der Größenordnung einige 0.01" bis 0.1". Für eine Bedeckungsvorhersage, die etwa so genau wie die Bedeckungszone breit ist, muß sowohl die Position des Kleinplaneten als auch die des Sterns auf wenige 0.01" genau bekannt sein.
Aus der Vielzahl der möglichen Ereignisse gilt es nun diejenigen herauszufiltern, die überhaupt beobachtbar sind:
Für eine Bahnverbesserung benötigt man neue, möglichst genaue Positionsmessungen des Kleinplaneten. Sie sollten idealerweise einen Zeitraum von einigen Wochen oder Monaten umfassen und möglichst nahe an das eigentliche Bedeckungsereignis heranreichen. Hier sind Amateure, die sehr genaue Astrometrie betreiben, herzlich zur Mitarbeit eingeladen. Jens Kandler und Gerhard Lehmann von der VdS-Fachruppe Kleinplaneten haben in [8] beschrieben, wie's gemacht wird. Mit der heutigen CCD- und Computertechnik ist Astrometrie eine dankbare Amateuraufgabe. Es gibt eine ganze Reihe von Computerprogrammen auf dem Markt, die speziell für Astrometrie entwickelt wurden oder Astrometriefunktionen integriert haben: Für Windows sind das z.B. Astrometrica [9] von Herbert Raab und EasySky Pro [10] von Matthias Busch, für Unix/Linux kann man das von der Europäischen Südsternwarte ESO geschriebene MIDAS [11] oder das amerikanische Programmpaket IRAF [12] verwenden. Die Datenreduktion lässt sich weitgehend automatisieren [13].
Astrometrie zur Berechnung von Bedeckungen stellt allerdings hohe Anforderungen. Damit die Position des Kleinplaneten mit einer absoluten Genauigkeit von wenigen 0.01" im seit 1998 verwendeten ICRF-Bezugssystem (ICRF=International Celestial Reference Frame) bestimmt werden kann, müssen die Positionen der zur Messung benutzten Vergleichssterne im ICRF mindestens so genau bekannt sein. Als Vergleichsternkataloge kommen deshalb nur solche in Frage, die auf den Daten des Astrometriesatelliten HIPPARCOS basieren. Der HIPPARCOS-Katalog [14] selbst gibt zwar sehr genaue Positionen und Eigenbewegungen für fast 120000 Sterne, die Sterndichte ist aber zu gering, d.h. es gibt meistens nicht genügend HIPPARCOS-Vergleichssterne in der Nähe des zu vermessenden Objekts. Deutlich besser sieht es mit dem Tycho-2-Katalog [15] aus: In ihm wurden für 2 Millionen Sterne bis ca. 11 mag Positionen des Tycho-Experiments an Bord des HIPPARCOS-Satelliten mit Daten anderer Kataloge kombiniert, um die hochwertigen Tycho-Positionen mit ausreichend genauen Eigenbewegungen zu ergänzen. Alle anderen Astrometrie-Kataloge sind für Aufgaben im Zusammenhang mit Bedeckungen nur bedingt brauchbar. Der oft benutzte GSC (Guide Star Catalog) Version 1.2 etwa ist nicht im ICRF-System und gibt auch keine Eigenbewegungen an, wird also schon nach wenigen Jahren spürbar zu ungenau. Ein nächster großer Fortschritt ist mit Erscheinen des kompletten UCAC (US Naval Observatory CCD Astrograph Catalog) [16] etwa im Jahr 2003 zu erwarten. Dieser Katalog wird für etwa 50 Millionen Sterne im Helligkeitsbereich 8 bis 16 mag Positionen und Eigenbewegungen im ICRF-System mit für die helleren Sterne ähnlicher Genauigkeit wie der Tycho-2-Katalog enthalten.
Einige Tage vor der Bedeckung ist es dann an der Zeit, die Kleinplanetenpositionen im MPC-Format per E-mail an die IOTA zu schicken, die dann nach Möglichkeit eine verbesserte Vorhersage ("Update") für die Bedeckung herausgibt. Zur Zeit berechnen David W. Dunham (Greenbelt/USA, Präsident der IOTA), Jan Manek (Prag/Tschechien) und Martin Federspiel (Freiburg i.Br./Deutschland) solche Updates [17]. Die meisten der für die Berechnung von Updates benutzten aktuellen Positionen steuern gegenwärtig Ronald Stone vom US Naval Observatory in Flagstaff/Arizona [18] und Bill Owen vom Table Mountain Observatory (Wrightwood/Kalifornien) bei - ein gelungenes Beispiel für eine fruchtbare Zusammenarbeit zwischen Fachastronomen und Amateuren. Der Anteil der von Amateuren beigetragenen Positionsmessungen ist noch erheblich steigerungsfähig. Ihre Daten sind sehr willkommen!
Aus allen verfügbaren Beobachtungen wird dann eine im Hinblick auf die Bedeckung möglichst genaue Bahn des Kleinplaneten berechnet. Der Autor hat zum Thema Störungsrechnung und Bahnverbesserung vor einiger Zeit Programme geschrieben und in SuW vorgestellt [19]. Professionellen Ansprüchen genügt das in FORTRAN77 geschriebene Programmpaket OrbFit [20]. Auch Bill Gray von Project Pluto (der Autor von GUIDE) bietet ein mit Einschränkungen verwendbares Modul FIND_ORB zur Bahnbestimmung an [21]. Die Bahnverbesserung ist ein spannendes Geschäft. Manchmal ist es eine einzige, bei der Bahnbestimmung akzeptierte oder verworfene Beobachtung, die darüber entschiedet, ob die wahrscheinliche Bedeckungslinie 100 km weiter nördlich oder südlich vorhergesagt wird.
Mit den verbesserten Bahnelementen ist die Bedeckungszone auf der Erde schnell berechnet, etwa mit dem Programm OCCULT [22] von David Herald oder mit GUIDE [21]. Nun muß die verbesserte Vorhersage schnellstmöglich zu potentiellen Beobachtern gelangen. Hier ist das Internet unschlagbar: Neuigkeiten über Ereignisse, die Europa betreffen, werden top-aktuell über eine Mailingliste [23] verbreitet und können über die Internetseite von Jan Manek und Ludek Vasta [24] sowie über die europäische IOTA-Seite [5] eingesehen werden. Wer über den europäischen Bedeckungsdunstkreis hinaussehen will, wird auf der amerikanischen IOTA-Seite [25] und über die Sky & Telescope-Mailingliste [26] bestens informiert.
21. März 1998, kurz nach Sonnenuntergang. Hektisch suchen einige Amateur- und Fachastronomen in Spanien, Südfrankreich, Norditalien und der Ukraine den 6.8 mag hellen Stern HIP 28954=PPM 121913 im nördlichen Teil des Sternbilds Orion. Es bleibt nicht viel Zeit, denn gegen 19 Uhr UT soll dieser Stern für ein paar Sekunden vom Kleinplaneten (39) Laetitia bedeckt werden. Die Beobachtung gelang tatsächlich: Von 15 Standorten aus wurde eine Sternenfinsternis registriert, 9 sahen keine Bedeckung. Die Zone der Bedeckung war offenbar genauso verlaufen wie Jan Manek und Martin Federspiel es einige Tage zuvor berechnet hatten (Abb. 4).
Abb. 5: Rekonstruktion von Größe und Umriss von (39) Laetitia aus der Bedeckung von PPM 121913 am 21. März 1998. Die Daten passen am besten zu einem mittleren projizierten Ellipsoid mit den Halbachsen 72 km und 113 km. Kleinere Irregularitäten der Oberfläche deuten sich an (IOTA/David W. Dunham).
Aus den beobachteten Bedeckungsdauern konnten Umriss und
Größe von Laetitia abgeleitet werden. Die Daten passen am
besten zu einem Ellipsoid mit den projizierten Halbachsen 72 km x 113
km (siehe Abb. 5). Das ist befriedigend mit dem aus
Infrarotbeobachtungen des Satelliten IRAS bestimmten Radius von 80 km
verträglich. Die Bedeckung von PPM 121913 lieferte keine
Anhaltspunkte für einen Begleiter von Laetitia.
Abb. 6: Rekonstruktion von Größe und Umriss von (476) Hedwig aus der Bedeckung von HIP 103334 am 7. November 2000. Die 6 gemessenen Profile legen für diesen Kleinplaneten ein Ellipsoid mit den projizierten Halbachsen 63 km und 42 km nahe (IOTA/David W. Dunham).
Auch am 7. November 2000 hat es dank eines sehr genauen Updates
wieder geklappt. An diesem Abend beobachteten 6 Sternfreunde um Martin
Dentel aus Berlin und Nordostbrandenburg, wie der 8.4 mag helle Stern
HIP 103334 bis zu 6 Sekunden lang vom Kleinplaneten (476) Hedwig
"ausgeknipst" wurde. Ergebnis: Die gemessenen Zeiten legen einen
projizierten elliptischen Umriss des Kleinplaneten (Abb. 6) mit den
Halbachsen 63 km und 42 km nahe. Der Radius war bislang aus IRAS-Daten
zu 61 km angenommen worden.
Abb. 7: Referenzvorhersage der Bedeckung xi Arietis durch (2009)
Voloshina am 1. Dezember 2001. Im Zuge einer Bahnverbesserung könnte
sich herausstellen, dass die tatsächliche Bedeckungszone auch über
Mitteleuropa verläuft (Edwin Goffin [6]).
Amateure können auch schon im Vorfeld der Bedeckung mitwirken. Ihre genauen Positionsmessungen relativ zu Sternen, die vom Astrometriesatelliten HIPPARCOS vermessen wurden, helfen mit, die Bahn des Kleinplaneten und damit die Qualität der Vorhersage erheblich zu verbessern.
[2] VdS-Fachgruppe Sternbedeckungen bzw. IOTA/ES; Leiter/Präsident: Hans-Joachim Bode, Bartold-Knaust-Str. 8, 30459 Hannover, E-mail:president@IOTA-ES.de; Sekretär: E. Bredner, E-Mail: secretary@IOTA-ES.de
[3] Bilder des Kleinplaneten (433) Eros, aufgenommen von der Sonde NEAR, im Internet: http://near.jhuapl.edu
[4] Denzau, H., Photometrie von Kleinplaneten, VdS-Journal Winter 2000, 59ff.
[5] Internetseite der IOTA/ES: http://www.iota-es.de
[6] Referenzvorhersagen von Edwin Goffin im Internet: ftp://ftp.ster.kuleuven.ac.be/dist/vvs/asteroids
[7] Referenzvorhersagen von Mike Kretlow im Internet: http://astro1.physik.uni-siegen.de/uastro/occult/index.htm
[8] Kandler, J., Lehmann G., Wie astrometriert man Kleinplaneten?, VdS-Journal Sommer 2000, S. 74ff
[9] Astrometrica von Herbert Raab: http://www.astrometrica.at
[10] EasySky Pro von Matthias Busch: http://www.easysky.de
[11] MIDAS (ESO): http://www.eso.org/projects/esomidas
[12] IRAF: http://iraf.noao.edu/
[13] Meyer, E., Automatisierte astrometrische Datenreduktion, VdS-Journal Winter 2000, S. 95f.
[14] HIPPARCOS-Katalog: The HIPPARCOS Catalogue, ESA SP-1200, ESA 1997; http://astro.estec.esa.nl/Hipparcos, http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR
[15] Tycho-2-Katalog: Hog, E., et al. 2000, Astronomy&Astrophysics, 355, 27; http://www.astro.ku.dk/~erik/Tycho-2/, http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR
[16] UCAC-Katalog: Zacharias, N., et al. 2000, Astronomical Journal, 120, 2131; http://ad.usno.navy.mil/ad/ucac
[17] Beobachtungen bitte an: IOTA-Präsident David W. Dunham ( dunham@erols.com), Jan Manek ( jan.manek@worldonline.cz), Martin Federspiel ( martin@astro.unibas.ch)
[18] Stone, R.C. 2000, Astronomical Journal, 120, 2708
[19] Federspiel, M. 1994, Sterne und Weltraum, 33, 482
[20] Professionelle Bahnbestimmung mit OrbFit (FORTRAN77-Programm für Windows und Unix/Linux): http://newton.dm.unipi.it/~asteroid/orbfit/
[21] Bahnbestimmung mit FIND_ORB, GUIDE: http://www.projectpluto.com
[22] David Heralds Programm OCCULT: http://www.lunar-occultations.com/iota/iotaocc3.htm
[23] Mailingliste planoccult@aula.com; wie man dort Mitglied wird, steht in ftp://ftp.ster.kuleuven.ac.be/dist/vvs/asteroids/2001.README
[24] Jan Maneks und Ludek Vastas Internetseiten mit Vorhersagen, Updates und Auswertungen von Sternbedeckungen durch Kleinplaneten: http://sorry.vse.cz/~ludek/mp
[25] Internetseite der IOTA: http://www.lunar-occultations.com/iota/iotandx.htm
[26] Mailingliste von Sky & Telescope: http://www.skypub.com/news/astroalert/astroalert.html
Anschrift des Verfassers: Dr. Martin Federspiel, Benzhauserstr. 21, 79232 March-Holzhausen, E-Mail: martin@astro.unibas.ch