Bienenberg 460m
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19. Juni 2012 um 12:30.
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WEGEN WOLKEN DEN VENUSTRANSIT 2012 VERPASST.
Der Venustransit vor der Sonnenscheibe ist ein sehr seltenes Naturphänomen. In 130 Jahren ereignen sich wegen der zur Erdbahn geneigten Venusbahn nur zwei Durchgänge und die beiden Durchgänge folgen in wenigen Jahren nacheinander. Der letzte Durchgang war am 9.6.2004 welchen ich schön mit meinem 15cm Newtonteleskop und Sonnenfilter beobachten konnte. Den Venustransit wollte ich von einer Anhöhe beim Bienenberg oberhalb Frenkendorf verfolgen. Die Sonne sollte schon mit der Planetenscheibe davor aufgehen und der Transit wäre bis um 6:49 Uhr zu sehen gewesen wenn die Venus vor der Sonnenscheibe durchgezogen wäre. Leider war es gegen Nordosten aber stark bewölkt und das Naturphänomen liess sich nicht beobachten.
Rundwanderung Bienenberg: Bahnhof Frenkendorf Füllinsdorf - P.333m - Frenkendorf - Chlebimatt - P.427m - Bienenberg Gipfel (P.460m) - Bienenberg Kurhaus - Eben Ezer - Chlebimatt - Frenkendorf - P.333m - Bahnhof Frenkendof Füllinsdorf.
Tour im Alleingang.
Information des Venustransits bei wikipedia: http://de.wikipedia.org/wiki/Venustransit
Den Bienenberg hatte ich noch etliche Male als meinen Hausberg besucht, ein weiteres Mal habe ich ihn auf HIKR beschrieben, die grosse Frenkendörfer-Tour vom 29.7.2017: Bienenberg
Sputnik
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![Testfoto mir neuer Fotoausrüszung:<br /><br />Ein „Rauchring“ im Weltall – so wie auch unsere Sonne ihre äussere Hülle in etwas über sieben Milliarden Jahren einmal ausstossen wird und dann wie dieses Objekt zu einem Planetarischen Nebel wird.<br /><br />Der runde Gasnebel ist bekannt als Ringnebel oder M 57 und man findet ihn im Sternbild Lyra (Leier). Er ist der Überrest eines Sterns, der vor etwa 20000 Jahren seine äussere Gashülle abgestossen hat. Dies passiert nachdem ein sonnenähnlicher Stern sich zum roten Riesen aufgebläht hat und als Miraveränderlicher seine Brennvorräte im Sternkern restlos zu Kohlenstoff und Sauerstoff verbrannt hat.<br /><br />Die Gashülle dehnt sich mit 19km/s aus und hat heute einen Durchmesser von 1,3 Lichtjahren. Die Entfernung von M 57 ist 2300 Lichtjahre so dass die Gashülle einen scheinbaren Durchmesser von 118“ am Himmel hat. Das Objekt erscheint mit einer Helligkeit von 8,8mag und leuchtet im inneren Teil blaugrün (Zweifach ionisierter Sauerstoff) und im Aussenbereich rötlich (Wasserstoff und zweifach ionisierter Stickstoff). Das Leuchten wird angeregt durch die intensive UV-Strahlung des Zentralsterns vom Planetarischen Nebels. Der Zentralstern ist der freigelegte Sternkern welcher sich nach dem Abstossen der Hülle zu einem Weissen Zwerg verdichtet. Der auf dem Foto nicht sichtbare Zentralstern (Helligkeit 15.75mag) besteht aus hochverdichtetem Kohlenstoff und Sauerstoff und hat eine Masse von 0.61mal der der Sonne und eine Oberflächentemperatur von 125000°C. Trotz etwa zwei Drittel Sonnenmasse hat der Weisse Zwerg lediglich einen Durchmesser in Erdgrösse!<br /><br />Ursprünglich war der Stern vor seinem Riesenstadium etwas Massenreicher als die Sonne und blies schon Materie ins All bevor er seine äusseren Schalen abstiess. Der heute sichtbare Nebel hat 20% der Sonnemasse und besteht fast nur aus Wasserstoff (92,6%) und Helium (7,4%), die Anteile an Sauerstoff, Stickstoff, Neon, Schwefel, Argon, Chlor und Fluor sind sehr klein.<br /><br />Foto und Info eines Miraveränderlichen: [http://www.hikr.org/gallery/photo837608.html?post_id=51374#1]<br /><br />60s mit Nachführung; F 5.6; ISO 1600; 250mm Objektiv](https://f.hikr.org/files/831263s.jpg "Testfoto mir neuer Fotoausrüszung:<br /><br />Ein „Rauchring“ im Weltall – so wie auch unsere Sonne ihre äussere Hülle in etwas über sieben Milliarden Jahren einmal ausstossen wird und dann wie dieses Objekt zu einem Planetarischen Nebel wird.<br /><br />Der runde Gasnebel ist bekannt als Ringnebel oder M 57 und man findet ihn im Sternbild Lyra (Leier). Er ist der Überrest eines Sterns, der vor etwa 20000 Jahren seine äussere Gashülle abgestossen hat. Dies passiert nachdem ein sonnenähnlicher Stern sich zum roten Riesen aufgebläht hat und als Miraveränderlicher seine Brennvorräte im Sternkern restlos zu Kohlenstoff und Sauerstoff verbrannt hat.<br /><br />Die Gashülle dehnt sich mit 19km/s aus und hat heute einen Durchmesser von 1,3 Lichtjahren. Die Entfernung von M 57 ist 2300 Lichtjahre so dass die Gashülle einen scheinbaren Durchmesser von 118“ am Himmel hat. Das Objekt erscheint mit einer Helligkeit von 8,8mag und leuchtet im inneren Teil blaugrün (Zweifach ionisierter Sauerstoff) und im Aussenbereich rötlich (Wasserstoff und zweifach ionisierter Stickstoff). Das Leuchten wird angeregt durch die intensive UV-Strahlung des Zentralsterns vom Planetarischen Nebels. Der Zentralstern ist der freigelegte Sternkern welcher sich nach dem Abstossen der Hülle zu einem Weissen Zwerg verdichtet. Der auf dem Foto nicht sichtbare Zentralstern (Helligkeit 15.75mag) besteht aus hochverdichtetem Kohlenstoff und Sauerstoff und hat eine Masse von 0.61mal der der Sonne und eine Oberflächentemperatur von 125000°C. Trotz etwa zwei Drittel Sonnenmasse hat der Weisse Zwerg lediglich einen Durchmesser in Erdgrösse!<br /><br />Ursprünglich war der Stern vor seinem Riesenstadium etwas Massenreicher als die Sonne und blies schon Materie ins All bevor er seine äusseren Schalen abstiess. Der heute sichtbare Nebel hat 20% der Sonnemasse und besteht fast nur aus Wasserstoff (92,6%) und Helium (7,4%), die Anteile an Sauerstoff, Stickstoff, Neon, Schwefel, Argon, Chlor und Fluor sind sehr klein.<br /><br />Foto und Info eines Miraveränderlichen: [http://www.hikr.org/gallery/photo837608.html?post_id=51374#1]<br /><br />60s mit Nachführung; F 5.6; ISO 1600; 250mm Objektiv")
![Auf dem Foto ist der aktuell 7.6mag helle Stern R Serpentis (R Ser) welcher seine Helligkeit mit einer Periode von 356,41 Tagen zwischen 5.2mag und 14.4mag verändert. R Ser gehört zur Klasse von Miraveränderlichen und ist 682 Lichtjahre entfernt. Seine rote Farbe zeigt an, dass er eine kühle Oberfläche hat und dem späten Spektraltyp M angehört, so hat er lediglich eine Oberflächentemperatur von etwa 3200°C und sein Spektrum variiert zwischen M5IIIe im Maximum und M9IIIe im Minimum. Der Durchmesser von R Serpentis beträgt etwa 360 mal dem der Sonne und seine Leuchtkraft im Maximum ist die 1500-fache Sonnenleuchtkraft. <br /><br />In ferner Zukunft wird sich auch die Sonne in einen Mirastern verwandelt haben. Miraveränderliche sind Sterne zwischen 0,6 und etwa 3 Sonnemassen mit einem Kern aus Kohlenstoff und einer Schale in der Helium verbrannt wird. Die Sterne stehen am Ende ihrer Kernfusionen nachdem sie im Rote-Riesen-Stadium als “Halbregelmässige Veränderliche” noch Helium in ihrem Kern zu Kohlenstoff verbrannt hatten. Nach etwa 100000 Jahren stossen die Mirasterne schliesslich ihre Hülle und es entsteht ein Planetarischer Nebel. Dabei schrumpft der freigelegte Sternkern zu einem Weissen Zwerg. Die Helligkeitsveränderungen der Mirasterne entstehen durch Pulsation, sie haben Amplituden von 2.5 bis 11mag und Perioden von 80 bis 1000 Tagen. Alle Mirasterne gehören den kühlen Spektralklassen M, N oder S an wobei die letzten zwei selten sind.<br /><br />Foto eines Planetarischen Nebels: [http://www.hikr.org/gallery/photo831263.html?post_id=51374#1]<br /><br />30s mit Nachführung; F 5.6; ISO 1600; 250mm Objektiv](https://f.hikr.org/files/837608s.jpg "Auf dem Foto ist der aktuell 7.6mag helle Stern R Serpentis (R Ser) welcher seine Helligkeit mit einer Periode von 356,41 Tagen zwischen 5.2mag und 14.4mag verändert. R Ser gehört zur Klasse von Miraveränderlichen und ist 682 Lichtjahre entfernt. Seine rote Farbe zeigt an, dass er eine kühle Oberfläche hat und dem späten Spektraltyp M angehört, so hat er lediglich eine Oberflächentemperatur von etwa 3200°C und sein Spektrum variiert zwischen M5IIIe im Maximum und M9IIIe im Minimum. Der Durchmesser von R Serpentis beträgt etwa 360 mal dem der Sonne und seine Leuchtkraft im Maximum ist die 1500-fache Sonnenleuchtkraft. <br /><br />In ferner Zukunft wird sich auch die Sonne in einen Mirastern verwandelt haben. Miraveränderliche sind Sterne zwischen 0,6 und etwa 3 Sonnemassen mit einem Kern aus Kohlenstoff und einer Schale in der Helium verbrannt wird. Die Sterne stehen am Ende ihrer Kernfusionen nachdem sie im Rote-Riesen-Stadium als “Halbregelmässige Veränderliche” noch Helium in ihrem Kern zu Kohlenstoff verbrannt hatten. Nach etwa 100000 Jahren stossen die Mirasterne schliesslich ihre Hülle und es entsteht ein Planetarischer Nebel. Dabei schrumpft der freigelegte Sternkern zu einem Weissen Zwerg. Die Helligkeitsveränderungen der Mirasterne entstehen durch Pulsation, sie haben Amplituden von 2.5 bis 11mag und Perioden von 80 bis 1000 Tagen. Alle Mirasterne gehören den kühlen Spektralklassen M, N oder S an wobei die letzten zwei selten sind.<br /><br />Foto eines Planetarischen Nebels: [http://www.hikr.org/gallery/photo831263.html?post_id=51374#1]<br /><br />30s mit Nachführung; F 5.6; ISO 1600; 250mm Objektiv")
![Der Stern R Coronae Borealis (R CrB) ist eruptiver Stern und der Prototyp der R CrB Sterne. In unregelmässigen Abständen fällt seine Helligkeit von 5,7mag bis unter 14mag ab so dass er sogar mit den meisten Amateurteleskopen nicht mehr gesehen werden kann! Zur Zeit erholt er sich sehr langsam aus seinem letzten Helligkeitsabfall 2007 und hat nun 12.5mag. R CrB ist 4700 Lichtjahre entfernt und trotz nur 80% Sonnenmasse besitzt er die 10000fache Sonnenleuchtkraft. R CrB ist so aufgebläht, dass er den hundertfachen Sonnendurchmesser hat! Sein Spektrum ist G8Iape. <br /><br />R CrB Veränderliche sind sehr selten und nur etwa 100 Sterne von diesem Typ sind bekannt. Es sind gelbe Überriesen des Spektraltyps F oder G mit einer kohlenstoffreichen Atmosphäre. Der Helligkeitsabfall sind vom Stern ausgestossene Russwolken welche die Photosphäre des Sterns verdecken und so das Licht absorbieren. Dabei fällt ihre Helligkeit um bis zu 10mag ab, zuerst rasch zwischen 3 bis 6 mag innerhalb 50 Tagen, danach kann der weitere Abstieg kann gleich rasch oder langsamer sein. Meistens bleibt der Stern danach um 1100 Tage nahe der Minimalhelligkeit um danach langsam wieder heller zu werden. <br />Der Materieauswurf wird durch Pulsationen der Sternhülle hervorgerufen. Die Sterne verharren nur kurze Zeit als R CrB Verändelicher weshalb sie so selten sind. R CrB Sterne sind Weisse Zwerge mit 70-80% Sonnenmasse die vor etwa 10000 Jahren aus einem Mirastern entstanden sind und sich der Planetarische Nebel verflüchtigt hat. In ihrer heliumreichen äusseren Schicht tritt beim Schrumpfen des Weissen Zwerges plötzlich eine Kernfusion ein (Heliumblitz). Dabei blähen sich die obersten Schichten des Weissen Zwergen stark auf bis die Kernfusionen wieder abklingt und der Stern nach einigen 1000 Jahren endgültig langsam auskühlt. Ebenfalls können R CrB Sterne durch verschmelzen von zwei massearmen Weissen Zwergen entstehen. <br /><br />Foto eines Planetarischen Nebels: [http://www.hikr.org/gallery/photo831263.html?post_id=51374#1]<br />Foto eines Mirasterns: [http://www.hikr.org/gallery/photo837608.html?post_id=51374#1]<br /><br />44s mit Nachführung; F 5.6; ISO 1600; 250mm Objektiv](https://f.hikr.org/files/837632s.jpg "Der Stern R Coronae Borealis (R CrB) ist eruptiver Stern und der Prototyp der R CrB Sterne. In unregelmässigen Abständen fällt seine Helligkeit von 5,7mag bis unter 14mag ab so dass er sogar mit den meisten Amateurteleskopen nicht mehr gesehen werden kann! Zur Zeit erholt er sich sehr langsam aus seinem letzten Helligkeitsabfall 2007 und hat nun 12.5mag. R CrB ist 4700 Lichtjahre entfernt und trotz nur 80% Sonnenmasse besitzt er die 10000fache Sonnenleuchtkraft. R CrB ist so aufgebläht, dass er den hundertfachen Sonnendurchmesser hat! Sein Spektrum ist G8Iape. <br /><br />R CrB Veränderliche sind sehr selten und nur etwa 100 Sterne von diesem Typ sind bekannt. Es sind gelbe Überriesen des Spektraltyps F oder G mit einer kohlenstoffreichen Atmosphäre. Der Helligkeitsabfall sind vom Stern ausgestossene Russwolken welche die Photosphäre des Sterns verdecken und so das Licht absorbieren. Dabei fällt ihre Helligkeit um bis zu 10mag ab, zuerst rasch zwischen 3 bis 6 mag innerhalb 50 Tagen, danach kann der weitere Abstieg kann gleich rasch oder langsamer sein. Meistens bleibt der Stern danach um 1100 Tage nahe der Minimalhelligkeit um danach langsam wieder heller zu werden. <br />Der Materieauswurf wird durch Pulsationen der Sternhülle hervorgerufen. Die Sterne verharren nur kurze Zeit als R CrB Verändelicher weshalb sie so selten sind. R CrB Sterne sind Weisse Zwerge mit 70-80% Sonnenmasse die vor etwa 10000 Jahren aus einem Mirastern entstanden sind und sich der Planetarische Nebel verflüchtigt hat. In ihrer heliumreichen äusseren Schicht tritt beim Schrumpfen des Weissen Zwerges plötzlich eine Kernfusion ein (Heliumblitz). Dabei blähen sich die obersten Schichten des Weissen Zwergen stark auf bis die Kernfusionen wieder abklingt und der Stern nach einigen 1000 Jahren endgültig langsam auskühlt. Ebenfalls können R CrB Sterne durch verschmelzen von zwei massearmen Weissen Zwergen entstehen. <br /><br />Foto eines Planetarischen Nebels: [http://www.hikr.org/gallery/photo831263.html?post_id=51374#1]<br />Foto eines Mirasterns: [http://www.hikr.org/gallery/photo837608.html?post_id=51374#1]<br /><br />44s mit Nachführung; F 5.6; ISO 1600; 250mm Objektiv")
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