Sternbedeckung durch Saturn am 25. Januar 2006

 

Am Mittwoch, 25. Januar 2006, ereignet sich in den Abendstunden eine bemerkenswerte Sternbedeckung durch einen Planeten: Saturn und seine Ringe bedecken den 7,9 mag hellen Stern BY Cancri (SAO 98054, TYC 1395-1113, PPM 125631, HIP 42705, HD 74050). Dieser Stern ist ein Delta-Scuti-Veränderlicher mit sehr geringer Amplitude. Seine Kenngrößen sind: V = 7,91 mag, Spektrum A7V, B-V = +0,21

 

 

Bedeckungen von Sternen heller als 8. Größe durch Saturn sind äußerst selten. Im gesamten 21. Jahrhundert gibt es weltweit nur drei weitere beobachtbare Ereignisse:

·             7. April 2032    5.9 mag    Ost-Pazifik, Alaska

·            12. April 2054    7.1 mag    teilweise in Brasilien

·            21. Juni  2099    7.8 mag    Ringdurchgang in Asien und West-Australien,
                             streifende Bedeckung durch Saturn in Teilen Afrikas

Für Europa ist das kommende Ereignis also einmalig in diesem Jahrhundert!

 

 

 

Der Verlauf der Bedeckung

 

Die folgende Grafik zeigt den Ablauf der Bedeckung aus Blickrichtung vom Stern sowie die Nomenklatur der Ringe:

 

 

Alle Zeiten in den Grafiken und der Tabelle europäischer Orte sind in UT gegeben. MEZ wird ausschließlich für die folgenden genäherte Ereigniszeiten für Mitteleuropa verwendet:

 

Bedeckungsbeginn Außenkante A-Ring              19:45 MEZ

Bedeckungsende Innenkante A-Ring                19:57 MEZ

          Cassini-Teilung

     Bedeckungsbeginn Außenkante B-Ring              20:02 MEZ

     Bedeckungsbeginn durch Saturn                   21:08 MEZ

     (evtl. kurz zuvor Auftauchen in Cassini-Teilung)

     Bedeckungsende durch Saturn                     21:50 MEZ             

 

Die Unterschiede innerhalb Europas betragen wenige Minuten. Lokale Zeiten für Orte innerhalb des unten gezeigten Kartenausschnitts können der Tabelle entnommen werden.

 

Wichtige Anmerkung: Mit Abweichungen bis zu mehreren Minuten sollte gerechnet werden!

 

In Europa durchquert der Stern den A-Ring binnen 12 Minuten und taucht dann für 5 Minuten in der Cassini-Teilung auf. Anschließend verschwindet er hinter dem B-Ring, durchquert ihn aber nicht, sondern läuft dahinter entlang. Der weitere Verlauf bis zur Bedeckung durch Saturn selbst ist regional unterschiedlich:

 

 

 

 

 

Beobachtungsziele

 

Bruno Sicardy, Manager der IR VIMS-Kamera auf der Cassini-Sonde, zeichnete viele Sternbedeckungen damit auf und wird dies fortsetzen. Aufgrund des erheblich günstigeren Signal-Rausch-Verhältnisses von der Raumsonde aus sieht er keine herausragende wissenschaftliche Bedeutung in diesem Ereignis. Dennoch ist zu bedenken, dass die Sonde stets nur eine Sehne liefern kann, während Beobachtungen von verschiedenen Orten auf der Erde mehrere Sehnen liefern und somit eine Aussage über die Symmetrie von Ringstrukturen liefern können.

 

·                    Wie oben beschrieben gibt es Unsicherheiten in der absoluten Position Saturns. Durch Auswertung von Beobachtungen der Ringkontaktzeiten von verschiedenen Orten kann versucht werden, die Position Saturns zu verbessern. Da sich die Cassini-Sonde innerhalb des Saturnsystems befindet, kann sie hierzu keinen Beitrag leisten.

·                    Die Cassini-Teilung ist keineswegs leer. Besonders deutlich ist auf hoch aufgelösten Aufnahmen der Cassini-Sonde eine Vielzahl so genannter Ringlets innerhalb der Cassini-Teilung erkennbar: http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA06175
Durch Videoaufzeichnungen von der Erde aus sind möglicherweise solche feinen Ringstrukturen nachweisbar und ihre optische Dicke fotometrisch ableitbar. Durch Beobachtung auf mehreren Sehnen von verschiedenen Orten auf Erde lassen sich möglicherweise Abweichungen vom kreisförmigen Verlauf dieser Ringlets ableiten.   

·                    3400 km außerhalb der A-Ringkante liegt der F-Ring. Die Hauptkonzentration dieses 1978 von Pioneer 11 entdeckten Rings ist zwar nur etwa 50 km breit, Materie befindet sich jedoch im gesamten Bereich zwischen A- und F-Ring. Der F-Ring ist das wohl komplexeste und dynamischste Gebilde im Ringsystem. Einerseits wird er durch Schäferhundmonde insgesamt zusammengehalten, andererseits aber durch dieselben im Detail gestört, verbogen, verdreht. Die bemerkenswerte Materiedichte um die Hauptkonzentration lässt einen Nachweis durch die Bedeckung möglich erscheinen. Siehe dazu Abb. 3a unter http://www.planetary.org/saturn/tpr_vol02no1_lane.html
Die Auflösung dieser Grafik und der kommenden Bedeckung sind gut vergleichbar, weil der effektive Durchmesser des Sterns am Saturn ebenfalls in der Größenordnung eines Kilometers liegt. Der F-Ring überquert den Stern drei Minuten vor Beginn der Bedeckung durch den A-Ring. Die Passage durch den dichtesten Teil dauert nur wenige Sekunden.

·                    Bruno Sicardy (Observatoire de Paris) et al. veröffentlichte 1987 im Astronomical Journal einen Artikel über Beugungserscheinungen an kleinen Körpern, d.h. Ringen:
http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1987AJ.....93.1549R
Abhängig vom Sterndurchmesser und der Partikelgröße in verschiedenen Ringbereichen können demzufolge Beugungsstreifen in der Größenordnung einiger Kilometer auftreten. Bei ausreichender zeitlicher Auflösung (Näheres zu Bildfrequenzen s. u.) äußern sich die Beugungsstrukturen als schnelle Helligkeitsvariationen des Sterns.

·                    Das Wiederauftauchen des Sterns erfolgt nahe dem Südpol Saturns. Da dieser Bereich wenig sondiert ist, lohnt sich eine Aufzeichnung dieses Vorgangs mit höherer Bildrate.

 

Anmerkungen:

Der Stern wird durch keinen Saturnmond bedeckt.

Der Durchgang des Sterns durch den G-Ring erfolgt etwa 24 Minuten vor dem Eintritt in den A-Ring. Ein Nachweis bei der Bedeckung erscheint jedoch aussichtslos. Dies gilt erst recht für den äußerst zarten und sehr ausgedehnten E-Ring.

 

 

 

Beobachtungsanforderungen

 

Man stelle sich den Stern in Saturnnähe nicht allzu spektakulär vor. Die große Flächenhelligkeit Saturns und seiner Ringe erschweren die Beobachtung mit kleinen Teleskopen. Eine Untergrenze für den Teleskopdurchmesser kann wegen der Abhängigkeit von atmosphärischen Bedingungen, Filtern, Kamera etc. nicht angegeben werden, auch weil nicht genügend Erfahrungswerte verfügbar sind. Der Autor bittet um Rückmeldung, welche Beobachtungen unter welchen Bedingungen möglich waren. Auch Vergleiche zwischen Videoaufzeichnungen und visueller Beobachtung sind von Interesse!

 

Die Helligkeit des Sterns ist vergleichbar mit der Helligkeit einer Quadratbogensekunde aus der Ringfläche. Die Beobachtbarkeit kann durch Filter verbessert werden: Die Ringe reflektieren das Sonnenlicht nicht in allen Spektralbereichen gleich. Nimmt man ähnliche Farben an wie bei den großen atmosphärelosen Monde, ist von ungefähr B-V = +0,74 und U-B = +0,32 auszugehen. Die entsprechenden Farbindizes des Sterns ist sind +0,21 bzw. -0,13. Folglich kann der Farbkontrast durch Einsatz eines Blaufilters verbessert werden. Abhängig von Teleskop und Kamera kann die gesamte Lichtabschwächung jedoch zu erhöhtem Rauschen oder visuell zu erschwerter Erkennbarkeit des Stern führen. Tests vor Bedeckungsbeginn sind also ratsam.

Beim Austritt des Sterns nahe dem Südpol Saturns ist vorteilhaft, dass dieser Bereich dunkler ist. Ideal ist der Einsatz eines Methanbandfilters. Jean Lecacheux (Observatoire de Paris) gibt wertvolle Detailinformationen .

 

Die photometrische Auflösung ist durch den Sterndurchmesser auf etwa einen Kilometer begrenzt. Rückläufig nähert sich Saturn rasch seinem Oppositionspunkt mit 12,3 Bogensekunden pro Stunde. Daraus resultiert eine Relativgeschwindigkeit von 20 km/s. Um die maximale Auflösung auszuschöpfen, sind folglich je nach Durchgangswinkel 10 bis 20 Bildern pro Sekunde erforderlich. Das Wiederauftauchen am Saturnsüdpol erfolgt sehr flach. Daher wird die durch den Sterndurchmesser begrenzte zeitliche Auflösung bereits mit etwa 5 Bildern pro Sekunde erreicht. Bei geringeren Bildraten sinkt die Auflösung feiner Ringstrukturen oder Beugungserscheinungen, dennoch können solche Beobachtungen zur Bestimmung von Kontaktzeiten an Ringkanten herangezogen werden. Beispielsweise bildet sich der Durchgang durch den dichten Teil des F-Rings bei einem Bild pro Sekunde nur auf zwei bis drei Bildern ab.

 

Ideal zur Zeitnahme bei Videoaufnahmen ist ein so genannter Time-Inserter, der das DCF- oder GPS-Zeitsignal ins Video einblendet. Verglichen mit anderen Bedeckungsereignissen sind die Anforderungen an die Zeitgenauigkeit in diesem Fall jedoch geringer. Deshalb kann alternativ am Anfang und Ende der Aufzeichnung das Display einer DCF-Uhr oder eines GPS-Empfängers abgefilmt werden. Einfache Funkuhren empfangen das Funksignal zum Abgleich nur in bestimmten Zeitabständen und weichen dazwischen mitunter deutlich ab. Durch vorübergehendes Entfernen der Batterie kann der Abgleich jedoch erzwungen werden. GPS-Geräte sollten dagegen das Satellitensignal mehrere Minuten empfangen, um eine korrekte Zeitanzeige sicherzustellen. Bei Aufzeichnungen mit Webcams kann ein akustisches Zeitsignal mit aufgezeichnet werden. Wichtig: Synchronität ist nur gewährleistet, wenn das Zeitsignal über ein in die Webcam eingebautes Mikrofon aufgezeichnet und somit über denselben USB übertragen wird! Der im Sekundentakt erfolgende Weckalarm eines Funkweckers ist hierzu verwendbar. Auch zur Bandaufzeichnung bei visueller Beobachtung kann so verfahren werden.

 

Zum Nachweis geringer Helligkeitsänderungen auf Videos sind geeignete Vergleichssterne erforderlich. Bei Positionswinkel 246° steht in 3,4' Abstand SAO 98052, F2, V=9,4 mag, B-V=0,47. Näher an Saturn eignen sich mehrere Saturnmonde. Besonders Titan mit fast gleicher Helligkeit wie der Zielstern bietet sich an. Die folgende Grafik bietet einen Überblick:

 



Alle wesentlichen Berechungen wurden mit dem Programm winOCCULT 3.1.0 von Dave Herald auf der Ephemeridenbasis DE405 durchgeführt.

 

 

Klaren Himmel und viel Erfolg bei der Beobachtung dieses einzigartigen Ereignisses!

 

Alfons Gabel

 IOTA/ES

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