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Visual Deep-Sky Observing   (DSO)

  20" Dobson
  Okulare
  6" BigFinder
  Vorbereitung & Beobachtung
  Grössere Teleskope ?
  Dunkler Himmel
  Beobachtungsplätze

20" Dobson

#dobson

Das Hauptinstrument ist ein 20" f/4 Gitterrohr-Dobson. Das Gerät stammt ursprünglich von AOM und wurde 2007 gebraucht erstanden.

Technische Daten:

Gegenüber dem Ursprungszustand wurde das Instrument im Eigenbau um 50mm tiefergelegt (neue Höhenräder). Dadurch ist das Drehmoment-Verhältnis Hutende zu Spiegelende etwa 1:3.5 ... 1:4. Der Tubus ist heute - trotz des schweren Hutes - bei allen Okularen (auch mit den 900g des Nagler 31mm) perfekt im Gleichgewicht - auch mit dem aufgesattelten 6" BigFinder.

Zur Streulichtminderung wurden viele Optimierungen vorgenommen: (i) Schwärzung aller Tubus-Innenflächen (ii) Umlaufender Belndenring an der Hinterseite des Spiegels zur Abschirmung des Bodenlichts (bei Schnee wichtig !). (iii) Schwarzes Nylontuch (Socke) zur Ummantelung der Serrurier-Streben. (iv) Oberhalb des Hutes Parabelförmige Gegenlichblende gegenüber dem OAZ.




Frontansicht des 20" Dob
mit Bigfinder + Frontblende
(Nylonummantelung unten)

Seitenansicht mit Bigfinder
+ Frontblende
(Nylonummantelung unten)

Seitenansicht mit
hochgezogener Ummantelung

Rückansicht ohne Bigfinder
Spiegelzelle mit Justierschrauben, Lüfter,
rückseitige Blende

20" Dobson mit 6" f/5 Bigfinder
mit parallelem Okulareinblick

Diagonalansicht mit Bigfinder
li unten die beiden Dobdrive-Antriebe
mit Kupplungen + die Steuerbox

20" Dobson zerlegt mit Stangen
Blende und Zubehörkoffern

ATM-Details der voll justierbaren
Halterung für denBigfinder

Okulare

#okulare

Die schnellen f/4...f/4.5 Strahlengänge erfordern Okulare hoher Qualität. Daher werden in allen Brennweiten Televue Nagler sGF=82° benutzt. Konstante sGF f├╝hlen sich beim Okularwechsel identisch an und erleichtern damit das Starhopping.

Okularset am 20" f/4 Dobson
D=500mm, f=2000mm - maximale 2" Feldgrösse in der Praxis (nehme: Ø48mm): 1.4°

Typ Nagler T5 Nagler T5 Nagler T6 Nagler T6 Nagler T6 Nagler T6
f 31mm 20mm 13mm 9mm 5mm 2.5mm
AP 7.8mm 5.0mm 3.3mm 2.3mm 1.3mm0.65mm
V 65x 100x 155x 225x 400x 800x
wGF 1.3°
75'
0.8°
50'
0.5°
30'
0.36°
22'
0.20°
12'
0.10°
6'
sGF 82° 82° 82° 82° 82°82°
Limit 15.8m 16.5m 16.9m 17.1m 17.0m 16.9m

Okularset am 6" f/4.5 Bigfinder
D=150mm, f=675mm - maximale 2" Feldgrösse in der Praxis: 4.0°

Typ Nagler T5 Nagler T5 Nagler T6 Nagler T6 Nagler T6 Nagler T6
f 31mm 20mm 13mm 9mm 5mm2.5mm
AP 6.2mm 4.0mm 2.6mm 1.8mm 1.0mm 0.5mm
V 24x 38x 58x 83x 150x 300x
wGF 3.4° 2.2° 1.4° 1.0° 0.6°
33'
0.27°
16'
sGF 82° 82° 82° 82° 82°82°
Limit 13.6m 14.1m 14.5m 14.7m 14.9m 14.9m

f = Okular-Brennweite, AP = Austrittspupille, V = Vergrösserung, wGF = wahres Gesichtsfeld (am Himmel), sGF = scheinbares Gesichtsfeld (Okularbauweise)

Grenzgrössen (Limit) in Magnituden errechnet mithilfe des Maglimit Calculators. Annahmen (optimistisch): fst=6.5mag, B-V=0.63mag (Sonne), Luftmasse = 1 (Zenitdistanz 0°), Extinktionskoeffizient in V +0.15mag, Seeing 2.5arcsec FWHM, Expert Observer. Eine Augenpupille von 6.3mm wurde angenommen. Die Grenzgrössen für den Dobson wurden bei Tests überprüft und sind realistisch.




Der 20" Dobson-Schlund aus Sicht eines aus dem extragalaktischen Raums einfallenden Photons
(ohne Berücksichtigung relativistischer Effekte)


6" BigFinder

#bigfinder

Zur Grobsuche wird ein beleuchteter Telrad-Finder verwendet. Leider ist dann aber selbst das Feld des langbrennweitigsten Okulars (31mm) am 20" Dob nur 1.25° gross. Das ist nicht hinreichend für eine schnelle und verläßlich erfolgreiche Suche durch Starhopping.

Deshalb wurde ein 6" f/4.5 Newton mit 2" Helical-Auszug (3kg Gesamtgewicht) an den Dobson adaptiert, der als BigFinder dient. Dieser reitet in einer sehr flachen, aber doch 3D-justierbaren Halterung auf der Spiegelbox und wird von einem Klettband dort richtungsstabil (in 2 Aluschienen) fixiert. Die Ausrichtung des BigFinders ist damit auf 0.5° (1/7 GF Durchmesser) reproduzierbar (ich justiere nie neu). Konstruktionsbedingt verursacht diese Art der Montage natürlich (leichte) Balance Probleme für den Tubus nahe der Zenitstellung. Dies wird jedoch durch die Montage des DobDrive-Akkus (2.6kg + kl. Gewicht) auf der Gegenseite der Spiegelbox perfekt + sehr zweckdienlich kompensiert. Ausserhalb der Zenitstellung macht der Bigfinder praktisch keine Drehmomente, weil sein Schwerpunkt (Okular im OAZ balanciert das Spiegelgewicht am Tubusende) praktisch auf einer Linie mit dem Dob-Schwerpunkt liegt. Konstruktiv wichtig war mir, dass Einblick und Ausrichtung von BigFinder + Dob parallel sind. Dadurch tritt zwischen Sucher + Dob keinerlei irritierende Bildfelddrehung auf, nur die Vergösserung im Dob ist höher. Dies erleichtert + beschleunigt das Aufsuchen um Grössenordnungen !

Mit dem feldstecher-artig grossen Feld von 3.4° (f=31mm Okular) im BigFinder wird das Aufsuchen der Objekte sehr einfach. Die erste Peilung geschieht meist per Telrad, dann geht es zum Sucher. Hier drehe ich meine Aufsuchkarte (Guide 9.1, Orientierung AltAz + kopfstehend) auf die gleiche Orientierung wie im Sucher sichtbar. Das Starhopping ist dann wirklich sehr einfach, da man überhaupt nicht umdenken muss. Viele Objekte sind beim Aufsuchen schon im Sucherfeld sichtbar und es können recht schwache Leitsterne zur Suche benutzt werden (>13mag Grenzgrösse im BigFinder). Weil der Suchereinblick identisch zum Hauptinstrument (zur Seite) ist, haben Sucher- und Dob-Feld immer genau die gleiche Orientierung und der Suchereinblick ist in allen Positionen (am Boden kniend) bequem zu erreichen.

Auch ist es generell sehr interessant und angenehm, die Objekte auch mit 1/3 der Vergrösserung sehen zu können und in dem gigantischen Feld - die West + Ost-Hälften des Cirrus sind in einem Feld zu sehen ! Auch beim Demonstrieren von Objekten für andere Beobachter oder Gäste ist der BigFinder sehr hilfreich, weil 2 Personen gleichzeitig das betreffende Objekt sehen können. Letztlich lässt sich damit auch sehr gut das Aussehen in kleineren öffnungen testen (Machbarkeit, Details).




Beim Beobachten wird Abstand gehalten - insbesondere zu Fotografen... die auch gerne mal Licht anmachen... :-)


Vorbereitung + Beobachtung

#prep

Spontanbeobachtungen gibt es immer, aber im allgemeinen betreibe ich einige Beobachtungs-Vorbereitung. Dies allerdings nicht auf eine spezielle Nacht sondern allgemein: ich sammle kontinuierlich potentielle Beobachtungs-Objekte - d.h. ich mache mir Notizen (in meinen Beobachtungskatalog) aus Postings in Webforen, Beobachtungsberichten von Kollegen, aus Büchern oder aus Papers und Zeitschriften, die ich lese. Natürlich achte ich auch auf plötzlich auftretende Ereignisse wie Kometen oder Supernovae.

Die Notizen mache ich grundsätzlich 'elektrisch' also auf dem Computer. Ich schaue sie dann regelmässig durch, und reichere sie an: d.h. suche die Koordinaten + Daten des Objekts raus und lade ein DSS-Bild aus dem Internet herunter, das ich eindeutig (Objekt + Feldgrösse) benenne und abspeichere. Ich habe mir ein Java-Programm (AXR) geschrieben, um aus diesen 'angereicherten Notizen' (die einem speziellen Format gehorchen) direkt eine in normalem HTML geschriebene Webseite für die Beobachtung zu erzeugen (man kann Webseiten auch auf der lokalen Platte ablegen und dort direkt + jederzeit ansehen ohne Internet + Webserver). Diese sog. XRef (früher: CrossRef, weitere Infos) enthält dann alle Objekte die ich jemals beobachtet habe (mit Links in die Beobachtungs-Berichte), als auch die geplanten, neuen im Status TBO = 'to be observed', inklusive aller DSS Bilder. (Hier der gesamte Vorgang einmal an einem konkreten Beispiel beschrieben). Besonders handlich ist: die XRef enthält Links (Objekt-ID), die mir mein Planetariums-Programm Guide 9.1 punktgenau auf dem jeweiligen Objekt hochfahren (CdC ginge auch). Das alles benutze ich dann nachts beim Beobachten im Feld auf einem Notebook. D..h. Sucherei in irgendwelchen Unterlagen entfällt komplett, Papier und lose im (Nacht-) Wind flatternde Zettelsammlungen gibt es nicht (mehr). Ausgedruckte Karten brauche ich (im allgemeinen) nicht, weil Guide 9.1 alle Karten on-the-fly erzeugen kann (inklusive schnell veränderlicher Phänomene) und alle nötigen Informationen bietet. Zusätzlich habe ich die runtergeladenen DSS-Bilder (in Guide oder aus der XRef).

Guide 9.1 (in D hier erhältlich) fahre ich nachts - wie auch die XRef - auf einem PC-Notebook in Nachtfarben (rot) und mit heruntergeregelter Bildschirmbeleuchtung. Wenn nötig (helle Bilder) benutze ich noch eine Rotfolie als Vorsatz. Die Objektsuche starte ich per Telrad (Suchkreise mit 0.5°/2°/4°), meist auf einem helleren Stern in der Nähe. Dann wechsele ich auf den 6" Bigfinder mit 3.4° Feld (31mm Okular, AP=6.2mm). Dort verifiziere ich erstmal, dass Orientierung im Sucher und auf der Karte in Guide übereinstimmern (Guide-Feld per Software drehen) - die Drehwinkel sind i.a. gering, weil Guide im Modus 'AltAz' (Zenit oben) und 'Karte kopfstehend' gefahren wird. Sobald ich das Objekt identifiziert habe oder ich nahe genug dran bin, wechsle ich auf den 20" Dob mit 0.8° Feld (20mm Okular, AP=5mm). Normalerweise sehe ich das Objekt schon im Sucher, spätestens aber im Dob (ausser bei schweren XL-Level Objekten). Guide hat vorgegebene Kartenstufen (Feldgrösse), die an meine Okular-Feldgrössen angepasst sind. Ich weiss also welche Kartenstufe ich für welches Okular brauche. Ausserdem bleibt die Grösse meines Sucherfeldes auf der Guide-Karte immer als Kreis markiert (dadurch behalte ich beim Suchern immer einen visuellen Anhaltspunkt für die Feldgrösse auf der Karte). Mit dieser Methodik bleibe ich immer orientiert und vergeude keine wertvolle Beobachtungszeit mit Sucherei oder Verwirrung.

Mancher Kollege wird sicher weniger formal vorgehen - auch ich tue das manchmal. Die Zahl guter Nächte ist aber leider - durch vielerlei Umstände - ziemlich begrenzt, und der Aufwand, den man für DeepSky-Beobachtungen betreiben muss (Packen, Anfahrt, Aufbau, Justage und alles wieder zurück) ist ja wirklich gigantisch. Nach einigen leidvollen Erfahrungen habe ich deshalb einfach beschlossen: ich möchte in einer guten Nacht maximal effizient beobachten können und keine Zeit mit Unsinn oder Sucherei vergeuden. Das ist der Grund warum ich i.a. einigermassen gut vorbereitet bin und Instrumentarium, Software + Webseiten entsprechend zweckdienlich getunt halte.

Letzter Schritt ist, Beobachtungsberichte (BB) zu schreiben. Hier kann ich selber die nächtlichen Beobachtungen nochmal nachvollziehen, und beim Lesen von Papers zum jeweiligen Thema lerne ich immer wieder etwas dazu. Dabei bin ich eher an der Physik des Objekts interessiert als daran, nachts am Teleskop das allerletze aus dem Teleskop (und meinen Augen) herauszuholen oder Rekorde zu vermelden. Die BBs werden von der XRef zu den Objekten (und relevanten Papers + Internetquellen) verlinkt - ich hoffe das hilft interessierten Kollegen beim Nachbeobachten oder auch Nachlesen interessanter Zusammenhänge. Dann werden die BBs natürlich in Webforen veröffentlicht und diskutiert, was oft völlig neue Aspekte oder Zusammenhänge zutage fördert - vor allem aber bringt das Anregungen für neue Beobachtungen !




Milchstrasse im Cygnus, Nordamerika- und Pelikan-Nebel
(DSLR-Foto f=48mm, 7x120sec, ISO1600)


Grössere Teleskope ?

#bigger

Die menschliche Sinneswahrnehmung ist nach dem Weber-Fechner-Gesetz i.a. logarithmisch. Denkt man über mehr Teleskop-öffnung nach, so muss man daher logarithmisch denken, d.h. statt additiv eher multiplikativ: Von einem 8" Teleskop sollte man nicht +2" weiter gehen auf 10" (additiv gedacht), weil das nur 2"/8" = Faktor 1.25x (also 25%) an Zuwachs bedeutet. Strebt man eine deutlich verbesserte Teleskop-Wahrnehmung an, so sollte man die Öffnung um mindestens einen Faktor von 1.8x (80%) ... 2x (100%) grösser wählen. Nur damit ergibt sich eine hinreichend signifikante Steigerung und also ein 'Wow-Effekt' beim Teleskop-Upgrade. Die Tabelle unten berechnet die entsprechenden Zahlen relativ zu einem 20" Spiegel.

Magnituden sind logarithmisch (mag = 2.5 log(F)) und wachsen nur SEHR LANGSAM mit dem Faktor im Fluss (Photonenzahl). (Magnituden steigen also additiv bei multiplikativer Flusserhöhung - das ist auch der Sinn Magnituden zu verwenden). Die Magnituden-Grenzgröße eines Teleskops steigt um einen konstanten Wert, wenn der Photonenfluss um einen konstanten Faktor erhöht wird.

Daher müsste man von 20" schon auf 36...40" upgraden. Jedoch entspäche das einem wirklich grossen (bei f4: f=4000mm, also 4m hoch !) und recht unhandlichen Ungetüm an Teleskop, mit entsprechendem Gewicht - sicher ist das Nachtleben auf einer 4m hohen Leiter toll !!! - siehe hier.

Insofern sind 20"-class Teleskope - mit ihrem guten Verhältnis von Durchmesser zu (relativer) Handlichkeit - als ziemlich ultimativ zu betrachten.

Natürlich gibt es auch im deutschsprachigen Raum Kollegen, die den Sprung zu deutlich mehr öffnung gemacht haben:  
    27" - deepsky-viuell.de
    30" - Backnanger Sternfreunde
    32" - outer-rim.eu
    36" - Franks Dob am DSM 2023
    42" - cruxis.com
    ...
Man beachte allerdings auch den ab 30" wahrhaft astronomischen Logistik-Aufwand !!!


Teleskopleistung relativ zum 20" Dobson:

D["] D[cm] Dx Fx Δmag Aufl. ["]
Auge 0.28 0.7 1/ 71 1/ 5100 -9.3 33
2" 5 1/ 10 1/ 100 -5.0 2.3
4" 10 1/ 5 1/ 25 -3.5 1.2
5" 12.5 1/ 4 1/ 16 -3.0 1.0
6" 15 1/ 3.3 1/ 11 -2.6 0.76
8" 20 1/ 2.5 1/ 6.25 -2.0 0.58
10" 25 1/ 2 1/ 4 -1.5 0.46
12" 30 1/ 1.6 1/ 2.7 -1.1 0.38
14" 35 1/ √2 1/ 2 -0.75 0.33
16" 40 1/ 1.25 1/ 1.6 -0.48 0.28
Dobson 20" 50 1 1 0 0.23
22" 55 1.1 1.21 +0.20 0.21
24" 60 1.2 1.44 +0.40 0.19
26" 65 1.3 1.69 +0.56 0.18
28" 70 1.4 1.96 +0.73 0.18
30" 75 1.5 2.25 +0.88 0.16
40" 100 2.0 4.00 +1.50 0.12

D = Durchmesser in Zoll (1" = 25.4mm), Dx = Durchmesser-Faktor, Fx = Flächen/Fluss-Faktor, Δmag = Grenzgrössen-Unterschied in mag, Aufl. = theoret. Dawes-Auflösung in arcsec




Beobachtung mit Dobson, Bigfinder, Notebook... und leider auch Mond


Dunkler Himmel !

#darksky

*SEHR VIEL* entscheidender als die Teleskopgrösse ist ein möglichst dunkler Himmel beim Deep-Sky Beobachten. Ein heller Himmel unterlegt alle (schwachen) Objekte mit einem Untergrund von Photonen, und verschlechtert damit den Kontrast. Schwache Objekte, insbesondere schwache Flächenhelligkeiten, gehen 'im Himmel unter'. Daher ist Transportabilität für Deep-Sky Teleskope essentiell. Als Deep-Sky Beobachter versucht man immer, möglichst dunkle Himmel zu erreichen. Das geht normalerweise nur durch räumliche Mobilität.

In Gebieten mit hoher Bevölkerungsdichte in Europa hat die Lichtverschmutzung schlimme Ausmaße angenommen. Daher sucht man am besten mit einer interaktiven Light Pollution Map nach geeigneten Plätzen nahe des Wohnorts (oder für den Astro-Urlaub). Ausserhalb Deutschlands gibt es (EU) in der Nähe vor allem in Österreich, Frankreich (auch Mittelmeerinseln) und in den Alpen gute Beobachtungsmöglichkeiten. Als besonders lichtverseucht zeigt sich dagegen z.B. Norditalien oder die Niederlande (siehe Karte). Weitere Informationen zum Thema Lichtverschmutzung (deren Auswirkungen und deren Vermeidung) findet man bei der Dark Sky Initiative der VdS.

Gemessen wird die Himmelshelligkeit in Magnituden/Quadratbogensekunden (auch: mag/□" = mag/sq.arcsec = mag/sas). In der Praxis ist der Wert am Erdboden nach oben limitiert auf 22.0 mag/sas durch den atmosphärischen Airglow, der jedoch schnell variieren kann. Dieses Limit entspricht einem 22mag Stern auf jeder Quadratbogensekunde Himmelsfläche, oder auch etwas anschaulicher: der Helligkeit eines 6mag Sterns verschmiert auf die Fläche des Mondes. Natürlich sind die individuellen/subjektiven Ansprüche (für visuelle Deep-Sky Beobachtung) unterschiedlich. Für die Verhältnisse in Deutschland kann man aber grob einteilen:

    22.0     bester erdgebundener Himmel, nicht dunkler wegen Airglow (variabel)
    21.7+     hervorragender Himmel, (fast) nur in den Alpen auf 2000+m
    21.5     sehr guter Himmel, typisch in (lichtlosen) Mittelgebirgen auf 1000m Höhe
    21.2     recht passabler Himmel, Beginn von 'galaxy-grade', >10km entfernt von grossen Städten
    20.8     das meiste beobachtbar, Objekt-Typ geeignet auswählen (Filtereinsatz)
    20.5     helle Objekte ! Mond, Planeten, Sterne, Sternhaufen, (Filtereinsatz bei geeigneten Objekten)
    <20.0:     erste Schritte, ansonsten: geh woanders hin !

In der Light Pollution Map oben kann man durch Click auf einen Ort die örtliche Himmelshelligkeit in mag/sas herausfinden. Zur eigenen Messung vor Ort benutzzt man das sog. SQM aka Sky Quality Meter (Fa. Unihedron) - es empfiehlt sich die SQM-L Variante (für gerichtete Messung). Durch dieses Messgerät werden subjektive Einflüsse vermieden und Messwerte objektiv vergleichbar, auch mit Werten aus der Profi-Astronomie oder mit auf eigenen CCDs gemessenen Werten. Das Gerät ist vielfach wissenschaftlich untersucht und geeicht worden (Papers siehe die Unihedron Seite oben). Alle hier in Beobachtungsberichten genannten Werte beruhen auf meinen eigenen SQM-L Messungen.

In der Amateur-Astronomie werden ausserdem einige - eher subjektive - Maßzahlen benutzt um die Himmelsqualität einzuschätzen: Bortle-Skala, fst, Schätzung der Grenzgrösse mithilfe von Sternenfeldern mit bekannten Stern-Helligkeiten...). Diese können benutzt werden, wenn kein SQM Gerät zur Verfügung steht. Für verlässlich vergleichbare Angaben ist hierbei jedoch etwas Erfahrung notwendig.

Transparenter Himmel

Es wird von erfahrenen Beobachtern immer wieder betont, dass nicht nur die Helligkeit des Nachthimels entscheidend sei, sondern auch seine Transparenz. Das ist natürlich durchaus richtig. (aber s.u.)

Im Visuellen gibt es eine atmosphärische Extinktion (Abschwächung) des Sternenlichts von grob 20% im Zenit (Extinktions-Koeffizient κv = 0.15mag...0.30mag, je nach Site). Die Gesamt-Abschwächung im Visuellen Av (in mag) nimmt mit der sog. Luftmasse LM (rechnerisch LM = 1/cos(z), z = Zenitdistanz in [°]) linear zu, also Av = κv · LM. Bei einer Zenitdistanz von z = 60° ist die Luftmasse LM = 2, also doppelt so hoch wie im Zenit (LM = 1 per Definition) . Daher ist dort auch Av = 2 · κv = 0.4mag. Verglichen mit dem Zenit (Av = 0.2mag) werden Sterne also um weitere 0.2mag geschwächt. → (weiteres hierzu)

Die Schwierigkeit mit der Transparenz sind jedoch: (1) sie ist nicht leicht zu messen, (2) es gibt keine Transparenz-Karten, nach denen gute Standorte ausgesucht werden können (vergleichbar der LPM Karte). Transparenz ist insofern leider KEIN reiner Standortfaktor, sondern variiert auch mit der Wetterlage - sehr oft und sehr stark ! Natürlich gilt: je höher und je trockener der Standort, desto besser i.a. die Transparenz (teilweise Standortfaktor). Allerdings ist eben die nur unsicher voraussagbare Wetterlage (Wolken, Höhenschichtung, Luftfeuchtigkeit, etc) äusserst wesentlich für die Transparenz, somit ein Stück weit oft Glücksache.

Daher kann man mit einiger Berechtigung - zumindest im dicht besiedelten Mitteleuropa - sagen: die Helligkeit des Nachthimmels ist DER wesentliche Selektions-Faktor auf der Suche nach guten Standorten. Natürlich sollte man bei der Optimierung des Standorts die Einflussfaktoren auf die Transparenz im Auge behalten (hoher Standort, trockener Standort, möglichst keine grossen Gewässer, natürlich keine luftverschmutzende Industrie).




Milchstrasse über dem Südhorizont


Beobachtungsplätze

#sites

Namen, GPS-Position und Details meiner Beobachtungsplätze will ich im Allgemeinen nicht gerne nicht im Web publiziert sehen. Kollegen, die mir persönlich bekannt sind, können aber gerne genaueres erfahren. Meine Beobachtungsplätze lagen über die Jahre in folgenden Hauptregionen: Odenwald, Südwestpfalz, Nordschwarzwald, Südschwarzwald, Ost-Alpen.

Von meinem Hauptwohnort im badenwürttembergischen Norden aus muss ich mindestens 1-1.5h Autofahrt auf mich nehmen, um unter einigermassen brauchbarem Himmel (21.2 bis zu max. 21.5mag/sas) zu beobachten. Mein Hauptbeobachtungsort ist jedoch der Südschwarzwald (920m), der regelmässig 21.5mag/sas Himmel zeigt. Im optimalen Fall erreiche ich dort sogar 21.65mag/sas, was einem Alpenplatz nahekommt, jedoch ganz ohne lange Anfahrt und ohne die (z.T. leistungsbelastende) 2500m-Höhenlage.

Die in den Berichten verwendeten Site-Codes sind in der folgenden Tabelle aufgeführt.


Code Lage Höhe üNN
vis. Grenzgrösse (Schätzung)
[mag]
 

Himmelshelligkeit (Messung, SQM-L)
[mag/sq.arcsec]
 
Visits
LAHA Odenwald bei HD 440m 5.5 20.9-21.1 viele
SCHL Odenwald bei Mudau 400m 6.5 21.2 - 21.65 5
KABU Odenwald bei Eberbach 450m 6.0 21.2 2
HEBA Odenwald bei Eberbach 400m 6.5 21.2 1
TASU Südwestpfalz / Annweiler 500m 6.0 21.4 1
KABR Nordschwarzwald / Rastatt 950m 6.0 21.1 - 21.4 6
HIHO Südschwarzwald / St Blasien 920m 6.5 21.5 - 21.65 viele
HEHO Südschwarzwald / Bernau 1300m 7.0 21.6 2
SILA Südschwarzwald / Freiburg 1200m 6.0 21.4 1
FEBE Südschwarzwald / Feldberg 1350m 6.5 21.5 2
TRAB Voralpen / südlich Salzburg 1500m 7.0 21.6 1
PAL1 Voralpen / südöstlich Salzburg 1080m 7.0 21.7 2
PAL2 Voralpen / südöstlich Salzburg 1300m 7.0 21.7 2
EDWS Grossglockner-Region 2600m 7.0 21.7 1




In Gesellschaft guckt's sich meist besser - im Nordschwarzwald mit Kollege Thomas S. und seinem 22"er Selbstbau.
Nach Abschluss der astronomischen Dämmerung geht das Licht dann aber aus...







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