Die Transitereignisse 2003 (Merkur) und 2004 (Venus) möchte ich zur Bestimmung der AE nutzen.
Dazu verwende ich die von Roland Brodbeck aufgeführte Methode, die eine Alternative zu der historischen Bestimmung ist. (Historische Methode: Zwei geographisch unterschiedlich positionierte Beobachter (Distanz zwischen ihnen bekannt), verfolgen den Transit, welcher für jeden Beobachter etwas versetzt gegenüber der Sonnenscheibe verläuft. Diese Winkeldistanz (-> Parallaxe) wurde dann zur Distanzbestimmung verwendet.)
Hier ein kleiner Ausschnitt aus seinem Aufsatz, der einen groben Überblick über die Methode gibt: „Es wird der scheinbare Winkelabstand zwischen Sonne und Planet als Funktion der Zeit und der AE hergeleitet. Diese Funktion wird mit der AE als freier Parametern die Messungen des scheinbaren Winkelabstands angepasst. Bei der Herleitung wird eine geozentrische Ephemeride von Sonne und Planet* als gegeben angenommen. Besonders Gewicht wird auf die Berücksichtigung der täglichen Parallaxe von Sonne und Planet* gelegt. Mit einer Simulation wird schließlich gezeigt, dass die Bestimmung der AE durch einen sorgfältig arbeitenden Amateurastronomen auf 2% (wenige Millionen Kilometer) genau bestimmt werden kann.“ *Venus durch Planet von mir ersetzt
Der gesamte Aufsatz ist unter http://eclipse.astroinfo.org/t…nus/theorie/parallaxe.pdf mit den entsprechenden Herleitungen und mathematischen Hintergründen zu finden.
Am Ende des Aufsatzes stellt Herr Brodbeck auch einen Quelltext für den letztendlichen Fit zur Verfügung.
Der Merkurtransit 2003 sollte eine „Probe“ darstellen, um für den Venustransit 2004 gut gerüstet zu sein. Bei dieser Methode ist es als wichtig, genaue Werte für den scheinbaren Winkelabstand Planet-Sonne zu erhalten. Nun gibt es da mehrere Methoden wie z.B. hier erläutert: http://www.stadtgymfw.de/venus…n/d/projekte/projekt6.htm Ich entschied mich für die Computergestützte Auswertung. Dazu verwende ich ein eigens dafür geschriebenes Programm (Dank an Sebastian Höfer, der den Hauptteil geschrieben hat). Hier sieht man die schlichte Menüführung mit einigen Unterpunkten:
Wichtig ist vor allem, dass man die Aufnahmedaten wie Brennweite der verwendeten Optik, Pixelgröße und Auflösung des CCD-Chips und die genaue Aufnahmezeit weis. Aus diesen Daten werden dann später die Pixelgrößen in Bogenminuten umgerechnet. Zur Aufnahme der Bilder verwendete ich einen 5“ f/8 FH Refraktor und die Webcam ToUcam 740k mit IR-Sperrfilter.
Damit das Programm die Bilder verarbeiten kann, muss immer der Sonnenrand zu sehen sein. Durch den hohen Kontrastunterschied zwischen der Sonne und dem Hintergrund kann das Programm leicht die Sonnenkante finden. Wenn dies nicht der Fall sein sollte, wird etwas der Gradientenfaktor verändert, was den Kontrast verstärkt oder abschwächt. Auch eine manuelle Start- und Endpunktmarkierung ist möglich, was dem Suchalgorithmus sozusagen eine „Starthilfe“ sein kann.
Wenn die Sonnenkante gefunden wurde, hat man automatisch ein Bogensegment eines Kreises. Damit hat man auch sofort die Koordinaten des Sonnenmittelpunktes. Durch einen Klick auf die Planetenscheibe sucht das Programm die Pixelumgebung ab. Da kommt einem wieder der hohe Kontrastunterschied zwischen Planet-Sonne zu gute. Wenn der Planet identifiziert wurde (also praktisch die dunklen Pixel), wird die gefundene Planetenmitte mit einer Markierung dargestellt. Auch hier hat man jetzt wieder sofort die Koordinaten des Mittelpunktes der Planetenscheibe.
(siehe folgende Abbildung)
Aus den nun gefundenen Koordinaten von Merkur- und Sonnenmittelpunkt kann man sofort den scheinbaren Winkelabstand berechnen – der für die Bestimmung der AE entscheidende Wert.
Dann fragt das Programm die Uhrzeit der gerade ausgewerteten Aufnahme ab und führt den Fit durch und gibt die berechnete Astronomische Einheit in km aus.
So sieht die Ausgabe für ein ausgewertetes Bild aus:
Um den hier bestimmten Wert des Winkelabstandes mit einem theoretischen Wert für eine bestimmte Zeit vergleichen zu können, gibt man einfach die geozentrischen Ephemeriden für Sonne und Planet nach Auswahl des entsprechenden Menüpunktes ein.
Die theoretische Werte gibt es von der NASA unter: http://ssd.jpl.nasa.gov/horizons.html
Wie man an der letzten Abbildung erkennt, beträgt der bestimmte Wert für die AE ca. 141 Millionen km, was meiner Meinung nach schon ein sehr guter Wert für meine schlechten Aufnahmebedingungen ist. Da die Optik meines 5“ FH Refraktors Verspannungen zeigt und ich die Aufnahmen unter großer Eile machen musste, stellen sich zwangsweise ein paar Fehler ein, z.B. das der Sonnenrand leicht verzerrt sein kann. Seeingeffekte können durch die Addition einiger Bilder vermindert werden.
Für den Venustransit 2004 hoffe ich auf durchgehend gutes Wetter und auf die Verwendung einer besseren Optik, so dass ich dann durchgehend konstante Ergebnisse erhalte.
