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BEOBACHTUNGEN: Das Blinken im Krebsnebel


Sterne und Weltraum - epaper ⋅ Ausgabe 5/2018 vom 20.04.2018

Der Krebsnebel Messier 1 ist der Überrest einer Aufsehen erregenden Sternexplosion, die sich vor rund tausend Jahren im Sternbild Stier ereignete. Tief im Inneren dieser leuchtenden Gaswolke verbirgt sich ein wahrhaft exotisches Objekt: ein schnell rotierender Pulsar, der in regelmäßiger Folge Lichtblitze aussendet. Hier berichtet ein Amateurastronom, wie er dieses Phänomen beobachtete und untersuchte.


Als Charles Messier im 18. Jahrhundert seinen Katalog von Sternhaufen und Nebeln veröffentlichte, setzte er ein blass leuchtendes wolkenähnliches Gebilde im Sternbild Stier auf Platz 1 der Liste. Messier 1 ...

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Bildquelle: Sterne und Weltraum, Ausgabe 5/2018

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... war nur eines von vielen Objekten, die den französischen Astronomen bei seinem eigentlichen Vorhaben störten: der Suche nach neuen Kometen. Denn nur allzu leicht konnte es passieren, dass die kosmischen Nebel und Sternhaufen den Anblick eines Schweifsterns vortäuschen. Da sich diese Objekte – im Unterschied zu Kometen – nicht am Himmel bewegen, fasste Messier sie in dem nach ihm benannten Katalog zusammen, der in seiner modernen Version 110 Einträge enthält.

Der rund 16 mag helle Pulsar inmitten des Krebsnebels ist astrofotografisch leicht zugänglich. Auf lang belichteten Aufnahmen wie dieser treten die feinen roten Filamente des Nebels hervor, die dem Objekt seinen Namen gaben. Das Foto nahm Christoph Gerhard im Jahr 2011 mit einer CCD-Kamera an einem Zeiss Meniscas mit 18 Zentimeter Öffnung auf. Anschließend stellte er sich die Aufgabe, auch das Blinken des Pulsars nachzuweisen.


Christoph Gerhard

Video – Eine Tour durch den Krebsnebel: goo.gl/XzFjLM

Der Pulsar im Krebsnebel ist eines der wenigen Objekte seiner Art, die sich auch optisch beobachten lassen und sogar für Amateurteleskope erreichbar sind. Mit meinem Zwölf-Zoll-Newton-Teleskop und einer CCD-Kamera gelingt mir dies schon innerhalb von wenigen Sekunden Belichtungszeit. Seit einigen Jahren beschäftigt mich die Frage, ob ich auch die periodischen Lichtblitze des Krebspulsars mit meinem Teleskop aufnehmen und messen kann. Dazu hatte ich mir verschiedene Techniken überlegt.

Wie beobachten?

Meine Kamera wäre mit nur fünf Millisekunden Belichtungszeit pro Bild zwar schnell genug, um das Pulsarblinken aufzunehmen – die Aufnahme wäre dann jedoch nicht empfindlich genug: Das nur rund 16 mag helle Objekt würde geradezu im Hintergrundrauschen ertrinken. Eine Alternative lag darin, eine lange Belichtungszeit zu wählen und die Nachführung des Teleskops während der Belichtung abzuschalten. Bei dieser so genannten Sterndriftmethode verziehen sich die Sternabbildungen zu Strichspuren mit genau definierter Länge. Um nun das Blinken des Neutronensterns nachzuweisen, wären die Strichspuren nur noch der Pulsdauer des Blinkens entsprechend zu überlagern, und das Signal müsste klar hervortreten. Leider ist aber der den Pulsar umgebende Nebel hierfür zu hell. Zudem würden benachbarte Sterne, die ebenfalls durch das Bildfeld driften, das Signal des Pulsars hoffnungslos überlagern. Die Driftmethode schied also aus.

Während eines Besuchs in einem physikalischen Labor fiel mein Blick auf ein so genanntes Chopper-Rad mit Lochblende. Dreht sich ein solches Rad vor einer Lichtquelle, dann lässt die Blende in regelmäßigen Abständen Licht hindurch. Bezüglich der Pulsarbeobachtung kam mir nun die Idee, die Kamera mit langer Belichtungszeit zu betreiben und vor ihr eine rotierende Lochblende anzubringen. Dreht sich eine solche Blende genau im Rhythmus des Pulsarblinkens, dann erreichen die Blitze des Pulsars den Kamerasensor und lassen sich zeitlich analysieren.

Nach kurzer Recherche im Internet fand ich sogar einen Hinweis auf einen visuellen Versuch mit dieser Technik an einem größeren Teleskop. Hier eröffnete sich also ein Weg, den ich weiterverfolgen konnte.

Doch zunächst überprüfte ich, welche Belichtungszeit mit meiner Kamera vom Typ ASI 120MM an meinem Newton-Teleskop mit zwölf Zoll Öffnung erforderlich war, um den Pulsar sicher auf den Aufnahmen identifizieren zu können. Das Ergebnis war ermutigend: Schon innerhalb von nur fünf Sekunden konnte ich den Pulsar auf den Bildern ausmachen. Um ein höheres Signal-Rausch-Verhältnis zu erhalten, wählte ich eine Belichtungszeit von 20 Sekunden. Sie genügte, um den Pulsar eindeutig vom Hintergrund zu trennen (siehe Bild rechts). Die Nachweisgrenze der Aufnahmen lag nun jenseits einer scheinbaren Helligkeit von 18 mag.

Alle Aufnahmen führte ich bei einer Brennweite von 1380 Millimetern durch, die ich mit Hilfe eines TeleVue VIP-2010 Paracorr Koma-Korrektors erreichte. Die Pixel des Sensors der ASI-Kamera haben eine Größe von 3,75 Mikrometern, was bei der gewählten Brennweite einer Winkeldistanz von 0,56 Bogensekunden am Himmel entspricht. Dies reichte auch aus, um den Pulsar von einem am Himmel dicht benachbarten Stern zu trennen.

Für meine Messungen benötigte ich nun einen hochpräzise drehenden Motor, der die Lochblenden zur richtigen Zeit vor den Kamerasensor in den Lichtweg des Teleskops drehen konnte. Dazu verhalf mir ein alter Freund aus der Zeit meines Elektrotechnikstudiums. Bei einer Pulsarfrequenz von derzeit 29,64 Hertz ergaben sich für ein Blendenrad mit einer einzigen Blende knapp 1800 Umdrehungen pro Minute. Um mit einer geringeren Drehzahl auszukommen und eine einfachere Herstellung zu ermöglichen, entschied ich mich für ein Rad mit zwei Blendenöffnungen. Jede dieser Blenden ließ einen 18 Grad breiten Ausschnitt auf dem Rad frei (siehe Bild rechts oben). Damit war gewährleistet, dass nur in einem Zehntel der Aufnahmedauer Licht auf die Kamera fiel, wenn sich das Blendenrad drehte. Auf diese Weise ließ sich eine zeitliche Auflösung von zwei bis drei Millisekunden erzielen.

Um das Blendenrad in den Strahlengang meines Newton-Teleskops zu bringen, waren einige Herausforderungen zu bewältigen. Der Krebsnebel hat eine Deklination von +22° 52', weshalb das Objekt an meinem Beobachtungsort, dem unterfränkischen Münsterschwarzach, bis zu 62 Grad hoch über den Horizont gelangt. Somit sind störende atmosphärische Einflüsse zwar praktisch vernachlässigbar, das Teleskop muss jedoch so geschwenkt werden, dass sich die Kamera und das sich drehende Rad dann mehr als zwei Meter über dem Boden befinden. Das Rad beweglich und gleichzeitig stabil in dieser Höhe zu montieren und zu betreiben, war keineswegs einfach, aber ich fand hierfür geeignete Lösungen, so dass die Belichtung, die in völliger Dunkelheit ablief, sicher vonstattengehen konnte.

Dieses unbearbeitete Bild belegt, dass sich der Pulsar mit einem Amateurteleskop zufrieden stellend ablichten lässt. Bereits nach 20 Sekunden Belichtungszeit zeichnete er sich vor dem Hintergrund ab. Christoph Gerhard nutzte eine Kamera vom Typ ASI 120MM an seinem Newton-Teleskop mit 30 Zentimeter Spiegeldurchmesser.


Christoph Gerhard

Am Newton-Teleskop befindet sich zwischen der Kamera und dem Okulareinblick ein drehbares Blendenrad. Es ist über einen biegsamen Antrieb mit einem Drehmotor verbunden. Auf dem Rad ist eine der beiden Blendenöffnungen sichtbar, die jeweils einen 18 Grad breiten Ausschnitt frei lassen.


Christoph Gerhard

In diesem Zusammenhang möchte ich noch eine Art Dunkelkammer erwähnen, die ich konstruierte, um den gesamten Aufbau am Teleskop vor künstlichem Streulicht der Umgebung zu schützen. Auf Grund des breiten freien Spalts, in dem sich das Blendenrad zwischen Teleskop und Kamera drehte, wäre sonst unerwünschtes Licht auf den Sensor gefallen – auch in denjenigen Phasen, in denen das Blendenrad das vom Teleskop kommende Licht abschattet. Die Kamera ASI 120MM ist derart hochempfindlich, dass ohne diesen Schutz jegliche Signale des Pulsars überstrahlt worden wären.

Die erste Beobachtung

Nach einem ersten erfolglosen Testlauf mit dem Mond am Himmel und längerem Warten auf geeignetes Wetter, konnte ich Anfang Oktober 2017 die ersten brauchbaren Belichtungsreihen aufnehmen (siehe Bilder unten). Die aktuelle Frequenz des Pulsarblinkens und die topozentrische Ankunftszeit des Hauptpulses sind auf der Website der Jodrell Bank Crab Pulsar Monthly Ephemeris abrufbar, und ich versuchte, den für meine Beobachtungszeit gültigen Wert zu extrapolieren.

Der Motor drehte das Rad mit den zwei Blenden hochgenau mit 889,05 Umdrehungen pro Minute. Das waren exakt 0,2 Umdrehungen pro Minute weniger als die Drehzahl, die ich für die genaue Pulsarfrequenz von 29,638 Hertz benötigt hätte. Dadurch erreichte ich eine Schwebung von 33,741 Millisekunden über die gesamte Pulsarperiode. Mit dieser kleinen Zeitdifferenz war der Rhythmus des Pulsars mit der Drehung des Blendenrads nach fünf Minuten wieder im Gleichtakt, um anschließend wieder auseinanderzudriften. Die Kamera nahm währenddessen jeweils 20 Sekunden lang belichtete Bilder auf. So wurden innerhalb von fünf Minuten die verschiedenen Phasen des Pulsarsignals in 15 Abschnitten erfasst, die jeweils etwa 2,25 Millisekunden lang waren.

Die aufgenommenen Rohbilder waren natürlich sehr verrauscht – denn von den 20 Sekunden Belichtungszeit blieb ja infolge der Drehung des Blendenrads effektiv nur ein Zehntel übrig. Dafür war allerdings die grafische Darstellung der Helligkeitswerte der Aufnahmen umso deutlicher und aussagekräftiger (siehe Grafik ganz oben). Schon nach zwei Belichtungsreihen konnte ich die Pulsation eindeutig nachweisen. Für die Ermittlung und Darstellung der Helligkeitswerte benutzte ich das Freeware-Programm Aperture Photometry Tool. Die Helligkeit des Hauptpulses bestimmte ich anhand von Vergleichssternen zu 15,5 mag.

Anfang Oktober 2017 gelang es Christoph Gerhard erstmals, das Blinken des Krebsnebelpulsars in einer Bildserie festzuhalten. Die am 2. Oktober um 3:37 Uhr MESZ aufgenommene Sequenz von vier ausgewählten Rohbildern zeigt von links nach rechts den Hauptpuls, gefolgt von einer Pause, dann den Nebenpuls und schließlich eine erneute Pause.


Christoph Gerhard

Die Pulsation des Krebsnebelpulsars weist ein Hauptmaximum und ein Nebenmaximum auf. Fünf Messreihen, die Christoph Gerhard am 2. Oktober 2017 aufnahm, kombinierte er zu der hier dargestellten Lichtkurve. Dem Maximum der Lichtkurve entspricht eine scheinbare Helligkeit von 15,5 mag.


Christoph Gerhard / SuW-Grafik

Der Vergleich des von Christoph Gerhard gemessenen Pulsarprofils (rot) mit den optischen Daten der MAGIC Collaboration (violett) ergab zunächst keine zufrieden stellende Übereinstimmung: Die zeitlichen Abstände zwischen Haupt- und Nebenpuls sind unterschiedlich groß. Zudem ist der Nebenpuls in der roten Kurve kaum noch sichtbar. Die Ursache für diese beiden Probleme blieb zunächst unklar. Die waagerechte Achse gibt die Zeit in Bruchteilen der Periode, die so genannte Phase, an.


Christoph Gerhard / SuW-Grafik

In der Lichtkurve des Pulsars zeigen sich zwei unterschiedlich große Maxima: ein Hauptpuls und ein Nebenpuls. Es ist diejenige Strahlung, die von den beiden Polen des sich drehenden Neutronensterns ausgeht. Aus der bekannten Pulsarperiode lässt sich berechnen, wie groß der zeitliche Abstand zwischen Haupt- und Nebenpuls sein muss. Allerdings dauerte die Pause zwischen diesen Pulsen um drei Millisekunden länger als ich erwartet hatte. Das Signal war aber zweifellos so in meiner Bilderserie enthalten. Es handelte sich bei den registrierten Pulsen weder um fehlerhafte Pixel des Kamerasensors noch um störende Signale aus der kosmischen Höhenstrahlung, die ebenfalls hohe Pixelwerte hervorrufen können. So blieb der Grund für die unerwartete Zeitabweichung zunächst unklar – doch immerhin: Meine Lichtkurve zeigte eindeutig das Blinken des Krebsnebelpulsars!

Während einer Tagung ergab sich die Gelegenheit, mein erstes Diagramm einem Astrophysiker zu zeigen: Dominik Elsässer forscht am Lehrstuhl für Astronomie der Universität Würzburg und arbeitete bereits vor zehn Jahren an Untersuchungen zum Krebsnebelpulsar mit. Er ist Mitglied der MAGIC Collaboration (Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov), die auf der Kanareninsel La Palma zwei Teleskope zum Nachweis kosmischer Gammastrahlung betreibt.

Der Forscher konnte sofort die Richtigkeit meiner grafischen Darstellung des Pulses bestätigen – und erhöhte damit meine Motivation, eine weitere Messreihe aufzunehmen. Bezüglich der fraglichen Differenz von drei Millisekunden merkte er an, dass sich das Pulsprofil mit der Wellenlänge erheblich verändert: Bei Radiowellenlängen sieht es anders aus als im optischen Spektralbereich oder im Röntgenlicht. Damit können sich jeweils unterschiedliche Zeitabstände ergeben. Beim Vergleich unterschiedlicher Datensätze ist also Vorsicht geboten. Doch schon bald sollte sich herausstellen, dass die mangelnde Übereinstimmung andere Gründe hatte.

Weitere Beobachtungen

Nach drei langen Wochen des Wartens auf besseres Wetter konnte ich am 22. Oktober 2017 erneut mehrere Bildserien des Krebsnebelpulsars und seiner Pulsation aufnehmen und alle bis dahin erhaltenen Daten gemeinsam auswerten. Ich hoffte, den Verlauf der Pulsation nun mit erhöhter Genauigkeit über die ganze Periodendauer hinweg darstellen zu können. Die mittlerweile fünf vorliegenden Serien, die einen Hauptpuls zeigten, enthielten insgesamt mehr als 100 Rohbilder, mit denen ich die Lichtkurve nachzeichnen wollte. Um die einzelnen Bilder zeitlich korrekt aufeinander abzustimmen, nutzte ich den Hauptpuls als Anhaltspunkt.

Das Rätsel der unerklärlichen Zeitdifferenz blieb allerdings bestehen – denn weiterhin traf der Nebenpuls um rund drei Millisekunden später ein als erwartet. Immerhin passte der von mir ermittelte Verlauf im Bereich des Hauptpulses gut zu der optischen Kurve, die von der MAGIC Collaboration ermittelt wurde. Doch der Vergleich offenbarte eine neue, unangenehme Überraschung: Der Nebenpuls ließ sich in meiner Auswertung jetzt kaum mehr erkennen, denn in den Aufnahmen vom 22. Oktober war er praktisch nicht mehr zu finden! Trotz der erweiterten Datenbasis stand ich also nun vor einem weiteren Problem, das es zu lösen galt.

Nachdem die Ursachen für die fehlerhafte Datenauswertung gefunden waren, ergab der Vergleich zwischen den Daten von Christoph Gerhard (rot) und denen der MAGIC Collaboration (violett) eine perfekte Übereinstimmung: Die zeitlichen Abstände zwischen Haupt- und Nebenmaximum sind im Rahmen der Messgenauigkeit gleich groß. Zudem ist das Nebenmaximum in der roten Kurve nun deutlicher ausgeprägt als in der vorherigen fehlerhaften Auswertung.


Christoph Gerhard / SuW-Grafik

Eine Lösung für zwei Probleme

Als ich in einem weiteren Auswertungsschritt aus meinen Daten die Ankunftszeit des Hauptpulses in meiner Sternwarte berechnen wollte, zeigten sich innerhalb meiner Messungen nicht mehr zu behebende Differenzen. Etwas musste grundlegend falsch gelaufen sein, denn ich brachte die Zeiten nicht konsistent zusammen.

Gleich nach meiner Belichtungsserie des Pulsars vom 22. Oktober 2017 nahm ich einen Film mit nur einer Millisekunde Belichtungszeit pro Bild und 300 Aufnahmen pro Sekunde auf. Damit wollte ich die Stellung des Blendenrades auf eine Millisekunde genau bestimmen. Gemäß der Rückrechnung der Stellung der Blenden während der Belichtungsserie sollte der Hauptpuls des Krebsnebelpulsars am 22. Oktober um 4:45:25,424 Uhr UT an meinem Beobachtungsort Münsterschwarzach eingetroffen sein. Wichtig ist dabei die Zeitangabe in Weltzeit (UT) und dass mein PC – laufend durch einen Zeitserver des Network Time Protocol synchronisiert – ebenfalls die richtige Zeit anzeigte. Ich konnte mein Ergebnis allerdings erst einige Wochen später genau verifizieren, da die Daten auf der Website des Jodrell Bank Centre for Astrophysics nicht sofort im Internet verfügbar sind – sie werden meist zur Mitte des Folgemonats veröffentlicht.

Hinzu kam nun ein neuer Gesichtspunkt, den ich bislang noch gar nicht berücksichtigt hatte: die Differenz der Lichtlaufzeit zwischen dem Erdmittelpunkt (Geozentrum) und dem Beobachtungsort (Topozentrum). Ein Artikel des Beobachters Andre van Staden, den ich auf der Website der Ruhr-Universität Bochum fand, half mir, den richtigen Weg zu finden. Gemäß einer eigenen Abschätzung mit Hilfe des Stundenwinkels und der Deklination von Messier 1 sowie mit den geografischen Angaben meines Beobachtungsorts betrug die Zeitdifferenz zwischen dem geozentrischen und dem topozentrischen Eintreffen des Hauptpulses für den Beobachtungszeitpunkt etwa neun Millisekunden. Weitere Effekte ließ ich unberücksichtigt, da meine Messeinrichtung von Grund auf eine höhere Ungenauigkeit implizierte.

Was mir zunächst unklar war, stellte sich nun allmählich heraus: Mein Korrekturwert für die Lichtlaufzeit war falsch! Zur richtigen Berechnung verhalf mir der Austausch im lokalen Forum Stellarum mit Martin Fischer, der mich auf einen wesentlichen Fehler hinwies: Wenn Messier 1 in Münsterschwarzach über dem Westhorizont steht, befindet er sich bezüglich der Lichtlaufzeit mitnichten in der gleichen Distanz zum Erdmittelpunkt, wie ich es angenommen hatte. Mit seiner Berechnung ergab sich die korrekte Differenz für den Beobachtungszeitpunkt in Münsterschwarzach zu 17,4 Millisekunden.

Mit dieser Korrektur lag ich allerdings neben der Hochrechnung aus den eigenen Pulsardaten von Mitte September. Zusätzliche Nachrechnungen verdichteten dieses Ergebnis: Ausgerechnet mit der falschen Korrektur der Lichtlaufzeit hätte ich den richtigen Zeitpunkt erhalten! Dieses Ergebnis konnte aber nicht stimmen. Es musste also noch ein weiterer Fehler in meiner Vorgangsweise stecken.

Schließlich zog ich die Angabe der Motordrehzahl in Zweifel. Die Bedienoberfläche der Programmierung des Motors zeigte mir am PC stabil 889,047 Umdrehungen pro Minute an. Das klang gut und war eigentlich auch so beabsichtigt, aber die Durchsicht des Films, den ich zur Bestimmung der Stellung der Blenden nach meiner Belichtungsserie am 22. Oktober 2017 aufgenommen hatte, brachte mich auf die Lösung der Unstimmigkeiten.

Um die genaue Blendenposition mit zugehöriger Zeit zu ermitteln, erstellte ich einen Film mit Belichtungszeiten von einer Millisekunde pro Bild, bei dem jede einzelne Aufnahme mit einem Zeitstempel versehen wurde. Die von dem Amateurastronomen Torsten Edelmann erstellte Aufnahmesoftware FireCapture(www.firecapture.de ) verfügt über diese Möglichkeit. Während der Aufnahme hielt ich eine Taschenlampe vor das Teleskop, so dass sich auf Grund der rotierenden Blende einzelne Hell- und Dunkelbilder ergaben. Aus den Zeitstempeln dieser Einzelbilder konnte ich die tatsächliche Umdrehungszahl des Blendenrads ermitteln: 889,00 Umdrehungen pro Minute.

Zunächst hielt ich die kleine Abweichung von 0,047 Umdrehungen pro Minute für vernachlässigbar. Doch ein Umrechnen dieses Werts auf die Gesamtbelichtungszeit einer Messreihe von 300 Sekunden belehrte mich eines Besseren: Da innerhalb von fünf Minuten rund 8900 Pulse aufgezeichnet wurden, summierte sich ein Fehler bei der Pulslänge von nur einer Mikrosekunde zu insgesamt rund neun Millisekunden. Umgekehrt verursachte eine leichte Abweichung bei der Umdrehungsgeschwindigkeit des Motors einen entsprechenden Fehler bei der Abtastung der Pulsation, da sich die Schwebungsfrequenz entsprechend änderte.

Der Vorteil des Motors lag darin, dass er das Blendenrad sehr zuverlässig auf dem leicht falschen Wert drehte. Somit konnte ich für die von mir gemessene Ankunftszeit des Hauptpulses eine Korrektur berechnen. Und damit löste sich das Rätsel für die unerklärte Verzögerung zwischen Haupt- und Nebenpuls: Für meine Messungen vom 2. Oktober 2017 ergab sich ein Korrekturwert von drei Millisekunden!

Doch eine andere Merkwürdigkeit blieb noch zu klären: Meine Aufnahmen vom 22. Oktober ließen sich nämlich nicht mehr auf die beschriebene Weise für den Nebenpuls korrigieren. Hier wuchs der Fehler in der Schwebung schon auf ein Drittel der gesamten Pulsarperiode an. Und diesmal war der Grund nicht in meiner Auswertung zu suchen, sondern beim Pulsar selbst: Er war in den dazwischenliegenden drei Wochen um einen sehr geringen Betrag langsamer geworden. Dies ist ein bekanntes Phänomen, denn das starke Magnetfeld des Neutronensterns erzeugt infolge seiner schnellen Rotation elektromagnetische Strahlung. Sie entzieht dem Neutronenstern Rotationsenergie, weshalb sich seine Drehung allmählich verlangsamt.


Bei der Auswertung der Beobachtungen war eine grundlegende Fehleranalyse zielführend.


Eine Berechnung aus den vom Radioobservatorium Jodrell Bank publizierten Daten ergab für den fraglichen Zeitraum eine Differenz von 0,7 Mikrosekunden. Daraus folgte ein um 6,3 Millisekunden kürzerer Abschnitt des Phasenpulses als bei der Aufnahme über die 300 Sekunden. – Kein Wunder also, dass ich bei meiner zweiten Aufnahmeserie keinen Nebenpuls mehr fand: Er war schlichtweg nicht auf meinen Bildern enthalten. Des Weiteren wurde mir auch klar, weshalb ich in zwei Aufnahmeserien überhaupt keinen Hauptpuls mehr identifizieren konnte: Ich verpasste diese Ereignisse jeweils durch die zu geringe Rotationsfrequenz meiner Blenden.

Aus Fehlern lernen

Mit diesem Wissen konnte ich nun die Ankunftzeit eines Hauptpulses des Krebsnebelpulsars in Münsterschwarzach bestätigen: am 22. Oktober 2017 um 4:45:25,424 Uhr UT. Die Unsicherheit blieb aber nicht unerheblich. Denn werden die mit offener Blende aufgenommenen Einzelbilder auch nur um eine Millisekunde zeitlich anders bewertet, so ergeben sich Abweichungen von ±5 Millisekunden zum Eintreffzeitpunkt. Die ermittelte Ankunftszeit ist diejenige, die am besten zu allen gesammelten Daten passt.

Zudem ergab die zeitliche Korrektur meiner Messungen eine völlige Übereinstimmung meiner Pulsarlichtkurve mit den optischen Messungen der MAGIC Collaboration (siehe Grafik links oben). Daher bin ich abschließend mit den erzielten Ergebnissen sehr zufrieden. Nicht nur die Form der optischen Pulsation konnte ich also mit einem Amateurteleskop bestimmen, sondern auch die Faktoren für das Eintreffen des Pulses vor Ort in meiner Sternwarte nachvollziehen.

Bei der Auswertung meiner Beobachtungen war eine grundlegende Fehleranalyse zielführend. Aus ihr ergab sich eine Abschätzung der von mir gemachten Fehler. Ohne eine solche selbstkritische Analyse hätte ich das Potenzial meiner Messungen niemals ausschöpfen können. – Wohl dem, der erkennt, welche Fehler er macht, und was sie bedeuten!

CHRISTOPH GERHARD beschäftigt sich seit seiner Kindheit mit Astronomie. Seit 20 Jahren betreibt er in der Benediktinerabtei Münsterschwarzach eine Sternwarte. Seine Interessen liegen in der Fotografie von Deep-Sky-Objekten und der Überwachung erdnaher Asteroiden und weiterer Kleinkörper des Sonnensystems, die sich auf seinen Aufnahmen finden.

Literaturhinweise

Banich, H.: A Night with the Steward Observatory’s 90-inch Bok Telescope on Kitt Peak. In: The Rosette Gazette 22, Nr. 7, S. 7 – 17, 2010
Condon, J. J., Ransom, S. M.: Essential Radio Astronomy. Princeton University Press, Princeton 2016
MAGIC Collaboration: Observation of Pulsed Gamma-rays above 25 GeV from the Crab Pulsar with MAGIC. In: Science 322, S. 1221 – 1224, 2008
Mignani, R. P. et al.: Optical Observations of Pulsars: The ESO Contribution. In: ESO Messenger 99, S. 22 – 26, 2000
Stoyan, R.: Atlas der Messierobjekte. Die Glanzlichter des Deep Sky. Oculum-Verlag, Erlangen 2006
Van Staden, A.: Synchronizing Highspeed Optical Measurements with Amateur Equipment. In: Monthly Notices of the Astronomical Society of Southern Africa 72, S. 91 – 101, 2013

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