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Universitäts-Sternwarte München
Fakultät für Physik der Ludwig-Maximilians-Universität

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Der Wendelstein im Winter
Universitäts-Sternwarte München / Observatorium Wendelstein
Scheinerstr. 1, D-81679 München, Deutschland
Telefon +49-89-2180-6001 · Telefax +49-89-2180-6003 · Internet: name@usm.uni-muenchen.de

Wendelsteingipfel, D-83735 Bayrischzell, Deutschland
Telefon +49-8023-8198-0 · Telefax +49-8023-8198-29 · Internet: name@usm.uni-muenchen.de




Aktuelles


Sternentstehungsgebiet M42 (Orionnebel)

Examens-, Bachelor- und Masterabeiten im Rahmen des 2-Meter-Projektes





Der Standort Wendelstein

Das Wendelstein-Observatorium des Instituts für Astronomie und Astrophysik der LMU befindet sich auf dem Gipfel des Wendelsteins, eines markanten, 1838 m hohen Berges in den bayerischen Alpen.

Der Wendelstein im Sommer
Wendelstein Observatorium im Jahr 2001

Geographische Koordinaten:   OBSERVATORIUM WENDELSTEIN
der Universitäts-Sternwarte München
83735 Bayrischzell
Telefon +49 8023 8198 0
Fax +49 8023 8198 29
Geographische Breite: 47° 42′ 13.1″ Nord
Geographische Länge: 12° 00′ 43.4″ Ost

Nur eine Autostunde (75 km) von München entfernt, läßt sich diese Forschungsstation leicht über eine Seilbahn oder eine Zahnradbahn erreichen, wobei der letzte Aufschwung zum Gipfel im Winter mit Hilfe eines 109 m hohen Berglifts zurückgelegt werden muß. Jahrzehntelang als weltweit bekanntes Sonnenobservatorium im Einsatz, dient diese Station seit 1988 ausschließlich der Beobachtung nächtlicher Himmelsobjekte. Hierfür wurde zunächst ein Spiegelteleskop mit 80 cm Öffnung installiert. Ausgerüstet mit high-tech Instrumenten war das Teleskop in jeder klaren Nacht bis ins Frühjahr 2008 zur Durchführung wissenschaftlicher Programme im Einsatz.
Im Jahr 2007 wurde ein 40 cm Teleskop installiert, welches im Jahre 2016 durch ein neues 40cm Planewave Teleskop ersetzt wurde (das alte 40 cm Teleskop wurde an die Universitäts-Sternwarte in München gebracht und dient weiterhin dem studentischen Praktikum. Seit Dezember 2011 ist ein 2 m Teleskop als Hauptinstrument des Observatoriums am Platz des ehemaligen 80 cm Teleskops im Einsatz.





Meteorologische Bedingungen:

Bedingt durch die geographische Lage der Beobachtungsstation sind die meteorologischen Verhältnisse starken Schwankungen unterworfen. Einerseits können Schneehöhen von einem Meter und mehr von November bis April auftreten, andererseits können namentlich im Spätherbst und beginnendem Winter Inversionslagen für wochenlanges exzellentes Beobachtungswetter sorgen.


Inversionswetterlage

Inversionswetterlage, Blick nach Westen bei Sonnenuntergang

Verglichen mit sämtlichen Beobachtungsstationen in Deutschland bietet der Wendelstein hervorragende Beobachtungsbedingungen mit jährlich ca. 1350 klaren Nachtstunden (d.h. 120 Nächte mit weniger als 2/8 Bewölkung). Dies sind immerhin 75% der Beobachtungszeit, die Astronomen auf dem Calar Alto in Südspanien nutzen können. Von besonderer Bedeutung ist der Standort Wendelstein auch in Hinblick auf die Güte des Stern-Seeings (mittlere Ausdehnung eines Sternbildchens). Umfangreiche Messungen haben gezeigt, daß das Seeing am Observatorium Wendelstein ähnlich hervorragend ist wie auf den besten Observatorien weltweit (z.B. ESO La Silla und Paranal in Chile, Calar Alto in Spanien).




Beschreibung der aktiven Beobachtungsinstrumente:

Das 2 m Fraunhofer Spiegelteleskop

Seit dem September 2011 ist am Observatorium Wendelstein ein 2 m Teleskop installiert, das seit dem 13.11.2013 im routinemäßigen Betrieb. Die finale Erprobung wurde im Sommer 2016 abgeschlossen, der Aufbau der Instrumentierung ist aber noch nicht abgeschlossen. Das Teleskop wurde von den Firmen Kayser-Threde GmbH (München, inzwischen OHB Systems Wessling bei München) und Astelco System GmbH (Martinsried) geplant und errichtet und ist in einer Kuppel von 8.5 m Durchmesser der Firma Baader Planetarium (Mammendorf) aufgestellt. Die drei Spiegel wurden von der Firma Lytkarino Opical Glass Factory (LZOS, Moskau) hergestellt. Die Teleskopsteuersoftware wurde von der Firma tau-tec GmbH Tübingen entwickelt.

Das Teleskop ist ein Ritchey-Chrétien Teleskop mit einer freien Öffnung von 2.0 Metern und einem Öffnungsverhätnis von f/7.8. Das Licht wird durch eine steuerbaren dritten Planspiegel in sogenannte Nasmyth-Fokusstationen gelenkt, wo die wissenschaftlichen Instrumente (mit einem Gewicht von bis zu 350 kg und einem Gesichtsfeld von bis zu 0.7 Grad) installiert werden können. Eine Station ist mit einem dreilinsigen optischen Korrektor ausgerüstet, der eine flache Abbildung über 0.7 Grad sicherstellt. Die andere Fokalstation bedient wissenschaftliche Geräte, die mit einem kleinen Gesichtsfeld auskommen.

Das Teleskop kann vor Ort oder ferngesteuert werden.

Die wissenschaftlichen Instrumente werden an der Universitätssternwarte München entwickelt und gebaut:

  • WWFI, (in Betrieb seit Juli 2013)
  • 3KK, (in Betrieb seit Januar 2016)
  • VIRUS-W, (ausgeliehen an das 2.7 McDonald Teleskop)
  • FOCES (im Aufbau).
Wendelstein 2-m-Teleskop

Wendelstein 2 m Fraunhofer Teleskop der Telskopbaufirmen Kayser-Threde (München) und Astelco (Martinsried)
mit installierter Weitfeld-CCD Kamera (links) und in Montage befindlicher 3-Kanal-Kamera (rechts).

An dem einem Flansch des 2 m Teleskop (links im Bild) ist eine sogenannte Weitwinkelkamera (WWFI) zur Abbildung von wenigstens 0.5 Grad des Himmels (Vollmonddurchmesser) installiert und liefert zur Zeit sowohl Testdaten als auch wissenschaftliche Messergebnisse. Die Kamera WWFI basiert auf einem Mosaik von 4 CCDs (jeweils 4048 × 4048 pixel) der Firma e2v, die von der Firma Spectral Instruments (Tucson) in ein Detektor-System integriert wurden. Bis zu 14 verschiedene Filter können zusammen mit diesen elektronischen Detektoren verwendet werden.

Spiralgalaxie NGC 891

Aufnahme der Spiral-Galaxie NGC 891 (Andromeda) mit dem Wendelstein 2 m Fraunhofer Teleskops und seiner WWFI Kamera. Die Aufnahme wurde aus Einzelbelichtungen in den Filtern u′, g′, und r′ kombiniert und gibt in etwa den natürlichen Eindruck wieder. NGC 891 ist unserer Milchstraße relativ ähnlich, ist etwa 30 Mio. Lichtjahre von uns entfernt und wird ziemlich genau von der Kante gesehen. Dadurch wird die starke Abplattung der stellaren Scheibe sowie die Verteilung des interstellaren Staubes in Spiralgalaxien besonders deutlich hervorgehoben.

Eine 3-Kanal-Kamera (3kk, optisch und nahes Infrarot) wurde Anfang 2016 in Betrieb genommen (rechts im Teleskopbild). Dieses System verfuegt äber einen Infrarotdetektor WNIR (2048 * 2048 pixel zu je 0.24"/pixel) und zwei optische CCD Kameras jeweils mit 2048*2048 pixel zu je 0.2"/pixel. Die drei Kanäle können gleichzeitig Belichtungen durchführen. Jeder Kanal hat ein eigenes Filterrad (WNIR: Y J H K H2 Bracket-Gamma; Blauer CCD Kanal: u' g' r' OI630nm, H-alpha, SII-671nm; roter Kanal: i' z'), wobei die Strahlaufteilung mit Strahlteilerplatten erfolgt.

Bipolarer Ausfluss S106

Aufnahme des Bipolaren Nebels S106 - ein sehr heisser Stern in einer von der Seite gesehenen Staubscheibe; dieser Stern ist Mitglied eines kleinen Sternhaufens, der sich gerade bildet; der Stern laesst einen Teil seiner Bildungswolke abstroemen und bringt dabei das Gas durch Ionisation zum Leuchten - aufgenommen mit dem Wendelstein 2 m Fraunhofer Teleskops und seiner 3kk Kamera. Die Aufnahme wurde aus Einzelbelichtungen (je 600 Sek.) in den Filtern J, H, und Ks kombiniert.

Ein Spektrograph für hohe Auflösung ist im Labortestbetrieb, ein sogenannnter Feldspektrograph für mittlere Auflösungen ist zur Zeit noch an das McDonald Observatorium in Texas ausgeliehen und produziert dort bereits wissenschaftliche Daten.

Das neue Teleskop mit seinen wissenschaftlichen Instrumenten wird die kommenden wissenschaftlichen Projekte der Universitäts-Sternwarte München wesentlich unterstützen, insbesondere solche im Rahmen des Clusters der Exzellenzinitiative “Origin and Structure of the Universe” sowie in enger Abstimmung mit der Nutzung unseres Anteils am 9 m Hobby-Eberly Teleskop in Texas. Zur wissenschaftlichen Nutzung siehe auch Beobachtungsprogramme. Eine ausführlichere Beschreibung des Projektes ist in Sterne und Weltraum April 2008 auf Seite 18 erschienen. Detailierte Beschreibungen finden sich in der Veröffentlichungsliste des Observatoriums.

Galaxie M33 Perseus-Galaxienhaufen Galaxien M65 und M66 Sternentstehungsgebiet M42 (Orionnebel)
Am Ende der Jahre 2013, 2014, 2015 und 2016 wurde aus den Aufnahmen des 2m Teleskops und seiner grossen CCD Kamera jeweils eine Aufnahmeserie ausgesucht, um ein sogenanntes Echtfarbenbild zu erstellen. 2013 wurde hierfuer die Nachbargalaxie M33 ausgewaehlt (ganz links), 2014 der Perseus-Galaxien Haufen (linke Mitte), 2015 die in einer nahen Galaxien-Gruppe befindlichen Galaxien M65 und M66 (rechte Mitte). Im Jahre 2016 wurde der grosse Orionnebel (ganz rechts) ausgesucht, das naechste grosse Sternentstehungsgebiet mit ionisiertem Wasserstoff. Das technische Verfahren ist genauso wie bei der oben gezeigten Aufnahme von NGC 891, alle drei Bilder benutzen aber das volle Gesichtsfeld der Kamera (etwa Vollmonddurchmesser).

40 cm Teleskop

Im Jahre 2016 wurde ein CDK17-Teleskop der Firma Planewave mit Korrekturoptik für ein Feld von 0.75 Grad in einer 3.2 m Kuppel der Firma Baader installiert. Das Teleskop folgt dem optischen Prinzip eines korrigierten Dall-Kirkham Astrographen und bietet eine freie Öffnung von 43 cm und ein nutzbares Gesichtsfeld von 70 mm. Das Teleskop hat ein Öffnungverhältnis von f/6.8 bzw. einen Abbildungsmaßstab von 0.8″/pixel. Es ist “remote” aus dem Beobachtungsraum oder aus der Universitätssternwarte München steuerbar.

Das 40 cm Teleskop ist zum einem mit einer SBIG CCD Kamera (STX-16803) mit den Filtern SDSS g′, r′, und i bestückt (weitere Schmallband-Filter verfügbar). Ein Fiberabgriff erlaubt es zudem, dass Licht eines hellen Sternes in einen kleinen Spektrographen zu leiten (PSPEC). Dieser wird im Rahmen des Praktikums zur Einführung in die optische Spektroskopie genutzt.

Das Teleskop wird mit der CCD Kamera zur Durchführung von Praktikumsaufgaben im Rahmen der Bachelor- und Masterausbildung der Studenten der LMU und zur Überwachung von Delta-Cepheii Sternen der Milchstrasse benutzt. Es unterstützt das 2 m Teleskop als sogenannter Extinktionsmonitor (d.h. es vermisst als Roboter die Durchsichtigkeit der Atmosphäre).

Wendelstein-40-cm-Planewave-Teleskops Orionnebel M42 mit 40cm Planewave in Bgr
Wendelstein 40 cm Planewave Teleskop bei rotierender Kuppel in der Nacht aufgenommen durch M. Kluge Eine 3 x 7 minütige B, g, und r-Band Belichtung des Orionnebels M42, die im Rahmen von Inbetriebnahmetests erhalten wurde.

20 cm Koronograph

Dieser Spezialrefraktor der Firma Zeiss (Oberkochen) hat eine Öffnung von 20 cm und erlaubt die Beobachtung der Aktivität der Sonne (im Weißlicht, in Halpha, im Spektrum) sowie bei sehr günstigen Bedingungen die Beoachtung der Sonnenatmosphäre durch das Einsetzen spezieller mechanischer Blenden (künstliche Sonnenfinsternis, Koronographen-Prinzip). Das Gerät wird zu Ausbildungszwecken und zu Führungen eingesetzt.

Sonnenkarten erstellt am Wendelstein zwischen 1947 und 1982 wurden unter Solar Data Services of the National Geophysical Data Center (Boulder) veröffentlicht. Sie basieren auf Aufnahmen der Photosphäre, der Chromosphäre, Integralaufnahmen, Halpha-Aufnahmen, Kgamma-Aufnahmen und Protuberanzen-Aufnahmen.

Protuberanzen auf der Sonne Besonders große Protuberanz Wendelstein-Sonnenteleskop Hα-Aufnahme der Sonne
(1) Protuberanzen mit künstlicher Sonnenfinsternis. Dabei wird die Sonne durch Einsetzen einer passende Kegelblende in den 20 cm Koronographen (Mitte) abgedeckt. (2) Ausschnitt als Beispiel für eine besonders große Protuberanz. (3) Das Teleskop in seiner Kuppel. (4) Beobachtung der Sonne im Lichte der Linie Halpha mit den Koronographen ohne Benutzung der Kegelblende. Sowohl die photosphärischen Aktivitäten (Flecken, Flares, etc.) als auch Protuberanzen am Rande wie vor der Sonnenscheibe (Filamente) sind mit dieser Technik sichtbar. Durch Bildbearbeitung wurde die Randverdunklung unterdrückt zur gleichzeitigen Darstellung der verschiedenen Phänomene.

Große Sonnefleckengruppe Kleiner Sonnenfleck nahe am Sonnenrand Protuberanzen und Sonnenfleck am Sonnenrand
Aufnahmen mit einem Baader-Halpha Filter und einer Basler UK-1151 CCD Kamera am Koronographen. Links: Grosse Sonnefleckengruppe beobachtet am 27.10.2014, Mitte: Kleiner Sonnenfleck am 11.6.2014 nahe am Sonnenrand. Rechts: Protuberanzen und Sonnenfleck am Sonnenrand am 22.6.2014.

Die linke Aufnahme zeigt die Aktivitätsregion AR 2192, die stärkste sei 2003 und ist vom 27. Oktober. Hier wurden etwa die zehn besten Bilder einer Serie mit 30 Aufnahmen gestackt und entsprechend bearbeitet, damit auch am Sonnenrand noch was zu sehen ist. Kurz vor der Aufnahmeserie hatte es übrigens in der Aktivitätsregion ein M6 Flare gegeben, die Reste davon, oder schon ein neues Flare kann man auf der Aufnahme gut erkennen, der Raum zwischen den beiden Flecken ist stellenweise weiss durch die Helligkeit des Flares. Am selben Tag gab es noch mindestens ein weiteres Flare dieser Fleckengruppe. Die Aufnahmeserie für dieses Bild entstand zwischen 12:04 und 12:11 UT (Foto und Text von Christoph Ries Am Wendelstein).

Allsky Kameras

Zwei sogenannte Allsky-Kameras (extreme Weitwinkel-Kameras sehr kurzer Brennweite) erlauben dem Beobachter die ständige Überwachung des Himmels auf Wolken etc, ohne dazu den Beobachterraum verlassen zu müssen. Sie erfassen auch helle Meteore, Feuekugeln und Sattelitenabstürze.

Meteor: Aufnahme der Feuerkugel vom 15.3.2015 mit der Allsky-Kamera des Wendelstein Observatoriums

Nachthimmel am Wendelstein Nachthimmel am Wendelstein mit Feuerkugel
Die zwei Aufnahmen zeigen den Nachthimmel am Wendelstein vor (20:41) und während (20:43) der Feuerkugel vom 15.3.2015. (zur Orientierung: N: oben, S: unten, O:links, W: rechts). Die Feuerkugelspur läuft von Nordwesten nach Suedwesten und verbreitert sich bis sie in den Wolken am Horizont verschwindet. Eine zweite sehr schwache Spur ist links daneben noch sichtbar. In beiden Bildern sieht man ganz rechts im Westen die sehr helle Venus ( -4 Magnituden Helligkeit), was die sehr grosse Helligkeit der Feuerkugelspur daneben unterstreicht. Man beachte auch den Beleuchtungseffekt der Feuerkugel auf der Kuppel des 2m Teleskops.



Beobachtungsprogramme (aktuelle Beispiele)

Aufnahme des Perseus-Galaxien Haufens mit der grossen CCD Kamera des Wendelstein 2m Teleskops

 Zentrum des Perseus-Galaxienhaufens
Diese Drei-Farben-Aufnahme aus ultraviolettem, grünem und rotem Licht zeigt das Zentrum des Perseus-Galaxienhaufens, der sich in einer Entfernung von etwa 230 Millionen Lichtjahren befindet. Grosse elliptische Galaxien, die in weisslich-gelben Licht leuchten und bis zu einigen Billionen sonnenähnlichen Sternen enthalten, dominieren das Zentrum des Haufens. Spiralgalaxien wie unsere Milchstrasse können dort aufgrund der starken Gezeitenkräfte kaum überleben. Würde man unsere Milchstrasse in den Perseus-Haufen versetzen, hätte sie in etwa die Grösse und das Aussehen der bläulichen Spiralgalaxie am oberen Bildrand links der Mitte. Die vielen punktförmigen Objekte, die sich gleichmässig über das Bild verteilen, sind überwiegend Vordergrundssterne unserer Milchstrasse; es finden sich darunter aber auch Galaxien mit bis zu 10 Milliarden Lichtjahren Entfernung. Das Bildfeld hat etwa Vollmond-Durchmesser, was bei der Entfernung des Perseus-Haufens etwa 2 Millionen Lichtjahren entspricht. Die Aufnahme wurde mit der Weitfeld-Kamera des 2m Fraunhofer-Teleskops des Wendelstein-Observatoriums gewonnen. Die gesamte Belichtungszeit betrug 2.2 Stunden. (Für eine grosse Darstellung auf das Bild klicken).

M33 mit dem 2m Teleskop

Spiralgalaxie M33
Das neue Fraunhofer 2 m Teleskop des Observatoriums ist nunmehr im Probebetrieb zusammen mit seiner Weitwinkelkamera. Diese Weitwinkelkamera kann ein Gesichtsfeld von 0.5 Grad (entspricht dem Vollmond) auf einmal abbilden. Als eine der ersten wissenschaftlichen Aufnahme entstand dieses Bild der Spiralgalaxie M33. Es wurde in drei Filtern (ultraviolett, blau-grün und rot) insgesamt eine Stunde belichtet. M33 ist die dritte Spiralgalaxie der lokalen Gruppe und etwa 2.4 Million Lichtjahre von uns entfernt. In den Spiralarmen bilden sich noch immer neue Sterne. Die jungen, massereichen Sterne leuchten bläulich und regen das Gas in der Galaxie zu einem rötlich-violetten Leuchten an (sogenannte HII Regionen). Milliarden von sonnenähnlichen Sternen überlagern sich zu dem gelb-weißlichen Hintergrund, die dunklen Gebiete werden durch interstellaren Staub verursacht.

  • 2m-Teleskop mit WWFI oder 3kk
    • Komastruktur der Kometen 41P und 67P
    • Transits von Exoplaneten
    • Veränderliche Quellen in der Andromeda- und der Triangulum-Galaxie (M31, M33)
    • Struktur von dominaten Galaxien in Galaxienhaufen
    • Photometrische Studien von Galaxienhaufenkandidaten des Planck-Satelliten
  • 40cm-Teleskop mit CCD Kamera oder PSPEC
    • Extinktionsmonitor
    • Überwachung von Delta-Cep Sternen der Milchstrasse
    • Überwachung von veränderlichen roten Riesen in Kugelsternhaufen
    • Studentisches Praktikum
  • Studentenpraktikum am Wendelstein:
    • alle Infos zum Praktikum

Bei allen Kategorien hatten Studenten die Möglichkeit, sich intensiv an Bau bzw. Handhabung moderner computergesteuerter Instrumente zu beteiligen und sich auszubilden. Im Rahmen dieser Tätigkeiten entstanden (bzw. entstehen) Bachelor-, Master- und Dissertationen.

Die wissenschaftliche Ausbeute der Beobachtungen wurde außerdem in einer Vielzahl von Artikeln in wissenschaftlichen Zeitschriften publiziert. Darüber hinaus ist die Sternwarte auf dem Wendelstein für Wissenschaftler aus vielen Ländern eine begehrte Beobachtungsstation, die bisher häufig bei Simultan-Beobachtungen mit Satellitenteleskopen oder auch bei weltweiten Beobachtungskampagnen zum Einsatz kam. Gastwissenschaftler aus den USA, aus Schweden, Argentinien und China nutzten Beobachtungszeit am Wendelstein-Teleskop.




Führungen am Observatorium Wendelstein

Klicken Sie hier, wenn Sie sich für eine Führung am Observatorium Wendelstein interessieren.





Personal:

Prof. Ralf Bender Verantwortlicher Lehrstuhlinhaber
Dr. Ulrich Hopp Direktor des Observatoriums
Dr. Claus Gössl Mitverantwortlicher für Instrumenten Hard- und Software
Dr. Frank Grupp Optisches Design
Dipl.-Phys. Florian Lang Instrumentierung, Hard- und Software
Dipl.-Geophys. Wolfgang Mitsch Technischer Leiter des Observatoriums
Christoph Ries Service-Beobachter, Nachtassistent
Dr. Arno Riffeser Organisation der Öffentlichkeitsarbeit, Beobachtungsbetrieb
Michael Schmidt Service-Beobachter, Nachtassistent



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Letzte Änderung 19. Mai 2017 durch U. Hopp (arri@usm.lmu.de)