`8BM j|kp NuTHIS DISK HAS BEEN IMMUNIZED AGAINST MOST VIRUSES BY THE 'ULTIMATE VIRUS KILLER' VERSION 5.9 BY RICHARD KARSMAKERS, *THE* ATARI VIRUS KILLER!!!puke'(*** @`  @o! #@%`')+-/1 3@o79;=?A C@E`GIKMOQ S@U`WY[]_a c@e`gikmoq s@uwy{} @` @ ` @ ` @ ` @ ` ǀ ɠ @ ` ׀ ٠  @` @`!Aa   !Aa!!#A%a')+-/1!3A5a79;=?A!CAEaGIKMOQ!SAUaWY[]_a!cAeagikmoq!sAuawy{}!Aa!Aa!Aa!Aa!Aaǁɡ!Aaׁ١!Aa!Aa " B b  !"!B!b!!!!!"!""#B"%b"')"+"-"/#1"#3B#5b#7#9#;#=#?$AO$Eb$G$I$K$M$O%Q"%SB%Ub%W%Y%[%]%_&a"&cB&eb&g&i&k@`  @o! #@%`')+-/1 3@o79;=?A C@E`GIKMOQ S@U`WY[]_a c@e`gikmoq s@uwy{} @` @ ` @ ` @ ` @ ` ǀ ɠ @ ` ׀ ٠  @` @`!Aa   !Aa!!#A%a')+-/1!3A5a79;=?A!CAEaGIKMOQ!SAUaWY[]_a!cAeagikmoq!sAuawy{}!Aa!Aa!Aa!Aa!Aaǁɡ!Aaׁ١!Aa!Aa " B b  !"!B!b!!!!!"!""#B"%b"')"+"-"/#1"#3B#5b#7#9#;#=#?$AO$Eb$G$I$K$M$O%Q"%SB%Ub%W%Y%[%]%_&a"&cB&eb&g&i&kBAHNELEMTXT *'DATCONV TTP mMGALSIM C GALSIM TTP mMQGALSIMTTTTP mM*)HILFE TXT U5LIESMICH!!! ivSKY4_NL APP @FTREIBCASPRG gTREIBFPGPRG (eTREIBPOSINS 4:BtTREIBPOSPRG CբREAD_ME TXT!l* Diese Datei enthlt einige Bahnelementstze von Krpern als Beispiel. * Elliptische Elemente beginnen mit "ELL", parabolische mit "PAR". Bei * elliptischen Elementen kann dazu zwischen Kleinplaneten "KLPL" und Kometen * "KOMET" unterschieden werden. * Der Aufbau einer Zeile ist wie folgt: * * ELL / PAR, KLPL / KOMET, Name, Tag, Monat, Jahr, Zeit (UT), * groe Halbachse a / Periheldistanz q, numerische Exzentrizitt e, / 1, * Inklination i, Lnge des aufsteigenden Knotens Gro Omega, * Lnge des Perihels Klein Omega, mittlere Anomalie M / 0, * Helligkeitsparameter H / m0, G / n * * Die Daten sind also jeweils durch Kommas "," getrennt und drfen sebst kein * Komma enthalten! Beim Einlesen werden fhrende und folgende Leerzeichen * entfernt und die Daten auf die erlaubte Zeichenzahl evtl. abgeschnitten. * * Wie Sie sicher schon gemerkt haben, beginnen Kommentarzeilen mit einem * Stern "*". * * Zuerst die in Skyplot vordefinierten elliptischen Elemente: * ELL,KLPL,1 Ceres,24,7,1987, 0.0000,2.766068,0.078355, 10.60638, 80.0388, 72.2558,114.8412,3.320,0.110 ELL,KLPL,2 Pallas,24,7,1987, 0.0000,2.771966,0.233995, 34.80152,172.6428,309.8293,102.7662,4.130,0.150 ELL,KLPL,3 Juno,24,7,1987, 0.0000,2.667876,0.258277, 13.00437,169.8798,246.8632,294.3902,5.310,0.300 ELL,KLPL,4 Vesta,24,7,1987, 0.0000,2.360666,0.090511, 7.14094,103.3727,150.4417,185.6487,3.160,0.340 ELL,KLPL,5 Astraea,24,7,1987, 0.0000,2.575482,0.190992, 5.36083,141.1463,356.5258, 36.8873,6.910,0.250 ELL,KLPL,6 Hebe,24,7,1987, 0.0000,2.424514,0.202171, 14.78632,138.3888,238.6805,300.2723,5.700,0.240 ELL,KLPL,7 Iris,24,7,1987, 0.0000,2.385503,0.229649, 5.51301,259.3477,144.9142,278.2058,5.560,0.250 ELL,KLPL,8 Flora,24,7,1987, 0.0000,2.200984,0.156611, 5.89020,110.5043,285.0095,294.6920,6.480,0.330 ELL,KLPL,9 Metis,24,7,1987, 0.0000,2.386630,0.121685, 5.58332, 68.4857, 4.9788, 57.3226,6.320,0.290 ELL,KLPL,10 Hygiea,26,8,1988,23.5900,3.136863,0.119913, 3.83784,283.0538,316.2468,321.9057,5.370,0.150 ELL,KLPL,11 Parthenope,24,7,1987, 0.0000,2.452199,0.099991, 4.62502,125.0788,193.6642,184.5313,6.620,0.270 ELL,KLPL,14 Irene,24,7,1987, 0.0000,2.586249,0.165578, 9.11268, 86.2156, 95.1250,298.5853,6.270,0.090 ELL,KLPL,15 Eunomia,24,7,1987, 0.0000,2.644701,0.185039, 11.75887,292.9183, 97.3086,144.7363,5.220,0.200 ELL,KLPL,16 Psyche,26,8,1988,23.5900,2.924439,0.133727, 3.09427,149.8712,227.3815,239.9920,5.980,0.220 ELL,KLPL,18 Melpomene,24,7,1987, 0.0000,2.295954,0.218064, 10.13873,150.0617,227.4370,220.6328,6.410,0.170 ELL,KLPL,20 Massalia,24,7,1987, 0.0000,2.409555,0.144278, 0.70660,206.0363,254.9550,301.4450,6.520,0.260 ELL,KLPL,23 Thalia,26,8,1988,23.5900,2.628640,0.231025, 10.15423, 66.6911, 59.2750,265.2921,7.070,0.370 ELL,KLPL,29 Amphitrite,24,7,1987, 0.0000,2.554129,0.072108, 6.10488,355.9533, 62.4194, 5.1534,5.840,0.210 ELL,KLPL,39 Laetitia,24,7,1987, 0.0000,2.768553,0.114179, 10.37867,156.8202,209.0983,339.8333,6.160,0.250 ELL,KLPL,40 Harmonia,24,7,1987, 0.0000,2.267863,0.047186, 4.25806, 93.8131,269.3293,358.9789,7.140,0.310 ELL,KLPL,944 Hidalgo,26,8,1988,23.5900,5.843917,0.657243, 42.39855, 21.0411, 57.2154,293.8871,10.75,0.150 ELL,KLPL,1566 Icarus,26,8,1988,23.5900,1.077957,0.826705, 22.89073, 87.4987, 31.1724, 56.6680,15.65,0.250 ELL,KLPL,1620 Geographos,26,8,1988,23.5900,1.244710,0.335590, 13.31948,336.7159,276.5847,288.4807,15.82,0.250 ELL,KLPL,1685 Toro,26,8,1988,23.5900,1.367045,0.435987, 9.37442,273.7607,126.8730,338.4390,13.96,0.030 ELL,KLPL,1865 Cerberus,26,8,1988,23.5900,1.080135,0.466874, 16.09595,212.3922,325.0992,257.7095,16.91,0.250 ELL,KLPL,2060 Chiron,26,8,1988,23.5900,13.69453,0.380383, 6.93195,208.6260,339.1497,306.9962,6.620,0.250 ELL,KLPL,2100 Ra-Shalom,26,8,1988,23.5900,0.832121,0.436383, 15.76027,170.2818,355.9252,227.7685,16.12,0.170 ELL,KLPL,2102 Tantalus,26,8,1988,23.5900,1.290000,0.298487, 64.01302, 93.7120, 61.6243,198.8703,16.30,0.250 ELL,KLPL,2340 Hathor,26,8,1988,23.5900,0.843967,0.449880, 5.85524,211.0037, 39.7688,192.3585,20.20,0.250 ELL,KLPL,3362 Khufu,26,8,1988,23.5900,0.989523,0.468672, 9.92205,152.0228, 54.8405,102.2392,18.00,0.250 ELL,KOMET,Nishik.-T-T 1987c,17,3,1987, 8.1500,204.1244,0.995740,172.23601,175.3130,200.4020, 0.0000,6.000,4.000 ELL,KOMET,P/Neujmin,2,4,1987, 9.3200,3.074925,0.586520, 5.36500,307.1520,214.9380, 0.0000,6.000,4.000 ELL,KOMET,P/Encke,17,7,1987, 9.3200,2.209913,0.849890, 11.92500,334.0320,186.2620, 0.0000,6.000,4.000 ELL,KOMET,Terasako 1987d,24,12,1986,20.5400,80.53688,0.995120, 40.85500, 97.1400,195.2660, 0.0000,6.000,4.000 ELL,KOMET,P/Ashbrook 1985a,24,1,1986, 8.5700,3.822032,0.396410, 12.50400, 1.9530,348.8140, 0.0000,6.000,4.000 ELL,KOMET,Sorrells 1986n,9,3,1987,16.1300,4302.425,0.999600,160.57800, 74.0870, 70.2250, 0.0000,6.000,4.000 ELL,KOMET,P/Borelly 1987p,18,12,1987, 7.4800,3.610474,0.624210, 30.32400, 74.7460,353.3240, 0.0000,6.000,4.000 * * Zum Schlu die vordefinierten parabolischen Elemente: * PAR,KOMET,Churyumov.. 1986i,6,5,1986,11.1100,2.642000,1.0,114.92800,133.9180,157.7350,0.0,6.000,4.000 PAR,KOMET,Shoemaker 1987o,17,11,1986, 3.4600,5.456840,1.0,132.46800,267.6240, 17.0120,0.0,6.000,4.000 PAR,KOMET,Levy 1987a,17,12,1986,12.4000,0.921480,1.0, 96.57600, 16.4170, 95.2420,0.0,6.000,4.000 PAR,KOMET,Torres 1987j,10,4,1987, 7.1300,3.624210,1.0,124.07800,193.7690,329.1010,0.0,6.000,4.000 PAR,KOMET,Rudenko 1987u,9,10,1987,12.1400,0.604150,1.0,114.88600,297.9180,143.6760,0.0,6.000,4.000 PAR,KOMET,Bradfield 1987s,7,11,1987, 5.3400,0.871920,1.0, 34.14200,267.2920, 73.6790,0.0,6.000,4.000 PAR,KOMET,IRAS-Ar.-A. 1983d,21,5,1983, 4.3317,0.991370,1.0, 73.37860, 48.3990,192.7870,0.0,10.00,4.000 PAR,KOMET,Green 1988j,17,9,1988, 5.1200,0.156000,1.0, 40.63300,167.4000,349.8500,0.0,6.000,4.000 PAR,KOMET,Austin 1989c1,9,4,1990,21.5600,0.349428,1.0, 58.93700, 75.3043, 61.5709,0.0,3.800,13.70 `"(&``(>>>> PURE-C <<<< for ATARI-ST Version 1.0 (C)88-90 Borland International &H f&op`B@#3 k # Ј<.@'#Jyg<"@(I$k,"Jf"JfB// ?<?<JNAO A<~kRrRAfA6<HCBB`6 !jBJ)gHiRC` "fSI "WSAkHiRCBSQJ)gHiRCHy`$ON\0 J"LN? 9$g @N 9(g @NN?<LNAH8O 6(HE,HjDHj@ JNPO|m|o6APNAYNAjNANANA NpNxG"l KN2p KN :6J@jHSAfNNXOpNJr A0N r g0N HSAN&XOpN"?WBE>?G0/ܰ|gPn"|bn@0;Nb6<6<6<6|agDn| g(S@g(|Vg,`8|bg*S@g&`,zx `Fz?Ex `x`` 0N HSANXOANpNv|`>0@27k?|f4<`BB|}0Bo0N HSA&N:XOpN6RF|o0/ o0N HSAUNXOpN0/o0N HSANXOpNJGgA`0/gA`A/?/AN\OJEgAF`AB/JEgAB`AF/ANPO>BBr0N Jfr A0N r g0NHSAJNjXOpNf0NANB@NROLNuA(p"@ "ByA1B33O"Nu/ Hz?<&NN\O$_Nu/YOM,C Hza(XOXO,_NuH@B@H@CDraJ@kNu.Vp`H8]O$H&I(o&BCx%p JR@g2fJ@g@HNBEg>BA< <b;k`|<*f<`&<0< b ACp a X$Wb<gt<.f6<*f4`$<0< b ACp a $Wb4g<߲<Lf g`<hggr@dp|?@0;N`````N`N``````````````````````````NNN````````````````` [0`|A`0A2"LaN@`\ [2"LaL@`JJEj `p0?4 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Die Datei darf nicht schreibgeschtzt sein und darf keine Sternbildhilfslinien oder normale Sterne enthalten! Datei '%s' kann nicht bearbeitet werden. Header der Datei '%s' kann nicht gelesen werden. Datei '%s' ist entweder keine korrekte Skyplot-Datei oder stammt von einer unbekannten Version. Datei '%s' ist keine korrekte Skyplot-Datei. Datei '%s' enthlt Sternbildhilfslinien. Datei '%s' enthlt normale Sterne. Datei hat interne Versionsnummer %d und stammt von der %sersion. TT-VSpezialvNormalvDie Datei stammt von einer %sen und wird jetzt an die %se angepat. altneuHeader der Datei '%s' kann nicht geschrieben werden. Anpassung erfolgreich. Dr  @8 `|*Bb 8>  ~./* GALSIM FTCP 1992-1993 fr Skyplot Plus 4b Frank P. Thielen Karlstrae 34 D-4060 Viersen 11 Tel. 02162-51497 */ #define VNR "1.01" #define VDT "27. 5. 1992" #include #include #include #define DCONST 57.29577951 #define GR 15000 /* Radius der Scheibe */ #define GRZ 2500 /* Radius des Zentrums */ #define GH 2000 /* Hhe der Scheibe im Zentrum */ #define SX 10000 /* Abstand der Sonne vom Zentrum (x-Richtung) */ #define SZ 14 /* Hhe der Sonne ber der galakt. Ebene (z-Richtung) */ #define REAL float REAL zuf (void) /* liefert Werte von [0.0 .. 1.0] */ { int i; for (i = 0; i < rand ( ) / 1000; i++) rand ( ); return (rand ( ) / 32767.0); } /* zuf */ REAL afmod (REAL x, REAL mod) /* Wie fmod, aber nur pos. Werte; Bsp.: afmod (-364.0, 360.0) -> 356.0 */ { return (fmod (fmod (x, mod) + mod, mod)); } /* afmod */ REAL fsgn (REAL wert) /* Signum-Funktion */ { return (wert == 0.0 ? wert : (wert < 0.0 ? -1.0 : 1.0)); } /* fsgn */ REAL dms (REAL wert) { int vv; vv = wert; return (vv + (wert - vv) * 0.6); } /* dms */ REAL dcos (REAL x) /* Cosinus des Argumentes in Gradma */ { return (cos (x / DCONST)); } /* dcos */ REAL dsin (REAL x) /* Sinus des Argumentes im Gradma */ { return (sin (x / DCONST)); } /* dsin */ REAL datan (REAL x) /* Arcus Tangens in Gradma */ { return (atan (x) * DCONST); } /* datan */ void polkart (REAL ra, REAL de, REAL entf, REAL *x, REAL *y, REAL *z) /* polare in kartesische quatorialkoordinaten */ { REAL hilf; *x = (hilf = entf * dcos (de)) * dcos (ra); *y = hilf * dsin (ra); *z = entf * dsin (de); } /* polkart */ void kartpol (REAL x, REAL y, REAL z, REAL *ra, REAL *de, REAL *entf) /* kartesische in polare Koordinaten */ { REAL hilf; *entf = sqrt ((hilf = x * x + y * y) + z * z); if ((hilf = sqrt (hilf)) == 0.0) *de = fsgn (z) * 90.0; else *de = datan (z / hilf); hilf = 2.0 * datan (y / (fabs (x) + hilf)); if (x < 0.0) *ra = 180.0 - hilf; else if (x == 0.0 && y == 0.0) *ra = 0.0; else if (y >= 0.0) *ra = hilf; else *ra = 360.0 + hilf; *ra = afmod (*ra / 15.0, 24.0); } /* kartpol */ void main (int argc, char *argv [ ]) { int i, anz; long li, lanz; REAL d, b, l, abs_hell, sch_hell, x, y, z, f, r, gr, grz, gh, sx, sz; FILE *file; printf ("GALSIM Version %s (%s) FTCP 1992-1993 fr Skyplot Plus 4b\n\n", VNR, VDT); if (argc < 2 || argc > 8) { fehler: puts ("Syntax:\n"); puts ( "GALSIM [ [ [ [ ["); puts (" []]]]]]\n"); puts ( "Fehlen Parameter, so werden die Defaultwerte (in Klammern) benutzt:"); printf (" anzahl (32000): Anzahl der Sterne\n"); printf (" radius (%d): Radius der Scheibe [pc]\n", GR); printf (" radius_zentrum (%d): Radius der Zentrumskugel [pc]\n", GRZ); printf (" hoehe (%d): Hhe der Scheibe im Zentrum [pc]\n", GH); printf ( " sonne_x (%d): Abstand der Sonne vom Zentrum in x-Richtung [pc]\n", SX); printf ( " sonne_z (%d): Hhe der Sonne ber der galaktischen Ebene [pc]\n\n", SZ); puts ( "Alle Parameter ganzzahlig zwischen 1 und 32000, sonne_x und sonne_z drfen"); puts (" auch 0 sein.\n"); exit (1); } anz = argc > 2 ? atoi (argv[2]) : 32000; gr = argc > 3 ? atoi (argv[3]) : GR; grz = argc > 4 ? atoi (argv[4]) : GRZ; gh = argc > 5 ? atoi (argv[5]) : GH; sx = argc > 6 ? atoi (argv[6]) : SX; sz = argc > 7 ? atoi (argv[7]) : SZ; if (anz < 1 || anz > 32000) goto fehler; if (gr < 1 || gr > 32000) goto fehler; if (grz < 1 || grz > 32000) goto fehler; if (gh < 1 || gh > 32000) goto fehler; if (sx < 0 || sx > 32000) goto fehler; if (sz < 0 || sz > 32000) goto fehler; file = fopen (argv[1], "w"); if (! file) { puts ("Datei kann nicht angelegt werden!\n"); exit (2); } lanz = (long) anz; for (i = 0; i < anz; i++) { li = 100L * (long) i; if (li % lanz == 0) printf ("%ld%%\n", li / lanz); nochmal: x = (zuf ( ) - 0.5) * gr * 3.0; y = (zuf ( ) - 0.5) * gr * 3.0; z = (zuf ( ) - 0.5) * grz * 3.0; kartpol (x, y, z, &l, &b, &d); if (d <= grz) /* in der Zentrumskugel? */ goto ok; if (zuf ( ) < 0.4) goto nochmal; /* in der Scheibe 40% weniger Dichte als im Zentrum */ r = sqrt (x * x + y * y); f = (gr - r) / gr; if (fabs (z) > f / 2.0 * gh) goto nochmal; /* auerhalb der Scheibe? */ if (afmod (l, 4.0) > 1.33333333) /* 6 Spiralarme */ goto nochmal; /* Breite 1/3 des Sektors */ l = afmod (l + (1.0 - f) * 12.0, 24.0); /* Windung 180 Grad = 12 h */ l = afmod (l + 2.7, 24.0); /* Sonne an Innenrand eines Spiralarms */ polkart (l * 15.0, b, d, &x, &y, &z); ok: kartpol (x + sx, y, z + sz, &l, &b, &d);/* auf Sonne transformieren */ abs_hell = zuf ( ) * 23.0 - 8.0; sch_hell = abs_hell - 5.0 + 5.0 * log10 (d); if (fprintf (file, "%f,%f,%f,%c%d,%f,,,,,,\n", dms (l), dms (b), sch_hell, "OBAFGKMC"[rand ( ) % 8], rand ( ) % 10, d) == EOF) { fclose (file); puts ("Schreibfehler!\n"); exit (3); } } fclose (file); exit (0); } /* main */ `K+``P(>>>> PURE-C <<<< for ATARI-ST Version 1.0 (C)88-90 Borland International &H f&op`B@#P3P k #P Ј<.@'#PJyPg<"@(I$k,"Jf"JfB// ?<?<JNAO A<~kRrRAfA6<HCBB`6 !jBJ)gHiRC` "fSI "WSAkHiRCBSQJ)gHiRCHy`$ON80 J"LN8? 9Kg @N 9Kg @NNF?<LNA?OBC`NHHRCNHBH@mNH4AN6LACKN, oC 0O 6NuOA /N5A / / ? A/ / ? A /&N5|A/ / ? HoN".OA / N&A/ / ? HoN" O oC 0O NuOA /N5$ACK&N'f A /N5 `6A /N5ACK0N&lAK:C""2`AKDC""2 oC 0O Nu?OA /N4AN46A /N4A0N&ACKNN)LA0N% oC 0O 6NuOA /N4bACKXN+HA / / ? Ho NO oC 0O NuOA /N4 ACKbN+A / / ? Ho NO oC 0O NuOA /N3A / / ? Ho NOACKlN(| oC 0O Nu/ / O$H&I//8HoN$POA /A N/&/9KA N0ACKN'lAN//HoNO AN/&O&_$_NuH>O8&HEKHj HjAN1PO|m|oAN4AN4AhN4A|N4AN1?<:AN1TO?< AN1TO?<AQN1rTO?<'AN1dTOp?AN1VTOAN4*AhN4"pN|o kN;:6`6<}|o k N;$`0<:AN/|o kN;`0< A"N/и|o kN:`0<A,N/|o kN:`0<'A6N/|o kN:`pA@N/~|mֶ|}nA *N *mA *N nA" *N mA" *NnA, *Nm~A, *NnnA6 *Nm^A6 *NnNA@ *Nm>A@ *Nn.Cx kN40&H fAzN2pN8HBEKMI `L0H,܆܀܀ "NAJf "N@/AN/XOHoJNXOAJCN FAJCN"AJCN"xAJN,/@HoJNXOAJCN AJCN"JAJCN">AJN,*HoJN|XOAJC&NAJC"N"AJC0N"AJN,v.HV/////C LN(OA" NblHoJNXOAJC:NmAJ /N,AJ /NAT N,AT NAJCTN^AT/ / ? HoTNOACT""2ATCJNATCN#xATCJ""2ATCDN#^ATC,N! A^ N,VAh/ / ? HohN.OA^CTN8nL/*X/Ho\NzO ATCNNn*/*\AX N,A`Cb""2AbCNN\AbCjN AXCbNjAXN*/Ho\NO ATN*(/*tAN N+ANCxN0ANN*/HoRNO AJN*(HW///AV N+bAVCN AVN*/"MANOHVAN /N+0ANCDNANN*T//AV /N+ AVCBNAVN*0/C LNOHoJNXOAJCNAJCNnBXr [0`|A`0A2"La+f@`\ [2"La+d@`JJEj `p0?4 La*:TO@`*JEj `0H?4 La)TO@` JEj `p0?4 La*TO@`JEj `p0?4 La*(TO@`A 2"La@`A 2"La@`A 2"La&@`|@HN0\OLxNup` Warning: use TCFLTLIB to get float support for printf. H0O$H&I>68jx`p@c8?|0|g* J0R@CDHoBaXO0?| JoBg|-?| `&g|+?| `g | ?| ?| ?D62XAXAt0gJf$B RoDJDf f2SA`.C"SDQ` X JDf fSA`C"SDmQto An ?B?B`ff ?C?B`?C?BC8?|@gE`e0/DS@jD@-`+/ r AJa1"_AFpJWF@rg SAkt0QS@k AFQ`*H0O$H&I?|@>>68jx0|g JpCDHoBa(XO?| JoBg|-?| `&g|+?| `g | ?| :/DlDE|0 ?| |JDffSFDged?DD?|6`8JEfp?@?@6`& JpCDHoBaXO 5d?EE?|6`SE?EE|1"p?@6@`E|b J0CDHoBa>XO0@E:/DDEE?D6DC"SDmQ?EE`?|0D|b JCDHoBaXO0D0:/D<RFDJDffSF?D6t0JfB ?| RoDC"SDk6Q`.C ?E SEj0?| RF`QC"SDkQto Fn ?B?B`&ff ?C?B`?B?C`|? ?| x?D ?D?D6|`H0O$H&I?|@>>68k |kx`x0|gZ JCNaANJf JfJPgANCXapAXVH?a"_ JCDHoB|k:@k6DR@|kpaXOJfS 0gRP8oDjDBD`>0a\XO 0VSD`BDBoBBoD`6x0/gf@ Ka&>0/ g@AN0/g@ Ka&0/ g@A NJof Jo6fgp@A .N0/g@ Ka%0/6g@A"N0/@g@A8N0/gg@ Ka%0ObL Nu0<HS@rJrfMHGGCA 0jD@aAC a`aAC a P?b C!aSG`A6"$RGJDoGn| Fo| o00CC?SFpԂӁ@Q` pԂӁ@*(6ԂӁ@ԂӁ@ԅӄC<0QBJjR! :fg0`1RPOpAL@NuA"o4GGG//?AOCa K/%/%?%A~abKMa:MQCaJC 2""AC`Da6A aAaC fIaJ<,,OFEEn3OL`Nu?*Eq? `B?$r">?*¦?SK? ?%s7?x'? ߜ?Pm?H7+@H?;q?㤅 i?~HT?-!b2?JTB?Š[#?lF?kjqĎ?M Vv?F$?Z^ŝW?ɉl,~!?Փg?@&Nh?,n?zOUY =?Lu7?SB?l?zߚ:R?{Vi`?l\@?7 tn?d]J? Z0?zF?gw?4N|?[R?&)e:Ӻ?˙y0?6Y_5?;Oq3?e3ZK? ׬?}w_?8=4;?﬋??]?Ƞu?A"o4GGGF//?BB?+1t?{]?΅RfA?U?ڢ!h5? ?A%I#ƽ?q$'d#Ϲ o?jD@ @c0<?>@2AA@AC,0 ]HOgCbC Oda JGf>J_kNu?@@@@ @@P@$@@ @4ɿ@iŭ+p@xIϦAGɀCQ~ގFMHvuu Z;]=]u%`R log?֛w9?H?bf?޴@DLd>@8<HDBD/DBAaIa PaKxA !%!%1%xa KMaMQC a CaOL`NuA"o4nJ@j6Hza^NuA"o4HEBEڇ>,HFƔ.HG,HGBGBFHFj ԅӄSԅӄkf Jf|`&I"HA,h,BFHFԆ|`$BBHB6HCBBHB>ƖDjSFօDk.h.BGHGև~HC4BC`&BC2ǖDjSGօDkփB2DjJGfr2ҁSցDSFSGօDօDkHF<9Og( c29Ogj9Og``RJBjS`DkN b:օD"HA.HABABGHGҁ߇DD.ǒD9OfDo RۄfR@@2""]ILNusquareA"o9Og4CG?/p<6>܇׀HAHBHDHE>܇׀?<BCHCHF.HG܇׀.HG܇׀.HG܇׀.HG܇׀.HGև.HGևр?<6HCHFp>܇׀>܇׀>և(".Jkއ9OgJg j c a0JfJg9Og9OfJkt`Jk`h/"HA.HGpށ@H@HG0BGHBHE2tށـׂ݂p"Jk އل݆׃SANu b c0a b f$JfgJk؄݆׃SAR׀fRA` Jk؄݆׃SA Ae "$Hzap` ҁQ !1LNudivCA / / ? AaA0 ]HNu4CG?bfb RGd6|/|$F,HF.h.BGHG҇~`"BAHA,HFpHAHB024 6<?~Gj SWԅӄGd, Q,HF.h.BGHG҇~HA`"BAHB02BB6|FjSG҄FdHG>HG9Of,⎜bHFRFkHz``, c9Og~9OfJkb`lJkf`X//&HC0BCHCH@B@4rЂׁ"$dSGԅӄNu9Of╚kfg` JfJg`,HFRdR`,HF  @c"$HzaD` ЀP !1L Numod42<@H@J@fAH@ @bQA @bYA @?bUAJ@kSAH@AԂQ0 B]HNuA(p"@ "ByOA1B3O3OO"Nu/ Hz?<&NN\O$_Nu@TXJ? ?ry@ڢ!h5?ڢ!h5?ڢ!h5?@@NaN-INF+INF(C)Xmath by d'ART/YOM,C HzaԞXOXO,_NuH@B@H@CPNraXJ@kNu.Vp`/QOM-O, ICHza^XOPO,_NuH@B@H@"VraJ@kNu.np`H Ov Jj|-?|D`g|+?|`g| ?|`~?|`vH Ov ?|`dH Ovf?|`L|0f|x?|`2|X?|`$H Ovf?|` |0?|$H>C8jxA a pA pJWF@?@gA 2SAktaSb (Q2/@4/(jt@jtBgf 0Ao@@Alx?B?D`jH0$H&IB(v`H0$H&IvJWFCJBj4Cb6xJAkCc8Cf K0a0 JN`0 JN0 Kax0DL Nu6x0/gf@ JaV0/g@AN0/g@ Ja00/g@A N0/gg@ Ja0OLNuH0E6`H0E4&H6g8Kg SC JpNQ J0|gNL Nu00000000 CPNaAPNp `h/ / B@JgB)g@)fJ&Q(i ge"// Ia"_ _J@f&Q`B@"(_&_Nu3 Kp`#H#H&HJfS#K " I(IaN"LJ@f`H:$H&I(S&gfJg^+g`)ft,k x$ڹd SfRe`.&// Ka$"J@k,f4(SSfRf& L\Nu3 Kp`"`&x,A'J'JE8'J & KaJ@kfRf"`p/alXONu(g4(f>"P | dNu?/a@ _2J@f 0Nu3 KpNuC!I!IR!I `H&H(o Ia6kl g La` a,Jf\(H <a)HgN0@0;` Kax|gB9@{0dQ l)H()H C#K LLNup`p`p 3K g la`a)b*a)b* YOCBgg Ar`THWf0XONup`rwar+w+a+rbwbabr+b rb+ w+b wb+ a+b ab+ AQp`Ar(WVNu?/ APNa4APda*GQ6<`Gp+g Ka Q&_6Nu/ &H+g+g8aHJ@f80+aJ@k,+g kaB@7@? 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Auerdem ist er bei der Oppositionsstellung der Erde am nchsten; er erscheint somit am hellsten und hat maximalen scheinbaren Durchmesser.$N Nach der exakten, allgemein blichen Definition ist eine Opposition dann erreicht, wenn die ekliptikalen Lngen von Sonne und Objekt um 180 Grad differieren, die Elongation des Objektes von der Sonne also 180 Grad betrgt. Da die Elongation in $KSkyplot$N aber nicht in ekliptikaler Lnge, sondern als wahrer Winkelabstand berechnet wird, knnen bei einer Opposition eines Objektes Winkelabstnde von weniger als 180 Grad auftreten, was dann anzeigt, da das Objekt nrdlich oder sdlich der Ekliptik steht. Betrgt der Abstand Sonne - Objekt bei einer Opposition Delta Grad, so steht das Objekt (180 - Delta) Grad von der Ekliptik entfernt. Im Extremfall bei Kometen kann der Winkelabstand bei der Opposition bis auf fast 90 Grad heruntergehen, wenn der Komet nahe einem Ekliptikpol steht. Die hier benutzte Auffassung des Begriffes "Elongation" entspricht mehr den praktischen Gegebenheiten, da ein groer Ekliptikabstand, angezeigt durch eine relativ kleine Elongation bei der Opposition, z.B. eine Zirkumpolaritt mit ihren Konsequenzen fr die Beobachtung haben kann (etwa Komet Wilson im April 1987). *Konjunktion,Elongation,uerer Planet,innerer Planet $UKonjunktion$N $FEine Konjunktion ereignet sich allgemein, wenn zwei Himmelskrper von der Erde aus gesehen in einer Richtung stehen.$N Das kann also eine Begegnung zweier Planeten (siehe Beispiel "Grte Konjunktion..."), eine Begegnung eines Objektes mit dem Mond oder der Sonne sein. Steht ein uerer Planet, also Mars, Jupiter, Saturn usw. von der Erde aus gesehen hinter der Sonne, ist dies eine Konjunktion (der Planet ist dann unsichtbar, weil er mit der Sonne am Taghimmel steht). Der Mars stand beispielsweise am 2. 4. 1981 in Konjunktion zur Sonne. Ein innerer Planet kann in unterer und oberer Konjunktion stehen, je nachdem ob er von der Erde aus beobachtet vor oder hinter der Sonne steht. Befindet er sich zwischen der Erde und der Sonne, nennt man dies eine untere Konjunktion, bei der in seltenen Fllen auch ein Durchgang des Planeten vor der Sonne stattfindet. Solch eine untere Konjunktion der Venus fand am 21. 1. 1982 statt, eine obere am 7. 4. 1981. Die inneren Planeten knnen nur beobachtet werden, wenn sie zwischen diesen zwei Extremen stehen, also von der Erde aus gesehen links oder rechts der Sonne. Den von der Erde beobachteten Winkelabstand zwischen der Sonne und dem Planeten nennt man Elongation: je grer diese Elongation, desto besser und lnger ist der Planet zu beobachten. Auch hier wird der Abstand bei der Konjunktion nach dem oben beschriebenen Elongationsbegriff berechnet, so da durchaus Werte grer als Null herauskommen knnen. Dabei wird wieder deutlich, da trotz der gleichen ekliptikalen Lnge die beiden Objekte durchaus ein ganzes Stck auseinander stehen knnen, wie etwa bei einer Venuskonjunktion, wenn Venus mehrere Grad nrdlich oder sdlich der Sonne vorbeiluft. Durch diese Berechnung der Elongation bei Konjunktionen wird der tatschlich krzeste Abstand zweier Himmelskrper gesucht. *Elongation,grte Elongation,innerer Planet $U(grte) Elongation$N Wie schon unter "Konjunktion" erklrt ist die $FElongation der von der Erde beobachtete Winkelabstand zwischen der Sonne und einem Objekt.$N Da die inneren Planeten nicht in Opposition geraten, also keine Elongation von 180 Grad erreichen knnen, spricht man von dem von ihnen maximal erreichbaren Elongationswinkel als dem Winkel der "grten Elongation". Dieser Winkel ist um so grer, je weiter der Planet von der Sonne entfernt ist, also bei der Venus grer als bei Merkur. Venus kann etwa 47 Grad erreichen, Merkur bis zu ca. 27 Grad. $FBei einer grten Elongation ist der innere Planet am besten zu beobachten, weil dann zwischen seinem Auf- bzw. Untergang und dem der Sonne eine maximale Zeitspanne liegt.$N *Perihel,Aphel,Ellipse,Parabel,Hyperbel,Periheldurchgang,Perihelabstand *Apsiden,Apsidenlinie,Perigum,Apogum,Periselenum,Aposelenum,Periastron *Apastron,Kegelschnitte,Sonnennhe,Sonnenferne $UPerihel und Aphel$N Die Bahnen von Himmelskrpern sind Ellipsen, Parabeln oder seltener auch Hyperbeln (allgemein also Kegelschnitte). Alle Objekte im Sonnensystem nhern sich bei Ihrer Bahn der Sonne (einmal oder mehrmals periodisch); man nennt den Zeitpunkt ihrer grten Sonnennhe Periheldurchgang, der Punkt der Bahn zu dieser Zeit heit Perihel und der Abstand von der Sonne Perihelabstand. Fr Ellipsen, die ja geschlossene Kurven darstellen (im Gegensatz zu Parabeln und Hyperbeln), gibt es auch noch einen zweiten ausgezeichneten Punkt: das Aphel (gesprochen Ap-hel, nicht Afel), der Punkt der grten Sonnenferne. Perihel und Aphel werden auch als Apsiden bezeichnet, ihre Verbindungslinie heit Apsidenlinie. Auf dieser Apsidenlinie steht die Sonne, allerdings nicht in der Mitte (das wre nur bei einem Kreis der Fall). Wenn Sie das Sonnensystem mit den Kometen darstellen lassen, knnen Sie an der Bahn des Halleyschen Kometen sehr schn Perihel und Aphel erkennen, ebenfalls die Perihelien der Kometen Kohoutek und Wilson, die beide Parabelbahnen durchlaufen. Das Perihel des Kometen Wilson ist dabei ziemlich weit von der Sonne weg (es liegt sogar auerhalb der Erdbahn), whrend Kohoutek recht nahe an die Sonne herankam. Bedenken Sie bitte, da beim Sonnensystem nur die Krper mitgezeichnet werden, deren aktuelle Helligkeit oberhalb der eingestellten Grenzgre liegt. Im Zweifelsfall sollten Sie also eine Grenzgre von 100 einstellen, um sicher zu gehen, da garantiert alle Bahnen geplottet werden. Bei Bahnen um andere Himmelskrper heien die Punkte kleinsten und grten Abstandes brigens ganz hnlich; bei Satellitenbahnen, also Bahnen um die Erde, spricht man vom Perigum und Apogum (auch beim Mond, dieser ist auch ein Satellit!), beim Mond heit es Periselenum und Aposelenum und bei Bahnen um Sterne sagt man Periastron und Apastron (jeweils griechisch nach den griechischen Namen fr die Himmelskrper). *Dmmerung,astronomische Dmmerung,nautische Dmmerung,Dmmerungseffekte *brgerliche Dmmerung,zirkumpolar,helle Nchte,Polartag,Polarnacht $UDmmerung$N Da die Erde eine Atmosphre hat und diese das Licht der Himmelskrper streut, wird es nach Sonnenuntergang nicht schlagartig dunkel; die Gasmolekle und auch die Staubteilchen und Wassertrpfchen u.a. in der Erdatmosphre lenken das Licht der schon unter dem Horizont stehenden Sonne so ab, da es noch lngere Zeit hell bleibt. Die reflektierende Wirkung von Staub in der Erdlufthlle zeigt sich besonders nach einem greren Vulkanausbruch, wenn in den durch den Vulkanstaub betroffenen Gebieten besonders helle und lange Dmmerungen herrschen. In der Astronomie spricht man von drei Dmmerungsphasen, nmlich in der Reihenfolge nach dem Sonnenuntergang von $Fbrgerliche$Nr, $Fnautische$Nr und $Fastronomische$Nr $FDmmerung$N (vor Sonnenaufgang entsprechend umgekehrt). Die Zeit der brgerlichen Dmmerung reicht dabei vom Zeitpunkt des Unterganges der Sonne bis zu ihrem Stand von 6 Grad unter dem Horizont, wo die nautische Dmmerung beginnt. Diese endet dann, wenn die Sonne 12 Grad unter dem Horizont steht, und die astronomische Dmmerung herrscht bei einem Stand der Sonne von 12 bis 18 Grad unter dem Horizont. Danach beginnt die eigentliche Nacht. Die Trennung zwischen den Dmmerungsphasen ist dabei natrlich nicht scharf, schlielich wird es langsam und kontinuierlich dunkel bzw. hell und nicht in drei Sprngen. Man kann aber sagen, da am Ende der brgerlichen Dmmerung (Sonne 6 Grad unter dem Horizont) die ersten Sterne sichtbar werden, und am Schlu der nautischen Dmmerung sind schon gerade die Sterne 3. Gre zusehen. Nach der astronomischen Dmmerung, bei 18 Grad tief stehender Sonne, ist es dann vllig dunkel. Die Lnge der Dmmerungsphasen hngt besonders stark von der geografischen Breite und auch der Jahreszeit ab, genauer von der Schrgstellung der Auf- oder Untergangsbahn gegenber dem Horizont. Sie knnen dies gut dann erkennen, wenn Sie fr verschiedene geografische Breiten auf einer Horizontkarte in Richtung Westen eine Bewegungsbahn der Sonne mit einer Zeitdifferenz von z.B. zehn Minuten, beginnend einige Stunden vor dem Untergang, zeichnen lassen. (Schalten Sie dazu bitte alle Objekte, Sterne, Nebel und Planeten, ab.) Am quator geht die Sonne (und alle anderen Himmelskrper auch) senkrecht auf und unter; je weiter man nach Norden oder Sden geht, desto schrger ist die durch die Erddrehung hervorgerufene scheinbare Bewegungslinie der Sonne. Wenn sich die Sonne aber schrg bewegt, braucht sie lnger, um eine bestimmte Tiefe unter dem Horizont zu erreichen. Es kann auch vorkommen, da sich die Sonne nur so wenig unter den Horizont bewegt, so da z.B. das Ende der astronomischen Dmmerung nicht erreicht wird; in solch einer Nacht wird es dann nicht vllig dunkel. Solche "hellen Nchte" gibt es sogar in Norddeutschland, da etwa auf einer Breite von 52 Grad Nord die Sonne am 21. Juni nur maximal 14.5 Grad unter den Horizont kommt - ein Hinweis auf den Polartag zur gleichen Zeit nrdlich des Polarkreises. An den Erdpolen ist es ohnehin sinnlos, von einer Dmmerung oder von Auf- und Untergngen berhaupt zu sprechen. Alle Gestirne bewegen sich auf Kreisen parallel zum Horizont; sie sind entweder nie zu sehen, weil sie immer unter dem Horizont laufen, oder sie laufen konstant ber dem Horizont und sind immer auf der gleichen Hhe zu sehen. Da die Planeten aber ihre Stellung gegenber den Sternen verndern und somit auch ihre Deklination (die ist hier allein entscheidend), gehen sie doch manchmal auf und unter, aber nicht aufgrund der Erddrehung, sondern durch ihre eigene Bewegung! Am Nordpol beispielsweise geht die Sonne am 21. Mrz auf und bleibt bis zum 23. September ber dem Horizont, worauf sie sich dann ein halbes Jahr nicht mehr blicken lt. Dort dauert die Dmmerung also Wochen oder gar Monate, und um den 21. Dezember ist es fast zweieinhalb Monate Nacht (!), d.h. die Sonne steht mehr als 18 Grad unter dem Horizont. Wenn nun eine bestimmte Dmmerungsgrenze wegen der Nhe des Beobachtungspunktes zu einem Erdpol nicht erreicht wird, kann $KSkyplot$N diese auch nicht berechnen. Herrscht zur eingestellten Zeit Polartag oder -nacht, wird dies ausgegeben, ebenso, ob ein Gestirn berhaupt nicht oder dauernd sichtbar ist (letzteres nennt man "zirkumpolar"). *Refraktion,Aufgang,Untergang,Flackern,Szintillation,Szintillieren $URefraktion$N Die Refraktion ist ein Effekt der Erdatmosphre, die das durch sie hindurchgehende Licht beeinflut. Da die Atmosphre keine gleichmige Dichte hat, sondern vom Boden aus nach oben gleichmig dnner wird, werden Lichtstrahlen, falls sie nicht senkrecht von oben, also vom Zenit kommen, gekrmmt. Diese Krmmung geschieht nach unten, also in Richtung des Erdbodens und ist am strksten, wenn das durch die Atmosphre beobachtete Objekt am Horizont steht. Das Licht verhlt sich beim Durchgang durch die Atmosphre so, als wrde es durch die Erdschwerkraft nach unten gezogen, obwohl die bei der Refraktion nicht die Finger im Spiel hat. Wenn man also genau in Richtung Horizont blickt und dort gerade die Sonne sieht, ist in Wirklichkeit die Sonne schon (oder noch) unter dem Horizont; man sieht sie nur deshalb, weil das Licht um die Erdkrmmung durch die Refraktion so gebogen wird, so da man quasi unter den Horizont sieht. Der Winkel, um den das beobachtete Objekt in Wahrheit tiefer steht, nennt man den Refraktionswinkel. Am Horizont ist er ca. 35 Bogenminuten gro, also ber ein halbes Grad. Das ist aber grer als der scheinbare Sonnendurchmesser - so da die Sonne, wenn sie in Wahrheit schon (oder noch) komplett unter dem Horizont steht, durch die Refraktion noch (oder schon) komplett zu sehen ist! Der ohne Refraktion berechnete Aufgang ist also immer spter, der Untergang frher als der wahre, durch die Refraktion beeinflute (dadurch wird auch die Tageslnge beeinflut). $KSkyplot$N berechnet bei den Funktionen "Auf- und Untergang" (unter "Anzeigen") und "Auf- und Untergnge" (unter "Ausgeben") die Zeiten mit bercksichtigter Refraktion. Die Objekte auf Karten werden jedoch ohne Refraktion berechnet, so da am Horizont durch die Refraktion Fehler bis zu den genannten 35 Bogenminuten im Vergleich zur Realitt auftreten knnen. Die Refraktion ist abhngig von der Hhe des Beobachters ber Normalnull, dem Luftdruck, der Temperatur und der Luftfeuchtigkeit. Auch das "Flackern" der Sterne, das man eigentlich immer beobachten kann, ist ein Effekt der Refraktion, verursacht durch schnelle Druckschwankungen durch Luftbewegungen in der Erdatmosphre. Beobachter auf dem Mond oder einem anderen atmosphrelosen Himmelsobjekt haben mit solchen Dingen keine Probleme, denn da gibt es keine Refraktion. *Transit,Kulmination,Meridian,Meridiandurchgang,obere Kulmination *untere Kulmination,zirkumpolar $UTransit, Kulmination, Meridiandurchgang & Co.$N Die fr einen Beobachter auf der Nordhalbkugel wichtigste Stellung eines Gestirns ist seine Hchststellung ber dem Horizont (es ist dann am besten zu beobachten), die im Sden stattfindet. Dies ist allerdings nicht immer richtig, da es auch hier im Norden Sterne gibt, die niemals im Sden stehen (die Sterne in der Nhe des Polarsternes) und deshalb auch im Norden ihre Hchststellung haben. Fr Gebiete sdlich des Erdquators ist es brigens genau umgekehrt; die meisten Sterne und die Planeten erreichen dort im Norden ihre Hchststellung. Ein Meridian ist ein Grokreis durch den (oder das) Zenit eines Ortes (der Punkt genau ber Ihrem Kopf), den Himmelsnordpol, den Nordpunkt des Horizontes, den Nadir (der Punkt genau unter Ihren Fen) und den Sdpunkt des Horizontes wieder zum Zenit. Ein Durchgang eines Gestirnes durch diesen Kreis, der fr jeden Ort mit verschiedener geografischer Lnge ein anderer ist, nennt man sinnigerweise Meridiandurchgang oder Transit. Auer fr Objekte genau am Himmelssd- oder -nordpol bewegen sich alle Gestirne am Tag zweimal durch den Meridian, wobei sie einmal ihre Hchststellung ber dem Horizont erreichen (obere Kulmination) und ihre tiefste Stellung (untere Kulmination). Bei zirkumpolaren Objekten sind beide Kulminationen zu beobachten, bei manchen zu weit sdlich stehenden keine von beiden. Fr gemigte Breiten (also in Deutschland) gilt fr die Planeten, da sie im Sden ihre obere Kulmination erreichen und dort auch am besten sichtbar sind; bei ihrer unterer Kulmination stehen sie in Nordrichtung unter dem Horizont. *Julianisches Datum,JD,julianisch $UJulianisches Datum (JD)$N Das Julianische Datum ist eine fortlaufende Tageszhlung beginnend mit dem 1. Januar 4713 v. Chr. 12 Uhr Weltzeit. Es wird als Dezimalzahl (d.h. mit Bruchanteil) angegeben, z.B. ist das Julianische Datum am 1. Mrz 1988 um 1 Uhr MEZ (also 0 Uhr Weltzeit, Greenwich Time, GMT oder UT) 2447221.5. $FDas neue Julianische Datum beginnt also jeweils um 13 Uhr MEZ.$N Ntzlich ist das JD vor allem zur Berechnung der Anzahl von Tagen zwischen zwei Daten, da so nur die Differenz gebildet werden mu und keine Bercksichtigung von Schaltjahren wie bei Rechnung mit normalen Daten erfolgen mu. *Przession,Ekliptik,Ekliptikschiefe,Jahreszeiten,quinoktium,quinox *Abplattung,platonisches Jahr,Frhlingspunkt,Herbstpunkt,tropisches Jahr *siderisches Jahr,Kreisel,Tagundnachtgleiche,Hipparch $UPrzession$N Die Achse der Erde steht nicht senkrecht auf ihrer Bahnebene, sondern ist um einen Winkel von z.Zt. 23 Grad 27 Minuten gegen die Senkrechte geneigt (diesen Winkel nennt man Ekliptikschiefe). Diese Schrgstellung hat enorme Auswirkungen auf unser Leben, sie ist nmlich fr die Entstehung der Jahreszeiten verantwortlich. Whrend des Umlaufs um die Sonne behlt die Erdachse ihre Orientierung im Raum bei, d.h. sie zeigt immer auf denselben Stern (fast genau auf den Polarstern). Am 21. 12., am Tag des Winteranfanges, wird am wenigsten von der Nordhalbkugel von der Sonne beschienen; dort hat die Sonne ihren niedrigsten Stand ber dem Horizont. Am 21. 3. dann steht die Sonne ber dem Erdquator, der ja eine Ebene senkrecht zur Erdachse darstellt. Dann sind Tag und Nacht gleich lang, woher die Bezeichnung Tagundnachtgleiche (quinox oder quinoktium) herrhrt. Die Sonne steigt dann fr einen Beobachter auf der Nordhalbkugel mittags immer hher, bis sie am 21. 6. den hchsten Stand hat. An diesem Datum, der Sommersonnenwende, hat der Tag die maximale und die Nacht die minimale Lnge; die Sonne wendet sich dann wieder nach Sden. Sie steht an diesem Tag senkrecht ber dem Wendekreis des Krebses, also allen Orten mit etwa 23.5 Grad nrdlicher Breite. Zum Herbstanfang am 23. 9. wird dann im Prinzip wieder die gleiche Stellung wie am 21. 3. eingenommen, nur ist die Sonne jetzt auf dem Weg nach Sden statt nach Norden und die Tage werden krzer. Der Jahreskreis schliet sich wieder mit dem Winteranfang, wenn die Sonne ber dem Wendekreis des Steinbocks steht (23.5 Grad sdlicher Breite) und sich erneut nach Norden wendet. Die Erde hat die Eigenart, da sie etwas abgeplattet ist. Das trifft fr fast alle rotierenden Krper zu, besonders fr die sich sehr schnell drehenden Planeten Jupiter und Saturn. Bei der Erde ist der Unterschied zwischen quator- und Polumfang lange nicht so gro wie bei den beiden Riesenplaneten, der Umfang der Erde ber die Pole gemessen ist nur um etwa ein 297stel kleiner als der um den quator. Dies reicht jedoch aus, um durch die Gravitationskrfte von Sonne und Mond ein Drehmoment auf die Erde auszuben, das versucht, den schrg rotierenden Erdkrper aufzurichten, d.h. die quatorebene in die Ekliptikebene zu bringen, so da sich die Gravitationskrfte neutralisieren. Wegen der Erdrotation kann die Erde aber als Kreisel aufgefat werden, und die Achse eines Kreisels folgt nicht direkt den auf sie wirkenden Krften, sondern in einer rechtwinklig dazu verlaufenden Richtung. Somit bleibt die Schiefe der Ekliptik erhalten, aber $Fdie Richtung der Erdachse im Raum ndert sich$N. Die Erdachse beschreibt so im Laufe der Zeit einen Kegelmantel (eigentlich einen Doppelkegelmantel), dessen halber ffnungswinkel der Ekliptikschiefe entspricht. Die Achse dieses Kegels geht durch den Erdmittelpunkt und durch die Pole der Ekliptik, die ja einen Winkelabstand von den Himmelspolen haben, die dem Winkel der Ekliptikschiefe entspricht. Man kann diesen Taumeleffekt bei jedem Kreisel beobachten, dessen Achse nicht senkrecht rotiert (falls sie das doch tut, gibt man ihr einen kleinen Schubs). Bei dieser Rotation mit schrgstehender Achse fllt der Kreisel nicht etwa um, seine Achse beschreibt vielmehr einen Kegelmantel wie bei der Erde, wobei die Achse des Kegels senkrecht steht. Diese Rotation der Erdachse nennt man Przession (von lat. praecedere, voranschreiten), $Fein kompletter Umlauf der Erdachse auf dem Kegelmantel dauert ca. 25700 Jahre$N, wobei dieser Zeitraum ein platonisches Jahr genannt wird. Die Przession wurde brigens schon vom Griechen Hipparch um 150 v. Chr. entdeckt. Die Bewegung der Erdachse aufgrund der Przession erfolgt, vom Nordpol der Ekliptik aus gesehen, im Uhrzeigersinn, also entgegen der eigentlichen Umdrehungsrichtung der Erde. Damit bewegt sich natrlich auch die quatorebene der Erde, auf der die Rotationsachse ja senkrecht steht. Die Verbindungslinie Frhlingspunkt-Herbstpunkt ist die Linie, die beim Schnitt der Ekliptikebene mit der quatorebene der Erde entsteht und fr die Definition des quatorialen Koordinatensystems grundlegend ist. Wenn sich aber jetzt infolge der Przession die quatorebene bewegt, verndert sich auch der Frhlings- und der Herbstpunkt und damit das ganze quatoriale System. Genau wie die Bewegung der Erdachse bewegt sich der Frhlingspunkt rcklufig, also entgegen der Erddrehung und der Bewegung der Erde um die Sonne. Zu dieser Przession mit rckwrtsschreitendem Frhlingspunkt und konstanter Ekliptikschiefe kommen noch andere Effekte, die hier nicht nher beschrieben werden sollen. Dadurch ndert sich z.B. die Schiefe der Ekliptik zwischen etwa 22 und 24 Grad. Die Summe dieser Strungseffekte ergibt dann eine recht komplizierte Bewegung, so da der Anblick des Sternhimmels nach 25700 Jahren nicht wieder der alte ist. Auch wenn der Frhlingspunkt einen kompletten Umlauf vollfhrt hat, stimmt nmlich die Ekliptikschiefe nicht mehr mit der zu Beginn berein. Trotz der Verschiebung des Frhlingspunktes bleiben unsere Jahreszeiten aber die gleichen, nach 13000 Jahren ist also im Juli kein Winter. Unser Kalenderjahr ist nmlich nach dem tropischen Jahr, der Zeit zwischen zwei Durchgngen der Sonne durch den Frhlingspunkt, definiert. Wrde sich das Kalenderjahr an das siderische Jahr, der Zeit zwischen zwei Vorbergngen der Sonne an einem Stern, anlehnen, so wre tatschlich in etwa 13000 Jahren Sommeranfang (auf der Nordhalbkugel) am 21. Dezember. *Topozentrik,Geozentrik,Parallaxe,topozentrisch,geozentrisch *topozentrische Koordinaten,geozentrische Koordinaten *parallaktische Verschiebung,Horizontparallaxe,tgliche Parallaxe *jhrliche Parallaxe,Lichtjahr,Lj,Parsec,pc,Kiloparsec,kpc,Megaparsec,Mpc $UTopozentrik, Geozentrik, Parallaxe$N Man kann die Position eines Himmelskrpers so berechnen, wie sie von verschiedenen Standorten aus gesehen erscheint. Praktische Bedeutung haben dabei die $Fgeozentrische$Nn $FKoordinaten fr den Erdmittelpunkt$N und $Ftopozentrische Koordinaten fr den Ort des Beobachters$N auf der Erdoberflche. Die geozentrischen Koordinaten sind die, die bei der Ephemeridenrechnung ermittelt werden, wollen Sie also topozentrische Positionen haben, mu mehr gerechnet werden und es dauert etwas lnger. Die geozentrischen Koordinaten sind quasi ein Mittelwert, wenn man alle mglichen topozentrischen Koordinaten betrachtet. Auerdem mu man bei geozentrischen Koordinaten nicht den Beobachtungsort angeben. Die scheinbaren rter von Himmelskrpern unterscheiden sich, wenn man von verschiedenen Punkten auf der Erde beobachtet. Je nher der beobachtete Krper an der Erde steht, desto grer ist der Winkel der Verschiebung am Himmel bei einem Ortswechsel gegenber den geozentrischen Koordinaten: Dieser Winkel heit Parallaxe oder parallaktische Verschiebung (genauer tgliche Parallaxe oder Horizontalparallaxe). Wenn Sie sich den zu beobachtenden Krper als in der quatorebene der Erde befindlich vorstellen, treten die grten Abweichungen gegenber der geozentrischen Position fr den Nord- und Sdpol und alle Orte auf der Erde auf, wo der Mond gerade im Horizont steht. Bei einer mittleren Mondentfernung von 384400 km betrgt diese Parallaxe etwa 3422 Bogensekunden, also fast 1 Grad! Befindet sich der Mond im Perigum, ist also nur 356410 km entfernt, ist die Parallaxe 3691 Bogensekunden, also mehr als ein Grad. Wenn Sie sich jetzt vorstellen, da der Mond stillsteht und von einem Beobachter am quator betrachtet wird, so ndert sich seine Position beim Auf- und Untergang um die doppelte Parallaxe, also etwa zwei Grad. Das ist fast der vierfache Monddurchmesser! Wenn Sie topozentrische Koordinaten eingestellt haben (fr Europa z.B.) und die Mondbewegung ber einige Tage zeichnen lassen, knnen Sie eine merkwrdige Wellenbewegung berlagert sehen, die von der Parallaxe herrhrt. Mit geozentrischen Koordinaten ist diese Wellenbewegung verschwunden. Die topozentrischen Koordinaten werden auch berechnet, wenn das Objektunter dem Horizont des Beobachters stehen, also so, als knnte es durch die Erde hindurch gesehen werden. Wrde man fr die Zeiten der Stellung unter dem Horizont statt dessen geozentrische rter berechnen, gbe es beim Auf- und Untergang jedesmal eine Unstetigkeitsstelle in der Bahn, wenn das System gewechselt wrde. Die Parallaxe ist fr den relativ nahen Mond wie beschrieben sehr gro, alle anderen Objekte (von sehr selten nahe an der Erde vorbeifliegenden Planetoiden oder Kometen abgesehen) sind viel weiter weg und haben deshalb auch eine viel kleinere Parallaxe. Die Venus kann bei einer unteren Konjunktion bis auf 41 Millionen km an die Erde heran kommen und ist damit etwa hundertmal so weit weg wie der Mond, aber im Sonnensystem das nchste Objekt. Ihre maximale Parallaxe betrgt etwa 32 Bogensekunden, so da sich von Beobachtern auf gegenberliegenden Punkten auf der Erde ihre topozentrische Position um etwas mehr als eine Bogenminute unterscheidet, zufllig fast genau der scheinbare Durchmesser der Venus bei der unteren Konjunktion. Nein, kein Zufall, denn die Venus ist ja fast genauso gro wie die Erde, und deshalb mssen die beiden Winkel auch fast identisch sein. Im Prinzip entspricht dieser Winkel, also das Doppelte der maximalen Parallaxe des Krpers, der scheinbaren Gre der Erde von dem Krper aus gesehen. Fr die anderen Krper im Sonnensystem sind die entsprechenden Parallaxen noch kleiner, die Sonne hat im Mittel etwa 9 Bogensekunden, und Pluto im Aphel nur noch etwa 0.2 Bogensekunden. Trotzdem knnen Sie mit $KSkyplot$N die scheinbare Wanderung des Pluto am Himmel verfolgen, wenn Sie bei topozentrischen Koordinaten den Ort z.B. vom Sd- zum Nordpol laufen lassen. Fr noch weiter entfernte Objekte, also Sterne, werden die Parallaxen unmebar klein. Fr den nchsten Stern, Alpha Centauri, betrgt die tgliche Parallaxe nur noch eine 30000stel Bogensekunde, weswegen $KSkyplot$N diese nicht darstellt. Durch den jhrlichen Umlauf der Erde um die Sonne ndert sich ebenfalls der Ort des Beobachters, nmlich um maximal etwa 300 Millionen km (2 AE). Als jhrliche Parallaxe bezeichnet man den Winkel der scheinbaren Ortsvernderung eines Krpers, wenn man von der Erde und von der Sonne aus mit. (Der maximale Wert dieser Parallaxe tritt nur dann auf, wenn das beobachtete Objekt senkrecht zur Verbindungslinie Erde - Sonne steht.) Fr einen Stern wie Alpha Centauri mit etwa 4.3 Lichtjahren Abstand ergibt sich eine Parallaxe von ca. 0.76 Bogensekunden. Diese Ortsverschiebung wird von $KSkyplot$N aber nicht dargestellt. Man sieht die nderung der Sternpositionen aber, wenn man mit der Funktion "Himmel auf..." seinen Ort um einen greren Betrag ndert. In den Themenbereich Parallaxe pat auch die Erklrung des Begriffes "Parsec", der fr die Entfernungsangaben in $KSkyplot$N hufig verwendet wird. In diesen Themenkreis fllt auch der Begriff Lichtjahr, der in der populren Astronomie hufiger verwendet wird. Ein Lichtjahr ist die Strecke, die das Licht (irgendeins, keine besondere Marke) in einem Jahr zurcklegt. Das Licht ist recht flott und bewegt sich mit Lichtgeschwindigkeit (logisch!), die knapp 300000 km pro Sekunde betrgt. Das ist dreiviertel der Entfernung Erde - Mond in einer Sekunde! Von der Sonne zur Erde braucht das Licht etwa 8 Minuten, bis zum Pluto schon maximal fast 7 Stunden, und bis Alpha Centauri bentigt es die bekannten 4.3 Jahre. Ein Lichtjahr ist also die ungeheure Entfernung von 9.46 Billionen km, mehr als das 60000fache der Entfernung Erde - Sonne! Das Parsec ist auch eine Entfernungseinheit und wird von Profis hufiger gebraucht. Es ist aus "Parallaxensekunde" abgeleitet und entspricht der Entfernung, die ein Objekt hat, damit es eine jhrliche Parallaxe von einer Bogensekunde hat. Oder: die Entfernung, unter der die mittlere Entfernung Erde - Sonne (eine astronomische Einheit AE, 149.6 Millionen km) als eine Bogensekunde erscheint. Somit entspricht ein Parsec oder pc also etwa 31 Billionen km oder 3.262 Lichtjahren oder etwa 206000 mal der Entfernung Erde - Sonne. Oben wurde angegeben, da Alpha Centauri eine jhrliche Parallaxe von ca. 0.76 Bogensekunden hat. Sie knnen diese Parallaxe fr jeden Stern mit bekannter Entfernung in Parsec selbst ausrechnen, wenn Sie den Kehrwert der Entfernung in Parsec bilden. Das Ergebnis ist dann in Bogensekunden zu betrachten. Im Falle von Alpha Centauri wren das also 1 / 1.32 = 0.76 (Bogensekunden) bei der Entfernung von 4.3 Lichtjahren = 1.32 Parsec. Ein Parsec wird als pc abgekrzt, und fr grere Entfernungen benutzt man oft kpc (Kiloparsec) = 1000 pc oder Mpc (Megaparsec) = 1 Million pc. *Nebel,Sternhaufen,offener Sternhaufen,galaktischer Sternhaufen *Kugelsternhaufen,planetarischer Nebel,diffuser Nebel,Gasnebel,Staubnebel *Galaxis,Galaxie,Milchstrae,Radioquelle $UNebel und Sternhaufen$N $KSkyplot$N teilt diese nichtsternfrmigen Objekte in sechs Kategorien ein: $FOffene (oder galaktische) Sternhaufen:$N Mehr oder weniger lockere oder dichte Anhufung von Sternen mit zuflliger Verteilung. Die Bezeichnung "galaktische Sternhaufen" kommt daher, da diese Objekte in oder nahe der galaktischen Ebene stehen. (Das knnen Sie sehen, wenn Sie sie auf einer bersichtskarte im galaktischen System alleine darstellen.) $FKugelsternhaufen:$N Kugelsymmetrische Anhufung von Sternen, enthlt viel mehr Sterne als ein offener Haufen, ist aber allgemein weiter entfernt und tatschlich wesentlich grer. Die scheinbaren Durchmesser der grten offenen Haufen (Mel 111 oder Mel 25) bertreffen die der grten Kugelsternhaufen (Omega Centauri oder 47 Tucanae) bei weitem. $FPlanetarische Nebel:$N Diese Objekte sind die Effekte eines Sternwindes, wenn ein alternder Stern Materie abstt, ohne gleich einen (Super)novaausbruch zu erleben. Diese expandierenden Gasmassen knnen die verschiedensten Formen annehmen, die aber meist relativ regelmig sind (rund, ringfrmig etc.). Der berrest des Sterns ist meist als sogenannter Zentralstern zu sehen. Bei Supernovaausbrchen abgestoene Gashllen (z.B. M1 - der Crabnebel im Stier) reiht man manchmal ebenfalls unter planetarische Nebel ein (wie auch in $KSkyplot$N), meist jedoch erhalten solche Objekte eine eigene Kategorie als "Supernovaberrest". $FDiffuse Nebel:$N Diese Nebel bestehen aus Anhufungen interstellaren Gases (meist Wasserstoff) oder aus Staub, der von Sternen in der Nhe oder in ihnen beleuchtet wird. Sie haben meist unregelmige Form und erscheinen auf Aufnahmen groer Instrumente meist rot im Licht des Wasserstoffes, soweit es sich um Wasserstoff-Emissionsnebel (H II-Gebiete) handelt. Der bekannteste und auf der Nordhalbkugel am leichtesten beobachtbare diffuse Nebel ist der Groe Orionnebel M 42, in dessen Nhe noch etliche weitere interstellare Wolken sind, z.B. auch der Pferdekopfnebel, der ein Staubnebel ist und sich dadurch bemerkbar macht, da er das Licht dahinter stehender Nebel und Sterne abschwcht oder ganz verschluckt. $FGalaxien:$N Galaxien sind Objekte wie unsere Milchstrae, sie sind die fr normal ausgerstete Amateure am weitesten entfernten beobachtbaren Objekte. Sie knnen Spiralstruktur haben (Spiralnebel) oder elliptische Gestalt ohne sichtbare Struktur. Seltener kommen Balkenspiralen oder unregelmige Galaxien vor. Auf der Nordhalbkugel ist der Groe Andromeda-Nebel bei gutem Wetter schon mit bloem Auge zu sehen, er ist die nchste Grogalaxie und ber zwei Millionen Lichtjahre entfernt. Die beiden Magellanschen Wolken sind etwa zehnmal so nah und erscheinen viel grer und heller, sind aber nur am Sdhimmel zu sehen. $FRadioquellen:$N Radioquellen fallen etwas aus dem Rahmen der fnf brigen Gruppen, da man sie nicht immer sehen kann. Manche von ihnen korrespondieren allerdings mit sichtbaren Objekten, wie Radiogalaxien mit Galaxien. Radioastronomen nehmen sie mit Radioteleskopen wahr, messen ihre Strahlung mit elektrischen Gerten und stellen sie dann in Form von Karten etc. dar. Man kann die Radioquellen also nicht direkt wie optische Objekte durch ein Teleskop oder sogar mit bloen Augen beobachten, lediglich oft ihre optische Komponente wie bei den angesprochenen Radiogalaxien. *Sonnensystem,Planet,innerer Planet,uerer Planet,Sonne,Merkur,Venus,Erde *Mars,Jupiter,Saturn,Uranus,Neptun,Pluto,Komet,Halley,Wilson,Kohoutek *Planetoid,Asteroid,Kleinplanet,Gasplanet,Riesenplanet,erdhnlicher Planet *Ring,Ringsystem,Voyager,Durchmesser,Dichte,Atmosphre,Mond,Bahn,Bahnlage *Bahnebene,Abplattung $UDas Sonnensystem$N Die Sonne als Zentralkrper wird von neun groen Planeten umkreist, nmlich $Fin der Reihenfolge von innen Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun und Pluto$N. Alle Planeten laufen $Fim gleichen Umlaufsinn$N um die Sonne, nmlich von oben oder vom Nordpol der Ekliptik aus betrachtet $Fentgegen dem Uhrzeigersinn$N. In dieser Richtung laufen auch die greren Monde um die Planeten (und drehen sich auch), und auch die Sonne und fast alle Planeten drehen sich in diesem Sinne um ihre Achsen. Alle Planeten umlaufen die Sonne auch fast in einer Ebene (Pluto weicht etwas ab), der Erdbahnebene oder Ekliptik. Die Planetenbahnen sind Ellipsen, wobei jedoch $Fdie Abweichung zu Kreisen minimal$N ist. Die drei Kometen, die $KSkyplot$N darstellt, haben ganz unterschiedliche Bahnen. Der Komet Halley besitzt noch wie die Planeten eine Ellipsenbahn, die allerdings stark exzentrisch ist und somit keine hnlichkeit mehr mit einem Kreis aufweist. Auch luft er rcklufig um die Sonne, also in der anderen Richtung als alle Planeten. Ebenso ist seine Bahnebene krftig gegen die Ekliptik geneigt, so da seine Position am Himmel erheblich von dieser gedachten Linie abweichen kann. Wenn Sie die Planeten am Himmel darstellen lassen und dann die Sonnenbahn ber ein Jahr (366 mal 1 Tag Differenz) zeichnen lassen, sehen Sie die Nhe der Planeten zu dieser Linie (nur Pluto weicht strker davon ab). Die Halleybahn dagegen entfernt sich ganz erheblich von dieser scheinbaren Sonnenlaufbahn. Die anderen beiden Kometen haben keine geschlossenen Bahnen, sie durchlaufen Parabeln. Das bedeutet, da Sie auf ihrer Bahn nur einmal in die Nhe der Sonne kommen (siehe auch: Perihel und Aphel): man kann deshalb nicht von einer Umlaufszeit sprechen. Diese beiden Kometen stellen nur zwei Beispiele aus den vielen dar, die immer wieder entdeckt werden und dann auf Nimmerwiedersehen in den Auenbezirken des solaren Systems verschwinden. Ihre Bahnneigungen sind zum Teil erheblich gegen die Ekliptik geneigt (Komet Wilson!), und rcklufige Bahnen sind keine Seltenheit. Zwischen den Planeten Mars und Jupiter ist eine auffllige Lcke im Sonnensystem, in der sich ungezhlte Kleinplaneten, Planetoiden, manchmal auch als Asteroiden bezeichnet, bewegen. Der erste und grte wurde vom Italiener Piazzi 1801 entdeckt und Ceres genannt; er hat etwa 1000 km Durchmesser. Seitdem wurden einige Tausende weitere Objekte in dieser Zone des Sonnensystems entdeckt, deren Durchmesser bis zu einigen Kilometern herabreicht. Ihre Bahnen, die in Ausnahmefllen auch ber die Jupiterbahn nach auen und die Mars- oder sogar Erdbahn nach innen reichen knnen, sind wenig exzentrische Ellipsen, deren Neigungen gegen die Ekliptik konzentriert sind. Unter "elliptische Bahnelemente" knnen einige von ihnen eingestellt und wie normale, fest eingestellte Planeten behandelt werden. Als innere Planeten bezeichnet man irrefhrend manchmal die Planeten, die innerhalb der Erdbahn stehen, also Merkur und Venus, und manchmal die erdhnlichen Planeten Merkur bis Mars, die Erde eingeschlossen. Diese vier zeigen hnlichen inneren Aufbau und physikalische Eigenschaften, wie z.B. Dichte (obwohl z.B. die Durchmesser um einiges voneinander abweichen, die Magnetfelder sehr verschieden sind und auch die Atmosphren groe Unterschiede zeigen etc.). Die erdhnlichen Planeten haben relativ groe Dichten (Merkur, Venus und Erde um 5.4 g / cm, Mars 4 g / cm) und einen dichten Kern, wahrscheinlich aus schwereren Elementen wie Nickel und Eisen. Sie haben keine oder nur wenige Satelliten (der Erdmond ist ohnehin fast ein Planet und wrde als weiterer erdhnlicher Planet gar nicht so sehr auffallen) und im Vergleich zu den Gasplaneten relativ dnne Atmosphren. Die Gasplaneten Jupiter, Saturn, Uranus und Pluto zeigen sehr groe Durchmesser (der kleinste ist viermal so gro wie der grte erdhnliche Planet, die Erde selbst) und sehr dicke Atmosphren, wobei noch nicht einmal sicher ist, ob unter diesen enormen Gashllen berhaupt eine feste Oberflche liegt, wie sie die inneren Planeten haben. Sie haben viele Satelliten, von denen mehrere grer sind als Merkur und mindestens einer (Titan) eine Atmosphre besitzt. Ihre Dichte ist mit unter 1.7 g / cm viel geringer als die der erdhnlichen Planeten, und die chemische Zusammensetzung ist in ihnen eine ganz andere (viel Wasserstoff, Helium und hnliche leichte Elemente und Molekle, vor allem in den Atmosphren). Jupiter und Saturn als Riesenplaneten rotieren so schnell, da sie durch die enorme Zentrifugalkraft stark abgeplattet sind, was eine Vergrerung in $KSkyplot$N auch zeigt. Interessant ist auch, da alle vier Gasplaneten einen Ring (oder ein Ringsystem oder zumindest Teile eines Ringes) besitzen. Sehr verschieden in der Gre bestehen diese wahrscheinlich aus Material, aus dem sich in der Frhphase des Sonnensystems kein Mond gebildet hat, vielleicht hnlich wie bei den Planetoiden, die sich nicht zu einem Planeten zusammenfinden konnten. Das Ringsystem des Saturn ist schon in kleinen Teleskopen gut zu sehen, wobei Instrumente ab etwa 11 cm ffnung schon zwei einzelne Ringe zeigen, die von der Cassinischen Teilung, einer materiearmen Lcke im Ringsystem, getrennt sind. Die beiden Ringe, auen der A-Ring, die Cassinische Teilung und der hellere B-Ring, zeigt auch die Darstellung von $KSkyplot$N beim Saturn. hnlich wie die Erde ist die Rotationsachse des Saturn zur Bahnebene geneigt, um etwa 27 Grad. Da die Ringe in der quatorebene liegen und die Rotationsachse festliegt, ndert sich der Anblick des Ringsystems im Laufe der Zeit sehr stark. Irdische Beobachter knnen whrend eines Umlaufs des Saturn um die Sonne zweimal auf die quatorebene und damit auf die Ringkante sehen, einmal in einem Winkel von 27 Grad auf die Nordseite und einen halben Umlauf spter im gleichen Winkel auf die Sdseite. 1958 war die Nordseite der Ringe maximal sichtbar, 1966 eine Kantenstellung, 1973 der Blick auf die sdliche Seite und 1981 wieder eine Kantenstellung. Das Ringsystem mit zwar gesamt 278000 km im Durchmesser, hat aber nur eine Dicke von einigen Kilometern. Wenn die Kantenstellung also genau erreicht ist, ist das Ringsystem scheinbar verschwunden. Die Ringe der anderen Planeten sind so schwach, da sie selbst mit groen Teleskopen nur mit Tricks oder indirekt ber Sternbedeckungen nachweisbar sind. Fr Beobachter am Teleskop lohnenswert ist auer dem Saturnring besonders der Jupiter. Abgesehen von der wechselnden Stellung seiner vier groen Monde, die fter vor oder hinter der Jupiterscheibe vorbeilaufen und dabei ihre Schatten auf den Planeten werfen oder selbst verfinstert werden, ist vor allem die turbulente Atmosphre des Riesenplaneten interessant. Schon im sehr kleinen Teleskop sieht man zwei dunkle quatorbnder, und in etwas greren Instrumenten sind mehr Bnder, Strukturen und einzelne Flecken sichtbar, vor allem der schon mehrere hundert Jahre bekannte Groe Rote Fleck. Die Voyager-Raumsonden haben in den letzten Jahren phantastische Bilder mit unglaublicher Detailflle von den ueren Planeten, besonders von den Saturnringen, zur Erde gesandt. In diesem Jahr (1989) soll im August als letzter Neptun erreicht werden, so da dann bis auf Pluto alle Planeten von Maschinen vom Planeten Erde besucht sind. ber Pluto selbst ist noch sehr wenig bekannt, man wei zwar, da er einen relativ groen Mond hat, aber nicht einmal der Plutodurchmesser selbst ist einigermaen genau bekannt. *Sterngre,Gre,Sternhelligkeit,Helligkeit,scheinbare Helligkeit *absolute Helligkeit,Leuchtkraft,Stern,Durchmesser $USterngren und -helligkeiten$N Der Begriff "$FSterngre$N" hat mit der tatschlichen Gre, dem Durchmesser des Sternes, nichts zu tun. Es ist vielmehr die $FHelligkeit des Sternes$N gemeint. Ebenso meint man eigentlich eher "Helligkeitsklassen", wenn man von "Grenklassen" spricht. Die tatschliche Gre eines Sternes kann sehr unterschiedlich sein. Ein Schwarzes Loch ist punktfrmig, ein Neutronenstern hat einige Dutzend Kilometer Gre, ein weier Zwerg ist vielleicht so gro wie die Erde, die Sonne hat 1392000 km Durchmesser, und es gibt Sterne, die tausendmal so gro wie die Sonne sind, so da sie weit ber eine Milliarde km Durchmesser haben! Die Helligkeit von astronomischen Objekten wird in Gren oder Grenklassen gemessen, wobei ein kleinerer Wert eine grere Helligkeit bedeutet (sehr helle Objekte haben negative Gren). Der hellste sichtbare Stern, Sirius im Sternbild Groer Hund, hat eine Gre von -1.43; die schwchsten ohne Instrument noch sichtbaren Sterne haben etwa sechste Gre. Eine Differenz von einer Grenklasse entspricht dabei einem Helligkeitsfaktor von ca. 2.5, eine Differenz von fnf Grenklassen einem Faktor 100 (die Helligkeitsskala ist logarithmisch, eine Helligkeitsdifferenz vom m Grenklassen entspricht einer Intensittsdifferenz von 1 : 100.4 * m). Diese Angaben sind die $Fscheinbare$Nn $FGre$Nn; scheinbar deshalb, da sie stark von der Entfernung des Objektes abhngen. Um nun ein Ma fr die tatschliche Leuchtkraft eines Objektes zu haben, wird aus der Entfernung und der scheinbaren die $Fabsolute Helligkeit$N berechnet. Die absolute Helligkeit eines Objektes ist gleich der scheinbaren Helligkeit, wenn das Objekt zehn Parsec entfernt ist. Die Sonne hat eine scheinbare Helligkeit von ca. -27 Grenklassen, da sie aber ziemlich nah ist, betrgt ihre absolute Helligkeit nur ca. 4.8 Grenklassen. Mit dieser absoluten Helligkeit, die $KSkyplot$N auch fr die meisten Sterne des Datensatzes "normale Sterne" berechnet, knnen die Sterne in ihrer Leuchtkraft verglichen werden. Wenn Sie die absoluten Helligkeiten einiger Sterne betrachten (anklicken), werden Sie feststellen, da es sehr viele wesentlich leuchtkrftigere Sterne als die Sonne gibt (z.B. Rigel im Orion, Deneb im Schwan, Canopus im Schiffskiel). Dieser berschu von Sternen mit groer absoluter Helligkeit ist aber nur scheinbar, da schwchere "normale" Sterne hnlich der Sonne in greren Entfernungen fr das bloe Auge oder Instrumente einfach zu schwach erscheinen. Tatschlich gibt es in unserer Milchstrae und im Universum viel mehr Sterne mit geringerer Leuchtkraft als unsere Sonne. *Spektralklasse,Temperatur,Farbe,frhe Spektralklasse,spte Spektralklasse *Stern,Absorption,Emission,Absorptionslinie,Emissionslinie,Spektrum $USpektralklassen$N Sterne haben nicht nur verschiedene Leuchtkraft, sondern auch $Funterschiedliche Oberflchentemperaturen und daraus resultierende Farben$N. Die Temperaturen an der Oberflche von Sternen reichen etwa von 3000 bis 30000 Grad Celsius oder Kelvin (es gibt Ausnahmen, bei denen die Temperatur darunter oder erheblich darber liegt; Zentralsterne planetarischer Nebel knnen ca. 100000 Kelvin haben). Spektralklasse, ungefhre Farbe und Temperatur kann man in folgender Tabelle zusammenfassen: Spektralklasse Farbe Oberflchentemp. in Kelvin W Blau bis ca. 100000 O Blauwei 30000 und mehr B Blulichwei 16000 A Wei 8500 F Gelblichwei 6600 G Gelb 5500 ($FSonne!$N) K Orange 4100 M Rot 2800 C (R, N), S Tiefrot 2500 und darunter Diese Spektralklassen werden noch feiner in Untergruppen unterteilt, indem man an den Buchstaben eine Ziffer von 0 bis 9 anhngt (in der Reihenfolge z.B. O8, O9, B0, B1, ...). Die Sonne hat die Spektralklasse G2 und eine Oberflchentemperatur von etwa 5800 Kelvin, die Temperatur im Zentrum betrgt ca. 15 Millionen Kelvin. Fr die Astronomen bedeuten die Spektralklassen aber auer der Temperatur noch weitere Informationen, besonders ber die chemische Zusammensetzung des Sterns. Die wichtigsten und hufigsten Klassen O, B, A, F, G, K und M kann man sich brigens mit dem Spruch "O Be A Fine Girl Kiss Me" merken. Zur genaueren Bezeichnung hngen die Astronomen oft noch weitere Buchstaben an die Spektralklasse an oder stellen sie voran, nmlich n: diffuse Absorptionslinien, z.B. B6n s: scharfe Absorptionslinien. z.B. B9s c: sehr scharfe Absorptionslinien, z.B. cG1 (weist auf groe Leuchtkraft hin) g: Riesenstern, z.B. gM0 d: Zwergstern, z.B. dG0 e: Emissionslinien, z.B. O9e p: Besonderheiten im Spektrum, z.B. B8p Diese Kennzeichen knnen auch zusammen benutzt werden, so hat der Stern Epsilon Bootis das Spektrum "cF0ep", er ist also ein Stern der Spektralklasse F0, hat Emissions- und sehr scharfe Absorptionslinien und Besonderheiten im Spektrum. Doppelsterne mit geringem Abstand (spektroskopische etc.) sind z.B. als "gK2/A0" oder "B6n+A2" bezeichnet. Frher glaubte man, je heier ein Stern sei, desto jnger sei er auch und umgekehrt. Man vermutete, der Stern begnne seine Entwicklung bei der Spektralklasse O und wrde sein Leben als M-Stern beenden, wobei er sich laufend abkhlt. Aus dieser Zeit stammen noch die Bezeichnungen "frhe" (z.B. fr O-Sterne) und "spte" Spektralklassen (z.B. fr M-Sterne), die aber nichts ber das tatschliche Alter des Sternes aussagen, wie man heute wei. *Sternentwicklung,Helium,Wasserstoff,H II,H I,H II-Gebiet,H I-Gebiet *Hauptreihe,Wasserstoffbrennen,Fusion,Kernfusion,Riesenstern,roter Riese *Zwerg,Zwergstern,weier Zwerg,Neutronenstern,schwarzes Loch,Supernova *Schwarzschildradius,Kollaps,Stern $USternentwicklung$N Sterne entstehen aus interstellarer Materie, wie sie sich z.B. in diffusen Nebeln hnlich dem Orionnebel zeigt. Diese Materie besteht hauptschlich aus Wasserstoff (und ca. 10 Prozent Helium und viel weniger der anderen Elemente) und liegt im Universum teils in ionisierter und teils in nicht ionisierter Form vor. Ansammlungen neutralen, also nicht ionisierten Wasserstoffs werden als H I-Gebiete (Buchstabe H rmisch Eins, gesprochen als H 1) bezeichnet; haben die Wasserstoffatome ihr Elektron verloren, sind sie also ionisiert, werden sie in Ansammlungen als H II-Gebiete (gesprochen H 2) bezeichnet (der Orionnebel ist ein solch groes H II-Gebiet, also eine Ansammlung von freien Protonen und Elektronen). Ionisierter Wasserstoff hat es leichter, von uns beobachtet zu werden, da er im sichtbaren Licht deutlich rot leuchtet. Die H I-Gebiete machen sich nur im Radiofrequenzbereich bemerkbar und entziehen sich so der optischen Beobachtung. Die Dichte von interstellaren Wolken liegt brigens erheblich unter allem, was auf der Erde als bestes Hochvakuum erzeugt werden kann, nmlich um rund 1 Atom pro Kubikzentimeter. Dabei enthlt ein Gebiet mit dem Volumen der Erde nur etwa 10 kg Materie! Trotz dieser geringen Dichte sind die H II-Gebiete von der Erde zu beobachten, da sie von in der Nhe stehenden Sternen ihre Energie erhalten und zum Leuchten angeregt werden. Aus dieser Materie kann im Laufe vieler Millionen Jahre ein Stern entstehen, wenn die Wolke unter dem Strahlungsdruck benachbarter Sterne und durch ihre eigene Gravitation kontrahiert. Bei der Kontraktion beginnt der Stern schon, Energie abzustrahlen, aber nur durch die Umsetzung potentieller Energie, noch nicht aus Kernprozessen (er strahlt dabei im Infraroten und ist nicht sichtbar). Erreicht die Temperatur im Inneren des neuen Sterns gengend hohe Werte von einigen Millionen Grad, kann die Kernfusion znden, wobei Wasserstoffkerne zu Helium verschmelzen und groe Mengen Energie liefern (eine Wasserstoffbombe funktioniert ganz hnlich). Jetzt mu sich der Stern nicht mehr weiter zusammenziehen, um Energie fr die Abstrahlung zu gewinnen, er erreicht nach einiger Zeit vielmehr ein Gleichgewicht, in dem die nach innen gerichtete Kraft der Gravitation die nach auen treibenden des Gas- und Strahlungsdrucks kompensieren. Dabei ndert der Stern seine nach auen sichtbaren physikalischen Eigenschaften kaum mehr, Durchmesser, Temperatur, Energieerzeugung etc. bleiben also fast konstant. Er hat dann im Hertzsprung-Russell-Diagramm die Hauptreihe erreicht, wo er fast 10 Milliarden Jahre verweilt, falls es sich um einen sonnenhnlichen Stern mit etwa einer Sonnenmasse handelt. Das Wasserstoffbrennen findet aber nur im Zentrum des Sternes statt, seine ueren Schichten bleiben whrend seines ganzes Lebens beinahe chemisch unverndert, er benutzt also nur einen kleinen Teil seiner Brennstoffvorrte. Je mehr Masse ein Stern hat, desto mehr Energie verstrahlt er, wobei dies aber nicht etwa linear geht, sondern etwa mit der 3.5ten Potenz! Hat ein Stern z.B. die 10fache Sonnenmasse, verschleudert er also etwa die 3000fache Energiemenge wie die Sonne. So ist klar, da sein Brennstoffvorrat nicht lange halten kann. Ein Stern mit fnf Sonnenmassen hat schon nach etwa 56 Millionen Jahren die erste Phase seiner Entwicklung vollendet, bei 1.5 Sonnenmassen hlt es noch etwa 7 Milliarden Jahre. Whrend dieser Zeit bleibt er im HRD auf der Hauptreihe, luft aber ein wenig nach rechts oben (die jngsten Sterne im HRD sind am untersten Rand der Hauptreihe angeordnet). Wenn der Wasserstoffvorrat im Kern des Sterns verbraucht ist, kontrahiert der zentrale Sternbereich, da die Energieerzeugung und damit der Strahlungsdruck nachlt. Die Temperatur steigt an, so da die fr die Verschmelzung von Helium zu Kohlenstoff oder Sauerstoff ntige Temperatur von etwa 100 Millionen Grad erreicht werden kann, so da der Stern eine neue Energiequelle erschliet. In diesem Stadium ist der Stern ein roter Riesenstern mit enorm gesteigertem Durchmesser und Leuchtkraft und relativ niedriger Oberflchentemperatur. Die Helium-Prozesse sind energetisch aber nicht so ergiebig wie das Wasserstoffbrennen, so da bei der gesteigerten Energieabgabe der Brennstoff viel schneller zur Neige geht. Massereiche Sterne (einige Sonnenmassen und mehr) haben in diesem Stadium um den heliumverschmelzenden Kern noch eine Schalenzone, wo weiter Wasserstoff verbrannt wird. Ihre Entwicklung, besonders beim bergang zwischen den verschiedenen Stadien und gegen Ende ihres Lebens, ist komplizierter als bei den nicht so schweren Sternen, da in ihrem Inneren hhere Temperaturen und damit die Voraussetzung fr neue Kernprozesse erreicht werden. Als rote Riesen stehen die Sterne nun relativ weit rechts und oben im HRD, wo sie sich aber nicht allzu lange aufhalten. Wenn nmlich in einem massearmen Stern wie unserer Sonne das Helium im Zentrum zu Kohlenstoff verbrannt ist, kann der Stern trotz Kontraktion keine weiteren Energiequellen mehr anzapfen und wird schlielich zum weien Zwerg, der nur noch seine Restenergie abstrahlt und langsam erkaltet. Die Materie dieser weien Zwerge hat dabei eine enorme Dichte von um einer Tonne pro Kubikzentimeter (!) und nur noch etwa Planetengre. Die groe Dichte mit dem daraus resultierenden Druck in der entarteten Materie verhindert, da die Sternleiche weiter kollabiert. Weie Zwerge knnen aber nur bis maximal 1.4 Sonnenmassen haben, so da nur relativ massearme Sterne dieses Endstadium erreichen knnen. In der Phase des Riesensterns verlieren manche Sterne aber durch den Sternwind Masse, so da sie unter die Grenze kommen knnen. Ist der Stern schwer genug (mehr als 8 Sonnenmassen), kann er nach dem Heliumbrennen weitere Prozesse im Kern einleiten, wofr immer hhere Temperaturen von einer Milliarde Grad Celsius (oder Kelvin) oder noch mehr ntig sind, beginnend mit dem Kohlenstoffbrennen. Dabei werden fast alle Elemente bis zum Eisen erzeugt, was aber immer weniger Energie bringt. Weiter kann die Kernfusion nicht gehen, denn das Erzeugen schwererer Kerne als Eisen wrde Energie verbrauchen. Wenn durch komplizierte Prozesse im Sterninnern so etwas passiert, kommt es zu einem Supernovaausbruch, bei dem das Zentrum des Sternes sehr schnell fast vllig zu einem Krper mit etwa 20 km Durchmesser zusammenbricht und die ueren, noch viel Wasserstoff enthaltenden Gebiete des Sternes ebenfalls nach innen strzen. Dabei nimmt die Temperatur in diesen Gebieten so stark zu, da die Kernprozesse schlagartig einsetzen, sehr viel Energie liefern und den Stern zerreien. Der eigentliche Kollaps dauert nur etwa eine Zehntelsekunde, die abgegebene Energie betrgt etwa 3 * 10^39 Kilowattstunden (rechnen Sie 'mal, was das kosten wrde, wenn Sie soviel elektrische Energie verbrauchen oder wie lange das den Energiebedarf der Menschheit decken wrde). Diese ungeheure Energiemenge kann den Stern einige Zeit so hell wie viele Milliarden Sonnen machen, die Energie entspricht der einer Bombe aus herkmmlichen TNT (Trinitrotoluol) mit einer Masse von einer Milliarde Sonnenmassen. Eine solche Bombe htte einen Durchmesser von ca. 1.5 Milliarden km, etwa dem tausendfachen Sonnendurchmesser. (Wenn Sie diese Zahlen nicht glauben, schauen Sie in die Ausgabe 11 / 1987 der Zeitschrift "Sterne und Weltraum", Seite 612 ff.) Am 23. Februar 1987 explodierte der Stern Sanduleak -69 202 in der Groen Magellanschen Wolke, allerdings kein roter Riese wie erwartet, sondern ein blauweier B3-Stern mit etwa 15 Sonnenmassen. Diese Supernova (SN 1987 A) war nicht besonders hell, sie hatte nur etwa 300 Millionen Sonnenleuchtkrfte, ca. 163000 Lichtjahre entfernt. Erstmals wurden bei einem solchen Ereignis Neutrinos (Elementarteilchen) nachgewiesen, die ber 90% der Energie transportieren. Knnten wir also die Explosion einer Supernova durch die abgestrahlten Neutrinos statt durch das Licht sehen, wre sie zehnmal heller. Der beim Kollaps brigbleibende Krper, der das Produkt des kontrahierten Sternkernes darstellt, bleibt als Neutronenstern brig, ein fast vllig aus Neutronen bestehendes Objekt mit einer Dichte von fast einer Milliarde Tonnen pro Kubikzentimeter (kein Wunder, wenn man die Masse eines Sternes wie der Sonne in eine Kugel von 20 km Durchmesser bringt, wo doch die Sonne ca. 1.4 Millionen km Durchmesser hat). Dieses Objekt rotiert sehr schnell, der Neutronenstern im Crabnebel (M 1) ca. 30 mal pro Sekunde. Durch die Interaktion mit der benachbarten Materie macht sich der Neutronenstern dann mglicherweise als Pulsar bemerkbar, indem er Rntgen-, Radio- und Lichtblitze aussendet (durch Synchrotronstrahlung). M 1 ist der berrest der abgestoenen Gashlle einer Supernova, die im Jahre 1054 explodierte und so hell war, da sie einige Zeit am Taghimmel sichtbar war. Man hofft auch, in naher Zukunft bei SN 1987 A einen Neutronenstern als Pulsar nachweisen zu knnen. Zur Zeit, im Juni 1989 sind auch schon Messungen geglckt, die auf einen solchen hindeuten, doch werden sie noch angezweifelt, da sie noch nicht zweifelsfrei wiederholt werden konnten. Wenn sie sich besttigen, handelt es sich um ein enorm schnell rotierendes Objekt, da man knapp 2000 Umdrehungen pro Sekunde gemessen hat; bei einem Neutronenstern mit einem Durchmesser von 20 km sind das an der Oberflche ca. 40 Prozent der Lichtgeschwindigkeit! Hat ein Neutronenstern sehr viel Masse, reicht die Festigkeit der Neutronen nicht aus, um den enormen Druck zu ertragen. Die Nukleonen werden dann frmlich zerquetscht, und der Stern kontrahiert weiter. Hat das Objekt eine bestimmte Gre unterschritten, wenn sein Radius nmlich unter den Schwarzschildradius sinkt (bei einer Sonnenmasse liegt der bei 2.9 km), ist die Gravitation an der Oberflche so gro, da kein Licht mehr von ihm entkommen kann, da die Fluchtgeschwindigkeit an der Oberflche dann grer ist als die Lichtgeschwindigkeit. Fr das Objekt im Innern dieser Zone mit dem Durchmesser von zwei Schwarzschildradien gibt es keinen Grund, mit der Kontraktion aufzuhren, da es keine Macht der Welt (und der Physik gibt), es zu stoppen. Es kann also quasi auf einen Punkt zusammenfallen und htte dann einen beliebig kleinen Radius und eine beliebig groe Dichte. Das ist aber auch egal, denn alles innerhalb des Schwarzschildradius gehrt sowieso nicht mehr zu unserem Universum, da es keine physikalische Interaktion mehr mit dem Inhalt des schwarzen Loches und dem Rest des Alls gibt, es bleibt nur eine kaputte Raumstruktur brig: am Schwarzschildradius wird beispielsweise die Raumkrmmung unendlich und die Zeit bleibt stehen (nicht nur, weil dort alle Uhren kaputtgehen!). Schwarze Lcher sind aber sehr schwer nachzuweisen, da sie keinerlei uerungen von sich geben. Man kann hchsten versuchen, Materie nachzuweisen, die in das Loch fllt und unangenehme Dinge auf dem Weg dorthin erlebt (sie uert das in Form von Geschrei als sehr kurzwellige elektromagnetische Strahlung). Man hat einige Kandidaten fr Lcher gefunden, doch ein sicherer Nachweis fehlt bisher. *Milchstrae,Galaxis,Galaxie $UDie Milchstrae und andere Galaxien$N Das am dunklen Himmel bei schnem Wetter beobachtbare helle Band, die Milchstrae, ist unsere eigene Galaxis, in der wir uns selbst befinden. Sie hat einen Durchmesser von etwa 100000 Lichtjahren und eine scheibenfrmige Gestalt mit einer Verdickung in der Mitte, etwa so, wie man sich eine fliegende Untertasse vorstellt. Die Sonne befindet sich etwa 30000 Lichtjahre vom Zentrum der Milchstrae, liegt also ziemlich weit weg vom Zentrum, in dem sich die Sterne besonders hufen. Die Milchstrae besteht aus mehreren 100 Milliarden Sternen, die zum Teil in Sternhaufen (offenen oder Kugelsternhaufen) stehen. Auerdem befinden sich in der Milchstrae wie in anderen Galaxien auch groe Mengen an interstellarem Staub und Gas, das sich an manchen Stellen zu Nebeln zusammenballt, die man zum Teil auch beobachten kann (z.B. Orion- oder Pferdekopfnebel). Wenn man in Richtung der Scheibe der Milchstrae blickt, sieht man viel mehr Sterne und andere Objekte (von anderen Galaxien abgesehen) wenn man aus der Scheibe heraus blickt. Sieht man dazu noch in Richtung des Zentrums, das sich in der Gegend der Sternbilder Schtze / Skorpion befindet, hufen sich die Objekte dort noch mehr. Andere Galaxien hneln unserer Milchstrae im Aufbau sehr stark, obwohl sie in der ueren Form oft anders aussehen (z.B. elliptische oder irregulre Galaxien, unsere Galaxis ist eine Spiralgalaxis). An den Magellanschen Wolken, besonders an der groen, knnen Sie aber beobachten, da in ihnen genau wie in unserer Galaxis offene Sternhaufen, diffuse und planetarische Nebel usw. stehen. Die nchste auch in der Form und Gre unserer Milchstrae hnliche Galaxis ist der Andromedanebel, der aber mit ca. 2 Millionen Lichtjahren schon etwa zehnmal so weit weg ist wie unserer Nachbargalaxien, die Magellanschen Wolken. *Radioastronomie,Strahlung,elektromagnetische Strahlung,Frequenz *Wellenlnge,Licht $URadioastronomie$N Licht, das wir Menschen wahrnehmen, ist elektromagnetische Strahlung von ganz besonderer Wellenlnge oder Frequenz. Die von Ihrem Radio oder Ihrer Fernsehantenne empfangene Strahlung ist genau wie das Licht elektromagnetische Strahlung, sie hat nur eine andere Frequenz. Auch Mikrowellen (aus dem Herd oder der Radarfalle), Wrme- (infrarotes Licht), Ultraviolett- (zum Brunen), Rntgen- und sogar Gammastrahlung (radioaktive Strahlung) sind alle elektromagnetische Wellen oder Strahlung, nur mit unterschiedlicher Frequenz oder Wellenlnge. Beobachtet man nun den Himmel auf einer anderen Frequenz als der des sichtbaren Lichtes, so kann man Sterne, Planeten etc. auch "sehen", mu dafr aber spezielle Me- und Aufnahmegerte benutzen. Wrde man ein Radio mit einer guten Antenne auf die Sonne richten und die richtige Frequenz oder Wellenlnge benutzen, so knnte man die Sonne "hren"; man wrde ihre Strahlung auf dieser speziellen Wellenlnge aufnehmen. Radioastronomen beobachten nun den Himmel im Radiobereich und knnen dort fast genauso beobachten wie ihre optischen Kollegen, allerdings sind wegen der greren Wellenlngen ihre Teleskope viel grer (hundert Meter oder noch mehr), und um genauso viele Details zu sehen, mssen sie ziemlich tricksen. Viele Objekte, die auch am sichtbaren, optischen Himmel interessant sind, sind auch fr die Radioastronomen ein Ziel, so z.B. Galaxien, die Sonne, Gasnebel u.a. Vieles erscheint aber anders als im sichtbaren Licht, so ist die Sonne im Radiobereich viel grer, und manche Galaxien scheinen pltzlich aus zwei Teilen zu bestehen. Auch in den anderen Bereichen des elektromagnetischen Spektrums kann man Himmelskrper beobachten, so gibt es z.B. eine Rntgen- und eine Gammastrahlenastronomie. Viele dieser Bereiche lassen sich aber nur im Weltraum beobachten, da die Erdatmosphre (zu unserem Schutz) groe Bereiche des elektromagnetischen Spektrums herausfiltert und verschluckt. Liebe Sternfreundin, Lieber Sternfreund, herzlichen Dank fr den Kauf der neuen Skyplot-Version "Plus 4b". Ich hoffe, Sie haben mindestens so viel Spa bei der Benutzung wie ich bei der Programmierung. Zu Beginn gleich ein Hinweis: Wenn Sie eine Grafikkarte benutzen und nicht alles erwartungsgem funktioniert (d.h. die Grafik ist "kaputt"), sehen Sie bitte UNBEDINGT ins Handbuch der 4x-Version (Seite 27ff. und 60), denn dann mssen Sie in der Konfigurationszeile der Installationsdatei "VDI" einstellen! Um die Kompatibilitt im VDI-Modus zu erhhen, wird dabei der Bildschirm jetzt auch durch das VDI invertiert statt ber eine eigene Routine. Sollte beim Start von Skyplot eine (oder mehrere) Meldungen der Art "undefinierter Messagetyp" auftreten, so liegt das wahrscheinlich an Software, die sich in Ihrem System befindet. Dadurch werden Nachrichten an Skyplot geschickt, die es (noch) nicht versteht. Sie knnen mir die Software, die Sie verwenden und die Nummer dieser unbekannten Nachricht(en) mitteilen, knnen die Fehlermeldung aber einfach ignorieren. Da nicht mehr alle Bilder auf die 3 Disketten paten (ich habe einige neue digitalisiert, andere hat Herr Steffen Mayr, Kleiststrae 2, W-8940 Memmingen, beigesteuert), sind jetzt alle Bilder auf der neuen, 4. Diskette. Sie sind in einem Ordner namens "BILDER" abgelegt, also so, wie frher auf Diskette 3. Nach dem Kopieren der drei Disketten 1 bis 3 (Handbuch Seite 31) kopieren Sie die Diskette 4 genauso in Ihren Skyplot-Ordner oder dahin, wo Sie Skyplot eben installiert haben. Beim Start von Diskette sollten Sie statt Diskette 3 - wie im Handbuch auf Seite 33 empfohlen - jetzt Disk 4 ins Laufwerk legen, wenn Sie die Bilder automatisch laden mchten. Mit einigen neuen Dateien sollte der Inhalt der drei Disketten nun so aussehen: Disk 1:____________________________________________________________________ SKY4_x .APP SKYPLUS1.RSC SKYPLUS2.RSC SKYPLUS3.RSC SKYPLUSC.RSC (nur bei CCT-Versionen) SKY4_x .INS PLANETAR.APP TREIBMAP.PRG TREIBMAP.RSC (*** NEU!! ***) SKY_FARB.TAB Disk 2:____________________________________________________________________ TITEL_1 .IMG TITEL_2 .IMG TITEL_3 .IMG TITEL_4 .IMG TITEL_5 .IMG TITEL_6 .IMG (*** NEU!! ***) TITEL_7 .IMG (*** NEU!! ***) STERNE .613 LINIEN .613 STERNE .980 LINIEN .980 STERNE_1.386 (*** NEU!! ***) LINIEN_1.386 (*** NEU!! ***) NEBEL MESSIER STAEDTE ZSTERNE START_x .EIN TRANSPx .EIN ECHTZEIT.SBD (*** NEU!! ***) DEMO1.SBD (*** NEU!! ***) DEMO2.SBD (*** NEU!! ***) DEMO3.SBD (*** NEU!! ***) TEST.HOR Disk 3:____________________________________________________________________ DATCONV .TTP GALSIM .TTP GALSIMTT.TTP GALSIM .C TREIBCAS.PRG TREIBFPG.PRG TREIBPOS.PRG (*** NEU!! ***) TREIBPOS.INS (*** NEU!! ***) HILFE.TXT LIESMICH.!!! SKY4_xL .APP (*** NEU!! ***) (nicht bei CCT-Versionen) BAHNELEM.TXT (*** NEU!! ***) Disk 4:________(*** NEU!! ***)_____________________________________________ BILDER (Ordner) Die neuen Titelbilder 6 und 7 werden beim Laden der Horizontdaten und bei der Identifikation der normalen mit den alternativen Sterne angezeigt. Folgende nderungen haben sich seit der Fertigstellung des Handbuch (19. Februar 1992) ergeben: Installationsdatei: Da wohl nicht alle MultiTOS-Versionen korrekt ihr Vorhandensein (ber global[1] == -1) melden, kann in der Konfigurationszeile zustzlich "MiNT" eingestellt werden. Damit wird die Anzeige des Fensterschliefeldes und des weiter unten beschriebenen "Fenster schlieen"- / "Fenster ffnen"-Menpunktes unter Hilfe etc. erzwungen (d.h., auch wenn kein MultiTOS installiert ist). Parameterbergabe: Als Parameter kann Skyplot jetzt der Name je einer Installations- und Einstellungsdatei bergeben werden (frher nur Installationsdatei). Die Reihenfolge ist beliebig, es kann auch kein oder nur ein Name bergeben werden. Als Defaultname der Installationsdatei (wenn keiner bergeben wird) gilt weiterhin "SKY4_x.INS", wobei fr "x" je nach Version "N", "S" oder "TT" steht. Der Defaultname der Einstellungsdatei wird aus der 11. Zeile der Installationsdatei entnommen. Beispiel: "SKY4_N ALLE.INS HEUTE.EIN" startet die Normalversion mit der Installationsdatei "ALLE.INS" und der Einstellungsdatei "HEUTE.EIN", "SKY4_N HEUTE.EIN ALLE.INS" bewirkt dasselbe. Die Extender ".INS" und ".EIN" drfen Sie auf keinen Fall weglassen! Wenn Sie Skyplot - wie im Handbuch auf Seite 61f. fr die ".INS"-Dateien beschrieben - auch fr die ".EIN"-Dateien als Anwendung anmelden, knnen Sie es auch durch Doppelklick auf eine Einstellungsdatei starten. Dabei wird die Default-Installationsdatei geladen. Menleiste: Desk Dieser Mentitel ganz links ist durch den Namen des Programmes (ohne Extender .APP) ersetzt worden, damit man in einer Multitasking-Umgebung (s.u.) besser erkennen kann, welches Programm da denn gerade luft bzw. wessen Menleiste das ist. Angezeigt wird "SKY4_x", wobei "x" fr "N", "NL", "CN" etc. steht - je nach Version. Auch wenn Sie den Dateinamen des Skyplot-Programms ndern (z.B. in "SKYPLOT.PRG", so ndert sich der Name in der Menleiste nicht! Datei: komprimierte Daten Die Identifikationsdaten (siehe auch: "Anzeigen: Himmel") gelten nur fr eine feste Kombination alternative - normale Sterne. Wenn deshalb beim Laden der komprimierten Daten nur alternative ohne normale Sterne geladen werden, so sind diese Daten berholt und mssen neu erzeugt werden. Denn die Identifikationsdaten werden mit den normalen Sternen gespeichert, und die knnen nicht alleine geladen werden. Auf einem weien Bildschirm wird dann die laufende Nummer des gerade bearbeiteten Sterns angezeigt (es geht bis zur Anzahl der normalen Sterne), und wenn Ihnen das zu lange dauert, knnen Sie eine Taste drcken und abbrechen. Dann werden allerdings nicht alle Sterne identifiziert und nicht alle Hilfslinien gezeichnet. Durch die bei den normalen Sternen neu hinzugekommenen Identifikationsdaten hat sich das Format der komprimierten Dateien gendert. DATCONV.TTP kann alte Dateien patchen, soweit weder Sternbildhilfslinien noch normale Sterne enthalten sind (z.B. die NGC- und SAO-Daten lassen sich also leicht anpassen). Datei: Programm ausfhren Beim Start eines Programms setzt Skyplot jetzt Laufwerk und Pfad fr das betreffende Programm, so da es seine Dateien (Resourcen etc.) finden kann. Datei: Batchdatei abarbeiten Mit dieser neuen Funktion (in den Light-Versionen nicht enthalten) kann eine "Batchdatei" abgearbeitet werden, die eine Reihe von Befehlen zur Darstellung, Vernderung der eingestellten Parameter usw. enthalten kann. Fr eine Batchdatei ist die Endung ".SBD" (Skyplot BatchDatei) vorgeschlagen, sie kann aber auch anders lauten. Nach der Wahl der Datei im Auswahlformular werden die Anweisungen verarbeitet, bis ein Fehler auftritt, die Datei zu Ende ist oder eine "Ende"-Anweisung gelesen wird. Die Batchdateien haben ASCII-Format und knnen somit mit einem Texteditor oder einem Textverarbeitungsprogramm im ASCII-Modus erstellt und verndert werden. Kleinere Batchdateien knnen auch mit der Funktion "Datei: Datei editieren" erstellt werden. Jede Zeile einer Batchdatei enthlt einen Befehl (oder ein "Label", ein Sprungziel). Folgende Befehle sind zur Zeit implementiert: :label GOTO :label IF [NOT] (TASTE|SHIFT) anweisung IF [NOT] Vn=(Vn|x) anweisung * kommentar ENDE MODUS VERDECKT AN MODUS VERDECKT AUS MODUS KEINE STERNE MODUS NORMALE STERNE MODUS ALTERNATIVE STERNE MODUS GRADNETZ AN MODUS GRADNETZ AUS MODUS PLANETEN AN MODUS PLANETEN AUS MODUS UHRZEIT MODUS NEBEL AN MODUS NEBEL AUS MODUS OFFENE STERNHAUFEN MODUS KUGELSTERNHAUFEN MODUS PLANETARISCHE NEBEL MODUS DIFFUSE NEBEL MODUS GALAXIEN MODUS RADIOQUELLEN KARTE NORMAL KARTE SICHTBARER HIMMEL KARTE UEBERSICHT KARTE UEBERSICHT ZENTRUM KARTE POLAR NORD KARTE POLAR SUED KARTE UMGEBUNG (n|name):n:n:n KARTE + KARTE - KARTE LINKS x KARTE RECHTS x KARTE UNTEN x KARTE OBEN x KARTE SYSTEM AEQUATORIAL KARTE SYSTEM EKLIPTIKAL KARTE SYSTEM GALAKTISCH HIMMEL INTERAKTIV ZEIT = n:n:n:n:n ZEIT (+|-) n:n:n ZEIT AKTUELL BREITE (=|+|-) x GRENZGROESSE (=|+|-) x SPEICHERE IMG name SPEICHERE SEQUENZ name SPEICHERE EINSTELLUNGEN name LADE EINSTELLUNGEN name SETZE Vn=(Vn|x) SETZE Vn=(Vn|x)(+|-)(Vn|x) LOESCHE WEISS LOESCHE SCHWARZ TEXT text WARTE n Die eigentlichen Befehle sind hier zum besseren Erkennen gro geschrieben, Sie knnen aber auch klein geschrieben werden. Ganz allgemein ist es egal, ob sie Gro- oder Kleinschrift in Batchdateien benutzen, auch gemischte Schreibweise ist mglich. Statt "ENDE" kann also auch "ende" oder "Ende" benutzt werden. In der Aufstellung werden einige Symbole benutzt, so steht "[irgendwas]" - Text in eckigen Klammern - fr optionale Zustze, die also weggelassen werden knnen. "(Option 1|Option2)" - mehrere Mglichkeiten in runden Klammern, jeweils durch einen senkrechten Strich voneinander getrennt - zeigt an, da eine von mehreren Mglichkeiten benutzt werden kann; dabei mu aber eine der Optionen geschrieben werden, sie darf nicht weggelassen werden! Sie knnen bei der IF-Anweisung also z.B. schreiben "IF TASTE anweisung", "IF NOT TASTE anweisung", "IF SHIFT anweisung" oder "IF NOT SHIFT anweisung". Die Anweisung "anweisung" wird bei "IF TASTE" ausgefhrt, wenn eine Taste gedrckt wurde (vor Erreichen der IF-Anweisung); bei "IF SHIFT" wird die Anweisung ausgefhrt, wenn bei Erreichen der IF-Anweisung eine Shift-, Control- oder die Alternate-Taste festgehalten wird. Mit "NOT" wird entsprechend die Anweisung nur dann ausgefhrt, wenn keine Taste bettigt wurde bzw. keine Shift-Taste gedrckt ist. Text in Kleinschrift stellt jeweils verschiedenes dar: Bei der IF-Anweisung steht "anweisung" fr eine beliebige Anweisung, auer einer IF-Anweisung, einem Sprungziel (":label") und einem Kommentar. Sie knnen also schreiben "IF TASTE GOTO :dings" oder "IF NOT SHIFT SETZE V0 = V0 + 1" etc. Fr einen Kommentar (der bei der Abarbeitung einer Batchdatei nicht beachtet wird) kann hinter einem Stern ein beliebiger Text geschrieben werden, z.B. "* Jetzt abspeichern". Normalerweise werden die Anweisungen aus der Datei der Reihe nach - also von oben nach unten - ausgefhrt. Fr Wiederholungen ist es aber oft sinnvoll, eine "Schleife" zu konstruieren, womit viele wiederholte Befehle ohne wiederholtes Schreiben in der Datei ausgefhrt werden. Als Beispiel hier eine Batchdatei, die der "Echtzeitsimulation" entspricht ("ECHTZEIT.SBD" auf Disk 2): MODUS VERDECKT AN :schleife ZEIT AKTUELL HIMMEL IF NOT SHIFT GOTO :schleife INTERAKTIV GOTO :schleife Nach dem Einstellen des verdeckten Zeichnens folgt als Sprungziel (Label) ":schleife". Hinter dem Doppelpunkt als Kennzeichnung fr ein Label kann ein beliebiger Text stehen, der auch aus Unterstrichen, Ziffern etc. bestehen kann. Verwenden Sie aber bitte keine Leerzeichen, wobei in anderen Befehlen Leerzeichen beliebig benutzt werden knnen. Nach dem Einstellen der aktuellen Zeit (aus der Rechneruhr) und dem Darstellen des Himmels wird dann die Anweisung "GOTO :schleife" ausgefhrt, wenn keine Shift-Taste gedrckt wurde. "GOTO :schleife" bedeutet, da jetzt nicht mehr die nchste Anweisung ("INTERAKTIV") ausgefhrt werden soll, sondern statt dessen die auf das Label ":schleife" folgende. Also wird bei nicht gedrckter Shift-Taste wieder die aktuelle Zeit eingestellt, der Himmel dargestellt, worauf wieder die IF-Anweisung erreicht wird. Dann wird ohne gedrckte Shift-Taste wieder hinter ":schleife" weiter gemacht usw. Wenn eine Shift-Taste gedrckt wird (sie mu so lange festgehalten werden, bis die IF-Anweisung ausgefhrt wird!), ist die Bedingung "IF NOT SHIFT" nicht mehr erfllt, also wird die nchste Anweisung "INTERAKTIV" ausgefhrt. Danach folgt ein unbedingter Sprung, und es geht hinter ":schleife" weiter usw. Durch den unbedingten Sprung in der letzten Zeile entsteht eine "Endlosschleife", die nicht verlassen werden kann. Beim "Programmieren" einer Anweisungsfolge in einer Batchdatei kann das schon einmal vorkommen, und da mssen Sie nicht gleich den Reset-Taster des Atari suchen: Durch Festhalten beider Maustasten gleichzeitig knnen Sie die Abarbeitung einer Batchdatei abbrechen, ob sie nun eine Endlosschleife enthlt oder nicht. In der Kommandoliste steht hinter einigen Befehlen ein "x", z.B. bei "KARTE LINKS x". Fr das "x" kann eine Kommazahl geschrieben werden, z.B. "0.5" (die Zahl darf aber nicht im Exponentialformat sein, also kein "1.0E-2" etc., statt dessen "0.01"!). Fr ein "n" mssen Sie eine ganze Zahl schreiben, z.B. "UMGEBUNG MOND:1:0:0", und bei "name" der Name eines Himmelskrpers (bei der UMGEBUNG-Anweisung) oder einen Dateinamen (evtl. mit Pfad, bei den SPEICHERE- und LADE-Anweisungen). Hinter "TEXT" knnen beliebige Zeichen stehen. Nun zur Erklrung einiger Kommenados, wobei eine ganze Reihe wohl (inzwischen) klar sein sollten oder anderen sinnvoll gleichen: "IF [NOT] Vn=(Vn|x) anweisung": Vergleich des Inhaltes einer Variablen (dazu unten mehr) mit dem einer anderen oder einer Konstanten. Z.B. beendet "IF V0 = 3 ENDE" den Batchlauf, wenn V0 den Wert 3 hat. "ENDE": Beendet die Abarbeitung der Datei - egal, in welcher Zeile es steht. In einer Datei kann auch mehrmals "ENDE" auftauchen. Nach der letzten Zeile wird die Abarbeitung auch ohne "ENDE" beendet. "MODUS PLANETEN AN": Schaltet die Planetendarstellung an, ohne die Einstellung der einzelnen Planeten zu berhren. "MODUS PLANETEN AUS" schaltet die Planetendarstellung aus, ohne sie einzeln abzuschalten. "MODUS UHRZEIT": Schaltet zwischen der Anzeige der Kartengrenzen und dem Datum etc. auf rechteckigen Karten um (entspricht der Taste "U" auf dem Himmel). "MODUS NEBEL AN": Schaltet alle Nebelgruppen an (entspricht "." auf der Zehnertastatur). "MODUS NEBEL AUS" schaltet alle Gruppen ab, und "MODUS OFFENE STERNHAUFEN" etc. schaltet die einzelne Gruppe an. "KARTE NORMAL": Entspricht der "Enter"-Taste auf dem Himmel. "KARTE UEBERSICHT": bersichtskarte, "KARTE UEBERSICHT ZENTRUM" entspricht "Shift Home" und stellt die bersichtskarte mit 0 Uhr bzw. 0 Grad in der Mitte dar. "KARTE UMGEBUNG (n|name):n:n:n": Umgebungskarte um Objekt "name" (Sonne, Merkur etc.) oder Nr. (0 fr Sonne etc., 10 fr Komet Halley, 11 fr Komet Wilson, 12 fr Komet Kohoutek, 14 fr den Krper mit parabolischen Elementen und 15 fr die elliptischen Elemente). Benutzen Sie fr die drei Kometen und die beiden Elementestze nur die Nummern, keine Namen! Die drei ganzen Zahlen - jeweils durch Doppelpunkte getrennt - geben die Kartenhhe an, und zwar stehen sie fr Grad, Winkelminuten und -sekunden. "KARTE +": Vergrerung der Karte (entspricht Taste "+"), "KARTE -" verkleinert. "KARTE LINKS x" (entsprechend die anderen Richtungen): Verschieben des Ausschnittes um den Faktor x. Durch "KARTE LINKS 0.5" wird der Ausschnitt um die halbe Kartenbreite nach links verschoben, mit "KARTE OBEN 0.1" um ein Zehntel nach oben etc. "HIMMEL": Darstellen des Himmels ohne Mglichkeit zum Klicken etc., nach Zeichnen wird der nchste Befehl ausgefhrt. "INTERAKTIV": Darstellen des Himmels und Einschalten des Interaktivmodus: Alle Funktionen wie in der Menfunktion sind mglich: Klicken, Vergrern, Suchen etc. Nach Verlassen durch (Doppel-) Klick recht oder "Esc"-Taste etc. wird der nchste Befehl in der Batchdatei abgearbeitet. "ZEIT=n:n:n:n:n": Einstellen der Zonenzeit. Die ganzen Zahlen "n" bedeuten dabei: Tag:Monat:Jahr:Stunde:Minute "ZEIT (+|-) n:n:n": Verndern der Zeit. Die "n"s stehen fr Tage:Stunden:Minuten "ZEIT AKTUELL": Setzen der Zonenzeit aus der Rechneruhr. "BREITE (=|+|-) x": Setzen oder ndern der geographischen Breite. Mit "=" wird die Breite auf den dezimalen Wert "x" gesetzt, z.B. "BREITE = 50.5" auf 50.5 Grad Nord, also 50 Grad 30 Minuten Nord. Durch "BREITE + 2.5" wird die Breite um 2 Grad 30 Minuten erhht, also nrdlicher. "GRENZGROESSE (=|+|-) x": hnlich wie bei der Breite wird die Grenzgre eingestellt oder gendert. "x" ist in Grenklassen. "SPEICHERE IMG name": Wenn der Himmel schon einmal dargestellt wurde, wird er unter "name" als IMG-Bilddatei gespeichert, z.B. mit "SPEICHERE IMG himmel.img". "SPEICHERE EINSTELLUNGEN name" speichert analog alle aktuellen Einstellungen in einer Einstellungsdatei, "LADE EINSTELLUNGEN name" ldt eine Einstellungsdatei. Geben Sie immer die passenden Dateiendungen mit an, also ".IMG" bzw. ".EIN"! "SPEICHERE SEQUENZ name": Wie bei "SPEICHERE IMG name" wird die Grafik des Himmels gespeichert, aber als Stck einer Sequenz (benutzen Sie als Dateiendung ".SKY"; beim ersten Mal wird die Sequenz automatisch angelegt, beim weiteren Speichern mit demselben Dateinamen wird jeweils angehngt). Ein Beispiel, das eine Sequenz mit Bildern in 10 Minuten Abstand erzeugt: :lauf HIMMEL SPEICHERE SEQUENZ sequenz.sky ZEIT + 0:0:10 GOTO :lauf "SETZE Vn=(Vn|x)": In Batchdateien knnen zehn Fliekommavariablen "V0" bis "V9" verwendet werden, und mit der SETZE-Anweisung erhalten sie Werte. Durch "SETZE V0 = 3" und nachfolgendes "SETZE V1 = V0" haben V0 und V1 beide den Wert 3. "SETZE Vn=(Vn|x)(+|-)(Vn|x)": Addieren und Subtrahieren von Variablen oder Konstanten. "SETZE V1 = V1 + 1" erhht z.B. der Wert von V1 um 1, "SETZE V2 = V0 + V1" addiert V0 und V1 und speichert den Wert in V2. Sinnvoll ist das zum Zhlen in Schleifen in Verbindung mit der Anweisung "IF [NOT] Vn=(Vn|x)". "LOESCHE WEISS": Bildschirm wird wei gelscht. "TEXT text": Ein beliebiger Text wird oben auf dem Bildschirm angezeigt. "WARTE n": Der Rechner warte "n" Millisekunden, bis er den nchsten Befehl ausfhrt (z.B. nach einer HIMMEL-Anweisung, um das Bild eine Weile festzuhalten). Whrend der WARTE-Anweisung werden die Cursortasten nicht abgefragt, so da eine Unterbrechung dabei nicht mglich ist! Durch "WARTE 60000" z.B. nimmt der Rechner eine Minute lang keinerlei Befehle mehr an!! Batchdateien sind sinnvoll fr komplexe Simulationen, vor allem fr Vorfhrungen etc. Denken Sie daran, da Sie manuell komplexe Einstellungen vornehmen und sie dann, am besten unter fortlaufenden Nummern, abspeichern knnen. In der Batchdatei knnen Sie einfach durch LADE EINSTELLUNGEN vorf_01.ein INTERAKTIV LADE EINSTELLUNGEN vorf_02.ein INTERAKTIV ... die Einstellungen laden und darin "herumklicken". Mit "Esc" wird automatisch die nchste geladen. Auf Disk 2 finden Sie einige Beispiele von Batchdateien mit der Endung ".SBD". Da an der Batchverarbeitung noch gearbeitet wird, wird der Umfang der zur Verfgung stehenden Befehle erweitert. Datei: Sequenz Bei den Sequenzen mit konstanter und variabler Zeitdifferenz, dem Finsterniskanon und der Raumflugsimulation wird jetzt der Dateinamen bzw. Pfad in den Einstellungsdateien abgespeichert. Einstellen: Parameter Zur Wahl der Schnittstelle (parallel - seriell) oben links ist "schnell par." hinzugekommen, was eine deutlich schnellere Ausgabe (am GEMDOS vorbei!) ber die parallele Schnittstelle bewirkt. Ein fast leerer Himmel bentigt damit z.B. bei einer 640*400-Hardcopy (24-Nadler gro auf Canon BJ-10e) auf einem 16 MHz-Cache-ST ca. 19 Sekunden, bei normaler Ausgabe ber die parallele Schnittstelle etwa 70 Sekunden. Neu ist rechts unten die Einstellung "Auflsung xxx dpi". Da in IMG-Bildern die Auflsung mit abgespeichert wird (in Micron Pixelgre, was sich in dpi umrechnen lt) und Skyplot diese vom VDI erfhrt, mu beim Laden von Bildern in Textverarbeitungen etc. meist die Auflsung an den Drucker angepat werden, damit keine Moirmuster entstehen. Die Auflsung sollte ein Teiler der Druckerauflsung sein, also bei einem 300 dpi-Laser 300, 150, 100, 75 dpi etc., bei einem Nadler mit 180 dpi 180, 90, 60 etc. Mit dem Knopf kann eine bestimmte Auflsung fest eingestellt werden. Wird nichts angegeben (leeres Feld), so wird die vom VDI erhaltene Monitorauflsung genommen. Diese Einstellung wird (neben anderen) in Einstellungsdateien mit abgespeichert, so da deren Lnge auf 1283 Byte (Normalversion), 1355 Byte (Spezialversion) bzw. 1379 Byte (TT-Version) gestiegen ist. Einstellen: elliptische Elemente Beim Start dieser Funktion erscheint nun ein neues Formular, wo Sie oben links die bekannte Auswahl mit den vordefinierten Bahnelementen aufrufen knnen. Mit dem Knopf in der Mitte oben knnen Sie selbst Elemente eingeben oder die schon eingetragenen ndern. Ist schon ein Objekt definiert, knnen Sie es oben rechts abschalten. Darunter lt sich ein Bahnelementesatz aus einer ASCII-Datei laden. Beim Aufruf von "Elemente laden" erscheint eine Fileselectbox, wo Sie einen beliebigen Namen whlen knnen. Voreingestellt ist der Name "BAHNELEM.TXT", eine Datei, die mitgeliefert ist (auf Diskette 3) und alle in Skyplot vordefinierten Elemente enthlt. Wenn das Laden erfolgreich war (je grer die Datei, desto lnger dauert das Laden), knnen Sie rechts neben dem Ladeknopf ein Objekt auswhlen. Der Name des ersten aus der Datei erscheint, und Sie knnen mit den kleinen Tasten ganz nach links (an den Beginn der Liste), eins nach links, eins nach rechts und ganz nach rechts gehen. Mit "OK" wird das Objekt geladen und eingetragen. Der Aufbau der Datei ist wie folgt (er ist auch in der Datei selbst beschrieben): Ein Bahnelementesatz steht in einer Zeile, Kommentarzeilen beginnend mit "*" sind mglich. Eine Zeile mit einem Elementesatz sieht so aus: ELL / PAR, KLPL / KOMET, Name, Tag, Monat, Jahr, Zeit (UT), groe Halbachse a / Periheldistanz q, numerische Exzentrizitt e / 1.0, Inklination i, Lnge des aufsteigenden Knotens Gro Omega, Lnge des Perihels Klein Omega, mittlere Anomalie M / 0.0, Helligkeitsparameter H / m0, G / n Alle Gradangaben sind dezimal, also nicht in Grad.Minuten. Nur die Uhrzeit mu als Stunden.Minuten vorliegen. Die einzelnen Daten sind jeweils durch Komma "," getrennt und drfen selbst kein Komma enthalten. Fhrende und folgende Leerzeichen werden beim Lesen entfernt, zu lange Namen evtl. abgeschnitten. Je nach Komet bzw. Kleinplanet wird vor den Namen aus der Datei noch der Typ des Objektes gesetzt, damit er beim Anklicken leichter erkannt werden kann. In der Datei selbst sollte also nicht "Komet" oder "Kleinplanet" davorstehen. Da der Aufbau der Zeilen fr elliptische und parabolische Elemente gleich ist, dient das erste Datum "ELL" oder "PAR" der Unterscheidung. Bei elliptischen Elementen kann dann noch durch "KLPL" und "KOMET" zwischen Kleinplaneten und Kometen unterschieden werden (wichtig fr die Interpretation der Helligkeitsparameter am Ende des Datensatzes). Bei parabolischen Daten steht bei der Exzentrizitt "1.0" und bei der mittleren Anomalie "0.0", das Datum mu also das des Periheldurchganges sein. Das Format der Daten entspricht also genau dem in den Formularen fr die Eingabe. Wenn Sie Bahnelemente eingegeben oder modifiziert haben, knnen Sie sie mit "Elemente speichern" auch wieder abspeichern. Sie whlen eine Datei, und die Daten werden im selben Format wie erlutert abgespeichert. Ist die Datei leer, wird sie angelegt, sonst werden die Daten angehngt. Sie knnen also zu den Daten in "BAHNELEM.TXT" weitere Elemente hinzufgen. Da die Daten aus der Datei fr die Auswahl komplett geladen werden und dafr Speicher bentigt wird, ist die Anzahl der aus der Datei ladbaren Datenstze durch den freien Speicher begrenzt, maximal aber auf 2500. Sie sollten aber aus Geschwindigkeitsgrnden keinesfalls so viele Daten in eine Datei packen, sondern sie auf mehrere Dateien aufteilen. So knnte die Datei "KLPL00XX.TXT" z.B. die Elemente der Kleinplaneten 1 bis 99 enthalten, "KLPL01XX.TXT" von 100 bis 199 etc. In den Light-Versionen sind keine vordefinierten Elemente mehr enthalten, Laden und Speichern ist aber mglich. Sie knnen alle normalerweise vordefinierten Elemente aus der Datei "BAHNELEM.TXT" laden. Einstellen: parabolische Elemente Hier gilt sinngem das gleiche wie bei den elliptischen Elementen. Anzeigen: Himmel Mit "H" lt sich der benutzerdefinierte Horizont anzeigen oder entfernen, wenn die Definition geladen ist. Beim Ausschalten mu der Himmel neu gezeichnet werden. Um mit der Maus oder der Suchfunktion gezeichnete Sternbildhilfslinien wieder lschen zu knnen, gibt es jetzt zwei neue Funktionen. Mit "K" (Keine Sternbilder) werden alle Linien gelscht, und durch Anklicken eines Sternes (mit der linken Maustaste) und folgendem Klick rechts werden die Linien des betreffenden Bildes gelscht, wenn sie vorher gezeichnet waren (waren sie vorher nicht gezeichnet, werden sie durch Klick links und rechts ja dargestellt). Jeweils mu der Himmel neu aufgebaut werden. Eine gute Nachricht: Sternbildhilfslinien knnen jetzt auch bei den alternativen Sternen gezeichnet werden! Dabei werden die Sterne (normal und alternativ) identifiziert, und die Linien der normalen Sterne werden gezeichnet. Zum Zeichnen beim Anklicken mu die Identifikation im "Einstellen: Sterne"-Formular aktiviert sein, das Suchen nach Sternbildern geht auch ohne diese Einstellung. Beim Startvorgang wird jetzt in einer Liste fr jeden normalen Stern der zugehrige (identifizierte) alternative Stern eingetragen. So geht die Identifikation beim Anklicken sehr schnell, und auch das Darstellen der Linien bentigt kaum Zeit. Allerdings mu beim Start (ohne komprimierte Daten) etwas lnger gewartet werden, und die Liste bentigt 2 Byte pro normalen Stern. Je nach Kombination der Dateien mit normalen und alternativen Sterne kann es vorkommen, da nicht alle Sterne identifiziert werden knnen. Dann knnen evtl. nicht alle Hilfslinien gezeichnet werden. Die Dateien "STERNE.613", "STERNE.980" und "STERNE_1.386" sind an die "ZSTERNE" angepat, d.h. die zugehrigen Linien (Dateien "LINIEN.613", "LINIEN.980" und "LINIEN_1.386") lassen sich alle mit den ZSTERNEn darstellen. Die Identifikationsliste wird mit den komprimierten Daten abgespeichert (siehe auch: "Datei: komprimierte Daten"). Anzeigen: 3D-Darstellung Die Angabe des Abstandes der Augen und der Halbilder in Pixeln beziehen sich auf die Bildschirmauflsung. Bei der GDOS-Ausgabe wird diese auf die Auflsung des Treibers umgerechnet, das Bild wird also entsprechend vergrert und es brauchen keine anderen Werte eingestellt zu werden. Anzeigen: Stellarstatistik Wenn Sie bei den alternativen Sternen die nicht im Ausschnitt liegenden gelscht haben, mu eine neue Identifikationsliste erstellt werden (siehe auch: "Datei: komprimierte Daten"). Auch hier wird der Ablauf des Vorgangs angezeigt, und ein Abbruch ist durch Tastendruck mglich. Anzeigen: Dmmerungsdiagramm: Um bei einer Hardcopy die verschiedenen Dmmerungszonen des lokalen Dmmerungsdiagramms auf einem Nadeldrucker erkennen zu knnen (die Raster laufen wegen der dicken Nadeln schnell "zu" und lassen sich dann kaum mehr unterscheiden), kann man die Schattierung jetzt abschalten. Dies geschieht durch den Knopf "druckerfreundlich", der normalerweise nicht aktiviert ist und dadurch die altbekannte Darstellung bewirkt. Wenn Sie die Schattierung nicht wollen, werden die Dmmerungsgrenzen (Sonnenunter- bzw. -aufgang [Sonnenhhe 0 Grad], Ende der brgerlichen Dmmerung [Sonnenhhe -6 Grad] und das Ende der nautischen Dmmerung [Sonnenhhe -12 Grad]) jeweils nur durch eine Linie dargestellt. Die Nacht wird dann nicht mehr schwarz, sondern relativ hell schattiert, das Mondlicht noch etwas heller. So spart man viel Farbband / Tinte / Toner. Beim globalen Dmmerungsdiagramm wird nun gefragt, ob die Stdte mit markiert werden sollen. Ausgeben: Plotter / Datei Statt der vielen Alertboxen erscheint nun ein Formular nach dem Whlen der Plotdatei, wo Sie alle Parameter einstellen knnen. Die Einstellmglichkeiten wurden etwas ausgeweitet, so kann jetzt auch die Gre der Kartenbeschriftung (bei Polar- und Horizontkarten und dem sichtbaren Himmel) eingestellt werden. Bei der Beschriftung der Sterne knnen jetzt gewhlt werden: "Helligkeit", "nur Name" (Eigenname des Sterns; hat er keinen, wird nichts ausgegeben), "nur Bez." (nur die Bezeichnung wie "Alpha Ori", mit dem PostScript-Treiber auch mit griechischen Buchstaben), "beides" (wie bisher: "Rigel: Beta Ori") und "Vorrang" (Name des Sterns, wenn er einen hat, sonst die Bezeichnung). Die Beschriftung kann auch fr die alternativen Sterne ausgegeben werden. Die ganz unten einstellbare Gre rechts neben "Nebel beschriften" gilt fr alle Beschriftungen auf der Karte selbst, also fr Sterne, Nebel und die Markierungspunkte der Bewegungsbahnen. Mit "Nebellegende" erreichen Sie die Ausgabe eines Kstchens rechts oben auf der Karte, das die 6 verschiedenen Nebelarten mit deren Symbolen auflistet. Es wird wie die Nebel selbst in Blau (Farbe 1) ausgegeben, und es wird der kleinstmgliche Text benutzt. Es werden jetzt auch Sternbildhilfslinien ausgegeben, und zwar alle im Formular "Sternbilder" unter "Einstellen" oder die zuletzt auf dem Himmel gewhlten. Die Treiber geben die Linien gestrichelt aus; Hilfslinien werden auch bei eingeschalteten alternativen Sternen ausgegeben. Doppelsterne und Vernderliche knnen - in den Treibern einstellbar - auch als solche markiert werden. Vernderliche werden mit einem Bogen unter dem Sternsymbol dargestellt, Doppelsterne mit einem Strich. Dabei wird zum "S"-Kommando (Liste im Handbuch Seite 337) der Zusatz "D" bzw. "V" fr doppelt bzw. variabel benutzt, so da fr einen Doppelstern also z.B. "SD3" und fr einen Vernderlichen z.B. "SV1" steht. Ist der Stern doppelt und variabel, so wird z.B. "SDV4" ausgegeben (Zeichen fr doppelt immer zuerst). Da die Steuerung der Plottertreiber gendert wurde: benutzen Sie nur die neuen Treiber, sonst werden nicht alle Funktionen richtig gesteuert! Ausgeben: Hardcopy Die gewhlte (einmal benutzte) Hardcopy wird jetzt mit den Einstellungen abgespeichert. Beim Anwhlen der Hardcopyfunktion wird sofort das entsprechende der drei Formulare angezeigt, und der passende Knopf ist vorgewhlt. Natrlich knnen Sie dann eine andere Wahl treffen, aber fr dieselbe Art der Hardcopy wie beim letzten Mal mssen Sie jetzt nur noch die Funktion anwhlen und RETURNen. Zwar nicht sichtbar, aber trotzdem gendert: Fr HP Laserjet (und Kompatible) wird jetzt ein Bild im Speicher gedreht, wenn es gedreht ausgegeben werden soll. Da nmlich Deskjet-Drucker nicht genug Speicher haben, um das selbst zu machen, funktionierten gedrehte Hardcopies da nicht. Jetzt sollte es immer klappen. Auch im Bitmaptreiber "TREIBMAP.PRG" werden gedrehte Hardcopies fr HP Laserjets jetzt so ausgegeben. Wenn der Speicher zum Drehen da nicht ausreicht (es wird nmlich noch einmal so viel bentigt, wie die Bitmap hat), wird eine Meldung ausgegeben, da das Drehen nicht geklappt hat. Dann wird versucht, dem Drucker das Drehen zu berlassen. Wenn er das nicht schafft, sollten Sie eine kleinere Bitmap aufbauen lassen, die hchstens die Hlfte des freien Speichers belegt. Fr HP Laserjet IV sind auch die neuen Auflsungen 200 und 600 dpi vorgesehen. Statt der Knpfe "Hochformat" und "Querformat" sind jetzt im Laser-Formular "gedreht" und "ungedreht". Damit ist die Lage des Ausdrucks zur normalen Druckrichtung auf dem Papier (Orientierung nach der Schmalseite) klar definiert. Bei der schnellen Datenausgabe ber die parallele Schnittstelle ist keine Kontrolle auf dem Bildschirm sichtbar. Auf einen Canon Tintenstrahldrucker "BJ-10e" knnen Sie mit "FS 'C' 'B' 004 004" als Code zu Beginn jeder Zeile mit 360 dpi direkt ausgeben (48 Nadeln einstellen), so da alle 48 Dsen gleichzeitig spritzen. Der Drucker mu dabei im Modus 2 (DIP-Schalter 10 ON) sein. Wie im Handbuch auf Seite 350 erwhnt, kann bei Farbgrafik bei einer Hardcopy der Bildschirm merkwrdig aussehen. Das passiert auch beim Ausdrucken gedrehter Laserhardcopies und ist normal (das gedrehte Bild ist dann im Bildschirmspeicher, um Speicherplatz zu sparen). Ausgeben: GDOS Die wichtigsten Funktionen Skyplot sind so gendert, da hier eine Umleitung der Ausgabe ber einen GDOS-Treiber erfolgen kann. Dazu mu ein GDOS installiert sein (z.B. bei Atari erhltlich), und fr die Ausgabe mu der passende Treiber installiert sein (in der Datei ASSIGN.SYS, siehe Dokumentation zum GDOS). Ich benutze NVDI, das ein GDOS enthlt. Von der Vertriebsfirma BELA in Eschborn sind auch Treiber fr diverse Drucker und Metafiles erhltlich, ebenso Fonts fr die Druckerausgabe. Wenn kein GDOS installiert ist, ist diese Funktion nicht anwhlbar. Die Ausgabeumleitung funktioniert folgendermaen: Sie rufen die GDOS-Ausgabe auf, und nach einiger Zeit erscheint ein Formular mit den verfgbaren Treibern. Sie sind unterteilt in Plotter-, Drucker-, Metafile- und Kameratreiber; bis zu vier Treiber in jeder Sparte werden angezeigt. Sie knnen jetzt einen der Treiber whlen - oder "Bildschirmfonts" (dazu spter mehr). Leider bietet das GEM (GDOS) bis jetzt keine Mglichkeit, einen Treiber nach seinem Namen zu identifizieren, wie das bei den Fonts geht. So knnte man z.B. fr 24-Nadeldrucker einen Treiber fr 180 dpi (schnelle Ausgabe fr den Entwurf) und einen fr 360 dpi benutzen, von denen man dann einen auswhlt. Um Ihnen aber eine gewisse Mglichkeit der Unterscheidung zu geben, ist hinter der Nummer des Treibers die Auflsung in Pixeln fr eine Seite aufgefhrt. Die Nummer entspricht der in der ASSIGN.SYS-Datei, und anhand der Auflsung knnen Sie bei z.B. 180 und 360 dpi leicht sehen, wer welcher Treiber ist (der 360 dpi-Treiber hat ja eine hhere Anzahl adressierbarer Punkte). Nach Auswahl des Treibers und "OK"-Klick werden die verfgbaren Fonts des Treibers angezeigt, von denen Sie ebenfalls einen auswhlen knnen. Wenn Sie keinen whlen, wird der Standardfont des Treibers genommen. (Metafiletreiber bentigen eigentlich keine Fonts, aber wenn sie vorhanden sind, wird die Greninformation verwertet.) Nach Auswahl des Fonts, dessen Bezeichnung dem Font selbst entnommen wird, knnen Sie im nchsten Formular die Gre in Punkten (pt, 1/72 Zoll) whlen. Dazu sind die ersten 8 der verfgbaren Gren aufgefhrt und Sie knnen die drei Gren fr kleinen, mittleren und groen Text beliebig bestimmen (auch gleiche Angaben mglich). Wenn Sie ein Metafile ausgeben, erscheint noch ein Formular, wo die Gre anzugeben ist. Eingetragen ist 190.0 mm, so da der Ausdruck ungedreht auf eine DIN A4-Seite pat (ich habe noch keinen Treiber fr Ausgabe im Landscape, also gedrehtem Modus, gesehen). Danach mu noch der Name des Metafiles gewhlt werden, wofr das GEM automatisch immer "GEMFILE.GEM" vorschlgt und auch eine Datei dafr anlegt (wundern Sie sich also nicht, da die danach immer da ist, obwohl Sie einen anderen Namen gewhlt haben). Von Skyplot vorgeschlagen ist "SKYPLOT.GEM", Sie knnen aber einen beliebigen mit der Endung ".GEM" whlen. Haben Sie die Prozedur der Wahl von Treiber, Font und Gre ber sich ergehen lassen, erscheint das Men wieder. Aber: alles, was Sie jetzt an Grafik oder Himmel darstellen lassen, erscheint nicht auf dem Bildschirm, sondern wird ber GDOS an den Treiber bergeben. Wenn Sie also z.B. den Himmel darstellen lassen, wird dieser - fr Sie unsichtbar - vom Treiber aufgebaut bzw. die Angaben in das Metafile geschrieben. Am Ende erscheint eine Meldung "Fertig!", weil Sie ja nicht sehen knnen, was da passiert (ab und zu leuchtet vielleicht die Harddisk-Diode). Nach der Meldung sind Sie wieder im Men, es ist also bei keiner Funktion eine Interaktion wie Anklicken, Vergrern mglich. Beim Aufruf von vielen Funktionen bei der GDOS-Ausgabe wird eine Frage erscheinen, ob die Ausgabe Schwarz auf Wei gemacht werden soll. Fr die meisten Drucker und Treiber ist das sinnvoll, da die relevanten Informationen (Sterne und andere Objekte, Linien und Beschriftungen etc.) dann schwarz auf weiem Papier erscheinen. Skyplot erzeugt einen Teil der Bildschirmdarstellungen durch direkten Zugriff auf den Grafikspeicher, so da ohne die Schwarz-auf-Wei-Darstellung nicht alle Flchen richtig wiedergegeben sein knnen. Wenn Ihr Treiber (und evtl. Drucker) farbfhig ist, knnen Sie natrlich auch die Ausgabe im Farbmodus ohne Schwarz-auf-Wei-Darstellung ausprobieren. Allerdings sind im Farb- oder Graustufenmodus - auch mit Schwarz-auf-Wei-Darstellung - die Sterne immer einzelne Pixel, so da Sie hier besser in den Monochrommodus schalten. Jetzt sollten Sie das Ausdrucken der Grafik bzw. das Schlieen des Metafiles veranlassen, indem Sie die "Ausgeben: GDOS"-Funktion wieder aufrufen: diese teilt Ihnen mit, da die Ausgabe schon umgeleitet ist. Wenn Sie "GDOS aus" whlen, wird die Seite ausgegeben (es wird so etwas wie ein Form Feed an den Treiber geschickt) bzw. das Metafile geschlossen. Wenn Sie Skyplot verlassen, ohne die Ausgabeumleitung abzuschalten, wird das automatisch vorgenommen. Sie knnen mehrere Ausgaben ohne Ausdruck der Seite oder Schlieen des Metafiles hintereinander erzeugen, aber in den meisten Fllen wird das Ergebnis wohl nicht Ihren Wnschen entsprechen. Sinnvoll ist so etwas aber z.B. bei der Beschriftungsfunktion, um Sterne, Sternbilder oder Nebel mit Namen oder Helligkeiten zu versehen. Auch knnen so z.B. die normalen Sterne mit Namen und die alternativen (ohne Helligkeiten, sonst ist das Blatt zu voll) zusammen erscheinen. Dazu lassen Sie den Himmel mit den normalen Sternen (und evtl. Nebeln) ber GDOS ausgeben, beschriften nach Wunsch und schalten dann im Men oder auf den aktuellen Einstellungen die alternativen Sterne ein. Dann lassen Sie den Himmel erneut darstellen und schalten die GDOS-Ausgabe schlielich ab. Whrend die Ausgabe auf GDOS umgeleitet ist, steht vor "Ausgeben: GDOS" ein Haken. Whlen Sie dann erneut die Funktion, so knnen Sie statt abzuschalten mit "neuer Font" einen komplett neuen Font whlen oder fr eine der drei Gren (klein, mittel, gro) eine andere Punktgre einstellen. Es erscheinen dabei lediglich die Formulare fr die Wahl des Fonts und die Gren. Eine ganze Reihe Funktionen und Optionen sind whrend der Umstellung der Ausgabe auf GDOS nicht anwhlbar. Bei den Ausgaben von Grafiken werden jetzt - auf dem Bildschirm wie auch ber GDOS auf Drucker usw. - die drei Fonts benutzt. Z.B. erscheint im HRD die berschriften im groen Font, die Einheiten der Achsen mittel und die Achsbeschriftung klein. Zur Einstellung der Bildschirmfonts knnen Sie bei der "Ausgeben: GDOS"-Funktion im ersten Formular "Bildschirmfonts" whlen. Dann werden die fr den Bildschirmtreiber verfgbaren Fonts und danach deren Gren zur Wahl angezeigt. Bitte beachten Sie, da bei ziemlich groen Fonts der Platz fr den Text, z.B. zwischen den Klickfeldern auf dem sichtbaren Himmel, evtl. nicht mehr ausreichen kann. Auch werden manche Ausgaben (z.B. in Tabellenform) mit proportionalen Fonts nicht so schn aussehen, und schlielich enthalten einige Fonts wohl keine Umlaute (aber das ist nun wirklich nicht meine Schuld!). (Mir liegen bis jetzt nur die von BELA gelieferten Drucker- und der Metafiletreiber vor. Wenn Sie eine Bezugsquelle fr Fonts, Plotter- und andere Treiber, besonders auch fr den HP Laserjet IV mit 600 dpi mit passenden Fonts kennen, bitte teilen Sie sie mir mit! Leider untersttzen die mir vorliegenden Treiber auch nicht die Funktion "v_hardcopy". Wenn Sie Treiber haben / kennen, die das tun, geben Sie mir bitte Nachricht!) Wozu eigentlich die Ausgabe ber GDOS? Ein Argument ist die Unabhngigkeit von Treibern. Da alle ber GDOS ausgebende Programme ihre Daten in gleicher Weise an die verschiedensten Treiber ausgeben, brauchen sich die Programmierer dann nicht mehr um 9-Nadler, 24-Nadler, Laserdrucker etc. zu kmmern - das bernimmt der Treiber fr sie. Also braucht auch der Benutzer das nicht mehr, wenn er einmal den passenden Treiber installiert hat. Auerdem kann der Benutzer die Gre und das Aussehen der Fonts selbst bestimmen. Ein weiteres, wichtiges Argument ist die Unabhngigkeit von der Bildschirmauflsung. Auch auf einem Bildschirm mit 640 * 400 Pixeln Auflsung lt sich eine Grafik in der fr den Drucker maximal mglichen Auflsung ausgeben. Mit einer normalen Bildschirmhardcopy wrden die Pixel gro und eckig werden. Dazu kommen die GEM-Metafiles, die als Vektorgrafiken in Programme wie DTP oder Textverarbeitungen importiert und dort skaliert werden knnen (bei den Stern- und anderen Symbolen von Skyplot gibt es dabei aber Einschrnkungen). In vektor- bzw. objektorientiert arbeitenden Zeichenprogrammen knnen die Metafiles sogar verndert werden, denn eine Linie ist darin wirklich eine Linie und nicht nur eine Anhufung von Pixeln. (Leider knnen nicht alle Programme alle Ausgaben und Attribute in Metafiles verarbeiten. Calamus 1.09N z.B. importiert keinen Text aus Metafiles.) Ausgeben: Beschriftung Durch "Sternbilder beschriften" knnen auf der aktuellen Karte die sichtbaren Sternbilder mit der dreibuchstabigen Abkrzung versehen werden. Der Algorithmus setzt die Bezeichnung in den Mittelpunkt (Schwerpunkt) der auf der Karte befindlichen Sterne des Bildes, und wenn Sterne des Sternbildes links und andere rechts am Rand liegen, erscheint die Bezeichnung zweimal an beiden Teilen. Die Beschriftung erfolgt in mittlerer Gre und unterstrichen. Bei der Beschriftung normaler Sterne kann jetzt gewhlt werden, ob statt der Helligkeit die Namen der Sterne daran gesetzt werden sollen. Hat der Stern keinen Eigennamen, so erscheint nichts. Suchen: Ort Durch Anklicken des "Antipodenfeldes" (des freien Feldes in der Mitte der 8 Drehfelder) mit der rechten Maustaste lt sich jetzt der Punkt in der Mitte der Erddarstellung markieren und die Entfernung weiterer Punkte davon ermitteln. Nach dem Klicken rechts wird eine Meldung ausgegeben, da der 1. Punkt definiert ist, und dann wird jeweils unten links die Entfernung davon zum aktuellen Punkt (wieder in der Mitte der Erddarstellung) angegeben. Die tatschliche Entfernung ist die, die der "Luftlinie" auf der Erdoberflche entspricht, von Pol zu Pol also ca. 20000 km. Auerdem wird die - allgemein krzere - Entfernung quer durch die Erde ("querdurch") angegeben, die von Pol zu Pol also ca. 12760 km betrgt (die Erde wird bei allen Angaben allerdings als Kugel, nicht als Rotationsellipsoid betrachtet). Der "Umweg" ist einfach die Differenz der beiden Angaben. Suchen: Sternbilder Wenn beim Suchen eines Sternbildes das Bild zumindest teilweise gezeichnet werden kann, wird jetzt ein Stern des Bildes (irgendeiner) mit einem Fadenkreuz markiert - so wie beim Suchen nach Objekten. Das erleichtert das Auffinden von kleinen Bildern in einem groen Ausschnitt. Dasselbe gilt auch fr das Aufrufen dieser Funktion vom Himmel mit "S". Suchen: Objekte Wird das gesuchte Objekt zwar erkannt, ist aber nicht auf der Karte, wird jetzt angeboten, eine 10 Grad hohe Karte mit dem Objekt in der Mitte darzustellen (das Suchformular wird dabei verlassen). Die Karte entspricht einer Planeten- bzw. Umgebungskarte, ist aber eine quatorialkarte, d.h. der Ausschnitt ist fest. Diese Karte kann fr Planeten, Nebel und normale Sterne dargestellt werden. Auch wenn Sie auf dem Himmel Fn zum Suchen eines Planeten drcken und dieser nicht auf der Karte ist, ist das Darstellen mglich. Beachten Sie bitte, da die Suchfunktion nur in den eingeschalteten Objektgruppen sucht. Wenn Sie keine Nebel eingestellt haben und z.B. die Groe Magellansche Wolke suchen, kann sie nicht gefunden und auch nicht eingestellt werden. Der Suchalgorithmus nach Nebelnamen wurde verbessert. Da viele Namen mehrere Informationen enthalten (z.B. "M 57: Ringnebel"), die durch Doppelpunkte getrennt sind, wurde dieser Name durch Suchen nach "M 57" oder "Ringnebel" nicht gefunden - man mute schon nach "M 57*" oder "*Ringnebel" suchen, wie im Handbuch auf Seite 381f. beschrieben. Beim Suchen wird der Nebelname jetzt nach Doppelpunkten untersucht und alle dadurch getrennten Teilbezeichnungen durchsucht. Das obige Suchbeispiel funktioniert jetzt also ohne die "*" Sterne. Beachten Sie bitte, da Sie beim Trennen mehrerer Bezeichnungen unbedingt Doppelpunkte wie auch in der NEBEL-Datei verwenden, wenn Sie Nebeldateien erweitern oder verndern. Denn sonst kann der Algorithmus nicht funktionieren. Suchen: Ereignis Zustzlich kann beim Ereignis jetzt auch nach dem kleinsten oder grtem Sonnenabstand gesucht werden (Perihel oder Aphel einer Bahn), und es knnen bis zu 11 statt 9 Objekte gewhlt werden. Hilfe: Fachbegriffe Auer der Beseitigung eines Fehlers (die erste Zeile der Hilfetexte wurde nie ausgegeben) wurde die Untersttzung von Schriftattributen eingebaut. Durch "$x" im Text der Fachbegriffdatei kann folgendes mit "x" gesteuert werden: F: Fettschrift H: Hellschrift K: Kursivschrift U: Unterstreichung N: Normalschrift Mittels "Dieses $FWort$N wird hervorgehoben." z.B. wird "Wort" also fett geschrieben. Mehrere Attribute knnen nicht kombiniert werden. In der mitgelieferten Fachbegriffdatei "HILFE.TXT" sind einige Attribute schon eingebaut, soweit mir das sinnvoll erschien. Bei der Textausgabe bei der Fachbegriff- und anderen Funktionen wurde am Ende einer Seite bisher ein kleines Formular angezeigt, mit dem weitergeblttert oder abgebrochen werden konnte. Ohne Flydials konnte man das aber nicht wegschieben, um den dahinterliegenden Text zu lesen. Jetzt wird das (ohne Flydials) nicht mehr angezeigt, es wird vielmehr auf einen Mausklick oder einen Tastendruck gewartet. Die rechte Maustaste bricht die Textausgabe ab, alles andere lt weiter ausgeben. Menleiste: Hilfe: Fenster schlieen / Fenster ffnen: Skyplot ist an MiNT bzw. MultiTOS angepat. Wie schon im Handbuch auf Seite 67 unten (unter MultiGEM) erwhnt, erscheint auch unter "MiNT" und dem neuen "MultiTOS" dann im "Aktuelle Einstellungen"-Formular oben links ein Schliefeld, so da Sie an dahinterliegende Fenster anderer Programme herankommen - denn das Skyplot-Fenster lt sich ja weder verschieben noch verkleinern. Das Fenster kann auch durch die neue Funktion "Fenster schlieen" im Men "Hilfe" geschlossen werden (ohne Multitasking-Betriebssystem bzw. -zusatz ist er nicht anwhlbar). Der Menpunkt wechselt bei geschlossenem Fenster in "Fenster ffnen", so da das jetzt hier geschehen kann. Auerdem wird nun bei jedem Anwhlen einer Funktion, die das Ausgabefenster bentigt, das Fenster automatisch wieder geffnet. Sie brauchen es also vor dem Anzeigen des Himmels z.B. nicht vorher explizit zu ffnen. Flydials: Wenn Sie ein Formular verschieben und dazu die linke Maustaste gedrckt halten, knnen Sie es durch zustzliches Drcken der rechten Maustaste unsichtbar machen (es ist dann nur das Handsymbol zu sehen). Beim Loslassen der rechten Taste wird es wieder sichtbar. Wie schon bei den "Fachbegriffen" erlutert, wird bei nicht aktivierten Flydials bei der Textausgabe am Ende einer Seite jetzt nicht mehr das "Nchste Seite / Abbruch"-Formular angezeigt. Light-Version: Im Trend der Zeit (genausoviel Geschmack, aber weniger Kalorien...) wrde ich nichts lieber anbieten als eine solche Skyplot-Light-Version: Mit der gleichen Leistungsfhigkeit und den gleichen Funktionen, aber mit weniger Byte(verbrauch). Glauben Sie mir ruhig, da ich das immer getan habe und noch tue: Verkrzen, ohne wichtiges wegzulassen. Aber so wie das mit Cola light etc. geht, geht es in der Informatik leider nicht immer. Ich habe also eine Reihe von Funktionen weggelassen, so die Erstellung der vielen Diagramme, Suchen und Ausdrucken von Listen etc. briggeblieben ist ein "Skyplot light", das alle Funktionen zum Darstellen des irdischen Himmels (inklusive Sonnensystem und Planetenlauf) und die damit direkt verbundenen Mglichkeiten enthlt: Anklicken und Vergrern, Suchen nach Objekten und Sternbildern, Simulationen etc. In der Liste unten sehen Sie, da die Light-Versionen deutlich krzer als die "normalen" sind (bei der Normalversion weit ber 80 kByte!), so da auch bei nur einem MByte Speicher Skyplot light komplett mit allen Standarddaten (STERNE.613, NEBEL und ZSTERNE) laufen sollte. Sie finden die jeweilige Light-Version (SKY4_xL.APP) auf der Diskette 3. Sie werden genau wie die normalen ("Heavy"-Versionen) gestartet und bentigen auch dieselben Dateien. Sie knnen Sie auf Ihre Festplatte oder Diskette dorthin kopieren, wo auch die normale Version ist. MiNT bzw. MultiTOS: Wie schon erwhnt ist Skyplot daran angepat und sollte keine Schwierigkeiten machen (abgesehen davon, da auf dem Himmel etc. keine Menleiste sichtbar ist und somit kein Umschalten auf ein anderes Programm erfolgen kann - aber das ist schlielich ABSICHT, denn beim Betrachten des Himmels gehrt keine Menleiste auf den Bildschirm!). Ein "Bug" tritt z.Zt. noch bei der Spezialversion auf, wenn Sie einen Koprozessor (SFP 004) haben. Bei einem Taskwechsel werden nmlich nicht alle Koprozessorregister gesichert, und wenn mindestens zwei Programme laufen, die den Koprozessor benutzen (z.B. mehrere Skyplots oder SKY), kommt es zu Problemen. Dann tauchen nmlich irgendwann irgendwelche (undefinierte, falsche) Werte bei irgendwelchen Variablen auf, was dann natrlich zu falschen Ergebnissen und "kaputter" Grafik fhren kann. Atari kennt das Problem und wird es hoffentlich bald lsen. Um es zu umgehen, knnen Sie die Benutzung des Koprozessor durch "kein 68881" abschalten. Das ist aber nur ab dem zweiten parallel laufenden Programm ntig, denn wenn nur eines den Koprozessor benutzt und nicht von einem anderen gestrt wird, passiert nichts. In mehreren Funktionen, wo langwierige Berechnungen etc. laufen (Suche nach absoluten Ereignissen oder Finsternissen, Ausgabe von Kalender, Plotdateien usw.), kann unter MultiTOS das zu dieser Zeit geffnete Ausgabefenster geschlossen werden, wenn die Ausgabe auf den Drucker oder in eine Datei erfolgt. Da der Bildschirm dann nicht unbedingt bentigt wird, werden alle Ausgaben darauf unterdrckt. Zustzlich wird die Vernderung des Fensterbereiches freigegeben (wind_update), so da unter der Menleiste andere Fenster, Ikons etc. erreichbar sind. Auch die Menleiste ist bedienbar - aber nur, um Accessories zu erreichen und auf andere Programme umzuschalten! Um diesen Zustand anzuzeigen, steht dann im uerst linken Men "Aktion luft!". (Normalerweise - und nach Ende dieses Zustandes - steht hier "ber SKYPLOT PLUS 4b".) (Denn der Teil Skyplots, der Menaktionen verarbeitet, ist zu dieser Zeit gar nicht aktiv, und jedes Anklicken einer Funktion mu vom GEM gespeichert werden. Nach Beendigung der laufenden Funktion, ffnen des Fensters und Wiederaufnahme der Menauswertung werden diese gespeicherten Aktionen alle hintereinander an Skyplot gemeldet. Bitte lassen Sie also die Finger - bzw. die Maus - von den Menfunktionen und beschrnken Sie sich auf das uerst linke Men!) Skyplot fhrt also in der Suche oder Ausgabe fort, whrend Sie alle Funktionen Ihres Rechners wie gewohnt bedienen knnen, als liefe da nichts im Hintergrund. Zwei Dinge sollten Sie aber beachten: Wenn die Ausgabe (z.B. eines Kalenders) auf den Drucker erfolgt, sollten Sie whrenddessen nichts anderes ausdrucken, denn das gibt nur Kuddelmuddel. Ganz wichtig: Lschen oder manipulieren Sie auf keinen Fall die Datei, in die Skyplot gerade seine Ausgaben schreibt! Wenn Sie also z.B. eine riesige Plotdatei "DATEI.PLO" im Hintergrund abspeichern und whrenddessen einen Brief schreiben, lschen Sie unter keinen Umstnden die Datei "DATEI.PLO"!! Wenn Sie die laufende Funktion abbrechen wollen, klicken Sie im uerst linken Men auf den Eintrag Skyplots ("SKY4_x.APP"), so da dessen Menleiste erscheint. Dann knnen Sie durch Tastendruck und evtl. Anklicken des "Abbruch"-Knopfes die laufende Aktion abbrechen und Sie landen wieder wie gewohnt im Men Skyplots. Leider lassen sich nicht alle Funktionen, wie z.B. das Speichern einer Sequenz, so im Hintergrund laufen. Denn die zu speichernden Bilder mssen auf dem Bildschirm aufgebaut werden (incl. dem Bereich der Menleiste), und der steht eben allen und physikalisch nur einmal zur Verfgung. Deshalb sperrt Skyplot normalerweise die Einflsse von anderen durch wind_update. Da manche (unfeine) Programme den gesamten freien Speicher fr sich reservieren, kann es in Multitaskingumgebungen zu Problemen kommen, da dann eben kein Speicher mehr frei ist. Wenn Sie z.B. Skyplot starten, das Fenster schlieen, ein solches "unfeines" Programm starten und zu Skyplot zurckkehren, kommt es vor, da nicht einmal mehr genug Speicher zur Verfgung steht, um eine Dateiauswahlbox zu ffnen (das GEM braucht zur Speicherung der Daten im gewhlten Verzeichnis Speicher). Das bedeutet, da keine Dateien mehr gespeichert oder geladen werden knnen! Um dem abzuhelfen, reserviert Skyplot beim Start 20000 Byte Speicher und gibt diesen direkt vor jedem Aufruf der Fileselectbox wieder frei, damit die Box ihn benutzen kann (nach dem Aufruf versucht sich Skyplot gleich wieder den Speicher zu schnappen). Im schlimmsten Fall kann das schiefgehen, wenn ein anderes Programm zwischen der Freigabe und dem Aufruf der Fileselectbox oder umgekehrt den Speicher alloziiert, doch das ist sehr unwahrscheinlich und hat keine fatalen Folgen - nur die Fileselectbox kann eben nicht mehr aufgerufen werden. Mit der Textverarbeitung "That's Write" gibt es z.Zt. noch eine Einschrnkung. Um einen Mangel im GEM zu umgehen, haben die Programmierer den Mausvektor "verbogen", so da die Meldungen ber eine gedrckte rechte Maustaste jetzt nicht mehr stimmen. Skyplot meint jetzt, da beide Tasten gedrckt sind, wenn Sie die rechte bettigen. Dadurch sind eine Reihe Funktionen auf dem Himmel nicht mehr erreichbar (Sternbilder zeichnen etc.), und Sie knnen den Himmel jetzt nur noch mit der "Esc"-Taste verlassen. Diese Sache wird wohl bald abgestellt sein - bis dahin mssen Sie damit leben und That's Write am besten nicht zusammen mit Skyplot benutzen. PLANETAR.APP und TREIBMAP.PRG sind zwar so angepat, da sie die richtigen Tastendrcke empfangen, doch ansonsten sollten Sie sie immer alleine laufen lassen, da sie keine Fenster benutzen und den ganzen Bildschirm fr sich alleine beanspruchen. GALSIM-Zusatzprogramm: Zumindest in der Nicht-TT-Version ("GALSIM.TTP") war ein Fehler, der das Abspeichern der Daten verhindert hat. Dieser ist jetzt beseitigt. Bitmaptreiber TREIBMAP.PRG: Die Men- und Formulardefinitionen zum Bitmaptreiber sind jetzt in einem eigenen Resourcefile "TREIBMAP.RSC", das sich auf Diskette 1 befindet. Die Datei "SKYPLUS3.RSC" ist fr den Bitmaptreiber also nicht mehr ntig. Im Men "Parameter" des Bitmaptreibers (ganz rechts) ist unten angegeben "IMG-Auflsung..." (diese Einstellung entspricht der oben beschriebenen in Skyplot). Durch Anklicken erscheint ein Formular, wo Sie eine feste Einstellung whlen knnen, eine variable und die Auflsung des Bildschirms (Angabe des VDI). Beim Ausdrucken eines Bildes knnen Sie jetzt fr HP Laserjets auch die Auflsungen 200 und 600 dpi einstellen (fr HP Laserjet IV). Ich habe die 600 dpi-Ausgabe ausprobiert und z.B. ein Bild mit 6496 * 4096 Pixel Auflsung ausgedruckt. Dieses Bild bentigt allerdings ber 3 MByte, und die kleinste Schrift ist nur noch mit einer starken Lupe zu lesen. Das Ausdrucken mit variablen Parametern wurde erheblich beschleunigt, auch die Ausgabe auf Datei (eine Seite mit 360 dpi jetzt ca. 3 Minuten auf Datei statt vorher 22). Das gilt nur, wenn die Anzahl der Druckvorgnge und der Breiten- und Hhenfaktor jeweils 1 sind! Wie auch in Skyplot kann jetzt ber eine Assemblerroutine "parallel schnell" gedruckt werden, so da die Ausgabe teilweise fnfmal so schnell (oder noch mehr) erfolgt. Auf einen Canon Tintenstrahldrucker "BJ-10e" knnen Sie mit "FS 'C' 'B' 004 004" als Code zu Beginn jeder Zeile mit 360 dpi direkt ausgeben (48 Nadeln einstellen), so da alle 48 Dsen gleichzeitig spritzen. Der Drucker mu dabei im Modus 2 (DIP-Schalter 10 ON) sein. HP-GL-Plottertreiber TREIBFPG.PRG: Fr die Ausgabe einer HP-GL-Plotdatei auf einen HP-Laserdrucker (z.B. HP-Laserjet 4) knnen die entsprechenden Steuersequenzen auf Wunsch gesendet werden. Die Ausgabe des Kartenrandes und das Wechseln der Plotterstifte knnen auf Wunsch unterdrckt werden, z.B. wenn nur ein Stift montiert ist. CASIO-Plottertreiber TREIBCAS.PRG: Die Ausgabe des Kartenrandes und das Wechseln der Plotterstifte knnen auch hier verhindert werden. PostScript-Treiber TREIBPOS.PRG: Dieser neue Treiber ist auf Diskette 3 zu finden und wird so wie die beiden Plottertreiber bedient. Im Falle der Ausgabe auf Datei erzeugt der Treiber eine Datei namens "DATEI.PS". Dabei kann auch ein EPS-File (Encapsulated PostScript) erzeugt werden. Dieses hat dann die Endung ".EPS". Das Seitenformat kann zwischen A3, A4 und A5 eingestellt werden. In jedem Fall wird an jeder Seite etwas Rand gelassen (ca. 5%), weil nicht jeder Drucker die ganze Seite bedrucken kann. Fr die Sterne werden ausgefllte Kreise ausgegeben, deren Radius von der Sterngre abhngt (Gre zwischen 1 und 13, siehe auch Handbuch Seite 546 f.). Im PostScript-Treiber kann zwischen einer linearen Abhngigkeit des Radius von der Markierung und einer proportionalen Abhngigkeit zwischen Flche des Kreises und der Markierung gewhlt werden (Formular "Sternsymbole proportional?"). Da nmlich ein Kreis mit doppeltem Radius die vierfache Flche hat, entsprechen bei der proportionalen Einstellung die Sternkreise besser den Grenklassen. (Aber das ist eine subjektive Sache. Whlen Sie, was Ihnen besser gefllt.) Um einige Parameter beim PostScript-Treiber leichter einstellen zu knnen, sind in der Datei "TREIBPOS.INS" einige Modifikationsmglichkeiten zusammengefat: FONTSIZE 5.0 MARKSIZE 1.0 STARSIZE 0.2 VARMSIZE 0.75 LINEDASH [1 1] 0 FONTTEXT Times-Roman FONTSYMB Symbol Die Schlsselworte "FONTSIZE" etc. mssen so geschrieben werden, danach folgen die Parameter hinter genau einem Leerzeichen. Die kleinste Fontgre "FONTSIZE" 5.0 pt entspricht der Gre 0, Gre 1 ergibt 10.0 pt (der Font ist also FONTSIZE * Gre gro). Die Gre der Markierungen wird mit "MARKSIZE" bestimmt, was fr Nebel- und Planetensymbole gilt. Sterne werden, wie schon erklrt, in 13 verschiedenen Gren als Kreise dargestellt. Der kleinste Kreis hat dabei "STARSIZE" pt Gre. "VARMSIZE" gibt den Abstand der Variablen- und Doppelsternmarkierungen von den eigentlichen Sternsymbolen an. Bei der Ausgabe auf einem Drucker mit niedriger Auflsung sollten Sie die 0.75 pt grer whlen. (Wie bei PostScript blich, sind alle Angaben in "Punkt Pica" (pt), was 1/72 Zoll entspricht, also etwa 0.353 mm.) Sternbildhilfslinien werden gestrichelt ausgegeben, und zwar so, wie durch "LINEDASH" eingestellt. Der erste Wert in den eckigen Klammern ist die Strichlnge, der zweite der Raum zwischen den Strichen. Beide Werte mssen ganzzahlig sein. Der Treiber benutzt zwei Fonts, einen fr die Beschriftung und einen fr die griechischen Buchstaben der Sternbezeichnungen (dies kann im Treiber gewhlt werden, ansonsten wird wie blich "Alpha" etc. ausgegeben). Die beiden Fontnamen sind hinter "FONTTEXT" und "FONTSYMB" angegeben, wobei letzterer die griechischen Buchstaben enthalten mu. Wenn Ihnen andere Fonts besser gefallen, knnen Sie die Namen ndern. Wenn die Datei "TREIBPOS.INS" nicht gefunden wird (sie sollte im gleichen Verzeichnis stehen wie "TREIBPOS.PRG") oder der Inhalt nicht den Erwartungen entspricht, werden die Einstellungen genommen, wie sie oben aufgelistet sind. Der eigentlich inhaltliche Teil des PostScriptfiles ist durch zwei Kommentarzeilen "*** Start ***" und "*** Ende ***" eingerahmt. Bei Bedarf knnen diese Inhalte mehrerer Dateien zu einer zusammengefgt werden. Der Teil vor "*** Start ***" und hinter "*** Ende ***" sollte dabei nur einmal auftauchen. Atari Falcon 030: Auf der Atari-Messe im Sommer 1992 konnte ich Skyplot auf einigen Falcon 030 laufen lassen. Nach einer kleinen nderung im Programm gab es - bis auf "Geisterklicks" beim Rckkehr zum Men - keine Probleme. Es luft also in allen Aulsungen ab 640 * 400. Sollte Sie also einen zu kaufen beabsichtigen, brauchen Sie nichts zu befrchten. Zu den Angaben ber die Benchmarkfaktoren im Handbuch auf Seite 413 meint der Falcon 030 brigens (Normalversion): I-Faktor 2.4; F-Faktor 8.7; G-Faktor bei 640 * 480 mit 16 Farben 1.4, bei 640 * 400 monochrom 3.9. Da aber NVDI (bald) auf der Maschine luft, wird sich der Grafikaufbau erheblich beschleunigen. Wenn bei Ihnen auf einem Falcon die erwhnten "Geisterklicks" auftauchen sollten (Reaktionen Skyplots auf einen Klick auf die aktuellen Einstellungen, obwohl Sie gar nicht geklickt haben), geben Sie mir bitte Nachricht, bei welchen Funktionen das auftritt. Seit der 4a-Version vom 17. 02. 1992 (Rev. 1344) sind in Skyplot ein paar Fehler beseitigt worden, z.B. die Mondentfernung bei der Ephemeriden-Funktion und die Dmmerungseffekte auf Horizontkarten. Die Darstellung des benutzerdefinierten Horizontes wurde verbessert und beschleunigt. *************************************************************************** Die aktuellen Versionsbezeichnungen und - zum Schutz vor Viren - die Lngen der einzelnen Programme in Byte: PLANETAR.APP: Version 21, Revision 1418, 21. 05. 1993, Lnge 29029 SKY4_CN.APP: Version 21, Revision 1418, 21. 05. 1993, Lnge 455021 SKY4_CS.APP: Version 21, Revision 1418, 21. 05. 1993, Lnge 462178 SKY4_CTT.APP: Version 21, Revision 1418, 21. 05. 1993, Lnge 382555 SKY4_MN.APP: Version 21, Revision 1418, 21. 05. 1993, Lnge 428937 SKY4_MNL.APP: Version 21, Revision 1418, 21. 05. 1993, Lnge 335969 SKY4_N.APP: Version 21, Revision 1418, 21. 05. 1993, Lnge 441406 SKY4_NL.APP: Version 21, Revision 1418, 21. 05. 1993, Lnge 345845 SKY4_S.APP: Version 21, Revision 1418, 21. 05. 1993, Lnge 450111 SKY4_SL.APP: Version 21, Revision 1418, 21. 05. 1993, Lnge 344250 SKY4_TT.APP: Version 21, Revision 1418, 21. 05. 1993, Lnge 370864 SKY4_TTL.APP: Version 21, Revision 1418, 21. 05. 1993, Lnge 283629 TREIBCAS.PRG: Version 1.57, 29. 01. 1993, Lnge 26539 TREIBFPG.PRG: Version 1.57, 29. 01. 1993, Lnge 26040 TREIBPOS.PRG: Version 1.00, 29. 01. 1993, Lnge 41685 TREIBMAP.PRG: Version 1.55, 16. 02. 1993, Lnge 100087 DATCONV.TTP: Version 1.1, 28. 01. 1993, Lnge 6402 GALSIM.TTP: Version 1.01, 27. 05. 1992, Lnge 20905 GALSIMTT.TTP: Version 1.01, 27. 05. 1992, Lnge 10669 berprfen Sie bitte die Lngenangabe mit Ihren Programmexemplaren. Falls eine oder mehrere nicht bereinstimmen, ist Vorsicht angesagt, Viren ndern nmlich oft die Lnge des befallenen Programms. Es kann dann auch sein, da die Datei einfach "kaputt" ist. Starten Sie den Rechner OHNE FESTPLATTE und starten Skyplot auf den SCHREIBGESCHTZTEN Originaldisketten (ausnahmsweise!). So kann nmlich ein evtl. Virus nichts befallen! Sollte das Programm abstrzen oder sonstwie komisches tun, mssen Sie wohl beim Heim Verlag (Adresse siehe Handbuch, Telefon- und Faxnummer haben sich gendert und stehen unten) neue Disketten anfordern. Wenn die Lnge nicht stimmt, aber das Programm luft, berprfen Sie es am besten mit einem Virus-Checkprogramm. Ein Befall kann dann nicht ausgeschlossen werden. Denken Sie aber bitte daran, da ich mich hier in dieser Datei vertippt haben knnte. Falls also eine Lnge nicht stimmt und ein Anti-Viren-Programm nichts findet, ist das kein Beweis fr einen Virus oder hnliches! *************************************************************************** Von Herrn Dr. F Schrempp, Hollandweg 60, 2080 Pinneberg, wurden die neuen Dateien "STERNE_1.386" und die dazugehrige "LINIEN_1.386" zur Verfgung gestellt. Dazu folgende Informationen: "Die normalen Sterne wurden auf 1386 Sterne mit m4.75 erweitert. Die Zusatzsterne sind aus ZSTERNE gefiltert und per Hand nach 'Astronomical Ephemeris: Mean Places of Stars' ergnzt. Einige vertippte Sterne im File ZSTERNE sind durch 'm=99.9' ausgeblendet. Alle 'verdchtigen' Sterne wurden zudem mit YSTERNE verglichen und gegebenenfalls korrigiert. In der Nhe der Grenzhelligkeit fehlen leider fters die Angaben, da sich die Helligkeitsangaben immer etwas unterscheiden und die betreffenden Sterne in den 'Ephemeriden' fehlen. Die Sternbildlinien entsprechen weitgehend denen von Vehrenbergs 'Handbook of the Constellations'." Soweit Herr Dr. Schrempp - Ihnen stehen die 1386 Sterne und 758 Sternbildhilfslinien nun zur Verfgung. Sie mssen - wie im Handbuch auf Seite 52 beschrieben - lediglich die Angaben in der Installationsdatei auf "Sterne=1386,STERNE_1.386" und "Linien=758,LINIEN_1.386" ndern und beim ersten Mal mit dem Ausrufzeichen "!" wie ab Seite 51 unten erklrt die Daten laden. Die beiden neuen Dateien finden Sie auf Diskette 2. *************************************************************************** Im Himmelsjahr 1990 auf Seite 86ff. steht einiges ber den noch unentdeckten und vielleicht hypothetischen Planeten X oder Transpluto. Auf Seite 181 sind einige Bahnelemente angegeben, die ich so plausibel in Skyplot eingegeben habe, da er heute etwa an der vermuteten Position steht und auch seine Helligkeit so stimmt. Sie finden auf Diskette 2 eine Datei "TRANSPN.EIN" bzw. "TRANSPS.EIN" bzw. "TRANSPTT.EIN", wo seine Bahnelemente gespeichert sind. Sie knnen damit experimentieren, seine Bahn im Sonnensystem zeichnen lassen und berechnen, wann er in Europa so gnstig stehen wird, da man selbst nach ihm suchen kann. *************************************************************************** Die STAEDTE-Datei wurde von 322 auf 378 Orte erweitert, entsprechend wurden auch die Installationsdateien angepat. Damit, durch die zustzlichen Identifikationsdaten und durch die Erweiterung der ZSTERNE auf 15397 Sterne wegen der Identifikation (s.o.) ist die Lnge der komprimierten Dateien mit den Standarddaten von 344364 Byte (Angaben im Handbuch) auf 348166 Byte gewachsen. Wegen Problemen mit manchen (auslndischen) TOS-Versionen ist die Datei von "STDTE" in "STAEDTE" umbenannt worden. Entsprechend wurden auch die Eintragungen in den .INS-Dateien gendert. (Wenn Sie Ihre alten .INS-Dateien nicht ndern wollen, knnen Sie die STAEDTE ja wieder zurckbenennen.) *************************************************************************** Da es inzwischen eine ganze Reihe von Rechnern und Konfigurationen gibt, hier eine Aufstellung der Mglichkeiten mit den drei Skyplot-Versionen: +: empfehlenswert o: mglich -: unmglich (Absturz!) Normal- Spezial- TT-Version ST / (Mega) STE + o - dto. mit Koprozessor o + - ST(E) mit 68020/68030-Board + o - dto. mit Board und Koproz. o o + Stacy, ST Book + o - TT o o + Falcon 030 + o - Falcon 030 mit Koprozessor o o + Falcon 040 o o + Ein Benutzer eines Mega STs mit einer PAK 68/2 (mit 68020 und 68881) hat berichtet, da die TT-Version darauf luft. Die Benchmarkfaktoren: I 2.8, F 73.8, G 3.7. *************************************************************************** Telefon- und Faxnummer des Heim-Verlages haben sich gendert: Tel. 06151-9477-0 Fax 06151-9477-18 *************************************************************************** Dieser Text ist mit dem TEMPUS-Editor im Flietextmodus geschrieben. *************************************************************************** Koblenz, 21. Mai 1993 Meine Adressen mit den alten und neuen Postleitzahlen: Frank P. Thielen Beckenkampstrae 7 Karlstrae 34 D-5400 / 56076 Koblenz D-4060 / 41751 Viersen-Dlken Tel. & Fax 0261-72944 Tel. 02161-51497 `Մ+9*O*m#T - ЭЭм'"ҍ¼.A// Bg?<JNA yT"h#XE?/ NN"/0<NBNu o AdpNu#XBNuNV0/"/ NBXd0< A"NB0<NBN^Nu o2/0/ HSoQBNu o0/JfBNuf SNuNV./RNXB.=|` n 2n.N,. n 2n/0N~XJ@g n 2n./RNX. n 2n/0N~XJ@g n 2n./NXRn0.nmX./RNXJydgBWN&Bydp333BWN>N"` R3JygD y @o"BWN>>8SW?9 BgBgNA\>/9 N2XBy 9~o#~# l##JyJgJygBy yJg yJf38N NH.//Q/]N˶ Jy gRJy oJ yJgD yJg: y Jl0 yJg yJfJyJfJy fJygB@`p=@Jy f Jy fB@`p=@>?<NNT>?<9NNTJngJy fBW`>?<JNNT>?<NNT>?<NNT>?<>NNTJyJf JyfB@`p=@Jy gJyJf JyfBW`>?<WNNTJyg.`.?<XNfTJy gJyJfJy fJy f JyfBW`>?<XNNTJy gJnfBW`>?<ENNT>?<+/9 N\Bn`@0. @"|: p>0. @"|:0H?/9 N\Rn nm.?9?<jNX.?9 ?/</<fNP.f?<mNfTJyf./<fNX`D09|N|f. /<fNX`>WP/<./<fNP.f?<nNfT y 1|:Jyf y 1|:JygN HN<./////Bg?< /BgBgBgBgBgBgBgBgBgBg?<?<?<?<N8=@.g* n f"N<>?./9 N\NNBN H0.`UnJygJyg y 0(n y 0(n y =h( y =h* y =h@ y =hB y 0(Fn=@Jno nn nnByJy`gb y >.0.W y ?(,0.W?.?.?.?.Nݢ J@g"> N B@33``\>TW y ?(D0.WTW?.WW?.WW?.?.Nݢ J@g>N |`0.| nn nwl>)N |` nlt nl >*N |`Z nl >/N |`F nl >(N |`2 n7l >-N |` nWl >+N |` >3N |`p nl >0N |`Z nl >+N |`F nl >-N |`2 nl >2N |` nl >1N |` >.N |`n=n=n ng ng ng n g nf0.ְy fd0.`JygV> ?< ?9 N\XByp33>/9 N2X`JygJyfNGJyfNp33>/9 N2XBy`ByNG`Jy`gJygv> N B@33`XJygNJyfN$.///?< ?9 N>N"`Jyg2>?.?.?./9?.?./9NR`(>?.?.?.?<Bg/9 N@.///?< ?9 NJngJnf\`R>N |`FBy>N |`40.İy4f>?<NVT`H |jrW hN`,>?<NVT`|g |gb|gZ`JnfBWNB`N^NuNVJygB@`p=@30.` XN3bBy` ^By.?<o/</<Np J@f 0N!` &.?<u/</<Np J@f Jy (g >N`JngNBWN"Niv` .?<z/</< Np J@f JngNN$3NG` By.?<|/<|/<vNp J@f T.N%` DBy.:?<}/<&/< Np J@f .?<N&@T` By.?<}/</<Np J@f N&` .=?</<)/<#Np J@f Jy (g >N`JngNN(*` vBy.?</</<Np J@f HN6p` >.R?</<?/<9Np J@f JngNN3NG` By.?</</<Np J@f Jy (g >N`N8L` By.h?</<X/<RNp J@f N(` v.?</</<Np J@f NJy (g >N`JngNN` $.?</</<Np J@f Jy (g >N`JngNB/<NX` By.&?</</<Np J@f N>` .NTd`@By.?</</<Np J@f T. 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JL N^NuNVH*nBGBF`RHHм @f +fR` -fRRF` H@| 0m 9oJFg0D@>0JL N^Numc68343 floating point firmware (c) copyright 1981 by motorola inc.z,W}bGX@U @ @ xBJg.jD<¼bHF<܆[Jj ܼdRNu!T3~SUU???gRghEDvi^E]HE:BB8HD&HC؃HF&؃BDHDHGHFHEބj ޼gNuSiex@ބއdRgNu~NujJ<NuJgj<a<Nu~NH~<A,<A$N~BNl,NgN<CD<c~|*< A~rt`䤚ܐ(&䣞j.XRQ~NgR.$|<Ag,jDzG܆[<.:ڼ.gNugR kjklf`>k^g>k^g2k8<d,&B<ރeNuRid~S<Nu.NuJNu.NĀ<<XDxB묈<΄,<CNĀ,.Nl$(< .BJk<FD<c~䯾o$`<D<c~DDl`z, n -R 0H |0"n R 0H H@|0"n R n BR .JLN^NuNVH-n Jnnp` nop`0.R@8BGB/.NPl n -R /.N˨X-@B/.NPo.`/<D/.NP-@SG/<A/.NPm`/<D/.NͨP-@RG/<D/.NPlG|0H/NlX-@`/<D/.NͨP-@RFDm/<B/.NͨP//.NP-@/<D/.NPm -|ARGJGl4 n 0R n .R JDlD|` n 0R SFGnBF`j/.NX:0|0"n R Gf n .R 0H/NlX-@//.NˈP-@/<D/.NP-@RFDm n BR .JLN^Nu Stack Overflow$C runtimeCON:LST:hg ݄݀݉ݎݒݖݚݞݢݦݪݮݲݶݹݼݿ  ,7=CJS^jrxނގޛޥޱ޼ #*;BJW^esx߂ߊߓߝ߬ ",3CINV^ew~&2?HYcdow~#(5=FVhy $+07=DP\cjs| $/9MUcqy #'+/37;?CGKOSW[_cgkosw{ "(/6=LSbnz  '-6?FMR[flsy'.4>FR[dks{  (1SdWestNordOstSdNULSOHSTXETXEOTENQACKBELBSHTLFVTFFCRSOSIDLEDC1DC2DC3DC4NAKSYNETBCANEMSUBESCFSGSRSUSAndromedaLuftpumpeParadiesvogelWassermannAdlerAltarWidderFuhrmannBrenhterGrabstichelGiraffeKrebsJagdhundeGroer HundKleiner HundSteinbockSchiffskielKassiopeiaZentaurKepheusWalfischChamleonZirkelTaubeHaar der BerenikeSdliche KroneNrdliche KroneRaabeBecherKreuz des SdensSchwanDelphinSchwertfischDracheFllenFlu EridanusOfenZwillingeKranichHerkulesPendeluhrWasserschlangeKleine WasserschlangeInderEidechseLweKleiner LweHaseWaageWolfLuchsLeierTafelbergMikroskopEinhornFliegeWinkelmaOktantSchlangentrgerOrionPfauPegasusPerseusPhnixMaler(-staffelei)FischeSdlicher FischAchterschiffKompaNetzPfeilSchtzeSkorpionBildhauer(-werkstatt)SchildSchlangeSextantStierTeleskopDreieckSdliches DreieckTukanGroer BrKleiner BrSchiffssegelJungfrauFliegender FischFchsleinAndromedaeAntliaeApodisAquariiAquilaeAraeArietisAurigaeBootisCaeliCamelopardalisCancriCanum VenaticorumCanis MajorisCanis MinorisCapricorniCarinaeCassiopeiaeCentauriCepheiCetiChamaeleonisCirciniColumbaeComae BerenicisCoronae AustralisCoronae BorealisCorviCraterisCrucisCygniDelphiniDoradusDraconisEquuleiEridaniFornacisGeminorumGruisHerculisHorologiiHydraeHydriIndiLacertaeLeonisLeonis MinorisLeporisLibraeLupiLyncisLyraeMensaeMicroscopiiMonocerotisMuscaeNormaeOctantisOphiuchiOrionisPavonisPegasiPerseiPhoenicisPictorisPisciumPiscis AustriniPuppisPyxidisReticuliSagittaeSagittariiScorpiiSculptorisScutiSerpentisSextantisTauriTelescopiiTrianguliTrianguli AustralisTucanaeUrsae MajorisUrsae MinorisVelorumVirginisVolantisVulpeculaeAndAntApsAqrAqlAraAriAurBooCaeCamCncCVnCMaCMiCapCarCasCenCepCetChaCirColComCrACrBCrvCrtCruCygDelDorDraEquEriForGemGruHerHorHyaHyiIndLacLeoLMiLepLibLupLynLyrMenMicMonMusNorOctOphOriPavPegPerPhePicPscPsAPupPyxRetSgeSgrScoSclSctSerSexTauTelTriTrATucUMaUMiVelVirVolVulAndromedaAntliaApusAquariusAquilaAraAriesAurigaBootesCaelumCamelopardalisCancerCanes VenaticiCanis MajorCanis MinorCapricornusCarinaCassiopeiaCentaurusCepheusCetusChamaeleonCircinusColumbaComa BerenicesCorona AustralisCorona BorealisCorvusCraterCruxCygnusDelphinusDoradoDracoEquuleusEridanusFornaxGeminiGrusHerculesHorologiumHydraHydrusIndusLacertaLeoLeo MinorLepusLibraLupusLynxLyraMensaMicroscopiumMonocerosMuscaNormaOctansOphiuchusOrionPavoPegasusPerseusPhoenixPictorPiscesPiscis AustrinusPuppisPyxisReticulumSagittaSagittariusScorpiusSculptorScutumSerpensSextansTaurusTelescopiumTriangulumTriangulum AustraleTucanaUrsa MajorUrsa MinorVelaVirgoVolansVulpeculaJanuarFebruarMrzAprilMaiJuniJuliAugustSeptemberOktoberNovemberDezember- . b 8a/ d32 1  2 R SKY4_N.INS*.INS*.EIN Sterne ObjekteSternNebelZStern keine Stdte 1 Stadt %5d Stdte keine Linien 1 Linie %5d Linien  "#$&()*+,-./012345689<=>AEIJUVWX_`abdfZ D HbH.hH.l(Ztf" tVDateikomprimierte DatenDie Daten der Objekte knnen|komprimiert abgespeichert und|geladen werden. Das kompri-|mierte Laden geht viel schnel-|ler als das der ASCII-DateienDateiBild speichernDas letzte dargestellte Bild|(Sternkarte etc.) kann in|verschiedenen Formaten|abgespeichert werden.DateiBild ladenEin Bild in verschiedenen|Formaten wird geladen und|angezeigt (fr evtl.|Wiederspeichern).DateiEinstellungen speichernAlle eingestellten Werte, Ort,|Zeit, Kartenart etc., werden|abgespeichert (fr automati-|sches Laden beim nchsten|Start als START_x.EIN).DateiEinstellungen ladenEine Datei mit abgespeicherten|Einstellungen wird geladen und|alle Daten bernommen.DateiBewegungsbahn speichernEine berechnete Bewegungsbahn|eines Planeten kann abge-|speichert werden, um sie|spter wieder darstellen|zu knnen.DateiBewegungsbahn ladenEine abgespeicherte Bewegungs-|bahn wird geladen und kann|dargestellt werden, auch auf|einer anderen Karte als sie|ursprnglich gezeichnet wurde.Dateifreien Platz anzeigenDer noch freie Platz im|Rechner oder auf einem|Massenspeicher wird angezeigt.DateiProgramm ausfhrenEin anderes Programm wird aus-|gefhrt (evtl. mit Parameter-|bergabe), ohne Skyplot ver-|lassen zu mssen.DateiDiskette formatierenEine Diskette im Laufwerk A|oder B kann ein- oder doppel-|seitig formatiert werden -|dann sind alle Daten darauf|futsch!DateiDateien lschenDateien auf Diskette, Ramdisk,|Fest- oder Wechselplatte|knnen gelscht werden (auf|Nimmerwiedersehen!), um Platz|zu schaffen.DateiSequenzFolgen von Darstellungen (Him-|mel oder Sonnensystem) knnen|abgespeichert oder angezeigt|werden (interaktiver Modus:|SHIFT-Taste bei Simulation).DateiPlanetariumEine auf einem Massenspeicher|abgespeicherte Sequenz von|Bildern wird mit whlbarer|Verzgerung bildweise|angezeigt.DateiDatei editierenMit einem (sehr kleinen!!)|Editor knnen kurze Dateien|bearbeitet werden, so etwa|die Installationsdatei|SKY4_x.INS.Diese Applikation|wurde beendetDateiEndeDiesen Menpunkt drfen Sie|auf keinen Fall aufrufen, denn|damit verlassen Sie Skyplot!EinstellenArt der DarstellungHier knnen Sie die Art der|Kartendarstellung und das|Koordinatensystem einstellen.EinstellenDatum und UhrzeitDatum und Uhrzeit knnen als|Welt-, Zonen- oder Ortszeit,|als Julianisches Datum oder|aus der rechnerinternen Uhr|eingestellt werden.EinstellenOrtDer Ort des Beobachters auf|der Erde wird hier als geo-|grafische Lnge und Breite|eingegeben.EinstellenSterneArt des Sterndatensatzes, mit-|zuzeichnende Spektralklassen|und Przession (mit oder ohne)|werden hier eingestellt.EinstellenSternbilderWelche der 88 Sternbilder ein-|geschaltet sind und welche|beim Darstellen einer Karte|als Umrisse gezeichnet werden,|wird hier eingestellt.EinstellenPlanetenWelche Planeten auf den Karten|und anderen Darstellungen|erscheinen sollen und wie ihre|Koordinaten berechnet werden,|geben Sie hier ein.EinstellenNebelMit diesem Punkt knnen die|mitzuzeichnenden Nebelgruppen|einzeln ein- und|ausgeschaltet werden.EinstellenGradnetzEin Gradnetz mit whlbarem|Netzabstand kann ber|Himmelskarten gelegt werden.EinstellenGrenzgreObjekte mit bekannter Hellig-|keit werden nicht in Dar-|stellungen eingezeichnet, wenn|ihre Helligkeit unter der ein-|gestellten Grenzgre liegt.Einstellenelliptische BahnelementeEin Satz elliptischer Bahnele-|mente, selbst eingegeben oder|einer von vordefinierten, kann|wie ein normaler Planet mitge-|zeichnet und berechnet werden.Einstellenparabolische BahnelementeEin parabolischer Bahnelemen-|tesatz, selbst eingegeben oder|einer von vordefinierten, kann|wie ein normaler Planet mitge-|zeichnet und berechnet werden.EinstellenZeigerpositionWenn dieser Punkt aktiviert|ist (angezeigt durch das Hk-|chen), wird die Position des|Mauszeigers auf einer Karte in|Koordinatenform angezeigt.EinstellenFarbenHier kann die normale oder|inverse Darstellung|eingestellt werden.Einstellenrechnerinterne UhrDie rechnerinterne Uhr kann|hier abgefragt und gestellt|werden. Sie ist fr die|Echtzeitdarstellung bei|'Sequenz' wichtig.EinstellenParameterEinige Parameter fr das Laden|und Speichern von Bildern und|fr den Drucker knnen hier|eingestellt werden.AnzeigenHimmelDer Himmel wird nach den ein-|gestellten Parametern, die auf|dem Bildschirm angezeigt wer-|den, dargestellt. Siehe auch:|'Bedienung' unter 'Hilfe'.Anzeigenletztes BildDas letzte dargestellte Bild|(auch ein eingeladenes), kann|gezeigt werden.AnzeigenSonnensystemEine Darstellung des Sonnen-|systems mit den Planetenbahnen|und aktuellen Positionen kann|in verschiedenen Mastben und|Ansichten gezeigt werden.AnzeigenPlanetenlaufHiermit werden die Bewegungen|der Planeten im Sonnensystem|oder auf einer Karte mit|whlbarer Geschwindigkeit|dargestellt.AnzeigenBewegungDie Bewegungsbahn eines|Planeten kann in eine Karte|eingezeichnet werden, sie kann|dann vergrert und angeklickt|werden.AnzeigenAuf- und UntergangDie Auf- und Untergangszeiten|und anderes fr einen Plane-|ten, einen Stern oder einen|Nebel knnen Sie hier|berechnen lassen.AnzeigenStellarstatistikAlle auf dem Kartenausschnitt|und dem ganzen Himmel befind-|lichen Sterne werden gezhlt|und in verschiedene Hellig-|keitsklassen eingeordnet.AusgebenPlotter / DateiNach den eingest. Parametern|wird der Himmel in eine Datei|ausgegeben. Externe Treiber|knnen ihn dann plotten oder|mit hoher Auflsung anzeigen.AusgebenHardcopyAuer mit der normalen Hard-|copy mit ALTERNATE HELP kann|hier auf verschiedene Weise|eine Darstellung zu Papier|gebracht werden.SuchenOrtEine dreh- und zoombare Erde|wird dargestellt, womit Sie|grafisch auf einfache Weise|den Standort des imaginren|Beobachters festlegen knnen.SuchenStadtSie knnen den Namen des|gewnschten Beobachtungsortes|eingeben, und wenn dieser|Skyplot bekannt ist, werden|seine Koordinaten eingestellt.SuchenSternbilderHiermit knnen Sie Sternbilder|auf einer Karte suchen und mit|ihren Umrilinien darstellen.SuchenObjekteObjekte wie Planeten, (norma-|le) Sterne und Nebel knnen|Sie suchen lassen; sie werden|dann durch ein Fadenkreuz|markiert.Soll zu jedem angewhlten|Menpunkt eine Kurz-|beschreibung angezeigt werden?Ja|NeinSoll zu jedem angewhlten|Menpunkt ein Hinweis auf|die entsprechende Handbuch-|seite gegeben werden?Ja|Nein%c:%s\%s%c%sDatei|%s|existiert schon!berschr.|Abbrechen'2':'B'J'R'ZTREIBMAP.PRGSKY4_N.INS &.1BHINVSTERNBED.LSTPlaneten (als S%se)ymbolternS MVEMJSUNP hwk mGradnetzabstand: %8.4f GradSonntagMontagDienstagMittwochDonnerstagFreitagSamstag%s, %d. %d. %sOrtszeit: %5.2f UhrSternzeit: %5.2f UhrWeltzeit: %5.2f UhrZonenzeit: %5.2f Uhr Standard TimePacific%sMountain%sCentral%sEastern%sAtlantic%sUT / GMT / WeltzeitMitteleuropische ZeitOsteuropische Zeit / MESZ / SASTWeltzeit +%05.2f StundenWeltzeit -%05.2f StundenZeitzone: %sGeogr. Breite: %7.4f Grad %sdNorSGeogr. Lnge: %8.4f Grad %sstOWe%6.4f0.9999Julianisches Datum: %7ld%sdt: +%05.2f hdt: -%05.2f hGrenzgre: %7.4fSterne OBAFGKMC?Alternative Sterne%s Przession, %s Dmmerungseffekte%smitohnemitohnenUmgebung von %s,Kartenhhe %3d Grad, %2d Minuten, %2d Sekundenbersichtskarte, %soordinatenquatorialkEkliptikalkgalaktische K%sartequatorialkEkliptikalkgalaktische KRektaszension von %7.4f bis %7.4f UhrDeklination von %8.4f bis %8.4f GradEkl. Lnge von %8.4f bis %8.4f GradEkl. Breite von %8.4f bis %8.4f GradGal. Lnge von %8.4f bis %8.4f GradGal. Breite von %8.4f bis %8.4f Gradquatorialvon %8.4f Grad Deklinationbis zum Nordpolvom Sdpolbis %8.4f Grad Deklinationekliptikalvon %8.4f Grad ekl. Breitebis zum ekliptikalen Nordpolvom ekliptikalen Sdpolbis %8.4f Grad ekl. Breitegalaktischvon %8.4f Grad gal. Breitebis zum galaktischen Nordpolvom galaktischen Sdpolbis %8.4f Grad gal. BreitePolarkarte %sSichtbarer HimmelHorizontkarteZentrum in Richtung %sZeigerposition wird angezeigt%sozentrische Planetenkoordinatentopge*.PRGProgramm ausfhrenTOSTTPPCPPRGAPP%c%sSie sollten sich einen|greren Rechner zulegen - der|Speicher reicht nicht aus!Das Programm, das Sie starten|wollten, konnte nicht|gefunden werden.Was machen Sie denn da??|Das ist ja gar kein Programm!Das Programm meldet Ihnen eine|%d - falls Ihnen das etwas|sagt!Im ST-RAMIm RAMAuf Laufwerk %c:%s sind noch|%ld Byte, %ld kByte|oder %ld MByte frei.Im TT-RAM sind noch|%ld Byte, %ld kByte|oder %ld MByte frei.Wenn Sie wirklich wollen, da|ALLE auf der Diskette|befindlichen Daten vernichtet|werden, legen Sie sie bitte|ein!Abbruch|FormatierenSie wollen die Diskette|mit mehr als 80 Spuren|formatieren! Jegliche|Gefahr fr Ihr Laufwerk|liegt in Ihrer Verantwortung!Abbruch|FormatierenSeite 1Seite 2>SKY+%c:\%s.%sEin Fehler beim Formatieren|ist aufgetreten, die Funktion|wurde abgebrochen.AbbruchDie Diskette wurde formatiert,|sie hat %ld Byte frei|(alles klar!)Die Diskette wurde formatiert,|sie hat aber nur %ld Byte|frei (%ld Byte fehlen!)OKSchlechte Diskette!*.INSZu editierende Datei ladenEine Datei mit dem Namen|%s|existiert nicht! Wollen|Sie eine neue Datei unter|diesem Namen anlegen?Neue Datei|AbbruchDie Datei ist zu gro (zu|lange oder zu viele Zeilen)|und mute deshalb abgeschnit-|ten werden!Vorsicht!!Dateiname: %sDateiname ist zu lang*.*Editierte Datei speichernDie Datei kann nicht|abgespeichert werden|(Disk schreibgeschtzt?)Vorsicht!!Sternbilder whlen, deren|Hilfslinien gezeichnet oder|die dargestellt werden|sollen?Hilfsl.|Mitz.Sterne ohne Sternbild-|zuordnung mitzeichnen?Ja|NeinSternbilder, deren Hilfslinien gezeichnet werden sollenSternbilder, die dargestellt werden sollen%d%d%d%d%d%dDas Jahr lt sich nur|zwischen 1980 und|2107 stellen!%d%d%d%dBitte beachten Sie die Grenzen|der Zeilen- und Spaltenangaben|bei den Ausschnittsangaben!Jawoll!Gesuchte Stadt konnte|nicht gefunden werden.Koordinaten von|%s|wurden eingestellt.|Ist z.Zt. Sommerzeit gltig?Winterzeit|SommerzeitOK100000001111111111Sternbedeckungen durch einen Planeten suchenAusgabe der Daten gefundener|Bedeckungen auf Bildschirm,|Drucker oder in Datei?Bildschirm|Drucker|Datei*.*Bedeckungsdaten speichernGrafikausgabe?Nein|Ja %s steht %5.2f Grad %ser dem Horizontbunt Sonne steht %5.2f Grad %ser dem Horizontbunt%2d. %2d. %s %5.2f h ZZ:Bedeckung, Stern der Gre %5.2f bei Rekt. %5.2f h, Dekl. %6.2f GradNahe Konjunktion, Stern der Gre %5.2f bei Rekt. %5.2f h, Dekl. %6.2f Grad (Abstand ist %7.2f Bogensekunden)Bedeckung gefunden, Stern ist|%5.2f Grenklassen hell.|Sollen weitere Bedeckungen|gesucht werden?Nahe Konjunktion (Abstand ist|%7.2f Bogensek.) gefunden,|Sternhelligkeit %5.2f. Soll|weiter gesucht werden?Weiter|Himmel|Men'Verbindung ziehen' geht nur,|wenn auer Sonne und Erde|GENAU EIN ausreichend heller|Planet eingestellt ist.Wie soll das denn|funktionieren??SKY_BILDiiiiiijjppnq||||||||B66<6$<PPP JP V,P8P8P2J8P2V^jjdj$d,B868626868<B66<6 6^jjdj j,^8j8j8d8j2j2>J V 6$ B$ N$Z$*.**.SKYBild speichernSequenzdatei zum Anhngen%8.4f%8.4f%8.4f%7.4f%7.4f%8.4f%8.4f%8.4f%8.4f%3d%2d%2d000111111111111111Umgebungskarte eines PlanetenPrzession und galaktisches|System zusammen geht nicht,|die Przession wurde deshalb|abgeschaltet.%d%d%d%5.2f%d%d%d%5.2f%d%d%d%5.2f%12.4f%7ld+%05.2f-%05.2f%8.4f%8.4fEntfernung von der Erde %6.3f AE oder %6.1f Mio. kmEntfernung von der Erde %6.3f AEEntfernung von der Sonne %6.3f AE oder %6.1f Mio. kmEntfernung von der Sonne %6.3f AEheliozentrische Lnge %6.2f, Breite %6.2f Grad100111111111111111Bewegung eines Krpers im SonnensystemKeine Dmmerung|an diesem Tag!Beobachterposition:ErdedrehenMastabndernLnge %6.2f Grad %sstWeOBreite %6.2f Grad %sdNorSEntfernung zum 1. Punkt: %9.3f km"querdurch" %9.3f km"Umweg" %9.3f km1. Punkt definiert! bar GG7*R+R0,`>`< + N+ 5- J- * f* OoAa1N1n"G"gPpZz&L&lSsp0q.'[(]'{(}'('(KK4M M6P!P2H"H8 de DE0B'0b'I(i(UuTtRr%K0%k0#H#hm18n27o36j45k54l63D CBA@?>=<; 0# 9' 8(7)6*5+4,302.1/];\?[@ZAYBXCWDVHUFTGhN::N<  !"Djp:>N60Rt 2^6vv$PlSternbild %3s %19s %24sDiese Funktion funktioniert|nur auf dem irdischen Himmel!Diese Funktion funktioniert|nur, wenn normale Sterne auf|der Karte sind!Das Darstellen des Zodiakal-|lichtes funktioniert nur auf|dem sichtbaren Himmel oder|Horizontkarten!Die Cursortasten zum|Verschieben funktionieren|nicht auf Polarkarten oder|dem sichtbaren Himmel!Auf Horizontalkarten knnen|Sie keinen Ausschnitt nach|oben oder unten verschieben!Diese Taste hat zur Zeit|(noch) keine Funktion.Allgemeine KurzanleitungDie Multiplikationstaste zum|Zentrieren wirkt nur auf|rechteckigen Karten!Objekte knnen Sie nur suchen,|wenn normale Sterne, Planeten|oder Nebel auf der Karte sind!Sternbilder knnen Sie|nur suchen, wenn Sterne|auf der Karte sind!LFD_BDATEI.PLO`dhlpt Kd,X*.PLOHimmel fr Plotter speichern.PLO*SKYPLOT-Plotdatei**Datum: %d.%d.%d, %5.2f h GMT*Sternzeit: %5.2f h*Ort: Lnge %9.4f, Breite %8.4f Grad*Grenzgre: %5.2f*Kartenart: Sichtbarer HimmelHorizont,%cPolar,%s,%c,%10.6fAEQEKLGALRechteckig,%s,%10.6f,%10.6f,%10.6f,%10.6fAEQEKLGAL*Kartenbegrenzung, Farbe SchwarzF0*ALL:KartenbegrenzungZ0,0Z0,4000Z6400,4000B6400,0Z%d,%dZ6400,0K4350,2000,2000R0*Beschriftung, Farbe SchwarzF0G%d*ALL:BeschriftungUmg. des%s%sdpols bis %6.2f Grad %s ekl. gal. NorSDekl.BreiteHorizontkarte in Richtung %sSichtbarer HimmelZonenzeit: %d.%d.%s %5.2f UhrGeogr. Breite: %5.2f Grad %sdNorSGeogr. Lnge: %6.2f Grad %sstOWeGrenzgre: %5.2fSonnenhhe: %6.2f GradMondhhe: %6.2f Grad*Nebel, Farbe BlauF1G%d*ALL:NebelB%d,%dM%d*Nebellegende, Farbe BlauF1G0*ALL:NebellegendeL5350,3990,6390,3990Z6390,3610Z5350,3610Z5350,3990B5380,3950M5TOffene SternhaufenB5380,3890M6TKugelsternhaufenB5380,3830M4TPlanetarische NebelB5380,3770M8TDiffuse NebelB5380,3710M9TGalaxienB5380,3650M7TRadioquellen*Sterne, Farbe GrnF2G%d*ALL:SterneB%d,%dS%s%s%dDV*alternative Sterne, Farbe GrnF2G%d*ALL:alternative SterneB%d,%dS%s%s%dDVS%d*Planeten, Farbe Rot*Bewegungsbahn, Farbe Rot*Gradnetz, Farbe SchwarzDer Hhenfaktor darf maximal|gleich der Anzahl der Nadeln|und mu ein Teiler davon sein!Als Gre ist nur|1, 2 und 4 erlaubt!%c Gedrehte Ausgabe|z.Zt. nicht mglich!3G$%08lX 4 &l0O*r0F*t%dR*r1A*b%dW*rB *( ] 3 *( ]/ 3/ A33K**'L  D   <>    8         ~ B0:  z  T 6   @ v, r&f  H:  ,(b  ! " P# $D%"  <: n j   x  6    ,2n f!:;?@BCDFGKLMNOPRSYZ[\]cSKYPLUS%d.RSCDatei %s|ist nicht lesbarSKYPLUS%d.RSCSpeicher reicht bei|weitem nicht ausschwerer Fehler in|Resourcedatei SKYPLUS%d.RSCBILDBILDBILDFINSTSkorpionAntaresSonneRigelDlkenAnzahl der Berechnungen (max. %d):Anzahl der Tage (max. %d):(0..%d)(0..%d)OBAFGKMC%5d Sterne insgesamt%5d Sterne ab der 7. Gre%%5d Sterne heller als Gre %d.5%%5d Sterne der %d. Gre%%5d Sterne der Klasse %c (%%4.1f%%%%)%5d Sterne sonstiger K. (%4.1f%%)%5d Sterne insgesamtAlle nicht im Ausschnitt|liegenden Sterne aus dem|Speicher entfernen?Lschen|Abbruch ::,::: R:::  :rStart unmglich, Applikation nicht anmeldbar!kein VDI-Handle verfgbarAuflsung zu gering -|trozdem starten?Ja|NeinAuflsung zu gering,|mindestens 640 * 400 PixelAlles weitere auf Ihre Gefahr!zu viele Farben bzw.|Bitplanes (max. 256 Farben)%s.%s / %s21141821. 5. 1993 MM LS K Y P L O T light 4cDatei|%s|ist nicht lesbarSTERNE=%ld,%sNEBEL=%ld,%sZSTERNE=%ld,%sSTDTE=%ld,%sLINIEN=%ld,%sBEWEGUNG=%ldBILDER=%sHILFE=%sDATEN=%sHORIZONT=%sEINSTELLUNGEN=%sAUTOSTARTHORIZONTKEIN FLYFLY BLITVDIKEIN 68881MINT ZeichenFehler in der|Installationsdatei|%sStart unmglich,|%s!AbbruchDie in der Installationsdatei|gewnschte Konfiguration kann|wegen Speicherplatzmangel|nicht eingestellt werden.Abbruchsie wollen %ld Byte|benutzen, es sind aber nur|%ld Byte verfgbarinterner Fehler beim|Einstellen der|SpeicherkonfigurationSKY_FARB.TABSKY_FARB.TABIn der Sterndatei|%s|ist in Zeile %d eine|falsche Sternbildnummer|%d angegeben!AbbruchIn der Nebeldatei|%s|ist in Zeile %d ein|falscher Nebeltyp '%d'|angegeben!AbbruchIn der Datei|%s|ab Zeile %d stimmt etwas|nicht, die Sterne mssen nach|Rektaszension sortiert sein!AbbruchDie Liniendatei|%s|enthlt bei den Daten fr das|Sternbild %s|einen Fehler!In der Liniendatei|%s|sind zu viele Linien oder es|fehlen ab dem Sternbild|%s Daten!Abbruch|Egal!Die Horizontdefinitionsdatei|%s|enthlt nicht genug Daten!kein Fenster verfgbarDatei|%s|ist nicht lesbar oder defekt %d*%d*%d SKY4_CMDNSTTLAchtung:| |'%s'| |Falsche Version!*.SKYSequenz oder ein Bild whlen6D!!R^ \*.*Eine der Dateien whlen*.SKYSequenz whlen.SKY%d Datei%s wurde%s|%s.ennan die Sequenz angehngtin die Sequenz komprimiert*.SKYSequenz whlen*.*Eine der Dateien whlenDie Sequenz wurde als %d|Bild%s abgespeichert.erSKY613N.DATBEWEGUNG.LST?i?t?Sie knnen komprimierte|Objektdaten speichern oder|laden.Speichern|Laden|AbbruchDie Datei wird|%ld Byte umfassenSpeichern|Nein!!*.DATKomprimierte Daten speichern.DATBeim Schreiben ist|ein Fehler aufgetreten,|es wurde|KEINE DATEI ANGELEGT.Die Datei wurde erfolg-|reich abgespeichert.*.DATKomprimierte Daten laden.DATACHTUNG!|Die Daten konnten nicht|(komplett) geladen werden!|NICHT wieder abspeichern!!Vorsicht!*.*Bild laden und anzeigenDie Datei hat kein mir|bekanntes oder ein|falsches Format oder|konnte nicht geladen|werden.*.EINEinstellungen speichern.EIN*.EINEinstellungen ladenEinstellungBewegungsbahn im ASCII- oder|Binrformat speichern?ASCII|Binr*.*Bewegungsb. (ASCII) speichern*.BEWBewegungsb. (binr) speichern.BEW*.BEWBewegungsbahn ladenBEWBewegung*.*Datei lschenSoll die Datei|%s|wirklich gelscht werden?Ja|Nein brgerli nautisastronomisAuf- und Untergnge aller|Planeten grafisch darstellen|oder einen Krper berechnen?Grafik|Berechnung%2dhMOZ%2d. %2d. %s1%c0111111111111111Kulmination, Auf- und UntergangAufgang um %5.2f Uhr MOZ (%5.2f Uhr ZZ)kein Aufgang Untergang um %5.2f Uhr MOZ (%5.2f Uhr ZZ)kein Untergang Polartag zirkumpolar - Objekt bleibt immer ber dem Horizont Polarnacht unsichtbar - Objekt bleibt immer unter dem Horizont Obere Kulmination um %5.2f Uhr MOZ (%5.2f Uhr ZZ), Hhe %5.2f Grad Keine %sKulminationobere Untere Kulmination um %5.2f Uhr MOZ (%5.2f Uhr ZZ), Hhe %5.2f Grad Keine untere Kulmination %s der %schen Dmmerung um %5.2f Uhr MOZ (%5.2f Uhr ZZ)BeginnEnde Nachtlnge Nachtfaktor Nachtlnge ohne Mond %sch %5.2f h %4.2f %5.2f hArt der Farbdarstellung:| |Monochrom, Graustufen oder|farbig nach Spektralklassen?Monochrom|Graustufen|farbigArt der Farbdarstellung:Normal|InversMen invers darstellen?Ja|NeinIst dieses Programm|eine Raubkopie?Nein|JaSehen Sie bitte ins Handbuch.|Durch Aktivieren von 'Handbuch|Seite..' erhalten Sie zu jeder|Funktion einen Hinweis.Schmen Sie sich denn nicht?Doch|NeinSie werden aber gar nicht rot!Na gutService fr handbuchlose RaubkopiererKurzanleitung fr den eiligen BenutzerFTCPFFFFFFFFLI(HL@M M M INIE@EGELESEZEaEhEoEvE~E.DOO.PI3.KMP.IMG.IM%03d%s%03d%s%d%s%02d%s%04d%s%05d%s%06d%s%07d%s%08d%s%s.%d%s%s.%02d%s%s.%03d%s%sIMGIMDas Bild|%s|hat eine falsche Auflsung:|%d * %d Pixel|mit %d FarbenF6F8F:F<F>F@FBFDGGGCHCOSWNWNOSNNWWSWSSOONO: nicht sichtbar: nur teilweise sichtbarSternbild %s %s %s%sUnbekanntes Sternbildlpl.leinpl.leinplanet.om.ometK%s %s%d%d%d%7.4f%8.6f%8.5f%8.4f%8.3f%8.6f%9.4f%9.5f%8.4f%8.4f%8.4f%5.3f%5.2f%5.3f%5.2fK%s %s.om.omet%d%d%d%7.4f%8.6f%9.5f%8.4f%8.4f%5.3f%5.2f%5.3f%5.2f%d%8.4f%9.4f Fenster schlieen|(fr Multitasking)?Ja|Nein Aktion luft! ber SKYPLOT PLUS 4cparabolische Elementeelliptische Elemente%7ldNach der Einstellung in der|Installationsdatei ist kein|Platz fr Linien reserviert!Sternbild zum Editieren der Liniennoch frei: Platz fr %d LinienAlle Linien auf Datei ausgeben|oder nur die des aktuellen|Sternbildes auf dem Bildschirm|anzeigen?Alle|Aktuell*.*Hilfsliniendaten speichern* %s0%d,Keine Linien definiert!%d,Wollen Sie wirklich alle|Linien des Sternbildes %s|lschen?Ja|NeinKein Stern im Ausschnitt!Erster Punkt mu Anfangspunkt|sein (LINKE Maustaste)!BAHNELEM.TXTSKYPLUS1.RSC D-Faktor ????Der D-Faktor konnte nicht|ermittelt werden, die Datei|'SKYPLUS1.RSC', die Diskette,|Platte oder Partition sind|vielleicht schreibgeschtzt. 0Datum mit einblenden?Ja|NeinElliptische BahnelementeParabolische Bahnelementendernselbst eingeben*.TXTBahnelemente speichernaKOMET *KOM. *K. *KLEINPLANET *KLEINPL. *KLPL. *ELL,K%s,%s,%s,%s,%s,%s,%s,%s,%s,%s,%s,%s,%s,%s OMETLPLPAR,KOMET,%s,%s,%s,%s,%s,%s,1.0,%s,%s,%s,0.0,%s,%s Bahnelemente|erfolgreich gespeichert.r*.TXTBahnelementedatei lesenNicht genug Speicher frei!Datei|%s|ist fehlerhaft (Zeile %d)!ELLPARKLPLKOMETDatei|%s|enthlt keine|%sischen Bahnelemente!elliptparabolK%set %sleinplanom  D  vJ J d8 $ r 4f2D4Lr2   #%     248: :: :QQRR!R/<Τ tDЬ|LҴԄR0abcd"8DPfؒxx xx#x.x9xDxLxT (   L. r B  H   *@   j. L  \xxNNNNjL%d,%d,%d,%dB%d,%dT%sF0G%d*ALL:GradnetzR3R0R0R3K4350,2000,%d%8.1f km%8.4f AE%8.2f mag%8.4f GradBreite %8.4f, Lnge %9.4f Grad%2d. %2d. %s %5.2f h ZZ%s %s|berschreitet|erlaubten Bereich!DatumGeographische BreiteAbbruchsehr locker und unregelmiglocker und armmig konzentriertziemlich hellbetrchtlich hell und konzentriertber diesen Himmelskrper liegen leider keine weiterenInformationen vor.Die Sonne ist der Zentralkrper des Sonnensystems, siebeleuchtet die brigen Krper, die alle nicht selbstleuchten. Ihr Durchmesser betrgt etwa 1.4 Millionenkm, die Temperatur an der Oberflche ca. 5500 GradCelsius. Im Sonneninneren verschmelzen Wasserstoffkernebei etwa 15 Millionen Grad Celsius zu Heliumkernen underzeugen so nach dem gleichen Prinzip der fr uns tod-bringenden Wasserstoffbombe die fr uns zum Leben not-wendige Energie. Nach heutiger Erkenntnis wird dieSonne noch ca. 5 Milliarden Jahre konstant scheinen.Der innerste Planet Merkur ist nur zeitweise und dannauch nur kurz am Morgen- oder Abendhimmel zu sehen. Erzeigt wie Venus und Mond Phasen, ist also als Voll- undHalbmerkur und auch als Sichel zu sehen. Sein scheinba-rer Durchmesser schwankt aufgrund der schnell wechseln-den Entfernung von der Erde stark, doch ist wegen sei-ner geringen Gre (Durchmesser ca. 4900 km) nicht vielauf der dem Mond hnlichen mit Kratern bersten Ober-flche zu erkennen. In den Tropen ist er viel leichterund lnger zu sehen, sogar bei vlliger Dunkelheit.Die Venus knnte man ihrer Gre nach als Schwester-planet der Erde bezeichnen, denn sie ist mit 12100 kmDurchmesser nur etwa 650 km kleiner als die Erde. Dochist ihre Atmosphre sehr viel dichter als die der Erde(ca. 100 fach!) und an der Venusoberflche herrschenbis ber 500 Grad Celsius. Wegen der dichten Wolken-hlle sind im Teleskop keine Einzelheiten zu erkennen,doch die Phasen sind wie beim Merkur schn zu beobach-ten. Da die Venus der Erde sehr nahe kommen kann, wirdsie sehr hell und fllt dann am Himmel sofort auf.Auf dem Mars gibt es ganz sicher keine grnen Mnner,aber mit einem Teleskop jede Menge zu sehen. Etwa halbso gro wie die Erde, wechseln die Jahreszeiten auf ihmhnlich denen der Erde, und auch Polkappen sind leichterkennbar. Oberflcheneinzelheiten sind relativ gut zubeobachten, nmlich als dunkle und helle Flecken; be-sonders bei einer gnstigen Opposition wie etwa 1988,als Mars als groe Scheibe in Instrumenten erschien.Seine beiden Monde, Phobos und Deimos, sind in Amateur-teleskopen nicht zu sehen, da sie viel zu schwach sind.Der Jupiter hat mehr als den 11-fachen Erddurchmesserund ist damit nach der Sonne der grte Krper im Son-nensystem. Durch seine schnelle Rotation ist er starkabgeplattet und zeigt schon in kleinen Instrumentenschne Bilder seiner turbulenten Atmosphre. Besondersder 'Groe Rote Fleck', ein schon seit Jahrhundertensichtbarer Wirbelsturm mit 40000 km Gre (der abernicht immer rot erscheint), ist als aufflliges Oval zuerkennen. Zustzlich sind vier der vielen Jupitermondezu sehen, allerdings nicht immer alle gleichzeitig.Fr Fernrohrbeobachter ein unvergelicher Anblick istder Saturn mit seinem phantastischen Ringsystem. Zwarhaben auch die anderen Gasplaneten Ringe, doch nur dieSaturnringe sind schon in kleinen Teleskopen gut zusehen. Da die Drehachse des Planeten, dessen Durch-messer mehr als das 9-fache des Erddurchmessers be-trgt, zur Erdbahnebene (Ekliptik) stark geneigt ist,wechselt der Anblick des Ringsystems, so da die Ringeauch schon einmal verschwinden, weil sie so dnn sind,da sie beim Blick auf die Kante nicht zu sehen sind.Uranus ist der erste Planet, der erst in neuerer Zeitentdeckt wurde. Da er mit bloem Auge kaum zu sehen(oder besser: zu finden) ist, war er den Astronomen undAstrologen des Altertums unbekannt. Trotzdem ist es er-staunlich, da er erst (ber 170 Jahre nach Erfindungdes Teleskopes!) 1781 von Herschel entdeckt wurde. Zwarhat auch er mit etwa 50000 km den mehrfachen Erddurch-messer, doch bleibt seine Scheibe in den Teleskopenwegen seiner Entfernung von fast 3 Milliarden km sehrklein und enthllt keine Einzelheiten.Neptun ist wie Pluto ein Planet, dessen Entdeckung derMathematik zu verdanken ist. Nach Prfungen von Bahn-strungen des Uranus wurde ein mglicher Standort desNeptun errechnet, und 1846 konnte der Astronom Galleden Planeten tatschlich auffinden. Er ist noch weiterentfernt als Uranus, nmlich etwa 4.5 Milliarden km.Da er auch noch ein wenig kleiner ist, kann man inTeleskopen noch weniger von ihm sehen als von Uranus.Im August 1989 entdeckte die Raumsonde Voyager 2 auchbei Neptun als letztem Gasplaneten ein Ringsystem.Der uerste Planet Pluto ist furchtbar weit weg (imMittel 6 Milliarden km), furchtbar klein (nur 2200 kmDurchmesser) und damit furchtbar schlecht zu sehen. Manbraucht schon ein groes Instrument, um ihn berhauptzu sehen, und Oberflcheneinzelheiten sind auch in dengrten Teleskopen der Welt nicht auszumachen. Des-halb ist es nicht verwunderlich, da er erst 1930 ent-deckt wurde, und das auch nur mit Hilfe der Fotogra-fie. Seine Bahn ist so exzentrisch, da er zur Zeit(1993) nher an der Sonne steht als Neptun.Der Komet Halley ist sicherlich der berhmteste allerKometen, da er etwa alle 76 Jahre zu sehen ist, alsoetwa einmal in einem Menschenleben. Beim seinem letztenPeriheldurchgang (dem kleinsten Sonnenabstand) 1986 warer in Mitteleuropa kaum zu sehen, doch in den sdlichenTeilen der Erde bot er ein beeindruckendes Bild. VonNamibia aus gesehen, wo sich der Autor dieses Programmsim Mrz 1986 aufhielt, zeigte er einen ber 10 Gradlangen Schweif, der feine Details und auf Fotos farbigeEinzelschweife prsentierte.Komet Wilson wurde im Sommer 1986 von der amerikani-schen Astronomin Wilson entdeckt und war zu dieser Zeitschon erstaunlich hell. Sein Periheldurchgang und diegrte Erdnhe fand im April / Mai 1987 statt und warwegen der groen Bahnneigung auf der Sdhalbkugel gutzu sehen. In Namibia war der Komet sogar zirkumpolar(die ganze Nacht ber beobachtbar) und gut mit bloenAugen sichtbar, er zeigte im Feldstecher einen deutli-chen Schweifansatz. Auf Fotos zeigte er deutlich unter-schiedlichen Plasma- und Staubschweif.Kurz nach seiner Entdeckung wurde der Komet Kohoutekals 'Jahrhundertkomet' bezeichnet, weil man eine guteSichtbarkeit und groe Helligkeit erwartete. DieHelligkeit fiel aber dann unerwartet stark ab, so dafr Amateurastronomen nicht allzu viel zu sehen war.Der Mond ist sicher das fr Beobachter lohnenswertesteObjekt, obwohl der Amateur keine groe wissenschaftli-che Arbeit mehr auf diesem Gebiet leisten kann. Der An-blick des etwa 3500 km groen Begleiters der Erde istbei den verschiedenen Phasen immer beeindruckend; mansieht immer neue Einzelheiten zwischen den Kratern, Ge-birgen, Rillen und Maaren, die sich relativ leicht fo-tografieren lassen. Der Mond kann aber auch zum Str-faktor bei einer Beobachtung werden, da sein Licht dieSichtung oder Fotografie schwacher Objekte behindert.*CeresCeres ist mit etwa 1000 km Durchmesser der grteKleinplanet und wurde von Guiseppe Piazzi in derNeujahrsnacht 1801 zufllig entdeckt.*Pallas*VestaDie Planetoiden Pallas und Vesta wurden 1802 und 1807vom Bremer Arzt und Amateurastronom Wilhelm Olbersentdeckt. Beide haben je etwa 500-600 km Durchmesser;Vesta wird manchmal so hell, da sie mit bloem Augegesehen werden kann.*ToroIn manchen Zeitungen flschlich als '2. Mond der Erde'bezeichnet ist Toro interessant, weil seine Bahn dieder Erde kreuzt. Doch kann er uns nicht allzu nahekommen, da seine Bahn um einiges gegen die Erdbahngeneigt ist.*TransplutoDieser hypothetische Planet wird schon seit Jahrengesucht, weil man wegen winzigen Bahnstrungen derueren Planeten glaubt, da da drauen noch etwasherumschwirrt.*P/EnckeEncke, ein periodischer Komet (das zeigt das 'P/' vordem Namen), ist zwar nur im Fernrohr zu sehen, dochseit seiner Entdeckung 1818 der am hufigstenbeobachtete Komet.*Nishik.-T-T 1987cAlle Kometen werden nach ihrem Entdecker benannt, undwenn mehrere Personen ihn quasi gleichzeitig entdeckthaben, bekommt er einen Doppel- oder Dreifachnamen.Nishikawa-Takamizawa-Tago wurde Anfang 1987 von dreiJapanern entdeckt und ging Ende April nur etwa zweiGrad am Helixnebel vorbei, dem grten planetarischenNebel am irdischen Himmel.*IRAS-Ara.-A 1983dKomet IRAS-Araki-Alcock, eigentlich ein winzigesKometchen, wurde im Mai 1983 fr kurze Zeit zu einemaufflligen Objekt, weil er nur 5.8 Millionen km ander Erde vorbeiflog.*Austin 1989c1Als 29. im Jahre 1989 entdeckter Komet htte Austinden Voraussagen vom Februar 1990 nach vom Mrz bis Mai1990 ein sehr helles Objekt werden sollen, allerdingsstagnierte seine Helligkeitsentwicklung dann. Trotzdemwar er wegen seiner stark geneigten Bahn vor allem imApril und Mai in Europa gut sichtbar, teilweise auchmit bloem Auge.cdefgSternhaufen ist %sTyp ist Ma fr die Konzentration:I = grte, XII = geringste KonzentrationNebel besteht aus zwei Teilen:Nebel istElliptische Galaxie:Die Zahl hinter dem 'E' gibt den Grad der Abplattung an0: kreisrund; je grer, desto strker abgeplattetBalkenspirale:Balkenspiralehnlich S0, liegt zwischen E7 und BalkenspiraleStark ausgeprgter Balkenkern mit geringer Spiral-strukturAusgeprgter Balken, Arme fast ringfrmig ge-schlossenHoher Auflsungsgrad des (kleinen) Kerns und offene,oft S-frmige Spiralarme(Normale) Spiralgalaxie:(Normale) SpiralgalaxieHeller Kern mit schwacher, manchmal ausgedehnterHlleSehr groer Kern mit gering definierten ArmenLiegt zwischen Sa und Sc ('Normale' Spirale)Galaxie mit mehrfachen, gut ausgebildeten Armen undkleinem amorphem KernSpiralgalaxie mit stark dominierenden Armen undsehr kleinem KernIrregulre BalkengalaxieIrregulre GalaxiePecGalaxie hat auergewhnliche FormBitte etwas Geduld!10 Minuten 1 Stunde 1 Tag 1 Woche 1 Monat 1 Jahr 2 Grad10 Grad50 Gradnach%sennach%senfrhersptersdl.nrdl.Es sind schon|%s im|Speicher. Zu ladende Daten|anhngen oder berschreiben?Die %s im|Speicher wrden durch die zu|ladenden Daten berschrieben!NebelAnhngen|berschr.NebelAbbruch|berschr.alternative SterneAnhngen|berschr.alternativen SterneAbbruch|berschr.Sie knnen die laufende|Funktion abbrechen:Abbruch|Weiter|PauseAbbruch|Weiter%2d. %2d. %s %5.2f h ZZ ~~~~,xfyaJW-.63...////0(0001<8x788x8YYYYYYYYYY\\\(\D\D\\\D\D\D\ \D\$\(\ \D\D\(\(\D\D\D\ RAX %7.4f - %7.4f h, DEX %8.4f - %8.4f Grad, RA %7.4f - %7.4f h, DE %8.4f - %8.4f Grad, l %8.4f - %8.4f, b %8.4f - %8.4f Grad, %2d. %2d. %5d %5.2f ZZ, geogr. Breite %6.2f, Lnge %6.2f Grad%5.2f x %5.2f Bogensekunden%5.2f x %5.2f Bogenminuten%6.2f x %5.2f Grad Blick nach %sen am %2d. %2d. %s um %5.2f Uhr ZonenzeitDatum %2d. %2d. %sZonenzeit %5.2f hquatorialNordpolSdpolekliptikalEkliptikaler %sdpolNorSgalaktischGalaktischer %sdpolNorSPolarkarte %s:bis %6.2f Grad %sDeklinationBreiteGeogr. Breite %6.2f GradSonnenhhe %6.2f GradMondhhe %6.2f Grad %c-Faktor%7.3fStern bei Rekt. %6.3f h, Dekl. %6.2f GradUnbekanntes Objekt%s (%d)%s%s: nicht im Diagramm: nicht auf der KarteKarte um Objekt darstellen?Ja|Nein keine %s%c 1 %s %5d %s%cSuchen: F1-F10: Planet O: Objekte S: Sternbilder L: ZodiakallichtEin- oder ausschalten: N: normale Sterne A: alternative Sterne G: Gradnetz P: Planeten Z: Zeigerposition 0 (im Zehnerblock ZB): keine Nebel . (ZB): alle Nebel 1 (ZB): offene Sternhaufen 2 (ZB): Kugelsternhaufen 3 (ZB): planetar. Nebel 4 (ZB): diffuse Nebel 5 (ZB): Galaxien 6 (ZB): Radioquellen H: Horizont 0-9: Planet einzeln U: Uhrzeit T: Topozentrik R: Przession K: SternbilderAusschnitt ndern: +: Vergrern um Faktor 2 -: Verkleinern HOME: bersichtskarte darstellen (+ Shift): 0 h im Zentrum *: Position unter Maus zentrieren UNDO: alten Ausschnitt wiederherstellen Cursortasten: Ausschnitt verschieben um halben Bildschirm (+ Shift: ganzer Schirm) Shift + F1-F10: entspr. Planetenkarte anzeigen ENTER: bersichtskarte ohne Nebel mit normalen Sternen BACKSPACE: sichtbarer Himmel INSERT: Polarkarte Nord Shift + INSERT: Polarkarte SdZeit ndern: [/]: eine Minute zurck/vor {/}: 10 Minuten /: eine Stunde /: ein TagOrt ndern: d: ein Grad nach Sden e: nach Norden D: 10 Grad nach Sden E: nach NordenTastenbelegungAllgemeines: HELP: Kurzanleitung anzeigen ESC: Karte verlassen TAB: Hilfslinieneditor >: Grenzgre um eine Grenklasse erhhen <: Grenzgre erniedrigen %sI: Darstellung%snB: Bild abspeichern smodus nder invertiereStart unmglich,|%s!Abbruch%5.2f%4.2f%5.2fh%6.2f+%5.2f-%5.2f%5d%4d v. Chr.Datentrger mit Datei|%s|kann jetzt eingelegt werden!WeiterStern %sStern %s %sStern %s %s: %s%s %s%s %s: %sDie Koordinaten sind topozen-|trisch eingestellt! Sollen fr|die Zeit der %s geozentri-|sche Koordinaten eingestellt|werden?Ja|NeinSie haben einen Code fr den|Drucker falsch eingegeben -|bitte korrigieren Sie ihn!%s%2d. %2d. %s um %5.2f h MOZ (%5.2f h UT, %5.2f h ZZ) unsichtbar sichtbar (%5.2f Grad ber dem Horizont)F3G%dR1*ALL:BewegungsbahnB%d,%dM2%d.%d.%d %5.2fF3G0*ALL:PlanetenB%d,%dS%dP%dDer Drucker ist nicht bereit!Weiter|AbbruchDer Drucker ist nicht bereit -|bitte fertigmachen!OK|AbbruchRR%sSM%1d%05d.IMGaaaaaaaabbbbbbbbgg2fee0d:ij<kflRmnoTlRpVqPrrrqiixE+<ŨW@GaG%W`@4GbEn: ABMHI%W`@n H MF>'E>GG%W`@I Eu@=H蝱F߶G A#HGDH%V:? >DIKF%C<{@t[p4L& _zt4X 86OX 4 !q!C!/"`"-#8uvwxyJzL|j~f€€€ÀÀ@AĠBBĐCİCC  JZvvSKYPLOT PLUS 3 BewegungsbahnSKYPLOT PLUS 3 BewegungsbahnANZAHL=%dDie Datei enthlt zu viele|Daten (%d, in den Speicher|passen nur %d)!AbbruchAnzahl=%dOBJEKT=%dObjektnummer %d falsch!| |Erlaubt ist 0 (Sonne) bis|2 (Venus) und 4 (Mars) bis|15 (elliptische Elemente).AbbruchObjekt=%d* %sSie sollten vor dem Laden die-|ser Bahn die gleichen Einstel-|lungen wie beim Speichern ge-|laden haben, sonst erscheinen|beim Anklicken falsche Daten!Laden|Abbruch0.%s0.0%6.4f%ld%s,%9.6f,%9.5fdefghi "*2:BJلللللللللbZللل:لللللللللللل،ؖRتشJؠلل"ل*2لللBؾ g٘٢٬ٶ (0"',16;?"*2:BJRZ??"^|r^rT@O6"|m{{||}niY>(!nmhsr$/S:Q@k4w!d&NX,^XvbX0*NgDLI<q7dJ^`LlvXX^&T":l^l"NN&Fx^T,L8BsBPZ2 (Z d Px0,'00X0}^Jix(`8^ `JD@6(LvTuZd.T+;A+0.N`z|YP_T/6@MSfg`^l ufohrnii`oTdH}ID;,6@J6"<68Orhr"$$IILLGMKMNPQLMLORRQWWT|UyTuIF00  &#?I) ) `yvB$ ^UXbaTT\`^~Vj~ XHp$4jD&Xb XHTvv@=r` 6",/"|)T1/@Tr|iZaPnx:j( z$f fNvD LDBZF_mJ:"9<,,yT_YI(##Nb8NlzXJv QjKZ(j t88tj~7Kb_|zx8Domlv&&&&h0XlFl~lIXl&NDD:8b}a F4A2?%@ Pa x~trYdMd2TI(:!8MTYFOMh~u <!vy # 2<EF2OE he3`jT4~-nwNGCICMelIC 5067-70Um den hellen Stern Deneb liegt ein sehr nebelreichesGebiet in der Milchstraenebene, zu dem auch der Nord-amerika- und der Pelikannebel gehren, beide nach ihrerForm benannt, wie sie auf langbelichteten Fotos er-scheinen. Leider haben sie aber eine geringe Flchen-helligkeit, so da sie am besten fotografisch oder inlichtstarken Feldstechern wahrnehmbar sind.NGC 6992-5Der Cirrusnebel, der aus mehreren Teilen besteht, istder berrest der von einem Stern abgestoenen Gas-schale. Die abgestoene Gashlle hat sich im Laufeihrer Ausdehnung schon sehr stark verformt und siehtheute auf langbelichteten Fotos teilweise wie dieSchwingen eines Vogels aus. Bei dunklem Himmel ist eraber auch schon in lichtstarken Feldstechern und inrelativ kleinen Teleskopen zu sehen.Der Crabnebel ist eigentlich kein planetarischer Nebel,sondern die bei der Explosion einer Supernova abgesto-ene Gashlle eines Sternes. Der Ausbruch geschah imJahr 1054; er wurde von chinesischen Astronomen beob-achtet und war so hell, da er am Taghimmel zu sehenwar. Im Zentrum des Nebels ist der Stern zu einemPulsar geworden.Mit seinem riesigen Durchmesser von fast fnf Gradfllt der Coma-Sternhaufen das Gesichtsfeld mancherFeldstecher aus; schon mit bloem Auge fllt dieAnhufung vieler schwacher Sterne am dunklen Himmelauf. Ganz in der Nhe im gleichen Sternbild liegt dergalaktische Nordpol und ein groer Galaxienhaufen.Der offene Sternhaufen Praesepe oder Krippe ist wegenseines mehr als dreifachen Monddurchmessers ein ein-drucksvolles Objekt fr den Feldstecher, fr einTeleskop mit seiner strkeren Vergrerung ist erzu gro, um ganz gesehen zu werden.Der Triangulum- oder Dreiecksnebel (nach dem Sternbildbennant, nicht nach seiner Form), hat bei einer rechtgroen Ausdehnung eine ziemlich schwache Helligkeitund ist deshalb ein schwieriges Objekt. Auf professio-nellen Fotos zeigt er eine schne Spiralstruktur, dawir fast senkrecht auf seine Ebene blicken. Am dunklenHimmel sind im C 11 Spiralarme erkennbar.Die offenen Sternhaufen M 35 - 38 in den Zwillingenund im Fuhrmann sind sehr schne Beobachtungsobjektedes Winterhimmels. Sie sind alle schon im Feldstecherleicht zu beobachten und zeigen sehr unterschiedlicheDurchmesser und Sternzahlen.Trifid-, Lagunen-, Adler- und Omeganebel stehen naheder Richtung zum Zentrum unserer Milchstrae und sindam sdlichen Himmel oder bei klarem Sommerwetter inEuropa (dort allerdings nicht allzu hoch ber demHorizont) herrliche Objekte. Auf Fotos ist vor allemder Trifidnebel interessant, weil direkt neben ihm einReflexionsnebel liegt, der auf guten Fotos blau er-scheint und einen schnen Kontrast zum Rot des leuch-tenden Wasserstoffs bietet.Der Hantel- (oder Dumbbell-Nebel im Englischen) wirdso wegen seines Aussehens bezeichnet; man kann dieseGashlle auch als runden Keks mit zwei abgebissenenStellen erkennen (das wre dann englisch der Biscuit-Nebel). Sein Zentralstern kann in etwas greren,achtzlligen Amateurfernrohren gut gesehen werden.Der Groe Andromeda-Nebel ist schon mit bloem Auge zusehen und mit einer Entfernung von ber zwei MillionenLichtjahren das entfernteste und auch das grte Ob-jekt, das der Mensch ohne Hilfsmittel wahrnehmen kann.Andeutungen der Spiralstruktur sind schon im C 11 amdunklen Himmel zu erkennen.Die beiden Begleiter des Andromeda-Nebels, M 32 undM 110, sind beide schon in mittelgroen Instrumentensichtbar. M 32 ist aber etwas heller und viel kleinerund deshalb wegen der greren Lichtkonzentration inkleinen Teleskopen besser zu sehen. Auerdem steht ernher am Zentrum von M 31 und ist leichter zu finden.Der Ringnebel in der Leier ist die abgestoene Gasscha-le eines Sternes. In kleineren Instrumenten ist er nurals nebliger Fleck zu sehen, erst ab etwa 8 cm Objek-tivffnung wird seine Ringnatur deutlich sichtbar. Umden Zentralstern zu sehen, der eine sehr hohe Oberfl-chentemperatur hat, braucht man ein groes Instrument.Der Helixnebel ist der grte planetarische Nebel amHimmel (natrlich der scheinbar grte!). Schon ineinem mittelgroen Feldstecher ist er gut als groerNebelfleck zu sehen, aber nicht so leicht als Ring.Auf Fotos zeigt er sich als krftig roter, leichtausgefranster und etwas elliptischer Ring. Auch imC 11 sind schon deutliche Strukturen zu erkennen.Der Kugelsternhaufen M 13 ist bei guter Sicht schonohne optische Hilfsmittel zu sehen und ist der ein-drucksvollste Kugelsternhaufen auf der Nordhlftedes Himmels. Seine Auenpartien sind mit relativkleinen Teleskopen in Einzelsterne auflsbar.M 15 zeigt einen recht hellen Kern und ist deshalbschon in kleinen Instrumenten auffllig - bei geringenVergrerungen beinahe sternfrmig.Ein hbscher Nebel dicht neben dem linken Grtelsterndes Orion (Zeta Orionis), der auch schon in relativkleinen Fernrohren als zweigeteilter Nebel zu sehenist, allerdings nur, wenn Zeta auerhalb des Gesichts-feldes steht und nicht blendet. Auf Fotos sieht manihn oft zusammen mit dem Pferdekopfnebel und NGC 2023.Der von Aufnahmen groer Observatorien her bekanntePferdekopfnebel ist nur in groen Amatuerteleskopensichtbar. Wenn Sie ihn fotografieren wollen, solltenSie rotempfindlichen Film benutzen. Der 'Pferdekopf'erscheint als Dunkelwolke vor dem Hintergrund der rotleuchtenden Gasmassen.Das hellste Nebel-Objekt, das von Mitteleuropa beob-achtet oder fotografiert werden kann. Schon im Feld-stecher und erst recht im Teleskop bei niedriger Ver-grerung zeigt der Orion-Nebel eine groe Mengevon Einzelheiten. Auf Farbaufnahmen zeigt er die roteFarbe des leuchtenden Wasserstoffs sehr deutlich.Die beiden offenen Sternhaufen NGC 869 und NGC 884stellen als h / chi Persei einen Doppelsternhaufendar. Dies ist nicht etwa eine Anhufung von Doppel-sternen, sondern zwei sehr schne Sternhaufen in un-mittelbarer Nachbarschaft am Himmel. Bei schwacherVergrerung ein herrlicher Anblick!Die beiden Kugelsternhaufen NGC 6397 im Altar und NGC6752 im Pfau sind zwei recht helle Objekte, heller alsjeder Kugelsternhaufen auf der Nordhalbkugel. Leiderstehen sie ziemlich sdlich, so da sie erst von ca.20 Grad nrdlicher Breite gengend hoch ber demHorizont stehen (mindestens 10 Grad).Diese Galaxie nahe dem groen Kugelsternhaufen OmegaCentauri ist mit der starken Radioquelle Cen A iden-tisch und zeigt im Teleskop ein Bild wie ein Lichtballmit einem dicken Strich davor, ein bichen wie NGC2024 im Orion. Sie besteht eigentlich aus zwei Gala-xien, die zusammenstoen oder schon kollidiert sind.Ein phantastisches Objekt, das genau vor dem zweithell-sten Gebiet der Milchstrae im Schtzen liegt. Die ge-samte Gegend ist so voll mit Gasnebeln und Sternhaufen,da man gar nicht wei, wo man mit der Beobachtung an-fangen soll. M 7 und Umgebung sollte man einmal mit ei-ner Kleinbildkamera mit 50 mm Brennweite fotografieren!Dieser Sternhaufen ist nicht ganz so hell wie M 7 undsteht statt vor einer Sternwolke in einem Gebiet vonDunkelwolken. Interessant ist, da er nur ca. 4 Gradvon der Richtung zum Zentrum unserer Galaxis wegliegt. Er ist uns aber immer noch ca. 26000 Lichtjahrenher als das galaktische Zentrum. Die hellsten Sternebilden den Umri eines Schmetterlinges.Die Hyaden, auch Regengestirn genannt, haben eine sogroe Ausdehnung, da sie auf den ersten Blick kaum alsSternhaufen erkennbar sind. Mit ber sechs Grad Durch-messer sind sie nur in einem Feldstecher mit nicht zustarker Vergrerung ganz zu sehen. Zusammen mit denPlejaden bilden sie das 'Goldene Tor der Ekliptik'.Der Stern Aldebaran (Alpha Tauri) gehrt nicht zu denHyaden, er liegt von der Erde aus gesehen vor ihnen.Die Plejaden, das Siebengestirn, sind vor allem imFeldstecher sehr schn zu sehen (natrlich auch schonmit bloen Augen!); ein Teleskop mit seiner naturgemstrkeren Vergrerung zeigt meist nur einen Ausschnittdes Sternhaufens, von dem viele Sterne von Reflexions-nebeln umgeben sind, die aber nicht leicht zu fotogra-fieren sind. Zusammen mit den Hyaden bilden die Pleja-den das 'Goldene Tor der Ekliptik'.Das Gebiet um den Eta-Carinae-Nebel NGC 3372 ist nachMeinung des Autors und anderer das schnste am Himmel.NGC 3372 selbst ist ein riesiges H II-Gebiet, viel ein-drucksvoller als der Orion-Nebel und mit vielen Einzel-heiten, umgeben von mehreren hellen Sternhaufen ein un-vergleichlicher Anblick. Der Stern Eta Carinae hat ca.fnf Millionen Sonnenleuchtkrfte und ber 100 Sonnen-massen, Gasmassen verbergen seine wahre Helligkeit.Omega Centauri ist der hellste und (scheinbar) grteKugelsternhaufen am Himmel. Er fllt schon bei kleinenVergrerungen das Gesichtsfeld mittlerer Teleskopevllig aus. Man findet ihn leicht mit bloen Augen,wenn man eine Linie von Beta Centauri (Agena) berEpsilon Centauri bildet.47 Tucanae hat etwa den gleichen Durchmesser wie OmegaCentauri, ist aber nach Meinung des Autors etwas licht-schwcher. Im Vergleich zu Omega Cen hat 47 Tuc einenkonzentrierteren und kleineren Kern und erscheintdeshalb schwcher. Er ist aber immer noch wesentlichheller und grer als jeder andere Haufen.Eigentlich ein recht schwaches Objekt, das aber auf-fllt, weil es nahe dem Zentrum des Kohlensacks imsdlichen Kreuz steht. Der Kohlensack ist ohne Instru-ment sehr auffllig als 'Loch' in der recht hellenMilchstrae zu sehen; bei ihm handelt es sich um eineder Milchstrae vorgelagerte Dunkelwolke.LMCDie Groe Magellansche Wolke ist die nchste Nachbarga-laxie im Weltall. Sie hat etwa 14fachen Monddurchmesserund ist so hell, da sie selbst bei Vollmond mit bloemAuge gesehen werden kann. Da sie am Himmel weit von derMilchstrae weg steht, ist sie am sdlichen Himmel un-bersehbar. Ein Teleskop enthllt viele Einzelheiten indiesem Objekt, in dem am 23. Februar 1987 die hellsteSupernova seit 1604 explodierte; sie erreichte Ende Mai1987 ihr Helligkeitsmaximum mit 2,8. Gre.Ein diffuser Gasnebel (H II-Gebiet) in der Groen Ma-gellanwolke, der schon ohne Instrument sichtbar ist -wenn nicht gerade eine Supernova dicht daneben blendet.Wre der Nebel, dessen Entfernung ca. 165000 Lichtjahrebetrgt, so nahe wie der Orionnebel (etwa 1300 Licht-jahre), htte er etwa 30 Grad Ausdehnung und wre mehr-fach heller als Venus! Nur etwa 20 Bogenminuten nebendem Tarantelnebel explodierte die berhmte Supernova1987 A und strahlte in hnlich rotem Licht wie er.SMCDie Kleine Magellansche Wolke ist etwas weiter entferntals die Groe (etwa 250000 Lichtjahre) und deshalb diezweitnchste Galaxie. Sie ist kleiner und schwcher alsdie LMC, bertrifft aber immer noch jedes Objekt amnrdlichen Himmel. Auch in ihr sind zahlreiche Einzel-heiten zu beobachten - und der groe Kugelsternhaufen47 Tucanae glnzt dicht daneben.Diese Galaxie gehrt zum Fornax-Galaxienhaufen, dernach der Lage im Sternbild benannt ist und etwa 60Millionen Lichtjahre entfernt ist. NGC 1365 ist dasgrte und schnste Mitglied dieser Ansammlung vonGalaxien; sie ist eine der ausgedehntesten Spiral-galaxien am Sdhimmel.Eine der schnsten Galaxien am Himmel, die ihren Namenwegen der hnlichkeit mit einem Sombrero hat. Da manfast von der Kante auf die Galaxie blickt, verdeckendichte Staubwolken die Sicht auf einen Teil der Zen-trumsumgebung.Die meisten Galaxien bilden mit benachbarten Stern-systemen Gruppen, sogenannte Galaxienhaufen. Diesejedoch steht auffallend einsam im Weltraum und scheintkeinem Haufen anzugehren.Diese Galaxie steht weniger als 10 Grad vom galakti-schen quator entfernt, also nahe der 'Zone of Avoi-dance', wo die innnergalaktische Extinktion durchStaubwolken den Blick auf andere Galaxien verhindert.NGC 1808 ist ein Beispiel fr eine sogenannte Seyfert-Galaxie (benannt nach dem Astronomen Carl Seyfert).Diese Galaxien zeichnen sich durch extrem helle, kleineund aktive Kerne aus.Die Entfernung dieser recht nahen Galaxie liegtzwischen 5 und 15 Millionen Lichtjahren. Diese Angabezeigt, wie schwierig doch das Messen von solchriesigen Distanzen ist und welche Unsicherheiten beider Entfernungsangabe vieler Objekte bestehen.Dies ist die sdlichste Galaxie im Messier-Nebelkata-log. Es handelt sich um ein sehr schnes Objekt, dessenBalken aber nicht sehr ausgeprgt ist.Eine kleine Galaxie, die nicht allzu weit von Androme-danebel entfernt ist und somit zur lokalen Gruppegehrt.Diese kleine Galaxie gehrt zwar noch zur lokalenGruppe, liegt aber schon ziemlich weit drauen.Diese Galaxie gehrt zum Sculptor-Galaxienhaufen, dernach der Lage der meisten Objekte im Sternbild Sculptorbenannt ist. Mit etwa 10 Millionen Lichtjahre Entfer-nung ist dieser Galaxienhaufen der nchste auerhalbder lokalen Gruppe. Die grte Galaxie im Sculptor-Haufen ist NGC 253, in der man in mittelgroen Telesko-pen leicht Strukturen erkennen kann.Eine interessante Galaxie, weil sie im Gegensatz zu denmeisten anderen Balkenspiralen mehrere Spiralarme be-sitzt. Ganz besonders interessiert die Astronomen aberein Materiejet, der anzeigt, da entweder Material ausdem Kern der Galaxie ausgestoen wird oder in ihnhineinstrzt.Eine riesige Galaxie mit etwa 300 Milliarden Sonnen-massen und ber 800 Kugelsternhaufen. Die Galaxiesteht im Zentrum des Virgo-Galaxienhaufens, ist einebekannte Radioquelle und hat einen merkwrdig knotigenJet, der seinen Ursprung sehr wahrscheinlich in einemgewaltigen schwarzen Loch im Zentrum von M 87 hat.Bei Lambda Centauri befindet sich dieser Emissionsne-bel, der dem benachbarten Eta-Carinae-Nebel zwar nichtdas Wasser (oder den Wasserstoff) reichen kann, aberbei Aufnahmen mit langer Brennweite interessanteGlobulen erkennen lt.Ein Sternhaufen, der interessant ist, weil er vor derNorma-Wolke steht, einer hellen Sternwolke im SternbildNorma.Der offene Haufen nahe bei Beta Crucis steht genaunrdlich vom Kohlensack und wird auch als Kappa Crucisbezeichnet, wobei diese Bezeichnung genau genommen nurfr den hellsten Stern des Haufens gilt. In einemTeleskop zeigt das Objekt hbsche Farben der einzelnenSterne, was den Namen Jewel Box oder Schmuckkstchenerklrt.Der offene Sternhaufen NGC 6193 liegt im EmissionsnebelNGC 6188 und beleuchtet diesen. Das Gebiet des Nebelsist eine sehr aktive Zone der Sternentstehung.Die beiden Emissionsnebel NGC 6334 und 6357 im Skorpionerscheinen auf Farbfotos als sehr rote Flecken, weilsie hinter Dunkelwolken liegen, die alle sichtbareStrahlung stark schwchen, aber Rot durch die selektiveAbsorption noch am besten durchlassen. Vor allem NGC6334 zeigt phantastische Details bei langbrennweitigen,speziell kontraststeigernd bearbeiteten Aufnahmen.In der Nhe von Zeta Scorpii ist eine interessanteGegend mit dem Emissionsnebel IC 4628 und einigenoffenen Sternhaufen, die alle zusammen auch schon mitbloem Auge am Himmel auffallen.Ein sehr kleiner, aber aktiver Emissionsnebel, der aufAufnahmen mit kurzer Brennweite wie ein tiefroter Sternerscheint.Diese Spiralgalaxie ist deshalb interessant, weil sienicht in oder vor, sondern hinter der Groen Magellan-schen Wolke steht; ihre Entfernung betrgt ca. 50Millionen Lichtjahre. Die LMC kann also nicht allzuviele absorbierende Staubwolken enthalten, wenn sie sodurchsichtig ist, da man mindestens 50 MillionenLichtjahre durch sie hindurch sehen kann.NGC 6164-5Ein merkwrdiger planetarischer Nebel, der aber auchein Emissionsnebel sein kann. Er erscheint als seiten-verkehrtes 'S', wobei seine wahre, dreidimensionaleForm aber noch unklar ist. Auch ist noch nicht bekannt,von welchem Stern die Gasmassen stammen.Der offene Sternhaufen NGC 2437 oder M 46 ist einbeobachtenswertes Objekt, weil in ihm der planetarischeNebel NGC 2438 eingebettet liegt, der schon in relativkleinen Instrumenten gut zu beobachten ist. Der Zen-tralstern des planetarischen Nebels ist zwar nur insehr groen Teleskopen sichtbar, aber schon in einemAchtzller zu fotografieren.Die Galaxie NGC 5194 oder M 51 wird im englischen die'Whirlpool' (Strudel)-Galaxie genannt; der Name leitetsich vom Aussehen der Galaxie ab. M 51 bildet mit NGC5195 ein enges Paar, das gravitativ interagiert. Simu-lationen mit Computern haben gezeigt, da die kleinereNGC 5195 nahe an M 51 vorbeigezogen ist, so da Gas,Staub und Sterne aus beiden herausgezogen wurden.M 81 und M 82 sind die hellsten Galaxien einer Gruppeim nrdlichen Groen Bren, zu der auch NGC 2976gehrt. Sie sind ca. 10 Millionen Lichtjahre von derErde entfernt; M 81 und M 82 sind schon im Fernglas zuerkennen.Der helle Kern von M 94 ist zwar schon ziemlich leichtzu sehen, doch die Anstze von Spiralarmen zeigen sicherst im greren Teleskop.Ein schon mit dem freien Auge einfach sichtbarer Stern-haufen, der im Fernglas beeindruckend sternenreicherscheint. Er steht direkt unterhalb des 'falschenKreuzes' und ist so einfach zu finden.Offener SternhaufenKugelsternhaufenPlanetarischer NebelDiffuser NebelGalaxieRadioquelleOffene SternhaufenPlanetarische NebelDiffuse NebelGalaxienRadioquellenunbekannte NebelartAlphaBetaGammaDeltaEpsilonZetaEtaThetaIotaKappaLambdaMyNyXiOmikronPiRhoSigmaTauYpsilonPhiChiPsiOmegaSonneMerkurVenusErdeMarsJupiterSaturnUranusNeptunPlutoKomet Halley 1982iKomet Wilson 1986lKomet Kohoutek 1973 XIIMondErdschattenIsternfrmigIIoval und gleichmig hellIIaoval, gleichmig hell und konzentriertIIboval, gleichmig hell ohne KonzentrationIIIaIIIoval und ungleichmig hellIIIboval, ungleichmig hell mit Aufhellung am RandIVringfrmigVunregelmigVIauergewhnlich geformt.KMP.IMG.SC3.PI3.PAC.PIC.DOO.IMDELIBBQA(A      &   /y_F/}dH.{Fertig!GDOS-Ausgabe|zuerst abschalten!Objekte etc. Schwarz auf Wei?Ja|NeinAuerhalb der Karte%sl. Lnge %8.4f, Breite. %8.4f GradekgaRekt. %7.4f h, Dekl. %8.4f, Azimut %8.4f, Hhe %7.4f GradRekt. %7.4f h, Dekl. %8.4f Grad%s:|%s| |Handbuch Seite %d%s:|%s| |im Handbuch nicht beschriebenAusfhren|NeinAusfhren|NeinTITEL_%d.IMGBitte warten, Datei %s wird gelesen.Bitte Geduld, Identifikationsdaten werden erzeugt.Erzeugung der Identifikations-|daten abbrechen?Startvorgang abbrechen?Ja|Nein%6dERDSCHATTEN Es gibt kein|historisches Jahr Null!Das Datum ist nur erlaubt,|solange der ganzzahlige Anteil|des Julianischen Datums|zwischen 1 und 9999998 liegt.Wegen der Umstellung vom|julianischen auf den|gregorianischen Kalender gibt|es dieses Datum nicht!Wenn Sie glauben, da ich ein|falsches Datum nicht erkennen|wrde, haben Sie sich|getuscht!Die Sequenz hat eine falsche|Auflsung: %d * %d Pixel|mit %d Farben%d AE%3.1f AE%4.2f AEblauerblauweierweiergelbweiergelberorangerrotertiefroter Riesenstern Zwergstern Unterzwerg Hauptreihenstern Sternheller Beobachtungsort, Zeit und gewnschte Karte eingeben (mit den jeweiligenFunktionen 'Einstellen:...'), evtl. gewnschte Objekte whlen, dann 'Anzeigen:Himmel' anklicken. Objekte knnen mit der linken Maustaste angeklickt werden,nochmaliges Drcken der linken Taste lt das Informationsfenster wiederverschwinden. Drcken Sie dagegen die rechte Taste, bekommen Sie zustzlicheInformationen oder die Umrisse des Sternbildes (durch Drcken der rechten Tastedanach bleibt das Sternbild sichtbar, die linke Taste lt es wieder ver-schwinden). Ein Ausschnitt kann auf einer quatorial-, Planeten- oder ber-sichtskarte vergrert werden, wenn Sie eine Ecke mit der rechten Taste fest-legen und dann die gegenberliegende Ecke mit der linken Maustaste bestimmen.Zurck zum Men kommen Sie mit der rechten Maustaste (bei rechteckigen Kartenzweimal drcken). Wenn Sie auf einer Karte mit normalen Sternen beide Maus-tasten drcken, kommen Sie in einen Modus, wo oben das Sternbild angezeigtwird, in dem sich der Mauszeiger gerade befindet (er verwandelt sich in ein Fa-denkreuz); Sie verlassen diesen Modus wieder durch Drcken einer Maustaste. Auf irdischen Karten knnen Sie direkt auf der Karte durch die Tasten 'O'Objekte bzw. durch 'S' Sternbilder suchen, vorausgesetzt auf der Karte sindauch Objekte bzw. Sterne enthalten; andere Tastenfunktionen mit RETURN. Suchfunktionen und Bahndarstellung ('Anzeigen: Bewegung') arbeiten nur dann,wenn Sie vorher eine Karte dargestellt haben (bei sichtbarem Himmel oder einerHorizontkarte ohne Sterne und Nebel!); Planetenlauf auf einer Sternkarte istnur mglich, wenn Sie bei der Darstellung die Planeten weggelassen haben..SKYProgramm ist jetzt interaktiv!Keine Dmmerung|an diesem Tag!Es wurde%s %d|Bild%s a%st.nerngehngbgespeicher)',j `pXFNNNNNNNOOO&O8OHO`OOOOOOPQHQnQQQUUUUUUUUUUUUUUUUUUUUUUUUUUUUUUUUUUvUjU^UUUUUUUUUUUUUUURUFU:U.U"TUU TTTTTTTTT efghijkVVVVVWWW W,W8WBWLWVW`WjWt `abcXXXYY"Y4YFYXYjY|YYYYYpqq*qLqnqhwZp6lliPw%f %d.%d.%d %5.2f[%d][%s][%s]OKAllgemeiner FehlerLaufwerk nicht bereit|- ZeitberschreitungUnbekannter FehlerCRC (Prfsumme) falschUngltiger BefehlSpur nicht gefundenFalscher BootsektorSektor nicht gefundenKein PapierSchreibfehlerLesefehlerDatentrger schreibgeschtztDatentrger wurde gewechseltUnbekanntes GertLesefehler bei VerifyAnderen Datentrger einlegenUngltige FunktionsnummerDatei nicht gefundenPfadname nicht gefundenZu viele Dateien geffnetZugriff nicht mglichUngltige Datei-|IdentifikationsnummerSpeicher vollUngltige SpeicherblockadresseUngltige LaufwerksbezeichnungKeine weitere DateienBereichsfehler|- ungltiges SeekInterner GEMDOS-FehlerKeine BinrprogrammdateiSpeicherblockfehlerUnbekannter GEMDOS-FehlerEin Fehler ist aufgetreten:|%sAbbruchDiese %ssdatei|ist nicht korrekt|oder unvollstndig|und konnte deshalb nicht|(komplett) geladen werden.Die Speicheroperation konnte|nicht korrekt ausgefhrt|werden, vielleicht ist der|Datentrger voll?undefinierter Meneintragundefinierter Messagetypundefinierter EreignistypEinst. der Speicherkonfig.Suche n. angeklicktem ObjektTastenauswertungSpeichern eines Bildeskein Platz fr neue LinienZeiger bei SETZ_STATUSZeiger bei LIES_STATUSZeiger bei STR_FORMULARZeiger bei TEXT_FORMULARZeiger bei STATUS_FORMULARZeiger bei ZEIGES_FORMULARZeiger bei SET_STATUSundefinierter Fehler Typ %dNICHT ABSCHALTEN oder Reset|drcken, Sie haben soeben|einen Fehler entdeckt!|Weitere Informationen folgen!Achtung!Bitte senden Sie folgende|Informationen an:|Frank P. Thielen|Karlstrae 34, 4060 Viersen 11|Tel. 02162-51497Achtung!Teilen Sie mir folgende|drei Zeilen mit:Achtung!Interner Fehler:|%s,|Info ist %dWeiteres folgtNennen Sie mir bitte die|Funktion, in der dieser Fehler|aufgetreten ist und den Weg,|wie Sie ihn erzeugt haben!Weiteres folgtAuerdem bentige ich die|genaue Programmbezeichnung und|die komplette Zeile unter dem|Bildchen im Infoformular|('ber SKYPLOT PLUS 4x')!Das war alles, Danke!Die Datei|%s|ist defekt oder nicht von|Skyplot erzeugt!Die Datei|%s|stammt von einer alten|Version, sie kann nicht|geladen werden!Die Datei|%s|stammt von der falschen|Version, sie kann nur mit der|%sersion geladen werden!NormalvSpezialvTT-VMULTIGEMabsolute Helligkeit %5.2f GrenklassenSpektralklasse %s%s, DoppelsternSternbild %s %s %sEntfernung %6.1f Parsec (%6.1f Lichtjahre) XDistanz der Doppelsternpartner %5.1f Bogensekunden%s%c%s%s am %d. %d. %d um %5.2f UhrEntfernung von der Erde %8.1f kmEntfernung von der Erde %6.3f AE oder %6.1f Mio. kmEntfernung von der Erde %6.3f AEEntfernung von der Sonne %6.3f AE oder %6.1f Mio. kmEnfernung von der Sonne %6.3f AEheliozentrische Lnge %6.2f, Breite %6.2f Gradekliptikale Lnge %6.2f, Breite %6.2f GradPhasenwinkel %5.2f GradMondalter %4.1f Tagescheinbarer quatordurchmesser %7.2f Bogensekundensekundenminutenminutenminutensekunden%s %sFlu bei 10 GHz %9.4f JyFlu bei 100 GHz %9.4f Jyphotographische Helligkeit %5.1f Grenklassenvisuelle Helligkeit %5.1f Grenklassenphot. Helligkeit des Zentralsterns %5.1f Grenkl.phot. Helligkeit des Anregungsterns %5.1f Grenkl.Spektralklasse des Anregungssterns %sSpektralklasse des Haufens %sHaufen enthlt etwa %d SterneDurchmesser %5.1f BogenminutenAusdehnung %5.1f x %5.1f Bogen%sEntfernung %4.1f kpc (%ld Lichtjahre)Rotverschiebung %7.4fEntfernung %ld pc (%ld Lichtjahre)MCMoleklwolke (MC)QQuasar (Q)PLPlanet (PL)H2H II-Region (H2)PLNEPlanetarischer Nebel (PLNE)SNRSupernova-berrest (SNR)RGRadiogalaxie (RG)DCStaubwolke (DC)RSRadiostern (RS)PPulsar (P)Typ: %sTyp %sSternRektaszension%s %6.3f h, Deklination%s %6.2f Gradscheinbare Helligkeit %6.2f Grenklassen%s variabelHhe ber dem Horizont %5.2f, Azimut %6.2f Gradekliptikale Lnge %6.2f, Breite %6.2f Gradgalaktische Lnge %6.2f, Breite %6.2f GradBravo!|Sie haben es geschafft!| |Das Objekt %s!knnte mit|der Erde zusammenstoenstt mit|der Erde zusammenNa endlich!88888|88|||8||||8||88(8)P) ))@@@@ )(@@@@ @@(@@(( )  (@P( @@@(Xd(DDH  @P@(@)PPP)P(@@@)) 0p()!D( 0p()%%P0r 0p()ʪʪD `)@@)@@`))CP/M-68K(tm), Version 1.2, Copyright (c) 1983, Digital Research XXXX-0000-654321!!!!"x 2X|\2X|`    : unmatched quoteCannot open Cannot append Cannot create : No matchStack Overflow $%DEFOX[cdefosx 6$ N&$$(                     h    . &&   H     * $0   .                                                                                          $@n, &   $ \H , >  <& $$                                                                      2          $  (            $"     $ " &(.(4  *4(\ &   .  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