Universitäts-Sternwarte München

Fakultät für Physik der Ludwig-Maximilians-Universität

Geschichte der Sternwarte

Lamont – Refraktor

Quasi als Antrittsgeschenk erhielt Lamont gleich ein neues Instrument, einen Refraktor aus der berühmten ehemals Fraunhoferschen Werkstätte. Dieser Refraktor war schon 1825 bei Fraunhofer in Auftrag gegeben worden, der kurz zuvor nach sechsjähriger Bauzeit sein bisher größtes Meisterwerk, einen parallaktisch montierten Refraktor mit einem Objektivdurchmesser von 24.4 cm und einer Brennweite von 4.32 m, an die Sternwarte in Dorpat geliefert hatte. Noch vor seinem Tode 1826 konnte er mit den Planungen für das neue, noch größere Teleskop beginnen. Er konzipierte die Montierung des Refraktors und schmolz den Glasblock, aus dem sein Nachfolger Georg Merz (1793–1870) das Objektiv mit einem Durchmesser von 28.5 cm schliff.

Am 3. Februar 1834 wurde Lamont von Akademiepräsident Schelling, der in Personalunion auch das Amt des Generalkonservators der staatlichen Sammlungen bekleidete, aufgefordert, seine Ansichten über die Art der zweckmäßigen Aufstellung des im Utzschneider’schen optischen Institut vorhandenen großen Refraktors, über dessen Acquisition die Unterhandlungen eingeleitet sind, baldmöglichst anher vorzulegen.

Schon am 4. April 1834 wurde das Generalkonservatorium vom bayerischen Innenminister Ludwig Kraft Ernst Fürst v. Oettingen-Wallerstein (1791–1870) informiert, daß Seine Majestät der König die Erwerbung des im optischen Institute des Geheimen Rathes von Utzschneider gefertigten Riesen Refractor gegen die im J. 1825 geleistete Vorschußzahlung von 20 000 ƒl allergnädigst zu genehmigen geruht haben. Das k. Generalkonservatorium wird danach beauftragt, das erwähnte Instrument . . . alsbald zu übernehmen.

Am 8. Januar 1835 benachrichtigte dann der Regierungspräsident des Isarkreises, Karl August Donatus Graf v. Seinsheim (1784–1864), das Generalkonservatorium, daß Seine Majestät der König den vorgelegten Entwurf zu einem für den großen Refractor der k. Sternwarte in Bogenhausen besti¯
mten Gebäude, welches auf Staatskosten erbaut werden soll, allerhöchst genehmigt haben. Der Bau des Gebäudes und die Aufstellung des Refraktors kamen noch 1835 zustande.

Darüberhinaus wurde das Generalkonservatorium am 19. März 1835 vom Staats Ministerium des Innern in Kenntnis gesetzt, daß die zum Gebrauche des großen Refractors weiters noch erforderlichen zwey Instrumente, nämlich a) ein Fraunhofersches Filiarmikrometer . . . zu 400 ƒl und b) eine astronomische Pendeluhr zu 350 ƒl aus dem optischen Institute dahier angekauft und die Gesa¯
mtkosten . . . aus der Reservesu¯
me für 1834/35 bestritten werden.

Georg Merz hatte 1808 in der Glashütte Benediktbeuern als Schürjunge begonnen, sich in seiner Freizeit, gefördert von Fraunhofer, im Selbststudium Mathematik und Optik beigebracht und war 1826 zum Werkführer avanciert. Die Firma existierte noch bis 1932 und baute erfolgreich Mikroskope, Handfernrohre, Mikrometer, Spektroskope und Gebrauchsoptik (z. B. Lupen und Brillen).

Die Königliche Sternwarte zu Bogenhausen um 1840/1845 (Blick von SW). Die Lage des 1835 mit einem finanziellen Aufwand von ca. 7800 Gulden gebauten, etwa 18 m langen und 8 m breiten Refraktorgebäudes (rechts) ist nicht korrekt wiedergegeben. Es befand sich nicht östlich, sondern, leicht versetzt, südlich vor dem Hauptgebäude und besaß zunächst keine Kuppel mit Spalt, sondern ein über Rollen verschiebbares Dach, das eine bessere Rundumsicht erlaubte. Der Refraktor kostete 20 000 Gulden, war also beinahe halb so teuer, wie der Rohbau der Sternwarte. Im Vordergrund links ist eine niedrige Hütte zu erkennen. Sie diente als Lichteinlass für Lamonts unterirdisches magnetisches Observatorium, das 1840 eingerichtet wurde.

Einband des ersten Lamontschen Refraktorbeobachtungsbuches, das interessante Messungen dokumentiert.

Lamont schwärmte von der Arbeit mit dem neuen, vorzüglichen Teleskop, das für die nächsten vier Jahre das beste der Welt sein sollte: Es genüge hier zu bemerken, das Alles darauf berechnet ist, jede fremde Beihülfe, jede bedeutende Kraftanwendung überflüssig zu machen; so vollständig wird auch dieser Zweck erreicht, dass der Beobachter, ohne seinen Sitz zu verlassen, den halben Himmel durchwandern kann, und kein Instrument mit so vieler Bequemlichkeit zu gebrauchen ist, als gerade dasjenige, dessen riesenmässige Grösse auf mühsame Behandlung schliessen lässt.

Zwei Projekte, die Lamont im Jahre 1836 mit dem neuen Teleskop durchführte, verdienen eine etwas eingehendere Erwähnung: Von Januar bis Mai 1836 machte er Ortsbestimmungen des alle 75 Jahre periodisch wiederkehrenden Kometen Halley und lieferte damit die einzige brauchbare Messreihe nach dessen damaligen Periheldurchgang. Lamont schreibt: Ein anderer Gegenstand von hohem Interesse stellte sich bald nach dem Anfange des Jahres 1836 ein: es war der aus den Sonnenstrahlen wieder hervortretende Halleysche Comet. Zum erstenmale konnte ich ihn am 17. Januar um 5 Uhr Morgens im Refractor wahrnehmen; an den folgenden Tagen war es möglich, sehr gelungene Ortsbestimmungen desselben zu erhalten. . . . Uebrigens sind die Ortsbestimmungen des Cometen in seiner Bahn bis 17. Mai fortgesetzt worden, wo er auch für den hiesigen Refractor in den Sonnenstrahlen verschwand, nachdem er geraume Zeit zuvor für alle anderen grossen Fernröhre verschwunden war. Die Messungen erwiesen sich als wertvoll für die 1986, also 150 Jahre später durchgeführte europäische Raumflugmission Giotto zu diesem Kometen, die u. a. zum Ziel hatte, während eines möglichst nahen Vorbeiflugs an dessen Kern diesen zu photographieren, d. h. erstmals einen Kometenkern sichtbar zu machen, was bekanntlich auch gelang. Lamonts Beobachtungen wurden hierfür nochmals reduziert und zusammen mit moderneren Daten dazu benutzt, den optimalen Kurs für Giotto festzulegen. Auch Lamont trug so zum Gelingen dieser Raumflugmission bei.

Links: Ausschnitt aus dem Beobachtungsbuch Lamonts, der sich auf die Messungen des Halleyschen Kometen am 27. Januar 1836 bezieht. Rechts: Der Komet bei seiner Wiederkehr 150 Jahre später vor dem Panorama der Milchstraße. Die Aufnahme entstand am 21. März 1986 an der Europäischen Südsternwarte La Silla/Chile.

Die Raumsonde Giotto (links) war knapp drei Meter hoch und hatte eine Startmasse von fast einer Tonne. Die primären Instrumente bestanden aus einer CCD-Kamera und diversen Massenspektrometern zur Untersuchung von Gas und Staub in der Nähe des Kometen. Auch Lamonts Beobachtungen trugen dazu bei, den genauen Kurs der Raumsonde festzulegen, die am 14. März 1986 in einem Abstand von nur 600 km mit einer Relativgeschwindigkeit von 250 000 km/h am Kern des Kometen vorbeiraste. Die dabei von Giotto gemachten Aufnahmen zeigen einen erdnussförmigen, dunklen Körper von etwa 15 km Länge und 7 km Breite (rechts). Lediglich 10% seiner Oberfläche sind in Sonnennähe aktiv und stoßen vor allem Wasserdampf aus. Die Analysen ergaben, dass der Komet vor 4.5 Milliarden Jahren aus Eis entstanden ist, das an interstellaren Staubpartikeln kondensierte. Seitdem hat sich seine Gestalt im Wesentlichen nicht mehr geändert.

Des Weiteren führte Lamont die ihm bekannten spektroskopischen Experimente Fraunhofers und Soldners weiter. Er hatte das von Fraunhofer und Soldner benutzte Instrument wieder instand setzen lassen, um damit die Spektren ungleichfarbiger Doppelsterne zu untersuchen. Es sollte damit die Frage geklärt werden, ob die Ungleichheit des Lichtes wirklich oder nur scheinbar sey. Da er mit dieser Anordnung nur Sterne 1. Größe erreichte und selbst da die Farben äußerst schwach wirkten, setzte er die Versuche mit dem neuen großen Refraktor der Sternwarte fort, hinter dessen mit einem Mikrometer versehenen Okular er hierfür ein Prisma eingebaut hatte. Damit erhielt er sogar bei Sternen vierter Grösse ein sehr intensives Spectrum, worin mehrere dunkle Linien zum Theile mit grosser Deutlichkeit sich erkennen liessen. Die Ergebnisse seiner Untersuchungen hat Lamont leider nicht in einer detaillierten Publikation niedergelegt. Lediglich in den Refraktor-Beobachtungsbüchern finden sich auch Aufzeichnungen zu diesen Messungen. Daraus wird ersichtlich, dass er zwischen dem 14. Juli und dem 1. Oktober 1836 die Spektren von 28 Sternen mit einer Helligkeit bis ca. 4./5. Größe visuell untersucht und Bemerkungen zum Aussehen der Spektren gemacht hat. Für 14 Sterne aus diesem Ensemble führte er zusätzlich auch mikrometrische Positionsbestimmungen starker Linien durch, wobei er besonders einige Sterne des (jetzt so genannten) Typs A0 V (Balmerserie) genauer reduzierte. Daneben fertigte er für fünf Sterne Zeichnungen ihrer Spektren an und schuf damit die ersten bildlichen Darstellungen von Sternspektren, die überliefert sind. Zusammen mit Fraunhofer und Soldner zählt Lamont daher zu den Pionieren der Sternspektroskopie. Es ist unbekannt, warum Lamont diese Arbeiten nicht weiter verfolgt hat und damit diese Art der astronomischen Forschung vor einem 20-jährigen Dornröschenschlaf bewahrt hätte.

Links: Lamonts Zeichnungen der Spektren des sehr hellen Roten Riesen Arcturus und des schwächeren Doppelsterns α CrB sowie weiterer unbenannter Sterne vom 27. Juli 1836. Dies sind die ersten bildlichen Darstellungen, die jemals von Sternspektren (ausgenommen Fraunhofers Sonnenspektrum) angefertigt wurden. Rechts: Mikrometermessungen einiger Linien in den Spektren ausgewählter Sterne.

Weitergehende Untersuchungen des Sonnenspektrums erfuhren dagegen keine derartigen Verzögerungen und schon bald wurde klar, dass die dunklen Linien durch Absorption in einem kühlen Gas entstehen, das entweder die Sonnen- oder auch die Erdatmosphäre sein könnte. Das Rätsel ihres Entstehungsorts war immer noch nicht gelöst, als im August und September der Jahre 1847 und 1850 sowie während der Sonnenfinsternis vom 28. Juli 1851 Karl Kuhn (1816–1869), Professor für Mathematik und Physik am Cadettencorps in München, mit der Erlaubnis des Herrn Conservators Dr. Lamont auf der Kgl. Sternwarte zu Bogenhausen in das Geschehen eingriff und das Spektrum der Sonne detailliert studierte. Er benutzte hierzu wie Fraunhofer einen Coelostaten, der das Sonnenbild für ca. drei bis vier Stunden auf einem mit Spalten versehenen Fensterladen des Sternwartgebäudes hielt und untersuchte das von einem Merzschen Flintglasprisma zerlegte Sonnenlicht mit einem Theodolit. Es ist erstaunlich, dass Lamont offenbar wenig Interesse an diesen Aktivitäten entwickelte und nur gelegentlich in instrumentellen Fragen gütigst Rath ertheilte. Kuhn zählte alle sichtbaren Linien (ca. 3000) und maß die Positionen der stärksten Linien gegen Fraunhofers Linie A (atm. O₂-Band bei 7594 Å). Dabei stellte er fest, dass sich die von Fraunhofer beschriebenen Linien exakt an der gleichen Stelle befanden, also fixe Linien im Sonnenspectrum sind. Er bemerkte außerdem, dass die Anzahl der Linien im roten Spektralbereich geringer ist als im blauen, dass deren Zahl jedoch zunimmt, wenn sich die Sonne dem Horizont nähert. Während der verschiedenen Phasen der Sonnenfinsternis wurden die Linienpositionen auf Konstanz überprüft und keine Änderungen festgestellt. Lediglich Farb- und Intensitätsänderungen des kontinuierlichen Spektrums wurden wahrgenommen. Alle diese Beobachtungen verfestigten zwar die schon von anderen Forschern erzielten Resultate, brachten aber in der Frage nach dem Entstehungsort der fixen Linien, die von Kuhn auch nicht angegangen wurde, keine neuen Erkentnisse.

Das 1852 von Kuhn publizierte, an der Sternwarte Bogenhausen aufgenommene Sonnenspektrum (Fig. 1) mit einem Ausschnitt des Spektrums im roten Spektralbereich (Fig. 2), in dem zusätzliche Linien kurz vor Sonnenuntergang auftauchen.

Erst der Physiker Gustav Robert Kirchhoff (1824–1887) und der Chemiker Robert Wilhelm Bunsen (1811–1899), die beide zu dieser Zeit in Heidelberg arbeiteten, interpretierten in ihren 1860/61 erschienenen Arbeiten die Fraunhoferlinien im Sonnenspektrum als Absorption durch die in den kühleren äußeren Schichten der Sonne vorhandenen chemischen Elemente und es gelang ihnen, einen Teil der Linien den im Labor erzeugten Emissionslinien einzelner Elemente (Fe, Ca, Na etc.) zuzuordnen. Die Möglichkeit der chemischen Analyse eines entfernten Himmelskörpers, verbunden mit der Erkenntnis, dass zwischen »irdischer« und »himmlischer« Materie kein Unterschied besteht, hat seinerzeit großes Aufsehen und Bewunderung bei Wissenschaftlern und in der Öffentlichkeit hervorgerufen. Damit waren spektroskopische Untersuchungsmethoden ein hochaktuelles Forschungsmittel sowohl in der Astronomie als auch in der Physik und Chemie geworden und sind es bis heute geblieben.

Den weitaus größten Teil der Beobachtungen mit dem neuen Refraktor widmete Lamont, bevor er das Interesse an seinem Riesenfernrohr 1840 gänzlich verlor, Problemen der klassischen Astronomie: Bahnbestimmung der Satelliten von Saturn und Uranus sowie relative Ortsbestimmungen in Nebelflecken, Sternhaufen und von Komponenten in Doppelsternsystemen.

Links: Der von Lamont vermessene Sternhaufen im Sobieskischen Schild. Neuerliche Ortsbestimmungen der Hamburger Sternwarte, die 1874 veröffentlicht wurden, ergaben keine gesicherten Positionsänderungen. Rechts: Lamonts Zeichnungen unterschiedlicher Nebelflecke aus einer in den Druck gegangenen Öffentlichen Vorlesung, die er während einer Festsitzung der Akademie am 25. August 1837 hielt. Nebelfleck Nr. IX konnte nur er mit seinem neuen Teleskop in Sterne auflösen.

Bildquellen:

Nr. 1–4, 6–8, 12–16: USM
Nr. 9: R. Häfner
Nr. 5, 10, 11: WWW