Sonnenbeobachtung für Amateure

Sonne am 07.07.2012

von Dr. Wolfgang Strickling


Grundregel Nr. 1: Nie und unter keinen Umständen mit ungeschütztem Auge die Sonne beobachten (davon hat man bloß zwei)! Bei Fernrohrbeobachtungen Schutzfilter immer vor dem Objektiv, nicht am Okular anbringen! Am Okular entstehen durch die Energiebündelung der Optik so hohe Temperaturen, dass es mir schon gelungen ist, dort Blei zu schmelzen; dort würden Glasfilter platzen und Kunststofffilter verbrennen!
Übrigens schmilzt Blei erst bei 327 Grad Celsius...

Was lässt sich alles auf der Sonne beobachten?

Routinemäßig:
Flecken, Fackeln,
Granulation, Randverdunkelung
Positionsmessungen

Seltenere Ereignisse:
Sonnenfinsternisse
Planetendurchgänge
Satellitendurchgänge
Weißlichtflares

Im H-Alpha-Licht:
Protuberanzen, Filamente, Flecken
Flares, Spikulen

Atmosphärische Erscheinungen:
Halos, Polarlichter


Wichtig:
die Lichtdämpfung!


Instrumente für die Sonnenbeobachtung

Ohne optische Hilfsmittel:

Lichtdämpfung: am besten mit Hilfe des Gucksonns, Alternativ evtl. kräftige Schweißgläser (Dichte 14, oder mehrlagige schwächere Filter), Rettungsfolie oder vollständig geschwärzter Schwarzweiß-Filmstreifen. Geschwärzte Farbfilme, CDs, Disketten oder rußbedeckte Gläser schwächen zwar das Licht, lassen aber die gefährliche Infrarotstrahlung (Wärmestrahlung) durch und sollten deshalb nicht benutzt werden! Zur Sonnenfinsternis am 11.08.1999 gab es  Pappbrillen mit einer Filterfolie (über den KOSMOS-Service, Astromedia, ICS oder Baader zu beziehen), die natürlich auch die Beobachtung großer Sonnenflecken gestatten. Das beste Bild liefert übrigens meines Erachtens nach die schwarze Folienbrille von (ICS).
Aber Vorsicht: NIE mit einer solchen Brille durch ein Fernrohr schauen! Die Folie wird im Brennpunkt schmelzen, und dann war's das!

gucki.gif, 2kB Der Gucksonn zur gefahrlosen und bequemen Sonnenbeobachtung ohne Fernrohr ist leicht aus Holzleisten und dunklen Glasplatten (Schweißglas) herzustellen. Durch Mehrfachreflexion zwischen Glasplatten, die auf ca. 2 cm dicken AbstandsHaltern am See montiert sind, wird das Licht auf bequeme Art und Weise gedämpft. Schon mit bloßem Auge lassen sich größere Sonnenflecken als kleine schwarze Pünktchen auf der Sonne beobachten (ab etwa 100.000 km Größe, entsprechend knapp 10 Grad Ausdehnung auf der Sonne). Ebenfalls schon ohne Fernrohr interessant sind Sonnenfinsternisse und Venusdurchgänge.

Feldstecher:
Entweder auf einem Stativ mit Projektionsmethode oder mit Objektivfiltern beobachten. Nie ungefiltert verwenden, sondern Folienfilter benutzen (Selbstgebaut, aus käuflichen Filterfolien)! Für größere Flecken und Sonnenfinsternisse geeignet. In der totalen Phase einer Sonnenfinsternis, wenn die helle Photosphäre vom Mond vollständig verdeckt wird, kann man die Filter abnehmen, um die Korona oder Protuberanzen zu beobachten.

Teleskope:
Wie bei der Mond- und Planetenbeobachtung auch, schneiden Refraktoren aufgrund der höheren Bilddefinition meistens etwas besser als Reflektoren ab. Da genug Licht vorhanden ist, bringt eine große Öffnung nur selten Vorteile, die höhere Auflösung größerer Optiken kann man aufgrund der tagsüber meistens relativ hohen Lufunruhe ohnehin nur selten nutzen. Kleine 60 mm-Refraktoren leisten an der Sonne oft schon Erstaunliches! Man darf nicht vergessen, vorhandene Sucherfernrohre abzudecken, sonst kokelt man sich schnell Löcher ins Hemd!

Die Lichtdämpfung:

Ein ganz wichtiges Kapitel!
Die einfachste und mit die beste Methode bei Fernrohrbeobachtungen ist das Okularprojektionsverfahren. Das helle Sonnenbild im Fokus wird über ein Okular auf eine glatte weiße Fläche projiziert (Papier oder Kunststoffoberfläche), und kann dort ganz bequem beobachtet, abgezeichnet oder ausgemessen werden. Als Okular sollte man wegen der Hitze im Brennpunkt nur unverkittete Okulare (z. B. Mittenzwey, Huygens oder Ramsden-Typ) verwenden (bei Kellner, Plössl o. ä. kann die Verkittung durch die Hitze beschädigt werden).
Das projizierte Sonnenbild steht in der Regel aufrecht, aber seitenverkehrt.

sonnproj.gif, 24 kB
Das Sonnenprojektionsverfahren

Will man direkt durch das Fernrohr beobachten oder fotografieren, ist man auf Filter angewiesen. Am besten ist, das Licht schon vor dem Objektiv zu schwächen, um die Wärme gar nicht erst ins Fernrohr gelangen zu lassen. Nachteil: Die Bildqualität leidet sehr, wenn das Filter nicht die gleiche optische Präzision wie das Objektiv hat. Glasfilter sind in dieser Beziehung sicher am besten, aber auch relativ teuer. Spezielle Folienfilter (BAADER Astro-Solar Folie, ca. 20,- Euro in DIN A 4,  ausreichend für mehrere Instrumente) sind für visuelle Beobachtungen eine recht preiswerte und ganz brauchbare Alternative.

Für die Photographie ist die Dämpfung der visuellen Filter allerdings etwas zu stark, so dass man unnötig lange belichten muss. Für visuelle Zwecke sind Filter der Dichte 4 oder 5 geeignet (sie lassen 0,01 % oder 0,001 % des Lichtes durch), fotografisch ist Dichte 3 (Transmission 0,1 %) besser, da man kürzer belichten kann. Wer oft fotografieren will, sollte sich für sein fernrohr also einfach das schwächere Filter kaufen und kann dann gegebenenfalls mit preiswerten Okularfiltern nachdämpfen oder je ein spezielles Folienfilter für visuelle und fotografische Anwendung basteln.

Okularsonnenfilter, die bei Kaufhausfernrohren oft gleich mitgeliefert werden, springen in der Hitze des Brennpunktes sehr schnell, und das Auge ist schutzlos der Strahlung ausgeliefert. Wenn überhaupt, dann sollte man diese Filter höchstens bei Geräten unter 60 mm Öffnung benutzen.

Wie oben bereits geschrieben, sollten geschwärzte Farbfilme, CDs, Disketten oder rußbedeckte Gläser nicht benutzt werden, da sie zwar das sichtbare Licht schwächen, aber die gefährliche Infrarotstrahlung (Wärmestrahlung) durchlassen und Augenschäden verursachen können! Nur, wenn nicht mehr als 0.003% (~ Dichte 4.5) des sichtbaren Lichtes und nicht mehr als 0.5% (~ Dichte 2.3) des nahen Infraroten (780 - 1400 nm) geblockt wird, kann man ein Filter als sicher bezeichnen (s. Artikel von Chou). Mehr  Details zur Lichtdämpfung in den Spezialseiten  von B. Ralph Chou und AVA (deutsche Übersetzung). Auch darf man unter keinen Umständen durch ein Fernrohr mit den Finsternisbrillen schauen! Die Filterfolie wird im Brennpunkt schmelzen, und dann war's das! 

Finsternisbrillen gibt's z. B. bei Astroshop.de,  Astromedia oder ICS (bei letzteren auch mit der schwarzen Folie für ein besonders gutes Bild).

Sogenannte Helioskope sind okularseitige Ansätze, die eine Lichtschwächung bewirken (meistens durch Reflexion an unverspiegelten Glas- oder Prismenoberflächen). Hierzu gehören auch die sog. Sonnenpentaprismen und der Herschelkeil. Bei letzerem wird das Licht an der unverspiegelten Diagonale eines Zenitprismas ins Okular gelenkt, wobe 95% des Lichtes und der infrarotstrahlung hinten unschädlich austreten. Das Bild hierbei ist aber noch so hell, dass man mit Okularfiltern nachfiltern muss. Aber Vorsicht! Viele Neutralgrau- und Polarisationsfilter schächen zwar das sichtbare Licht, aber nicht die schädliche Infrarotstrahlung!! Deshalb sollte man auf jeden Fall noch ein Infrarot-Blockfilter verwenden (z. B. Baader UV/IR-Blockfilter Nr. 2459207).

Nachteile: Luftturbulenzen im Tubus durch die voll eintretende Sonnenstrahlung, der lange Lichtweg für diese Konstruktionen verträgt sich nicht mit jedem Fernrohr (z. B. Newton). Schmidt- Cassegrains u. ä würden außerdem durch Überhitzung des Fangspiegels beschädigt. Außerdem sind sie meist relativ teuer, wenn nicht Second Hand von Flohmarkt erworben. Absolute Spezialisten bauen sich auch Spiegelteleskope mit unverspiegeltem Hauptspiegel.


Die Beobachtungsobjekte:

Bei allen Sonnenbeobachtungen gilt generell, wie bei anderen astronomischen Beobachtungen auch, dass ernsthafte Beobachtungen auf jeden Fall Aufzeichnungen über die Luftqualität enthalten müssen. Am gebräuchlichsten ist hier die Kiepenheuer-Skala, die getrennt Bildschärfe und Bildruhe bewertet (Tab. 1).

Tab. 1: Modifizierte Kiepenheuer-Skala
Ruhe R Schärfe S
1 Keine Bildbewegung erkennbar, weder am Rand noch auf der Scheibe 1 Granulation und Feinstrukturen in der Penumbra sehr gut sichtbar
2 Bildbewegung 2" nur am Rand erkennbar, nicht auf der Scheibe 2 Granulation gut sichtbar, Penumbra nahezu ohne Feinstrukturen, scharfe Übergänge zu Umbra und Photosphäre
3 Bildbewegung 4" gut am Rand und auf der Scheibe sichtbar, wallender oder pulsierender Rand 3 Granulation nur andeutungsweise erkennbar, Umbra und Penumbra gut trennbar, unscharfer Übergang zur Photosphäre
4 Bildbewegung 8" verhindert nahezu die Unterscheidung von Umbra und Penumbra, stark wallender und pulsierender Rand 4 Granulation unsichtbar, Umbra und Penumbra nur bei großen Flecken noch trennbar
5 Bildbewegung >8" erreicht Durchmesser von Flecken, heftig wallender und pulsierender Rand 5 Granulation unsichtbar, Umbra und Penumbra nicht oder kaum zu unterscheiden

1. Sonnenflecken

Sonne mit Sonnenflecken, Juli 2012Sonnenflecken wurden seit Galileis Zeiten schon systematisch beobachtet, gelegentlich kann man sie schon mit dem bloßen Auge erkennen. Im Fernrohr sind es die einfachsten und für Sonnenbeobachter die ergiebigsten Objekte.

Sie entstehen, wenn die Magnetfeldlinien, die normalerweise parallel zur Photosphäre im Sonneninnern verlaufen, schleifenförmig die Photosphäre kreuzen und den Energiefluss aus den tieferen Sonnenschichten verändern. So kühlen sich die Gasmassen von etwa 6000 Grad C auf ungefähr 4500 Grad C ab und erscheinen dem Beobachter wegen der erforderlichen Lichtdämpfung dunkel, obwohl sie eigentlich immer noch gleißend hell sind.

Die Sonnenflecken erscheinen meistens scharf begrenzt, aber an größeren Flecken bildet sich ein dunkelgrauer Saum (Penumbra) um einen oder mehrere Zentralflecken (Umbra), man spricht dann von einem Hoffleck. Außerdem fällt auf, dass die Flecken nicht wild und zufällig über die Sonne verteilt stehen, sondern sich meistens in Gruppen konzentrieren. Verteilen sich die Flecken einer Gruppe über einen größeren, langgestreckten Bereich (mehrere Grad) so handelt es sich um eine sogenannte bipolare Gruppe, denn die beiden Enden der Gruppe haben eine unterschiedliche magnetische Polarität. Der Fleck in Rotationsrichtung der Sonne, am Westrand der Gruppe, heißt p-Fleck (p kommt von proceeding), der entgegengesetzte heißt f-Fleck (von following). Meistens ist der p-Fleck der größere.

Aus der Zahl der Flecken und Gruppen wird die Relativzahl berechnet, die ein wichtiges Maß für die Sonnenaktivität ist. Man addiert die Einzelflecken F zur Zahl der Gruppen G, multipliziert mit 10:

R = k (10 G + F).

Der Reduktionsfaktor k hat nur Bedeutung, wenn die Beobachtungen mehrerer Beobachter verglichen werden sollen; für eigene Statistiken kann man k = 1 setzten. Als Fleck zählt jede dunkle Veränderung auf der Sonne, die größer als 3" ist und länger als 30 Minuten besteht,

Außer der Relativzahl gibt es noch eine Reihe weiterer Maßzahlen, die sich mit Hilfe der Sonnenflecken bestimmen lassen, z. B. Beck'sche Relativzahl, Pettiszahl oder Flächenzahlen und CV-Werte. Das ist aber eher etwas für Profis oder fortgeschrittene Amateure.

Interessant ist es, die Entwicklung von Sonnenflecken zu beobachten, wo man schon innerhalb weniger Stunden Veränderungen erkennen und zeichnerisch festhalten kann. Für längere Beobachtungsreihen empfiehlt es sich, die Fleckengruppen zu klassifizieren. Am gebräuchlichsten ist die Einteilung nach WALDMEIER, die auch gleichzeitig ungefähr den Lebensweg einer Fleckengruppe aufzeichnet. Natürlich erreichen nur wenige Gruppen das maximale Entwicklungsstadium F, oft werden einige Stufen übersprungen oder die Gruppe bildet sich vorzeitig zurück.
Für eine etwas genauere morphologische Klassifikation ist die ebenfalls recht einfach zu ermittelnde Klassifikation nach McINTOSH gut geeignet.

wilson.gif, 4kB
Andere beobachtbare Phänomene sind der sogenannte Wilsoneffekt (s. Abb links), eine perspektivische Verzerrung von Hofflecken am Sonnenrand aufgrund des etwas tiefer liegenden Fleckenbodens oder Lichtbrücken, also Teilungen von Hofflecken.

Auf der ungestörten Photosphäre ist unter guten Bedingungen die Granulation als körnige Struktur, hervorgerufen durch aufsteigende Gasblasen aus tieferen Sonnenschichten, erkennbar. Mit einer "Größe" von wenigen Bogensekunden und einer Lebensdauer von höchstens 10 - 15 Minuten ist sie aber mit Amateurinstrumenten nur sehr schwer genauer zu beobachten

Gut zu sehen ist jedoch schon mit kleinsten Instrumenten die Randverdunkelung der Sonne. Ursache ist, dass das Licht am Sonnenrand einen längeren Weg durch die Sonnenatmosphäre zurücklegen muss.

Wie kann man die Beobachtungen weiter auswerten?

Sehr interessant ist die Bestimmung der Sonnenaktivität in Form der Relativzahl. Aus vielen Beobachtungen lassen sich Monats- und Jahresmittelwerte berechnen und man kann so die Sonnenaktivität mit Maxima und Minima gut verfolgen. Starke Schwankungen in der Kurve lassen sich mathematisch glätten über gewogene Mittelwertbildung. Gebräuchliche Methoden sind:
A13  Gewogenes Mittel aus 13 Monatsmitteln, erster und letzter Wert  haben halbes Gewicht und
P17  Gewogenes Mittel aus 17 Monatsmitteln, Gewichtsverteilung nach (1 - (n/9)2)3, mit n = -8 ... 8.

Ambitionierte Beobachter können ihre Daten an die Fachgruppe Sonne der VdS weiterleiten (Adresse s. Anhang) und so mit anderen Amateuren wissenschaftlich verwertbare Daten sammeln oder analysieren. Man kann auch Differenzen zwischen der Nord- und der Südhemispäre der Sonne untersuchen oder Fleckenentwicklungen in Relation zur Gesamtaktivität der Sonne setzen. Links zu Amateurprogrammen stehen auch in meiner Sonnen-Linkseite


2. Sonnenfackeln

Neben den Flecken gibt es auf der Photosphäre auch hellere Stellen. Ihre Temperatur liegt bei etwa 7000 Grad Celsius. Diese sogenannten Fackeln treten oft im Zusammenhang mit Flecken auf und sind ebenfalls Zeichen magnetischer Störungen. Leider sind sie nur am Sonnenrand gut zu beobachten, im Zentrum der Sonnenscheibe ist der Kontrast so gering, dass man sie kaum erkennen kann. Am besten sind sie mit Objektivfiltern sichtbar; dabei sollte das Beobachtungsinstrument mindestens 50 mm Öffnung haben.

Analog zu den Sonnenflecken gibt es auch Klassifizierungen für Fackeln, die allerdings nicht so gebräuchlich wie die Fleckenklassen sind. Man unterscheidet vor allem Herde aus Einzelfackeln von "zusammengeflossenen" Fackelgebieten und Fackeln ohne Begleitflecken von fleckenassoziierten Fackeln.

Zur Bestimmung der Fackelaktivität kann man die Gesamtzahl der Fackelherde, differenziert nach Fackeln mit und ohne Flecken, oder die Fackelrelativzahl bestimmen; sie errechnet sich wie die Fleckenrelativzahl aus der Zahl der Einzelfackeln, addiert mit der 10fachen Zahl der Fackelherde. Alternativ bietet sich die Messung der Fackelfläche an.

Ein Bonbon unter den Fackeln sind die sogenannten Polfackeln. Während "normale" Fackeln üblicherweise wie die Flecken in niedrigen oder mittleren Breiten auftreten, erscheinen Polfackeln in heliographischen Breiten über 50 Grad. Ihre Lebensdauer liegt durchschnittlich nur bei wenigen Stunden. Bemerkenswert ist, dass sie bevorzugt im Sonnenfleckenminimum zu auftreten. Sie sollten auf jeden Fall getrennt von den übrigen Fackeln registriert werden.

Interessante Auswertmöglichkeiten sind Vergleiche der Fackel- zu Fleckenaktivität, Entwicklung von Fackelherden, eventuell differenziert nach Fackeln mit und ohne Flecken.


3. Positionsmessungen

Wer private Sonnenstatistiken erstellen möchte, kommt um Positionsmessungen kaum herum. Im einfachsten Fall unterscheidet man nur zwischen Flecken der Nord- und der Südhemisphäre zur getrennten Aufnahme der Relativzahlen. Wer genauer arbeitet, kann einzelne Flecken- oder Fackelgruppen ausmessen, ihre Position bestimmen oder Wanderungen von Gruppen bzw. Einzelflecken in Gruppen beobachten. Mit Positionsdaten lassen sich auch früher beobachtete Gruppen sogar dann identifizieren, wenn sie nach einer halben Sonnenumdrehung wieder am Ostrand der Sonne erscheinen. Auf diese Weise kann man die Lebensdauer von Flecken oder Entwicklungen einzelner Gruppen registrieren.

Konsequente Beobachter können dann Karten der Sonne zeichnen oder die differentielle Rotation der Sonne bestimmen. Über einen ganzen Fleckenzyklus verteilt kann man feststellen, dass sich die Zone der Sonnenflecken immer weiter dem Äquator annähert. Graphisch aufgetragen erhält man so ein "Schmetterlingsdiagramm". Gegen Ende eines Zyklus kann man u. U. Flecken in höheren heliographischen Breiten beobachten, diese gehören dann schon zum neuen Zyklus und haben eine umgekehrte magnetische Polarität.

Wie misst man Positionen auf der Sonne?

Von komplizierten Methoden, wie photographische Verfahren oder der Durchlaufmethode abgesehen, bietet sich in erster Linie die Projektionsmethode an. Man kann die Flecken auf Papier projizieren und dann abzeichnen und weiter ausmessen, am einfachsten jedoch projiziert man das Sonnenbild auf ein Gradnetz (die sind z. B. bei der VdS-Materialzentrale zu bekommen oder evtl. mit Hilfe eines Computers auszudrucken. Druckvorlagen  mit Anleitung bei U. Schirpke). Recht genau ist auch die Projektion auf Millimeterpapier und anschließende Umrechnung in solare Koordinaten. Wer regelmäßig Fleckenpositionen misst und die Messungen dann weiter auswerten will, wird ohnehin mit einem Datenwust konfrontiert, so dass sich die Verwendung eines Computers oder programmierbaren Taschenrechners empfiehlt. Damit ist die Umrechnung der Millimetermessungen dann auch ein Kinderspiel.
Zur PC-gestützten Auswertung siehe auch mein SONNE-Artikel!

Problematisch ist bei Positionsmessungen auf der Sonne, dass es keine festen, unveränderlichen Formationen gibt, an denen man seine Messungen "eichen" kann. Hinzu kommt, dass die Sonne aufgrund der differentiellen Rotation am Äquator schneller rotiert als an den Polen und dass die Sonnenachse "schief" im Raum liegt.

Um die differentielle Rotation in den Griff zu bekommen, hat man sich für Positionsmessungen auf die sogenannte Carrington'sche Sonnenrotation mit einer Rotationsperiode von 27,28 Tagen geeinigt. Das entspricht der synodischen (=scheinbaren) Rotation in etwa 16 Grad heliographischer Breite. Zur Berücksichtigung der räumlichen Lage der Sonnenachse verwendet man unterschiedliche Gradnetze, die von 0 bis 7 Grad Neigung erhältlich sind und dreht sie entsprechend dem Positionswinkel der Achse.

Praktisch geht man folgendermaßen vor:

position.gif, 5kB1) Auswahl des entsprechenden Gradnetzes. Aus einem Jahrbuch entnimmt man die heliographische Breite des Sonnenmittelpunktes B0 und sucht sich das entsprechende Gradnetz aus. Für positive B0-Werte schaut man auf die Nordhalbkugel der Sonne, das ist am projizierten Sonnenbild in der Regel die obere Hälfte.

2) Einstellung der genauen Ost-West-Richtung. Die Messschablone wird so lange gedreht, bis der Sonnenrand oder ein Fleck genau auf der markierten Ost-West-Linie läuft.

3) Einstellung des Positionswinkels P. Der Positionswinkel P der Sonnenachse ist wieder aus Tabellen oder Jahrbüchern zu entnehmen. Um diesen muss das Gradnetz gedreht werden, und zwar bei positiven Werten nach Osten, das ist in der Regel nach rechts, also im Uhrzeigersinn.

4) Solare Koordinaten. Nun kann die heliographische Breite B und die Länge l eines Fleckes direkt aus dem Gradnetz abgelesen werden. Das Vorzeichen von B ist für Abweichungen nach Westen positiv. Will man die Positionsmessungen an das Carrington'sche Rotationssystem ankoppeln, z. B. für die Erstellung von Karten, muss man zur Länge l noch die Länge L0 des Zentralmeridians, die man wieder im Jahrbuch findet, addieren.

Diese Messmethode liefert eine Genauigkeit von etwa einem Grad in heliographischen Koordinaten. Für genauere Resultate muss man Fehler der Abbildungsoptik, perspektivische Effekte und die differentielle Refraktion noch berücksichtigen, was bei normalen Amateurbeobachtungen jedoch nicht notwendig ist.

4. Sonnenbeobachtungen in schmalen Spektralbereichen

Die bisherigen Ausführungen bezogen sich auf den gesamten Teil des sichtbaren Lichtes, den sogenannten Weißlichtbereich. Man kann jedoch mit geeigneten Filtern die Sonne im ganz engen Band einer einzigen Spektrallinie beobachten.

Besonders interessant ist die H-Alpha-Linie des Wasserstoffs bei einer Wellenlänge von 656,3 nm im intensiv roten Bereich. Hier kann man Phänomene der Sonnenatmosphäre beobachten, die sonst bestenfalls bei totalen Sonnenfinsternissen zu sehen sind. In Protuberanzenfernrohren wird eine solche Sonnenfinsternis simuliert und man kann Gasverdichtungen in der Sonnenatmosphäre, die sogenannten Protuberanzen, beobachten. Sie haben eine Temperatur von etwa 7000 Grad und können hunderttausende von Kilometern hoch werden. Da sie sich an starken Magnetfeldern bilden, sind sie oft mit Fleckengruppen assoziiert. Wenn man also eine größere Fleckengruppe am Sonnenrand sieht oder erwartet, lohnt es sich, nach Protuberanzen Ausschau zu halten (so man ein derartiges Gerät hat...).

Im Gegensatz zu den sogenannten ruhenden Protuberanzen, die sich über Stunden praktisch nicht verändern, gibt es auch aktive Protuberanzen. Sie verändern sich sehr schnell innerhalb weniger Minuten, und es lohnt, diese Vorgänge zeichnerisch oder photographisch festzuhalten. Außer den Protuberanzen beobachtet man bei stärkerer Vergrößerung die sogenannten Spikulen, das sind kleine und kurzlebige flammenförmige Ausbrüche am Sonnenrand. Im Rahmen längerer Beobachtungsreihen kann man wie bei Flecken und Fackeln Klassifikationen der Protuberanzen bestimmen, die Protuberanzenrelativzahl errechnen oder Größe und Position ausmessen und in Beziehung zu Flecken- und Fackelherden oder zur allgemeinen Sonnenaktivität stellen.

Während in Protuberanzenfernrohren noch relativ preiswerte H-Alpha-Filter mit Halbwertsbreiten von 2 - 10 Ångström (bei guter Luft sollen sogar 100 Ångström reichen) verwendet werden können, kann man mit besseren Filtern, deren Halbwertsbreite unter 1 Å liegt, die gesamte Sonnenscheibe beobachten. Diese Filter kosten allerdings einige tausend Euro und sind z. T.relativ umständlich zu handhaben (Heizung mit Thermostat, Öffnungsverhältnis kleiner als 1:30 notwendig etc.). Mit derartigen Filtern lassen sich nicht nur Protuberanzen und Spikulen am Sonnenrand, sondern auch auf der Sonnenscheibe selbst beobachten. Dabei stellen sich die Protuberanzen als dunkle Filamente auf der Sonnenoberfläche dar und können manchmal über mehrere Sonnenrotationen verfolgt werden. Im H-Alpha-Licht sieht man aber nicht mehr die Photosphäre, wie im weißen Licht, sondern die unterste Schicht der Sonnenatmosphäre, die Chromosphäre. In der Chromosphäre sind Sonnenfackeln wesentlich intensiver als die photosphärischen Fackeln zu sehen. Neben Flecken, Fackeln und Filamenten können auch sogenannte Flares, das sind intensive Strahlungsausbrüche in starken Magnetfeldern, beobachtet werden. Manchmal sind die Flares sogar so hell, dass sie selbst im weißen Licht gesehen werden können (Weißlichtflares). Ein sehr kleines und handliches Sonnenteleskop mit integriertem H-Alpha-Filter ist das PST, das sich großer Beliebtheit erfreut.

Im Bereich H-Alpha-Beobachtung bieten sich dem ambitionierten Amateur eine derartige Fülle von Beobachtungsmöglichkeiten, wie man sie in kaum einem Gebiet der Astronomie sonst findet. Schon der Anblick der zarten Protuberanzen am Sonnenrand ist ein Erlebnis, das man sich nicht entgehen lassen sollte! Dadurch, dass mittlerweile einige auch bezahlbare Geräte für den H-Alpha-Bereich und auch für die Calziumlinie angeboten werden, eröffnen sich fortgeschrittenen Amateuren in den letzten Jahren immer neue faszinierende Beobachtungsmöglichkeiten. Eine gute Geräteübersicht gibt es z. B. bei Astroshop.de.


Weitere Beobachtungsmöglichkeiten für Sonnenbeobachter:

Planetendurchgänge:

Sie kommen relativ selten vor, beim Merkur etwa alle 8 Jahre (Zuletzt der Durchgang am 07.05.2003), bei Venus 4 mal in 138 Jahren (Zuletzt am 08.06.2004). Und dann sind sie natürlich auch nicht unbedingt in Deutschland zu sehen. (Zeiten und Sichtbarkeiten z. T. mit Guide berechnet. Ohne Gewähr...)

Die nächsten Merkurdurchgänge

Datum

Beginn (UT)

Ende (UT)

Sichtbarkeit

09.05.2016

11:30

18:30

Europa, Afrika, Asien

11.11.2019

13

18

Europa, Afrika

Die nächsten Venusdurchgänge

Datum

Beginn (UT)

Ende (UT)

Sichtbarkeit

11.12.2117

0:30

5:30

Asien, Australien (jetzt schon buchen, da wird's dann voll!)

Während Merkurdurchgänge wenig spektakulär sind, sollen Venusdurchgänge übrigens schon ohne Fernrohr nur mit einem Sonnenfilter zu beobachten sein!
Genauere allgemeine Angaben beizeiten in Jahrbüchern, "Sterne und Weltraum" oder in  der Seite zu Merkur- und Venusdurchgängen vom Finsternispapst Fred Espenak.
Sehr detaillierte Daten zum Venusdurchgang 2004 u. a. auf Pete's Transit page und bei der IOTA.


Satellitendurchgänge:

Der aufmerksame Sonnenbeobachter wird gelegentlich während der Beobachtung Satelliten über die Sonnenscheibe ziehen sehen. Ist aber relativ selten, ich habe so etwas in 10 Jahren nur dreimal gesehen.

Genauere Rechnungen zeigen allerdings, dass bei gezielter Beobachtung solche Ereignisse doch gar nicht so selten sein sollten und Durchgänge sich alle paar Tage beobachten lassen müssten!
Am einfachsten ist, man läßt sich die Durchgänge mit CalSky berechnen. Nähere Informationen und Bahndaten zur Berechnung mit anderer Software sind z. B. unter http://www.satellite.eu.org/sat/vsohp/satintro.html abrufbar.


Sonnenfinsternisse:

Nach der verregneten totalen Sonnenfinsternis 1999 :-(( muss man wieder einige Jährchen warten, bis mal wieder "in der Nähe" etwas zu beobachten ist. Die nächsten totalen Finsternisse sind am 01.08.2008, 22.07.2009 und 11.07, 2010 alle überwiegend in Asien / Pazifikraum. Karten bei der NASA.

Partielle Finsternisse sind öfter zu beobachten. Die nächsten in Deutschland partiell sichtbaren Finsternisse ist die Finsternis am 01.08.2008.
Zum Wetter dann: Trau den Meteorologen nicht weiter, als du sie werfen kannst! (A. Murner, SoFi 1999)

Viele aktuelle Links zu SoFis gibt's in meiner Sonnen-Linkseite. Zur Beobachtung einer Sonnenfinsternis reicht eine einfache Filterbrille oder der Gucksonn. Evtl. ein Feldstecher für die Korona und Protuberanzen (aber NUR während der totalen Phase damit beobachten, wenn die helle Photosphäre unsichtbar ist!!)


Atmosphärisches:

Halos (Brechungserscheinungen an hoher Cirrusbewölkung), die oft in allen Regenbogenfarben schillern, sind gar nicht so selten. Wer aufmerksam beobachtet, kann 50 bis 100 Erscheinungen jährlich sehen! Ein hervorragender Artikel dazu findet sich in "Sterne und Weltraum", Hefte 1 und 3, 1986, und bei der Fachgruppe "Atmosphärisches" der VdS.

Polarlichter sind während hoher Sonnenaktivität (v. a. Flares) auch in unseren Breiten zu sehen. Wer sich vorher informieren will (z. B. wenn größere Sonnenfleckengruppen in der Mitte der Sonnenscheibe stehen) kann die automatische Ansage des Funkwetterdienstes anrufen (Tel: 0 48 63/10 96) oder die Seiten des Space Environment Center abrufen. Starke Magnetfeldstürme sind polarlichtverdächtig! Evtl mal das Aurora Watch Center in Californien besuchen! Weitere Links dazu in meiner Sonnen-Linksammlung.


Literatur und Materialien:

Einführungen in die Sonnenbeobachtung geben fast alle Werke, die sich allgemein mit Amateurastronomie beschäftigen. Für Fortgeschrittene oder als Nachschlagewerk sehr empfehlenswert:

Reinsch et al: Die Sonne beobachten. Sterne und Weltraum, 1999. ISBN 3-87973-930-7
Von Amateuren für Amateure. Ein verständliches, umfassendes, über 400 Seiten-Opus für alle Belange der Amateursonnenbeobachtung. Praktisch und mit tausend guten Tips zu Instrumenten und Beobachtungsmethoden. Es ist der deutlich verbesserte Nachfolger des legendären "Handbuches für Sonnenbeobachter" und seit Juli 1999 im Handel.

Roth: Handbuch für Sternfreunde, Band 2.
Springer-Verlag, Berlin 1989
Sehr ausführliches, aber straff gefasstes Kapitel zur Sonnenbeobachtung, von den Cracks der deutschen Sonnenszene verfasst. Leider nicht mehr auf dem brandaktuellsten Stand der Technik.
(Aus den beiden obigen Büchern stammen auch die meisten meiner Abbildungen)

Sonderveröffentlichung der Fachgruppe Sonne:
Einführung in die Sonnenbeobachtung. Für Anfänger und Fortgeschrittene
50 Seiten, DM 6,- So was ähnliches wie das hier, mit noch mehr Bildern.

Zeitschrift "SONNE" der VdS-Fachgruppe Sonnenbeobachtung.
Erscheint vierteljährlich und gibt aktuelle Berichte, Beobachtungstipps etc. zur Amateursonnenbeobachtung.

Die oben genannten Bücher behandeln ausschließlich die praktische Beobachtung. Wer sich eingehender mit Sonnenphysik und der Profiastronomie beschäftigen will, kann sich mal in den Stadtbüchereien umsehen, dort gibt es meist eine Menge guter Bücher dazu!

Regelmäßige Berichte zur Sonnenaktivität, tägliche Relativzahlen (natürlich nur im nachhinein), Amateur- und Profiartikel über die Sonne erscheinen auch in der Zeitschrift "Sterne und Weltraum". Daten für Positionsmessungen findet man in Jahrbüchern wie dem "Himmelsjahr", "Kalender für Sternfreunde" und natürlich im Mitteilungsblatt SONNE der deutschen Sonnenbeobachter.

Fachgruppe Sonne der VdS.
Kontaktadresse: Steffen Janke, c/o Sternfreunde im FEZ e.V., An der Wuhlheide 197, 12459 Berlin
Bei Anfragen bitte Rückporto nicht vergessen, da ja alles von Amateuren ehrenamtlich erledigt wird!

Bezugsquellen für Filterbrillen zur Sonnenbeobachtung:
Finsternisbrillen sind erhältlich beim Astroshop.de,  Astromedia oder ICS (bei letzteren auch mit der schwarzen Folie für ein besonders gutes Bild), bei Astromedia gibt es auch einfache Galileische Sonnenfernrohre aus Pappe.

Filterfolien  für Teleskope und zum Selbstbau von Brillen sind z. B. über Astroshop.deBaader-PlanetariumIntercon Spacetec (ICS) oder AstroMedia zu beziehen.
Glasfilter für Fernrohre liefern alle bekannten Fernrohrhändler.

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© Dr. Wolfgang Strickling, Drususstr. 15, 45721 Haltern am See. Tel: (0 23 64) 16 76 91

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