Die Sonne als Beobachtungsobjekt für den Amateurastronomen oder Welche solaren Strukturen lassen sich mit Baader Zubehör beobachten

Ein ausführlicher Beitrag von Dipl.-Ing. Wolfgang Paech

Unsere Sonne ist – mit ganz wenigen Ausnahmen (Stichworte: z.B. Staubstürme auf dem Mars oder die obere Jupiteratmosphäre) – das einzige astronomische Beobachtungsobjekt für den Amateurastronomen, das jeden Tag (teilweise sogar im Minutentakt, Stichwort: Protuberanzen) Veränderungen und gelegentlich ein völlig neues Bild zeigt. Alle auf der Sonne beobachtbaren Strukturen finden ihren Ursprung im Magnetfeld der Sonne.

Die Beobachtung der Sonne erfordert – zumindest im so genannten „Weißen Licht“ (Kontinuum) – keine besonderen instrumentellen Anforderungen und auch kein sonderlich teures Zubehör. Kleine Teleskopöffnungen sind für die Beobachtung vieler solarer Strukturen ausreichend. Nach knapp 50 Jahren Sonnenbeobachtung möchte Ihnen der Autor einen Überblick über all die Phänomene geben, die der Amateurastronom auf der Sonne beobachten kann und Ihnen Lust auf das spannende Gebiet der Sonnenbeobachtung zu machen.

Für den Amateurastronomen kommen nur drei spektrale Bereiche für die Beobachtung in Frage. Es sind die Wellenlängen von 393.4,- 540- und 656.28 Nanometer (Stichwort: Wellenlänge des Lichts [1]), die die Erdatmosphäre problemlos passieren lässt.

Schaut man sich diese drei Spektralbereiche etwas genauer an, so sieht man die Sonne sozusagen als eine Art Zwiebelschalenmodell – und damit auch temperaturgeschichtet – übereinander aufgebaut. Bedingt durch Druck und Lage der Magnetfelder können sich diese Schichten aber auch vermischen.

Sie finden hier Beispielbilder für jede einzelne solare Struktur, die in bestimmten Wellenlängen, für den Amateur beobachtbar ist – einschließlich einer kurzen Beschreibung zur Physik der entsprechenden Strukturen. Zusätzlich geben wir Ihnen hier direkte Links zu dem für die Beobachtung erforderlichen Baader Zubehör.

Kontinuum:

Weißlichtsonne mit einer sehr großen Sonnenfleckengruppe typische Weißlichtsonne mit einer sehr großen Sonnenfleckengruppe, aufgenommen mit einem 80mm Refraktor, objektivseitig mit Baader Astro Solar Folie gefiltert.

Die unterste Schicht bildet dabei die so genannte Weißlichtsonne. Normalerweise wird dabei im visuellen Spektralbereich zwischen ca. 400 bis knapp 700 Nanometer beobachtet, indem auch das Auge empfindlich ist. Diese Schicht der Sonne wird auch als Photosphäre bezeichnet. Sie ist nur ca. 400 Kilometer mächtig, und aus ihr wird ein Großteil des Lichts emittiert. Die Photosphäre hat eine Temperatur von ca. 5.500 Grad Celsius. Schichten unterhalb der Photosphäre (Konvektionszone) sind dem Amateurastronomen zur Beobachtung NICHT zugänglich.

>>Solare Strukturen, beobachtbar im Kontinuum

>>Baader-Zubehör für die Sonnenbeobachtung

Ausführliche Informationen zu den solaren Strukturen und zu dem für die Beobachtung der Sonne im Kontinuum erforderliche Baader-Zubehör finden Sie hier als pdf-file.

 

Kalzium

Komposit Kalziumbild Ein typisches Komposit Kalziumbild, aufgenommen mit einem 60mm Refraktor und Solar Spectrum CaK-II Filter

ÜBER der Photosphäre liegt das Kalziumbild der Sonne. Da bei einer Wellenlänge von 393.37 Nanometer sehr wenig Licht emittiert wird, muss sehr engbandig gefiltert werden (1 bis 2 Å), da ansonsten das Kalziumbild vom Licht der Photosphäre (Kontinuum) völlig überstrahlt wird.

In diesem Spektralbereich ist das menschliche Auge praktisch blind, und es kann NUR fotografisch beobachtet werden.

Diese Gasschicht ist ebenfalls sehr dünn und reicht nur bis auf eine Höhe von ca. 500 Kilometer über die Photosphäre. Sie bildet sozusagen eine Übergangsschicht zwischen der oberen Photosphäre und der unteren Chromosphäre.

>>Solare Strukturen, beobachtbar im Klaziumlicht

>>Baader-Zubehör für die Sonnenbeobachtung

Ausführliche Informationen zu den solaren Strukturen und für die Beobachtung der Sonne im Kalziumlicht erforderliche Baader-Zubehör finden Sie hier als pdf-file.

 

H-Alpha

Sonnenbeobachtung im Licht der roten H-alpha Wasserstofflinie ein typisches Chromosphärenbild der Sonne, aufgenommen mit einem 75mm Refraktor und einen Filter von Solar Spectrum.

ÜBER dem Kalziumbild liegt die H-alpha Sonne bei genau 656.28 Nanometer. Diese Gasschicht wird auch Chromosphäre (Chromos, griech. = Farbe) genannt. Sie ist einige tausend Kilometer mächtig und bildet in der äußeren Chromosphäre den Übergang zur Sonnenkorona, deren Beobachtung nur noch ausschließlich bei totalen Sonnenfinsternissen möglich ist.

Bis in die 60ger Jahre des letzten Jahrhunderts ließen sich Teile der inneren Korona mit Spezialfiltern auch noch außerhalb von Sonnenfinsternissen durch Amateure beobachten. Dies ist in heutiger Zeit und durch die stetig zunehmende Luftverschmutzung nicht mehr möglich.

Die Temperatur der äußeren Chromosphäre liegt schon bei einigen zehntausend Grad Celsius und steigt dann in der Korona bis auf 1 bis 2 Millionen Grad an.

Die H-alpha Sonne ist der spannendste Bereich der Sonnenbeobachtung für den Amateur, denn hier kann er strukturelle Veränderungen im Minutentakt beobachten. Wer einmal „live am Okular“ den Aufstieg einer eruptiven Protuberanz auf eine Höhe von mehreren Hunderttausend Kilometer beobachtet hat, wird dies wohl nie wieder vergessen.

>>Solare Strukturen, beobachtbar im H-alpha-Licht

>>Baader-Zubehör für die Sonnenbeobachtung

Ausführliche Informationen zu den solaren Strukturen und zu der Beobachtung der Sonne im H-Alpha-Licht finden sie hier als pdf-file.

 


„Lucky Imaging“ Technik


Einige der hier beschriebenen solaren Strukturen sind fotografisch deutlich besser beobachtbar als visuell durch ein Okular. Hinweise zur fotografischen Beobachtung beziehen sich nicht auf digitale Einzelbilder, sondern auf die Bildaufnahme mit Videomodulen und der „Lucky Imaging“ Aufnahmetechnik.

Eine ausführliche Beschreibung zur Sonnenfotografie in der „Lucky Imaging“ Technik mit Videokameras finden Sie auf folgender Baader Website: astrosolar.com

 

Ein kurzer Exkurs zur Instrumententechnik

Das generelle Problem bei der Sonnenbeobachtung ist die enorme Lichtfülle und daraus resultierend – auch in Abhängigkeit der Teleskopöffnung – die Hitzebelastung in Brennpunktnähe. Unabhängig davon in welchem Spektralbereich beobachtet wird, das Sonnenlicht muss für die Beobachtung auf ein erträgliches Maß gefiltert werden.

Generell kann die Filterung VOR der Lichteintrittsöffnung oder kurz VOR dem Brennpunkt des Teleskops erfolgen.

Alle Teleskope, die im Tubusinnern optische Zubehörteile wie zum Beispiel Umlenkspiegel eingebaut haben, also jede Art von Spiegelteleskopen (Newton, Maksutov, RC, Schmidt-Cassegrain) MÜSSEN VOR der Lichteintrittsöffnung gefiltert werden, da ansonsten das ungefilterte Sonnenlicht in den Tubus eintritt und durch die Wärme Spiegel- und/oder die Spiegelfassungen beschädigt werden können.

Refraktoren mit einem gestreckten Strahlengang können wahlweise vor dem Objektiv oder kurz vor der Brennebene des Teleskops gefiltert werden. Spezielle Informationen zur Filterung geben wir Ihnen im Text zu den entsprechenden Spektralbereichen.

ALLE solaren Weißlichtstrukturen, die dem Amateur in der visuellen Beobachtung zugänglich sind, sind mit Teleskopen ab 100 mm Öffnung beobachtbar.

Die kleinsten, dem Amateur visuell zugänglichen Strukturen sind die Granulationszellen, deren Größe bei 2 bis 3 Bogensekunden liegt. Bei einer Teleskopöffnung von 150 mm ist eine sinnvolle Grenze zur Beobachtung von photosphärischen Strukturen erreicht. Die fotografische Auflösung liegt deutlich höher bei kleiner 1 Bogensekunde.

Im Kalzium- und im H-alpha Licht zeigen schon Teleskope mit Öffnungen um die 80mm eine erstaunliche Fülle an Strukturen.

Alles weitere – auch zu speziellen Filterungen - beschreiben wir bei den drei Spektalbereichen die dem Amateur zugänglich sind.

[1] Stichwort Wellenlänge: die Wellenlänge des Lichts wird in Nanometer [nm] angegeben. Dabei ist 1 Nanometer = 1 x 10-9 Meter. Das sichtbare Licht liegt zwischen 390 nm (dunkelviolett) und 700 nm (dunkelrot). Die Transmission (Durchlassbereich = die Halbwertsbreite [HWB]) sehr schmalbandiger Filter wird in Ångström [Å] angegeben, wobei 1 nm = 10 Ångström entspricht.

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