Samstag, 31. Dezember 2011

Silvester-Sonne

Nach den letzten, entbehrungsreichen Wochen, in denen kaum eine Sonnenbeobachtung gelang, scheint der Jahsschluß noch mal friedlich stimmen zu wollen. Entgegen den Wettervorhersagen, nach der es jetz regnen sollte, ist die bislang dichte Wolkendecke aufgebrochen und ich konnte noch mal die Sonne beobachten.

Zuerst war wieder der 80/400mm-Refraktor mit Glasobhjektivfilter für meine 214. relativzahlbestimmung im Jahr 2011 dran. Das Seeing war eher leicht unterdurchschnittlich, der Sonnenrand wallig, aber dann und wann gab es bei zunehmend besseren Bedingungen immer mehr Details zu sehen. So haben sich die Aktiven Regionen 11388 und 11389 weiter zur Sonnenscheibenmitte hin vorgeschoben, sich aber gegenüber gestern nicht wesentlich im Aussehen verändert. die AR 11384 steht dicht am Westrand, eine der beiden B-Gruppen im Süden hat immer noch keine offizielle Nummer erhalten, obwohl sie klar von der AR 11390 abgesetzt ist.

Im H-Alpha, beobachtet mit PST, ging es auch heute lebendiger zu: Die Büschelprotuberanzen bei den ARs 11388 etc. sind immer noch vorhanden, scheinen ein wenig größer geworden zu sein und stehen nun auch durch Plasma in direktem Kontakt zueinander. Am Westrand ist an der Position der AR 11384 auch eine schöne Protuberanz zu sehen.

Bei nun wieder aufziehenden Wolken, die die Sicht im H-Alpha stark mindern, sind noch einige größere Filemente vor der Sonne zu sehen, die aber augenscheinlich keine Verbindung zu im Weißlicht sichtbaren Eegionen haben. Helle Zonen, aus denen binnen Stunden Flares entstehen können, sind derzeit, die Uhr zeigt 12:36 MEZ an, nicht auszumachen.

So geht ein, auch beobachtungsmäßig, turbulentes Jahr doch noch gebührend zu Ende.

Freitag, 30. Dezember 2011

Sonne am 30. Dezember 2011

Die heutige Sonnenbeobachtung war am Anfang extrem frustrierend. Solange die Sonne schien, stand sie zu tief und hinter Hausern und Bäumen. Dann, als es so aussah, als würde man beobachten können, kamen Wolken auf und es begann zu regnen. Typisch, dass immer kurz vor einer Beobachtung der Himmel zuzieht. Also schnell Suppe gekocht und gegessen und dann kamen wieder wolkenfreie Gebiete auf. Die Bewölkung verschwand sogar fast vollständig. Nur in Richtung Sonne stauten sich Wolken und am Ende blieb noch eine hartnäckige Cirrusschicht übrig, die partout nicht weichen wollte. Ringsum war alles klar, nur die Sonne stand in den Cirren. Kurz vor Erreichen des gegenüber befindelichen Hochhauses kam unser Zentralgestirn dann doch noch raus.

Im Weißlicht konnte ich 7 Fleckengruppen sehen, von denen die interessantesten Gebiete am Ostrand liegen, wo gerade neue Gruppen, u.a. eine D-Gruppe mit Entwicklungspotenzial, herum kommen. Im H-Alpha hingegen tobte das Leben. Aufgereihte Büschelprotuberanzen am Ostrand, viele geschwungene Filamente vor der Sonne und zumindest ein helles Gebiet nahe dem Ostrand, aus dem auch ein Flare emporsteigen könnte, boten sich mir im PST. Meine heutige H-Alpha-Relativzahl betrug 310. Und jetzt hat die Sonne die Kante des Nachbarhauses erreicht, 13:16 Uhr und es ist Schluß mit der Sonnenbeobachtung für heute.

Mittwoch, 28. Dezember 2011

Warum soll man die Sonne beobachten?

Diese auf den ersten Blick ungewöhnliche Frage trat mir neulich entgegen und spontan wollte ich dem entgegen halten: „Ja, warum denn nicht?“ Die Frage scheint indes nicht ganz unberechtigt zu sein, denn viele Stern- und Sonnenfreunde begnügen sich damit, Fotos von Flecken, Protuberanzen und Filamenten aufzunehmen und es dabei zu belassen. Die Zahl der bekannten Fleckenzähler ist, wie anhand der Auswertungen der VdS-Fachgruppe Sonne bis Ende 2009 ersichtlich, rückläufig. Schuld daran ist sicher auch das lange Minimum, in dem man wochenlang nur eine Relativzahl von Re=0 eintragen konnte. Das machte die Sonne als Zielobjekt für amateurastronomische Interessen uninteressant und man wird schon als Hardcore-Beobachter gehandelt, wenn man in dieser Phase nicht aus der regelmäßigen Beobachtung ausgestiegen ist.

Andererseits sind viele Phänomene der Sonnenaktivität nur durch langfristige Statistiken begreifbar. Ohne eine Vielzahl von Sonnenbeobachtungen wäre es beispielsweise Heinrich Samuel Schwabe (1789-1875) in Dessau nicht möglich gewesen, das zyklische Verhalten der Sonnenaktivität herauszufinden. Als Gegenbeispiel mag das Maunder-Minimum zwischen 1645 und 1715 herhalten. In dieser Zeit war die Sonnenaktivität, ähnlich wie in den letzten Jahren, sehr niedrig. Ob es in dieser Phase nicht vielleicht doch mal die eine oder andere größere Fleckengruppe gegeben hat, ist heute nicht mehr nachvollziehbar, weil die Beobachtungsdaten fehlen. Der Behauptung, diese seien durch die Wirren des Dreißigjährigen Krieges zwischen 1618 und 1648 und deren Nachwirkungen verloren gegangen, kann entgegen gehalten werden, dass schon ein paar Jahre danach in manchen europäischen Regionen eine wirtschaftliche Erholung eintrat, aber die Zahl der Beobachtungsdaten trotzdem nicht zunahm. Eher war es wohl so, dass man bis zu Entdeckung der Schwabes im Jahre 1843 glaubte, dass es bei der Sonne keinen weiteren Erkenntnisgewinn geben könne. Weit gefehlt.

Rudolf Wolf (1816-1893), der Begründer der Eidgenössischen Sternwarte in Zürich, entdeckte fast parallel zu Schwabe im Jahr 1852 die Fleckenzyklen und hatte schon drei Jahre vorher, 1849, die nach ihm benannte Fleckenrelativzahl entwickelt, um ein zuverlässiges Mittel zur Bestimmung der täglichen Sonnenaktivität als Arbeitsmittel in der Hand zu haben. Die Formel Re = 10xg+f wird auch heute noch weltweit genutzt, wobei der Faktor 10 dazu dient, auch die Aktivität der erdabgewandten Sonnenseite zumindest teilweise mit zu erfassen.

Doch in letzter Zeit gerät die Bestimmung der täglichen Sonnenfleckenrelativzahl als klassische Aufgabe für Sternfreunde und Amateurastronomen immer mehr in den Hintergrund. Warum das so ist, ist unklar. Vielleicht war es wirklich die lange Phase der Inaktivität der Sonne im Minimum, vielleicht ist es das systematische Arbeiten, das heute anscheinend nicht mehr so gefragt ist, oder ist es der Irrglaube, man braucht nicht mehr Flecken zu zählen, weil es eine ständige Überwachung der Sonne durch Raumsonden gibt? Ich weiß es nicht.

Dennoch ist Beobachtungmaterial wichtig und nötig, um beispielsweise auch das lange Minimum und die jetzt nur stockend ansteigende Sonnenaktivität zu erklären. Denn wie soll man wissen, wie sich die Sonne entwickelt und warum sie sich so entwickelt, wie sie sich entwickelt, wenn keiner hinschaut???

Neues zur Sonne (28.12.2011)

Es ist mal wieder Zeit für einen kleinen Überblick:

Z. L. Du vom Key Laboratory of Solar Activity, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences in Beijing glaubt, einen Zusammenhang zwischen der Häufigkeit des Auftretens von koronalen Massenauswürfen und der Zahl der Sonnenflecken gefunden zu haben:

In einer weiteren Arbeit untersuchte K.J.H. Philips (Mullard Space Science Laboratory, University College London, Holmbury St Mary, Dorking) das Verhältnis zwischen dem Vorkommen des chemischen Elementes Eisen in der Photosphäre und dessen – möglichen – Einfluss auf die Korona.

Einen eventuell vorhandenen Zusammenhang zwischen der Geschwindigkeit der bei Eruptionen auf der Sonne ausgestoßenen Elektronenfluss und nicht-thermischer Radiostrahlung (Radioburst Typ III) erforschten H. Önel† und G. Mann vom AstrophysikalischesnInstitut Potsdam (AIP), und E. Sedlmayr† von der Technischen Universität Berlin (TU–Berlin), Zentrum für Astronomie und Astrophysik.

Ein 3D-Modell der Struktur des Sonnenwindes, in Abhängigkeit der heliographioschen Breite und versehen mit einer zeitlichen Komponente, entwickelten J.M. Sokol und M. Bzowski1 vom Space Research Center der Polish Academy of Sciences in Warschau, M. Tokumaru und K. Fujiki vom Solar-Terrestrial Environment Laboratory der Nagoya University sowie D.J. McComas vom Southwest Research Institute, San Antonio, Texas und der University of Texas.

Zeitreihen des langsamen Sonnenwinds anhand der zwischen 1975 und 1982 mit der deutschen Sonnensonde HELIOS gewonnenen Daten nahmen Vinita Suyal, Awadhesh Prasad und Harinder P. Singh vom Department of Physics and Astrophysics der University of Delhi genauer unter die Lupe.

Das gleiche Team analysierte auch die Geschwindigkeiten des Sonnenwinds anhand der Daten des ACE-Satelliten.

Der magnetische Fluss, der von Dynamo im Inneren der Sonne erzeugt wird, tritt in Form von bipolaren magnetischen Regionen in Erscheinung. J. O. Stenflo vom Institute of Astronomy der ETH Zürich und dem Istituto Ricerche Solari Locarno und A.G. Kosovichev von der Stanford University in Kalifornien haben solaren Magnetogramme, die zwischen 1995 und 2011 mit dem MDI Instrument der SOHO-Sonde aufgenommen wurden, analysiert und 160.079, automatisch identifizierte, bipolare magnetische Regionen erfasst.

Samstag, 24. Dezember 2011

Sonne am Heiligabend

Man mag es ja kaum für möglich halten, aber es ist der 24. Dezember 2011 und ich stehe an meinem kleinen 80/400er Refrakror und zähle an diesem besonderen Tag Sonnenfleccken, was mir in den letzten zwei Wochen nicht ein einziges Mal vergönnt war.

Die Luftqualität ist zwar nicht die beste, der Sonnenrand wallt kräftig und manchmal verschwinden in den vier Gruppen, die ich gerade sehe (C7, D4, D14, B5) alle Details. Immerhin, eine D-Gruppe (AR 11384) mit einer etwas größeren Penumbra und einer interessanten Ansammlung kleinerer Einzelflecken, die von einem größeren, rudimentären Hofgebiet umrahmt wird, ist dabei und offenbart auch ein wenig Feinstruktur.

Mein PST (H-Alpha-Sonnenfernrohr) zeigt mir eine gegenùber dem Weißlicht mal wieder deutlich höhere Aktivität. Am Rand sehe ich sieben zumeist große Protuberanzenbögen und weit ausgreifende, geschwungene Filamentbögen auf der Sonnenscheibe. Im Nordosten scheint sich überdies ein Flare in der AR 11385 zu bilden. Leider habe ich nicht die Zeit, mir das länger anzugucken, aber dass man hier in Hamburg endlich mal wieder die Sonne beobachten kann, ist ja auch schon erfreulich.

PS: Eine aufsteigende Protuberanz am Westrand zeigt grad schnelle Veränderungen.
PPS: Die Protube steigt immer höher, leider steht die Sonne gleich hinter dem Hochhaus gegenüber und ich muss meine Beobachtung abbrechen.

Donnerstag, 22. Dezember 2011

Neues zur Sonne (22.12.2011)

Es gibt mal wieder drei neue Forschungsberichte über die Sonne:

Mit der unterschiedlichen Geschwindigkeit des Sonnenwindes, des mal mehr und mal weniger kräftig von der Sonne ausgehenden Teilchenstroms, haben sich chinesische Sonnenforscher einmal näher befasst:

Die meridonalen, also sich vom Äquator nach den Polen der Sonne bewegenden, Flussröhren haben Auswirkungen aus den „Sonnendynamo“ und sollen auch in engem Zusammenhang mit Entstehung und Verlauf von Fleckenzyklen stehen. Alfio Bonanno vom Osservatorio Astrofisico di Catania hat dieses Verhalten einmal näher beleuchtet:

Mini-Flares und deren Auswirkungen auf die Korona der Sonne war das Ziel einer Arbeit iranischer Sonnenphysiker des Departements of Physics der Zanjan University:


Dienstag, 20. Dezember 2011

Neues zur Sonne (20.12.2011)

Neues zur Sonne

Gestern und heute gab es wieder eine ganze Reihe neuer Meldungen rund um die Sonnenforschung:

Bei mit Plasmaauswürfen verbundenen Eruptionen der Sonne werden hochenergetische Elektronen in der Sonnenkorona stark beschleunigt. So genannte Langmuir-Turbulenzen sorgen für Verwirbelungen, die von Wissenschaftlern der School of Physics & Astronomy, University of Glasgow, G12 8QQ, United Kingdom, untersucht wurden:

Welche Rolle spielen exotische Teilchen wie Axione (hypothetische Elementarteilchen) bei der Entstehung von Sonnenflares? Dieser Frage gehen Astronomen und Physiker des Physics Department, University of Patras, Patras, Greece, der European Organization for Nuclear Research (CERN), Genf, Switzerland, des Brookhaven National Laboratory, NY, USA, des IRFU, Centre d’´Etudes Nucl´eaires de Saclay (CEA-Saclay), Gif-sur-Yvette, France und der Grupo de F´ısica Nuclear y Astropart´ıculas, Universidad de Zaragoza, Zaragoza, Spain nach:

Der X2.2-Flare, der am 15.02.2011 in der Aktiven Region 11158 in Erscheinung getreten ist, wurde von Wissenschaftlern des Space Weather Research Laboratory, New Jersey Institute of Technology, University Heights, Newark, USA, und der W. W. Hansen Experimental Physics Laboratory, Stanford University, Stanford, CA, USA unter die Lupe genommen:

Wie man Temperaturen in Photosphäre und Korona messen kann, findet man hier:

Mit der Komplexität der Sonnenkorona, deren Eigenschaften und deren verschiedenen Wechselwirkungen haben sich Wissenschaftler des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung in Katlenburg-Lindau befasst:

Freitag, 16. Dezember 2011

News zur Sonne (16.12.2011)

Heute sind im Wissenschaftsarchiv mal wieder ein paar neue Forschungsberichte zur Sonnenforschung hochgeladen worden:

Die folgende Arbeit beschäftigt sich näher mit einem Koronalen Massenauswurf auf der Sonne am 9. April 2008: arxiv.org 

Solare Magnetfelder und deren Zusammenhänge mit der Konvektionszone sind hier das Thema: arxiv.org 

Die Chromosphäre der Sonne wird hier näher untersucht: arxiv.org

In dem folgenden Beitrag geht es um das Verhalten des lokalen Magnetfeldes in der Aktiven Region Nr. 11158 während des M6.6-Flares am 13. Februar 2011: arxiv.org




Mittwoch, 14. Dezember 2011

Programme zur Sonnenbeobachtung

Die Beobachtung der Sonne kann auf vielfältige Weise geschehen. Man kann sie sich mit Hilfe eines Objektivfilters mit ausreichender Dichte (ND 5 und höher) im Weißlicht anschauen oder ein Personal Solar Telescope (PST) zur Hand nehmen, um sich ihre Oberfläche und die Protuberanzen an ihrem Rand im Licht der Wasserstofflinie H-Alpha anzuschauen. Man kann aber auch bei verschiedenen Beobacthungsprogrammen mitmachen, als da wären:

Mit einem Filter hoher Dichte (und nur damit!) kann man die Sonne auf mit bloßem Auge sehen und registrieren, ob es Flecken auf der Sonne gibt, die so groß sind, dass man sie auch ohne instrumentelle Hilfsmittel wie Fernglas oder Fernrohr beobachten kann. Dies funktioniert auch z.B. bei nebligem Wetter und Sonnenauf- und -untergängen ohne Filter. Allerdings sollte man hier absolut vorsichtig sein, um sich die Augen nicht zu schädigen, wenn man falsche Filter einsetzt.

Sie ist das älteste und wegen ihrer Schlichtheit beliebteste Programm für Sonnenbeobachter, um die Aktivität des Tagesgestirns statistisch zu erfassen. Die Formel lautet:

Re = 10xg+f.

Man teilt die Flecken nach dem Waldmeierschen Klassifikationsschema in Gruppen ein, nimmt diese Zahl, verzehnfacht sie und zählt alle einzelnen Flecken, die man auf der Sonne sieht, hinzu und fertig ist die Relativzahl.

Eine andere Zielsetzung hat der Paderborner Intersol-Index. Um statistisches Material im Hinblick auf die solar-terrestrischen Beziehungen zu erhalten, verzichtet man hier auf einen Faktor, der das Geschehen auf der erdabgewandten Seite zumindest anteilig mitberücksichtigt. Dafür werden nach der Formel

GR+GRFP+GRF+EFP+EF

die bipolaren Gruppen (GR) von den Einzelflecken (EFP und EF) getrennt erfasst und die darin befindlichen Flecken mit und ohne Penumbra hinzugezählt, wobei eine Summenbildung nicht stattfindet.

1978 von H.S. Pettis entwickelt, geht man bei dieser Relativzahl davon aus, dass Aktivitätsgebiete mit einer Penumbra einen höheren Entwicklungsgrad haben als Gruppen ohne Penumbra und dass diese bei der statistischen Erfassung besonders berücksichtigt werden müssen. Daher wird hier die Zahl der gerade sichtbaren Penumbren erfasst und verzehnfacht und alle Flecken außerhalb der Penumbren hinzugezählt. Flecken innerhalb der Penumbren werden nicht nochmal gezählt.

Bei dieser von dem Radioastronomen Rainer Beck entwickelten Relativzahl wird jeder Fleckengruppe nach der Waldmeierklassifikation (deren Kenntnis ist hier unabdingbar) ein vorgegebener Zahlenwert zugeschrieben. Diese Werte werden mit der Zahl der Einzelflecken darin multipliziert und ergeben durch Zusammenzählen der Einzelergebnisse (ohne den berühmten Faktor 10) die Becksche Flächenzahl. Grund für die Entwicklung dieses Zahlenmodells ist die Annahme, dass sich Aktivität vor allem über die von einer Fleckengruppe eingenommene Fläche ausdrückt.

Ein ähnliches System wie die Becksche Flächenzahl verwendet die McInstosh-Klassifikation, wobei aber die Werte nicht pauschal gesetzt, sondern dem Aussehen der jeweiligen Fleckengruppe und deren Zugehörigkeit zur Waldmeierklassifikation angepasst sind.

Das sehr anspruchsvolle Programm der Positionsbestimmung von Sonnenflecken setzt einiges an Instrumentarium voraus. Prinzipiell ist zwar jedes Fernrohr geeignet, am besten aber ein Refraktor, der genau eingenordet ist. Dazu muss man auch die Lage der Sonnenache und des Sonnenäquators kennen. Mit Hilfe der Durchlaufmethode (man lässt die Sonne einfach auf dem Projektionsschirm bei ausgeschalteter Nachführung „durchlaufen“ und bestimmt so erst mal grob die Ost-West-Richtung (da, wo die Sonne hinläuft, ist Westen). Entsprechend muss dann, wenn gezeichnet wird, die Vorlage entsprechend gedreht werden, was aber nicht ganz trivial ist. Prinzipiell ist auch die fotografische Positionsbestimmung möglich, erfordert aber ebenfalls eine exakt laufende Nachführung und die Kenntnis der Lage von Sonnenäquator und Winkel der Sonnenache. Ein Unterprogramm ist übrigens die Bestimmung der differentiellen Rotation der Sonne.

Sonnenfackeln sind am Sonnenrand sehr gut als Aufhellungen zu sehen, die in der Nähe von Sonnenflecken anzutreffen sind, aber auch ohne sie erkannt werden können und durchaus auch für die Vorhersage über das Auftauchen neuer Fleckengruppen am Ostrand der Sonne taugen. Ihre Temperatur liegt mit 7000° höher als bei den Flecken (ca. 5800°). Im H-Alpha bezeichnet man diese weit über die Oberfläche reichenden Gebiete als das chromosphärische Netzwerk. Nach der einfachen Formel

Fo, Fm, FEF, FEP * 10

werden Fackelgebiete ohne Flecken, Fackelgebiete mit Flecken, flächige Einzelfackeln und punktförmige Einzelfacklen gezählt und die Gesamtzahl verzehnfacht. Überdies kann man sich (mit einem größeren Teleskop) auch der Bestimmung der Zahl der Polfackeln und der Ermittlung der Positionen von Fackeln widmen.

Ein relativ neues und von der Zeitschrift interstellarum entwickeltes Programm ist die Bestimmung der H-Alpha-Relativzahl mittels PST und (mittlerweile) auch anderen Instrumenten, die die Beobachtung der Sonne im Lichte der Wasserstofflinie bei 656,28 Nanometer ermöglichen. Nach der Formel

R = 10 × Anzahl der Herde

werden die Filamente (das sind Protuberanzen, die vor der Sonnenscheibe dunkel erscheinen), helle, fackelartige Gebiete (Plages) und die Protuberanzen am Sonnenrand gezählt und verzehnfacht. Dabei sollen einzelne Verdickungen in der granularen H-Alpha-Struktur unberücksichtigt bleiben.

An dieser Stelle ist noch ein Wort zur Art des verwendeten Filters notwendig. Nicht verwechselt werden darf der H-Alpha-Filter für die Deep-Sky-H-Alpha-Fotografie mit dem für die Sonnenbeobachtung im H-Alpha. Bei dem Filter für die Sonnenbeobachtung liegt die Durchlassbreite des Filters bei unter einem Nanometer (was ihn in der Herstellung sehr teuer macht), für den Deep-Sky-Bereich aber bei 10 und mehr Nanometern. Mal abgesehen von den Augenschäden, von  denen man ausgehen kann, wenn der Deep-Sky-Filter für die Sonnenbeobachtung eingesetzt wird, sieht man auch erheblich weniger, weil aufgrund der höheren Durchlassbreite mehr blendendes Licht durchkommt und keine Einzelheiten mehr wahrgenommen werden können. Auch die zeitweilig im Web kursierende Idee, den DS-Filter mit anderen Filtern zu kombinieren, hilft nicht weiter, weil die Durchlassbreite bei diesem Filter zu hoch ist!

Aus dieser Vielzahl von Programmen, deren Ergebnisse hier veröffentlicht werden, kann der geneigte Beobachter das für ihn passende auswählen und damit in ein überaus interessantes und vielseitiges Gebiet einsteigen, für das man nicht ganze Nächte opfern muss, da oft nur eine Viertelstunde ausreicht, um alle Daten zu gewinnen.

Dienstag, 13. Dezember 2011

News zur Sonne (13.12.2011)

Was bright points (das sind helle Punkte im solaren Magnetfeld, die zwischen einzelnen Granulen liegen) und die Intensität der Sonnenstrahlung auch bei ruhiger (inaktiver) Sonne miteinander zu tun haben, schildert eine neue Arbeit, deren Daten mit dem schwedischen 1m-Sonnenteleskop auf La Palma gewonnen wurden:

arxiv.org, MPG, 1m Swedish Solar Scope

Montag, 12. Dezember 2011

News zur Sonne (12.12.2011)

Sonne-News (Stand: 12.12.2011)

Passend zur totalen Mondfinsternis am 10.12.2011 kam eine Meldung über den News-Ticker, dass man Hinweise darauf gefunden hat, dass Sonneneruptionen zu einer Erosion des Oberflächenmaterials des Mondes führen sollen:

Freitag, 9. Dezember 2011

Oft beobachtet, aber wenig registriert: Lichtbrücken

Erwähnt man den Begriff „Lichtbrücken“ wird in aller Regel zunächst an Materiebrücken zwischen Galaxien gedacht, darauf, dass dieses kaum beachtete Phänomen bei Sonnenflecken im Weiß- oder Integrallicht beobachtet werden kann, kommt in der Regel niemand. Und auch unter Sonnenbeobachtern wird das Thema eher etwas zurückhaltend behandelt. Dabei scheinen sie eine wichtige Rolle im Lebenszyklus eines Sonnenflecks zu spielen. Einerseits können sie in die Struktur eines Sonnenflecks eindringen und diesen zerstören, andererseits ist aber auch eine stabilisierende Wirkung gerade bei einpoligen H- und J-Gruppen (nach der Waldmeierklassifikation) zu beobachten. Sie können aber auch als isolierte Inseln mitten im Fleck beobachtet werden, sin dann aber schwer von den umbral dots – helle Flecken im Hofgebiet des Sonnenflecks – zu unterscheiden. Und dann gibt es noch Streamer, die sich wie ein Netzwerk von innen nach außen im Fleck ausbreiten und ihn zerstören. Die Lebensdauer von Lichtbrücken liegt irgendwo zwischen einigen Minuten und ein paar Tagen, wobei nicht ganz klar ist, ob es eine Abhängigkeit vom Lichtbrückentyp gibt oder nicht. Bereits 1932 ist von H. Strebel ein erstes, rein morphologisches Klassifikationsschema entwickelt worden, dem folgte 1977 die Einteilung nach H. Hilbrecht, bei der mehr die zeitliche Entwicklung im Vordergrund stand.

Die Beobachtung von Lichtbrücken ist - bei einer Größe zwischen 1 und 5 Bogensekunden -abhängig von der Teleskopöffnung: Je kleiner das verwendete Fernrohr ist, desto geringer ist die Chance, Lichtbrücken zu sehen, die sich anscheinend bei sehr hoher Vergrößerung auch in A- und B-Gruppen bemerkbar machen. Oder umgekehrt: Je größer das Fernrohr, desto mehr Lichtbrücken sieht man. Bei kleineren Instrumenten kommt hinzu, dass das örtliche Seeing, also die Luftqualität am Beobachtungsort, viele Details in den Flecken verschwinden lässt und damit auch die Sichtbarkeit von Lichtbrücken erschwert. Das Seeing kann aber auch das Vorhandensein von Lichtbrücken vortäuschen, die dann in Momenten ruhiger Luft wie von Geisterhand wieder verschwinden.

Hochauflösende Aufnahmen und visuelle Beobachtungen zeigen hingegen eine erstaunliche Feinstruktur in den Lichtbrücken: Sie wirken wie Supergranulen und weisen eine ähnlich wabenartige Struktur auf, dessen Entstehung noch weitgehend ungeklärt ist. Sicher scheint zu sein, dass hier Plasma, wohl gestützt durch das lokale Magnetfeld, vom Rand aus in den Fleck hineingreift oder auf diesem sitzt. Hα-Aufnahmen zeigen überdies, dass sich die Lichtbrücken viel weiter in die Umgebung des Flecks hinein erstrecken.

Weiter scheint ein Zusammenhang zwischen Fleckentyp und Lichtbrückentyp zu bestehen, welcher ebenfalls noch weitgehend der Aufklärung bedarf. Untersuchungen haben nämlich gezeigt, dass verschiedene Lichtbrückentypen bevorzugt in bestimmten Fleckengruppen auftauchen. A- und B-Gruppen fallend dabei aber völlig raus, weil bislang keine aussagekräftigen Untersuchungen über Vorhandensein und Wirkung von Lichtbrücken bei den penumbralosen Fleckentypen vorliegen. Diese sind auch nur mit großen Instrumenten bei hoher Auflösung – wenn überhaupt – wahrzunehmen. Sie sind naturgemäß noch anfälliger gegen schlechtes Seeing als Lichtbrücken in Flecken mit Penumbren.

Wurde eingangs die Wirkung von Lichtbrücken dahingehend beschrieben, dass sie in engem Zusammenhang mit der Entwicklung von Fleckengruppen stehen und deren Zerstörung bewirken, so bedarf dies der näheren Betrachtung. Es gibt erstaunlicherweise keine Hinweise darauf, dass ihr Auftauchen prinzipiell immer einhergeht mit der Zerstörung des Flecks. Vielmehr scheinen sie in bestimmten Entwicklungsstufen der Fleckengruppe diese zu stabilisieren und tragen zu abgerundeten Formen der Penumbren z. B. in H- und J-Gruppen bei. Lichtbrücken gelten daher heute eher als Hinweis für eine verstärkte magnetische Aktivität innerhalb einer Fleckengruppe, möglicherweise sind sie auch Teil des Magnetfeldes, das den Fleck hervorruft.

Die Entwicklung einer Lichtbrücke innerhalb einer Fleckengruppe erfolgt sowohl von der Umbra, als auch von der Penumbra aus. Hat sich erst einmal ein Lichtbrücken-Filament bzw. eine vollständige Lichtbrücke gebildet, kann die Penumbra vollständig eingeschnürt oder durchtrennt werden, was aber nicht zwangsläufig eine völlige Auflösung des betreffenden Sonnenflecks zur Folge hat. Zwar können die getrennten Teile nicht wieder zusammen gefügt werden, doch existieren sie unbeschadet nebeneinander weiter. Zudem ist das Auftreten von Lichtbrücken offenbar unabhängig von der Waldmeierklasse. In den Klassen A und B scheinen eher „Proto-Lichtbrücken" zu existieren und Einkerbungen in den penumbralosen Flecken hervorzurufen, die mit Teleskopöffnungen ab etwa 100 mm beobachtet werden können. Erst ab Klasse C entwickelt sich dann aus der Einkerbung eine richtige Lichtbrücke. Interessant ist hier die Frage, inwieweit ein Zusammenhang zwischen der Zahl der Lichtbrücken und der Fleckenfläche besteht. Dies wurde nur einmal genauer untersucht, mit dem Ergebnis, dass eine Wahrscheinlichkeit von über 90 % besteht, dass es eine Korrelation zwischen der Fleckenfläche und den Lichtbrücken gibt, aber nicht genau beziffert werden kann. Anscheinend ist aber insofern eine Korrelation zwischen Fleck und Lichtbrücken vorhanden, als das mit ansteigender Aktivität der Sonnenfleckengruppe die Zahl an Lichtbrücken eher stagniert und bei abnehmender Fleckenfläche wieder zurück geht.
Die Beobachtung von Lichtbrücken ist insofern auch heute noch sinnvoll, da es nur wenig fundiertes Beobachtungsmaterial gibt, das signifikante Aussagen über verschiedene, vielfältige Korrelationen zwischen Lichtbrücken und Flecken ermöglicht.

Bisherige Auswertungen im Rahmen der – heute leider nicht mehr existierenden – Arbeitsgruppe Lichtbrücken der VdS-Fachgruppe Sonne ergaben, dass zum Zeitpunkt der maximalen Aktivität einer Fleckengruppe bzw. eines Einzelflecks das Auftreten der Lichtbrückenerscheinungen von Anzahl und Größe am größten ist. Es scheint so, dass in verhältnismäßig jungen Flecken die Lichtbrückenaktivität langsam ansteigt und in alten Flecken wieder abnimmt. Auch wurde beobachtet, dass sich Lichtbrücken im Aktivitätsmaximum der Fleckengruppe eher stabilisierend auf die Struktur auswirken können. Dagegen kann es in jungen oder älteren Flecken bis zur völligen Teilung bzw. Auflösung des Fleckes kommen.

Fazit: Die Beobachtung von Lichtbrücken ist ein ambitioniertes Vorhaben, aber da inzwischen auch größere Optiken für den Sternfreund erschwinglich geworden sind, durchaus machbar.

Donnerstag, 8. Dezember 2011

News zur Sonne (8.12.2011)

In diesem Format wird künftig auf aktuelle Berichte aus der Forschung über unsere Sonne hingewiesen:

Studium eines ausgedehnten Filamentes über der Aktiven Region 10781 über mehrere Wellenlängen hinweg: http://arxiv.org/abs/1112.1672

Zeitliche Variationen bei der differentiellen Sonnenrotation: http://arxiv.org/abs/1112.1578

Was beim Zerfall einer Sonnenfleckengruppe so alles passiert: http://arxiv.org/abs/1112.1589

Die Sonne im November

(Achtung: Niemals ungeschützt in die Sonne blicken, es drohen Augenschäden!)


In den ersten Novembertagen setzte sich die erhöhte Sonnenaktivität weiter fort. Gleich am 1. erschienen mit den Aktiven Regionen 11338 und 11339 zwei, zunächst als D-Gruppen eingestufte Fleckengruppen, die sich bis zum 4. in die Klasse E vorarbeiteten. Aber schon am 5. wandelte sich das Bild: die Zahl der Fleckengruppen hatte sich quasi über Nacht halbiert, weil sich viele kleine Gruppen aufgelöst haben. Die AR 11338 war auf die Stufe D zurückgefallen, die AR 11339 hingegen zu einer beeindruckenden F-Gruppe geworden und nahm immerhin an diesem Tage eine Fläche von 1540 Millionstel Hemisphären (MH) ein. Damit war damit sie auch mit bloßem Auge (und Sonnenfilter!) zu sehen. Sie blieb erst einmal die dominierende Fleckengruppe in dieser Phase und war umgeben von einer Vielzahl kleinerer Gruppen der Klassen A bis D, H und J. Am 6. erschien die AR 11342 am Ostrand als wenig auffällige D-Gruppe, die am 8. nach Angaben der NOAA die Stufe E erreicht haben soll, auf den Zeichnungen des Sonnenobservatoriums Kanzelhöhe ist davon aber nichts zu sehen. Die in Frage kommende Gruppe hat hier nach der Stufe C nur die D erreicht. Ein schon eigenartiges Bild bot sich zwischen dem 10. und dem 13, als alle Gruppen nach Westen gerückt waren, aber um den Ostrand keine neue Gruppe mehr herum rotierte. Die geschah erst am 13. mit der AR 11346, dann bildeten sich aber mit einem Mal wieder viele kleinere Gruppen, die Gesamtzahl der Aktivitätsgebiete stieg auf bis zu 15, die am 14. die Sonne schon sehr gesprenkelt aussehen ließen. Die höchste Waldmeierklasse, die in diesem Zeitraum erreicht wurde, war die Klasse D. Eine merkwürdige Einstufung erfolgte – mal wieder – durch die NOAA bei der Aktiven Region 11352. Erstmals am 17. um den Ostrand herumgekommen, hatte zwar eine klare bipolare Struktur, aber nur im nachfolgenden Teil eine Penumbra. Die Kanzelhöhe blieb bei der Einstufung als C-Gruppe, die NOAA machte aber ab dem 18. eine E-Gruppe daraus, die noch nicht mal die erforderliche Längenausdehnung, geschweige denn die Komplexität einer Gruppe dieser Klasse aufwies. Ähnlich diffus verhielt es sich mit den Regionen 11355 und 11356, die nach der Kanzelhöhe E-Gruppen waren, von der NOAA dieses Mal aber niedriger eingestuft wurden. Erst am 23. stufte sie die AR 11355 als F-Gruppe ein, ein paar Tage später auch die AR 11356 (die unverständlicherweise auch dann noch als F bezeichnet wurde, als sie sich längst wieder zurück entwickelt hatte). Einen Tag später fiel die AR 11355 wieder auf D zurück (die Kanzelhöhe hatte das schon am 21. nachvollzogen). Auch die AR 11358 machte der NOAA zu schaffen, sie tauchte am 21. als H-Gruppe am Ostrand auf, zeigte sich schon einen Tag später als große D und ab 23. als kleinere (aber ausreichend lange) F-Gruppe. Bei der NOAA war dies erst am 26. der Fall. In den Tagen ab dem 20. bot sich das in letzter Zeit sehr häufig zu beobachtende Bild, dass fast alle Gruppen über die Nordhalbkugel der Sonne liefen und der Süden eher inaktiver war. Bis zum Monatsende war ein deutlicher Fleckenüberschuss im Norden bemerkbar, wo zum wiederholten Male die einzelnen Fleckengruppen wie in einer Perlschnur aufgereiht über ihre Oberfläche dahinzogen. Am 28. und 29. war der Süden sogar wieder völlig fleckenfrei. Erst einen Tag später kam hier wieder eine H-Gruppe zum Vorschein.

Erste Anzeichen der weiterhin hohen Sonnenaktivität auch im Hα machten sich am 3. bemerkbar, als um 20:27 UT ein X1/2B-Flare aus der Region 11339 aufstieg, nachdem diese Gruppe am 2. um 22:01 UT einen M4- und am 3. um 11:11 Uhr einem M2-Flare hervorgebracht hatte. Keines dieser Ereignisse führte, da die Gruppe nah am Ostrand standen, zu Polarlichtern. Diese waren bis auf eine Ausnahme am 21. ohnehin nicht zu sehen. An dem Tag konnte - ausgelöst durch Plasma, das einem Koronaloch entwichen war -, ein leicht fotografisches Polarlicht wahrgenommen werden. In der übrigen Zeit gab es zwar eine ganze Reihe mehr oder minder heftiger M-Flares, die aber alle nicht das Potenzial hatten, wirklich spektakulär zu sein. Wie der M1-Flare vom 9., der mit einem schwachen CME verbunden war. Aufgestiegen um 13:35 UT strebten die Teilchen des koronalen Massenauswurfes als Folge eines eruptiven Filamentes zwischen den Aktiven Regionen 11342 und 11343 mit 750 km/s in Richtung Erde. Die Teilchendichte reichte aber nur zu einer leichten Störung des Erdmagnetfeldes und konnte damit keine auch in Deutschland zu beobachtenden Polarlichter erzeugen. Und so ging ein Monat mit zwar vielen kleineren Ausbrüchen, auch mit CMEs (die aber nicht erdgerichtet waren), wundervoll geschwungenen Filamenten und beeindruckenden Protuberanzen zu Ende. Im Vergleich zur Sonnenaktivität im Weißlicht war die im Hα aber erstaunlich gering.