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.

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