Sonnenbeobachtung

Sonne
SOHO - aktuelles Sonnenbild

Bildquelle: SOHO, Solar and Heliospheric Observatory


SDO - aktuelles Sonnenbild

Bildquelle: SDO, Solar Dynamics Observatory

Aktuelles Weltraumwetter:

Weltraumwetter

Die Strahlungsausbrüche (Röntgenstrahlung) werden in fünf Klassen, A, B, C, M und X eingeteilt.

"X" ≥ 100μW/m²
"M" 10 … < 100μW/m²
"C"
"B"
"A"
1 … < 10μW/m²
0,1 … < 1μW/m²
0,01 … < 0,1μW/m²

          1μW = 10-6 Watt.



Der von Julius Bartels entwickelte Kp-Index ist eine planetarische Kennziffer für die erdmagnetische Aktivität, die durch die solare Teilchenstrahlung beeinflusst wird.

Ein Kp-Index ≤ 3 steht für ein ruhiges Magnetfeld. Bei einer 4 wird das Magnetfeld als Aktiv bezeichnet, ab einem Index ≥ 5 wird von magnetischen Stürmen gesprochen.

Der Index im einzelnen:

9 extrem starke erdmagnetische Stürme
8 sehr starke erdmagnetische Stürme
7 starke erdmagnetische Stürme
6 mittelstarke erdmagnetische Stürme
5 schwache erdmagnetische Stürme
4
3
2
1
aktives Erdmagnetfeld
gestörtes Erdmagnetfeld
ruhiges Erdmagnetfeld
ruhiges Erdmagnetfeld

Unsere Sonne ist zwar nur kleiner G2-Stern, der sich auf der Hauptreihe vom Hertzsprung-Russell-Diagramm befindet. Trotzdem erreicht uns immer noch so viel Energie von der Sonne, so das diese für unsere Augen gefährlich werden kann.

Besonders beim beobachten der Sonne mit Licht-sammelten Optiken wie Ferngläsern oder Teleskopen entstehen bei unsachgemäßer Benutzung, insbesondere ohne geeignete Filter, dauerhafte, nicht mehr zu behebende Schäden an den Augen.

Bitte halten sie unbedingt alle Sicherheitsmaßnahmen, insbesondere die richtige Filterung des Sonnenlichts ein, und verwenden sie dafür geeignete Teleskope.

Falls sie keine Erfahrung in der Sonnenbeobachtung haben, kontaktieren sie bitte einen erfahrenen Sonnenbeobachter.

Für Schäden an den Augen oder an den verwendeten Optiken können sie keinen anderen Haftbar machen, besonders auch dann nicht, wenn oben genannte Maßnahmen nicht eingehalten wurden.



Hinweis zur Sonnenbeobachtung im Weißlicht:

Die Teleskope müssen mit geeigneten Filtern ausgestattet werden. Das Teleskop sollte während Beobachtungspausen nicht unbeaufsichtigt bleiben, besonders wenn Laien und unerfahrene mitbeobachten.

Objektivseitig (vor dem Teleskop) haben sich spezielle Filterfolien der Dichte 5.0 (Baader Astro Solar - Visuell, siehe unten) oder auch Glasfilter der Dichte 5.0 bewährt.

Glasfilter, die objektivseitig am Teleskop angebracht werden, sollten von hoher Qualität sein. Sind sie nicht planparrallel gefertigt, sind sie kaum einer Filterfolie überlegen.

Die Filter sollten zu Beginn jeder Sonnenbeobachtung auf Schäden überprüft werden. Auch muss auf einem festen Sitz des Filterrahmens auf dem Teleskoptubus geachtet werden, damit dieser nicht durch eine Unachtsamkeit oder durch Wind herunterfallen kann.

Okularseitig kann die Dämpfung mit einem Herschelprisma erfolgen.
Dieser sollte nicht bei Spiegelteleskopen in den Bauformen Newton, Cassegrain, SC oder MC oder anderen Spiegelteleskopen eingesetzt werden, da an diesen Teleskopen die Halterung vom Fangspiegel und auch der Fangspiegel zu stark belastet würde.
Auch kann es zu Schäden am Teleskop kommen, wenn der ungefilterte Lichtkegel der Sonne beim Newtonteleskop die Fangspiegelstreben, oder den Hut streift.

Geeignete Teleskope dafür sind Linsenteleskope ohne Korrekturelement nahe am Brennpunkt. Auch Schiefspiegler sind für die Sonnenbeobachtung mit dem Herschelprisma geeignet.

Es ist zwingend erforderlich, bei einer Beobachtung mit einem Herschelprisma mit einem Grau/Neutralfilter der Dichte ND 3.0 nachzufiltern. Ohne diesen Filter ist das Sonnenbild im Okular noch zu hell.
Es kann durchaus erforderlich sein, nach dem ND 3.0 mit einem weiteren leichten Neutral- oder einem einfachen Polfilter das verbleibende Licht weiter zu dämpfen.

Wichtig ist es noch, vorhandene Sucherfernrohre abzudecken oder auch mit einer Filterfolie auszustatten.
Zum aufsuchen der Sonne kann man den Schatten des Teleskops nutzen, oder man kauft oder baut sich einen Sonnensucher.

Bitte sehen sie auch nicht ohne geeigneten Filter in die Sonne, während sie nach Sonnenaufgang oder vor Sonnenuntergang am Horizont steht und vermeintlich schwächer leuchtet.
Auch hier sind nachhaltige Schädigungen der Augen nicht auszuschließen.


Verwenden sie niemals Rettungsfolien für die Lichtdämpfung.
Diese lassen auch die schädliche IR und UV Strahlung durch, die Schäden am Auge verursachen.

Auch Glasfilterokularfilter, wie der im nebenstehenden Bild, die in das Okular eingeschraubt werden sind gänzlich ungeeignet.

Durch ihre unmittelbare Nähe am Brennpunkt können sie unvorhergesehen platzen, was zu dauerhaften Schäden am Auge führt.
Sie sind bei dieser Filterart nur durch ein wenige Millimeter dickes Glas geschützt, das die gesamte Energie an Wärme und Licht absorbieren muss.


Glasokularfilter


Filterfolie  
Die "BAADER AstroSolar™ Sonnenfilter-Folie" ist eine der besten Möglichkeiten, um das Sonnenlicht für jede Teleskop Bauweise schon vor dem Objektiv zu filtern.

Für die visuelle Beobachtung der Sonne wird die visuelle Version der Folie mit der Dichte ND 5.0 benötigt.
Die Folie mit der Dichte ND 3.8 ist für die Fotografie vorgesehen.

Mit dieser Folie lassen sich auch große Sonnenfilter für Newtonteleskope herstellen, um mit der gesamten Öffnung des Teleskops beobachten zu können.

Es kann aber kein Gittertubus oder eine andere offene Tubus-Bauweise verwendet werden. Der Teleskop-Tubus muss Lichtdicht sein, bei offenen Bauweisen muss eine lichtdichte "Socke" über den Teleskop-Tubus angebracht werden.

Die Folie darf auch bei Schiefspieglern nach Kutter nicht am Hauptspiegel-Tubus angebracht werden, da sonst die Folie das reflektierte Sonnenlicht in das System einspiegeln würde.
Bei diesen Systemen kann die Folie in einer stabilen Halterung vor dem Fangspiegel-Tubus angebracht werden oder im Tubus nach dem Fangspiegel. Es ist dann aber sehr wichtig, das alles nach der Filterfolie absolut lichtdicht ist!


Filterfolie  
Die Filterfolie ist in der Verpackung zwischen einer Klarsichtfolie und einem Seidenpapier eingelegt.

Beim zuschneiden der Filterfolie sollte diese auch zwischen den Seidenpapier und der Klarsichtfolie belassen werden, die Filterfolie lässt sich sonst nur schwierig zuschneiden.

Das Seidenpapier und die Klarsichtfolie dienen beim zuschneiden auch noch als Schutz gegen Verschmutzung und Fingerabdrücke.

Die Klarsichtfolie muss vor den endgültigen einkleben in den Filterrahmen aber unbedingt von der Filterfolie entfernt werden!



Filterfolie  
Mit einfachen Mitteln lässt sich ein Rahmen für die Filterfolie herstellen.

Ich habe meinem Rahmen für die Filterfolie aus einem stabilen Karton gebaut.

Die Filterfolie muss im Rahmen nicht straff gespannt sein, sondern darf Wellen werfen.

Falls das Sonnenbild im Okular noch zu hell ist, kann es mit einem Neutral-/Graufilter (≥ ND 0.6 oder ND 0.9) oder einem Variablen (Doppelten) Polfilter, der in das Okular eingeschraubt wird, weiter gedämpft werden.


Filterbrille  
Im Handel sind auch mit einer Filterfolie versehene Brillen erhältlich.

Mit diesen Brillen kann die Sonne gefahrlos mit den freien Augen beobachtet werden.

Große Sonnenflecken sind schon mit dieser Brille zu sehen.

Gut geeignet sind diese Brillen, um eine partielle Sonnenfinsternis, oder die partielle Phase einer totalen Sonnenfinsternis zu beobachten.


Sonnenbeobachtung im Weißlicht.


Die Weißlichtbeobachtung ist der einfachste Einstieg in die Sonnenbeobachtung.

Beobachtet wird dabei die Photosphäre, das ist der obere Abschluss der Konvektionszone. Sie bildet im allgemeinem Sprachgebrauch die "Oberfläche" der Sonne, wobei man bei einer Gaskugel, deren Dichte nach außen kontinuierlich abnimmt, kaum von einer definierten Oberfläche sprechen kann.
Das gesamte sichtbare Licht, das wir wahrnehmen können, stammt aus dieser nur 400km dicken Schicht, die ca. 5.770K heiß ist.

Die Strahlung, die im Sonnenkern durch den Proton- Proton Zyklus erzeugt wurde, hat in der Photosphäre bereits so viel Energie verloren, das sie diese Schicht als sichtbares Licht verlässt.

Die Photosphäre ist kontinuierlich in Bewegung. Veränderungen können in kurzer Zeit wahrgenommen werden.
Starke Magnetfeldbündel zeigen sich in der Photosphäre als kleine, mit ca. 4.400K gegenüber der ungestörten Photosphäre kühlere Gebiete, die dunkle Sonnenflecken hervorbringen.

In den Sonnenflecken sind bereits innerhalb eines Tages Veränderungen zu sehen.
Ihre Bewegung über die Sonnenscheibe und ihr entstehen und vergehen ist schon mit einfachen Hilfsmitteln beobachtbar.
Besonders an großen Flecken mit umgebender Penumbra lässt sich die Veränderung des Flecks bei seiner Wanderung über die Sonne gut verfolgen:
Interessant ist es bei großen Flecken, wenn sich in der dunklen Umbra erste Einschnürungen zeigen und dann Lichtbrücken beginnen in die Umbra hinein-zuwachsen und diese aufzuteilen.

Bereits mit kleinen Teleskopen ist das feine Netzwerk der Granulation beobachtbar.
Ich habe bereits mit 80mm Teleskopöffnung die Granulation erkennen können. Eine Voraussetzung für eine erfolgreiche Beobachtung ist ein Standort, der eine ruhige Luft bietet.



Bei der Beobachtung der Sonne im Weißlicht gibt es sehr viele Details zu entdecken.

Ich selbst beobachte mit einem 150/3000mm Schiefspiegler die Sonne im Weißlicht.

Für die Lichtdämpfung benutzte ich ein Herschelprisma und einen Neutralfilter der Dichte 3.0.
Zur weiteren Regulierung der Helligkeit benutze ich einen einfachen Polfilter.
Zur zusätzlichen Sicherheit habe ich noch einen "IF UV/IRcut on KG3" IR/UV Cut von Beloptik vorgeschaltet.


Folgende Phänomene auf der Sonne kann ich damit sehen:

Das Netzwerk der Granulation in der ungestörten Photosphäre:
Im Okular sieht man ein feines Netz das die gesamte Oberfläche der Sonne überzieht.

Für mich auch ein guter Anhaltspunkt für das Seeing und die Transparenz:
Erscheint das Netz scharf begrenzt und ruhig, kann man mit detaillierten Beobachtungen rechnen. Anders ist es bei einem Kontrastarmen oder verwaschenen Netz.

Photosphärische Fackeln:
An oder in der Nähe der Sonnen Ost- und Westrändern in Äquatornähe sind Fackeln sehr auffällig.

Sie erscheinen als sehr verschieden große, teils sehr strukturierte Aufhellungen.
In den polaren Zonen sind sie kleine und runde Aufhellungen, die vorwiegend vor und während des Sonnenminimums auftreten.

Fackeln können völlig frei von Flecken sein, oder auch Fleckengebiete durchziehen.
Auch können Fackelgebiete neue Sonnenflecken ankündigen, oftmals stehen in randnahen Fackeln sehr kleine Flecken oder Poren, die bei hoher Luftunruhe leicht übersehen werden können.

Wichtig:
Fackeln lassen sich nur in einer konzentrischen Zone von 40° bis 80° Distanz vom Sonnenmittelpunkt beobachten. Weiter zur Sonnenmitte (< 40°) werden sie von der Lichtfülle der Photosphäre überstrahlt am Sonnenrand (> 80°) wird die Beobachtung durch die perspektivische Verkürzung erschwert.

Poren:
Kleine, dunkle Flecken, die keine Penumbra haben.

Einzelne Poren oder kleine Gruppen davon können irgendwo im Fleckengürtel auftauchen.

Sie können bei der Beobachtung leicht übersehen werden, ein "abscannen" der Sonne im höheren Vergrößerungsbereich ist dazu notwendig, damit sie gesehen werden.

Sonnenflecken:
Die Gestalt der Umbra.
Die Umbra verändert laufend ihre Gestalt. Schon innerhalb weniger Stunden kann man eine deutliche Veränderung der Umbra und dem gesamten Fleck feststellen.

Bei guten Seeing kann man kleinste abgelöste Stückchen der Umbra beobachten.

Lichtbrücken in der Umbra.
Von beginnenden Einschnürungen bis zum mehrfach zerteilten Fleck. Auch kleinste Verästelungen der Lichtbrücken in der Umbra lassen sich beobachten.
Ich habe auch schon Lichtbrücken beobachtet, die wie isolierte Inseln innerhalb der Umbra zu sehen waren.
Bright Points.
Das sind helle, aber kleine runde Stellen innerhalb der Umbra. Sie markieren häufig das Entstehen von Lichtbrücken.

Bright Points dürfen nicht mit den kleineren "Umbral Dots" verwechselt werden. Umbral Dots haben eine Größe von nur 0,5″, und eine Lebensdauer von wenigen Minuten.

Für die Beobachtung höher Vergrößern. Ein gutes Seeing ist für die Beobachtung von Bright Poinst unerlässlich.

Die Gestalt der Penumbra.
Sie kann die Umbra teilweise oder auch vollständig umschließen. Die Ränder der Penumbra können gleichmäßig oder auch sehr zerfasert sein.

Die einzelnen Fasern der Penumbra, die eine Breite von weniger als 1″ haben, was ca. 700 Kilometern entspricht, lassen sich durch ihre Schattierungen gut unterscheiden.

Fehlstellen in der Penumbra.
Löcher, Einbuchtungen, Lichtbrücken in der Penumbra.

Einschlüsse von kleinen Teilen der Umbra in der Penumbra.

Poren in der Penumbra.
Mancher Tage ist die Penumbra von kleinen winzigen Poren gesprenkelt, sie macht einen "porigen Eindruck".

Auch abgelöste Teile der Penumbra lassen sich beobachten. Um diese Teile herum sieht man wieder das Netzwerk der ungestörten Granulation.

Der Wilsoneffekt.
Wenn Flecken am Sonnenrand auftauchen oder wieder verschwinden lässt sich gut die perspektivische Verzerrung oder der "Wilsoneffekt" beobachten.
Die Umbra scheint dann innerhalb der Penumbra versetzt zu sein.

Durch die perspektivische Verkürzung am Sonnenrand lassen sich hier auch weniger Flecken beobachten.

Die Randverdunkelung:
Bei kleiner Vergrößerung ist das Phänomen der Randverdunkelung gut beobachtbar.

Weißlichtflares:
Ein Phänomen das ich noch nicht beobachten konnte.

Beschrieben wird die erste Beobachtung von einem Weißlichtflare von Carrington am 1. September 1859.

In einer Fleckengruppe geschieht ein so starker Ausbruch, das sogar das Photosphärische Plasma aufleuchtet und der Flare im Weißlicht sichtbar wird.

Um an kleine Details heranzukommen ist ein großes Teleskop weniger wichtig. Bei der Beobachtung der Sonne im Weißlicht und der H-alpha Linie bestimmt zum einem die Luftruhe und die Güte des Himmels die Erkennbarkeit kleiner Strukturen. Auch die die Wahl des Beobachtungsortes sehr wichtig.

Meiner Erfahrung nach habe ich nach Sonnenaufgang oder auch in den Stunden vor Sonnenuntergang, weit weg von Gebäuden und versiegelten Flächen, die besseren Bedingungen um an kleine Strukturen heranzukommen.
Die schlechteste Zeit ist die, wenn die Sonne in den Mittagsstunden schon hoch am Himmel steht und die Umgebung schon aufgeheizt ist.


Protuberanzen und die Korona in der Weißlichtbeobachtung:

Protuberanzen und weitere Erscheinungen des Sonnenrandes sind in der Weißlichtbeobachtung nicht zu sehen!
Ich kann hier nur aufrufen, hier keine Experimente mit der Filterung zu machen, um diese sichtbar zu machen.
Es geht physikalisch nicht!

Die Protuberanzen werden von der Photosphäre überstrahlt.
Um sie sichtbar zu machen, muss man diese mit einem speziellen Sonnenteleskop aus der Lichtfülle der Photosphäre, der für uns sichtbaren "Oberfläche" der Sonne, herausfiltern.
Für diesem Zweck gibt es im Handel komplette, spezielle Sonnenteleskope (H- alpha/Hα) Teleskope, die dazu geeignet sind, Protuberanzen und die Erscheinungen der Chromosphäre sichtbar zu machen.

Auch mit speziellen Protuberanzenansätzen sind diese beobachtbar, hier gehört aber großes Wissen, auch mit dem Umgang mit solch einem Ansatz, dazu.

Die Beobachtung der Protuberanzen geschieht in der H- alpha Linie, die ich unten behandle.

Auch die Korona der Sonne ist in der Weißlichtbeobachtung nicht beobachtbar.
Sie ist in ihrer ganzen Ausdehnung nur in der maximalen Phase einer totalen Sonnenfinsternis sichtbar.
An hoch gelegenen Standorten mit sehr sauberer Luft kann versucht werden, mit speziellen Koronographen die innere Korona sichtbar zu machen.


Relativzahl- Kurve der Sonnenaktivität.


Seit 1993 zeichne ich meine Sonnenflecken- Relativzahl, die ich bei der Sonnenbeobachtung gewinne, in eine einfache Kurve ein.
Diese Relativzahl- Kurve ist sicher einfach gehalten, aber doch kann ich damit die Sonnenaktivität und den elfjährigen Zyklus der Sonne nachvollziehen.

Relativkurve

 


Sonnenbeobachtung in der H- alpha Linie.


Direkt oberhalb der Photosphäre schließt sich die Chromosphäre, eine sehr dynamische, ca. 1.000 bis 2.000 Kilometer hohe Schicht an.
In der Chromosphäre herrscht eine Temperatur, die von 5.000K bis auf ca. 10.000K ansteigt. Die Protuberanzen, die aus einem ca. 10.000K bis 20.000K heißen, dünnen Gas bestehen, gehören ebenfalls zu den Phänomenen der Chromosphäre.

Vor allem wird die Chromosphäre der Hα Linie des Wasserstoffs bei 656,28nm beobachtet.
Eine weitere Beobachtungsmöglichkeit ergibt sich in den Linien des einfach ironisierten Kalziums H und K bei 396,84nm und 393,37nm.
Da aber das menschliche Auge in diesen Linien sehr unempfindlich ist, macht hier eine fotografische Beobachtung mehr Sinn.

Die unter der Chromosphäre liegende Photosphäre ist rund eine Million mal heller.
Es werden spezielle Sonnenteleskope benötigt, die nur diese eine Linie bei 656,28nm auf einer Genauigkeit < 1Å aus dem Lichtstrom der Photosphäre herausfiltern.

Mit den freien Augen kann die Chromosphäre nur bei einer totalen Sonnenfinsternis als ein roter Kranz um die Sonne herum gesehen werden.
Während einer totalen Sonnenfinsternis ist es auch möglich, Protuberanzen mit den freien Augen am Sonnenrand zu sehen.



Die Beobachtung der Sonne in der H- alpha Linie bietet eine noch viel umfangreichere Fülle an Details als die Beobachtung im Weißlicht.
Besonders die raschen Veränderungen auf der Sonnenscheibe und am Sonnenrand machen
die Beobachtung in dieser Wellenlänge sehr lohnend.

Einsteigen kann man schon mit kleinen und kompakten Teleskopen, wie dem Coronado PST.


Die Beobachtung der Hα Linie mit fotografischen Hα Filtern (in Verbindung mit ND 5.0 Objektivfiltern):

Die im Handel erhältlichen fotografischen Hα Filter mit einer Halbwertsbreite um die 3 bis 6nm sind für die Beobachtung der Hα Linie nicht geeignet.

Ein Objektivfilter für die Beobachtung der Sonne im Weißlicht dämpft das Sonnenlicht über das gesamte Spektrum. Dadurch wird auch das schwache Leuchten des Wasserstoffs bei 656,28nm gedämpft und geht somit verloren.
Durch die großen Bandbreiten der fotografischen Filter wird zudem zu viel Licht beidseitig der Hα Linie durchgelassen, so das diese überstrahlt und dadurch wiederum nicht sichtbar wird.

Ein fotografischer H-α Filter ist weder für die Beobachtung der Chromosphäre gemacht oder gedacht. Diese Filter dämpfen nur das Licht der Sonne und färben es ein.

Hier kann ich nur auffordern, damit keine Experimente zu machen. Es geht physikalisch einfach nicht, mit solchen Methoden die Hα Linie sichtbar zu machen!

Für die Beobachtung der Chromosphäre und ihren Strukturen sowie dem Sonnenrand mit den Spikulen und Protuberanzen werden spezielle Sonnenteleskope benötigt.
Ein Coronado PST oder ein Lunt Sonnenteleskop sind ein guter Einstieg für die Hα Beobachtung der Sonne.


Der Marmoreffekt der ungestörten Chromosphäre:
Die ungestörte Chromosphäre hat ein fleckiges, marmoriertes Aussehen.
Sie wirkt wie die Granulation in der Weißlichtbeobachtung, nur ist sie in der Hα Linie größer und haben einen sehr viel deutlicheren Kontrast.

Die Ränder der einzelnen Zellen im Chromosphärischen Netzwerk sind sehr auffällig und dunkel.

Der Sonnenrand:

Spikulen.
Durch die Spikulen hat der Sonnenrand ein unruhiges, raues Aussehen.

Pietro Angelo Secchi von der Vatikansternwarte bezeichnete die Spikulen sinnigerweise als "brennenden Prärie".
Dieser Eindruck entsteht bei der Beobachtung der in der Hα Linie roten Spikulen.

Protuberanzen.
Das sind die auffälligsten Erscheinungen am Sonnenrand.
Schon im kleinen PST sind Protuberanzen sehr eindrucksvoll im Okular.

Der Formenreichtum der Protuberanzen ist sehr vielfältig.
Protuberanzen können nur kleine Spitzen am Sonnenrand sein, aber auch große aufsteigende Materiefahnen.
Protuberanzen können auch ein bogenförmiges Aussehen haben, wenn sie entlang an Feldlinien wieder zur Chromosphäre zurückfallen.

Auch von der Sonne abgelöste und frei im Raum schwebende Protuberanzen konnte ich schon gut beobachten.

Die Strukturen innerhalb der Protuberanzen sind sehr vielfältig und sind lohnend für ein genaues beobachten. Die Vergrößerung so hoch wie möglich wählen, um auch kleine Strukturen auflösen zu können.

Schon nach kurzer Zeit sind in vielen Protuberanzen auch Veränderungen sichtbar.

Ein schöner Eindruck ist es im Okular, wenn sich Protuberanzen um den Sonnenrand winden um dann in Filamenten überzugehen.
Die Cromosphäre:

Sonnenflecken:
Im PST sind die Sonnenflecken kleine dunkle Punkte vor dem Hintergrund der Chromosphäre.

Die Umbren sind sehr deutlich zu sehen. Die Penumbren sind bei großen Flecken nur angedeutet. Bei kleinen Flecken sind sie unsichtbar.

Große und mittelgroße Flecken sind noch sehr auffallend, kleine Flecken sind unsichtbar.

Flares:
Flares sind Strahlungsausbrüche die bei Sonneneruptionen entstehen. Sie können sehr heftig und auch sehr hell sein.

Flares treten größtenteils in Fleckengruppen auf.
Mit dem PST sind Flares schon sehr einfach und deutlich zu sehen.
Diese sind dann im Okular sehr helle, meist begrenzte Gebiete, die nicht mit den dunkleren und ausgedehnteren Plages verwechselt werden sollten.

Plage - Chromosphärische Fackeln:
Plage sind helle Stellen auf der Sonnenscheibe.

In den Fleckengruppen können sehr zergliedert und verzweigt sein.
Plage sind auch außerhalb der Fleckengruppen zu sehen.

Neben den zergliederten Aussehen können sie auch kleinere und kompakte Aufhellungen sein.

Filamente:
Filamente sind mit dem PST schon sehr deutlich zu sehen.

Filamente sind Protuberanzen in der Draufsicht, sie erscheinen dann als dunkle Strukturen vor der Chromosphäre.

Auch bei diesen Erscheinungen ist der Formenreichtum sehr vielfältig.
Es können Bögen, und geschlängelte Linien in sehr verschiedene Längen und Breiten sein.
Auch sind Filamente oftmals sehr strukturiert, bei der Beobachtung lohnt sich eine hohe Vergrößerung um kleine Details auflösen zu können.

Die Beurteilung der Luftruhe und der Schärfe bei der Sonnenbeobachtung.


Bei der Beobachtung der Sonne kommt es für die Erkennbarkeit von Details viel auf die Luftruhe und die Schärfe an.
Die immer unterschiedliche Lufthülle über uns sorgt bei jeder Beobachtung der Sonne für unterschiedliche Sichtbarkeiten der Strukturen auf der Photosphäre, der Chromosphäre und am Sonnenrand.

Für die Beurteilung der Bedingungen bei der Beobachtung der Sonne hat Karl-Otto Kiepenheuer eine Skala entwickelt, um die Bedingungen klassifizieren zu können.
Diese Skala unterteilt sich in Luftruhe und Schärfe.

Die modifizierte Kiepenheuer Skala:


Ruhe (R):

  1. Keine Bildbewegung erkennbar, weder am Rand noch auf der Scheibe.

  2. Die Bildbewegung ist kleiner gleich 2 Bogensekunden (").
    Nur am Rand nachweisbar, auf der Scheibe meistens unbemerkt.

  3. Die Bildbewegung ist kleiner gleich 4".
    Gut am Rand und auf der Scheibe sichtbar.
    Wallender oder pulsierender Rand.

  4. Die Bildbewegung ist kleiner gleich 8".
    Verhindert nahezu die Unterscheidung zwischen Umbra und Penumbra (und damit die Beurteilung der Schärfe).
    Stark wallender oder pulsierender Rand.

  5. Die Bildbewegung ist größer als 8".
    Erreicht Durchmesser von Flecken.
    Heftig pulsierender Rand.
Schärfe (S):

  1. Die Granulation ist sehr gut sichtbar, Feinstrukturen sind in der Penumbra erkennbar.

  2. Die Granulation gut erkennbar, die Penumbra gut sichtbar, aber nahezu ohne Feinstrukturen.
    Die Grenze von Umbra zur Penumbra und der Übergang zur Photossphäre ist scharf.

  3. Die Granulation ist nur andeutungsweise erkennbar.
    Die Strukturen der Oberfläche sind bei Bewegung des Sonnenbildes leicht nachweisbar.
    Die Umbra und die Penumbra sind noch gut trennbar, aber ohne Feinstruktur.
    Der Übergang zur Photosphäre ist schwer zu begrenzen.

  4. Die Granulation ist nicht sichtbar. Die Umbra und Penumbra sind nur noch bei großen Flecken trennbar.
    Der Übergang zur Photosphäre ist verwaschen.

  5. Die Granulation ist nicht sichtbar, selbst bei großen Flecken kann zwischen Umbra und Penumbra kaum mehr unterschieden werden.

Wichtige Kriterien für die Ruhe und die Schärfe sind für mich in der Weißlichtbeobachtung die Granulation und in der H-alpha Beobachtung die Spikulen.

Je deutlicher und strukturierter, bei optimalen Bedingungen mit feinen dunklen Rändern versehen, die Granulation im Okular zu sehen ist, um so besser ist die Schärfe in der Beobachtung im Weißlicht.
Bei einer gut sichtbaren Granulation kann ich auch sehr kleine Flecken und Strukturen in der Umbra und Penumbra großer Flecken sehen.
Bei einem sehr scharfen Sonnenbild sind auch Gebiete mit Fackeln gut zu sehen. Besonders die kleinen polaren Fackeln sind dann deutlich zu sehen.

Je undeutlicher die Granulation zu sehen ist, umso undeutlicher werden kleine Flecken, oder sie gehen in der Beobachtung ganz verloren. Auch die Strukturen in den großen Flecken werden bei nur angedeuteter Granulation undeutlicher.


Der Indikator für eine strukturierte Chromosphäre und deutlich zu sehenden Protuberanzen ist der Sonnenrand mit seinen Spikulen.

Bei guten Bedingungen bilden die Spikulen einen rauen Saum am Sonnenrand, bei dem der Eindruck entsteht, einzelne Spikulen erkennen zu können.

Bei deutlichen Spikulen wird auch die Chromosphäre und die Strukturen darauf deutlich abgebildet. Protuberanzen erscheinen dann hell und sehr strukturiert.

Bereits leicht dunstiger Himmel oder dünne Wolken erzeugen rings um die Sonnen einen roten Halo aus Streulicht der die Sichtbarkeit der Spikulen einbrechen lässt.
Dunst und dünne Wolken, eventuell gepaart mit unruhiger Luft lässt den dünnen Saum der Spikulen am Sonnenrand verschmieren. Die Spikulen sind dann im Okular nur noch angedeutet zu sehen, oder sie verschmelzen mit der Chromosphäre.
Der Halo aus Streulicht wirkt sich sehr negativ auf die Sichtbarkeit der Protuberanzen aus. Sie versinken schnell in diesem Streulichthof und sind dann nur noch angedeutet, ohne großen Kontrast zu sehen.


Die Qualität der einzelnen Sonnenbeobachtung kann mit dieser Skala bestimmt werden:


Reserviert für Tage, an denen außergewöhnlich deutliche Details zu sehen sind.
Durchschnittliche Sichtbarkeit von Details auf der Oberfläche der Sonne, entsprechend den individuellen Erfahrungen und Gegebenheiten des einzelnen Beobachters.
Unterdurchschnittliche Bedingungen, aber noch keine wesentlichen Beeinträchtigungen.
Erhebliche Bildstörungen. Diese schränken den Wert der Beobachtung stark ein.
Die Sichtbedingungen sind so schlecht, so das eine Auswertung der Beobachtung nicht sinnvoll ist.

©  , Gerd Kohler, Burggrafenhof.