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Sonnenbeobachtung mit dem Fernglas

Eine wichtige Bemerkung gleich vorab:

Der Blick in die Sonne mit ungeschützten Augen setzt das Augenlicht des Beobachters aufs Spiel!

Beobachtungen, gleich welcher Art, ob mit blossem Auge, Fernglas oder Teleskop setzen immer Maßnahmen voraus, um das starke Sonnenlicht zu dämpfen. Machen Sie dabei absolut keine Experimente und verfahren Sie nur gemäß den Empfehlungen von Fachleuten. Die falschen Filter oder Geräte (wie etwa die Sonnenbrille, geschwärztes Filmmaterial oder berußte Glasscheibe) sind dabei genau so gefährlich und können zur Blindheit führen.

Und noch eines, sorgen Sie dafür, dass spielende Kinder oder unerfahrene Erwachsene Ihr Fernglas nicht ohne Filter auf die Sonne richten, nachdem Sie vorher mit den notwendigen Schutzmaßnahmen beobachtet haben.

Als Filter für das Fernglas schlagen wir die Sonnenfilterfolie der

Fa. Baader Planetarium GmbH Zur Sternwarte 82291 Mammendorf Tel.: 0 81 45 / 88 02, Fax: 0 81 45 / 88 05

vor. Dies ist ein ausgereiftes und bewährtes Produkt. Die Art von Folienfilter, die Sie hier bekommen, ist eine sichere Sache für Ihre Augen, vorausgesetzt die Sonnenfolie wird richtig befestigt.

Fassungen für diese Folien können Sie auf einfache Weise mit einer starken Pappe zusammenkleben, indem man die Pappe um die Objektivfassung legt und zusammenklebt. Auf der Stirnseite kann man dann die Folie aufkleben. Genaue Anweisungen erhalten Sie mit dem Bezug der Folie bei Fa Baader.

Der im Bild dargestellte Fernglasfilter wurde aus einer Flasche aus Kunststoff mit dem inneren Durchmesser der Objektivfassung hergestellt, indem der Boden und der Hals abgesägt wurden, und von der verbleibenden Reströhre 2 Ringe von ca 15 mm Länge angefertigt wurden. Die auf die Stirnseite aufgeklebte Folie lässt sich so durch die Flexibilität des Kunststoffes leicht aufsetzen.

Was kann man auf der Sonne sehen?

Um diese Frage befriedigend zu beantworten, zunächst einige allgemeine Informationen zum physikalischen Aufbau und der Stellung der Sonne im Universum. Parallel können Sie ja schon mal die Live-Sonnenbilder vom SOHO-Projekt ansehen.

1. Die Sonne ist ein gewöhnlicher Stern mittleren Alters. Sie befindet sich etwa in der Mitte ihres stabilen Lebens und ist ca. 4,6 Milliarden Jahre alt.
2. Es gibt viele ältere und jüngere Sterne, auch größere und kleinere. Das Spektrum der Sternmassen erstreckt sich von 0,1 bis mehrere 100 Sonnenmassen.
1. Rigel im Sternbild Orion z.B. steht in einer Entfernung von 800 Lichtjahren und gehört zu den hellsten Sternen am nördlichen Sternenhimmel. Der Grund ist, dass er einen 84 mal grösseren Radius hat als unsere Sonne.
2. Beteugeuze im Orion kommt in seinen Dimensionen sogar auf das 430-fache des Sonnenradius.
3. Deneb im Schwan, ein anderer Orientierungspunkt am Himmel, kommt auf den 130-fachen Radius der Sonne.
4. Schließlich ist Sirius der hellste Stern am Himmel, da er zum einen nur 8,6 Lichtjahre von uns entfernt ist und zum anderen doppelt so gross ist wie die Sonne.
3. Unter den Sternen ist unsere Sonne also nichts besonderes. Einer unter vielen, keine herausragenden Eigenschaften wie auch immer. Die besondere Bedeutung der Sonne für das Leben auf der Erde resultiert aus der Entfernung der Erde zur Sonne. Als Licht- und Energiequelle ist sie Voraussetzung allen Lebens.
4. Die Sonne ist Mitglied eines riesigen Sternensystems, das man die Milchstrasse nennt. Eine Galaxie die aus Milliarden von Sternen besteht und eine Ausdehnung von ca. 100 000 Lichtjahren hat.
5. Der nächstliegende Stern zur Sonne hat den Namen Proxima Centauri, seine Entfernung liegt bei 4,2 Lichtjahren. Die Entfernung der Sonne vom galaktischen Zentrum ist knapp 30 000 LJ. Sie umkreist das galaktische Zentrum mit einer Geschwindigkeit von ca. 250 km/s. Die Dauer eines Umlaufs ist 250 Mio. Jahre.
6. Die Sonne ist der einzige Stern dessen Oberfläche wir beobachten können. Alle anderen Sterne sind soweit entfernt, dass man selbst mit den größten Teleskopen nur Lichtpunkte wahrnehmen kann.
7. Wie alle anderen Sterne ist die Sonne eine selbstleuchtende Kugel aus heissem Gas, die ihre Energie aus ihrem zentralen Kern von ca. 0,25 RSonne bezieht. Der Prozess, der die Energieerzeugung steuert, ist eine Kernfusion bei der gemäss der Formel E=mc2 Masse in Energie verwandelt wird. Das bedeutet z.B., 1 gr. Materie wird in die Energie von einer 20 Kilotonnen TNT-Detonation oder 1 Hiroshimabombe umgewandelt. Bei der Kernfusion werden ein Wasserstoff-Atomkern und ein Deuteriumkern zu einem Heliumkern verschmolzen. Die dabei freiwerdende Energie wird als Strahlung frei.
8. Die Umwandlung von 1 g Wasserstoff in Helium ergibt 180 000 kwh Strahlungsenergie. Der Energievorrat einer ursprünglich aus Wassersoff bestehenden Ursonne reicht für 100 Milliarden Jahre.
9. Die Energieproduktion der Sonne kommt also aus der Materie. Die Masse der Sonne kennen wir aus dem Gesetz der Schwerkraft. Nachdem die sogenannte Gravitationskontante entschlüsselt war, konnte man ihre Masse ermitteln. Die Masse ist in Tonnen ausgedrückt eine 28-stellige Zahl.
10. Im Erdabstand wird pro m2 eine Leistung von 1 360 Watt eingestrahlt. Auf der Erdoberfläche kommt jedoch durch den Tag- und Nacht-Zyklus und die Wolken wesentlich weniger an. In Mitteleuropa kommen wir im Durchschnitt auf 100 W/m2, in Heizöl ausgedrückt sind das ca. 100 Liter/Jahr.
11. Die Sonnenentfernung ist seit 1672 bekannt. Sie wurde ermittelt durch Parallaxenmessungen des Mars in Oppositionsstellung. Dabei wurde das 3. Keplergesetz angewendet. Die mittlere Entfernung beträgt 149 598 000 km. Diese Entfernung ist die Basis der astronomischen Entfernungsmessung ,man nennt sie daher 1 Astronomische Einheit ( 1 AE ). Das Licht benötigt ca 8 Minuten, um diese Strecke zurückzulegen.
12. Der scheinbare Durchmesser der Sonne am Himmel ist ca. 30 Bogenminuten. Daraus ergibt sich mittels einfacher Geometrie bei bekannter Sonnenentfernung ein Sonnendurchmesser von ca. 1,4 Mio km oder 110 Erddurchmessern. Die Mondbahn um die Erde entspricht damit etwas mehr als der Hälfte des Sonnenradius.
13. Das Volumen der Sonne entspricht somit mehr als 1 Mio Erdkugeln, sie verkörpert somit 99,8 % der Masse des gesamten Sonnensystems.
14. Das Spektrum des Sonnenlichts verrät uns mehr über die Sonne. Man kann darin tausende von schwarzen Linien erkennen. Jede Atomart besitzt ihre eigenen charakteristischen Liniensysteme. Die Linien im Spektrum sind daher regelrechte Fingerabdrücke der Sonne. Sie erlauben uns, die auf der Sonne befindlichen Atome zu identifizieren und damit die Materie der Sonne aus 150 Mio km Entfernung zu ermitteln. Analysen des Sonnenspektrums zeigen, dass 1 kg Sonnenmaterie 700 g H , 280 g He , 20 g aller übrigen schweren Elemente enthält, die auf der Erde auch bekannt sind. Vor allem C, O , Hg (Arsen ,Wismut , und Antimon konnten bisher nicht nachgewiesen werden).
15. Wie bereits gesagt ist die Sonne ein gewaltiger Fusionsreaktor, in dem Wasserstoff zu Helium verschmolzen wird. Das ist nur durch extrem hohe Temperaturen und extremen Druck möglich. Die Temp.-Struktur der Sonne : Zentrum: 15 Mio °C, Oberfläche : 5 800 °C , Umbra : 4 200 K; Penumbra: 5 680 K, Chromosphäre: 4 300 K – 50 000 K, Korona: 800 000 K – 3 Mio K. Im inneren Kern der Sonne herrschen 109 bar Gravitationsdruck.
16. Die Sonne rotiert um Ihre Achse, wobei die Rotationsperiode vom Breitengrad abhängig ist, da die Sonne kein starrer Körper ist. Am Äquator braucht es für 1 Umdrehung 26,8 Tage.
17. Die Sonne strahlt aufgrund ihres geringen Abstandes zur Erde ca. 11 Milliarden mal heller als Sirius, der hellste Stern am Himmel. Deshalb überstrahlt sie am Tage bei weitem alle anderen Sterne.
18. In 1 000 Jahren gibt es im Mittel 659 totale Sonnenfinsternisse . Die engen Zonen, in denen sie stattfinden, sind auf dem gesamten Globus verstreut.

Der Aufbau der Sonne.

1. Die Sonne ist eine brodelnde Masse aus heissem ionisiertem Gas (Plasma), das von Magnetfeldern durchdrungen ist.
2. Die sichtbare Oberfläche der Sonne nennt man die Photosphäre. Sie ist eine ca. 400 km dicke Gasschicht, aus der praktisch das gesamte Licht der Sonne ausgestrahlt wird. Die Temperatur liegt bei ca. 5 800 °C.
3. Die sog. Chromosphäre ist ca 8 000 km dick und liegt über der Photosphäre, hier herrschen starke Turbulenzen. Ohne Begrenzung nach oben wogt sie wie ein Gasbrand auf und ab. Aus diesem wogenden Meer steigen kleine Spiesse, auch Spikulen genannt, auf. Besonders eindrucksvolle Phänomene der C. bilden die Sonneneruptionen , auch Flares genannt.
4. Flares kommen relativ selten auf der Sonne vor. Ein Flare entsteht bei einer plötzlichen Freisetzung einer grösseren Energiemenge in einem begrenzten Aktivitätsgebiet. Es wird über den gesamten Bereich der elektromagnetischen Strahlung (also von der Gammastrahlung bis zur langwelligen Radiowelle) kurzzeitig verstärkte Strahlung emittiert. Ihr Einfluss auf die Erde ist deutlich stärker als die übrigen Sonnenaktivitäten. Optisch heben sich die Flares von der Photosphäre, also der Oberfläche der Sonne, durch eine helle Fläche ab. Die Temperaturen in Flare Zonen betragen um die 10 000 K. Flares gehören zu den energiereichsten und seltensten Sonnenaktivitäten, sie entstehen in der Chromosphäre und dauern von einigen Minuten bis zu 2-3 Stunden.
5. Sonnenflecken sind eine optische Erscheinung von starken Magnetfeldern. Den dunklen Kern der Sonnenflecken nennt man Umbra. Er ist umgeben von einem weniger dunklen Hof der sog. Penumbra. Bei typischen Fleckengruppen sind die magnetischen S und N – Pole bipolar angeordnet. Die Anzahl der Sonnenflecken ändert sich periodisch , der Sonnenfleckenzyklus beträgt ca. 11 Jahre . Die Sonnenflecken kennt man schon seit 1610, als Galilei sein Fernrohr zum Himmel richtete. Die Flecken waren es, die uns die Rotation der Sonne um ihre Achse verraten haben. Ab 1849 liegen die sogenannten Relativzahlen (Beurteilung der Fleckenaktivität ) lückenlos vor.
6. Granulation ist die Folge des Aufsteigens heißer Gasblasen. Die Granulation ist die Struktur der Photosphäre. Ihre Entstehung ist auf die turbulente Bewegung der Gase, die durch den konvektiven Wärmetransport aus dem Inneren der Sonne entsteht, zurückzuführen. Die Granulen sind ca. 1 000 km im Durchmesser, entsprechend 1-2 Bogensekunden (1 Bogensekunde entspricht 720 km auf der Sonne), man kann sie auch als Kopf einer aufsteigenden Gassäule betrachten. In den dunklen Gebieten zwischen den Zellen erfolgt eine Abwärtsbewegung. Die mittlere Lebensdauer einer Granule liegt bei 3-5 Minuten. Nach wenigen Minuten bietet sich ein völlig anderes Bild.
7. Protuberanzen sind am Rand der Sonne zu beobachten. Es sind Materiebewegungen, die in einem Magnetfeld am Rand der Sonne fliessen. Typische Abmessungen sind: Länge: 100 000 km -.500 000 km Höhe : 40 000 km Dicke : 5 000 km – 8 000 km Die Geschwindigkeit der Materie an der Austritts- Stelle liegt bei v = 500 km/s – 700 km/s. Protuberanzen können sehr stabil sein, sie können mehrere Monate lang, bis zu einem Jahr, dieselbe struktur aufweisen.
8. Filamente sind dasselbe Phänomen wie Protuberanzen. Sie befinden sich jedoch nicht am Rand sondern innerhalb der Sonnenscheibe, sie erscheinen daher als dunkle Streifen. Man kann Filamente eine halbe Sonnenrotation lang bzw. 13 Tage, beobachten.
9. Spikulen. Die Chromosphäre ist eine der Photosphäre überlagerte Schicht geringerer Dichte von einigen 1 000 km Dicke. Sie ist nicht homogen und besitzt eine Strukturierung in Form von vielen flammenähnlichen Spitzen, den sogenannten Spikulen. Sie sind am Sonnenrand beobachtbar als stacheliges Gebilde. Es sind annähernd vertikale Zylinder von chromosphärischem Gas die einem Magnetfeld folgen. Sie sind ca. 1 000 km dick und erreichen eine Höhe von ca. 10 000 km. Die Temperaturen liegen bei 10 000° C – 20 000° C, sie schiessen mit einer Geschwindigkeit von 20 km/s – 30 km/s aus der Chromosphäre hervor. Ihre Lebensdauer beträgt 5-10 Minuten. Die Theorie besagt, dass lokale Magnetfelder für die Spikulen verantwortlich sind.
10. Die Korona: Über der Chromosphäre liegt die sogenannte Korona die bis zu einigen Sonnenradien Abstand reicht. Über die Korona hinaus erstreckt sich nur noch das solare Magnetfeld und der Sonnenwind (ein Strom atomarer Teilchen hauptsächlich Elektronen und Protonen). Chromosphäre und Korona können von der Erde aus nur mit Spezialinstrumenten beobachtet werden, oder bei einer totalen Sonnenfinsternis.

Zusammenfassung.

Wenn Sie die Fülle der beobachtbaren Details auf der Sonne und ihre oben geschilderten physikalischen Zusammenhänge neugierig gemacht haben,und Sie keine Zeit oder Lust haben Ihr Ferglas zu präparieren so können Sie auch eine Sternwarte in Anspruch nehmen.

Unsere Sternwarte bietet jeden 1. Sonntag im Monat bei geeigneten Wetterbedingungen, ab 14 Uhr, eine Gelegenheit die Sonne zu beobachten.

Willy Mahl 06/2000

Merkur-Durchgang durch die Sonne

Die inneren Planeten des Sonnensystems, die innerhalb der Erdbahn um die Sonne ihre Bahn ziehen, also Merkur und Venus, haben gegenüber der Erdbahn eine kleine Neigung. Dadurch schneidet die Planetenbahn die Erdbahn in 2 Punkten, die man auch Knoten nennt. Wenn sich nun ein Planet zwischen Erde und Sonne befindet und gleichzeitig im, oder in unmittelbarer Nähe des Knotens, so kann man den Planeten durch die Sonnenscheibe hindurchwandern sehen. Er wandert dann von östlicher in westlicher Richtung durch die Sonnenscheibe . Von der Erde aus ist der Planet als kleiner dunkler Punkt (bei Fernrohrbeobachtung als Scheibchen) zu beobachten. Dieser Vorgang wird auch Transit, Durchgang oder Passage genannt.

Merkurdurchgänge ereignen sich um den 7. Mai und 9. November. Beim Mai-Transit befindet sich der Planet nahe seines Aphels, also der größten Entfernung des Planeten von der Sonne und damit der geringsten Entfernung von der Erde. Die Durchgangshäufigkeit in diesem Zeitraum ist daher kleiner als bei dem November-Ereignis, wenn Erde und Planet der Sonne nahe sind. November-Transits sind daher doppelt so häufig. Der Zeitraum zwischen aufeinanderfolgenden Ereignissen varriert zwischen 3 und 13 Jahren. Kepler machte 1627 als erster auf die Merkurdurchgänge aufmerksam, und sagte das Ereignis von 1631 voraus. Venusdurchgänge sind viel seltener als die von Merkur, nur 4 mal in 243 Jahren!

Der nächste Merkurdurchgang wird am 7. Mai 2003 stattfinden. Das Ereignis kann am frühen Morgen ab 6h17m MEZ bis gegen 11h20m MEZ beobachtet werden. Um 8h30m MEZ steht dann Merkur in der Mitte seiner sichtbaren Sonnenbahn.

Natürlich sind bei der Beobachtung die entsprechenden Augenschutzmaßnahmen einzuhalten!

Auf dem Bild ist Merkur nach dem Eintritt in die Sonnenscheibe um 6h17m MEZ dargestellt. (linker Sonnenrand)

Literatur: Spektrum Lexikon der Astronomie

Willy Mahl 09/2001, 11/2002