Einstieg ins Hobby AstronomieTeil 6: Sonnenbeobachtung für Einsteigervon Ullrich Dittler Frischgebackene Teleskopbesitzer denken bei der Fernrohrbeobachtung zunächst an Beobachtungsziele wie den Mond und die Planeten. Der hellste und faszinierendste Stern für die Amateurbeobachtung steht jedoch am Taghimmel: Die Sonne ist ein unvergleichlich beeindruckendes und dynamisches Beobachtungsziel. Mit der richtigen Filterlösung und etwas Vorsicht wird die Sonnenbeobachtung auch für Einsteiger zum Genuss. Der Aufbau der Sonne Eigentlich ist die Sonne – astronomisch gesehen – nichts Besonderes: Sie ist ein Fixstern, wie es alleine in unserer Galaxis etwa 100 Milliarden gibt; wobei schon die Bezeichnung Fixstern irreführend ist, da sich die Sonne zum einen um das galaktische Zentrum bewegt und zum anderen auf ihr ein sehr aktives und beeindruckendes Inferno stattfindet – das bereits mit kleinen Instrumenten zu beobachten ist. Vor etwa 4,6 Milliarden Jahren formten sich Sonne und die Planeten unseres Sonnensystems aus einer riesigen interstellaren Gas- und Staubwolke. Etwa 1,5 Milliarden Jahre nach Beginn der Kontraktion dieser Wolke setzte im Zentrum bei Temperaturen von 10–15 Millionen Grad die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium ein. Dabei werden pro Sekunde rund 4 Millionen Tonnen Materie in Energie verwandelt. 10 Milliarden Jahre kann die Sonne ihren Energiebedarf auf diese Weise decken, bevor merkliche Veränderungen eintreten. 99% der Masse im Planetensystem sind in der Sonne konzentriert aber nur 1% des Drehimpulses: Für eine Rotation um ihre Achse benötigt die Sonne am Äquator 25 Tage und am Pol 30 Tage. Der innere Aufbau der Sonne wird durch das Gleichgewicht von Gasdruck und Gravitation bestimmt. Ferner muss die Energie, die im Zentrum erzeugt wird, nach außen transportiert und abgestrahlt werden. Daraus ergibt sich folgender Aufbau: Über dem Kern mit einem Durchmesser von 170000km erstreckt sich die 550000km mächtige Strahlungszone, in der die im Kern erzeugte Energie durch Strahlung transportiert wird. In der äußeren 130000km dicken Konvektionszone schließlich wird die Energie durch Konvektion transportiert: Heiße Gasblasen steigen auf, kühlen ab und sinken schließlich wieder ab. Die Konvektionszone reicht bis an die Oberfläche der Sonne, die Photosphäre, heran. Aus dieser nur 400km dicken Schicht gelangt sichtbares Licht zum Beobachter und die Temperatur beträgt dort »nur noch« rund 5500°C bis 6000°C. Oberhalb der Photosphäre liegt die etwa 2000km dicke Schicht der Chromosphäre, innerhalb derer die Temperatur wieder auf etwa 10000 Grad ansteigt. Beobachtungen der Chromosphäre bedürfen spezieller Instrumente (Hα-Teleskope oder -Filter), da ihre Ausstrahlung nur einige Promille derjenigen der Photosphäre beträgt. Im Bereich der Sonnenkorona, der äußersten Atmosphärenschicht der Sonne, steigt die Temperatur nochmals auf 1–2 Millionen Grad an; die Korona ist von der Erde aus bei einer totalen Sonnenfinsternis zu beobachten.
Sonnenfilter: Weißlicht Da schon ein kleineres Teleskop mit nur 60mm Öffnung das rund 70fache Lichtsammelvermögen des menschlichen Auges (mit einem Pupillendurchmesser von 3mm bis 7mm) hat, ist sofort einsichtig, dass eine Sonnenbeobachtung ohne Schutzfilter bereits bei kleinen Teleskopen zum sofortigen Erblinden führt. Aber selbst mit bloßem Auge sollte man die Sonne nicht ohne geeigneten Filter (z.B. Sonnenfinsternisbrille) beobachten, da die von der Sonne ausgesendete UV- und Infrarot-Strahlung das Auge schädigt. Bei mittleren Teleskopen steigt das Lichtsammelvermögen schnell auf das 800fache (bei einem klassischen Schmidt-Cassegrain mit 200mm Öffnung) und reicht bei größeren Öffnungen problemlos zum raschen Entzünden einer hölzernen Wäscheklammer und zum Verflüssigen von Blei im Brennpunkt der zentralen Teleskopoptik. Zur Vermeidung von irreparablen Augenschäden sowie zur Beobachtung der verschiedenen Phänomene der Photosphäre und der Chromosphäre ist daher eine geeignete Dämpfung der Strahlung (auch der UV-Strahlung) der Sonne unumgänglich! Die einfachste Art der Lichtdämpfung zur Sonnenbeobachtung ist der Einsatz eines Objektivfilters, der vorne auf das Teleskop aufgesteckt wird. Diese reduzieren das in die Optik eintretende Licht auf einen Bruchteil der Strahlung und ermöglichen damit die gefahrlose Sonnenbeobachtung. Dabei unterscheidet man Sonnenfilterfolien, die nicht nur in einfachen Sonnenbeobachtungsbrillen Verwendung finden (Abb. 1), und aufsteckbare Glassonnenfilter (siehe Produktvergleich in dieser Ausgabe). Aus den Filterfolien lassen sich innerhalb weniger Minuten Objektivfilter für Fernrohre herstellen, aber auch nahezu jedes vorhandene Fernglas kann für die Sonnenbeobachtung erweitert werden, wenn der Anwender sich zwei identische Objektivfilter aus einem Stück Sonnenfilterfolie selbst baut. Bauanleitungen für derartige Filter finden sich zahlreich im Internet [1, 2]. Die Glassonnenfilter sind für verschiedene Teleskoptypen erhältlich, wobei sich zwei verschiedene Ausführungen unterscheiden lassen: die vollflächigen Glasfilter (Abb. 2), die jedoch mit zunehmender Teleskopöffnung recht schnell sehr teuer werden und – alternativ dazu – Filter mit exzentrischer Öffnung, die vor allem für den Einsatz an SCT- und Newton-Teleskopen entwickelt wurden, um die bei Spiegelteleskopen durch den Sekundärspiegel und dessen Aufhängung entstehende Obstruktion und Beugung zu vermeiden.
Während für die visuelle Nutzung in einfachen Sonnenbeobachtungsbrillen und Objektivfiltern für Fernrohre und -gläser Filter mit der Dichte 5 verwendet werden, ist für den fotografischen Einsatz ein Filter der Dichte 3,8 zu empfehlen: Derartige fotografische Sonnenfilter lassen deutlich mehr Licht passieren und ermöglichen damit kürzere Belichtungszeiten, die wiederum die Unruhe der Luft »einfrieren« können und so zu schärferen Abbildungen führen. Eine Warnung ist in diesem Zusammenhang angebracht: Bei preiswerten (Kaufhaus-) Fernrohren werden manchmal Okularsonnenfilter mitgeliefert (im Vordergrund der Abb. 1 ist ein solcher Filter zu sehen), für die es nur eine Verwendung gibt: »sofort wegwerfen«. Das Lichtsammelvermögen von Teleskopen ist – wie oben gezeigt wurde – beachtlich. Wenn diese gesamte Energie nahe am Okularfilter gebündelt wird, so entstehen Temperaturen, die derartige Filter schmelzen oder platzen lassen und damit zum sofortigen Erblinden des Beobachters führen können. Aber auch wenn die Filter der Hitze Stand halten, führt die Erwärmung der Filter zu Turbulenzen innerhalb des Teleskoptubus, die die Bildqualität ganz erheblich beeinträchtigen können. Der Vollständigkeit halber sei bei der Vorstellung der zur Beobachtung der Photosphäre geeigneten Geräte noch das Herschel-Prisma erwähnt, das die Königsklasse der Sonnenbeobachtung mit Refraktoren im Weißlicht darstellt, jedoch preislich etwa mit dem 20fachen eines selbstgebauten Objektivsonnenfilters aus Folie zu Buche schlägt. Die Funktionsweise des Herschel-Prismas beruht darauf, dass weniger als 5% des einfallenden Lichtes für die eigentliche Beobachtung genutzt werden, während der weitaus größere Teil des Lichtes nicht durch Absorption, sondern durch Reflexion über ein Prisma ungenutzt in einer »Lichtfalle« gestreut und aus dem Gehäuse herausgeleitet wird. Vorsicht ist jedoch bei Herschel-Prismen ohne Lichtfalle geboten, da das ungedämpft aus dem Gehäuse austretende Sonnenlicht (immerhin mehr als 95% des ins Teleskop fallenden Lichtes) Augenschäden verursachen kann (vgl. auch Beitrag auf Seite 65). Beobachtung der Photosphäre Beim Blick durch ein mit einem Sonnenfilter ausgestattetes Teleskop fallen sofort Sonnenflecken und ggf. Fackelgebiete und die körnige Struktur der Photosphäre auf. Sonnenflecken sind die für Einsteiger am einfachsten zu beobachtenden Objekte, sie stellen kühlere Stellen der Photosphäre dar, deren Temperatur um etwa 1000°C unterhalb der Umgebungstemperatur liegt, so dass diese Stellen als dunkle Flecken erscheinen. Die Form, Größe und Gestalt der einzelnen Sonnenflecken kann sich kontinuierlich und individuell verändern, während die Anzahl der auftretenden Sonnenflecken einem 11-jährigen Zyklus unterworfen ist (bedingt durch die rund alle 11 Jahre stattfindende Umpolung des Magnetfeldes der Sonne): Wie die seit Jahrhunderten betriebene Beobachtung der Sonnenflecken zeigt (siehe [3]), wechseln sich Zeiten zahlreicher Sonnenflecken sehr regelmäßig mit Zeiten weniger Sonnenflecken ab. Aber nicht nur die Häufigkeit der Sonnenflecken scheint einer Regelmäßigkeit unterworfen, auch die Position der auftretenden Sonnenflecken ist nicht zufällig, wie das so genannte Schmetterlingsdiagramm der Sonnenflecken (siehe ebenfalls [3]) belegt: Zu Beginn eines neuen Fleckenzyklus treten die Flecken zunächst bei etwa ±35° heliographischer Breite auf, während am Ende eines Zyklus, d.h. in einer Phase geringer Aktivität, die Flecken oder Fleckengruppen eher in der Nähe des Äquators auftreten. Die zentralen, dunkleren Bereiche der Sonnenflecken (Umbra) erscheinen meist scharf begrenzt, und werden bei größeren Flecken häufig durch einen Penumbra genannten, helleren Bereich umgeben (siehe Abb. 3). Sonnenfleckengruppen haben hierbei nicht selten zwei Zentren und werden daher »bipolare Gruppen« genannt: Der westliche Teil der Gruppe, der in der Rotationsrichtung der Sonne vorangeht, wird daher als p-Fleck (»preceding«) bezeichnet und der nachfolgende Teil als f-Fleck (»following«). Innerhalb der Umbra einzelner Flecken sind darüber hinaus zeitweise hellere Lichtbrücken zu erkennen.
Zur Beschreibung des Aussehens eines Sonnenfleckes bzw. einer Fleckengruppe hat sich die Klassifikation nach Max Waldmeier durchgesetzt [4], die die Flecken in die Klassen A bis J einteilt. Während Sonnenflecken kühlere Stellen der Sonnenoberfläche darstellen, sind Sonnenfackeln um etwa 1000°C heißere Stellen der Photosphäre. Diese photosphärischen Fackeln treten in der Regel zusammen mit Sonnenflecken auf und sind daher in deren Umfeld auch leicht zu beobachten. Da Fackeln bereits vor den Flecken auftreten können, können sie Hinweise darauf geben, wo mit dem Erscheinen neuer Sonnenflecken zu rechnen ist. Bedingt durch den geringen Helligkeitsunterschied zwischen Fackeln und deren Umgebung ist eine Beobachtung im Bereich des Sonnenrandes und der dort zu beobachtenden Randverdunkelung für den Amateur einfacher als eine Beobachtung der Fackeln im Zentrum der Sonnenscheibe. Mit Teleskopen ab einer Öffnung von 100mm kann bei gutem Seeing auch die granulare Oberfläche der Sonne beobachtet werden: Bei den einzelnen Granulen handelt es sich um kurzlebige, auf- und absteigende Gasblasen mit Durchmessern von rund 1000km. Diese steigen mit einer Geschwindigkeit von mehreren Kilometern pro Sekunde an die Oberfläche und sinken nach der Energieabstrahlung wieder in die Tiefe. Bei der visuellen Beobachtung der Granulen wird das Aufsteigen und Absinken durch die brodelnde Oberfläche deutlich. Sonnenfilter: Hα-Licht Obwohl die Chromosphäre über der Photosphäre liegt, ist deren Beobachtung deutlich schwieriger, da ihre Leuchtkraft nur einen Bruchteil der Leuchtkraft der Photosphäre beträgt. Möglich ist die Beobachtung der Chromosphäre sowohl im Licht der Wellenlänge des Hα-Übergangs des Wasserstoffatoms (656,28nm) und im Licht der Kalzium-Linie (393,4nm). Da jedoch im Bereich der blauen CaII-K-Linie das menschliche Auge wenig empfindlich ist, ist die visuell und fotografisch nutzbare Hα-Linie für Amateurastronomen meist interessanter: Mit entsprechenden Hα-Filtern werden Protuberanzen und Filamente ebenso sichtbar wie chromosphärische Fackelgebiete und Sonnenflares. Anders als bei der Auswahl eines Teleskops für die nächtliche Beobachtung sind bei der Auswahl eines Hα-Teleskops für die Beobachtung der Chromosphäre mehr Faktoren wichtig: Neben Brennweite, Öffnung, Bauart (für die Sonnenbeobachtung empfiehlt sich der Einsatz eines Refraktors, da diese Teleskopart die geringste innere Luftunruhe aufweist, keine Bauteile im Strahlengang zur Bildverschlechterung führen und Streulicht weniger Einfluss auf die Abbildungsqualität nimmt, als dies bei Newton-Reflektoren oder Schmidt-Cassegrain-Systemen der Fall ist) und optischer Qualität des Teleskops ist vor allem die Bandbreite des eingesetzten Hα-Filters verantwortlich für die zu erwartende Detailfülle der Beobachtung. Zunächst macht der Hα-Filter nichts anderes, als nur Licht bestimmter Wellenlängen passieren zu lassen: im Falle eines Hα-Filters eben nur das Licht, das entsteht, wenn ein Elektron des Wasserstoffs von der 3. auf die 2. Schale des Atoms springt. Für die Wirksamkeit eines solchen Filters gilt folgende vereinfachende Regel: Filter mit einer Halbwertsbreite >1,0Å zeigen nur Protuberanzen am Sonnenrand, während mit Filtern zwischen 1,0Å und 0,8Å auch Filamente und Fackelgebiete auf der Oberfläche der Sonne sichtbar werden.
Neben Hα-Filtern zur Adaption an vorhandene Teleskope sind für ambitionierte Amateure auch komplette Hα-Sonnenteleskope und -okulare verfügbar, die speziell für die Lichtbrechung der Hα-Wellen berechnet wurden. Ein solches komplettes Hα-Teleskop mit einem Objektivdurchmesser von 40mm, einer Brennweite von 400mm und einer Bandbreite, die mit <1,0Å angegeben wird (in Vergleichen konnten einige Hobbyastronomen einen Wert von 0,8Å eruieren) ist das Coronado PST [5]. Die im PST eingesetzte Filterungstechnik greift dabei die Ideen auf, auf die 1890 der Amerikaner Hale und der Franzose Deslandres fast gleichzeitig kamen: Um das Licht der Chromosphäre beobachten zu können, muss aus dem gesamten Bereich des sichtbaren Sonnenlichtes mit einem entsprechenden Filter das Licht der blauen CaII-K-Linie oder der roten Hα-Linie herausgefiltert werden. D.h. aus dem sichtbaren Licht, das rund 4000Å umfasst, müssen weniger als 1Å gezielt herausgefiltert werden, wobei auch das rund 10000mal hellere Licht der Photosphäre entsprechend gedämpft wird. Neben Hα-Filtern können Protuberanzen auch mit klassischen Protuberanzenfernrohren oder Protuberanzenansätzen beobachtet werden. Gemeinsam ist beiden, dass hierbei Kegelblenden so in den Strahlengang des Refraktors eingebracht werden, dass diese die Sonnenscheibe verdecken und durch diese »künstliche Sonnenfinsternis« nur die quasi über den Sonnenrand hinausschießenden Protuberanzen sichtbar sind. Für die Beobachtung von Details auf der Sonnenoberfläche sind derartige Protuberanzenansätze natürlich ungeeignet. Beobachtung der Chromosphäre Der erste Blick durch ein Hα-Teleskop ist für viele Astronomen mindestens genauso faszinierend wie der erste Anblick des Saturn im Teleskop: Mit einem Blick wird das faszinierende, dynamische Spiel von Protuberanzen (und Filamenten) ebenso sichtbar, wie von chromosphärischen Fackelgebieten und Sonnenflares; mehr noch als bei den Sonnenflecken der Photosphäre wird bei einem Blick durch ein Hα-Teleskop deutlich, welche dynamischen Prozesse die Sonne bestimmen! Am auffälligsten sind hierbei die Protuberanzen, riesige Wolken von Wasserstoffgas, die meist in enger Verbindung zu Sonnenflecken stehen und im Mittel Höhen von einigen 10000km erreichen. Diese eindrucksvollen Protuberanzen sind mit den preiswerteren Instrumenten am besten am Rand der Sonnenscheibe zu beobachten (Protuberanzen, die nicht am Sonnenrand, sondern vor der Sonnenscheibe auftreten, heißen Filamente). So genannte eruptive oder aktive Protuberanzen steigen mit Geschwindigkeiten von 1000km/s in die Korona auf und erreichen dabei nicht selten Höhen von hunderttausend Kilometern, in Extremfällen auch Höhen von 1–2 Millionen Kilometern. Das imposante Schauspiel der Veränderung der Form und der Intensität solcher Protuberanzen, die vermutlich auf Instabilitäten im Magnetfeld zurückzuführen sind, ist bereits innerhalb weniger Sekunden zu beobachten. Ähnlich, wie er es schon erfolgreich für Sonnenflecken gemacht hatte, versuchte Max Waldmeier auch Protuberanzen zu klassifizieren, kam aber 1942 zu dem Schluss, dass der Formenreichtum so groß ist, »...dass es nicht möglich ist, eine allgemein zutreffende Beschreibung zu geben.« [4]. Im nächsten Teil: Beobachtung des Mondes und der Planeten Oculum-Buchempfehlung: Die Sonne
Die Sonne ist der Stern direkt vor unserer Haustür. Das Gestirn, das unser Leben bestimmt, bietet ein großartiges astronomisches Beobachtungsobjekt, das jeden Tag ein neues Gesicht zeigt. Selbst mit dem (geschützten!) bloßen Auge lassen sich faszinierende Beobachtungen machen. Dieses Buch erklärt die Phänomene auf der Sonne und zeigt, wie man diese mit modernen Sonnenteleskopen beobachten und fotografieren kann. Dazu zählt neben dem herkömmlichen »Weißlicht« die Beobachtung in speziellen Spektrallinien der Elemente Wasserstoff und Kalzium. Besonderer Wert wird auf die Sicherheit der Sonnenbeobachtung gelegt. Ausführlich werden verschiedene Filtermethoden erklärt und ihre Eignung für die verschiedenen Beobachtungszwecke herausgestellt. |
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