Einführung in die Astronomie: Sonne

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Die Sonne ist der Mittelpunkt unseres Sonnensystems und damit für uns der nächste Fixstern. Sie ist im Mittel rund 150 Millionen Kilometer (genauer: 149 598 870 Kilometer) von der Erde entfernt. Die Sonne erzeugt ihre Energie durch Kernfusion von Wasserstoff. Dabei entsteht als Fusionsprodukt das Edelgas Helium. Die dabei freiwerdende Energie strahlt sie in Form von Licht, Wärme und anderer Strahlung ab. Ohne diese Energiequelle gäbe es kein Leben auf der Erde. Mit der Möglichkeit, einen Fixstern aus (nach astronomischen Maßstäben) nächster Nähe beobachten zu können, ist die Sonne für Astronomen als Beobachtungsobjekt äußerst interessant. Allerdings muss man bei ihrer Beobachtung größte Vorsicht walten lassen. Deshalb ist diesem Kapitel ein längerer Abschnitt mit Hinweisen zur sicheren Sonnenbeobachtung vorangestellt, bevor beschrieben wird, was es auf der Sonne zu sehen gibt.


Die sichere Sonnenbeobachtung[Bearbeiten]

Spektrum elektromagnetischer Strahlung

Wegen der großen Helligkeit hat man bei der Sonnenbeobachtung das in der Astronomie unübliche Problem, dass zu viel Licht vorhanden ist und dass man es unbedingt reduzieren muss. Die Sonne strahlt ihre Energie in allen Wellenlängen des Spektrums ab. Die Atmosphäre der Erde filtert manche Wellenlängen unterschiedlich stark heraus, bevor die Strahlen bei uns ankommen. In dem Bild rechts ist zu sehen, dass es neben dem sichtbaren Bereich noch andere Wellenlängen von Strahlung gibt. Direkt an den sichtbaren Bereich unterhalb des violetten Lichts schließt sich der Bereich der ultravioletten Strahlung an.

Ultraviolettes Licht kann der Mensch nicht sehen. Es ist aber trotzdem vorhanden und sehr energiereich. Es wird z. B. in der Technik benutzt, um bakterielle Keime im Trinkwasser abzutöten.

Über dem roten sichtbaren Bereich befindet sich der infrarote Bereich. Auch dafür gibt es in unseren Augen keine Rezeptoren, die darauf reagieren, weshalb wir keine Wärmestrahlung sehen können. Auch diese Strahlung wird durch unsere Atmosphäre nicht vollständig absorbiert und richtet im Auge Verbrennungsschäden an, wenn man mit ungeschütztem Auge - mit oder ohne Fernrohr - in die Sonne schaut.

Glasbutton Warnung.svg

Leichtsinn oder Fehler bei der Sonnenbeobachtung können zu schweren Augenschäden bis hin zur Erblindung oder auch zur Zerstörung von Kameras und anderen Geräten führen. Darum muss man sich als Sonnenbeobachter unbedingt mit den folgenden Hinweisen vertraut machen, bevor man sich zum ersten Mal seinem Beobachtungsobjekt widmet!

Gefährdung der Augen[Bearbeiten]

Die Linse unseres Auges ist in ihrer optischen Wirkung nichts anders als ein Brennglas. Ihr Brennpunkt liegt auf unserer Netzhaut. Nur dadurch können wir scharf sehen. Aber die Augenlinse bündelt dort nicht nur das Licht, sondern auch die Wärme der Sonne. So wie es ein Brennglas nun einmal tut. Allerdings hat die Netzhaut kein Wärmeempfinden, so dass wir es nicht spüren, wenn sie verbrennt.

Selbst leichte Verbrennungen der Netzhaut können schleichend zu dauerhaften Augenschäden führen. Oft melden sie sich erst nach mehreren Jahren mit Flecken im Gesichtsfeld, an denen man lediglich kleine graue Wolken wahrnimmt und nichts mehr erkennen kann. Diese Flecken können im weiteren Verlauf anwachsen, bis das betroffene Auge seine Sehkraft schließlich vollständig einbüßt. Dass Galileo Galilei im Alter erblindete, führt man heute darauf zurück, dass er mit seinen ersten Fernrohren ungeschützt die Sonne beobachtete (und so zu einem der Entdecker der Sonnenflecken wurde).

Mit ungeschützten Augen darf man nur dann in die Sonne sehen, wenn sie durch Dunst oder Wolken oder beim Auf- und Untergang so geschwächt ist, dass man die Augen dabei nicht unwillkürlich schließt. Wenn man sich zwingen muss, sie offen zu halten, besteht Gefahr für die Augen! Aber selbst wenn sie für das bloße Auge keine Gefahr mehr darstellt, darf man keinesfalls ein Fernglas oder Fernrohr zu Hilfe nehmen. Denn diese Geräte sammeln soviel Sonnenlicht, dass die Schwelle zur Gefährdung wieder überschritten wird.

Selbsterzeugte Hilfsmittel wie rußgeschwärzte Gläser, schwarze Filmstreifen oder Rettungsfolie sollen, auch wenn das früher mitunter empfohlen wurde, nicht zur Sonnenbeobachtung verwendet werden. Denn diese Gerätschaften schwächen die unsichtbare Infrarot- und UV-Strahlung nicht in dem erforderlichen Maße. Gerade deshalb sind sie hochgefährlich, denn sie verhindern nur, dass die Augen geblendet werden. So wiegt sich der Beobachter in Sicherheit, während er sich unbemerkt die Netzhaut verbrennt.

Lichtdämpfung[Bearbeiten]

In der Fotografie ist es üblich, die Lichtdämpfung eines Graufilters als ND-Wert ("Neutraldichte") anzugeben. Für die visuelle Sonnenbeobachtung ist eine Dämpfung auf 1/100 000 erforderlich, also eine Neutraldichte ND=100 000. Das bedeutet also eine Lichtdämpfung auf 1/1 000 %. Um bei der Bezeichnung der Filter mit kleineren Zahlen hantieren zu können, wird oft stattdessen der negative Logarithmus der Filterdichte (gewissermaßen einfach die Anzahl der Nullen) angegeben. Ein Filter mit ND=100 000 wird dann einfach als ND 5.0 bezeichnet.

Folienfilter[Bearbeiten]

Das einfachste Hilfsmittel sind Filter aus Mylar-Folie. Diese Folie ist in den sogenannten Finsternisbrillen verarbeitet. Sie ähnelt auf den ersten Blick Aluminiumfolie, ist aber anders als diese nicht vollständig undurchsichtig. Die Folie in den Finsternisbrillen hat die Dichte ND 5.0; sie lässt also nur 1/100 000 des Sonnenlichts hindurch. Durch eine solche Brille nimmt man die Sonne nur noch so hell wahr wie den Vollmond mit bloßem Auge und kann sie gefahrlos beobachten.

Im astronomischen Fachhandel ist Mylarfolie auch als Blattware (DIN A4-Größe und als Rollenware erhältlich. Mit Pappringen und Klebeband lassen sich daraus Filter basteln, die man auf sein Fernglas oder Fernrohr aufsetzen kann. Das ist die preisgünstigste Methode, um eine vergrößerte Sonne sicher anschauen zu können. Wichtig ist: Sonnenfilter gehören stets vor das Instrument und nicht unmittelbar vor das Auge. Daher ist eine Finsternisbrille nicht dafür geeignet, wenn man sie trägt, zusätzlich durch ein Fernglas oder ein Fernrohr zu schauen.

Für fotografische Zwecke gibt es auch Mylar-Folie mit dem der Filterdichte ND 3.8. Diese Folie entspricht einer Abblendung um etwa 12 Blendenstufen und ist dafür gedacht, beim Fotografieren der Sonne hinreichend kurze Belichtungszeiten zu erreichen. Für die visuelle Beobachtung darf sie nicht verwendet werden, weil sie 16 mal so viel Licht durchlässt wie die ND 5.0-Folie.

Schweißerschutzfilter[Bearbeiten]

Schutzfilter für Schweißarbeiten sind ebenfalls zur Sonnenbeobachtung geeignet, aber nur wenn sie die nötige Schutzstufe besitzen. Nach der Norm DIN EN 1836 "Persönlicher Augenschutz - Sonnenbrillen und Sonnenschutzfilter für den allgemeinen Gebrauch und Filter für die direkte Beobachtung der Sonne" sollen hierfür nur Filtergläser der Schutzstufe 12 bis 16 verwendet werden. Das sind Schweißerschutzfilter, die beim Lichtbogenschweißen mit Stromstärken über 200 Ampere verwendet werden. Gläser der Schutzstufen 2 bis 8 (Autogenschweißen, insbesondere Schweißerbrillen) und 9 bis 11 (Lichtbogenschweißen mit geringerem Strom) dämpfen das Sonnenlicht nicht hinreichend.

Objektiv-Sonnenfilter[Bearbeiten]

Der richtige Platz für einen Sonnenfilter ist stets vor dem Fernrohr. Das gilt nicht nur für Folienfilter, sondern auch für die teureren Glasfilter. Sie bestehen aus hochwertigen (d. h. schlierenfreien, planparallel geschliffenen) Glasplatten, die mit einer dünnen Metallschicht versehen sind. Solche Filter haben eine höhere optische Qualität und liefern so ein schärferes und kontrastreicheres Bild als Folienfilter. Das schlägt sich aber auch im Preis nieder. Der Preis für einen fertigen Glasfilter mit Fassung erreicht schnell das fünf- bis zehnfache des Preises für einen mit Pappe und Klebeband selbstgebauten Folienfilter.

Okular-Sonnenfilter[Bearbeiten]

Früher wurden als Zubehör zu kleinen Fernrohren Okular-Sonnenfilter ausgeliefert. Sie sollten ebenfalls zur Dämpfung des Sonnenlichts dienen und wurden in das Okular eingeschraubt. Das ist jener Teil des Fernrohrs, in welches man hineinschaut. Damit waren diese Filter aber großer Hitze ausgesetzt, weil sie sich dort in unmittelbarer Nähe des Brennpunkts des Objektivs befinden. Mancher solcher Filter ist für Augenschäden verantwortlich, weil er unter der Hitze unvermittelt zersprungen ist. Die menschliche Reaktionszeit reicht nicht aus, um im Fall eines geplatzten Filters das Auge schnell genug aus der Gefahrenzone zu bringen!

Heute werden solche Filter üblicherweise nicht mehr mitgeliefert und wo sie noch existieren, sollten sie ohne Gnade entsorgt werden! Die gleichartigen Mondfilter gehören dagegen nach wie vor zum Lieferumfang von Kleinfernrohren und stellen keine Gefahr dar, wenn sie bei der Beobachtung des Mondes eingesetzt werden.

H-alpha-Filter[Bearbeiten]

Besonders kontrastreiche Bilder der Sonne erhält man mit schmalbandigen Filtern, die alles Sonnenlicht bis auf Licht einer Wellenlänge zurückhalten. Man wählt hierzu die sogenannte H-alpha-Linie mit der Wellenlänge 656,28 nm. Es handelt sich dabei um die hellste Linie im Linienspektrum des ionisierten Wasserstoffs. Sie wird in der Astronomie als Hα-Linie bezeichnet, der Physiker kennt sie als rote Linie der Balmer-Serie. In ihrem Licht erscheint die Sonne satt rot und zeigt Details, die im sichtbaren Licht nicht erkennbar sind. In der Sonnenbeobachtung gilt die Hα-Beobachtung als die Königsklasse für Amateure.

H-alpha-Filter zur Sonnenbeobachtung sind spezielle Interferenzfilter (Fabry-Perot-Interferometer), in denen das Licht zwischen halbdurchlässigen Spiegeln so reflektiert wird, dass sich alle Wellenlängen bis auf die gewünschte durch Interferenz auslöschen. Solche Filter sind optische Präzisionsinstrumente und haben einen Duchlassbereich, der deutlich unter einem Zehntel Nanometer liegt. H-alpha-Filter waren bis vor wenigen Jahren für Amateure noch unerschwinglich, Inzwischen gibt es serienmäßig gefertigte spezielle Sonnenteleskope mit H-alpha-Filtern, die aber dennoch der oberen Preisklasse zuzurechnen sind.

Herschelkeil[Bearbeiten]

Auf den Astronomen Friedrich Wilhelm Herschel (1738-1822), den Entdecker des Planeten Uranus, geht ein Verfahren zur Lichtdämpfung zurück, bei dem ein gläserner Keil in den Strahlengang gebracht wird. An der planen Vorderseite des Glases werden 4 % des einfallenden Lichts in Richtung zum Okular reflektiert; der Rest des Lichts gelangt durch Lichtbrechung in das Innere des Glaskeils. An seiner Rückseite wird dieses Licht dann so gebrochen und reflektiert, dass es nicht mehr in das Okular gelangen kann. Dies wird durch einen geeigneten Winkel zwischen der Vorder- und Rückfläche des Keils erreicht.

Ein Herschelkeil reduziert das Licht nur um den Faktor 25 (ND 1.4). Er benötigt daher weitere Schutzmaßnahmen wie Graufilter etc., um das Licht hinreichend zu dämpfen.

Pentaprisma[Bearbeiten]

Ein Pentaprisma ist ein fünfseitges Prisma, durch welches das einfallende Licht auf seinem Weg zum Okular hindurch muss. Es ist so gebaut, dass das Licht durch zwei der fünf Prismenflächen senkrecht ein- bzw. austritt und dazwischen an zwei weiteren Flächen im Inneren des Glases reflektiert wird. Das Prisma ist nicht verspiegelt, so dass dabei jedesmal nur 4 % des Lichts reflektiert werden und die übrigen 96 % das Prisma verlassen. Dadurch dämpft es das Licht um den Faktor 25*25=625 (ND 2.8). Wie beim Herrschelkeil muss es durch weitere Dämpfungsmaßnahmen ergänzt werden.

Projektion[Bearbeiten]

Projektionsverfahren bieten die Möglichkeit, das Bild der Sonne für mehrere Beobachter gleichzeitig sichtbar zu machen. Man nutzt dazu die Eigenschaft des Fernrohrokulars, dass es auch als Projektionslinse dienen kann. Das Objektiv eines Linsenfernrohrs oder der Hauptspiegel eines Spiegelteleskops erzeugt im Inneren des Rohres ein Zwischenbild, welches man üblicherweise durch das Okular betrachtet. Dabei dient das Okular lediglich als Lupe, um das Zwischenbild groß genug zu sehen. Wenn man das Okular ein kleines Stück (1-3 mm) weiter herausdreht, projiziert es das Zwischenbild hinter das Fernrohr, so dass man es dort auf einem Schirm auffangen kann.

Durch die Projektion entsteht ein vergrößertes Bild der Sonne, welches dadurch auch entsprechend lichtschwächer wird. Daher muss man dabei ohne Filterung des Sonnenlichts arbeiten, wenn auf dem Schirm etwas erkennbar sein soll. Auch sollte man nicht den Ehrgeiz haben, ein möglichst großes Bild zu erzeugen. Außerdem wird das Bild vom hellen Außenlicht überstrahlt und ist dadurch recht kontrastarm. Es ist daher eine Blende notwendig, die dafür sorgt, dass der Schirm im Schatten liegt.

Die Projektion des Sonnenbildes ist für die Beobachter völlig gefahrlos, sie stellt aber eine Gefahr für das Teleskop dar. Denn das Objektiv bzw. der Hauptspiegel sammelt das gesamte Sonnenlicht ungedämpft in unmittelbarer Nähe des Okulars. Wenn die Sonne am Himmel weiterwandert, kann der Brennfleck bereits nach zwei Minuten auf den Rand des Okulars treffen. Besonders einfachen Okularen von Kleinteleskopen wird es da in ihrer Kunststoffhülse schnell zu warm. Wenn man dann etwas riecht, ist es schon zu spät. Man muss deshalb dafür sorgen, dass das Teleskop der Bewegung der Sonne ständig nachgeführt wird.

Sonnenflecken[Bearbeiten]

Sonnenfleck bei hoher Vergrößerung im Weißlichtbereich aufgenommen.

Kurz nach der Erfindung des Teleskops entdeckten zu Anfang des Jahres 1611 sowohl Galileo Galilei in Venedig als auch Johann Fabricius in Osteel/Ostfriesland und Julius Scheiner in Ingolstadt unabhängig voneinander, dass es auf der Sonnenoberfläche dunkle Flecken gibt.

Diese Sonnenflecken erscheinen im Zentrum tiefschwarz und sind von einem grauen Hof umgeben. Man spricht von der "Umbra" (lat.: Schatten) und der "Penumbra" (lat.: Halbschatten) eines Sonnenflecks. Die Flecken leuchten jedoch ebenso wie die übrige Sonnneoberfläche. Der Eindruck entsteht lediglich durch den Helligkeitskontrast, denn die Flecken haben "nur" eine Temperatur von ca. 4 000 °Celsius, während die Sonnenoberfläche sonst bis zu 6 000 °Celsius heiß ist.

Sonnenflecken treten häufig in Gruppen auf und bewegen sich im Lauf von etwa zwei Wochen über die uns zugewandte Sonnenoberfläche. Große Flecken und Fleckengruppen sind langlebig genug, um in den folgenden zwei Wochen über die abgewandte Sonnenseite zu wandern und dann erneut aufzutauchen. Damit zeigt die Beobachtung der Sonnenflecken, dass sich die Sonne im Lauf von 27 Tagen um ihre eigene Achste dreht.

Die Anzahl der Sonnenflecken ist starken Schwankungen unterworfen. Zu manchen Zeiten erscheint die Sonne gänzlich fleckenfrei, während sie zu anderen geradezu damit übersät ist. Dies ist ein Spiegel der Sonnenaktivität, die mit einer elfjährigen Periode schwankt. Die systematische Beobachtung der Sonne zur fortlaufenden Ermittlung der Sonnenfleckenzahl ist ein beliebtes Betätigungsfeld für Amateurastronomen. Es ist einer der Bereiche, in denen Amateure Forschungsinstituten zuarbeiten, weil dort solche personalintensiven Aufgaben oft nicht durchgeführt werden können.


Sonnenkorona während einer Sonnenfinsternis

Granulation[Bearbeiten]

Die Sonnenoberfläche ist in ständiger Bewegung. Wie in einer brodelnd kochenden Flüssigkeit steigen überall Zellen mit heißem Gas auf, kühlen sich ab und fallen wieder zurück. Die aufsteigenden Gasblasen haben Durchmesser von etwa 1 000 km. Nach wenigen Minuten haben sie sich um ca. 500 Grad abgekühlt und wirken dann deutlich dunkler als das aufsteigende heiße Gas, bevor sie absinken und neuen Blasen Platz machen. Das verleiht der Sonne eine deutlich sichtbare körnige Struktur (die Granulation), die in ständiger Bewegung ist.

Die Granulen sind auch schon im Weißlicht zu beobachten, aber erst im H-alpha-Licht kommen sie voll zur Geltung.

Flares, Protuberanzen, Filamente, Fackeln[Bearbeiten]

Mit diesen Begriffen werden Erscheinungen auf der Oberfläche der Sonne und ihrer Atmosphäre bezeichnet.[1]

Korona[Bearbeiten]

Als Korona (lat.: Krone) der Sonne bezeichnet man den Strahlenkranz, der bei einer totalen Sonnenfinsternis um die verfinsterte Sonne sichtbar wird. Sie besteht aus äußerst dünner Materie, die von der Sonne in das Weltall strömt, und hat eine Temperatur von 1 Million °C. Wodurch sie auf diese hohe Temperatur aufgeheizt wird, während die Temperatur der Sonneoberfläche nur etwa 5 500 °C beträgt, ist noch nicht endgültig geklärt und nach wie vor ein Gegenstand der Forschung.

Die Korona ist für den Amateur praktisch nur bei totalen Sonnenfinsternissen zu beobachten. Ihrer Gesamthelligkeit entspricht gerade der des Vollmondes. Daher wird sie vom Sonnenlicht vollständig überstrahlt, solange dieses nicht wie bei einer totalen Sonnenfinsternis vollständig ausgeblendet wird.

Die Form der Korona ändert sich mit der Sonenfleckenaktivität. Bei starker Aktivität ist die Korona kreissymmetrisch. Bei geringer Aktivität konzentrieren sich die Strahlen in Äquatornähe der Sonne, so dass man zwei gegenüberliegende Strahlenbündel zu sehen bekommt.

1930 entwickelte der französiche Astronom Bernard Lyot mit dem Koronographen ein Instrument, welches durch eine Kegelblende im Strahlengang die Sonne abdeckt und damit gewissermaßen eine künstliche Sonnenfinsternis im Fernrohr erzeugt. Dadurch ist die Beobachtung (jedenfalls des helleren, inneren Bereichs) der Korona auch außerhalb von Sonnenfinsternissen möglich geworden. Allerdings ist ein Koronograph mit seiner besonderen, streulichtarmen Objektivlinse ein optisches Präzisionsinstrument und kann erfolgreich nur in Bergobservatorien eingesetzt werden, weil es dort weniger atmosphärische Lichtstreuung gibt.

Damit bleibt der Amateur für die Beobachtung der Sonnenkorona weiterhin auf die raren Momente einer totalen Sonnenfinsternis angewiesen.

Das Sonnenspektrum[Bearbeiten]

Merkur und Venusdurchgänge[Bearbeiten]

Die Planeten Merkur und Venus ziehen engere Bahnen um die Sonne als die Erde. Aus diesem Grund kommt es vor, das sie von der Erde aus gesehen über die Sonnenscheibe wandern. Dies wird als Durchgang bezeichnet. Zu sehen ist bei beiden Planeten eine im Verhältnis zur Sonnenscheibe nur winzige Scheibe von etwa einer Bogenminute (bei Venus) oder zehn Bogensekunden (bei Merkur). Das entspricht einem Dreißigstel bzw. einem Einhundertundachtzigstel des scheinbaren Sonnendurchmessers.




Sonne[Bearbeiten]

Ephemeride[Bearbeiten]

Tabelle mit den Ephemeride für das Jahr 2008, Ephemeride für das Jahr 2009, Ephemeride für das Jahr 2010, Ephemeride für das Jahr 2011, Ephemeride für das Jahr 2012, Ephemeride für das Jahr 2013, Ephemeride für das Jahr 2014, Ephemeride für das Jahr 2015, Ephemeride für das Jahr 2016, Ephemeride für das Jahr 2017, Ephemeride für das Jahr 2018, Ephemeride für das Jahr 2019, Ephemeride für das Jahr 2020

Sonnenfinsternisse und Durchgänge[Bearbeiten]

Siehe: Erdmond und Merkurdurchgänge und Venusdurchgänge

Fußnoten[Bearbeiten]

  1. Vergleiche zum Beispiel FAQ zum Thema Sonnenstürme beim Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung