WILLKOMMEN BEI SOLAROBSERVATION - EIN PROJEKT DER

EIFELSTERNWARTE

Wissenswertes über die Sonne und Ergebnisse in der Sonnenfotografie.

Solar-Terrestrial Data Panels

von Paul L. Herrman























Solar Data Analysis Center (NASA)

Aktuelle Satellitenbilder der Sonne



He II 304 Å

Atmospheric Imaging Assembly (AIA)
Solar Dynamics Observatory (SDO)

Fe XIV 211 Å

Atmospheric Imaging Assembly (AIA)
Solar Dynamics Observatory (SDO)

Fe IX/X 171 Å

Atmospheric Imaging Assembly (AIA)
Solar Dynamics Observatory (SDO)

Fe XII 193 Å

Atmospheric Imaging Assembly (AIA)
Solar Dynamics Observatory (SDO)

Fe XX 131 Å

Atmospheric Imaging Assembly (AIA)
Solar Dynamics Observatory (SDO)

cont. + C iV 1600 Å

Atmospheric Imaging Assembly (AIA)
Solar Dynamics Observatory (SDO)

Continuum 1700 Å

Atmospheric Imaging Assembly (AIA)
Solar Dynamics Observatory (SDO)

HMI intensitygram

Helioseismic and Magnetic Imager (HMI)
Solar Dynamics Observatory (SDO)

HAO K-Cor corona

Helioseismic and Magnetic Imager (HMI)
Solar Dynamics Observatory (SDO)

Einmal grundsätzlich

Warum die Sonne beobachten?

Ein ganz besonderer Reiz in der Sonnenbeobachtung liegt darin, die schnell verändernden Oberflächenstrukturen zu erkunden bzw. fotografisch festzuhalten. Aufgrund der besonderen Nähe zu diesem Stern gibt es in der "erreichbaren" Astronomie wohl kaum etwas Vergleichbares. Von der Erde aus sind wir in der Lage die sich oftmals sehr schnell verändernden Oberflächenaktivitäten bestens beobachten zu können. Dies kann mit dem eigenen Auge "live" am Teleskop geschehen oder eine hoch auflösende CCD oder CMOS Kamera zeichnet Bilder für eine Auswertung auf.

Unterschiedliche Filter werden zur Beobachtung verschiedene Wellenlängen genutzt. Weißlichtfilter werden beispielsweise zur Beobachtung der Photosphäre (Fotosphäre) eingesetzt, während das H-alpha Filter (Hα-Filter) nur einen extrem engen Wellenlängenbereich des Lichts passieren lässt und so vor allem die Chromosphäre der Sonne sichtbar wird. Das Kalzium K Filter (CaK-Filter) lässt ebenfalls nur einen sehr engen Wellenlängenbereich des Lichts passieren und zeigt daher lediglich die unteren Bereiche der Chromosphäre.


Eine kurze Übersicht einiger

Temperaturen

Die Sonne besteht hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium. In ihrem Innern "verschmilzt" Wasserstoff in einer Kernreaktion zu Helium, was die Ursache für die enorme, frei werdende Energie ist. Die im Sonneninnern entstandene Energie benötigt bereits etwa 100.000 Jahre, um an die Oberfläche der Sonne zu gelangen, um dann dort auszutreten und letztlich unsere Erde als "wohlige" Wärme zu erreichen.

Das Sonnenlicht, welches zwangsläufig "mitgeliefert" wird, benötigt hingegen lediglich 8 Minuten, um unsere Erde zu erreichen, was einmal mehr die enormen Dimensionen verdeutlicht.

1 °C Temperatur Kern
1 °C Temperatur Oberfläche
1 °C Temperatur Sonnenflecken
1 °C Temperatur Protuberanzen
Let's work together

Fachgruppe Sonne

In der Vereinigung der Sternfreunde (VdS) gibt es eine Fachgruppe zum Thema Sonne. 1969 wurde die VdS-Fachgruppe Sonne gegründet. Seit 1977 gibt sie ein eigenes Mitteilungsblatt mit vier Ausgaben pro Jahr heraus: SONNE. In dieser Veröffentlichung wird überregional mit internationaler Beteiligung (20 Länder der Erde) über Sonnenbeobachtung berichtet. Interessierte sind herzlich zur Mitarbeit eingeladen.