Die Sonne mit Vespera und Stellina beobachten
03 Oct. 2022
Wenn sie mit ihren optionalen Sonnenfiltern ausgestattet sind, die nur 1/100.000 der Sonnenstrahlung durchlassen, können Vespera und Stellina verwendet werden, um einige der Phänomene auf der Sonnenoberfläche zu beobachten, ohne Risiko für das Instrument oder Ihre Augen, da das Bild vom eingebauten Sensor des Instruments übertragen wird. Die Sonnenaktivität nimmt derzeit zu, was bedeutet, dass jetzt ein guter Zeitpunkt ist, mit dieser neuen Art der Beobachtung zu beginnen und Ihr Erlebnis mit den Vaonis-Beobachtungsstationen sogar bei Tageslicht zu verbessern.
Der Vespera-Sonnenfilter wird einfach vorne am Objektiv der Beobachtungsstation angebracht und wird von der Singularity-App automatisch erkannt, sodass Sie Ihre Sonnenbeobachtung mit voller Sicherheit starten können.
INHALT
- 1. Welchen Teil der Sonne können Sie beobachten?
- 2. Was können Sie auf der Sonnenoberfläche sehen, wenn Sie Vespera und Stellina mit dem Sonnenfilter verwenden?
- 3. Beobachtung und Messung der Sonnenaktivität mit Vespera und Stellina.
- 4. Beobachtung und Messung der differentiellen Rotation der Sonne mit Vespera und Stellina.
- 5. Wie man mit Vespera und Stellina mit der Sonnenbeobachtung beginnt.
1. Welchen Teil der Sonne können Sie beobachten?
Die Sonne besteht aus mehreren Schichten. Obwohl sie keine feste Oberfläche hat, ist eine der äußeren Schichten – die Photosphäre genannt wird – die Quelle von mehr als 99 % der Sonnenstrahlung. In der Praxis wird die Photosphäre als die Sonnenoberfläche bezeichnet, und es ist diese Schicht, die Sie mit Vespera und Stellina, ausgestattet mit dem Sonnenfilter, beobachten können.
Die Photosphäre ist etwa 400 Kilometer dick und hat eine Temperatur von etwa 5500 °C.
Die Struktur der Sonne. Vespera, ausgestattet mit dem Sonnenfilter, ermöglicht es den Nutzern, die Photosphäre zu beobachten – Illustration: Sébastien Aubry.
Der Bereich um die Photosphäre herum ist die Sonnenatmosphäre. Ihr unterer Teil wird Chromosphäre genannt und ist nur mit speziellen Instrumenten beobachtbar, die den Teil des Lichtspektrums filtern können, der der H-Alpha-Emission entspricht. Fragmente davon (Sonnenprotuberanzen) sind auch während einer totalen Sonnenfinsternis sichtbar (rosa Flecken am Rand der Scheibe).
Schließlich wird der obere Teil der Sonnenatmosphäre Korona genannt und kann entweder mit einem speziellen Instrument, dem Koronographen, oder mit bloßem Auge während einer totalen Sonnenfinsternis beobachtet werden.
2. Was können Sie auf der Sonnenoberfläche sehen, wenn Sie Vespera und Stellina mit dem Sonnenfilter verwenden?
Die Photosphäre hat ein relativ einheitliches Erscheinungsbild ohne permanente Formationen, anders als die, die auf Planeten oder dem Mond zu finden sind. Allerdings erscheinen regelmäßig einzelne oder Gruppen dunkler Flecken. Diese sind als Sonnenflecken bekannt, die mit den Beobachtungsstationen klar sichtbar sind. Manchmal hat die Sonnenoberfläche jedoch keine Flecken (siehe unten für weitere Erklärungen).
Bild der Sonne mit Sonnenflecken, aufgenommen mit Vespera, ausgestattet mit dem Sonnenfilter.
Die Lebensdauer eines Sonnenflecks variiert von einigen Tagen bis zu mehreren Wochen. Sie folgen der Rotation der Sonne, haben aber auch eigene Bewegungen über die Oberfläche. Das Aussehen der Sonnenscheibe ändert sich täglich.
Wenn Sie die größten Flecken und Fleckengruppen genau beobachten, werden Sie feststellen, dass das sehr dunkle Zentrum der Flecken (die Umbra) oft von einem nicht ganz so dunklen Halo (der Penumbra) umgeben ist.
Sonnenflecken sind kühlere Regionen mit einer Temperatur von etwa 3500 °C. Sie entstehen durch Schleifen besonders intensiver Magnetfelder, die die Photosphäre „durchbrechen“ und die Erneuerung von Materie aus den darunterliegenden Schichten des Sterns begrenzen.
Die kleinsten Flecken sind einige tausend Kilometer groß, während die größten einen Durchmesser von 50.000 Kilometern erreichen. Sie sind so groß, dass sie die Erde mehrfach aufnehmen könnten.
Am Rand der Sonnenscheibe, in der Nähe einzelner oder Gruppen von Flecken, können Sie möglicherweise hellere Bereiche beobachten. Diese sind Faculae. Der Kontrast zwischen ihnen und dem Rest der Sonnenscheibe ist nicht so stark, daher sind sie viel schwerer zu beobachten als Sonnenflecken. Sie sind nur am Rand sichtbar, bedingt durch die scheinbare Abdunkelung der Ränder der Sonnenscheibe. Die Faculae sind heißere magnetische Regionen (etwa 8000 °C). Sie können in einer sehr großen Bandbreite von Faculae gruppiert sein. Auf dem untenstehenden Bild, das durch Computerverarbeitung von mit Vespera aufgenommenen Bildern erstellt wurde, sind Faculae am Rand der Scheibe sichtbar.
Computergestützte Verarbeitung von Sonnenbildern, aufgenommen mit Vespera, die die photosphärischen Faculae hervorhebt
3. Beobachtung und Messung der Sonnenaktivität mit Vespera und Stellina
Die Anzahl der Sonnenflecken zu einem bestimmten Zeitpunkt ist äußerst variabel und hängt von der Intensität der Sonnenaktivität ab. Über mehr als ein Jahrhundert Beobachtung haben Astronomen festgestellt, dass die Anzahl der Flecken regelmäßig nach einem Zyklus von etwa 11 Jahren variiert. Zu Beginn jedes Zyklus ist die Sonne nahezu frei von Sonnenflecken. Die Anzahl steigt allmählich an, erreicht ein Maximum und nimmt dann wieder ab. Der Sonnenaktivitätszyklus ist eng mit der Dynamik des Magnetfelds der Sonne verbunden. So kehrt sich mit jedem Zyklus das Magnetfeld um.
Mit Vespera und Stellina können Sie regelmäßig die Sonnenflecken zählen und so Veränderungen der Sonnenaktivität überwachen. Wir befinden uns derzeit in den Anfangsphasen des Sonnenzyklus 25 (gezählt ab Beginn der Aufzeichnung solcher Zyklen). Die Anzahl der Flecken ist noch gering, wird aber allmählich zunehmen. Dies ist ein guter Zeitpunkt, um den Zyklus zu überwachen und seine Entwicklung zu verfolgen.
Veränderungen der Anzahl der Sonnenflecken. Das Muster zeigt deutlich einen Zyklus von etwa 11 Jahren.
Obwohl wir wissen, wie lang der Sonnenzyklus ist (auch wenn er um zwei oder drei Jahre variieren kann), ist es viel schwieriger, die maximale Intensität vorherzusagen, die jeder Zyklus erreichen wird. Die Überwachung und der Vergleich mit früheren Zyklen können Hinweise geben.
Der aktuelle Zyklus wird voraussichtlich im Sommer 2025 seinen Höhepunkt erreichen.
Methode zur Messung und Überwachung der Sonnenaktivität.
Wenn Sie mit Vespera oder Stellina eine regelmäßige Sonnenaktivitätsbeobachtung beginnen, ist es wichtig, während der gesamten Zeit dasselbe Instrument zu verwenden. Wenn Sie zwischen Teleskopen mit unterschiedlichen Eigenschaften wechseln, werden Sie die Sonnenflecken nicht mit derselben Genauigkeit sehen, was Ihre Zählung beeinflusst.
Es gibt eine recht einfache Methode zur Fleckenzählung, die einen guten Hinweis auf die Sonnenaktivität gibt. Sie wurde 1849 vom Schweizer Astronomen Johann Rudolf Wolf entwickelt und trägt seinen Namen: die Wolf-Zahl. Sie wird mit folgender Formel berechnet:
R = t + 10g
R ist die relative Sonnenflecken- oder Wolf-Zahl, die die Intensität der Sonnenaktivität darstellt, s ist die Anzahl der gezählten einzelnen Flecken, und g ist die Anzahl der gezählten Fleckengruppen. Ein einzelner Fleck wird als Gruppe gezählt.
Dies liegt daran, dass es je nach Schärfe des erhaltenen Bildes schwierig sein kann, kleine Flecken, die sehr nahe beieinander liegen, zu unterscheiden. Ebenso kann der Begriff Gruppe mehrdeutig erscheinen. Wichtig ist, über die Zeit hinweg dieselben Zählregeln anzuwenden. Die Wolf-Zahl hängt daher von Ihren Mitteln und Beobachtungsmethoden ab.
Durch regelmäßige Beobachtungen können Sie sehen, wie sich Sonnenflecken entwickeln und welche tatsächlich Teil derselben Gruppe sind, da sich die in einer Gruppe zusammen bewegen.
Zum Beispiel können auf dem untenstehenden Bild, aufgenommen mit Vespera am 14. Juli 2022, mindestens 40 Flecken und fünf Gruppen gezählt werden.
R = 40 + (10 × 5)
R = 90
Die Wolf-Zahl beträgt 90.
Zählen der Anzahl der Sonnenflecken und Fleckengruppen.
4. Beobachtung und Messung der differentiellen Rotation der Sonne mit Vespera und Stellina.
Sonnenflecken werden durch die Rotation der Sonne angetrieben. Da sie eine Lebensdauer von mehreren Tagen haben, können Sie durch tägliches Aufnehmen eines neuen Sonnenbildes ihre Bewegung sehen und die Rotationsgeschwindigkeit der Sonne messen. Die langlebigsten Sonnenflecken können sogar über mehrere Rotationen verfolgt werden.
Die Sonne hat keine feste Oberfläche und ihre Rotation ist nicht einheitlich. Sie ist am Äquator schneller (24 Tage) als an den Polen (31 Tage). Dies wird als differentielle Rotation bezeichnet. Die Sonnenflecken näher an den Polen überqueren daher die Sonnenscheibe schneller.
Ein interessantes und unterhaltsames Experiment besteht darin, ein Animationsvideo der Sonnenrotation und der Veränderungen der Flecken mit einer Reihe von Bildern zu erstellen, die in regelmäßigen Abständen aufgenommen wurden.
Dazu müssen Sie die Orientierung der Rotationsachse der Sonne in Bezug auf das von Vespera oder Stellina aufgenommene Bild kennen, um jedes Bild identisch auszurichten. Diese Orientierung hängt vom Datum, der Uhrzeit und dem Ort Ihrer Beobachtung ab.
Um diese Informationen zu bestimmen, können Sie versuchen, die Software „TiltingSun“ zu verwenden, die unter folgender Adresse heruntergeladen werden kann:https://atoptics.co.uk/tiltsun.htm
Um die Positionen der Sonnenflecken zu lokalisieren, die Rotation der Sonne zu messen oder ein Animationsvideo zu erstellen, müssen Sie die Orientierung der Sonne im Bild kennen.
5. Wie man mit Vespera und Stellina mit der Sonnenbeobachtung beginnt
Um die Sonne zu beobachten, müssen Sie den Sonnenfilter verwenden (hier kaufen). Stellen Sie sicher, dass Sie die neueste Version von Singularity haben. Starten Sie die App, wählen Sie Ihren Beobachtungsort und gehen Sie zum Space Center, um die Funktion „Solar Mode“ auszuwählen. Folgen Sie dann den Anweisungen auf dem Bildschirm.
Nachdem Sie den Sonnenfilter an Ihrer Beobachtungsstation angebracht haben, wählen Sie im Space Center-Tab „Solar Pointing“ aus.
Da die Sonnenbeobachtung tagsüber erfolgt, gibt es keinen sichtbaren Stern, den die Beobachtungsstationen zur Astrometrie (Erkennung eines Sternfelds, das Vespera und Stellina zur Kalibrierung ihrer Position am Himmel verwenden können) und Initialisierung nutzen könnten, wie es nachts möglich ist. Deshalb sollten Sie Ihre Beobachtungsstation so genau wie möglich auf die Sonne ausrichten.
Dies ist sehr einfach, indem Sie den Schatten des Teleskops auf dem Boden beobachten. Drehen Sie Ihre Vespera oder Stellina manuell auf ihrer Basis. Das Teleskop ist korrekt ausgerichtet, wenn die Sonnenstrahlen durch den Spalt zwischen dem Arm und dem Körper des Teleskops hindurchgehen und den Schatten halbieren. Das Teleskop übernimmt dann und führt einen Scan durch, um die Sonne genau anzusteuern und zu verfolgen.
Links: Vespera ist nicht richtig ausgerichtet – Rechts: Sonnenlicht geht durch den Spalt zwischen dem Arm und dem Körper von Vespera; das Teleskop ist korrekt ausgerichtet.
Sobald die Sonne korrekt anvisiert ist, zeigt Vespera ein Bild davon, das die relative Größe basierend auf den verschiedenen Planeten sowie die Sterne zeigt, die um die Sonne sichtbar wären, wenn wir das Tageslicht ausblenden könnten.
Um ein Bild für die verschiedenen oben genannten Experimente zu erhalten, wählen Sie das „Rohbild“ der Sonne.
Wählen Sie, die Sonne so zu beobachten, als wären Sie auf einem anderen Planeten im Sonnensystem, oder wählen Sie das Rohbild, um verschiedene Experimente zu Sonnenflecken und der Sonnenrotation durchzuführen.
Warnhinweise
Beobachten Sie die Sonne niemals direkt durch ein optisches Instrument, das nicht mit einem speziellen Schutzfilter ausgestattet ist. Richten Sie Vespera oder Stellina niemals auf die Sonne, wenn Ihre Beobachtungsstation nicht mit einem Vaonis-Filter ausgestattet ist.
