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Mondaufnahme

 

Sonnenbeobachtung

 

Zkylus 22 - 1993 bis 2016
Sidc Mittelwert
Zkylus 11 - 2003 bis 2016
P17/R13 Mittelung
Sonnenaktivität
Protuberanzen
©SOHO (ESA&NASA)
©SOHO (ESA&NASA)

Wenn man die Sonne durch ein astronomisches Teleskop betrachtet, kann man auf der Sonnenoberfläche dunkle Flecken erkennen, die sogenannten Sonnenflecken. Sie fallen als dunkle Stellen auf, wobei diese kälter sind als die Temperatur in der Umgebung der Sonnenoberfläche. Die Oberfläche der Sonne weist eine Temperatur von ca. 6000 °C auf, die Sonnenflecken liegen zwischen 4000 °C bis 5500 °C. Die Sonnenflecken entstehen, wenn aus dem Innern der Sonne Magnetfeldlinien in der Form als Plasmaschläuche, an die Oberfläche gelangen. Bevor sich ein Sonnenfleck bildet, kann man auf der Sonnenoberfläche helle Stellen beobachten, die als Fackeln bekannt sind. In ihnen bilden sich zuerst kleine Flecken, sogenannte Poren. Daraus entwickeln sich im Laufe der Zeit immer mehr Flecken, die dann zu großen Sonnenfleckengruppen anwachsen können. Riesige Sonnenfleckengruppen ist ein Anzeichen für heftige Sonnenstürme, die das Stromnetz oder Geräte auf der Erde beeinflussen können.

 

Auch die Sonne beeinflusst das Klima auf der Erde. Die Art der Entstehung der Sonnenflecken und wie viele sich dort gebildet haben, verändern sich die Wasser-Temperaturen und der Niederschlag. Die Sonne weist eine Aktivität auf, die sich in Minimum und Maximum der Sonnenfleckenentstehung in einem Zyklus von 11 Jahren abwechseln. Im Minimum sind auf der Sonnenoberfläche fast keine Sonnenflecken zu erkennen, im Maximum entstehen dann sehr viele Sonnenflecken-Gruppen. Aber der Zyklus des 11.jährigen Sonnenfleckenzyklus ist nicht konstant. Auf der rechten Seite, ist eine Grafik vorhanden, die die P17/R13 Mittelung darstellt. Bei der P17-Mittelung wird die Relativzahl des Monatsmittel über einen Zeitraum von 17 Monaten geglättet. Bei der R13 Mittelung handelt es sich um ausgeglichene Relativzahlen nach der Züricher Methode. Derzeit befinden wir uns im 24. Zyklus der Sonnenaktivität.

 

Die meisten Leute fühlen sich zur Astronomie aufgrund der Schönheit der mondlichtgekrönten Nacht und des Sternenhimmels hingezogen. Ihre heftigste Wirkung erlebt man jedoch aus erster Hand an einem sonnigen Tag. Die Sonne ist der uns am nächsten gelegene Stern und liefert, nebenbei bemerkt, die Energie welche zur Erhaltung des Lebens notwendig ist.

 

Selbst ein flüchtiger Blick auf die Sonne durch das Teleskop, Fernglas oder ein anderes optisches Instrument ist sehr gefährlich, es sei denn, das Gerät ist mit einem eigens für Sonnenbeobachtungen hergestellten Filter ausgestattet !!!

 

Unser weiteres Aufgabengebiet ist die Beobachtung der Sonnenoberfläche. Sonnenflecken sind sichtbare, dunkle Bereiche starker Magnetfelder auf der Photosphäre der Sonne. Sie sind kälter als die umliegende Atmosphäre und treten häufig in Gruppen auf. Die Anzahl der Sonnenflecken auf der Sonnenscheibe variiert im Verlaufe eines Sonnenfleckenzyklus in starkem Maße. Sie werden für alles verantwortlich gemacht, vom schlechten Wetter bis hin zum Sturz des Aktienmarktes. Zwischen zwei aufeinanderfolgenden Spitzen vergehen in der Regel 11 Jahre des Sonnenfleckenzyklus, doch das Zeitintervall kann variieren.

 

Was kann man alles auf der Sonnenoberläche beobachten ?

 

Bevor man die Sonne beobachtet, sollte die Sicherheit an erster Stelle stehen !

- Beobachten Sie die Sonne nur mit einem Sonnenobjektivfilter, der einen gewissen Prozentsatz des Sonnenlichtes durchlässt. Bei der Entstehung von Sonnenfleckengruppen kann man noch weitere Erscheinungen auf der Sonnenoberfläche beobachten:

- Sonnenfackeln, Lichtbrücken, Protuberanzen, Filamente und die Granulation der Sonnenoberfläche.

 

Mithilfe spezieller, so genannter H-Alpha-Filter können Sie deutlich mehr Details auf der Sonne beobachten, als es im weißen Licht möglich ist. Besonders gewinnbringend sind diese Filter bei der Beobachtung von Protuberanzen, die wie Feuerbögen am Rand der Sonnenscheibe aussehen. Diese Filter sind jedoch sehr teuer. Man unterscheidet verschiedenen Arten von H-Alpha-Filter, zum einen die Filter die zur Kontraststeigerung die Sonne abdecken um am Rand die Protuberanzen beobachten zu können also sogenannte Protuberanzenansätze, und zum anderen solche Filter die sogar die komplette Sonnenoberfläche zeigen. Die Sternwarte Ehingen hat beides und sogar in doppelter Ausführung.

 

Bestimmung der Sonnenfleckenaktivität

 

Rudolf Wolf hat im Jahr 1848 die Sonnenfleckenrelativzahl eingeführt, die noch heute zur Bestimmung der Sonnenaktivität eingesetzt wird.

 

Die Relativzahl der Sonnenflecken ergibt sich aus folgender Formel:

 

R = k (10 g + f)

 

Hier bedeutet g = die Sonnenfleckengruppen, und f = die Gesamtzahl aller Sonnenflecken.
Um die Relativzahl zu ermitteln, wird die Gruppenanzahl der Sonnenflecken x 10 multipliziert und die Flecken hinzu addiert. Somit ist bei nur einem einzigen Sonnenfleck auf der Sonnenoberfläche die Relativzahl R = 11. ( 10 x 1 + 1)

 

Regeln für zur Bestimmung der Relativzahl

 

- innerhalb der Sonnenfleckengruppen, werden auch die Einzelflecken mitgezählt.
- Sonnenflecken werden auf der Oberfläche mit ca. 5° x 5° zu einer Gruppe zusammengefasst, wenn diese keine komplexe Anordnung (bipolare) aufweist.
- zwei Einzelflecken die bis zu 15° auseinander entfernt sind, zählt als eine Gruppe.
- eine komplexe Anordnung von Flecken wird zu einer Gruppe gezählt, wenn der westliche Teil die gleiche Breite ausweist oder schmäler ist als der östliche Bereich.
- Poren werden bei der Relativzahlenbestimmung nicht mit gezählt.
- jede Umbra innerhalb der Penumbra wird als Fleck mitgezählt.
- eine vollständige Teilung der Umbra, durch eine Lichtbrücke wird als zwei Flecken mitgezählt.

Quelle: Handbuch der Sonnenbeobachter

 

k = ist der Reduktionsfaktor, um die Relativzahl verschiedener Beobachter vergleichen zu können und daraus einen Mittelwert zu bilden.
Hier wird im Vergleich der Relativzahlen-Mittelwerte von einem bestimmten Zeitraum vom S.I.D.C - Center und der Beobachtungsreihe des Beobachters ermittelt.

 

Dieser wird aus dieser Formel berechnet:

 

k = R1 / R beobachter

 

R1 ist der Mittelwert aus dem SIDC - Center eines jeweiligen Monats und R beobachter sind die Mittelwerte die man selbst somit erreichnet hat. Somit sagt der k-Faktor nichts über die Quallität des Beobachters aus. Ein niedriger Wert weißt darauf hin, dass hier besonders gute Augen am Werk waren, oder die Luftruhe besonders gut war. Bei einer optimalen Übereinstimmung mit anderen Beobachtern ist der Wert k = 1.

Der k-Faktor hängt von folgenden Bedingungen ab:

 

. die Luftunruhe und die Bildschärfe (Temperatur,Wind,Wolken,Sonnenhöhe,Standort)
. Instrument (Objektivdurchmesser,Brennweite,Quallität)
. Beobachter (Augenquallität,Verfassung,Sorgfallt bei der Beobachtung)

 

Einteilung der Flecken und Fleckengruppen

 

Max Waldmeier führte im Jahr 1938 ein Klassifikationsschema ein, dass in 8 verschiedenen Klassen unterteilt ist.

Diese werden von A bis I unterteilt.

 


Bild anklicken, um es größer zu zeigen
A - ein einzelner Fleck oder eine Gruppe von Flecken, ohne Penumbra.
B - eine Gruppe von Flecken ohne Penumbra.
C - eine größere Fleckengruppe, von dem der Hauptfleck eine Penumbra besitzt.
D - Sonnenfleckengruppe, von denen beide Hauptflecken von einer Penumbra umgeben ist.
E - große Sonnenfleckengruppe, von denen die Hauptflecken eine Penumbra haben.
F - sehr große Sonnenfleckengruppe, Länge mindestens 15°.
G - große Sonnenfleckengruppe, ohne kleine Flecken zwischen den Hauptflecken.
H - Fleck mit Penumbra > 2,5°
J - Fleck mit Penumbra < 2,5°

 

Beurteilung der Ruhe,Schärfe und der Sicht bei den Sonnenbeobachtungen

 

In den Sonnenaufzeichnungen die in einen Sonnendatenblatt eingetragen werden, muss über eine Scala dies ermittelt werden.

 



Bild anklicken, um es größer zu zeigen

 

Fackelrelativzahl

 

Wenn man die Sonnenoberfläche mit einem Teleskop betrachtet, tauchen neben den Sonnenfleckengruppen helle Stellen auf. Diese Fackeln haben eine Temperatur von etwa 7000 °C. Sie sind nur in der Nähe des Sonnenrandes am Besten sichtbar. Fackeln die man am Sonnenrand sichtbar werden, stellt ein Gebiet erhöhter Aktivität dar, in dem Gebiet dann auch Flecken entstehen können. Auch kann man wie die Relativzahl der Sonnenflecken die Fackelrelativzahl ermitteln.

 

Dieser wird aus dieser Formel berechnet:

 

Rfa = 10 Fg + Fe

 

Fg = Fackelherde   Fe = Fackeleinzelerscheinungen

 

Sonnenrelativzahlen und Temperatur

 

 

In der Grafik sind die Temperatur-Mittelwerte und die Relativzahlen-Mittelwerte der Monate 01 - 12. von den Jahren 1991 bis 2016 dargestellt.Die Daten in der Grafik sind mit einer neuen Version von amCharts erstellt worden, wobei die Daten für die Grafik in der Webseite eingebunden sind, als Javasript-Version.

 

In dem hellgrünen Balon, ist die Relativzahl der Sonnenflecken im Mittelwert dargestellt.

Der rote Balon stellt die Monatsdurchschnitts-Temperatur dar.

Als weiteres wurde noch der langjährige Monats-Temperatur-Mittelwert, als blauer Balon dargestellt.

Die Wetterdaten sind privat aufgezeichnet worden, von der Privaten Wetterstation der Sternwarte Ehingen

 

Die einzelenen Jahre können oben über der Grafik mit dem Schieber eingegrenzt werden, oder per Auswahl der Jahre mit der Maus.


Sonnenrelativzahlen

Jahr 2012
Jahr 2015
Jahr 2013
Jahr 2016
Jahr 2014
 

 

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