Die Photosphäre der Sonne

Sonnensystem Sonnenbeobachtung
Animation Theorie, Technik, Sicherheit und Möglichkeiten für Amateurastronomen

Diese Seite zeigt eine kleine Auswahl von eigenen Ausarbeitungen und auch die Nutzung von SOHO Sonnenbeobachtungen. Meine erklärenden Animationen oder Grafiken, auch zum Sonnensystem, zeigen ihnen sicher einiges informatives. Meine Seite hierzu, mit ganz unterschiedlichen Animationen, finden sie wenn Sie dieser Verlinkung folgen ...


Die Sonne ist das dynamischste, astronomische Objekt welches wir beobachten können. Anders als bei  fernen Sternen ist es, selbst Amateuren, möglich Prozesse dort direkt zu verfolgen.
Beispielsweise zu Magnetfeldern, Konvektion, Aktivitätszyklen und Eruptionen.

Die Photosphärenbeobachtung, also die sichtbare „Oberfläche“ der Sonne, ist so das wichtigste Beobachtungsgebiet für Einsteiger und Fortgeschrittene. Sie ist, obwohl als unterste Schicht einer Sternatmosphaere, sehr einfach zu sehen .

In unserem Fall ist dieser beobachtbare Stern unsere Sonne. Zu sehen ist die besagte Schicht als diejenige aus welcher der groesste Teil des für uns sichtbaren Lichts kommt. Ihre Temperatur beträgt im Mittel etwa 5.500 Grad Celsius. Die Photosphäreselbst ist nur etwa 500 km dick, oder eher " dünn " im vergleich der Sonnengröße selbst.

Die Sonnemoberfläche rotiert am Äquator schneller (~25 Tage) als an den Polen (~35 Tage). Dieses ist ein wichtiger Hinweis auf ihre gasförmige Natur.

Verschiedene für Amateure gut beobachtbare Phaenomene dieser Schicht sind :
Sonnenflecken - Positionsveränderungen – Fackelgebiete – Granulation – Randverdunklung.



Ihre astronomische Beobachtung verbindet Physik, Technik und Datenauswertung auf einzigartige Weise. Mit eigenen Daten oder Infos aus Profiquellen ist dieses möglich.

Die Sonnenposition Bestimmung Position und Höhe

Die folgende Verlinkung fuehrt sie zu meiner Software.-Berechnungsseite  der Sonnenposition.  Dort ist es möglich, verschiedene Ephemerieden zur Sonne berechnen zu lassen.

Soho Nasa Darstellung aktueller Sonnenaktivität

Eigene Diagrammdarstellung der aktuellen Sonnenaktivität

Da die Sonne, wetterbedingt an meinem Beobachtungsort, nicht immer in Abfolge für mich beobachtbar ist bereite ich kontinuirlich folgende Graphic auf. Sie zeigt mir die Entwicklung der aktuellen Sonnenaktivitäten. Auch hier nutze ich eine eigene Software zur Auswertung der Sonnenaktivität.

Aktive Regionen Nr.-Diagramm – Gesamt 2026

Weitere solcher Auswertung finden Sie im Verlauf dieser Seite. Zunächste jedoch noch einige grundsätzlich, wichtige Infos zur visuellen oder fotografischenSonnenbeobachtung, welche es unbedingt zu beachten gilt. 

Wichtig

Die Beobachtung der Sonne erfordert immer ein besonders hohes Maß an Sicherheitsbewusstsein.

Jede Sonnenbeobachtung beginnt und endet immer mit Sicherheitskontrollen. Sicherheit ist bei der Beobachtung das wichtigste überhaupt !

Grundregeln

 - Niemals direkt in die Sonne schauen, auch nicht kurz.

 - Niemals durch ein Teleskop, Fernglas oder Sucher ohne Filter schauen.

 - Keine improvisierten Filter ( CDs, Rettungsfolie, Sonnenbrillen etc. ) verwenden.

Monokulare Sonnenbeobachtung mit Frontfilter, Getriebeneiger und " Mini-Eigenbaurefraktor " 

Sichere Beobachtungsmethoden sind Objektivseitige Sonnenfilter ( empfohlen ) und Glasfilter geprüfter Hersteller. Der Filter muss hierbei vor der Optik sitzen und fest befestigt sein. Ausserdem muss er frei von Rissen oder Löchern sein. Eine weiter Möglichkeit ist auch die Projektionsmethode. Hierbei wird das Sonnenbild auf einen Fläche projiziert. Diese Methode ist gut geeignet für Gruppen und Schulen. Sie findet, mit geeigneten Okularen, nur mit Refraktoren Anwendung. Hier ist dann kein Filter notwendig.


Ebenso bieten auch Beobachtungen mit Refraktoren und Herschelkeil eine sehr kontrastreiche Beobachtung. Dieses kann dann aber nur mit zusätzlichem Neutral- oder Polfilter in diesem zusätzlichen Optikbauteil durchgeführt werden. Geeignete Instrumente zur Photosphärenbeobachtung für Amateure sind also Refraktoren und auch Spiegelteleskope. Die Nutzung der Spiegelteleskope dann jedoch auch nur mit Frontfilter und niemals mit Herschelkeil. Kleine Öffnungen / Brennweiten ( bei beiden Teleskoptypen ) liefern oft bessere Ergebnisse, da dieses das Seeing limitieren.

Infos

Bestimmte Vergrößerung ermöglichen dann mit beiden Typen ganz unterschiedliche " Sichtfelder " und inhaltlich unterschiedliche Beobachtungsdetails. Folgende Vergrößerungen liefern bei :

niedriger ( 20–40×  ) Vergrößerung einen  Überblick zu Flecken und Fleckengruppen

mittlerer ( 60–100× ) Vergrößerung ansicht der Penumbra-Strukturen

höherer ( 150×+ ) Vergrößerung Details zur Granulation ( nur bei sehr gutem Seeing )

Hierzu ist es gut das momentane, örtliche Seeing ( Luftunruhe ) und die Beobachtungszeit zu beachten. Die beste Zeit zur Beobachtung ist der frühe Vormittag. Als Beobachtungsplatz sollte ein Ort gewählt werden welcher sich nicht auf.- an Dächern oder auf Asphalt befindet. Diese Positionen und Materialien strahlen selbst die auftreffende  " Wärmestrahlen " wieder ab, was dann die Umgebungsluft sehr zum " flimmern " bringt. So ist nur schlecht ein ruhiges Abbild der Sonne zu erhalten. Wiese, Gras oder Erdreich sind entsprechend als Untergrund eher zu bevorzugen.

Binokulare Beobachtungsausrüstung auf Gimbal.-Montierung

Die praktische Beobachtungsdurchführung wird sich dort dann besser realisier lassen. Eine mögliche Vorgehensweise hierfür ist dann wie folgt möglich :

- Instrument aufbauen und an Umgebungstemperatur anpassen lassen.

- Filter prüfen und sichern.

- Grobe Ausrichtung zur Sonne über die Schattenwurfmethode erreichen.

- Genaue Ausrichtung und Fokus einstellen


Eine systematische Beobachtung der gesamten Sonnenoberfläche oder bestimmter Details kann dann folgende Dinge umfassen :

- Flecken zählen.

- Strukturen skizzieren oder fotografieren.

- Beobachtungsdaten notieren ( auch über längeren Zeitraum ).
   Datum, Uhrzeit (UT!) / Instrument, Vergrößerung / Seeing, Transparenz, Fleckengruppen,                      Positionsangaben usw.

Auch eine fotografische Tätigkeit ist hierzu gut möglich. Mit Kurzzeitbelichtungen ( ! Millisekunden ! ) und Lucky Imaging & Framestacking ist es sehr gut möglich die Sonne abzulichten. Dieses ist eine spezielle Technik und Vorgehensweise, in der Fotoerfassung und Auswertung.  Beide können hierbei helfen " scharfe " Ablichtungen zu erhalten. Monochrome Kameras mit  Grünfiltern, diese in spezieller Wellenlänge, sind für diese Erfassungs.- und Beobachtungstechniken ideal.

Ein eigenes Fotobeispiel – März 2024

Ableitbare und messbare Ergebnisse sind so, in ganz unterschiedlicher Art, zu erlangen. Es ist beispielsweise möglich die Relativzahl der Sonnenflecken ( Wolf-Zahl ) zu bestimmen oder die Verfolgung der Sonnenrotation und Aktivitätsentwicklung über Monate / Jahre zu dokumentieren.



Viele Amateurdaten fließen so in internationale Datenbanken ( z. B. AAVSO, SILSO ) ein. In Theorie und regelmäßiger Praxis können Amateure also lernen fundamentale astrophysikalische Konzepte zu verstehen.

Dinge wie z.B der Zusammenhang zwischen Sonnenaktivität und Weltraumwetter, Polarlicht oder Magnetohydrodynamik, Plasmaphysik, Zyklische Aktivität ( der 11-Jahres-Zyklus ) sind einige davon. Die Sonne wird so also vom „ hellen, warmen Licht.- und Lebensspender “ zum lebendigen Labor der eigenen Astrophysikbeobachtung.

Einige Infos zur Sonne

Objekte der Photosphäre

Sonnenflecken
Sonnenflecken sind dunkel erscheinende Gebiete der Photosphaere mit Umbra und Penumbra. Sie sind ca. 1000–1500 Grad kuehler als die Umgebung.

Sonnenfackeln
Fackelgebiete weisen eine erhoehte Helligkeit und Temperatur auf und treten haeufig in der Naehe von Sonnenflecken auf.

Sonnenflares
Sonnenflares entstehen durch ploetzliche Freisetzung magnetischer Energie und sind im sichtbaren Licht nicht direkt erkennbar.

Lichtbruecken
Helle Strukturen, welche die Umbra von Sonnenflecken durchqueren und dynamische Veraenderungen zeigen.

Granulation
Granulen sind aufsteigende Gasblasen mit einer Lebensdauer von durchschnittlich etwa 7 Minuten.

Randverdunklung
Ein optisches Phaenomen aufgrund unterschiedlicher Temperaturschichten der Photosphaere.

Wichtiges auf einen Blick

Aufbau der Sonne

A- Der Kern ( 150.000 km ) der Sonne stellt einen Fusionsreaktor dar, der letztendlich für die abgestrahlte Energie verantwortlich ist.
B - Im Inneren der Sonne gelangt die Energie zunächst durch die Strahlungszone ( 320.000 km )

C - Dann durch Konvektion in der ( Konvektionszone 230.000 km ) transportiert.

D - In der Photosphäre ( 500 km ) entsteht der kontinuierliche Teil der Sonnenstrahlung welchen wir sehen.

E - Der nächste Bereich der " Oberfläche " ist die Chromosphäre ( 2000 km ) 

F - Anschliessend folgt die Korona welche in ihrer genauen Größe stark im Sonnenzyklus variiert. ( Im maximum bis Millionen km )

Kern :  Im Kern herrschen extremer Druck und Temperaturen von 10 Mio. Kelvin, sodass die Energieproduktion durch Kernfusion stattfinden kann.

Strahlenzone : Hier findet der Energietransport durch Strahlung statt. Es ereignet sich laufend ein emittieren, streuen, absorbieren der Photonen entlang von zufälligen Pfaden . Die Transportdauer der Energie zur Oberfläche kann hierdurch Millionen von Jahren dauern.

Konvektionszone : In diesem Bereich erfolgt der Energietransport maßgeblich durch Konvektion, also das Aufsteigen heißen Wasserstoffes in Blasen. Die Zeitskala für den Energietransport durch die Konvektionszone beträgt nur ca. ein Jahr.  An der "Oberfläche" bilden die Wasserstoffblasen dann die "Granulation".

Photosphäre : Aus der Photosphäre entstammt die Kontinuumsstrahlung. Auch entstehen hier die fraunhoferschen Linien. Auf ihrer Oberfläche werden die Sonnenflecken, die von starken Magnetfeldern verursacht werden, dann sichtbar.

Chromosphäre : Die Chromosphäre ist ohne Hilfsmittel nur bei totaler Sonnenfinsternis kurz zu sehen. Aufgrund ihrer geringen Dichte trägt sie kaum zur Strahlung der Sonne bei. Ihre Temperatur verändert sich von innen nach außen. In Folge starker Turbulenzen sowie Störungen entstehen dann Spikulen, Eruptionen, Protuberanzen.

Korona :  Die Korona ist der Bereich oberhalb der Chromosphäre und zeichnet sich durch niedrige Dichte aber sehr hohe Temperatur von einigen Millionen Kelvin aus. Sie ist direkt nur bei einer totalen Sonnenfinsternis sichtbar. Aus der Corona strömen als sog. Sonnenwind ständig schnelle Ionen und Elektronen von der Sonne ins All.