Archiv der Kategorie: Sonne

Unser Heimatstern …

Sonne und Mond

Zwei wichtige Himmelskörper

mond_2017_03_02

sonne_2017_03_02  Fotos  M.Heeg

Zwei wichtige Himmelskörper

Wenn wir das nächste mal zum Mond und zur Sonne schauen, daran denken … ohne Sie gäbe es uns auch nicht !

Die Sonne ist der uns am nächsten gelegene Stern. Nur sie versorgt uns global mit der für alle notwendigen und zum überleben notwendigen Energie. Aber auch unser direkter Begleiter, der Mond, erfüllt alleine durch sein Vorhandensein eine wichtige Aufgabe.

Er stabilisiert gravitativ die Neigung der Erdachse. Selbst kleine Schwankungen des Winkels dieser Achse können große Auswirkungen haben. Die unterschiedlichen Temperaturen der Erdoberfläche ( Klimazonen )
sind vom Einfallswinkel der Sonnenstrahlen bestimmt, stehen also somit in direktem Zusammenhang mit dem Neigungswinkel der Erdachse.

Der Mond und die Sonne haben also dafür gesorgt, dass die Temperaturen ( unser Klima ) über Milliarden Jahre relativ konstant geblieben sind und sich somit das Leben, so wie wir es kennen, überhaupt entwickeln konnte.

Meine beiden Fotos zeigen die für uns so wichtigen Himmelskörper.

Polarlicht

Aurora borealis

polarlicht_2016_01_03_02

polarlicht_2016_01_03_01  Fotos   M.Heeg

Lichterscheinungen

Das Polarlicht ( als Nordlicht am Nordpol wissenschaftlich Aurora borealis, als Südlicht am Südpol Aurora australis benannt ) ist eine Leuchterscheinung durch angeregte Stickstoff– und Sauerstoffatome der Hochatmosphäre, welche in Polargebieten beim Auftreffen beschleunigter geladener Teilchen aus der Erdmagnetosphäre auf die Atmosphäre hervorgerufen wird.

Polarlichter sind meistens in zwei etwa 3 bis 6 Breitengrade umfassenden Bändern in der Nähe der Magnetpole zu sehen.

Ihre Energie stammt ursprünglich aus Emissionen der Sonne. Sonnenwindteilchen treffen auf die irdische Magnetosphäre und treten mit ihr in Wechselwirkung. Wenn die Plasmateilchen bis in die Atmosphäre herunterströmen, regen sie bei Kollisionen die verdünnten Gase in hohen Schichten der Atmosphäre an. Diese emittieren beim Abfallen der Erregung ein Fluoreszenzlicht.

Auch auf anderen Planeten des Sonnensystems werden diese Erscheinungen beobachtet. Voraussetzung hierfür ist, dass der Planet ein eigenes Magnetfeld und eine Atmosphäre besitzt.

Die Häufigkeit der Polarlichterscheinungen hängt von der Sonnenaktivität ab. Die großen koronalen Massenauswürfe sind für Polarlichter in Mitteleuropa verantwortlich.

Es treten vier verschiedene Arten von Polarlichtern auf, welche abhängig von den Sonnenwinden sind. Diese sind, Corona, Vorhänge, ruhige Bögen und Bänder. Wissenschaftlich werden sie gemäß der ” Valance-Jones Classification “ unterteilt.

Polarlichter können auch verschiedene Farben haben. Grünes Licht ( 557,7 Nanometer Wellenlänge ) entsteht durch Sauerstoffatome, die in gut 100 km Höhe angeregt werden und während ihrer angeregten Zeit auf andere Teilchen treffen.

Ohne Zusammenstoß emittieren Sauerstoffatome rotes Licht ( 630 Nanometer Wellenlänge ), was hauptsächlich in der dünneren Atmosphäre in höheren Schichten in etwa 200 km Höhe auftritt. Angeregte Stickstoffatome senden auch violettes bis blaues Licht  ( 428 Nanometer ) aus.

Vor oder außerhalb der wissenschaftlichen Erklärungen bestanden zahlreiche mythologische Erklärungen.

Verschiedene Kulturen im Norden Amerikas, Europas und Asiens sahen in ihnen Aktivitäten von Göttern und Geistern, sowohl in Form von Kämpfen oder Tänzen, aber auch als Mitteilungen an die Menschen. Besonders im Mittelalter galten in Europa Polarlichter, ähnlich wie Kometen, als Vorboten kommenden Unheils.

Meine Aufnahmen sind remote via Internet entstanden und zeigen z.B auch die zuvor beschriebenen Farb.- und Formvariationen.

Quelle : Wikipedia

Koronaler Massenauswurf

Sonneneruption

sonne_2015_09_30_04

sonne_2015_09_30_05

2015_09_30_ani  Fotos / Animation  M.Heeg

Aktivitäten der Sonne

Ein koronaler Massenauswurf ist eine Sonneneruption, bei der Plasma ausgestoßen wird.

Die Austrittsquellen sind meist Sonnenflecken, deren Eruptionen auch als Flares bezeichnet werden. Das ausgestoßene Plasma besteht hauptsächlich aus Elektronen, Protonen und zu kleinen Anteilen aus Kernen schwererer Elemente wie Helium, Sauerstoff und Eisen. Vermutlich verursachen Neuverbindungen der Magnetfeldlinien die Eruptionen.

Die Häufigkeit dieser Massenauswürfen ist eng an die Sonnenaktivität gekoppelt. Im Sonnenfleckenminimum sind sie deutlich seltener als im Sonnenfleckenmaximum. Ihre durchschnittliche Häufigkeit schwankt zwischen sehr geringen Aktivitäten und mehreren Ereignissen pro Tag.

Die wenigen Massenauswürfe, die tatsächlich auf die Erde zielen ( von der Sonne aus betrachtet hätte die Erde eine scheinbare Größe von nur 17,6 “, also etwa so wie ein Stecknadelkopf aus 10 Metern Entfernung gesehen ), werden als geoeffektiv bezeichnet und beeinflussen die Magnetosphäre und die Ionosphäre der Erde.

Die Magnetosphäre wird auf der Tag-Seite zusammengedrückt, auf der Nacht-Seite verlängert sich der Schweif. Dabei werden große Mengen Energie freigesetzt, was u. a. zu ausgeprägten Polarlichtern führt. Koronale Massenauswürfe können Schäden an Satelliten verursachen und aufgrund der erhöhten Elektronendichte in der Ionosphäre Rundfunkübertragungen stören.

Meine Fotos bzw. die Zeitrafferanimation zeigt die Entwicklung eines Massenauswurfs und im Bereich der Aktiven Region 2422 ein Flare welches ich am 30. Oktober 2015 über einen Zeitraum von ca. 2 Stunden beobachten konnte.

Quelle : Wikipedia

Sonnenflecke

Gesamtansicht, Oberfläche und Details

sonne_2015_08_10

Gesamtsonne

sonne_2015_08_08

Sonnenflecke

sonne_2015_08_08_02

Sonnenfleck Detail                                       Fotos  M.Heeg

Sonnenflecke / Sonnenoberfläche

Sonnenflecken sind die dunklen Stellen auf der Photosphäre. Diese ist die für uns sichtbare Sonnenoberfläche des Continuumlichts.
Die Flecken sind kühler als ihre Umgebung und strahlen daher weniger sichtbares Licht ab.

Physikalische Ursache für die Abkühlung sind starke Magnetfelder, welche die Konvektion und damit den Hitzetransport aus dem Sonneninnern behindern.

Die mittlere Oberflächentemperatur der Sonne beträgt etwa 5500 °C. Der Kernbereich eines Sonnenflecks, die sogenannte Umbra ( „Kernschatten“ ), hat nur rund 4000 °C, der ihn umgebende Hof – die Penumbra ( „Halbschatten“ ) etwa 5000 °C. Bei diesen niedrigeren Temperaturen sinkt die Strahlungsintensität im sichtbaren Licht bereits deutlich ab.

Die Zahl und Größe der Sonnenflecke ist das einfachste Maß für die gesamte Sonnenaktivität. Die Häufigkeit der Sonnenflecken unterliegt einer Periodizität von durchschnittlich elf Jahren, was als Sonnenfleckenzyklus bezeichnet wird.

Sonnenflecken treten meistens in Gruppen auf, beginnen aber als kleine Einzelflecken aus der Vereinigung mehrerer Konvektionszellen (Graulen).

Meine Fotos zeigen die aktive Region 2396 vom 08.August 2015.

Quelle : Wikipedia

Sonnenfinsternis

Partielle Sonnenfinsternis

sonne_2015_03_20_01 sonne_2015_03_20_02 Fotos  M.Heeg

Ein besonderes astronomisches Ereignis

Eine Sonnenfinsternis oder Eklipse ist ein astronomisches Ereignis, bei dem die Sonne von der Erde aus gesehen durch den Mond ganz oder teilweise verdeckt wird.

Dieses ist nur bei Neumond möglich. Sonne und Mond zeigen sich einem Beobachter auf der Erde mit annähernd dem gleichen scheinbaren Durchmesser.
So kann die Mondscheibe die Sonnenscheibe manchmal gerade so vollständig bedecken. Erde, Mond und Sonne befinden sich nun in einer gedachten Linie.
Je nach Beobachtungsposition streicht zu diesem Zeitpunkt ein unterschiedlich großer Schatten über die Erde.

Bei einer totalen Sonnenfinsternis ist der scheinbare Durchmesser des Mondes etwas größer als der der Sonne. Die Beobachtung einer solchen Finsternis ist von besonderem Interesse, weil man auch die Sonnenkorona beobachten kann, die sonst vom hellen Licht der Sonne überstrahlt wird.
Für den Beobachter wird es dunkel und wegen der fehlenden Strahlung auch sofort kälter.

Der Kernschatten des Mondes fällt hier maximal einige hundert Kilometer Breite auf die Erde. Der Halbschatten des Mondes (wegen der flächigen Lichtquelle Sonne ein Übergangsschatten mit fließendem Helligkeitsübergang) misst jedoch mehrere tausend Kilometer. In seinem Schattenbereich ist eine teilweise Verfinsterung der Sonne zu beobachten. Man spricht in diesem Bereich dann von einer partielle Sonnenfinsternis. Der durch eine partielle Verfinsterung der Sonne verursachte Helligkeitsabfall ist nur bei sehr großem Bedeckungsgrad deutlich wahrnehmbar.

Wenn aufgrund der elliptischen Umlaufbahnen der Erde um die Sonne und des Mondes um die Erde der scheinbare Durchmesser der Sonne den des Mondes übertrifft, bleibt der äußere Rand der Sonne auch bei einer Finsternis sichtbar. Sie wird deshalb auch ringförmige Sonnenfinsternis genannt.
Der Kernschatten des Mondes erreicht dabei nicht die Erdoberfläche. Die Sonnenkorona ist dann nicht erkennbar, weil sie vom sichtbar bleibenden Teil der Sonne überstrahlt wird.

Am 20. März 2015 konnte ich unter guten Bedingungen die Sonnenfinsternis für meinen Standort als partielle Finsternis beobachten.
Meine Beiden Ablaufdokumentationen wurden im H-alpha.- und Continuumlicht angefertigt.

Aus der Sicht eines Betrachters wanderte der Mond im Verlauf der Finsternis vom rechten zum linken Sonnenrand. Für Frankfurt am Main (ca. 65 km von mir entfernt) wurden folgende Werte angegeben.

Um 9:30, beginnt sich der Mond vor die Sonne zu schieben.
Die gesamte Finsternis dauert bis 11:49 Uhr.
Die Gesamtbedeckung liegt bei ca. 74 %.
Das Maximum wird um 10:38 Uhr erreicht.
Die größte Verfinsterung dauert 2 Minuten 47 Sekunden.

Beginn Sonnenhöhe 26°
Maximun Sonnenhöhe 34°
Ende Sonnenhöhe 39°

Quelle : Wikipedia

Sonnendetails

Protuberanzen

sonne_2014_07_14_01  Foto  M.Heeg

Rand und Oberflächendetails

Protuberanzen sind heftige Materieströme auf der Sonne.
Sie können am Sonnenrand als matt leuchtende oft bogenförmige
Erscheinungen beobachtet werden.

Oder sie erscheinen als feinstrukturierte Materiekonzentration in Form von Wolken oder ähnlichen feingliedrigen Strukturen, die sich oberhalb der Chromosphäre der Sonne erheben.

Sie kommen auch innerhalb der Sonnenscheibe vor und können im (roten) H-alpha-Licht beobachtet werden.  Auf der Sonnenscheibe erscheinen sie durch unsere perspektivische Sicht und die ” Sonnenfläche als Hintergrund “, als dunkle, fadenförmige Strukturen und werden dort Filamente genannt.

Sehr helle Protuberanzen verändern sich meist schnell oder werden eruptiv. Losgelöste, d.h. schwebende Protuberanzen sind meist nur schwach zu erkennen.

Verschiedene dieser hier beschriebenen Details sind in meiner Sonnenaufnahme
zu sehen.

Ruhende Protuberanzen sind Strukturen, deren Form sich oft Monate lang kaum verändert. Sie treten häufig in der Nähe von Sonnenflecken auf und werden durch starke Magnetfelder erzeugt und in ihrer Form gehalten.

Eruptive Protuberanzen ( Koronale Massenauswürfe ), sind Phänomene, die nur einige Minuten oder Stunden dauern. Hierbei wird Materie mit bis zu 1.000 km/s von der Sonne weggeschleudert. Sie entstehen manchmal aus ruhenden Protuberanzen, die nach dem Ausbruch meist wieder ihre alte Form annehmen.

Die Entstehung einer Protuberanz beruht auf magnetisch abrupten Veränderungen in der Chromosphäre der Sonne.

Quelle : Wikipedia

Sonnenlicht

Photosphäre und Chromosphäre

sonne_2014_03_02_01 sonne_2014_03_02_02

Fotos  M.Heeg

Weisslicht und H – Alpha Licht der Sterne

Die Photosphäre ist die unterste Schicht einer Sternatmosphäre. Aus ihr stammen sowohl das kontinuierliche Spektrum des sichtbaren Lichts als auch die Absorptionslinien eines Sternspektrums. In sonnenähnlichen und späten Hauptreihen- und Riesensternen schließt sich darüber die Chromosphäre an.

Tief liegende Schichten eines Sterns können nicht direkt beobachtet werden, da die von dort stammenden Photonen an den freien Elektronen im Sternplasma gestreut werden.

Die Photosphäre der Sonne war bis vor einigen Jahren die einzige, die räumlich aufgelöst werden konnte. Die Sonnenphotosphäre ist etwa 300 km dick (0,063 % des Radius) und hat eine mittlere Gasdichte von 10-7 g/cm3 (entsprechend der Dichte der Erdatmosphäre in etwa 70 km Höhe) bei einer effektiven Temperatur von etwa 5778 K (ca. 5504 °C). Die stärksten Absorptionslinien der Sonnenatmosphäre werden nach ihrem Entdecker Fraunhoferlinien genannt. Über der Photosphäre der Sonne liegt die Chromosphäre.

Als H-alpha oder wird in der Astronomie und Physik die hellste Spektrallinie des angeregten Wasserstoffs (chemisches Symbol: H) im sichtbaren Licht bezeichnet. Sie liegt im roten Licht bei einer Wellenlänge von 656,28 Nanometer und ist von besonderer Bedeutung für die Sonnenbeobachtung. Spezielle Interferenzfilter (Fabry-Pérot-Interferometer) lassen das Sonnenlicht nur in diesem Bereich passieren, wodurch die genaue Struktur der obersten Sonnenschicht (Chromosphäre) mit den Sonnenfackeln, Filamenten und Protuberanzen  sichtbar wird.

Da Wasserstoff das bei weitem häufigste chemische Element im Weltraum ist, sind Beobachtungen mit H-alpha-Filtern nicht nur für Sterne, sondern auch für Gasnebel und andere Himmelsobjekte sehr aufschlussreich.

Quelle : Wikipedia