Astrofotografie

Astrofotografie - Die Sonne
Wie ist sie beschaffen? Was können wir womit beobachten?

Unsere Sonne läßt sich physikalisch in mehrere Bereiche gliedern. Ganz im Innern, dem Sonnenkern, herrscht eine sehr hohe Dichte, und die Temperatur liegt bei etwa 15 Mio K. Dort befindet sich die Materie in einem angeregten Zustand, dem Plasma, und dort findet auch die Kernfusion statt, die die für das Leben auf unserer Erde so wichtige Energie in Form von Strahlung erzeugt. Dieser Bereich ist der Beobachtung nicht zugänglich.

Oberhalb des Erdkerns liegt die Strahlungszone, in der die erzeugte Energie nach oben (außen) transportiert wird. Auch diese Schicht kann nicht beobachtet werden.

Daran an schließt sich die Konvektionszone. In diesem ausgedehnten Bereich wird die erzeugte Energie durch Konvektion (Wärmeströmung) weiter nach oben transportiert, wobei die Konvektionsströme im Wechsel sowohl aufsteigen als auch wieder absinken können. Diese Prozesse erzeugen die Granulation, eine körnig erscheinende Struktur auf der Oberfläche, die mit einem entsprechenden Filter, aber teilweise auch im Weißlicht (mit Filterfolie bzw. -glas) beobachtet bzw. fotografiert werden kann.

Hier ist auch der Übergang zwischen der Oberfläche der Sonne ud ihrer Atmosphäre. Dieser unterste Bereich der Atmosphäre ist die sehr dünne Photosphäre. Hier hat die Strahlung Werte (Frequenz bzw. Wellenlänge), die im Spektrum des sichtbaren Lichts (auch als Weißlicht bezeichnet) liegen. Das ist auch der Anblick, der sich bietet, wenn wir die Sonne durch Filterfolie bzw. ~glas betrachten.

Oberhalb der Photosphäre liegt die Chromosphäre. Sie ist gekennzeichnet durch eine äußerst geringe Dichte und durch sehr hohe Temperaturen (bis 10.000 K). Diese ebenfalls sehr dünne Schicht ist nur bei einer totalen Sonnenfinsternis im Moment der völligen Bedeckung durch den Mond als schmaler roter Rand um die Sonne herum zu sehen.

Sie geht schließlich in die Korona über. Das ist eine sehr ausgedehnter Sphäre, der weit in den Weltraum hinausreicht. Ihre Form ist nicht gleichbleibend, sondern abhängig vom 11jährigen Aktivitätszyklus der Sonne. In Phasen der Inaktivität hat sie ein schmetterlingsartiges Aussehen, während sie während der aktiveres Phase eher rund bzw. oval erscheint. Leider kann sie auch nur während einer totalen Finsternis gesehen werden.

Noch einige Worte zur Darstellung: Meine Aufnahmen wurden entweder mit aufgesetzter Filterfolie im Weißlicht oder mit einem sehr schmalbandigen Filter im Hα-Licht bei einer Wellenlänge von 700 nm angefertigt. Die Weißlicht- Aufnahmen werden in etwa so dargestellt, wie sie dem Anblick durchs Teleskop entsprechen, eventuell mit leichten Farbkorrekturen, weil mir die graublaue Tönung der Filterfolie nicht so gut gefiel. Und damit kommen wir zum Thema »Ästhetik und persönlicher Geschmack«:

Die Aufnahmen mit dem Hα- Filter liefern ein einfarbig rotes Bild, denn das entspricht der Wellenlänge von 700 nm.
Anfangs habe ich meine Aufnahmen auch so eingefärbt (ich habe mit einer Schwarz-/Weiß- Kamera gearbeitet). Mir gefielt aber der Eindruck von einer gelben Sonne besser, denn das entspricht unseren Vorstellungen, und wenn wir eine Sonne zeichnen, dann meist in gelber Farbe. Außerdem schien mir der Kontrast zwischen hellen und dunklen Strukturen deutlicher hervorzutreten, wenn ich die Sonne gelb statt rot präsentiere. Manchmal habe ich auch die Sonne gelb und die Protuberanzen rot eingefärbt. Allerdings habe ich auch festgestellt, daß vor allem bei der Darstellung von Protuberanzen die Schwarz-/Weiß- Variante die bessere Wahl ist. Und so finden sich auf meinen Seiten alle erwähnten Varianten wieder.

Aufnahme vom 16.1.2006

Sonnenflecken (Weißlicht)

Sonnenflecken sind Regionen erhöhter magnetischer Aktivitäten. Die magnetischen Feldlinien »schnüren« diese Gebiete ein, behindern die Konvektion, so daß kein kühleres Plasma mehr absinken und kein heißes mehr an die Oberfläche aufsteigen kann (das Plasma ist ja ionisiert, d.h. elektrisch geladen und reagiert daherauf Magnetfelder). Somit sind die Temperaturen an diesen Stellen um etwa 1500-2000 K kühler als in der Umgebung, und das zeigt sich als dunklere Färbung.

Im Teleskop sieht man einen dumklen Kern, die Umbra, der von einem helleren Rand, der Penumbra umgeben ist. Die unterschiedlichen Helligkeiten spiegeln den Verlauf der magnetischen Feldlinien wieder; in der Umbra treten diese senkrecht aus der Sonnenoberfläche aus, in der Penumbra in einem schrägen Winkel. Innerhalb der Flecken können vor allem bei größeren Exemplaren Lichtbrücken entstehen.

Sonnenflecken können einzeln oder auch als größere Gruppen auftreten. Sie waren schon im Altertum bekannt, da man Sonnenflecken bereits mit bloßem, vor der Strahlung geschützten (!) Auge beobachten kann. Ihre Zahl und Größe variieren und folgen einem 11jährigen Rhythmus, der mit einem 22jährigen Polaritätszyklus korreliert. Systematische Aufzeichnungen über Fleckenzahlen und -größe gibt es seit Beginn des 17. Jh.

Sonnenflecken lassen sich am besten im Weißlicht beobachten, im Hα- Licht gehen sie neben der Dominanz anderer Strukturen eher unter.

Granulen (Weißlicht)

Die Oberfläche zeigt bei höheren Vergrößerungen eine körnige Struktur, auch Granulation genannt. Jede einzelne Granule ist eine Zelle mit einem Durchmesser im 1000-km- Bereich. Diese Zellen bilden sich als Ergebnis der Konvektion an der Sonnenoberfläche, entstehen und vergehen wieder in kürzester Zeit, haben also nur eine sehr kurze Lebensdauer. Bei optimalen Bedingungen kann man sie auf Weißlichtaufnahmen abbilden; mir ist allerdings noch keine befriedigende Aufnahme gelungen. Ehestens läßt sich die Körnigkeit im obigen Bild (Sonnenflecken) erahnen.

Aufnahme vom 8.9.2021

Protuberanzen (Hα)

Die Sonne ist kein fester Körper, sindern ein Plasmaball, und so rotiert sie auch nicht wie ein Festkörper, sondern in Äquatornähe schneller (25 Tage) als in Nähe der Pole (bis zu 35 Tage) - die sogenannte differentielle Rotation. Das führt dazu, daß das magnetische Feld verzerrt wird, die Feldlinien sich verdrillen und es immer wieder zu magnetischen Kurzschlüssen kommt. Das führt zusammen mit der Konvektion dazu, daß das Magnetfeld aus der Sonnenoberfläche austritt und sich rieseige Wirbel bilden. Entlang der magnetischen Feldlinien wird Plasma aus der Sonne herausgerissen und in die Atmosphäre geschleudert.

Dabei bilden sich zum Teil filigrane Strukturen, die je nach Stärke des Magnetfeldes bis in beträchtliche Höhen der Sonnenantmosphäre reichen können und die sich im Hα- Licht sehr gut beobachten lassen. Protuberanzen treten in unterschiedlichsten Größen und Aktivitäten auf. Während heftige magnetische Prozesse sehr dynamische und zeitlich sich rasch verändernde Protuberanzen hervorbringen können, ist der größte Teil von ihnen eher unspektakulär und über Tage hinweg fast unveränderlich.

Weil Protuberanzen niedrigere Temperaturen haben als in der darunter liegenden Photosphäre herrschen, erscheinen sie auf Bilder dunkler. Um die Protuberanzen aber in ansprechender Helligkeit zu zeigen, muß man die Sonne überbelichten. Deshalb ist es üblich, sie per Bildverarbeitung mit einer schwarzen Schablone abzudunkeln, damit die Protuberanzen besser zur Geltung kommen.

Aufnahme vom 5.6.2015

Filamente (Hα)

Über der Oberfläche der Sonne kann man dunkle Gebiete sehen, die gewunden, schmal und abgegrenzt sind oder auch weitläufig und flächig, aussehen wie Schleier.

Es sind nichts anderes als Protuberanzen, nur daß sie vom Betrachter aus gesehen nicht am Sonnenrand zu sehen sind. Manchmal hat man das Glück, daß sie so nah am Sonnenrand legen, daß sie über ihn hinausragen, dann sieht man, daß Protuberanz und Filament ein- und dasselbe Phönomen sind. Fotografisch auf einem Bild sind beide schwierig darzustellen.

Aufnahme vom 2.4.2016

Aufnahme vom 28.3.2022

Flares (Hα)
Plages (Hα)

Der Begriff »Plage« kommt aus dem Französischen und bedeutet »Strand«. Diese Regionen befinden sich in der Chromosphäre und treten im Sonnenteleskop auffallend hell gegenüber ihrer Umgebung hervor. Es sind besonders aktive, sehr heiße Gebiete, die oft Vorboten von Sonnenflecken sind.

Oftmals werden Plages mit Flares verwechselt bzw. mit ihnen gleichgesetzt. Flares sind ebenfalls sehr helle Erscheinungen, die aktiven Regionen entstammen, aber sie treten so plötzlich auf wie sie nach kurzer Zeit wieder verschwinden (darauf deutet auch ihr Name hin). Vom Beobachter sind sie rein optisch kaum zu unterscheiden; es sei denn man betrachtet die Sonne über mehrere Tage.

Aufnahme vom 21.8.2017

Korona (Tageslicht)

Die Korona ist das vielleicht eindrucksvollste Phänomen, das man auf der Sonne beobachten kann. Das liegt an ihrer Struktur, die - wie der Name andeutet - wie ein heller Strahlenkranz die Sonne umschließt und weit über die Oberfläche hinaus reicht. Was den Eindruck noch verstärkt, ist die Tatsache, daß man die Korona in ihrer ganzen Pracht nur sehen kann, wenn die Sonne gleichzeitig unsichbar ist - also während einer totalen Sonnenfinsternis, wenn der Mond die Sonne vollständig verdeckt. Das liegt daran, daß die Leuchtkraft der Korona im Vergleich zur Sonne sehr viel geringer ist, so daß man die Korona mit bloßem Auge betrachten kann; am besten durch ein Fernglas oder Teleskop. (Aber bitte den Moment nicht verpassen, wenn der Mond die Sonne wieder freigibt!)

Allerdings gibt es Koronografen, speziell entwickelte Teleskope, die die Sonnenscheibe abdecken und möglichst viel vom umgebenden Streulicht ausblenden. Die können aber den unvergeßlichen Eindruck nicht wiwedergeben, wie er sich dem Beobachter einer Sonnenfinsternis bietet.

Eine Eigenart der Korona ist ihre außerordentlich hohe Temperatur von über 1 Mio. K bei gleichzeitig sehr geringer Dichte. Die Ursachen für diese hohen Temperaturen sind Gegenstand der Forschung und noch nicht vollständig erkannt.