Sonnenscheibe
Sonnenbilder nicht verfügbar
Die NASA-SDO- und SOHO-Server sind möglicherweise vorübergehend offline.
Aktive Sonnenfleckenregionen
Aktuelle aktive Regionen auf der Sonnenscheibe vom NOAA Space Weather Prediction Center. Regionsnummern (AR/NOAA) ermöglichen die Identifizierung und Verfolgung von Sonnenfleckengruppen über Tage hinweg.
| Region | Position | Flecken | Fläche | Mag | Klasse | C% | M% | X% |
|---|
Sonnenorientierung
P (Positionswinkel des solaren Nordpols) zeigt, wie weit die Rotationsachse der Sonne von der Himmelsnordrichtung geneigt ist — unverzichtbar für die Orientierung von Sonnenfleckenzeichnungen und Fotografien. B0 ist die heliografische Breite der Scheibenmitte: bei positivem Wert neigt sich der Nordpol der Sonne zu uns und zeigt mehr der nördlichen Hemisphäre; bei negativem Wert ist die südliche Hemisphäre bevorzugt. L0 ist die heliografische Länge des Zentralmeridians, der sich mit ~13,2°/Tag fortbewegt — nutzen Sie ihn, um Sonnenflecken über aufeinanderfolgende Tage zu verfolgen. Die Carrington-Rotationsnummer zählt komplette Sonnenrotationen seit November 1853; Rotation % zeigt, wie weit die aktuelle Rotation fortgeschritten ist.
Synoptische Textur aus täglichen NASA SDO HMI Weißlichtbildern zusammengesetzt (gemeinfrei). Die Sonne dreht sich einmal alle ~27 Tage; die Karte wird aktualisiert, wenn neue Bilder eintreffen.
Sonne im Weißlicht
Weißlichtbeobachtung zeigt die Photosphäre — die sichtbare Oberfläche der Sonne bei ~5.800 K. Dies ist die einfachste und zugänglichste Form der Sonnenbeobachtung: Ein Teleskop mit einem zertifizierten Sonnenfilter (Glas oder Folie) genügt. Die Photosphäre zeigt Sonnenflecken, Granulation, Randverdunkelung und helle Fackeln — Merkmale, die die magnetische Aktivität und den konvektiven Energietransport der Sonne nachzeichnen.
Worauf achten
Dunkle Flecken auf der Photosphäre, wo starke Magnetfelder die Konvektion hemmen und die Oberfläche um ~1.500 K kühler machen. Sie reichen von winzigen Poren bis zu Gruppen, die viele Erddurchmesser umspannen. Verfolgen Sie sie täglich, um die Sonnenrotation (~27 Tage) zu beobachten.
Der dunkle Kern eines Sonnenflecks (Umbra) ist von einer helleren, gestreiften Region (Penumbra) mit radialen Filamenten umgeben. Bei gutem Seeing suchen Sie nach Lichtbrücken — hellen Bändern, die die Umbra kreuzen, wo das Magnetfeld schwächer wird.
Die Photosphäre ist mit einem “Reiskorn”-Muster von Konvektionszellen bedeckt, die ~1.000 km groß sind. Jede Granule ist eine Säule heißen Gases, das von unten aufsteigt, mit dunklen Bahnen kühleren Gases, das dazwischen absinkt. Am besten bei ruhigem Seeing ab 100× zu beobachten.
Die Sonnenscheibe ist in der Mitte merklich heller und wird zum Rand hin allmählich dunkler. Am Rand blicken wir schräg durch die Photosphäre und sehen höhere, kühlere (dunklere) Schichten. Dies ist selbst in kleinen Teleskopen sichtbar.
Helle Flecken, die am besten nahe dem Sonnenrand zu sehen sind, wo der Blickwinkel die heißen Wände magnetischer Flussschläuche enthüllt. Sie umgeben oft Sonnenfleckengruppen und können lange bestehen bleiben, nachdem die Flecken verblasst sind. Leichter zu erkennen, wenn Sonnenflecken in der Nähe als Referenz dienen.
Die relative Sonnenfleckenzahl R = 10×g + s (g = Gruppen, s = einzelne Flecken) ermöglicht die Verfolgung des ~11-jährigen Sonnenzyklus. Vergleichen Sie Ihre Zählung mit dem täglichen SILSO-Index. Während des Sonnenmaximums erwarten Sie Dutzende von Flecken; im Minimum kann die Scheibe wochenlang fleckenfrei sein.
Bilder: NASA/SDO (HMI Continuum), JAXA/NASA Hinode (SOT), Sacramento Peak Observatory
Ausrüstung
Weißlicht-Sonnenbeobachtung erfordert nur ein Teleskop und einen zertifizierten Sonnenfilter, der über das vordere Ende des Tubus passt. Sowohl Glas- (z. B. Thousand Oaks, Baader ND 5.0) als auch Folienfilter (Baader AstroSolar™-Folie) funktionieren gut.
- Ganzapertur-Glasfilter — vormontiert, langlebig, gleichmäßige ND-5.0-Dichte. Schraub- oder Klemmhalterung.
- AstroSolar-Folie (ND 5.0) — kostengünstig, leicht. In einer starren Fassung über der Apertur montieren.
- Herschel-Keil (Prisma) — Premium-Option. Reflektiert 95% des Lichts zur Seite; liefert das schärfste, farbneutralste Bild. Nur für Refraktoren.
Für beste Detailerkennbarkeit verwenden Sie einen Grün- oder Kontinuumsfilter (~540 nm) im Okular, um die atmosphärische Dispersion zu reduzieren und das Bild zu schärfen. Vergrößerungen von 80–150× eignen sich für die meisten Bedingungen; höhere Vergrößerungen erfordern ausgezeichnetes Seeing.
Sicherheit
Niemals durch ein Teleskop, Fernglas oder Sucherfernrohr ohne einen ordnungsgemäß befestigten Sonnenfilter über dem vorderen Ende des Instruments die Sonne beobachten. Okular-Sonnenfilter (aufschraubbares dunkles Glas) sind gefährlich — sie können durch Hitzekonzentration zerbrechen. Überprüfen Sie Ihren Filter vor jeder Beobachtung auf Nadellöcher oder Beschädigungen. Decken Sie Sucherfernrohre ohne eigenen Filter ab oder entfernen Sie sie.
Sonne im H-Alpha
Die H-Alpha-Linie (656,28 nm) enthüllt die Chromosphäre — die dynamische Schicht direkt über der im Weißlicht sichtbaren Photosphäre. Während SDOs AIA-304-Kanal (30,4 nm, extremes UV) ähnliche Strukturen aus dem Weltraum abbildet, können Sie mit einem speziellen H-Alpha-Teleskop diese live am Okular beobachten: Protuberanzen, die vom Rand aufsteigen, dunkle Filamente, die sich über die Scheibe schlangeln, und helle Flare-Bänder in aktiven Regionen.
Worauf achten
Helle Bögen und Schleifen aus Plasma, die über den Sonnenrand hinausragen. Am besten am Rand der Scheibe zu sehen — achten Sie auf langsame Veränderungen über Minuten bis Stunden.
Dieselben Strukturen wie Protuberanzen, aber gegen die helle Scheibe gesehen, wo sie als dunkle, gewundene Bänder erscheinen. Verfolgen Sie sie zum Rand und beobachten Sie, wie sie zu Protuberanzen werden.
Helle, unregelmäßige Flecken, die aktive Regionen (Sonnenfleckengruppen) umgeben. Sie markieren Gebiete mit starkem Magnetfeld und bleiben oft bestehen, nachdem Sonnenflecken verblasst sind.
Feine, haarfeine Jets, die am Rand sichtbar sind und ihm ein Aussehen wie eine “brennende Prärie” verleihen. Erfordert gutes Seeing und ein Teleskop mit enger Bandbreite (<0,7 Å).
Plötzliche, intensive Aufhellungen in aktiven Regionen — selten, aber spektakulär. Ein M- oder X-Klasse-Flare kann eine Region in Sekunden sichtbar aufhellen. Prüfen Sie das Weltraumwetter unten für aktuelle Aktivität.
Komplexe Gebiete, die Plage, Filamente und dunkle Fibrillen um Sonnenfleckengruppen vereinen. Vergleichen Sie mit der Weißlichtansicht, um chromosphärische und photosphärische Aktivität zu korrelieren.
Bilder: NASA/SDO (AIA 304), NASA/MSFC Solar Physics
Ausrüstung
H-Alpha-Beobachtung erfordert ein spezielles Sonnenteleskop mit integriertem Etalon-Filter (z. B. Lunt, Coronado/Meade SolarMax, DayStar Quark). Diese Instrumente lassen nur ein sehr schmales Band um 656,28 nm durch.
- <1,0 Å — Protuberanzen und großräumige Strukturen
- <0,7 Å — Oberflächendetails (Filamente, Plage, Fibrillen)
- <0,5 Å — ideal für feinste Details (Spikulen, Flare-Struktur)
Verwenden Sie den Abstimmungsmechanismus (Druck oder Neigung), um das Durchlassband leicht über die H-Alpha-Linie zu verschieben. Das Verstimmen zur blauen oder roten Flanke enthüllt Doppler-verschobenes Material und kann das Bild dramatisch verändern.
Sicherheit
H-Alpha-Sonnenteleskope enthalten einen vollständigen Filtersatz: einen Energieabweisungsfilter (ERF), ein Fabry-Pérot-Etalon und einen Blockfilter. Verwenden Sie niemals einen H-Alpha-Interferenzfilter allein an einem gewöhnlichen Teleskop — er blockiert nur eine schmale Wellenlänge und lässt gefährliche Infrarot- und Ultraviolettstrahlung durch. Wenn eine Filterkomponente beschädigt, gerissen oder fehlend ist, beobachten Sie nicht.
Sonnenzeiten
Sonne heute
Dämmerung
Astronomische Uhren
Was bedeuten diese Zeiten?
Wahre Sonnenzeit ist die echte “Sonnenuhrzeit” — der Stundenwinkel der realen Sonne plus 12 h. Sie weicht im Jahresverlauf um bis zu ±16 Minuten von der Uhrzeit ab.
Mittlere Sonnenzeit ist Ihre lokale Uhrzeit, die nur auf der Längengrad-Korrektur basiert (UTC + Längengrad-Korrektur), ohne Berücksichtigung der Zeitgleichung.
Zeitgleichung ist die Differenz zwischen wahrer und mittlerer Sonnenzeit, verursacht durch die Exzentrizität der Erdbahn und die Achsneigung.
Sternzeit (LMST) misst den Stundenwinkel des Frühlingspunkts — sie zeigt Ihnen, welche Rektaszension sich gerade auf Ihrem Meridian befindet.
Julianisches Datum ist eine fortlaufende Tagezählung, die in der Astronomie seit 4713 v. Chr. verwendet wird und Kalenderprobleme vermeidet.
Stundenwinkel der Sonne ist der Winkelabstand der Sonne von Ihrem lokalen Meridian. 0° bedeutet, die Sonne steht genau im Süden (Transit), negativ = Osten (Morgen), positiv = Westen (Nachmittag).