01 Mai 2020

Sonne in H-alpha: Eine bemerkenswerte Region auf der Sonne

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Eine bemerkenswerte Region auf der Sonne
(von Alex Geiss)

Am 16. April 2020 gegen 14 Uhr universal time coordinated (16 Uhr MESZ) ereignete sich eine bemerkenswerte Eruption auf der Sonne, die ich in meinem H-Alpha-Teleskop, einem Coronado PST (40mm Öffnung, 400mm Brennweite), verfolgen und durch mehrfache Aktualisierungen zweier Bleistiftzeichnungen über zwei Tage schrittweise bis zum Abebben der Aktivität dokumentieren konnte. Bereits am Morgen des 15. April fiel diese aktive Region durch das Vorhandensein einiger zusammenhängender Protuberanzenbögen auf, die in der relativ aktivitätsarmen Zeit des aktuellen Übergangs von Zyklus 24 auf 25 sehr auffällig waren und sich so eine Zeichnung der Sonne direkt anbot – zumal diese Zeit der Pandemie geschuldeten Ruhe des öffentlichen Lebens und weit verbreitetem Homeoffice eine weitgehend freie und flexible Zeiteinteilung meiner Büroarbeit zuließ.

Zu Beginn einer Sonnezeichnung steht das Zeichnen des Sonnenrandes mittels Schablone. Die Ausrichtung des Zeichnungsrohlings richtet sich stets nach der Horizontlage bzw. dem azimutal montiertem Teleskop. Der Zeichnungsabstand ist so gewählt, dass die scheinbaren Größen von Sonne und Kreislinie sich entsprechen. Da bei der Beobachtung an einem nicht nachgeführten Teleskop das beobachtete Objekt infolge der Erddrehung immer wieder aus dem Bildfeld wandert, bietet sich an, diese Bewegung in der Zeichnung fest zu halten. Dafür positioniert man die Sonne anfangs sorgfältig in der Bildfeldmitte. Während erste Beschriftungen inklusive des Startzeitpunkts der Zeichnung und Vergrößerungsfaktor erfolgen, beginnt die Sonne aus dem Bildfeld zu wandern. Norden liegt dann auf der Verbindungslinie der Schnittpunkte von Bildfeldrand und dem Rand der herauswandernden Sonne. Über den ungefähren Schwenk in Richtung des am Taghimmel nicht sichtbaren Polarsterns wird dann Norden erschlossen: Der Nordteil des beobachteten Objekts bleibt am längsten im Bildfeld. Westen entspricht rechtwinklig dazu der scheinbaren Bewegungsrichtung der Sonne. Mit beiden Richtungspfeilen ist ihre aktuelle Ausrichtung und Bewegung gegenüber dem Horizont festgehalten.

Die Erscheinungen, die im monochromatischen roten Licht des H-Alpha bei einer Wellenlänge von 656,3 Nanometer (nm) sichtbar sind*, werden möglichst im gleichen Größenverhältnis wie beim Anblick im Teleskop eingezeichnet:

  • die Protuberanzen, die am Sonnenrand über die sichtbare Oberfläche der Sonne (Chromosphäre) herausragen
  • die auf der uns zugewandten Seite der Sonne sichtbaren Filamente, die dunkler als die Sonnenoberfläche sind und im Prinzip das gleiche wie die Protuberanzen sind, aber eben „vor“ der Oberfläche
  • sowie die hellen Gebiete der Plages (spricht „plaaschs“), die nur in ihren Umrissen darstellbar sind und häufig die bekannten Sonnenflecken des Weißlichts hervorbringen.

Die leicht fleckige Oberfläche des chromosphärischen Netzwerks wird nicht nachempfunden und auch nicht am Sonnenrand der feine Saum der Spikulen, die die obere Schicht der Chromosphäre darstellen.

Um 11.17 UT fiel bereits eine leicht aufgehellte flache Auswölbung der Chromsphäre etwa bei einer Lage von ca. 11 Uhr bzw. Positionswinkel 40° auf. Nach Einzeichnung der Richtungspfeile, aller Details, die die Sonne aktuell zeigte und Abschluss des ersten Zeichnungsstandes um 11.24 UT war diese vorher wesentlich kleinere Protuberanz schon zu beträchtlicher Größe heran gewachsen – ein Flare war entstanden.

Es bot sich eine sofortige Aktualisierung der Zeichnung an, indem ein weiteres Kreisbogenstück, welches den betroffenen Randbogen darstellt, mithilfe der Schablone einfach nach außen versetzt für die jeweils folgende Detail aufgebracht wurde und daneben der zugehörige Zeitpunkt. Auf diese Weise lässt sich die Entwicklung einer Protuberanz über einen begrenzten Zeitraum auf einer Zeichnung mehrfach dokumentieren.

Dieser Flare war also um 11.25 UT schnell eingezeichnet, war aber für eine Fortführung der Entwicklung um 11.35 UT bereits nicht mehr nachweisbar. Über den Durchmesser der Sonne bzw. ihren 68mm auf der Zeichnung und den eingezeichneten Erscheinungen lässt sich eine Länge des Flares von etwa 1,5mm grob messen. Wichtig ist der Zusammenhang zwischen dem Sonnendurchmesser und Kreisdurchmesser der Zeichnung, um von der Verhältnismäßigkeit auf der Zeichnung auf ungefähre Größen schließen zu können. Auch diese Angaben werden auf der Zeichnung festgehalten und lassen damit eine Größenabschätzung zu:

Länge Flare = 1.391.000 km / 68 mm * 1,5 mm =  30.683 km
Der Flare dürfte also eine Länge von etwa 30.000 km gehabt haben.

Die Zeitangaben lassen weitere Rückschlüsse zu: da der Flare innerhalb von 8 min. seine Länge von 0,5mm zu Beginn der Zeichnung und 1,5mm bei der nächsten Aktualisierung, also seine Ausdehnung um 1mm auf der Zeichnung bzw. rund 20.000 km vergrößerte, lässt sich hochrechnen, dass er innerhalb 60min., also der 7,5-fachen Zeit, seine Länge um das 7,5-fache gesteigert hätte, was einer Geschwindigkeit von rund 150.000 km/h entspricht. Keine verfügbare menschengemachte Technik erreicht derzeit diese Geschwindigkeiten.

Nach Eintrag der Uhrzeit zum Zeichnungsende lässt sich mithilfe von Tafeln zu scheinbarer Größe und Lage von Äquator und Polen der Sonne (1) deren ungefähre Lage relativ zur Lage der Erde eintragen. Auf diese Weise lässt sich auch mit einigen Grad Toleranz eine Aussage zur ungefähren Lage von Aktivitätsgebieten auf der Sonne treffen. In der Zeichnung ist so die Äquatorlage sowie Nord- und Südhemisphäre angedeutet. Das Aktivitätsgebiet der Mehrfachbögen musste also in hohen Breiten der Südhemisphäre der Sonne liegen und damit bereits dem neuen Sonnenzyklus 25 zugeordnet werden können.

In Laufe dieses Tages war die Dynamik dieser Region deutlich erkennbar und wurde zweimal aktualisiert. Am 15. April waren so über einen beobachtenten Zeitraum von fünf Stunden deutliche Änderungen der Mehrfachbögen erkennbar, die Höhe der Bögen betrug rund 30000km.

Der Blick am Morgen des 16. April um 6.30 UT zeigte bei Erstellung der Folgezeichnung (Abb.2) bereits eine grundlegende Änderung des Erscheinungsbildes: nun waren nicht mehr gleichartige Protuberanzenbögen zu sehen, sondern verformte bogenartige Strukturen, die sich drei Stunden später mit Ausnahme des südlichen Teils nur wenig verändert hatten. Eine weitere Stunde später hatte sich dieser südliche Teil in größeren Höhen über die Chromosphäre bewegt und diffundierte etwas auseinander. Was in der Folge der Aktualisierungen, die nun in etwa fünfzigminütigem Abstand folgten, passierte, ist grob zusammen gefasst eine schrittweise Auflösung der Bögen, während sich die Gesamtstruktur der Protuberanz im südlicheren Teil von der Chromosphäre immer schneller werdend abhob und von der Sonne geschleudert wurde. Die Vermessung der Zeichnungsdetails ergab eine Höhe von 7mm bzw. rund 140.000km und eine Geschwindigkeit in der Endphase auf einem geringfügig niedrigeren Niveau als der Flare des Vortags.

Nach 14.00 UT war diese Region besonders ruhig und schien ihre Aktivität um 15.35 UT zu beenden. Die dichter werdenden Wolkenschleier des 16.April ließen keine weitere Beobachtung mehr zu. Auch die folgenden Tage brachten in diesem Bereich weder Protuberanzen, noch viel mehr zu erwartende Filamente oder Plages hervor, da sich diese Region ja in der Folge in Richtung der Erde orientierte und daher auch nicht in weiteren Zeichnungen festgehalten wurde.

Zwei Wochen später gelang mir eine ISS-Beobachtung auf der Zentrallinie eines Transit, die mit dem Fahrrad erreichbar war und so detalliert war, dass unmittelbar eine Zeichnung mit der Silhouette der ISS lohnenswert war (Abb.3 und 4). Dafür trug ich zuerst Eintritts- und Austrittsmarkierung ein und den Schattenriss der ISS in die vorbereitete Kreislinie für die Sonne ein, anschließend führte ich in gewohnter Art die Zeichnung aus.

*) H-Alpha bezeichnet die stärkste Absorptionslinie des Elements Wasserstoff im sichtbaren Spektrum des Sonnenlichts von blau über gelb bis rot. Es ist als schmaler schwarzer Balken im Farbspektrum bei Rot wahrnehmbar. Diese Lücke entsteht, weil Photonen mit einer bestimmten Energiemenge aus einer tieferen Sonnenschicht, der stark strahlenden Photosphäre, das Elektron eines Wasserstoffatoms der darüber liegenden Chromosphäre (bei Sonnenfinsternissen als Farbsaum kurzzeitig sichtbar) absorbieren und in eine höhere Bahnebene bringen. Bei dem Rücksprung auf die vorherige Bahn (Rekombination) emittieren sie wieder ein Photon. Dieses Emittieren passiert nun aber in eine beliebige Richtung, die nicht mehr in der gleichen Richtung, sondern eben eine beliebig andere ist. Auf diese Weise wird ein großer Teil von Photonen dieser Energiemenge (Wellenlänge) in eine Richtung gelenkt und fehlt daher im Farbspektrum.
Bei genauer Untersuchung ist aber in der Mitte dieser Lücke eine geringe Emission vorhanden. Ein H-Alpha-Teleskop filtert genau diese Frequenz heraus, indem es alle anderen blockiert und auf diese Weise eine Beobachtung bei der Wellenlänge von 656,3nm ermöglicht.
Die Tatsache, dass die Emission der Photonen bei Rekombination in eine beliebige Richtung erfolgt, erklärt, dass Protuberanzen am Sonnenrand leuchten, die Filamente auf der uns zugewandten Hemisphäre aber dunkel erscheinen, da diese das Licht aus tieferen Schichten umlenken.

Quelle: (1) Die Sonne, Jürgen Banisch, Oculum-Verlag, 2009

Abb. 1: Zeichnung der Sonne in H-Alpha am 15.04.2020
Beschriftungen in
Zeile 2: Datum, Zeichnungszeitraum in UT, Beginn 13.17 MESZ
Zeile 3: Objekt, Teleskop, Vergrößerung
Zeile 4: scheinbarer Durchmesser in Bogensekunden, Zeichnungsdurchmesser in Millimeter und echte Größe

Abb. 2: Zeichnung am folgenden Tag

Abb. 3: Zeichnung eines Transits der ISS am 1.5.2020

Abb. 4: „Arbeitsplatz“ zur Beobachtung des Transits auf der wenige Kilometer entfernten Zentrallinie

 

Alexander Geiss

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