SONNE 107 September 2003

MITTEILUNGSBLATT DER AMATEURSONNENBEOBACHTER
Herausgegeben von der Fachgruppe Sonne der
ISSN 0721-0094
Jg.27, 2003
September 2003
SONNE 107
57
_____________________ IMPRESSUM ____________________
SONNE - Mitteilungsblatt der Amateursonnenbeobachter - wird herausgegeben von der Fachgruppe Sonne der Vereinigung der Sternfreunde e.V.
Das Mitteilungsblatt SONNE erscheint viermal im Jahr. Es dient dem überregionalen Erfahrungsaustausch auf dem Gebiet der Amateursonnenbeobachtung. Senden Sie Ihre Beiträge, Auswertungen, Erfahrungen, Kritik, neue Ideen, Probleme an SONNE zur Veröffentlichung ein, damit andere
Sonnenbeobachter davon Kenntnis erhalten und mit Ihnen Kontakt aufnehmen können. SONNE wird von den Lesern selbst gestaltet - ohne Ihre Artikel bestände SONNE nur aus leeren Seiten! Verantwortlich i. S. d. P. ist immer der Unterzeichnete eines Beitrages, nicht die Redaktion.
Kontaktadresse: Steffen Janke, c/o Sternfreunde im FEZ e.V.,
An der Wuhlheide 197, D-12459 Berlin. Hierhin senden Sie bitte
Ihre Abonnement-Bestellung, sowie Fragen und Wünsche, die
Sie zur Sonnenbeobachtung und zu SONNE haben. Bitte vergessen Sie bei allen Anfragen nicht das Rückporto!
Foreign readers: You are welcome to send your contributions
(articles, photographs, drawings, letters, ...) to our coordinator
of international contacts: Steffen Janke, c/o Sternfreunde im
FEZ e.V., An der Wuhlheide 197, D-12459 Berlin, Germany
Manuskripte an:
Steffen Janke, c/o Sternfreunde im FEZ e.V., An der Wuhlheide
197, D-12459 Berlin, [email protected]. Hierhin senden Sie bitte Ihre Beiträge zur Veröffentlichung in SONNE –
E-Mail o. Disketten bevorzugt. Bitte beachten Sie die Hinweise
für Autoren in SONNE 106!
Fotos für Titelbild und Rückseite von SONNE an:
Wolfgang Lille, Kirchweg 43, D-21726 Heinbockel, email:
[email protected] bzw. [email protected]
SONNE im Internet:
www.SONNEonline.org
www.VdS-Sonne.de
www.SONNE-Tagung.de
www.SONNE-Datenblatt.de
Layout: Steffen Janke, Berlin
Konto:
Advance Bank, BLZ 702 300 00, Kto-Nr. 3006957918,
Kontoinhaber: Steffen Janke, Fachgruppe Sonne
Auflage: 250
Betreuung von Anfängern und Jugend-forscht Teilnehmern
auf dem Gebiet der Amateursonnenbeobachtung:
Michael Schwab, Schwanenweg 43, D-53859 Niederkassel,
email: [email protected]
Abonnentenkartei, Adressenänderungen:
Klaus Reinsch, Gartenstr. 1, D-37073 Göttingen,
email: [email protected]
Nachbestellungen früherer Ausgaben und Annahme gewerblicher Anzeigen:
Steffen Janke, c/o SiFEZ, An der Wuhlheide 197, D-12459 Berlin, email: [email protected]
Druck: Saxoprint GmbH, Dresden (http://www.saxoprint.de)
______ ANSPRECHPARTNER _____
Beobachternetz (Wolfsche) Sonnenfleckenrelativzahl:
Andreas Zunker, SiFEZ, An der Wuhlheide 197, D-12459
Berlin,
email: [email protected]
Beobachternetz Neue Relativzahlen:
N/N (Daten werden weiterhin erfasst!)
Daten an email: [email protected]
Beobachternetz Fleckenzahl mit bloßem Auge:
Steffen Fritsche, Steinacker 33, D-95189 Köditz,
email: [email protected]
Beobachternetz Weißlichtfackeln:
Michael Delfs, WFS, Munsterdamm 90, D-12169 Berlin,
email: [email protected]
Beobachternetz Positionsbestimmung von Flecken:
Daten an: Michael Möller, Steiluferallee 7, D-23669 Timmendorfer Strand, email: [email protected]
Anfragen: Andreas Grunert, SiFEZ, An der Wuhlheide 197, D12459 Berlin, email: [email protected]
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Beobachternetz Differentielle Rotation:
Hubert Joppich, Heideweg 5, D-31840 Hessisch Oldendorf
email: [email protected]
Beobachternetz: Lichtbrücken:
Heiko Bromme, c/o Vstw. Wertheim, Geißbergstr. 24,
D-97877 Wertheim-Reicholzheim und
Manfred Holl, c/o GvA-Sektion Sonne,
Friedrich-Ebert-Damm 12a, D-22049 Hamburg,
email: [email protected]
Beobachternetz: Tageskarten:
N/N
Archiv für Amateurveröffentlichungen:
Dietmar Staps, Schönbergstr. 28, D-65199 Wiesbaden,
email: [email protected]
Provisorische Relativzahlen:
Andreas Bulling, SiFEZ, An der Wuhlheide 197, D-12459 Berlin,
email: [email protected]
SONNE- Datenblatt:
Rico Hickmann, Sternwarte Radeberg, Stolpener Strasse 74,
D-01454 Radeberg, email: [email protected]
Sonnenfinsternisse und Korona:
Dietmar Staps, Schönbergstr. 28, D-65199 Wiesbaden,
email: [email protected]
Fotografie:
Cord-Hinrich Jahn, Rotermundstr. 24, D-30165 Hannover
Instrumente und Hα:
Wolfgang Lille, Kirchweg 43, D-21726 Heinbockel
email: [email protected]
__________ TITELBILD _________
Gesamtsonne am 04.04.2003 10:15 Uhr MEZ
1280mm AP Apo, auf 150mm abgeblendet
Herschelprisma, Graufilter, 1/500 sec TP2415,
R.Buggentin, Lübeck
_________ FOTOSEITE ________
Oben: 29.05.2003 10:24 Uhr MEZ
1280mm AP Apo, Herschelprisma, Graufilter, 200mm
Proj. Ok. fäqui=12 m, 1/500 sec TP2415, R.Buggentin,
Lübeck
Unten: 30.05.2003 09:34 Uhr MEZ
1280mm AP Apo, Herschelprisma, Graufilter, 200mm
Proj. Ok. fäqui=12 m, 1/500 sec TP2415, R.Buggentin,
Lübeck
Wir suchen Bildautoren für die Vorder– und Rückseite.
Bitte bei Wolfgang Lille melden!
_____ REDAKTIONSSCHLUSS _____
... für SONNE 108 ist der 15. November 2003
SONNE 107
Jg.27, 2003
_________INHALT ________
S.Janke: Editorial ....................................................59
F.N.Veio: Spektroskop mit Coronado und DaystarHα-Filtern ................................................................60
W.E.Celnik: VdS-Nachrichten .................................61
Arbeitsgebiete und Veröffentlichungen ...................62
H.Pietsch: Aktivitätsgebiet am 28./29.5.2003 .........63
M.Delfs: Die SONNE-Tagung 2003 - ein Tagungsbericht .........................................................................64
W.Strickling: Der Dämmerungsverlauf bei der Sonnenfinsternis am 31.5.2003.....................................66
W.Fedderwitz: Einige Aspekte der solaren H-alpha
Fotografie mit handelsüblicher Digitalkamera
Teil 1 .......................................................................68
M.Holl: Lichtbrückenauswertung 2002 ....................73
M.Holl: Lichtbrücken im 2.Quartal 2003 ..................75
F.N.Veio: Zusammenfassung über die Beobachtung
des Zeeman Effektes durch Amateure ...................76
A.Bulling,A.Zunker: Relativzahlen 2.Quartal 2003 ..77
M.Möller: Positionen 2002-2005, 2.Quartal 2003 ...79
M.Delfs: Fackelaktivität 2.Quartal 2003 ..................81
S.Fritsche: A_Netz 2.Quartal 2003 .........................81
_______ EDITORIAL ______
Warum kommt diese Ausgabe so
spät?
Leider hat die September-Ausgabe unsere Leser
erst Anfang November erreicht. Woran lag das.
Ganz einfach. Es lagen zum Zeitpunkt des Redaktionsschlusses nur sehr wenige Artikel vor. Erst nach
und nach bekam ich diese. Da ich ja nicht nur die
Endredaktion der SONNE mache, sondern noch ein
paar andere Sachen wichtig sind, konnte ich leider
auch nicht immer alles sofort einarbeiten. Ich hoffe
mal, dass sich einige Leser angesprochen fühlen
und doch auch mal einen Artikel für SONNE schreiben.
Wichtiger Hinweis! Unser Konto wird sich im
nächsten Monat wieder ändern, da die Advance
Bank von der Dresdner Bank geschluckt wird. Überweisungen an die alte Kontonummer sollten aber
trotzdem ankommen. Die Rechnungen für das Jahr
2004 werden sicher noch nicht die neue Kontonummer tragen, weil wir diese noch nicht kennen. Also
achten sie bei zukünftigen Zahlungen bitte auf die
neue Kontonummer (auch auf www.vds-sonne.de zu
finden).
In den letzten Wochen dachte doch viele schon wir
stehen kurz vor dem Minimum, und da „schlägt die
Sonne zurück“. Zurzeit wartet man auf Polarlichter,
ausgelöst durch AR 484 oder soll ich 464 sagen?
Denn es scheint die gleiche Gruppe vom September
zu sein. Also lassen wir uns mal überraschen, was
die Sonne uns noch alles beschert.
Zu guter Letzt möchte ich hier noch auf die
SONNE-Tagung 2004
hinweisen.
Sie findet vom
20.-23. Mai 2004
in Hassfurt
statt.
Auf der Internetseite des Tagungshotels kann man
sich schon mal einen kleinen Eindruck verschaffen:
http://www.hotel-goger-augsfeld.de
Nähere Informationen zur Tagung werden rechtzeitig
auf unserer Internetseite www.sonne-tagung.de zu
finden sein. Der Tagungsveranstalter ist Heiko Bromme, schon mal im voraus Danke für die Organisation.
Unser Tagungshotel 2004
Jg.27, 2003
SONNE 107
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_________________INSTUMENTENBAU _________________
Spektroskop mit Coronado und DayStar- Hα- Filtern
Fredrick N. Veio (Übersetzung Martin Hörenz, Daniel Sickert)
Haben Sie schon einmal daran gedacht, ein Sonnenspektroskop zu bauen? Es muss separat und parallel
zum Coronado- oder DayStar-Hα-Filter montiert werden. So können eine Menge interessanter Details
auf der Sonnenscheibe und am Sonnenrand einfach
beobachtet werden. Ein Sonnenspektroskop ist einfacher zu bauen als ein Spektrohelioskop, die Einstellungen sind weniger kritisch. Mit einem Haarfadenkreuz können Details im Hα-Licht einfach eingestellt werden und anschließend mit dem Spektroskop
untersucht werden.
Neigen Sie das Gitter so, dass Sie nahe der gelben
Natriumlinien sind. Wenn der Spalt über einer heißen
chromosphärischen Fackel steht, kann man die Helium-Absorptionslinie leicht sehen. Zwei nahe stehende atmosphärische Linien sollten keine Probleme
bereiten. Manchmal kann die Heliumlinie in Emission
gesehen werden. Dazu braucht man kein Flare, ein
lokales heißes Gebiet wie eine chromosphärische
Fackel ist dafür ausreichend. Manchmal kann man
die Heliumlinie sowohl als Absorptions- als auch als
Emissionslinie sehen. Neu entstandene Sonnenflecken sind eine gute Wahl für Studien.
Apogee und einige andere Firmen verkaufen Achromaten mit längerer Brennweite. Die Preise sind vernünftig: man bezahlt durchschnittlich 130US-$ für
einen 80/1300 mm Refraktor. Beschweren Sie sich
aber nicht über diese Angabe, es gibt Händler, die
diese Geräte für den dreifachen Preis verkaufen.
Testen Sie den Achromaten auf seine sphärische
Abberation. Versuchen Sie, ein Gerät mit einer Güte
von 1/8 λ zu bekommen.
Neigen Sie das Gitter zur Hα-Linie. Hat man den
Spalt auf eine magnetisch aktive Region gerichtet,
kann man die Verschiebungen der Hα-Linie sehen.
Die Veränderungen finden langsam statt. Wird nun
das Gitter in den grünen Bereich des Spektrums geneigt und der Eintrittsspalt auf eine Penumbra eingestellt, kann man sehen, dass die photosphärischen
Linien aufgrund des Zeeman-Effektes dicker werden.
Beim Spektroskopachromaten gibt es eine Reflexion
an der rückwärtigen Oberfläche. Platzieren Sie dort
einen schmalen schwarzen Klebebandstreifen, um
dass Sonnenlicht von Eintrittspalt zu blockieren.
Ein 80/1300 mm Refraktor oder ein ähnliches Instrument ist ausgezeichnet. Durch die Verwendung einer
2-fach-Barlowlinse erhält man 2600 mm Brennweite
und damit ein Sonnenbild mit einem Durchmesser
von 25 mm am Eintrittspalt. Für das Spektroskop
kann ein ähnlicher 80/1300 mm Refraktor verwendet
werden. Als Mindestanforderungen an das Gitter gelten eine Größe von 25x50 mm bei 1800 Linien/mm
und 50 % theoretischer Auflösung. Die Auflösung
wird bei etwa 0,2Å liegen. Man wird dabei etwa 150
US-$ bezahlen. Wenn Sie ein 50x50 mm Gitter bekommen haben, ist es gut, dieses auf 30x50 mm abzublenden, um die Auflösung zu verbessern. Die lineare Aufspaltung des Spektrum ist dabei mit 4Å/
mm gut.
Ein Gitter mit 1800 Linien/mm kann in der ersten
Ordnung verwendet werden, um das komplette
Spektrum vom violetten bis zum roten Bereich sichtbar zu machen. Aber in der zweiten Ordnung kann
nur vom violetten bis zum grünen Bereich beobachtet werden, wobei das Gitter bereits um etwa 80° geneigt ist. Ein Gitter mit 1200 Linien/mm kann in der
ersten, zweiten und dritten Ordnung eingesetzt werden. Die erste und zweite Ordnung ist dabei am
sinnvollsten. Das Violett der vierten Ordnung ist bei
einer sehr starken Neigung des Gitters noch sichtbar.
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Eine magnetisch aktive Region bewegt sich nur ganz
langsam. Sie verändert die Lage der Hα-Linie um ca.
0,1Å pro Stunde. Eine eruptive Protuberanz oder ein
Filament hingegen bewegen sich schneller, so dass
die Hα-Linie schneller verzerrt wird und sich innerhalb von Minuten verändert.
Bei einer eruptiven Protuberanz kann man beobachten, dass der Sonnenrand in Emission Unregelmäßigkeiten aufweist. Wird der Eintrittspalt auf ein aufsteigendes Filament auf der Sonnenscheibe gerichtet, zeigen sich diese in Absorption, die aber etwas
von der theoretischen Position der Hα-Linie entfernt
liegen.
Verschiedene andere Erscheinungen auf der Sonne
können ebenfalls beobachtet werden. Der Punkt ist,
dass viele Erscheinungen verpasst werden, die mit
dem menschlichen Auge, welches Zäpfchen mit 2µm
Durchmesser hat, einfach beobachtet werden können. Fotografischer Film kann etwa 5µm auflösen,
CCD-Pixel sind meist 10µm groß. Das menschliche
Auge ist Ihr bester Freund. Sie müssen nur große
Brennweiten verwenden, z.B. 1300 mm. Sie müssen
kein Spektrohelioskop bauen, nur ein einfaches
Spektroskop. Die Einstellungen und Justierung sind
wesentlich einfacher!
SONNE 107
Jg.27, 2003
___________________ VDS-RUBRIK ___________________
VdS-Nachrichten
Werner E. Celnik
Stand: 29.7.2003
Liebe Leserinnen und Leser, werte Sonnenbeobachter,
es tut sich was in der VdS. Es gibt einiges zu berichten:
Am 21. Juni 2003 trafen sich alle Fachgruppenreferenten und -redakteure und alle Vorstandsmitglieder
auf der Starkenburg-Sternwarte in Heppenheim zu
einem Meinungsaustausch über die Arbeit der Fachgruppen und über die zukünftige Weiterentwicklung
des „VdS-Journals für Astronomie“, das ja zum größten Teil von den VdS-Fachgruppenmitgliedern „
gefüttert“ wird. Viele Verbesserungsvorschläge wurden gemacht, die nun umzusetzen sind. Ebenso
wurden die Schwerpunktthemen bis zur Ausgabe 17
definiert. Fachgruppenübergreifende Themen wie in
der Ausgabe 11 (Finsternisse/Bedeckungen) wird es
zukünftig wohl vermehrt geben. Dann soll eine aus
Vertretern der beteiligten Fachgruppen gebildete
Kleingruppe die Redaktionsarbeit durch die Übernahme von Koordinierungsaufgaben erleichtern.
An diesem sehr kooperativen und produktiven Arbeitstreffen hat auch Doris Unbehaun von astronomie.de teilgenommen. Sie bot allen VdSFachgruppen an, eine Einstiegsseite unter astronomie.de zu platzieren, wie es neben anderen z. B. bereits die Fachgruppe „Spektroskopie“ der VdS realisiert hat. Auf dieser möglichst jeweils nur einseitigen
Präsentation kann dann ein Link auf die VdSHomepage und die Homepage der Fachgruppe erscheinen. Der Vorstand kann den Fachgruppen nur
dazu raten, dieses Angebot zur Steigerung der Öffentlichkeitswirksamkeit wahrzunehmen.
Wie VdS-Vorsitzender Otto Guthier auf einem Treffen mit der Redaktion einer großen deutschen Astronomie-Zeitschrift erfuhr, beneiden die kommerziellen
Zeitschriften die VdS um einige im VdS-Journal erschienene erstklassige Beobachtungsberichte! Ein
größeres Lob für die Arbeit der VdS-Autoren und der
Journal-Redaktion ist eigentlich kaum denkbar, oder?
Anlässlich der diesjährigen herausragenden MarsOpposition wird auf Anregung der VdS am 23. August 2003 der deutschlandweite „Astronomietag“
stattgefunden haben. Die VdS hatte ein 4-farbiges
Faltblatt dazu erstellt, das über die Bedeutung der
Marsopposition, die Beobachtungsmöglichkeiten und
über die VdS informiert, und über lokale Vereine,
Volkssternwarten, Planetarien und Interessierte an
jedermann verteilt worden war. Viele tausend Exemplare haben einen Abnehmer gefunden! In der
Presse (selbst in TV-Zeitschriften) wurde auf den
Astronomietag und die von der VdS eingerichtete
Homepage dazu (www.astronomietag.de) hingewiesen.
Haben Sie etwas „Öffentlichkeitswirksames“ an
Jg.27, 2003
diesen Tagen machen können? Falls ja: Berichten
Sie doch über Ihre Aktivitäten und die Beteiligung
Ihrer Zielgruppe, gerne auch im VdS-Journal für
Astronomie! Wie ist der Tag aufgenommen worden?
Gab es Interessenten? Was haben Sie angeboten?
Wie war die Reaktion auf Ihre „Veranstaltung“?
Vom 12. bis 14. September 2003 findet die 26. VdSTagung mit einem „Festakt“ zum 50-jährigen
Bestehen der VdS in der Archenhold-Sternwarte in
Berlin-Treptow statt. Wir freuen uns, in dieser über
100-jährigen Sternwarte mit dem mit einer Öffnung
von 68 cm und einer Brennweite von 21 Metern
längsten Refraktor der Welt Gäste sein zu dürfen.
Vorausschauende Einzelheiten zur Jubiläumstagung
sind in der Sommerausgabe des VdS-Journals
(Ausgabe 12) zu finden. Ein Bericht wird in der
Ausgabe 13 zum Jahresanfang 2004 erscheinen.
Spannung: Wer ist der diesjährige Preisträger der
VdS-Medaille?
Vorstandsmitglied Wolfgang Steinicke ist auf der
Suche nach der „legendären“ VdS-Bibliothek, die es
einmal gegeben haben muss. Wer von den Lesern
kann ihm weiterhelfen mit Informationen, wo diese
geblieben ist und was sich darin befand?
Dies ist der letzte aktuelle Bericht aus der Feder des
noch amtierenden Schriftführers. Da ich mich auf der
Mitgliederversammlung am 13. September nicht
mehr zur Wahl stellen werde, wird mein Nachfolger
diese Seite fortführen und weiterentwickeln. Ich
bedanke mich herzlich für die stets gute
Zusammenarbeit mit dem Redaktionsteam von
SONNE und wünsche der VdS-Fachgruppe für die
Zukunft beste Beobachtungsbedingungen. Dass Sie
immer ein offenes Ohr für Ihre Veröffentlichungen
finden mögen!
Wie auch immer: Schreiben Sie uns, mailen Sie uns
an, teilen Sie uns Ihre Veranstaltungstermine mit,
sagen Sie uns Ihre Meinung! Schauen Sie mal rein
bei www.vds-astro.de
Bis bald
Ihre VdS
Geschäftsstelle:
c/o Charlotte Wehking, Am Tonwerk 6, 64646 Heppenheim,
E-Mail: [email protected], Fax 06252/787220
Schriftführer:
Dr. Werner E. Celnik, Postfach 10 11 11, 47476
Rheinberg,
E-Mail: [email protected]
Anmerkung der Redaktion:
Neuer Schriftführer der VdS seit der Mitgliederversammlung ist:
Wolfgang Steinicke, Gottenheimerstr. 18 D-79224
Umkirch
E-Mail: [email protected]
SONNE 107
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______ ARBEITSGEBIETE UND VERÖFFENTLICHUNGEN ______
Im Folgenden sind die SONNE -Beobachternetze und Veröffentlichungen aufgeführt. Die genannten Redakteure
beantworten gerne Ihre Fragen zu den jeweiligen Fachgebieten und nehmen Anregungen dankbar auf. Darüber hinaus können sich bei ihnen Interessenten melden, die sich
an der Auswertung der Daten beteiligen oder in dem entsprechenden Beobachternetz mitarbeiten möchten. Ansprechpartner zu weiteren Themen finden Sie im Impressum.
Beobachternetz (Wolfsche) Sonnenfleckenrelativzahl:
Andreas Zunker, c/o Sternfreunde im FEZ e.V, An der
Wuhleheide 197, D-12459 Berlin,
e-mail: [email protected]
Ermittlung der täglichen Fleckengruppenzahlen und der
Wolfschen Relativzahlen auf der Basis eines weltweiten
Beobachternetzes („SONNE -Relativzahlnetz“). Getrennte
Erfassung der Aktivität von Nord- und Südhalbkugel. Mitarbeit bei der Auswertung: Andreas Bulling, Pfullingen. Anzahl der Beobachter: 101 (2000). Voraussetzungen: mindestens Fernglas.
Beobachternetz Fleckenzahl mit blossem Auge:
Steffen Fritsche, Steinacker 33, D-95189 Köditz,
e-mail: [email protected]
Beobachtung von Sonnenflecken mit bloßem Auge durch
lichtabsorbierendes Filter. Auswertung durch Bestimmung
der durchschnittlichen Anzahl. Verfolgung des Sonnenfleckenzyklus und Vergleich mit den Relativzahlen. Anzahl
der Beobachter: 41 (2000). Voraussetzungen: mindestens
ein heiles Auge, Schutzfilter: Schweißglas (Nr. 12, 13, 14),
Fernrohr-Objektivfilter.
Beobachternetz Neue Relativzahlen:
N.N.
e-mail: [email protected]
Die neuen Relativzahlen (Becksche Flächenzahl Re', Pettiszahl SN, Klassifikationswerte CV nach Malde) werden
ermittelt und ausgewertet. Die Ergebnisse erscheinen in
"`New Sunspot Indices Bulletin"' (NSIB). Anzahl der Beobachter: 31 1994. Voraussetzungen: mindestens Refraktor
40/400 mm. Es wird ein Nachfolger gesucht!!!
Beobachternetz Weißlichtfackeln:
Michael Delfs, WFS, Munsterdamm 90, D-12169 Berlin,
e-mail: [email protected]
Beratungs-, Kontakt- und Sammelstelle für Beobachtungen
von Hauptzonen und Polfackeln. Nachweis des Aktivitätszyklus, Lebensdauerbestimmung, Flächen- und Positionsbestimmung. Anzahl der Beobachter: 12 (2000). Voraussetzungen: mindestens Refraktor 40/400 mm.
Beobachternetz Positionsbestimmung von Flecken:
Daten: Michael Möller, Steiluferallee 7, D-23699 Timmendorfer Strand, e-mail: [email protected]
Anfragen: Andreas Grundert, SiFEZ, An der Wuhleheide
197, D-12459 Berlin, e-mail: [email protected]
Rotationsweise werden die mittleren Positionen der p- und
f-Flecken jeder Gruppe in synoptische Karten eingetragen.
Die angestrebte Genauigkeit beträgt +- 1°. Zusammenfassung der Karten zu jährlichen Aktivitätskarten. Mitarbeit bei
der Auswertung: Andreas Grunert, Bonn. Anzahl der Beobachter: 14 (2000). Voraussetzungen: mindestens Refraktor
50/500 mm, stabiler Projektionsschirm oder Okularmikrometer, oder Positionsfotografie.
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Beobachternetz Differentielle Rotation:
Hubert Joppich, Heideweg 5, D-31840 Hessisch Oldendorf
e-mail: [email protected]
Aus Positionsmessungen von p- und f-Flecken werden die
siderischen Winkelgeschwindigkeiten von Fleckengruppen
bestimmt und das Rotationsgesetz berechnet. Anzahl der
Beobachter: 9 (1994). Voraussetzungen: siehe
„Positionsbestimmung“.
Beobachternetz Tageskarten:
N.N.
Aus den täglichen Einzelkarten der Beobachter wird eine
Gesamttageskarte der Sonne gezeichnet. Anzahl der Beobachter: ca. 11 (2000). Voraussetzungen: mindestens
Refr. 50/500 mm, Positionsbestimmung (+- 3°), Zeichnung
der Gruppen. Es wird ein Nachfolger gesucht!!!
Beobachternetz: Lichtbrücken:
Heiko Bromme, c/o Vstw. Wertheim, Geißbergstr. 24,
97877 Wertheim-Reicholzheim und Manfred Holl, c/o GvASektion Sonne, Friedrich-Ebert-Damm 12a, 22049 Hamburg, e-mail: [email protected]
Ermittlung der täglichen Lichtbrückenaktivität. Aktuell 4
Beobachter mit 5 Instrumenten. Es werden noch Beobachter gesucht!
Archiv für Amateurveröffentlichungen:
Dietmar Staps, Schönbergstr. 28, D-65199 Wiesbaden,
e-mail: [email protected]
Durch das Archiv werden Amateurpublikationen zum Thema Sonne gesammelt und verbreitet. Stand 1999: über
4500 Artikel (Weitere Informationen in SONNE Nr. 57, S. 6
(1991).) Artikelzusendungen bzw. Artikelbestellungen ....
Provisorische Relativzahlen:
Andreas Bulling, SiFEZ, An der Wuhlheide 197, D-12459
Berlin, e-mail: [email protected]
Aktuelle Sonnenfleckenrelativ-Zahlen, berechnet aus den
Daten der Bezugsbeobachter des SONNE-Netzes. Erscheint monatlich. Bezug durch Überweisung von DM 16,auf das SONNE -Konto (s. Impressum, Kennwort: provisorische Relativzahlen). Absender bitte deutlich schreiben.
Betreuung von Anfängern und Jugend forscht :
Michael Schwab, Schwanenweg 43, D-53859 Niederkassel, e-mail: [email protected]
SONNE-Datenblatt:
Rico Hickmann, Sternwarte Radeberg,Stolpener Strasse
74, D-01454 Radeberg, e-mail: [email protected]
Sammlung von Daten zur Sonnenbeobachtung von Amateuren aus dem In- und Ausland. Erscheint nur noch im
Internet unter: www.sonne-datenblatt.de
Handbuch für Sonnenbeobachter:
700-seitige Monographie über die Amateursonnenbeobachtung. Englische Übersetzung: ‚Solar Astronomy Handbook’ Beck, Hilbrecht, Reinsch, Völker (Hrsg.), WillmannBell, 1996, ISBN 0-943396-47-6.
Die Sonne beobachten: Reinsch, Beck, Hilbrecht, Völker
(Hrsg.), Spektrum Verlag, 1999, ISBN 3-827-41306-0
e-mail: [email protected]
Einführung in die Sonnenbeobachtung:
Ist zurzeit vergriffen und wird für eine überarbeitete Neuauflage vorbereitet.
SONNE 107
Jg.27, 2003
___________________ FOTOGRAFIE ___________________
Aktivitätsgebiet am 28. und 29.05.2003
Hans Pietsch
29.06.2003
Aufnahmen vom 28.05.2003 von einer Fleckengruppe mit dem Heliographen 120/1000 in Strausberg und
elektronischem Okular
Aufnahmen vom 29.05.2003, gleiche Fleckengruppe mit Refraktor 130/1950 und Äquivalentbrennweite 4 m
der Walter-Stein-Sternwarte sowie elektronischem Okular
Aufnahme vom 29.05.2003, Spikulen und gleiche Fleckengruppe mit Refraktor 130/1950, Objektiv auf 60 mm
abgeblendet der Walter-Stein-Sternwarte sowie elektronischem Okular
Jg.27, 2003
SONNE 107
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____________________ TAGUNG ____________________
Sonne über Bremen
Die SONNE-Tagung 2003 - ein Tagungsbericht
Michael Delfs
Am diesjährigen Himmelfahrtstag (23.Mai) trafen
sich wie in jedem Jahr alle an der Sonne und ihrer
Beobachtung
Interessierten.
Geladen hatte
dieses Mal die
O l b e r s Gesellschaft
Bremen an ihren Sitz, die
Walter-SteinSternwarte auf
der Hochschule
in Bremen nahe der Weser.
Schon vor der
Tagungseröffnung lachte unser Tagesgestirn den
Anreisenden entgegen, ein Zustand, der die
gesamte Tagung
über
anhalten
sollte. Am Mittag
des ersten Tages
kamen
bereits
zahlreiche
Redakteure
von
SONNE
(dem
Mitteilungsblatt
der Amateursonnenbeobachter)
in der Tagungsstätte zu ihrer Redaktionssitzung zusammen. Kurz nach 17 Uhr eröffnete der erste Vorsitzende der Olbers-Gesellschaft, Ulrich von Kusserow, die Tagung und gab einen ersten Überblick über Bremen
und die hiesige Sonnenbeobachtung.
Dann stellte
Claus-Dieter
Gahsche als
"alter Hase"
in
Sachen
Sonne
und
Mitbegründer
von SONNE
die Arbeit der
AG Sonne in Bremen vor. Danach begaben wir uns
ins Dachgeschoss, um die Instrumente der Sternwarte kennenzulernen. Die Sonne samt großer Fleckengruppen konnte dort in wunderbarer Qualität mit
Objektivfilter betrachtet werden, während neben der
Kuppel auf der Dachterrasse unter der Regie des
Sternwartenleiters und Grillmeisters Hans-Jürgen
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Neumann auf einem überdimensionalen Holzkohlengrill Wurst- und Fleischwaren ihrer Garung entgegengingen. Hungrige Tagungsteilnehmende und viele Aktive aus der Olbers-Gesellschaft stürzten sich
sodann auf das Grillgut und auf das von Vereinsmitgliedern selbstgemachte leckere Salatbuffett, das
innerhalb
kürzester Zeit geleert wurde. Bis
in die Dunkelheit
hinein saßen wir
bei guten und
auch in Bremen
gebrauten Getränken auf der
Dachterrasse,
fachsimpelten
und
genossen
den Blick über
die Stadt. Nach
und nach verabschiedeten sich viele zur Nacht, doch
ein harter Kern harrte bis kurz vor Mitternacht aus.
Ein Anruf von Thomas Wolf informierte uns über bevorstehende
nächtliche Folgen
heftiger Sonnenaktivität: Ein starkes Flare einer
noch immer beobachtbaren
Sonnenfleckengruppe
hatte
Materie
Richtung Erde befördert und wir erhielten die aktuellen geomagnetischen Werte. Die
Zeichen standen auf Sturm. Nun war klar: Augen auf
und Abwarten! Dann war es soweit: Polarlichter am
Himmel über Bremen - eine SonnentagungsPremiere.
Am Freitagmorgen dann startete das Vortragsprogramm:
Michael
Delfs, Berlin, führte
kurz in die Sonnenbeobachtung
ein
und Wolfgang Lille,
Heinbockel, zeigte
seine
bekannten
Bilder. Eine Kaffeepause trieb die Teilnehmer ans Fernrohr, das im HAlpha-Licht Oberfläche und Protube-
SONNE 107
Jg.27, 2003
ranzen der Sonne zeigte. Der nachfolgende Videovortrag von Anke Hamann und Manfred Heinrich aus
Leipzig zeigte die Sonne im Verlauf des Jahres
2002,
Gabriele
Pannike und unser
SonnenvideoZauberer
Hans
Pietsch
aus
Strausberg präsentierten weitere Aufnahmen von Protub e r a nz e n
und
Chromosphäre.
Nach einer Stärkung mit deftigem
Eintopf setzte sich
das Programm mit drei Fachastronomen fort: Dr.
Horst Balthasar vom Astrophysikalischen Institut
Potsdam mit "Magnetfeldmessungen in Sonnenflecken" und Dr.Bernhard Kliem, ebenfalls vom AIP, mit
"Solaren Eruptionen". Nach einer erfrischenden Kaffeepause waren wie wieder fit für Prof.Dr.Gerhard
Haerendel von der Internationalen Universität Bremen, mit "Sonnenforschung an der Internationalen
Universität Bremen". Ulrich von Kusserow ließ danach im Olbers-Planetarium den Vortragstag ausklingen. Nach einem kurzen Fußweg in die Bremer Innenstadt kehrten wir in ein gutes Restaurant mit friesischen
und
norddeutschen
Spezialitäten
ein. Der laue Abend ging dann
noch über in einen Besuch der
"Schlachte" direkt am Weserufer - Bremens
beeindruckender
Biermeile.
Der Sonnabend
versprach
ein
weiteres astronomisches Highlight und eine weitere
Tagungspremiere: eine partielle Sonnenfinsternis bei
Sonnenaufgang und in Bremen mit 89% Bedeckungsgrad. Noch am Abend und in der Nacht davor
zogen jedoch dunkle Wolken über die Stadt und ein
fernes Leuchten zeugte von Gewittern. In der Morgendämmerung schien es noch aussichtslos, durch
die Wolkenschicht etwas sehen zu können. Trotzdem kamen ab 5 Uhr viele auf der Dachterrasse der
Sternwarte zusammen, andere hingegen (der Autor
inklusive) zog es zu einem vorher ausgesuchten Beobachtungsplatz am Ufer der Kleinen Weser unweit
des Hotels. Es bot sich eine unbeschreibliche Atmosphäre, zu der die Wolken und der Morgendunst
maßgeblich beitrugen: Blutorange stand eine sichelförmige Sonne zwischen den Wolken und die Landschaft wurde in ein pastellfarbenes Licht getaucht.
Zur Maximumszeit um 5.31 Uhr erschien die Sonne
über den Bäumen wie ein "u" mit leuchtendem Rand
und schwarzen Kern. So schön kann Astronomie
sein. Eine Sonnenfinsternisbrille wurde erst später
Jg.27, 2003
notwendig, nahm dem Gesamteindruck jedoch viel.
Ab 7 Uhr wurde auf der Sternwarte ein kräftiges
Frühstück gereicht, ab 9 Uhr folgten Videovorführungen und Berichte rund um das gerade Erlebte. Auch
über den Merkurtransit und die letzte Mondfinsternis
gab es Beiträge. Nach einer Kaffeepause sprach Dr.
Otto Vogt, Tübingen, über "Sonnenrotation? - Ganz
einfach!", danach Ulrich von Kusserow "Zur Entstehung
von
Sonnenflecken
und
Protuberanzen".
Ein
üppiges Mittagsbuffett
stärkte danach besonders
die
noch etwas
m ü d e n
Finsternis-Frühaufsteher. Für das Nachmittagsprogramm gab es eine Zweiteilung: Eine Gruppe besuchte nach längerer Autofahrt Wolfgang Lille in seiner Sternwarte in Heinbockel, ca. 10 Kilometer südlich von Stade. Die andere Gruppe begab sich mit
der Straßenbahn ins "Universum", Bremens
"Science Center" mit den erlebbaren 'Wundern der
Wissenschaft'. Dank zweier Vorträge Ulrich von Kusserows dort, die er zum Thema Sonne nachmittags
hielt, konnten wir mit Ehrenkarten das Haus kostenfrei besuchen. Eine Fülle von Eindrücken aus den
Bereichen Mensch, Erde und Kosmos sorgten für
interessante Stunden. Bevölkert war das
"Universum" vorwiegend von wissenshungrigen und
experimentierfreudigen Familien mit Kindern, so daß
in jeder Ecke etwas los war. Am Abend wurde in der
Innenstadt gespeist und ein erneuter Besuch der
"Schlachte" ließ den Tag mit der 'Kneipkur am Abend' ausklingen. Der Sonntag schließlich führte die
verbliebenen Tagungsteilnehmer auf ein Schiff zur
R u nd fa hr t
vorbei am
"SpacePark" durch
den Bremer
Hafen. Mittags endete
die diesjährige Sonnentagung
und
man
verabschiedete
sich
bis
zum
nächsten
Jahr.
Diese erlebnisreiche und wohlgeratene Tagung verdient ein herzliches 'Dankeschön' an alle Organisatoren und Helfer der Olbers-Gesellschaft Bremen, insbesondere dem ersten Vorsitzenden Ulrich von Kusserow, Georg Robeck, Claus-Dieter Gahsche und
dessen Frau und Tochter.
SONNE 107
65
________________ SONNENFINSTERNIS ________________
Der Dämmerungsverlauf bei der Sonnenfinsternis am 31.05.2003
Wolfgang Strickling
17.09.2003
Abstract: This article presents meteorological observations of the partial solar eclipse 2003 05-31 in Germany. I made registrations of the sky brightness in
the dawn in two cities. In comparison to normal dawn
a drop of sky brightness can be seen even before
sunrise.
Am 31.05.2003 fand eine ringförmige Sonnenfinsternis statt, die in Deutschland hochgradig partiell sichtbar war. Da der erste Kontakt schon lange vor Sonnenaufgang stattfand, ging die Sonne fast maximal
verfinstert auf, was vielen Fotografen stimmungsvolle Bilder bescherte (Abb. 1). Interessant war es jedoch auch, zu verfolgen, ob sich die Finsternis durch
eine Veränderung des Dämmerungsverlaufes bemerkbar machen würde. Dieses wollte ich quantitativ
messen und einem "normalen" ungestörten Dämmerungsverlauf gegenüberstellen. Um einen besseren
Vergleich zu haben und um das Wetterrisiko zu reduzieren, habe ich an zwei Orten meine Messungen
vorgenommen. An meinem Wohnort in Haltern am
See (51.75° N, 7.18° E) befand sich eine fest montierte Wetterstation. Zu meinem Beobachtungsort auf
einer Anhöhe bei Stuhr (52.94° N, 8.77° E) am Rande der Bremer SONNE-Tagung habe ich ein Notebook und mein von anderen Finsternisexkursionen
bewährtes meteorologisches Messprogramm mitgenommen.
Abb. 1: Fotografie der Sonnensichel kurz nach
Sonnenaufgang
05:18 MESZ, Aufnahme mit Tele 1:10/1000
"Russentonne" + 2 x Telekonverter auf Fujichrome
Velvia
Material und Methode:
Die Wettermessungen wurden in Haltern im Abstand
von 20 Sekunden, in Stuhr bei Bremen in den zentralen 10 Minuten im Sekundenabstand, sonst jede
Minute gemacht. Die Messwerte können von meiner
Internetseite abgerufen werden [1].
66
Als Helligkeitssensor diente der Chip "TSL230", der
die Lichtintensität in eine Frequenz umsetzt. Er ist
unter einer Lichtstreukuppel montiert und kann durch
einfache Umstellung in seiner Empfindlichkeit um
den Faktor 2 - 10000 verändert werden. So ergibt
sich ein extrem hoher Dynamikbereich und es können Beleuchtungsstärken von der Tageshelligkeit bis
hin zum sternklaren Nachthimmel gemessen werden. Die Genauigkeit beträgt ca. +- 20%.
Zur Temperaturmessung in Stuhr war der Thermosensor DS 1621 abgeschattet unter einer Platte auf
einem Mast in ca. 4 m Höhe montiert. In Haltern war
ein analoger Sensor KTY 87 105 auf dem Dach eines Gebäudes eingesetzt.
Das Ausgangssignal der digitalen Sensoren kann
über eine parallele Schnittstelle in einen Computer
eingelesen werden. In Haltern wurde es an der CControl-Unit, einem Einchip-Mikrocomputer betrieben, in Bremen wurde es mobil an einem Notebook
über die parallele Schnittstelle gesteuert. Dieses Equipment war bereits auf der SoFi 1999 im Einsatz,
für die totale Sonnenfinsternis 2001 wurde es etwas
modifiziert an dem taschenrechnerähnlichen PSION
Organiser II betrieben. Technische Details sind auf
meinen Internetseiten beschrieben und z. T. auch in
SONNE [2] und dem VdS-Journal [3] bereits publiziert worden.
Ergebnisse:
Trotz einiger Wolken, die vor allem in Stuhr die Messungen gegen Ende der Finsternis beeinträchtigten,
war der Lichtverlust durch die Finsternis schon in der
Dämmerung vor Sonnenaufgang sehr deutlich messbar. Subjektiv konnte ich davon allerdings wenig
spüren, denn das Auge passt sich so langsamen Änderungen der Lichtintensität doch sehr gut an. Andere Beobachter wollen eine Veränderung des Dämmerungsverlaufes bemerkt haben, wie in SuW beschrieben worden ist. Dort wurde auch eine Helligkeitsmessung mit Hilfe eines KameraBelichtungsmessers vorgestellt. [4]
In Haltern (Abb. 2) erreichte die Himmelshelligkeit
um 5:19 MESZ, etwa 1 Minute vor Sonnenaufgang,
ein erstes Maximum mit 25% Normalhelligkeit, um
danach bis 5:28 MESZ kontinuierlich abzufallen. Die
Helligkeit lag dann bei etwa 13% der normalen Helligkeit. Von 5:28 bis zum Finsternismaximum um
5:31 stieg die Helligkeit wieder an. Sie erreichte im
Maximum etwa 11% der Normalhelligkeit ohne Finsternis. Zwischen 5:28 und 5:31 MESZ kompensierte
also der steigende Sonnenstand die weitere Helligkeitsabnahme der Sonnensichel vor dem Maximum.
In Haltern waren der erste Kontakt um 4:36, der vierte Kontakt um 6:28 MESZ, die maximale Phase war
um 5:30 mit 82,9% Sonnenfläche und der Sonnenaufgang um 5:20 MESZ.
SONNE 107
Jg.27, 2003
bar war der Einfluss der Finsternis so gering, dass andere
meteorologische Faktoren am
frühen Morgen von weitaus
größerer Bedeutung waren,
bzw. die Sonnenstrahlung bei
so niedrigem Sonnenstand
noch keine große Bedeutung
hatte.
Literatur und Internetlinks:
1. Mein Beobachtungsbericht der Sonnenfinsternis
2003 und alle Messwerte zum
D o w n l o a d :
http://dr.strickling.bei.t-online.
de/sofi2003.htm
2. W. Strickling: Meteorologische Beobachtungen bei der
Sonnenfinsternis 2001
Abb. 2: Grafik der Helligkeitsmessung in Haltern am See.
SONNE Nr. 100 (2001), S.
0
7
1
0
9
Die fette Kurve zeigt die Helligkeit am Finsternistag, die dünn gestrichelte Kur- 1
ve den Verlauf am 29.05. Dünn ausgezogen ist der Quotient aus den Werten ( h t t p : / / d r . st r i c kl i n g . b e i . t des 31.06 und 29.05.. Wegen aufkommender dichterer Wolken variierte die online.de/sonne_100_artikel.
htm)
Helligkeit ab ca. 6:20 nur noch um etwa 60% Normalhelligkeit.
3. W. Strickling: Rechnergestützte Beobachtung einer
S o n n e n f i n s t e r n i s .
In Stuhr bei Bremen (Abb. 3) ging die Sonne um
VdS-Journal Nr. 9, S. 113-117 (II/2002)
5:07 MESZ auf. Die Helligkeit erreichte gegen 5:17
4. U. Bastian, in: Dunkle Sonne über Europa, SuW
MESZ ein erstes Maximum und um 5:30 ein
8/2003, S. 67
Minimum, etwa eine Minute vor Finsternismitte. Sie
näherte sich danach wieder den Normalwerten, die
Dr. Wolfgang Strickling
jedoch wegen der aufkommenden Bewölkung wie
Drususstr. 15
auch in Haltern nicht erreicht wurden. Außerdem war
45721 Haltern
es schon vor Sonnenaufgang recht dunstig, so dass
[email protected]
die Sonnensichel erst in einer Höhe von etwa 1,5
Grad über dem Horizont
sichtbar wurde.
Das Finsternismaximum
war in Stuhr um 5:31
MESZ; der erste Kontakt
um 4:36, der vierte Kontakt
um 6:30 MESZ.
Einen
so
deutlich
messbaren Verlauf hatte ich
im Vorfeld nicht erwartet.
Immerhin
war
im
Finsternismaximum die
Beleuchtungsstärke in
Haltern um etwa 89%
reduziert, obwohl der Mond
dann "nur" 83% der Fläche
der
Sonnenscheibe
bedeckte. Ich denke, dass
die
Ursache
dieser
Diskrepanz
in
der
Randverdunkelung der Abb. 3: Helligkeitsmessungen in Stuhr bei Bremen.
Sonne zu suchen ist.
Fett durchgezogen ist die Helligkeit am Finsternistag in Stuhr, die dünne Kurve
Der Temperaturverlauf in zeigt die Werte vom 29.05. aus Haltern zum Vergleich. Punktiert dargestellt ist
der Atmosphäre wurde von die Kurve des Temperaturverlaufes. Wegen der aufkommenden starken Bewölder Verfinsterung im Ver- kung bleibt auch hier die Helligkeit nach dem Finsternismaximum hinter den
gleich zum Vortag nicht Normalwerten zurück. Vertikale Striche markieren den ersten Kontakt, den Sonmerklich beeinflusst. Offen- nenaufgang, die Finsternismitte und den vierten Kontakt.
Jg.27, 2003
SONNE 107
67
_______________ SONNENFOTOGRAFIE ________________
Einige Aspekte der solaren H-alpha Fotografie
mit handelsüblichen Digitalkameras - Teil 1
Walter Fedderwitz, Olbers Gesellschaft e.V. Bremen
1. Einleitung
Liest man Veröffentlichungen – insbesondere solche
von Amateurastronomen - zu diesem Thema im Internet, so entsteht rasch der Eindruck, dass handelsübliche Digitalkameras sich nur ausgesprochen
schlecht für die Fotografie der solaren Chromosphäre im Licht der Wasserstoff (H)-alpha Linie bei
656.28 nm eignen.
Den Beweis liefern scheinbar Bilder wie das nachfolgende, auf dem man fast nichts sieht außer einer
gleichmäßig roten Fläche.
24.09.2003
der sind mit der Ausrüstung der Olbers-Gesellschaft
e.V. Bremen (www.fbw.hs-bremen.de/~olbers) erstellt worden.
Die Olbers-Gesellschaft ist eine amateurastronomische Vereinigung in Bremen mit engen Kontakten
zur Hochschule Bremen; dort insbesondere zur Nautik. Diese Verbindung rührt aus der (vergangenen)
Notwendigkeit her, als Nautiker auch astronomische
Navigation lernen zu müssen.
Die Gesellschaft ist dem einen oder anderen Leser
sicher als Tagungsort der diesjährigen SonneTagung in Erinnerung.
Die im Rechner ablaufenden Bildbearbeitungen erfolgen durch selbst erstellte Programme. Ziel dieses
Aufsatzes ist es, die zugehörigen Verarbeitungsschritte und Hintergründe darzustellen und dadurch
den Informationsaustausch zu verbessern. Die einzelnen angesprochenen Schritte lassen sich bei Bedarf noch weitaus ausführlicher darstellen. Herstellen
des Kontaktes ist ausdrückliches Ziel dieses Aufsatzes!
2. Optik und Filter
Bild 1: in üblicher Verarbeitung
Dieses Ergebnis ist allerdings nicht 'das Ende der
Fahnenstange'. Nachfolgend sehen wir ein Bild, das
von demselben Rohbild ausgehend erstellt wurde,
aber durch elementare digitale Bildverarbeitung im
Rechner zeigt, dass ‚mehr drinsteckt‘.
Die diesem Artikel zu Grunde liegenden H-alpha Bil-
Für die Sonnenbeobachtung wird ein fast schon antiker Zeiss Refraktor mit einer Öffnung von 130 mm
und einer Brennweite von ca. 1900 mm eingesetzt.
Die Filterung des Lichtes erfolgt mit einem Filtersatz
der weithin bekannten Firma Coronado. Filter und
zugehörige Optik wurden von Fa. Lille in Heinbockel
geliefert. Eintrittsseitig wird das Sonnenlicht zunächst mit einem 'energy rejection filter' um diejenigen spektralen Anteile beschnitten, die ohnehin weit
ab von der interessierenden Linie liegen.
Bild 3. Telezentrisches Linsensystem, Filter und Kamera
Bild 2. Bearbeitetes Bild
68
SONNE 107
Jg.27, 2003
Es zeigt sich, dass diese Art der Auswahl der interessierenden Effekte sorgfältig zu erfolgen hat. Kontrast, den man an dieser Stelle durch schlechten Filterabgleich verliert, kann man in der Bildbearbeitung
nicht wieder hereinholen.
Anschließend an den Filtersatz findet sich das übliche Okular, in diesem Falle ein Erfle Widefield mit 40
mm Brennweite und 2 Zoll Durchmesser.
Alternativ kann an dieser Stelle mit Spiegelreflexkameras fokal fotografiert werden. Dieser Weg soll hier
aber nicht weiter beschrieben werden.
3. Einsatz der Digitalkamera
Bild 4. Objektivseitiges Energiefilter
Austrittsseitig stehen drei Konfigurationen zur Wahl:
•
Verwendung der Originalbrennweite
In diesem Falle erfolgt direkt die weiter unten beschriebene Filterung des Lichtes. In dieser Konfiguration lassen sich 'full disk' Aufnahmen der Sonne
anfertigen. Allerdings muss die Öffnung des Teleskopes auf ca. 40 mm abgeblendet werden, damit die
geforderte Strahlparallelität von 1:40 für das Filter
eingehalten wird.
•
Telezentrisches Linsensystem
Brennweite von ca. 4.5 m
mit
effektiver
Alternativ kann ein telezentrisches Linsensystem eingesetzt werden. Dieses System sorgt für die erforderliche Strahlparallelität und erhöht zugleich die
Brennweite, so dass kleinere Ausschnitte der Sonne
dargestellt werden können.
•
Telezentrisches Linsensystem
Brennweite von ca. 8.5 m
mit
effektiver
Eine zweite Telezentrik erhöht die Brennweite noch
stärker. Die dadurch auftretenden Probleme verstärkter Anfälligkeit gegenüber Erschütterungen,
Windeinfluss usf. sind, wie bei jedem Teleskop, auch
hier vorhanden.
Anschließend an eine der oben dargestellten Konfigurationen erfolgt die Filterung mit einem sehr
schmalbandigen Filter. Die geforderte extrem
schmale Durchlasskurve (hier 0.07 nm) wird durch
Interferenz erzeugt. In der Literatur findet man diese
Filter unter dem Stichwort Lyotfilter. Der genaue Aufbau unseres Filters ließe sich aber nur durch Zerlegen ermitteln – oder vielleicht auch durch einen Blick
auf die Website von Coronado.
Eine Kippeinrichtung erlaubt es, das Filter ein wenig
zu neigen. Damit fällt das Licht schräg durch das Filter und der Durchlassbereich verschiebt sich um einen kleinen Wert. Durch diese Verschiebung lassen
sich einzelne Bereiche auf der Sonnenscheibe, die
(z.B. durch Bewegung) auf leicht unterschiedlicher
Frequenz strahlen, darstellen.
Jg.27, 2003
Es soll eine vorhandene Digitalkamera vom Typ Nikon Coolpix E5000 verwendet werden.
Die Kamera muss – auf Grund des nicht demontierbaren Objektives – afokal eingesetzt werden. Die
wesentlichen Überlegungen zur Bildbearbeitung gelten aber für alle - Digitalkameras.
Die Kamera wird über einen speziell gefertigten mechanischen Adapter am rückwärtigen Filtergewinde
des Okulares angeschraubt. Dieses Gewinde hat 48
mm Durchmesser. Der Adapter muss hinreichend
Länge und Weite haben, um der Kamera das vollständige Ausfahren des Objektives zu ermöglichen.
Er sollte aber auch nicht unnötig lang sein, da sonst
die Vignettierung des Bildfeldes zunimmt.
3.1. Generelles Handling
Das generelle Ziel besteht darin, zunächst das Bild,
so wie es der CCD Chip in der Kamera aufgenommen hat, möglichst unverändert in den Rechner zu
bekommen. Also werden sämtliche auffindbaren Automatiken der Kamera abgeschaltet, im wesentlichen
Ο Weißabgleich
Ο automatisches Entrauschen
Ο Bildschärfung
Ο Scharfstellung
Ο Kontrast und Helligkeitskorrekturen
Ο Belichtung
Ο automatische Filmempfindlichkeit
Zweckmäßigerweise richtet man sich eines der Benutzerprofile der Kamera entsprechend ein, um nicht
jedes Mal wieder von vorne anzufangen.
3.1.1. Scharfstellung
Die Scharfstellung bedarf besonderer Beachtung.
Wir arbeiten mit manueller, unveränderlicher Einstellung der Kamera auf unendlich. Die Scharfstellung
erfolgt ausschließlich am Teleskop.
Die automatische Scharfstellung der Kamera kommt
mit den kontrastschwachen Bildern nicht klar.
Der kleine LCD Schirm der Kamera erweist sich als
völlig ungeeignet, um die Schärfe der Einstellung zu
kontrollieren. Wir leiten das Videosignal der Kamera
auf einen 10 Zoll S/W Überwachungsmonitor. Dort
erscheint ein vergrößertes Bild des LCD Schirmes,
leider aber mit derselben geringen Bildpunktzahl.
Dann stellt man die Kamera vorübergehend auf ein
Bildformat, in dem der Digitalzoom nutzbar ist und
vergrößert das interessierende Detail so weit es
SONNE 107
69
geht. In dieser Stellung erfolgt die Scharfstellung.
Zweckmäßigerweise übt man diese Prozedur ausgiebig, indem man Reihenaufnahmen macht und die
Einstellung um den Punkt maximalen Schärfeeindruckes herum variiert. Der Monitor zeigt ein deutlich
Hochpassgefiltertes Bild mit starker Kantenbetonung. Man achtet beim Scharfstellen auf den Helligkeitsverlauf dieser Kanten.
Danach stellt man die Kamera auf das RAW Bildformat (siehe unten) zurück und fertigt seine Aufnahmen an. Die Kamera zeigt unmittelbar nach der Aufnahme eben diese auf dem Monitor ohne Hochpassfilterung und damit wesentlich detailärmer.
3.1.2. Belichtung und Auslösung
Die Blende wird so eingestellt, dass sie möglichst
viel Licht hindurch lässt (je nach Sprechweise ist
dies also die 'kleinste' bzw. 'größte' Blende). Nach
dem H-alpha-Filter hat man nicht gerade Licht im Überfluss. Es macht Sinn, die Belichtungszeit wegen
des Seeings so kurz wie möglich zu halten. Die
Steuerung der Belichtung erfolgt manuell. Die zugehörige Anzeige der Kamera ist auch unter den Bedingungen der H-alpha Fotografie präzise, zumindest dann, wenn die Sonnenscheibe das gesamte
Bild ausfüllt. Variation der Belichtung schadet aber
nicht, schließlich kostet die Digitalfotografie kein
Geld für Filme und Entwicklung.
Der typische Eindruck am Monitor bei einer gelungenen Aufnahme: man sieht ein gleichförmiges, im wesentlichen strukturloses Bild. Wenn sich deutliche
helle Anteile finden, ist das Bild überbelichtet. Deutliche Unterbelichtung erzeugt bisweilen Details am
Kontrollmonitor, ist aber trotzdem nicht zielführend.
Die Auslösung der Kamera erfolgt über einen als Kamerazubehör erhältlichen Auslöser mit Kabelanschluss, um Wackeln zu vermeiden.
3.1.3. Filmempfindlichkeit
Die Kamera erlaubt die Wahl verschiedener
'Filmempfindlichkeiten'. Offensichtlich wird dadurch
kameraintern eine Verstärkung umgeschaltet. Das
Verlassen der 100 ASA Einstellung wird mit einem
deutlichen Rauschanstieg bezahlt und sollte normalerweise unterbleiben.
4. Bildentstehung und Verarbeitung
4.1. CCD-Chip und Bayermatrix
Einer der wesentlichen Unterschiede zwischen der
Nikonkamera und den üblichen astronomischen
CCD Kameras besteht darin, dass die Nikonkamera
eine Farbbildkamera ist. Indem man seinem heimischen Farbfernseher mit der Lupe zu Leibe rückt,
kann man sich ansehen, dass jeder Bildpunkt aus
drei Grundfarben (Rot,Grün,Blau = RGB) aufgebaut
wird. Wer nun denkt, dass eine 5 Megapixelkamera
also entsprechend 5 Millionen dreifarbige Bildpunkte
aufnehmen kann, hat nicht verstanden, wie Werbung
funktioniert. In diesem Falle stünde 15 Megapixelkamera auf der Packung.
Tatsächlich nimmt jeder der Bildpunkte des Kamerachips nur eine einzige Farbe auf. Erreicht wird dies,
indem man einen winzig kleinen Farbfilter vor jedem
70
Bildpunkt anbringt. Die Nikonkamera verwendet
nicht, wie der Fernseher, eine RGB Darstellung, sondern die drei dazu komplementären Farben Cyan,
Magenta und Gelb (Yellow) (CMY) sowie zusätzlich
Grün. Insgesamt hat sie also die vier Farben CMYG.
Die Pixel des Chips sind in der Form
01010101010 .....
23232323232 ....
01010101010 ....
23232323232 ....
.....
mit den vier Farbfiltern belegt. Diese Anordnungen
heißen Bayermatrizen. Andere Kameras haben im
Detail andere Anordnungen.
4.1.1. Farbinterpolation
Verlassen wir für den Moment die H-alpha Fotografie, so besteht normalerweise das Ziel darin, ein Bild
mit 5 Mio. dreifarbigen Pixeln zu erstellen. Dazu
müssen für jeden Bildpunkt die zwei jeweils fehlenden Farben aus den Daten der Nachbarpunkte geschätzt werden.
Diese Farbinterpolation erfolgt normalerweise, zusammen mit einer Basistransformation des Farbraumes von CMYG nach RGB, unmittelbar nach der
Aufnahme bereits in der Kamera. Auf der Speicherkarte der Kamera finden sich dann bereits die vom
Nutzer erwarteten dreifarbigen Bildpunkte.
4.2. Helligkeitsstufungen
Bevor wir ein Schaubild der Verarbeitungsschritte in
der Kamera angeben können, müssen wir als zweiten wesentlichen Punkt die Anzahl der auflösbaren
Helligkeitsstufen betrachten.
Welche Anforderungen hier sinnvoll sind, richtet sich
nicht zuletzt nach dem Leistungsvermögen des
menschlichen Auges. Untersuchungen aus den Anfängen der digitalen Bildverarbeitung zeigen, dass
das Wahrnehmungsvermögen des Auges für Helligkeitsstufen von einer ganzen Reihe von Randbedingungen abhängt. Als grobe Richtschnur kann man
sich aber merken, dass 6 bit, also 26 = 64 Stufen eigentlich immer unterschieden werden, 8 bit, also 28 =
256 Stufen nur unter sehr optimalen Randbedingungen oder eigentlich nie.
Demzufolge sind Grafikkarten und Grafikprogramme
üblicherweise auf 8 bit (je Farbkanal!) ausgelegt. Eine Steigerung hätte ja auch, wegen der Limitierung
des Wahrnehmungsvermögens des Auges selbst,
nur beschränkt Sinn.
Zum Glück für unser Ziel H-Alphafotografie setzt sich
diese Überlegung aber nicht bis in den Sensorteil der
Nikonkamera fort. Der CCD-Chip selbst erzeugt zunächst für jedes Pixel eine Ladungsmenge, die der
einfallenden Lichtmenge proportional ist. Da das
Licht vom Chip in Form einzelner Photonen wahrgenommen wird, liegt diese Ladung eigentlich bereits in
diskreten Stufen vor. Sie wird aber von der nachfolgenden elektronischen Verarbeitung in der Kamera
als analoges Signal betrachtet und in einem Analog/
Digitalwandler in eine digitale, rechnertaugliche Darstellung konvertiert. Im Falle unserer Kamera hat
SONNE 107
Jg.27, 2003
dieser Wandler 12 bit, kann also 212 = 4096 verschiedene Helligkeitsstufen unterscheiden. Wie wir
sehen werden, kommt uns diese große Stufenzahl
sehr gelegen.
CCD Chip
Analoges Signal
Analog/
Digitalwandlung
.nef Datei
Bilddaten in nicht
weiter bearbeiteter
Form
Transformation
CMYG -> RGB und
Farbinterpolation
Das Bild ist also ‚einfarbig‘, wobei man sich klar machen muss, dass der umgangssprachliche Begriff
der ‚Einfarbigkeit‘ den vorliegenden Tatbestand nicht
präzise fasst. Ein Bild, das in jedem Bildpunkt die
vorkommenden Lichtwellenlängen im gleichen Verhältnis enthält, ist auch ‚einfarbig‘. In diesem Sinne
ist z.B. ein Weißlichtfoto der Sonne ebenfalls einfarbig.
Es macht offensichtlich bei einem H-alpha-Bild keinen Sinn, eine Farbinterpolation durchführen zu wollen. Die einzige Information, die ein solches Bild enthält, sind Intensitätsunterschiede bei der einen einzigen vorkommenden Wellenlänge. Zweckmäßigerweise steigen wir also schon aus diesem Grunde
aus der kamerainternen Verarbeitung aus, bevor die
Farbinterpolation stattfindet.
Die nachfolgenden Betrachtungen orientieren sich
primär an der ‚full disk‘ Fotografie der Sonne, also an
Bildern, die die gesamte Sonnenscheibe zeigen. Unser Interesse gilt dabei primär der Darstellung von
Details auf der Sonnenscheibe, weniger der Fotografie von Protuberanzen am Rande. Es ist nicht so,
dass die Protuberanzen am Rande uninteressant
wären, aber die Details auf der Sonne stellen die
größeren Anforderungen an die Bildbearbeitung.
•
.tif Datei
Bilddaten in
12(16) bit
8 bit Daten
Reduktion der
Helligkeitsstufen
von 12 bit auf 8 bit
Daten
.tif Datei
Bilddaten in 8 bit
Die interessierenden Bildelemente werden durch
relativ geringe Helligkeitsschwankungen auf einem großen Sockel an Grundhelligkeit dargestellt
Die normalerweise in der Kamera ablaufende Bildverarbeitung kann von diesen speziellen Gegebenheiten nichts wissen. Sie muss davon ausgehen,
dass der Betrachter sich in gleichem Maße für den
dunklen Himmel wie für die helle Sonnenscheibe interessiert. Da ausgangsseitig aus den oben dargestellten Gründen nur 8 bit Helligkeitsinformation zur
Verfügung stehen, bleibt der Kamera normalerweise
nichts anderes übrig, als den gesamten Helligkeitsbereich, den sie intern zunächst in 12 bit dargestellt
hat, auf 8 bit zu vergröbern. Dabei verschwinden
kleine Helligkeitsschwankungen auf der Sonnenscheibe unwiderruflich. Am Beispiel
Helligkeitswerte ->
Bildcodierung nach
JPEG Standard
verlustbehaftet
8 bit Daten
.jpg Datei
Bilddaten in 8 bit
Bild 5. Verarbeitungsschritte in der Kamera
4.3. Bedingungen der H-Alpha Fotografie
Zwei Eigenschaften eines H-alpha Bildes sind für die
Weiterverarbeitung entscheidet:
•
Das Bild enthält nur Licht einer einzigen Wellenlänge
Jg.27, 2003
12bit 0 1 2 ... 15 16 17 ... 31 32 ... 4092 4093 4094 4095
8 bit 0 0 0 0 0 1 1 1 1
2 ... 255 255 255 255
Ein Unterschied in der Helligkeit von z.B. 4092 nach
4094 ist bei 8 bit Darstellung nicht mehr unterscheidbar, da beide Stufen auf den Wert 255 fallen.
Für unsere Zwecke heißt dies also, dass jeder Ausgang, der nur 8 bit liefert, nicht nutzbar ist. Im Prinzip
käme damit noch der 16 bit TIF Ausgang in Frage.
Dieser liegt aber hinter der Farbinterpolation, die im
besten Falle nutzlos ist und lediglich die Datenmenge aufbläht. Übrigens werden hier nicht auf wundersame Weise aus den 12 bit deren 16, sondern 4 bit
sind unbenutzt, da es im Standard nur 8 bit und 16
bit TIF gibt.
Es gibt damit nur einen sinnvollen Weg, die Daten
SONNE 107
71
aus der Kamera zu holen: die Nutzung des RAW
Modus und die Speicherung der Daten als .nefDatei.
der Kamera linear auf die Hälfte, man sieht aber sofort den Fortschritt im Signal/Rauschverhältnis. Wie
man sich leicht überlegen kann, macht dieser Ansatz
für die beiden schwachen Kanäle keinen Sinn, wenn
man einen signalunabhängigen (Gauss)Rauschprozess annimmt. Für die Poissonstatistik
der Photonendetektion gilt dies allerdings nicht, hier
bringt die Addition eine Verbesserung. Bei der ungekühlten Kamera werden sicher beide Anteile auftreten. Rein nach subjektiver Inspektion des Bildes
(schließlich ist das ganze immer noch Hobby und
soll nicht in Arbeit ausarten) liegen die Verhältnisse
aber so, dass die Zusammenfassung aller vier Kanäle sinnvoll ist.
4.4. Verarbeitung des RAW Bildes
4.4.1. Die Farbkanäle
Wie bereits dargestellt, findet sich vor jedem Pixel
des CCD Chips ein Farbfilter. Sämtliche vier vorhandenen Filterarten sind bei der Wellenlänge des Halpha Lichtes durchlässig, wenn auch in verschiedenem Maße. Die Wellenlänge des H-alpha Lichtes
liegt so zu den Durchlasskurven der Filter, dass zwei
Kanäle (1 und 2 in der oben verwendeten Nummerierung) etwa gleich hell sind, während die anderen
beiden nur ca. 15 – 17 % Transmission bei dieser
Wellenlänge haben. Diesen Zusammenhang genau zu durchdenken, lohnt sich! Wenn man ein
H-alpha Bild von der normalen Bearbeitung in
der Kamera verarbeiten lässt und dann das (TIF)
Bild in einem Grafikprogramm in die Farbkanäle
separiert, stellt man fest, dass z.B. im Grünkanal
Intensität vorhanden ist. Das heißt aber nicht,
dass auf Grund irgendeiner Magie grünes Licht
in das rote H-alpha Bild gekommen wäre, sondern das umgekehrt das Grünfilter im Roten
noch durchlässt. Man erhält so aber, auch ohne
das dem Nutzer dieser Mechanismus klar sein
muss, mit einigen Kameras ästhetisch ansprechende Falschfarbendarstellungen von H-alpha
Bildern. Die Durchlässigkeit der Filter ‚außerhalb‘
ihres nominellen Bereiches (genauer: die Filterbreite und die relativ flachen Flanken) sind für
die normalerweise ablaufende Farbinterpolation
Bild 6. Zusammenfassen der Pixel
erforderlich und nicht etwa Fehler oder Sparsamkeiten des Herstellers.
5. Histogrammtransformation
H-alpha Bilder stellt man Sinnvollerweise als
Im nächsten Schritt bildet man nun denjenigen BeSchwarz/Weißbilder dar! Die Farbe ist ja nicht inforreich der Helligkeitswerte aus dem ursprünglichen
mationstragend. Das Bild rot darzustellen, ist unBereich von 0 .. 4095 auf den Ausgangsbereich 0 ..
zweckmäßig, da die Kontrastsehfähigkeit des Auges
255 ab, in der die interessierenden Bilddetails stedort geringer ist, auch bei Bedingungen, wie sie am
cken. Hat man also z.B. herausgefunden, dass der
Monitor des Rechners herrschen.
interessierende Bereich in der ursprünglichen DarEs macht nun keinen Sinn, das Rohbild direkt als
stellung bei den Helligkeitswerten von 2000 bis 2500
Schwarz/Weißbild darzustellen, da es auf Grund der
liegt, so wählt man eine Abbildung
unterschiedlichen Kanalempfindlichkeit schachbrettartig aussehen würde. Im ersten Moment ist man geHelligkeitswerte ->
neigt, den Helligkeitsunterschied der Kanäle
12bit 0 .. 1999 2000 2001 2002 2003 ... 2497 2498 2499 2500 2501 2502
einfach anzugleichen (so einfach ist Farbinter0
0
0
1
1 ... 249 249 250 250 251 251
polation, wenn man a priori weiß, das nur eine 8 bit 0 0
Farbe da ist!) und das Bild dann auszugeben.
Alles unter 2000 versinkt in Nachtsschwärze, alles
Man hat dann aber ein Bild, in dem das Signal/
oberhalb des interessierenden Bereiches wird weiß,
Rauschverhältnis in den einzelnen Pixeln deutlich
der interessierende Bereich überdeckt den zur Verfüunterschiedlich ist. Zum anderen ist das Signal/
gung stehenden Ausgangsbereich.
Rauschverhältnis auch in den beiden hellen Kanälen
Wenn die Bilder nicht deutlich unterbelichtet sind,
noch so schlecht, dass der Rauschanteil deutlich
erstrecken sich die interessierenden Bereiche meiswahrnehmbar ist.
tens über mehr als 256 Stufen. Man sieht hier, welDamit bleibt nur, die Kanäle zusammenzufassen –
che entscheidende Rolle die hohe Dynamik des A/D
jedem Astro CCD Nutzer als binning bekannt. Man
Wandlers von 12 bit spielt. Sie erlaubt uns, nachträgwählt einen der hellen Kanäle, z.B. Kanal 1 als Maslich den interessierenden Bereich herauszusuchen
ter und denkt sich um diese Pixel jeweils ein größeund dabei immer noch bei einem Bild anzukommen,
res, das die Nachbarn zur Hälfte bzw. in den Ecken
das tatsächlich 256 verschiedene Helligkeitsstufen
zu einem Viertel überdeckt. Im Verhältnis der Überhat.
deckung verteilt man dann das Signal der anderen
Kanäle auf den Master. Damit sinkt die Auflösung
72
SONNE 107
Jg.27, 2003
5.1. Bilder maximaler Information
Die Informationstheorie lehrt, dass ein Signal, dessen Werte aus einem endlichen Symbolvorrat stammen, dann maximale Information enthält, wenn die
einzelnen Symbole gleich häufig vorkommen (und
keine Bindungen zwischen ihnen existieren). Dieser
Idee folgend, kann man die Zuordnung der Helligkeitswerte so vornehmen, dass nach der Umsetzung
die Helligkeitsklassen gleich stark belegt sind. Dazu
betrachtet man das Histogramm der ursprünglichen
Darstellung und fasst in den Bereichen, in denen nur
wenige Werte liegen, eine größere Anzahl an aufeinander folgenden Helligkeitswerten in einer Stufe der
Ausgangsdarstellung zusammen.
Es finden sich Beispiele, in denen dieser Ansatz eine
verblüffende Verbesserung des subjektiven Eindruckes bringt. Allerdings muss man sich klarmachen,
dass dieser Ansatz selbstredend nicht wissen kann,
das sich der Betrachter speziell für einen ganz bestimmten Bereich des Bildes interessiert und er diesen u.U. bei einer anderen Abbildung deutlich besser
sieht.
Im nachfolgenden Bild wird die Klasseneinteilung an
einem Beispiel gezeigt. Es sei angenommen, dass
der Bereich von 1000 bis 2000 dargestellt werden
soll. Hier sind nur 32 (statt 256) Ausgangsklassen
gewählt, damit die Übergänge im Bild sichtbar sind.
Die roten Kreuze markieren die ausgangsseitigen
Klassengrenzen. Die Klassen sind schmaler, wenn
das Histogramm stark besetzte Klassen durchläuft.
fe 1700) ausgehend läuft man in Richtung größerer
wie auch kleinerer Werte so lange ‚den Abhang runter‘, bis die Belegung der Helligkeitsklasse weniger
als 3% des Maximums beträgt. Im Beispiel liegen
diese Werte bei etwa 800 und 2000 – an die logarithmische Darstellung denken!
Die beiden so gefundenen Werte nimmt man als untere und obere Grenze. Zwischen ihnen verteilt man
die 256 möglichen Stufen der Ausgangsdarstellung.
Dies kann man entweder linear machen oder auch
dem Ansatz der ‚maximalen Information‘ folgend.
Die ungefähre Tallage kann man dabei als festen,
von Bild zu Bild gleich bleibenden Wert annehmen.
Er darf ja nur nicht so falsch liegen, dass man irrtümlich das Maximum der Umgebungswerte erwischt.
Belichtet man nicht grob falsch, gerät man mit dieser
Annahme nicht in Probleme.
Um es an dieser Stelle noch einmal explizit zu sagen: sämtliche hier beschriebenen Schritte erfolgen
vollautomatisch im Rechner, nachdem man sich entsprechende Programme dafür geschrieben hat. Ein
Ziel der Entwicklung besteht darin, möglichst weitgehend von der Eingabe von Parametern durch den
Benutzer weg zu kommen, da nur dann größere Anzahlen an Bildern aufbereitet werden können. Allerdings wird es immer Situationen geben, in denen die
Vorgabe von Parametern (z.B. die Wahl der Grenzen ) vom Benutzer erfolgen muss, da das Interesse
einem speziellen Detail gilt, das sich nur so darstellen lässt.
Ende Teil 1, Fortsetzung in SONNE 108
____ LICHTBRÜCKEN _____
Lichtbrückenauswertung 2002
Manfred Holl, Andreas Pätzold
Bild 7. Full disk Histogramm
5.2. Automatische Wahl der Darstellungsgrenzen
Das vorstehende Bild zeigt ein typisches
Histogramm einer full disk Aufnahme. Zu beachten
ist die logarithmische Darstellung der Anzahl! Man
sieht einen schmalen und hohen Bereich niedriger
Helligkeitswerte. Diese stellen die Umgebung der
Sonnenscheibe dar. Da der Übergang zur Sonnenscheibe zwar nicht schlagartig, aber doch relativ
rasch erfolgt, gibt es ein Tal mit wenig besetzten
Werten und dann den Anstieg zu den Helligkeitswerten der Scheibe selbst. Hat man eine grobe Vorstellung von der Lage des Tales, so kann man das
Histogramm von großen Helligkeitswerten her bis
etwa zur Talmitte nach dem Maximum durchsuchen.
Von diesem (Im Bild also etwa bei der Helligkeitsstu-
Jg.27, 2003
11.07.2003
Lange hat es gedauert, aber nun ist sie endlich
fertig: Die Lichtbrückenauswertung für das Jahr
2002. Technische Probleme und Zeitmangel waren die Hauptgründe dafür, weshalb diese Auswertung länger dauerte und die für 2001 immer
noch nicht fertig ist. Im Jahr 2002 beteiligten sich
fünf Beobachter am Lichtbrückennetz, die mit ebenso vielen Instrumenten insgesamt 279 Beobachtungen zusammentrugen. Die Hauptlast der Auswertung
trug wieder einmal Andreas Pätzold, Mitglied der
Sektion Sonne der GvA Hamburg, dafür an dieser
Stelle unser aller Dank.
Leider konnten bisher kaum weitere Beobachter als
die schon vorhandenen hinzugewonnen werden, und
das, wo doch die Lichtbrücken auf der SONNETagung 2002 ein beliebtes Thema waren. Auch
mussten wir leider feststellen, dass es Beobachter
gibt, die ihre Daten zurückhalten, um sie erst später
irgendwann bei längerfristigen Auswertungen nachzureichen. Das bringt uns natürlich in keinem Fall
weiter, wobei die späteren Auswertungen zum gegenwärtigen Zeitpunkt nicht sicher sind. Diese Daten
sind also zunächst mal verloren.
SONNE 107
73
Ein Blick in die Monatsmittel der
Lichtbrückenzahlen und deren Ver- Januar
g l e i c h m i t d e m S O N N E - Februar
Relativzahlnetz sowie der BeckMärz
schen Flächenzahl Re* (wie von Hugo Stetter in (1) vorgeschlagen) of- April
fenbart, dass es wie schon im Jahr Mai
2000 (2) offenbar keine Korrelation Juni
zwischen den Relativzahlen und den
Lichtbrückenzahlen (Lbz) gibt. Eine Juli
Interpretation dieses Sachverhaltes August
wage ich nicht. Anscheinend aber September
gibt es keinen Zusammenhang, wo- Oktober
bei normalerweise aber eigentlich
damit zu rechnen ist, dass bei Auf- November
treten vieler Fleckengruppen gleich- Dezember
zeitig auch die Lbz nach oben geht.
Dem ist mitnichten so, aber warum?
Gesamt
Sicher trägt die immer noch sehr geringe Datenbasis nicht dazu bei, eine Mittel
sinnvolle Analyse vorzunehmen, aber ist das der
alleinige Grund?
Wenn man die beiden Diagramme vergleicht, gibt
es schon Auffälligkeiten: Mitte März steigt die Lbz,
während Re und Re* fallen. Mitte Juli gehen Re und
Re* stark, Lbz aber kaum zurück. Nur im letzten
Quartal gibt es offenbar eine Art Gleichklang, denn
da ist bei Re und Lbz ein Rückgang zu verzeichnen, Re* steigt im gleichen Zeitraum zunächst an,
um dann wieder stark abzufallen.
Zum Schluss noch eine Mitteilung: Ich habe vor kurzem auf Grund von Arbeitsüberlastung meinen
Rücktritt aus der SONNE-Redaktion erklärt, werde
aber den Lichtbrücken weiter treu bleiben. Enttäuscht bin ich persönlich auch darüber, dass trotz
aller Bemühungen sich keine neuen Beobachter finden lassen, die mitmachen wollen, oder andere ihre
Beobachtungen nicht melden. Zentraler Ansprechpartner für die Lichtbrücken ist künftig nur noch Heiko Bromme.
74
LB Nord
2,50
1,94
2,69
8,78
4,29
0,71
1,18
0,80
3,92
3,69
1,40
0,33
32,23
2,69
LB Süd LB gesamt
2,09
4,64
4,39
12,13
3,00
5,44
3,00
7,33
4,43
6,87
1,82
2,18
8,27
5,37
7,30
5,10
2,77
6,94
1,23
7,31
2,60
4,00
1,00
1,14
41,90
3,49
68,44
5,70
Beobachter
Instrument
Bromme, Heiko
Chudy, Manfred
Hoerenz, Martin
Holl, Manfred
Stetter, Hugo
Refr. 6" 155/1402
Refr. 60/700
Refr. 63/840
Refr. 80/400
Refr. 125/1875
n
18
22
35
24
30
24
28
36
25
28
5
7
282,00
23,50
Anzahl der
Beobachtungen
2
12
16
126
126
282
(1) Hugo Stetter: Lichtbrückenzahl und Relativzahl,
SONNE 100 (Dezember 2001), S. 116
(2) Manfred Holl: Lichtbrücken-Auswertung 2002,
SONNE 99 (September 2001), S. 69 f.
Manfred Holl, Friedrich_Ebert-Damm 12a, D-22049
Hamburg,
E-Mail: [email protected]
SONNE 107
Jg.27, 2003
Jg.27, 2003
SONNE 107
Ref. 80/400
Refr. 125/1875
Stetter, Hugo
16
21
Stetter, Hugo
Holl, Manfred
Refr. 125/1875
Ref. 80/400
155/1403
13
23
5
Beobachtungen
Holl, Manfred
2
Instrument
155/1403
Bromme, Heiko
Stetter, Hugo
Holl, Manfred
Bromme, Heiko
Beobachter
Refr. 125/1875
Ref. 80/400
155/1403
Instrument
17
25
2
Beobachtungen
Lichtbrückenzahlen Juni 2003
Tag
Nord
Süd gesamt
1.
1
1,5 1,6667
2.
1
0
0,5
3.
1
4.
1
5.
6.
8
0
6,5
7.
8,5
6
11
8.
10
6
11
9.
9
0
8
10.
4
1
7
11.
8
12.
5
2
8,5
13.
4
0
3
14.
1
1
1
15.
0
16.
0
1
0,5
17.
0
1
0,5
18.
0
19.
6
20.
6
21.
4
22.
4
0
4
23.
1
24.
25.
2
0
2
26.
1
0
0,5
27.
1
0
0,5
28.
2
29.
1
0
0,5
30.
31.
Summe
60,5
20 95,667
n
17
17
27
Mittel
3,56
1,1 3,5432
Manfred Holl, Andreas Pätzold
Bromme, Heiko
Beobachter
Instrument
Beobachter
Beobachtungen
Lichtbrückenzahlen Mai 2003
Tag
Nord
Süd gesamt
1.
8
2.
5
3.
3
13
16
4.
5
8
10
5.
4
6.
7.
0
3
1,5
8.
0
0
0
9.
10.
0
11.
1
1
1
12.
0
13.
0
0
0
14.
0
15.
0
16.
0
4
2
17.
0
18.
0
0
0
19.
20.
0
1
0,5
21.
0
22.
23.
24.
0
5
3
25.
1
26.
0
0
0,5
27.
0
5
6
28.
0
10
10
29.
2
9,5 9,6667
30.
2,5
11
13
31.
0
6
6
Summe
13,5
77 97,167
n
16
16
26
Mittel
0,84
4,8 3,7372
Lichtbrückenzahlen April 2003
Tag
Nord
Süd gesamt
1.
4
1
5
2.
3.
4.
2
7
9
5.
1
6.
2
0
2,5
7.
2
0
1,5
8.
0
0
0
9.
10.
11.
0
12.
0
3
1,5
13.
2
1
2
14.
0
2
1
15.
0
0
0
16.
0
1
0,5
17.
0
1
0,5
18.
0
0
0
19.
0
20.
1
3
2
21.
2,5
3
4,3
22.
2
23.
2
5
4,5
24.
3
3
3
25.
0
26.
5
27.
28.
29.
6
30.
31.
Summe
20,5
30
51,3
n
16
16
23
Mittel
1,28
1,9
2,2
__________________ LICHTBRÜCKEN __________________
Lichtbrücken im 2. Quartal 2003
1.10.2003
Auswertung: Andreas Pätzold, Manfred Holl (GvA-Sektion Sonne)
75
_________________INSTUMENTENBAU _________________
Zusammenfassung über die Beobachtung des Zeeman Effektes durch
Amateure
Fredrick N. Veio (Übersetzung Martin Hörenz, Daniel Sickert)
Die meisten photosphärischen Linien im Sonnenspektrum haben einen dunklen Kernbereich einer
Breite von etwa 0,03Å. Die für den Zeeman-Effekt
empfindlichen Linien verbreitern sich auf etwa 0,06Å,
wenn man mit einer Lineardispersion von 2Å/mm
(oder besser) beobachtet. Mit dem Auge ist das
kaum zu erkennen. Ein paar sehr empfindliche Linien verbreitern sich von 0,1Å auf 0,3Å. Dies kann
einfach gesehen werden.
Im Sommer 1999 haben Leonard Higgins und ich
den Zeeman-Effekt im Sonnenspektrum mit seinem
Spektrohelioskop im Spektroskopmodus visuell beobachtet. An zwei verschiedenen Tagen wurden zwei
verschiedene Sonnenfleckengruppen untersucht. Die
Zeeman-empfindlichen Linien im grünen Teil des
Spektrum konnten nicht identifiziert werden. Eine
Verbreiterung der Linien mit 0,03Å großem Kernbereich auf etwa 0,06Å wurde beobachtet. Im September 2002 haben wir weiter gesucht und konnten einige Linien identifizieren, ebenfalls im Oktober 2002
und im Frühjahr 2003.
Leonards Instrument besteht aus einem konkaven
Teleskopspiegel mit einem Durchmesser von
125mm und einer Brennweite von 2700mm, womit
unter Verwendung einer Barlowlinse (f=-500mm) eine Äquivalentbrennweite von ca. 6000mm erreicht
wird. Damit erhält man ein 55mm großes Sonnenbild
am Eintrittsspalt. Das Spektroskop hat einen Konkavspiegel mit einem Durchmesser von 200mm und
eine Brennweite von 2500mm (Ebert-Design). Das
Gitter (Diffraction Products) hat eine nutzbare Fläche
von 50mmx50mm und 1200 Linien/mm. Die Auflösung beträgt etwa 3,2Å/mm in der ersten Ordnung,
1,4Å/mm in der zweiten Ordnung im grünen Bereich
und etwa 1,0Å/mm in der dritten Ordnung im grünen
Bereich.
Vor etwa 2 Jahren bin ich mit Philippe Rousselle aus
Frankreich durch das Internet in Kontakt gekommen.
Er hat einen Spektroheliographen mit einer CCDZeile (14µm Pixelgröße). Sein Fernrohr ist ein
90/1300mm Achromat. Das Arcetri Spektroskop besteht aus zwei Achromaten mit 60/900mm. Das Gitter hat 1800 Linien/mm bei einer Größe von etwa
50mmx50mm. Die Lineardispersion liegt bei etwa
3,8Å/mm. Er macht ausgezeichnete Fotos der Sonnenscheibe im Licht der Hα- und der violetten Kalziumlinie.
Im Jahr 2002 habe ich ihm einige Informationen zum
Nachweis der Sonnenrotation über die Doppler-
76
16. August 2003
Verschiebung am Sonnenrand gegeben. Brian Manning aus England hat das als Erster 1975 mit seinem
Spektrohelioskop gemacht. Phil erhielt außerdem
Details über die Beobachtung der Sonne in der gelben Heliumlinie mit den Plages und er erfasste die
Molekülbanden in einer großen Umbra eines Sonnenfleckes. Er erzielte ausgezeichnete Spektrogramme und Spektroheliogramme, kann jedoch in den
Wintermonaten nicht beobachten. Im Frühjahr 2003
beobachtete er erfolgreich den Zeeman-Effekt bei
einigen Linien in der große Umbra eines Flecks.
Im Winter 2002 haben Leonard und ich unsere Liste
mit den Zeeman-Linien Phil zukommen lassen. Im
Frühjahr 2003 bestätigte er alle Linien, die wir gesehen haben. Ich habe Phil eine Kopie von „
Monograph no. 61“, veröffentlicht vom National Bureau of Standards (USA, 1966) und herausgegeben
von Dr. C. E. Moore, geschickt. Im Buch sind etwa
25000 Wellenlängen von violett bis rot verzeichnet.
Etwa 4000 dieser Linien sind für das menschliche
Auge mit einem guten Spektroskop sichtbar. Einige
hundert sind für den Zeeman-Effekt empfindlich, viele davon sehr und nicht alle gleich empfindlich.
Nachfolgend eine Liste der bereits beobachteten Linien:
September 2002, visuell (Veio und Higgins)
Cr I 6572.8Å
bis auf 0.3A verbreitert, leicht zu
sehen
Fe I 6574.3Å
bis auf 0.2A verbreitert, leicht zu
sehen
Fe I 6575.0Å
nahe der Wasserlinie, unsicher
Oktober 2002, visuell (Higgins)
5224Å o.5225Å
unsicher in der Wellenlänge, leicht zu sehen
Ti I 5426.3Å
nur in der Umbra sichtbar
Mn I 5432.6Å
April 2003, Spektrogramm and visuell (Rousselle)
Ti I 6554.2Å
Ti I 6554.2Å
Cr I 6572.8Å
Fe I 6574.3Å
Fe I 6575.0Å
bestätigt, schwierig zu sehen
Juli 2003, visuell und CCD (Higgins)
Fe I 5225.5Å
leicht zu sehen, aufgespalten
SONNE 107
Jg.27, 2003
Zwei weitere Linien nahe 5245Å, leicht zu sehen,
nicht identifiziert
August 2003, Spektrogramm, Webcam und visuell
(Rousselle)
Fe I 5
2
2
5
.
5
Å
Fe I 5247.6Å
Fe I 5250.2Å
"Amateur Telescope Making" Vol. 1 (herausgegeben
von Ingalls) zeigt eine Zeichnung von Linien nahe
der Hα-Linie eines Sonnenfleckenspektrums, einige
Linien sind etwas stärker. Diese Zeichnung von Young, 1872, ist ebenfalls in "The Sun" zu finden. Verwenden Sie eine 3fach-Lupe, um die Linien besser
zu sehen. In "Le Soleil" von Secchi (etwa 1875) gibt
es ein zusammengesetztes Bild mit einer empfindlichen und einer sehr empfindlichen Zeeman-Linie in
einer Fleckenzeichnung. In "Astrophysical Journal" (1905) erstellte Dr. Mitchell eine Liste mit 680
Linien, die in Sonnenfleckenspektren gesehen wurden.
Leonard, ich und Phil teilen gern unsere Erfahrungen
mit andern Amateursonnenbeobachtern.
Anmerkungen (D.Sickert):
Der Originaltext wurde unter anderem über die Yahoo-Group
„spectrohelioscopes“
http://groups.yahoo.com/group/spectrohelioscopes
verteilt. Über diese Liste stehen Frederick Veio und
mehr als 100 weitere SHS-Amateure im Erfahrungsaustausch. Kürzlich wurde darauf hingewiesen, dass
die von Frederick Veio und Chris Westland betriebene Spektrohelioskop-Internetseite jetzt über
http://www.spectrohelioscope.net/
erreichbar ist. Leonard Higgins Seite sei ebenfalls
erwähnt:
http://www.spectrohelioscope.org
_
SONNENFLECKENRELATIVZAHLEN
SONNE-Relativzahlnetz
Tag
1.
2.
3.
4.
5.
6.
7.
8.
9.
10.
11.
12.
13.
14.
15.
16.
17.
18.
19.
20.
21.
22.
23.
24.
25.
26.
27.
28.
29.
30.
Mittel
Tage
Definitive Sonnenfleckenrelativzahlen für April 2003
Gruppenzahlen
Relativzahlen
Andere Indices
Nord Süd ges.
Nord
Süd ges. SIDC AAVSO
Re‘
2.7 4.0 6.6
43
69
111
93
138 1272
2.9 4.1 6.9
46
77
123
103
149 1516
3.2 3.0 6.2
50
56
105
90
146 1151
2.8 2.4 5.3
41
46
87
72
108 1156
2.6 2.0 4.6
35
34
69
60
87
744
1.9 2.4 4.3
25
35
60
52
77
547
2.0 2.0 4.0
25
26
51
48
69
345
2.1 1.0 3.1
28
11
40
34
51
292
2.0 1.3 3.3
27
17
44
42
59
303
1.3 1.9 3.2
20
23
43
38
52
417
1.0 0.8 1.8
16
12
27
25
35
428
1.3 1.2 2.5
25
17
42
37
58
698
1.6 1.6 3.3
24
22
47
38
62
440
1.6 1.7 3.2
21
23
44
35
54
298
1.0 1.4 2.4
12
19
31
29
42
133
0.1 1.1 1.2
1
14
15
16
23
69
0.6 1.1 1.8
7
15
22
19
30
127
1.0 1.2 2.2
12
15
27
27
40
169
1.4 1.7 3.0
17
22
39
34
57
327
2.0 1.6 3.6
28
25
53
45
64
390
2.6 1.7 4.3
41
27
69
58
84
659
2.7 2.1 4.8
49
34
83
75
107
969
2.6 1.2 3.8
50
20
70
73
85 1087
3.5 1.2 4.7
59
25
84
73
108 1039
4.1 1.6 5.7
72
26
98
89
121 1273
3.3 2.6 5.9
59
38
97
86
124 1351
2.6 3.8 6.4
41
70
111
103
142 1615
1.9 4.4 6.3
32
84
116
100
159 1688
1.8 5.1 6.9
30
101
130
109
171 2443
1.7 4.4 6.1
26
88
114
98
154 2133
2.1 2.2 4.2
32.1 36.4 68.4
60.0
88.5
836
30
30
30
30
30
30
30
30
30
Vergleich der Relativzahlen
K-Faktor:
Korrelationskoeffizient:
Streuung:
Vergleichstage:
SONNE-AAVSO
0.773
0.99
43.37
30
SIDC-AAVSO
0.678
0.99
60.72
30
SONNE-Relativzahlnetz
Tag
1.
2.
3.
4.
5.
6.
7.
8.
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17.
18.
19.
20.
21.
22.
23.
24.
25.
26.
27.
28.
29.
30.
31.
Mittel
Tage
Definitive Sonnenfleckenrelativzahlen für Mai 2003
Gruppenzahlen
Relativzahlen
Andere Indices
Anz. Beob.
Nord Süd ges.
Nord
Süd ges. SIDC AAVSO
Re‘ N/S ges. Re‘
2.3 3.3 5.5
32
73
105
99
149 2177 15 45
18
2.3 2.5 4.8
32
62
94
86
130 2055 15 44
19
2.4 2.6 5.0
30
65
95
95
128 1806 11 31
7
2.7 2.6 5.3
31
75
106
96
131 2456 17 59
24
3.1 2.4 5.5
35
67
101
93
126 2051 15 52
20
2.8 2.2 5.0
31
51
82
78
104 1500 10 30
13
1.6 2.4 4.0
19
42
61
65
72
758 15 60
27
1.5 1.1 2.6
19
15
34
33
44
264 14 45
19
1.5 0.1 1.7
19
2
20
20
27
109 10 27
13
1.7 0.0 1.7
21
0
21
17
25
140 12 43
15
1.8 0.9 2.7
21
11
33
36
41
193 14 43
20
2.1 1.4 3.5
25
19
44
38
56
222 13 42
15
1.7 1.5 3.2
25
19
44
41
60
274 11 31
13
1.7 1.5 3.2
28
19
46
43
59
392 13 45
20
2.2 1.4 3.6
33
17
50
50
65
325
9 42
16
1.9 1.8 3.7
27
26
53
51
64
383 14 49
20
0.8 1.8 2.6
9
31
39
48
51
321 11 34
15
0.6 2.2 2.8
8
36
44
44
59
356 12 41
18
0.5 2.6 3.1
5
48
53
54
80
582
9 22
7
0.1 3.6 3.7
1
61
63
61
81
633 13 39
17
0.0 3.5 3.5
0
59
59
50
76
584 10 31
10
0.6 3.9 4.5
7
57
64
65
85
495
6 20
10
1.3 3.2 4.5
15
41
56
57
71
235
9 27
11
0.8 2.3 3.1
9
28
37
40
47
152 12 38
17
0.1 2.7 2.8
1
44
45
39
57
543 11 40
16
0.4 2.8 3.2
5
53
58
52
80
923
9 34
15
0.1 3.1 3.2
1
60
61
57
77 1006 10 38
15
0.8 2.7 3.5
10
56
66
62
85 1323 12 42
15
0.8 2.5 3.3
10
52
63
56
82 1122 13 48
18
0.9 2.0 2.9
11
43
54
44
64
937
9 40
20
1.1 1.5 2.6
15
31
46
42
59
715
9 39
15
1.4 2.2 3.6
17.3 40.7 58.0
55.2
75.3
807 12 39
16
31
31
31
31
31
31
31
31
31
Vergleich der Relativzahlen
K-Faktor:
Korrelationskoeffizient:
Streuung:
Vergleichstage:
Jg.27, 2003
SONNE-SIDC
1.139
0.99
22.44
30
Anz. Beob.
N/S ges. Re‘
11 31
14
7 25
7
9 28
8
9 37
15
9 36
14
17 51
24
12 36
12
11 34
11
12 33
10
11 29
7
10 33
11
14 44
15
14 55
19
14 50
20
12 50
19
14 49
19
15 52
21
11 48
16
8 25
8
12 46
17
15 52
19
13 43
18
13 46
19
14 49
21
10 37
16
5 21
7
11 33
11
9 26
8
11 35
11
9 26
9
11 39
14
SONNE 107
SONNE-SIDC
1.050
0.98
9.59
31
SONNE-AAVSO
0.770
0.99
40.51
31
SIDC-AAVSO
0.733
0.98
46.94
31
77
SONNE-Relativzahlnetz
Tag
1.
2.
3.
4.
5.
6.
7.
8.
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11.
12.
13.
14.
15.
16.
17.
18.
19.
20.
21.
22.
23.
24.
25.
26.
27.
28.
29.
30.
Mittel
Tage
Definitive Sonnenfleckenrelativzahlen für Juni 2003
Gruppenzahlen
Relativzahlen
Andere Indices
Nord Süd ges.
Nord
Süd ges. SIDC AAVSO
Re‘
1.5 1.2 2.7
22
20
43
42
53
569
1.4 1.1 2.6
26
15
41
38
55
419
1.9 0.7 2.6
33
12
45
40
55
464
2.5 0.9 3.4
41
13
54
47
67
536
3.1 0.8 3.9
53
10
63
59
85
711
3.7 1.6 5.3
73
20
93
86
122 1241
4.0 1.6 5.6
82
25
108
98
136 1905
3.3 1.4 4.7
80
27
107
101
134 2485
3.2 1.2 4.4
81
31
112
111
150 2961
2.0 1.9 3.9
65
47
112
111
148 3202
2.1 2.2 4.3
65
58
122
116
163 3343
2.3 2.5 4.7
53
70
123
115
161 2609
2.5 2.6 5.1
41
66
107
96
131 1908
2.0 2.1 4.1
27
45
72
81
96
833
1.4 1.9 3.3
19
33
52
63
64
433
1.0 2.6 3.6
16
40
56
57
73
524
1.4 2.4 3.9
21
39
60
56
74
540
1.8 2.4 4.2
29
39
68
68
86
934
1.6 2.9 4.4
26
53
79
76
101 1041
1.6 2.2 3.8
28
52
80
74
105 1515
1.2 2.0 3.2
27
46
72
62
93 1451
1.1 2.1 3.2
23
44
67
61
85 1293
2.1 1.9 4.0
40
32
72
66
94
896
2.5 1.9 4.4
47
27
73
68
98
854
3.2 1.9 5.1
55
25
80
76
107
905
4.3 1.4 5.7
67
19
87
82
114
785
5.2 1.5 6.7
77
22
100
93
124
812
5.3 1.5 6.8
75
27
103
93
125
959
4.9 1.2 6.2
71
24
95
94
126 1073
4.3 1.0 5.3
67
20
87
92
117 1203
2.6 1.8 4.4
47.7
33.4 81.1
77.4 104.7 1280
30
30
30
30
30
30
30
30
30
Vergleich der Relativzahlen
K-Faktor:
Korrelationskoeffizient:
Streuung:
Vergleichstage:
SONNE-SIDC
1.048
0.98
10.43
30
SONNE-AAVSO
0.774
0.99
46.69
30
Anz. Beob.
N/S ges. Re‘
12 46
18
14 41
17
11 42
16
11 41
14
13 38
11
16 48
21
11 43
17
14 48
19
16 46
20
14 39
15
13 46
18
15 41
17
15 42
16
13 36
12
14 48
18
14 40
14
16 43
16
9 32
15
9 25
10
12 37
12
10 34
12
12 41
14
12 39
13
12 35
12
12 39
19
14 44
18
15 44
18
11 37
14
12 32
11
10 32
11
13 40
15
SIDC-AAVSO
0.739
0.98
54.00
30
Liste der Beobachter 2. Quartal 2003
Name
Instrument
Beob.tage
Re N/S
Albert,R.
Araujo,G.
Boschat,M.
Brettel,G.
Bruegger,S.
Capricornio Obs.
Chudy,M.
DKS Eriskirch
Deckert,A.
Delaney,S.
FEZ-Wuhlheide
Gahsche,C.-D.
Goetz,M.
Gutowski,B.
Haase,J.
Hunstiege,H.J.
John,J.
Kluegl,S.
Krohn,G.
Kysucka Obs.
Niechoy,D.
Rauer,R.
Reinhold,J.
Rothermel,J.
Schrattenholz,B.
Schroeder,G.
Seiffert,H.H.
Skerhutt,A.
Strickling,W.
Szulc,M.
Van Delft,J.
Walker,C.
Winzer,A.
Winzer,M.
Wolf,T.
78
Fegl.
Refr.
Refr.
Refr.
Refr.
Refr.
Refr.
Refr.
Refr.
Refl.
Refr.
Refr.
Refl.
Refl.
Refr.
Refr.
Refl.
Refr.
Refl.
Refr.
Refl.
Refr.
Refr.
Refr.
Refr.
Refr.
Refr.
Refr.
Refl.
Refr.
Refr.
Refr.
Refr.
Refr.
Refr.
56/
80/
120/
90/
80/
150/
60/
152/
100/
114/
63/
75/
100/
110/
153/
50/
150/
120/
90/
200/
203/
90/
80/
100/
63/
45/
100/
60/
150/
60/
40/
80/
63/
80/
60/
0
910
1000
1000
400
2250
700
1824
1650
900
840
1200
1000
800
1300
300
1200
1000
1250
3000
2032
1300
400
1650
840
450
500
700
1200
900
0
910
840
840
700
65
71
30
70
36
40
71
7
9
9
5
53
57
33
51
44
43
33
7
78
23
5
19
35
74
7
17
14
10
41
21
7
28
14
18
0
0
0
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0
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0
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7
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0
10
0
0
0
0
0
0
k-Faktoren
Re'
Re
g
Re'
0
0
0
0
36
0
0
0
9
0
5
0
57
0
48
0
0
33
0
0
17
0
0
35
0
0
0
0
10
41
0
0
0
0
18
2.780
0.625
0.913
0.967
0.813
0.649
0.889
0.987
0.541
0.832
0.665
1.008
0.752
0.814
0.896
1.201
1.272
0.584
1.339
0.633
0.981
1.114
1.019
0.519
1.173
0.901
0.821
0.926
1.099
0.563
1.163
1.190
0.696
0.904
0.873
1.980
0.677
0.780
0.848
0.852
0.714
0.833
0.850
0.676
0.812
0.797
0.916
0.764
0.733
0.861
0.903
1.089
0.731
1.140
0.696
0.910
1.037
0.888
0.721
0.971
0.938
0.841
0.828
0.945
0.635
0.938
0.999
0.857
0.945
0.829
1.152
0.586
1.017
0.902
1.290
0.705
1.442
0.455
2.029
0.877
1.360
s
r
32
13
17
13
14
16
19
15
17
19
13
9
11
11
18
17
20
16
15
17
20
15
21
16
24
11
14
16
14
11
13
18
17
18
16
0.79
0.93
0.90
0.94
0.94
0.90
0.83
0.97
0.84
0.97
0.99
0.97
0.96
0.95
0.89
0.84
0.92
0.91
0.88
0.90
0.75
0.66
0.92
0.94
0.76
0.58
0.96
0.94
0.94
0.95
0.96
0.93
0.92
0.93
0.96
Bezugsbeobachter:
Bachmann,U.
Refl.
Barnes,H.
Refr.
Battaiola,R.
Refl.
Beltran,G.V.
Refl.
Bretschneider,H. Refr.
Broeckels,G.
Refr.
Buggenthien,R.
Refr.
Conill,J.
Refr.
Dragesco,J.
Refr.
Egger,F.
Refr.
Freitag,U.
Refr.
Fritsche,S.
Refr.
Gieseke,R.
Fegl.
Hannig,R.
Refr.
Hedewig,R.
Refr.
Hickmann,R.
Refr.
Hoerenz,M.
Refr.
Hofmann,W.
Refr.
Holl,M.
Refr.
Hurbanovo Obs. Refr.
Joppich,H.
Refr.
Junker,E.
Refr.
Kaczmarek,A.
Refr.
Kandilli Obs.
Refr.
Keller,H.U.
Refr.
Lau,D.
Refr.
Michalovce Obs. Refr.
Mochizuki,E.
Refr.
Moeller,M.
Refr.
Morales,G.
Refl.
Noy,J.R.
Refr.
203/
76/
90/
200/
63/
120/
102/
80/
70/
90/
102/
63/
50/
114/
80/
60/
60/
80/
80/
150/
60/
50/
80/
200/
40/
60/
150/
90/
79/
90/
80/
2000
910
1250
1600
840
1000
1000
760
0
1000
1000
840
0
600
1200
700
700
400
400
2250
900
600
400
3070
480
700
2250
1000
1000
2000
1200
8
49
43
57
64
77
52
49
24
69
15
84
11
22
71
47
54
48
70
87
23
54
12
58
33
34
50
42
64
90
20
0
0
0
0
64
0
0
0
0
69
0
0
0
0
0
0
0
0
0
87
22
0
0
58
0
0
50
42
64
0
20
8
49
43
0
64
77
52
49
0
0
15
0
0
0
0
47
54
0
70
87
23
54
0
0
0
34
50
0
64
0
20
0.640
0.802
0.800
0.934
0.537
0.648
0.616
0.775
0.902
0.832
0.654
0.726
1.289
0.749
0.792
0.766
0.731
1.312
0.826
0.683
1.006
0.895
0.792
0.776
1.102
0.820
0.879
0.614
0.744
0.573
0.644
0.742
0.775
0.776
0.818
0.582
0.725
0.691
0.800
0.905
0.794
0.682
0.738
1.039
0.832
0.891
0.748
0.706
0.966
0.780
0.771
0.912
0.706
0.979
0.749
0.834
0.808
0.818
0.664
0.748
0.667
0.691
0.870
1.263
1.638
1.000
0.763
0.812
1.360
0.938
1.326
1.365
1.393
1.173
2.190
2.064
1.448
1.576
1.110
0.749
18
11
12
13
13
16
9
20
10
17
11
11
13
10
15
14
12
19
10
14
12
14
13
14
16
17
16
14
11
23
18
0.99
0.97
0.97
0.95
0.95
0.93
0.97
0.88
0.98
0.94
0.98
0.96
0.88
0.97
0.90
0.95
0.94
0.89
0.97
0.93
0.94
0.97
0.99
0.92
0.88
0.83
0.94
0.95
0.95
0.91
0.91
Rim. Sobota Obs.
Robeck,G.
Ruemmler,F.
Schott,G.-L.
Schroeder,G.
Schulze,W.
Stemmler,G.
Stetter,H.
Stolzen,P.
Suzuki,M.
Van Heek,K.H.
Van Slooten,B.
Viertel,A.
Walger,R.
WFS,Berlin
Willi,X.
Werner,D.
150/
203/
80/
80/
75/
63/
63/
125/
40/
100/
100/
90/
50/
60/
150/
200/
80/
2250
2000
1200
910
1200
840
670
1875
500
0
1000
1300
540
0
2250
1320
1200
87
76
46
67
33
52
82
46
74
53
32
84
66
75
42
11
28
87
76
46
0
33
52
0
46
0
53
0
84
0
75
42
0
0
87
76
0
0
0
0
0
46
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0.616
0.931
0.604
1.016
0.854
0.725
1.080
0.928
1.076
0.450
0.965
0.868
1.026
1.290
0.515
0.900
0.833
0.673
0.831
0.666
0.795
0.876
0.733
0.938
0.882
0.908
0.550
0.914
0.786
0.900
0.982
0.604
0.875
0.993
0.794
2.171
1.786
-
16
15
13
16
12
11
18
16
17
14
14
12
16
13
14
19
15
0.92
0.96
0.94
0.89
0.96
0.97
0.88
0.94
0.90
0.95
0.92
0.95
0.90
0.93
0.94
0.99
0.93
Refr.
Refl.
Refr.
Refr.
Refr.
Refr.
Refr.
Refr.
Refr.
Refr.
Refl.
Refr.
Refr.
Fegl.
Refr.
Refl.
Refr.
Anzahl Beobachtungen:
Anzahl Beobachter-Instrument-Kombin.:
3580(N/S: 1087;
83(N/S:
21;
Re': 1378)
Re':
32)
Legende:
Beob.tage:
Anzahl Beobachtungstage für:
Re N/S Re':
Relativzahl (gesamt, Nord/Süd, Beck'sche Re.)
k-Faktoren:
zur Reduktion der Daten verwendete k-Faktoren
Re
g
Re':
für Relativzahlen, Gruppenzahlen, Beck'sche Re.
s:
Streuung der Relativzahlen (bezogen auf Re=100)
r:
Korrelationskoeffizient zur Bezugsrelativzahl
Beobachter mit weniger als 5 Beob. wurden nicht berücksichtigt.
Dateneingabe:
Ernst-Günter Bröckels, Andreas Bulling,
Franky Dubois, Manfred Holl, Felix Hormuth
Zusammenstellung:
Andreas Bulling
Auswertung:
Andreas Zunker
Gegenüberstellung der Monatsmittel 2. Quartal 2003
Apr.
Mai
Jun.
SIDC
prov.
SONNE
def.
AAVSO
(USA)
AKS
(D)
BAA
(GB)
GFOES
(F)
GSRSI
(I)
OAA
(J)
RWG
(CH)
TOS
(PL)
VVS
(B)
60.0
55.2
77.4
68.4
58.0
81.1
88.5
75.3
104.7
65.6
-
74.8
61.7
84.6
65.9
57.8
81.6
116.7
101.8
142.8
79.8
68.0
91.5
86.2 86.4
71.8 87.0
- 103.0
-
SONNE 107
Jg.27, 2003
_____________ SONNENFLECKENPOSITIONEN _____________
Synoptische Karten der Sonnenphotosphäre der synodischen
Carringtonrotationen 2002 - 2005
Jg.27, 2003
SONNE 107
79
Liste der Beobachter (Gesamtzahl der berücksichtigten Positionsmessungen; die Zahl hinter dem
Bindestrich gibt die Zahl der Tage pro Rotation wieder, an welchen beobachtet wurde):
Beobachter
Catania Obs.
Fritz Egger
Hubert Joppich
Kanzelhoehe Obs.
Georg Robeck
Frank Ruemmler
Bob van Slooten
Slovak Central Obs.
Friedrich Smit
SOHO (Joppich)
Hugo Stetter
Wolfgang Strickling
Andreas Tarnutzer
Carrington-Rotation
2002
2003 2004 2005
210-34 55-18 229-34 254-41
116-27 70-24 188-31 189-25
44-10 18-6
28-8 58-10
174-34 147-37 212-38 228-38
107-27 90-27 168-32 167-33
55-20 38-16 65-19 72-20
192-32 126-33 187-31 201-32
123-39 64-24 32-9 133-23
76-25 68-26 85-21 130-33
0-0
0-0
0-0
0-0
33-14 50-20 67-16 74-18
24-7
24-8
20-6
0-0
3-5
50-16 116-27 123-28
Rot:
Gr:
s:
%:
B:
M:
L:
m:
σl,σb:
N:
Nummer der synodischen Rotation
Gesamtzahl der Gruppen
Gruppenzahl auf der südlichen Hemisphäre
Anteil der Gruppen auf der südlichen Hemisphäre
Gesamtzahl der Beobachter
Anzahl aller Einzelmessungen
Anzahl der Lückentage einer Rotation
Maximale Anzahl aufeinanderfolgender Lückentage
Gemittelte Standardabweichung aller von mehr als
einem Beobachter gemessenen Sonnenflecken in L
und B
Anzahl der zur Berechnung von σ benutzten (p + f)
Flecken
Auswertung: Michael Möller, Steiluferallee 7,
D-23669 Timmendorfer Strand
eMail: [email protected]
Bitte senden Sie Ihre Beobachtungen direkt an die
Auswertungsanschrift!
Kontaktadresse: Andreas Grunert, SiFEZ,
An der Wuhlheide 197, D-12459 Berlin
eMail: [email protected]
Datenliste:
Rot
Gr
s
%
B
M
L
m
σl
σb
N
2002 32
19 59.4 12 1157 0
0 0.75 0.59 57
2003 25
16 64.0 12 800 0
0 0.91 0.70 38
2004 28
14 50.0 12 1397 0
0 0.81 0.67 51
2005 26
11 42.3 11 1629 0
0 0.76 0.65 47
80
SONNE 107
Jg.27, 2003
________FACKELN _______
Fackelaktivität im 2. Quartal 2003
Tag
April
Fo
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
Mittel
Tage
22
15
0
28
27
35
30
15
0
25
34
35
25
36
37
54
39
15
23
16
28
32
43
36
27
23
14
30
23
13
-1
26
30
Fm
Mai
FEF FEP*10
18 344
20 890
30 160
28 757
27 827
23 852
10 270
18 528
30 830
10 200
12 632
17 822
17 448
17 604
12 772
0 610
6 474
15 208
20 257
26 633
27 972
24 598
15 518
16 378
30 723
28 877
26 696
15 245
13 610
28 748
-1
-1
19 583
30 30
(von 30)
90
-1
-1
120
-1
-1
-1
-1
-1
-1
110
130
150
170
170
200
140
-1
160
110
70
110
70
140
80
-1
-1
120
-1
-1
-1
126
17
Fo
32
30
0
27
22
18
20
30
30
15
27
33
34
45
34
25
48
28
30
30
30
35
30
35
34
42
45
33
42
50
28
31
31
Fm
Sonnenfleckenbeobachtungen mit
bloßem Auge
Juni
FEF FEP*10
28 602
24 628
10 60
25 775
40 930
38 638
21 491
15 333
10 475
10 120
27 683
27 833
14 330
3 580
14 282
10 350
15 650
13 735
0 265
14 506
30 685
40 1343
40 1170
22 1003
18 1092
4 604
5 340
13 920
17 568
10 622
10 442
18 615
31 31
(von 31)
60
30
-1
130
130
90
45
35
-1
-1
70
130
40
80
100
60
110
110
-1
0
170
80
-1
90
70
60
80
35
60
50
30
75
26
Fo
16
26
28
33
20
22
22
18
23
26
30
30
20
18
33
13
13
10
30
30
33
20
45
40
23
28
28
20
20
10
-1
24
30
Fm
FEF
FEP*1
0
20 328 60
12 502 40
10 720 -1
13 493 -1
13 407 -1
20 394
0
24 556 110
24 742
0
10 472
0
2 342
0
7 577 160
10 848
0
18 342
0
25 355
0
23 397 -1
17 290 90
20 428
0
30 335 -1
5 215 -1
0 163 -1
0 217 -1
0 170
0
10 315 -1
35 1255 -1
23 310
0
16 400
0
18 574
0
18 713 -1
25 880
0
15 435 -1
-1
-1 -1
15 472 26
30 30 18
(von 30)
Erklärung der Daten:
Fo: Flächenfackelgebiete ohne Flecken;
Fm: Flächenfackelgebiete mit Flecken;
FEF: Zahl der einzelnen Fackeln in den
Flächenfackelgebieten;
FEP: Zahl der einzelnen Punktfackeln außerhalb
der Flächenfackelgebiete - ohne Polfackeln;
Der Wert "-1" bedeutet: es liegt keine Beobachtung
vor.
Alle anderen Zahlen sind mit dem Faktor 10
multiplizierte Mittelwerte aller Beobachter eines
Tages.
Beobachter:
F.Brandl, H.Bretschneider, B.Gutowski,M.Delfs
(WFS-Berlin ), M.Holl, E.Junker, H.Stetter, M.Szulc,
A.Winzer, M.Winzer
Instrumente:
Refraktoren und Reflektoren von 50/600
bis 150/2250 mm
Zusammenstellung und EDV: Michael Delfs,
7. Obtober 2003
Jg.27, 2003
________A_NETZ ________
Naked Eye Sunspotnumbers
2. Quartal 2003
Tag
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
Mittel
Min
0
0
0
0
0
0
0
0
0
1
0
1
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
Max
3
3
3
3
2
2
2
1
1
1
1
1
1
0
0
0
0
0
0
0
1
1
2
1
2
2
3
3
4
4
APRIL
Modal
2
1
1
1
0
2
1
1
1
1
1
1
0
0
0
0
0
0
0
0
0
1
1
1
1
0
1
1
1
1
Beob.
24
15
16
21
20
14
16
17
12
9
15
15
25
22
24
25
26
23
14
21
24
25
20
24
21
12
23
20
20
14
Mittel
1,3
0,9
1,1
1,2
0,8
1,5
0,8
0,8
0,8
1,0
0,9
1,0
0,4
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,3
0,7
0,9
0,8
0,6
0,9
1,0
1,0
1,5
1,4
0,72
7
GFOES
1,3
0,7
0,8
1,0
1,2
1,3
1,1
0,8
1,0
1,0
0,8
0,6
0,7
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
MAI
Modal
1
1
1
2
1
1
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
Beob.
22
20
15
25
20
15
22
19
16
17
18
19
12
21
18
20
15
14
13
17
13
8
16
22
Mittel
1,5
1,2
1,3
1,1
0,9
0,5
0,5
0,4
0,3
0,1
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
GFOES
1,5
1,0
1,7
1,4
1,0
1,0
0,8
0,6
1,0
0,2
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
Fleckenfreie Tage
Tag
1
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6
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24
Min
SONNE 107
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
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0
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0
0
0
0
0
Max
3
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3
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1
1
1
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0,3
0,7
0,7
0,8
1,0
1,0
1,0
1,1
1,8
2,0
0,78
81
Fleckenfreie Tage
Beob.
22
22
23
21
20
23
25
27
22
20
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22
23
17
20
20
17
18
19
20
20
18
19
17
18
23
19
21
17
18
Mittel
0,1
0,1
0,2
0,5
0,5
0,8
1,1
1,3
1,9
1,9
1,2
1,0
0,7
0,5
0,3
0,1
0,0
0,0
0,2
0,1
0,2
0,3
0,2
0,2
0,3
0,2
0,1
0,0
0,4
0,9
0,51
3
GFOES
0,0
0,0
0,3
0,3
0,8
0,8
1,0
1,2
1,9
1,8
1,7
0,9
0,8
0,8
0,4
0,2
0,0
0,0
0,1
0,0
0,2
0,2
0,2
0,1
0,0
0,0
0,0
0,0
1,0
0,8
0,52
Monatsmittel
P-17
1,40
1,20
1,00
0,80
0,60
0,40
0,20
0,00
1/03
0
0
0
0
0
0
0
0
1
1
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
Max
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1
2
2
1
2
2
4
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3
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2
2
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0
0
1
1
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2
2
2
2
2
1
1
2
2
JUNI
Modal
0
0
0
0
0
1
1
1
2
2
2
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0
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0
0
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0
0
0
0
0
1
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Min
14
terhilfe erkannt werden.
Am 1.4. von Fritsche bei Sonnenaufgang, am 10.
und 11.4. von Wanke bei Sonnenuntergang. Am 23.
wieder von Fritsche bei Sonnenaufgang und am
24.4. von Hickmann und Weinert bei Sonneuntergang. Hickmann gelang das auch am 25.5. bei Sonnenuntergang und am 7.6. erkannte Buggenthien
einen Fleck durch Schleier.
1/01
Tag
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6
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26
27
28
29
30
Mittel
0,3
0,4
1,0
1,0
1,2
0,7
0,0
0,48
1/00
Fleckenfreie Tage
0,4
0,3
0,8
0,9
0,9
0,6
0,2
0,38
1/99
16
11
12
17
28
23
22
1/98
0
0
1
1
1
1
0
1/97
1
1
1
1
1
1
1
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0
0
0
0
0
0
0
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25
26
27
28
29
30
31
Mittel
Wie man auf der Grafik erkennt setzt sich der Aktivitätsrückgang fort. Noch ist aber nicht das Niveau von
Anfang 2001 erreicht.
Steffen Fritsche, Steinacker 33, 95189 Köditz
GFOES:
Groupement Francais pour l’Observation et l’Etude du Soleil
Modal: Wert, der am häufigsten aufgetaucht ist
Beobachter (Anzahl der Beobachtungen)
Albert(65); Arnold(5); Bachmayer(15); Bissegger(16);
Brandl(88); Bretschneider(84); Bröckels(82); Buggenthien(76); Deckert(4); Dietrich(35); Chudy(7);
Friedli(14); Fritsche(87); Garrelts(12); Gieseke(12);
Haase(32); Götz(57); Herzog(24); Heath(84); Hickmann(50); Holl(80); Hörenz(71); Inderbitzin(23); Junker(54); Kaczmarek(5); Keller H.U.(54); Kysobs(15);
Philippe(74); Rothermel(35); Rutsch(64); Gutowski
(19); Schott(1); Spiess(21); Sterzinger(8); Tarnutzer
(64); Weinert(17); Von Rotz(74); Wade(65); Wanke
(53); Willi(23); Zutter(34)
Total 1703 Beobachtungen von 41 Beobachtern
Im 2. Quartal 2003 waren 13 Flecken sichtbar. Davon entfielen 6 auf die Südhalbkugel.
Im April konnte gleich an 5 Tagen ein Fleck ohne Fil-
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