Sonnenbeobachtung auf der Sternwarte in Remscheid

Öffnungszeiten sonntags:
April – September von 15:30 bis 17:00 Uhr
Oktober – März von 14:30 bis 16:00 Uhr

Während unserer Sonnenbeobachtung können Sie mit unseren Teleskopen gefahrlos die Sonne beobachten.
Nur mit Spezialfiltern ist es möglich, direkt zur Sonne zu schauen.

Was erwartet Sie bei der Beobachtung?

Sonnenflecken 2003

Wir ermöglichen die Beobachtung im weißen Licht. Das heißt, Sie sehen die Sonne ohne Farbfilter. Bei dieser Art der Beobachtung ist es möglich, Sonnenflecken auf der Photosphäre der Sonne, also auf der Oberfläche, zu beobachten.

Als weiteres Highlight ermöglichen wir die Beobachtung von Sonnenprotuberanzen mit einem speziellen Farbfilter.

Sie fragen Sich, was Sonnenflecken oder Protuberanzen sind?

Dann versuchen wir, hier etwas Licht ins Dunkel zu bringen:

Sonnenflecken / Sonnenaktivität / Sonnenfleckenrelativzahl

Seit 1964 beobachtet Peter Stolzen (AVRS) regelmäßig die Sonne. Er beobachtet sie so regelmäßig, dass daraus eine repräsentative Statistik über die Sonnenfleckenaktivitäten der vergangenen Jahrzehnte entstanden ist. Peter Stolzen verwendet wird dazu immer dasselbe Instrument – ein kleines Linsenfernrohr mit nur 50mm Linsendurchmesser.

Die Aktivität der Sonne schwankt. Das hängt mit dem Magnetfeld der Sonne zusammen. Im Mittel alle 11 Jahre klappt dieses Magnetfeld um, das heißt, es ändert seine Polarität. Zum Ende und zu Beginn eines solchen Zyklus‘ ist die Sonnenaktivität minimal, was sich dadurch äußert, dass keine oder nur sehr wenige Sonnenflecken zu sehen sind.

Sonnenfleckenstatistik bis 03/2017

Sonnenflecken entstehen durch Magnetfelder und Magnetfeldschwankungen. Die Photosphäre der Sonne kühlt an diesen Stellen um einige hundert Grad ab. Als Photosphäre wird die oberste Gasschicht der Sonne bezeichnet. Diese strahlt das sichtbare Licht der Sonne aus und hat eine Temperatur von 5.770° K (ca. 6.000° C). Man bezeichnet diese Gasschicht auch als die Oberfläche der Sonne.

In der Statistik wird die Sonnenfleckenrelativzahl dargestellt. Diese berechnet sich aus der Anzahl der Fleckengruppen (jeweils 10 Punkte) plus der Einzelflecken (jeweils 1 Punkt). Die hier dargestellte Kurve zeigt eindrücklich, wie die Sonnenaktivität (die Anzahl der Flecken) im Laufe mehrerer Jahrzehnte schwankt. Vor allem in den 1980er und 1990er Jahren zeigte die Sonne deutlich mehr Flecken – an einzelnen Tagen konnte man über 50 oder gar 100 einzelne Flecken beobachten.

Die Flecken tauchen irgendwann einmal – meist grob in den äquatorialen Breiten – auf der Sonnenoberfläche auf, zunächst als winzige dunkle Punkte. Oft entwickeln sie sich, werden größer, zerfallen in weitere Flecken oder bilden schattenartige Höfe (sog. Penumbren) um sich herum. Nach einiger Zeit werden sie wieder kleiner und verschwinden schließlich. Dabei bleiben sich (scheinbar) nicht an der gleichen Stelle auf der Sonne stehen, sondern wandern über die Sonnen“scheibe“ (die Sonne ist in der Realität ein riesiger Gasball, aber wir nehmen sie als „Scheibe“ war). Tatsächlich bewegen sie sich mit der Sonne mit, denn unser Stern vor unserer Haustür dreht sich um seine eigene Achse, am Sonnenäquator braucht sie dazu nicht ganz vier Wochen.

Die Beobachtung der Sonne im weißen Licht ist einer unserer Themenschwerpunkte bei unserer Öffentlichkeitsarbeit.

Sonnenprotuberanz aufgenommen mit H-Alpha Filter

Sonnenprotuberanzen

Neben der Beobachtung von Sonnenflecken bieten wir als weiteren Themenschwerpunkt mit einem Spezialfilter die Beobachtung von Sonnenprotuberanzen an.
Protuberanzen sind Materieströme heißen Gases auf der Sonne. Am Rand der Sonnenscheibe treten diese als sichtbare Spitzen, Kegel, Bögen oder in ähnlichen Formen auf.
Ihre Breite erreicht durchaus einige hunderttausend Kilometer. Ins All ragen sie oft bis zu 40.000 km weit hinaus. (Anmerkung: Der Erddurchmesser beträgt etwa 12.756 km) Die Sonne schleudert an diesen Stellen ihre Materie ins All hinaus.

Da die Sonne sehr weit (ca. 150 Mio. km) entfernt ist, kann man die Bewegung der Protuberanzen nicht unmittelbar sehen. Hier ist es in etwa so, als würden wir ein schnellfahrendes Auto aus großer Entfernung verfolgen. Dabei scheint die Bewegung eher gering zu sein. Würde das Auto nah an uns vorüberrasen, so erschiene uns seine Bewegung viel schneller. So ist es auch bei den Sonnenprotuberanzen: Wären wir sehr nahe an der Sonne, so könnten wir verfolgen, wie sich das Gas in Raketengeschwindigkeit von der Oberfläche der Sonne erhebt. Anhand einer großen Protuberanz in den 1980er Jahren konnten wir ermitteln, dass das heiße Gas in wenigen Stunden auf über 300.000 km Höhe  schoss – das ist eine Gewindigkeit von 50.000 bis 100.000 km/h (oder 15-30 km/Sek.!).

Will man also im Fernrohr eine Veränderung sehen, dann muss man sich ein wenig Zeit lassen; innerhalb von 15-30 Minuten kann man aber erkennen, dass sich etwas auf der Sonne getan hat.

Auch die Stärke der Protuberanzen unterliegt dem 11-Jahres-Zyklus. Während des Maximums der Sonnenaktivitäten kommt es deutlich häufiger zu starker Protuberanzenbildung.

Da die Sonne sehr hell leuchtet, kann sie nicht mit gewöhnlichen Instrumenten beobachtet werden. Auf unserer Sternwarte wird die Sonne daher mit einem speziellen H-alpha Interferenz-Filter beobachtet, der nur das Licht des ionisierten Wasserstoffes durchlässt – und das ist genau das rötliche Licht, in dem die Protuberanzen leuchten.
Aus dem gesamten Lichtspektrum sehen wir also nur einen sehr kleinen Ausschnitt, in dem wir die Protuberanzen erkennen können.