Raumsonden: SOHO

Gehört zu: Raumsonden
Siehe auch: Sonne, Lagrange-Punkte, Mindmap Sonnensystem

Stand: 19.06.2024

Die Raumsonde SOHO

Im Dezember 1995 startete das SOHO (Solar and Heliospheric Observatory). Es ist ein Gemeinschaftsprojekt von NASA und ESA und soll die Sonne unterbrechungsfrei beob­achten. Deshalb wurde SOHO nicht in eine Erdumlaufbahn geschossen, sondern auf dem Langrange-Punkt L1 des Sonne-Erde-Systems geparkt. L1 liegt ca 1,5 Mio km (1/100 AE) von der Erde in Richtung Sonne. Das besondere ist, dass obwohl dieser Punkt näher an der Sonne liegt, die Umlaufzeit trotzdem auch genau ein Jahr beträgt.

Genaugenommen befindet sich SOHO nicht direkt auf dem Lagrange-Punkt L1, der ja instabil ist, sondern auf einer sog. Halo-Bahn um den L1.

SOHO beobachtet die Sonne mit mehreren Instrumenten, dazu gehören:

  • EIT (Extreme ultraviolet Imaging Telescope) 304, 195 und 171
  • LASCO (Large Angle and Spectrometric Coronagraph) C2 und C3
  • MDI/SOI (Michelson Doppler Imager/Solar Oscillations Investigation)

http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime-images.html

SOHO Kometen

Die Bilder des Instruments LASCO werden auch von Sternfreunden benutzt, um darauf Kometen in der Sonnenumgebung zu finden.

Für eine “offizielle” Kometen-Entdeckung muss man die Bahnelemente bestimmen.

Typisch für diese SOHO-Kometen ist, dass sie in sog. Gruppen auftreten:

  • Kreutz-Gruppe
  • Meyer-Gruppe
  • Marsden-Gruppe
  • Kracht-Gruppe

So eine Kometen-Gruppe zeichnet sich durch ähnliche Bahnelemente aus. Man nimmt an, dass es sich bei so einer Gruppe um Fragmente eines früheren, größeren Objekts handelt.

Astronomie: Unsere Sonne

Gehört zu: Sonnensystem
Siehe auch: Sternentstehung
Benutzt: ???

Stand: 10.01.2023

Unsere Sonne ist der Zentralkörper in unserem Sonnensystem.

Die Sonne ist ein schönes astronomisches Beobachtungsobjekt, für das man sich nicht die Nächte um die Ohren schlagen muss.
Bezüglich der Sonne habe ich schon vieles aufgeschrieben:

Astronomie: Die Sonnenkorona

Gehört zu: Die Sonne
Siehe auch: Sonnenfinsternis, Physikalische Größen
Benutzt:  Fotos von Google Archiv, Latex-Plugin für WordPress

Stand: 10.01.2024

Was ist die Sonnenkorona?

Als Korona (lat. Krone) bezeichnet man die äußeren Schichten der Sonnenatmosphäre. Die Sonnenkorona ist im Verhältnis zur hell leuchtenden Sonnenscheibe sehr schwach und kann deshalb nur bei einer totalen Sonnenfinsternis (oder mit speziellen technischen Vorrichtungen) beobachtet werden.

Abbildung 1: Die Sonnenkorona am 15.02.1961 (Google Drive: 19610215_SoFi-02_beschriftet.jpg)

Die gesammte von der Sonne abgestrahlte Leistung beträgt 3,85 1023 W.

Die Oberfläche der Sonne, Photosphäre genannt, besitzt eine Temperatur von etwa 5000 K (3800K in den Sonnenflecken).

Oberhalb der Photosphäre liegt die Chromosphäre: eine etwa 2000 Kilometer dicke Schicht aus wenige tausend Kelvin heißem Plasma  bestehend hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium. Die Chromosphäre geht anschließend in die Korona über.

Die Chromosphäre erscheint rosafarben (Hα Emission) mit einer unregelmäßigen, gezackten oberen Begrenzung. Mit Spektroheliographen und Interferenzfiltern (Lyot-Filtern) kann heute die Chromosphäre jederzeit untersucht werden, und zwar nicht nur am Sonnenrand, sondern auch vor der Sonnenscheibe.

Innerhalb der dünnen Chromosphäre steigt die Temperatur von etwa 4000 K auf 10000 K an. Bis heute ist nicht klar, warum das Gas dort mit zunehmendem Abstand von der Sonne nicht kühler, sondern heißer wird.

Allgegenwärtig in dieser Schicht sind langgezogene, fingerartige Plasmaströme, so genannte Spikulen. Sie versorgen die äußere Sonnenatmosphäre, die Korona, mit Energie und tragen so zu ihren gigantischen Temperaturen von einigen Millionen Grad bei (Quelle: https://www.mpg.de/14135295/die-langen-finger-der-sonne).

Über der Chromosphäre beginnt die sogenannte Corona, welche Millionen von Kilometern ins All hinaus reicht.
Die Temperatur der Corona liegt bei über 1 Million K.
Die Corona hat eine Ausdehnung von mehreren Sonnendurchmessern und “verliert” sich langsam im Weltraum.

 Temperatur der Sonnenkorona

Die Sonnekorona ist sehr heiss, ca. 1 Million Kelvin.
Unterhalb der Korona befindet sich die Chromosphäre mit einer Temperatur von nur ca. 20 Tausend Kelvin.

Frage: Wie hat man das gemessen?

Frage: Wie kommt die Sonnenkorona zu so einer hohen Temperatur?

Was bedeutet so eine hohe Temperatur?

Hohe Temperatur hat ja etwas mit hoher Wärmeenergie zu tun. Physikalisch definiert ist die Temperatur ja so etwas wie (genauer: proportional) die mittlere kinetische Energie pro Teilchen. Genau gesagt gilt:

\( E_{term} = k_B \cdot T \\ \)

Mit der Boltzmann-Konstanten kB = 1.380649 * 1023 Joule/Kelvin

Woraus besteht die Sonnenkorona?

Was für Teilchen…?

Vollständig ionisierte Atomkerne (Wasserstoffatomkern: Ein Proton)

Freie Elektronen

Teilchendichte der Sonnenkorona

Nun ist die Teilchendichte in der Sonnenkorona aber sehr gering; d.h. der Gehalt an Wärmeenergie pro Volumen ist überhaupt nicht groß.

Die Teilchendichte ist kleiner als 108 pro Kubikzentimeter.
Im Vergleich unsere “normale” Luft hat ca. 2,46 1019 Teilchen pro Kubikzentimeter.

Astronomie: Sonnensystem

Gehört zu: Astronomie
Siehe auch: Mindmap Sonnensystem, Lagrange-Punkte, Johannes Kepler, Aberration

Stand: 10.01.2024

Oberartikel Sonnensystem (The Solar System)

Um die verschiedensten Artikel über einzelne Bestandteile unseres Sonnensystems zusammen zu fassen, mache ich diesen “Ober-Artikel” auf.

Die Sonne

Die Sonne ist ein schönes Beobachtungsobjekt, für das man sich nicht die Nächte um die Ohren schlagen muss.
Bezüglich der Sonne habe ich schon vieles in diesem Blog aufgeschrieben.

Mein Artikel: Die Sonne

Himmelsmechanik

Die Körper im Sonnensystem (Planeten, Asteroiden, Kometen,…) bewegen sich nach den Gesetzen der Himmelsmechanik.

Die Ekliptik / Das Zodiakallicht

Das Sonnensystem ist grob gesagt eine Scheibe. Die meisten Objekte befinden sich (ungefähr)  eine einer Ebene. Als Bezugs-Ebene nehmen wir gerne die Ebene in der die Erde um die Sonne läuft, diese Ebene nennen wir Ekliptik. In Bezug auf diese Ebene, die Ekliptik, sind der Bahnen anderer Planeten nur ein wenig geneigt (z.B. Mars 1,8°, Venus 3,4° etc.). Von der Erde aus gesehen bewegt sich die Sonne auf der Ekliptik im Laufe eines Jahres einmal herum. Traditionell wird die Ekliptik auch “Tierkreis” (engl. Zodiac) genannt.

In der Ebene des Sonnensystems befinden sich nicht nur die meisten, der unten beschriebenen Himmelskörper (Planeten etc.), sondern auch eine Menge von Staub und kleinsten Teilchen, die einzeln gar nicht zu sehen sind, sondern sich nur dadurch bemerkbar machen, dass sie in bestimmten Blickrichtungen das Sonnenlicht streuen oder reflektieren.

Auf der Erde nennen wir eine solches Lichterscheinung in der Ebene der Ekliptik das “Zodiakallicht“.

Mein Artikel: Das Zodiakallicht

Der Merkur

Der Planet Merkur ist so nahe an der Sonne, dass man ihn nur selten beobachten kann. Er muss dazu in der Nähe der größten Elongation (28°) stehen und seine scheinbare Bahn möglichst steil zum Horizont. Wegen der wechselnden Steilheit der Bahn (Ekliptik) sind Abendsichtbarkeiten im Frühling und Morgensichtbarkeiten im Herbst günstig.

Der Merkur als sog. innerer Planet zeigt Phasen (wie der Mond) und kann auch die Sonne bedecken (wie der Mond). Letzeres nennt man “Merkur-Transit”.

Am 9.5.2015 konnte ich den Merkur-Transit visuell beobachten.

Mein Artikel:  Der Merkur

Die Venus

Der Planet Venus gehört wie der Merkur zu den inneren Planeten unsers Sonnensystems und zeigt Phasen (wie der Mond) und kann auch die Sonne bedecken (wie der Mond). Letzeres nennt man “Venus-Transit”. Die Venus entfernt sich gut von der Sonne (größte Elongation 45 Grad), so dass sie gute Abend- und Morgensichtbarkeiten zeigt. Als sehr heller Abendstern (östliche Elongation) bzw. Morgenstern (westliche Elongation) ist die Venus ein markanter heller und leicht zu identifizierender Stern am Himmel.

Im sog. “größten Glanz” hat die Venus eine scheinbare Helligkeit von -4,8 mag. Der scheinbare Durchmesser der Venus-Scheibe (besser Venus-Sichel) kann im besten Falle so bei 52 Bogensekunden liegen.

Mein Artikel: Die Venus

Die Erde, der Mond und künstliche Erdsatelliten

Die Erdrotation

Der Mond

Künstliche Erdsatelliten (Artificial Satellites)

Der Mars

Der Mars gehört zu den sog. Äußeren Planeten unseres Sonnensystems; d.h. seine Bahn um die Sonne liegt ausserhalb der Erdbahn. Deswegen  kommt er auch bei seiner Reise um die Sonne einmal in die Oppositiosposition zur Erde; dann stehen Sonne, Erde und Mars in einer Linie und der Mars wird ganz voll von der Sonne beschienen (ist er sowieso fast immer) und die Entfernung Erde-Mars ist besonders klein. Wegen der relativ stark elliptischen Bahn (Exzentrizität 0,0935) des Mars kann diese Oppositionsentfernung zwischen 55,65 Mio km und 101,51 Mio km schwanken.

Mein Artikel: Der Mars (noch keiner)

Der Asteroidengürtel

Zwischen den Bahnen des Mars und des Jupiter befindet sich der (klassische) Asteroidengütel (vergleiche unten: Kuiper-Gürtel).

Nachdem Wilhelm Herschel 1781 den Planeten Uranus entdeckt hatte, wurde zwischen Mars und Jupiter nach einem Planeten gesucht, was Johann Bode aus Berlin anregte, weil die Titus-Bode-Reihe einen Planeten mit einem Sonnenabstand von 2,8 AE vorhersagte.

In der Neujahrsnacht 1800/1801 fand Guiseppe Piazzi in Mailand ein Objekt, was später als “Planet Ceres”  eingeordnet wurde. Tatsächlich errechnete man den mittleren Sonnenabstand als 2,77 AE. Später fand man viele weitere Objekte in der Gegend von Ceres, der schließlich zum “Planetoiden” bzw. “Asteroiden” herabgestuft wurde.

Asteroidengürtel

  • Asteroiden-Gürtel / Kleinplaneten  Überblick  (Overview)
  • Vesta
  • Ein wichtiger Asteroid ist: 331105 Giselher.
    • https://wikivisually.com/wiki/Meanings_of_minor_planet_names:_331001%E2%80%93332000
    • http://www.minorplanetcenter.net/db_search/show_object?utf8=%E2%9C%93&object_id=331105
  • Und dann noch: 233967 Vierkant
    • http://www.minorplanetcenter.net/db_search/show_object?utf8=%E2%9C%93&object_id=233967

Der Jupiter

Jupiter ist ein riesiger Gasplanet bei dem Gallileo Gallilei 1610 mit seinem Fernrohr die vier hellen Jupiter-Monde entdeckte.

Der dänische Astronom Ole Römer machte um 1675 anhand der Bahnbewegungen (Verfinsterungen)  der vier Jupitermonde einen Versuch, die Lichtgeschwindigkeit zu bestimmen. Er kam damals auf einen Wert von 220000 km/s, was von der Größenordnung schon ganz gut an den modernen Wert von 299792 km/s herankommt.

In der “klassischen Zeit” (vor 1979) waren zwölf Juputermonde bekannt. Mittlerweile hat man ca 79 Jupiter-Monde entdecken können.

Der scheinbare Durchmesser des Jupiter-Scheibchens kann bis zu 49 Bogensekunden betragen, seine scheinbare Helligkeit so bis -2,3 mag.

Mein Artikel zu:  Jupiter

Der Saturn

Saturn ist bekannt durch sein auffälliges Ringsystem.

Saturn ist ebenfalls ein riesiger Gasplanet, aber etwas kleiner als Jupiter. Auch der Saturn hat viele Monde. In klassischer Zeit (vor 1966) kannte man 9 Saturnmonde; darunter Titan, als größter und bekanntester Saturnmond.

Für Beobachtungen im Fernrohr ist der scheinbare Durchmesser der Saturn-Scheibe wichtig. Dieser schwankt zwischen 15″ und 20″.

Mein Artikel zu: Saturn (noch keiner)

Der Uranus

Mein Artikel zu: Uranus

Der Neptun

Mein Artikel zu Neptun.

Der Kuiper-Gürtel – Transneptunische Objekte (TNO) – Kuiper Belt

Der Kuipergürtel ist ein Bereich im Sonnensystem jenseits der Neptunbahn (ca. 40-500 AE), der sehr viele kleinere Objekte enthält, die sich aber immer noch in etwa in der Scheibe des Sonnensystems bewegen.

Auch Pluto wird neuerdings (August 2006) als Kuipergürtel-Objekt angesehen. Das Schicksal von Pluto ist in einer Beziehung ähnlich wie das von Ceres. Bei seiner Entdeckung wurde er als “Planet” eingestuft, Jahre später wurde ihm dieser Planetenstatus aberkannt und er wurde zum “Zwergplaneten” heruntergestuft.

Mein Artikel zu: Der Kuiper-Gürtel

Kometen – Die Orthsche Wolke

Die Orthsche Wolke ist eine kugelschalenförmige Ansammlung von Objekten im äußersten Bereich des Sonnensystems, weit hinter dem Kuipergürtel. Wissenschaftlich nachgewiesen ist die Exisitenz der Orthschen Wolke nicht, aber als Hypothese und Modellannahme ist sie weitestgehend akzepiert.

Die meisten Kometen sollen aus dieser Orthsche Wolke oder auch dem Kuipergürtel stammen. Ihre Bahnen sind langestreckten Ellipsen. die in das Innere Sonnensystem führen, wo die Kometen dann die Sonne passieren und evtl. gut von der Erde aus zu beobachten sind.

Meine Beobachtungen von Kometen.

Astrofotografie: Haloerscheinung bei der Sonne

Gehört zu: Das Sonnensystem
Siehe auch: Die Sonne, Beobachtungsobjekte
Benutzt: Fotos aus Google Drive

Stand: 12.09.2021

Haloerscheinung bei der Sonne

Am 29.04.2016 konnte man in Hamburg eine Haloerscheinung bei der Sonne sehen.

Mir gelangen eine Reihe von Fotos mit meiner Kamera Sony NEX-5R in Eimsbüttel  (Diese beiden um 06:35 und 10:03 UT)

Abbildung 1: Sonne mit Halo über den Dächern (Google Drive: DK_20160429-Sonne-Halo.jpg)


Haloerscheinung bei der Sonne

Abbildung 2: Sonne mit Halo beim Hamburger Fernsehturm (Google Drive: DK_20160429 10.03.56.jpg)


Haloerscheinung bei der Sonne

Astrofotografie: Beobachtung der totalen Sonnenfinsternis vom 15.2.1961

Gehört zu: Das Sonnensystem
Siehe auch: Die Sonne, Fotobuch, Sonnenkorona
Benutzt: Fotos von Google Drive

Stand:   14.09.2021

Beobachtung der totalen Sonnenfinsternis vom 15.2.1961 in Jugoslawien

Eine totale Sonnenfinsternis konnte ich zusammen mit meinem Schulfreund Hajo Siebenhüner am 15.2.1961 auf der Vidova Gora im damaligen Jugoslawien  beobachten.

Die Totalitätszone (ausgeschnitten aus: http://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEgoogle/SEgoogle1951/SE1961Feb15Tgoogle.html )

Abbildung 1: Die Totalitätszone (Google Drive: 19610215_Sonnenfinsternis_Google.jpg)


Sonnenfinsternis Totalitätszone – Copyright Google

Die Sonnenfinsternisexpedition

Wir konnten uns einer deutsch-österreichischen Sonnenfinsternisexpedition in Salzburg anschießen und fuhren dann zusammen mit dem Zug über Villach, Ljublana nach Split, wo wir auf die Insel Brac übersetzten. Im Hauptort der Insel, Supetar, war unser Quartier. Am Vorabend der Sonnenfinsterniss fuhren wir zu einer Hütte beim Beobachtungsgelände, auf der Vidova Gora.

Beobachtungsort:

Google Maps: https://maps.google.com/maps?t=k&z=12&q=43.291035,16.668781

Für unser Fernrohr, ein Kosmos E68 Refraktor, musste aus Steinen eine kleine Säule gemauert werden, da das E68 nur ein Tischstativ hatte.

Mit dem E68 Teleskop machten wir die Sonnenfotos, wofür eine Kamera der Marke Pentacon mit einem Adapterring in der Fokalebene (f=900mm) montiert war.

Die Totalität hat 137 sec gedauert – von 07:41 bis 07:43

Ergebnisse: Fotos von der Sonnenfinsternis

Aufnahmedaten: E68-Refraktor, f=900, f/13, Film Agfa Isopan Record 34 DIN, Belichtung 1/5 sec

Abbildung 2: Die Korona ist sichtbar (Google Drive: 19610215_SoFi-02_beschriftet.jpg)


Sonnenfinsternis mit Korona

Abbildung 3: Ende der Totalität (Google Drive: 19610215_SoFi-03_beschriftet.jpg)


Sonnenfinsternis 1961: Ende der Totalität

Bericht: Ein Vortrag für die Olbersgesellschaft

Nach der Rückkehr zu unsererm damaligen Wohnort Bremen, haben wir für die Olbers-Gesellschaft im Vortragssaal der Seefahrtsschule gemeinsam einen Vortrag über unsere Beobachtung der totalen Sonnenfinsternis gehalten.

Unser Fernrohr Kosmos E68

In den 60er Jahren hatten wir (Hajo, Peter und ich – mit Unterstützung von Tante Berta) das Teleskop Kosmos E68 zusammengespart. Dieses Telekop wurde zur Beobachtung der Sonnenfinsternis 1961 benutzt.

Quelle: http://www.astrotech-hannover.de/amateurteleskope/downloads/kosmos.pdf

Abbildung 4: Unser Fernrohr damals (Google Drive: Kosmos_E68.jpg)


Unser Fernrohr Kosmos E68 – Copyright Kosmos