>>>FACHARBEIT!!!

Hallo Protony

1. Die Hitze muss mit einem Objektivfilter aus dem Tubus herausgehalten werden.

2. engbandige (<1A)Linienfilter (wie engbandig?) können bei diesem Teleskop nur dann helfen, wenn ein Wärmeschutzfilter vor dem Objektiv angebracht ist. Ansonsten könnte diese Filter nur helfen den Farbfehler des Teleskops zu mildern. Bessere Bilder (von Sonnenflecken) werden damit kaum gelingen. Protuberanzen kann man damit als Amateur nicht sehen, ich glaube höchsten mit dem 436nm Filter, dann aber muss der Filter auf jedenfall unter 1 A HwBr. haben (Für Schüler oder Normalverbraucher nicht zu bezahlen). Die D3 Linie im Gelborangen für Protuberanzen liegt bei 587,6 nm also auch daneben.

3. Die Wolffsche Sonnenfleckenzahl ermittelt man mit der üblichen Formel R= k(10g+f) wobei k ein Faktor ist der deine typischen Teleskopbedingungen auf das Original Wolffsche Teleskop reduziert (muss über viele Beobachtungen ermittelt werden), g ist die Anzahl der Gruppen auf der Sonnenscheibe und f ist die Anzahl der gezählten einzelnen kleinen Sonnenflecken.
Bei weiteren Fragen an eine Sonnenbeobachtergruppe wenden. Jede Beobachtung hat eine Relativzahl, allerdings kann man bei nur 2 Beobachtungen über die Qualität deiner Beobachtungen zu anderen Beobachtern noch nicht viel aussagen.

Für die physikalischen Fragen empfehle ich ein gutes Physikbuch oder Lexikon oder Astronomie in der 10 Klasse oder Gymnasium sich zu besorgen (Bibliothek) - ansonsten google, da gibt es eine Menge.

Gruß Harald
http://www.unigraph.de

PS:
Nicht zu kompliziert am Anfang einsteigen. Vorsichtig rangehen und nicht zu viel von den eigenen Beobachtungen erwarten oder ableiten, vor allem wenn man noch nicht lange im Geschäft ist.

Hallo Maik,
<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">Außerdem ist mein Auftrag, mit "schmalbandigen" "Linienfiltern" für das Okular die Beobachtung zu verbessern, in Hinsicht auf Sonnenflecken und Granulation. (Wellenlängen s.unten) Helfen die mir? Warum (nicht)?<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">
Vielleicht ist damit u.a. der "Solar Continuum Filter" gemeint: siehe hier und hier
Der ist zwar kein "Linienfilter" im strengen Sinne, aber schon ziemlich schmalbandig.

Viel Erfolg, Michael.

Hallo Protony,
hast Du schonmal bei http://www.vds-sonne.de/ nachgesehen?

Clear Suns!

Primoz

Hallo!

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote"><i>Original erstellt von: Protony</i>
<br />

Dann noch: Wie bestimme ich meine persönliche Sonnenfleckenrealtivzahl (k ?), wenn ich nur 2 mal beobachtet habe? Dazu: Woher weiß ich, ob meine Beobachtungen gut oder schlecht waren?

<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">
Die Relativzahl wird täglich bestimmt nach der bereits genannten Formel Re = 10 x g + f, wobei g die verzehnfachte Zahl der Flecken<u>gruppen</u> und f die Gesamtzahl aller Flecken auf der Sonne ist. Dies ist die sog. Wolfsche relativzahl, benannt nach Rudolf Wolf, der sie im 19. Jahrhundert entwickelte, um ein Standardmaß für die Berechnung der Sonnenaktivität zu erhalten.

Die täglich ermittelte Relativzahl ist also, wenn Du so willst, die persönliche. Daraus kann man ein Monatsmittel arithmetisch bilden. Ob die Relativzahl richtig ist oder nicht kann man so nicht sagen. Sie ist immer von der verwendeten Instrumentengröße, der Vergrößerung, der Erfahrung des Beobachters beim Einteilen in Gruppen und natürlich vom Seeing abhängig.

Ein Beispiel: Mit einem großen Fernrohr kann man noch kleinste Fleckengruppen erkennen (Achtung: Bei Flecken der Klasse A nach Waldmeier muss darauf geachtet werden, ob diese größer oder kleiner als 1 Bogensekunde ist, ist sie kleiner, ist es eine sog. Pore, die nur für wenige Stunden existiert und die darum bei der Fleckenrelativzahl nicht mitgerechnet wird), mit kleinem Fernrohr werden diese übersehen. Darum ist aber die mit einem kleinen Scope gegenüber einem großen ermittelte Relativzahl nicht falsch. Daher erfolgt die Auswertung im Rahmen des VdS-Fachgruppe auch in Abhängigkeit vom Instrument und nicht vom Beobachter.

Ich hoffe, ich konnte ein wenig helfen!

Sonnige Grüße

Hallo Manfred,

Ich bins nochmal. Weil eben die Instrumente und die Art und Weise von Beobachter zu Beobachter unterschiedlich ist, gibt es ja den k-Faktor. Dieser reduziert die eigene Beobachtungsreihe auf eine gemeinsame Basis und die Aussage der durch viele Beoabachter ermittelten Kurve wird insgesamt stabiler und sicherer.
Ich denke diesen Hinweis sollte man Einsteigern der Relativzahlermittlung auf jedenfall noch mit auf den Weg geben.

Wir hatten damals in den 80 iger Jahren sehr stabile k-Werte der einzelnen Beobachter erreicht. Ein Zeichen dafür, dass die Reihen sehr homogen bzw. gleichmäßig waren und es nur wenig Ausrutscher gab - Die Sorgfalt mit der gezählt wurde war einfach sehr hoch.

Gruß Harald
http://www.unigraph.de

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote"><i>Original erstellt von: Unigraph</i>
<br />Hallo Manfred,

Ich bins nochmal. Weil eben die Instrumente und die Art und Weise von Beobachter zu Beobachter unterschiedlich ist, gibt es ja den k-Faktor. Dieser reduziert die eigene Beobachtungsreihe auf eine gemeinsame Basis und die Aussage der durch viele Beoabachter ermittelten Kurve wird insgesamt stabiler und sicherer.
Ich denke diesen Hinweis sollte man Einsteigern der Relativzahlermittlung auf jedenfall noch mit auf den Weg geben.

Gruß Harald
http://www.unigraph.de
<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">

Hallo Harald!

Ja klar. Einen größeren Sprung gab es übrigens als damals die Bezugsreihe von Zürich auf das S.I.D.C. gewechselt ist. Mittlerweile wird aber von einigen die Ansicht vertreten, dass die S.I.D.C.-Werte auch einer gewissen Inhomogenität unterliegen, was dann wieder fatale Auswirkungen auf die Auswertungen haben, die diese Zahlenreihe als Basis nehmen.

Es ist zudem eigentlich immer so, dass man am Anfang noch nicht gleich sehr gute Werte erreicht (es sei denn, man ist Naturtalent), aber bei regelmäßigen Beobachtern pendeln sich die Werte nach ein bis zwei Jahren kontinuierlicher Beobachtung auf ein gesundes Maß ein, will sagen: Die Ausreisser werden immer weniger und die eigene Relativzahlkurve folgt dann immer mehr dem Trend.

Sonnige Grüße

Hallo,

wenn du die Linien des Spektrums der Sonne beobachten möchtest brauchst du ein Prisma. Denn wenn du mit einem Linienfilter genau so eine Linie anschauen würdest, würdest du nix sehen - macht also keinen Sinn. Mit den Filtern beschränkst du den beobachteten Ausschnitt auf das Licht einer bestimmten Reaktion auf der Sonne, also der H-alpha Filter lässt nur das Licht durch, dass durch angeregten Wasserstoff erzeugt wird. Dann gibt es noch einige andere Filter, die sich eben auch auf das Licht dass durch die Elektronenübergänge bestimmter Elemente erzeugt wird beschränken.

Und genau diese Elemente sind dann in den Sonnenflecken entweder sehr viel stärker oder garnicht vertreten, so dass sich dadurch ein deutlicher Kontrast ergibt und so die Flecken und andere Merkmale auf der Sonne besser beobachtet werden können.

Ich hoffe, dass dich das nicht zu sehr verwirrt hat und du es dieses WE noch schaffst

Gruß

Johanes

Hallo!

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote"><i>Original erstellt von: Protony</i>
<br />Hier meldet sich noch mal der Facharbeiter von der Front...

Meine Facharbeit bezieht sich übrigens auf einen Artikel über die "Die Sonne im violetten Licht" aus der "Sterne und Weltraum" Ausgabe 1/2006
Vielleicht fällt euch in Bezug dazu ja noch was ein!

<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">

Damit hast Du leider einen Bereich erwischt, in dem Amateursonnenbeobachter nicht unbedingt regelmäßig beobachten, um nicht zu sagen, fast gar nicht. Die häufigsten Beobachtungen finden im Weißlicht statt, dann kommt der H-Alpha-Bereich und einige ganze wenige haben angefangen im Kalzium-Licht zu beobachten (H-Alpha und Calcium IIk-Filter gibt es von Coronado). Der "violette" Bereich ist eher eine Sache für die Profis.

Sonnige Grüße

Hi!

Ich noch mal, den hier hatte ich eben übersehen:

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote"><i>Original erstellt von: Protony</i>
<br />Zum Thema persönlich Sonnenfl.rel.zahl: Heißt das er nach mehreren Beobachtungen kann ich diesen Wert bestimmen? Aber wie? Muss ich meine Beoba. nicht irgendwo mit vergleichen?
<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">

Zu Deiner Frage: Die Sonnenfleckenrelativzahl wird, sofern das Wetter es zulässt, jeden Tag ermittelt, am Monatsende werden die Beobachtungen dann z.B. an die VdS-Fachgruppe Sonne geschickt. Im Mitteilungsblatt der FG, der Zeitschrift SONNE, werden die Auswertungen regelmäßig veröffentlicht, aber auch hier:

http://www.sonneonline.org/

Zudem gibt es im Web Listen, in denen man die aktuellen Sonnenflecken aufgeführt bekommt, für das Weißlicht ist es z.B.:

http://www.sec.noaa.gov/ftpmenu/forecasts/SRS.html

für H-Alpha hier:

http://www.sec.noaa.gov/ftpmenu/forecasts/RSGA.html

Das S.I.D.C. veröffentlicht seine Daten hier:

http://sidc.oma.be/index.php3

Aber Achtung: Die Daten zwischen NOAA und S.I.D.C. differieren merkwürdigerweise häufig um einen Tag (Datumsgrenze???). Das merkt man an den unterschiedlichen Tagen an denen beide derzeit eine fleckenfreie Sonne melden!

Sonnige Grüße

Hallo Protony,

Also ich denke es hilft dir nicht viel, wenn man dir theoretisch die monochromate Beobachtungsweise (also mit engbandigen Linienfiltern die weniger als 0.01nanometer breit sind- weil auch dies etwa die breite der Frauenhoferlinien entspricht - Kostenpunkt dieser Filter in den 4,5,6 stelligen Bereich hinein!) und dessen was man dann sieht, theoretisch erklärt. Du musst durchs Teleskop schauen! Ich vermute mal, mit den Filtern die du zur Verfügung hast, wirst du nichts weiter erreichen als das man die Sonne einfach nur farbig sieht - blau, gelb, orange. Physikalisch kann man damit rel, wenig ableiten, was man nicht auch ohne dieser Interferenzfilter nicht auch schon ableiten könnte - also z.B. mit einem Objektivfilter vor dem Teleskop. Das wird daran liegen, weil deine Filter viel zu breit sind und nicht nur eine bestimmte Linie durchlassen, sondern viele andere angrenzende Linien auch noch.

Aufpassen müsstest du nach meiner Meinung auch, dass man Worte verwendet die üblich und verständlich sind. z.b. "Halpha-Teilchen" = ist Licht (Photonen) was eine Wellenlänge von rund 656,3nm hat, auf das Element Wasserstoff zurückzuführen ist und durch Übergänge von Elektronen auf ein bestimmtes Energieniveaus (Schalenmodell des Atoms) hier von der 3. auf die 2. Schale erzeugt wird. Die Energiedifferenz zwischen diesen beiden Schalen (höhere Schale - Elektron hat höhere Energie als auf niedrige Schale) wird eben in Form von Licht abgestrahlt, und dieses hat eben die oben beschriebenen Eigenschaften und sieht rot aus.

Ich denke mal, dass du dir Zeit lassen solltest, Literatur liest, praktisch beobachtest und dann den Vortrag hältst. Da haben alle was davon, man hat sich eine gewisse Kompetenz angeeignet, erzählt keinen Unsinn und es ist bleibendes Wissen! Ich weiß wovon ich rede, stehe nämlich jeden Tag selber vor mehreren Klassen.
Lass dir Zeit!

Gruß Harald
http://www.unigraph.de

Hallo Protony,

die Fraunhofer Linien entstehen dadurch, das Atome in der Photosphäre angeregt werden und Licht einer bestimmten Wellenlänge dadurch absorbiert wird - sorry, in meinem letztn Post habe ich das falsch ausgedrückt. Genaueres siehe hier: http://de.wikipedia.org/wiki/Fraunhoferlinie

Warum das jetzt genau Linien sind geht dann schon in Details des Atomaufbaus und Energieschemata der Elektronen"bahnen" - und ich denke das würde den Rahmen deiner Facharbeit sprengen und wäre eher was für Chemie LK.

Nur ganz kurz - und meine restlichen Chemiekenntnisse auskramend Wenn ein Elektron angeregt wird und es in ein höheres Energieniveau gehoben wird, neigt es dazu wieder zum niedrigen Energieniveau zurückzukehren. Manchmal auf direktem Wege - da würde dann das Licht in der selben Wellenlänge abgegeben und manchmal auch über mehrere Schritte von einem Energieniveau zum nächst niedrigen. Dadurch wird dann zwar auch wieder Energie abgestrahlt, aber wesentlich langwelliger...

Gruß

Johanes

Hi Protony,

vielleicht nützt dir die Filterkurve was.