Astronomie

Beobachtung der Wasserstofflinie - Störungen durch Bäume

Beobachtung der Wasserstofflinie - Störungen durch Bäume


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Ich richte eine 2,4-Meter-Parabel ein, die gerade nach oben zeigt, um die 21-cm-Wasserstofflinie bei 1420 MHz mit Meridiandrift-Scans zu beobachten.

Ich plane, die Schüssel auf einen in den Boden eingelassenen Stahlpfosten zu stellen, der 2 Meter aus der Bodenoberfläche herausragt.

Einige Meter entfernt steht ein Baum, der einige Äste weit über der Antenne hat. Es ist ein Eukalyptusbaum, also nicht schwer mit grünen Blättern.

Frage: Muss ich mir Sorgen machen über Störungen durch einige überhängende Äste (etwa 15 Meter über der Schüssel)? Nach meinem Verständnis sollten kürzere Linien im cm-Bereich weniger von Störungen (z. B. Wetter) betroffen sein, aber bei Bäumen bin ich mir nicht sicher.


Die 21 cm Linie ist von atomarer Wasserstoff das werden freie, neutrale Atome im Vakuum sein, wo das Elektron nur an das Proton gebunden ist.

In Wasser oder jedem anderen wasserstoffhaltigen Molekül wird die Bahn des Elektrons durch das Atom, an das es gebunden ist, dramatisch verändert (oder sogar "gestohlen"), so dass der Übergang nicht mehr als schmale Linie existiert.

Sicherlich kann es alle Arten von HF-Interferenzen von Objekten geben, die in das Empfangsmuster Ihrer Antenne eindringen, die Nebenkeulen sowie den nach oben gerichteten Hauptstrahl haben können, also sollten Sie, wie der Kommentar von @Kozaky nahelegt, nach Möglichkeit etwas experimentieren, um die Beiträge zu verstehen zum Hintergrund.

Ihre Empfindlichkeit hängt von der Bandbreite ab, die Sie für Ihren Empfänger wählen, sowie von der thermischen und Doppler-Verbreiterung der vorbeilaufenden Quelle es gibt erhebliche Frequenzverschiebungen aufgrund von a Dopplerverschiebung.

über: Von hier

Hyperfeine Wasserstoffniveaus im Grundzustand (parallel und antiparallel) mit Spin-Flip-Übergang, die Strahlung bei 1420 MHz emittieren. Die entsprechende Wellenlänge beträgt 21 cm. (21-cm-Linie, Wasserstoff-Linie)


Das GPS-System verwendet Frequenzen auf beiden Seiten der Frequenz von 1420 MHz von neutralem Wasserstoff. Das GPS-System funktioniert in Wäldern und Wäldern, daher denke ich, dass Sie in Ordnung sein sollten.


Was ist die Wasserstofflinie? (Mit Bildern)

Die Wasserstofflinie bezieht sich im Allgemeinen auf die Hochfrequenzemissionen von kaltem Wasserstoffgas im interstellaren Raum. In unserer Galaxie und in anderen Galaxien schweben riesige Mengen an Wasserstoff. Ein Teil dieses Gases wird von nahen Sternen erhitzt, wodurch es elektromagnetische Strahlung im sichtbaren Spektrum emittiert – also Licht. Vieles davon ist jedoch weit von jeder Wärmequelle entfernt, aber dennoch nachweisbar, da es elektromagnetische Strahlung mit einer Wellenlänge von 21,1 Zentimetern im Radiobereich des Spektrums aussendet. Dies ist als 21-Zentimeter-Linie oder Wasserstofflinie bekannt, und ihre Existenz wurde 1944 vom niederländischen Astronomen Hendrik van de Hulst vorhergesagt.

Nach der Quantentheorie können die Elektronen in einem Atom nur bestimmte feste Energieniveaus haben, ohne dazwischen. Das niedrigste Energieniveau wird als „Grundzustand“ bezeichnet. Elektronen können Energie absorbieren, wodurch sie auf ein höheres Energieniveau „springen“, aber früher oder später fallen sie auf ein niedrigeres Niveau und schließlich in den Grundzustand zurück, wobei die benötigte Zeit umgekehrt proportional zur Menge der überschüssigen Energie ist . Wenn ein Elektron ein Niveau herabfällt, wird die zusätzliche Energie als elektromagnetische Strahlung mit einer Frequenz freigesetzt, die der Energiedifferenz zwischen den beiden Niveaus entspricht.

Die Frequenz elektromagnetischer Strahlung ist proportional zu ihrer Energie: Je höher die Energie, desto höher die Frequenz. Diese Beziehung wird durch die Planck-Gleichung beschrieben: E = hf, wobei E die Energie ist, f die Frequenz und h die Planck-Konstante ist, die einen Wert von ungefähr 6,626 * 10 -34 Joule-Sekunden hat. Die Wellenlänge lässt sich einfach als Lichtgeschwindigkeit dividiert durch die Frequenz berechnen. Wenn also ein Elektron von einem höheren auf ein niedrigeres Energieniveau abfällt, wird elektromagnetische Strahlung mit einer bestimmten, festen Frequenz und Wellenlänge, bezogen auf die Energiedifferenz, emittiert. Diese Strahlung zeigt sich als schmale Linien auf einem Emissionsspektrum.

Jedes Element hat ein charakteristisches, einzigartiges Emissionsspektrum, das aus einer Reihe von Linien bei bestimmten Wellenlängen besteht. Die Wasserstoffspektralreihe enthält eine Reihe von Spektrallinien, von denen vier im sichtbaren Teil des Spektrums liegen. Eine davon, eine rote Linie, die als H-Alpha bekannt ist, wird in der Astronomie häufig zum Nachweis von ionisiertem Wasserstoff in Nebeln verwendet. Diese Emissionslinien für Wasserstoff können jeweils als Wasserstofflinie betrachtet werden, aber der Begriff bezieht sich gewöhnlich auf die Radioemission, die von kaltem Wasserstoffgas bei einer Wellenlänge von 21 Zentimetern erzeugt wird. Dies ist auf einen anderen physikalischen Prozess zurückzuführen. Es gelten jedoch weiterhin die gleichen Regeln bezüglich Energie, Frequenz und Wellenlänge.

Elektronen und Protonen haben eine als „Spin“ bekannte Quanteneigenschaft, die zwei mögliche Richtungen haben kann. Da ein Wasserstoffatom aus einem Proton und einem Elektron besteht, kann es die beiden Spins in die gleiche Richtung oder in verschiedene Richtungen haben. Im ersteren Fall hat das Atom etwas mehr Energie und fällt schließlich in einen niedrigeren Energiezustand, indem das Elektron seinen Spin wechselt. Die zusätzliche Energie wird als elektromagnetische Strahlung abgegeben und da der Energieunterschied gering ist, hat die Strahlung eine lange Wellenlänge und eine niedrige Frequenz: 21 Zentimeter bzw. 1420,4 MHz. Der geringe Energieunterschied bedeutet auch, dass jedes Wasserstoffatom im gleichen Spin-Zustand im Durchschnitt sehr lange braucht – mehrere Millionen Jahre –, um in einen entgegengesetzten Spin-Zustand zu fallen, aber es gibt so viel kalten Wasserstoff in a Galaxie, dass zu jedem Zeitpunkt genügend Wasserstoffatome 21 Zentimeter Radiowellen aussenden, damit diese nachweisbar sind.

Die 21-Zentimeter-Linie wurde 1951 von Harold Ewen und Edward Purcell entdeckt. Es hat sich in der Radioastronomie als von entscheidender Bedeutung erwiesen. Ein Großteil unserer Galaxie ist durch große Staubwolken vor dem Blick verborgen, die das Licht der Sterne nicht durchdringen lassen. Radiowellen werden jedoch nicht durch Staubwolken behindert, und da es in der Galaxie eine große Menge an kaltem Wasserstoff gibt, ist es möglich, die Galaxie mithilfe von Radioemissionen an der Wasserstofflinie zu beobachten und zu kartieren. Die Radioastronomie unter Verwendung der Wasserstofflinie hat es uns ermöglicht, die Größe, Form und Struktur unserer Galaxie zu bestimmen.

Auch für die Suche nach Extraterrestrischer Intelligenz (SETI) hat die Wasserstoffleitung eine große Bedeutung. Es wird für sehr wahrscheinlich gehalten, dass eine technologisch fortgeschrittene Zivilisation diese Frequenz nutzen könnte, um zu versuchen, mit anderen Zivilisationen zu kommunizieren. Die Frequenz wurde nicht nur verwendet, um auf eingehende Nachrichten zu hören, sondern sie auch zu senden. Die Raumsonden Pioneer 10 und 11, die auf unbestimmte Zeit durch den interstellaren Raum treiben sollen, enthalten Plaketten, die die Wasserstofflinie, ihre Wellenlänge, ihre Frequenz und die dahinter liegende Physik darstellen. Es stellt eine Maßeinheit dar, von der angenommen wird, dass Außerirdische sie verstehen könnten.


Beobachtung der Wasserstofflinie - Störungen durch Bäume - Astronomie

Schale konfiguriert für neutrale Wasserstoffbeobachtungen bei 1420 MHz

"HI" LINIENMESSUNGEN IN DER EBENE DER MILCHSTRASSE GALAXY

Die Messungen wurden zentriert auf 1420,4 MHz mit einer Spanne von 1 MHz um diese Mittenfrequenz (d. h. von 1419,9 MHz bis 1420,9 MHz) durchgeführt, während die Schüssel auf verschiedene Längen in der galaktischen Ebene ausgerichtet wurde (d. h. galaktische Breite von null Grad). Unser Sonnensystem befindet sich ungefähr wie im Diagramm unten gezeigt innerhalb der Milchstraße. Das Diagramm zeigt, wie das galaktische Koordinatensystem in der Milchstraße ausgerichtet ist. Beachten Sie, dass das galaktische Koordinatensystem auf unserem Sonnensystem zentriert ist, wobei der Längengrad null auf das galaktische Zentrum gerichtet ist.

Beachten Sie in der obigen Darstellung, dass es eine klare systematische Verschiebung der Frequenz-/Geschwindigkeitspositionen der Peaks aufgrund von neutralem Wasserstoffgas gibt, wenn die Beobachtungsrichtung in der galaktischen Ebene geändert wird. Beachten Sie insbesondere, dass bei null Grad Länge (dh zum galaktischen Zentrum) die relative Bewegung des Sonnensystems zum galaktischen Zentrum erfolgt, da die neutrale Wasserstofflinie blau verschoben ist, was darauf hinweist, dass die relative Geschwindigkeit des Sonnensystems eine radiale Komponente in Richtung . hat dieses Gas. Beachten Sie auch, dass neutraler Wasserstoff, der sich in der entgegengesetzten Richtung befindet, d. h. weg vom galaktischen Zentrum auf 180 Grad Länge, rotverschoben ist. Die Rotverschiebung zeigt an, dass das Sonnensystem eine radiale relative Geschwindigkeitskomponente hat, die dem Rückzug des Sonnensystems von Gas entspricht, das sich in der Richtung von uns entgegengesetzt zum galaktischen Zentrum befindet. Als Referenz wird auch eine Geschwindigkeitsskala auf dem Diagramm angezeigt. Geschwindigkeiten, die mit Doppler-verschobenen Frequenzen verbunden sind, werden berechnet durch

wobei v die radiale Komponente der relativen Geschwindigkeit zwischen dem Beobachter und der Quelle ist, c die Lichtgeschwindigkeit (3 x 10^8 m/s), fo-f der Betrag der Dopplerverschiebung und fo die unverschobene Frequenz ist. Durch willkürliche Konvention und Übereinstimmung unter Astronomen werden Doppler-verschobene Geschwindigkeitskomponenten in Richtungen, die vom Beobachter abgewandt sind, als positiv bezeichnet, während Doppler-verschobene Geschwindigkeitskomponenten, die auf den Beobachter gerichtet sind, als negativ bezeichnet werden.

Ref: obiges Bild wurde ohne Genehmigung von http://www.thinkastronomy.com/M13/Manual/common/galactic_coords.html bezogen.

Um bestimmte galaktische Längen-/Breitenrichtungen mit einem Radioteleskop zu verfolgen, ist es notwendig, galaktische Längen-/Breitengrad-Koordinaten in Rektaszensions-/Deklinations-Äquatorialkoordinaten umzuwandeln und natürlich letztendlich RA/Decl-Koordinaten in Az/El-Koordinaten für die bestimmten Teleskopstandort und die Tageszeit der Beobachtung. Die Umrechnungen in äquatoriale Koordinaten für galaktische Längengrade innerhalb der galaktischen Ebene der Milchstraße, d. h. bei null Grad galaktischer Breite, werden unten gezeigt. Beachten Sie, dass einige galaktische Längengrade von meinem Standort in New Mexico aus nicht sichtbar sind.

Das folgende Diagramm ist eine Zusammenfassung von Messungen, die auf einer Vielzahl von Längengraden bei null Grad Breite in der galaktischen Ebene der Milchstraße bei 1420,4 MHz durchgeführt wurden. Peaks in den ROTEN Teilen der Kurven zeigen neutrales Wasserstoffgas an, das eine radiale Geschwindigkeitskomponente hat, die sich von uns entfernt, und Peaks in den BLAUEN Teilen der Kurven zeigen neutrales Wasserstoffgas an, das eine radiale Geschwindigkeitskomponente hat, die sich uns nähert. Jede Kurve ist das Ergebnis einer Signalmittelung über einen Zeitraum von 5 Minuten in der spezifischen Längen-/Breitenrichtung, während die Antenne die Bewegung dieser galaktischen Richtung durch den Himmel während der Messung verfolgte.

NEUTRALE WASSERSTOFFLEITUNGEN VON VERSCHIEDENEN FUNKQUELLEN

Die folgenden Grafiken sind Diagramme der "signalgemittelten Intensität über der Frequenz", die direkt vom SDR-14 unter Verwendung des SpectraVue-Programms im normalen Modus (Standard, Frequenzbereich) mit einer 1-MHz-Bandbreite, zentriert auf 1420,4 MHz und einer ungefähren 10-Minuten-Zeit, erhalten wurden Erwerbszeit für jeden. Die Daten wurden zunächst mit der Option für das Tabellenausgabeformat des SDR-14/SpectraVue gespeichert und dann als Textdatei in MS Excel importiert. Die Daten wurden mithilfe des Diagrammassistenten in Excel gezeichnet und mit Anmerkungen versehen. Das resultierende Diagramm wurde dann in eine Datei im PDF-Format gedruckt und mit Adobe Photoshop Elements in das JPEG-Format umgewandelt, um es als JPEG-Bild auf der Website zu veröffentlichen.


Beobachtung einer Linie im galaktischen Radiospektrum: Strahlung von galaktischem Wasserstoff mit 1.420 Mc./sec.

Der Grundzustand des Wasserstoffatoms ist ein hyperfeines Dublett, dessen Aufspaltung, bestimmt nach der Methode der Atomstrahlen, 1.420.405 Mc./sec beträgt. 1. Übergänge treten zwischen den oberen (F = 1) und niedriger (F = 0) Komponenten durch magnetische Dipolstrahlung oder Absorption. Die Möglichkeit, diesen Übergang im Spektrum der galaktischen Strahlung zu detektieren, der erstmals von H. C. van de Hulst 2 vorgeschlagen wurde, ist eines der herausfordernden Probleme der Radioastronomie geblieben. In interstellaren Regionen, die nicht zu nahe an heißen Sternen liegen, sind Wasserstoffatome relativ häufig, nach der üblichen Schätzung etwa ein Atom pro cm. 3 . Die meisten dieser Atome sollten sich im Grundzustand befinden. Die Nachweisbarkeit des hyperfeinen Übergangs hängt von der Frage ab, ob die Temperatur, die die Populationsverteilung über dem hyperfeinen Dublett charakterisiert – die wir mangels eines besseren Namens die Wasserstoff-„Spintemperatur“ nennen – niedriger ist als gleich oder höher als die Temperatur, die das Hintergrundstrahlungsfeld in diesem Teil des galaktischen Radiospektrums charakterisiert. Wenn die Spintemperatur niedriger ist als die Temperatur des Strahlungsfeldes, sollte die hyperfeine Linie in Absorption erscheinen, wenn sie höher ist, würde man eine 'helle' Linie erwarten, während bei gleichen Temperaturen keine Linie nachgewiesen werden könnte. Die Gesamtintensität innerhalb der Linie pro Einheitsbandbreite sollte nur von der Differenz zwischen diesen Temperaturen abhängen, vorausgesetzt, die Quelle ist dick genug, um opak zu sein.


Hackaday-Links: 18. Oktober 2020

Erinnern Sie sich an unterschwellige Werbung? Die Idee war, dass ein Kinobetreiber ein einzelnes Bild, das einen Eimer mit heißem Butterpopcorn zeigt, zu einem Film zusammenfügt, den die Kinobesucher im Unterbewusstsein sehen und bearbeiten und zum Konzessionsstand eilen, um die Wanne mit Petrochemieglasur zu kaufen Stärke, nach der sie sich plötzlich sehnten. Es mag bei Menschen funktionieren oder nicht, aber es scheint bei Autos mit fortschrittlicher Fahrerassistenz zu funktionieren, die durch “phantom-Straßenschilder” auf elektronischen Werbetafeln gefälscht werden kann. Sicherheitsforscher der Ben Gurion University klebten ein Bild eines Stoppschilds in eine McDonald’s-Werbung, die auf einem großen LCD-Bildschirm am Straßenrand angezeigt wurde. Das reichte aus, um ein Tesla Model X zu überzeugen, beim Vorbeifahren auf die Bremse zu treten. Die Phantombilder waren zwischen einer Achtelsekunde und einer Viertelsekunde auf dem Bildschirm zu sehen, also sind dies nicht gerade unterschwellige Botschaften, aber es ist immer noch ein interessanter Angriff, der es wert ist, untersucht zu werden. Und obwohl wir der ganzen Sache mit der unterschwelligen Werbung zunächst skeptisch gegenüberstehen, wollen wir aus irgendeinem Grund jetzt wirklich einen Speck-Cheeseburger.

Erziele eine Punktzahl für die Guten im Kampf gegen Patenttrolle. Mycroft AI, Hersteller von Open-Source-Sprachassistenten, gaben stolz seinen jüngsten Sieg gegen angebliche Patenttrolle bekannt. Dies scheint einer dieser Deals zu sein, bei denen sich eine Gruppe von Investoren zusammenfindet, zufällige Patente kauft und dann behauptet, dass ein Unternehmen, das tatsächlich etwas gebaut hat, ihr geistiges Eigentum verletzt. Mycroft erhielt einen Brief von einem solchen Wesen und beschloss, dagegen anzukämpfen. Sie haben bisher zwei Schlachten gegen die angeblichen Trolle gewonnen und es sieht für die Zukunft ziemlich gut aus. Sie ziehen auch nicht durch, da Mycroft plant, die anderen Parteien für Rechtskosten und Strafschadenersatz gemäß der Patenttroll-Gesetzgebung des Staates Missouri zu verfolgen. Wir hoffen, dass dies eine Nachricht an die IP-Besetzer sendet, dass sich der Aufwand möglicherweise nicht lohnt und dass ihre Zeit und ihr Geld besser dafür verwendet werden, nützliche Dinge zu schaffen.

Gute Nachrichten vom Mars — Der Maulwurf ist endlich vollständig begraben! Wir verfolgen die Saga des HP³ oder des “Heat Flow and Physical Properties Package” an Bord des Mars InSight-Landers der NASA schon seit einiger Zeit. Der selbstbohrende “Mole”, der im Wesentlichen das Herz eines Schlagschraubers in einem stromlinienförmigen Gehäuse ist, hatte Probleme mit dem Mars-Regolith, der gleichzeitig zu weich ist, um die erforderliche Reibung zu bieten, um den Penetrator in seiner Loch, aber auch zu schwer zu durchbohren an Stellen, an denen sich unter der Oberfläche eine “duricrust” aus chemisch amalgamiertem Material befindet. Es bedurfte vieler feiner Manöver mit dem Roboterarm des Landers, um den Maulwurf wieder auf Kurs zu bringen, und er ist eindeutig noch nicht aus dem Wald — er muss bis auf drei Meter Tiefe oder so herunterkommen, um dies zu tun vollständiges wissenschaftliches Programm, für das es entwickelt wurde

Wenn Ihnen das Beobachten von Marsbodenexperimenten nicht den Juckreiz für Weltraumforschung kratzt, warum versuchen Sie nicht, Ihre eigenen Radioastronomie-Experimente durchzuführen? Sicher, Sie könnten dafür Ihr eigenes Radioteleskop bauen, aber Sie müssen nicht einmal so weit gehen – loggen Sie sich einfach in PICTOR ein, das kostenlos nutzbare Radioteleskop. Es handelt sich um eine 3,2-m-Parabolantenne in der Nähe von Athen, Griechenland, die auf Messungen der Wasserstofflinie der Galaxie ausgerichtet ist. Sie können einen Beobachtungslauf einrichten und sich die Ergebnisse zur späteren Analyse per Post zusenden lassen.

Hier ist ein lustiger, schneller Hack für alle, die das ständige Rauschen von weißem Rauschen von Fans hassen. Build Comics zählt sich anscheinend selbst zu dieser Menge und beschloss, einen Schalter einzurichten, um ihren Rauchabzug nur dann einzuschalten, wenn der Lötkolben aus seiner Halterung genommen wird. Dieser Hack wurde auf einer klassischen alten Weller-Lötstation ausgeführt, konnte aber leicht an Hakko oder andere Lötkolben angepasst werden

Und schließlich, wenn Sie noch nie einem Nobelpreisträger zugehört haben, der einen Vortrag hält, ist hier Ihre Chance. Andrea Ghez, Mitträgerin des Physik-Nobelpreises 2020 für ihre Arbeiten zu supermassiven Schwarzen Löchern, wird die jährliche Maria Goeppert Mayer-Vorlesung an der University of Chicago halten. Sie wird über genau das sprechen, wofür sie den Nobelpreis erhielt: “Das Monster im Herzen unserer Galaxis”, das supermassive Schwarze Loch Sagittarius A*. Wir vermuten, dass der Vortrag vor der Nobel-Ankündigung gebucht wurde, daher wäre der Raum in normalen Zeiten wahrscheinlich voll. Ein Vorteil im Zeitalter der sozialen Distanzierung ist jedoch, dass alles online ist, sodass Sie am 22. Oktober einen Livestream des Vortrags einschalten können.


CASSACA-Wissenschaftler enthüllt den Zusammenhang zwischen Strahlung und Form von zirkumnuklearen Materialien um supermassive Schwarze Löcher

[DR. Claudio Ricci, CAS-CONICYT Postdoctoral Fellow in Astronomie, leitete eine wichtige Arbeit inNatur》am 27.09.2017, in dem er über die jüngsten großen Fortschritte in Bezug auf die Kontrolle der Strahlungsrückkopplung die Form der engen Umgebung um supermassive Schwarze Löcher hinweg berichtete, die aus einer Multiband-Untersuchung einer Stichprobe von Schwarzen Löchern stammt, die im harten Röntgenbereich ausgewählt wurden.]

Ein Schwarzes Loch ist ein Ort in der Raumzeit, an dem die Anziehungskraft der Schwerkraft so stark ist, dass selbst Licht nicht austreten kann, es ist daher in allen Bändern „schwarz“. Die Allgemeine Relativitätstheorie sagt voraus, dass eine ausreichend große und dichte Masse die Raumzeit verformen und ein Schwarzes Loch gebären würde. Trotz seines unsichtbaren Inneren kann ein Schwarzes Loch durch seine Wechselwirkungen mit den umgebenden und einfallenden Materialien bei verschiedenen Wellenlängen indirekt gefolgert und untersucht werden.

Es ist seit Jahrzehnten bekannt, dass sehr schwere Schwarze Löcher die Zentren von Galaxien (einschließlich unserer eigenen Galaxie, der Milchstraße) bewohnen, aber von Gas und Staub verdeckt werden. Einige dieser Schwarzen Löcher können Materialien aus ihrer Umgebung „fressen“ und dabei viel Licht emittieren.Die meisten dieser "leuchtenden" Schwarzen Löcher sind von einer großen Menge Gas und Staub umgeben, die in einer Donut-ähnlichen Struktur verteilt sind. Eine solche Struktur könnte einer Speisekammer ähneln, die garantiert, dass das Schwarze Loch weiter essen, strahlen und wachsen kann. Es ist jedoch nicht bekannt, wo sich dieses Material genau befindet und in welcher Beziehung das vom Schwarzen Loch erzeugte Licht und das staubige Gas stehen.

Um dieses seit langem bestehende Problem anzugehen, nutzten Dr. Claudio Ricci, ein Postdoc-Stipendiat, der vom South America Center for Astronomy der Chinese Academy of Sciences (CASSACA) unterstützt wird, und seine Mitarbeiter Beobachtungen, die im Röntgenband durchgeführt wurden, ähnlich was normalerweise für Röntgenaufnahmen in Krankenhäusern verwendet wird. Mit jeder Beobachtung, die diese „Weltraum-Radiographien“ durchführte, konnten sie die Materialmenge um das Schwarze Loch herum messen und dann seine Entwicklung studieren.

Dieses Projekt startete 2013 und es dauerte viele Jahre, bis die Autoren die große Datenbank für ihre Forschungen erstellten, die Daten von Weltraumteleskopen sowie bodengebundenen Observatorien wie denen in Chile nutzte. Die chilenischen Teleskope waren extrem wichtig, um die Eigenschaften der Schwarzen Löcher zu messen und insbesondere ihre Massen zu „wiegen“. Das hauptsächlich verwendete Röntgeninstrument war der NASA-Satellit Swift, aber auch Daten der Satelliten XMM-Newton der ESA, Suzaku der JAXA und eines anderen NASA-Teleskops, Chandra, wurden verwendet. Im optischen Band sind die verwendeten Einrichtungen unter anderem der Sloan Digital Sky Survey, das UK Schmidt-Teleskop, Gemini, CTIO, DuPont und SAAO.

Mit dieser Arbeit entdeckten Ricci und Mitarbeiter den Prozess, der die Wechselwirkung zwischen dem vom Schwarzen Loch erzeugten Licht und dem es umgebenden Gas steuert, und zeigten, dass sich das meiste Material um Schwarze Löcher in der Nähe befindet. Die Autoren fanden heraus, dass, wenn das Schwarze Loch viel Licht aussendet, dieses Licht das Material aus seiner Umgebung verdrängt, mit anderen Worten, das Gas kann aufgrund der großen Energiemenge, die durch das schnelle Auftreffen des Materials auf das Schwarze freigesetzt wird, „verdampfen“. Loch. Das könnte auch bedeuten, dass, wenn das Schwarze Loch zu schnell „frisst“, die erzeugte Energie die für die Zukunft verfügbare „Nahrung“ zerstören könnte.

Es ist ein großer Schritt nach vorn, ein klares Bild des Zusammenhangs zwischen Strahlungsrückkopplung und der Form des umgebenden Materials zu zeigen. „Der nächste Schritt wird sein, die Details dieses Verhaltens weiter zu verstehen und zu verstehen, was mit dem Material passiert, das vom Schwarzen Loch weggedrückt wird“, sagte Dr. Ricci, der Hauptautor dieser Arbeit.

Abbildung 1. Künstlerischer Eindruck von Gas und Staub, der ein akkretierendes supermassereiches Schwarzes Loch umgibt. Von NASA/JPL/Caltech übernommen.

Abbildung 2. Schematische Darstellung des Materials, das supermassereiche Schwarze Löcher umgibt, für verschiedene Bereiche des Eddington-Verhältnisses. Das Eddington-Verhältnis ist das Verhältnis zwischen der bolometrischen und der Eddington-Leuchtkraft, wobei letztere als die Leuchtkraft definiert ist, bei der der Strahlungsdruck einer Quelle, in diesem Fall der akkretierenden SMBH, die Gravitationsanziehung ausgleicht. Aus Ricci et al. (2017, Naturbrief).


HI4PI: Eine neue All-Sky-Untersuchung von neutralem Wasserstoff

Zwei der weltweit größten vollständig steuerbaren Radioteleskope, die 100-m-Spiegel in Effelsberg/Deutschland und das 64-m-Parkes/Australien-Teleskop, kartierten die detaillierte Struktur von neutralem Wasserstoff auf der Nord- und Südhalbkugel. Heute wird die vollständige Umfrage HI4PI für die wissenschaftliche Gemeinschaft freigegeben. Es offenbart eine Fülle feiner Details der großräumigen Struktur der Gasverteilung der Milchstraße. HI4PI ist das Produkt einer gemeinsamen Anstrengung von Astronomen vieler Länder und wird ein Meilenstein für die kommenden Jahrzehnte sein.

Die Ergebnisse werden in der aktuellen Ausgabe von „Astronomy & Astrophysics“ veröffentlicht.

Der gesamte Himmel im Licht des neutralen atomaren Wasserstoffs (HI) aus der Sicht des Radioteleskops Parkes und Effelsberg. Unsere . [Mehr]

Der gesamte Himmel im Licht des neutralen atomaren Wasserstoffs (HI) aus der Sicht des Radioteleskops Parkes und Effelsberg. Unsere Wirtsgalaxie, die Milchstraße, erscheint als leuchtendes Band am Himmel mit dem Galaktischen Zentrum in der Mitte. Die Magellanschen Wolken (Große und Kleine Magellansche Wolke) sind in orangen Farben unterhalb der galaktischen Ebene deutlich sichtbar. Sie sind von riesigen Gasmengen umgeben, die durch Gravitationswechselwirkung gewaltsam von ihren Wirten getrennt wurden. Die HI-Emission der Andromeda-Galaxie (M31) und ihres Nachbarn Triangulum (M33) ist im südwestlichen Teil der Karte ebenfalls leicht als hellviolette Ellipsen zu erkennen. Die Gasbewegung ist mit unterschiedlichen Farbtonwerten farbcodiert und die visuelle Helligkeit im Bild gibt die Intensität der empfangenen HI-Strahlung an.

Der gesamte Himmel im Licht des neutralen atomaren Wasserstoffs (HI) aus der Sicht des Radioteleskops Parkes und Effelsberg. Unsere Wirtsgalaxie, die Milchstraße, erscheint als leuchtendes Band am Himmel mit dem Galaktischen Zentrum in der Mitte. Die Magellanschen Wolken (Große und Kleine Magellansche Wolke) sind in orangen Farben unterhalb der galaktischen Ebene deutlich sichtbar. Sie sind von riesigen Gasmengen umgeben, die durch Gravitationswechselwirkung gewaltsam von ihren Wirten getrennt wurden. Die HI-Emission der Andromeda-Galaxie (M31) und ihres Nachbarn Triangulum (M33) ist im südwestlichen Teil der Karte ebenfalls leicht als hellviolette Ellipsen zu erkennen. Die Gasbewegung ist mit unterschiedlichen Farbtonwerten farbcodiert und die visuelle Helligkeit im Bild gibt die Intensität der empfangenen HI-Strahlung an.

Atomarer Wasserstoff ist das am häufigsten vorkommende Element im Weltraum. Es ist der Hauptbestandteil in fast allen astronomischen Objekten wie Sternen, Galaxien und sogar Galaxienhaufen. Wasserstoff besteht aus einem einzigen Proton und ist das einfachste Element im Weltraum. Es wurde bereits während der Urknall-Nukleosynthese gebildet. Wird das Proton mit einem Elektron verbunden, spricht man von neutralem atomarem Wasserstoff, abgekürzt HI. Neben den bekannten Wasserstoff-Spektrallinien bei sichtbaren Wellenlängen kann bei Radiowellenlängen eine extrem schwache Wasserstofflinien-Emission beobachtet werden, die sogenannte 21-cm-Linie. Obwohl die emittierte Energie winzig ist, macht die schiere Menge an Wasserstoff im Weltraum die 21-cm-Linienemission in fast allen galaktischen Umgebungen beobachtbar, sogar weit über die Sternpopulation von Galaxien hinaus.

1951 gaben drei unabhängige Forschungsgruppen aus den Vereinigten Staaten, den Niederlanden und Australien den ersten Nachweis der HI 21-cm-Linienemission bekannt. Jetzt, 65 Jahre später, gab eine internationale Kollaboration von Wissenschaftlern aus der ganzen Welt die Veröffentlichung einer neuen 21-cm-Spektralliniendurchmusterung mit dem Namen HI4PI bekannt. HI4PI ist ein Akronym für HI über den gesamten Himmel (die Oberfläche der vollen Kugel entspricht 4*PI Steradiant). Die HI4PI-Kollaboration unter der Leitung eines deutschen Teams der Universität Bonn und des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie (MPIfR) veröffentlicht die Ergebnisse in der aktuellen Ausgabe von "Astronomy and Astrophysics".

Mit modernen Radioteleskopen ist HI in jeder Himmelsrichtung relativ leicht zu erkennen. Die Kartierung des gesamten Himmels ist dennoch zeitaufwendig und kostspielig in Bezug auf Handarbeit. Um den gesamten Himmel zu kartieren, waren mehr als eine Million Einzelbeobachtungen mit zwei der weltweit größten Radioteleskope erforderlich, dem 100-m-Teleskop in Effelsberg, Deutschland, und dem Parkes 64-m-Teleskop in Australien. Insgesamt wurden Dutzende Tera-Bytes an Rohdaten aufgezeichnet. Die Rohdatensätze wurden von Astronomen in Bonn verarbeitet und ergaben das endgültige Datenprodukt. „Neben einer sorgfältigen Kalibrierung der Daten mussten wir auch von Menschen verursachtes Rauschen aus den Daten entfernen. Diese sogenannte Radio Frequency Interference (RFI) wird beispielsweise von Telekommunikations- und Rundfunkstationen oder militärischem RADAR erzeugt und verunreinigt die schwache Emission der astronomischen Quellen“, erklärt Benjamin Winkel vom MPIfR, verantwortlich für die Datenerfassung und -verarbeitung in die HI4PI-Kollaboration. „Der Rechenaufwand für die Datenverarbeitung war enorm, zu den Tausenden Stunden Beobachtung kamen Tausende Stunden Rechenzeit hinzu.“

Die neuen Beobachtungen waren nur möglich, weil die technische Ausstattung der Radioteleskope im letzten Jahrzehnt massiv verbessert wurde. Einerseits haben neue Empfangssysteme, die Mehrpixel-Feeds verwenden, die Abbildungsgeschwindigkeit um eine Größenordnung erhöht. Auf der anderen Seite standen äußerst leistungsfähige Spektrometer auf Basis modernster digitaler Prozessoren zur Verfügung. Zuvor stammten hochmoderne HI-Daten aus der Leiden-Argentine-Bonn-Durchmusterung (LAB), die auf Beobachtungen mit Teleskopen der 30-m-Klasse basiert. Die neue HI4PI-Vermessung hat im Vergleich zur LAB-Vermessung eine doppelt so hohe Empfindlichkeit und eine viermal bessere Winkelauflösung.

Da HI im Universum allgegenwärtig ist, wird HI4PI eine wichtige Ressource für Forscher sein, die mit Beobachtungsdaten aller Wellenlängen arbeiten. Beispielsweise werden Röntgen- und Gammastrahlungsphotonen während ihrer Reise vom Weltraum zu unseren Teleskopen vom Wasserstoff der Milchstraße teilweise absorbiert, gestreut oder bei anderen Wellenlängen reemittiert. Daher verändert die Verteilung von HI in der Milchstraße das von Hochenergieteleskopen beobachtete eingehende Signal signifikant. Der HI4PI-Datensatz ermöglicht es den Wissenschaftlern, diese störenden Effekte zu korrigieren und unser Fenster zum fernen Universum zu reinigen.

Auch für Astrophysiker, die die Gasverteilung in der Milchstraße selbst untersuchen, wird HI4PI eine wertvolle neue Ressource sein. Aufgrund der erhöhten Empfindlichkeit und Winkelauflösung werden nun viel feinere Strukturen des interstellaren Mediums sichtbar. „In den letzten Jahren wurden bereits viele Studien veröffentlicht, die Vorabdaten der HI4PI-Umfrage verwenden und eine Fülle neuer Erkenntnisse und erstaunlicher wissenschaftlicher Ergebnisse liefern“, sagt Peter Kalberla von der Universität Bonn, leitender Senior Scientist im Projekt.

„HI4PI setzt Maßstäbe für die nächsten Jahrzehnte“, resümiert Jürgen Kerp, ebenfalls von der Universität Bonn, Projektkoordinator und Studienleiter der Effelsberg-Studie. „Obwohl kommende neue Instrumente wie das Square Kilometre Array (SKA) die Empfindlichkeit und Winkelauflösung in neue Bereiche treiben werden, sind sie als Radiointerferometer konstruktionsbedingt unempfindlich gegenüber diffus verteiltem HI-Gas. Das HI4PI wird die wichtigste Ressource sein, um diese fehlenden Informationen zu den SKA-Daten hinzuzufügen.“

HI4PI-Daten werden auf Anfrage von Interessierten aus der ganzen Welt über CDS, das Straßburger Rechenzentrum, frei zugänglich sein.

Zwei der größten Radioteleskope der Welt, verwendet für HI4PI, die hochauflösende Karte des gesamten Himmels im . [Mehr]

Zwei der größten Radioteleskope der Welt, verwendet für HI4PI, die hochauflösende Karte des gesamten Himmels im Licht von neutralem Wasserstoff. 100-m-Radioteleskop Effelsberg bei Bonn (links) und 64-m-Radioteleskop Parkes 400 km westlich von Sydney/Australien (rechts).

Zwei der größten Radioteleskope der Welt, verwendet für HI4PI, die hochauflösende Karte des gesamten Himmels im Licht von neutralem Wasserstoff. 100-m-Radioteleskop Effelsberg bei Bonn (links) und 64-m-Radioteleskop Parkes 400 km westlich von Sydney/Australien (rechts).


Daveandteleskop

Vergessen wir nicht den „wissenschaftlichen Arm“ unserer astronomischen Unternehmungen! Es geht nicht immer um hübsche Bilder von galaktischen und extragalaktischen Objekten (obwohl vieles darum geht!). Die Talavera Space Hut, wie sie liebevoll genannt wird, beherbergt ein C14-Teleskop und einen Lhires-Spektrographen (was für Littrow, High Resolution steht). Ich mache ziemlich viel Spektroskopie und viele frühere Beiträge wurden diesem Thema gewidmet, also können Sie einfach hier suchen und das wird viele Informationen ergeben! Hier könnt ihr die Ausrüstung sehen und aufbauen.

Das Coolste an der astronomischen Amateurspektroskopie ist meiner Meinung nach jedenfalls, dass sie für die aktuelle Astrophysik und astrophysikalische Forschung sehr relevant ist. Der größte Teil unseres Verständnisses von Sternen, ihrer Funktionsweise und der großräumigen Struktur des Universums stammt aus der Analyse von Spektren von Sternen und anderen Objekten. Die hochauflösende Spektroskopie, die ich mache, konzentriert sich auf Sterne und stellare Systeme. Professionelle Astronomen brauchen Leute wie dich und mich, die ihnen bei Beobachtungen helfen! Sie haben nicht den täglichen Zugang zu Geräten, die wir haben, und obwohl es schwer zu glauben ist, dass bescheidene Amateurgeräte wie die, die wir verwenden, einen solchen Beitrag leisten können, müssen Sie nur in ein paar Internet-Spektroskopiegruppen und fast jede Woche wird es einen „News Flash“, „Bulletin“ oder eine andere Ankündigung bezüglich einer aktuellen Beobachtung geben, die von einem professionellen Astronomen irgendwo durchgeführt wird und zusätzliche Beobachtungen von Ihnen und mir verlangt!

Kürzlich kam eine Bitte um Beobachtungen von Rigel, einem blauen Überriesenstern im Orion, vom Observatorium an der Cote d’Azur in Frankreich. Dies ist ein international anerkanntes Zentrum für Astronomieforschung. Ihr laufendes Projekt umfasst leuchtende Überriesen vom BA-Typ, die in fernen Galaxien beobachtet werden können und potenziell genaue Entfernungsindikatoren sind. Der Einfluss der Variabilität der Sternwinde auf die Entfernungsbestimmung ist jedoch noch wenig verstanden. Durch die Beobachtung der hochauflösenden Spektren dieser Sterne im Laufe der Zeit hoffen sie, diese Variabilität besser zu verstehen. Ich habe zwar einen Bachelor-Abschluss in Astronomie, aber ich werde die quantenphysikalischen Feinheiten der subtilen Veränderungen in der Morphologie der spektralen Absorptionslinien nicht aufschlüsseln, zumindest nicht heute. Aber was ich tun kann, ist ein hochauflösendes Spektrum von Rigel zu erhalten, um zu ihrer laufenden Forschung beizutragen. Das habe ich getan. Bevor Sie das zeigen, sind nur ein paar Definitionen zu klären. Erstens ist "hohe Auflösung". Was ist das? Die Auflösung bezieht sich auf das kleinste erkennbare Detail in einem mit dem jeweiligen Spektrographen erhaltenen Spektrum. Für mein Setup betrachten wir einen kleinen Bereich des Spektrums in der Größenordnung von etwa 100 Angström (Das gesamte sichtbare Spektrum umfasst etwa 3500 Angström). Die Auflösung wird typischerweise durch den „R“-Wert bezeichnet, wobei R das Verhältnis der Wellenlänge ist als geteilt durch die kleinste sichtbare Änderung betrachtet. In der Amateurgemeinde liegt die niedrige Auflösung typischerweise im Bereich von R= 100 bis 300. Eine hohe Auflösung kann etwas größer als 10.000 sein. Profis können mit einigen der von ihnen verwendeten Setups sogar bis zu 100.000 sein. Der Lhires-Spektrograph, den ich verwende, liegt normalerweise im Bereich von 16-19000. Die meisten Beobachtungen von Sternen und stellaren Systemen erfordern hochauflösende Daten, hauptsächlich weil sich die Phänomene in sehr kleinen Wellenlängenänderungen in der Größenordnung von einigen Zehntel Angström widerspiegeln. Daten mit niedriger Auflösung sind ideal für die Analyse entfernter Objekte wie Galaxien, Supernovae und dergleichen.

Nun weiter nach Rigel. Dies ist ein bekannter hellblauer Stern im Sternbild Orion. Ungefähr null Magnitude, es ist eine Spektralklasse B8Ia. Die Spektralklassifikation ist an und für sich ein faszinierendes Thema, aber in einer „Nussschale“ aus Ihrem Highschool-Astronomieunterricht die Buchstabenklassifikationsfolge von O, B, A, F, G, K, M, mit numerischen Unterklassifikationen von 0-9 , das zu Beginn des 20. Jahrhunderts gegründet wurde, hat noch immer Bestand, natürlich mit einigen Ergänzungen und Modifikationen. Im Allgemeinen geht es also von den hellsten, leuchtendsten „O“-Sternen bis zu den dunkleren „M“-Sternen. Von 0-9 ansteigende Zahlen zeigen abnehmende Oberflächentemperaturen an. Unsere Sonne steht in der Mitte bei G2. Sterne vom Typ B zeichnen sich spektroskopisch durch ihre starken Absorptionslinien von neutralem Helium aus. Dies sind etwa 6678 Angström. Diese neigen dazu, in der Intensität von B0-B9 abzunehmen. Es gibt auch eine Wasserstoff-Alpha-Absorptionslinie, die von den Forschern beobachtet wurde, aber diese Linie ist nicht so stark wie in der stellaren A-Klasse. Die Alpha-Stärke von Wasserstoff steigt typischerweise von B0-B9. Die H-alpha-Linie für Rigel ist jedoch sehr seltsam! Es enthält variable Emissionskomponenten (siehe unten). Basierend auf Beobachtungen von Rigels variabler H-Alpha-Linie wird geschätzt, dass der Stern mit einer Rate von (1,5 ± 0,4) × 10-7 Sonnenmassen pro Jahr an Masse verliert, oder 10 Millionen Mal schneller als die Sonne!

Meine Beobachtung wurde diesen Monat durchgeführt und bestand aus ungefähr 1-2 Stunden Gesamtaufnahmezeit, einschließlich Kalibrierungsrahmen und Flats. 12 Spektren von 45 Sekunden wurden erhalten und verarbeitet.

Einzelnes rohes 45-Sekunden-Spektrum von Rigel. Der Pfeil zeigt auf die Wasserstoff-Alpha-Absorptionslinie. Es hat ein „ausgewaschenes„Erscheinungsbild aufgrund der Tatsache, dass bei dieser Wellenlänge eine gewisse Emissionskomponente auftritt, nicht nur Absorption. Bei dieser Auflösung sind viele Linien sichtbar, aber viele der anderen stammen wahrscheinlich von Wasser in unserer Atmosphäre.

Das Spektrum von Rigel wird hier gezeigt. Wie sich herausstellte, ist Rigel also nicht „nur“ ein Typ B-Star. Es ist ein variabler Stern und ist eigentlich Teil eines Multistar-Systems. Der rote Pfeil zeigt auf die H-Alpha-Linie. Der blaue Pfeil weist auf eine Emissionskomponente bei dieser Wellenlänge hin. Sie können sehen, wie die relative Intensität dort zunimmt!. Dies ist charakteristisch für Emissionslinien. Die Emissionsaktivität in der H-alpha-Linie der sogenannten BA-Überriesen wie Rigel (B8Ia) weist auf das Vorhandensein einer Art Massenauswurf vom Stern hin.

Das besondere Erscheinungsbild der H-alpha-Linie mit Emissionsmerkmal auf der roten Seite der Linie und Absorption auf der blauen Seite wird als “P Cygni”-Profil bezeichnet. Dieser ist nach dem prototypischen variablen Stern im Sternbild Cygnus benannt. P Cygni gibt wiederum einer Art von spektroskopischem Merkmal seinen Namen, bei dem das Vorhandensein von sowohl Absorption als auch Emission im Profil derselben Spektrallinie die Existenz einer Gashülle anzeigt, die sich vom Stern weg ausdehnt. Die Emissionslinie entsteht durch einen dichten stellaren Wind in der Nähe des Sterns, während die blauverschobene Absorptionskeule dort entsteht, wo die Strahlung durch zirkumstellares Material hindurchtritt, das sich schnell in Richtung des Beobachters ausbreitet. Diese Profile sind nützlich bei der Untersuchung von Sternwinden in vielen Arten von Sternen.

Der zweite Tagesordnungspunkt bei Talavera bezog sich nicht auf eine bestimmte Forschung, sondern war eine Aufgabe, die ich erledigen musste, um Spektren an die Datenbank der AAVSO, American Association of Variable Star Observers, übermitteln zu können. Das AAVSO ist wahrscheinlich das weltweit größte Repositorium für die Zusammenarbeit zwischen Profis und Amateuren. Wir erhalten regelmäßig Bulletins und Mitteilungen über laufende Forschungen, die Hilfe von Amateuren erfordern. Wenn Sie über Spektroskopie nachdenken, ist eine AAVSO-Mitgliedschaft ein Muss! Um ein “legitimer Beobachter” zu werden, müssen Sie auf jeden Fall ein Spektrum aus einer Liste ihrer “Standardsterne” einreichen und validieren lassen. Für die Übung habe ich Epsilon Canis Major, auch bekannt als Adhara, gewählt. Dies ist ein „normalerer“ Stern vom Typ B, eigentlich ein B2. Das Interessante ist, dass Sie sehen können, dass die H-Alpha-Linie hier für diesen Stern stärker ist als bei Rigel, einem späteren Stern vom Typ B (B8), und daher sollte die H-Alpha-Absorptionsstärke geringer sein. Dies liegt daran, dass die Linie in Rigel die zuvor beschriebenen Emissionseigenschaften aufweist.

Dies ist eine 1-minütige Rohbelichtung für den Stern Epsilon Canis Major. Sogar in diesem Rohbild können Sie sehen, dass die Wasserstoff-Alpha-Linie viel dunkler ist als die vorherige Linie für Rigel, obwohl es das Gegenteil sein sollte!

Dies ist eine ziemlich "normal" aussehende Wasserstoff-Alpha-Absorptionslinie für den Stern Adhara oder Epsilon CMaj.Beachten Sie, dass es sowohl im “blauen” Arm auf der linken als auch im “roten” Arm auf der rechten Seite ziemlich symmetrisch ist. Vergleichen Sie dies mit der Emissionsfunktion auf der roten Seite von Rigels H-alpha-Linie.

Okay Leute. Das ist die Februar-Neuigkeit von der Talavera Space Hut. Ich denke, es ist genug Astrophysik für 1 Tag!


Beobachtung der Sonne in H-Alpha

H-ALPHA-FILTERSYSTEME: Im Gegensatz zu Kontinuumsbeobachtungen mit “weißem Licht” der Sonne erfordert die Beobachtung der Chromosphäre einen sehr schmalbandigen Filter, der auf der Hydrogen Alpha-Spektrallinie (6562,8 Angström) zentriert ist, der nicht nur die Intensität des Sonnenlichts auf . reduziert ein sicheres Niveau, eliminiert jedoch einen Großteil des Beitrags der Photosphäre zum Bild. Ein Verfahren dazu beinhaltet die Verwendung eines Spektrohelioskops, eines bildabtastenden Spektroskops, das Paare von sich bewegenden Schlitzen verwendet, um eine monochomatische Betrachtung der Sonne zu ermöglichen. Das Instrument hat den Vorteil einer schnellen Durchstimmbarkeit nicht nur um H-Alpha, sondern auch in anderen Spektrallinien, die Emission zeigen, wie der K-Linie von Calcium. Es ist ziemlich sperrig und wird daher hauptsächlich in einem mit Heliostaten gespeisten horizontalen Sonnenteleskop verwendet. Für diejenigen, die daran interessiert sind, eines zu bauen, werden die grundlegenden Details in der Januar-Ausgabe 1969 des Magazins Sky and Telescope beschrieben. Die andere Methode der H-Alpha-Betrachtung beinhaltet einen speziellen Schmalbandfilter. Ein von Lumicon (2111 Research Drive, #5S, Livermore, California 94550) hergestelltes Design ist ein Prominence-Filter mit 1,5 Angström FWHM (Full Width at Half Maximum) mit mehrschichtigen dielektrischen Beschichtungen auf einer Glasoberfläche ähnlich ihrem Nebelfilter entwirft. Es eignet sich hauptsächlich zum Betrachten von Gliedmaßenvorsprüngen, Sonnenflecken und sehr hellen Hauptfackeln, da der Filter nicht über den scharfkantigen Sub-Angström-Durchlassbereich verfügt, der zum Aufdecken vieler chromosphärischer Scheibendetails erforderlich ist. Für eine bessere Sichtbarkeit sind viel teurere Coronagraph-Betrachter erhältlich, die Sonnenverdeckungsscheiben verwenden, die mit einem schmalen Bandpassfilter und hochwertiger Optik gekoppelt sind. Zum Betrachten feiner Details der chromosphärischen Scheibe wird normalerweise ein komplexerer Filter hoher Qualität unter der Angström-Bandbreite benötigt. Ein von DayStar Filters of California hergestelltes Design ist ein Mehrkomponenten-Interferenzfilter, das als Kern ein Fabry-Perot-Etalon verwendet. Ein Etalon ist ein Paar planparalleler optischer Oberflächen, die teilweise reflektierend und teilweise durchlässig sind. Mit dem richtigen Plattenabstand erfährt das Licht eine Interferenz, wodurch eine Reihe von sehr schmalen Resonanzdurchlassbändern erzeugt wird, von denen eines (an der H-Alpha-Linie) über eine Sperrfilteranordnung ausgewählt werden kann. Diese Filter haben sehr scharfe Durchlassbandkanten und Sub-Angström-Versionen ermöglichen detaillierte Ansichten sowohl der Rand- als auch der Scheibendetails. Der Standardfilterstapel verwendet einen schmalbandigen Sperrfilter, einen Fabry-Perot-Etalon mit massivem Spacer-Kristall und einen Breitband-Trimmfilter. Auf den vorderen und hinteren “windows” des Teleskopobjektivs befinden sich zur weiteren Filterung Antireflexbeschichtungen, um den Filter vor übermäßiger Sonneneinstrahlung zu schützen. Diese Filter sind ziemlich temperaturempfindlich und werden oft in speziellen Öfen eingeschlossen, um sie innerhalb eines Grades der erforderlichen Betriebstemperatur zu halten (oft laufen sie bei über 100 Grad F). Ohne diese Steuerung würde sich der Durchlassbereich ziemlich schnell von H-alpha entfernen. Diese Filter sind aufgrund der hohen Qualitätsanforderungen der Quarzelemente und der kritischen Temperaturkontrolle ziemlich teuer (über 3000 USD). Sie benötigen sowohl elektrische Energie für die Öfen als auch ziemlich lange Blendenverhältnisse (f/30 oder mehr), um richtig zu funktionieren, da die “Feldwinkel” des Lichts, das auf das Etalon trifft, sehr flach sein müssen. Sie sind auch nicht schnell für die Anzeige von Funktionen in den außermittigen “wings” von H-alpha einstellbar (es sei denn, sie sind mit einer Stapelneigungsfunktion ausgestattet). Eine neuartige Variante dieses Designs ist der kostengünstigere T-SCANNER 0,7 Angström-Filter von DayStar. Es verwendet Quarz von etwas geringerer Qualität, arbeitet von 0 bis 40 ° C (32 bis 104 Grad F) und bewältigt das Problem der Temperatursteuerung, indem eine einstellbare Neigung im Filterstapel verwendet wird, um die optische Weglänge durch den Filter zu ändern. Diese variable Neigung ermöglicht dem Benutzer nicht nur, Temperaturschwankungen zu kompensieren, sondern ermöglicht auch eine schnelle Abstimmung des Filters zum Betrachten von Doppler-verschobenen Merkmalen. Der kippbare Stapel bedeutet auch, dass keine elektrische Leistung der Filterheizung oder Aufwärmzeit erforderlich ist. Dies und die Quarzelemente von geringerer Qualität reduzieren die Kosten des Filters fast um die Hälfte. Es erfordert immer noch mindestens einen Lichtkegel von f/30, aber dies kann leicht mit Vorsatzlinsen oder durch Abblenden größerer Blenden erreicht werden. Die Verwendung eines Standard-Barlows, um f/30 in einem abgeblendeten Newton-Teleskop außerhalb der Achse zu erreichen, kann jedoch zu jedem Zeitpunkt nur einen Teil des Sichtfelds im Durchlassbereich ermöglichen. Dies ist der sogenannte “ring”-Effekt, bei dem der Bereich des Feldes, der im Durchlassbereich liegt, wie ein dicker ringförmiger Ring geformt ist. Bei niedrigen Umgebungstemperaturen (nahe der Tieftemperatur-Betriebsgrenze von 32F) zieht sich dieser Ring zu einer breiten Scheibe mit H-Alpha-Details zusammen, und bei Temperaturen nahe der oberen Betriebsgrenze des Filters dehnt sich der Ring zu einem breiten kontrastarmen Bogen aus . Wenn Sie jedoch Tele Vue’s 2x oder 2,5x Powermate anstelle eines Barlow verwenden, um die f/30 oder mehr zu erreichen, kann der größte Teil des gesamten Felds im Durchlassbereich liegen. Der Kontrast des Bildes ist auch etwas höher, wenn der Filter kühl ist (näher an seiner unteren Temperaturgrenze von 32 ° F).

Viele Teleskope können so angepasst werden, dass sie mit diesem Filter ziemlich gut arbeiten, und die Öffnung muss für visuelle Beobachtungen nicht sehr groß sein (typischerweise 50 bis 150 mm). Der Kontrast für die visuelle Beobachtung ist geringer als der der beheizten hochwertigen Filter, ist aber akzeptabel und für den TV-Kamerabetrieb ausreichend. Die kleineren Camcorder können sehr nützlich sein, da sie leicht an viele Okulare gekoppelt werden können und Details hervorheben können, die visuell nicht so leicht zu erkennen sind. Sie können auch mehr als eine Person gleichzeitig die Sonne sehen lassen und die Ansicht für spätere pädagogische Betrachtungen und Studien aufzeichnen. Ein guter thermisch stabiler Beobachtungsort ist ein Muss, da Probleme mit der Tagessicht einen Großteil der feinen Scheibendetails praktisch auslöschen können. In jüngerer Zeit wurden ofenbeheizte Filter von Subangström höherer Qualität von DayStar auch mit einer Neigung ausgestattet, um eine schnellere Abstimmung zu ermöglichen, obwohl sie immer noch teurer sind als der T-Scanner. Ein weiteres Etalon-basiertes Design von H-alpha-Filtern, bei dem das Etalon über der Vorderseite des Teleskopobjektivs platziert ist, wird jetzt auch von Coronado Instruments (Tuscon, Arizona) hergestellt. Diese Anordnung außerhalb des vorderen Bereichs vermeidet die Feldwinkelprobleme und einige der thermischen Kontrollprobleme, die Filter in der Nähe des Teleskopfokus haben. Um jedoch eine große Blendenöffnung zu erhalten, muss das Etalon erheblich größer gemacht werden als dies für die Etalon-basierten Filter mit Nahfokus erforderlich ist. Ein neuartiges H-Alpha-Teleskop zur Einführung, das “PST” oder “Personal Solar Telescope”, wurde von Coronado eingeführt und liefert trotz seiner 40-mm-Öffnung mit seinem eingebauten H-Alpha-Filter eine gute Leistung.

Weitere Informationen zu H-Alpha-Filtern finden Sie unter ASTROPHYSICS OF THE SUN, von Harold Zirin, S. 23-29, oder Amateurteleskopbau, Buch III, S. 376-428. ************************************************* **************************

GLOSSAR DER WICHTIGSTEN H-ALPHA-BEGRIFFE (* bezeichnet einen Begriff, der im Allgemeinen kein H-Alpha-Merkmal ist, aber in Sonnentexten erwähnt wird).

CHROMOSPHÄRISCHES NETZWERK: Ein allgegenwärtiges lückenhaftes Netzwerk aus langen, dünnen, gewundenen Ketten winziger hellerer Punkte mit geringem Kontrast, die als Filigran bezeichnet werden (auch in Plagen zu finden), das sich über einen Großteil der Sonnenscheibe in H-Alpha erstreckt. Diese Punkte oder “Netzwerkelemente” haben oft dunklere Spicula oder kurze Fibrillen, die aus ihnen herausragen oder daran vorbeilaufen (Teil der feinen Diskdetails, die als Dark Mottles bekannt sind), wodurch das eigentliche Netzwerk schwerer zu erkennen ist.

ELLERMAN-BOMBEN: Winzige, ziemlich helle vorübergehende Lichtpunkte (dauern normalerweise weniger als 5 Minuten), die am häufigsten in Emerging Flux-Regionen oder an den Rändern von Sonnenflecken zu finden sind, wo das Magnetfeld die Oberfläche durchbricht. Sie sind am besten in den Flügeln von H-alpha zu sehen (fast 5 Angström breit).

EMERGING FLUX REGION (EFR): Ein Bereich auf der Sonne, in dem ein magnetischer Dipol oder eine “Flux-Röhre” auf der Scheibe auftaucht und schließlich eine bipolare Sonnenfleckengruppe erzeugt. In H-alpha erscheinen EFRs normalerweise als kleiner ovaler Bereich heller Plage (typischerweise etwa 7000 km im Durchmesser), der oft eine Reihe kurzlebiger schmaler Fibrillen (Arch Filament System (AFS)) enthält, die ungefähr von einem Ende des Dipols nach . verlaufen das andere. Jeder Pol eines EFR ist oft durch Poren oder kleine sich entwickelnde Sonnenflecken gekennzeichnet. In EFRs können manchmal Überspannungen oder sogar kleine Sonneneruptionen auftreten.

EPHEMÄRE REGIONEN (ER’s): Kleine magnetische Dipole mit einer Lebensdauer von etwa einem Tag, die keine Sonnenflecken enthalten. Ephemere Regionen können sich überall auf der Sonne entwickeln, sind aber in mittleren und unteren Sonnenbreiten häufiger. Sie erscheinen als kleine hellere Elemente im chromosphärischen Netzwerk, sind aber schwächer als die Plage der aktiven Region. Sie können auch gelegentlich kleine Überspannungen oder Subflares erzeugen.

*FACULAE: Fleckige weiße Lichtaufhellungen in der Photosphäre (nicht sichtbar in H-alpha), die normalerweise hauptsächlich in Richtung der Extremität aufgrund der Abdunkelung der Extremitäten zu sehen sind. Faculae finden sich am häufigsten in der Nähe von aktiven Regionen oder dort, wo sie sich gerade bilden, und können noch lange bestehen, nachdem die Sonnenflecken in der aktiven Region zerfallen sind (am besten bei blauem Licht zu sehen).

FASERN: Kleine feine filamentartige dunklere Merkmale, die dazu neigen, entlang magnetischer Feldlinien zu verlaufen. Oft sind sie mit größeren Filamenten verbunden oder Teil der Struktur, die sich in die Hauptachse des Filaments krümmen oder entlang dieser verlaufen.

FELDÜBERGANGSBÖGEN (FTA): Filamentartige Fibrillen, die die Polaritätsumkehrlinie (eine Linie, die den halben Punkt zwischen zwei entgegengesetzten Polaritätsbereichen markiert) einer bipolaren magnetischen Region kreuzen. Im Gegensatz zu AFS-Fibrillen zeigen sie wenig oder keine Doppler-Verschiebungen und neigen dazu, eher dünn und nicht sehr dunkel zu sein. FTA neigen dazu, sich direkt zwischen lokalisierten Bereichen entgegengesetzter magnetischer Polarität zu wölben und markieren oft magnetisch stabile Bereiche.

FILAMENTE: Vorsprünge im Gesicht der Sonne, die als lange schmale dunkle Streifen oder diffuse komplexe dunkle Bereiche in H-Alpha-Licht erscheinen. Filamente markieren oft Bereiche mit magnetischer Scherung (siehe Prominenzen).

*GRANULATION: Kleine konvektive Zellstrukturen sichtbar in weißem Licht (“Reiskörner”), am besten in Öffnungen über 3 Zoll und in grünem Licht zu sehen. Jede Zelle besteht aus einem helleren polygonalen Bereich von heißem aufsteigendem Gas, der typischerweise einen Durchmesser von etwa 1100 km hat, und einer kühleren Kante oder einem “-Kanal” aus absteigendem Gas mit einer Breite von etwa 230 km.

MORETON-WELLE: Eine chromosphärische Stoßwelle, die sich manchmal von großen impulsiven Sonneneruptionen nach außen ausdehnt und sich mit etwa 1000 km/s über die Oberfläche bewegt. Es erscheint normalerweise als sich langsam bewegender diffuser Aufhellungsbogen in der Mittellinie von H-alpha oder als schwacher diffuser, etwas dunklerer Bogen im blauen Flügel.

PROMINENZEN: H-Alpha-Emissionsmerkmale, die über den Rand der Sonne hinausragen und aus komplexen Wolken oder Gasströmen über oder in der Chromosphäre bestehen. Sie kommen im Allgemeinen in zwei große Klassen: Aktiv (Gliedmaßenflares, Überspannungen, Sprays, Schlingen) und Ruhe (Filamente der ruhigen Region, Filamente der aktiven Region).

PLAGE: Fleckige H-Alpha-Aufhellungen auf der Sonnenscheibe, meist in oder in der Nähe aktiver Regionen, die mehrere Tage andauern können. Plage hat eine unregelmäßige Form und eine unterschiedliche Helligkeit und markiert Bereiche mit fast senkrecht auftauchenden oder sich wieder verbindenden magnetischen Feldlinien (vom französischen Wort für “beach”, wobei “a” eine kurze ist).

POREN: Winzige dunklere Flecken unter 2500 km Größe, oft mit relativ kurzer Lebensdauer. Poren bilden sich gelegentlich dort, wo mehrere Granulationskanäle aufeinandertreffen und können manchmal der Entwicklung von Sonnenflecken vorausgehen.

WIEDERVERBINDUNG: Eine Neuausrichtung der Magnetfelder, bei der ein Bereich einer magnetischen Polarität die früheren Verbindungen bricht und sich mit dem nächsten Bereich der entgegengesetzten Polarität verbindet. Auf der Sonne passiert dies oft, wenn ein neuer magnetischer Dipol in der Nähe eines anderen bereits existierenden auftaucht. Wenn beispielsweise der Nordpol des neuen Dipols in der Nähe des Südpols des alten Dipols auftaucht, können die Kraftlinien diese beiden benachbarten Pole wieder verbinden, wodurch sie als neuer Dipol niedrigerer Energie konfiguriert werden und Energie freisetzen, oft in Form von Plage Aufhellung oder eine Sonneneruption.

SOLAR FLARE: Extrem helles, mäßiges bis großes vorübergehendes Emissionsmerkmal, das von wenigen Minuten bis über vier Stunden dauert. Flares sind eine schnelle und heftige Energiefreisetzung in der Chromosphäre aufgrund von extremer Magnetfeldbelastung und können gelegentlich dazu führen, dass Material in Form eines koronalen Massenauswurfs (CME) die Sonne verlässt.

SPICULES: Kleine Gasstrahlen unter 10.000 km Länge, die normalerweise als eine Ansammlung winziger hellerer stachelartiger Merkmale an den Extremitäten oder als winzige dunklere Stacheln aus Netzwerkelementen gesehen werden, aber normalerweise nicht über hellem Plage gesehen werden.

SPRAY: Eine vorübergehende Prominenz, die durch die Explosion von erhöhtem Material vor dem Flare entsteht, das Trümmer in viele Richtungen schleudert. Normalerweise nur durch die heftigsten Flares erzeugt, da darüberliegende Filamente weggeblasen werden.

SUNSPOT: Dunkles, langlebiges photosphärisches Merkmal, typischerweise 2500 bis 50.000 km groß. Moderate bis große Flecken bestehen normalerweise aus einer dunkleren zentralen Region (Umbra) und einem helleren Halo, der aus vielen kurzen feinen Fibrillen (Penumbra) besteht. Sonnenflecken haben starke konzentrierte Magnetfelder, die dazu neigen, die Energieübertragung von unten zu verhindern, wodurch sie im Zentrum etwa 2500 Grad K kühler als die Photosphäre sind. Im Umbra neigen die Felder dazu, nahezu vertikal ausgerichtet zu sein, während im Halbschatten die Magnetfelder horizontaler werden.

SURGE: Eine vorübergehende Prominenz, die von Flares oder sehr aktiven Regionen erzeugt wird und als mäßiger bis großer kollimierter Gasstrahl von der Oberfläche aufsteigt. Ausgestoßenes Gas wird oft auf die Sonne fallen oder zurückziehen, wobei es dazu neigt, den magnetischen Feldlinien zu folgen, während es zu anderen Zeiten aufsteigt und sich zerstreut und aus dem Blickfeld verschwindet.

“WINGS” VON H-ALPHA: Wellenlängen geringfügig von 6562,8 Angström (bis zu +/- 2 Angström), verwendet zum Betrachten von Doppler-verschobenen Merkmalen. Der “blue” Flügel ist eine kürzere Wellenlänge und der “red” ist auf der längeren Seite.

Vorsprünge sind riesige Gaswolken, die oft auf oder über dem Sonnenrand zu sehen sind und die am einfachsten zu beobachtende H-Alpha-Emissionsfunktion sind, die einen Filterdurchlassbereich erfordern, der ein oder zwei Angström breit sein kann. Auf der Sonnenscheibe beobachtete Vorsprünge sind die dunkleren Merkmale, die als Filamente bekannt sind und eine Durchlassbandbreite von unter einem Angström benötigen, um deutlich sichtbar zu sein. Sie stellen oft eine abgescherte Magnetfeldgrenze oder neutrale Linie zwischen entgegengesetzten Polaritäten dar, wo Gas um gebündelte Feldlinien eingeschlossen ist. Die Formen der Hervorhebungen können sehr unterschiedlich sein, aber das folgende allgemeine Schema (Zirin) ist etwas nützlich, um sie zu kategorisieren:

KLASSE 1: RUHIGE FILAMENTE/PROMINENZEN (langlebig, ziemlich statisch) a. QRF (Quiet Region Filament) dh: Hecken, Vorhänge, schwimmende Bögen, Bögen, Ventilatoren, ect. b. ASCENDING PROMINENCES (Ende der Ruhephase) “Disparition Brusque” (“lifting off”) Eruption. c. ARF (Active Region Filament): ein Filament in oder in der Nähe einer aktiven Region (Netzlinienfilamente).

KLASSE 2: AKTIVE FILAMENTE/PROMINENZEN (kurzlebig, bewegend) a. Gliederflackern (helle Kleckse, die sich manchmal zu eruptiven Vorsprüngen ausdehnen). b. STÖRUNGEN: Kollimiertes ausgestoßenes Material, das zuvor nicht gesehen wurde (sehr plötzlicher Gasstrahl). c. SPRAYS: unkollimierte Ejekta, die zuvor als erhöhte Merkmale vor dem Aufflackern sichtbar waren (heftige Explosion). d. FLARE LOOPS und CORONAL RAIN (oft nach dem Flare Ejekta oder anderes Gas).

RUHIGE PROMINENZEN/FILAMENTE nehmen eine Vielzahl von Formen an und neigen dazu, viel länger als breit zu sein. Quiet Region Filaments (QRFs) sind einige der größten und am längsten andauernden Ruhephasen, von denen einige für mehrere Sonnenrotationen sichtbar sind. Sie werden am häufigsten dort gefunden, wo wenig große Aktivität herrscht, wie zum Beispiel in den sogenannten “Polar Crown” Gebieten mit hohen Breitengraden, obwohl sie manchmal zwischen oder sogar in der Nähe aktiver Regionen zu finden sind. Die Hedgerow-Prominenz ist ein ziemlich häufiges QRF und neigt dazu, wie eine unregelmäßige Reihe von Büschen auszusehen. Hecken sind in der Regel sehr detailliert, wobei erhebliche Verzweigungen und feine Strukturen bei hoher Auflösung sichtbar sind. QRFs treten in vielen anderen Formen auf, darunter schwebende Bögen, Fächer, Vorhänge, große geschwungene Klingen, Flammen und prächtige spinnennetzartige Bögen. Viele haben obere Kanten, die dazu neigen, schärfer zu sein als ihre unteren Seiten, die unregelmäßig oder gewellt sein können. Die Bewegung des Materials in QRFs ist normalerweise langsam und klein, so dass die Gesamtform der Prominenz unverändert bleibt, aber geringfügige Änderungen können gelegentlich in nur 10 Minuten beobachtet werden. Bei Betrachtung auf der Sonnenscheibe neigen QRFs dazu, einen Teil ihrer feinen Details zu verlieren und werden zu schwachen unregelmäßigen dunklen Flecken oder großen, sanft geschwungenen Bögen aus dunkler Materie. Vorsprünge sind auf der Scheibe dunkler, weil sie Licht von unten absorbieren und dann in alle Richtungen wieder abstrahlen. Einige Filamente mit niedrigem Pegel zeigen oft eine hellere Basis aufgrund eines “blanketing”-Effekts, der die Emissionsverluste der unteren Chromosphäre reduziert. Große Ruhende sind nicht immer stabil, und wenn sie eine Höhe von 50.000 km über der Oberfläche (0,07 Sonnenradien) überschreiten, lösen sie sich normalerweise innerhalb von 48 Stunden in einer Eruption, die als “Disparition Brusque” (plötzlich) bekannt ist, von der Sonne verschwinden). Disparition Brusque Eruptionen dauern in der Regel weniger als ein oder zwei Stunden. Sie variieren in ihrer Form von einem einfachen Abklingen der Ruhe bis hin zu einem spektakulären “lifting off”, bei dem die Prominenz aufsteigt und von der Sonne wegdriftet, wobei sie sich langsam auflöst. Gelegentlich kann auch eine leichte Oberflächenaufhellung auftreten. Manchmal wird sich ein verschwundener Ruhender sogar ein paar Stunden oder Tage später in der Nähe seines vorherigen Standorts wieder bilden. Bei einigen großen Eruptionen kann ein Dispartition Brusque einen koronalen Massenauswurf erzeugen. Einige Vorsprünge rotieren langsam, und einige sehen sogar aus und verhalten sich wie Tornados, insbesondere die Trümmer von Disparition Brusque. Aktive Regionsfilamente (ARF’s) (am besten auf der Sonnenscheibe zu sehen) sind in der Regel kleiner, dunkler und schmaler als ihre riesigen Cousins, die QRFs. Sie kommen in oder in der Nähe von aktiven Regionen vor und winden sich manchmal um oder sogar durch große Sonnenfleckengruppen. Das Neutrallinien-Filament in einem aktiven Bereich, der der Scherung lokaler Magnetfelder ausgesetzt ist, ist ein Beispiel für eine ARF. Arch Filament System “Filamente” zwischen sich bildenden Sonnenflecken sind in Wirklichkeit Fibrillen, die dazu neigen, klein und ziemlich kurzlebig zu sein, es sei denn, der Fluss tritt sehr lange auf. Sie können besonders dunkel sein, wenn ein Fleck entsteht, und zeigen oft Doppler-Verschiebungen durch Materialfluss in den Fibrillen. AKTIVE FILAMENTE/PROMINENZEN sind kurzlebige Merkmale, die mit Sonneneruptionen und anderen gewalttätigen Ereignissen verbunden sind. Gliedmaßenfackeln können auf dem Sonnenglied als erhöhte helle Kleckse erscheinen.Gelegentlich steigt ein kleines ARF, in dem ein Flare beginnt, auf und dehnt sich zu einer majestätischen Eruptivprominenz aus, oft in Form einer sich verdrehenden Schleife, während eine intensive Emission an der Oberfläche erscheint. Flares erzeugen manchmal eine SURGE Prominence, die in der Nähe des Gliedes als gut definierter Strahl hellen Gases sichtbar ist und gelegentlich in der Emission auf der Sonnenscheibe zu sehen ist.

Diese Strahlen haben manchmal die Form von feinen, eng beieinander liegenden Stacheln, die bis zu einem Sonnenradius von der Extremität aus sichtbar sein können. Überspannungen können auch als helle, schmale dunkle Merkmale auf der Sonnenscheibe (manchmal blauverschoben) gesehen werden. Überspannungen treten normalerweise auf, wenn ein kleiner Satellitenfleck mit entgegengesetzter magnetischer Polarität in oder sehr nahe dem Halbschatten eines großen regulären Sonnenflecks auftaucht. Dann tritt eine kleine Flare auf, die zu einem nach außen gerichteten Gasausstoß führt, der durch das Feld des dominanten Spots in einen schmalen Strom eingeschlossen wird. Die Geschwindigkeit des Stoßausstoßes (50-200 km/s) reicht nicht aus, um die Sonne zu verlassen, und das Gas folgt den magnetischen Feldlinien, wenn es fällt oder sich zurückzieht, wodurch manchmal ein “splash” der Aufhellung in der Nähe der Sonne entsteht Ursprungspunkt. In aktiven und gelegentlich in ephemeren Regionen auf der Sonnenscheibe sind viel kleinere, nicht-flare Stromstöße oft als winzige blauverschobene “Rauchstapel”- oder “puff”-Filamente zu sehen, die einer Rauchfahne ähneln. Schornsteinstöße dauern normalerweise nur wenige Minuten und können gelegentlich mitten in einem ziemlich ruhigen Gebiet auftreten, insbesondere in den frühen Stadien einer Emerging Flux-Region. Ein weiterer aktiver Prominenztyp, der normalerweise aus den heftigsten Fackeln resultiert, ist das SPRAY, eine spektakuläre unkollimierte Ausbreitung von unterbrochenem ARF-Material, das Trümmer mit Geschwindigkeiten von 200-300 km/s oder mehr (bis zu 2000 km/s) in viele Richtungen schleudert. sec für einige der größten Fackeln). Oftmals wird das betreffende Filament anfangs leicht angehoben, dann explodiert es im Spray nach außen. Die Bewegung des Sprühmaterials kann oft in nur wenigen Minuten gesehen werden, und gelegentlich kann das Material gesehen werden, das die Sonne vollständig verlässt (koronaler Massenauswurf). Zwei andere Arten von Flare-assoziierten aktiven Protuberanzen sind Flare Loops und Coronal Rain. FLARE LOOPS sind große dünne kreisförmige oder elliptische vertikale Gasschleifen, die in den späteren Stadien oder nach einer größeren Flare auftreten. Sie neigen dazu, oben und an ihrer Basis heller zu sein und zeigen oft eine verschachtelte Struktur aus vielen sehr dünnen Schleifen (Arcades), alle mit nahen Endpunkten. Diese Schleifen sind dort, wo Flare-Ejekta oder anderes Gas auf die neuen magnetischen Feldlinien gestoßen ist, die durch die Wiederverbindung, die während des Flares auftritt, aufgebaut wurden. Materialbewegungen sind oft auf beiden Seiten der Schlaufe zur Oberfläche hin zu sehen. Die ersten Schlaufen bilden sich ziemlich niedrig, während sich die nachfolgenden Schlaufen immer höher über der Oberfläche bilden. Flare Loops werden manchmal nach einigen explosiven Flares oder bei kleinen Flares nicht gesehen. Sie halten in der Regel nur wenige Stunden und sollten nicht mit den ruhenden „Floating Arches" Vorsprüngen verwechselt werden, die dick oder unregelmäßig geformt sind und viel länger leben. CORONAL RAIN ist die diffuse schwache fleckige Emission von Gas, das zurück zur Oberfläche absinkt, wenn es auf magnetische Feldlinien trifft. Es kann oft als Material gesehen werden, das in Post-Flare-Loops oder aktive Regionen “raining” .

ALLGEMEIN SICHTBARE CHROMOSPERISCHE SCHEIBENFUNKTIONEN (gesehen in Filtern mit FWHM-Bandbreiten unter einem Angström) Am Rand des Sonnenrandes in H-alpha ist die Chromosphäre im Profil zu sehen, die als unregelmäßiger Streifen roten Lichts mit weniger als 10 Sekunden Bogenhöhe erscheint , läuft ganz um den Rand der Scheibe herum. Bei hoher Leistung (insbesondere in den Flügeln von H-alpha) sind die einzelnen Spicules, die diesen Rand bilden, manchmal als winzige schmale Lichtstrahlen sichtbar, die normalerweise leicht gegen die Vertikale geneigt sind und manchmal dazu neigen, sich etwas zu vermischen. Spicules sind auch auf der Scheibe als winzige schmale, dunklere Jets mit niedrigem Kontrast sichtbar, die dazu neigen, aus Elementen des Chromosphärischen Netzwerks hervorzutreten, einer Anordnung langer, gewundener Ketten winziger, etwas hellerer Flecken, die über einen Großteil der Sonnenscheibe verlaufen. Das Netzwerk ist aufgrund seines geringen Kontrasts und der allgegenwärtigen darüber liegenden Stacheln oft schwer zu erkennen, wird jedoch in den Flügeln von H-alpha besser dargestellt und in der Nähe aktiver Regionen verstärkt. Die Sichtbarkeit des Netzwerks wird auch durch die Fibrillen beeinträchtigt, winzige, kontrastarme, kurze, schmale, filamentartige dunklere Merkmale, die zwischen nahegelegenen Punkten verlaufen. Gruppen längerer Fibrillen, die direkt zwischen Bereichen entgegengesetzter magnetischer Polarität verlaufen, werden als Feldübergangsbögen bezeichnet. Zusammen bilden Spicula und Fibrillen die Dark Mottles, die einen Großteil der Sonnenscheibe bedecken und die oft fälschlicherweise als Netzwerk bezeichnet werden. Filamente sind Vorsprünge, die gegen die Sonnenscheibe zu sehen sind und als schwache fleckige Merkmale oder dunklere geschwungene Bögen erscheinen. Ruhefilamente sind im Allgemeinen größer als die etwas schmaleren und gewundeneren Aktivbereichsfilamente. Sonnenflecken sind in H-alpha sichtbar, aber ihre Halbschatten haben einen geringeren Kontrast als bei weißem Licht. Häufig werden Fibrillen in der Nähe von Sonnenflecken gesehen, die die nahegelegenen Magnetfeldlinien nachzeichnen. Manchmal sind auch in oder in der Nähe aktiver Regionen Plage-fleckige Helligkeitsbereiche sichtbar, die nahezu vertikal entstehende oder sich schnell neu ausrichtende Magnetfelder markieren. Plage- und Weißlichtfaculae sind verwandt, aber nicht dasselbe, da sie oft nicht genau die gleichen Positionen einnehmen.

Die Anzahl und magnetische Polarität der Sonnenflecken variiert gemäß einem ungefähren numerischen Zyklus von 11 Jahren (22 Jahre magnetischer). Ungefähr 18 Monate vor dem Ende des alten Zyklus können die ersten neuen Zyklusflecken in der Nähe des 25. nördlichen und südlichen Sonnengrads erscheinen, wobei die wenigen verbleibenden Flecken des alten Zyklus auf beiden Seiten des Äquators liegen. Nachdem die alten Zyklusflecken ausgestorben sind, werden die neuen zahlreicher und größer und bilden verschiedene Sonnenfleckengruppen. Diese Gruppen bestehen normalerweise aus einem oder mehreren größeren Leitflecken, denen oft mehrere etwas kleinere nachfolgende Flecken folgen, wenn die Sonne rotiert. Die Aktivität breitet sich auch im Ort aus, wobei ein “-Sprung” in der Breite der Sonnenfleckenbildung den Aufschwung im neuen Zyklus signalisiert. Jede Hemisphäre bildet schließlich einen unregelmäßigen Gürtel aus Spotaktivität, der im Verlauf des Zyklus langsam in Richtung Äquator driftet.

Gegen Mitte des Zyklus tritt normalerweise das Maximum der Sonnenfleckenzahl auf, wobei die Hauptaktivitätsgürtel jetzt fast 40 Grad breit sind und um 20 Grad zentriert sind. N/S Sonnenbreite (einige kurzlebige Flecken wurden bis zu 70 Grad N/S gesehen). Sehr große komplexe Gruppen von Flecken werden nahe und nach dem Maximum vorhanden sein, wobei viele eine komplizierte magnetische Struktur aufweisen.

Die Anzahl der Flecken nimmt dann in den nächsten Jahren ab, wobei sich die meisten in niedrigeren solaren Breiten bilden und sich weniger große entwickeln. Wenn sich das Sonnenfleckenminimum wieder nähert, sind, wenn überhaupt, nur wenige Flecken sichtbar, meist in der Nähe von 7 Grad. N/S. SONNENFLECKGRUPPEN: Sonnenflecken bilden sich im Allgemeinen in magnetisch verbundenen bipolaren Gruppen, wobei jedes Ende ein Pol eines lokalisierten Magnetfelds ist, das als Flussrohr bezeichnet wird. Die magnetische Konfiguration dieser Flussröhre (oder “dipol”) wird normalerweise durch die Hale-Nicholson-Regeln bestimmt, die besagen, dass der vorhergehende Polaritätsfleck in den meisten Gruppen normalerweise der dominante “Führer” für den gesamten 11-jährigen Sonnenfleck ist Zyklus. Auf der nördlichen Sonnenhemisphäre könnten die Flecken, die jede Gruppe über die Sonne führen, während die Sonne rotiert (vorher oder “p”), einen Sonnenfleckenzyklus mit einer magnetischen Polarität “nord” beginnen. Die Follower (f) in derselben Gruppe hätten dann eine „südliche„-Polarität. Vorhergehende Punkte in Gruppen auf der südlichen Sonnenhemisphäre hätten dann eine südliche magnetische Polarität und würden von den nördlichen Polaritätspunkten der Gruppe gefolgt werden. Diese Polaritätsorientierung der Sonnenfleckengruppen wird im Allgemeinen bis zum nächsten Sonnenfleckenminimum beibehalten, wenn sich die Polaritäten für beide Hemisphären umkehren. Die magnetische Achse der Sonnenfleckengruppe ist normalerweise leicht geneigt zur solaren Ost-West-Linie (Joy’'s Law) und verläuft von 3 Grad in Äquatornähe bis 11 Grad bei 30 N/S Breite, wobei der vorhergehende Polaritätsfleck etwas näher liegt zum Äquator. Wenn die Achse anfangs stark geneigt ist, neigt die Gruppe dazu, sich zu drehen, bis die Achse paralleler zum Äquator ist. P-Polaritätsflecken in den meisten bipolaren Gruppen sind tendenziell etwas größer und besser entwickelt als die etwas zahlreicheren f-Polaritätsflecken. P-Punkte in sich entwickelnden Gruppen neigen auch dazu, sich nach Westen zum Kopf der Gruppe zu bewegen. Wenn eine Gruppe mit der f-Polarität vorangeht (“Inverted Polarity”), wird sie normalerweise aussterben, oder der p-Punkt oder der p-Polaritätsbereich hinter dem f-Punkt schiebt sich nach Westen durch das Feld des f-Punkts oder vorbei , wodurch magnetische Scherung und mögliche Flare-Aktivität erzeugt werden, bis sie ihren rechtmäßigen Platz im vorderen Ende der Gruppe wiedererlangt. Stabile Sonnenflecken neigen dazu, ziemlich symmetrisch zu sein, es sei denn, es gibt in der Nähe eine starke magnetische Scherung durch den entstehenden magnetischen Fluss oder das Passieren eines Bereichs mit entgegengesetzter magnetischer Polarität. Magnetische Scherung kann dazu führen, dass große Teile der Sonnenflecken-Halbschatten verzerrt oder verschwinden. Große Flecken bilden sich in der Regel aus der Verschmelzung kleinerer. Große Spotgruppen können über 182.000 km lang sein und resultieren meist aus der Entstehung mehrerer Flussröhren, da einzelne Dipole selten eine Länge von 50.000 km überschreiten.

DER MT. WILSON MAGNETISCHE KLASSIFIZIERUNG VON SONNENFLECKGRUPPEN Die Suffixe p oder f werden verwendet, wenn der vorhergehende bzw. folgende Polaritätsfleck dominant ist. ALPHA: Ein einzelner dominanter Fleck, der oft mit einem Plage entgegengesetzter magnetischer Polarität verbunden ist. BETA: Ein Paar dominanter Flecken entgegengesetzter Polarität (bipolar, dh: ein Leader und ein Follower). GAMMA: Komplexe Gruppen mit unregelmäßiger Polaritätsverteilung. BETA-GAMMA: Bipolare Gruppen mit mehr als einer klaren Nord-Süd-Polaritätsinversionslinie. DELTA: Umbrae entgegengesetzter Polarität zusammen in einem einzigen Halbschatten. Etwas mehr als die Hälfte der beobachteten Gruppen sind Beta-p oder Alpha-p, wobei die größeren Gruppen meistens Beta-p, Beta-Gamma oder Delta sind. Delta-Gruppen sind im Allgemeinen sehr aktiv und oft Schauplatz großer Sonneneruptionen.

SEQUENZ DER ENTWICKLUNG DER SONNENFLECKENGRUPPE: Bei weißem Licht ist ein frühes Anzeichen für eine sich entwickelnde Sonnenfleckengruppe oft das Auftreten einiger winziger Poren, die manchmal durch einen kurzen Abstand voneinander getrennt sind und möglicherweise von Faculae begleitet werden. Bei H-alpha beginnt eine bipolare Gruppe als kleiner heller ovaler Plagebereich mit einigen kleinen Überspannungen. Einige Stunden später beginnen die Poren und das Arch Filament System (AFS), die auf sehr hellem Plage überlagert sind, zu erscheinen und bilden eine sogenannte Emerging Flux Region (EFR). Das AFS hat oft die Form mehrerer eng beabstandeter feiner Filamente, die sich zwischen den Polen der entstehenden Magnetflussröhre (oft durch Poren markiert) wölben und die Feldlinien wie die eines Stabmagneten verfolgen. Diese AFS-Filamente zeigen eine Aufwärtsbewegung (blaue Verschiebung) an den Spitzen und eine Abwärtsströmung an den Enden (rote Verschiebung). Kleine helle Punkte der H-Alpha-Emission von nur wenigen Minuten Dauer, bekannt als Ellerman-Bomben, sind oft in der Nähe der Mitte des EFR zu sehen. Dann folgt ein schnelles EFR-Wachstum, wobei sich einige der Poren intensivieren oder verschmelzen, um die ersten Sonnenfleckenschatten zu bilden. Normalerweise bildet sich der (p) oder vorhergehende Polaritätspunkt zuerst und bewegt sich dann nach Westen relativ zum folgenden (f) Polaritätspunkt (Punkt “Proper Motion”) zum endgültigen Kopf der Gruppe mit etwa 1 km/s. Ein bis zwei Tage nach der Bildung bilden die ersten Flecken häufig Halbschatten, ihre Eigenbewegung stoppt oder verlangsamt sich und die mit ihnen verbundenen Bogenfäden verschwinden meist oder brechen nach oben aus. Die (p)-Flecken können sich weiter nach Westen bewegen, solange neuer Fluss auftaucht (dies hinterlässt normalerweise etwas Plage und ein begrenztes AFS in der Nähe der Mitte der Gruppe, wo sich schließlich einige weitere Poren oder Flecken bilden könnten). *Helle Plage mit Bogenfilamenten sind ein gutes Zeichen für anhaltenden magnetischen Fluss.* (f) Flecken bleiben entweder relativ fixiert oder driften leicht nach Osten. In großen aktiven Fleckgruppen können sich die (f)-Flecken gelegentlich weiter entwickeln, bis sie in der Größe mit den (p)-Flecken konkurrieren. Manchmal entwickelt sich ein (p)-Fleck, begleitet von nur hellem Plage und einigen kleinen Filamenten anstelle von nachlaufenden Flecken (Alpha-Gruppe). Plage wird selten vor den (p) Punkten gesehen, es sei denn, ein Satellit mit entgegengesetzter Polarität taucht auf. Wenn kleine entstehende Flussbereiche versetzt von der zentralen AFS-Achse auftauchen, bildet sich ein Plagefinger, der sich zum neuen Pol erstreckt, bis sich seine Felder wieder verbinden. Wenn die EFR tief in einer Plage auftaucht, wird der Punkt mit entgegengesetzter Polarität von Fibrillen des Feldübergangsbogens umgeben, die mit der Plage verbunden sind. Beta-Gruppen bilden sich oft, wenn nur ein oder zwei benachbarte Flussrohre mit gleicher Orientierung zusammenkommen. Aus dem Auftauchen mehrerer Dipole können sich erweiterte Gruppen bilden, die manchmal Beta-Gammas ergeben, wenn die Polaritäten gemischt sind. Mehrere Flussrohre, die ziemlich dicht hintereinander oder zueinander geneigt austreten, können Gamma- oder Delta-Gruppen bilden.

Wenn die Entstehung des magnetischen Flusses aufhört, interagieren die einzelnen Punkte des Dipols bzw. der Dipole häufig mit lokalen Feldern und anderen Punkten und verhalten sich so, als ob sie nie miteinander verbunden gewesen wären. Der dominante Hauptfleck bildet oft magnetische Verbindungen zu entfernten Feldern und bildet manchmal einen “-Graben” um sich herum, der aus einem dünnen, fleckigen Aufhellungsring und einer Gruppe von fast radialen H-alpha-Fibrillen besteht, die ungefähr die doppelte Halbschattenbreite haben. Sobald die aktive Region “reif” wird (maximale Längsspreizung erreicht), neigt sie dazu, langsam abzunehmen und zu verschwinden, es sei denn, es tritt mehr Fluss auf, um sie am Leben zu erhalten. Reife Flecken bewegen sich selten sehr viel und zeigen auch nicht viel Aktivität, es sei denn, in der Nähe tritt neues Flussmittel auf. Die Punktbewegung, die zu magnetischer Scherung und Flares führt, befindet sich fast immer in einer Emerging Flux Region. Es ist jedoch etwas wahrscheinlicher, dass der Fluss in der Nähe der Stelle entsteht, an der er zuvor aufgetreten ist, sodass selbst reife Stellen ein wenig Aufmerksamkeit erfordern. Eine normale EFR-Entwicklung führt zu einer ziemlich friedlichen Spotgruppe, die möglicherweise ein paar kleinere Fackeln erzeugt hat. Nach einigen ruhigen Wochen des Bestehens schrumpfen seine Flecken normalerweise und zerfallen in zwei diffuse unipolare Bereiche, die manchmal durch eine schwache H-Alpha-Aufhellung und / oder ein Filament gekennzeichnet sind. In abnehmenden Gruppen verschwinden die kleineren f-Polaritätsflecken normalerweise, bevor die dominanten Flecken zu zerfallen beginnen. Die meisten Gruppen zerfallen schließlich zu einem einzigen p-Punkt ohne Plage, der dann langsam schrumpft und abstirbt. DELTA-GRUPPEN: Deltas sind einige der größten und aktivsten Gebiete auf der Sonne. Das Delta ist definiert als zwei oder mehr Kernschatten entgegengesetzter Polarität, die sich innerhalb eines einzigen Halbschattens oder Halbschattenbereichs befinden. Die entgegengesetzten Polaritäten liegen im Allgemeinen innerhalb von zwei Grad voneinander. Deltas bilden sich normalerweise auf eine von drei Arten. 1. Ein einzelner Komplex entsteht sofort mit den ineinander verschlungenen Dipolen und umgekehrten Polaritäten gegenüber den Hale-Nicholson-Regeln (dh: (f) Polarität führend (p)). Dies wird manchmal als “Island Delta”-Gruppe bezeichnet. 2. Große Satelliten-Polaritätsbereiche entstehen in der Nähe bestehender Punkte, so dass die Ausdehnung des entstehenden Flussbereichs einen p-Punkt in einen f-Punkt drückt oder umgekehrt. 3. Eine wachsende bipolare Fleckgruppe kollidiert mit einem anderen separaten Dipol, so dass entgegengesetzte Polaritäten zusammengeschoben werden (dies ist die häufigste Form der Deltagruppenbildung). Es bildet sich nur aus aufkommenden Kernschatten, nicht aus Plage. Wenn der neue Dipol nur in Plage auftaucht, können bescheidene Flares ohne Bildung von Delta-Spot-Gruppen auftreten. Wenn es unter einem Kernschatten entgegengesetzter Polarität auftaucht oder mit ihm kollidiert, bildet sich der Delta-Spot und es treten größere Flares auf. Wenn der Dipol mit einem Kernschatten gleicher Polarität kollidiert, verschmelzen beide nicht unbedingt, sondern koexistieren friedlich. CHARAKTERISTIKA DER DELTA-GRUPPE: Normalerweise zeigen Deltas die meisten der folgenden Merkmale: 1. Delta-Gruppen sind fast immer groß, und 90% derjenigen mit umgekehrter Polarität haben ein hohes Maß an Aktivität, insbesondere beim Auftreten von großen Flares. Sie haben oft ein komplexes, unregelmäßiges oder “gebrochenes” Umbral-Look. 2. Delta-Gruppen bilden sich, indem sie Punkte mit entgegengesetzter Polarität von verschiedenen Dipolen verbinden, die durch gescherte magnetische Feldlinien anstelle von direkten (Freiraum-) Kraftlinien verbunden sind. Alle Flecken befinden sich im gleichen Halbschattenbereich. 3. Delta-Spots dauern selten länger als eine Sonnenumdrehung und sind etwas kürzer als andere Spots gleicher Größe (allerdings können im selben Komplex neue Delta-Spots entstehen). 4. Die Polaritätsorientierung des Delta-Spots ist im Allgemeinen im Vergleich zu den Hale-Nicholson-Regeln invertiert. 5. Delta-Spots trennen sich normalerweise nicht, sondern sterben zusammen (selten werden Kernschatten aus der Gruppe herausgeschleudert). 6. Aktive Delta-Regionen sind normalerweise durch helle H-Alpha-Emission gekennzeichnet, insbesondere wenn sie über Umbrae auftritt, die ein kontinuierliches Austreten des Flusses markieren. Manchmal ist ein Filament zu sehen, das aus der Gruppe herauskommt oder die Gruppe durchquert.

URSPRÜNGE UND KLASSIFIZIERUNG: Flares sind intensive, abrupte Energiefreisetzungen, die in Bereichen auftreten, in denen sich das lokale Magnetfeld aufgrund von Magnetfeldstress schnell neu ausrichtet oder ändert. Diese Spannung wird normalerweise durch einen entgegengesetzten Magnetfluss induziert, der in oder nahe an einem bestehenden aktiven Bereich auftritt. Das neue Flussmittel muss die bestehenden Felder entweder aufheben oder beiseite schieben. Da sich in das Sonnenplasma eingebettete Feldlinien als Reaktion auf diese Veränderungen nur langsam neu anordnen können, kann sich magnetischer Stress bis zu einem extremen Punkt aufbauen, der manchmal zu einem Flare führt. Der ältere Fluss wird beiseite geschoben, wodurch starke Gradienten an den Rändern des entstehenden Felds entstehen. Wenn ein neuer Dipol entsteht, bildet sich normalerweise ein p-Punkt, der sich dann mit hoher Geschwindigkeit vorwärts bewegt und jeglichen vor ihm bestehenden Fluss zusammendrückt. Das Feld des neuen Dipols dehnt sich auch in andere Richtungen aus und ersetzt das ältere Feld. Wenn neuer Fluss in den bestehenden Fluss mit entgegengesetztem Vorzeichen eindringt, gibt es eine sofortige Neuausrichtung oder “Neuverbindung” der Felder (gekennzeichnet durch H-Alpha-Aufhellung), aber wenn das Material aus dem Weg geschoben wird, sind die Feldlinien lines entlang der Linie senkrecht zur Bewegung geschert oder herausgezogen wird, und es wird eine neutrale Linie gebildet, die als die Trennbereiche der abgescherten Magnetfeldgrenzen entgegengesetzter magnetischer Polarität definiert ist. Hinweis: Nichts davon passiert, wenn der sich bewegende Punkt in einen Fluss derselben Polarität gerät. Auch die Komprimierung und Scherung von Feldern erfolgt im Allgemeinen nur bei sich bewegenden Sonnenflecken und nicht bei Plagenfeldern. Entlang der neutralen Linie bildet sich manchmal ein Neutrallinien-Filament, das von horizontalen, gescherten Feldlinien unterstützt wird. Bei hoher Auflösung neigen die Filamente und Fibrillen in dem Bereich dazu, langgestreckt und parallel zur Neutrallinie zu sein, wobei sie zu oder von dem Hauptneutrallinienfilament führen. Die durch diese Scherung verursachte magnetische Spannung baut sich bis zur Bruchstelle auf, wenn eine magnetische Verbindung mit geringerer Energie zum Material direkt über der neutralen Linie möglich ist. Während dieser massiven Wiederverbindung wird magnetische Energie in einem Aufflackern freigesetzt, normalerweise entlang oder in der Nähe des Teils der neutralen Linie, wo die Spannung am höchsten ist. Die schnelle Neuausrichtung der Magnetfelder induziert starke elektrische Ströme, die das Plasma erhitzen und eine extreme H-Alpha-Aufhellung erzeugen, die für die Flare-Helligkeit als mindestens das Doppelte des normalen chromosphärischen Emissionsniveaus definiert ist.Wenn der Flare nachlässt, wird die durch die ursprüngliche Bewegung erzeugte und vom Filament markierte gescherte Feldlinie durch Schleifenvorsprünge oder Feldübergangsbögen ersetzt, die sich direkter zwischen zwei Bereichen entgegengesetzter Polarität erstrecken und die neuen Feldlinien fast senkrecht zum Original zeichnen neutrale Liniengrenze. An diesem Punkt sind die Magnetfelder im niedrigstmöglichen Energiezustand verbunden und wenn kein weiterer Fluss auftritt, sollten die Fackeln vorbei sein.

Die Häufigkeit von Sonneneruptionen steht in direktem Zusammenhang mit der Sonnenfleckenaktivität, wobei nur wenige in der Nähe des Sonnenfleckenminimums auftreten. In der Nähe des Sonnenfleckenmaximums treten kleine fast täglich auf, und größere Fackeln können mehrmals pro Woche auftreten. Die Flare-Aktivität (und oft auch die Intensität) neigt dazu, in den Jahren nahe oder kurz nach dem Sonnenfleckenmaximum ihren Höhepunkt zu erreichen. Die meisten Sonneneruptionen treten in oder in der Nähe von wachsenden oder gestörten aktiven Regionen auf, wobei die größten Flares am häufigsten mit Gamma- und (insbesondere) Delta-Spot-Gruppen verbunden sind. Sonneneruptionen können oft in zwei Klassen eingeteilt werden: Kompakt und Major. Compact Flares sind in der Regel kleiner und etwas häufiger als Major Flares. Sie treten oft in einem bereits bestehenden Schlingen- oder Bogenfilamentsystem auf, und es wird nur eine geringe strukturelle Veränderung in dem Bereich beobachtet. Kompakte Flares sind in oder in der Nähe von Emerging Flux Regions zu sehen und erzeugen hauptsächlich kleine oder gar keine Überspannungen. Subflares sind die kleinsten der Kompaktklasse und kurzlebig, da sie nur geringfügig heller sind als aktive Plage. Große Flares sind erheblich heftiger und langlebiger und erzeugen häufig große Wellen oder Sprays aus hellem Gas. Sie emittieren oft intensive Röntgenstrahlen und Massen energetischer Teilchen (Coronal Mass Ejections), die später geomagnetische Störungen auf der Erde auslösen können. Große Flares bedecken oft große Bereiche der Sonne und können in einiger Entfernung vom Hauptereignis (Elektronenaufhellung) Plage-Aufhellung oder Flare-ähnliche Phänomene verursachen. Eine Moreton-Welle, die durch impulsive Flares erzeugt wird, kann manchmal als ein diffuser Lichtbogen gesehen werden, der sich nach außen über die Sonnenscheibe ausbreitet. Moreton-Wellen können gelegentlich einige Filamente, die in ihren Bahnen liegen, stören oder stören, manchmal verschwinden lassen, nur um sich später in der Nähe ihrer ursprünglichen Position wieder zu bilden. Flares auf der Sonnenscheibe zeigen häufig zwei Emissionsbereiche auf beiden Seiten der magnetischen Inversionslinie, da die überall in einem Flussrohr freigesetzte Energie die Oberfläche an ihren beiden Fußpunkten, wo sie auf die Oberfläche trifft, schnell aufheizt. Wenn viele Kraftlinien beteiligt sind, erscheinen zwei Emissionsbänder (Two Ribbon Flare). Bei großen Flares verlängern sich die Stränge schnell auf beiden Seiten der neutralen Linie und trennen sich mit 5-20 km/s, während sich schmale Flare-Schleifenvorsprünge bilden, um sie zu verbinden und in der Korona höher zu steigen. Wenn sich ein Band in der Nähe eines Sonnenflecks befindet, ist es klein und hell, weil dort viele Flusslinien zusammenlaufen. Die Bänder werden den Punkt nicht kreuzen, da die andere Seite magnetische Feldlinien beinhaltet, die von der Fackel weg verbunden sind. In den späten Stadien entwickeln sich die Stränge zu zwei dünnen Linien, die durch den Schnitt einer dünnen Hülle aus heißem koronalem Material mit der Oberfläche gebildet werden. Da beim Wiederverbinden zwei Kraftrohre ihre Endpunkte vertauschen, erwartet man eine Aufhellung von vier Bereichen, die bei größeren Fackeln oft erkennbar sind. Einige Fackeln zeigen manchmal nur ein oder sogar drei verschiedene Bänder anstelle von zwei oder vier, obwohl der Grund dafür unklar ist. Sonneneruptionen werden nach optischem, Röntgen- oder Radiofluss geordnet. Die Intensität der weichen Röntgenstrahlen wird im Bereich von 1-8 Angström gemessen, der von den GOES-Wettersatelliten überwacht wird. Die Klassen werden mit den Buchstaben Bn (nx 10-7 w/m2), Cn (nx 10-6 w/m2), Mn (nx 10-5 w/m2) oder Xn (nx 10-4 w/m2 .) bezeichnet ), wobei n die ganze Zahl für jede Zehnerpotenz ist. Somit würde ein als M3 klassifizierter Flare einen weichen Röntgenstrahl von 0,00003 Watt pro Quadratmeter erzeugen. Optisch werden Flares nach der Fläche in Quadratgraden der heliozentrischen Breite geordnet, die sie auf der Scheibe einnehmen. Ein Quadratgrad in der Mitte der Sonnenscheibe ist 12.147 km auf einer Seite, oder bei der mittleren Entfernung der Sonne würde jede Seite des Quadrats einen Durchmesser von etwa 17 Bogensekunden haben. Die optische Klasse reicht von S (Subflare) bis 4 (größte).

FLÄCHE (Quadratgrad) OPTISCHE KLASSE TYPISCHE WEICHE RÖNTGENKLASSE
2,0 oder weniger S (Subflares) C2
2.1-5.1 1 M3
5.2-12.4 2 X1
12.5-24.7 3 X5
Mehr als 24,7 4 X9

*Ein Suffix (f, n, b) wird hinzugefügt, wenn die Helligkeit basierend auf einer visuellen Schätzung schwach, normal oder hell ist. FLARESEQUENZ: Eine gewisse allmähliche H-Alpha-Aufhellung kann vielen Flares oft vorausgehen. *Häufig (insbesondere bei größeren Flares) steigt das Filament der neutralen Linie (oder ein anderes Filament der aktiven Region in der Nähe) Dutzende von Minuten vor dem Flare auf und kann außergewöhnlich dunkel, blauverschoben oder in H-alpha verbreitert werden*. Dann bricht der Flare mit brillanter H-Alpha-Emission in der sogenannten Flash-Phase aus. Die Flare-Emission besteht normalerweise aus drei Teilen: kleinen hellen Kernels (oft das erste sichtbare Merkmal), wo die H-Alpha-Linie breit ist und die Intensität bis zum Dreifachen des photosphärischen Kontinuums beträgt, ein ausgedehnter Bereich mit schmalerer (ca. 1 Angström) Emission direkt an der Hauptenergiefreisetzung beteiligt sind, und helle Schlaufen nach dem Flare, die die beiden Bänder verbinden. Wenn große Flares ausbrechen, wird das Filament der neutralen Linie oft weggeblasen und bildet einen Sprühnebel, während sich das Filament in anderen Fällen entweder nach oben zu einer sich windenden, schlingenartigen Eruptionswulst ausdehnt oder zu Beginn des die flamme. Darüber hinaus kann Material, das durch eine Fackel in der Nähe des Gliedes verteilt wird, als “Coronal Rain” wieder absinken, nachdem die Fackel abgeklungen ist. Ein auf Plage oder Sonnenflecken überlagerter Filament bricht normalerweise aufgrund des Konflikts zwischen dem nahezu vertikalen Plage/Umbral-Magnetfeld und dem horizontalen Filamentfeld in einem Aufflackern aus. Wenn das Filament nicht wegbläst, kann es zu einem erneuten Flares (homologe Flares) kommen, da die magnetische Schubspannung noch vorhanden ist.

Häufig tritt ein Flare gegen das spezielle Ende eines Netzlinienfadens auf, wo der magnetische Flusskonflikt von sich bewegenden Sonnenflecken am größten ist. Gelegentlich ist die neutrale Linie nicht von einem einzelnen Filament markiert oder hat ein Filament, das sehr schmal und schwer zu erkennen ist. Dies geschieht oft, wenn der f-Polaritätsfluss plötzlich kurz vor einem gut entwickelten p-Punkt auftaucht. Dann scheinen die Fackeln aus dem Nichts zu kommen (manchmal erzeugen sie einen Anstieg), sie befinden sich jedoch immer noch in der Nähe einer neutralen Linie. Frühere klare neutrale Linienfilamente sind möglicherweise auch nicht leicht zu erkennen, wenn ein EFR schwächere vorhandene Felder schnell ersetzt und kompakte oder kleinere Flares auslöst. Die meisten Flares haben einen relativ schnellen anfänglichen Helligkeitsanstieg und erreichen die maximale Intensität in nur wenigen Minuten. Die Helligkeit bleibt dann etwas länger als die Anstiegszeit hoch, bevor sie langsam abfällt. Einige Flares oder Flare-ähnliche Phänomene, die als Long Duration Events (LDE) klassifiziert werden, weisen jedoch einen allmählicheren Helligkeitsanstieg auf und sind weniger impulsiv und dauern gelegentlich bis zu 12 Stunden.

WHITE LIGHT FLARES: Intensive Flares mit heller Emission über dunklen Halbschatten oder Kernschatten können gelegentlich kurz (weniger als 10 Min.) in weißem Licht als kleine helle Flecken sichtbar sein. Weißlichtreflexe sind jedoch selten. Weißlicht-“Lichtbrücken” zwischen Umbrae sind keine Weißlicht-Flares, da sie ein relativ langlebiges rein photosphärisches Phänomen sind und nur Stellen markieren, an denen Sonnenfleckenfibrillen schwach sind oder fehlen.

WICHTIGE FLARE-PRÄKURSOREN: Eine genaue Vorhersage von Flare ist bestenfalls schwierig. Jeder der folgenden Umstände (allein oder in Kombination) kann jedoch darauf hindeuten, dass in naher Zukunft eine große Fackel auftreten kann. 1. Delta-Gruppen, insbesondere die der Ursprünge 1 und 2. 2. Sonnenflecken-Umbrae, die durch H-Alpha-Emission verdeckt sind, oder große Umbrae ohne Halbschatten. 3. Sehr helle H-Alpha-Emission, die den Austritt des Flusses markiert 4. Neuer Fluss, der auf der vorderen Seite des Halbschattens eines dominanten p-Punkts ausbricht. 5. Ein Filament, das eine Delta-Punktgruppe kreuzt oder eng umkreist. 6. Stark gescherte magnetische Konfigurationen (invertierte Gruppen, starke Verlängerung der Kernschatten (insbesondere in Paaren mit entgegengesetzter Polarität), großflächige stark gekrümmte Fibrillenausrichtung usw.). SPOTLESS FLARES: Gelegentlich treten Flares auf, wenn ein großes Filament, eingebettet in ausgedehnte Plage, die von einer alten aktiven Region übrig geblieben sind, deren Sonnenflecken verfallen sind, ausbricht. Wenn die alten Felder zerfallen oder ein neuer EFR darunter auftaucht, wird das Filament manchmal instabil und bricht nach oben aus, wodurch eine Aufhellung über einen ziemlich großen Bereich erzeugt wird. Sie sind normalerweise nicht so heftig wie große Flares, und es tritt nur eine geringe Aufhellung auf, wenn das Filament sehr weit von der Plage entfernt ist (siehe Disparition Brusque Eruptionen im Abschnitt Protuberanzen).

SOLAR FEATURE BILDREFERENZ AUS DER ASTROPHYSIK DER SONNE

AKTIVE REGIONEN: S.163, 319, 327 CHROMOSPHÄRISCHES NETZWERK: p. 156-7 DELTA GROUP: S.334 (Flaring S. 359 und 345) DISK SURGE: S.299, 278 ELEKTRONENAUFHELLUNGEN: S. 344 EMERGING FLUX REGIONS: S.172, 310-313*** (Hinweis: Die Bildunterschrift auf Seite 310 bezieht sich tatsächlich auf die Bilder auf Seite 313 und die Bildunterschrift auf 312 bezieht sich auf die Bilder auf S.310) ELLERMAN BOMBS: p .211, S.172-(Abb. 7.11a in entstehenden Flussgebieten), 314 ERUPTIVE PROMINENCE: S.269, 270, 295 FELDÜBERGANGSBOGEN: S.163, 172-4, 310-313 HEDGEROW PROMINENCE: S.265 -(Gliedmaßen), 268-(Scheibe), 293-(Scheibe über Gliedmaßen) FLARE LOOPS: S.282-3, 355 GLIEDMASSEN FLARE: S.272, 277, 354 LIMB SPRAY: S.280 LIMB SURGE: S.277 MORETON WAVE: p. 357 NEUTRALE LINIEN: S.174-5, 286, 338, 349-(Ausbau) RUHIGE PROMINENZ: S. 267, 268 SOLAR FLARE: S. 344-5, 349, 352- (nahe Gliedmaßen), 359 SPICULES: S. 161, 157, 159 SUNSPOT: S. 2 (weißes Licht), S. 117-120 (Granulation) TWO RIBBON FLARE: S.281 WHITE-LIGHT FLARE: S.360, 371(b)

FÜR WEITERE SONNENINFORMATIONEN: Zirins Buch *Astrophysics of the Sun* ist wahrscheinlich die beste Quelle für detaillierte Informationen und ich kann es sehr empfehlen, insbesondere wegen seiner Fotos. Der Text ist stellenweise ziemlich technisch und enthält viel Physik im Grund- und Hauptstudium. Die für den Laien relevanten Informationen sind im gesamten Buch etwas verstreut, also seien Sie bereit, etwas zu suchen. Ich gebe keine absolute Garantie für die Richtigkeit aller Informationen, die ich hier zusammengefasst und präsentiert habe. Es ist nur als allgemeiner Leitfaden für den Amateur-H-Alpha-Beobachter gedacht und darf nicht zu Gewinnzwecken reproduziert werden


Beobachtung der Wasserstofflinie - Störungen durch Bäume - Astronomie

Die TAO-Gruppe (PI Prof. Y. Yoshii) am Institut für Astronomie hat mit der wissenschaftlichen Beobachtung im nahen Infrarot an einem 1-m-Infrarotteleskop auf dem Gipfel des Berges begonnen. Chajnantor im Norden Chiles, genannt das Projekt des Atacama-Observatoriums (TAO) der Universität Tokio. Die Höhe des Observatoriums beträgt 5640 m und ist damit das höchste Teleskop der Welt. Hier ist die atmosphärische Absorption, insbesondere durch Wasserdampf, weit geringer als auf Meereshöhe und wir können Infrarotlicht beobachten, das mit den bestehenden Anlagen nur schwer zu erhalten war. Dieses Projekt ist auch ein Wegweiser für das geplante 6,5-m-Teleskopprojekt.

Nach der erfolgreichen technischen Erstbelichtung des 1-m-Teleskops mit einer optischen CCD-Kamera im März 2009 haben wir mit der wissenschaftlichen Beobachtung begonnen, indem wir im Juni 2009 eine Nahinfrarot-Bildkamera mit hoher Empfindlichkeit bei Wellenlängen von 1 bis 2,5 Mikrometer installiert haben. Diese Kamera ist optimiert für die Beobachtung der Paschen-alpha-Emissionslinie bei 1,875 Mikrometer, die vom ionisierten Wasserstoffgas abgestrahlt wird, das sehr stark ist und von interstellaren Staubpartikeln wenig abgeschwächt wird, was bedeutet, dass wir weit in unsere Galaxie hineinblicken können. Das Problem ist, dass die atmosphärische Aufnahme durch Wasserdampf uns daran hindert, es vom Boden aus zu beobachten. Das miniTAO-Teleskop in 5600m Höhe ermöglicht uns jedoch solche Beobachtungen.

Bei der ersten Beobachtung in der Paschen-alpha-Emissionslinie, die am 9. Juni 2009 durchgeführt wurde, haben wir erfolgreich die Bilder der galaktischen Zentrumsregionen erhalten. Dies ist das erste Mal, dass wir das Paschen-alpha-Bild des galaktischen Objekts vom Boden aus erhalten haben. Die erhaltenen Bilder zeigen interessante Merkmale, wie die ausgedehnte Paschen-Alpha-Struktur, die gut mit dem Radiokontinuumsbild übereinstimmt, was eindeutig darauf hindeutet, dass dies die ionisierte Wasserstoffgaswolke ist. Einige Radiostrukturen sind jedoch in Paschen-alpha nicht zu sehen, was bedeutet, dass es im galaktischen Zentrum mehrere Arten von Strukturen gibt. Ein solcher Vergleich ist notwendig, um zu verstehen, was im galaktischen Zentrum vor sich geht.

Wir werden die Weitfeld-Imaging-Untersuchung des galaktischen Zentrums in der Paschen-alpha-Emissionslinie starten, um die Verteilung von Wasserstoffgaswolken zu untersuchen, die schließlich die reale Struktur unserer Milchstraße enthüllen wird.

Das miniTAO 1m-Teleskop wurde in der Atacama-Wüste im Norden Chiles auf einer Höhe von 5640 m installiert.

Abbildung 1 (oben): Gesamtansicht des TAO-Observatoriums. Die weiße Kuppel rechts enthält das Teleskop.

Abbildung 2 (unten): Das 1m-Teleskop und die Nahinfrarotkamera. Die schwarze Struktur ist das Teleskop, und der silberne Teil unter der roten Kreisplatte ist die Kamera.

Die Bilder der galaktischen Zentrumsregion, aufgenommen mit dem miniTAO-1m-Teleskop. Das galaktische Zentrum ist auf der rechten Seite des Bildes als dichter Sternhaufen mit oranger Farbe zu sehen. Im Zentrum des Haufens befindet sich ein supermassives Schwarzes Loch.

Abbildung 3 (oben): Pesudo-Farbbild des galaktischen Zentrums, wobei Rot Paschen-alpha (1,875 Mikrometer) und 2,07 Mikrometer Kontinuumslicht, Grün 1,87 Mikrometer Licht und Blau 1,91 Mikrometer Licht zugeordnet wird. Die im Rot sichtbare ausgedehnte Struktur entspricht der Region, die die Paschen-alpha-Emissionslinie emittiert.

Abbildung 4 (unten): Wie Abbildung 3, überlappt mit der Position des galaktischen Zentrums und der Richtung der galaktischen Ebene.


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