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Erklärungen zu den H-Alpha-Bildern des KSO und des BBSO
 Die Sonne, die nichts anderes als ein glühender Gasball ist, fusioniert Wasserstoff zu Helium. Dabei entsteht eine charakteristische Strahlung, welche die Emissionslinien des Wasserstoffs enthält. Eine dieser Emissionslinien ist H-Alpha, die sich im sichtbaren roten Licht. befindet. Sehen Sie sich dazu auch die nebenstehende Grafik an, die das nochmals verdeutlicht. Wenn mann die Sonne nur im H-Alpha-Bereich beobachten will, braucht man einen guten Filter mit sehr geringer Bandbreite, der eben nur das rote Licht der H-Alpha-Linie passieren läßt und alle anderen Farben unterdrückt. Diese sehr schmalbandigen Filter sind nur mit einem erheblichen Aufwand herzustellen. Einer der Gründe dafür ist, daß alle H-Alpha-Filter empflindlich auf Umwelteinflüße und auf den bei der Sonnenbeobachtung vorhandenen Luftdruck reagieren. Auf Grund der Umwelteinflüsse und des Luftdruck kann sich auch der Bereich, der vom H-Alpha-Filter durchgelassen wird, verschieben. Dann beobachtet man nicht mehr im Bereich der H-Alpha-Linie. Gute Filter kann man deshalb auf die H-Alpha-Linie abstimmen. Diesen Vorgang nennt man Tuning. Unter anderem sind H-Alpha-Filter auch deshalb so teuer. Bei der Sonnenbeobachtung in H-Alpha kann man die Protuberanzen, Filamente, und Sonneneruptionen in der Chromosphäre der Sonne sehen, aber auch die Sonnenflecken, die sich auf der Photosphäre der Sonne befinden.
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Protuberanz
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Filament
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Sonneneruption
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Sonnenfleck in aktiver Region
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Ausschnitte aus einer H-Alpha Aufnahme des BBSO vom 24.07.2010 (c) BBSO
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Um Protuberanzen zu verstehen, muß man wissen, daß das gesamte Sonnenmaterial an den magnetischen Feldlinien der Sonne verläuft. Protuberanzen befinden sich immer am Sonnenrand und treten als große Wolken, Bögen, fadenähnlich Gebilde oder ähnlichen Strukturen auf. Sie erheben sich über der Chromosphäre und haben dasselbe Spektrum wie die Chromosphäre. In den H-Alpha Bildern sind sie sehr schön zu erkennen und man kann ihre Struktur nicht nur am Sonnenrand, sondern auch als langgestreckte, dunkle Filamente auf der Sonnenscheibe gut wahrnehmen. Man unterscheidet grob gesehen ruhende (stationäre) und aktive (eruptive) Protuberanzen. Die ruhenden Protuberanzen entstehen durch starke magnetische Aktivitäten und zeigen nur langsame Bewegungen und Veränderungen. Sie werden oft sehr groß unter Bildung eines oder mehrerer Bögen und haben eine Lebensdauer von mehreren Sonnenrotationen. Sie sind dem zu folge über mehrere Monate zu beobachten. Die ruhenden Protuberanzen beenden ihre Existenz oft in einem aktiven Stadium durch rasches Aufsteigen oder Aufwölben und Abfließen der Materie, was man dann aufsteigende Protuberanz nennt. Sie können dabei Höhen von einigen hunderttausend Kilometern erreichen. Sie zeigen eine große Vielfalt an Formen und Entwicklungen, wobei die meisten von ihnen mit Flares verbunden sind. Dazu gehören auch die Loop-Protuberanzen, deren Materie in Flare-Teile oder Sonnenflecken abströmt. Ihre Materie wird also von der Sonne weggeschleudert und fällt anschließend wieder auf die Sonne zurück. Dabei bilden sich Bögen, die man im englischen Sprachraum als Loop bezeichnet. Andere haben einen ausgesprochen aktiven (eruptiven) Charakter. Sie sind gekennzeichnet durch ihren sehr schnellen Ausbruch, bei dem die Sonnenmaterie von den Sonnenoberfläche weggeschleudert wird. Ihre Lebensdauer beträgt zumeist nur einige Stunden. Sie treten als Surges, Spays und eruptive Protuberanzen in Erscheinung. Die Surges schießen mit 100 bis 200 km/s auf geraden oder gekrümmten Bahnen in die Höhe und fallen nach 10 bis 20 Minuten entlang derselben Bahnen wieder in sich zusammen, wobei sie den Feldlinien des Sonnenmagnetfeld folgen. Sprays sind extrem heftige Materieauswürfe mit Geschwindigkeiten bis zu mehreren hundert km/s. Sie erscheinen stark fragmentiert und werden durch die Magnetfelder der Sonne zusammengehalten. Eruptive Protuberanzen sind ursprünglich meist kleinere Protuberanzen oder Filamente in Sonnenfleckengebieten, die zu Beginn eines Flares aktiv werden, rasch wachsen, beschleunigt hoch steigen und vor dem Flare-Maximum verschwinden. Der Sonnenbeobachter kann also verfolgen, wie aus ehemals ruhenden Protuberanzen aktive Protuberanzen entstehen oder wie an der Stelle einer vorausgegangenen eruptiven Protuberanz eine neue, stationäre Protuberanz in Erscheinung tritt.
Filamente sind Protuberanzen, die man nicht am Sonnenrand, sondern auf der Sonnenscheibe wahrnimmt. Sie sind lang gezogene, fadenähnliche Gebilde in der Chromosphäre, die im Kontrast zur tiefer liegenden Photosphäre dunkel erscheinen. Am Sonnenrand hingegen leuchten Filamente gegenüber dem dunklen Hintergrund des Weltalls als Protuberanzen hell auf. Sie wirken dann wie leuchtende Feuerzungen. Sie kommen sowohl als ruhende (stationäre) als auch als aktive (eruptive) Filamente vor.
Sonneneruptionen, die man auch Flares nennt, sind durch das plötzliche, heftige Ausstoßen von Energie in der Chromosphäre der Sonne gekennzeichnet, die über komplexen, aktiven Gebieten der Sonne stattfinden. Flares beschleunigen geladene Teilchen und emittieren Strahlung im Bereich von harten Röntgenstrahlen mit Wellenlängen von weniger als 0.1 nm bis zu Radiowellen mit Wellenlängen von Metern bis einigen Kilometern. Die meiste Energie wird in Form von weichen Röntgenstrahlen und im extremen Ultraviolett abgegeben. Dabei nimmt sowohl die Temperatur als auch die Helligkeit im betroffenen lokalen Teile der Sonne zu. Stoßwellen, auch Schockwellen genannt, durchqueren die Chromosphäre und die Korona und große Mengen des Sonnenplasma werden in den interstellaren Raum heraus geschleudert. Flares dauern von einigen Minuten bis zu mehreren Stunden mit einer typischen Lebensdauer von etwa 20 Minuten. Die maximale Helligkeit wird nach mehreren Minuten erreicht, das Abklingen erfolgt langsamer. Sonneneruptionen entstehen in der unteren Korona und in der Chromosphäre in der Regel nahe der so genannten Neutrallinie, die in den Sonnenfleckengruppen die Gebiete entgegengesetzter magnetischer Polarität trennt.
Die Sonnenflecken in den aktiven Regionen der Sonne habe ich hier beschrieben. Man kann sie hier und da auch bei der Beobachtung in H-Alpha als dunkle Bereiche erkennen. Sonnenflecken werden aber wesentlich besser im Weißlicht beobachtet, da der Kontrast im Weißlicht höher ist und sie damit auch wesentlich deutlicher zu sehen sind. Sonnenflecken sind als dunkle Bereiche auf der Sonnen wahrnehmbar.
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