Welches Teleskop ist für die Sonnenbeobachtung am geeignetsten?
!! VORWEG EINE ERNSTZUNEHMENDE WARNUNG !!
Blicken Sie niemals durch ein Teleskop, welches auf die Sonne gerichtet ist, ohne sich vorher zu überzeugen, dass geeignete Schutzmassnahmen zur Licht- und Energiereduzierung getroffen wurden. Ein ungeschützter Blick, selbst durch ein kleines Sucherfernrohr, kann das Auge dauerhaft - bis zur völligen Blindheit - schädigen.
Die Beobachtung unserer Sonne ist für viele Amateurastronomen eine reizvolle Aufgabe, denn die Sonne ist der einzige Fixstern auf dem der Amateur Oberflächedetails sehen kann. Ausserdem kann der, durch die berufliche Tagesarbeit, gestresste Amateur seine Beobachtungen auf das Wochende verlegen und in der Nacht ausschlafen.
Die Beobachtung der Sonne ist alles andere als langweilig. Zeigt sie uns doch jeden Tag, ja fast jede Stunde, einen anderen Anblick. Die Sonnenbeobachtung bietet dem Amateur viele interessante und spannende Arbeitsfelder, angefangen bei der einfachen Dokumentation der Sonnenaktivität über die Fotografie der Granulation bis hin zu Beobachtungen von Protuberanzen und anderen Oberflächendetails in der Chromosphäre.
Ein weiterer, nicht zu unterschätzender Vorteil ist der, dass für die Sonnenbeobachtung kleinere, handliche Teleskope ausreichend sind Die grossen Lichteimer der Deep-Sky Beobachter sind überflüssig. Kleine, hochwertige Teleskope können hier ihre Leistungsfähigkeit unter Beweis stellen.
Dem Amateur steht heutzutage ein breites Angebot von Teleskoptypen der verschiedensten Hersteller zur Verfügung. Prinzipiell sind alle Teleskope - beachtet man die Hinweise der Hersteller - für die Sonnenbeobachtung geeignet. Grundsätzlich werden Amateurteleskope grob in folgende drei Typen unterteilt:
Refraktoren, Reflektoren und eine Mischung aus diesen beiden Grundtypen. Der verbreiteste Mischtyp ist das klassische Schmidt-Cassegrain Teleskop, wie es von Celestron und Meade in verschiedenen Grössen angeboten werden. Einleitend sei bemerkt, dass sich dieser Beitrag nur auf fertig gekaufte Teleskope bezieht. Eigenbauteleskope, speziell für die Sonnenbeobachtung konstruiert, werden nicht oder nur am Rande erwähnt.
Beim Refraktor ensteht die Abbildung durch Lichtbrechung (Refraktion) der Objektivlinsen, bei einen reinen Reflektor (z.B. Newton-Teleskop) durch Reflexion. Bei den Schmidt-Cassegrain-Teleskopen, kurz auch SC-Teleskop genannt, ensteht die Abbildung durch eine Mischung ausRefraktion (Schmidt-Platte zur Bildfehlerkorrektur) und Reflexion (Haupt- und Fangspiegel).
Eines hat der Amateur bei der Sonnenbeobachtung genug, nämlich Lichtintensität. Wo die "Kollegen der Nachtschicht" um jeden Quadratzentimeter lichtsammelnder Fläche der Optik kämpfen, muss der Sonnenbeobachter das Licht seines Beobachtungsobjektes sogar filtern und dämpfen.
Um die für Sonnenbeobachtungen geeignete Instrumententypen, Instrumentengrössen und Zubehör diskutiert und zu beschreiben, ist es wichtig einen Überblick zu bekommen, welche Oberflächendetails es für den Amateur auf der Sonne zu beobachten gibt. Vorab gilt dabei zu unterscheiden, in welchem Bereich des elektromagnetischen Spektrums die Sonne beobachtet werden soll. Für den Standard-Sonnenbeobachter kommen hier nur zwei Bereiche in Frage; die Beobachtung der Sonne im kontinuierlichen Licht, die sogenannte Weisslichtbeobachtung (gesamter Teil des sichtbaren Spektrums von ca. 400 bis 700 Namoneter Wellenlänge, Photsphäre) und die Beobachtung der Sonne im Licht der roten Wasserstofflinie, die H-alpha Beobachtung (hier wird eine einzelne Spektrallinie aus dem Spektrum herausgefiltert, Chromosphäre).
Die Beobachtung der Sonne im Weisslicht
Die Beobachtung der Sonne im Weisslicht bedeutet, dass man einen breiten Teil des Spektrums, welcher dem Auge sichtbar ist, beobachtet; also vom kurzwelligen blauen Licht bis hin zum langwelligen roten Licht. Die Mischung dieser Farben ergibt weiss, deshalb auch Weisslichtbeobachtung. Betrachtet man die Sonne - entsprechend lichtgedämpft - durch ein Teleskop im weissen Licht, beobachtet man die sogenannte Photosphäre der Sonne. Sie ist die äussere dichte Gasschicht der Sonne mit einer Temperatur von ungefähr 5.500 Grad Celsius. Zuerst fallen dem Beobachter die Sonnenflecken auf; schwarze Strukturen in der hellen Photosphäre, in ihrem Erscheinungsbild gestreut von kleinen runden Einzelflecken bis hin zu kompliziert strukturierten grossen Sonnenfleckengruppen.
Sonnenflecken sind die "sichtbaren'' Auswirkungen gewaltiger Magnetfelder des Sonneninnern, die an diesen Stellen die Photosphäre durchbrechen. An den Austrittstellen wird das Photosphärengas abgekühlt und deshalb erscheinen die Sonnenflecken dunkler als die heissere Umgebung. Weiterhin sieht man, zum Rand der Sonne hin immer deutlicher, helle Fackelgebiete um die Sonnenflecken herum. Auffällig - selbst in kleinen Teleskopen - ist die sogenannte Randverdunklung. Setzt man grössere Teleskope ein, erscheint bei der Beobachtung im Weisslicht die Sonnengranulation, die Grundstruktur der Photosphärenschicht. Sonnenflecken und Fackelgebiete ändern ihre Erscheinung tagtäglich. Kleinste Flecken, sogenannte Poren, entstehen und vergehen in Zeiträumen von Minuten bis Stunden; grosse Sonnenfleckengruppen kann der Beobachter über Monate verfolgen.
Die Sonnenbeobachtung im Licht der roten Wasserstofflinie
Betrachtet man die Sonne durch ein Spezialfilter im H-alpha Licht, beobachtet man die sogenannte Chromosphäre der Sonne. Sie ist ist eine sehr heisse Gasschicht, die vom Sonnenmittelpunkt gesehen, über der Photosphärenschicht liegt. Die Chromosphäre ist räumlich betrachtet extrem dünn und ihre Lichtintensität ist etwa eine Million mal schwächer als die der Photosphäre. Deshalb braucht man zu ihrer Beobachtung spezielle Filter, die nur das rote Licht bei einer Wasserstofflinie von exakt 656,3 Nanometer passieren lassen. Ein Beobachter, der zum ersten mal die Chromosphäre der Sonne beobachtet, hat das Gefühl zu sehen'', dass die Sonne ein brodelndes Inferno heisser Gase ist. Das auffälligste sind die Protuberanzen am Sonnenrand, gewaltige tiefrote Gasfackeln aus Wasserstoffgas, aus aktiven Sonnengebieten mit mehreren Tausend Kilometern pro Sekunde ins All geschleudert. Sie, lieber Leser, haben unsere Sonne immer für einen friedlichen, ja langweiligen Stern gehalten? Sie werden ihre Meinung ändern, wenn sie zum ersten mal beobachten, wie sich eine Riesenprotuberanz über den Sonnenrand erhebt oder Sie direkt sehen, wie ein Sonnenflare das Gas der Chromosphäre aufheizt. Auf der Sonnenoberfläche sieht man diese Protuberanzen als graue bis schwarze Bänder in der Draufsicht gegen die - im H-alpha Licht - rote Sonnenkugel; in der Fachsprache nennt man sie Filamente. Ebenfalls sichtbar sind Sonnenflecken, allerding weit weniger auffällig als im Weisslicht.
Deutlich auffälliger, und auch in Sonnenmitte sichtbar, sind die chromosphärischen Fackelgebiete in aktiven Sonnenregionen. Zu Zeiten starker Sonnenaktivität kann man mindestens einmal pro Tag einen Sonnenflare beobachten. Auf der Sonnenscheibe selbst sieht man die chromosphärische Granulation und beim Einsatz grösserer Teleskope kann man am Rand die sogenannten Spikulen beobachten. Spikulen sehen aus wie Miniaturprotuberanzen, sie sind in der gesamten Chromosphäre ziemlich gleichmässig verteilt. Bei starken Vergrösserungen wirken sie wie eine "züngelnde Flammenwand''. Die Betrachtung der Sonne im H-alpha Licht ist ein faszinierendes Beobachtungsgebiet für den Amateur. Die Zeiträume, in der starke Veränderung der einzelnen Details sichtbar werden, sind kurz. Selbst gewaltige Veränderungen, wie das Auftreten eines Flares oder das Hervorschiessen einer riesigen Protuberanz mit mehreren Hundertausend Kilometern Höhe, geschieht innerhalb von Minuten bis hin zu einigen, wenigen Stunden.
Wahl der Instrumentengrösse und des Instrumententyps
Um die Instrumentengrösse abzuschätzen, lassen Sie uns einen Blick auf die scheinbaren Winkelgrössen der Objekte werfen, die wir auf der Sonne beobachten wollen. Die kleinsten Strukturen, die für den Standard-Amateur auf der Sonne zu beobachten sind, ist die einzelnen Granulen der Sonnengranulation. Granulen haben eine scheinbare Grösse von ca. 2 bis 3 Bogensekunden (die ganze Sonnenscheibe ist im Mittel 0.5 Grad im Durchmesser; 1 Grad = 60 Bogenminuten, 1 Bogenminute = 60 Bogensekunden). Da das Auflösungsvermögen (die Trennschärfe) eines Teleskops nur vom Durchmesser der Optik abhängig ist, muss also gefordert werden, dass das Teleskop 2 Bogensekunden auflösen kann.
DasAuflösungsvermögen eines Teleskops berechnet sich grob wie folgt:
Auflösungsvermögen (in Bodensekunden) = 138 / Objektiv- oder Spiegeldurchmesser (in Millimeter)
Wird die Formel umgestellt und der Wert von 2 Bogensekunden eingesetzt, so ergibt sich eine geforderte Teleskopöffnung von theoretisch nur 69 Millimeter. Da dies nur eine Faustformel ist erhöhen wir den Objektivdurchmesser zur Sicherheit auf 100 Millimeter. Teleskope dieser Öffnung gehören heutzutage zum Standardrepartoire des Amateurastronomen und zeigen im Prinzip alle Details der Sonnenoberfläche die dem Amateur zugänglich sind.
Schwieriger ist die Frage zu entscheiden, welchen Instrumententyp man einsetzen soll. Jede Bauweise hat seine Vor- und Nachteile.
Logisch ist auch; hat man bereits ein Instrument, sollte man es auch einsetzen. Soll ein Gerät speziell zur Sonnenbeobachtung anschafft werden, empfiehlt der Autor aus über 30-jähriger Praxis der Sonnenbeobachtung die Anschaffung eines Refraktors. Die Gründe sind vielfältig, die beiden wichtigsten sind folgende: Bei der enormen Lichtfülle der Sonne spielt die lichtsammelnde Fläche der Optik keine Rolle, so dass der grösste Vorteil lichtstarker Spiegelteleskope, die meist grössere Teleskopöffnung, nicht zum Tragen kommt. Dagegen verhilft das Fehlen eines Fangspiegels im Strahlengang dem Refraktor zu einer besseren Kontrastleistung bei gleicher Öffnung. Die oft längeren Brennweiten eines Refraktorobjektives sind von Vorteil, da bei der Sonnenbeobachtung mittlere bis starke Okularvergrösserungen (größer 50fach) gefragt sind. Weitere Vorteile des Refraktors sind:
ein geschlossener Tubus und für den Gelegenheitsbeobachter eine Transportunempfindlichkeit gegenüber Spiegelteleskopen. Bei Spiegelteleskopen entsteht bei der Lichtreflexion an den Spiegeln, physikalisch bedingt Streulicht, welches den Bildkontrast mindert. Für die Beobachtung z.B. der Granulation im weißen Licht ist jedoch höchste Kontrastleitung der Optik gefordert. Noch stärker gilt die Forderung höchster Kontrastleistung für Beobachtungen im H-alpha Licht.
Noch ein paar Bemerkungen zur Montierung
Wer sich ernsthaft - und nicht nur als Gelegenheitsbeobachter - der Sonnenbeobachtung widmen möchte, wird früher oder später den Wunsch haben, seine Beobachtungen entweder zeichnerisch oder fotografisch zu dokumentieren. Für beide Beobachtungsmethoden sollte die Montierung parallaktisch mit Motorantrieb ausgestattet und stabil und standfest aufgebaut sein. Sowohl bei der fotografischen- als auch bei der zeichnerischen Beobachtung muss das Teleskop häufig berührt werden.
