Bild des Monats

Das VTF (Visbile Tuneable Filter) ist ein hochauflösendes 2D-Spektropolarimeter, welches am Kiepenheuer Institut entwickelt wird. Am zukünftigen 4m-Teleskop DKIST auf Hawaii wird es somit eines der wichtigsten wissenschaftlichen Instrumente darstellen. Das VTF setzt sich aus mehreren Fabry-Pérot-Interferometern (FPI), einem wellenlängenabhängigen schmalbandigen Vorfilter und einem Polarisationsmodulator zusammen. Auf Grund der geforderten physikalischen Messgenauigkeit mussten im Vorfeld instrumentelle Einflüsse auf die physikalische Datenerfassung studiert werden, um daraus Bedingungen an den Herstellungsprozess abzuleiten und Strategien zur Datenkalibration zu entwickeln.

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LARS, der Laser Absolute Reference Spectrograph des Kiepenheuer-Instituts ist ein wissenschaftliches Instrument zur hochmodernen Sonnenbeobachtung am Vakuum Turm Teleskop (VTT) am Observatorio del Teide auf Teneriffa. LARS bietet die Möglichkeit das Spektrum der Sonne eines ausgewählten Bildfeldbereichs mit dem hochauflösenden Echelle-Spektrographen des VTT zu vermessen. Dabei wird zusätzlich das Emissionsspektrum eines neu installierten Laserfrequenzkamms überlagert. Da jeder Emissionsspitze des Kammspektrums eine genaue Frequenz zugeordnet wird, kann das Sonnenspektrum hinsichtlich seiner Wellenlänge absolut kalibriert werden. Die Spektrallinien werden dabei wie mit einem Lineal vermessen. Die Genauigkeit liegt im Bereich von m/s und ist somit ein Vielfaches besser als es bisherige Mittel erlaubten. Ein erfolgreiches Upgrade des Laserfrequenzkamms im Mai 2016 ermöglicht nun den stabilen Dauerbetrieb für diese weltweit einzigartige spektroskopische Beobachtung der Sonne.

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In einer kürzlich erschienenen Studie präsentieren Wissenschaftler vom KIS zusammen mit Kollegen vom MPS Göttingen eine neue sphärisch-geometrische Methode, die den Effekt von Strömungen auf Wellenlaufzeiten im Sonneninneren modelliert. Diese Entwicklung ist notwendig, um unser Verständnis großskaliger Strömungen im Sonneninneren zu verbessern und dadurch neue Einsichten über den Ursprung solarer Aktivität zu gewinnen.

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Die genaue Bestimmung der Konfiguration des Magnetfeldes ist wichtig um die verschiedenen Strukturen eines Sonnenflecks zu verstehen. Innerhalb der Umbra, des dunklen Zentrums, steht das Feld senkrecht zur Oberfläche. In der Penumbra, der Region mit den dünnen radialen Filamenten, ist es eher parallel zur Oberfläche. Ein Teil des Magnetfeldes setzt sich weiter fort in höhere Regionen, während ein Teil in die Sonne zurückkehrt. Im linken Teil des Bildes zeigen wir Beobachtungen einer Penumbra mit dem Hinode-Satelliten. Gebiete, in denen das Magnetfeld unter die Oberfläche zurückkehrt, sind farbig gekennzeichnet. In roten Regionen ändert das Magnetfeld nahe der Oberfläche seine Orientierung, wohingegen dies in blauen Regionen in großer Höhe der Fall ist. Der rechte Teil des Bildes zeigt eine Messung mit dem neuen GREGOR Infrarot Spektrograph (GRIS) am Observatorio del Teide auf Teneriffa. Die Menge der roten und blauen Regionen ist viel geringer als in den Hinode Daten. Die Erforschung des Grundes für diesen starken Unterschied ist Teil aktueller Studien am KIS.

 

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Am 9. Mai läuft Merkur – von der Erde aus gesehen – direkt vor der Sonne vorbei. Damit dies geschehen kann, muss die Erde an einer der beiden Positionen stehen, an denen ihre Bahnebe die Merkurbahnebene schneidet. Dies geschieht jedes Jahr zwei mal: Um den 8. Mai herum und um den 10. November herum. Außerdem muss sich zum gleichen Zeitpunkt auch Merkur an dem entsprechenden Punkt seiner Bahn befinden. Dies geschieht nur alle paar Jahre. Im 21. Jahrhundert gibt es 14 Transits: 5 im Mai und 9 im November. Der letzte Termin war November 2006 und der nächste Termin wird im November 2019 sein. Merkurs Winkeldurchmesser (12 Bogensekunden) ist zu klein, als dass das Ereignis mit bloßem Auge zu beobachten wäre, aber mit den Sonnenteleskopen des Kiepenheuer-Instituts auf Teneriffa wird man den Transit beobachten. Er beginnt um 13:12 MESZ und endet um 20:40 MESZ. Während dieser Zeit wird man Merkur einerseits als Testobjekt benutzen, um die optischen Eigenschaften der Teleskope zu bestimmen, andererseits wird man versuchen die extrem dünne Atmosphäre des Merkur zu vermessen. Insbesondere weiß man seit 1985, dass Merkur eine hauchdünne Hülle und einen Schweif aus Natrium und einigen anderen Atomen besitzt, der vor allem durch die solare Einstrahlung erzeugt wird. Die Messungen sollen Aufschluss über die Teilchendichte des Natriums dicht über der Planetenoberfläche geben....

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Heutzutage ist die Sonnenphysik eine vielseitige und sich schnell entwickelnde Disziplin. Doch ihre Wurzeln reichen bis ins Mittelalter und noch weiter zurück. Besonders die Beobachtung der dunklen Sonnenflecken weist eine lange Tradition auf. Während die ältesten glaubhaften Überlieferung bis zu chinesischen Astronomen (800 v. Chr.) zurückreichen, wurden die ersten Sonnenfleckenzeichnungen vom Mönch John von Worcester im Jahre 1128 gemacht, wobei er große Sonnenfleckenformationen mit bloßem Auge beobachten konnte.

Anfang des 17. Jahrhunderts wurden mehrere astronomische Meilensteine gesetzt, die die Modernisierung der menschlichen Vorstellung von der Sonne begründeten. Im Jahr 1609 erweiterte Johannes Kepler das heliozentrische Weltbild um die elliptischen Bahnen auf denen die Planeten die Sonne umkreisen. Im selben Jahr, wurde außerdem mit der Erfindung des Teleskops der Startschuss in eine neue Ära der Sonnen- und Sternbeobachtung gegeben.

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GREGOR ist ein modernes 1,5m Sonnenteleskop. Dieses Teleskop eignet sich aber auch hervorragend für Beobachtungen der Planeten unseres Sonnensystems. Um bestimmte Eigenschaften der Planetenatmosphären zu studieren, wurde jetzt ein neues Instrument gebaut. Es ermöglicht sehr genaue Polarisationsmessungen des von den Planeten zurückgestrahlten Lichts. Um eine hohe räumliche Auflösung zu erreichen, wird die Adaptive-Optik (AO) des Teleskops eingesetzt. Die AO, welche normalerweise für Sonnenbeobachtungen eingesetzt wird, musste dafür mit einem zusätzlichen Wellenfrontsensor ausgestattet werden, um die viel lichtschwächeren Objekte in der Nacht zu beobachten.

Im November 2015 wurden mit diesem Instrument Polarisationsmessungen von Uranus in verschiedenen Spektralbereichen aufgenommen.
Die Bilder zeigen drei Messungen bei 450, 550 und 650nm. Die erste Reihe (I) zeigt die normalen Intensitätsbilder des Planeten.
In den folgenden zwei Reihen (Q/I, U/I) ist der linear polarisierte Anteil des...

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Deutsch-norwegisches Forscherteam beobachtet einen herzförmige Sonnenfleck mit GREGOR, dem größten europäischen Sonnenteleskop.

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Das Magnetfeld eines Sonnenfleckes leitet magneto-akustische Wellen zu höheren atmosphärischen Schichten. In der oberen Photosphäre und unteren Chromosphäre werden Wellenmodi mit Perioden, die die akustische Abschneidefrequenz der Sonnenatmosphäre übersteigen, evaneszent. Die characteristische Abschneideperiode (engl. cut-off period) wird maßgeblich durch die atmosphärischen Gegebenheiten beeinflusst, so nimmt sie etwa mit einer größer werdenden Zenitinklination des Magnetfeldes zu. Dieser Zusammenhang wurde nun genutzt, um eine neue Technik zu entwickeln, die eine Rekonstruktion der Magnetfeldinklination auf Basis der dominierenden Wellenperioden in der Sonnenfleckenchromosphäre und oberen Photosphäre ermöglicht. 

Am 21. August 2013 wurde ein isolierter, kreisrunder Sonnenfleck (NOAA11823) für 58min in einem rein spektroskopischen Modus in mehreren Wellenlängen aufgenommen. Das Interferometric Bidimensional Spectro-polarimeter (IBIS) am Dunn Solar Telescope lieferte die...

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Schon im Jahre 1611, kurz nach der Erfindung des Teleskopes, wurden Sonnenflecken beobachtet und wissenschaftlich analysiert. Johann Fabricus (1587 - 1616) beschrieb die Wanderung der Flecken und leitete daraus die Eigenrotation der Sonne ab. 1630 wurde die Umlaufdauer der Sonne von Christoph Scheiner bestimmt und auf 27 Tage festgelegt. Heute weiß man, dass die Sonne differentiel rotiert, also dass die Flecken in der Nähe des Äquators schneller rotieren als in höheren Breiten.

Mit Daten des Instruments HMI auf dem amerikanischen Satelliten SDO können seit 2010 die Positionen der Sonnenflecken mit bisher nicht möglicher Genauigkeit vermessen werden. In einer Arbeit am KIS wurde die Wanderung von 163 stabilen Sonnenflecken zwischen 2010 und 2015 vermessen. In der Abbildung ist die Winkelgeschwindigkeit der Flecken abhängig von dem beobachteten Breitengrad, ϑ, auf der Sonne gezeigt. Als Einheit wurde hier Grad/Tag gewählt. Eine Rotationsgeschwindigkeit von 14,4 Grad/Tag entspricht einer Rotationsperiode von 25 Tagen. Die Breitenabhängigkeit folgt dem Verlauf einer quadratischen Sinusfunktion: 14.421 (+/- 0.026) - 3.116 (+/- 0.179) sin...

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