Bild des Monats

Das Bild zeigt das Messier Objekt Nummer 51, auch bekannt als Strudelgalaxie (NGC 5194). Es wurde am 25. Juni mit Hilfe des 14" Maksutov-Cassegrain-Teleskops (14'' entsprechen einer Öffnung von 35cm) auf dem Schauinsland aufgenommen. Diese Galaxie hat einen geschätzten Durchmesser von circa 50.000 Lichtjahren und liegt im Sternbild Jagdhunde. Sie ist eine Spiralgalaxie und ist bekannt für ihre kürzliche Begegnung mit der Zwerggalaxie NGC 5195 in der oberen Bildmitte. Die Begegnung hat vor etwa 500 Millionen Jahren stattgefunden und ist wahrscheinlich verantwortlich für die ausgeprägten Spiralarme. 

Für das hier gezeigte Bild wurden zwei spezielle Techniken verwendet: Das Bild ist eine Kombination von vier Aufnahmen, drei mit verschiedenen Farbfiltern (RGB, rot - grün - blau) und eine Weißlichtaufnahme ohne Filter. Jedes Bild hatte eine Belichtungszeit von 5 Minuten. Diese vier Bilder wurden zu einem Farbbild zusammengesetzt. Das Weißlichtbild, auch bekannt als das "Luminance" Bild (L), dient dabei als Verstärkungsfaktor, um den Kontrast zu verbessern. Das resultierende Bild ist ein LRGB-Komposit. Diese Technik hilft bei der Aufnahme von Farbbildern von lichtschwachen Objekten.

Die zweite Technik ist das Auto-Guiding, ein bekanntes Verfahren in der Astronomie. Dabei wird ein zweites Teleskop an das Hauptteleskop montiert. Dieses nimmt während der Beobachtung Bilder eines Sterns auf und sendet diese an eine Software. Diese Steuerungsoftware benutzt diese Bilder, um potentielle Drifts der Teleskopmontierung zu messen und während der Beobachtung zu korrigieren. Dabei sendet sie direkt die Steuersignale an die Montierung, die diese umsetzt und die richtige Position behält. Mit Hilfe dieser Technik sind mehrminütige Aufnahmen selbst mit langen Brennweiten möglich....

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Die auffälligsten Wellenphänomen in der Sonnenfleckenatmosphäre stellen die sogenannten umbral flashes (umbralen Blitze) und running penumbral waves (laufende penumbrale Wellen) dar. In chromosphärischen Schichten erscheinen die umbral flashes als starke blitzartig wiederkehrende Erhellungen in der Sonnenfleckenumbra, wohingegen die running penumbral waves als dabei radial nach aussen laufende penumbrale Wellen auftreten. Optisch ähneln diese Phänomene den Welleneffekten eines ins Wasser fallenden Steines.

Mittels hochaufgelöster, vielschichtiger Beobachtungsdaten konnte in einer neuen Studie, die sich auf die Wellencharakteristika konzentriert, der photosphärische Ursprung der running penumbral waves nachgewiesen werden. Der sehr regelmäßige Sonnenfleck der aktiven Region NOAA 11823 wurde mit dem Interferometric BIdimensional Spectro-polarimeter (IBIS/DST) zeitgleich in verschiedenen photosphärischen und chromosphärischen Wellenlängen über eine Stunde hinweg beobachtet. Durch eine...

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Magnetische Phänomene auf der Sonne und auf anderen Sternen werden durch Dynamoprozesse im Innern des Sterns angetrieben, die starke Magnetfelder in Form von Flecken auf der Photosphäre des Sterns erzeugen.
Die Photosphäre der Sonne wurde in vergangenen Jahren intensiv mit Atomlinien erforscht, aber um den dunkelsten und kältesten Teil von Sonnen- und Sternenflecken, die Umbra, zu untersuchen, ist die Verwendung von Moleküllinien von Vorteil, weil Atomlinien einen starken Beitrag von ausserhalb der Umbra erhalten, während einige Moleküllinien nur in den kühlen Flecken gebildet werden können, weil die effektive Temperatur der Photosphäre zu heiss ist für deren Bildung. Die Wahl des passenden Moleküls stellt also den Schlüssel zur eindeutigen Messung von Magnetfeldern in nicht aufgelösten Flecken dar, wo die Moleküle gebildet werden. Außerdem weisen Moleküle eine hohe Sensitivität für Temperatur, Druck und Magnetfelder auf und sind dadurch einzigartige Werkzeuge für das Studium von...

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Auf dem Gebiet der Wissenschaft von Exoplaneten wird Polarimetrie mehr und mehr zu einer vielversprechenden Methode, um Exoplaneten zu entdecken und zu charakterisieren. Wenn vorüberziehende Exoplaneten ein polarimetrisches Signal erzeugen, sollte dies die Symmetrie in der Intensitätsverteilung des integrierten Sonnenlichts brechen. In der HotMol-Gruppe am Kiepenheuer-Institut wurde dies anhand von Linearpolarisation in Modellen untersucht. Da die Symmetriebrechung auch durch "Sternenflecken" erzeugt werden könnte, wurde dies in den Modellen entsprechend berücksichtigt.

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Dargestellt wird eine Methode zur direkten Erfassung bzw. Bestimmung des stochastischen Gravitationswellen-Hintergrunds (SBGW) bei mHz- und Hz-Frequenzen durch helio-seismische Beobachtungen. Die Brauchbarkeit des Ansatzes konnte durch die Herleitung einer direkten Obergrenze bei etwa 0,17 mHz sowohl auf der astrophysikalischen als auch auf der kosmologischen Komponente der SBGW nachgewiesen werden.

Man nimmt an, dass das Universum von einem stochastischen Gravitationsstrahlungs-Hintergrund astrophysikalischen und kosmologischen Ursprungs durchdrungen ist. Die Beobachtung dieses Hintergrunds durch konventionelle, auf elektromagnetischen Wellen basierenden Methoden ist nicht möglich. In den letzten Jahren wurden vermehrt Experimente durchgeführt, bei denen die Obergrenzen der Amplitude dieses Hintergrunds bei unterschiedlichen Frequenzen lag. Allerdings ist die astrophysikalisch interessante Bandbreite zwischen 10-4 und 1 Hz noch weitgehend unerforscht. Boughn & Kuhn (1984) zeigten,...

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Numerische Simulationen der Oberflächenschichten von vier Zwergsternmodellen mit effektiven Temperaturen von 4000 K , 5000 K , 5770 K (Sonne) und 6500 K, entsprechend den Spektraletypen M3 , K3 , G2, bzw. F5, wurden ausgeführt. Alle Modelle zeigen, helle, filamentartige Strukturen im intergranularen Raum, welche durch kleine Magnetflusskonzentrationen verursacht werden (siehe Abbildung).

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Der Einfluss von Magnetfeldern auf der Sonnenoberfläche (~6000 K) ist am deutlichsten in Sonnenflecken zu erkennen. Diese bestehen aus einer filamentartigen Penumbra (~5000 K), die eine dunklere Umbra (etwas kühler bei ~4000 K) umschließt. Die Sonnenoberfläche wird durch Konvektion erhitzt, welche heißes Material aus tieferen Schichten nach oben bringt. Die unterschiedlichen Bereiche in Sonnenflecken entstehen durch unterschiedliche Magnetfeldkonfigurationen, die wiederum verschiedene Formen des konvektiven Wärmetransports nach sich ziehen. Studien über voll entwickelte Sonnenflecken mit Daten vom Hinode-Satelliten haben gezeigt, dass die vertikale Magnetfeldkomponente beim Übergang von Umbra zu Penumbra immer den gleichen Wert hat.

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Das Observatorium am Schauinsland wird nicht nur zur Sonnenbeobachtung genutzt: Seit 2013 ist dort ein 35 cm Maksutov-Cassegrain-Teleskop installiert, das für Nachtbeobachtungen verwendet wird. Es ist parallaktisch montiert und befindet sich im alten Refraktorturm. Das Teleskop ist mit einer GoTo-Software verbunden und kann damit sehr einfach auf das gewünschte Objekt ausgerichtet werden.

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NOAA 12192 ist die Identifikationsnummer einer der größten magnetisch aktiven Regionen des aktuellen Sonnenzyklus 24, welcher im Januar 2008 begonnen hat. NOAA 12192 tauchte am 17. Oktober 2014 auf der Sonnenscheibe auf und berherbergte mehrere große Sonnenflecken, die mit dem bloßen Auge gesehen werden konnten. Die Größe der aktiven Region war immens: insgesamt betrug ihre Fläche 2750 Millionstel der sichtbaren Sonnenoberfläche (MHS). Die größte Umbra hatte einen Durchmesser von etwa 22000 km, fast doppelt so groß wie der Erddurchmesser. Am 27. Oktober 2014 wurde NOAA 12192 auf Platz 33 der seit 1874 verzeichneten größten aktiven Regionen eingestuft.

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Die hochdynamische magnetische Sonnenatmosphäre weist eine Vielzahl an magneto-hydrodynamischen (MHD) Wellen auf. Diese MHD-Wellen spielen eine wichtige Rolle beim Energietransport in die solare Chromosphäre und Korona, wobei sie durch die Magnetfelder geleitet werden.

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