Jg.27, 2003 SONNE 105 1

MITTEILUNGSBLATT DER AMATEURSONNENBEOBACHTER

ISSN 0721-0094 MÄRZ 2003

Herausgegeben von der Fachgruppe Sonne der

2 SONNE 105 Jg.27, 2003

Kontaktadresse: Steffen Janke, c/o Sternfreunde im FEZ e.V., An der Wuhlheide 197, D-12459 Berlin. Hierhin senden Sie bitte Ihre Abonnement-Bestellung, sowie Fragen und Wünsche, die Sie zur Sonnenbeobachtung und zu SONNE haben. Bitte ver-gessen Sie bei allen Anfragen nicht das Rückporto! Foreign readers: You are welcome to send your contributions (articles, photographs, drawings, letters, ...) to our coordinator of international contacts: Steffen Janke, c/o Sternfreunde im FEZ e.V., An der Wuhlheide 197, D-12459 Berlin, Germany

Manuskripte an: Steffen Janke, c/o Sternfreunde im FEZ e.V., An der Wuhlheide 197, D-12459 Berlin, Redaktion@VdS-Sonne.de. Hierhin sen-den Sie bitte Ihre Beiträge zur Veröffentlichung in SONNE – E-Mail o. Disketten bevorzugt. Bitte beachten Sie die Hinweise für Autoren in SONNE 102.

Fotos für Titelbild und Rückseite von SONNE an: Wolfgang Lille, Kirchweg 43, D-21726 Heinbockel, email: Lille-Sonne@gmx.de bzw. Redaktion-Foto@VdS-Sonne.de

SONNE im Internet: www.SONNEonline.org www.SONNE-Tagung.de www.VdS-Sonne.de www.SONNE-Datenblatt.de

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Nachbestellungen früherer Ausgaben und Annahme ge-werblicher Anzeigen: Steffen Janke, c/o SiFEZ, An der Wuhlheide 197, D-12459 Ber-lin, email: Info@VdS-Sonne.de Druck: Saxoprint GmbH, Dresden (http://www.saxoprint.de)

______ ANSPRECHPARTNER _____

Beobachternetz (Wolfsche) Sonnenfleckenrelativzahl: Andreas Zunker, SiFEZ, An der Wuhlheide 197, D-12459 Berlin, email: Relativzahl@VdS-Sonne.de Beobachternetz Neue Relativzahlen: Thomas Wichary, Lindenstraße 14, D-96524 Weidhausen email: Pettis@VdS-Sonne.de Beobachternetz Fleckenzahl mit bloßem Auge: Steffen Fritsche, Steinacker 33, D-95189 Köditz, email: A-netz@VdS-Sonne.de Beobachternetz Weißlichtfackeln: Michael Delfs, WFS, Munsterdamm 90, D-12169 Berlin, email: Fackeln@VdS-Sonne.de Beobachternetz Positionsbestimmung von Flecken: Daten an: Michael Möller, Steiluferallee 7, D-23669 Timmen-dorfer Strand, email: Position-Daten@VdS-Sonne.de Anfragen: Andreas Grunert, SiFEZ, An der Wuhlheide 197, D-12459 Berlin, email: Position@VdS-Sonne.de

Beobachternetz Differentielle Rotation: Hubert Joppich, Heideweg 5, D-31840 Hessisch Oldendorf email: Rotation@VdS-Sonne.de Beobachternetz: Lichtbrücken: Heiko Bromme, c/o Vstw. Wertheim, Geißbergstr. 24, D-97877 Wertheim-Reicholzheim und Manfred Holl, c/o GvA-Sektion Sonne, Friedrich-Ebert-Damm 12a, D-22049 Hamburg, email: Lichtbruecken-Daten@VdS-Sonne.de Beobachternetz: Tageskarten: N/N Archiv für Amateurveröffentlichungen: Dietmar Staps, Schönbergstr. 28, D-65199 Wiesbaden, email: Archiv@VdS-Sonne.de Provisorische Relativzahlen: Andreas Bulling, SiFEZ, An der Wuhlheide 197, D-12459 Berlin, email: ProvRel@VdS-Sonne.de SONNE- Datenblatt: Rico Hickmann, Sternwarte Radeberg, Stolpener Strasse 74, D-01454 Radeberg, e-mail: Datenblatt@VdS-Sonne.de Sonnenfinsternisse und Korona: Dietmar Staps, Schönbergstr. 28, D-65199 Wiesbaden, email: SoFi@VdS-Sonne.de Fotografie: Cord-Hinrich Jahn, Rotermundstr. 24, D-30165 Hannover Instrumente und Hα: Wolfgang Lille, Kirchweg 43, D-21726 Heinbockel email: Instrumente@VdS-Sonne.de

Betreuung von Anfängern und Jugend-forscht Teilnehmern auf dem Gebiet der Amateursonnenbeobachtung: Michael Schwab, Schwanenweg 43, D-53859 Niederkassel, email: Anfaenger@VdS-Sonne.de

__________ TITELBILD _________ Sonne am 12.09.2002 09:00 Uhr MEZ, 1/500 sec auf TP2415, Gerät: 7" Apo, auf 150mm abgeblendet, Her-schelprisma, Aufnahme: R.Buggenthien, Lübeck

_________ FOTOSEITE ________ Bild oben: Sonne am 12.09.2002 09:12 Uhr MEZ, 1/500 sec auf TP 2415, Gerät: 7" Apo Refraktor, Herschelpris-ma, Okularprojektion, fäqui: 13 Meter, Aufnahme: R.Buggenthien, Lübeck Bild unten: große Fleckengruppe vom letzten Maximum am 19.05.1990, Gerät: 7“ Chromat, fäqui: 12,5 Meter, Her-schelprisma und 10 Å 515 nm Interferenzfilter, Aufnahme: W.Lille, Heinbockel

_____________________ IMPRESSUM ____________________

SONNE - Mitteilungsblatt der Amateursonnenbeobachter - wird herausgegeben von der Fachgruppe Sonne der Vereinigung der Sternfreunde e.V. Das Mitteilungsblatt SONNE erscheint viermal im Jahr. Es dient dem überregionalen Erfahrungsaustausch auf dem Gebiet der Amateursonnenbeo-bachtung. Senden Sie Ihre Beiträge, Auswertungen, Erfahrungen, Kritik, neue Ideen, Probleme an SONNE zur Veröffentlichung ein, damit andere Sonnenbeobachter davon Kenntnis erhalten und mit Ihnen Kontakt aufnehmen können. SONNE wird von den Lesern selbst gestaltet - ohne Ihre Arti-kel bestände SONNE nur aus leeren Seiten! Verantwortlich i. S. d. P. ist immer der Unterzeichnete eines Beitrages, nicht die Redaktion.

_____ REDAKTIONSSCHLUSS _____ ... für SONNE 106 ist der 31. Mai 2003

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_______EDITORIAL ______ Einmal Weltall und zurück Steffen Janke April 2003 Seit einem Jahr hat die Kontaktadresse nun ei-ne neue Adresse. Wer 1997 auf der SONNE-Tagung war kennt den Ort und weiß, welche Möglichkeiten wir dort haben. Für alle anderen möchte ich das FEZ Wuhlheide (www.fez-berlin.de) einmal kurz vorstellen. Es liegt im Osten Berlins mitten in einem schönen Park.

Das Freizeit– und Erholungszentrum ist wohl die größte Kinder- und Jugendeinrichtung in Deutschland, wenn nicht sogar in ganz Europa. Am 10. Januar diesen Jahres wurde nach über einem Jahr Bauzeit das neue Raumfahrtzent-rum orbitall (www.orbitall.de) der Öffentlich-keit übergeben. Die Fachgruppe Sonne war während der Eröffnungsveranstaltung anwe-send. Und konnte u.a. die Pressekonferenz mit 4 Kosmonauten bzw. Astronauten (Ulrich Wal-ter, Thomas Reiter, Sigmund Jähn und Sergei Saljotin) mitverfolgen. Zusammen mit Kindern

der Paten-Kita durften sie den ersten Flug im orbitall miterleben. Das neue Raumfahrtzent-rum ist nun doppelt so groß und besteht aus einem Infozentrum, einer Schleuse, der Trai-ningshalle und einem Raumschiff. Im Herbst wird dann ein weitere Raum übergeben. Das Raumlabor. Dort können Jugendliche im Rah-

_________INHALT ________ G.Stemmler: Leserbrief .............................................4 E.Klingbeil: Der Einfluss der Wendewirren auf den Meridiandurchgang der Sonne… ..............................5 W.E.Celnik: VdS-Nachrichten ...................................7 H.Stetter: Die Protuberanzenaktivität und ihre Brei-tenverteilung 2002 und Breitenverteilung großer Pro-tuberenzen ................................................................8 H.Schulze-Neuhoff: Winterpause + Frühjahrsmaxi-mum der Sonne ........................................................9 F.N.Veio: Konstruktion eines kompakten Spektrohe-lioskopes für eine Auflösung von 5 Bogensekunden ................................................................................10 M.Hörenz: 2000.Carrington‘sche Sonnenrotation ...11 M.Hörenz: Neues Klassifikationssystem für Sonnen-flecken notwendig? .................................................11 R.Hickmann: Ein Jahr Datenblatt - online ...............12 R.Robitschek: Über die Bewegung der eruptiven Protuberenz vom 2.März 2002 ................................13 M.Holl: Videoastronomie in Kirchheim ....................15 Achtung: Merkurdurchgang und SoFi .....................18 M.Holl: Lichtbrücken im 4.Quartal 2002 ..................19 A.Bulling, A.Zunker: Relativzahlen 4.Quartal 02 .....20 J.Bourgeois: Merkurdurchgang ...............................21 M.Möller,A.Grunert: Jahresauswertung des SONNE-Positionsnetzes .......................................................22 M.Möller: Positionen 1995-1998, 4.Quartal 02 .......23 M.Delfs: Fackelaktivität 4.Quartal 2002 ..................25 S.Fritsche: A_Netz 4.Quartal 2002 .........................25

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______LESERBRIEF ______ Gerhard Stemmler 05.12. 2002

Sehr geehrter Herr Zunker, vielen , vielen Dank für Ihren Brief vom 14. Novem-ber. Ich habe ihn vor wenigen Tagen erhalten. Über den Inhalt habe ich mich sehr gefreut. Über die im Brief gemachten Prozentangaben, die zwar rechne-risch in Ordnung sind, kann man sowieso geteilter Meinung sein. Gleiches gilt für Umfragen, ob sie re-präsentativ sind oder nicht. Leider ist es oft so, dass Urteile abgegeben werden von denen, die selbst zu der Gestaltung, hier SONNE, kaum oder überhaupt nichts beitragen. Was das "Fachchinesisch" anbe-langt, so habe ich einige Male meine verwendeten Abkürzungen erklärt. Obwohl ich der Meinung bin, dass die Bedeutung der Abkürzungen aus den Über-sichten und auch aus dem Text abgeleitet werden konnten. Für SONNE-Leser und Sonnenbeobachter eigentlich unproblematisch. Zumal wir uns in der heutigen Zeit mit vielen Abkürzungen, deren Bedeu-tung oft schwer ermittelbar ist, auseinandersetzen müssen. Die Frage von Herrn Schröder "Ob mir meine Arbeit Freude gemacht hat?" möchte ich mit ,Ja" beantwor-ten. Solche Beiträge lassen sich eben halt leider nicht flüssig lesen. Ich habe aus diesem Grunde auch immer wieder versucht, durch kleine Beiträge (Radioemission, Sonnenwind, Magnetklassen der Gruppen u.a.) den Aktivitätsbericht ein wenig aufzu-lockern. Wozu diese "Sauarbeit" nützlich sein kann, wurde sowohl von Ihnen als auch von Herrn Schrö-der recht gut und sehr positiv formuliert. An meiner Entscheidung jedoch ändert sich nichts. Ich werde auch nach wie vor, solange es mir noch Spaß macht, diese "astronomische Fußvolkarbeit" leisten und Teilergebnisse davon jetzt dem SONNE-Datenblatt zur Verfügung stellen. Vorausgesetzt na-türlich, es wird gewünscht! Entsprechende Beiträge für die SONNE kommen folglich nicht mehr in Frage. Denn auch hier gilt: Der SONNE-Leser ist König! Für das Datenblatt zu arbeiten hat für mich sogar den großen Vorteil, dass der Zeitdruck wegfällt. Wenn man älter wird, ich bin Jahrgang 1926, dann braucht man eben einen größeren zeitlichen Spiel-raum. Übrigens, ich erwarte Ihren "Maximum-Report" im-mer mit großem Interesse. Bei der Glättung verwen-de ich gern die "Formel" von Meeus. Genug für heute. Ich wünsche Ihnen von ganzem Herzen eine schöne und besinnliche Adventszeit und ein frohes und gesundes Weihnachtsfest. Mit den besten Grüßen aus dem Erzgebirge bin ich Ihr Gerhard Stemmler

men des Projekt-Unterrichtes physikalische Ex-perimente machen. Unter anderem ist dort auch mindestens ein Arbeitsplatz vorgesehen an dem die Sonne „erforscht“ werden soll. Und so schließt sich der Kreis wieder zur Fachgruppe Sonne und den Sternfreunden im FEZ e.V. Viel-

leicht kann über diesen Weg auch Nachwuchs für die Sonnenbeobachtung gewonnen werden. Wir werden sehen. Sie werden sich sicher fragen, warum diese SONNE so spät erschienen ist. Leider haben wir nicht genügend Artikel vorliegen um die SONNE immer zum Erscheinungsmonat fertig zu stellen. Daher habe ich diesmal gewartet, bis ich die letzte Seite gefüllt hatte. Also bitte, schreiben sie ihr Erfahrungsberichte, Leserbrie-fe, Besichtigungen von Observatorien, oder was auch immer mit ihrem Hobby zu tun hat als kur-zen Artikel auf und schicken ihn an die Kontakt-adresse. Haben Sie sich schon zur SONNE-Tagung an-gemeldet? Das kann man jederzeit auch online machen über die Homepage der Bremer Stern-freunde oder über www.sonne-tagung.de. Den-ken sie dran, während dieser Tagung gibt es sogar eine Sonnenfinsternis. Zum Jahreswechsel bekam die Kontaktadresse wieder jede Menge Grüße von den Beobach-tern. Stellvertretend möchte ich einige hier nen-nen T.Friedli, M.Bissegger (Ch), Miyoshi Suzuki (J), F.N.Veio (USA), Franz Brandl, Robert Gie-seke, Gerd Lutz Schott und Frank Rümmler. Wir haben uns über alle Grüße sehr gefreut und möchten uns auf diesem Weg bedanken. In der Hoffnung, dass die kommenden Ausga-ben der SONNE wieder pünktlich und voll er-scheinen mögen, verbleibe ich ihr Steffen Janke

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Detlef liebt Holzsandalen und trinkt am liebsten Kräutertee.... Er sah in einer Sonnenuhr ein geeignetes Instru-ment, sich eines Tages von seiner Armbanduhr zu trennen, um ihrem regulierenden Gleichmaß zu ent-rinnen. Aus der Stadtbibliothek holte er sich eine Bauanlei-tung für Sonnenuhren und schritt sogleich zur Tat. Der große Trockenplatz hin zum Seeufer schien wunderbar geeignet, eine horizontale Sonnenuhr aufzunehmen, deren Zeitanzeige auch von den Nachbarn würde eingesehen werden können. Mit Mutterns Erlaubnis entstand eine glatte Fläche, die als Zifferblatt hergerichtet werden sollte und für den Schattenstab wurde ein geeignetes Gasrohr im Winkel der geographischen Breite mit exakter Aus-richtung nach Norden in den Boden eingelassen und wetterfest fixiert. Das Zifferblatt war bald konstruiert und mit den Zif-fern für einen langen Sonnenscheintag versehen. Leider regnete es längere Zeit ohne Unterlass. Als sich endlich die Sonne ausreichend lange blicken ließ, war die Wanderung des Schattens über das ge-lungene Zifferblatt unübersehbar. Jenny liebte ebenfalls Holzsandalen, sie trank am liebsten Fliedertee. Sie liebte aber auch den Detlef und war die erste Besucherin der neuen Zeit-Mess-Anlage. Ohne auf das Zifferblatt zu schauen, konnte sie von Detlefs Augen ablesen, was die Stunde ge-schlagen hatte. Detlef war von dem Erfolg berauscht. Als Vetter Achim aus dem Nachbardorf in die Ge-heimnisse der neuen Zeit-messung eingeweiht werden sollte, verglich er den Schat-tenzeiger mit seiner Billig-Uhr und stellte lakonisch fest: "Na, die jeht aber richtich falsch!!". Er meinte die Son-nenuhr. Als Detlef den Schattenzei-ger mit Achims Billig-Uhr verglich, grummelte er: "Irgend etwas stimmt da nicht mit der Sonne!". Nur Jenny konnte weiterhin von Detlefs Augen ablesen, was die Stunde geschlagen hatte.

Aus der Stadtbibliothek holte Detlef sich eine weitere Anleitung für den Bau von Sonnenuhren und musste erschreckt feststellen, dass seine Uhr zwar die wah-re Sonnenzeit exakt anzeigte, für die Anzeige einer Uhrzeit wie auf der Armbanduhr aber waren noch die geographische Länge seines Ortes und eine noch unverstandene "Zeitgleichung" zu verarbeiten. Detlef las lange in dem neuen Buch, Jenny konnte nur noch selten von seinen Augen ablesen, was die Stunde geschlagen hatte. Dann aber hatte Detlef die Lösung. Er würde eine Hilfstabelle erarbeiten, die als Ergänzung zu seinem Zifferblatt neben der Sonnenuhr entstehen müsste. Und die Zeitgleichung konnte Detlef ja ganz einfach aus dem "Ahnert" entnehmen, den er sich bei den Sternfreunden im FEZ ausgeliehen hatte. Aber Detlef hatte den beißenden Spott in den Augen von Vetter Achim noch nicht verwunden. Die neue Hilfstabelle musste über jeden Zweifel er-haben sein und die Genauigkeit einer guten Billig-Uhr aufweisen! Detlef holte sich sicherheitshalber noch den "Ahnert" von einem weiteren Jahr. Sein Schreck war riesengroß: Diese Zeitgleichung unterschied sich geringfügig von der anderen. Detlef wollte es jetzt ganz genau wissen. Er holte sich weitere Jahrgänge des "Ahnert" aus dem FEZ und stellte einige charakteristische Werte grafisch dar. Der Meridiandurchgang der wahren Sonne jeweils am 1. Januar der Jahre 76 bis 80 auf 15° östlicher Länge änderte sich um Sekunden, erreichte aber nach Ablauf einer Schaltjahresperiode wieder den Ausgangswert. Ein solcher Verlauf leuchtete Detlef ein. (siehe Abb. 1)

________________ MAL WAS ANDERES _________________ Der Einfluss der Wendewirren auf den Meridiandurchgang der Sonne ..... Erhard Klingbeil 01.03.2003

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Für die Jahre 76 bis 83 ergaben sich am 15. April wiederum Abweichungen von einigen Sekunden und ein schönes grafisches Muster für einen Vier-Jahres-Rhythmus. ( siehe Abb. 2)

Detlefs Ohren waren rot vor tiefer Begeisterung, er hatte schon die fünfte Tasse Kräutertee in Arbeit. Die Daten für den 26.7. der Jahre 76 bis 87 wiesen geringe Abweichungen auf. Aber dann!!! Neuer Tee musste her! : In den Wende-jahren 88 und 89 erreichte die Abweichung ungeahn-te Ausschläge, um sich danach wieder auf vorherge-hende Werte einzupendeln (siehe Abb. 3).

Detlef war begeistert: Er hatte einen Zusammenhang zwischen den Wendewirren in der DDR und der Erd-rotation bewiesen!

Vetter Achim aus dem Nach-bardorf würde staunen. Weitere Daten mussten ausge-wertet werden. Die Zahlen für den ersten Sep-tember der Jah-re 76 bis 97 er-gaben wieder ein schönes Vierjahresmus-ter, wenn nicht die Wirren der Jahre 88 und 89 das Weltall völ-lig außer Tritt gebracht hätten! Auch am ersten Weihnachtsfei-

ertag ließen die lokalen Erschütterungen in der DDR das Weltall erbeben. Diese Zusammenhänge mussten der Welt mitgeteilt werden. Detlef reichte seine Erkenntnisse bei der Redaktion der "SONNE" ein und mit vorliegendem Artikel träumt er von einer Namensgebung wie etwa "Zeitgleichungskorrekturfaktor nach Detlef"....

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Liebe Leserinnen und Leser, werte Sonnenbeobach-ter, es tut sich was in der VdS. Es gibt einiges zu be-richten: Anfang Januar erschien die Ausgabe 10 des VdS-Journals für Astronomie (I / 2003) mit dem Schwer-punktthema „astronomische Jugendarbeit“. Die Re-daktion würde Ihre Meinung zu diesem Thema im speziellen und zum Journal im allgemeinen sehr in-teressieren. Schreiben Sie uns doch einmal oder senden Sie uns eine Mail! Am 21. Juni 2003 werden sich alle Fachgruppenver-treter und alle Vorstandsmitglieder in Heppenheim treffen, zu einem Meinungsaustausch über die Arbeit der Fachgruppen und über die Gestaltung des VdS-Journals, das ja zum größten Teil von den beobach-tenden VdS-Fachgruppenmitgliedern „gefüttert“ wird. Auf dem astronomischen Zeitschriftenmarkt hat sich etwas getan: Die neue Zeitschrift „Astronomie Heute“ erscheint im Verlag Sterne und Weltraum / Spektrum der Wissenschaft und richtet sich an Sternfreunde, die gegenüber der Zeitschrift „Sterne und Welt-raum“ (SuW) einen etwas einfacheren Stil bevorzu-gen. Stil und Inhalte lehnen sich zu ca. 70 % an die amerikanische „Sky & Telescope“ an, z. T. werden sogar Texte daraus in deutsch übernommen. Der Rest der journalistisch aufbereiteten Beiträge stammt aus deutscher Produktion und soll später ausgebaut werden. Die VdS wurde eingeladen, an dieser Zeit-schrift mitzuwirken. VdS-Mitglieder können wie schon „SuW“ auch „Astronomie Heute“ zum Sonder-preis abonnieren. Anlässlich der herausragenden Mars-Opposition soll auf Anregung der VdS am 23. August 2003 ein bun-desweiter „Astronomietag“ stattfinden. Ähnlich wie in den USA und in Frankreich sollten an diesem Tag alle öffentlich wirksamen astronomischen Aktivitäten aller astronomischen Vereine, Sternwarten Planeta-rien und Institute in Deutschland gebündelt werden, um eine möglichst breite und effektive Öffentlichwirk-samkeit zu erzielen. Die VdS wird ein Faltblatt dazu erstellen, das durch eine hohe Auflage preiswert ist, über die Bedeutung der Astronomie im allgemeinen und der Marsopposition im besonderen informieren wird, und an jedermann verteilt werden soll. Anläss-lich der Sonnenfinsternis 1999 wurde ein ähnliches Faltblatt 280.000-fach verteilt! Alle Volkssternwarten sollen Anfang März angeschrieben und informiert werden. Auch die Sonnenbeobachtung kann und sollte an diesem Tage besonders eingesetzt werden, um Menschen für die Astronomie zu begeistern! Es wird auch daran gedacht, möglichst alle lokale

Veranstaltungen zum Astronomietag zentral auf der Homepage der VdS der Öffentlichkeit bekannt zu machen. Teilen Sie uns daher Veranstaltungstermi-ne mit. Der Veranstaltungskalender der VdS er-scheint nicht nur unter www.vds-astro.de sondern auch bei www.astronomie.de ! Einer der Hauptorga-nisatoren und der Initiator des Astronomietages bei der VdS ist Stefan Korth, der seit dem 25.1.2003 als kooptiertes Vorstandsmitglied dabei mitwirkt. Vom 12. bis 14. September 2003 wird die 26. VdS-Tagung mit einem „Festakt“ zum 50-jährigen Beste-hen der VdS nahe der Gründungsstätte der VdS in Berlin stattfinden. Ausrichter ist diesmal die Archen-hold-Sternwarte in Berlin-Treptow. Wir freuen uns, in dieser über 100-jährigen Sternwarte mit dem längs-ten Refraktor der Welt Gäste sein zu dürfen. Die Sternwarte wurde in den letzten Jahren grundlegend modernisiert, und der Refraktor mit einer Öffnung von 68 cm und einer Brennweite von 21 Metern ist voll funktionsfähig! Spielt das Wetter mit, so werden wir damit beobachten können. Einzelheiten zur Jubi-läumstagung werden in der Sommerausgabe des VdS-Journal zu finden sein. Doch laden wir Sie schon jetzt zur Teilnahme herzlich ein. Vielleicht möchten Sie auch einen kleinen Vortrag halten? Und noch etwas Erfreuliches: Die „Fachgruppe Deep-Sky“ der VdS hat es geschafft: In Zusammen-arbeit mit dem Kosmos Verlag wird zurzeit die Er-scheinung des „Deep-Sky-Buches“ als VdS-Buch vorbereitet! Teilen Sie uns Ihre, auch lokalen, Veranstaltungster-mine zur breitest möglichen Veröffentlichung mit. Schreiben Sie uns, mailen Sie uns an, Sagen Sie uns Ihre Meinung! Schauen Sie mal rein bei www.vds-astro.de Bis bald Ihre VdS Geschäftsstelle: c/o Charlotte Wehking, Am Tonwerk 6, 64646 Heppenheim, E-Mail: service@vds-astro.de, Fax 06252/787220 Schriftführer: Dr. Werner E. Celnik, Graudenzer Weg 5, 47495 Rheinberg, E-Mail: werner.e.celnik@vds-astro.de

___________________ VDS-RUBRIK ___________________ VdS-Nachrichten von Werner E. Celnik 28.02.2003

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_______ H-ALPHA ________ DIE PROTUBERANZENAKTIVITÄT UND IHRE BREITENVERTEILUNG 2002 UND BREITENVERTEILUNG GROßER PROTUBERANZEN Hugo Stetter 13.01.2003 Abstract: Distribution of quiescent prominences in latitude has been measured in 106 days in 2002. A-nalogous to the sunspot number Re a prominence number R has been used to describe Variation of intensity of activity. Distribution in latitude of big pro-minences from 1985 to 2002 is shown. Benutzt wurde die Protuberanzenrelativzahl Rp nach Völker (1) R = 10 . H + E dabei bedeuten: H: Anzahl der Protuberanzenherde E: Anzahl aller Einzelerscheinungen Beobachtet wurde mit einem FH-Refraktor 125/1875 mm und Protuberanzenansatz H-alpha-Filter 1 nm. In Abb. 1 sind als Übersicht die Jahresdurchschnitte der Reo des "SONNE"-Netzes und der von mir ermit-telten Rp seit 1985 gemeinsam aufgetragen.

Abb. 1

Abb. 2 Abb. 2 zeigt die Pr.-Aktivität 2002 (106 Beobachtungen). R über der heliografischen Breite aufgetragen und auf % normiert. Die Hauptzonen bis 50° Breite sind fast gleich ausgebildet. Beide Polarzo-nen sind nahezu ganz ver-schwunden. Da für 29% aller Tage in 2002 Beobachtun-gen vorliegen, gibt diese gut bemessene Stichprobe den Stand der Pr.-Aktivität deut-lich wieder. Auf die nördliche Hemisphäre entfielen 42,4%, auf die südliche 57,6%. Mit R wurde auch eine Typisierung der Pr, eingeführt. (2) Dabei werden kleine, große und außergewöhnlich große un-terschieden. Die Einteilung benutze ich seit 1985 und habe die Breitenverteilung großer und außergewöhnlich großer, die sehr selten sind, von 1'985 bis 2002 ermittelt. Das Ergebnis zeigt Abb. 3- Es beruht auf 651 Einzel-messungen. Eine statistische Prüfung zeigt, dass eine fast perfekte Normalverteilung

mit dem Zentralwert 0=33° vorliegt. Der Anteil in den Polarzonen oberhalb 50° Breite beträgt 21 %.

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_______LESERBRIEF ______ Winterpause + Frühjahrsmaximum der Sonne Hubertus Schulze-Neuhoff März 2003 Seit dem SEP-Event vom 9.-12. November 2002 ist die Sonne diesbezüglich ruhig geblie-ben. (SEP = Solar Energetic Particles). Diese Ruhephase im Dezember und Januar bezüglich der Protonenausbrüche ist normal. In den meis-ten Jahren ab 1976 war dies der Fall, Ausnah-men bilden nur die Jahre maximaler Intensität, die wie bekannt ca. alle 10 Jahre auftreten. So gab es Aktivitäten im Dez.+Jan. 1981/82, Jan. und Dez./Jan.1988/89 sowie im Jan 1991 und Dez. / Jan. 2001/02. Nach diesen Winterpausen kommt es im März und April, manchmal schon im Februar zu den Frühjahrsmaxima der Protonenausbrüche

[3] Abb. 3 Während flächenhafte zusammenhängende größere Fackelgebiete oberhalb 50° Breiten fast nie auftre-ten (3), ist der Anteil großer Pr. dort beträchtlich. Mit größerer Pr.-Höhe ist stärkerer magnetischer Fluss verbunden (4), der also bis in Polnähe reicht. Aller-dings beträgt er in der Chromosphäre nur wenige Prozent dessen in der Photosphäre. Literatur:

(1) Reinsch, Beck, Hilbrecht, Völker, 1999, Die Sonne beobachten. 318/319 (2) desgl. 316/31? (3) desgl. 286 (4) Tandberg-Hanssen, Solar Prominences R. Reidel Publ. Comp. 37 ff Hugo Stetter, August Schmidt Ring 40, 45711 Dat-teln

(http://umbra.nascom.nasa.gov/SEP/seps.html). In den ersten 10 Jahren des Zeitraums lagen die Maxima oft im April, 1983, 84 und 86 im Febr., 1989, 1990, 1991 und 1993 im März, 1994 nochmals im Februar und dann von 1998 bis 2002 wieder oft im April (insgesamt 9 mal im April, 4 mal jeweils im Februar und März). Frage an die Leser: Warum die Winterpause, Früh-jahrs- und Herbstmaxima, manchmal auch Sommermaxima? Eine befriedigende Lösung habe ich bisher noch nicht erhalten. Spielen die Äquinoktien dabei eine Rolle, wie Kollege Mi-chael Breuer meint (Aufsicht auf den Sonnen-äquator, wo die meisten Flares auftreten)? HSN, Am Laubloch 12, 56841 Traben-Trarbach E-Mail: HubertusSchulzeNeuhoff@awg.dwd.de In meinem Leserbrief in "Sonne 102" musste es natürlich "Erdmagnetfeld" statt "Ermagnetfeld" richtig heißen.

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Wie viel Auflösungsvermögen braucht ein Amateur-astronom für eine sinnvolle Sonnenbeobachtung im H-Alpha-Licht? Für die meisten Erscheinungen braucht man meist etwa 5 Bogensekunden. Dazu gehören Flares, Fackeln und so weiter. Mit einem mittleren Spektrohelioskop kann man also gute Er-gebnisse erzielen. Beobachtet man die Sonne mit einem Spektroheli-oskop, dessen Fernrohr 2700mm (9ft) Brennweite hat, erhält man ein Sonnenbild mit 25mm Durchmes-ser. Sind Eingangs- und Ausgangsspalt 125 µm weit, resultiert eine mittlere Auflösung von 10 Bogense-kunden. Die Auflösung hängt auch von der Form (kurz oder lang, schmal oder breit) und Helligkeit (Stärke der Fackeln und Flares; schwarz oder grau bei Filamenten) der Erscheinungen ab. Weiterhin wollen wir eine Teleskopöffnung von 62mm (2,5“) annehmen. Für den Spektrohelioskop-Modus sollte man Okulare mit Brennweiten um 125mm verwen-den, wobei einfache Achromat-Okulare ausreichend sind. Für den Spektroskopmodus sind Okularbrenn-weiten von etwa 50mm zu empfehlen. Laut „Amateur Astronomers Handbook“ von J. Sidg-wick , 1957 kann d ie Dawes-Grenze (Auflösungsgrenze in Bogensekunden) für zwei 6mag-Sterne mit D = 115,8 / Teleskopöffnung in mm berechnet werden. Die Sterne sind dabei schwierig zu trennen. Für einen Sonnenfleck gilt als unterste Auflösungsgrenze die „modifizierte“ Dawes-Grenze, die mit mD = 55,9 / Teleskopöffnung in mm ermittelt wird. Für eine problemlose Beobachtung sollte die „extra modifizierte“ Dawes-Grenze verwendet wer-den: emD= 111,8 / Teleskopöffnung in mm. Ein 62/2700mm-Fernrohr kann also bei guten Seeing noch 1”-große Sonnenfleckdetails auflösen, 2“-Details sind ohne Probleme zu sehen. Im Spektro-skop-Modus habe ich sehr feine Fleckendetails bei zu einer Bogensekunde tatsächlich mit Schwierigkei-ten und 2“-Details sehr leicht als dünne Linien im Spektrum sehen können. Im Spektrohelioskop-Modus im H-Alpha-Bereich war eine Auflösung von 5-10 Bogensekunden möglich. Vor 40 Jahren wurde in „Sky and Telescope“ eine Seeing-Skala veröffentlicht, die damals von den Pro-fis verwendet wurde: exzellent ¼“, gut ½“, durch-schnittlich 1“, schlecht 2“ und miserabel. Falls Sie ein Teleskop mit kleiner Öffnung haben, zum Beispiel 75mm (3“), wird es für Sie nicht leicht sein, den Unterschied zwischen durchschnittlichem und guten Seeing zu erkennen. Falls Sie etwa 100 bis 150mm Öffnung (4“ bis 6“) zur Verfügung haben,

kann man die Bedingungen bestimmen. Professio-nelle Observatorien haben größere Öffnungen, an-gefangen von 300mm (12“) am Mt. Wilson bis zu 600mm (24“) oder gar mehr an verschiedenen Plät-zen der Erde. Der Punkt ist aber der, dass die Ama-teure nicht so sehr auf das Seeing achten müssen, wie die Profis. Meist hat der Amateur ausreichende Bedingungen, um seine Ziele zu erreichen, was bei den Profis meist nicht der Fall ist. Vergleichen Sie nicht unsere Anforderungen mit denen der professio-nellen Astronomen, damit wir nicht die ganze Zeit frustriert sein müssen. Zurück zum Spektrohelioskop: Teile des Sonnenbil-des gehen durch den Eingangsspalt, die Spektro-skoplinse, zurück vom Beugungsgitter und schließ-lich durch den Austrittsspalt. Man erhält meist eine Auflösung von 10 Bogensekunden am Austrittsspalt, möglicherweise bis zu 5 Bogensekunden. Falls die optische Achse des Teleskops und die des Spektro-skops nicht perfekt ausgerichtet sind, z. B. nur zu 95%, dann ist das Sonnenbild nicht zu sehr beein-trächtigt, da man trotz einer Teleskopauflösung von 2 Bogensekunden mit dem Spektroskop nur auf 5 Bogensekunden kommt. Dies bedeutet außerdem, falls sie zwischen Tele-skop und Spektroskop weitere Optik einsetzen, dass diese zwar prinzipiell die Qualität des Sonnenbildes stört. Man wird dies aber nicht bemerken, solange die Abweichung 5 Bogensekunden am Austrittsspalt nicht überschreitet. Somit hat man ein leistungsstar-kes Spektrohelioskop für ein gutes visuelles Sonnen-bild. Falls Sie also ein Spektrohelioskop haben möchten, das v. a. kompakt ist, nur für den Spektrohelioskop-Modus ausgelegt ist und Sie nicht so sehr am Spekt-roskop-Modus interessiert sind, können Sie mit der vorgeschlagenen Konstruktion zufriedenstellende H-Alpha-Beobachtungen machen. Wenn Sie beide Modi möchten, muss das System anders ausgelegt werden. Ich empfehle hier mein erstes Spektrohelioskop, welches in Sky and Teles-cope, Jan. 1969 beschrieben wurde. Wenn Sie be-sonders hohe Leistungsfähigkeit im Spektroskop-Modus benötigen, wird eine völlig andere Herange-hensweise nötig.

____________________ H-ALPHA ____________________ Konstruktion eines kompakten Spektrohelioskopes für eine Auflösung von 5 Bogensekunden Fredrick N. Veio, 2002 (Übersetzung Martin Hörenz)

Jg.27, 2003 SONNE 105 11

Seit über einer Woche Sonnenschein, nun ist der Monat vorbei und es geht ans Auswerten. Die Aktivi-tät hat in der letzten Zeit stark abgenommen, mit meinem kleinen Refraktor gab es in den letzten Ta-gen teilweise nur 2 bis 3 Gruppen zu sehen. Auch gut, nicht mehr so viel zu zeichnen. Aber irgend et-was ist merkwürdig auf den Beobachtungsprotokol-len? Hmm – bei Rotationsnummer steht eine 2000. Damit hat gleichzeitig meine 100. Sonnenrotation begonnen, denn auf meinem ersten Protokoll vom 10.10.1995 müsste eigentlich eine 1901 stehen. Da-mals hatte ich aber weder Internet noch Literatur um überhaupt zu wissen, dass die Rotationen durch-nummeriert werden, deshalb auch keine Rotations-nummer auf dem Protokoll. Seit das Tageskarten-Projekt eingestellt wurde, habe ich mich nicht mehr mit Positionsbestimmung befasst. Alles in allem mal ein Grund, nachzuschauen, was es mit der Sonnen-rotation auf sich hat. Also ganz schnell mal mit „SONNE 32“ bei Positions-bestimmung herumspielen: Beginn der ersten Rotati-on war am 09.11.1853 um 21:38 Uhr (UT). Warum zu einem so krummen Zeitpunkt? Also einen Blick in die Einführungsschrift werfen. Da steht nun: „Der in-ternational festgelegte Nullmeridian ist jener Meridi-an, der am 1. Januar 1854 um 12 Uhr (UT) durch den aufsteigenden Knoten des Sonnenäquators auf der Ekliptik ging“ [1]. Am 01.01.1854 um 12 Uhr UT lag der Nullmeridian bei 26,9° Ost. Aufgrund einer Breite des Mittelpunktes der Sonnenscheibe von B0 = -3,3° bedeutet das, dass der Äquator leicht ober-halb dieses Mittelpunktes verläuft. Da der Positions-winkel jedoch mit P = 1,8° auch von Null verschieden ist, schneidet die Ost-West-Verbindungslinie (Ekliptik). Die Situation am 01.01.1854 zeigt schema-tisch folgende Abbildung:

Die leicht gekrümmte Linie stellt den Sonnenäquator dar. Durch den Schnittpunkt zwischen Äquator und Ekliptik (der O-W-Verbindungslinie) geht auch der Nullmeridian. Als Beginn der ersten Rotation wurde der daraus fol-gende Durchgang des Nullmeridians durch den Zent-ralmeridian am 09. November 1853 festgelegt, am 03.01.1854 begann schon Rotation Nr. 3! [1] SONNE Einführung in die Sonnenbeobachtung

_________________ BEOBACHTUNGEN _________________ 2000. CARRINGTON’sche Sonnenrotation?! Martin Hörenz 28.02.2003

____ SONNENAKTIVITÄT ____ Neues Klassifikationssystem für Sonnenflecken notwendig? Martin Hörenz 28.02.2003 Zur 24. SONNE-Tagung in Sörnewitz wurde disku-tiert, einige neue Möglichkeiten zur Klassifikation von Sonnenfleckengruppen einzuführen. Probleme wa-ren vor allem aus dem Tageskartenprojekt bekannt, wo zum Beispiel kleine A-Gruppen, bestehend aus mehreren Umbren, mit Axi aufgeführt wurden. Das Ergebnis eines Workshops war, das System der drei Buchstaben des McIntosh-Systems beizubehalten und um einige Kombinationen aufzustocken. Es soll-te für den zweiten (>d<, >m<) und dritten Buchsta-ben (>p<, >n<) neue Varianten geben. Ein Jahr später wurde in Schwäbisch Gmünd über diese Thema wiederum diskutiert, die Kombinationen für den 2. Buchstaben wegzulassen, da es beson-ders bei bipolaren Gruppen meist unpraktisch ist und das System unnötig verkompliziert. Außerdem soll >n< (3. Buchstabe) nur bei unipolaren Gruppen an-gewendet werden. Nun gibt es immer noch ein Problem, wenn nämlich eine H- oder J-Gruppe aus mehreren Penumbrafle-cken besteht. Normalerweise muss man dann Hsx bzw. Hsn klassifizieren. Da dies immer noch nicht die Eigenschaft der Gruppe angibt, liegt es nahe, noch >d< (double-multiple/ doppelt-mehrfach) für den dritten Buchstaben anzugeben, was dann das unipolare Äquivalent zu >c< ist . Definitionen der neuen Buchstaben (unter Beibehal-tung der Definitionen des McIntosh-Systems): <n>: kennzeichnet die Fleckenverteilung einer uni-

polaren Gruppen, bei der sehr nahe dem Hauptfleck noch mindestens ein weiterer Ein-zelfleck ohne Penumbra vorhanden ist

<d>: kennzeichnet die Fleckenverteilung einer uni-polaren Gruppen des Typs H, wobei außer dem Hauptfleck mindestens ein weiterer Ein-

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zelfleck mit Penumbra vorhanden ist <p>: kennzeichnet die Fleckenverteilung einer bipolaren Gruppe, bei der mindestens die Hälfte der Ausdeh-

nung der Gruppe durch einen oder mehreren Penumbraflecken bedeckt ist (Penumbralgruppe).

Damit ergibt sich folgendes System: 1. Buchstabe: >A<, >B<, >C<, >D<, >E<, >F<, >H< 2. Buchstabe: >x<, >r<, >a<, >s<, >k<, >h< 3. Buchstabe: >x<, >o<, >n<, >i<, >d<, >c<, >p<

Axx Axn Bxo Bxi Cro Cri Crc Cao Cai Cac Cso Csi Csc Cko Cki Ckc Cho Chi Chc Dro Dri Drc Dao Dai Dac Dso Dsi Dsc Dko Dki Dkc Dkp Dho Dhi Dhc Dhp Ero Eri Erc Eao Eai Eac Eso Esi Esc Eko Eki Ekc Ekp Eho Ehi Ehc Ehp Fro Fri Frc Fao Fai Fac Fso Fsi Fsc Fko Fki Fkc Fkp Fho Fhi Fhc Fhp Hrx Hrn Hrd Hax Han Had Hsx Hsn Hsd Hkx Hkn Hkd Hhx Hhn Hhd

Damit kann man auch wie bisher am dritten Buchsta-ben erkennen, ob es sich um eine uni- oder bipolare Gruppe handelt, was einer der Streitpunkte der Dis-kussion war. Die Gesamtzahl der Kombinationsmög-lichkeiten ist mit 85 noch überschaubar. Auch eine Umrechnung auf das alte System zur Be-stimmung der CV-Werte ist damit möglich: Aus >p< wird >c<, aus >n< und >d< jeweils >x<; bei den zu-sätzlich eingeführten Kombinationen des alten Sys-tems Crc, Cac, Csc, Ckc, Chc, Drc, Erc und Frc wird aus >c< im dritten Buchstaben ein >i<. Die Vorschläge wurden vom Autor in dieser Form an etwa 200 Beobachtungstagen in der Praxis ange-wendet. Probleme wie nach dem Testlauf des nach dem ersten Workshop entwickelten Systems konnten nicht festgestellt werden.

Das System wurde auch mit dem Hintergrund der Erstellung von Tageskarten mit einem Programm unter Eingabe von Positionen und Gruppenklassifi-kationen aufgestellt. Probleme sind dabei eventuell noch bei C-Gruppen zu sehen, bei denen der nach-laufende Hauptfleck die Penumbra trägt. Dr. Wolf-gang Strickling hatte hierzu vorgeschlagen, die Gruppen mit dem Vermerk „invers“ zu kennzeichnen. Eine solche Eingabemöglichkeit in einem Programm zu schaffen, ist sicher realisierbar. Man hat nun die Möglichkeit, sich allein aus der Klassifikation eine Vorstellung über die Fleckengruppe zu machen. Das System könnte zwar um einen weiteren Buch-staben zur Kennzeichnung von Größe und Form des nachlaufenden Fleckes erweitert werden, in der Pra-xis ist ein solches System aber zu kompliziert. Martin Hörenz

Als Anfänger auf einem Gebiet hat man es immer ein wenig schwerer als ein alter Hase. Von HTML- Pro-grammierung habe ich fast keine Ahnung, vom Erstellen einer Zeitschrift gar keine. Trotzdem habe ich mich vor einem Jahr bereit erklärt, das Datenblatt im Internet und, falls gewünscht, auch als Heft zu publizieren. Wurde ich letztes Jahr noch dadurch un-terstützt, dass ich den Satz nicht selbst machen musste, so soll sich das in diesem Jahr ändern und ich werde nun das Datenblatt größtenteils selbst erstellen. Ich hoffe, dies führt nicht zu weiteren Ver-zögerungen. Gleichzeitig möchte ich den nun endlich erfolgten Versand des DB 2001 als Anlass für ein kurzes Re-sümee nutzen. Die Internetseite www.sonne-datenblatt.de wird immer auf dem Stand der Daten-erfassung gehalten, ist also immer aktuell. Leider sind die Zugriffszahlen zumeist sehr gering. Das System mit den gedruckten Heften funktioniert auch sehr gut, nur mit der Bezahlung sind einige Proble-me aufgetreten: Bitte warten Sie die mit dem Daten-blatt eintreffende Rechnung ab, alles andere erhöht

___________________DATENBLATT ___________________ Ein Jahr Datenblatt - online Rico Hickmann 10.03.2003

den Verwaltungsaufwand! Außerdem möchte ich Sie bitten, von Bezahlungen in Form von Briefmarken abzusehen, da diese für mich völlig wertlos sind und nur unter großem Aufwand für den Versand genutzt werden können! Die Preise für die Hefte können nach einem ersten Kostenüberschlag gehalten wer-den, sie betragen aktuell 3€ (Inland), bzw. 6€ (Ausland). Schwierigkeiten traten weiterhin dadurch auf, dass das Heft nur noch 32 Seiten umfasst und die Post meinte, es sei keine Büchersendung mehr. Jedoch gehe ich von einer Beseitigung des Prob-lems aus und erwarte keine weiteren beim Versand. Kritik und Anregungen nimmt die Redaktion gerne entgegen, am besten eignet sich dazu die E-Mail-Verbindung datenblatt@vds-sonne.de. Noch ein Hinweis an die Auswerter: Unterstützt uns bitte damit, dass ihr fertige Daten möglichst zügig schickt (E-Mail oder Adresse aus dem Impressum), wenn man alles auf einmal eingeben muss, dauert das nun mal länger... Rico Hickmann Budapester Str. 61 01069 Dresden

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_________________ PROTUBERANZEN __________________ Über die Bewegung der eruptiven Protuberanz vom 2.März 2002 Richard Robitschek ,März 2003

Manche Astrofotos sind nicht nur schön, sondern sie bergen auch eine Menge Informationen, die nur dar-auf warten, ans Licht gefördert zu werden. Ein frap-pantes Beispiel ist die Auswertung der eindrucksvol-len Aufnahmen von Michael Delfs der eruptiven Pro-tuberanz vom 2.März 2002 ( SuW 1/2003, 66) am 120/1850 mm – Refraktor des Vereins Wilhelm-Foerster-Sternwarte e.V. Berlin. Zielsetzung war die Bestimmung der Geschwindigkeiten und Beschleuni-gungen, mit der sich diese Protuberanz von der Son-ne entfernte. Eine entsprechende Anleitung findet man im Sonne-handbuch (Die Sonne beobachten, Hüthig-Verlag 1999, S. 341 ff). Dort geht man vom Quotient zwi-schen Positions= bzw. Zeitdifferenzen aus, der ledig-lich mittlere Geschwindigkeiten in den betreffenden Zeitabschnitten zu ermitteln gestattet. Alternativ soll durch die Werte, als Koordinaten in einem Bewe-gungsdiagramm h / t / v eingetragen , eine Kurve gezogen werden. Aber auch so erhält man nur Durchschnitts = und keine echten Werte. Ein anderer Weg ist die etwas elementare analyti-sche Geometrie. Heute bieten gängige PC-Programme (Windows-Excel) und billige Taschen-rechner sog. Regressionsprogramme an, in denen man nur die Punktkoordinaten einzutippen braucht und der Rechner sodann automatisch die Gleichung einer Ausgleichskurve nach der Methode der kleins-ten Quadrate erzeugt . Geschwindigkeiten und Be-schleunigungen an beliebigen Stellen erhält man an-schließend durch Differenzierung nach der Zeit die-ser Gleichungen, und zwar als echte Instandwerte, mit der entsprechenden +/- Unsicherheit, wie es sich gehört. Aufgrund dieser Methode entpuppte sich die Protu-beranz vom 2. März als dem Spray-Typ zugehörig, so wie er im Buche steht, und zwar wörtlich wie bei Tandberg- Hanssen, The Nature of Solar Prominen-ces, Kluwer 1995, S.103. Bis um etwa 15:06 UT be-wegte sie sich beschleunigt, dann mit konstanter Ge-schwindigkeit (ca. 420 km.s –1 ) bis zum letzten vi-suellen Kontakt um 15:32 UT. Tandberg-Hanssen hält dieses Verhalten für typisch für Spray – Protube-ranzen und hat es auch in zwei Fällen 1974 selbst beobachtet. Das ist aber noch nicht alles. Die weitere analytische Auswertung zeigt eindeutig, dass der Übergang von der beschleunigten zur gleichförmigen Phase mit ei-nem bedeutendem Beschleunigungszuwachs be-ginnt, bevor dieser rasch auf Null abfällt. Die Erklä-rung wäre in Richtung einer räumlichen Begrenzung des magnetodynamischen Kräftefeldes zu suchen,

dieser Aspekt soll jedoch nicht vertieft werden, über-schreitet er doch eindeutig den Kompetenzbereich des Amateurs. Trotzdem kann die Beschäftigung mit diesem Thema auch für den Amateur sehr reizvoll sein. Bei der Auswertung der Bilder wurde wie folgt vorgegangen. a. Skalieren. Zunächst werden die Bilder mit Ado-

be Photoshop geschärft und ohne Resampling auf Format A4 vergrößert und ausgedruckt. Dann wird mit Lineal Sehne und Pfeilhöhe des Sonnenbildsegments auf +/- 0,5 mm genau aus-gemessen. Problematisch ist dabei die Pfeilhö-henmessung, wo ein Fehler von 2-3 % unver-meidlich in die Fehlerrechnung eingeht. Der wirk-liche Sonnendurchmesser in km dividiert durch den scheinbaren Durchmesser auf dem Aus-druck in mm ergibt dann den Maßstab in km/mm. Nun kann man den Abstand vom Scheitel der Protuberanz radial bis zum Sonnenrand messen und mit dem Maßstab multiplizieren. Auf den Bil-dern schwankt der Skalenwert von 3000 bis 4000 km/mm mit einem Fehler von +/- 100 km/mm, dem man dann die weiteren Unsicherhei-ten der Reduktion nach den Regeln der Fehler-fortpflanzung zu addieren wird. Im allgemeinen benötigt man für solche Messun-gen ruhende Erscheinungen als Bezugspunkte am Sonnenrand. Im vorliegenden Fall hat die genaue Nachführung des Berliner Refraktors diese Mühe überflüssig gemacht. Man kann sich

14 SONNE 105 Jg.27, 2003

also direkt auf den Sonnenrand beziehen. Die ruhenden Erscheinungen waren zwar vorhan-den, sie wurden aber nur beim Schärfen für die Lokalisierung des Sonnenrandes benutzt.

b. Bahnbestimmung nach dem Ausgleichsverfah-

ren. Da im vorliegenden Fall nur die Höhe inte-ressiert, ist der Bezugspunkt der Scheitel der Formation. Die Messpunkte als Funktion der Zeit ( in Minuten ab Start der Serie um 14:23 UT ) sind in der Grafik Abb. 1 dargestellt. Sie reihen sich schön einer Art Parabel entlang, um dann in eine Geraden auszulaufen ; die letzte Sich-tung um 15:32 UT, mit der von Michael Delfs ge-schätzten Höhe, ist auch dabei. Die bestmögli-che Verbindung dieser Punkte mit einer Funkti-on nach dem Prinzip der kleinsten Quadrate muss die Tatsache berücksichtigen, dass der Verlauf an einer gewissen Stelle, etwa nach 45 Minuten, von einer Kurve in eine Gerade über-geht, also eine Unstetigkeit auf-weist. Deshalb wurde der von der Protuberanz beschriebene Weg in drei sich überschnei-dende, je 4 Messpunkte bein-haltende Abschnitte getrennt, mit unabhängig optimierten Ausgleichsfunktionen. Als sol-che kamen in Frage Parabelbö-gen für die ersten beiden Ab-schnitte und eine einfache Aus-gleichsgerade für den dritten Abschnitt ( H in km, t in Minu-ten):

(1) H = 94.400 – 1.393 t +

159,4 t 2 von 0 bis 43 min .

(2) H = 656.800 – 33.650 t + 611,6 t 2 von 32 bis 51 min

(3) H = --738.200 + 25.000 t von 43 bis 69 min

Die Regressionen wurden auf einem kleinen Taschenrechner Sharp EL-506R mühelos ausgetippt, geht na-türlich ebenso auf dem PC mit Excel. Die Abweichungen von den Messpunkten betragen in den beiden ersten Fällen +/- 5.000 km, bei der Ausgleichsgeraden +/- 10.000 km, bewegen sich also um 5%. Auf der Graphik Abb. 1 sind die drei Abschnitte ohne Übergang einge-zeichnet.

c. Geschwindigkeiten und Beschleunigungen.

Aus Gleichungen (1) bis (3) folgt durch Differenzierung Geschwindigkeit und Be-schleunigung: (1’) v = - 1.393 + 318,8 t km.min -1

b = 319 km . min - 2

(2’) v = - 33.650 + 1.223,2 t km.min -1 b = 1.220 km . min –2

(3’) v = 25.000 km.min –1

Diese Zahlen schauen nicht so doll aus, wenn man sie in km / sec ausdrückt. Die Unsicherheiten liegen hier zwischen 5 und 10 %. In Wirklichkeit geben diese Gleichungen nur Richtwerte an, zwischen denen sich die Be-wegung stetig verändert, was der mathemati-schen Formulierung schier unüberwindbare Hür-den entgegenstellt. Deshalb wurden die Glei-chungen als Mittelwerte bzw. Asymptote gewer-tet, und die dick eingezeichnete Übergangslinie neben den errechneten Geraden in Graphik Abb.2 freihändig aufgetragen. Damit geht zwar eine quantitative Aussage verloren, aber der Vorgang als solcher ist anschaulich widergege-ben.

Man erkennt nun deutlich den Geschwindigkeits-anstieg vor dem Übergang auf die unbeschleunigte Bewegung.

Zu wünschen wäre, dass ähnliche Untersuchungen auch von anderen Sonnenbeobachtenden, die über die notwendige Instrumentierung verfügen, bei erup-tiven Erscheinungen unternommen werden. Richard Robitschek Via Alberti 5, I-20149 Milano E-Mail rixman@tiscalinet.it

Jg.27, 2003 SONNE 105 15

In (1) hatte ich schon einmal kurz über meine Erfahrungen mit der Sonnen-Videoastronomie am 200/3000mm-Refraktor der VdS-Sternwarte Kirchheim berichtet. Wenn man schon in Kirch-heim ist, sollte man – nach vorhergehender Ein-weisung durch das Sternwartenteam – unbe-dingt den Hα-Filter verwenden. So kam ich im Frühjahr 2001 zu meinen ersten Sonnenvideos in dieser Wasserstofflinie. Nachdem ich mir vor ein paar Monaten einen neuen 1,7 GHz-Rechner mit 256 MB RAM, ei-ner 40 GB-Festplatte sowie eine DV.go!-Videoschnittkarte zugelegt habe, bin ich nun in der Lage, selbst gedrehte Astrovideos mit dem PC einzulesen und weiterzuverarbeiten. Gerade die Rechner der neuen Generation und große Festplatten ermöglichen heute eine zügige Be-arbeitung am PC. Auf seinem Rechner sollte man für die Videobearbeitung mindestens 20 GB, wenn geht, noch mehr, reservieren, da die in den PC gezogenen Videos wahre Speicher-fresser sind. Bei 10 bis 15 s. Laufzeit können schnell mal 1 bis 2 GB zusammen kommen! Um nun Astrovideos zu bearbeiten, kann man zweierlei machen: Aus den aufgenommenen Videosequenzen *.mpeg-, oder *.avi-Files zusammenbauen, und/oder daraus einzelne Bilder erzeugen. Dazu ist es meist notwendig, dass der zu bearbeiten-de Film als unkompri-miertes *.avi ohne Ton (wichtig, weil manche Bearbeitungsprogram-me mit der Tonspur nicht zurecht kommen) auf der Festplatte ge-speichert ist. Dann kann man mit Programmen wie Registrax oder Giot-to daran gehen, die in dem Video enthaltenen Einzelbilder entweder einfach aufzuaddieren (Registrax) oder sie ge-

zielter weiter zu bearbeiten (etwa mit Giotto, wo man beispielsweise schlechte Bilder einfach weglassen kann). Allerdings sollte man bei der Bearbeitung der Videos nicht zu hart vorgehen, denn allzu leicht sehen die Bilder hinterher zu digital aus. Für die Erzeugung der Bilder habe ich mit dem bei der Videokarte mitgelieferten Programm U-lead VideoStudio 5.0 SE ein *.avi erzeugt und die Einzelbilder dann mit Registrax 1.0.0 aufad-diert. Die Ergebnisse sind in den Abbildungen 1 bis 5 zu sehen. Aufgenommen habe ich die Videos mit einer Sony TRV6E-Videokamera, die ich vorsichtig auf die Austrittsöffnung eines langbrennweitigen Okulars gelegt habe: Eine zwar simple Metho-de, um Aufnahmen dieser Art zu erzielen, aber eine bestechend einfache. Dabei sollte aber ei-niges bedacht werden: Gute Aufnahmen lassen sich nur in der optischen Achse erzielen, schon kleine Abweichungen davon führen zu Vignet-tierungen im Bild. Außerdem muss die Kamera

___________________INSTRUMENTE ___________________ Videoastronomie in Kirchheim Manfred Holl 09.04.2003

Abb. 1: Sonne im Hα mit Randprotuberanz am 21. April 2001, aufgenommen mit einer Sony TRV6E-Videokamera durch den 0,5 Angström Hα-Filter am 200/3000mm-Refraktor der Sternwarte Kirchheim, ca. 300 Einzelbilder aufaddiert mit Registrax 1.0.0, in der Nachbearbeitung wurde eine Ton-wertkorrektur vorgenommen.

16 SONNE 105 Jg.27, 2003

unbedingt gerade gehalten werden, um partielle Unschärfen in den Bildern zu vermeiden. Am besten wäre es natürlich, wenn man die Kame-ra mittels einer Montageschiene am Okularaus-zug befestigen kann. In Kirchheim ist so eine Schiene vorhanden, aber leider nicht für den von mir eingesetzten Kameratyp. Und wenn man schon dabei ist, sollte man auch ein wenig mit der Kamera experimentieren: Nicht den Autofokus, sondern die manuelle Scharfstellung verwenden und nach besonde-ren Einstellungen suchen, die die Aufnahme-qualität deutlich verbessern können. Bei meiner K a m e r a i s t e s d i e E i n s t e l l u n g „Sepia“, die im Hα zwar nicht die typische rote

Farbe aufweist, dafür aber mehr Details zeigt. Natürlich kann man mit dieser Methode auch Sonnenflecken im Weißlicht aufnehmen, wobei aber eine ausreichende Lichtdämpfung erzielt werden muss, um das Innenleben der Kamera nicht zu beschädigen – aber das versteht sich ja von selbst. (1) Manfred Holl: Sonnenbeobachtung auf der Volkssternwarte Kirchheim e. V., SONNE 98, Jg. 25, 2001, S. 42 Manfred Holl, Friedrich-Ebert-Damm 12 a, 22049 Hamburg, Email: m.holl@t-online.de

Abb. 2: Sonne im Hα mit Randprotuberanz am 21. April 2001, aufgenommen mit einer Sony TRV6E-Videokamera (Einstellung: Sepia) durch den 0,5 Angström Hα-Filter am 200/3000mm-Refraktor der Sternwarte Kirchheim, ca. 300 Einzelbilder aufaddiert mit Registrax 1.0.0, in der Nachbearbei-tung wurde eine Tonwertkorrektur vorgenommen.

Jg.27, 2003 SONNE 105 17

Abb. 3: Sonne im Hα mit Randprotuberanz am 30. April 2001, aufgenommen mit einer Sony TRV6E-Videokamera durch den 0,5 Angström Hα-Filter am 200/3000mm-Refraktor der Sternwarte Kirch-heim, ca. 300 Einzelbilder aufaddiert mit Registrax 1.0.0, in der Nachbearbeitung wurde eine Ton-wertkorrektur vorgenommen.

Abb. 4: Sonne im Hα mit Randprotuberanz am 21. April 2001, aufgenommen mit einer Sony TRV6E-Videokamera durch den 0,5 Angström Hα-Filter am 200/3000mm-Refraktor der Sternwarte Kirch-heim, ca. 300 Einzelbilder aufaddiert mit Registrax 1.0.0, in der Nachbearbeitung wurde eine Ton-wertkorrektur vorgenommen.

18 SONNE 105 Jg.27, 2003

Die Olbers-Gesellschaft e.V. Bremen lädt ein zur

27. SONNE-Tagung vom 29. Mai – 1. Juni 2003

Tagungsort:

Olbers-Gesellschaft e.V. Hochschule Bremen

Werderstraße 73 D-28199 Bremen

Anmeldungen und Einzelheiten s. unter:

www.fbw.hs-bremen.de/~olbers/ und www.SONNE-Tagung.de

s.a. Ankündigung im SONNE-Heft Nr. 104, S. 104 – 105.

Abb. 5: Sonne im Hα mit Filamenten etwa in der Sonnenscheibenmitte am 21. April 2001, aufgenommen mit einer Sony TRV6E-Videokamera (Einstellung: Sepia) durch den 0,5 Angström Hα-Filter am 200/3000mm-Refraktor der Sternwarte Kirchheim, ca. 300 Einzelbilder aufaddiert mit Registrax 1.0.0, in der Nachbearbeitung wurde eine starke Tonwertkorrektur vorgenommen.

ACHTUNG!!! MERKURDURCHGANG

UND SONNENFINSTERNIS!

Die Redaktion von SONNE veranstaltet zum Merkurdurchgang und zur Sonnenfins-ternis einen Fotowettbewerb zu dem wir Sie

zum mitwirken aufrufen möchten. Wir wür-den uns sehr freuen, wenn Sie uns Papier-abzüge (mind. 9x13cm) oder hochwertige Scans (max. 2MB) ihrer Aufnahmen vom 7. und 31. Mai 2003, versehen mit Ihrer Anschrift, der Aufnahmetechnik, Aufnah-mezeit und -ort, an unten stehende Adres-se zusenden würden. Unter allen Einsen-dungen wird die beste Aufnahme prämiert. Dabei wird nicht auf teure Aufnahmetech-nik Wert gelegt, sondern vor allem auf Äs-thetik! Jeder Teilnehmer erklärt sich damit einver-standen, dass die Aufnahmen im VdS-Journal oder in SONNE abgedruckt wer-den (Freiexemplar!) sowie auf der Internet-seite von SONNE (www.sonneonline.org) mit allen Angaben zu Autor und Technik abgelegt werden, alle Rechte bleiben selbstverständlich beim Bildautor. Einsen-deschluss ist der 31. August 2003. Fachgruppe Sonne c/o Sternfreunde im FEZ e.V. An der Wuhlheide 197 12459 Berlin E-Mail: journal@vds-sonne.de

Jg.27, 2003 SONNE 105 19

__________________ LICHTBRÜCKEN __________________ Lichtbrücken im 4. Quartal 2002 Manfred Holl 11.02.2003

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002

Auswertung: Andreas Pätzold, Manfred Holl (GvA-Sektion Sonne)

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20 SONNE 105 Jg.27, 2003

___________ SONNENFLECKENRELATIVZAHLEN ___________

1. 2.4 1.0 3.3 43 22 65 58 82 1056 11 48 22 2. 3.1 1.0 4.1 48 28 76 70 97 1270 7 34 14 3. 2.6 1.2 3.8 42 26 68 67 87 970 12 36 15 4. 2.7 0.9 3.5 49 24 73 60 108 1300 10 46 21 5. 2.3 2.0 4.3 48 35 83 76 118 1165 7 26 10 6. 2.5 2.4 5.0 49 41 90 81 113 1307 5 27 11 7. 2.0 3.0 5.0 46 47 93 79 125 1528 6 33 14 8. 3.2 3.3 6.4 58 44 102 101 125 1059 8 36 13 9. 3.7 3.3 7.0 59 47 106 106 136 1078 9 39 16 10. 4.4 4.1 8.5 79 52 131 129 172 1351 10 48 22 11. 4.9 3.6 8.5 86 46 132 121 173 1273 7 37 17 12. 4.5 4.2 8.7 82 54 135 122 187 1316 4 23 10 13. 4.7 4.4 9.0 84 53 137 119 172 1512 6 24 11 14. 3.5 4.6 8.1 62 57 119 114 153 1088 6 17 7 15. 3.2 5.2 8.4 60 67 127 116 175 1362 6 18 8 16. 3.1 5.5 8.7 57 81 137 128 175 1476 7 23 10 17. 3.0 3.9 6.9 47 65 112 110 172 1397 4 22 11 18. 2.6 4.5 7.1 43 80 124 118 172 1719 7 32 15 19. 2.8 4.6 7.3 53 78 131 120 159 1709 10 45 23 20. 3.7 3.8 7.6 68 67 135 122 152 2187 12 46 24 21. 3.1 3.0 6.2 61 46 107 93 133 1887 2 12 6 22. 2.2 2.4 4.6 55 35 90 88 127 1623 10 24 10 23. 2.4 1.9 4.3 58 24 82 77 111 1683 7 29 14 24. 3.7 0.7 4.4 71 9 80 73 105 1616 11 36 18 25. 4.0 1.3 5.3 74 14 87 77 110 1640 6 20 9 26. 4.3 1.9 6.2 70 23 93 81 125 1313 9 33 16 27. 3.9 2.1 6.0 65 26 92 84 134 1291 8 26 13 28. 3.4 2.8 6.2 59 36 95 87 128 1334 9 38 16 29. 4.2 3.1 7.3 66 43 109 114 145 1432 10 28 10 30. 5.3 2.7 8.0 80 37 117 120 154 1314 6 19 7 31. 5.9 1.4 7.3 87 23 110 110 142 1125 7 30 17

Mittel 3.5 2.9 6.4 61.6 42.9 104.5 97.5 137.6 1399 8 31 14 Tage 31 31 31 31 31 31 31 31 31

SONNE-Relativzahlnetz

Definitive Sonnenfleckenrelativzahlen für Oktober 2002 Tag Gruppenzahlen Relativzahlen Andere Indices Anz. Beob.

Nord Süd ges. Nord Süd Ges. SIDC AAVSO Re‘ N/S ges. Re‘

SONNE-Relativzahlnetz

Definitive Sonnenfleckenrelativzahlen für November 2002 Tag Gruppenzahlen Relativzahlen Andere Indices Anz. Beob.

Nord Süd ges. Nord Süd Ges. SIDC AAVSO Re‘ N/S ges. Re‘

Vergleich der Relativzahlen SONNE-SIDC SONNE-AAVSO SIDC-AAVSO K-Faktor: 1.072 0.759 0.708 Korrelationskoeffizient: 0.97 0.95 0.93 Streuung: 15.50 57.32 69.06 Vergleichstage: 31 31 31

1. 5.5 2.1 7.6 84 29 113 124 161 1214 5 18 11 2. 4.4 3.1 7.5 71 37 109 115 161 907 3 21 12 3. 4.7 3.1 7.9 73 44 117 123 159 1033 4 15 6 4. 3.9 2.6 6.5 58 47 105 101 157 1492 4 14 6 5. 4.0 2.6 6.6 57 62 119 122 171 2297 7 23 9 6. 4.6 2.4 7.0 71 59 130 137 190 2581 6 26 13 7. 3.8 3.0 6.9 57 68 125 145 181 2537 4 12 3 8. 3.4 3.5 7.0 49 74 123 115 175 2146 8 22 9 9. 3.7 3.7 7.5 56 73 129 129 179 2210 6 20 7 10. 3.4 3.8 7.2 43 89 133 126 174 2148 8 18 9 11. 2.4 3.3 5.7 30 78 108 114 153 2544 2 10 2 12. 0.2 4.6 4.8 2 99 100 100 135 2410 9 21 7 13. 0.5 3.8 4.3 5 82 87 94 125 1886 7 17 8 14. 1.4 4.1 5.6 21 79 100 104 148 1866 5 12 7 15. 1.7 3.4 5.0 30 66 96 96 144 1965 4 8 2 16. 2.0 3.1 5.1 32 68 100 89 137 2243 3 8 5 17. 1.5 3.7 5.1 24 79 102 91 129 1950 7 22 10 18. 1.7 3.3 5.0 24 68 92 90 114 2001 9 24 11 19. 1.2 3.8 4.9 13 72 85 74 112 1533 7 16 9 20. 1.3 4.4 5.7 16 75 91 94 119 1210 10 32 15 21. 1.5 3.7 5.2 18 60 78 82 107 1047 9 21 9 22. 2.7 2.8 5.5 32 50 82 79 111 1092 3 9 3 23. 1.3 3.9 5.2 16 63 79 77 99 1050 8 26 9 24. 1.6 3.1 4.7 19 53 71 67 93 979 6 14 7 25. 1.3 3.2 4.5 16 44 60 52 78 588 4 10 5 26. 1.7 2.3 4.0 18 30 48 49 69 419 3 10 4 27. 2.5 3.1 5.7 32 41 72 68 96 413 8 23 9 28. 2.3 2.6 5.0 33 39 73 70 88 548 7 16 6 29. 2.3 1.8 4.1 30 28 58 61 85 421 4 12 3 30. 2.9 1.8 4.7 38 30 68 61 94 586 3 13 6

Mittel 2.5 3.2 5.7 35.6 59.5 95.1 95.0 131.5 1511 6 17 7 Tage 30 30 30 30 30 30 30 30 30

Vergleich der Relativzahlen SONNE-SIDC SONNE-AAVSO SIDC-AAVSO K-Faktor: 1.001 0.723 0.722 Korrelationskoeffizient: 0.97 0.98 0.97 Streuung: 7.04 63.92 64.20 Vergleichstage: 30 30 30

SONNE-Relativzahlnetz

Definitive Sonnenfleckenrelativzahlen für Dezember 2002 Tag Gruppenzahlen Relativzahlen Andere Indices Anz. Beob.

Nord Süd ges. Nord Süd Ges. SIDC AAVSO Re‘ N/S ges. Re‘ 1. 1.6 2.8 4.4 26 49 75 72 95 833 5 16 7 2. 2.3 2.2 4.5 36 38 74 73 100 595 3 12 2 3. 2.8 2.0 4.8 45 30 76 69 101 729 3 12 3 4. 3.0 2.4 5.4 57 34 90 86 96 961 3 12 5 5. 3.2 2.6 5.7 52 32 84 82 116 887 3 7 1 6. 3.4 2.6 6.0 68 26 94 82 116 870 1 7 1 7. 3.0 3.0 6.0 48 36 84 79 116 710 1 14 6 8. 3.4 4.1 7.6 51 53 103 104 130 700 10 38 17 9. 4.0 4.2 8.3 54 61 115 107 141 823 9 29 11

10. 2.0 4.9 6.8 25 75 100 94 134 763 12 31 13 11. 1.4 3.0 4.4 18 50 68 74 97 586 11 33 12 12. 1.5 3.5 5.0 18 55 73 65 103 571 11 28 10 13. 1.8 3.1 4.9 24 58 82 75 111 923 8 21 9 14. 3.2 3.9 7.1 45 78 124 124 171 1561 7 18 8 15. 3.1 4.0 7.1 56 72 128 119 179 1833 6 13 4 16. 2.8 3.7 6.5 67 68 136 129 194 1646 3 9 2 17. 3.0 3.8 6.8 77 75 152 140 211 3284 2 7 1 18. 3.4 3.8 7.2 63 85 148 134 196 2734 3 8 1 19. 3.5 3.4 7.0 55 85 139 134 189 2460 5 11 3 20. 3.7 3.4 7.1 54 85 140 124 222 2558 7 12 6 21. 3.0 3.3 6.3 53 71 125 112 172 2058 3 7 3 22. 2.5 3.1 5.6 38 66 104 104 148 1446 2 11 3 23. 1.8 3.2 5.0 22 58 80 75 116 879 5 16 8 24. 1.5 2.7 4.2 18 43 61 61 81 357 3 7 3 25. 1.4 1.8 3.1 16 23 39 35 51 234 5 11 5 26. 1.4 1.5 2.9 15 18 33 32 44 199 7 11 7 27. 1.4 1.4 2.7 16 18 34 29 42 - 1 6 0 28. 1.9 0.4 2.4 24 5 29 27 36 88 3 10 3 29. 1.7 0.6 2.3 19 8 28 31 47 124 7 16 6 30. 1.1 0.8 1.9 14 15 29 25 39 226 3 10 3 31. 1.0 1.5 2.5 12 24 36 33 47 144 8 26 9

Mittel 2.4 2.8 5.2 38.3 48.2 86.5 81.6 117.5 1059 5 15 6 Tage 31 31 31 31 31 31 31 31 30

Vergleich der Relativzahlen SONNE-SIDC SONNE-AAVSO SIDC-AAVSO K-Faktor: 1.060 0.737 0.695 Korrelationskoeffizient: 0.99 0.99 0.98 Streuung: 12.11 57.70 66.56 Vergleichstage: 31 31 31

Albert,R. Fegl. 56/ 0 14 0 0 2.813 2.046 - 30 0.67 Araujo,G. Refr. 80/ 910 40 0 0 0.629 0.714 - 17 0.84

Battaiola,R. Refl. 90/ 1250 13 0 13 0.787 0.770 1.603 13 0.81 Berg,R. Refl. 100/ 1000 6 0 0 0.729 0.691 - 15 0.81

Boschat,M. Refr. 120/ 1000 30 0 0 0.992 0.844 - 17 0.88 Brandl,F. Refr. 80/ 1200 13 0 13 0.728 0.657 1.681 21 0.45 Brettel,G. Refr. 90/ 1000 13 0 0 1.108 0.890 - 16 0.79

Bruegger,S. Refr. 80/ 400 8 0 8 0.786 0.832 1.136 19 0.85 Capricornio Obs. Refr. 150/ 2250 22 0 0 0.622 0.705 - 18 0.92

Chudy,M. Refr. 60/ 700 31 0 0 0.904 0.854 - 15 0.92 De Backer Refl. 100/ 1035 20 0 20 0.850 0.861 1.293 10 0.94

Gahsche,C.-D. Refr. 75/ 1200 28 0 0 1.167 1.041 - 12 0.90 Goetz,M. Refl. 100/ 1000 12 0 12 0.697 0.693 1.032 15 0.90

Guedes,P. Refl. 120/ 805 17 0 0 1.177 0.968 - 16 0.94 Gysel Refr. 90/ 1250 17 0 0 1.071 0.959 - 11 0.89

Haase,J. Refr. 153/ 1300 24 0 24 0.971 0.885 1.676 21 0.71 Hannig,R. Refr. 114/ 600 6 0 0 0.773 0.905 - 10 0.94

Hunstiege,H.J. Refr. 50/ 300 7 0 0 1.399 1.075 - 15 0.94 John,J. Refl. 150/ 1200 12 0 0 1.390 1.124 - 20 0.58

KSB Refr. 0/ 0 20 0 0 0.779 0.763 - 14 0.92 Kluegl,S. Refr. 120/ 1000 7 0 7 0.558 0.727 0.675 18 0.79 Koehn,D. Refl. 203/ 2030 7 0 7 0.936 0.989 1.492 12 0.93

Kysucka Obs. Refr. 200/ 3000 47 0 0 0.615 0.676 - 20 0.78 Meeus Refr. 102/ 660 15 0 15 0.671 0.704 1.094 13 0.90

Noy,J.R. Refr. 80/ 1200 18 18 18 0.637 0.707 0.690 20 0.86 Reinhold,J. Refr. 80/ 400 6 0 0 1.115 0.923 - 13 0.93

Schaefer,M. Refr. 63/ 840 8 0 8 0.741 0.826 7.318 26 0.75 Schrattenholz,B. Refr. 63/ 840 36 0 0 1.227 0.986 - 18 0.87

Smit,F. Refl. 100/ 1000 7 7 7 1.454 1.286 2.550 22 0.88 Smit,F. Refr. 80/ 1200 13 13 13 1.217 1.075 2.748 15 0.84

Son Refl. 150/ 4300 17 0 17 0.958 0.947 1.487 16 0.78 Steen Refr. 102/ 1500 26 0 26 0.693 0.703 1.215 14 0.85

Szulc,M. Refr. 60/ 900 20 0 19 0.589 0.656 0.868 16 0.90 Walker,C. Refr. 80/ 910 5 0 0 1.256 1.045 - 11 0.89 Werner,D. Refr. 80/ 1200 14 0 0 0.863 1.049 - 15 0.89 Winzer,A. Refr. 63/ 840 22 0 0 0.723 0.901 - 19 0.72 Winzer,M. Refr. 80/ 840 14 0 0 0.926 0.989 - 17 0.84

Wolf,T. Refr. 60/ 700 13 0 13 0.870 0.818 1.504 14 0.91

Liste der Beobachter 4. Quartal 2002 Name Instrument Beob.tage k-Faktoren s r Re N/S Re' Re g Re'

Jg.27, 2003 SONNE 105 21

_ BEOBACHTUNGSAUFRUF __ Jean Bourgeois 03. April 2003 Der Merkurdurchgang und die Schichtdicke der Chromosphäre Der Merkurdurchgang am 7. Mai 2003 könnte ein gute Gelegenheit sein, die Schichtdicke der Chro-mosphäre zu messen. Die zu verwendende Meß-methode ähnelt der bei einer Sonnenfinsternis, wo ebenfalls im Weißlicht und in H-alpha verschiedene Kontaktzeiten festgestellt werden können [1]. Dies kommt daher, dass der Sonnendurchmesser abhän-gig von der Wellenlänge ist [2]. Der Merkurdurchgang dauert länger als eine Son-nenfinsternis, daher sollten die Ergebnisse genauer sein! Außerdem wäre diese Art der Messung der Schichtdicke der Chromosphäre eine echtes Novum! Messen Sie die Kontaktzeiten (1. bis 4. Kontakt) mit höchstmöglicher Genauigkeit, und zwar im Weißlicht und/oder in H-alpha. Erfolgreiche Beobachtungen sollten es ermöglichen, einen realistischen Wert der Schichtdicke der Chromosphäre an der Stelle der Bedeckung abzuleiten. Diese sollte nur geringfügig von der Position des Beobachters auf der Erde ab-hängig sein. Es wird empfohlen, bei der Weißlichtbe-obachtung ein Blaufilter zu verwenden. Man vermutet, dass die Schichtdicke der Chro-mosphäre mit der Sonnenaktivität schwankt, aber das ist noch nicht eingehend untersucht worden. Wenn es geklappt hat, sende Sie Ihre Ergebnisse und die genauen geographischen Koordinaten Ihres Beobachtungsortes an meine E-Mail-Adresse

jb.astro@worldonline.be Sie erhalten dann die ausgewerteten Ergebnisse zu-rück, denkbar wäre auch eine von allen Beobachtern unterzeichnete Veröffentlichung. Vielen Dank, Jean Bourgeois Reux Astronomical Station B-5590 Ciney, Belgien Literatur: [1]: Sky & Telescope, November 1994, S.76 [2]: Sky & Telescope, Dezember 1991, S.600 Quelle: E-Mail aus der Mailingliste „Solar-ALPO“ vom 03.04.03, für SONNE übersetzt von Andreas Zunker. Falls Sie Messungen machen und keinen Internetzu-gang haben, können Sie Ihre Ergebnisse per Post an Andreas Zunker (Adresse s. Impressum) schicken, er leitet sie dann an Jean Bourgeois weiter.

Bachmann,U. Refl. 203/ 2000 6 0 6 0.654 0.754 0.848 15 0.85 Barnes,H. Refr. 76/ 910 44 0 44 0.832 0.797 1.280 15 0.93 Beltran,G.V. Refl. 200/ 1600 32 0 0 0.931 0.802 - 14 0.95 Bourgeois Refl. 135/ 800 16 0 16 0.674 0.818 0.871 14 0.94 Bretschneider,H. Refr. 63/ 840 26 26 26 0.543 0.590 1.036 18 0.88 Broeckels,G. Refr. 120/ 1000 42 0 42 0.662 0.729 0.786 14 0.89 Buggenthien,R. Refr. 102/ 1000 43 0 43 0.628 0.685 0.875 16 0.90 Claeys Refl. 63/ 900 17 0 0 0.757 0.763 - 14 0.80 Coeckelenberghs Refr. 60/ 415 9 0 9 1.166 0.987 2.088 18 0.94 Conill,J. Refr. 80/ 760 78 0 78 0.747 0.775 1.225 19 0.86 De Vrieze Refr. 102/ 1500 11 0 0 0.842 0.874 - 19 0.89 Dragesco,J. Refr. 70/ 0 48 0 0 0.837 0.866 - 20 0.66 Dubois,F. Refr. 125/ 2500 15 0 15 0.675 0.726 1.008 12 0.85 Egger,F. Refr. 90/ 1000 28 28 0 0.833 0.769 - 17 0.90 Freitag,U. Refr. 102/ 1000 6 0 6 0.654 0.675 0.945 12 0.83 Fritsche,S. Refr. 63/ 840 19 0 0 0.740 0.749 - 18 0.88 Gieseke,R. Fegl. 50/ 0 16 0 0 1.230 0.993 - 19 0.90 Hedewig,R. Refr. 80/ 1200 30 0 0 0.811 0.896 - 18 0.86 Hoerenz,M. Refr. 60/ 700 18 0 18 0.765 0.718 1.490 19 0.94 Hofmann,W. Refr. 80/ 400 20 0 0 1.331 0.981 - 22 0.87 Holl,M. Refr. 80/ 400 11 0 11 0.833 0.792 1.357 15 0.92 Hurbanovo Obs. Refr. 150/ 2250 55 55 55 0.684 0.774 1.122 15 0.86 Joppich,H. Refr. 60/ 900 9 9 9 1.022 0.915 2.147 9 0.93 Junker,E. Refr. 50/ 600 11 0 11 0.907 0.721 2.262 14 0.98 Kaczmarek,A. Refr. 80/ 400 9 0 0 0.801 0.955 - 9 0.98 Keller,H.U. Refr. 40/ 480 6 0 0 1.097 0.838 - 16 0.86 Lau,D. Refr. 60/ 700 14 0 10 0.850 0.843 1.357 17 0.88 Michalovce Obs. Refr. 150/ 2250 21 21 21 0.906 0.824 1.782 13 0.91 Mochizuki,E. Refr. 90/ 1000 57 57 0 0.600 0.661 - 14 0.93 Moeller,M. Refr. 79/ 1000 43 43 43 0.772 0.779 1.106 12 0.93 Morales,G. Refl. 90/ 2000 86 0 0 0.587 0.685 - 18 0.86 Rim. Sobota Obs. Refr. 150/ 2250 48 48 48 0.630 0.692 0.796 19 0.85 Robeck,G. Refl. 203/ 2000 43 43 43 0.862 0.797 1.970 24 0.91 Ruemmler,F. Refr. 80/ 1200 15 15 0 0.606 0.656 - 12 0.93 Schott,G.-L. Refr. 80/ 910 40 0 0 1.010 0.809 - 19 0.75 Schroeder,G. Refr. 75/ 1200 35 35 0 0.826 0.856 - 12 0.97 Schulze,W. Refr. 63/ 840 15 15 0 0.698 0.722 - 16 0.86 Stemmler,G. Refr. 63/ 670 40 0 0 1.035 0.902 - 30 0.35 Stetter,H. Refr. 125/ 1875 20 20 20 0.904 0.869 1.764 27 0.74 Stolzen,P. Refr. 40/ 500 33 0 0 1.118 0.958 - 13 0.93 Strickling,W. Refl. 150/ 1200 6 6 6 0.976 0.883 1.770 9 0.96 Suzuki,M. Refr. 100/ 0 73 73 0 0.455 0.555 - 12 0.92 Van Slooten,B. Refr. 90/ 1300 10 10 0 0.832 0.768 - 13 0.97 Viertel,A. Refr. 50/ 540 23 0 0 1.009 0.880 - 22 0.86 Walger,R. Fegl. 60/ 0 17 17 0 1.270 0.968 - 19 0.87 WFS,Berlin Refr. 150/ 2250 13 13 0 0.525 0.613 - 10 0.97 Willi,X. Refl. 200/ 1320 12 0 0 0.885 0.847 - 13 0.92

Bezugsbeobachter:

Anzahl Beobachtungen: 1937 (N/S:572; Re':820) Anzahl Beobachter-Instrument-Kombin.: 85 (N/S:21; Re':39)

SIDC SONNE AAVSO AKS BAA GFOES GSRSI OAA RWG TOS VVS

prov. def. prov. (D) (GB) (F) (I) (J) (CH) (PL) (B) Oct 97.5 104.5 137.6 80.9 118.0 109.0 165.1 123.2 127.6 121.9 130.6 Nov 95.0 95.1 131.4 110.3 116.4 95.1 158.0 117.2 114.7 116.8 - Dec 81.6 86.5 117.4 75.6 111.6 93.0 134.0 101.6 97.9 102.6 -

Legende: Beob.tage: Anzahl Beobachtungstage für: Re N/S Re': Relativzahl (gesamt, Nord/Süd, Beck'sche Re.) k-Faktoren: zur Reduktion der Daten verwendete k-Faktoren Re g Re': für Relativzahlen, Gruppenzahlen, Beck'sche Re. s: Streuung der Relativzahlen (bezogen auf Re=100) r: Korrelationskoeffizient zur Bezugsrelativzahl Beobachter mit weniger als 5 Beob. wurden nicht berücksichtigt. Dateneingabe: Ernst-Günter Bröckels, Andreas Bulling, Franky Dubois, Manfred Holl, Felix Hormuth Zusammenstellung: Andreas Bulling Auswertung: Andreas Zunker Gegenüberstellung der Monatsmittel 4. Quartal 2002

22 SONNE 105 Jg.27, 2003

Im Vergleich mit dem Vorjahr zeigt die synoptische Gesamtkarte für das Jahr 2002 (Abb. 1) in groben Zügen ein ähnliches Bild in der Verteilung der Fle-ckenherde. Auffällig ist, dass in den Breitenzonen nördlich +30° und südlich -40° heliographischer Brei-te keine Flecken aufgetreten sind. Betrachtet man die Verteilung der Fleckenherde ge-nauer, so lässt sich ein deutlicher Anstieg der Nord-Süd-Asymmetrie erkennen. Nur 43.1% der Flecken-herde (Vorjahr 2001: 52.2%) befanden sich auf der Nordhalbkugel der Sonne. Die Zahl der Fleckenher-de je Hemisphäre beträgt 489N:646S (Abb. 2). Im Gegensatz zum Vorjahr ist die Anzahl der Flecken-gruppen wieder rückläufig. Waren 2001 575 Grup-pen beobachtet worden, so sind es nur noch 548 re-gistrierte Gruppen. Auch die Typenstatistik (Abb. 3) zeigt ein ähnliches Bild wie im Jahr 2001, allerdings hat die Zahl der großen Fleckengruppen abgenom-men. Es traten 13 (19) F- und 39 (45) E-Gruppen auf, wobei die Vorjahreswerte in Klammern genannt sind. Die mittlere heliographische Breite der Flecken-entstehungszonen (Abb. 4) hat sich kaum geändert und entspricht fast der des Jahres 2001. Im Jahr 2002, genauer im Berichtszeitraum 31.12.2001 bis 30.1.2003 wurden 14 synodische Sonnenrotationen (1985-1998) ausgewertet. Nur an 4 (1%) von insgesamt 396 möglichen Beobachtungs-tagen konnten witterungsbedingt keine Fleckenposi-tionen gemessen werden. 14 Beobachter brachten 21757 Einzelmessungen ein; etwas weniger als 2001, da die Sonnenaktivität langsam abnimmt. Mit 2429 berücksichtigten Positionen ist die Rotation 1993 der Spitzenreiter. Die aktivsten, selbst beo-bachtenden Positionsmesser sind mit 3462 einge-flossenen Positionen Bob van Slooten (NL), 1979 Positionen Georg Robeck (D) und 1869 Messungen Slovak Central Observatory (SK). Beobachter und Anzahl der für die Auswertung verwendeten Positio-nen können der Tabelle entnommen werden.

Catania Obs. 3488 Bob van Slooten 3462

Josef Eder 525 Slovak Central Obs.

1869

Fritz Egger 1764 Friedrich Smit 1074

Hubert Joppich 557 SOHO 888

Kanzelhoehe Obs.

3073 Hugo Stetter 1013

Georg Robeck 1979 Wolfgang Strickling

471

Frank Ruemmler 785 Andreas Tarnutzer 809

gesamt: 21757

Auch 2002 ist die Gruppe der Positionsbeobachter von einem traurigen Ereignis betroffen gewesen. Im November des vergangenen Jahres verstarb unser langjähriger Beobachter Josef Eder aus Schongau im 82. Lebensjahr. Wir werden ihm ein stilles Anden-ken bewahren. Michael Möller, Steiluferallee 7, D-23669 Timmen-dorfer Strand

____________ SONNENFLECKENPOSITIONEN _____________ Jahresauswertung 2002 des SONNE-Positionsnetzes Michael Möller, Andreas Grunert 25.02.2003

Jg.27, 2003 SONNE 105 23

_____________ SONNENFLECKENPOSITIONEN _____________ Synoptische Karten der Sonnenphotosphäre der synodischen Carringtonrotationen 1995 - 1998

24 SONNE 105 Jg.27, 2003

Liste der Beobachter (Gesamtzahl der berücksich-tigten Positionsmessungen; die Zahl hinter dem Bindestrich gibt die Zahl der Tage pro Rotation wie-der, an welchen beobachtet wurde):

BEOBACHTER 1995 1996 1997 1998 Catania Obs. 221−29 161−20 214−29 200−33 Fritz Egger 125−23 60−10 11−2 45−9 Hubert Joppich 20−3 0−0 25−5 22−4 Kanzelhoehe Obs. 173−31 164−23 134−18 149−24 Georg Robeck 135−22 91−15 41−9 51−8 Frank Ruemmler 41−8 33−7 4−1 20−5 Bob van Slooten 171−20 227−21 87−11 133−16 Slovak Central Obs. 112−21 95−20 85−16 85−17 Friedrich Smit 60−16 65−13 25−7 44−12 SOHO (Joppich) 116−30 126−30 136−27 0−0 Hugo Stetter 56−9 28−6 35−8 33−6 Wolfgang Strickling 17−3 6−1 11−2 19−3 Andreas Tarnutzer 67−15 25−7 13−4 21−5

Carrington-Rotation

ROT Gr s % B M L m σl σb N

1995 38 20 52.6 13 1314 0 0 0.80 0.71 61

1996 30 16 53.3 12 1081 3 2 0.88 0.72 49

1997 33 15 45.5 13 821 1 1 1.04 0.72 55

1998 33 20 60.6 12 822 0 0 0.92 0.94 58

Datenliste:

Rot: Nummer der synodischen Rotation Gr: Gesamtzahl der Gruppen s: Gruppenzahl auf der südlichen Hemisphäre %: Anteil der Gruppen auf der südlichen Hemisphäre B: Gesamtzahl der Beobachter M: Anzahl aller Einzelmessungen L: Anzahl der Lückentage einer Rotation m: Maximale Anzahl aufeinanderfolgender Lückentage σl,σb: Gemittelte Standardabweichung aller von mehr als

einem Beobachter gemessenen Sonnenflecken in L und B

N: Anzahl der zur Berechnung von σ benutzten (p + f) Flecken

Auswertung: Michael Möller, Steiluferallee 7, D-23669 Timmendorfer Strand eMail: Michael_Moeller@t-online.de Bitte senden Sie Ihre Beobachtungen direkt an die Auswertungsanschrift! Kontaktadresse: Andreas Grunert, SiFEZ, An der Wuhlheide 197, D-12459 Berlin eMail: Position@VdS-Sonne.de

Jg.27, 2003 SONNE 105 25

________FACKELN _______ Fackelaktivität im 4. Quartal 2002

Fo, Fm, FEF, FEP * 10

Erklärung der Daten: Fo: Flächenfackelgebiete ohne Flecken; Fm: Flächenfackelgebiete mit Flecken; FEF: Zahl der einzelnen Fackeln in den

Flächenfackelgebieten; FEP: Zahl der einzelnen Punktfackeln außerhalb

der Flächenfackelgebiete - ohne Polfackeln; Der Wert "-1" bedeutet: es liegt keine Beobachtung vor. Alle anderen Zahlen sind mit dem Faktor 10 multiplizierte Mittelwerte aller Beobachter eines Tages. Beobachter: F.Brandl, H.Bretschneider, M.Delfs (WFS-Berlin ), M.Holl, E.Junker, H.Stetter, M.Szulc, A.Winzer, M.Winzer Instrumente: Refraktoren und Reflektoren von 50/600 bis 150/2250 mm Spezieller Dank dem Berliner Lette - Verein, Berufsschule in Berlin - Schöneberg, für die Benutzung der VAX-Rechenanlage im Fachbereich Elektronik und Datentechnik. Zusammenstellung und EDV: Michael Delfs, 17. Februar 2003

________A_NETZ ________ Sonnenfleckenbeobachtungen mit bloßem Auge Naked Eye Sunspotnumbers 4. Quartal 2002

Tag Min Max Modal Beob. Mittel GFOES

1 0 1 1 17 0,5 0,8 2 0 2 0 10 0,6 0,0 3 0 2 0 14 0,6 0,5 4 0 2 0 10 0,7 1,0 5 0 2 1 11 1,0 1,0 6 0 1 1 7 0,6 1,8 7 0 1 1 13 0,9 1,3 8 1 2 1 11 1,2 1,0 9 0 2 1 8 0,9 1,5 10 0 2 1 12 1,0 1,3 11 0 3 #NV 4 1,5 1,0 12 0 4 0 8 1,1 0,6 13 0 1 1 10 0,8 0,7 14 0 2 1 6 1,0 1,3 15 0 2 1 5 0,8 16 0 2 1 9 0,8 0,5 17 0 0 #NV 1 0,0 1,0 18 0 2 0 11 0,3 0,0 19 0 2 0 14 0,4 0,6 20 0 1 1 11 0,8 0,7 21 1 1 #NV 1 1,0 1,0 22 1 2 2 10 1,7 2,0 23 1 3 2 9 1,8 1,8 24 0 3 2 13 1,8 2,0 25 0 3 1 8 1,4 26 0 3 2 12 1,5 1,7 27 0 2 1 10 1,0 1,7 28 0 2 1 14 0,6 1,0 29 0 1 0 10 0,1 0,5 30 0 0 0 11 0,0 0,0 31 0 1 0 11 0,1 0,0

Mittel 0,85 0,98 Fleckenfreie Tage 2

OKTOBER

NOVEMBER Tag Min Max Modal Beob. Mittel GFOES

1 0 1 0 9 0,1 0,0 2 0 1 1 7 0,6 3 0 1 1 5 0,6 0,8 4 0 2 1 7 1,3 1,3 5 0 3 2 8 1,4 0,7 6 0 4 2 17 1,5 0,0 7 0 2 0 5 0,6 2,0 8 0 2 1 13 0,7 0,5 9 0 2 2 4 1,3 10 0 1 0 7 0,3 11 0 0 0 4 0,0 0,3 12 0 1 1 15 0,6 0,8 13 0 1 1 12 0,8 0,8 14 0 1 1 4 0,5 0,5 15 0 3 0 5 1,2 2,0 16 0 4 1 5 1,4 0,0 17 0 5 0 12 1,4 1,0 18 0 3 0 8 0,8 1,5 19 0 3 2 5 1,4 2,0 20 0 3 2 14 2,1 1,5 21 2 2 2 6 2,0 22 1 2 2 4 1,8 1,5 23 0 2 2 14 1,4 24 0 2 1 7 0,9 1,0 25 0 1 #NV 2 0,5 1,0

Tag Oktober November Dezember 1 35 10 800 -1 20 27 437 -1 20 40 2100 -1 2 20 25 785 -1 40 30 520 130 -1 -1 -1 -1 3 34 14 536 80 23 27 320 130 -1 -1 -1 -1 4 28 18 685 -1 40 30 500 70 10 20 400 80 5 10 30 605 -1 10 30 380 -1 -1 -1 -1 -1 6 20 20 380 -1 20 20 503 75 -1 -1 -1 -1 7 25 20 490 -1 20 33 610 70 -1 -1 -1 -1 8 0 20 290 0 40 20 500 -1 14 40 582 0 9 25 23 468 35 10 30 700 -1 15 25 588 0 10 32 34 1090 60 17 33 1180 150 30 15 455 0 11 24 26 948 130 -1 -1 -1 -1 25 8 698 0 12 35 10 295 -1 30 20 410 170 30 25 1080 -1 13 10 40 340 -1 43 20 567 150 10 30 2170 -1 14 25 30 915 -1 25 30 730 60 13 30 1103 70 15 10 25 780 -1 17 30 753 -1 0 10 170 -1 16 20 20 510 -1 10 30 505 -1 -1 -1 -1 -1 17 20 10 220 0 13 27 1403 -1 -1 -1 -1 -1 18 23 13 373 -1 20 23 600 -1 -1 -1 -1 -1 19 17 27 383 0 -1 -1 -1 -1 -1 -1 -1 -1 20 25 32 652 50 23 20 630 0 27 10 460 -1 21 -1 -1 -1 -1 10 25 465 -1 25 10 235 -1 22 0 20 310 50 50 20 1570 -1 -1 -1 -1 -1 23 10 35 1075 -1 25 5 525 0 23 30 1127 -1 24 28 32 800 45 13 23 663 -1 -1 -1 -1 -1 25 23 35 895 60 -1 -1 -1 -1 20 25 520 -1 26 25 23 803 -1 20 30 420 0 23 27 713 -1 27 25 30 315 150 10 30 510 0 -1 -1 -1 -1 28 25 23 838 -1 25 25 425 50 35 0 420 -1 29 20 37 507 110 20 20 280 -1 30 5 500 -1 30 0 30 310 0 -1 -1 -1 -1 20 0 240 -1 31 10 30 1050 -1 -1 -1 -1 -1 40 3 860 -1 Mittel:20 25 615 55 23 25 619 75 22 19 759 25 30 ( 14) Tage 26 ( 14) Tage 19 ( 6) Tage

26 SONNE 105 Jg.27, 2003

26 0 0 0 2 0,0 0,0 27 0 0 0 5 0,0 0,0 28 0 0 0 4 0,0 0,0 29 0 0 0 2 0,0 0,0 30 0 0 0 5 0,0 31 0

Mittel 0,84 0,80 6 Fleckenfreie Tage

DEZEMBER Tag Min Max Modal Beob. Mittel GFOES

1 0 0 0 9 0,0 0,0 2 0 1 0 3 0,3 0,0 3 0 1 #NV 2 0,5 0,5 4 0 0 #NV 1 0,0 0,0 5 0 0 0 2 0,0 6 0 0 0 3 0,0 7 0 0 #NV 1 0,0 8 0 1 0 8 0,1 9 0 1 0 6 0,2 10 0 1 0 10 0,1 0,0 11 0 0 0 6 0,0 1,0 12 0 1 0 7 0,1 0,0 13 0 0 0 8 0,0 0,0 14 0 0 0 2 0,0 15 0 0 0 7 0,0 0,0 16 1 1 #NV 1 1,0 17 0 1 #NV 2 0,5 18 1 1 1 2 1,0 0,0 19 0 2 1 9 1,0 1,0 20 0 1 1 4 0,8 21 2 2 #NV 1 2,0 2,0 22 0 0 0 2 0,0 23 0 0 0 2 0,0 1,0 24 0 0 #NV 1 0,0 25 0 0 0 2 0,0 26 0 0 0 2 0,0 0,0 27 0 0 0 2 0,0 28 0 0 0 5 0,0 0,0 29 0 0 0 5 0,0 30 0 0 0 3 0,0 0,0 31 0 0 0 7 0,0 0,0

Mittel 0,25 0,32 19 Fleckenfreie Tage

GFOES: Groupement Francais pour l’Observation et l’Etude du Soleil Modal: Wert, der am häufigsten aufgetaucht ist Beobachter (Anzahl der Beobachtungen) Albert(2); Arnold(5); Bachmayer(25); Bissegger(6); Brandl(56); Bretschneider(56); Bröckels(12); Bug-genthien(15); Dietrich(19); Fritsche(43); Garrelts(16); Gieseke(16); Haase(9); Götz(10); Herzog(8); Heath(54); Hickmann(3); Holl(40); Hörenz(25); Junker(11); Kaczmarek(9); Keller H.U.(33); Philippe(33); Rother-mel(1); Rutsch(6); Spiess(11); Tarnutzer(21); Von Rotz(30); Wade(43); Willi(14); Zutter(27) Total 659 Beobachtungen von 31 Beobachtern

Gesamtübersicht 2002 Beobachter (Anzahl der Beobachtungen) Albert(85); Arnold(13); Bachmayer(199); Bissegger(37); Brandl(287); Bretschneider(268); Bröckels(186); Buggenthien(215); Deckert(5); Dietrich(147); Friedli(7); Fritsche(249); Garrelts(80); Gieseke(88); Großmann(12); Haase(146); Götz(15); Herzog(123); Heath(271); Hickmann(100); Holl(207); Hörenz(160); Inderbitzin(81); Junker(90); Kaczmarek(55); Keller H.U.(240); Niklaus(4); Philippe(202); Rothermel(33); Rutsch(6); Rübsam(63); Stahl(12); Schmidt(25); Spiess(76); Tarnutzer(179); Weinert(7); Von Rotz(215); Wade(214); Wagner(113); Wawrzyniak(28); Willi(150); Zutter(169) Total 4862 Beobachtungen von 42 Beobachtern Die Beobachterzahl ging noch mal um 7 zurück (vor zwei Jahren waren es noch 57!). Die Anzahl der Be-obachtungen sank deutlich von 6207 auf 4862. Im Mittel kommen so 13 Beobachtungen auf einen Ka-lendertag. Jeder Beobachter steuerte im Mittel 116 Beobachtungen bei. Auch im Jahr 2002 konnte jeder Tag mit einer Beo-bachtung abgedeckt werden (obwohl es lange nicht so aussah!).

0,000,200,400,600,801,001,201,40

1/95

1/96

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1/98

1/99

1/00

1/01

1/02

1/03

Monatsmittel P-17

Die P-17 Mittel stagnieren, werden in den nächsten Monaten aber sicher zurückgehen. Das Jahresmittel war mit 0,71 das höchste des aktu-ellen Zyklus. Der Anteil fleckenfreier Tage war mit 14% entsprechend niedrig – ein interessantes A-Jahr also! Beim letzten Maximum 1989 wurden dagegen ein Jahresmittel von 0,87 und ein Anteil fleckenfreier Ta-ge von 39% erreicht. Ich möchte allen Beobachtern für ihre Mitarbeit im Jahr 2002 danken, und ich hoffe auch in Zukunft wei-terhin viele Meldungen zu erhalten. Ein besonderer Dank gilt allen, die mir persönlich viele Grüße zum Jahreswechsel übermittelt haben, und denen ich nicht persönlich antworten konnte. Vielleicht kann sich ja der eine oder andere „Ehemalige“ dazu durchringen, seine A-Beobachtungen wieder aufzu-nehmen! Steffen Fritsche, Steinacker 33, 95189 Köditz www.planet-interkom.de/home/steffen.fritsche

Jg.27, 2003 SONNE 105 27

28 SONNE 105 Jg.27, 2003