Sichere Methoden der Sonnenbeobachtung

Die einfachste Methode der Sonnenbeobachtung ist die Projektion durch das Okular auf ein Blatt weißes Papier. Die Scharfstellung erfolgt am Okular oder durch Ändern des Abstandes. Einziger Nachteil ist die Maserung des Papiers, die aber durch leichtes Kreisen unschädlich wird.

Aufwendiger und teurer ist die Verwendung von Sonnenfiltern (beschichtete Gläser oder Folien). Sie sollen aber nicht hinter dem Okular angebracht werden, weil sie in der dort herrschenden Hitze schmelzen oder zerspringen könnten. Die Filter sind daher vor dem Objektiv zu montieren, was aber größere Dimensionen erfordert. Spezielle Okulare für bequemere Beobachtung sind das Herschel- bzw. Pentaprisma und das geodätische Roelofsprisma.

Sollen neben den Sonnenflecken und Sonnenrändern auch Flares oder Protuberanzen beobachtet werden, braucht es spezielle Farbfilter (z. B. ein H-alpha-Filter) bzw. abschattende Teile im Strahlengang des Teleskops. Das Protuberanzenfernrohr erzeugt einen künstlichen Sonnenrand, der etwas größer als die Sonnenscheibe ist und so die meiste Sonnenstrahlung abschirmt. In letzter Zeit werden kleine H-alpha-Teleskope am Markt angeboten, die für Amateurastronomen durchaus erschwinglich sind.

Astronomische Messung

Die Winkelmessung der gegenüberliegenden Sonnenränder ist die älteste und bis heute genaueste Methode zur Bestimmung des Sonnendurchmessers. Kennt man die Entfernung ${\displaystyle r}$ zur Sonne (die jahreszeitlich von 147 bis 152 Millionen km variiert) und hat die scheinbare Größe der Sonnenscheibe (Winkel ${\displaystyle \alpha }$) gemessen, so folgt der Durchmesser ${\displaystyle D}$ der Sonne zu

${\displaystyle D=r\cdot 2\tan(\alpha /2)}$

Der Winkel ${\displaystyle \alpha }$ beträgt etwa 0,53° (31′28″ bis 32′32″) und die Sonnendistanz ${\displaystyle D}$ kann z. B. aus den Kepler-Gesetzen berechnet werden, wenn die Astronomische Einheit (AE = 149,598 Mill. km) als bekannt gelten kann. Vor einem Jahrhundert kannte man sie allerdings erst auf drei bis vier Stellen genau, sodass der „Maßstab“ des gesamten Sonnensystems um einige Promille fehlerhaft war. Dies war einer der Gründe, warum die Astronomen die Distanzen zu Planeten und Monden lieber in AE als in km angeben.

Eine zweite durch Winkelmessung der Sonnenränder lösbare Aufgabe ist die Untersuchung, ob die Sonne genaue Kugelform besitzt. Da sie langsam rotiert (je nach Breitengrad in 25–30 Tagen), müsste sie eine geringe Abplattung aufweisen. Man hat sie allerdings lange nicht nachweisen können, weil die Luftturbulenzen (siehe obgenannte Phänomene 3 und 4) die Genauigkeit vermindern. Auch die oft vermuteten geringen Variationen der Sonnengröße lassen sich nur schwer nachweisen, sodass z. B. die Messung des fast gleich groß erscheinenden Erdmondes genauer möglich ist als die des größten Himmelskörpers unseres Planetensystems.

Der Sonnenrand wird noch für weitere Methoden der Astronomie herangezogen, zu denen unter anderem gehören:

• Die Messung der Kontaktzeiten (1. bis 4. Kontakt) bei einem Merkur- und Venusdurchgang
• Die Analyse von Sonnenfinsternissen und
• zugehörige Bestimmung des Mondrand-Profils
• Einmessung der Örter und Aufstiegsgeschwindigkeit von Protuberanzen
• Messung des Dopplereffekts durch Spektralanalyse an gegenüberliegenden Sonnenrändern, woraus man die genaue Rotationsgeschwindigkeit ableiten kann

Geodätische Messung

In der Geodäsie ist die Richtungsmessung zur Sonne ein einfaches Mittel, um ein Vermessungsnetz absolut – d. h. genau nach astronomisch Nord – zu orientieren. Man misst die beiden Sonnenränder mit einem Theodolit, indem man ihre Durchgangszeiten am Vertikalfaden des Instruments stoppt. Zeiten und Richtungen werden gemittelt (was einer fiktiven Messung der Sonnenmitte entspricht) und dann deren Azimut gerechnet. Die sphärische Trigonometrie gibt dazu Formeln an, in die neben dem Zeitpunkt der Beobachtung auch die geographische Breite und Länge sowie vom Datum abhängige Größen eingehen.

Ähnliche Berechnungen sind übrigens auch zu machen, wenn eine Sonnenuhr zu entwerfen ist, oder wenn ein Architekt die genäherte Sonnenscheindauer für die Planung einer Siedlung oder eines Hochhauses benötigt.

Die Genauigkeit eines geodätischen Azimuts zur Sonne liegt bei etwa 0,001°, wenn die Messungen sorgfältig durchgeführt und einige Male wiederholt werden. Sie reicht für die Ausrichtung eines kleinen Messnetzes oder der Vermessung eines Grundstückes völlig aus, doch verwendet der Geodät dafür normalerweise 2–3 Vermessungspunkte der Umgebung. Manchmal sind diese jedoch unauffindbar oder zerstört – oder die Sicht ist durch Bewuchs, Wald oder hohe Gebäude behindert. Dann ist die Sonnenmethode ein ökonomischer Ersatz und von ähnlicher Güte wie eine GPS-Vermessung, die wesentlich höhere Investitionen erfordert.

Die Richtungsmessung der Sonnenränder kennt noch andere nützliche Anwendungsfälle, die allerdings seltener auftreten:

• Absteckung oder Einmessung von isolierten Linienstrukturen (z. B. Leitungen) in Waldgebieten oder in Entwicklungsländern
• Kontrolle langsamer Bewegungen und Drehungen, z. B. in der Glaziologie
• rasche Bestimmung von Gebäuderichtungen, etwa in der Archäologie
• Ortsbestimmung auf Expeditionen (hier wird neben der Richtung auch der Höhenwinkel zur Sonne gemessen)
• bei einigen Raumsonden das Scannen der Sonnenscheibe, um aus ihrer Richtung und der zu hellen Sternen die Flugbahn zu bestimmen.