Willkommen auf dem Sonnenturm Uecht!

Die beiden All Sky Kameras auf dem Sonnenturm Uecht überwachen kontinuierlich den Zustand und die Veränderungen des Nachthimmels. Alle Aufnahmen werden auf einem lokalen NAS abgespeichert und können so auch von Externen für weitergehende Auswertungen genutzt werden. Neben Wolken, Flugzeugen und Satelliten werden auch helle Meteore erfasst.

Die Fachgruppe Meteorastronomie der SAG nutzt den Sonnenturm Uecht als permanente Beobachtungsstation für die Detektion von Feuerkugeln und Boliden. Im Verbund mit weiteren Stationen im In- und Ausland, können die gewonnenen Aufnahmen für die Berechnung der Flugbahn und eines allfälligen Aufschlagpunktes eines Meteoritenfalls verwendet werden. Auch ist es möglich, die Flugbahn des Himmelskörpers ausserhalb der Erdatmosphäre zu rekonstruieren und so seine Herkunft zu ermitteln. Ein laufend aktualisiertes Verzeichnis aller auf dem Sonnenturm Uecht beobachteten Meteore mit den dazugehörigen Resultaten ist vorhanden.

Die Feuerkugel vom 30. Mai 2023

Die Feuerkugel vom 30. Mai 2023 um 02:03 UT vom Sonnenturm Uecht aus gesehen

 

Die Feuerkugel vom 30. Mai 2023 um 02:03 UT von der Sternwarte Schafmatt aus gesehen

 

Mittels der Bilder der beteiligten Beobachtungsstationen konnte die Flugbahn mit Beginn und Ende der Leuchtspur berechnet werden

Weitere Resultate zu dieser Feuerkugel finden sich in der Datenbank der Fachgruppe Meteorastronomie der SAG

Flyer

•  Thomas K. Friedli, Patrick Enderli und Kurt Niklaus (2012): Robotic Solar Observation Telescope.

Veröffentlichungen

• Thomas K. Friedli und Patrick Enderli (2012a): Die GM2000 QCI Monolith von 10Micron. Orion 369: 16 - 18.
• Thomas K. Friedli und Patrick Enderli (2011b): Die grüne Sonne. Orion 366: 29 - 33.
• Thomas K. Friedli und Patrick Enderli (2011a): Die violette Sonne. Orion 365: 28 - 31.
• Thomas K. Friedli (2009): Die 2.1 m Clamshell Kuppel von Astro Haven. Orion 350: 37 - 39.

Präsentationen

• Thomas K. Friedli, Patrick Enderli und Kurt Niklaus (2011): Das Robotic Solar Observation Telescope auf dem Sonnenturm Uecht in Niedermuhlern. Präsentation vom 15. Oktober 2011 in der Astronomischen Vereinigung Berner Oberland.
• Thomas K. Friedli (2009): Die 2.1 m Clamshell Kuppel von Astro Haven. Präsentation vom 20. Februar 2009 in der Praxisgruppe der Astronomischen Gesellschaft Bern.
• Thomas K. Friedli (2004): Venustransit digital. Präsentation am SAG - Kolloquium vom 13. November 2004 in Grenchen.

 

Schon seit den frühen 1980 Jahren träume ich vom Aufbau einer möglichst lückenlosen fotografischen Dokumentation der Sonnenphotosphäre im weissen Licht. Die erhaltenen Bilddokumente sollten hierbei als Messplattformen zur routinemässigen Bestimmung heliografischer Positionen und Flächen von Sonnenfleckengruppen dienen. Dies erwies sich mit dem damaligen Stand der Technik als undurchführbar: zu gross waren der zeitliche und apparative Aufwand in der Dunkelkammertechnik und der Bildauswertung, zu instabil die Bildqualität und die Fokussierung. In den 1990 Jahren wurde überdies die Produktion der bewährten Filmmaterialien und Entwicklerchemikalien eingestellt. Die nachdrängenden CCD Kameras waren jedoch zu klein, zu teuer und erforderten einen riesigen Mehraufwand sowohl in der mechanischen Ausstattung der Beobachtungsinstrumente wie in der für die Steuerung und Auswertung der neuen Detektoren benötigten Hard- und Software. Und so begrub ich meine Träume - vorerst.

 

Im Sommer 2003 brachte Canon die 300D auf den Markt, die erste einer ganzen Reihe von sog. Digital Single Lens Reflex (DSLR) Kameras, welche die einfache Bedienung einer herkömmlichen Spiegelreflexkamera mit der Leistungsfähigkeit einer CCD Kamera vereinigte und die Sonnenfotografie revolutionierte: die Kamera konnte mittels herkömmlichen T-Adaptern an das bisher zur Fotografie verwendete Instrumentarium angeschlossen, das Objekt über einen Sucher ausgerichtet und fokussiert werden, der über einen optional erhältlichen elektronischen Drahtauslöser wackelfrei bedienbare Kameraverschluss erlaubte Belichtungszeiten bis 1/4000 sec sowie Reihenaufnahmen von mehreren Bildern pro Sekunde und die geschossenen Bilder konnten auf einer entnehmbaren Karte gespeichert und in einem bald von zahlreichen Bildbearbeitungsprogrammen, insbesondere von MaxIm DL und Images Plus unterstützten Rohformat eingelesen und in das gängige FITS Format konvertiert werden. Zudem war der CMOS Chip mit einem inzwischen zum APS-C Standard gewordenen Format von 22 x 15 mm mit 3072 x 2048 Pixel vergleichsweise riesig und erlaubte erstmals eine mosaikfreie Digitalaufnahme der ganzen Sonnenscheibe mit einem Abbildungsmassstab von 1 Bogensekunde pro Pixel. Anlässlich des Venusdurchgangs vom 8. Juni 2004 setzte ich eine dieser neuartigen Canon DSLR Kameras zur kontinuierlichen Dokumentation dieses Jahrhundertereignisses ein: mit durchschlagendem Erfolg! Und da erwachten meine alten Träume wieder zu neuem Leben.

 

Im Spätsommer 2004 machte mich Kurt Niklaus darauf aufmerksam, dass in der Nähe der Privatsternwarte Uecht in Niedermuhlern ein von der Universität Bern errichteter aber seit Jahren ungenutzter Sonnenturm gemietet werden könne. Nach einem Lokaltermin beschlossen wir, den Turm für die digitale Sonnenüberwachung nutzbar zu machen. Von Anfang an war mir klar, dass ein derartiges Vorhaben nur dann erfolgreich sein würde, wenn es gelänge, mittels Automation eine möglichst lückenlose tägliche Serie von digitalen Bilddokumenten zu akquirieren. Dies schien mir damals mit Amateurmitteln gerade eben realisierbar zu sein. Und tatsächlich erlebte das Robotic Solar Observation Telescope (roboSOT) im Herbst 2005 sein "first light". Allerdings traten schon früh hartnäckige Probleme mit der Integration der Digitalkamera und der Abbildungsqualität auf. Als ich 2008 das Überwachungsprogramm um Kalziumbeobachtungen ergänzte, erwies sich zudem die Montierung als zu schwach, um das Instrumentarium sicher auf die Sonne ausrichten und nachführen zu können.  Diese Designschwächen konnten erst behoben werden, als im Sommer 2010 Patrick Enderli zum Team stiess und neben seiner schweren Präzisionsmontierung, seinen beiden hochwertigen Nachtinstrumenten und seinem mechanischen Know-how auch seinen Enthusiasmus für die H-alpha Beobachtung mitbrachte, weshalb das Überwachungsprogramm nach einem "second light" von roboSOT im Herbst 2010 ein weiteres Mal erweitert wurde.

 

Unsere Sonne - ein aktiver Stern

Seit der Erfindung des Fernrohrs zu Beginn des 17. Jahrhunders hat sich unser alltägliches Bild von der Sonne als einer gleissend hellen, unveränderlichen Lichtscheibe grundlegend gewandelt: auf der Sonne wurden riesige Flecken entdeckt, welche sich als Ein- und Austrittspunkte von starken Magnetfeldern entpuppten, deren Feldlinien sich aus dem Sonneninnern in majestätischen Bögen bis in die äussersten Schichten der Sonnenatmosphäre erstrecken. Oft drängen sich dutzende, manchmal sogar hunderte der dunklen Sonnenflecken zu ausgedehnten Aktivitätsgebieten zusammen, welche von hellen Fackelfeldern (Plages) und filigranen Filamenten (Protuberanzen) begleitet werden. Hin und wieder rekombinieren nahestehende Magnetfeldlinien miteinander und geben in blitzähnlichen Eruptionen (Flares) ihre gespeicherte Energie frei. Dabei wird gelegentlich auch mit Magnetfeldern durchsetztes Plasma der umgebenden Sonnenatmosphäre so stark beschleunigt, dass es die Sonne in Form eines Masseauswurfs (CME) verlassen kann. Dieses kann nach einer mehrtägigen Reise auch die Erde treffen und dort geomagnetische Stürme auslösen.

Langfristige Überwachung der Sonnenaktivität

Der Zustand der Sonnenatmosphäre ändert sich ständig: kein Tag, keine Stunde, keine Minute ohne dass sich neue Aktivitätsgebiete bilden, bestehende ihr Aussehen verändern oder alte zerfallen. Diese kurzfristigen Veränderungen nennt man Sonnenwetter. Langfristig ändert sich das Sonnenwetter in einem quasiperiodischen Aktivitätszyklus von rund 11 Jahren Länge, doch unterscheiden sich die Aktivitätsverläufe von Zyklus zu Zyklus beträchtlich und in bisher unvorhersagbarer Weise. Die langfristige Überwachung der Sonnenaktivität ist daher für die kurz- und mittelfristige Prognose der Sonnenaktivität sowie für die Erforschung der heliophysikalischen Prozesse von grundlegender Bedeutung. Sie umfasst die möglichst lückenlose und langfristig homogene Dokumentation der verschiedenen Aktivitätsphänomene, die Bestimmung von geeigneten Aktivitätsindices sowie deren Modellierung und Prognose.

Beobachtungsprogramme des Sonnenturms Uecht zur langfristigen Überwachung der Sonnenaktivität

Der Sonnenturm Uecht beteiligt sich an zwei Beobachtungsprogrammen zur langfristigen Überwachung der Sonnenaktivität:

• Tägliche Dokumentation der Sonnenphotosphäre im weissen Licht bei 540 nm Wellenänge.
• Tägliche Dokumentation der unteren Sonnenchromosphäre in Ca II K bei 393.4 nm Wellenlänge.

Die besondere Herausforderung dieser beiden Programme ist deren tägliche Umsetzung und die über Jahrzehnte hinweg möglichst homogene Qualität der Messresultate. Da der Sonnenturm Uecht über kein flexibel einsetzbares Personal vor Ort verfügt, können die täglichen Beobachtungsprogramme über das Internet von irgend einem Computer aus durchgeführt werden. Das heisst, dass der Beobachter sich auf einen lokalen Rechner des Sonnenturms Uecht einloggen kann, von wo bei günstigen Witterungsbedingungen die Beobachtungsstation hochgefahren, die Kuppel geöffnet, die Instrumente auf die Sonne ausgerichtet, die Sonnenbilder fokussiert, die gewünschten Bildsequenzen  aufgenommen und anschliessend die Beobachtungsstation wieder heruntergefahren werden kann. Die tägliche Verarbeitung der Rohbilder und die Bestimmung der Aktivitätsindices erfolgt nach erfolgreicher Akquisition einer vollständigen Bildsequenz ebenfalls auf den Rechnern des Sonnenturm Uecht.

Beobachtungsprogramme zur Beobachtung von Exoplaneten und Veränderlichen Sternen

Die Sonne ist ein gewöhnlicher Hauptreihenstern wie es allein in unserer Milchstrasse unzählige gibt. Inwieweit jedoch andere Sterne ähnliche Aktivitätsphänomene zeigen wie die Sonne, ist Gegenstand aufwändiger astrophysikalischer Forschungsprogramme. Der Sonnenturm Uecht möchte sich an Beobachtungsprogrammen zur langfristigen, automatischen Überwachung der photometrischen Aktivität einiger heller sonnenähnlicher Sterne beteiligen. Inwieweit dies mit dem vorhandenen Instrumentarium und unter den gegebenen lokalen Witterungsbedingungen überhaupt möglich ist, muss anhand von geeigneten Pilotprojekten vorgängig abgeklärt werden. Eine der Schlüsselmethoden für die langfristige Überwachung der Aktivität sonnenähnlicher Sterne ist die hochgenaue differentielle Photometrie. Um diese Methode beherrschen zu lernen, bearbeiten wir gegenwärtig folgende Projekte:

• Beobachtung des erwarteten Lichtausbruchs der rekurrierenden Nova T CrB. Regelmässige Helligkeitsbestimmungen in B und V sollen helfen, den Zeitpunkt des nächsten Helligkeitsausbruchs näher einzugrenzen.
• Beobachtung des Flaresterns EV Lac. Mit den hochempfindlichen CMOS Kameras sollen mit dem 132/925 mm Refraktor hochauflösende Zeitreihen in B und V, aber auch in H-beta und H-alpha aufgenommen werden.
  
• Beobachtung von Transits bekannter Exoplaneten. Es steht ein 80/352 mm Refraktor als Bright Star Monitor zur Verfügung sowie ein 132/925 mm Refraktor für die Beobachtung von Hoststernen bis etwa 15. Grösse.
• Bestätigung von Exoplanetenkandidaten aus den Katalogen der Kepler und TESS Missionen. Hierzu können mit beiden Refraktoren Transits simultan in V und R beobachtet werden.
• Beobachtung der Lichtkurven von Cepheiden. Mit dem mittelgrossen Refraktor lassen sich mittels Stacking von Einzelaufnahmen die Perioden von Cepheiden bis zu einer Minimumshelligkeit von 21. Grösse bestimmen.

Weitere Beobachtungsprogramme

• Schmalband Astrofotografie in OIII, SII und H-alpha
• All Sky Beobachtung von hellen Meteoren, insbesondere Feuerkugeln