Spektrale Sonnenbeobachtung
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Diese Rubrik dokumentiert meine spektralen Sonnenbeobachtungen und Projekte. Ich nutze dafür zwei Spektroheliografen mit unterschiedlichen Schwerpunkten: einen für die H-alpha Linie optimierten SHG-700 am Takahashi FS-78 für hochaufgelöste chromosphärische Strukturen sowie einen für die Ca II K Linie optimierten Sol’Ex am Evolux 62ED zur Untersuchung magnetischer Aktivitätsgebiete und des solaren Netzwerks. Die Spektraldaten werden mit der Software JSOL’EX ausgewertet. Kenntnissse über die Grundlagen der Spektroheliografie sind hilfreich.
Projektarchiv
Vom K1v-Minimum bis zum K3-Kern – Die Höhenstruktur der Sonnenchromosphäre im Ca-II-K-Licht
Aufnahmedaten:
14.07.2026 von 13:07 MESZ; Bochum
Was zeigt das Projekt?
Die Ca-II-K-Spektrallinie (393,37 nm) wurde mithilfe eines Δλ-Scans an den Positionen K1v, K2v und K3 rekonstruiert und als einzelne Spektroheliogramme dargestellt. Da diese Spektralpositionen in unterschiedlichen Höhen der Sonnenatmosphäre entstehen, ermöglichen sie einen Blick von der oberen Photosphäre über die untere Chromosphäre bis in die höhere Chromosphäre. Während K1v überwiegend die niedrigeren Schichten zeigt, treten in K2v bereits dynamische chromosphärische Strukturen hervor. Der K3-Linienkern bildet die höhere Chromosphäre ab und macht magnetische Strukturen besonders deutlich sichtbar.
Methodik & Grenzen:
Die exakten Wellenlängen liegen häufig zwischen zwei Kamerapixeln. Die Rekonstruktionssoftware J'Solex rekonstruiert diese Positionen daher mithilfe einer Subpixelinterpolation. Dadurch wird eine hohe spektrale Genauigkeit erreicht, allerdings auf Kosten einer minimalen Glättung feinster Bilddetails – ein typischer Kompromiss der modernen Spektroheliografie.
Schematisches Spektralprofil der Ca II K Linie mit den charakteristischen Bereichen K3 (Linienkern) K2 (Emissionspeaks) und K3 (Flügel)
Intensitätsdiagramm des Scans der Ca II K Linie (rot) mit Referenzlinie (gelb) vom 12.07.2026, 09:00 Uhr MESZ.
Spektroheliogramm der CA II K Linie mit Linienkomponenten K1v, K2v und K3.
Spektroheliogramm vom CA II K Linienkern (K3). Die obere Chromosphäre zeigt Plages, Filamente, Protuberanzen und vor allem auch das chronospharische Netzwerk.
Spektroheliogramm der CA II K Linie im Bereich des K2v Emissionspeaks. Die K2v-Aufnahme zeigt die dynamische mittlere Chromosphäre oberhalb der Temperaturminimumzone.
Spektroheliogramm im violetten CA II K Linienflügel (K1). Die K1v-Aufnahme zeigt den Bereich der unteren Chromosphäre. Photosphärische Strukturen sind noch deutlich erkennbar, während erste chromosphärische und magnetisch beeinflusste Strukturen sichtbar werden. K1v bildet damit die unteren Schichten des Übergangs zur Chromosphäre, den Bereich der Temperaturminimumzone, ab.
Spektroheliografische Analyse von AR 4482: Die räumliche Dimension (Teil 1/2)
Aufnahmedaten:
11.07.2026 von 10:12-10:59 MESZ; Bochum
Was zeigt das Projekt?
Im Rahmen des Projektes wurde die aktive Region AR4482 sowohl in der Halpha-Linie (656,28 nm) als auch in der Ca-II-K-Linie (393,37 nm) aufgenommen. Ziel war es, die unterschiedlichen Erscheinungsformen derselben Sonnenregion in zwei diagnostisch bedeutenden Spektrallinien miteinander zu vergleichen.
Während die H-alpha Linie vor allem Strukturen der mittleren bis oberen Chromosphäre sichtbar macht und Filamente, Protuberanzen sowie dynamische Prozesse hervorhebt, bildet Ca II K bevorzugt die untere (Linienflügel) bis mittlere Chromosphäre (Linienkern) ab. Dort treten insbesondere Plagegebiete, das chromosphärische Netzwerk und kleinräumige magnetische Strukturen deutlich hervor.
Der direkte Vergleich beider Spektroheliogramme ermöglicht es, die vertikale Struktur der Sonnenatmosphäre besser nachzuvollziehen und den Einfluss magnetischer Aktivität auf verschiedenen Höhen der Chromosphäre zu untersuchen. Unterschiede in Ausdehnung, Kontrast und Morphologie aktiver Regionen liefern wertvolle Hinweise auf die physikalischen Prozesse innerhalb der solaren Atmosphäre.
H-alpha-Spektroheliogramm.
Die aktive Region AR 4482 (656,28 nm) liegt etwa mittig auf der Sonnenscheibe.
Halpha-Spektroheliogramm der aktiven Region AR 4482
Deutlich erkennbar sind die ausgedehnten Plagegebiete, ein dunkler Sonnenfleck mit zahlreicheb Filamenten und fibrillären Strukturen. Die Aufnahme dokumentiert die komplexe Magnetfeldstruktur der aktiven Region in der mittleren Chromosphäre.
Detailaufnahme des Sonnenflecks von AR4428 im H-alpha-Flügel.
Die spektral versetzte Aufnahme zeigt die Struktur des Sonnenflecks mit deutlich erkennbarer Umbra und umgebender Penumbra. Durch die Beobachtung im Hα-Flügel werden neben photosphärischen Strukturen auch chromosphärische Kontraste und die Wechselwirkung zwischen Sonnenfleck und darüberliegender Atmosphäre sichtbar.
Ca-II-K-Spektroheliogramm (393,37 nm).
Die Aufnahme zeigt die Struktur der mittleren Chromosphäre. Deutlich treten die hellen Plagegebiete hervor, die mit starken magnetischen Feldern über den Sonnenflecken verbunden sind. Zusätzlich sind das chromosphärische Netzwerk sowie feine Helligkeitsstrukturen erkennbar, die die räumliche Verteilung magnetischer Aktivität in der Sonnenatmosphäre widerspiegeln.
Ca-II-K-Spektroheliogramm der aktiven Region AR 4482
Der Ausschnitt zeigt die Struktur der unteren Chromosphäre im Bereich der aktiven Region. Deutlich treten die hellen Plagegebiete hervor, die mit starken magnetischen Feldern über den Sonnenflecken verbunden sind.
Ca-II-K-Flügelaufnahme
Die Aufnahme wurde außerhalb des Linienkerns der Ca-II-K-Linie (393,37 nm) erstellt und zeigt überwiegend Strukturen der unteren bis mittleren Chromosphäre. Im Vergleich zur Kernaufnahme treten feine Details der Photosphäre und der chromosphärischen Übergangsregion stärker hervor, so dass der Sonnenfleck unter den Plage der mittleren Chromosphäre (vgl. Ca II K Linienkern) sichtbar wird.
Detailausschnitt der Ca-II-K-Flügelaufnahme der aktiven Region AR 4482
Besonders sichtbar werden die hellen Bereiche der aktiven Region sowie kleinräumige Strukturen entlang der magnetischen Aktivitätsgebiete rund um den Sonnenfleck.
Spektroheliografische Analyse von AR 4482: Die zeitliche Dimension (Teil 2/2)
Aufnahmedaten:
05.07.2026 bis 16.07.2026; Bochum
Was zeigt das Projekt?
Diese Bilderserie dokumentiert die Entwicklung der Aktiven Region AR4482 auf der Sonne über einen Zeitraum von sieben Tagen, vom 5. Juli bis zum 16. Juli 2026. Die Aufnahmen wurden in der H-alpha-Linie (656,3 nm) aufgenommen, welche einen tiefen Einblick in die solare Chromosphäre – die Atmosphärenschicht direkt über der Photosphäre – ermöglicht. AR4482 zeigt dabei typische chronosphärische Strukturen einer Aktiven Region:
- Der Sonnenfleck (Umbra & Penumbra): Das markante, dunkle Zentrum in der rechten Hälfte der Region zeigt einen Sonnenfleck. Im H-alpha-Licht ist dieser von radial verlaufenden, dunklen Filamenten (Fibrillen) umgeben, die den lokalen magnetischen Feldlinien folgen.
- Helle Plage-Regionen: Die auffälligen, hellen Areale links und unterhalb des Sonnenflecks werden als Plages (oder Chromosphärische Fackeln) bezeichnet. Sie markieren Zonen intensiver, vertikal verlaufender Magnetfelder, in denen das Gas der Chromosphäre stark aufgeheizt wird.
- Chromosphärische Fibrillen: Die feine, teppichartige Struktur, die das gesamte Bild durchzieht, erinnert an Eisenfeilspäne in einem Magnetfeld. Diese Fibrillen zeigen uns die komplexe, magnetische Architektur in der Umgebung von AR4482.
- Die geometrische Veränderung: Das scheinbare Wandern von links nach rechts und das "Schärferwerden" der Region durch die Rotation der Sonne
- Die physische Evolution: Ein dynamisches Aufbäumen der magnetischen Aktivität. Das helle Plasma (Plage) organisiert sich über die Tage hinweg immer dichter um den magnetischen Knotenpunkt (Sonnenfleck) herum.
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Zeitaufgelöster M1.8-Flare in der aktiven Region AR4479
Aufnahmedaten:
05.07.2026 von 09:48-10:13 MESZ; Bochum
Was zeigt das Projekt?
Im Rahmen einer zeitaufgelösten H-alpha-Spektroheliografie gelang es, die vollständige Entwicklung eines M1.8-Sonneneruptionsereignisses in der aktiven Region AR4479 zu dokumentieren. Die Beobachtungen decken die Anstiegsphase bis hin zur Abklingphase des M1.8 Flares ab und erlauben damit eine zusammenhängende Analyse der zeitlichen Entwicklung chromosphärischer Aktivität.
Die Klassifikation des Flare-Ereignisses sowie die zeitliche Einordnung von Intensitätsmaxima basieren auf Daten von SolarWeather. Die Ergebnisse wurden in einer Infografik zusammengeführt.
Zur Interpretation der Diagramme: Die gelbe Referenzkurve beschreibt die H-alpha-Linie der ruhigen Chromosphäre nach BASS2000. Die rote Messkurve zeigt die deutlich erhöhte Emission innerhalb der aktiven Region AR4479. In einzelnen Phasen erreicht die Intensität Werte nahe oder oberhalb des lokalen Kontinuums, was auf eine extreme chromosphärische Anregung hinweist.
Zusätzlich zeigt sich eine ausgeprägte Linienverbreiterung, die sowohl auf erhöhte Temperaturen als auch auf dynamische Prozesse (insbesondere Doppler-bedingte Geschwindigkeitskomponenten) im emittierenden Plasma schließen lässt. Die violette Kurve repräsentiert den gemittelten Frame. Ein Vergleich zwischen ruhiger und aktiver Chromosphäre ist im unteren rechten Diagramm dargestellt. Die Messzeitpunkte liegen bei 09:48 MESZ, 09:59 MESZ, 10:04 MESZ und 10:13 MESZ.
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Vom Netzwerk zur magnetischen Canopy (Mg I b₁ und Ca II K)
Aufnahmedaten:
27.06.2026 von 08:51-09:10 MESZ; Bochum
Was zeigt das Projekt?
Die magnetische Canopy ist eine Art „magnetisches Dach“ in der Sonnenatmosphäre. In tieferen Schichten der Sonne werden die Magnetfelder noch stark vom dichten Gas zusammengedrückt und verlaufen relativ schmal entlang der Ränder von Zellen. In höheren Schichten ist das Gas viel dünner. Dort können sich die Magnetfelder seitlich ausbreiten und nach oben auffächern – ähnlich wie ein Baum, dessen Krone sich über eine Fläche ausbreitet. So entsteht eine Struktur, die wie ein überdachtes, aufgefächertes Magnetfeld aussieht: die Canopy.
Dieses Projekt vergleicht Sonnenaufnahmen in der Spektrallinie Mg I b₁ (518,36 nm) mit Beobachtungen in Ca II K (393,37 nm). Ziel ist es, den vertikalen Aufbau der unteren Sonnenatmosphäre sichtbar zu machen und die Entwicklung magnetischer Strukturen mit der Höhe zu verfolgen. Während Mg I b₁ die Wurzeln des magnetischen Netzwerks mit hoher Schärfe abbildet, dokumentiert Ca II K dessen räumliche Ausdehnung in der Chromosphäre. Die zunächst feinen Magnetfeldkonzentrationen entwickeln sich zu großräumigen, filamentartigen Strukturen, welche die dreidimensionale Geometrie der Sonnenatmosphäre sichtbar machen. Besonders deutlich lässt sich verfolgen, wie die Supergranulation in den tieferen Atmosphärenschichten das Grundgerüst bildet, aus dem sich die komplexen chromosphärischen Magnetfeldstrukturen entwickeln.
Mg I b₁ – obere Photosphäre / Temperaturminimum
Die Mg I b₁-Linie bildet sich im Bereich des Temperaturminimums, nahe der oberen Photosphäre. Hier ist der Gasdruck noch hoch, wodurch die Magnetfelder stark durch die Konvektion strukturiert und an die Ränder der Supergranulationszellen gedrängt werden.
Das Ergebnis ist ein scharfes, fein gezeichnetes Netzwerk aus magnetischen Filamenten, das die Supergranulation klar und geometrisch abbildet.
Ca II K – Chromosphäre
Die Ca II K-Linie entsteht deutlich höher in der Chromosphäre. Mit abnehmendem Gasdruck verlieren die Magnetfelder ihre kompakte Struktur und fächern zu einer magnetischen Canopy auf. Die ehemals scharf definierten Netzwerke erscheinen nun diffus und filamentartig. Typisch sind Fibrillenstrukturen sowie großflächige helle Plages in aktiven Regionen.
Multilinien-Beobachtung: Die Sonnenatmosphäre im Magnetfeld
Aufnahmedaten:
19.06.2026 von 09:17-10:20 MESZ; Bochum
Was zeigt das Projekt?
Im Rahmen des Beobachtungsprojekts wurde die Sonne mit einem Spektroheliografen in mehreren Spektralbereichen aufgenommen. Ziel ist die möglichst schichtweise Rekonstruktion der solaren Atmosphäre als magnetisch dominiertes Plasmasystem – von der Photosphäre bis in die obere Chromosphäre.
Beobachtete Spektralbereiche (geordnet nach zunehmender atmosphärischer Höhe):
- G-Band (430,5 nm)
- Ca II H (396,85 nm)
- Hα (656,28 nm, Linienkern)
- Ca II K (Linienkern, 393,37 nm)
- He I D3 (587,6 nm)
Die kombinierten Beobachtungen ergeben ein konsistentes, vertikal geschichtetes Bild der Sonnenatmosphäre als magnetisch dominiertes Plasmasystem. Magnetische Flussröhren strukturieren dabei die gesamte Atmosphäre:
- in der Photosphäre als Sonnenflecken- und Fackelstrukturen,
- in der Chromosphäre als Plage- und Filamentnetzwerke,
- und darüber hinaus als großräumige Feldgeometrie, die in die Korona übergeht.
Die Sonne erscheint somit als kontinuierliches, magnetisch gekoppeltes System über alle Höhenbereiche hinweg.
Photosphäre: magnetische Fußpunkte und Flussröhren
In der tiefsten beobachtbaren Schicht (G-Band) zeigt sich die solare Magnetfeldstruktur in Form von dunklen Sonnenflecken und hellen Fackelgebieten. Diese markieren die Fußpunkte konzentrierter magnetischer Flussröhren. Sonnenflecken repräsentieren Bereiche stark gebündelter Magnetfelder, in denen die konvektive Energieübertragung unterdrückt ist. Fackelgebiete entstehen dagegen in Regionen geneigter oder aufgelockerter Flussröhren, in denen tiefere, heißere Schichten der Photosphäre teilweise sichtbar werden.
Obere Photosphäre / untere Chromosphäre: Übergangsstruktur
In den Linien Hε sowie Ca II H treten magnetisch aktive Regionen deutlich kontrastreicher hervor. Sichtbar werden insbesondere Plagegebiete und chromosphärische Netzwerkstrukturen, die die vertikale Fortsetzung der photosphärischen Flussröhren in magnetische Canopy markieren. Diese Schichten bilden den dynamischen Übergangsbereich zwischen Photosphäre und Chromosphäre, in dem magnetische Feldstrukturen zunehmend die dominierende Rolle gegenüber der konvektiven Struktur einnehmen.
Chromosphäre (H-alpha)
Filamente und Protuberanzen folgen der großräumigen Magnetfeldstruktur und machen deren Geometrie indirekt sichtbar.
Mittlere Chromosphäre: Ca II K (K3)
Der K3-Kern der Ca II K-Linie hebt magnetisch aktive Gebiete der mittleren bis oberen Chromosphäre hervor. Diese Regionen korrelieren eng mit aktiven Gebieten und stellen die chromosphärische Manifestation konzentrierter magnetischer Feldstrukturen dar.
Obere Chromosphäre / Übergang zur Korona: He I D3
Die He I D3-Linie zeigt besonders energiereiche und magnetisch beeinflusste Regionen der oberen Chromosphäre. Hier treten aktive Gebiete und Filamentkanäle deutlich hervor.
Strukturarme oder schwach emittierende Bereiche können sowohl auf magnetisch ruhigere Zonen als auch auf Regionen offener Feldlinienstrukturen hinweisen, die in die Korona übergehen (z. B. koronale Löcher).
Carrington-Planisphäre (H-alpha; April 2026)
Aufnahmedaten:
07.04.2026 - 30.04.2026; Bochum
Was zeigt das Projekt?
Im Rahmen dieser Langzeit-Beobachtung wurden aus regelmäßigen H-alpha-Spektroheliogrammen eine Carrington-Planisphäre der Sonne für April 2026 erstellt. Die Planisphäre fasst die Sonnenaktivität in einem festen Längengrad-System zusammen.
Carrington-Planisphäre vom 07.04.2026 - 30.04.2026 mit Annotation der aktiven Regionen.
Doppleranalyse: Plasmabewegungen einer Protuberanz
Aufnahmedaten:
14.04.2026; 09:55 – 11:13 MESZ; Bochum
Was zeigt das Projekt?
Im Rahmen einer spektroheliografischen Beobachtung der Sonne konnte am Morgen des 14. April 2026 trotz insgesamt geringer solarer Aktivität eine lokal ausgeprägte Protuberanzstruktur am Sonnenrand nachgewiesen und in mehreren spektralen Linien analysiert werden.
Die kombinierte Auswertung von Spalt-Rohdaten, rekonstruierter Bildinformation, Dopplerdiagnostik, Δλ-Scan und Mehrlinienbeobachtung ergibt ein konsistentes Bild der vertikalen Struktur der solaren Atmosphäre im Bereich der beobachteten Protuberanz.
Spektroheliogramm der H-alpha-Linie: Protuberanzen am Süd-ostlichem Sonnenrand.
Spaltbild (Frame 259) während des H-alpha-Scans:
Unteres Panel: rot markierte Spaltposition außerhalb der Sonnenscheibe (Scanrichtung oben → unten).
Oberes Panel: Bereits detektierbare Emission einer Randprotuberanz im Spaltsignal vor Erreichen der Sonnenscheibe.
Auf Basis der Scandaten wurde ein H-alpha-Spektroheliogramm erzeugt und mit einer Maßstabskalierung versehen. Die untersuchten Protuberanz erscheint im süd-östlichen Quadranten und erreicht eine geschätzte Höhe von etwa 40.000–50.000 km über der Photosphäre.
Ein aus denselben Daten abgeleitetes Dopplergramm zeigt innerhalb der Protuberanz signifikante Geschwindigkeitsgradienten. Diese weisen auf gerichtete Plasmabewegungen entlang strukturierender magnetischer Feldlinien hin und lassen auf dynamische Prozesse innerhalb der Magnetkonfiguration schließen.
Spektrale Geschwindigkeitskarte (Δλ-Analyse):
Δλ-Scan (±0,5 Å) um den H-alpha-Linien-Kern zur Rekonstruktion von Bewegungsrichtung und -Geschwindigkeit des Plasmas.
Blauverschiebung (Δλ < 0): Annäherung von Plasma. Rotverschiebung (Δλ > 0): Entfernung von Plasma.
Zur vertikalen Einordnung der beobachteten Struktur wurden ergänzend Spektroheliogramme in mehreren diagnostischen Linien erstellt:
Ca II K-Linie: Abbildung höherer chromosphärischer Schichten. Die Protuberanz ist deutlich nachweisbar und bestätigt ihre Ausdehnung in die obere Chromosphäre.
Zur vertikalen Einordnung der beobachteten Struktur wurden ergänzend Spektroheliogramme in mehreren diagnostischen Linien erstellt:
Helium-D3-Linie:
Sensitiv für heiße Plasmaregionen oberhalb der klassischen Chromosphäre sowie im Übergangsbereich zur Korona. Die Protuberanz zeigt hier ihre maximale vertikale Ausdehnung.
Zur vertikalen Einordnung der beobachteten Struktur wurden ergänzend Spektroheliogramme in mehreren diagnostischen Linien erstellt:
Magnesium-b1-Linie:
Repräsentiert die untere Photosphäre bis untere Chromosphäre. Erwartungsgemäß sind in dieser Linie keine Protuberanzstrukturen sichtbar, wodurch sie als Referenz für tiefere Atmosphärenschichten dient.
Zeitliche Entwicklung von Ellerman-Bomben in AR 4399
Aufnahmedaten:
01.04.2026; 10:47 – 15:09 MESZ; Bochum
Was zeigt das Projekt?
Das Projekt untersucht die zeitliche Entwicklung kleinskaliger Rekonnexionsereignisse in einer Plage. Dazu werden Δλ-Scans der H-alpha-Linie genutzt. Besonderes Augenmerk liegt auf Flügelaufhellungen der H-alpha-Linie (=Moustache), die Ellerman-Bomben charakterisieren. Ein wichtiges Merkmal des Projekts ist die bewusste Kombination von Zeitskalen: Langzeitscans (Stunden) dokumentieren die kontinuierliche Aktivität der Plage und zeigen, wann neue Ellerman-Bomben auftreten. Kurzzeitscans (Minuten) erfassen die dynamischen Übergänge einzelner Ereignisse, z. B. das Moustache-Muster und die Aufhellung des Linienkerns, wodurch der Übergang in Mikroflare sichtbar wird. Diese Strategie ermöglicht es, sowohl die stundenweise Entwicklung der aktiven Region AR 4399 als auch die schnelle Dynamik einzelner Ereignisse gleichzeitig zu untersuchen.
Für die Untersuchung wurden fünf Scans um 10:47, 14:07, 15:03, 15:05 und 15:09 MESZ herangezogen. Es wurde ein spektraler Linienscan durchgeführt, bei dem die H-alpha-Linie punktweise in mehreren Wellenlängenabständen (Δλ) analysiert wurde.
Was ist besonders / wissenschaftlich interessant?
Die Beobachtungen dokumentieren die Entwicklung von Ellerman-Bomben in Richtung Mikroflare, sichtbar durch die Abnahme der Flügel-Emissionen und die Zunahme der Linienkernaufhellung.
Die Aktive Region AR 4399 steht im Fokus des Projektes.
10:47 MESZ – Die Ellerman-Bombe zeigt die typische Aufhellung in den Flügeln, der Linienkern ist nur schwach aktiviert (=Moustache).
14:07 MESZ – Die Ellerman-Bomben zeigen die typische Aufhellung in den Flügeln, der Linienkern ist nur schwach aktiviert (=Moustache).
15:03 MESZ – Die Ellerman-Bombe zeigt die typische Aufhellung in den Flügeln, der Linienkern ist nur schwach aktiviert. In der Region finden weitere kleinräumige Energiefreisetzungen statt (=Moustache).
15:05 MESZ – Die Linienaufhellung nimmt zu, verteilt sich räumlich auf mehrere Orte, was als Übergang in einen Mikroflare interpretiert werden kann.
15:09 MESZ – Die Flügel-Emissionen sind erloschen, der Linienkern ist deutlich aufgehellt und zeigt Dopplerbewegungen, typische Anzeichen eines Mikroflare-Ereignisses.
15:03 MESZ: Flügelbilder von AR 4399 bei Δλ ±1 Å um den Linienkern. Man kann verschiedene Aufhellungen innerhalb der Plage gut erkennen.
Flügelbilder von AR 4399 bei Δλ ±1 Å um den Linienkern.
Die Emissionen innerhalb der Plage lassen um 15:05 MESZ etwas nach, verteilen sich räumlich aber auf mehrere Orte.
Nachweis der solaren (Differential-) Rotation
Aufnahmedaten:
01.03.2026 - 22.03.2026; Bochum
Was zeigt das Projekt?
Dieses Projekt zeigt die Rotation der Sonne in der H‑alpha-Linie. Beobachtet werden Unterschiede zwischen Äquator und Polen, sichtbar durch die Dopplerverschiebung der spektralen Linien. So lassen sich dynamische Prozesse in der Sonnenchromosphäre direkt verfolgen
Was ist besonders / wissenschaftlich interessant?
In diesem Projekt wurden H‑alpha-Spektroheliogramme über einen Zeitraum von 21 Tagen systematisch aufgenommen, um die Rotation der Sonne zu untersuchen. Trotz einzelner Unterbrechungen und variierender atmosphärischer Bedingungen – darunter Wolkenbedeckung und schwankendes Seeing – konnten ausreichend Daten gesammelt werden, um eine Animation zu erstellen, die die Bewegung aktiver Regionen sowie von Filamenten auf der Sonnenoberfläche visualisiert.
Neben der visuellen Darstellung wurde die Rotation der Sonne auch spektral über den Doppler-Effekt in der H‑alpha-Linie analysiert (Messzeitpunkt: 03.03.2026). Dabei konnte eine erwartete Blauverschiebung der Spektrallinie am östlichen Sonnenrand festgestellt werden, da sich die Region auf den Beobachter zubewegt, sowie eine Rotverschiebung am westlichen Rand, wo die Bewegung vom Beobachter weg erfolgt. Somit lässt sich die Sonnenrotation sowohl visuell als auch physikalisch im Spektrum nachweisen.
Auf Basis mehrerer Doppler-Messungen wurde die Rotationsgeschwindigkeit in Abhängigkeit vom heliographischen Breitengrad bestimmt. Die Sonne zeigt dabei die bekannte differentielle Rotation: Äquatornahe Regionen rotieren schneller, während die Polregionen langsamer sind. Die Auswertung erfolgte anhand der Doppler-Verschiebungen der Fe‑I‑Linie bei 5883,8 Å an gegenüberliegenden Sonnenrändern. Am 03.03.2026 wurden die Blau- und Rotverschiebungen an Ost- bzw. Westrand ausgewertet, um die Rotationsgeschwindigkeit über die Breitengrade zu bestimmen. Die daraus abgeleitete Trendkurve (grün) stimmt mit den Referenzwerten (rot) überein und visualisiert die differentielle Rotation quantitativ.
Das Projekt zeigt, dass durch eine Serie von Spektroheliogrammen nicht nur einzelne Strukturen dargestellt, sondern auch zeitlich und quantitativ analysiert werden können. Die Animation dient als visueller Einstieg, während die Doppler-Auswertung quantitative Messungen liefert und die Rotation sowie deren Breitengradabhängigkeit nachvollziehbar macht. Dadurch können Bewegungen und Entwicklungen aktiver Regionen systematisch verfolgt und physikalisch interpretiert werden – auch bei gelegentlichen Unterbrechungen in der Datenerfassung.
Sonnenrotation in H-alpha-Linie über 21 Tage (leider bietet der Websiten-Host für Animationen nur stark begrenzte Datengrößen an)
Dopplergramm in der H-alpha-Linie
Mithilfe eines Dopplergramms konnte eine erwartete Blauverschiebung der Spektrallinie am östlichen Sonnenrand festgestellt werden, da sich die Region auf den Beobachter zubewegt, sowie eine Rotverschiebung am westlichen Rand, wo die Bewegung vom Beobachter weg erfolgt. Somit lässt sich die Sonnenrotation sowohl visuell als auch physikalisch im Spektrum nachweisen.
Differentielle Sonnenrotation, gemessen in der Fe‑I‑Linie bei 5883,8 Å.
Die Auswertung erfolgte anhand der Doppler-Verschiebungen der Fe‑I‑Linie bei 5883,8 Å an gegenüberliegenden Sonnenrändern. Am 03.03.2026 wurden die Blau- und Rotverschiebungen an Ost- bzw. Westrand ausgewertet, um die Rotationsgeschwindigkeit über die Breitengrade zu bestimmen. Die daraus abgeleitete Trendkurve (grün) stimmt mit den Referenzwerten (rot) überein und visualisiert die differentielle Rotation quantitativ.
Magnetogramm (Fe I Linie 6302.5Å)
Aufnahmedaten:
22.03.2026; 10:41 MEZ; Bochum
Was zeigt das Projekt?
Dieses Projekt zeigt Ansätze zur Visualisierung der Sonnenmagnetfelder (=Magnetogramm). Die Ergebnisse geben erste Einblicke in die magnetische Aktivität, sind jedoch technisch sehr anspruchsvoll und daher vereinfacht dargestellt.
Was ist besonders / wissenschaftlich interessant?
Die Messung von Sonnenmagnetfeldern basiert auf dem Zeeman-Effekt, einem physikalischen Phänomen, bei dem sich die Spektrallinien eines Atoms in einem Magnetfeld aufspalten. Je stärker das Magnetfeld, desto größer ist die Aufspaltung. Diese Aufspaltung kann auch über die Polarisation des Lichts ausgewertet werden: Licht, das entlang des Magnetfeldes abgestrahlt wird, zeigt zirkular polarisierte Komponenten, die rechts- oder linksdrehend sind. Durch Messung der Differenz zwischen rechts- und linkszirkular polarisiertem Licht lässt sich die Magnetfeldstärke ableiten.
Eine günstige Möglichkeit, zirkulare Polarisation zu filtern, bieten 3D-Kinobrillen. Diese Gläser wirken als zirkular polarisierende Filter: Sie wandeln die zirkular polarisierte Komponente des Lichts in Intensitätsunterschiede um, die mit einer Kamera detektiert werden können. In Kombination mit einem Spektroheliografen, der die Spektrallinie Fe I 6302.5 Å isoliert, können so Magnetogramme erstellt werden, die die magnetische Struktur der Sonnenoberfläche sichtbar machen.
Für den praktischen Aufbau wurde die Filter-Schublade des Teleskops mit den 3D-Kinobrillen bestückt, und ein Baader D-ERF Energieschutzfilter kam zum Einsatz. Beim ersten Versuch schmolzen die Gläser dennoch durch die intensive Sonneneinstrahlung, weshalb im zweiten Versuch zusätzlich noch ein UV/IR-Cut auf KG3-Basis vorgeschaltet wurde, der den sicheren Betrieb erlaubte. Der detaillierte Aufbau findet sich auch als Werkstattbericht.
Für die Auswertung der Aufnahmen wurde die Software INTI (externer Link) verwendet. Dabei werden zunächst Dopplerbilder aus den beiden zirkular polarisierten Scans in den Flügeln der Fe I 6302.5 Å-Linie erzeugt. Diese beiden Dopplerbilder werden anschließend miteinander verrechnet, um das endgültige Magnetogramm zu berechnen. Auf diese Weise werden die Intensitätsunterschiede zwischen den rechts- und linkszirkular polarisierten Komponenten in ein Bild der magnetischen Feldverteilung übersetzt.
Das Magnetogramm zeigt an starken Magnetfeldern wie den Sonnenflecken weiße und schwarze Signale, während der Rest der Sonnenoberfläche strukturlos erscheint. Dies ist physikalisch korrekt, da die Magnetfelder außerhalb von Sonnenflecken in der Photosphäre zu schwach sind, um im Linienkern der Spektrallinie ein deutliches Signal zu erzeugen. Die aktuelle Aufnahme ist eine erste Einzelbildaufnahme zur Prüfung des Funktionsprinzips; für zukünftige Aufnahmen sind Serienbilder geplant, um das Signal-Rausch-Verhältnis zu verbessern und auch schwächere Magnetfelder sichtbar zu machen. Trotz des minimalen Signals bin ich zuversichtlich, dass das Vorgehen korrekt ist und der richtige Weg eingeschlagen wurde. Die nächsten Schritte werden die Erstellung von Serienaufnahmen beinhalten, so dass das Signal verstärkt wird.
Spektroheliogramm der Fe I Linie bei 6302.5A. Die Lage der Sonnenflecken stimmt mit den Magnetfeldern des Magnetogramms überein.
Magnetogramm der Fe I Linie bei 6302.5A. An den Sonnenflecken/Aktiven Regionen zeigt sich die Polarität der Magnetfelde r in weiss/schwarz.
Doppleranalysen in der H-alpha-Linie: Plasmabewegungen
Aufnahmedaten:
22.03.2026; 11:00-12:00 MEZ; Bochum
Was zeigt das Projekt?
H-alpha Linie mit verschiedenen Doppleranalysen.
Was ist besonders / wissenschaftlich interessant?
Die Beobachtung fokussiert auf die H-alpha Linie (656 nm). Ein kurzes Video der H-alpha-Linie in Spalt des Spektrohekiografen verdeutlicht typische Auf- und Abbewegungen (Dopplerverschiebungen) als leichtes Flimmern. Für vertiefende Doppler-Analysen wurde ebenfalls die H-alpha-Linie verwendet, indem Flügelbilder leicht oberhalb und unterhalb des Linienkerns verglichen wurden. Blaugefärbte Bereiche zeigen sich näherndes Plasma, rot gefärbte Bereiche zeigen sich entfernendes Plasma. Ein derotiertes Dopplergramm zeigt lokale Auf- und Abbewegungen, ein weiteres hebt die Bewegungen des Plasmas von Protuberanzen am Sonnenrand hervor. Schließlich wurde ein Dopplergramm erstellt, das zusätzlich zur Dopplerverschiebung das Plasma in unterschiedlichen Höhen visualisiert. Grün hebt die höchsten Strukturen hervor (Protuberanzen, Spikulen), Magenta/Pink zeigt mittlere Chromosphärenhöhen, und Blau/Rot markieren Doppler-verschobenes Plasma einschließlich der Sonnenrotation.
Die H-alpha Linie zeigt die mittlere Chromosphäre und macht die aktivsten Strukturen wie Filamente, Fackeln und Protuberanzbasen am deutlichsten sichtbar. Ein Summen-Spektroheliogramm aus sechs Scans wurde hierfür erstellt.
Ein kurzes Video der H-alpha-Linie zeigt zeitaufgelöste Geschwindigkeitsinformation (Dopplerverschiebungen) als leichtes Flimmern. Der vertikale dunkle Balken markiert einen Sonnenfleck, das feine Flimmern mit Linien im Hintergrund entspricht der dynamischen Photosphären-Granulation.
Für die Doppler-Analysen wurden H-alpha-Aufnahmen verwendet, indem Flügelbilder leicht oberhalb und unterhalb des Linienkerns verglichen wurden. Blaugefärbte Bereiche nähern sich, rot gefärbte entfernen sich.
Für die Doppler-Analysen wurden H-alpha-Aufnahmen verwendet, indem Flügelbilder leicht oberhalb und unterhalb des Linienkerns verglichen wurden. Blaugefärbte Bereiche nähern sich, rot gefärbte entfernen sich. Ein derotiertes Dopplergramm zeigt lokale Auf- und Abbewegungen, ein weiteres hebt die Bewegungen von Protuberanzen am Sonnenrand hervor.
Dopplergramm von Protuberanzen
Schließlich wurde ein Dopplergramm mit Höheninformationen kombiniert. Grün hebt die höchsten Strukturen aus dem Linienkern hervor (Protuberanzen, Spikulen), Magenta/Pink zeigt mittlere Chromosphärenhöhen aus dem Linienflügel, und Blau/Rot markieren Doppler-verschobenes Plasma einschließlich der Sonnenrotation.
Ellerman-Bombe
Aufnahmedaten:
21.03.2026; 11:11 MEZ; Bochum
Was zeigt das Projekt?
Ellerman-Bombe in der unteren Chromosphäre
Was ist besonders / wissenschaftlich interessant?
Im Rahmen spektral aufgelöster Sonnenbeobachtungen wurde in den Flügeln der H-alpha-Linie ein kurzlebiges Emissionsphänomen identifiziert. Die Erscheinung zeigt die charakteristischen Eigenschaften einer sogenannten Ellerman-Bombe („Moustache“): eine deutliche Intensitätszunahme in den Linienflügeln bei gleichzeitig unauffälligem Linienkern.
Die kompakte, nahezu punktförmige Struktur deutet auf ein kleinräumiges, energiereiches Ereignis in der unteren Chromosphäre bzw. oberen Photosphäre hin, das vermutlich durch magnetische Rekonnexion ausgelöst wurde. Die Beobachtung unterstreicht die Bedeutung hochaufgelöster spektraler Scans zur Detektion solcher transienten Phänomene, die im Linienkern oft verborgen bleiben.
Ellerman-Bombe in der H-alpha-Spektrallinie (Moustache)
Ellerman-Bombe als punktförmige Aufhellung am linken Sonnenrand (roter Kasten).
He I D3 als Indikator für koronale Löcher
Aufnahmedaten:
18.03.2026; 14:17 MEZ; Bochum
Was zeigt das Projekt?
He-D3-Emissionen mit Hinweisen auf ein koronales Loch.
Was ist besonders / wissenschaftlich interessant?
Drei Spektroheliogramme der He D3-Emissionslinie wurden zu einem Summenbild verarbeitet, um kontrastreiche und kontrastarme Regionen zu verstärken und Bildfehler zu minimieren. Das Summen-Spektroheliogramm der He D3 - Linie liefert Hinweise auf ein koronales Loch, das durch EUV-Daten der NASA bestätigt wurde.
Summen-Spektroheliogramm der He D3 Linie. Dunkle Strukturen bilden Heliumemissionen ab. helle und strukturlose Bereiche liefern Hinweise auf koronale Löcher.
Einzel-Spektroheliogramm der He D3 Linie. Dunkle Strukturen bilden Heliumemissionen ab. helle und strukturlose Bereiche liefern Hinweise auf koronale Löcher.
Objekt: Koronales Loch im extremen Ultraviolett (193Å),
Besonderheit: NASA/SDO (AIA/HMI/EVE) VISUALIZED BY HELIOVIEWER: Referenzbild zum koronalen Loch
M2.7-Flare im zeitlichen Verlauf (H-alpha-Linie)
Aufnahmedaten:
18.03.2026; 09:33 - 09:49 MEZ; Bochum
Was zeigt das Projekt?
Ein M2.7-Flare in AR 4392: Flares sind kurzfristige, energiereiche Ausbrüche auf der Sonne. Dieses Projekt zeigt, wie solche Ereignisse in H‑Alpha sichtbar werden und welche Strukturen sich während der Ausbrüche entwickeln.
Was ist besonders / wissenschaftlich interessant?
Am Morgen des 18.03.2026 konnte in der aktiven Region AR 4392 ein M2.7-Flare spektroheliografisch verfolgt werden. Die Beobachtungen erfolgten als Zeitreihe und decken die Anlauf- sowie die Abklingphase des Flares ab. Die offiziellen Spaceweather-Zeiten für den Flare sind: Start 08:26 UTC (09:26 MEZ), Peak 08:42 UTC (09:42 MEZ), Ende 08:57 UTC (09:57 MEZ).
Sonnenflares entstehen durch die explosive Freisetzung magnetischer Energie in der Chromosphäre, meist in aktiven Regionen mit komplexen Magnetfeldern. Verschiebungen und Verdrehungen von Feldlinien führen bei magnetischer Rekonnexion zu plötzlicher Energieabgabe, wodurch Plasma stark erhitzt und beschleunigt wird. Typische Merkmale sind Aufhellungen des H-alpha-Linienkerns und teilweise der Flügel. Flares werden nach Stärke klassifiziert: C-Klasse für kleine, M-Klasse für starke (wie der hier beobachtete M2.7-Flare) und X-Klasse für sehr starke Ereignisse.
Für die spektrale Analyse wurden drei repräsentative Zeitpunkte ausgewählt: 09:33 MEZ (Anlaufphase), 09:35 MEZ (stärkere Emission) und 09:49 MEZ (Abklingphase). Die Linienprofile zeigen die Aufhellung im Kern und teilweise in den Flügeln der H-alpha Linie.
Das Intensitätsdiagramm zeigt im Linienprofil den für einen Flare typischen Effekt des "Wing Dimming" oder auch "Flare-Induced Wing Absorption": Der Flare erscheint in den hellblauen Messpunkten mit hoher Intensität. In den Kernbereichen des Flares kann die H-alpha-Emission lokal das photosphärische Kontinuum bei dieser Wellenlängem erreichen oder stellenweise sogar übertreffen. Gleichzeitig sinken die Flügelintensitäten ab – ein typisches Flare-Merkmal, das als Wing Dimming bezeichnet wird. Dies bedeutet jedoch nicht, dass der Flare insgesamt heller als die Photosphäre ist, sondern beschreibt vielmehr eine sehr intensive, räumlich begrenzte Linienemission.
Um die Aktivität detailliert zu erfassen, wurde ein Δλ-Scan um 09:35 MEZ durchgeführt, bei dem der Linienkern und die Flügel von −2 Å bis +2 Å abgetastet wurden. Das Profil zeigt die spektrale Struktur der Aufhellung, erlaubt die Analyse der Verteilung über Kern und Flügel, gibt aber keinen zeitlichen Verlauf wieder. Durchgehend zeigt sich eine starke Helligkeit, teilweise überbelichtet, was die Darstellung der Intensitätsentwicklung einschränkt.
Die Diagramme der Δλ-Scans und Linienprofile zeigen den Flare über mehrere Zeitpunkte nahezu gleich stark. Dies ist nicht der realen Flare-Dynamik geschuldet, sondern der Sättigung des Sensors im H-alpha-Linienkern, wodurch kleine Intensitätsänderungen nicht erfasst werden.
Der untersuchte Flare zeigt in der Spektrallinie im Vergleich zu seiner Umgebung deutlich erhöhte Werte der FWHM: Zum Beispiel 7Å am Rand der Flare-Region gegenüber 1,3 Å in der ruhigen Chromosphäre. Im Flare selber ist die Spektrallinie überbelichtet und der FHWM nicht mehr rekosntruierbar. Die breitere Linie deutet auf starke Turbulenzen und dynamische Bewegungen in der Chromosphäre hin. Eine erhöhte Intensität von 100 % des Kontinuums zeigt die lokale Aktivität und Energieabgabe des Flares. Die Kombination beider Messgrößen macht deutlich, dass der Flare eine hochaktive Region darstellt, die sich klar von den ruhigeren Bereichen der Sonnenoberfläche abhebt.
Gegen 09:26 MEZ zeigte sich ein Klasse M2.7 Flare in der aktiven Region AR 4392.
Gegen 09:35 MEZ näherte sich der Klasse M2.7 Flare in der aktiven Region AR 4392 seinem Höhepunkt. Oben: Spektroheliogramm, unten: Spektrallinie mit Aufhellung des Linienkerns.
Für die spektrale Analyse wurden drei repräsentative Zeitpunkte ausgewählt: 09:33 MEZ (Anlaufphase), 09:35 MEZ (stärkere Emission) und 09:49 MEZ (Abklingphase). Die Linienprofile zeigen die Aufhellung im Kern und teilweise in den Flügeln.
Wing Dimming / Flare-Induced Wing Absorption: Das Intensitätsdiagramm für den Scan um 09:49 MEZ zeigt die gemessene (blau) H-alpha-Emission. Die gelbe Referenzlinie bildet die H-Alpha-Linie in Ruhe ab. Der Flare erscheint in den hellblauen Messpunkten mit hoher Intensität. In den Kernbereichen des Flares kann die Emission lokal das photosphärische Kontinuum bei dieser Wellenlänge (über)treffen. Gleichzeitig sinken die Flügelintensitäten ab – ein typisches Flare-Merkmal, das als Wing Dimming bezeichnet wird. Dies bedeutet jedoch nicht, dass der Flare insgesamt heller als die Photosphäre ist, sondern beschreibt vielmehr eine sehr intensive, räumlich begrenzte Linienemission.
Der untersuchte Flare zeigt in der Spektrallinie im Vergleich zu seiner Umgebung deutlich erhöhte Werte der FWHM: Zum Beispiel 7Å am Rand der Flare-Region gegenüber 1,3 Å in der ruhigen Chromosphäre.
Δλ-Scan von 09:35 MEZ.
Der H-alpha Linienkern und die Flügel wurden von −2 Å bis +2 Å abgetastet.
Spektrale Analyse von Protuberanzen
Aufnahmedaten:
15.03.2026; 16:57 MEZ; Bochum
Was zeigt das Projekt?
Protuberanzen sind große Gaswolken über der Sonnenoberfläche. In H‑Alpha lassen sich Form, Bewegung und Entwicklung dieser Strukturen gut beobachten und dokumentieren.
Was ist besonders / wissenschaftlich interessant?
Ziel der Beobachtung war die Aufnahme von Protuberanzen in der H‑alpha-Linie sowie die Analyse von Dopplerverschiebungen mittels Δλ-Scans. Ein H‑Alpha-Scan wurde durchgeführt, aus dem ein Komposit-Spektroheliogramm erstellt wurde. Dabei wurde die Sonnenscheibe aus dem Linienkern und die Protuberanzen aus den Linienflügeln kombiniert, sodass die Protuberanzen kontrastreich sichtbar sind, während die Chromosphäre der Sonnenscheibe erhalten bleibt.
Die beobachteten Protuberanzen erreichen Höhen von etwa 50.000 bis 75.000 km über der Sonnenoberfläche. Die beiden größten Protuberanzen im Süd-West- und Süd-Ost-Quadranten wurden vergrößert dargestellt. Ein Dopplerbild zeigt die Plasmabewegungen: Blauverschiebungen markieren Strömungen auf den Beobachter zu, Rotverschiebungen Bewegungen, die sich entfernen. Ergänzend wurden Δλ-Scans von −1 Å bis +1 Å um den Linienkern durchgeführt, die eine animierte Darstellung der unterschiedlichen Dopplerverschiebungen innerhalb der Protuberanzen ermöglichen.
Die Kombination aus Komposit-Spektroheliogramm, Dopplerbild und Δλ-Scans verdeutlicht die dynamische Struktur der Chromosphäre und die gerichteten Plasmabewegungen innerhalb der Protuberanzen.
H-alpha-Spektroheliogramm: Die Chromosphäre der Sonne mit Protuberanzen.
Die Protuberanzen wurden vermessen. Dabei zeigen die höchsten Protuberanzen eine Höhe von ca. 50.000km - 75.000km.
Protuberanz aus dem süd-westlichen Quadranten im Detail
Protuberanz aus dem süd-westlichen Quadranten mit der Erde im Größenvergleich.
Protuberanz aus dem süd-östlichem Quadranten im Detail
Δλ-Scan der Protuberanz von −1 Å bis +1 Å um den Linienkern.
Δλ-Scan der Protuberanz von −1 Å bis +1 Å um den Linienkern.
Protuberanzen-Dopplerbild: rote Protuberanzen entfernen sich vom Beobachter, blaue Protuberanzen nähern sich.
Gestacktes H-alpha-Spektroheliogramm
Aufnahmedaten:
10.03.2026; 13:46 MEZ; Bochum
Was zeigt das Projekt?
H-alpha-Linie: Mittlere Chromosphäre der Sonne
Was ist besonders / wissenschaftlich interessant?
Dieses Bild ist ein gestacktes Summen-Spektroheliogramm. Dazu wurden vier Spektroheliogramme in kurzem zeitlichen Abstand aufgenommen und anschließend mit Bildbearbeitungssoftware exakt übereinandergelegt. Durch das Summieren der Aufnahmen verbessert sich das Signal-Rausch-Verhältnis: Das Ergebnis ist ein deutlich schärferes und kontrastreicheres Spektroheliogramm, während zufällige Bildfehler und Störungen weitgehend herausgemittelt werden.
Summen-Spektroheliogramm der H-Alpha-Linie aus vier Spektroheliogrammen
Negativ-Summen-Spektroheliogramm der H-Alpha-Linie aus vier Spektroheliogrammen
Multilinien-Beobachtung: Die Schichten der Sonnenatmosphäre
Aufnahmedaten:
01.03.2026; 10:00 - 12:00 MEZ; Bochum
Was zeigt das Projekt?
Photosphäre, Chromosphäre, Mg B1, Na D2, CA II H, He D3, G-Band
Was ist besonders / wissenschaftlich interessant?
In diesem Projekt wurden kolorierte Spektroheliogramme der Sonne in mehreren Schlüssel-Spektrallinien aufgenommen, die verschiedene Schichten der Sonnenatmosphäre abbilden – von der Photosphäre bis in die Chromosphäre. Die unterschiedlichen Linien ermöglichen die gleichzeitige Analyse von Temperatur, Magnetfeldern und dynamischen Strukturen in den jeweiligen Höhenbereichen.
Die aufgenommenen Spektroheliogramme wurden anschließend in Anlehnung an ihre jeweilige Spektrallinie bzw. Spektralfarbe farblich koloriert, um die Unterschiede zwischen den Strukturen der einzelnen Schichten deutlich hervorzuheben. Dies erleichtert die visuelle Interpretation und den Vergleich der Dynamik in Photosphäre und Chromosphäre.
Durch die Multilinienbeobachtung lassen sich:
kleinräumige Helligkeitsstrukturen und Kontraste in der Photosphäre (G-Band, Mg B1)
magnetische Netzwerkstrukturen und chromosphärische Aktivität (Ca II H, He D3, Na D2) anschaulich darstellen.
Objekt: Photosphäre
Besonderheit:
Kolorierte G-Band-Aufnahme der Photosphäre: Deutlich sichtbar ist die körnige Granulation der Sonnenoberfläche. Die besonders hellen, punktförmigen Strukturen markieren kleinste magnetische Konzentrationen („Bright Points“).
Objekt: Obere Photosphäre
Besonderheit:
Kolorierte Mg B1-Aufnahme. Sichtbar ist die Struktur der oberen Photosphäre mit Granulation und aktiven Regionen; magnetisch beeinflusste Bereiche erscheinen kontrastverstärkt.
Objekt: Obere Photosphäre
Besonderheit:
Koloriertes Na D₂-Spektroheliogramm: Darstellung der oberen Photosphäre mit deutlich hervortretenden aktiven Regionen; magnetisch geprägte Bereiche erscheinen kontrastreich gegenüber der umgebenden Granulation.
Objekt: Untere Chromosphäre
Besonderheit:
Ca II H: Koloriertes Spektroheliogramm
Objekt: Mittlere Chromosphäre
Besonderheit:
Kolorierte H-Alpha Aufnahme. Mittlere Chromosphäre: Filamente, Fibrillen, aktive Regionen und chromosphärische Dynamik.
Objekt: Obere Photosphäre
Besonderheit:
Koloriertes He D3 Spektroheliogramm: Darstellung der oberen Chromosphäre mit deutlich hervortretenden Helium -Emissionen (dunkel).
Zwei Ellerman-Bomben
Aufnahmedaten:
27.02.2026, 09:42 MEZ sowie erneut gegen 09:50 MEZ, Bochum
Was zeigt das Projekt?
In dieser Beobachtung wurden zwei Ellerman-Bomben in der unteren Chromosphäre identifiziert. Die erste Ellerman-Bombe wurde um 09:42 MEZ erfasst und ist besonders im H‑Alpha-Flügel deutlich sichtbar. Die zweite Ellerman-Bombe erschien um 09:50 MEZ und zeigt sich zusätzlich als Aufhellung im Ca II H-Kern. Leider war das Seeing zum Zeitpunkt der Scans nur mäßig, weshalb die punktförmige Aufhellung der Ellerman-Bomben in der Sonnenscheibe unscharf und verschoben abgebildet wurden.
Was ist besonders / wissenschaftlich interessant?
Dieses Projekt veranschaulicht die stratifizierte Dynamik der Chromosphäre und die unterschiedliche Sichtbarkeit kleinräumiger Aktivitätsereignisse in verschiedenen Spektrallinien. Durch die Kombination von H‑Alpha-Flügel und Ca II K wird die vertikale Kopplung zwischen Photosphäre und unterer bis mittlerer Chromosphäre sichtbar. Die Beobachtung zeigt, wie kleinräumige Ereignisse wie Ellerman-Bomben in unterschiedlichen atmosphärischen Schichten unterschiedliche Signaturen hinterlassen – ein eindrucksvolles Beispiel für die Mehrschicht-Dynamik der Sonne.
Objekt: Signatur der H -Alpha Flügel: Ellerman-Bombe 1 als Moustache (untere Chromosphäre)
Besonderheit: Die rot markierte Struktur zeigt vermutlich eine Ellerman-Bombe (1) um 09:42 MEZals Moustache in den Flügeln der H-Alpha Linie
Objekt: H-Alpha Flügel: Ellerman-Bombe 1 (untere Chromosphäre)
Besonderheit: Die rot markierte Struktur zeigt eine (unscharf abgebildete) Ellerman-Bombe (1) um 09:42 MEZ in den Flügeln der H-Alpha Linie
Objekt: H-Alpha Flügel: Ellerman-Bombe 2 als Moustache in der Spektralen Signatur (untere Chromosphäre)
Besonderheit: Die rot markierte Struktur zeigt eine weitere Ellerman-Bombe (2) / Moustache um 09:50 MEZ in den Flügeln der H-Alpha Linie
Objekt: H-Alpha Flügel: Ellerman-Bombe 2 (untere Chromosphäre)
Besonderheit: Die rot markierte Struktur zeigt eine weitere (unscharf abgebildete) Ellerman-Bombe (2) um 09:50 MEZ in den Flügeln der H-Alpha Linie
Objekt: Ca II H, Ellerman-Bombe 2 (untere bis mittlere Chromosphäre)
Besonderheit: Die rot markierte Struktur zeigt mutmaßlich die weitere Ellerman-Bombe (2) um 09:50 MEZ in der Ca II H Linie.
Multilinien-Beobachtung: Die Schichten der Sonnenatmosphäre
Aufnahmedaten:
04.02.2026; 10:30 - 11:30 MEZ; Bochum
Was zeigt das Projekt?
Photosphäre, Chromosphäre mit großer Aktiver Region AR 4366. H‑Alpha, Mg B1, Fe I, CA II K, He D3
Was ist besonders / wissenschaftlich interessant?
Zu sehen sind beeindruckende Protuberanzen in der H-Alpha-Linie sowie die große Fleckengruppe AR 4366.
Objekt: Fe I - Linie (Photosphäre)
Besonderheit:
Tiefe Photosphäre: Granulation, Sonnenflecken und das „Basisniveau“ der Atmosphäre; gut als Referenz für Flows/Oszillationen.
Objekt: Mg B1 Linie (Photosphäre)
Besonderheit:
Obere Photosphäre / untere Chromosphäre: magnetisches Netzwerk, Plage-Gebiete und großskalige Strukturen; Bindeglied zwischen Fe I und H-alpha.
Objekt: CA II K- Linie (untere Chromosphäre)
Besonderheit:
Zeigt die untere Chromosphäre und macht magnetisch aktive Regionen wie Plages und das chromosphärische Netzwerk besonders kontrastreich sichtbar.
Objekt: H-Alpha-Linie (Mittlere Chromosphäre)
Besonderheit:
Mittlere Chromosphäre: Filamente, Fibrillen, aktive Regionen und chromosphärische Dynamik.
Objekt: H-Alpha-Linie (Mittlere Chromosphäre)
Besonderheit:
Protuberanzenbild.
Objekt: He-D3- Linie (obere Chromosphäre)
Besonderheit:
Hohe Chromosphäre, stark magnetfeldgebunden: meist nur in aktiven Gebieten sichtbar, sensibel auf eruptive Prozesse.
Objekt: Kontinuum; Photosphäre
Besonderheit:
Weißlicht-Fotografie von AR4366 mit dem Herschelkeil am Takahashi FS-78
Koronales Loch in Kombination mit X1.9 Flare begünstigt Polarlichter
Aufnahmedaten:
18.01.2026, 11:52 MEZ, Bochum
Was zeigt das Projekt?
AR 4341 vor dem X1.9-Flare sowie Chromosphärenstrukturen in H‑Alpha und Helium-D3 mit koronalem Loch; H‑Alpha, H‑Alpha‑Flügel, He D3, EUV
Was ist besonders / wissenschaftlich interessant?
Am Vormittag des 18.01.2026 zeigt die Helium-D3-Aufnahme die aktive Region AR 4341 und ein koronales Loch – nur wenige Stunden bevor ein X1.9-Flare ausbrach. Die Interaktion des Flares mit dem schnellen Sonnenwind des koronalen Lochs legte vermutlich die Grundlage für außergewöhnlich starke Polarlichter in der Nacht vom 19.01.2026.
Das im Spektroheliogramm sichtbare koronale Loch ist besonders interessant, da es zeitlich und räumlich mit einem der stärksten geomagnetischen Stürme der letzten Jahrzehnte zusammenfällt. Der Flare vom späten Nachmittag des 18.01.2026 erhöhte vermutlich die CME-Geschwindigkeit und verkürzte die Laufzeit bis zur Erde. Beim Eintreffen der Schockfront am 19./20. Januar wurden extrem hohe Magnetfeldstärken gemessen; das Ereignis wurde offiziell als starker G4-Sturm eingestuft, nahe der G5-Schwelle.
Diese Aufnahme zeigt anschaulich, dass selbst indirekte chromosphärische Hinweise auf koronale Löcher wertvolle Informationen über die solare Ausgangssituation liefern, die später mit geomagnetischen Stürmen und Polarlichtern in Verbindung gebracht werden können.
Objekt: NA D2 - Linie. (obere Photosphäre bis untere Chromosphäre)
Besonderheit: Die Aufnahme markiert die Position von AR 4341 vor dem X1.9 Flare
Objekt: H-Alpha-Linie (mittlere Chromosphäre)
Besonderheit: AR 4341 zeigt sich als aktive Region mit Fibrillen und Filamenten.
Objekt: Helium-D3-Linie (obere Chromosphäre)
Besonderheit: Es zeigen sich helle, emissionsarme, Regionen (z.B. unten links). Dies ist ein Hinweis auf ein Koronales Loch in der Umgebung von AR4341.
Objekt: Koronales Loch im extremen Ultraviolett (193Å),
Besonderheit: NASA/SDO (AIA/HMI/EVE) VISUALIZED BY HELIOVIEWER: Referenzbild zum koronalen Loch
X5.1 Rekordflare vom 11.11.2025
Aufnahmedaten:
11.11.2025, 09:41 UT, Bochum
Was zeigt das Projekt?
Aktive Region AR 4274 kurz vor dem Ausbruch eines X5.1 Rekord-Flare im Jahr 2025; H‑Alpha, H‑Alpha‑Flügel
Was ist besonders / wissenschaftlich interessant?
AR 4274 war eine hochaktive, komplexe Sonnenfleckengruppe und eine der dominantesten aktiven Regionen des Jahres 2025. Sie produzierte im November 2025 eine Serie starker Eruptionen. Am 11.11.2025 löste sie einen X5.1‑Flare aus – die energiereichste Sonneneruption des Jahres – begleitet von einem koronalen Massenauswurf (CME), der starke geomagnetische Stürme (G4–G5) und Polarlichter verursachte. Die folgenden Analysen zeigen die Region 23 Minuten vor dem Flare-Peak.
Objekt: H‑Alpha (mittlere Chromosphäre)
Besonderheit: AR 4274 als helle aktive Region im nord-westlichen Quadranten. Diese kolorierte Aufnahme wurde in "Sterne und Weltraum 02/2026" veröffentlicht.
Objekt: H‑Alpha (mittlere Chromosphäre)
Besonderheit: AR 4274 als helle aktive Region im nord-westlichen Quadranten. Rund um den Flare-Kern sind mehrere Plasmaströme und Fibrillen erkennbar.
Objekt: H-Alpha-Flügel (untere Chromosphäre)
Besonderheit: Die Aufnahme aus den Flügeln der H-Alpha-Linie zeigt AR 4274 in einer Mischung aus unterer Chromosphäre und oberer Photosphäre.
Objekt: Weißlicht (Photosphäre)
Besonderheit: AR 4274 zeigt sich als komplexe Sonennflecken-Gruppe um 09:47 UT, d.h. 7 Minuten vor dem Maximum des Ausbruches.
Aufnahme: Herschelkeil, Takahashi FS78 + ASI678MC
Objekt: H‑Alpha (mittlere Chromosphäre)
Besonderheit: In der Aktiven Region AR 4274 wurden drei Redshifts detektiert. JSOLEX schätzt die Geschwindigkeiten auf ~66 - 70 km/s.
Objekt: H‑Alpha (untere bis mittlere Chromosphäre)
Besonderheit: Die animierte Variante des Δλ‑Scan (+/- 2Å) um das H-Alpha-Linienzentrum zeigt die komplexe Struktur von AR4274 als animierte Bildabfolge.
Objekt: H‑Alpha (untere bis mittlere Chromosphäre)
Besonderheit: Δλ‑Scan von AR 4274 (-0.9Å bis +0.9 Å): Im Linienzentrum sind filamentartige Strukturen sichtbar, die verdichtetes, heißes Material und magnetisch stark verzwirbelte Gebiete zeigen.
Objekt: H‑Alpha (mittlere Chromosphäre)
Besonderheit: AR 4274 im Zeitverlauf - Position am 04.11.2025
Das Intensitätsdiagramm zeigt innerhalb der aktiven Region Bereiche, in denen die H-alpha-Line (blau) deutlich stärkere Emission zeigt als die Referenzlinei (gelb) oder die gemittelte Intensität des Scans (grün)
Objekt: H‑Alpha (mittlere Chromosphäre)
Besonderheit: AR 4274 im Zeitverlauf - Position am 07.11.2025
Objekt: H‑Alpha (mittlere Chromosphäre)
Besonderheit: AR 4274 im Zeitverlauf - Position am 11.11.2025
Multilinien-Beobachtung: Ellerman-Bombe und Koronales Loch
Aufnahmedaten:
07.11.2025, 08:13 MEZ, Bochum
Was zeigt das Projekt?
Die Photosphäre, die untere, mittlere und obere Chromosphäre sowie ein koronales Loch, eine Ellerman-Bombe, mehrere Blueshifts; H‑Alpha, H‑Alpha‑Flügel, He D3, EUV
Was ist besonders / wissenschaftlich interessant?
Dieses Projekt untersucht aktive Regionen der Chromosphäre in mehreren Spektrallinien: H‑Alpha-Linie, Flügel der H-Alpha-Linie und Helium D3-Linie. Besonders auffällig sind kleine dynamische Ereignisse wie eine Ellerman-Bombe in den Flügeln der H-alpha-Linie in der unteren Chromosphäre und Blueshift-Strukturen (aufsteigende Plasmabewegungen) in der mittleren Chromosphäre. Die Aufnahmen zeigen, wie sich dieselben Strukturen in verschiedenen Schichten unterschiedlich darstellen: Ein Filament in H‑Alpha kann in Helium D3 als helle Emission sichtbar werden, während andere Strukturen nur in der unteren Chromosphäre erscheinen.
Die Kombination der Linien ermöglicht eine stratifizierte Analyse der Chromosphäre und illustriert die vertikale Kopplung zwischen Photosphäre und Chromosphäre anschaulich. Ergänzt wird das Projekt durch ein Dopplergramm, das die Rotation der Sonne visualisiert: Auf der Sonnenseite, die auf uns zu rotiert, ist Blauschub sichtbar, auf der abgewandten Seite Rotverschiebung. So lassen sich die globale Bewegung der Sonnenoberfläche und lokale Strukturen in Relation zur Rotation analysieren.
Objekt: SDO-Daten zeigen Koronales Loch im extremen Ultraviolett (193Å),
Besonderheit: NASA/SDO (AIA/HMI/EVE) VISUALIZED BY HELIOVIEWER: Referenzbild zum koronalen Loch
Objekt: Helium-D3-Linie (obere Chromosphäre)
Besonderheit: Dieses Spektroheliogramm der He D3 Emissionslinie entstand am 07.11.2025 um 14:17 Uhr MEZ. Die Region im nördlichen Quadranten rechts zeigt weniger Emissionen in der oberen Chromosphäre (hellere Region), ein Hinweis auf ein Koronales Loch.
Objekt: Helium-D3-Emissionen am Sonnenrand
Besonderheit: Die He D3-Linie emittiert Licht in der mittleren bis oberen Chromosphäre. Kurz bevor der Spalt im Scanvorgang die sichtbare Sonnenscheibe (Photospäre) erreicht, erfolgt der Blick nicht frontal, sondern tangential durch die Chromosphäre. In dieser Geometrie ist der optische Weg durch die He-D3-emittierende Schicht besonders lang, während das direkte photosphärische Kontinuum noch nicht im Strahlengang liegt. Die durch UV-Strahlung aus der Photosphäre angeregte Helium-Emission hebt sich dadurch deutlich vom dunklen Hintergrund ab.Die He-D3-Emissionslinie erscheint in diesem Frame des Videos bei starkem Kontrast als schmaler Lichtstreifen, noch bevor die Photosphäre selbst ins Bild tritt (vertikaler Lichtstreifen) – ein klassischer Rand- bzw. Limb-Effekt.
Objekt: H-Alpha-Llinie (mittlere Chromosphäre)
Besonderheit: Lange Filament-Kette am rechten Sonnenrand von ca. 600.000km Länge.
Objekt: H‑Alpha-Line (mittlere Chromosphäre)
Besonderheit: In AR 4275 befindet sich noch starke Blueshifts auf der Spektrallinie - Materialbewegungen von der Sonnenoberfläche weg - JSOLEX schätzt die Geschwindigkeit auf 211 km/s.
Objekt: H‑Alpha-Line (mittlere Chromosphäre)
Besonderheit: In AR 4275 befinden sich starke Blueshifts auf der Spektrallinie - Materialbewegungen von der Sonnenoberfläche weg - JSOLEX schätzt die Geschwindigkeit auf 170 km/s.
Objekt: H‑Alpha-Line (mittlere Chromosphäre)
Besonderheit: In AR 4275 befindet sich noch ein Dritter starker Blueshift auf der Spektrallinie - Materialbewegungen von der Sonnenoberfläche weg - JSOLEX schätzt die Geschwindigkeit auf 115 km/s.
Objekt: Flügel der H‑Alpha-Line (untere Chromosphäre)
Besonderheit: In den aktiven Regionen zeigen sich Sonnenflecken.
Objekt: Flügel der H‑allpha-Line (untere Chromosphäre)
Besonderheit: An der markierten Position befindet sich eine Ellerman-Bombe, nahe einer aktiven Region.
Objekt: H-alpha-Linie (untere Chromosphöre)
Besonderheit: Ellerman-Bombe als Emission in den Flügeln um den Linienkern.
Objekt: H-alpha-Linie (mittlere Chromosphäre)
Besonderheit: Das Dopplergramm dient der Visualisierung von Plasmabewegungen entlang der Sichtlinie (blau auf den Beobachter zu, rot entfernt sich)
He I D3 als Indikator für koronale Löcher
Aufnahmedaten:
30.10.2025, 08:13- 09:03 MEZ, Bochum
Was zeigt das Projekt?
Die obere Chromosphäre, Hinweise auf ein koronales Loch in der He D3 Linie
Was ist besonders / wissenschaftlich interessant?
Die obere Chromosphäre liefert in der He-D3-Linie Hinweise auf ein koronales Loch, das durch EUV-Daten der NASA bestätigt wurde.
Objekt: Helium D3-Linie (obere Chromosphäre)
Besonderheit: Man erkennt die Heliumemissionen (dunkel) über den aktiven Regionen sowie Hinweise auf ein koronales Loch durch fehlende Heliumsemissionen (helle Bereiche) im Quadranten rechts-unten.
Objekt: Helium-D3-Linie (obere Chromosphäre)
Besonderheit: Helium D3-Emissionslinie mit starker Kontrasterhöhung. Die Region im südlichen Quadranten rechts zeigt weniger Emissionen (heller Region), ein Hinweis auf ein Koronales Loch.
Objekt: Koronales Loch im extremen Ultraviolett (193Å),
Besonderheit: NASA/SDO (AIA/HMI/EVE) VISUALIZED BY HELIOVIEWER: Referenzbild zum koronalen Loch
Δλ‑Scan von AR 4259 in der H-alpha-Linie
Aufnahmedaten:
20.10.2025, 16:47 MEZ, Bochum
Was zeigt das Projekt?
AR 4259, H‑alpha-Line, Δλ‑Scan;
Was ist besonders / wissenschaftlich interessant?
Dieses Projekt zeigt die aktive Region AR4259 in der H‑alpha-Linie, ergänzt durch ein Dopplergramm und einen Δλ‑Scan. Die Aufnahmen machen sowohl Filamente als auch helle Plages der Chromosphäre sichtbar und dokumentieren die Morphologie der Region. Dadurch lässt sich die Dynamik und Entwicklung aktiver Strukturen über mehrere Höhenlagen hinweg verfolgen. Kleinräumige Aktivitätsmuster in der mittleren Chromosphäre können präzise analysiert werden. Das Dopplergramm veranschaulicht zusätzlich die Rotation der Sonne, wodurch die Verbindung zwischen lokalen Strukturen und globaler Dynamik deutlich wird.
Objekt: H‑alpha-Linie (mittlere bis obere Chromosphäre)
Besonderheit: Aktiven Region 4259 vom 20.10.2025 um 16:47 MESZ.
Objekt: Flügel und Linienkern der H‑alpha-Linie (Photosphäre bis mittlere Chromosphäre)
Besonderheit: Der Δλ‑Scan für ein Filament in der Aktiven Region 4259 zeigt Materialgeschwindigkeiten bis zu 70km/s an. Hier die Bildfolge der einzelnen Scans als Abfolge von -2Å bis +2Å um das H-Alpha-Linienzentrum.
Objekt: Flügel der H‑alpha-Linie (Photosphäre bis mittlere Chromosphäre)
Besonderheit: Animierte Variante des Δλ‑Scan für ein Filament in der Aktiven Region 4259 zeigt Materialgeschwindigkeiten bis zu 70km/s an. Hier die Bildfolge der einzelnen Scans als Abfolge von -2.6Å bis +2.6Å um das H-Alpha-Linienzentrum.
Objekt: Flügel der H‑alpha-Linie (Photosphäre bis mittlere Chromosphäre)
Besonderheit: Animierte Variante des Δλ‑Scan für die komplette Sonnenscheibe zeigt starke Doppelverschiebungen der Filamente in AR 4259.