Carrington-Planisphäre & Rotationsanimation

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 sowie eine Rotationsanimation der Sonne für April 2026 erstellt. Die Planisphäre fasst die Sonnenaktivität in einem festen Längengrad-System zusammen, während die Animation die zeitliche Entwicklung chromosphärischer Strukturen wie aktiver Regionen und Filamente sichtbar macht. 

 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, insbesondere Ellerman-Bomben der unteren Chromosphäre. 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.

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. 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.

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 eine kurzlebige, punktförmige Aufhellung auf der Sonnenscheibe 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. 

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.

 Struktur des Ca II K-Linienprofils

Aufnahmedaten:

09.03.2026; 14:28 MEZ; Bochum

Was zeigt das Projekt?

Ca II K-Linie: Chromosphäre

Was ist besonders / wissenschaftlich interessant?

Ziel dieses Projekts ist eine detailliertere Betrachtung der Teilbereiche der Ca II K Linie. 

Die Ca II K-Linie bei 393,37 nm besitzt eine charakteristische Linienstruktur mit mehreren Teilbereichen, aus denen unterschiedliche Schichten der Sonnenatmosphäre beobachtet werden können. In den Flügeln der Linie liegt der Bereich K1, der noch überwiegend photosphärische Informationen enthält. Näher am Linienzentrum befinden sich die beiden Emissionsspitzen K2V (violette Seite) und K2R (rote Seite). Genau im Zentrum der Linie liegt schließlich der K3-Kern, der aus den höchsten beobachtbaren Bereichen der Chromosphäre stammt. Je nachdem, an welcher Stelle der Linie ein Spektroheliogramm aufgenommen wird, erscheinen unterschiedliche chromosphärische Strukturen: K3 bildet die mittlere Chromosphäre ab, K1 die untere Chromosphäre. Der K2-Peak  entspricht  einem Bereich der unteren Chromosphäre bis hin zur Temperatur-Minimum-Zone, welche in einigen Arbeiten auch als Fluktosphäre bezeichnet wird. Vertiefende Literaturquellen dazu finden sich hier (externer Link),  hier (externer Link) und hier (externer Link). Es handelt sich um einen dynamischen Bereich, in dem akustische Wellen, Schocks und kleine magnetische Verdichtungen die lokalen Dichte- und Temperaturstrukturen beeinflussen.

Multilinien-Sonnenbeobachtung: kolorierte Spektroheliogramme

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 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.

Multilinien-Sonnenbeobachtung

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. 

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. 

Multispektrale Chromosphärenanalyse

Aufnahmedaten:
30.10.2025, 08:13- 09:03 MEZ, Bochum

Was zeigt das Projekt?
Die Photosphäre, die untere, mittlere und obere Chromosphäre, ein koronales Loch;  

H‑Alpha, H‑Alpha‑Flügel, He D3, EUV 

Was ist besonders / wissenschaftlich interessant?

Diese Aufnahmen decken die Photosphäre sowie die untere, mittlere und obere Chromosphäre ab. Besonders interessant ist, dass sich viele Strukturen in den verschiedenen Schichten wiederholen, dabei aber unterschiedlich erscheinen: Ein Sonnenfleck in der Photosphäre zeigt sich in der Chromosphäre oft als helle Plage, während Filamente in H‑Alpha in Helium D3 als Emission sichtbar werden. Die Analyse dieser Linien erlaubt, die Dynamik der Sonnenatmosphäre über verschiedene Höhenlagen hinweg zu verfolgen und die Morphologie aktiver Regionen anschaulich darzustellen. Die obere Chromosphäre liefert in der He-D3-Linie zudem Hinweise auf ein koronales Loch, das durch EUV-Daten der NASA bestätigt wurde. 

 Ca II K Spektroheliogramm

Aufnahmedaten:
20.10.2025, 13:42 MEZ, Bochum

Was zeigt das Projekt?
Die untere bis mittlere Chromosphäre;  Ca II K

Was ist besonders / wissenschaftlich interessant?
Diese Ca II K-Aufnahmen zeigen die untere bis mittlere Chromosphäre. Granulierte Strukturen, Knotenpunkte und Magnetnetzlinien werden deutlich, wodurch die dynamische Struktur der chromosphärischen Basis untersucht werden kann. Besonders interessant ist, dass sich in den Aufnahmen auch Protuberanzen erkennen lassen, die deutlich über die untere Chromosphäre hinausreichen. Damit wird gezeigt, dass die Ca II K‑Linie nicht ausschließlich die untere Chromosphäre abbildet, wie oft angenommen, sondern auch Strukturen in höheren Schichten sichtbar macht und so die vertikale Dynamik der Chromosphäre verdeutlicht.