Sonnenlicht setzt sich aus vielen einzelnen Farben zusammen, die unser Auge als Weiß wahrnimmt. Ein Regenbogen verdeutlicht diese Aufspaltung des Lichts besonders gut: Wassertropfen brechen das Licht und teilen es in sein Farbspektrum. In der Astronomie übernehmen Spektrografen diese Aufgabe. Sie zerlegen das Licht von Himmelsobjekten – vor allem von Sternen – und ermöglichen die Analyse ihrer Spektren und Linien. Besonders detaillierte Einblicke liefert dabei unser nächster Stern, die Sonne, wenn ein Spektroheliograf zum Einsatz kommt. Dieses Instrument isoliert das Licht einer einzelnen Spektrallinie und erlaubt so die Beobachtung der Sonne in einem sehr schmalen Wellenlängenbereich. Auf diese Weise werden Strukturen und Phänomene der Sonnenatmosphäre sichtbar, die im weißen Licht verborgen bleiben.

Einst waren Spektroheliografen riesige Instrumente; heute sind sie so kompakt, dass Amateurastronomen die Sonne von zu Hause aus in verschiedenen Spektrallinien beobachten können (siehe »Spektroheliografie am Teleskop«). Die Geräte liefern nicht nur eindrucksvolle Bilder – sogenannte Spektroheliogramme –, sondern auch wissenschaftlich nutzbare Daten: Da jede Spektrallinie in einer anderen Höhe der Sonnenatmosphäre entsteht, bietet die Spektroheliografie viele Möglichkeiten, sich den Aufbau unseres Tagesgestirns Schritt für Schritt zu erschließen. Die so gewonnenen Daten können in Projekten der Bürgerwissenschaften zur Sonnenforschung beitragen – davon später mehr. Um die Beobachtungen einordnen zu können, lohnt sich zunächst ein Blick auf die mit Amateurmitteln sichtbaren Schichten der Sonne.

Fotosphäre, Chromosphäre, Korona

Die Sonne erzeugt ihre Energie primär durch die Verschmelzung von Atomkernen innerhalb ihrer Zentralregion. Auf ihrem Weg vom Sonneninneren nach außen passiert diese Energie mehrere Schichten, bis sie schließlich in der für uns sichtbaren Oberfläche der Sonne – der Fotosphäre – ankommt (siehe »Der innere Aufbau der Sonne«). Dort verlässt sie den Stern als elektromagnetische Strahlung; derjenige Teil davon, den unsere Augen wahrnehmen können, erscheint uns als weißes Licht. Genau hier setzt die Sonnenbeobachtung an – natürlich nur mit zertifizierten lichtdämpfenden Filtern, die im Astrofachhandel erhältlich sind, um die Augen zu schützen. Wer schon einmal während einer Sonnenfinsternis mit einer geeigneten Schutzbrille zur Sonne geschaut hat, blickte tatsächlich direkt auf ihre Fotosphäre (siehe »Im weißen Licht«).

Oberhalb der Fotosphäre liegt die Chromosphäre, eine dünne, dynamische Plasmaschicht. Plasma ist ein extrem heißes, elektrisch geladenes Gas, dessen Teilchen auf Magnetfelder reagieren. Die Chromosphäre zeigt vor dem Hintergrund der Sonnenscheibe dunkle Filamente und am Sonnenrand helle Protuberanzen: Ströme oder Eruptionen von Plasma entlang von magnetischen Feldlinien. Auch helle, aktive Regionen, die als Fackeln oder Plages bezeichnet werden, treten auf. Gewöhnlich entzieht sich die Chromosphäre dem direkten Blick, weil sie von der viel helleren Fotosphäre überstrahlt wird – nur bei einer totalen Sonnenfinsternis erscheint sie kurz als rötlicher Rand.

Die äußerste Schicht der Sonnenatmosphäre ist die Korona (lateinisch: corona = Kranz oder Krone), in der Eruptionen und koronale Löcher entstehen. Letztere sind Regionen, in denen Magnetfeldlinien offen ins All reichen, sodass Plasma der Sonne ungehindert entweichen kann. Von solchen Löchern geht der schnelle Sonnenwind aus, der das Weltraumwetter beeinflusst und auf der Erde Polarlichter auslösen kann. Normalerweise wird die Korona vom Licht der Fotosphäre überstrahlt und ist nur während totaler Sonnenfinsternisse oder mit speziellen Instrumenten sichtbar.

Was das Sonnenlicht verrät

Die Fotosphäre strahlt nahezu weißes Licht aus, das zunächst die Chromosphäre durchqueren muss. Hierbei passiert etwas Interessantes im Spektrum des Sonnenlichts: Licht in den Spektralbereichen charakteristischer Linien wird vom Plasma verschluckt – das heißt, das Plasma nimmt bestimmte Farben des Lichts auf. In der Fachsprache nennt man dieses Phänomen Absorption. An den entsprechenden Stellen im Spektrum erscheinen dunkle Linien, die sogenannten Absorptionslinien. Man kann sich das vorstellen, als würden einzelne Farben aus einem Regenbogen verschwinden. Anhand der Absorptionslinien lässt sich unter anderem erkennen, welche Elemente im Plasma Licht absorbieren und wie heiß oder dicht diese Schichten sind.

Es gibt aber auch Emissionslinien im Spektrum: An manchen Stellen leuchtet das Plasma selbst besonders hell, weil es durch energiereiche Strahlung oder Stöße angeregt wird. Diese Stellen erscheinen im Spektrum als helle Linien. Ein anschauliches Beispiel ist eine Neonröhre: Durch Entladungen angeregt, strahlt das Gas Licht charakteristischer Farben ab. Emissionslinien markieren besonders energiereiche oder aktive Regionen der Sonnenatmosphäre.

Bei der Beobachtung der Sonne mit ihrer enormen Lichtfülle steht der Schutz der Augen, empfindlicher Optiken und der Instrumente stets an erster Stelle: Verwenden Sie ausschließlich zertifizierte Schutzfilter und geeignete Geräte. Niemals sollten Sie ohne Filter – auch nicht für kurze Zeit – mit bloßem Auge oder optischen Geräten in die Sonne blicken. Betreiben Sie Teleskop und Aufbauten niemals unbeaufsichtigt, vor allem nicht in Gegenwart von Kindern.

Amateurastronomen nutzen zumeist Spezialfilter, um die Sonne gezielt in den Spektralbereichen bestimmter Linien zu beobachten und zu fotografieren. Sowohl Absorptions- als auch Emissionslinien kommen hierfür in Betracht. So lassen sich unterschiedliche Höhenlagen und Vorgänge in der Sonnenatmosphäre sichtbar machen. Besonders häufig erfolgen solche Beobachtungen in den Spektralbereichen dreier Linien: der blauvioletten K-Linie des einfach ionisierten Kalziums (Ca II), der gelben D₃-Linie des neutralen Heliums (He I) und der roten H‑alpha-Linie des Wasserstoffs. In der K-Linie zeigen sich vor allem aktive Regionen der unteren Chromosphäre, etwa das feine chromosphärische Netzwerk; die D₃-Linie lässt die obere Chromosphäre erkennen, und die rote H‑alpha-Linie macht Filamente, Protuberanzen und helle Plages der mittleren Chromosphäre sichtbar. Entsprechende Beobachtungen lassen sich mit einem Spektroheliografen durchführen (siehe Infokasten »Drei Blicke in die Chromosphäre«).

Ein Scanner für die Sonne

Wie die Rillen einer Musik-CD auftreffendes Licht in seine Farben zerlegen, so zerlegt auch ein Spektroheliograf das Sonnenlicht in sein Spektrum – allerdings sind CD-Rillen für die angestrebte Genauigkeit nicht fein genug. Stattdessen kommt ein optisches Gitter mit sehr feinen Linien (2400 Linien pro Millimeter) zum Einsatz. Ein in der Amateurastronomie eingesetzter Spektroheliograf wird in der Regel mit einem Linsenteleskop kombiniert. Dabei verläuft der Weg des Lichts in mehreren Etappen (siehe »Schema eines Spektroheliografen«).

Heutzutage sind sowohl vormontierte Geräte als auch Selbstbauprojekte aus dem 3D-Drucker erhältlich, etwa SUNSCAN oder Sol’Ex, deren Open-Source-3D-Baupläne frei im Internet verfügbar sind. Für den Selbstbau werden die benötigten optischen Komponenten als Sets im Onlinehandel angeboten, sodass engagierte Amateurastronomen vergleichsweise leicht in die Spektroheliografie einsteigen können (siehe »Im Überblick: Bezugsquellen und weitere Informationen«).

Spektroheliografie in der Praxis

Mein Aufbau besteht aus einem Linsenteleskop mit angeschlossenem Amateur-Spektroheliografen, einem im Astrofachhandel erhältlichen Gerät. Das Teleskop sitzt auf einer motorisierten Montierung, die automatisch der Sonnenbewegung am Himmel folgt. Die Nachführung erfolgt über Schrittmotoren, die über eine Handsteuerung in verschiedenen Geschwindigkeiten bedient werden. Für die Aufzeichnung des Lichts im Spektralbereich einer interessierenden Linie kommt eine Schwarz-Weiß-Kamera mit kleinen Pixeln und hoher Bildfrequenz zum Einsatz, die per USB mit einem Laptop verbunden ist. Eine gängige Aufnahmesoftware für astrofotografische Anwendungen – im vorliegenden Fall SharpCap (www.sharpcap.co.uk) – zeigt das von der Kamera aufgenommene Bild auf dem Bildschirm des Laptops und erlaubt die Anpassung der Einstellungen (siehe »Ausschnitt aus dem Sonnenspektrum«).

Während die Kamera ein Video im Spektralbereich der gewählten Linie aufnimmt, wird die Sonne Zeile für Zeile mit dem Spalt abgetastet; der gesamte Vorgang dauert nur wenige Sekunden. Anschließend werden die Videodaten mit einer Rekonstruktionssoftware, beispielsweise mit dem kostenfreien Programm JSol’Ex, verarbeitet (siehe suw.link/2607-AP1). Aus den Videobildern erstellt die Software das Spektroheliogramm: ein vollständiges Bild der Sonne im Spektralbereich der gewählten Linie. Hierbei ordnet die Software die Pixel der einzelnen Videobilder den entsprechenden Bildpunkten im Spektroheliogramm zu. So entsteht eine direkte Verknüpfung zwischen den erfassten Lichtwerten und den Positionen auf der Sonnenscheibe (siehe »Ein Sonnenbild entsteht«).

Das Spektroheliogramm wird in Graustufen rekonstruiert; oft wird es nachträglich koloriert, um Strukturen deutlicher hervorzuheben. Je nach Aufnahmebedingungen können die Sonnenränder auf dem Bild leicht gezackt erscheinen, verursacht durch die spaltweise Abtastung der Sonnenscheibe und die Luftunruhe der Erdatmosphäre.

Vom Bild zur Messung

Neben der Rekonstruktion und Bildbearbeitung von Spektroheliogrammen bietet die Software vielfältige Funktionen zur analytischen Auswertung der Daten, die Rückschlüsse auf physikalische Vorgänge innerhalb der Sonnenatmosphäre erlauben. Einige Ergebnisse werden im Folgenden exemplarisch präsentiert.

▪︎ Geometrische Vermessung von Details: Eine Möglichkeit der Auswertung besteht in der Positionsbestimmung sowie in der Vermessung der Ausdehnung und Höhe solarer Strukturen. Auf der Basis der Kenndaten des Spektroheliografen, etwa der Linienzahl des Beugungsgitters oder der Pixelgröße der Kamera, stellt die Software die Sonnenoberfläche mit einem Koordinatensystem dar, vergleichbar mit dem Netz der Längen- und Breitengrade auf der Erde. Auf diese Weise sind die Ortsbestimmung und die Vermessung ausgewählter Strukturen möglich (siehe »Details vermessen«). Bei bestehender Internetverbindung werden aktive Regionen automatisch mit Bezeichnungen versehen; zudem lässt sich das Sonnenbild wahlweise in Nord- oder Polausrichtung orientieren.

▪︎ Doppler-Messungen visualisieren Bewegungen: Spektrallinien verraten nicht nur Strukturen auf der Sonne, sondern auch deren Bewegungen. Möglich wird dies durch den Dopplereffekt, den wir im Alltag akustisch wahrnehmen können, etwa beim Martinshorn: Nähert sich die Schallquelle, klingt sie für unsere Ohren höher, entfernt sie sich, klingt sie tiefer. In analoger Weise verschieben sich die Lichtwellenlängen des von der Erde aus beobachteten Plasmas in der Sonnenatmosphäre: Strömt es auf uns zu, erscheint sein Licht zum blauen Ende des Spektrums hin verschoben, bewegt es sich von uns weg, zum roten Ende (siehe »Dynamische Sonne«).

Die Software scannt dafür die Ränder der Spektrallinie und erstellt daraus ein blau- und ein rotverschobenes Spektroheliogramm. Legt man beide Scans übereinander, entsteht ein sogenanntes Dopplergramm, in dem Bewegungen farblich markiert werden: Blau zeigt sich Plasma, das auf uns zuströmt, rot Plasma, das sich entfernt. So erhält man einen faszinierenden Einblick in die dynamischen Prozesse der Sonnenatmosphäre.

▪︎ Messungen bei leicht versetzten Wellenlängen: Wird die Sonne nicht nur bei der zentralen Wellenlänge einer Spektrallinie aufgenommen, sondern auch in ihren Randbereichen (Flügeln), ergeben sich mehrere Spektroheliogramme derselben Sonnenregion. Sie entsprechen jeweils den blau- und rotverschobenen Flügeln der Spektrallinie. Durch den Vergleich dieser Spektroheliogramme verraten sich Auf- und Abwärtsströmungen des Plasmas: Je weiter sich absorbierendes Plasma vom Linienzentrum entfernt zeigt, desto höhere Geschwindigkeiten weist es auf. So entstehen Geschwindigkeitskarten der Sonne, mit denen feine Dynamiken sowie Helligkeitsänderungen in Filamenten, Protuberanzen und aktiven Regionen quantitativ erfasst werden können (siehe »Bewegtes Gas in aktivem Gebiet«).

▪︎ Kleine Lichtexplosionen: Das Plasma der Sonne ist von magnetischen Feldlinien durchsetzt. Da das heiße, elektrisch leitfähige Gas ständig in Bewegung ist, ändert sich auch die Gestalt des lokalen Magnetfelds. Erreicht das Feld eine sehr komplizierte Struktur, kann es vorkommen, dass sich die Feldlinien neu verbinden, woraus eine einfachere Gestalt resultiert; man spricht von Rekonnexion. Bei einem solchen Vorgang wird Energie frei, die zuvor im Magnetfeld gespeichert war. Auf diese Weise entstehen kurzzeitige kleinräumige Aufhellungen (siehe »Lichtblitz auf der Sonne«). Sie werden nach dem US-amerikanischen Astronomen Ferdinand Ellerman (1869–1940), der das Phänomen eingehend untersuchte, als Ellerman-Bomben bezeichnet.

Ellerman-Bomben treten in der unteren Chromosphäre und oberen Fotosphäre auf; sie sollten nicht mit den viel energiereicheren Strahlungsausbrüchen (englisch: flares) verwechselt werden, die in komplexen Sonnenfleckengruppen auftreten und dort ebenfalls durch magnetische Rekonnexion entstehen. Die weitaus weniger auffälligen Ellerman-Bomben sind in herkömmlichen H‑alpha-Fotografien oft kaum sichtbar. In der Spektroheliografie erscheinen sie hingegen als deutlich sichtbare helle Lichtausbrüche in den Flügeln der H-alpha-Linie. Mit entsprechenden Spektroheliogrammen können Amateurastronomen diese lokalen Energieausbrüche systematisch beobachten und dokumentieren.

▪︎ Die Quellen des Sonnenwinds: Koronale Löcher sind Regionen, aus denen die elektrisch geladenen Partikel des Sonnenwinds besonders schnell in den interplanetaren Raum hinausströmen. Gelangen sie in die Nähe der Erde, können sie das Magnetfeld unseres Planeten beeinflussen: Bei ihrer Ankunft entstehen geomagnetische Stürme, die mitunter Polarlichter verursachen.

Spektroheliogramme, die im Spektralbereich der Emissionslinie D₃ des neutralen Heliums (He I) aufgenommen werden, lassen koronale Löcher als helle, strukturlose Gebiete erkennen. Die D₃-Linie befindet sich im gelben Teil des optischen Spektrums; sie entsteht in der oberen Chromosphäre und wird durch die energiereiche Strahlung der darüberliegenden heißen Korona angeregt. Vergleiche eigener Beobachtungen mit Daten des Weltraumobservatoriums SDO (Solar Dynamics Observatory) der NASA ermöglichen einen direkten Blick auf die Korona und können so vermutete koronale Löcher in den eigenen Spektroheliogrammen bestätigen (siehe »Vergleich mit SDO«).

Trotz der modernen technischen Möglichkeiten sind spektroheliografische Messungen niemals perfekt: Luftbewegungen, kleine Ungenauigkeiten bei der Nachführung des genutzten Teleskops, fehlerhafte Einstellungen der daran angeschlossenen Instrumente oder Temperaturschwankungen können die Daten verzerren. Die hier beschriebenen Messungen sollten daher nur als Indikatoren für Vorgänge auf der Sonne verstanden werden.

Wissenschaft selbst erleben

Amateurbeobachtungen spielen heute eine wichtige Rolle in der Sonnenforschung und fließen vielfach direkt in wissenschaftliche Projekte ein. Ein Beispiel ist die »BASS 2000 Solar Database« (bass2000.obspm.fr) am Observatoire de Paris-Meudon, eine internationale Plattform, die bodengebundene Sonnenbeobachtungen aus unterschiedlichsten Instrumenten sammelt, archiviert und für langfristige Studien der Sonnenaktivität bereitstellt. Das Archiv existiert seit Mitte der 1990er-Jahre und wird weltweit in Forschung und Lehre genutzt. Registrierte Amateurastronomen können dort ihre Spektroheliogramme nach festen Standards einreichen und damit zur Untersuchung des Sonnenzyklus sowie aktiver Regionen oder seltener Ereignisse wie Sonneneruptionen beitragen. Die Teilnahme ermöglicht nicht nur den Austausch in einer internationalen Gemeinschaft von Sonnenbeobachtern, sondern sorgt durch die Kombination von Amateur- und Profidaten auch für eine dichte zeitliche und räumliche Abdeckung. So werden Phänomene sichtbar, die einzelne Großteleskope allein oft verpassen – und jede Amateuraufnahme leistet einen realen Beitrag zur Sonnenforschung.

In jedem Fall eröffnet die Spektroheliografie der Amateurastronomie einen faszinierenden Zugang zu den dynamischen Vorgängen auf der Sonne, der früher nur professionellen Observatorien vorbehalten war. Moderne Spektroheliografen und vielseitige Rekonstruktionssoftware ermöglichen nicht nur die Beobachtung, sondern auch die Messung und Analyse von Sonnenphänomenen. Bürgerwissenschaftsprojekte stellen diese Beobachtungen in größere wissenschaftliche Zusammenhänge und liefern wertvolle Daten für die Sonnenforschung.

Mit weiter verbesserten Kameras und automatisierter Fokussierung beim Wechsel auf eine neue Spektrallinie sowie leicht bedienbarer Software wird die Amateur-Spektroheliografie künftig noch zugänglicher – und Amateurastronomen können die Sonnenaktivität zunehmend langfristig, systematisch und quantitativ beobachten.