Foto: Sabine Mauer
Mit einem selbstgebauten Sol’Ex auf Sonnenforschungskurs
Die Sonne kennen wir alle: hell, warm und scheinbar unveränderlich. Doch betrachtet man sie in ganz bestimmten Wellenlängen des Lichts, zeigt sie plötzlich völlig unterschiedliche „Gesichter“. Mit einem selbstgebauten *Sol’Ex* gelang es mir, unsere Sonne in mehreren sogenannten *Spektrallinien* aufzunehmen – darunter *H-Alpha*, *H-Beta*, *Magnesium b1*, *Helium D3*, *Kalzium (Ca II K)* und sogar erste Tests in einer *Eisenlinie*.
Was zunächst wie bunte Spezialeffekte klingt, ist in Wirklichkeit echte Sonnenphysik.
Die Sonne hat viele Gesichter
Weißes Sonnenlicht erscheint uns einheitlich. Tatsächlich besteht es aus vielen einzelnen Farben, beziehungsweise Wellenlängen. Chemische Elemente in der Sonnenatmosphäre – etwa Wasserstoff, Magnesium, Helium oder Kalzium – hinterlassen darin charakteristische Spuren. Sie absorbieren oder senden Licht bei ganz bestimmten Wellenlängen und verraten dadurch, was in unterschiedlichen Höhen der Sonnenatmosphäre passiert.
Beobachtet man gezielt nur eine einzige dieser Wellenlängen, sieht man plötzlich andere Strukturen der Sonne.
Jede Spektrallinie erzählt dabei ihre eigene Geschichte.
Was ist ein Sol’Ex?
Der *Sol’Ex (Solar Explorer)* ist ein spezielles Instrument zur Sonnenbeobachtung, genauer gesagt ein sogenannter *Spektroheliograph*. Entwickelt wurde das System vom französischen Astronomen und Ingenieur Christian Buil und bewusst so gestaltet, dass engagierte Amateurastronomen es selbst bauen können.
Auch mein Gerät entstand überwiegend im Selbstbau: ein größtenteils *3D-gedrucktes Gehäuse*, kombiniert mit optischen Bauteilen und einer empfindlichen Astronomiekamera.
Der Sol’Ex zerlegt das Sonnenlicht ähnlich wie ein Prisma in seine einzelnen Farben. Aus diesem Spektrum wird anschließend eine extrem schmale Wellenlänge ausgewählt – zum Beispiel die bekannte H-alpha-Linie des Wasserstoffs.
Warum macht der Sol’Ex keine normalen Fotos?
Ein Sol’Ex fotografiert die Sonne nicht als einzelnes Bild.
Stattdessen wird die Sonnenscheibe *Zeile für Zeile abgescannt*. Während die Montierung die Sonne langsam durchs Sichtfeld bewegt, nimmt die Kamera *mehrere hundert schmale Bildstreifen* auf – vergleichbar mit einem Scanner, der ein Dokument Stück für Stück erfasst.
Eine spezielle Software setzt diese Streifen anschließend wieder zusammen und rekonstruiert daraus das fertige Sonnenbild.
Was am Ende wie ein normales Foto aussieht, ist also in Wirklichkeit aus vielen schmalen Spektralschnitten zusammengesetzt.
Was zeigen die einzelnen Spektrallinien?
H-alpha – die dramatische Sonne
/(oben von links 1. Bild)/
Die bekannteste Sonnenlinie ist *H-alpha*, eine charakteristische Linie des Wasserstoffs.
Hier wird die *Chromosphäre* sichtbar – eine aktive Schicht oberhalb der sichtbaren Sonnenoberfläche. Dunkle Filamente ziehen sich über die Sonnenscheibe, helle aktive Regionen um Sonnenflecken treten hervor und am Rand zeigen sich manchmal gewaltige *Protuberanzen*, Bögen aus heißem Plasma, die von Magnetfeldern gehalten werden.
H-alpha zeigt die dynamische, „lebendige“ Sonne.
H-beta – Wasserstoff mit anderem Blickwinkel
/(unten von Links 2. Bild)/
Auch *H-beta* gehört zum Wasserstoff – allerdings bei einer anderen Wellenlänge.
Obwohl viele Strukturen ähnlich erscheinen, blickt man etwas tiefer in die Sonnenatmosphäre als bei H-alpha. Protuberanzen wirken oft schwächer, während manche Details in aktiven Regionen anders hervortreten. Der Kontrast zwischen Filamenten, Fackelgebieten und Sonnenflecken verändert sich deutlich.
Für Sonnenbeobachter ist H-beta spannend, weil dieselben Regionen der Sonne in leicht anderer physikalischer Umgebung sichtbar werden. So lassen sich Unterschiede zwischen verschiedenen Schichten der Sonnenatmosphäre besser verstehen.
Magnesium b1 – ein Blick auf die Übergangszone
/(unten von Links 1. Bild)/
Die *Magnesium-b1-Linie* zeigt keine „magnetische Sonne“, sondern einen anderen Höhenbereich der Sonnenatmosphäre.
Hier blickt man näher an die Grenze zwischen Photosphäre (der sichtbaren Sonnenoberfläche) und Chromosphäre. Feine Strukturen rund um aktive Regionen werden sichtbar, ebenso Veränderungen in Bereichen, in denen Magnetfelder Energie transportieren.
Interessant ist Magnesium gerade deshalb, weil die Darstellung deutlich anders wirkt als in Wasserstoff: weniger dramatisch als H-alpha, dafür oft feiner und strukturierter. Man erkennt gewissermaßen, wie sich Aktivität aus tieferen Schichten der Sonne entwickelt.
Helium D3 – wenn die Sonne energiereich wird
/(oben von links 3. Bild)/
Die *Helium-D3-Linie* gehört zu den technisch anspruchsvolleren Beobachtungen und gilt für viele Sol’Ex-Nutzer als kleine Königsdisziplin.
Helium wird nur unter bestimmten Bedingungen angeregt – meist dort, wo energiereiche Prozesse stattfinden. Sichtbar werden aktive Regionen und Bereiche, in denen Magnetfelder eine wichtige Rolle spielen.
Die dunklen Strukturen im Bild sind besonders spannend: Sie bedeuten nicht „schwarzes Material“, sondern zeigen Bereiche, in denen uns bei genau dieser Wellenlänge weniger Licht erreicht. Dort absorbiert Material das Heliumlicht oder verändert dessen Entstehung – häufig in Zusammenhang mit magnetisch aktiven Regionen oder dichterem Plasma.
Helium zeigt damit oft eine ganz andere Sonne als H-alpha – weniger spektakulär auf den ersten Blick, aber wissenschaftlich ausgesprochen interessant.
Kalzium (Ca II K) – die Karte der Aktivität
/(unten von Links 3. Bild)/
Im *Kalziumlicht* wird die Sonne plötzlich voller heller Aktivitätszonen.
Besonders deutlich sichtbar werden sogenannte *Plages* – helle Gebiete rund um Sonnenfleckenregionen. Diese stehen in engem Zusammenhang mit Magnetfeldern und machen aktive Bereiche besonders gut sichtbar.
Kalziumaufnahmen zeigen oft früh, wo sich auf der Sonne etwas zusammenbraut.
Eisen – Vorbereitung auf sichtbare Magnetfelder
/(oben von links 2. Bild)/
Die Aufnahme in einer *Eisenlinie* war bei mir vor allem ein erster Schritt in Richtung Magnetfeldmessung der Sonne.
Hier kommt der sogenannte *Zeeman-Effekt* ins Spiel: Magnetfelder verändern Spektrallinien minimal und spalten sie physikalisch auf. Diese winzigen Unterschiede lassen sich mit Polarisationsfiltern sichtbar machen.
Dabei kann man sogar eine zerlegte *3D-Brille* zweckentfremden: Die Polarisationsfolie eines Glases wird genutzt, um unterschiedliche Polarisationsrichtungen auszuwerten. Dadurch lässt sich sichtbar machen, wo starke Magnetfelder auf der Sonne wirken – etwa rund um Sonnenflecken.
Was zunächst wie ein Bastelprojekt klingt, führt erstaunlich nah an echte wissenschaftliche Sonnenforschung heran.
Selbstbau trifft Wissenschaft
Der Sol’Ex zeigt eindrucksvoll, wie weit Amateurastronomie heute gehen kann. Mit etwas Bastelarbeit, Geduld und Neugier lässt sich ein Instrument bauen, das weit über schöne Bilder hinausgeht.
Denn jede Spektrallinie zeigt nicht einfach nur eine andere Farbe der Sonne – sondern eine andere physikalische Eigenschaft unseres Sterns: Temperatur, Höhe in der Sonnenatmosphäre, Aktivität und die Wirkung magnetischer Felder.
Oder einfacher gesagt: Mit jeder Linie entdeckt man ein neues Gesicht der Sonne.
Foto & Text: Sabine Mauer