Bochumer1981
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Hallo zusammen,
nach meinem letzten Beitrag habe ich mich intensiver mit der Ca II-K-Linie der Sonne beschäftigt. Besonders spannend war für mich die Unterteilung der Linie in die drei K-Regionen (K₁, K₂, K₃), die mir zuvor nicht so bewusst war. Ich habe die Spektraldaten vom 09.03.2026 noch einmal ausgewertet und möchte mich nun den K-Regionen der Ca II-K-Linie widmen.
Dabei stellte sich auch die Frage nach fotografischen Ca-II-Filtern: Welche Höhen der Sonnenatmosphäre werden mit verschiedenen Filtersystemen sichtbar?
Ich lade euch herzlich ein, eure eigenen Ca‑II-K-Aufnahmen hier zu teilen – gerne mit Angabe eures Filtersystems. So können wir gemeinsam beobachten, welche Strukturen der Sonnenatmosphäre in den verschiedenen Filteraufnahmen sichtbar werden.
Zuerst möchte ich aber auf die detaillierte Betrachtung der K₁-, K₂- und K₃-Regionen eingehen:
Die Ca II‑K‑Linie im Sonnenspektrum ist auffällig breit und daher können in ihr drei verschiedene Regionen identifiziert werden, die jeweils einer eigenen Betrachtung würdig sind, da sie unterschiedliche Höhen der Sonnenatmosphäre abbilden und verschiedene physikalische Prozesse sichtbar machen. Die Regionen werden als K1, K2 und K3 bezeichnet. Der Zusatz V oder R steht für den violetten oder roten Flügel der Ca II K Linie. K₁V / K₁R sind äußere Absorptionsminima der Ca II K Linie. Sie bilden die Photosphäre ab. K₂V / K₂R sind Emissionspeaks, etwas näher am Liniekern. Sie bilden sich in der unteren Chromosphäre; helle Strukturen und magnetische Aktivität werden hier sichtbar. K₃ ist das zentrale Absorptionsminimum, der Linienkern. Er bildet sich in der mittleren bis oberen Chromosphäre und ist besonders empfindlich auf Magnetfelder und Aktivitätsregionen.
Hier eine Visualisierung des Linienprofils von mir:
Und hier das tatsächlich gemessene Linienprofil vom 09.03.2026 um 14:28 MEZ mit dem Spektroheligorafen:
Breitbandige fotografische Aufnahmen der Sonne mit gängigen Ca-II-Filtersystemen decken typischerweise K₁ bis K₃ gemeinsam ab. Dabei scheint die Photosphäre teilweise durch, während gleichzeitig chromosphärische Strukturen wie das helle Netzwerk, Plages und aktive Regionen sichtbar werden. Einige Filter mit größerer Bandbreite (z. B. etwa 8 nm Halbwertsbreite) umfassen sogar sowohl die Ca II-K- als auch die Ca II-H-Linie.
Mit einem 2400 L/mm-Gitter, einer Spaltbreite von 7 µm und einer Dispersion von etwa 0,113 Å/Pixel ergibt sich für meinen Spektroheliografen im Bereich der Ca II-K-Linie eine spektrale Auflösung, mit der sich die K-Regionen (K₁, K₂ und K₃) grundsätzlich getrennt betrachten lassen, wenngleich die effektive Trennung durch die spektrale Auflösung und die Dispersion des Systems nicht exakt auf die Spitzen von K1 und K2 fällt: Die praktischen Pixel-Verschiebungen der aufgezeichneten Spektrallinie auf dem Kamerasensor und die erreichten Ziel-Wellenlängen meines Setups bei 0,113 Å/Pixel Dispersion weichen minimal (zweite Kommastelle) von den theoretischen Absorptions- und Emissionsspitzen ab:
Mit einer Kombination aus Spektroheliogrammen der K-Regionen und einem Flügelbild lassen sich die verschiedenen K-Regionen / Schichten der Sonnenatmosphäre anschaulich darstellen:
CA II K Flügel Spektroheliogramm bei −1 Å vom K₃-Zentrum entfernt: Das Spektroheliogramm zeigt überwiegend die Photosphäre, da man hier weiter vom Linienkern entfernt ist. Granulation und Sonnenflecken zeichnen sich klar ab (unten):
K₁V ist das äußere Absorptionsminima der Linie im violetten Flügel. Hier zeigt sich die Sonne ebenfalls in photosphärischen Strukturen wie Sonnenflecken, leicht abgeschwächt gegenüber dem Flügelbild (unten):
K₂V ist der Emissionspeak im violetten Flügel in der unteren Chromosphäre, hier werden helle Strukturen wie Plages oder magnetische Netzwerkbereiche sichtbar. Stärkere Protuberanzen, werden sichtbar. Die Internetworkregionen werden dunkler, das Licht der Photosphäre wird stärker absorbiert (unten):
Eine Aufnahme im Linienkern (K₃) wird überwiegend von Strukturen der mittleren Chromosphäre dominiert. Aufgrund der spektralen Auflösung des Instruments können jedoch auch noch Beiträge aus den benachbarten K₂-Flanken enthalten sein, während photosphärische K₁-Anteile weitgehend unterdrückt sind. So sind Sonnenflecken in diesem Spektroheliogramm nicht mehr erkennbar. Das Absorptionsminimum macht Filamente und Protuberanzen sichtbar.
Die Spektroheliogramme in den verschiedenen Bereichen der Ca II-K-Linie – vom Flügel über K₁ und K₂ bis zum Linienkern K₃ – zeigen, wie sich mit zunehmender Annäherung an den Linienkern die beobachteten Strukturen von überwiegend photosphärischen zu deutlich chromosphärischen Erscheinungen verändern. Während Flügel- und K₁-Aufnahmen noch stark von der Photosphäre geprägt sind, treten in den Bereichen K₂ und K₃ zunehmend Strukturen der Chromosphäre hervor, etwa das magnetische Netzwerk und aktive Regionen.
Für amateurastronomische Ca-II-K-Filter bedeutet dies als Richtwert:
0,5 Å → fast ausschließlich K₃; ideal für die mittlere bis obere Chromosphäre, Photosphäre praktisch unsichtbar
1 Å → K₃ und K₂ teilweise; Chromosphäre deutlich sichtbar, Photosphäre kaum durchscheinend
3 nm (30 Å) → K₁ bis K₃ teilweise, Photosphäre schon stark sichtbar; Chromosphäre sichtbar, aber durch Photosphärenlicht „vermischt"
8 nm (80 Å) → K₁ bis K₃ + H-Linie; breitbandig, Photosphäre dominiert, K-Regionen stark gemischt
Teilt doch gerne Beispiele eurer Kalzium-Fotografien hier – mit Angabe eures Filtersystems – und lasst uns gemeinsam die verschiedenen K-Regionen fotografisch entdecken!?
CS
Stephan
nach meinem letzten Beitrag habe ich mich intensiver mit der Ca II-K-Linie der Sonne beschäftigt. Besonders spannend war für mich die Unterteilung der Linie in die drei K-Regionen (K₁, K₂, K₃), die mir zuvor nicht so bewusst war. Ich habe die Spektraldaten vom 09.03.2026 noch einmal ausgewertet und möchte mich nun den K-Regionen der Ca II-K-Linie widmen.
Dabei stellte sich auch die Frage nach fotografischen Ca-II-Filtern: Welche Höhen der Sonnenatmosphäre werden mit verschiedenen Filtersystemen sichtbar?
Ich lade euch herzlich ein, eure eigenen Ca‑II-K-Aufnahmen hier zu teilen – gerne mit Angabe eures Filtersystems. So können wir gemeinsam beobachten, welche Strukturen der Sonnenatmosphäre in den verschiedenen Filteraufnahmen sichtbar werden.
Zuerst möchte ich aber auf die detaillierte Betrachtung der K₁-, K₂- und K₃-Regionen eingehen:
Die Ca II‑K‑Linie im Sonnenspektrum ist auffällig breit und daher können in ihr drei verschiedene Regionen identifiziert werden, die jeweils einer eigenen Betrachtung würdig sind, da sie unterschiedliche Höhen der Sonnenatmosphäre abbilden und verschiedene physikalische Prozesse sichtbar machen. Die Regionen werden als K1, K2 und K3 bezeichnet. Der Zusatz V oder R steht für den violetten oder roten Flügel der Ca II K Linie. K₁V / K₁R sind äußere Absorptionsminima der Ca II K Linie. Sie bilden die Photosphäre ab. K₂V / K₂R sind Emissionspeaks, etwas näher am Liniekern. Sie bilden sich in der unteren Chromosphäre; helle Strukturen und magnetische Aktivität werden hier sichtbar. K₃ ist das zentrale Absorptionsminimum, der Linienkern. Er bildet sich in der mittleren bis oberen Chromosphäre und ist besonders empfindlich auf Magnetfelder und Aktivitätsregionen.
Hier eine Visualisierung des Linienprofils von mir:
Und hier das tatsächlich gemessene Linienprofil vom 09.03.2026 um 14:28 MEZ mit dem Spektroheligorafen:
Breitbandige fotografische Aufnahmen der Sonne mit gängigen Ca-II-Filtersystemen decken typischerweise K₁ bis K₃ gemeinsam ab. Dabei scheint die Photosphäre teilweise durch, während gleichzeitig chromosphärische Strukturen wie das helle Netzwerk, Plages und aktive Regionen sichtbar werden. Einige Filter mit größerer Bandbreite (z. B. etwa 8 nm Halbwertsbreite) umfassen sogar sowohl die Ca II-K- als auch die Ca II-H-Linie.
Mit einem 2400 L/mm-Gitter, einer Spaltbreite von 7 µm und einer Dispersion von etwa 0,113 Å/Pixel ergibt sich für meinen Spektroheliografen im Bereich der Ca II-K-Linie eine spektrale Auflösung, mit der sich die K-Regionen (K₁, K₂ und K₃) grundsätzlich getrennt betrachten lassen, wenngleich die effektive Trennung durch die spektrale Auflösung und die Dispersion des Systems nicht exakt auf die Spitzen von K1 und K2 fällt: Die praktischen Pixel-Verschiebungen der aufgezeichneten Spektrallinie auf dem Kamerasensor und die erreichten Ziel-Wellenlängen meines Setups bei 0,113 Å/Pixel Dispersion weichen minimal (zweite Kommastelle) von den theoretischen Absorptions- und Emissionsspitzen ab:
| Linie | Δλ zu K₃ (Å) | Δ Pixel | Praktische Pixelwahl | Tatsächlich getroffene Wellenlänge (Å) | Wellenlänge (Å) | |
| K₁V | −0,51 | −4,51 | −5 Pixel (links) | 3933,10 | 3933,15 | |
| K₂V | −0,29 | −2,57 | −3 Pixel (links) | 3933,32 | 3933,37 | |
| K₃ | 0 | 0 | 0 Pixel | 3933,66 | 3933,66 |
Mit einer Kombination aus Spektroheliogrammen der K-Regionen und einem Flügelbild lassen sich die verschiedenen K-Regionen / Schichten der Sonnenatmosphäre anschaulich darstellen:
CA II K Flügel Spektroheliogramm bei −1 Å vom K₃-Zentrum entfernt: Das Spektroheliogramm zeigt überwiegend die Photosphäre, da man hier weiter vom Linienkern entfernt ist. Granulation und Sonnenflecken zeichnen sich klar ab (unten):
K₁V ist das äußere Absorptionsminima der Linie im violetten Flügel. Hier zeigt sich die Sonne ebenfalls in photosphärischen Strukturen wie Sonnenflecken, leicht abgeschwächt gegenüber dem Flügelbild (unten):
K₂V ist der Emissionspeak im violetten Flügel in der unteren Chromosphäre, hier werden helle Strukturen wie Plages oder magnetische Netzwerkbereiche sichtbar. Stärkere Protuberanzen, werden sichtbar. Die Internetworkregionen werden dunkler, das Licht der Photosphäre wird stärker absorbiert (unten):
Eine Aufnahme im Linienkern (K₃) wird überwiegend von Strukturen der mittleren Chromosphäre dominiert. Aufgrund der spektralen Auflösung des Instruments können jedoch auch noch Beiträge aus den benachbarten K₂-Flanken enthalten sein, während photosphärische K₁-Anteile weitgehend unterdrückt sind. So sind Sonnenflecken in diesem Spektroheliogramm nicht mehr erkennbar. Das Absorptionsminimum macht Filamente und Protuberanzen sichtbar.
Die Spektroheliogramme in den verschiedenen Bereichen der Ca II-K-Linie – vom Flügel über K₁ und K₂ bis zum Linienkern K₃ – zeigen, wie sich mit zunehmender Annäherung an den Linienkern die beobachteten Strukturen von überwiegend photosphärischen zu deutlich chromosphärischen Erscheinungen verändern. Während Flügel- und K₁-Aufnahmen noch stark von der Photosphäre geprägt sind, treten in den Bereichen K₂ und K₃ zunehmend Strukturen der Chromosphäre hervor, etwa das magnetische Netzwerk und aktive Regionen.
Für amateurastronomische Ca-II-K-Filter bedeutet dies als Richtwert:
0,5 Å → fast ausschließlich K₃; ideal für die mittlere bis obere Chromosphäre, Photosphäre praktisch unsichtbar
1 Å → K₃ und K₂ teilweise; Chromosphäre deutlich sichtbar, Photosphäre kaum durchscheinend
3 nm (30 Å) → K₁ bis K₃ teilweise, Photosphäre schon stark sichtbar; Chromosphäre sichtbar, aber durch Photosphärenlicht „vermischt"
8 nm (80 Å) → K₁ bis K₃ + H-Linie; breitbandig, Photosphäre dominiert, K-Regionen stark gemischt
Teilt doch gerne Beispiele eurer Kalzium-Fotografien hier – mit Angabe eures Filtersystems – und lasst uns gemeinsam die verschiedenen K-Regionen fotografisch entdecken!?
CS
Stephan
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