Sonne
Die elektromagnetische Strahlung der Sonne.


Die Strahlungsintensität der Sonne

Trägt man die Strahlungsintensität über der Wellenlänge ab, so erhält man in guter Näherung eine Verteilung, die für einen schwarzen Strahler von 6000 K charakteristisch ist. Genauer betrachtet müßte die Strahlung der Sonne je nach Wellenlänge durch verschiedene Temperaturen beschrieben werden. Dies ist der Grund für die Angabe der Helligkeit in verschiedenen Spektralbereichen. Die nachfolgende Skizze verdeutlicht das prinzipiell (keine realistische Kurve).


Übersicht: Strahlungsarten und ihre Beobachtbarkeit

Strahlungsart

Beobachtbarkeit

Beispiel für ein Beobachtungsinstrument

Röntgenwellen

(Ausbreitung mit Lichtgeschwindigkeit)

Satelliten in der

Erdumlaufbahn

YOHKOH-SATELLIT

UV-Strahlung

(Ausbreitung mit Lichtgeschwindigkeit)

Satelliten in der

Erdumlaufbahn

HELIOS-SATELLIT

sichntbares Licht

(Ausbreitung mit Lichtgeschwindigkeit)

Beobachtung von

der Erde aus und mit

Satelliten

Sonnenteleskope weltweit

IR-Strahlung

(Ausbreitung mit Lichtgechwindigkeit)

Beobachtung von

der Erde aus und mit

Satelliten

IRAS-SATELLIT

Radiostrahlung

(Ausbreitung mit Lichtgeschwindigkeit)

Beobachtung von

der Erde aus und mit

Satelliten

Radioteleskope weltweit

Sonnenwind

(Ausbreitung mit ca. 100...700 km/s)

Korpuskularstrahlung

Beobachtung mit

Satelliten

ULYSSES-SONDE


Radiostrahlung der Sonne

Bereits 1900 versuchte der britische Physiker Sir Oliver Lodge, Radiowellen von der Sonne nachzuweisen. Wegen der einfachen Anordnung der Meßapparatur jedoch ohne Erfolg. Marconi vermutete, daß die atmosphärischen Störungen ihren Ursprung in der Sonne haben. 1942 wurden in Großbritannien erstmals Radiowellen der Sonne mit militärischen Radarstationen nachgewiesen. Die "Radioscheibe" der Sonne ist größer als die im optischen Bereich. Die Intensitätsschwankungen sind ausgeprägter. Die Eigenschaften der "Radiosonne" werden hauptsächlich durch die Elektronendichte und die Temperatur bestimmt. Aus unteren Schichten sind nur Milimeterwellen beobachtbar. Die Radiostrahlung aus der oberen Chromosphähre liegt unterhalb 10 cm Wellenlänge. Meterwellen sind nur im Bereich der Korona beobachtbar. Dadurch sind Radiobeobachtungen in verschiedenen Höhen der Sonnenathmosphäre möglich. Mikrowellenstrahlung ist in der impulsiven Phase Gyro-Synchrotronstrahlung schwach relativistischer Elektronen. Im Meterbereich verlassen Elektronenwolken längs offener Feldlinien das innere Atmosphärengebiet der Sonne, auch die Stoßwelle erzeugt Meterstrahlung. Hinter der Stoßwelle entsteht eine charakteristische Kontinuumsstrahlung. Auch die in geschlossenen Magnetfeldschleifen mitgerissenen energiereichen Elektronen erzeugen Meterwellen. Dezimeter- und Mikrowellen, weiche und harte Rötgenstrahlung entstehen in tiferen Atmosphährenschichten der Sonne. Besondere Erscheinungen im Radiobereich sind mit Merkmalen der Sonnenaktivität verbunden.

Die Abbildung zeigt die Gebiete über Sonnenflecken, denen charakteristische Temperaturen und Komponenten der Radiostrahlung zuzuordnen sind.

Art der Strahlung

Frequenzen in MHz

Polarisation

Dauer

Quelle

ungestörte Radiostrahlung

> 600

zirkular

beständig

Korona, Chromosphäre

Radiostürme

(enhanced radiation)

20...300

spurenweise

zirkular

Stunden

o. Tage

koronale Kondensationen,

Aktivitätszentren

Radiostürme

(storm bursts)

20...300

zirkular

wenige Sekunden

Aktivitätszentren

Einzelstöße

(isolated bursts)

20...300

-

wenige Sekunden

sehr schnelle Partikel

(ca.1/5 Lichtgeschw.)

Strahlungsausbrüche

(outbusts)

20...38000

partiell zirkular

mehrere Minuten

Spritzprotuberanzen


Der Infrarotbereich der Sonnenstrahlung

Ein für das Leben auf der Erde wesentlicher Anteil des Strahlungsspektrums. In hochgelegenen Gebieten der Erde bzw. mit IR-Satelliten ist dier Strahlungsbereich zugänglich.


Der sichtbare Bereich der Strahlung

Das sichtbare Licht der Sonne geht fast ausschließlich von der nur ca. 500 km dicken Photosphäre aus. Im Spektrum sieht man viele Absorptionslinien, deren intensievsten bereits mit einfachen schulischen Mitteln nachweisbar sind. Heute sind die meisten der Absorptionslinien identifiziert. Absorptionslinien sind natürlich auch in nicht sichtbaren Bereichen des Spektrums vermessen und identifiziert wurden (Satelliten der OSO-Serie).

Von der Erdoberfäche aus wird in verschiedenen Spektralbereichen des sichtbaren Lichtes regelmäßig die Sonne beobachtet. Besonders interssant ist es im Bereich der H-Alpha-Wellenlänge (656 nm). Hier kann man sehr gut Protuberanzen sehen. Für die Beobachtung von Protuberanzen verwendet man entweder sehr schmalbandige Filter, deren Preis die Mittel einer Schule im Allgemeinen übersteigen. Es ist jedoch auch möglich, mit mäßigem Aufwand einen Protuberanzenansatz für das Schulfernrohr zu bauen. Das Prinzip basiert auf eine künstliche Finsternis der Sonne, die durch eine Kegelblende realisiert wird. Danach wird der Sonnenrand im H-Alpha-Licht beobachtet. Die nachfolgende Skizze zeigt das Prinzip.

Am 17.05.89 beobachtet!

Protuberanzenansatz

(Eigenbau des Autors)

Protuberanzenaufnahme

von M. Heinrichs

17.05.1989, 13.00 Uhr

Protuberanzenaufnahme

von M. Heinrichs

17.05.1989,13.20 Uhr

Mit einem solchen, auch vom Autor verwendeten Ansatz, gelang es dem Sternfreund Manfred Heinrichs aus Leipzig, die Protuberanzenfotos aufzunehmen. Wegen der Möglichkeit, deratige Phänomene am Tage zu beobachten, sind sie bedingt für Schülerbeobachtungen geeignet. Ein nachgeführtes Instrument mit fester Säule ist jedoch notwendig.


Der Ultraviolette Bereich der Sonnenstrahlung

Da die Korona sehr heiß und hochionisiert ist, sendet sie einen großen Teil ihrer Strahlung jenseits des sichtbaren Bereiches im Ultraviolett- und Rötgenbereich aus. Dieser Bereich der Strahlung wird insbesondere durch die Ozonschicht der Hochatmosphäre der Erde absorbiert. Nur ein geringer Anteil der UV-Strahlung gelangt bis auf die Erdoberfäche.


Der Röntgenbereich der Sonnenstrahlung

Röntgenbilder der Sonne können nur von Satelliten aus aufgenommen werden. Sie zeigen in der inneren Korona Gebiete mit örtlich höherer Teilchendichte und Temperatur. Heiße Flecke befinden sich im allgemeinen hoch über aktive Gebiete der Sonnenoberfläche, womit auch die Inhomogenität der Korona nachweisbar ist.


Weitere Sonnenaufnahmen finden Sie z.B. auf der CD "JUPITER2"

(Zur Information hier das Indexbild)


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