Sonne Die elektromagnetische Strahlung 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).

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.

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

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.

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.

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.

Andere Astronomieseiten von Peter Scheuermann