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Die vielen Gesichter der Sonne

Schaut man die Sonne von der Erde aus mit einer Sonnenfinsternisbrille oder durch ein Teleskop mit speziellem Sonnenfilter an (niemals direkt hinschauen!), erscheint sie als Weisslich-gelbliche Scheibe. Betrachtet man aber die Sonne in anderen, für das menschliche Auge nicht sichtbaren Wellenlängen, verändert sich das Gesicht der Sonne.

Von Dr. Marina Battaglia, Fachhochschule Nordwestschweiz

Das elektromagnetische Spektrum

Das sichtbare Licht ist nur ein kleiner Teil des elektromagnetischen Spektrums. Es ist jener Ausschnitt, für welchen unsere Augen empfindlich sind. Daneben gibt es Radiowellen, Infrarot (Wärmestrahlung), Ultraviolett, Röntgenstrahlung, um nur einige zu nennen.

Das elektromagnetische Spektrum. (Bild Uni Düsseldorf

Die Sonne im sichtbaren Licht

Die Sonne strahlt im gesamten elektromagnetischen Spektrum. Ihre Strahlung ist aber am intensivsten im sichtbaren Licht. Im sichtbarem Licht erscheint sie als weisslich-gelbliche Scheibe wie auf einer Aufnahme der letzten Sonnenfinsternis erkennbar.

Aufnahme der Sonnenfinsternis vom 20. März 2015. (Bild Lucia Kleint, FHNW) 

Wird mit speziellen Filtern der Grossteil des Lichts gefiltert und nur noch ein Teil des roten Lichtes (Halpha) betrachtet, werden helle Strukturen (sogenannte Protuberanzen) über der Oberfläche und dunkle Filamente auf der Scheibe sichtbar.

Bild der Sonne in Halpha. (Bild Big Bear Solar Observatory/NJIT) 

Die Sonne im Ultravioletten

 

Noch viel mehr Facetten der Sonne erkennen wir, wenn wir Bilder im Ultraviolett betrachten. Zwar erreicht genügend UV Strahlung die Erdoberfläche, um bei unvorsichtigen Zeitgenossen Sonnenbrand zu verursachen, der Grossteil der UV-Strahlung wird aber von der Erdatmosphäre absorbiert und erreicht die Oberfläche nicht. Deshalb können diese Wellenlängen nur mit Satelliten beobachtet werden.

Seit 2010 liefert der NASA Satellit SDO/AIA Bilder der Sonne in verschiedenen Wellenlängen im UV. In welchen dieser Wellenlängen die Strahlung wie intensiv ist hängt dabei von der herrschenden Temperatur ab. Die verschiedenen Bilder enthalten also Information über die Temperaturen der Sonne und im Speziellen ihrer Atmosphäre. Die Temperatur ändert sich je nach Höhe in der Atmosphäre. Und natürlich ist sie auch grösser in Regionen mit grosser Aktivität wie zum Beispiel, wenn eine Sonneneruption passiert. Das untenstehende Sketch soll aufzeigen, wie die Temperatur in der Sonnenatmosphäre verläuft. Die Photosphäre ist die Oberfläche der Sonne im sichtbaren Licht. Die Chromosphäre ist eine dünne Schicht gerade darüber. Die Übergangsregion ist jene Region, wo die Temperatur stark ansteigt.

Die Korona ist die äusserste Schicht. Warum die Temperatur ansteigt, wenn man sich von der Oberfläche entfernt, ist eine der klassischen Fragen der Sonnenphysik und wurde bis heute noch nicht schlüssig beantwortet (sogenannt Koronales Heizungsproblem).

Temperaturverlauf in der Sonnenatmosphäre. 

 

Das folgende Bild zeigt die Sonne in acht verschiedenen Wellenlängen, aufgenommen mit SDO/AIA mit den entsprechenden Temperaturen und Wellenlängen. Für diese Wellenlängen wird in der Astronomie gerne die Einheit Ångstrom verwendet, wobei 1 Å =0.1nm entsprechen.

Bilder der Sonne in acht verschiedenen Wellenlängen (Daten: SDO/AIA, NASA) 

Oben links ein Bild aus der Übergangregion, also noch nicht weit über der Oberfläche. In den Bildern, welche Temperaturen von mehreren 100 000 bis Millionen Grad zeigen, wird zunehmend die Korona sichtbar. Auch sind die hellsten Gebiete um den Äquator konzentriert. Dies sind aktive Gebiete, wo sich Sonnenflecken befinden und solare Flares erwartet werden können. Ein Flare ist gerade im Gange, am besten zu sehen als hellster Fleck in 1600 Å, 94 Å und 131 Å. Da diese Wellenlängen für Menschen nicht sichtbar sind, sind die Farben (nicht ganz) willkürlich festgelegt worden, sodass Wissenschaftler-innen anhand der entsprechenden Farbe die Wellenlänge erkennen können.

Die Sonne zeigt also verschiedene Gesichter in verschiedenen Wellenlängen. Die verschiedenen Wellenlängen liefern dabei Informationen nicht nur über die Temperatur, sondern unter anderem auch über die Zusammensetzung der Sonnenatmosphäre, das Magnetfeld, oder wie und warum es zu Sonnenaktiviät wie solaren Flares kommt. Deshalb hat die Forschung Interesse daran, die Sonne in möglichst vielen Wellenlängen, sowohl vom Boden, wie auch vom Weltraum aus zu beobachten. In diesem Zusammenhang dürfen wir jetzt schon gespannt sein, was uns Solar Orbiter zeigen wird.

Dr. Marina Battaglia ist an der Fachhochschule Nordwestschweiz, Institut für 4D-Technologien in Windisch tätig. Sie ist langjähriges Mitglied der Astronomischen Gesellschaft Graubünden.

 

Veranstaltungshinweis:

Am 20. November 2015, findet um 20:15 Uhr der alljährliche Vortrag der AGG in der Bibliothek Landquart, Bahnhofstrasse 9, statt. Dieses Jahr hat die Gesellschaft das Thema Sonnenforschung gewählt.

Thema: Die Beteiligung des Physikalisch-Meteorologischen Observatoriums Davos PMOD/WRC an der ESA-Mission «Solar Orbiter» und dessen Wissenschaftsinteresse daran.

Referent: Prof. Dr. sc. nat. Werner Schmutz, Direktor PMOD/WRC Davos.

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