CL003 - Die Sonne in verschiedenen Wellenlängen

Die Episode über das gesamte Sonnenspektrum gemessen mit diversen (Weltraum-)Teleskopen
CL003 - Über die Sonne in verschiedenen Wellenlängen

Die Episode über das gesamte Sonnenspektrum gemessen mit diversen (Weltraum-)Teleskopen

Die Sonne strahlt nicht nur im optischen Wellenlängenbereich, den wir mit dem Auge sehen können, sondern auch in allen anderen Wellenlängen, wie Radio oder Ultraviolett. Doch was genau kann man in diesen Wellenlängen alles auf der Sonne beobachten? Diese Frage und weitere interessante Informationen werden Thema dieser Folge von "Cosmic Latte" sein.

Begrüßung

Eva und Teresa unterhalten sich über das neue James-Webb-Space-Telescope (JWST (jwst.nasa.gov)), das es in den letzten Wochen mit seinen tollen Bildern und Entdeckungen in die Nachrichten geschafft hat.
Das JWST ist ein Teleskop, das im infraroten Wellenlängenbereich operiert. Der infrarote Wellenlängenbereich macht aber nur einen kleinen Teil des gesamten elektromagnetischen Spektrums, also der Gesamtheit aller elektromagnetischer Wellen, aus. Dabei ist der für den Menschen sichtbare Anteil ein Teil des elektromagnetischen Spektrums, worauf unser Auge trainiert ist. Das Spektrum wird in verschiedene Bereiche unterteilt, von kleinsten Wellenlängen, der γ-Strahlung, bis zu den längsten Wellenlängen, den Radiowellen.

Die Sonne und das elektromagnetische Spektrum

In dieser Folge wollen wir uns auf das gesamte elektromagnetische Spektrum fokussieren und ansehen, welche Phänomene man auf der Sonne beobachten kann.

Die Sonne strahlt in allen Farben und Wellenlängen. Doch wie die Sonne genau in den verschiedenen Wellenlängen aussieht und welche Phänomene man da mit welchen Teleskopen beobachten kann, das werden wir uns genauer ansehen.

Radio

Die langwelligen Radiowellen haben eine Größe von sub-mm bis km und werden auf der Erde vor allem für Signalübertragung, Mobilfunk, Radio und TV verwendet. Diese Wellenlängen kann man gut von der Erde aus beobachten, da die Erdatmosphäre, bis auf ganz lange Wellenlängen, durchlässig ist, das heißt diese Wellen gelangen bis zum Boden und werden nicht von der Erdatmosphäre verschluckt.

Dieser Wellenlängenbereich mag fürs Erste mal langweilig klingen, doch man konnte genau mit diesen Wellenlängen mit Radioteleskopen ein Foto vom Schwarzen Loch in unserer Milchstraße aufnehmen. Das wurde vom Event Horizon Teleskop (eventhorizontelescope.org), kurz EHT, aufgenommen und basiert auf dem Funktionsprinzip der Very-Long-Baseline-Interferometrie (VLBI) (space-geodesy.nasa.gov/techniques/VLBI.html). Dabei werden mehrere große Radioteleskope verwendet und gleichzeitig der gleiche Bereich am Himmel beobachtet; anschließend wird das Signal zusammengefügt. Dieser Prozess ist jedoch gar nicht so einfach, und Effekte wie die Erdkrümmung müssen bei der Datenauswertung berücksichtigt werden. Dadurch erreicht man aber auch eine hohe räumliche Auflösung. Eines der größten Interferometrie Teleskope ist das eben erwähnte EHT, welches Teleskope auf der gesamten Erde verwendet. Es gibt aber auch noch einige andere, wie z.B. das European VLBI Network (EVN) (evlbi.org) oder in Amerika gibt es das Very Long Baseline Array (VLBA) (public.nrao.edu/telescopes/vlba) oder das australische Long Baseline Array (LBA) (atnf.csiro.au/vlbi/overview/index.html). Dadurch wird im Prinzip ein riesiges Teleskop erreicht, das so groß wie die Erde ist.
Neben diesen Teleskopen gibt es natürlich noch ganz viele weitere, wie das Low Frequency Array (LOFAR) (astron.nl/telescopes/lofar), das Atacama Large Millimeter Array (ALMA (almaobservatory.org/en/home), auch Teil des EHT) und viele weitere.

In dieser Wellenlänge kann man neben thermischen auch nicht-thermische Prozesse beobachten, die in den äußersten Schichten der Sonne stattfinden. Auf der Sonne leuchten vor allem die Sonnenflecken, welche polarisierte Regionen sind, sehr hell und man hat dadurch vieles über magnetische Phänomene auf der Sonne gelernt.
Die Sonne ist aber auch nicht schön konstant, sondern durch die Magnetfelder etwas durchwachsen. Da der Energietransport in die Korona, der äußersten Schicht der Sonnenatmosphäre, durch das nicht-uniforme Magnetfeld kontrolliert ist, ist die Korona sehr ungleichmäßig.

Das Tolle an dieser Wellenlänge ist, dass man sie nicht nur Tag und Nacht beobachten kann, sondern auch bei Wolken, da die großen Wellenlängen durch diese nicht blockiert werden. Allerdings werden bestimmte Radiowellen, die man gerne beobachten möchte, auch oft vom Funkverkehr verwendet, wodurch diese die Beobachtung stören können.

Wer mehr über diese Wellenlänge lesen möchte, kann im Buch „An introduction to radio astronomy“ von Bernard F. Burke und Granham-Smith nachlesen.
Ein grundlegendes Paper über Sonnenbeobachtung im Radiobereich ist hier (articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1985ARA%26A..2…) zu finden.

Ein Video (public.nrao.edu/gallery/the-radio-sun-2017-sol…) über die Sonnenfinsternis 2017 mit vielen interessanten Informationen zur Sonnenbeobachtung.

Infrarot

Wenn wir nun von den langwelligen Radiowellen zur nächstkürzeren Wellenlänge gehen, dann kommen wir zu Infrarot (IR). Der infrarote Wellenlängenbereich reicht von 0.65-1000 Mikrometer und wird in den nahen, mittleren und fernen Infrarot Bereich unterteilt. Im Infraroten Wellenlängenbereich gibt es einige Fenster, in denen die Erdatmosphäre durchlässig ist und daher können auch Beobachtungen von der Erde aus gemacht werden, allerdings muss man da oft auf sehr trockene und hochgelegene Orte zurückgreifen, wie etwa die Atacama Wüste in Chile mit dem Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) (almaobservatory.org/en/home) oder Mauna Kea (maunakeaobservatories.org) in Hawaii .
Weiters werden in diesem Wellenlängenbereich auch Beobachtungen von Flugzeugen (SOFIA (sofia.usra.edu/multimedia/about-sofia/sofia-te…), Lear Jet Observatory, Kuiper Airborne Observatory (web.archive.org/web/19970614013438/http://ques…), ein interessanter Artikel dazu hier (nasa.gov/feature/history-of-airborne-astronomy…)), Ballons, Raketen (Vorgänger der Satellitenobservatorien), oder auch Weltraumteleskopen (z.B. Spitzer (spitzer.caltech.edu), Herschel (herschel.caltech.edu), WISE/ NEOWISE (neowise.ipac.caltech.edu) und natürlich das JWST (jwst.nasa.gov)) durchgeführt.

Im IR können wir thermische Strahlung, also Wärmestrahlung, sehen und sie wird nicht vom Staub verschluckt (absorbiert). Die Sonne wird in diesem Wellenlängenbereich nicht so viel beobachtet, wie in anderen Wellenlängen, wie z.B. im Visuellen. Sie ist aber für andere astrophysikalische Objekte sehr wichtig, wie für Galaxien und Sternentstehung oder um etwas über die Atmosphäre von Planeten herauszufinden.

Auf der Sonne können wir im IR magnetisch aktive Regionen erkennen. Es können Phänomene wie Sonnenflecken und Filamente, die eigentlich Protuberanzen sind und sich nur dadurch unterscheiden, dass sie vor der Sonnenscheibe stattfinden. Weiters sind Prominenzen und andere energetische Events zu sehen. Dadurch kann das magnetische Feld der Sonne bestimmt werden. Außerdem sind die verschiedenen Granulationsmuster erkennbar.

Für alle, die noch mehr über diese Wellenlänge erfahren wollen können hier (coolcosmos.ipac.caltech.edu) den infraroten Teil des elektromagnetischen Spektrums genauer erkunden.

Hier (nasa.gov/audience/forstudents/5-8/features/F_I…) ist ein Artikel von der NASA über die infrarote Strahlung.

Visuell

An den Infraroten Wellenlängenbereich schließt das rote Licht an und geht bis zum blauen Licht. Es ist jener Wellenlängenbereich, den wir mit dem Auge wahrnehmen und wo es die meisten Beobachtungen gibt. Die Sonne wird konstant von erdgebundenen Teleskopen, sowie vom Weltraum aus …