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CL003 - Die Sonne in verschiedenen Wellenlängen

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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), 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, kurz EHT, aufgenommen und basiert auf dem Funktionsprinzip der Very-Long-Baseline-Interferometrie (VLBI). 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) oder in Amerika gibt es das Very Long Baseline Array (VLBA) oder das australische Long Baseline Array (LBA). 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), das Atacama Large Millimeter Array (ALMA, 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 zu finden.

Ein Video 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) oder Mauna Kea in Hawaii . Weiters werden in diesem Wellenlängenbereich auch Beobachtungen von Flugzeugen (SOFIA, Lear Jet Observatory, Kuiper Airborne Observatory, ein interessanter Artikel dazu hier), Ballons, Raketen (Vorgänger der Satellitenobservatorien), oder auch Weltraumteleskopen (z.B. Spitzer, Herschel, WISE/ NEOWISE und natürlich das JWST) 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 den infraroten Teil des elektromagnetischen Spektrums genauer erkunden.

Hier 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 beobachtet. Es gibt einige Teleskope, die im Visuellen arbeiten. Dabei gibt es auch spezielle Teleskope, die lediglich die Sonne beobachten, da aufgrund ihrer Helligkeit besondere Techniken zum Einsatz kommen. Erdgebundene Sonnenteleskope sind zum Beispiel das DKIST (Daniel K. Inouye Solar Telescope, das größte erdgebundene Teleskop, das die Sonne beobachtet), das Vacuum Tower Telescope (VTT), das Swedish Solar Tower Telescope (SST), GREGOR oder das European Solar Telescope (EST). Im Weltall beobachtet z.B. Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) oder Solar Dynamics Observatory (SDO) die Sonne, unter anderem auch im Visuellen.

Auf der Sonnenoberfläche kann man Granulation und magnetische Phänomene, wie Sonnenflecken oder Flares sehen, wobei diese auch in anderen Wellenlängen zu sehen sind. Man kann neben der magnetischen Aktivität auch die Variabilität beobachten. Durch Beobachtungen im visuellen Bereich wird auch die Rotationsperiode bestimmt, was für weitere Beobachtungen in anderen Sternensystemen wichtig ist. Außerdem können stellare Parameter, wie die Effektivtemperatur oder die Metallizität bestimmt werden. Auch der Carrington Event, von dem wir schon in der ersten Folge gesprochen haben, konnte im visuellen Wellenlängenbereich beobachtet werden. Durch den Carrington Event wurde das erste Mal der Zusammenhang zwischen einem Sonnensturm und dem Magnetfeld der Erde hergestellt.

Ultraviolett

Nun kommen wir schon zu den ganz kurzen und energetischen Wellenlängen. Ultraviolette Strahlung (UV) schließt an das blaue Licht an und wird in nahes, fernes und extremes UV unterteilt. Dieser Wellenlängenbereich reicht von 10nm bis 400nm und kann nur vom Weltraum aus beobachtet werden, da die Erdatmosphäre diesen Teil des elektromagnetischen Spektrums blockiert. Teleskope, die die Sonne im UV beobachten sind SOHO und SDO. Auf deren Website kann man beispielsweise die aktuelle Sonne im UV mit den spannenden Phänomenen, wie Flares und Filamente, sehen. Allgemein sieht man Phänomene, die bei hohen Temperaturen entstehen. So sieht man beispielsweise magnetische Loops aus der Sonnenoberfläche und beobachtet vor allem die äußersten Schichten der Sonne, die Chromosphäre und Korona.

Hier gibt es ein Video von der NASA über die Sonne im UV, aufgenommen von SDO.

Röntgenstrahlung

Diese Wellenlänge ist hochenergetisch und wird in weiche und harte Röntgenstrahlung unterteilt. Man kann sie nur vom Weltraum aus beobachten, da die Erdatmosphäre diesen Teil des elektromagnetischen Spektrums schluckt (absorbiert). Instrumente in dieser Wellenlänge arbeiten auch ganz anders als die Visuellen und sind ganz anders aufgebaut. Die modernsten Teleskope arbeiten mit 3- oder 4-fach verschachtelten Spiegelsystemen, die in Längsrichtung nur wenig gekrümmt sind und an langgestreckte Zylinder erinnern. Instrumente der Röntgenstrahlung sind beispielsweise Chandra X-ray Observatory oder das europäische XMM-Newton. Beide wurden Ende 1999 gestartet.

In diesem hochenergetischen Wellenlängenbereich sieht man sehr hochenergetische Strahlung und man beobachtet hochenergetische Elektronen und ionisierter Materie. Dabei werden Teilchen auf relativistische Geschwindigkeiten beschleunigt und es gibt sie bei sehr hohen Temperaturen von Millionen von Grad. In der Röntgenstrahlung kann die Chromosphäre, Transitionregion und Korona, die äußersten Atmosphärenschichten der Sonne, aber auch magnetische Loops, beobachtet werden.

Hier ein Artikel über die Sonne in der Röntgenstrahlung.

Wie weit kann man in die Sonne sehen?

Was ist denn nun die tiefste Schicht, die wir auf der Sonne beobachten können? Mit einer Methode, der Asteroseismologie können sogenannte "Sonnenbeben" beobachtet werden, die Aufschluss über den inneren Aufbau der Sonne geben. Ansonsten sehen wir im Optischen und IR die Photosphäre, eine Schicht der Atmosphäre.

Fazit

Wie wir gesehen haben kann man die Sonne mit Teleskopen von der Erde und vom Weltall aus beobachten, und man kann je nach Beobachtungsart neue Erkenntnisse über verschiedene physikalische Phänomene der Himmelskörper erlangen. So wird die heiße Sonnenkorona im Ultravioletten, und damit höher energetischen Bereich beobachtet, während sich die Oberfläche im sichtbaren Licht befindet und auch Infrarotstrahlung vorkommt.

Bevorzugte Wellenlänge und Hörerfrage

Zum Schluss unterhalten sich Eva und Teresa noch, welche ihre bevorzugte Wellenlänge ist. Zum Schluss gab es noch eine Hörerfrage kommt von Alex, der uns auf Instagram geschrieben hat. Er wollte wissen, wie lange wir denn für die Vorbereitung einer Folge brauchen. Das ist nicht so einfach zu beantworten, da beide immer wieder neue spannende Aspekte des Themas entdecken, das recherchiert werden will und dabei die Zeit vergessen wird.

Wir hoffen es hat wieder Spaß gemacht und freuen uns aufs nächste Mal!

Weiterführende Links

Der Großteil an Informationen wurde aus der Vorlesung "Aktuelle Beobachtungs- und Analysemethoden von X-Ray bis Radio" genommen, welcher im Sommersemester 2021 an der Universität Wien von Dr. Yanina Metodieva und Dr. Sudeshna Boro Saikia abgehalten wurde.

An dieser Stelle möchten wir uns auch herzlich bei Dr. Yanina Metodieva bedanken.

Ein interessanter Artikel über die Sonne in verschiedenen Wellenlängen.

Kontakt

Falls ihr Fragen habt, dann schickt uns eine Mail an kontakt@cosmiclatte.at oder schaut auf cosmiclatte.at.

Und sonst findet ihr uns hier:

Instagram Cosmic Latte | Twitter Cosmic Latte

Redbubble Evi| Instagram Evi

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Kapitel

1. Begrüßung (00:00:00)

2. Einleitung, EM Spektrum, Inhalt der Folge (00:01:13)

3. Radio (00:02:11)

4. Infrarot (00:06:11)

5. Visuell (00:08:19)

6. Ultraviolett (00:12:37)

7. Gammastrahlung (00:14:05)

8. Wie weit sehe ich in die Sonne? (00:17:45)

9. Fazit (00:18:37)

10. Bevorzugte Wellenlänge? (00:19:18)

11. Hörerfrage (00:21:03)

38 Episoden

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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), 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, kurz EHT, aufgenommen und basiert auf dem Funktionsprinzip der Very-Long-Baseline-Interferometrie (VLBI). 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) oder in Amerika gibt es das Very Long Baseline Array (VLBA) oder das australische Long Baseline Array (LBA). 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), das Atacama Large Millimeter Array (ALMA, 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 zu finden.

Ein Video 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) oder Mauna Kea in Hawaii . Weiters werden in diesem Wellenlängenbereich auch Beobachtungen von Flugzeugen (SOFIA, Lear Jet Observatory, Kuiper Airborne Observatory, ein interessanter Artikel dazu hier), Ballons, Raketen (Vorgänger der Satellitenobservatorien), oder auch Weltraumteleskopen (z.B. Spitzer, Herschel, WISE/ NEOWISE und natürlich das JWST) 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 den infraroten Teil des elektromagnetischen Spektrums genauer erkunden.

Hier 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 beobachtet. Es gibt einige Teleskope, die im Visuellen arbeiten. Dabei gibt es auch spezielle Teleskope, die lediglich die Sonne beobachten, da aufgrund ihrer Helligkeit besondere Techniken zum Einsatz kommen. Erdgebundene Sonnenteleskope sind zum Beispiel das DKIST (Daniel K. Inouye Solar Telescope, das größte erdgebundene Teleskop, das die Sonne beobachtet), das Vacuum Tower Telescope (VTT), das Swedish Solar Tower Telescope (SST), GREGOR oder das European Solar Telescope (EST). Im Weltall beobachtet z.B. Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) oder Solar Dynamics Observatory (SDO) die Sonne, unter anderem auch im Visuellen.

Auf der Sonnenoberfläche kann man Granulation und magnetische Phänomene, wie Sonnenflecken oder Flares sehen, wobei diese auch in anderen Wellenlängen zu sehen sind. Man kann neben der magnetischen Aktivität auch die Variabilität beobachten. Durch Beobachtungen im visuellen Bereich wird auch die Rotationsperiode bestimmt, was für weitere Beobachtungen in anderen Sternensystemen wichtig ist. Außerdem können stellare Parameter, wie die Effektivtemperatur oder die Metallizität bestimmt werden. Auch der Carrington Event, von dem wir schon in der ersten Folge gesprochen haben, konnte im visuellen Wellenlängenbereich beobachtet werden. Durch den Carrington Event wurde das erste Mal der Zusammenhang zwischen einem Sonnensturm und dem Magnetfeld der Erde hergestellt.

Ultraviolett

Nun kommen wir schon zu den ganz kurzen und energetischen Wellenlängen. Ultraviolette Strahlung (UV) schließt an das blaue Licht an und wird in nahes, fernes und extremes UV unterteilt. Dieser Wellenlängenbereich reicht von 10nm bis 400nm und kann nur vom Weltraum aus beobachtet werden, da die Erdatmosphäre diesen Teil des elektromagnetischen Spektrums blockiert. Teleskope, die die Sonne im UV beobachten sind SOHO und SDO. Auf deren Website kann man beispielsweise die aktuelle Sonne im UV mit den spannenden Phänomenen, wie Flares und Filamente, sehen. Allgemein sieht man Phänomene, die bei hohen Temperaturen entstehen. So sieht man beispielsweise magnetische Loops aus der Sonnenoberfläche und beobachtet vor allem die äußersten Schichten der Sonne, die Chromosphäre und Korona.

Hier gibt es ein Video von der NASA über die Sonne im UV, aufgenommen von SDO.

Röntgenstrahlung

Diese Wellenlänge ist hochenergetisch und wird in weiche und harte Röntgenstrahlung unterteilt. Man kann sie nur vom Weltraum aus beobachten, da die Erdatmosphäre diesen Teil des elektromagnetischen Spektrums schluckt (absorbiert). Instrumente in dieser Wellenlänge arbeiten auch ganz anders als die Visuellen und sind ganz anders aufgebaut. Die modernsten Teleskope arbeiten mit 3- oder 4-fach verschachtelten Spiegelsystemen, die in Längsrichtung nur wenig gekrümmt sind und an langgestreckte Zylinder erinnern. Instrumente der Röntgenstrahlung sind beispielsweise Chandra X-ray Observatory oder das europäische XMM-Newton. Beide wurden Ende 1999 gestartet.

In diesem hochenergetischen Wellenlängenbereich sieht man sehr hochenergetische Strahlung und man beobachtet hochenergetische Elektronen und ionisierter Materie. Dabei werden Teilchen auf relativistische Geschwindigkeiten beschleunigt und es gibt sie bei sehr hohen Temperaturen von Millionen von Grad. In der Röntgenstrahlung kann die Chromosphäre, Transitionregion und Korona, die äußersten Atmosphärenschichten der Sonne, aber auch magnetische Loops, beobachtet werden.

Hier ein Artikel über die Sonne in der Röntgenstrahlung.

Wie weit kann man in die Sonne sehen?

Was ist denn nun die tiefste Schicht, die wir auf der Sonne beobachten können? Mit einer Methode, der Asteroseismologie können sogenannte "Sonnenbeben" beobachtet werden, die Aufschluss über den inneren Aufbau der Sonne geben. Ansonsten sehen wir im Optischen und IR die Photosphäre, eine Schicht der Atmosphäre.

Fazit

Wie wir gesehen haben kann man die Sonne mit Teleskopen von der Erde und vom Weltall aus beobachten, und man kann je nach Beobachtungsart neue Erkenntnisse über verschiedene physikalische Phänomene der Himmelskörper erlangen. So wird die heiße Sonnenkorona im Ultravioletten, und damit höher energetischen Bereich beobachtet, während sich die Oberfläche im sichtbaren Licht befindet und auch Infrarotstrahlung vorkommt.

Bevorzugte Wellenlänge und Hörerfrage

Zum Schluss unterhalten sich Eva und Teresa noch, welche ihre bevorzugte Wellenlänge ist. Zum Schluss gab es noch eine Hörerfrage kommt von Alex, der uns auf Instagram geschrieben hat. Er wollte wissen, wie lange wir denn für die Vorbereitung einer Folge brauchen. Das ist nicht so einfach zu beantworten, da beide immer wieder neue spannende Aspekte des Themas entdecken, das recherchiert werden will und dabei die Zeit vergessen wird.

Wir hoffen es hat wieder Spaß gemacht und freuen uns aufs nächste Mal!

Weiterführende Links

Der Großteil an Informationen wurde aus der Vorlesung "Aktuelle Beobachtungs- und Analysemethoden von X-Ray bis Radio" genommen, welcher im Sommersemester 2021 an der Universität Wien von Dr. Yanina Metodieva und Dr. Sudeshna Boro Saikia abgehalten wurde.

An dieser Stelle möchten wir uns auch herzlich bei Dr. Yanina Metodieva bedanken.

Ein interessanter Artikel über die Sonne in verschiedenen Wellenlängen.

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1. Begrüßung (00:00:00)

2. Einleitung, EM Spektrum, Inhalt der Folge (00:01:13)

3. Radio (00:02:11)

4. Infrarot (00:06:11)

5. Visuell (00:08:19)

6. Ultraviolett (00:12:37)

7. Gammastrahlung (00:14:05)

8. Wie weit sehe ich in die Sonne? (00:17:45)

9. Fazit (00:18:37)

10. Bevorzugte Wellenlänge? (00:19:18)

11. Hörerfrage (00:21:03)

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