Die Lichter der Sonne

Ein „Regenbogen“ aus Farben

DERSonnesendet eine Reihe elektromagnetischer Wellen aus, von fernem Ultraviolett (FUV) wie Gammastrahlen (sehr hohe Frequenzen) bis hin zu Radiowellen (sehr niedrige Frequenzen), einschließlich Röntgenstrahlen, ultravioletten Strahlen, sichtbarem Licht, Infrarotstrahlen und Mikrowellen. Diese elektromagnetischen Wellen, deren Vektor das Photon ist, breiten sich mit einer Geschwindigkeit von ca. 300.000 km/s aus.

Mit unseren Augen sehen wir nur Wellenlängen im sehr kleinen sichtbaren Bereich zwischen 400 und 800 nm. Wenn es um kürzere oder längere Wellenlängen geht, müssen wir spezielle Geräte verwenden. Spezialinstrumente sind im Allgemeinen ausgerüstete terrestrische oder Weltraumteleskope, die Licht in verschiedenen Wellenlängen beobachten.

Die Sonne sendet uns Licht in allen Farben, da sie mit allen auf der Erde vorhandenen Atomen gefüllt ist und je nach Temperatur Licht in einer bestimmten Wellenlänge erzeugt. Zusätzlich zu den vielen verschiedenen Atomen (Helium, Wasserstoff, Kohlenstoff, Sauerstoff, Eisen…) enthält die Sonne auch verschiedene Arten von Ionen jedes Atoms mit unterschiedlichen elektrischen Ladungen. Jedes Ion kann außerdem Licht einer bestimmten Wellenlänge aussenden, wenn es eine bestimmte Temperatur erreicht.

Bilder der Sonne in ausgewählten Wellenlängen

Jede beobachtete Wellenlänge gibt daher Auskunft über die verschiedenen Elemente (Atome oder Ionen) auf der Oberfläche und Atmosphäre der Sonne. Durch die Untersuchung von Bildern der Sonne in ausgewählten Wellenlängen können Wissenschaftler die Entwicklung von Partikeln und Temperaturen in der Sonnenatmosphäre verfolgen.

Dieses Bild der Sonne wurde anhand der Datenbank des SDO-Teleskops (Solar Dynamics Observatory) der NASA erstellt. Es zeigt eine Zusammensetzung verschiedener Aspekte der Sonnenoberfläche oder -atmosphäre in zehn verschiedenen, von Wissenschaftlern ausgewählten und für das bloße Auge unsichtbaren Wellenlängen. Diese Lichter werden in sichtbare Farben umgewandelt, sodass Menschen sie sehen können. Das beobachtete Objekt, hier die Sonne, erscheint daher in einer PrachtPatchworkvon Farben.

Seit dem 20. Jahrhundert haben Wissenschaftler die von Atomen und Ionen absorbierten oder emittierten Wellenlängen sowie die Zusammenhänge zwischen Elementen, Wellenlängen, Temperaturen und Farben dokumentiert. Teleskope nutzen diese wertvollen Wellenlängeninformationen, indem sie Instrumente wie Spektrometer einbauen, die mehrere Wellenlängen gleichzeitig beobachten und die Menge der bei jeder Wellenlänge vorhandenen Elemente messen.

Wellenlängen der Sonne

SDO-Wissenschaftler wählten 10 spezifische Wellenlängen, um die Atmosphäre und die Bewegungen der Atome in den Sonnenschichten zu beobachten. Wellenlängen werden in Angström (Symbol Å) = 0,1 Nanometer oder 10 ausgedrückt^-10Meter oder sogar 1 Zehntel eines Milliardstel Meters.

1. 1700 Å in C7 und D4 (Rosabraun), Licht bei 4500 Kelvin, emittiert von der Sonnenoberfläche, der Photosphäre und der Chromosphäre.
2. 4500 Å in A4, D7 und E4 (gelb), Licht bei 6000 Kelvin, emittiert von der Photosphäre.
3. 1600 Å in E3 und C6 (gelbgrün), das von Kohlenstoff 4 bei 10.000 Kelvin emittierte Licht in einem Bereich zwischen der oberen Photosphäre und dem Übergangsbereich, einem Bereich zwischen der Chromosphäre und der Korona.
4. 304 Å in D3, B6, E7 und F4 (rot), das von Helium 2 bei 50.000 Kelvin emittierte Licht im Übergangsbereich und in der Chromosphäre.
5. 171 Å in D2, C4, A5 und F6 (gelbbraun), das von Eisen 9 bei 600.000 Kelvin emittierte Licht in der Atmosphäre oder Sonnenkorona, wenn es ruhig ist.
6. 193 Å in B2, B7, F5 (hellbraun), das von Eisen 12 bei 1 Million Kelvin und Eisen 24 bei 20 Millionen Kelvin emittierte Licht in den etwas wärmeren Regionen der Korona und dem viel heißeren Material von Sonneneruptionen.
7. 211 Å in A6, B3 und F2 (lila), das von Eisen 14 mit 2 Millionen Kelvin emittierte Licht in den wärmeren, magnetisch aktiven Regionen der Korona.
8. 335 Å in C1, B5, C8, F3, F7 (blau), das von Eisen 16 bei 2,5 Millionen Kelvin emittierte Licht in den noch wärmeren, magnetisch aktiven Regionen der Korona.
9. 94 Å in C3 und D5 (dunkelgrün), das von Eisen 18 bei 6 Millionen Kelvin emittierte Licht in den sehr heißen Regionen der Korona während einer Sonneneruption.
10. 131 Å in E6 (blaugrün), das von Eisen 20 und Eisen 23 mit mehr als 10 Millionen Kelvin emittierte Licht, das von den heißesten Elementen solarer Auswürfe stammt.