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Sonnenspektrum

Astronomie und Astrophysik, die Intensitäts- bzw. Energieverteilung der von der Sonne ausgehenden elektromagnetischen Strahlung in Abhängigkeit von der Frequenz bzw. der Wellenlänge. Sie erstreckt sich von der kurzwelligen Röntgenstrahlung bis weit in das Gebiet der langwelligen Radiostrahlen und hat ein Intensitätsmaximum im Bereich des sichtbaren Lichts (siehe Abb.1). Das Sonnenspektrum entsteht nicht aus einem einheitlichen Sonnenkörper, sondern überlagert sich aus den Spektren verschiedener solarer Schichten: Vom nahen Ultraviolett bis zum fernen Infrarot handelt es sich um die Kontinuumsstrahlung aus der Photosphäre (siehe Abb. 2). Sie macht über 90 % der Gesamtintensität aus und entspricht dem kontinuierlichen Spektrum eines schwarzen Körpers mit einer Effektivtemperatur von 5 800 K (siehe Abb. 3). Das Intensitätsmaximum liegt bei etwa 450 nm (astronomisches Fenster). Dem Kontinuum überlagert ist ein Absorptionsspektrum von etwa 25 000 Absorptionslinien, den sog. Fraunhofer-Linien (siehe Abb. 4). Sie absorbieren ca. 10 % des Sonnenlichts. Die extrem kurzwelligen und die extrem langwelligen Teile des Sonnenspektrums werden in der Korona erzeugt. Ihre spektrale Verteilung entspricht einem schwarzen Körper der Temperatur von 106 K, was in Übereinstimmung mit der Temperatur der Korona ist. Unterhalb von 150 nm liegt ein Emissionslinienspektrum, das aus der Chromosphäre und der Korona der Sonne stammt. Die Chromosphärenlinien erstrecken sich eigentlich bis in den sichtbaren Bereich des Sonnenspektrums, sind aber auf Grund ihrer geringen Intensität im Vergleich zum Kontinuum der Photosphärenstrahlung nur während einer totalen Sonnenfinsternis zu beobachten (Flash-Spektrum). Unterhalb von 10 nm (weiche Röntgenstrahlung) liegen weitere Emissionslinien, die von hochionisierten Atomen der Sonnenkorona erzeugt werden (Coronium).

Die Intensitätsverteilung im kurz- und langwelligen Bereich des Sonnenspektrums ist zeitlich nicht konstant: Die Intensität der Spektrallinien kann in solaren Aktivitätsgebieten wie Sonnenflecken, Fackeln und Filamenten und v.a. in Flares zum Teil um mehrere Grössenordnungen verstärkt werden.

Sonnenspektrum

Sonnenspektrum 1: Spektrale Energieverteilung der Sonnenstrahlung. Gestrichelt: schwarzer Körper von 6 000 K, grau unterlegt: durch Fraunhofer-Linien absorbierte Energie.

Sonnenspektrum

Sonnenspektrum 2: Tiefe, bis zu der senkrecht auf die Erde fallende Strahlung verschiedener Wellenlänge in die Erdatmosphäre eindringt. Die Kurve gibt die Höhe an, bei der die Intensität der Sonnenstrahlung auf 37 % gesunken ist.

Sonnenspektrum

Sonnenspektrum 3: Spektrale Intensitätsverteilung, angegeben als Äquivalenttemperatur, der Radiostrahlung der Sonne.

Sonnenspektrum

Sonnenspektrum 4: Ausschnitt des von der Erde aus sichtbaren Sonnenspektrums mit Fraunhofer-Linien.

 

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