Quelltext der Seite Solare Radioastronomie

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Die '''solare Radioastronomie''' befasst sich mit der Radiostrahlung der [[Sonne]] und deren Ursachen.

== Überblick ==

Die Sonne ist nicht nur ein Strahler für [[Licht]] im optischen Bereich. Ihr [[elektromagnetisches Spektrum]] umfasst vielmehr einen großen Wellenlängenbereich und einen Teil dieses Spektrums bildet die [[Radiostrahlung]].
Mit verschiedenen Antennen, wie z.&nbsp;B. in einer dem [[Astrophysikalisches Institut Potsdam|Astrophysikalischen Instituts Potsdam (AIP)]] gehörenden Anlage, werden die von der Sonne abgestrahlten Radiowellen aufgefangen, aufgezeichnet und ausgewertet. Eine Übersicht der Daten steht für alle öffentlich Live im Internet zur Verfügung.<ref>[http://www.aip.de/groups/osra/german/de_spectra.html Aktuelle Sonnenaktivität]</ref>

Die Radioabstrahlung der Sonne hängt stark von der [[Sonnenaktivität]] ab. Bei geringer Sonnenaktivität (wenig [[Sonnenflecken]]) ist ihr Radiospektrum zeitlich konstant. Bei hoher Sonnenaktivität kommen zu den konstanten Beiträgen noch zeitlich variable Anteile dazu, die die konstanten in ihrer Intensität deutlich übertreffen.

== Radioabstrahlung der wenig aktiven Sonne ==

Die Brechung der Radiowellen in der [[Korona (Sonne)|Sonnenkorona]] hat zur Folge, dass bei bestimmten Wellenlängen nur Radiowellen gemessen werden können, die aus einer wellenlängenabhängigen Mindesthöhe kommen. Im Einzelnen bedeutet das:

* Radiowellen im Meterbereich kommen aus Bereichen weit über der sichtbaren Sonnenoberfläche. Ihre Intensität ist im Zentrum der Sonnenscheibe am größten und nimmt zum Rand hin ab. 5-m-Wellen sind bis zu Abständen von etwa zwei Sonnenradien vom Zentrum der Sonnenscheibe sichtbar.
* Bei Wellenlängen zwischen etwa 10&nbsp;cm und 3&nbsp;m kommen die Radiowellen aus einem schmalen, leuchtenden Bereich um die optisch sichtbare Sonne herum. Die Sonnenscheibe selbst erscheint dunkel.
* Bei Wellenlängen unter 10&nbsp;cm ist die Brechung der Radiowellen derjenigen von sichtbarem Licht ähnlich, auch die geringe Dichte der Korona kommt zum Tragen. Radiowellen durchlaufen die Korona infolgedessen näherungsweise geradlinig und die Abstrahlung der Korona ist so schwach, dass auch kein heller, schmaler Rand sichtbar ist.<ref>Kristen Rohlfs, T. L. Wilson u.&nbsp;a.: ''Tools of radio astronomy.'' Springer, Berlin 1999. ISBN 3-540-66016-X, S. 254–257</ref>

=== Entstehungsmechanismus der Radiostrahlung ===

Bei der nicht thermischen Radiostrahlung, welche vorwiegend aus der [[Korona (Sonne)|Korona]] der [[Sonne]] emittiert wird, handelt es sich um Plasmastrahlung, welche infolge der [[Plasmaoszillation|kollektiven Schwingungen der Plasmateilchen]] entstehen. Daher können Rückschlüsse aus der Frequenz der Radiostrahlung <math>f_\text{radio}</math> auf die Frequenz der lokalen Schwingungen <math>f_\text{plasma}</math> gemacht werden.
Bei genauerer Rechnung lässt sich zeigen, dass die lokale Elektronen-Plasma-Schwingungsfrequenz <math>f_\text{plasma}</math> proportional zur Wurzel der Teilchenzahldichte der Elektronen <math>N_e</math> ist:

:<math>f_\text{radio} \approx f_\text{plasma}=\frac{1}{2\pi}\sqrt{\frac{e^2 N_e}{\varepsilon_0 m_e}}</math>

([[Elementarladung]] <math>e</math>, [[elektrische Feldkonstante]] <math>\varepsilon_0</math>, [[Elektronenmasse]] <math>m_e</math>, [[Teilchenzahldichte]] der Elektronen <math>N_e</math>)

Die Sonnenatmosphäre ist aufgrund der Sonnengravitation barometrisch, was bedeutet, dass die Teilchendichte <math>N_e</math> zum Sonnenzentrum hin zunimmt. Daher existiert ein eindeutiger Zusammenhang zwischen der Elektronen-Plasma-Frequenz der ausgesendeten Radiowellen zur Entfernung der Radioquelle vom Sonnenmittelpunkt. Damit ist es möglich, jeder Radiofrequenz eindeutig (sofern man über ein Dichtemodell der Sonne verfügt) eine Höhe der Radioquelle zuzuordnen: Radiostrahlung hoher Frequenzen entsteht demnach aus den dem Sonnenmittelpunkt nahen Radioquellen.
Mit Hilfe von Radiospektren lassen sich also die Bewegungen von Radioquellen innerhalb der Sonnenatmosphäre beobachten.

== Radiostrahlung der aktiven Sonne ==

Befindet sich die Sonne in einer Phase hoher Aktivität, kommen zwei weitere Komponenten solarer Radiowellen dazu:

* Die langsam variable Komponente: Diese Radiowellen stammen aus diskreten Gebieten der sichtbaren Sonnenscheibe, meist aus Fleckengebieten. Die Intensität korreliert mit der [[Sonnenaktivität#Sonnenfleckenrelativzahl|Sonnenfleckenrelativzahl]]. Die Wellenlänge dieser Komponente beträgt 1 bis 100&nbsp;cm mit einem Maximum bei 15&nbsp;cm.
* Strahlungsausbrüche: Die Wellenlänge liegt zwischen 1&nbsp;cm und 15&nbsp;m. Die Intensität während der Strahlungsausbrüche liegt bei den kurzen Wellenlängen beim 20- bis 40-fachen, bei den langen Wellenlängen beim 100.000-fachen des normalen Wertes. Die Frequenz hängt, wie oben beschrieben, von den Eigenschaften der Korona ab, so dass aus dem zeitlichen Verlauf der Frequenz die Wanderung des Ausbruchs durch die Sonnenatmosphäre verfolgt werden kann.<ref>[[Arnold Hanslmeier]]: ''Einführung in Astronomie und Astrophysik''. Spektrum Verlag, 2. Auflage 2007. S. 227–229, ISBN 978-3-8274-1846-3</ref>

== Trivia {{Anker|Sonnenrauschen}} ==

Die Radiostrahlung der Sonne trägt als '''Sonnenrauschen''' zur [[Rauschtemperatur]] am Eingang von [[Funkempfänger]]n bei. [[Richtfunk]]strecken und [[Satellitenkommunikation|Satellitenempfang]] können gestört werden, wenn die [[Antennentechnik|Empfangsantenne]] in die Sonne blickt.<ref>Hans Dodel, Sabrina Eberle: ''Satellitenkommunikation''. Springer, 2007, ISBN 978-3-540-29575-4, Seite 29.</ref>

== Einzelnachweise ==

<references />

== Weblinks ==
* [http://www.aip.de/groups/osra/index_de.html Solare Radioastronomie beim AIP]

[[Kategorie:Stellarphysik]]
[[Kategorie:Radioastronomie]]
[[Kategorie:Solarstrahlung]]
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