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Sonnenspektrum



  Das Sonnenspektrum - also das Absorptionsspektrum der Sonne - wird durch die Zerlegung des Sonnenlichts, zum Beispiel mit Hilfe eines Prismas, sichtbar gemacht.

Die Sonne emittiert ein kontinuierliches Spektrum, das im kurzwelligen Bereich Röntgenstrahlen enthält und bis in den langwelligen Bereich (Infrarot-Spektrum) zu den längsten elektromagnetischen Wellen reicht. Das Sonnenspektrum umfasst dabei einen Wellenlängenbereich von mehr als neun Zehnerpotenzen. Während die mittlere Sonnenenergie (die Solarkonstante) nahezu konstant ist, gibt es große Unterschiede in den verschiedenen Spektralbereichen UV-, Röntgen- und Radiowellenbereich. Diese Unterschiede beruhen zum Teil auf den Sonnenflecken, den Flares und Protuberanzen, sowie anderen Phänomenen auf der Sonnenoberfläche und im Sonneninnern. Sie werden mit Hilfe der Spektralanalyse näher bestimmt.

Einige Bereiche des Sonnenspektrums können an der Erdoberfläche gar nicht oder nur abgeschwächt beobachtet werden, da sie in der Erdatmosphäre absorbiert werden, so zum Beispiel der UV-Bereich und der Röntgenanteil. Eine Erforschung dieser Anteile war daher erst mit der Entwicklung der Raketen- und Satellitentechnik möglich. Das am Erdboden empfangene Sonnenspektrum wird als terrestrisches Sonnenspektrum bezeichnet, das extraterrestrische Sonnenspektrum misst man oberhalb der Erdatmosphäre.

Dem kontinuierlichen Sonnenspektrum sind eine Vielzahl von Absorptionslinien überlagert, die entweder durch die Absorption in der Photosphäre oder durch Absorption in der Erdatmosphäre entstehen. Man kann sehr einfach erkennen, welche Absorptionslinien wo entstehen, da nur die solaren Linien den Dopplereffekt aufgrund der Rotation der Sonnenoberfläche zeigen. Diese Absorptionslinien, die von Josef von Fraunhofer 1814 erstmals näher untersucht wurden, tragen den Namen Fraunhofer-Linien. Zu diesen Fraunhofer-Linien aus dem Bereich der Sonne treten Absorptionsbanden von Stoffen in der Erdatmosphäre, die als Absorber wirken. Dies sind vor allem molekularer Sauerstoff, Ozon, Wasserdampf und Kohlenstoffdioxid.

Andererseits kann man über die Identifizierung der Fraunhofer-Linien einen Nachweis über das Vorhandensein der chemischen Elemente in der Sonne führen und unter gewissen Annahmen kann man sogar aus der Intensität der Fraunhofer-Linien auf die Häufigkeit dieser Elemente in der Sonnenatmosphäre schließen.

Bei einer totalen Sonnenfinsternis kann man das lichtschwache Flash-Spektrum ausmessen. Es ist ein Emissionsspektrum und stammt aus der Chromosphäre der Sonne.

Siehe auch

  • Spektroheliometer
  • Spektroheliogramm
  • Sonnenstrahlung
 
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