Schlagwort: Spektrallinien

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Die Sonne und ihre fehlenden Farben

Ein regenbogenfarbiges Spektrum des Sonnenlichts, das zeilenweise von links oben (rot) nach rechts unten (blau) verläuft. Viele dunkle Streifen sind im Spektrum zu erkennen.

Bildcredit: Nigel Sharp (NSF), FTS, NSO, KPNO, AURA, NSF

Es ist noch immer unbekannt, warum im Licht der Sonne bestimmte Farben fehlen. Hier könnt ihr alle Farben der Sonne sehen. Dazu wurde das Sonnenlicht durch ein prismenähnliches Gerät geschickt. Das Spektrum entstand im McMath-Pierce Solar Observatory. Es zeigt, dass die scheinbar weiße Sonne Licht in fast allen Farben ausstrahlt. Aber am hellsten ist ihr gelbgrünes Licht.

Die dunklen Flecken in diesem Spektrum entstehen durch Gas an oder über der Oberfläche der Sonne. Es absorbiert das darunter abgestrahlte Sonnenlicht. Verschiedene Gase absorbieren Licht unterschiedlicher Farben. So lässt sich bestimmen, aus welchen Gasen die Sonne besteht. Helium zum Beispiel wurde 1868 zuerst im Sonnenspektrum entdeckt und dann später hier auf der Erde gefunden. Heute sind die meisten dieser Absorptionslinien identifiziert – aber nicht alle.

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Die Sonne und ihre fehlenden Farben

Das regenbogenfarbige Bild zeigt in vielen Zeilen das Spektrum der Sonne in hoher Auflösung.

Bildcredit: Nigel Sharp (NSF), FTS, NSO, KPNO, AURA, NSF

Warum fehlen im Licht der Sonne einige Farben? Das weiß niemand genau. Hier seht ihr alle Farben der Sonne im sichtbaren Licht. Sie werden aufgefächert, wenn man das Licht der Sonne durch ein prismenähnliches Gerät leitet. Das Spektrum wurde am McMath-Pierce–Sonnen-Observatorium aufgenommen. Es zeigt, dass unsere Sonne zwar anscheinend weiß leuchtet, aber in Wirklichkeit Licht in fast jeder Farbe abstrahlt. Am hellsten leuchtet sie in gelb-grünem Licht.

Die dunklen Flecke im Spektrum entstehen durch Gas auf oder über der Sonnenoberfläche, das Sonnenlicht von unterhalb absorbiert. Verschiedene Gasarten absorbieren unterschiedliche Farben des Lichtes, daher kann man bestimmen, aus welchen Gasen die Sonne besteht. Helium wurde zum Beispiel im Jahr 1870 erstmals in einem Sonnenspektrum entdeckt. Kurz darauf fand man es auch hier auf der Erde. Inzwischen wurde der Großteil der Absorptionslinien im Spektrum bestimmt – aber noch nicht alle.

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Fernes Licht brechen

Dieses Bild wurde mit dem Visible MultiObject Spectrograph (VIMOS) aufgenommen, der am Very Large Telescope (VLT) Array in Chile eingesetzt wurde.

Bildcredit und Bildrechte: VIMOS, VLT, ESO

Beschreibung: Im fernen Universum scheint die Zeit langsam zu vergehen. Da zeitdilatiertes Licht zum roten Ende des Spektrums verschoben (rotverschoben) erscheint, können Astronominnen und Astronomen mithilfe der kosmologischen Verlangsamung der Zeit gewaltige Entfernungen im Universum vermessen.

Hier sieht man, wie das Licht von fernen Galaxien in seine Farbbestandteile (Spektren) aufgebrochen wurde. Das erlaubt Forschenden, die kosmologische Rotverschiebung bekannter Spektrallinien zu vermessen. Die Neuheit dieses Bildes besteht darin, dass die Entfernung zu Hunderten Galaxien mit einem einzigen Bild vermessen werden kann. In diesem Fall wurde das Bild mit dem Visible MultiObject Spectrograph (VIMOS) aufgenommen, der am Very Large Telescope (VLT) Array in Chile eingesetzt wurde.

Die Analyse der Verteilung ferner Objekte im Raum bietet Einblicke, wann und wie im frühen Universum Sterne und Galaxien entstanden sind, wie sie Haufen gebildet und sich entwickelt haben.

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Das Sonnenspektrum mit fehlenden Farben

Das Bild in Regenbogenfarben zeigt ein vollständiges, hoch aufgelöstes Sonnenspektrum im sichtbaren Licht. Die Farben von unten nach oben sind blau, grün, gelb und rot.

Bildcredit: Nigel Sharp (NSF), FTS, NSO, KPNO, AURA, NSF

Es ist immer noch nicht bekannt, warum im Sonnenlicht manche Farben fehlen. Hier sind alle sichtbaren Farben der Sonne dargestellt. Dafür wurde Sonnenlicht durch ein prismenartiges Instrument geleitet. Das Spektrum entstand am McMath-Pierce-Sonnenobservatorium. Es zeigt, dass unsere Sonne zwar weiß erscheint, tatsächlich aber Licht in fast jeder Farbe abstrahlt. Im gelbgrünen Spektralbereich leuchtet sie am hellsten.

Die dunklen Streifen im oben gezeigten Spektrum stammen von Gasen in oder über der Sonnenoberfläche, die Sonnenlicht absorbieren, das darunter abgestrahlt wird. Unterschiedliche Gasarten absorbieren verschiedene Farben des Lichtes. Daher kann man aus diesen dunklen Streifen ableiten, aus welchen Gasen die Sonne besteht. Helium zum Beispiel wurde 1870 erstmals in einem Sonnenspektrum entdeckt. Erst danach fand man es auch hier auf der Erde. Inzwischen wurde die Mehrheit der Absorptionslinien im Spektrum bestimmt – aber nicht alle.

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Wenn Rosen nicht rot sind

Der Rosettennebel ist in zwei Versionen abgebildet. Wenn man die Maus über das Bild schiebt, wird eine alternative Version gezeigt.

Bildcredit und Bildrechte: Eric Coles und Mel Helm

Nicht alle Rosen sind rot, aber sie können trotzdem sehr hübsch sein. Der Rosettennebel und andere Gebiete mit Sternbildung werden auf astronomischen Bildern oft rot dargestellt, denn die markanteste Emission im Nebel stammt meist von Wasserstoffatomen.

Die stärkste optische Emissionslinie von Wasserstoff ist H-alpha. Sie liegt im roten Bereich des Spektrums. Doch die Schönheit eines Emissionsnebels liegt nicht nur im roten Licht. Auch andere Atome im Nebel werden vom energiereichen Sternenlicht angeregt und strahlen Licht in schmale Emissionslinien ab.

Für diese prächtige Ansicht des Rosettennebels wurden Aufnahmen kombiniert, die mit Schmalbandfiltern aufgenommen wurden. Die Emission der Atome von Schwefel sind rot, Wasserstoff ist blau und Sauerstoff ist grün abgebildet. Das Schema für die Kartierung der schmalen Emissionslinien von Atomen in ein breiteres Farbspektrum wird bei vielen Hubblebildern angewendet, die Gebiete mit Sternbildung zeigen.

Der Rosettennebel liegt im Sternbild Einhorn und ist ungefähr 3000 Lichtjahre von uns entfernt. In dieser Distanz ist das Bild etwa 100 Lichtjahre breit. Wollt ihr die Rose rot färben? Dann folgt diesem Link oder schiebt den Mauspfeil über das Bild.

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Ein Blitzspektrum der Sonne

Links ist der Mond vom Diamantring der Sonne umgeben. Der Diamantring wurde aus zwei Aufnahmen vom Beginn und Ende der Finsternis zusammengesetzt. Nach rechts ist das Blitzspektrum der Sonne aufgefächert. Es wurde mit einem Beugungsgitter fotografiert. Zwei farbige helle Streifen verlaufen waagrecht neben den Diamantblitzern. Einzelne Sonnenringe zeigen starke Emissionen der Elemente Wasserstoff und Helium.

Bildcredit und Bildrechte: Yujing Qin (Univ. Arizona)

Das bunte Finsterniskomposit wurde am klaren Himmel über Madras in Oregon fotografiert. Es zeigt das flüchtige Blitz-Spektrum der Chromosphäre der Sonne. Das Bild entstand aus drei Aufnahmen vom 21. August. Sie wurden mit Teleobjektiv und Beugungsgitter aufgenommen und justiert.

Die Erscheinung der Sonne erinnert an einen Diamantring. Sie wurde zu Beginn und am Ende der Totalität direkt fotografiert. Der Ring umklammert die Silhouette des Mondes zum Höhepunkt der Finsternis. Die Photosphäre der Sonne wurde vom Beugungsgitter nach rechts zu einem Farbspektrum aufgefächert. Es zeigt zwei durchgehende Streifen. Diese gehen von den Blitzen im Diamantring aus. Die Blitzer sind winzige Splitter der überbordend hellen Sonne.

In jeder Wellenlänge des Lichts erscheinen auch einzelne Bilder der Finsternis. Das Licht dafür strahlen Atome in den schmalen Bögen der Chromosphäre der Sonne ab. Die hellsten Bilder stammen von Atomen des Wasserstoffs. Sie zeigen die stärkste Strahlung in der Chromosphäre. Ganz rechts befindet sich die rote H-alpha-Emission. Links sind die blauen und violetten Emissions-Serien von Wasserstoff aufgereiht.

Die helle, gelbe Emission dazwischen stammt von Heliumatomen. Das Element Helium wurde erstmals im Blitzspektrum der Sonne entdeckt.

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Das Blitzspektrum der Sonne

Das Blitzspektrum der Sonne wurde kurz vor Beginn der Totalität fotografiert. Es zeigt die Emissionen der Chromosphäre der Sonne, die nur bei einer Finsternis zu sehen sind.

Bildcredit und Bildrechte: Len Fulham

Das sichtbare Spektrum der Sonne änderte sich blitzartig von Absorption zu Emission. Es geschah am 9. März bei einer totalen Sonnenfinsternis. Der flüchtige Augenblick wurde zu Beginn der Totalität mit Teleobjektiv und einem Beugungsgitter fotografiert. Die Finsternis war über der indonesischen Insel Ternate zu sehen, als der Himmel aufklarte.

Links bedeckt der Mond gerade das grelle Licht der Sonne. Dabei bedeckte er das sonst sichtbare Absorptionsspektrum der Photosphäre. Rechts neben der verfinsterten Sonne fächert ein Diffraktionsgitter den Rest zu einem Farbspektrum auf. Es besteht aus Einzelbildern der Finsternis. Jede Wellenlänge im Licht erzeugt ein Bild. Das Licht wird von den Atomen im dünnen Bogen der Sonnenchromosphäre und in einer gewaltigen Protuberanz oben abgestrahlt.

Die hellsten Bilder und die stärksten Emissionslinien in der Chromosphäre stammen von Wasserstoff-Atomen. Sie erzeugen die rote H-Alpha-Emission ganz rechts und die blaue H-Beta-Emission links. Die hellgelben Emissionsbilder dazwischen stammen von Helium-Atomen. Das Element Helium wurde erstmals im Blitzspektrum der Sonne beobachtet.

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Alle Farben der Sonne

Das Spektrum der Sonne wurde hier extrem weit aufgefächert, sodass es auf viele Zeilen umgebrochen werden musste, um ins Bild zu passen. Oben sind rote Farben, in der Mitte leuchtet das Spektrum grün und unten blau.

Bildcredit und Bildrechte: Nigel Sharp (NSF), FTS, NSO, KPNO, AURA, NSF

Wir wissen noch immer nicht, warum im Licht der Sonne einige Farben fehlen. Hier sind alle sichtbaren Farben der Sonne abgebildet. Sie entstehen, wenn Sonnenlicht durch ein prisma-artiges Gerät gelenkt wird. Das Spektrum stammt vom McMath-Pierce-Sonnenteleskop. Es zeigt, dass unsere Sonne fast jede Lichtfarbe abstrahlt, obwohl sie weiß erscheint. In gelbgrünem Licht leuchtet sie am hellsten.

Die dunklen Streifen im Spektrum entstehen, wenn Gas in oder über der Sonnenoberfläche Licht absorbiert, das darunter abgestrahlt wurde. Weil verschiedene Arten Gas unterschiedliche Lichtfarben schlucken, kann man feststellen, aus welchen Gasen die Sonne besteht. Helium wurde zum Beispiel erstmals 1870 im Sonnenspektrum entdeckt. Erst später fand man es auch hier auf der Erde. Inzwischen wurden die meisten Absorptions-Spektrallinien zugeordnet – aber noch nicht alle.

Neue Übersetzungen: APOD ist jetzt auf kroatisch und montenegrinisch verfügbar

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