Logo der Universität Wien

Der solare Radiofluss stammt in erster Linie von koronalem Plasma, das in den Magnetfeldern aktiver Regionen der Sonne gefangen ist. Abhängig von der beobachteten Wellenlänge blickt man in unterschiedliche Schichten oberhalb der Photosphäre. Bei einer Frequenz von 1415 MHz ist vor allem die Aktivität im Bereich der mittleren bis oberen Chromosphäre zu sehen, der sich von etwa 1000-2000 km oberhalb der Photosphäre erstreckt.

Der solare Radiofluss ändert sich langfristig während des Sonnenaktivitäszyklus und steht in direktem Zusammenhang zur Anzahl der Sonnenflecken. Kurzfristige Ereignisse, wie koronale Masseauswürfe und Flares, zeigen sich als schnelle, meist nur wenige Minuten andauernde Spitzen in der Intensität der Radiostrahlung. Bei entsprechender Stärke können solche solar radio bursts auch den Funkempfang auf der Erde beeinträchtigen, beispielsweise kann der Kontakt zu GPS-Satelliten unterbrochen werden, wenn deren Bahnposition in der ungefähren Sichtlinie zur Sonne liegt. Beobachtet man solche Ausbrüche in einem größeren Frequenzbereich, so lassen sich anhand von Modellen Geschwindigkeit und Masse des ausgeworfenen Materials abschätzen.

Die Intensität der Radiostrahlung wird üblicherweise in solar flux units (sfu) angegeben, dabei entspricht 1 sfu = 10-22 W m-2 Hz−1.

Empfangsanlage

Das Instrument mit dem die Beobachtung der Sonne durchgeführt wird, ist eine 2.3 m große Parabolantenne mit Feed im Primärfokus. Das sogennante Small Radio Telescope ist auf der Westterrasse der Universitätssternwarte Wien aufgestellt. Es wurde ursprünglich am Haystack Observatorium als Lehr- und Demonstrationsteleskop für den Radiobereich und die Beobachtung der 21cm Linie des Neutralen Wasserstoffs entwickelt und wird auch in Wien für diesen Zweck eingesetzt. Am Institut für Astrophysik wurden zusätzlich Verbesserungen am Empfangssystem vorgenommen, um Störungen durch den von elektronischen Geräten erzeugten lokalen Radiohintergrund zu minimieren.

Verlauf während der Finsternis

Der Verlauf der Finsternis wird über ein aktuelles SOHO SDO/HMI Bild (siehe rechts) projiziert. Zeitgleich dazu wird das Radiosignal der Sonne (siehe Graph unten) im Abstand von wenigen Sekunden aktualisiert.

Es ist zu erwarten, dass es einige Minuten vor dem 1. Kontakt des Neumondes zu einem leichten Anstieg des Signals kommt, da der Mond ähnlich wie bei einer Sternbedeckung als beugende Kante wirkt und die Radiostrahlung verstärkt. Dasselbe gilt nach dem 4. Kontakt zum Ende der Finsternis.

Die Bedeckung von Sonnenflecken durch den Mond kann zum selben Phänomen führen, gefolgt von einem sprunghaften Abfall bzw. Anstieg des Flusses. Ein deutlicher Zusammenhang wird sich allerdings nur für ausreichend weit vom Rand entfernte, größere Sonnenflecken zeigen.

Da die Sonne zu Beginn der Beobachtung die Gebäudekante (siehe Bild oben) nicht vollständig überschritten hat, kommt es ebenfalls zu einem Beugungsphänomen und einem daraus resultierenden Signalgewinn (siehe Graph ganz unten).

Solarer Radiofluss Live
Solarer Radiofluss der letzten Tage
Archivdaten
Impressum: Franz Kerschbaum, Armin Luntzer | Institut für Astrophysik