Die Sonnenkorona

von Wolfgang Paech

Die Sonnenkorona ist - wenn man so will - die Atmosphäre der Sonne. Die Dichte (Anzahl der Atome) ist noch wesentlich geringer als die der Chromosphäre und auch die Lichtintensität im Vergleich zur Chromosphäre noch viel geringer. Man kann sie mit blossem Auge nur kurz während einer totaler Sonnenfinsterniss sehen, wenn das Licht der Photophäre durch den Mond vollständig abgedeckt ist. Sie hat eine Ausdehnung von mehreren Sonnendurchmessern und "verliert" sich langsam im Raum. Auch die Sonnenkorona ändert ihre Form mit dem Sonnenzyklus. Eine Korona im Maximum ist relativ rund und symmetrsich. Eine Minimumskorona zeichnet sich durch Asymmetrie und lange Koronastrahlen aus. Eine totale Sonnenfinsternis ist die einzige Möglichkeit die Chromosphäre mit dem blossen Auge zu beobachten.

Ganz kurz vor dem Eintreten der Totalität, sieht man am Rand einen dünnen rosafarbenen Saum, die Chromosphäre - und mit viel Glück - einige grosse Protuberanzen.
Aufnahme: © W. Paech, 1999 in Rumänien

Eine typische Maximumskorona.
Aufnahme: © W. Paech, 1999 in Rumänien.

Dies ist ein aktuelles Koronabild vom 28.3.2001, © High Altitude Observatory, Hawai

Bis vor einigen, wenigen Jahren konnte man die innerste Korona auch mit Spezialteleskopen (und Filtern) von hohen Bergen aus beobachten. Durch die globale Luftverschmutzung (die Teilchen erzeugen Streulicht) ist dies nur noch an wenigen Tagen im Jahr möglich. Heute kommen alle massgeblichen Beobachtungen von Satellitenmissionen wie TRACE oder SOHO.

Bis vor einigen, wenigen Jahren konnte man die innerste Korona auch mit Spezialteleskopen (und Filtern) von hohen Bergen aus beobachten. Durch die globale Luftverschmutzung (die Teilchen erzeugen Streulicht) ist dies nur noch an wenigen Tagen im Jahr möglich. Heute kommen alle massgeblichen Beobachtungen von Satellitenmissionen wie TRACE oder SOHO.

Die Temperatur in der Sonnenkorona steigt über der Grenze der Chromosphäre schlagartig auf 1 - 2 Millionen Grad an. Dazwischen liegt eine sehr dünne und irreguläre Trennschicht, die man "transition region" nennt. In dieser Trennschicht fließt die Wärme aus der Korona (1.000.000 Grad) in die Chromosphäre (ca. 20.000 Grad). Diese Region ist nur im fernen UV zugänglich und nur aus dem Weltall - z.B. von TRACE (transition Region coronal explorer) zu beobachten.

Der Effekt der hohen Koronatemperatur ist Gegenstand aktueller Forschung und bislang wenig geklärt, da der Energiefluss, der die Aufheizung bewirkt, kontinuierlich fliessen muss, da ausserhalb der Korona die Temperatur des Weltalls von - 273 Grad Celsius herrscht. Diskutiert werden als Ursache zur Zeit: Schallwellen und permanente elektrische und magnetische (Mikro)Kurzschlüsse in Magnetfeldern.

Beobachtbare Phänomene (nur in bestimmten Wellenlängen von ausserhalb der Erdatmosphäre zu beobachten): Koronale Massenauswürfe (coronal mass ejections = cme), Polar Plumes, Coronal Loops und Koronale Löcher (coronal holes)

Koronale Masseauswürfe

Koronale Masseauswürfe sind gigantische Explosionen, die Milliarden Tonnen elektrisch geladene Wasserstoffatome (Plasma) herausschleudern. Dazu kommen ebenfalls energiereiche elektrische Teilchen (Elektronen und Protonen). Sie sind so heftig, dass, wenn sie auf die Erde gerichtet sind, immer starke Störungen des Erdmagnetfeldes auslösen (Polarlichter). Auslöser dieser cme´s können große Protuberanzenausbrüche und/oder Sonnenflares sein.

Das Bild links, zeigt eine solche coronal mass ejection (cme), aufgenommen im Röntgenlicht von der Raumsonde SOHO.

Der weisse Kreis in der Mitte repräsentiert den vollen Sonnendurchmesser von 1.4 Millionen km.

Hier können Sie ein Zeitraffer einer solchen cme, aufgenommen von SOHO, ansehen.

Damit das Sonnenplasma die Korona verlassen kann, braucht es allerdings die sogenannten koronale Löcher. Diese Löcher sind nahezu materiefrei und immer an offene Magnetfeldlinien gekoppelt. Sie treten hauptsächlich über den Sonnenpolen auf. Koronale Löcher kennt man erst seit den Beobachtungen der Sonne im Röntgenlicht durch spezielle Raumsonden.

coronal loops

© NASA, ESA - SOHO

Links das Bild eines coronal loops. Diese Erscheinungen sind häufig an Aktivitätsgebiete der Photosphäre (Sonnenflecken) oder der Chromosphäre gekoppelt. Das Material ist in geschlossenen Magnetfeldlinien eingeschlossen.

Die Lebensdauer der coronal loops liegt normalerweise zwischen einigen Tagen und einer Woche. Sind die loops an Flares gekoppelt, beträgt die Lebensdauer meist nur wenige Stunden. Das in den Magnetfeldern geführte Material ist dichter als das der Umgebung.

Polar plumes

Polar plumes, © NASA - ESA, SOHO

Links ein Bild von Polar plumes.Es sind die dünnen fächerförmigen Strahlen, die von den Sonnenpolen nach außen gerichtet sind. Sie gehen meist von sehr hellen Punkten aus, die mit kleinen Magnetfelregionen gekoppelt sind.

Quelle: © NASA - ESA, SOHO

Das linke Bild zeigt ein Bild der Sonne im Röntgenlicht, aufgenommen von der Sonnensonde SOHO.

Oben und unten (Nord- und Südpol der Sonne) sieht man zwei unterschiedlich grosse koronale Löcher (coronal holes), durch die das Sonnenplasma die Korona verlassen kann.

In der Sonnenmitte sieht man sehr schön ein bipolares Aktivitätsgebiet mit Materie in Magnetfeldschläuchen.
Quelle: © NASA - ESA, SOHO

Besonderheit: Koronale Löcher scheinen starr - und nicht differentiell wie alle Sonnenphänomene - mit der Sonne zu rotieren.

Weitere Sonnephänomene

Eine weiteres Phänomen der Sonne, das nicht sichtbar aber messbar ist, ist die Pulsation der Sonne, wobei es verschiedenen Frequenzen gibt. Das bedeutet, dass die Sonne sich tatsächlich rythmisch aufbläht und anschliessend wieder zusammenzieht. Sie ändert dabei Ihren Durchmesser in einem ca. 5 minütigen Rhythmus (Hauptfrequenz) um ca. 1.000 - 2.000 Kilometer. Solche Pulsationen kennen die Astronomen von anderen Fixsternen, man nennt sie Veränderliche Sterne. Hier ändert sich der Durchmesser - und damit die Helligkeit des Sterns - allerdings dramatisch.

Der Sonnenwind

Die Sonne sendet pausenlos einen Strom von Elektronen und Protonen ins All, diese Erscheinung nennt man den Sonnenwind. Er strömt aus der Korona ab. Die Teilchengeschwindigkeit liegt - im Mittel - bei ungefähr 400 km/s. Theoretisch in den 50er Jahren vorhergesagt, konnte man den Sonnenwind erst mit Raumsonden messen. Auch in Zeiten, in denen die Sonne relativ "ruhig" ist, also in den Zeiten um das Aktivitätsminimum herum, strahlt die Sonne diesen kontinuierlichen Strom von Teilchen ab, der permanente Wechselwirkung mit dem Erdmagnetfeld hat. Dieser Sonnenwind ist z.B. für die Entstehung von Polarlichtern verantwortlich.

Weiter lesen: Solar - Terrestrische Beziehungen

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