44. Woche - Sonnenkorona während der "Großen amerikanischen Finsternis" 2017

 -  Astrofoto der Woche  - 

Schon sehr lange war in den USA keine von der West- bis zur Ostküste sichtbare totale Sonnenfinsternis mehr beobachtbar. So haben sich am 21. August 2017 Tausende zur "Großen Sonnenfinsternis" dort eingefunden, auch Florian Bleymann, Debütant beim AdW. In den verschiedenen Medien und Foren konnte man bereits an zahlreich gezeigten Bildern in gewissem Sinne noch nachträglich am Ereignis teilhaben. Aber auch noch so schöne Aufnahmen können das Erlebnis an Ort und Stelle nicht ersetzen.

Im heutigen AdW wollen wir uns neben der Aufnahmetechnik speziell der Korona zuwenden, welche die Sonne als prägnanter Strahlenkranz umgibt. Im Gegensatz zur Chromosphäre (griechisch Farbhülle, ca. 2.000 km mächtige Schicht überwiegend aus Wasserstoff und Helium oberhalb der Photosphäre, griechisch Lichthülle = unterste Schicht der Sonnenatmosphäre) ist die Korona schon lange bekannt, da sie sich bei totalen Sonnenfinsternissen sehr deutlich exponiert. Ihr Radius wird in Abhängigkeit von der betrachteten Lichtwellenlänge mit bis zu 10 und mehr Sonnenradien angegeben.

Ihre physikalische Natur begann man erst in der Mitte des 19. Jahrhunderts zu verstehen, wobei jedoch noch nicht alle Rätsel entschlüsselt sind. In den 1880er Jahren fand der englische Astrophysiker Arthur Cowper Ranyard heraus, dass sich die Form der Korona mit der Phase des Sonnenfleckenzyklus veränderte. Im Sonnenfleckenminimum hat die Korona auffällige Polarstrahlen und ausgedehnte äquatoriale Bereiche, im Sonnenfleckenmaximum hingegen ist die Korona fast kreisrund. Dies führte dazu, die Form der Korona mittels ihrer Elliptizität zu beschreiben. Das Verfahren geht auf eine Methode von Friedrich Wilhelm Hans Ludendorff (deutscher Astrophysiker) zurück, in der als Ausgangsmaterial für die Messung die Isophoten (= Linien gleicher Helligkeit) der Korona ausgewertet werden. Dafür wurden in Zeiten der chemischen Fotografie mittels Auflegen von Transparentfolie auf das Foto die Linien gleicher Helligkeit nachgezeichnet. Dies sei aber nur am Rande erwähnt und wäre ggf. eine Möglichkeit, eigene Aufnahmen auszuwerten.

Das Licht der Korona setzt sich aus verschiedenen Komponenten zusammen. Man unterscheidet im Wesentlichen zwischen der F-, L- und K-Korona. Das Spektrum der F-Korona entspricht dem Fraunhoferspektrum und hat seinen Ursprung in der Streuung des Lichts der Photosphäre an interplanetarem Staub und ist im Prinzip dem Zodiakallicht zuzuordnen (siehe dazu AdW 19. Woche 2017 vom 08.05.17).

In der L(inien)-Korona sieht man das Licht der durch die Koronalinien ausgesandten Strahlung. Im Bereich des für das Auge sichtbaren Lichts ändert die Linienkorona sich nur wenig zwischen blauem und rotem Licht. Anders sieht es im nahen Infrarot aus. Das Sonnenlicht unterliegt einer Streuung an den Molekülen der Erdatmosphäre, der sog. Rayleigh-Streuung, die abhängig von der Wellenlänge des Lichts ist. Licht der Wellenlänge von 880 nm (Infrarot) wird 16-mal weniger gestreut als Licht der Wellenlänge 440 nm (Blau). Infolgedessen lässt sich die Sonnenkorona im Infraroten bis zu einem Abstand von 12 Sonnenradien oder mehr nachweisen, während sie im visuellen Bereich nur etwa 5-6 Sonnenradien sichtbar wird. Die Beobachtung der koronalen Emissionslinien geht bis auf das Jahr 1869 zurück. In der Folgezeit fanden Sonnenforscher mehrere helle Linien, die unter Laborbedingungen bis dahin nie beobachtet wurden. Man vermutete zunächst ein neues chemisches Element, dem man trefflich den Namen „Coronium“ gab. Erst 70 Jahre später konnte der schwedische Physiker Bengt Edlén die Existenz des Coroniums ausschließen. Er fand eine der Koronalinien auch im Spektrum der Nova RR Pictoris. Von Novae wusste man indes, dass es sich um extrem heiße Objekte handelt. Als es ihm später gelang, die Koronalinie sogar im Labor zu erzeugen, konnte diese Emissionslinie zweifelsfrei dem chemischen Element Eisen zugeordnet werden.

Die wichtigsten Koronalinien sind a) die dunkelrote Linie Ni XV bei 670,2 nm, b) die rote Linie Fe X bei 630,5 nm, c) die gelbe Linie Ca XV bei 569,4 nm und d) die grüne Linie Fe XIV bei 530,3 nm. Aus der Tatsache, dass diese extrem hoch ionisierten Linien nur bei höchsten Temperaturen entstehen, hat man modellmäßig eine Koronatemperatur von 1 bis 2 Millionen Kelvin abgeleitet.

In der gelben Linie bei 569 nm werden z.B. Gebiete sichtbar, die mit intensiver solarer Aktivität verbunden sind. Die grüne Linie bei 530 nm findet man in Verbindung mit höherer Fackelaktivität. Insgesamt gibt es rund 50 Emissionslinien, von denen viele im sichtbaren Bereich nur während einer Sonnenfinsternis beobachtet worden sind. Die L-Korona ist ähnlich der Chromosphäre von wechselnder Gestalt. Dabei lässt sich die innere Korona mit einem sogenannten Koronographen auch ohne Sonnenfinsternis beobachten. Der Kontrast der Phänomene der Korona ist in den Emissionslinien größer als im Weißlicht. Der finanzielle und instrumentelle Aufwand ist für den Amateur jedoch sehr hoch. Weitere Beweise für die extrem heiße Korona findet man in der Tatsache, dass z.B. Röntgenstrahlung nur in der Korona sichtbar ist, jedoch nicht in den darunter tiefer liegenden Schichten. Jenseits der Korona liegt nur noch der kalte Weltraum, sodass die Sonne stetig Wärme über die Korona verliert. Der physikalische Mechanismus und die Energiequelle für die enorme Temperatur der Korona ist eine der größten Fragen der Sonnenphysik. Mit Hilfe von Satelliten fand man erstmals Löcher in der Korona, Regionen, in denen die Magnetfeldlinien nicht schleifenförmig verlaufen, sondern zum Weltraum hin geöffnet sind. Sie haben eine geringere Dichte als ihre Umgebung und sind kühler. Bei geringer Sonnenaktivität treten sie nur an den Polen auf, bei hoher Aktivität auch in niederen Breiten. Von dieser offenen Struktur gelangt dann verstärkt Sonnenwind zur Erde. Durch den Einsatz der Sonde TRACE wurde eine Übergangsschicht zwischen der Chromosphäre und der unteren Korona entdeckt, die nur eine Dicke von 100 km aufweist und übersetzt als „Übergangsregion“ bezeichnet wird. Sie ist stark von der Sonnenaktivität beeinflusst und zeichnet sich durch einen extremen Temperaturverlauf aus. In dieser dünnen Schicht steigt die Temperatur von etwa 10.000 K auf über 1.000.000 K. Am oberen Rand steigt die Temperatur dabei schlagartig auf über 2.000.000 K, Temperaturen, die sonst nur im Sonneninneren erreicht werden. Die vielversprechendsten Theorien für den Heizmechanismus sind derzeit Wellenbewegungen in der komplexen Topologie der von einem Magnetfeld durchzogenen Korona, die ständig in Bewegung ist und die diese Wellen in Wärmeenergie umwandeln sowie freigesetzte Energie zahlreicher kleinerer Flares (= chromosphärische Eruptionen, durch Magnetfeldenergie gespeiste erhöhte Strahlung), die die Korona aufheizen. Aufgrund der extrem kleinen Dichte der Korona – mit ca. 1/100.000 g/m³ noch viel kleiner als jedes irdische Hochvakuum im Labor – sind keine großen Energiemengen notwendig, um solch hohe Temperaturen zu induzieren. Hier wird kontinuierlich weitergeforscht und man hat den Mechanismus noch nicht vollständig verstanden.

Die K(ontinuum)-Korona ist nur in unmittelbarer Sonnenumgebung zu finden und zeigt im Spektrum ein Kontinuum (d.h. alle Lichtwellenlängen treten auf) mit kaum merklichen Absorptionslinien (Absorption = vollständige oder teilweise Aufnahme der auftreffenden Lichtenergie). Das Licht der K-Korona erstreckt sich innerhalb von 1-2 Sonnenradien und liefert den Hauptanteil der gesamten Koronaintensität. Es ist Photosphärenlicht, welches an freien Elektronen gestreut wird (sog. Thomson-Streuung) und daher stark linear polarisiert ist. Polarisiertes Licht schwingt nur in einer Richtung. Der Grad der Polarisation beträgt maximal 60% in etwa 10 Bogenminuten Abstand. Dieses Phänomen lässt sich während einer totalen Sonnenfinsternis mit einem handelsüblichen linearen Polarisationsfilter eindrucksvoll dokumentieren. Dazu fotografiert man die Korona unter verschiedenen Stellungen des Polarisationsfilters, beispielsweise unter 0°, 45°, 90° und 135°.

Auf Aufnahmen von totalen Sonnenfinsternissen lässt sich eine Vielzahl verschiedener Strukturen festhalten, die mit der Zeit klassifiziert wurden. Mittlerweile gibt es systematische Bezeichnungen für bestimmte Strukturen, die teilweise ohne Übersetzung in einen deutschsprachigen Begriff eins-zu-eins aus dem Englischen übernommen wurden.

In der vorliegenden Aufnahme (Osten ist oben, Norden links) sind die Polarstrahlen an Nord- und Südpol gut zu erkennen. Auf 12 Uhr in der Aufnahme ist vermutlich ein „Koronaloch“ sichtbar, während etwa auf 1-2 Uhr ein sogenannter ausgeprägter „Helmet-Streamer“ zu sehen ist. Auf 11:30 Uhr ist ein weiterer, nicht ganz so ausgedehnter Helmet-Streamer auszumachen. Zwischen 7 und 8 Uhr findet man eine Serie von schwachen kurzen und längeren Strahlen. In Richtung 6:30 Uhr ist ein weiterer Helmet-Streamer zu sehen mit einem inneren dunkleren Bereich. Außerdem sind einige Protuberanzen auf 1 Uhr und 2:30 Uhr am Sonnenrand erkennbar, die u.a. mit Korona-Aktivitäten assoziiert sind. Es bestehen enge Beziehungen von Korona-Aktivitäten zu Aktivitätszentren (u.a. Sonnenflecken) und Protuberanzen. Dem Amateur stehen Möglichkeiten offen, um die Korona- mit der Sonnenscheiben-Aktivität zu korrelieren. Aktuelle Bilder der Korona findet man im Internet (siehe z.B. sohowww.nascom.nasa.gov). Die vorliegende Aufnahme zeigt uns eine typische Korona in der Nähe des Aktivitätsminimums.

In Zeiten noch sauberer Erdatmosphäre war es auch neben der Beobachtung während einer totalen Sonnenfinsternis möglich, größere Teile der Korona auch mit einem Koronographen sichtbar zu machen. Heute gibt es allerdings nur noch extrem wenige Beobachtungsorte, da die Luft mittlerweile so mit Staub angereichert ist, dass ein streulichtfreies Beobachten kaum noch möglich ist. Die feinen Strukturen der Korona gehen dabei im Streulicht einfach unter. Die Helligkeit der Korona nimmt mit wachsendem Abstand zur Sonne sehr schnell ab, was bei der Fotografie zu entsprechenden Herausforderungen führt. Siehe dazu den aufnahmetechnischen Kommentar weiter unten.

Wir danken Florian Bleymann für die Einsendung dieser sehr interessanten Aufnahme.

Text zum Objekt: Jens Leich

Bei der Einsendung dieses Bildes hat der Autor Florian Bleymann uns einen ausführlichen Einblick in die Bildaufnahme und Bearbeitung dieses Fotos gegeben. Die Sonnenfotografie als auch die Mondfotografie bedient sich heutzutage weitestgehend der Technik, die auch bei der Planetenfotografie angewendet wird. Es werden in schneller Abfolge Bilder geschossen, von denen nur die schärfsten zu einem Summenbild aufaddiert werden. Dazu bedient man sich spezieller CCD-Kameras mit kleinen Chips. DSLR Kameras finden eher in der Deep-Sky-Fotografie Verwendung, eignen sich darüber hinaus aber auch sehr gut für stimmungsvolle Bilder. Bei einer Sonnenfinsternis hat man nicht viel Zeit, um die Stimmung einzufangen, und darum wurde hier ebenso eine DSLR genutzt. Um die gesamte Dynamik dieses Ereignisses zu bekommen, wurde eine Serie von Aufnahmen erstellt mit unterschiedlichen Belichtungszeiten. Insgesamt flossen zwölf Aufnahmen ein, mit Belichtungszeiten zwischen 1/1000 Sekunde und 2 Sekunden. Diese Staffelung, im Englischen Bracketing genannt, erlaubt es den hohen Dynamikumfang eines solchen Ereignisses zu bändigen. Diese Technik wird in der Tageslichtfotografie für HDR-Bilder verwendet. HDR steht für High Dynamic Range. Die zwölf Einzelaufnahmen wurden am Computer mittels Bildbearbeitungssoftware zu einem Gesamtbild verarbeitet und die unterschiedlichen Dynamikstufen herausgearbeitet. Das Endresultat entspricht dann eher dem visuellen Eindruck. Denn das Auge ist ja in der Lage große Dynamikunterschiede zu sehen, während ein Kamerasensor diese Dynamik linear darstellt. Aufgrund der HDR-Technik sehen wir im heutigen AdW sowohl Details in der hellen Korona der Sonne, als auch solche der Mondoberfläche.

Wir gratulieren Florian Bleymann zu diesem schönen Ergebnis.

Kommentar zum Bild: Frank Sackenheim

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