Was kann man auf der Sonne sehen?

1. die Photosphäre

Wenn wir uns die Sonne anschauen, sehen wir das Licht, das von ihrer Oberfläche abgestrahlt wird. Diese Oberfläche nennt man auch „Photosphäre“. Sie ist eigentlich keine Oberfläche, sondern eine mehrere hundert Kilometer dicke äußerste Schicht der Sonne, in der die Temperaturen von innen nach außen so niedrig werden, dass sich hier die Teilchen des Plasmas zu Atomen zusammenfinden können. Dadurch nimmt die elektrische Leitfähigkeit in dieser Schicht von innen nach außen ab, zugleich wird sie von innen nach außen zusehends durchsichtiger und lässt die Strahlung ins Weltall entweichen.

2. die Randverdunkelung

Betrachtet man Fotografien der Sonne, die mit Neutralfiltern ND5 gemacht wurden, fällt sofort auf, dass auf den Bildern die Helligkeit der Sonnenoberfläche zum Rand der Sonne hin abnimmt. Die Ursache hierfür liegt in den äußersten Schichten der Photosphäre, die einen Teil der von den tieferen Schichten der Photosphäre emittierten Strahlung wieder absorbieren. Da Sonnenstrahlen aus den tieferen randnahen Bereichen der Sonne aus unserer Perspektive von der Sonnenoberfläche aus unter einem flacheren Winkel verlaufen, müssen sie eine längere Strecke durch diese äußersten Schichten zurücklegen und werden dabei entsprechend stärker geschwächt.

3. die Sonnenflecken

Betrachtet man die Sonne durch ein Teleskop mit einem Objektivsonnenfilter ND5 (ein „visuelles Sonnenfilter“), sieht man auf der Sonnenoberfläche zuweilen dunkle Flecken, die man als „Sonnenflecken“ bezeichnet.

Sonnenflecke können als einzelne Flecken auftreten, erscheinen auf der Sonne aber meist in kleinen oder größeren Gruppen. Sonnenflecken können einen Durchmesser von mehreren Tausend Kilometern bis zu hunderttausend Kilometern erreichen. Sie erscheinen dunkel, weil sie ca. 1000° K kühler sind als die sie umgebende Sonnenoberfläche. An diesen kühlen Stellen der Oberfläche sinkt abgekühltes Material in die Tiefe, wodurch an dieser Stelle kein heißeres und somit heller leuchtendes Plasma aufsteigen kann. Dadurch bleiben Sonnenflecke oft tagelang stabil und können sogar mehrere Wochen bestehen bleiben.

Die dunkle Fläche des Sonnenflecks nennt man „Umbra“. Bei größerem Sonnenflecken ist die Umbra von einem weniger dunklen Hof umgeben, den man „Penumbra“ nennt. Betrachtet man einem solchen Sonnenfleck durch ein Teleskop großer Öffnung mit einem visuellen Sonnenfilter bei hoher Vergrößerung, so zeigt sich, dass die Penumbra aus vielen schmalen radial angeordneten hellen Streifen besteht. Untersuchungen haben ergeben, dass das Material in diesen Streifen mit ca. 2 km/s zur Umbra strömt und dort in die tiefer liegende Umbra stürzt. Beobachtungen von Sonnenflecken am Sonnenrand zeigen, dass die Umbra des Sonnenflecks ca. 600 km tiefer liegt als die sie umgebende Sonnenoberfläche.

Durch die langfristige Beobachtung der Sonnenflecken kann man erkennen, dass sich die Sonne um ihre Achse dreht, und man kann messen, wie schnell sie das tut. Am Äquator rotiert sie in 25 Tagen einmal um sich selbst, in der Nähe der Sonnenpole dauert eine vollständige Umdrehung 30 Tage. Daran sieht man, dass die Sonne keine starre Kugel ist.

An der Sonnenoberfläche ist im Bereich der Sonnenflecken das Sonnenmagnetfeld stark konzentriert und erreicht dort Feldstärken von bis zu 0,4 Tesla. Die Feldlinien stehen in der Mitte der Umbra senkrecht, sind zum Rand der Umbra hin nach außen geneigt und verlaufen im Bereich der Penumbra fast parallel zu den radialen Streifen der Penumbra.

Die Menge und die Lage der Sonnenflecke schwankt in einem elfjährigen Zyklus. Im Minimum dieses Zyklus sind meist keine Sonnenflecken zu sehen. Dann tauchen auf der Nordhalbkugel und der Südhalbkugel der Sonne vereinzelt Sonnenflecken im Abstand von ca. 30° zum Sonnenäquator auf. Die Häufigkeit ihres Auftretens nimmt im Laufe der Jahre allmählich zu, wobei sich diese Sonnenfleckenzonen in Richtung auf den Sonnenäquator verschieben. Wenn sich diese Zonen dort treffen, erreicht die Anzahl der Sonnenflecken ein Maximum. Danach nimmt die Anzahl der Sonnenflecken wieder ab, bis schließlich keine Sonnenflecken mehr zu sehen sind. Dann tauchen nach einiger Zeit wieder einzelne 7 Sonnenflecken im Abstand von ca. 30° beiderseits zum Sonnenäquator auf, und der Zyklus beginnt von vorne.

Im weiten Umkreis der Pole der Sonne treten keine Sonnenflecken auf.

Messungen haben ergeben, dass sich nach jedem Sonnenfleckenmaximum das Magnetfeld der Sonne umpolt. Dieses Feld ist ein bipolares Feld ähnlich dem der Erde und hat eine Stärke von ca. 200 Nanotesla. Damit ist seine Feldstärke einerseits doppelt so groß wie das des Erdmagnetfelds, andererseits ist die Feldstärke des bipolares Magnetfelds der Sonne zwei Millionen Mal schwächer als das Feld eines Sonnenflecks. Da im Sonnenfleckenmaximum die vielen Magnetfelder der vielen Sonnenflecken eine viel stärkere Wirkung haben als das bipolare Sonnenmagnetfeld, löst sich unter ihrem Einfluss das bipolare Magnetfeld auf. Bis zum Beginn des folgenden Sonnenfleckenminimums entsteht das bipolare Magnetfeld mit umgekehrter Polung neu. Bislang kann man noch nicht erklären, durch welche Prozesse das bipolare Magnetfeld der Sonne entsteht.

Die Granulation

Betrachtet man die Sonne durch ein Teleskop ab acht Zoll Öffnung mit visuellem Sonnenfilter bei hoher Vergrößerung und hoher Luftruhe, erkennt man, dass die Oberfläche der Sonne aus polygonalen hellen Flächen besteht, die jede von einer etwas dunkleren Grenzlinie umschlossen werden. Diese polygonalen Flächen sind in der Regel ca. zwei Bogensekunden groß. Wenn man diese Strukturen längere Zeit aufmerksam beobachtet sieht man, dass diese Flächen ihre Form und ihre Größe beständig verändern. Neue Flächen tauchen auf, dehnen sich auf Kosten der sie umgebenden Flächen aus, werden zugleich durch benachbarte neu entstehende Flächen bedrängt und verkleinert, bis sie schließlich wieder verschwinden und ihr Platz von neuen Flächen eingenommen wird. Die Lebensdauer einer solchen Fläche beträgt ca. sieben Minuten. Sie werden als „Granulen“ bezeichnet.
Die Granulen sind an der Oberfläche sichtbare kleine Konvektionszellen des Sonnenplasmas. Ihre Durchmesser betragen 400 – 1500 km. Das heiße Plasma strömt darin mit einer Geschwindigkeit von ca. 800m/s vom Zentrum der Granule zu ihrem Rand. Dabei strahlt es Energie ab und wird dabei um einige hundert Kelvin kühler. Wo die horizontale Strömung auf die Gegenströmung der Nachbargranule trifft, wird die Strömung gestoppt. An diesen Stellen sinkt das dunklere Plasma in die Tiefe, weil es kühler und damit dichter ist. Zugleich erzeugt es dabei die dunkle Grenze zwischen den benachbarten Granulen.
Weitere Untersuchungen haben ergeben, dass das sichtbare Muster der Granulen eine darunterliegende „Supergranulation„ überdeckt. Diese „Supergranulen“ existieren in einer Schicht unterhalb der sichtbaren Granulen. Sie sind 20 Mal größer als die sichtbaren Granulen und sehr viel langlebiger.

Die Chromosphäre und das Sonnenspektrum

Bei der Beobachtung einer Totalen Sonnenfinsternis bei klarem Himmel kann man mit etwas Glück unmittelbar nach dem so genannten „Zweiten Kontakt“ im Fernrohr für wenige Sekunden einen schmalen roten Rand an der vom Mond bereits verfinsterten Sonne erkennen, der anschließend hinter dem Mondrand verschwindet. Kurz vor Beginn des „Dritten Kontakts“ vor dem Ende der Totalitätsphase wird der rote Streifen am Mondrand sichtbar, bis er wenige Sekunden später beim „Dritten Kontakt“ vom gleißend hellen Rand der Sonne überstrahlt wird. Was da als roter Streifen zu sehen ist, nennt man die „Chromosphäre“
Die Chromosphäre ist eine ca. 2000 km dicke Schicht ca. 4000°C heißer Sonnenatmosphäre, die direkt über der Photosphäre liegt. Das Spektrum des Lichts aus der Chromosphäre ist ein Emissionsspektrum. Es entsteht, weil jedes Atom der Chromosphäre die für das betreffende Element jeweils typischen Photonen aus dem weißen Licht der Photosphäre absorbieren und 8 diese Energie bei der gleichen Wellenlänge wieder in alle Richtungen emittieren. Das Licht dieser Emission können wir normalerweise nicht wahrnehmen, denn es wird durch das intensive Licht der darunterliegenden hellen Photosphäre überstrahlt. Nur bei einer Totalen Sonnenfinsternis wird die Emission der Chromosphäre für uns kurz sichtbar und messbar. Die Chromosphäre hat die gleiche chemische Zusammensetzung wie das darunterliegende Sonnenplasma. Je häufiger Atome eines bestimmten Elements in der Chromosphäre vorkommen, desto stärker absorbieren sie aus dem Weißlicht der Sonne die für dieses Element typischen Photonen. Diese Absorptionen verursachen im Spektrum des Sonnenlichts dunkle Linien, welche man nach ihren Entdecker die „Fraunhofer´schen Linien“ bezeichnet. Anhand der Tiefe und Lage der Absorptionslinien lässt sich die chemische Zusammensetzung der Chromosphäre und damit die der Sonne präzise ermitteln. Außerdem kann man anhand der Absorptionslinien die Temperatur der absorbierenden Materie, die Stärke der dortigen Magnetfelder sowie die Strömungsgeschwindigkeit der absorbierenden Materie ermitteln.

Die Protuberanzen, Filamente, Flares, die Korona und der Sonnenwind

Aus der Photosphäre kommt nicht nur die Sonnenstrahlung, sondern auch ein ständiger Strom aus schnellen Protonen, Ionen, schwereren Atomkernen und freien Elektronen. Da alle diese Teilchen elektrisch geladen sind, beeinflussen Magnetfelder die Bewegung dieser Teilchen. Über der Chromosphäre erstrecken sich meist zahlreiche mehrere zehntausend bis 100000 km große, lokal begrenzte und starke Magnetfelder, die durch das in der Konvektionszone aufströmende Sonnenplasma hervorgerufen werden. Diese Magnetfelder haben aufgrund ihres Ursprungs aus der turbulenten Strömung des Sonnenplasmas eine sehr komplexe Struktur, die sich dynamisch verändert. Zudem können diese Magnetfelder mehrere hunderttausend Kilometer hoch reichen. Wenn schnelle geladene Teilchen aus der Photosphäre oberhalb der Chromosphäre in die Nähe dieser Magnetfelder kommen, werden sie in eine Spiralbahn um deren Feldlinien gezwungen und eingefangen. So gelangen die Teilchen schließlich entlang der Feldlinien wieder zurück auf die Sonnenoberfläche. Dieser Teilchenstrom entlang der Feldlinien kann soviel Energie freisetzen, dass das Material um die Feldlinien aufleuchtet. Dadurch entstehen meist lachsrot leuchtende Strukturen um die Sonne, die man während einer Totalen Sonnenfinsternis direkt im Teleskop, bei allen anderen Gelegenheiten nur mit einem Koronografen oder mit einem schmalbandigen H-alpha-Filter beobachten kann. Man nennt sie „Protuberanzen“. 9 Die Lebensdauer einer Protuberanz hängt von der Lebensdauer des Magnetfelds ab, durch das sie entsteht. Eine Protuberanz kann daher wenige Stunden oder einige Wochen lang existieren. Sichtbar ist sie nur, wenn sie aus der Perspektive des Beobachters über dem Sonnenrand schwebt. Befindet sich die Protuberanz aus unserer Perspektive vor der Sonnenoberfläche, kann man sie in einem H-Alpha-Teleskop als matte Schattenlinie über der viel intensiver leuchtenden Sonnenoberfläche erkennen. Man nennt eine solche Struktur „Filament“

die Flares

Copyright: Nasa

Hin und wieder leuchten auf der Sonnenoberfläche für Sekunden bis Minuten kleine Regionen extrem hell auf. Man nennt solche Ereignisse „Flares“. Sie treten relativ selten auf, und nur in der Nähe von Sonnenflecken. Jeder Flare kann jedoch innerhalb von Sekunden eine Energiemenge freisetzen, die der simultanen Explosion einiger hundert Millionen Megatonnen-Wasserstoffbomben entspricht. Dadurch können mehrere Milliarden Tonnen Plasma mit ca. 2000 km/s in die Korona und weiter ins All geschleudert werden. Man nennt ein solches Ereignis einen „Koronaren Massenauswurf (CME). Flares entstehen durch Kurzschlüsse in Magnetfeldbögen. Diese Kurzschlüsse können durch die Verdrillung des dynamischen und stark verdichteten Magnetfelds in der Umgebung von Sonnenflecken auftreten. Dabei heizt die Energie des kurzgeschlossenen Magnetfelds das im Magnetfeld eingebettete Plasma extrem auf.

Die Korona

Nicht alle aus der Photosphäre austretenden schnellen Teilchen werden von Magnetfeldern der Sonne eingefangen. Die heißesten Teilchen schaffen es, mit hoher Geschwindigkeit trotz der wirkenden Sonnengravitation radial von der Sonne wegzufliegen. Sie bilden in Sonnennähe die so genannte „Korona“, die man während der Totalitätsphase einer Totalen Sonnenfinsternis mit dem bloßen Auge als einen zauberhaft weiß schimmernden Lichtkranz um die verfinsterte Sonne sehen kann. Ihre fernsten mit dem bloßen Auge noch sichtbaren Ausläufer können hier eine Länge von bis zu fünf Sonnendurchmessern erreichen. Die Dichte der Korona beträgt nur ca. 50 Teilchen/cm³.

Copyright: Ralf Künnemann

Messungen des Emissionsspektrums der Korona haben gezeigt, dass die Temperatur dort mehrere Millionen Grad beträgt. Es ist sehr erstaunlich, dass die Materie so hoch über der Sonne sechshundertfach heißer ist als die 5700°C heiße Oberfläche der Sonne, wo doch die Sonne die einzige verfügbare Energiequelle bildet. Das Rätsel ist noch nicht ganz gelöst. Man hat herausgefunden, dass in der Photosphäre tieffrequente Schallwellen von innen nach außen wandern, wobei ihre Schallgeschwindigkeit immer weiter abnimmt. Dadurch verkürzt sich ihre Wellenlänge und ihre Amplitude nimmt zu, bis sie sich oberhalb der Chromosphäre in heftige Stoßwellen 10 verwandeln, die das Material der Korona aufheizen können. Zusätzlich leisten Energieübertragungen aus den Protuberanzen, Kurzschlüsse in Magnetfeldern sowie superschnelle Teilchen aus der Photosphäre wechselnde Beiträge zur Aufheizung der Korona. Aufgrund der niedrigen Dichte der Korona ist ihr tatsächlicher Energiegehalt trotz der hohen Temperatur ihrer Teilchen sehr gering. Ein Kubikzentimeter der mehrere Millionen Grad Kelvin heißen Korona enthält 50 Teilchen, Ein Kubikzentimeter Luft auf Meereshöhe ist zwar nur 293° Kelvin heiß, enthält aber ca. 34 Trillionen Teilchen. Der Kubikzentimeter Luft in Meereshöhe enthält daher viel mehr Energie als der Kubikzentimeter Korona.

Sonnenwind

Schon vor Jahrhunderten fiel den damaligen Beobachtern heller Kometen auf, dass die Schweife dieser Kometen stets von der Sonne weg gerichtet sind. Als Ursache hierfür wurde ein Wind vermutet, der von der Sonne ins Weltall strömt. Durch verschiedene Satelliten wurde ab 1961 der Nachweis erbracht, dass dieser Sonnenwind existiert. Seine Dichte und Geschwindigkeit in der Umgebung der Erde verändern sich aufgrund der Rotation der Sonne und wegen der dynamischen Veränderungen seiner auf der Sonne liegenden Ursprungsgebiete ständig.
Der Sonnenwind hat eine Dichte von 1 – 5 Teilchen/cm³. Seine Teilchen fliegen 400 … 700 km/s schnell von der Sonne weg in Richtung zum fernen Rand des Sonnensystems.

Die Dichte sowie die Energie des Sonnenwindes nehmen zu, wenn ein Koronarer Massenauswurf erfolgt und der die vor ihm fliegenden Sonnenwindteilchen rammt, sie dadurch verdichtet und beschleunigt. Außerdem sind die Dichte und die Energie des Sonnenwindes größer, wenn seine Teilchen ihren Ursprung in solchen Bereichen der Korona haben, wo aktuell keine Magnetfeldbögen über der Chromosphäre vorliegen. Man nennt solche Bereiche „Koronare Löcher“. Da in den Koronaren Löchern keine Magnetfeldbögen Teilchen auf ihrem Weg ins All einfangen, ist der Sonnenwind aus diesen Regionen schneller und daher energiereicher.

Copyright: NASA

Der Sonnenwind stellt einen Strom elektrisch geladener Teilchen dar, der in alle Richtungen von der Sonne abströmt. Seine Dichte und Geschwindigkeit beeinflussen das interplanetare Magnetfeld. Der strömende Sonnenwind verformt auch die Magnetfelder der Planeten und verändert ihre Stärke dynamisch. Wird die Stärke des planetaren Magnetfelds dadurch um einige Prozent verändert, nennt man das einen „magnetischen Sturm“.
Die Änderung der Intensität des Sonnenwinds erzeugt in der Wechselwirkung mit den Magnetfeldern der Planeten Polarlichter, die in ringförmigen Zonen um die Magnetpole der Planeten auftreten. In seltenen Fällen kann die Induktionswirkung dieser Magnetfeldschwankungen starke Ströme hervorrufen, die Satelliten beschädigen können, Kommunikationsnetze stören und Überlastungen von Hochspannungsleitungen verursachen.
Der Sonnenwind bläst ca. 15 Milliarden Kilometer weit ins All. Dabei nimmt seine Dichte auf dem Weg nach außen immer weiter ab, bis er in 15 Milliarden Kilometer Distanz vom interstellaren Medium abgebremst wird, in das das Sonnensystem eingebettet ist. Dieses Medium ist eine Blase von mehreren Lichtjahren Durchmesser, der riesige Überrest einer Supernova, die sich hier vor mehreren Millionen Jahren ereignet hat. Die Sonne fliegt mitsamt dem Sonnensystem seit einigen Hunderttausend Jahren quer hindurch.

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Über den Autor Günther Bendt

Günther Bendt ist Jahrgang 1951, Diplompädagoge und Ingenieur für Physikalische/Biomedizinische Technik.  Er arbeitete in internationalen Unternehmen der Medizintechnik und war zuletzt mehrere Jahrzehnte Technischer Redakteur in einem Telekommunikationsunternehmen. Seit dem Sommer 2016 ist er im Ruhestand.

Als KInd erlebte er unerwartet eine Mondfinsternis, das weckte sein Interesse an der Astronomie. Seit 1997 macht er Führungen für Besuchergruppen der Volksternwarte Aachen. Er  ist aktives Mitglied im Arbeitskreis Astronomie der Sternwarte. Seit 2000 wartet er die technische Ausstattung der Sternwarte.
Bei Astronomie.de erstellt er seit 2004 u. a. die monatliche Himmelsvorschau. Seit 2008 präsentiert er im Arbeitskreis Astronomie seine monatlichen „Neuigkeiten aus der Astronomie“.

Als astronomischer Betreuer hat Günther Bendt seit 2009 diverse Reisegruppen für Astronomie.de und für andere Veranstalter auf Sonnenfinsternisreisen nach China und Australien, zum Venustransit auf Island sowie zu diversen Polarlichtbeobachtungen im winterlichen Lappland begleitet. Auf vier Kontinenten hat er bislang sechs Totale Sonnenfinsternisse erlebt.