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Ausdruck vom: Donnerstag, der 22.02.2024

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Was kann man auf der Sonne sehen?

Warnung: Niemals ungeschützt in die Sonne schauen! Dies kann zu schweren Augenschäden bis hin zur Erblindung führen. Völlig ungeeignet sind Sonnenbrillen! Geeignete Schutzfilter gibt es im astronomischen Fachhandel.

Die Helligkeit der Sonne nimmt zum Rand hin ab. Auf der Sonnenscheibe gibt es of dunkle Stellen, die Sonnenflecken. Daneben liegen Gebiete die heller sind als ihre Umgebung, die Fackeln. Die Oberfläche der Sonne, die Photosphäre überzogen mit einem Netz von kleinen, unregelmäßigen Körnchen überzogen, der Granulation.  Bei Sonnenfinsternissen wird die Chromosphäre und die Sonnenkorona sichtbar.

Wie kann man die Sonne beobachten

Die Sonne ist der uns am nächsten stehende Stern. Ihr scheinbarer Durchmesser beträgt rund ein halbes Grad. Daher lassen sich viele Erscheinungen auf ihrer Oberfläche schon mit einfachen Mitteln beobachten: mit Ferngläsern und kleinen Teleskopen oder sogar mit dem bloßen Auge. Doch Vorsicht: weil die Sonne uns recht nahe ist - die Entfernung beträgt nur rund 150 Millionen Kilometer, kommt an der Erde sehr viel Strahlungsenergie an. Deshalb darf man sie auf keinen Fall ohne ausreichenden Schutz beobachten. Eine Sonnenbrille reicht nicht! Für eine Beobachtung mit bloßem Auge genügt eine Sonnenfinsternisbrille. Für Ferngläser und Fernrohre werden dagegen spezielle Filter benötigt, die im Fachhandel erhältlich sind.

Immer noch werden sogenannte Okularfilter angeboten, die man vor oder hinter das Okular schraubt. Davon raten wir dringend ab. Sie können sehr heiß werden und dadurch platzen. Schwere bis schwerste Augenschäden sind die Folge.

Aber wenn man die einschlägigen Vorsichtsmaßnahmen einhält, lassen sich interessante Phänomene auf dem Tagestern gefahrlos beobachten.

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.

Die Randverdunklung

Betrachtet man Fotografien der Sonne, die im optischen Wellenlängenbereich gemacht wurden, fällt sofort auf, dass 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.

Die Sonnenflecken

Betrachtet man die Sonne durch ein Teleskop mit einem Objektivsonnenfilter, 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. Sie können Durchmesser von mehreren Tausend Kilometern bis zu hunderttausend Kilometern erreichen. Sie erscheinen dunkel, weil sie ca. 1000 Grad kühler sind als die sie umgebende Sonnenoberfläche. An diesen kühlen Stellen verhindern starke Magnetfelder, dass heißeres und somit heller leuchtendes Plasma aufsteigen kann. Dadurch bleiben Sonnenflecke oft tagelang stabil und können sogar mehrere Wochen bestehen bleiben.

Kleine Gruppen mit wenigen Flecken zeigen keine regelmässige Ordnung. Sie erscheinen einfach als Ansammlung von Flecken. Grosse Fleckengruppen aber bestehen in der Regel (seltene Ausnahmen sind möglich) aus zwei Gebieten, in denen sich die Flecken häufen und zwischen denen nur wenige oder keine Flecken sind (Typen B bis G). Diese Anordnung nennt man bipolar, d.h. die Flecken sind an zwei magnetischen Polen mit entgegengesetzter Polarität konzentriert. Einfachere Gruppen ohne deutlich getrennte Fleckenzentren werden unipolar genannt ( Typen A, H, J).

Die wichtigsten Formen, aus denen sich Sonnenflecken aufbauen, sind unten im Bild schematisch dargestellt. Sehr kleine Sonnenflecken erscheinen als dunkle punktförmige Gebilde. Bei ihnen unterscheidet man zwischen Sonnenflecken und Poren, deren Lebensdauer meist nur wenige Minuten beträgt. Poren werden bei der Bestimmung der Relativzahl nicht berücksichtigt. Grössere Sonnenflecken bestehen aus einem dunklen Kern, der Umbra, und einem etwas helleren Hof, der Penumbra. Bei direkter Beobachtung mit dem Auge am Okular (Filter benutzen! Erblindungsgefahr!) sieht man eine mehr oder weniger gleichmässig schwarze, rotbraune oder manchmal fast graue Umbra. Die Penumbra scheint aus vielen hellen und dunklen Fäden, den Penumbra-Filamenten, zu bestehen. Diese sind von der Umbra deutlich nach aussen orientiert. Untersuchungen haben ergeben, dass das Material in diesen Streifen mit ca. 2 km/s zur Umbra strömt. Beobachtungen von Sonnenflecken am Sonnenrand zeigen, dass die Umbra des Sonnenflecks ca. 600 km tiefer liegt als die sie umgebende Sonnenoberfläche.

Die wenigsten Sonnenflecken mit Penumbra haben eine wirklich kreisförmige Gestalt. In aller Regel wird man auch helle schmale Einkerbungen in den Fleck sehen, die Penumbra und Umbra manchmal wie helle Zungen durchschneiden. Diese Strukturen werden Lichtbrücken genannt.

Beobachtet man einen regelmässigen runden Fleck nahe dem Zentrum der Sonnenscheibe und verfolgt ihn über einige Tage, so wird er zum Sonnenrand hin immer schmaler. Die Sonne ist eine rotierende Gaskugel und so ergibt sich eine perspektivische Verzerrung des Sonnenflecks auf ihrer Oberfläche. Die Verbindungslinie zwischen den beiden Hauptflecken einer bipolaren Gruppe wird als Achse der Fleckengruppe bezeichnet. Bei jungen Gruppen ist diese Achse noch fast parallel zum Sonnenäquator (und damit den anderen Breitenkreisen) ausgerichtet. Mit wachsendem Alter der Gruppe verschiebt sich die Achse zunehmend. Wie alle gasförmigen Körper im Sonnensystem (z.B. auch Jupiter und Saturn) rotiert die Sonne an ihrem Aquator schneller, wo sie sich in 25 Tagen einmal um ihre Achse dreht (siderische Rotation). In 40 Grad Breite braucht sie schon 27 Tage für eine Rotation. Objekte in niedrigeren Breiten "überholen" also solche in höheren Breiten. Diesen Effekt nennt man die Differentielle Rotation der Sonne. Nähert sich ein Fleck dem Sonnenrand, werden in seiner Umgebung helle Gebiete sichtbar, die Sonnenfackeln. Sobald die Fleckengruppe in den etwas dunkler erscheinenden Randbereich (Randverdunklung der Sonne) gelangt, werden sie deutlich sichtbar.

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. Innerhalb eines Zyklus erreicht die Häufigkeit der Fleken allmählich ein Maximum. Während des gesamten Zyklus wandern die Sonnenfleckenzonen immer weiter in Richtung auf den Sonnenäquator zu. Am Ende eines Zyklus erscheinen seine Sonnenflecken nur noch in der Nähe des Sonnenäquators. Nach einer Phase mit wenigen oder gar keinen Flecken, dem Sonnenfleckenminimum, tauchen wieder einzelne Sonnenflecken im Abstand von ca. 30° beiderseits zum Sonnenäquator auf und und ein neuer 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.

Fackeln

Während Sonnenflecken Gebiete in der Phtosphäre sind, in den die Temperatur niedriger ist - nur etwa 4.500 Grad Celsius atnstatt etwa 5.500 Grad, findet man nahebei Bereiche in denen es noch um einige hundert Grad heisser ist, die Fackel, die auch ohne Flecken vorkommen können. Aber vor der hellen Photosphäre im Zentrum der Scheibe heben sie sich nicht kontrastreich genug ab, dagegen sind sie am Sonnenrand deutlicher zu erkennen.

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 sie ihre Form und 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 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“ am Ende der Totalitätsphase wird der rote Streifen am Mondrand wieder 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 Absorptionsspektrum. Es entsteht, weil jedes Atom der Chromosphäre die für das betreffende Element jeweils typischen Photonen aus dem weißen Licht der Photosphäre absorbieren und 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.

Protuberanzen und Filamente

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“. 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“

Flares

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 „Koronalen 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.

Einer der berühmetesten Flares mit anschließendem Massenauswurf fand am 1. September 1859 statt, das Carrington-Ereignis, wobei die Sonnenmaterie mit einer Geschwindigkeit von über 2000 km/s weggeschleudert wurde. Nach 17,5 Stunden traf sie an der Erde ein und löste in der Nacht vom 1. zum 2. September den bisher mächtigsten geomagnetischen Sturm aus. Polarlichtern wurden in Rom, Havanna und auf Hawaii beobachtet. In Nordeuropa und Nordamerikas kam es zu Überspannungen in Telegrafenleitungen, dass Papierstreifen in den Empfängern in Brand gesetzt wurden.

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Die Korona

Nicht alle aus der Photosphäre austretenden schnellen Teilchen werden von Magnetfeldern der Sonne eingefangen. Die heißesten Teilchen schaffen es, mit hoher Geschwindigkeit 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.

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 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.