- Astronomie im Berchtesgadener Land -

Monatsthema Juli 2008: "Oberflächenerscheinungen der Sonne"

Die allgemein bekannteste Erscheinung der Sonnenoberfläche sind die Sonnenflecken, da man sie schon mit gewöhnlichen optischen Geräten und in Ausnahmefällen sogar mit dem bloßen Auge beobachten kann. Dabei sei noch einmal darauf hingewiesen, dass die Beobachtung der Sonne mit optischen Hilfsmitteln nur unter Verwendung geeigneter Sonnenfilter erfolgen darf, da sonst die Augen irreparabel geschädigt werden.

Wie schon bei dem Aufbau der Sonne beschrieben, werden die Sonnenflecken durch magnetische Felder verursacht, die das Aufsteigen des heißen Gases verlangsamen. Dadurch ist die Temperatur der Photosphäre an diesen Stellen 1000°C bis 1500°C niedriger als auf der übrigen Sonne. Die Sonnenflecken entstehen in den mittleren Breiten und haben eine Lebensdauer von einigen Tagen bis zu einigen Wochen. Sie können zu großen Gruppen anwachsen, die aus Paaren unterschiedlicher magnetischer Polarität bestehen. Wegen der differentiellen Rotation verdreht und verschraubt sich das Magnetfeld immer stärker und die beiden Pole der Sonnenflecken liegen nicht übereinander sondern nebeneinander. Es wäre vorstellbar, dass dieser Vorgang dann zum Zusammenbruch und Neuaufbau des Magnetfelds führt, wie er alle 22 Jahre stattfindet. Größere Sonnenflecken bestehen meisten aus einem dunkleren Inneren (der Umbra) und einem weniger dunklen Rand (der Penumbra). Wie man auf fotographischen Aufnahmen erkennen kann, besteht die Penumbra aus schmalen hellen Steifen, den penumbralen Filamenten, die sich innerhalb von Stunden verändern. Mit der Rotation der Sonne bewegen sich die Sonnenflecken über den für uns sichtbaren Teil der Sonne und nähern sich dabei auch dem Äquator, bis sie dann schließlich verschwinden. Aus Beobachtungen von Flecken, die zum Rand der Sonne wanderten konnte man feststellen, dass die Umbra tiefer liegt als die übrige Photosphäre. Etwa seit dem Jahr 1750 werden die Sonnenflecken systematisch mit Fernrohren beobachtet, wobei auch weit frühere Einzelbeobachtungen vorliegen. Heinrich Schwabe (1789-1875) stellte fest, dass es eine elfjährige Periode mit vielen bzw. wenigen Sonnenflecken gibt. Der Schweizer Rudolf Wolf (1816-1893) entwickelte die noch heute gültige Zählung der Sonnenfleckenrelativzahl, bei der jeder Sonnenfleck einzeln und die Zahl der Sonnenfleckengruppen zehnfach gezählt wird. Er benannte den Zyklus, der sein Maximum im Jahr 1749 hatte, mit 0 und die davor liegenden mit negativen Zahlen. Heute rechnet man den Beginn eines Zyklus allerdings nach dem Minimum. Der aktuelle Zyklus ist der 24. und hat im Mai 2008 begonnen. Es wurden noch verschiedene andere Periodizitäten gefunden aber auch Unregelmäßigkeiten. So sind die Zyklen nicht immer gleich lang und es gab auch schon Zeiten, wo die Sonnenflecken für längere Zeiten fast ganz ausblieben (z.B. Maunder-Minimum 1645 bis 1715). Bemerkenswert ist auch, dass die Strahlung und das von der Sonne ausgehende Magnetfeld im Maximum intensiver sind, weshalb man die frühere Sonnenaktivität auf einem Umweg auch aus dem C14-Gehalt der Baumringe erschließen konnte.

Aber die Flecken sind nicht die einzige Erscheinung der Sonnenoberfläche. Diese sind allerdings meist nur im Licht der roten H-alpha Linie des Wasserstoffs zu sehen. Die ganze Oberfläche der Sonne ist in 1000 bis 10.000 km große Zellen untergliedert, der Granulation. In deren Zentrum steigt das heiße Gas auf und an den Rändern sinkt es ab, wodurch der dunklere Rand entsteht. An ihren Rändern treten kurzlebige Gasausbrüche auf, die Spikulen, die am Rand der Sonne als feine Zacken erkennbar sind. Die flimmernden Bewegungen, die man bei ihrer Beobachtung am Fernrohr erkennt, werden allerdings durch die Luftunruhe der Atmosphäre verursacht.

Kurzbelichtete Aufnahme der Sonnenfinsternis von 1999 mit Protuberanzen von einem Vereinsmitglied der AAL.
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Genauso wie die Magnetfelder den Aufstieg des heißes Gases bremsen, können sie ihn auch an anderer Stelle beschleunigen so dass Gasmassen aus der Photosphäre herausschießen und z.T. entlang der Magnetfeldlinien wieder absinken. Am Rand der Sonne kann man solche Erscheinungen bei Sonnenfinsternissen oder im Licht des Wasserstoffs als eindrucksvolle Protuberanzen verfolgen. Auf der Sonnenoberfläche erscheinen sie als dunklere fadenartige Gebilde und werden als Filamente bezeichnet. Protuberanzen können mit bis zu 700 km/sec aufsteigen und erreichen Höhen bis zum halben Sonnenradius.

Im Gegensatz dazu handelt es sich bei Flares (auch als Fackeln bezeichnet) um helle kurzzeitige Ausbrüche. Diese entstehen, wenn gegensätzliche Magnetfelder aufeinander treffen und in einem Strahlungsausbruch, der sich auch auf der Erde bemerkbar machen kann, vergehen.

Länger belichtete Aufnahme der Sonnenfinsternis von 1999 mit der Korona von einem Vereinsmitglied der AAL.
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Über der Photosphäre liegen die nur etwa 10.000 km dicke rötliche Schicht der Chromosphäre und darüber die Korona, die sich bis über eine Million km hinaus erstreckt. Beide sind nur bei Sonnenfinsternissen sichtbar und haben höhere Temperaturen als die Photosphäre. So weist die Chromosphäre etwa 10.000°C und die Korona sogar ca. 1 Million Grad Celsius auf. Um das zu verstehen muss man bedenken, dass bei Gasen die Temperatur als Geschwindigkeit der Teilchen definiert ist und dass es sich bei beiden um extrem dünne Gase handelt, sodass sie - was die Energieabstahlung betrifft - nicht mit der Photosphäre konkurrieren können.

Von der Sonne geht außerdem ein kontinuierlicher Teilchenstrom, der Sonnenwind, aus. Er wird durch den Strahlungsdruck verursacht und schirmt das Sonnensystem zumindest teilweise gegen Teilchen und auch gegen die kosmische Strahlung ab, die von außen in das Sonnensystem eindringen. Entlang der Magnetfeldlinien der Erde vermag dieser nahe den Polen in die Erdatmosphäre einzudringen und verursacht bei Strahlungsausbrüchen der Sonne die Polarlichter. Ein Schauspiel, das man bei extremen Ausbrüchen in Richtung Erde auch bei uns beobachten kann.

Gerardo Inhester

Zum Sternenhimmel Juli 2008

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