Die Sonnenatmosphäre
Als Sternenatmosphäre, in unserem Fall die Sonnenatmosphäre, bezeichnet man den äußeren Teil, der Licht (elektromagnetische Strahlung) aussendet. Außerdem verliert die Sonne kontinuierlich über ihre Atmosphäre Materie in Form der sogenannten Teilchenstrahlung. Sie ist der einzige Stern, den wir flächenmäßig mit immer besser werdenden Instrumenten detailliert beobachten können. In sie hineinsehen können wir ja nicht, und deshalb ist es nur die Sonnenatmosphäre, die uns Rückschlüsse ziehen läßt, wie es in ihrem Inneren aussieht; allerdings mit einer Ausnahme, der Neutrinostrahlung. Das ist aber ein Kapitel für sich. Diese Strahlung trägt augenblicklich 2% der Fusionsenergie ins Weltall fort.
Die Sonnenatmosphäre teilt sich auf in Photosphäre, Chromosphäre und Korona und mit bloßem Auge sehen wir nur die Photosphäre.
Die Photosphäre
Wir sprechen oft von der Sonnenoberfläche und meinen damit die Photosphäre. Sie ist ein Konstrukt und deshalb definiert. Im allgemeinen ist sie aber nichts anderes als ein Zustand von Gas, wie er einmal ganz am Anfang unseres Universums herrschte, als es gerade durchsichtig wurde, und von dem wir heute noch die sogenannte Hintergrundstrahlung messen können.
Und genau das geschieht auch in der Photosphäre. Photonen können hier erstmalig auf ihrem Weg aus dem Sonneninneren frei loslegen ohne direkt wieder von Elektronen eingefangen zu werden. Weiter rein in die Sonne können wir also nicht sehen.
Diese Gasschicht ist ungefähr 400 km dick. Verglichen mit dem Sonnendurchmesser und mit Rücksicht auf die riesige Entfernung erscheint sie uns als eine gestochen scharfe Kante am Sonnenrand. Es ist deshalb ganz natürlich, daß die Photosphäre für uns mit dem Sonnendurchmesser zusammen fällt. Und das ist deshalb so, weil sie hauptsächlich in sichtbarem Licht strahlt.
Dabei ist der Gasinhalt der Photosphäre sehr gering, durchschnittlich nicht mehr als bei uns auf Erden in 70 km Höhe. Sie wird aber ständig aufgefüllt und aufgeheizt von den darunter liegenden Sonnenschichten, so daß wir eine Oberflächentemperatur von 5500 Grad Celsius messen können, also die Temperatur, bei der Körper hauptsächlich in sichtbarem Licht strahlen.
Im großen Ganzen steht die Photosphäre für die Energieabgabe der Sonne in den Weltenraum. Etwa 48 % der Sonnenstrahlung entfallen auf das sichtbare Licht. Der Anteil der Wärmestrahlung beträgt 38 %. und der Rest sind 7 % ultraviolette und 7% andere Strahlungsarten.
Heute können wir die Sonnenoberfläche in einer phantastischen Auflösung betrachten und dabei offenbart sich ein Bild, das die Sonnenphysiker Granulation nennen (Granulen). So ein "Granulchen" kann ohne weiteres 1000 km groß sein. Die Ursache ist reine Konvektion: heißes Gas steigt hoch an die Oberfläche, kühlt sich ca 500 Grad ab und sinkt wieder runter an den Kanten.
Sonnenzyklus Sonnenflecken Sonnenaktivität
Die Oberfläche der Sonne können wir also ziemlich genau studieren. Ein NASA-Bild zeigt die rotierende Sonne (rotierende Sonne). Sie ist ja ein Gasball und eine Drehung dauert am Äquator 25,4 und an den Polen ca 36 Tage. Auf dem Bild sieht man Sonnenflecken. Diese sind für uns das einfachste Maß für die sogenannte Sonnenaktivität. Hier ein Bild vom Okt2003 (Sonnenflecken), und ein mehr detailliertes Bild hier mit der Erde als Vergleich (Sonnenflecken mit Erde) und noch eine nähere Aufnahme im "Granulenmeer" (Sonnenflecken/Granulen).
Die Sonnenflecken können ganz riesig sein und man hat sie schon mindestens seit 2000 Jahren beobachtet, kann man doch die größten mit "bloßem" Auge sehen. Es war wohl Galileo Galilei, der ab 1610 anfing die Sonne mehr methodisch und genauer zu beobachten. Er entwickelte dafür die sogenannte Projektionsmethode, bei der das Sonnenbild auf ein Blatt Papier hinter dem Okular projiziert wird.
Seit Galilei gibt es vereinzelt Beobachtungsdaten, bis 1849 das Züricher Observatorium täglich anfing, Sonnendaten methodisch einzusammeln.
Schon 1775 schrieb der dänische Astronom Christian Horrebow: "Es scheint, dass sich nach einer bestimmten Anzahl von Jahren das Erscheinen der Sonne in Bezug auf die Anzahl und Größe der Flecken wiederholt." Und es war ja auch William Herschel, der 1801, wie schon mal erwähnt, die Sonnenaktivität mit den Weizenpreisen in Verbindung bringen wollte.
Der Anlaß dafür, die Sonnendaten systematisch einzusammeln, kam 1843, als der Astronom Samuel Heinrich Schwabe endgültig die Periodizität der Sonnenflecken feststellte. Ungefähr gleichzeitig konnte der Schweizer Astronom Rudolf Wolf die Daten bis zurück ins Jahr 1755 rekonstruieren, was wir dann in folgendem, modernem Diagramm sehen können (Sonnenzyklus 1).
Die Spitzen und Täler zeigen, wie die Anzahl der auf der Sonne sichtbaren Sonnenflecken mit einem ungefähren 11-Jahres-Zyklus zunimmt und abnimmt. Die Daten werden nach einem ausgeklügeltem System per Monat aufgetragen. Im Prinzip nichts anderes als die Anzahl und Größe der Flecken.
Das Alles ist wieder eine Wissenschaft für sich und man braucht sich ja nur das nächste Bild anzuschauen (Sonnenzyklus 2), um zu verstehen, was man alles machen kann.
Diese Diagramme sind von großer Bedeutung, weil die Sonnenaktivität, die sich darin widerspiegelt, das Weltraumwetter bestimmt und in gewissem Maße auch das Wetter/Klima zu unseren Zeiten auf Erden. Anschaulich wird das mit dem sogenannten Maunder Minimum. Edward Walter Maunder war ein englischer Astronom, der eine stark verringerte Sonnenfleckenaktivität mit Hilfe von Daten aus der Zeit in den Jahren zwischen 1645 und 1715 feststellte (Maunder Minimum), was zeitmäßig gut mit der kleinen Eiszeit damals zusammenfällt. Heute hält man solche Vergleiche für übertrieben und berechnet den Einfluß zu nur 0,1°C. Da wäre der menschliche Einfluß auf das Klima sehr viel größer. Und mehr Minima gibt es: (Mehr Minima).
Hier stellt man den Einfluß der Sonnenaktivität in Relation zu C14 in den Jahresringen von Bäumen.
Sonnenflecken sind 1000-2000 Grad kühler als ihre Umgebung. Daß sie uns auf der Sonnenscheibe schwarz erscheinen, liegt daran, daß sie 70% weniger strahlen als ihre Umgebung. Ihre Ursache sind enorm starke Magnetfelder, die die Konvektion, also den Wärmetransport nach außen, behindern. Stellenweise wölben sich dann Magnetfeldlinien über die Photosphäre hinaus und da, wo die Feldlinien senkrecht zur Photosphäre stehen, steigt Plasma hoch. Es folgt den Magnetfeldlinien und bildet einen U-förmigen Bogen, den man Protuberanz nennt:
(Protuberanz). Die Regionen unter dem aufsteigenden Plasma kühlen dabei schnell ab und werden als Sonnenfleck sichtbar.
Wie das im Einzelnen unter der Photosphäre vor sich geht, hat man auch ausgeknobelt, und man versucht den Mechanismus für Vorhersagen der Sonnenaktivität auszunutzen.
Konsensus war bisher, daß Zyklus Nr 25, der 2019 begann, nur eine geringe Sonnenaktivität bringen würde. Jetzt ergeben die neuesten Forschungsergebnisse folgendes: Man nennt das Terminator Intervall hier gezeigt:
(Terminator).
Demnach lassen sich die Zyklen der Sonne an der Bewegung von magnetisierten Plasmaströmungen an der Sonnenoberfläche ablesen. Diese Magnetbänder bewegen sich, von der globalen Konvektion getrieben, von beiden Polen aus in Richtung Sonnenäquator. Wenn sie am Äquator zusammentreffen, löschen sie sich wegen ihrer entgegensetzten Polung gegenseitig aus, was das Ende eines Zyklus bedeutet.
Jetzt hat man die dem Zyklus 25 zugehörigen Magnetbänder SC25Nord/Süd analysiert und gefunden, daß der 25:iger zu einer der stärksten Sonnenaktivitetsperiode, jemals beobachtet, werden könnte.
Das ist Wissenschaft! Wenn man da sehr stark interessiert ist, kann man hier nachlesen: (Sonnenzyklus1 Nr.25)
und hier: (Sonnenzyklus2 Nr.25) .
Und daraus ein Auszug: "Fazit -- Unsere Methode sagt voraus, dass SC25 zu den stärksten jemals beobachteten Sonnenfleckenzyklen gehören könnte, je nachdem, wann die bevorstehende Beendigung erfolgt, und es ist sehr wahrscheinlich, dass es mit Sicherheit stärker als das derzeitige SC24 (Sonnenfleckenzahl 116) und höchstwahrscheinlich stärker als das vorherige sein wird SC23 (Sonnenfleckennummer 180)."
Da ist also ein ganze Menge los in der Photosphäre. Die Sonne ist ein Physikstudium für sich. (Weiter hier)
