(Fortsetzung)
Chromosphäre und Korona
Diese äußeren Teile der Sonnenatmosphäre sind noch viel dünner als die Photosphäre, dafür aber heißer. Bei der Chromosphäre geht es bis zu 20.000 Grad hoch und in der Korona flitzen die Atome und Teilchen so schnell herum, daß man Temperaturen von mindestens einer Million Grad mißt. Jetzt sollte man ja meinen, daß sowas ordentlich strahlt, tut es aber nicht, denn Temperatur und Wärme sind physikalisch verschiedene Sachen. Wärme ist eine Menge und das Gas ist so dünn, daß die "wenigen" Photonen, die dort ausgesendet werden, zwar sehr hohe Energien mit sich führen, aber völlig von der viel dichteren Photosphäre überstrahlt werden. Zum Beispiel ist die Helligkeit der Korona Millionen mal geringer als die der Photosphäre und entspricht ungefähr der Helligkeit des Vollmondes, warum sie ja auch zu sehen ist mit bloßem Auge bei einer totalen Sonnenfinsternis.
Man kann also die Chromosphäre und die Korona nur sehen, wenn man die Sonnenscheibe abdeckt, entweder mit Hilfe moderner Sonnenteleskope oder wir müssen auf eine totale Sonnenfinsternis warten. Ein ganz wunderbares Bild von einem solchen Ereignis aus dem Jahre 1999 kann man hier sehen: (Chromosphäre/Korona).
Die Chromosphäre erscheint als die unregelmäßige Schicht, die sie ist, in roter Farbe und die SonnenKorona in ihrem vollen Glanz. Die rote Farbe stammt von Emissionen von Wasserstoff bei 20.000 Grad.
Die äußere Atmosphäre der Sonne, die Korona, ist wieder eine Geschichte für sich. Die aller frühsten Beobachtungen des sichtbaren Spektrums der Korona ergaben helle Emissionslinien bei Wellenlängen, die keinem bekannten Material entsprachen. Deshalb nahmen die Astronomen an, daß sie einem neuen Material auf die Spur gekommen waren, nämlich dem "Koronium". Ein Element Koronium konnte man aber beim besten Willen nicht finden und erst viel später, als man die Temperaturen in der Korona messen konnte, kam die Erklärung. Bei Temperaturen von Millionen Grad kann kein Wasserstoff/Helium-Atom seine Elektronen behalten und einige schwerere Elemente auch nicht. Nur Elemente wie Eisen können noch ein par Elektronen halten bei so einer Hitze. Und es ist die Emission von solchen hoch ionisierten Elementen, die das damals unbekannte Spektrum erzeugen.
Es gibt auch noch ziemlich unregelmäßige Übergangszonen, besonders zwischen Chromosphäre und Korona. Hier ein Bild, das die Emission von Kohlenstoff bei ca 100.000 Grad zeigt:
(Sonne im Lichte von Kohlenstoff) , und ein weiteres: (Sonne im Lichte von Schwefel) , das die Emission von Schwefel bei ca 200.000 Grad zeigt.
All diese Bilder und Untersuchungen sind heute möglich seit der Entwicklung von Koronografen 1930. Das sind Sonnenteleskope, die - vereinfacht - künstliche Sonnenfinsternisse erzeugen und die Spektren untersuchen können.
Ein weiterer Fortschritt sind die Weltraumteleskope. Ganz phantastisch dabei ist ein Bild der Korona, die die Sonne einhüllt. Sowas kann man nur im Röntgenbereich sehen, weil die Photosphäre Röntgenstrahlung ganz wenig strahlt die Korona aber sehr viel mehr wegen der hohen Temperaturen und die Sonne scheint dann sozusagen dunkel durch: (Sonne im Röntgenlicht). Man kann sowas nur außerhalb der Erdatmosphäre beobachten, weil Röntgenstrahlen diese nicht durchdringen können.
Das Aussehen der Korona ändert sich dauernd und vorzugsweise im Takt mit den Sonnenflecken, wenn geschlossene Magnetfeldlinien elektrisch geladene, koronale Gase einfangen. Der Fachausdruck für sowas ist Flare oder Chromosphärische Eruption. Und damit kommen wir zu den sogenannten Sonneneruptionen, die von elektromagnetischen Vorgängen innerhalb der Sonne angeheizt werden: (Flare) .
Dazu gehören auch die schon beschriebenen Protuberanzen. Das war ja noch mal Materie, die den aus Sonnenflecken hervorgegangenen Magnetfeldbögen folgt. Wenn solche Magnetfelder aufbrechen bei genügend zugeführter Energie, schießt die Materie raus ins All.
Das sind wahrhaft gigantische Explosionen. Die größten Flares zB können bis zu einem Tausendstel der Sonnenfläche einnehmen. Man beobachtet sie meist am Rande der Sonnenscheibe als Ausbuchtung der Chromosphäre in die Korona hinein, wo es dann öfters zu gigantischen Masseauswürfen kommt.
Der physikalische Mechanismus ist kompliziert und wird laufend untersucht. Vereinfacht aber kann man folgendes sagen: Die Sonne besteht aus positiven Ionen und freien, negativen Elektronen, was die Physiker Plasma nennen. Und alles ist in Bewegung, ganz besonders schnell die Elektronen, weil die sehr viel leichter sind. Da fließen also enorme elektrische Ströme, die dauernd Magnetfelder induzieren. Diese können bis weit in die Sonnenatmosphäre hinausragen. Wenn die sich treffen und kurzschließen, werden enorme Energiemengen frei, was ausreicht, um das eingeschlossene Material mit großer Geschwindigkeit in den Weltenraum hinaus zu schießen.
Um sich überhaupt eine Vorstellung zumachen, was da los ist, müßte man sich Explosionen vorstellen, die von Milliarden Tonnen TNT verursacht würden.
Diese sogenannte Teilchenstrahlung, die aus geladenen Teilchen besteht, also Protonen, Elektronen und Ionen und auch Alphateilchen, samt all den Teilchen, die kontinuierlich die Korona verlassen, nennt man auch den Sonnenwind, der mit Geschwindigkeiten von 300-800 km/s von der Sonne in alle Richtungen ausgeht.
Bei diesen Explosionen/Eruptionen wird dann verstärkt Ultraviolette- und Röntgenstrahlung ausgesendet. Wenn das alles dann auf die äußere Atmosphäre der Erde trifft, die Ionosphäre, kann eine ganze Menge passieren. Die Physiker sprechen von magnetischen Stürmen, Ionosphärenstürmen, Protonenstürmen usw. Die am besten bekannten Effekte sind ja die Polarlichter, und das sind oft wirklich imponierende Naturschauspiele, wie folgende Bilder zeigen:
(Polarlicht 1) (Polarlicht 2) (Polarlicht 3) (Polarlicht 4).
Die von der Teilchenstrahlung der Sonne verursachten Magnetstürme auf Erden können in wirklich ernsthaften Fällen durch Induktion enorme Schäden an elektrischem Gerät verursachen.
Abschließend noch ein phantastisches NASA-Video, das die Sonnenaktivität zeigt: (Sonnenvideo). (Weiter hier)
