Die Sonne - Photosphäre und Chromosphäre

Bild eines Sonnenflecks in der Nahaufnahme. Im äußeren Bereich ist die Granulation zu erkennen. Der schwarze Bereich (Umbra) und der darumliegende Ring (Penumbra) bilden zusammen den Sonnenfleck. Die Breite des Bildes entspricht ca. dem dreifachen des Erddurchmessers. (Quelle: F. Woeger (KIS), C. Berst, M. Komsa (NSO/AURA/NSF))

 Photosphäre und Chromosphäre sind aus vielfältigen Gründen sehr interessante Bereiche der Sonne. Die Photosphäre, welche eine effektive Temperatur von 5700 Kelvin besitzt, kann direkt beobachtet werden, weil fast die gesamte Strahlung der Sonne aus dieser Schicht stammt. Die Chromosphäre wird erst bei einer Sonnenfinsternis sichtbar, wenn die viel hellere Photosphäre der Sonne durch den Mond verdeckt wird. Interessant sind diese beiden Sphären, weil dort vielfältige Wechselwirkungen zwischen Strahlung, Magnetfeld und Konvektion studiert werden können.

Die Granulation, welche im Bild als wabenartige Struktur im gesamten äußeren Bereich zu sehen ist, ist ein photosphärisches Phänomen der ruhigen, magnetisch inaktiven Sonne. Sie ist ein Ausläufer der Konvektionsströmung im Sonneninnern und die Waben haben einen Durchmesser von circa 1000 km. Das heiße Plasma, welches durch Konvektion an die Oberfläche transportiert wird, tritt dort aus und kühlt ab, um dann wieder ins Sonneninnere abzusinken. Die hellen "Granulen" sind Orte des herausströmenden Plasmas, wohingegen die darumliegenden dunklen "Kanäle" Orte herabsinkenden Plasmas sind.

Der im Bild zentral gelegene Sonnenfleck ist hingegen ein Phänomen der magnetisch aktiven Sonne. Durch die differentielle Rotation wird das Magnetfeld unterhalb der Konvektionszone der Sonne aufgewickelt und es entstehen parallel zur Rotatationsrichtung verlaufende Feldlinien. Diese können durch Instabilitäten an die Oberfläche gelangen, was zu einem Sonnenfleck führen kann. Dieser ist somit ein Ort stark konzentrierten Magnetfeldes, wobei im schwarzen Bereich (Umbra) die Feldlinien senkrecht aus der Oberfläche austreten, im darumliegenden Ring (Penumbra) wird der Austrittswinkel kleiner. Das starke Magnetfeld in diesem Bereich vermindert die Konvektion und damit den Energietransport. Somit sinkt die Temperatur um ca. 2000 Kelvin ab und der Fleck erscheint dunkel. Sonnenflecken verweilen typischerweise wenige Wochen auf der Sonnenoberfläche, bevor sie samt Magnetfeld von der Oberfläche (Photosphäre) verschwinden.

Magnetische Elemente und Granulation. (Quelle: KIS)

Im Gegensatz zu Sonnenflecken, deren Durchmesser im Bereich von einigen zehntausend Kilometern liegen, weist die Photosphäre auch magnetische Phänomene auf, die noch kleiner sind als die Granulen der ruhigen Sonne. Dieses sind magnetische Elemente in der Größenordnung zwischen 100 und 500 km, die als helle Punkte zu sehen sind. Sie sind überall auf der Sonnenoberfläche anzutreffen, aufgrund ihrer geringen Größe jedoch erst mit guten Teleskopen zu beobachten. Im rechten Bild sieht man die magnetischen Elemente nicht nur als helle Punkte zwischen den Granulen, sondern oft auch als längliche helle Streifen. Etwas größere magnetische Elemente, die mindstens so groß wie eine Granule sind, also eine Ausdehnung von etwa 1000 km  oder mehr haben, erscheinen nicht hell, sondern als dunkle Poren. Das rechte Bild zeigt eine Fläche mit 40 000 km Seitenlänge und wurde in der CH Molekülbande (das nach Fraunhofer klassifizierte G-Band) bei 430.5 nm aufgenommen. Diese aktive Region zeigt eine rege Dynamik auf einer Zeitskala von Minuten. Dies veranschaulicht eine kleine Animation, die eine 15-minütige Zeitserie dieser Beobachtung darstellt.

Das untere Diagramm gibt das alle elf Jahre auftretende Aktivitätsmaximum an. Das ober Schmetterlingsdiagramm zeigt auf, wo sich die Sonnenflecken während eines Zyklus auf der Sonnenoberfläche befinden.(Quelle: NASA)

Die Sonnenaktivität unterliegt einem elfjährigen Zyklus, der sich in zeitlichen Änderung der von Sonnenflecken bedeckten Sonnenoberfläche wiederspiegelt (unteres Diagramm). Nach Ablauf eines Zyklus hat sich das Magnetfeld der Sonne umgepolt. Während eines 11-jährigen Zyklus wandern die Entstehungsregionen der Sonnenflecken von größeren Breiten hin zum Äquator (oberes Diagramm). Man spricht aufgrund der Form von dem Schmetterlingsdiagramm. Bei diesen Diagrammen ist zu beachten, dass die Lebensdauer eines Fleckes typischerweise wenige Wochen beträgt, aber ein Zyklus ca. 11 Jahre lang ist.

Der solare Magnetismus ist von großer Regelmässigkeit geprägt: Am Anfang eines Zyklus befinden sich die Sonnenflecken bei hohen Breiten (ca. 30 Grad). Im Laufe eine Zyklus nimmt die Anzahl (und die Fläche) der Flecken zu, während sie sich mehr und mehr bei niedrigeren Breiten befinden. Gegen Ende des Zyklus nimmt die Anzahl wieder ab und die wenigen Flecken tauchen immer näher am Äquator auf. Ein neuer Zyklus beginnt dann wieder in hohen Breiten, aber mit der entgegengesetzen Polarität. Dieses periodische Verhalten hält schon seit Jahrhunderten an.

Die farbenfrohe Chromosphäre

Während einer Sonnenfinsternis kann die eindrucksvolle Chromosphäre auch mit dem bloßen Auge, ohne spezielle Filter beobachtet werden. (Photo taken by Luc Viatour during the total eclipse of 1999)

Die über der Photosphäre liegende Chromosphäre ist ohne weitere Hilfsmittel für das menschliche Auge nicht zu sehen, da sie nur in einzelnen Emmisionslinien abstrahlt, und von der Photosphäre überstrahlt wird. Nur bei einer Sonnenfinsternis, wenn der Mond die Photosphäre der Sonne abdeckt, ist die weniger helle Chromosphäre in ihrer typischen roten Farbe der Wasserstofflinie bei 656 nm sichtbar (rechtes Bild).

Mit speziellen Filtern gelingt es aber auch die charakteristischen Emmissionslinien der Chromosphäre auf der scheinbaren Sonnenscheibe zu beobachten. Die drei unteren Bilder zeigen dies exemplarisch für die chromosphärischen Linien von Wasserstoff bei 656 nm (unten links), Kalzium bei 396 nm (unten mitte), und Helium bei 1083 mn (unten rechts). Die Bilder wurden mit ChroTel aufgenommen.