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Die Chromosphäre der Sonne

Die Chromosphäre der Sonne ist die “Zwiebelschale” der Sonne, die direkt über der Photosphäre liegt. Ihre Dichte (Anzahl der Atome) ist wesentlich geringer als die der Photosphäre, ausserdem strahlt sie hauptsächlich Licht nur einer einzigen Wellenlänge (der des Wasserstoffatoms, H-alpha, 656.3 Nanometer) ab.

Die Lichtintensität beträgt nur ca. ein Millionstel der der Photosphäre. Deshalb braucht man Spezialteleskope und spezielle Filter, um diese Gasschicht dem Auge sichtbar zu machen (sie wird allerdings während einer totalen Sonnenfinsternis kurz fürs blosse Auge sichtbar). Die Chromosphäre ist nur ca. 10.000 Kilometer mächtig, aber in ihr steigt die Temperatur an der Grenze zur Photosphäre von ca. 5.500 Grad auf mehrere 10.000 Grad bis zur Grenze der Korona an. Der Mechanismus der Aufheizung ist weitgehend ungeklärt.

Chromosphäre der Sonne

Für den Amateur beobachtbare Phänomene:

  • Sonnenflecken,
  • Sonnenprotuberanzen (Filamente),
  • Chromosphärische Fackelgebiete
  • und Sonnenflares

Protuberanzen

Protuberanzen sind heftige Explosionen von Wasserstoffgas, die (fast) immer mit Sonnenfleckenaktivitätsgebieten gekoppelt sind (Störungen der magnetischen Flussröhren. Stichwort: magnetische- und elektrische Kurzschlüsse).

Beobachtet man sie am Sonnenrand gegen das schwarze Weltall erscheinen sie von tiefroter Farbe und man nennt sie Protuberanzen.

Protuberanzen

Auf diesem Bild sieht man sehr schön, wie sich das Gas in einem Magnetfeld zwischen einem Nord- und einem Südpol “geführt” wird. Für solche Beobachtungen benötigt man ein sogenanntes Protuberanzenfernrohr oder einen Protuberanzenansatz.

Beobachtet man Protuberanzen auf der Sonnenoberfläche (sozusagen in Draufsicht), erscheinen sie dunkel und man bezeichnet sie dann als Filamente (siehe Bild oben). Dazu benötigt man dann aber spezielle (und sehr teure) H-alpha Oberflächenfilter

Wasserstoffgas

Die Gasteilchen folgen dabei meist den magnetischen Flußröhren und zeigen dabei häufig bogenförmige Strukturen, wobei die Materie von einem magnetischen Pol aufsteigt und zum anderen Pol wieder auf die Sonne herabstürzt. Die Geschwindigkeiten können bis zu 1.000 Kilometer pro Sekunde betragen. Protuberanzen können Höhen von einigen 100 000 bis zu Millionen km erreichen.

Sehr grosse Protuberanz im Röntgenlicht

Brechen die Magnetfeldlinien auf, in der die Gasteilchen gefangen sind, kann die Materie bei heftigen Explosionen die Anziehungskraft der Sonne überwinden und das Gas entweicht in den Weltraum. Protuberanzen steigen weit in die Sonnenkorona auf und beeinflussen auch Strukturen dort. Sie können, ebenso wie Flares, sogenannte coronale mass ejections auslösen.

Chromosphärische Flares

Chromosphärische Flares  sind regional begrenzte, schlagartige Aufheizungen der Sonnenchromosphäre (Zeitdauer zwischen einigen Minuten und einigen Stunden). Die Energien, die dabei freigesetzt werden, reichen aus sowohl Materie als auch sehr energiereiche elektrische Teilchen (Elektronen und Protonen) mit extrem hohen Geschwindigkeiten ins Weltall zu schleudern. Sie werden wahrscheinlich durch Zusammenbrüche oder Verschmelzungen von magnetischen Flußöhren ausgelöst. Die Energien, die dabei freigesetzt werden können, entsprechen dem 100-Milliardenfachen der Hiroshima Atombomben.

Sonnenflare im Röntgenlicht

Treffen die energiereichen Teilchen auf das Erdmagnetfeld, so lösen sie unter anderem Polarlichterscheinungen aus. Sie beeinflussen aber auch das Gesamtmagnetfeld der Erde und stören die Ionosphäre (Stichwort: Zusammenbrechen oder Überreichweiten von Funkverkehr, Induzieren von elektrischen Strömen in langen Metalleitern z.B. in Pipelines, Störungen in Elektrokraftwerken, etc, siehe auch Solar-Terrestrische Beziehungen).

© 2015 (überarbeitet): Wolfgang Paech in Zusammenarbeit mit H.Hilbrecht, C.-H. Jahn und P. Völker

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