Die Photosphäre ist – für das bloße Auge oder die Sonne im Teleskop beobachtet – die scharfbegrenzte “Sonnenoberfläche”. Ihre Temperatur beträgt im Mittel etwa 5.500 Grad Celsius. Diese Photosphären”zwiebelschale” ist nur unglaubliche 400 km dünn und doch wird aus ihr praktisch alle Licht- und alle Wärmeenergie ins umgebende Weltall abgestrahlt.
Für den Amateur beobachtbare Phänomene der Photosphäre sind:
- Sonnenflecken,
- Fackelgebiete,
- die Granulation
- und die Randverdunklung
Sonnenflecken
Sonnenflecken
Sonnenflecken sind schwarz erscheinende Gebiete der Photosphäre und bestehen aus einer sogenannten Umbra (Kern) und einer Penumbra (Außengebiete). An den Orten der Sonnenflecken treten magnetische Feldlinien aus dem Sonneninnern an die “Oberfläche” der Photosphäre. Sie wird an diesen Stellen gestört und abgekühlt. Sonnenflecken sind ca. 1000 – 1500 Grad kühler als die ungestörte Photosphäre, deshalb erscheinen sie uns dunkel gegen die helle Photosphäre (hier sieht das Auge direkt Temperaturdifferenzen).
Sonnenflecken treten meist in Gruppen auf, man nennt sie auch Aktivitätsgebiete der Photosphäre. Sonnenflecken haben meist bipolare (Nord/Süd) Magnetfelder die hoch über die Chromosphäre (liegt über der Photosphäre) bis in die Korona reichen können.
Sonnenflecken erscheinen – wie alle anderen solaren Phänomene – regelmäßig in einem – im Mittel – ca. 11 jährigen Aktivitätszyklus (er kann zwischen 8 und 14 Jahre schwanken ) auf. Im langfristigen Mittel gibt es alle 5.5 Jahre ein Aktivitätsmaximum und alle 5.5 Jahre ein Aktivitätsminimum.
Auf der vertikalen Achse ist hier einfach die Anzahl der Flecken und auf der horizontalen Achse die Zeit aufgetragen. Diese Grafik zeigt den Sonnenfleckenzyklus von 1870 bis 1990.
Die Grafik zeigt das sogenannte Schmetterlingsdiagramm von Sonnenflecken. Auch hier sieht man die Fleckenzyklen (wie oben von 1870 – 1990) deutlich. In dieser Art des Diagramms werden die heliographischen Koordinaten (Länge und Breite auf der Sonne) von Sonnenflecken aufgetragen. Der Sonnenäquator liegt in dieser Abbildung in der Mitte der Grafik. Man sieht deutlich, dass zu Beginn der Zyklen die Flecken gehäuft in Polnähe entstehen und während des Zyklus langsam Richtung Sonnenäquator “wandern”.
Gemessen wurde der Stand des Sonnenzyklus über Jahrhunderte durch die sogenannte Sonnenfleckenrelativzahl, heute nimmt man allgemein den Fluß der Radiostrahlung der Sonne. Verantwortlich für diesen Aktivitätszyklus ist das/die Magnetfelder der Sonne (Stichwort: Kippen des Gesamtmagnetfeldes alle 11 Jahre). Dieser Aktivitätszyklus existiert sicher schon einige Tausend Jahre (Stichwort: Wachstumsringe in sehr alten Baumstämmen).
Auch die Magnetfelder von Sonnenflecken sind messbar und auch in Ihnen spiegelt sich der Stand des Sonnenzyklus wieder.
Hier ist eine Sonnenfleckengruppe über das Magnetfeld kodiert dargestellt. Schwarz entspricht dem Nord- Weiss dem Südpol des Magnetfeldes. Man kann hier schon erkennen, wie komplex die Magnetfeldstrukturen in einfachen Sonnenfleckengruppen sind.
Obiges Bild zeigt ein Magnetschmetterlingsdiagram der letzten beiden Zyklen. Hier erkennt man eine weitere Eigenart der Magnetfelder von Sonnenfleckengruppen: Die Felder sind nördlich und südlich des Sonnenäquators gegensätzlich gepolt. Und mit Wechsel zwischen den Zyklen kippt diese Polung hin und her. Auch das Gesamtmagnetfeld der Sonne kippt mit jedem Zyklus; aus Nord- wird Südpol und umgekehrt.
Sonnenfackeln
Sonnenfackeln
Beobachtet man Fackeln ohne Flecken, so ist in wenigen Tagen mit dem Entstehen von Sonnenflecken zu rechnen. Fackelgebiete werden am Rand der Sonne – bedingt durch die Randverdunklung – besonders auffällig. In speziellen Spektralbereichen (z.B. blaues Licht, 400 Nanometer) kann man sie aber visuell auch in der Sonnenmitte deutlich sehen.
Sonnengranulation
Die Granulation der Sonne
Die einzelnen Granulen sorgen für den Energietransport. Es sind Gasblasen von – im Mittel – ca. 1000 km Durchmesser. Für ihre visuelle oder fotografische Beobachtung benötigt man ein Teleskop von ungefähr 100 – 120 mm Öffnung. Helle Granulen sind heiss und steigen auf, die dunkleren haben ihre Energie bereits abgestrahlt und das Gas sinkt wieder nach unten ab. Die vertikalen Geschwindigkeiten der Granulen betragen einige Kilometer pro Sekunde. Die Lebensdauer der einzelnen Granule liegt im Durchschnitt bei etwa 7 Minuten.
Die Randverdunklung der Sonne
Schaut man sich Aufnahmen der Granulation im Zeitraffer an, so sieht man förmlich wie die Photosphäre brodelt (ähnlich kochendem Wasser in einem Topf).
Die Randverdunklung der Sonnenscheibe
Dies ist ein optisches Phänomen und erklärt sich wie folgt: schauen wir direkt auf die Sonnenmitte, so können wir tiefer in die Photosphäre hineinschauen und sehen heissere Gasschichten. Schauen wir auf den Rand der Sonne erblicken wir höhere Gasschichten, die kühler sind. Auch hier sieht das Auge wieder Temperaturdifferenzen