Die Sonnenkorona ist – wenn man so will – die Atmosphäre der Sonne. Die Dichte (Anzahl der Atome) ist noch wesentlich geringer als die der Chromosphäre und auch die Lichtintensität im Vergleich zur Chromosphäre noch viel geringer. Man kann sie mit bloßem Auge nur kurz während einer totaler Sonnenfinsternis sehen, wenn das Licht der Photosphäre durch den Mond vollständig abgedeckt ist. Sie hat eine Ausdehnung von mehreren Sonnendurchmessern und “verliert” sich langsam im Weltraum. Die Sonnenkorona ändert ihre Form mit dem Sonnenzyklus. Eine Korona im Maximum ist relativ rund und symmetrisch Eine Minimumskorona zeichnet sich durch Asymmetrie und lange Koronastrahlen aus. Eine totale Sonnenfinsternis ist die einzige Möglichkeit die Chromosphäre der Sonne kurzzeitig mit dem bloßen Auge zu beobachten.
Ganz kurz vor dem Eintreten der Totalität, sieht man am Rand einen dünnen rosafarbenen Saum, die Chromosphäre – und mit viel Glück – einige grosse Protuberanzen.
Ganz kurz vor dem Eintreten der Totalität, sieht man am Rand einen dünnen rosafarbenen Saum, die Chromosphäre – und mit viel Glück – einige große Protuberanzen. Gleichzeitig wird die innere Korona sichtbar. Mehr dazu siehe auch im Beitrag Perlschnurphänomen und Totalität.
Bis vor ca. 10 Jahren konnte man die innerste Korona auch mit Spezialteleskopen (und zusätzlichen Filtern, die die grüne Koronalinie ausfiltern) von hochgelegenen Sonnenobservatorien (z.B. Wendelstein) beobachten. Durch die zunehmende globale Luftverschmutzung (die Teilchen erzeugen viel Streulicht) ist dies nur noch an wenigen Tagen im Jahr möglich. Heute kommen alle maßgeblichen Beobachtungen von Satellitenmissionen wie TRACE oder SOHO.
Die Temperatur in der Sonnenkorona steigt über der Grenze der Chromosphäre schlagartig auf 1 – 2 Millionen Grad an. Dazwischen liegt eine sehr dünne und irreguläre Trennschicht, die man “transition region” nennt. In dieser Trennschicht fließt die Wärme aus der Korona (1.000.000 Grad) in die Chromosphäre (ca. 20.000 Grad). Diese Region ist nur im fernen UV zugänglich und nur aus dem Weltall – z.B. von TRACE (transition Region coronal explorer) zu beobachten.
Der Effekt der hohen Koronatemperatur ist Gegenstand aktueller Forschung und bislang wenig geklärt, da der Energiefluss, der die Aufheizung bewirkt, kontinuierlich fließen muss, da außerhalb der Korona die Temperatur des Weltalls von – 273 Grad Celsius herrscht. Diskutiert werden als Ursache zur Zeit: Schallwellen und permanente elektrische und magnetische (Mikro) Kurzschlüsse in Magnetfeldern.
Beobachtbare Phänomene (nur in bestimmten Wellenlängen von außerhalb der Erdatmosphäre zu beobachten):
- Koronale Massenauswürfe
(coronal mass ejections = cme), - Polar Plumes,
- Coronal Loops und
- Koronale Löcher (coronal holes).
Koronale Masseauswürfe
Koronale Masseauswürfe sind gigantische Explosionen, die Milliarden Tonnen elektrisch geladene Wasserstoffatome (Plasma) herausschleudern. Dazu kommen ebenfalls energiereiche elektrische Teilchen (Elektronen und Protonen). Sie sind so heftig, dass, wenn sie auf die Erde gerichtet sind, immer starke Störungen des Erdmagnetfeldes auslösen (Polarlichter). Auslöser dieser cme´s können große Protuberanzenausbrüche und/oder Sonnenflares sein.
Koronale Löcher
Damit das Sonnenplasma die Korona verlassen kann, braucht es allerdings die so genannten koronale Löcher. Diese Löcher sind nahezu materiefrei und immer an offene Magnetfeldlinien gekoppelt. Sie treten hauptsächlich über den Sonnenpolen auf. Koronale Löcher kennt man erst seit den Beobachtungen der Sonne im Röntgenlicht durch spezielle Raumsonden.
Coronal loops
Links das Bild eines coronal loops. Diese Erscheinungen sind häufig an Aktivitätsgebiete der Photosphäre (Sonnenflecken) oder der Chromosphäre gekoppelt. Das Material ist in geschlossenen Magnetfeldlinien eingeschlossen.
Die Lebensdauer der coronal loops liegt normalerweise zwischen einigen Tagen und einer Woche. Sind die loops an Flares gekoppelt, beträgt die Lebensdauer meist nur wenige Stunden. Das in den Magnetfeldern geführte Material ist dichter als das der Umgebung.
Polar plumes
Ein Bild von Polar plumes. Es sind die dünnen fächerförmigen Strahlen, die von den Sonnenpolen nach außen gerichtet sind. Sie gehen meist von sehr hellen Punkten aus, die mit kleinen Magnetfelregionen gekoppelt sind.
Das Bild zeigt ein Bild der Sonne im Röntgenlicht, aufgenommen von der Sonnensonde SOHO. Oben und unten (Nord- und Südpol der Sonne) sieht man zwei unterschiedlich große koronale Löcher (coronal holes), durch die das Sonnenplasma die Korona verlassen kann. In der Sonnenmitte sieht man sehr schön ein bipolares Aktivitätsgebiet mit Materie in Magnetfeldschläuchen. Besonderheit: Koronale Löcher scheinen starr – und nicht differentiell wie alle Sonnenphänomene – mit der Sonne zu rotieren.
Weitere Sonnephänomene
Ein weiteres Phänomen der Sonne, das nicht sichtbar aber messbar ist, ist die Pulsation der Sonne, wobei es verschiedenen Frequenzen gibt. Das bedeutet, dass die Sonne sich tatsächlich rythmisch aufbläht und anschließend wieder zusammenzieht. Sie ändert dabei Ihren Durchmesser in einem ca. 5 minütigen Rhythmus (Hauptfrequenz) um ca. 1.000 – 2.000 Kilometer. Solche Pulsationen kennen die Astronomen von anderen Fixsternen, man nennt sie Veränderliche Sterne. Hier ändert sich der Durchmesser – und damit die Helligkeit des Sterns – allerdings dramatisch.
Der Sonnenwind
Die Sonne sendet pausenlos einen Strom von Elektronen und Protonen ins All, diese Erscheinung nennt man den Sonnenwind. Er strömt aus der Korona ab. Die Teilchengeschwindigkeit liegt – im Mittel – bei ungefähr 400 km/s. Theoretisch in den 50er Jahren vorhergesagt, konnte man den Sonnenwind erst mit Raumsonden messen. Auch in Zeiten, in denen die Sonne relativ “ruhig” ist, also in den Zeiten um das Aktivitätsminimum herum, strahlt die Sonne diesen kontinuierlichen Strom von Teilchen ab, der permanente Wechselwirkung mit dem Erdmagnetfeld hat. Dieser Sonnenwind ist z.B. für die Entstehung von Polarlichtern verantwortlich. Siehe auch mehr dazu im Beitrag “Solar-Terrestrische Beziehungen“