Unsere Sonne ist ein durchschnittlich großer Stern in einer mittleren Entfernung von etwa 150 Millionen Kilometer zur Erde. Sie hat derzeit ein Alter von circa 4,6 Milliarden Jahren und erzeugt pro Sekunde eine Energie, wie alle auf der Erde vorhandenen Kernkraftwerke zusammen in 750.000 Jahren. In der Sonne konzentrieren sich 99,86 % der Gesamtmasse des Sonnensystems und ihr Durchmesser ist mit 1,4 Millionen Kilometern etwa 110-mal so groß wie der der Erde. Die Erde würde 1,3 Millionen mal in die Sonne passen. Sie besteht zu etwa 92% aus Wasserstoff, 7% aus Helium und etwa 1% aus schwereren Elementen. Die Temperatur an der für uns sichtbaren Oberfläche beträgt etwa 5.500° C. Das Licht der Sonne ist eigentlich reines Weiß. Dass wir es als gelblich empfinden, liegt an der irdischen Atmosphäre, die den blauen Spektralanteil des Lichts anders streut, als die anderen Spektralbereiche.
Die Energie wird im Kern der Sonne erzeugt, wo bei einer Temperatur von ca. 15 Millionen Grad Wasserstoff zu Helium fusioniert wird. Die dabei entstehende Energie (u. a. elektromagnetische Strahlung wie z.B. Röntgenstrahlung) wird durch Photonen Richtung Oberfläche transportiert, wobei diese in der hochenergetischen Umgebung durch fortwährende Kollisionen mit freien Elektronen beständig an Energie verlieren und an der Oberfläche auch in den energetisch niedrigeren Wellenlängen des für uns sichtbaren Lichts austreten. Die Zeit, die die Photonen vom Zentrum der Sonne bis zur Oberfläche benötigen, beträgt bis zu 170.000 Jahre. Die sichtbaren Lichtphotonen, die wir heute sehen, sind also schon vor sehr langer Zeit entstanden. Die Dicke der inneren Schicht, in der der Energietransport vorwiegend durch Strahlung erfolgt, beträgt etwa 500.000 km, daran schließt sich bis zur Oberfläche eine circa 200.000 km dicke Schicht an, in der der Energietransport überwiegend durch aufsteigende und nach Abkühlung wieder absinkende Konvektionszellen erfolgt. Diese Konvektionszellen können wir beobachten.
Weil die Dichte des Gasplasmas nach außen hin immer mehr abnimmt, sind die obersten etwa 400 km der Konvektionszone quasi durchsichtig und die Photonen können nahezu ungehindert nach außen entweichen. Diese Zone – quasi die Sonnenoberfläche – heißt Photosphäre und kann beobachtet werden. Die Tiefe, aus der die Sonnenstrahlung im Mittel entweicht, variiert je nach Wellenlänge und Austrittswinkel um wenige 100 km. Am Sonnenrand sieht man unter flacherem Winkel eine höhere, kältere Schicht, wodurch der Rand dunkler erscheint.
Oberhalb der Photosphäre liegt die Chromosphäre. Das ist sozusagen die unterste Schicht der Sonnenatmosphäre. Strahlung aus der Photosphäre wird in der Chromosphäre zu einem kleinen Teil absorbiert und wieder abgestrahlt. Vor dem Hintergrund der darunter liegenden Photosphäre entstehen dadurch die Absorptionslinien im Sonnenspektrum, die mittels eines Spektrometers Auskunft über die in der Sonne vorhandenen chemischen Elemente geben. In der etwa 2.000 km dicken Chromosphäre steigt die Temperatur gegenüber der Photosphäre wieder an. Die interessanten Erscheinungen in der Chromosphäre – die während einer totalen Sonnenfinsternis mit bloßem Auge für wenige Sekunden als schmale, rötlich leuchtende Linie am Sonnenrand zu sehen ist – können wir unter Verwendung eines mit einer Halbwertsbreite von ca. 0,5-0,7 Å (Ångström) extrem schmalbandigen Hα-Filters im roten Licht des angeregten Wasserstoffs beobachten.
Oberhalb der Chromosphäre befindet sich die Korona. Sie geht ohne scharfe Grenze in den interplanetaren Raum über. Ihr Strahlenkranz kann von der Erde aus leider nur während einer totalen Sonnenfinsternis beobachtet werden. Er erstreckt sich – abhängig von der Sonnenaktivität – über ein bis zwei Sonnenradien. In der Korona steigt die Temperatur aus bisher nicht vollständig verstandenen Gründen auf bis zu zwei Millionen Grad an. (Grafik: Public domain work of NASA)
Welche Erscheinungen können wir beispielsweise sehen?
Bei Beobachtung im integralen Weißlicht (Kontinuum)
Bei dieser Beobachtungsform wird das Sonnenlicht vor dem Eintritt in das Objektiv des Teleskops durch geprüfte und dafür vorgesehene Filter, die nur etwa 0,001% der Lichtmenge passieren lassen, so gedämpft, dass eine für die Augen gefahrlose Beobachtung möglich ist. Sichtbar sind vor allem die Erscheinungen in der Photosphäre.
Photosphärische Fackelgebiete
Photosphärische Fackelgebiete sind Störerscheinungen in der Photosphäre der Sonne, die sich als unregelmäßige, fleckige, lokal begrenzte Aufhellungen auf der Sonnenscheibe bemerkbar machen. Diese Fackelgebiete stehen meist in Verbindung zu Sonnenflecken, sind aber oft auch noch zu sehen, wenn die Flecken schon nicht mehr sichtbar sind. Während sie in der hellen Mitte der Sonnenscheibe kaum visuell kaum auffallen, sind sie in der Nähe zu den Sonnenrändern meist gut erkennbar. Es sind Gebiete, in denen die Oberflächentemperatur der Sonne um etwa 100° höher ist, als außerhalb der Gebiete.
Sonnenflecken
Sonnenflecken sind dunkle Stellen auf der sichtbaren Sonnenoberfläche (Photosphäre), die kühler sind und daher weniger sichtbares Licht abstrahlen als der Rest der Oberfläche. Ihre Zahl und Größe ist abhängig von der Sonnenaktivität. Ursache der Flecken und sind starke Magnetfelder, welche gebietsweise den Wärmetransport vom Innern an die Sonnenoberfläche behindern. Der dunkle Kernbereich eines Sonnenflecks, Umbra genannt, ist nur rund 4.200° C heiß, der ihn umgebende hellere Hof – die Penumbra – etwa 5.000° C. Bei diesen niedrigeren Temperaturen sinkt die Strahlungsintensität im sichtbaren Licht bereits deutlich ab, in der Umbra auf etwa 30 %. Sonnenflecken sind meist von Fackelgebieten gesäumt, das sind heißen Regionen, die energiereiche Strahlung abgeben.
Sonnenflecken treten meist in Gruppen auf, beginnen aber als kleine Einzelflecken aus der Vereinigung mehrerer Konvektionszellen (Granulen) aus aufsteigendem Plasma. Sobald ein Einzelfleck wächst, wird er zu einer magnetisch bipolaren Gruppe. Manche Flecken wachsen weiter und bilden Höfe (Penumbra). Nach einigen Tagen bis Wochen bilden sie sich meist wieder zurück. Sehr große Fleckengruppen um das Aktivitätsmaximum können sich ggf. Monate halten. Anhand von Sonnenflecken kann man die Rotation der Sonne verfolgen. (Fotos: Frank Lothar Unger, Bad Vilbel)
Granulation
Die in Teleskopen sichtbare körnige Oberflächenstruktur der Sonne bezeichnet man als Granulation. Diese zeigt sich dadurch, dass die Oberfläche in viele kleine Ringe mit dunklen Abgrenzungsrändern unterteilt scheint. Die einzelnen Granulen haben Ausdehnungen von 500 bis 2000 km im Durchmesser und existieren für wenige Minuten. Sie entstehen durch die Konvektion in der unter der Photosphäre liegenden Schicht. Dabei steigt heißes und damit hell leuchtendes Material aus dem Inneren der Sonne an die Oberfläche, dort erkaltet es durch Energieabgabe und sinkt am Rand der Blase als dunkleres Material wieder zurück. Die Temperaturdifferenz beträgt 500 K. Damit ist die Granulation im Gegensatz zu den magnetischen Sonnenflecken ein rein thermisches Phänomen, ähnlich den aufsteigenden Dampfblasen in einem Topf kochenden Wassers. (Foto: Public domain work of NASA)
Bei Beobachtung im Licht des angeregten Wasserstoffs (Hα-Beobachtung)
Bei dieser Beobachtungsart wird das Sonnenlicht vor dem Objektiv des Teleskops durch einen Energieschutzfilter geleitet, der zum Schutz des Hα-Filters die Aufheizung des Systems verhindert. Vor dem Okular wird das gebündelte Licht dann durch einen äußerst schmalbandigen Interferenzfilter mit einer Halbwertsbreite von nur etwa 0,5 bis 0,7 Ångström (0,5 Å = 0,00000005 mm) geführt, der mit diesem Durchlass nur Licht um die zentrale Wellenlänge von 656,28 Nanometer passieren lässt. Das ist die Wellenlänge des angeregten Wasserstoffs. Dadurch kann das tiefrote Licht der Chromosphäre und seiner Strukturen sichtbar gemacht werden, das gegenüber dem Weißlicht (Kontinuum) ca. eine Million mal schwächer ist.
Protuberanzen und Filamente
Protuberanzen und Filamente sind im Grunde die gleichen Erscheinungen. Protuberanzen sehen wir quasi in der Seitenansicht am Sonnenrand, während Filamente sich quasi vor der Sonnenoberfläche befindende Protuberanzen sind und wir diese mehr oder weniger in der Draufsicht betrachten. Beides sind heftige, von Magnetfeldern gelenkte Materieströme in der Chromosphäre, die am Sonnenrand z. B. als matt leuchtende Bögen beobachtet werden können. Vor der Sonnenscheibe erscheinen sie als dunkle, fadenförmige Strukturen. Oft haben Protuberanzen eine Länge von einigen hunderttausend Kilometern, eine Höhe bis 40.000 km und eine Dicke bis 5.000 km (zum Vergleich: die Erde hat einen Durchmesser von gut 12.700 km). Besonders starke Ströme können auch über eine Million Kilometer weit über die Sonnenoberfläche aufsteigen, wobei der Bogen abheben und die Materie ins Weltall schleudern kann (Sonneneruption).
Protuberanzen und Filamente gibt es in verschiedenen Ausprägungen. Ruhende Protuberanzen sind Strukturen, deren Form sich oft Monate lang kaum verändert. Sie treten häufig in der Nähe von Sonnenflecken auf und werden durch starke Magnetfelder erzeugt und in ihrer Form gehalten. Dabei fließt Materie entlang der magnetischen Feldlinien oberhalb der Sonnenoberfläche. Sie kühlt dabei ab und erscheint dunkler als die Umgebung. Bei Störungen der Magnetfelder fällt das Material auf die Oberfläche zurück.
Eruptive Protuberanzen (auch aktive Protuberanzen, koronale Massenauswürfe oder Sonneneruptionen genannt) sind Phänomene, die nur einige Minuten oder Stunden dauern. Hierbei wird Materie mit bis zu 1.000 km/s von der Sonne weggeschleudert. Sie entstehen manchmal aus ruhenden Protuberanzen, die nach dem Auswurf meist wieder ihre alte Form annehmen. (Fotos: Frank Lothar Unger, Bad Vilbel)
Flares
Sonnenflares sind eindrucksvolle Phänomene. Es handelt sich dabei um gewaltige Strahlungsausbrüche, wobei die Helligkeit der betroffenen Oberflächenregion innerhalb kurzer Zeit stark ansteigt. Zeitlich dauert ein Flare zwischen etwa 10 und 90 Minuten. Flares zeigen eine große morphologische Bandbreite und sind nur schwer zu klassifizieren. Sie stehen häufig im Zusammenhang mit eruptiven Protuberanzen oder Filamenten bzw. koronalen Massenauswürfen. Größere Flares können bis zu 1 ‰ der Sonnenoberfläche einnehmen, was dem Zehnfachen der Erdoberfläche entspricht.
Ellerman Bombs
Ellerman Bombs sind sehr helle, fast Flarehelligkeit erreichende, kleine punktförmige Strukturen. Sie werden auch „Microflares“ genannt. Ihre Größe liegt zwischen einigen hundert bis einigen tausend Kilometern, ihre Lebensdauer bei meist nur wenigen Minuten.
Sonnenflecken und Plages
Die Strukturen der Sonnenflecken im Hα-Licht unterscheiden sich relativ wenig von der Ansicht im Weißlicht des Kontinuums. Oft ist der Kontrast der Penumbra sogar geringer als im Weißlicht. Häufig schließt sich in der Chromosphärenansicht an die (wenig kontrastreiche) Penumbra noch die sogenannte Superpenumbra an. Sie besteht aus Fibrillen genannten Strukturen in einer scheinbaren Breite von 1 bis 2 Bogensekunden und einer scheinbaren Länge von bis zu 25 Bogensekunden.
Plages oder Sonnenfackeln sind Gebiete auf der Sonne, die gegenüber der normalen sichtbaren Oberfläche eine erhöhte Helligkeit und Temperatur von bis zu etwa 7000 °C aufweisen. Sonnenfackeln befinden sich typischerweise in der Nähe von Sonnenflecken, deren Entstehen sie oft einige Tage vorher anzeigen. Zum Leuchten werden die Fackeln von stark veränderlichen Magnetfeldern angeregt, die auch Ursache der Sonnenflecken sind. Plages breiten sich flächig und in langen Lichtlinien in der Chromosphäre aus. Man kann sie daher besonders gut an den Randzonen der Sonnenscheibe beobachten, wo die Helligkeit der darunterliegenden Photosphäre schon durch die Randverdunkelung gedämpft ist. (Foto: Frank Lothar Unger, Bad Vilbel)
Spikulen
Was bei der visuellen Beobachtung der Sonne im Hα-Licht auffällt, ist eine dünne, fast transpatente Schicht am Sonnenrand. Das ist quasi die Chromosphäre im Querschnitt.
Bei genauerer Ansicht bei hoher Vergrößerung erinnert dies an einen Flächenbrand, aus dem ständig Flammen emporzüngeln. Es handelt sich um röhrenartige, eruptive Erscheinungen in der Chromosphäre. Spikulen haben Durchmesser von einigen 100 bis zu 1.000 Kilometern, können an die 10.000 km lang sein und schießen mit bis zu 150 Kilometern pro Sekunde in die Höhe. Die Entstehung und das Kräftespiel sind weitgehend noch nicht verstanden. (Foto: Frank Lothar Unger, Bad Vilbel)
Herzlichen Dank unserem Mitglied Frank Lothar Unger aus Bad Vilbel, der uns seine tollen Aufnahmen der Sonne im Weißlicht und im Licht der Hα-Linie zur Verfügung gestellt hat.
https://www.astrobin.com/users/fluthecrank/collections/11522/
Die Fotos wurden mit einer monochromen Kamera am Teleskop angefertigt und sind teilweise invertiert und coloriert.
Wichtiger Hinweis: Bitte versuchen Sie niemals, ohne geprüfte und zuverlässige Schutzausrüstung mit bloßem Auge oder gar mit optischen Hilfsmitteln – wie z. B Ferngläsern, Teleobjektiven o. ä. – in die Sonne zu schauen. Das führt zu sofortiger und irreparabler Schädigung der Augen bis hin zu völliger Erblindung. Abdunkelnde Kunststofffolien, Schweißerbrillen/-schirme oder auch schwarze Filtergläser im Bereich des Okulars eines optischen Instruments, wie sie z. B. teilweise bei kostengünstigen Teleskopen mitgeliefert werden, sind sehr gefährlich!
Öffentliche Sonnenbeobachtungen an der Volkssternwarte Hochtaunus
Unsere Sonne ist ebenfalls ein faszinierendes Objekt für Beobachtungen mit den Teleskopen der Volkssternwarte. Wir freuen und daher, dass wir im Frühjahr und Sommer an einigen Terminen, jeweils am Sonntag Vormittag, öffentliche Sonnenbeobachtungen anbieten können. In den Vormittagsstunden herrschen meist die besten atmosphärischen Bedingungen zur Sonnenbeobachtung. Wir können in sicherem Rahmen eine ganze Reihe von Strukturen und Erscheinungen auf der Sonne im gedämpften Weißlicht, wie z. B. Sonnenflecken, und im gefilterten, roten Licht des angeregten Wasserstoffs sehen, darunter beispielsweise Protuberanzen am Sonnenrand, die nur mit dieser aufwändigen Filtertechnik sichtbar gemacht werden können.
Termine können Sie gerne unter https://veranstaltung.agorion.de/ buchen. Die Beobachtungen finden nur bei geeigneten Witterungsbedingungen statt.