Die Sonnenkorona 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 Raum. Auch 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 mit dem blossen Auge zu beobachten.
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 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.
Weitere Sonnephänomene Eine 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.
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