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Magazin für Umwelt- und Tierschutz
Durch die heiße Sonne
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Durch die heiße Sonne
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Verschlungene Pfade Der lange Weg der Energie durch das Innere der Sonne, vom Kern (1) über die Strahlungszone (2), die Konvektionszone (3), Photosphäre (4) und Chromosphäre (5) durch die Korona (6) in den Weltraum.
Erstellt mit Cinema 4D und Photoshop CS2.
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Inhalt
3.2 Die Energie durchquert die Strahlungszone
3.2.1 Drei Formen des Energietransports
3.2.2 Photonen und Wellenlängen
3.2.3 Grenze des Sonnenkerns
3.2.4 Streuung
3.2.5 Die Energie verteilt sich
3.2.6 Geschwindigkeit der Photonen
3.3 Die Energie durchquert die Konvektionszone
3.3.1 Lage der Grenzschicht (Tachocline)
3.3.2 Rotation der Sonne
3.3.2 Die Photonen erhitzen die Sonnenmaterie
3.3.3 Das erhitzte Gas steigt auf
3.3.4 Forschung zur Sonnenoberfläche
3.3.4.1 Die SUNRISE-Mission
3.3.4.2 Helioseismologie
3.4 Die Sonnenatmosphäre
3.4.1 Einleitung
3.4.2 Die Sonnenatmosphäre - Photosphäre
3.4.2.1 Stärke und Temperatur
3.4.2.2 Die Photosphäre gibt sichtbares Licht ab
3.4.3 Farbtemperaturen und Energien
3.4.3.1 Das Wiensche Verschiebungsgesetz
3.4.3.2 Berechnung für die Sonne
3.4.3.3 Die Farbe der Sonne
3.4.3.4 Anpassung der Erdbewohner
3.4.3.5 Das Licht verrät die Bestandteile der Sonne
3.4.4 Chromosphäre
3.4.4.1 Chromosphäre
3.4.5 Korona
3.4.5.1 Temperatur und Strahlung
3.4.5.2 Strukturen
Quellen
Aktualisierungen
3.2 Die Energie durchquert die Strahlungszone
3.2.1 Drei Formen des Energietransports
Die Energie aus dem Proton-Proton-Zyklus kann sich wie andere Energieformen auf dreierlei Weise bewegen: Durch Strahlung, Konvektion oder Wärmeleitung. In der Sonne wirken die ersten beiden. Tief im Innern ist es die Strahlung. Es ist die Strahlung, die im Sterninnern der Gravitation entgegenwirkt.
3.2.2 Photonen und Wellenlängen
Wie die Beschreibungen weiter oben zeigten, sind in den Fusionsprozessen immer wieder Gammastrahlen frei geworden. Gammastrahlen gehören wie Röntgen-, Ultraviolett-, Infrarotstrahlung, aber auch das sichtbare Licht zur elektromagnetischen Strahlung. Sie besteht aus Photonen, die Teilchen und Welle zugleich sind, aber meist als Welle beschrieben werden können. Was sie unterscheidet, ist ihre Energie und damit ihre Wellenlänge. Ist ihre Energie hoch, sind ihre Wellenlängen kurz. Haben diese so kurze Wellenlängen, nennt man sie auch Gamma- oder Röntgenstrahlung.
3.2.3 Grenze des Sonnenkerns
Zunächst eilen die Photonen durch den chaotischen heißen Kern, bis sie bei einem Viertel des Sonnendurchmessers eine Zone erreichen, in der die Temperatur unter 13 Millionen Kelvin fällt. Das ist zu wenig für Fusionsreaktionen. Deshalb hat das Plasma außerhalb dieses Radius noch die Zusammensetzung von Elementen, die sie schon bei ihrer Entstehung besaß. An dieser Grenze beginnt die Strahlungszone. Treffen die Photonen hier auf Atomkerne und Elektronen, streuen sie.
3.2.4 Streuung
Es gibt zwei Arten von Streuung, die abhängig sind von der Energie des Photons. Gemeinsam haben sie, dass der Kern (oder das Teilchen) das Photon aufnimmt (absorbiert) und es wieder aussendet (emittiert). Ist seine Energie niedrig, verändert es nur seine Richtung. Das nennt man Thomson-Streuung oder elastische Streuung. Ist seine Energie hoch, gibt es dabei einen Teil davon ab und verläßt das Teilchen nicht nur in einer anderen Richtung, sondern auch mit einer anderen, größeren Wellenlänge. Man spricht dann von der Compton- oder inelastischen Streuung. Die wenigen Elektronen, die noch zu Atomkernen gehören, können auf Bahnen gehoben werden, die weiter vom Kern entfernt liegen oder ganz von ihnen getrennt werden Damit wird aus der kurzwelligen Gammastrahlung die Röntgenstrahlung und daraus die langwelligere ultraviolette Strahlung, auch bekannt als Wärmestrahlung.
3.2.5 Die Energie verteilt sich
Auf Teilchen übertagene Energie bedeutet Bewegung, Bewegung (kinetische Energie) der Teilchen Temperatur. Das Plasma ist umso kühler, je weiter es vom Kern entfernt ist. Die "Kugeloberfläche" des Sonnenkerns ist kleiner als die der gesamten Sonne. Die gleiche Bewegungsenergie verteilt sich also auf eine immer größer werdende Fläche (Kontinuitätsgleichung). Kühlere Teilchen erhalten dabei von wärmeren mehr Energie als umgekehrt. So fließt die Energie allmählich weg vom Sonnenkern. Schnell geht das nicht. Die Strecke, die ein Photon ungehindert zurücklegen. kann - die freie Weglänge - beträgt nicht mehr als zehn Millimeter und seine Richtung und Wellenlänge ist rein zufällig. Auf der gleichen Strecke nimmt die Temperatur um 0,001 Kelvin ab.
3.2.6 Geschwindigkeit der Photonen
Das wirkt sich auf die Geschwindigkeit aus. Im Vakuum braucht das Licht etwas mehr als 2 Sekunden, um eine Strecke zurückzulegen, die dem Sonnenradius entspricht. Im Innern der Sonne sind es nach Angaben von Wissenschaftlern 100.000 bis Milionen von Jahren. Die Quellen – Observatorien und Fachbücher – nennen keinen einheitlichen Wert. Wie soll man auch ermitteln, welchen Weg ein Photon auf seinem Zickzack-Kurs nimmt? Er ist sehr individuell und zufällig.
3.3 Die Energie durchquert die Konvektionszone
3.3.1 Lage der Grenzschicht (Tachocline)
Bei einem Abstand von 0,7 bis 0,75 Sonnenradien vom Kern erreichen die Photonen eine Schale der Sonne, an der das Plasma so weit abgekühlt ist, dass seine Atomkerne wieder Elektronen an sich binden können und ein echtes Gas bildet. Über die Lage dieser Grenzschicht – der Fachausdruck ist Tachocline – sind sich die Wissenschaftler uneinig. Hielt man noch 1999 eine Tiefe von 250.000 Kilometern unter der Oberfläche für richtig, galt es als eine der ersten großen Entdeckungen der Helioseismologie, sie genauer zu bestimmen. Aktuell geht sie von einer Tiefe von 200.000 Kilometern aus, mit einer Genauigkeit von ±1000 Kilometern. Doch an dem sehr genauen Wert kamen bald Zweifel auf. Martin Asplund, Direktor des Max-Planck-Instituts für Astrophysik in Garching entwickelte eine Methode, aus dem Sonnenspektrum die Anteile chemischer Elemente in der Sonnenmaterie zu ermitteln. Die Messungen ergaben, dass der Anteil der Elemente schwerer als Helium um 30 Prozent geringer war, als bisher angenommen. So musste das Sonnenmodell korrigiert werden. Die neuen Werte haben nicht nur Konsequenzen für die künftige Entwicklung der Sonne, sondern auch für die Lage der Grenzschicht. Für die theoretischen Astronomen liegt sie nun bei 190.000 Kilometern.
3.3.2 Rotation der Sonne
An der Tachocline ändern sich zwei Dinge: Die Rotation und die Art des Energietransports. Heute wissen Fachleute, dass Kern und Strahlungszone wie ein fester Körper rotieren, ähnlich wie ein Planet. Die Erde rotiert in etwa 24 Stunden um ihre Achse, das Sonneninnere in 27 Tagen. Oberhalb der Grenze ändert sich die Art der Drehung völlig. Aus der Bewegung von Oberflächenmerkmalen, wie den Sonnenflecken kennt man schon lange die so genannte differenzielle Rotation. Am Äquator dauert eine Umdrehung etwa 27 Tage, in der Polregion dagegen 36 Tage. Aus diesem Bruch in der Bewegung leitet sich auch der Name ab: tachys ist das griechische Wort für schnell.
3.3.2 Die Photonen erhitzen die Sonnenmaterie
Die zwei Millionen Kelvin heiße Schicht läßt nur noch wenig Strahlung hindurch. Je kühler Materie ist, desto undurchlässiger ist sie. Sie nimmt die Photonen zwar noch auf (absorbiert sie), strahlt sie aber nicht mehr ab (emittiert sie nicht mehr). Schwarz lackierte Bleche wirken deshalb schwarz, weil auch sie die Sonnenstrahlung absorbieren und nichts davon reflektieren. Deshalb heizen sie sich im Sommer stark auf. Im Prinzip geschieht das auch mit der Sonnenmaterie. Sie wird heißer. Da das Plasma im Innern der Sonne viele freien Elektronen enthält, ist es ein guter Wärmeleiter. Die Photonen durchdringen sie nach NASA Angaben in 170.000 Jahren.
3.3.3 Das erhitzte Gas steigt auf
Höhere Temperatur bedeutet schellere Bewegung der Gasatome, dadurch vergrößert sich das Volumen des Gases. Größeres Volumen bei gleicher Zahl von Atomen bedeutet geringere Dichte. Auch dafür gibt es Beispiele aus dem Alltag. In Heißluftballons erwärmt der Pilot Luft. Diese dehnt sich aus, wird leichter, erhält Auftrieb und steigt nach oben. So ist es auch mit den Gaswolken in der äußeren Schicht der Sonne: Erwärmt sich zufällig eine von ihnen mehr als das Gas in ihrer Umgebung, verringert sich ihre Dichte. Sie bekommt Auftrieb und steigt nach oben, zur Sonnenoberfläche. Das nennt man Konvektion. Weit genug aufgestiegen, kühlt sie wieder ab, gibt ihre Wärme an die nächste Gasschicht weiter, wird dichter, vermischt sich oder sinkt wieder Richtung Zentrum. So entsteht ein unablässiges Auf und Ab.
Die Energie hat dabei nur die Transportform gewechselt. Statt sich selbst als Welle zu bewegen, hat nun ein Atom das Photon aufgenommen (absorbiert) und wird von seiner Energie in Bewegung versetzt. Die Materie strahlt keine Photonen mehr ab, sie setzt sich selbst in Bewegung.
So bilden sich häufig Kreislaufsysteme, sogenannte Zellen oder Granulen. Die Gasströme sind sehr turbulent. Es brodelt wie in einem Topf voll kochendem Wasser. In diesem Artikel war bisher von einer Schichtung der Konvektionszone die Rede, eine Information, die aus einem Fachbuch von 1987 stammte. Doch richtig ist, dass die Gasblasen durch die gesamte Zone aufsteigen, ohne ihre Größe zu verändern. Biosphaere fragte dazu Prof. Dr. Susanne Hüttemeister, Leiterin des Planetariums Bochum. Damit erreicht die Energie die Atmosphäre der Sonne. Für die Photonen aus dem Sonneninnern ist hier Endstation.
3.3.4 Forschung zur Sonnenoberfläche
3.3.4.1 Die SUNRISE-Mission
Die SUNRISE-Mission: Spektaküläre Aufnahmen der Sonnenoberfläche nahm im November 2009 das Ballonteleskop Sunrise auf. Die Bilder zeigen die aufsteigenden und absinkenden Gasblasen in unterschiedlichen Wellenlängen des ultravoiletten Lichts. Sie haben eine bis dahin unerreichte Detailauflösung. Mit sechs Tonnen Gewicht war Sunrise das größte Teleskop zur Sonnenbeobachtung, das je die Erde verlassen hat. Es startete am 8. Juni 2009 von der Europäischen Weltraumbasis ESRANGE bei Kiruna in Nordschweden. Getragen wurde das Schwergewicht von einem gigantischen Heliumballon mit einem Durchmesser von 130 Metern und einem Fassungsvermögen von einer Million Kubikmetern. Seine Endposition lag in 37 Kilometern Höhe. Dort, in der Stratosphäre genannten Atmosphärenschicht ist die Luftdichte sehr gering und die Bedingungen ähneln nahezu denen im freien Weltraum. In dieser Schicht liegt auch die Ozonschicht, die gefährliche Ultraviolettstrahlung von der Oberfläche und den Lebewesen der Erde fernhält. Doch in genau diesem ultravioletten Wellenlängenbereich wollte man die Sonne beobachten. Daher musste das Teleskop in die Höhe. Das hatte auch den Vorteil, dass keine Luftturbulenzen das Bild verzerrten. Etwa eine Woche blieb das Teleskop dort, löste sich am 14. Juni wieder vom Ballon und sank an einem Fallschirm hinab auf die Insel Somerset Island im kanadischen Territorium Nunavut. Der Landeplatz liegt an der künftigen Wasserstraße Nordkanadas, der Nordwestpassage.
Erste Ergebnisse: Zwar hatte November 2009 die Auswertung der 1, 8 Terabyte Beobachtungsdaten gerade erst begonnen, doch die Ergebnisse versprechen einen großen Schritt im Verständnis der Sonne und ihrer Aktivität. Interessant ist ein Zusammenhang zwischen Magnetfeldstärke und der Helligkeit kleinster magnetischer Strukturen. Das solare Magnetfeld variiert in einem elfjährigen Zyklus. Folge ist, dass diese Strukturen vermehrt auftreten und die Gesamthelligkeit der Sonne zunimmt und damit ihre Strahlung. Sie besteht aus Photonen unterschiedlicher Wellenlängen. Ein Teil dieses Spektrums ist die Wärmestrahlung, die die Temperatur der Erdatmosphäre erhöht. Ein anderer Teil ist der ultraviolette Wellenlängenbereich, in dem die Schwankungen besonders stark ausgeprägt sind. Dieser Anteil der Strahlung erwärmt die Erdatmosphäre, wenn er von der Ozonschicht absorbiert wird. Während seiner Ballonfahrt untersuchte SUNRISE erstmals die Oberflächenstrukturen der Sonne im wichtigen ultravioletten Spektralbereich zwischen 200 und 400 Nanometern (nm) Wellenlänge. Dazu der SUNRISE Projektwissenschaftler Achim Gandorfer vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS): „Dank seiner exzellenten optischen Qualität konnte das Instrument SUFI die sehr kleinen magnetischen Strukturen mit hohem Intensitätskontrast abbilden, während das Instrument IMaX gleichzeitig das Magnetfeld und die Strömungsgeschwindigkeit des heißen Gases in diesen Strukturen und ihrer Umgebung aufzeichnete.“ So konnten die bereits existierenden aufwändigen Computermodelle auf eine solide experimentelle Grundlage gestellt werden, wie Prof. Dr. Manfred Schüssler, Sonnenforscher am MPS und Mitbegründer der Mission, erklärte.
Abbildung: Aufnahmen der Sonnenoberfläche in vier ultravioletten Wellenlängenbereichen. Foto: MPS
(Gandorfer, 2009)
3.3.4.2 Helioseismologie
Das Brodeln der Konvektion löst Schallwellen aus. Sie laufen durch das Innere der Sonne und bringen es zum Schwingen wie eine Glocke. Doch das Plasma ist nicht so starr wie Metall. Daher hebt und senkt sich die Oberfläche um einige Kilometer mit einer Periode von circa fünf Minuten. Dazu kommen Millionen anderer Schwingungen mit anderen Frequenzen. Sie verhalten sich wie Obertöne von Musikinstrumenten.
In den 1960ger Jahren entdeckte das Team um Robert Leighton vom California Institute of Technology das Wabern der Sonnenoberfläche. 1975 fand der deutsche Physiker Franz Ludwig Deubner die Ursache in den seismischen Wellen. So entstand der neue Wissenschaftszweig der Helioseismologie. Seismologen entdeckten durch Erdbebenwellen den Inneren Aufbau der Erde. Helioseismologen nutzen die solaren Schwingungen zur Erstellung eines Modells vom inneren Aufbau der Sonne. Die aktuellen (2008) Messwerte stimmen bis auf wenige Zehntel Prozent mit dem Standardmodell der Sonne überein.
3.4 Die Sonnenatmosphäre
3.4.1 Einleitung
Mit dem Begriff Sonnenatmosphäre fassen Astronomen Photosphäre, Chromosphäre, eine Übergangsschicht und die Korona zusammen. Die Dichte der Atmosphäre ist gering. Sie enthält nur 1/1.000.000.000 der Gesamtmasse der Sonne und davon konzentriert sich der größte Teil in der Photosphäre. Auf Bildern von Sonnenfinsternissen, wenn die Chromosphäre sie nicht überstrahlt, ist die Korona als Strahlenkranz zu erkennen.
3.4.2 Die Sonnenatmosphäre - Photosphäre
3.4.2.1 Stärke und Temperatur
Die Oberfläche der Sonne ist die Photosphäre. Sie ist gleichzeitig die untere Schicht der Sonnenatmosphäre. Hier schießen 1000 Kilometer große Blasen heißen Gases mit 2000 bis 3000 Metern in der Sekunde 1400 Kilometer ins Weltall hinaus. Astronomen sprechen vom Granulat. Im kalten Kosmos kühlt es innerhalb von 5 Minuten von 6000 auf 4000 Kelvin ab und fällt zurück zur Sonne. Seine Dichte nimmt dabei ab, von 10-7 auf 10-7. Zwei von hundert Blasen explodieren dabei zur Seite hin.
3.4.2.2 Die Photosphäre gibt sichtbares Licht ab
Nur die elektromagnetische Strahlung der Sonnenatmosphäre läßt sich auf der Erde direkt beobachten. So ist das auch beim Licht anderer Sterne. Und Sonnenatmosphäre bedeutet hauptsächlich Photosphäre. Das sichtbare Licht, das die Sonne als scharf begrenzte, leuchtende Scheibe am Himmel erscheinen läßt, stammt zum größten Teil von dieser 300 – 500 km dicken Schale. Es ist nicht mehr die Strahlung des Sonneninnneren. Diese Strahlung hat in der Konvektionszone die Sonnenmaterie erwärmt, die daraufhin aufgestiegen ist. Die Strahlung der Photosphäre hat ihre Ursache darin, dass jeder erwärmte Körper elektromagnetische Strahlung, also Licht, aussendet.
3.4.3 Farbtemperaturen und Energien
3.4.3.1 Das Wiensche Verschiebungsgesetz
Die Wellenlänge dieses Lichtes ist abhängig von der Temperatur des Körpers. Glühendes Metall zeigt bei unterschiedlichen Temperaturen typische Farben, erst dunkelrot, hellrot, gelblich, weiß usw. Aus dieser Beziehung zwischen Farbe (Wellenlänge λ) und Temperatur (T) hat der Physiker Wien durch Beobachtung und Messung eine Gesetzmäßigkeit abgeleitet, das Wiensche Verschiebungsgesetz:
Wiensches Verschiebungsgesetz
λ max = n / T
λmax = n = 2,898 mm K.
λ max = Wellenlänge in nm
n = Konstante von 2,898 mm K
T = Temperatur in Kelvin (K)
Die Formel sagt also aus, dass die beiden Werte stets im gleichen Verhältnis zueinander stehen und dieses Verhältnis hat immer den Wert der Konstante n=2,898 mm*K. Sie gilt für einen Schwarzen Körper oder Schwarzen Strahler, also einen Körper, der alle auftreffende Energie absorbiert.
3.4.3.2 Berechnung für die Sonne
Misst man das Licht der Sonne, kann man ermitteln, bei welcher Wellenlänge es die größte Intensität hat. Das sind 470 – 500 nm. Nun kann man den Wert von 485 nm in die Formel eingeben und die Temperatur der Photosphäre berechnen: T = n / λmax = 2,898 mm K / 0,000485 mm = 5.975 K, also etwa 6000 K. Die meisten Quellen schreiben davon, dass die Photosphäre die Temperatur eines Schwarzen Strahlers von 5800 oder 6000 K hat. Die NASA nennt 5500 Grad Celsius, also 5205 Kelvin.
3.4.3.3 Die Farbe der Sonne
Das bedeutet zwar, dass das Maximum im Blau liegt. Weil sie sehr intensiv scheint, wird ein Betrachter im All sie jedoch eher als blauweiß empfinden. Nach Durchgang durch die Atmosphäre verschiebt sich der Wert zu einer Wellenlänge von 0,55 µm. Daher erscheint sie gelbgrün. Sie hat eine Energie von 4*10 33 erg.
3.4.3.4 Anpassung der Erdbewohner
Der größte Teil der von der Sonne abgestrahlten Energie ist elektromagnetische Strahlung unterschiedlicher Wellenlänge. Das Spektrum reicht von infraroter bis hin zur Radiostrahlung. Davon ist nur der Bereich von 400 bis 700 nm sichtbar. Er nimmt 45 Prozent der Energie ein, die von der Sonne kommt. Für irdische Lebewesen ist dieser Bereich sichtbar, weil sich ihre Augen und anderen Sensoren auf den Teil des Lichtes angepaßt haben, aus dem die stärkste Strahlung kommt. Dass Menschen ultraviolettes Licht oder Röntgenstrahlen nicht sehen, liegt nicht daran, dass es anders oder zu schwach ist, sondern nur daran, dass die Augen nicht dafür empfindlich sind.
3.4.3.5 Das Licht verrät die Bestandteile der Sonne
Durch ein Prisma geleitet, teilt sich das weiß erscheinende Sonnenlicht in die Regenbogenfarben auf. Fließend gehen Violett, blau, grün gelb, orange und rot ineinander über. Das sind die die Spektralfarben. Sie bilden das Spektrum. Es ist der für Menschen sichtbare Ausschnitt dessen, was die Sonne als Schwarzer Strahler abgibt. In solch einem Spektrum zeigen sich auch meist schwarze Linien, die Fraunhoferschen Linien oder Absorptionslinien. Ist in einem Gas ein bestimmtes Chemisches Element zu finden, zeigen sich seine Absorptionslinien immer an der gleichen Stelle. Sie entstehen durch Übergänge eines Elektrons von einem höheren auf ein niedrigeres Energieniveau. Daher weis man, dass die Photosphäre hauptsächlich aus Wasserstoff, etwas Helium und 61 anderen, zumeist leichten Elementen besteht. So entdeckte William Ramsey 1896 ein unbekanntes Gas im Spektrum der Sonne. Er gab ihm nach dem griechischen Sonnengott Helios den Namen Helium.
3.4.4 Chromosphäre
3.4.4.1 Chromosphäre
Weiter außen liegt die 10.000 km dicke Chromosphäre. Auf Nahaufnahmen der Sonne erkennt man sie als rötlichen Saum. Hier steigt die Temperatur wieder auf 100.000 Kelvin. Damit ist die Temperatur hoch genug, um Radio- und Röntgenstrahlung auszusenden. Wasserstoff gibt ihr die rote Farbe.
Mit 10 -11 g/cm3 hat die Chromosphäre eine geringere Dichte als die Photosphäre und strahlt somit kaum noch. Nur während einer Sonnenfinsternis (oder speziellen Filtern) erkennt man ihre borstige Form (Spikulen, in einem Buch auch Plages genannt) im Licht des heißen Wasserstoffs. Diese Spikulen sind explosionsartig aufsteigende Gasblasen, die die Oberfläche der Sonne wie ein Weizenfeld erscheinen lassen, das sich mit dem Wind bewegt. Sie haben eine schlauchartige Form und existieren nur für fünf Minuten. Dafür sind sie so zahlreich, dass zu jeder Zeit mehrere hundertausend von ihnen emporzüngeln wie ein Flammenmeer. Sie existieren in einem fragilen Gleichgewicht zwischen der Gravitation der mächtigen Sonne und den elektromagnetischen Kräften ihrer rasch wechselnden Magnetfelder. Um Sonnenflecken herum sind sie heller.
3.4.5 Korona
3.4.5.1 Temperatur und Strahlung
Die rätselhaft hohe Temperatur. Mit der Korona geht die Sonnenatmosphäre schließlich in den interplanetaren Raum über. Diese Plasmawolke ist eine Million mal dunkler als die Photosphäre. Sie ist nur auf Bildern erkennbar, die bei Sonnenfinsternissen oder mit speziellen Instrumenten gemacht wurden, bei denen die Sonnenscheibe abgedeckt wird.Der Autor weist darauf hin, dass die Sonne auch bei Sonnenfinsternissen nie mit bloßem Auge beobachtet werden sollte. Sie ist auf Bildern als unregelmäßiger, weißer Halo erkennbar. Unregelmäßig deshalb, weil sich die Wasserstoffatome an den Feldlinien des Sonnenmagnetfeldes ausrichten.
Ein Rätsel ist noch, warum der zwischen der 5800 Kelvin heißen Photosphäre und dem kalten All liegende Bereich auf 2.000.000 Kelvin aufgeheizt ist. Noch unbekannte Prozesse müssen Wärme aus der Photosphäre heranführen. Gerade der Transport von Wärme aus einer kälteren in eine wärmere Region widerspricht eigentlich physikalischen Gesetzen. Die Sonde Soho untersuchte eine Reihe möglicher Mechanismen. Ob sie aber tatsächlich dafür verantwortlich sind, ist noch unklar.
Zwei Ursachen sind in der Diskussion:
- Energiezufuhr von eruptiven Protuberanzen.
- Alfvén-Wellen
Letztere sagte der schwedische Physiker Hannes Alfvén voraus. Ihre Ursache haben sie darin, dass Magnetfelder das heiße Gas in Schwingungen versetzen. Im Labor sind sie nicht nachweisbar, doch das Hinode-Teleskop zeigt sie. Der TRACE Satellit in der Umlaufbahn der Sonne lieferte im Februar 2007 detailliertere Bilder im extremen ultravioletten Licht. Diese Bilder deuten an, dass der größte Teil der Aufheizung unten in der Korona stattfindet, wo die Loops aus der Sonnenoberfläche austreten und in sie zurückkehren. Durch die hohen Temperaturen sendet die Korona Röntgenstrahlung aus.
Nach Jahrzehnten der Suche identifizierten neue Beobachtungen den japanischen Sonnensatelliten Hinode so genannte Nanoflares als Schuldigen. Diese Nanoflares sind kleine und plötzliche Ausbrüche von Hitze und Energie. „Sie entstehen innerhalb winziger Fäden, die gebündelt eine magnetische Röhre bilden, die man koronalen Loop nennt.“, erklärte James Klimchuk, Astrophysiker am Solarphysik Labor des Goddard Space Flight Centers in Greenbelt (USA). Diese koronalen Loops sind die grundlegenden Bausteine des dünnen durchsichtigen Gases, aus dem die Korona besteht.
Der Satellit Hinode macht Nanoflares verantwortlich. Früher dachten Wissenschaftler, ständige Erwärmung sei der Grund für die hohen Temperaturen des Gases. Doch dieses Steady Heat Modell sagte voraus, dass ein koronaler Loop von gegebener Länge und Temperatur auch eine spezifische Dichte hätte. Doch die Beobachtungen zeigten wesentlich höhere Messwerte. Neuere Modelle machen die Nanoflares dafür verantwortlich. Doch es gab bis heute keine Beweise für diese Strukturen. Beobachtungen der von der NASA entwickelten Röntgenteleskop (X-Ray Telescope XRT) und des im extremen Ultraviolettbereich arbeitenden Extrem-ultraviolet Imaging Spectrometer (EIS) an Bord von Hinode enthüllten, dass in aktiven Regionen der Sonne ultraheißes Plasma verbreitet ist. Das XRT stellte Temperaturen von 10 Millionen Kelvin fest, das EIS 5 Millionen Kelvin. „Solche Temperaturen kann nur von plötzlichen Energieausbrüchen stammen“, sagte Klimchuk, der am 6. August 2009 seine Entdeckung vor dem Kongreß der Internationalen Astronomischen Union in Rio de Janeiro präsentierte. Zudem zeigen die Beobachtungen, dass die Helligkeit des Gases der Korona mit seiner Dichte steigt und umgekehrt. Die größte Helligkeit haben Regionen mit einer Temperatur von 1 Million Kelvin.
Klimchuk und seine Kollegen erstellte daraufhin ein Computermodell, simulierte damit Hitzeausbrüche und beobachtete, wie die Korona darauf reagiert. Dann machten sie voraussagen darüber, wieviele Emissionen in welchen Temperaturbereichen es geben müsse. Sie vermuteten, dass eine plötzliche Energiefreisetzung eines Nanoflares ein Plasma mit geringer Temperatur und Dichte sehr schnell etwa 10 Millionen Kelvin heiß wird. während die Dichte gering bleibt. Solange die Freisetzung und Helligkeit gering ist, belibt auch die Dichte gering. Die Hitze fließt von den heißen höher gelegenen Bereichen des Loops zu den kühleren sonnennäheren. Dort heizt der Wärmefluß das Plasma auf. Wegen der hohen Dichte erreicht die Temperatur nur 1 Million Kelvin. Dieses Plasma steigt nun im Faden auf. Daher ist ein koronaler Loop eine Mischung aus 10 Millionen Kelvin heißen dunkleren und 5 Millionen Kelvin heißen hellen Fäden. Die Beobachtungen von Hinode und die Analysen der Forscher bestätigen, dass Nanoflares auf der Sonne entstehen und dass sie viele oder vielleicht sogar die meisten der Phänomene erklären. Sie bestätigen auch, „dass es überall in den aktiven Gebieten der Sonne irgendwelche Nanoflare-Aktivität gibt, so Klimchuk.
Abbildung 3: Das Falschfarben-Temperaturbild zeigt die aktive Region AR10923, die im Zentrum der von der Erde sichtbaren Sonnenoberfläche beobachtet wurde. Solche aktiven Regionen sind als Sonnenflecken erkennbar. Blaue Gebiete weisen auf Plasma mit einer Temperatur von 10 Millionen Kelvin hin. Foto: Reale, et al. (2009) über NASA.
Was ist nun die praktische Bedeutung für die Erde? Die Nanoflares sind auch verantwortlich für Änderungen der Röntgen- und Ultraviolettstrahlung, die aktive Gebiete der Sonne aussenden, wenn sie sich entwickeln. Die obere Atmosphäre der Erde absorbiert diese Strahlung, erwärmt sich dabei und dehnt sich wie jede heiße Substanz aus. Das Gas der Atmosphäre bremst Satelliten und Weltraumschrott ab. Es ist wichtig, diese Vorgänge zu kennen, weil man dann die Umlaufbahnen korrigieren und Kollisionen vermeiden kann. Die Strahlung beeinflusst aber auch Funksignale und damit Kommunikation und Navigationssysteme. So verbessert das Verständnis von Nanoflares auch das Wissen um die Beziehungen von Erde und Sonne.
3.4.5.2 Strukturen
Zwei Strukturen fallen auf: Die 10.000 km langen Spikulen mit einigen Minuten Lebensdauer und die langlebigen, 60.000 km langen Makrospikulen, die mit 500.000 Grad auch wesentlich kühler sind. Mit ihnen geht die Sonnenatmosphäre allmählich in den Weltraum über. Die Korona strahlt unregelmäßig. Durch Beobachtung im Röntgenbereich kennen Astronomen Materiekonzentrationen (koronale Kondensationen), Auswürfe (koronale Masseauswürfe) und dunkle, massearme Bereiche (koronale Löcher). Manchmal klaffen diese Lücken über 20 Prozent der Sonnenoberfläche. Die Koronalöcher wurden 1970 durch den Schweizer Max Waldmeier entdeckt. Hier beträgt die Plasmadichte nur noch ein Zehntel der normalen Korona.
Quellen
Gandorfer, 2009: Dr. Achim Gandorfer, Brodelnder Gasball, Pressemitteilung, Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung, 4.11.2009
Layton, 2009: Laura Layton, NASA Goddard Space Flight Center, Tiny Flares Responsible for Outsized Heat of Sun's Atmosphere. Pressemitteilung, NASA, 14.8.2009
Autor
Autor: Jörg Wieprzeck
Copyright: © 2002–2010 Biosphaere www.biosphaere.info
Aktualisierungen
11.06.2007: Artikel angelegt
16.09.2008: Abschnitt über die Tachocline, die Helioseismologie und die Ursache der Temperatur der Korona eingefügt.
07.04.2009: Abschnitt über die Chromosphäre überarbeitet.
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