Die Bilder oben zeigen die Korona (lat. Corona = Kranz, Krone) der Sonne. Sie ist für das menschliche Auge nur bei einer Sonnenfinsternis zu sehen, da sie sonst von der restlichen Sonne überstrahlt wird (die Korona ist höchstens halb so hell wie der Vollmond oder besitzt nur 1,3 Millionstel der Sonnenhelligkeit). Was man schon auf den ersten Blick erkennen kann, ist dass die Korona nicht immer dieselbe Erscheinungsform hat. Auf dem Bild rechts oben ist sie fast kreisrund, jedoch auf dem Bild links unten eher gezackt und unsymmetrisch. Als erstes sollte man nun also festhalten, dass die Korona dynamisch (wechselnd) ist, sie verändert ihr Aussehen. Man unterscheidet hierbei zwischen einer Mininum Korona (links ist nahe einer Minimum Korona) und einer Maximum Korona (rechts).
Bevor wir nun weiter gehen ein kurzer Zwischenschritt:
Licht besteht aus Wellen bestimmter Wellenlängen (380 – 800nm). Doch gibt es auch andere elektromagnetische Wellen, wie oben auf dem Bild zu sehen ist. Der regenbogenfarbige Bereich ist das Licht, welches jedoch ein sehr kleiner Teil des Spektrums ist. Dort gibts es noch Wellen die wir als Röntgenstrahlen, Infrarotstrahlen, Radiowellen, etc. kennen. Doch für diese Wellenlängen ist das Auge nicht ausgelegt, doch z.B. Tiere sind in der Lage Infarotstrahlung zu sehen (wie die Schlange auf dem Bild; Sie würde das Bild dort so sehen). Allerdings ist es möglich verschiedene Kameras und Filter einzusetzen, um auch diese Wellen sichtbar zu machen, wie z.B. mit Infrarotkameras.
Hier sieht man nun drei Aufnahmen der Sonne mit einer Röntgenkamera, in einem Satelliten, aufgenommen. Es sind "Ausschweifungen" zu erkennen, die auf den Bildern teilweise wie Bögen aussehen. Diese Bögen werden Loops genannt und in ihnen ist Gas, was die Korona bildet.
Allerdings habe ich vorher gesagt, dass die Korona dynamisch ist und ihr Aussehen verändert. Wenn nun aber die Korona aus Gasen besteht, die in den Loops sind, so müssen sich logischerweise auch die Loops verändern. Diese Veränderung kann man gut auf dem unteren Bild erkennen. Die Bilder wurden von 1991-1995 von dem japanischem Satelliten Yohkoh in einem 4 Monats Intervall aufgenommen. (links 1991 nahe Maximum, rechts 1995 nahe Minimum).
Wie schon vorher gesagt sind auf dem Röntgenbild die Loops der Sonne zu erkennen, in denen sich das Gas befindet. Auf dem Bild rechts daneben sehen wir ein Modell des Magnetfeldes der Sonne, welches in manchen Regionen ca. 1000 mal stärker ist als das von unserem Planeten, der Erde. Dort erkennt man auch gut die Magnetfeldlinien des Magnetfeldes der Sonne, die an den Polen geöffnet und in der Äquator-Gegend geschlossen sind. Diese Austrittsformen hängen mit dem Aktivitätszyklus der Sonne zusammen. Man bemerkt sofort, dass die geschlossenen Magnetfeldlinien in dem Modell Ähnlichkeiten mit den Loops auf dem Röntgenbild haben und tatsächlich ist es ein und dasselbe. Auf dem Bild darunter sieht man nun den schematischen Aufbau eines solches Loops. Dort erkennt man auch Sonnenflecken (Sunspots) und zwar genau an dem Plus- und Minuspol des Loops.
Was sind nun Sonnenflecken?
Mit einem Filter erkennt man die gelbe Oberfläche der Sonne und auch mehrere schwarze Flecken. Diese Sonnenflecken (Sunspots) wurden schon vor Jahrhunderten von Astronomen, wie z.B. Galileo Galilei, entdeckt. Doch haben sich im Laufe der Jahre zwei Tatsachen herausgestellt. Als erstes sind die Flecken gar nicht schwarz, sondern eher rot-orange. Sie kommen dem menschlichen Auge nur schwarz vor, da sie rund 2000°C kälter sind als die 6000°C heiße gelbe Oberfläche (Photosphäre) der Sonne (wie man in dem vorherigen Aufbau des Loops sehen kann). Bei solchen Temperaturen kann jedoch unser Auge diese Farbunterschiede nicht mehr wahrnehmen und es sieht dann schwarz aus. Und als zweites hat sich herausgestellt, dass die Flecken wandern und auch in einer unterschiedlich starken Anzahl zu sehen sind. Dies hängt mit dem Flecken- bzw. Aktivitätszyklus der Sonne zusammen.
Also sind die Sonnenflecken ein- und austretende Magnetfeldlinien, die deshalb dunkler sind, da die Magnetfelder das Plasma auf dem Weg zur Photosphäre (Oberfläche) bremsen.
Es ist festzuhalten: Die Korona besteht aus Gasen was in den Loops gehalten wird. Diese Loops sind Magnetfeldlinien des Magnetfeldes der Sonne. Die Stellen, wo die Magnetfeldlinien ein- bzw. austreten sind die Sonnenflecken, da die Magnetfelder die Konvektionsströme, sprich Wärmebewegung, der Sonne behindern und deswegen weniger heißes Plasma aus dem Inneren der Sonne an dieser Stelle an die Oberfläche befördert wird und es deswegen dort kälter ist.
Auf den Röntgenbildern sieht die Sonne im Vergleich zu der Korona kalt aus, was daran liegt, dass die Korona um ein vielfaches heißer ist als die Sonne. Die Sonne hat eine mittlere Dichte von 1410 g/cm³ und eine Temperatur (auf der Photosphäre) um 6000°C. Die Dichte der Korona nimmt von 0,000001 g/cm³ auf 10-19 g/cm³ ab und die Temperatur ist ca. 1.000.000°C.
Man sollte noch den kleinen roten Rand bzw. die kleinen roten Punkte erklären, die bei einer Sonnenfinsternis gut zwischen Korona und der verdunkelten Sonne zu sehen sind. Diese gehören zur Chromosphäre (griech. = Farbschicht), eine relativ dünne Schicht (ca. 10.000 km) zwischen Photosphäre und Korona. Dort herrschen Temperaturen zwischen ca. 6.500°C und 10.500°C und die Gasdichte nimmt von 10-11 auf 10-15 g/cm³. Innerhalb von wenigen hundert Kilometer geht dann die Chromosphäre in die sehr heiße Korona über.
Auf dem unteren Bild kann man noch einmal gut die Entwicklung der Sonnenkorona im UV-Licht sehen.
Vorher noch ein kurzer Zwischenschritt:
Nun haben wir die ganze Zeit über Röntgenstrahlen und sichtbares Licht geredet, jedoch strahlt ein Stern wie unsere Sonne wesentlich mehr Wellen aus. So emittiert die Sonne auch Radiowellen. Diese sind besonders gut über extrem weite Entfernungen zu messen, da diese nicht von anderen Stoffen absorbiert oder geschwächt werden, wie es z.B. mit dem Licht passiert (schließlich können wir auch nicht durch Mauern sehen, jedoch Radiowellen empfangen). Hier kommt nun ein Radioteleskop wie z.B. das in Effelsberg zum Einsatz. Damit kann man spezielle Ereignisse messen und eines von diesen werde ich nun beschreiben.
Starke Ausstrahlung von Radiowellen findet besonders intensiv bei sogenannten Sonnen Flares (Solar Flares) statt. Diese entstehen wie folgt:
Wie schon bekannt ist, hat die Sonne auf ihrer Oberfläche viele Magnetfelder in einer bestimmten Struktur, aus denen auch immer Magnetfeldlinien austreten. Doch sollte sich diese Struktur mal verdrehen, können sich die Magnetfeldlinien kreuzen, was eine sehr starke Explosion hervorruft, und sich danach wieder zusammenschließen. Bei dieser Explosion wird eine Menge Energie freigesetzt, auch in Form von Elektronen oder verschiedenen Strahlen (Röntgen-, Gamma- und Radiostrahlen). Diese Strahlen kann man mit einem Radioteleskop messen und grafisch wieder darstellen, entweder in Form eines Bildes oder in Form eines Diagramms, wie rechts oben, wo plötzlich ein starker Anstieg in der Strahlungsstärke zu messen war, die jedoch nach kurzer Zeit wieder zur Ausgangsstärke zurück geht. Das Bild links oben zeigt nun einen solchen Loop. Der helle, weiße Fleck in der Mitte ist ein solcher Loop und der strahlt um einiges mehr als der Rest der Sonnenoberfläche. Auf dem Bild darunter ist nun schematisch zu sehen, wie eine solche Berührung von zwei Feldlinien passieren könnte.
Auf diesem Bild kann man nun auch noch gut sehen, wo die Radiostrahlung bei Sternen emittiert wird. Auf dem unteren Bild ist eine Röntgenaufnahme zu sehen, wo die schwarzen Bereich Loops sind. Auf dem oberen Bild sieht man die Emission von Radiostrahlen, wobei schwarze Bereiche auf eine besonders große Emission hindeuten. Nun fällt einem auf, dass die Fußpunkte der Loops dort liegen, wo auch eine besonders starke Radiostrahlung ist.
Auf dem Bild rechts daneben sieht man nochmal verschiedenste Aufnahmen. Wir schauen uns nun ''a,c,d'' und ''f'' an. Bei ''a'' sieht man die Radioemission, die an den hellen Stellen am stärksten ist. ''c'' und ''d'' sind Röntgenaufnahmen, wo die Form des Loops noch einmal schön zu sehen ist. ''f'' ist eine schematische Zeichnung wo auch die Spots mit der zugehörigen Polarität eingetragen sind. Auch hier kommt man wieder zu dem Bild, dass besonders an den Fußpunkten starke Emission herrscht. Dies liegt daran, dass die Magnetfelder an den Fußpunkten am stärksten sind und so auch am meisten Radiowellen emittieren.
Auf dem oberen Bild kann man gut den Zusammenhang zwischen Magnetfeldern, Flares und Sonnenflecken sehen (blaue Linien = neutrale Linie zwischen entgegengesetzten magnetischen Polen, Striche = Stärke und Richtung des magnetischen Feldes, helle Region = Flare, orange Region = Sonnenfleck).
Auf dem unteren Bild ist das Kanonische Modell gezeichnet. Es zeigt eine Vereinfachung eines Flares und man kann gut sehen welche Strahlung dort freigesetzt wird.
Zusammen mit Flares haben wir auf der Sonne Koronalen Massen Auswurf (Coronal Mass Ejection, CME). Allerdings sind die Zusammenhänge zwischen diesen beiden Ereignissen eine der offenen Fragen in der Solar-Astronomie.
Dieser CME ist nun der Ausstoß von Materie, die durch zerstörte Loop-Strukturen entweichen kann. Es kann bei einem solchen CME bis zu 1013 kg Masse ausgeworfen werden, die sich mit Geschwindigkeiten von bis zu 1000km/s fortbewegt. Dafür ist ein enormer Energieaufwand nötig, da man bedenken muss, dass diese gesamte Masse auch noch die Anziehungskraft der Sonne überwinden muss. Diese zerstörte magnetische Struktur bindet sich nach der CME manchmal zu Helmet-Streamer Strukturen. Helmet-Streamer sind, wie oben auf dem Bild zu sehen, nicht rund, sondern eher spitz und ragen in den interplanetaren Raum hinaus.
Die magnetischen Strukturen der Sonne wie Loop, Helmet etc. entstehen auf der Oberfläche durch das Magnetfeld im Inneren der Sonne, welches durch Konvektionen und durch die Eigenrotation des Sternes aufgebaut wird. Die Eigenrotation der Sonne dauert ungefähr 30 Tage, doch es gibt Rotationen bei Sternen die liegen bei wenigen Tagen oder noch weniger. Solche Sterne werden auch aktive Sterne genannt, da sie eine viel größere magnetische Aktivität haben als unsere Sonne. Wie auf dem Bild oben zu sehen ist, bedeckt dann ein Sternfleck auf einem solchen aktiven Stern nicht einen kleinen Teil der Oberfläche wie bei der Sonne (ca. 1%), sondern schon fast ein Viertel der Oberfläche des Sternes. Auch ist die Anzahl der Spots sehr unterschiedlich. Während es auf der Sonne mehrere kleine Spots gibt, gibt es auf Sternen oft nur wenige. Unterschiede gibt es auch noch in den Regionen, wo die Spots auftauchen. Bei der Sonne gibt es einen Gürtel bei ungefähr ± 40° vom Äquator wo die meisten Sunspots auftauchen, doch kann dies bei anderen Sternen ganz anders sein (z.B. an den Polen). Dort entstehen dann viel größere Loops, die auch viel größere Flares erzeugen. Es ist nichts Aussergewöhnliches wenn ein Stern mit einer starken Rotation bis zu 1000 fach stärkere Röntgenemissionen ausstrahlt oder seine Radioemissionen die stärksten solaren Flares um ein Vielfaches übersteigen.
ENDE
ur 3/2013