Planeten, Sterne, Universum

Titel: Planeten, Sterne, Universum Kostenlos Bücher Online Lesen
Autoren: Bernhard Mackowiak

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„Zitterpartie Totale Sonnenfinsternis“ beseitigen. Mit dem Koronografen gelangen ihm als erstem spektakuläre Aufnahmen der sich in und über der Korona tummelnden Protuberanzen.
    Mit Raumsonden wie der 1995 gestarteten NASA-ESA-Sonnensonde SOHO und der seit 1998 im Orbit geparkten NASA-Sonnensonde TRACE ist die Beobachtung und Erforschung der Korona heute kein Problem mehr.
Die dünnste, aber heißeste Schicht
    Die Korona erstreckt sich als äußerste Atmosphärenschicht oberhalb der Chromosphäre der Sonne und stellt damit den Übergang in den freien Weltraum dar – sie reicht einige Millionen Kilometer in ihn hinaus. Und weil sie eben sehr dünn ist, ist sie auch sehr lichtschwach.
    Andererseits können die Temperaturen der Korona über 3 Mio. °C erreichen, weil die Gasdichte hier so gering ist. Diese Tatsache bereitet den Sonnenphysikern noch immer mit das größte Kopfzerbrechen, denn irgendwie muss die Korona aufgeheizt werden – nur wodurch? Bis heute ist diese Frage noch nicht restlos geklärt. Die Strahlung der Sonne, Überschallwellen oder elektrische Ströme, die Bündel magnetischer Felder erzeugen, werden als Erklärungen untersucht.
    Veränderlich löcherige Form
    Die Form der Sonnenkorona ist nicht immer gleich. So verändert sie sich z.B. mit der Sonnenfleckenperiode. So erscheint zur Zeit des Sonnenfleckenmaximums die Korona fast kreisförmig (z.B. bei der Sonnenfinsternis 1999), während sie im Sonnenfleckenminimum an den Polen stark abgeplattet ist und in den solaren Äquatorbereichen weit in den Raum ausgreifende Bänder zeigt (wie bei der Sonnenfinsternis 2006). In den Sonnen-Polargebieten sind dagegen meistens nur kurze, fast genau radial verlaufende Strahlenbüschel zu erkennen.
    Doch egal, wie die Korona gerade aussieht, sie zeigt auch Löcher. Dabei handelt es sich um kühlere Bereiche, die nur auf Aufnahmen im Röntgen- und extremen Ultraviolett-Bereich zu sehen sind, wo sie dunkel erscheinen. Das besondere Merkmal dieser Koronalen Löcher sind ihre offenen Magnetfeldlinien, wodurch es geladenen Teilchen gelingt, die Sonnenoberfläche zu verlassen. Sie gelten daher als Ursprung des Sonnenwinds
.

Die beiden Bilder des Sonnensatelliten SOHO vom November 2003 zeigen die Korona der Sonne im extremen Ultraviolettlicht. Auf dem rechten Bild ist rechts ein Flare zu sehen, der eine große Menge an Teilchen aus der Sonne herausschleuderte
.
    (c) ESA (NASA/SOHO)

Ins Schwarze der Sonne
Der innere Aufbau unseres Sternes
    Mit dem Fahrstuhl eine Reise zum Mittelpunkt der Sonne unternehmen oder, wie in so manchem Science-Fiction-Roman eindrucksvoll geschildert, in einem von starken magnetischen Hochenergieschirmen geschützten Raumschiff ins Innere der Sonne fliegen – das ist der Traum eines jeden Sonnenphysikers. Und es wird auch ein Traum bleiben, denn die physikalischen Verhältnisse in unserem Stern, nämlich der gigantische Druck und die extrem hohen Temperaturen, werden ein solches Unternehmen immer unmöglich machen.
    Dennoch wissen wir heute gut über den inneren Aufbau unseres Heimatsternes und die in seinen Schichten ablaufenden Prozesse Bescheid. Wir kennen nämlich aus Laborversuchen das Verhalten von Gasen, wir haben Spezialsatelliten wie SOHO oder CLUSTER und wir können Modelle berechnen.
Verschiedene Hüllen
    Die Reise in die Tiefe der Sonne beginnt mit dem Durchqueren der Korona, dem Strahlenkranz. Ihr folgt eine dünne, unregelmäßige Übergangszone, deren Temperatur von innen nach außen von 20 000 auf rund 1 Mio. °C ansteigt. Als nächstes kommt die orangerote Chromosphäre. Sie ist etwa 200km dick und in ihr steigt die Temperatur nach außen von 4500 auf 20000°C. Dann folgt die Photosphäre, die lichterzeugende und damit sichtbare Schicht, die wir als Sonnenoberfläche bezeichnen. Sie ist rund 300 bis 400km dick, sieht körnig und blasig aus und brodelt ständig, da andauernd Ströme heißer Gase auf- und absteigen und 1000km große Blasen bilden. Hier befinden sich auch die Sonnenflecken.
    Darunter liegt die Konvektionszone der Sonne, die rund 20% des Sonnenradius einnimmt. Hier steigen heiße Gase an die Oberfläche, während die kühleren wieder nach unten sinken. Durch diesen Prozess wird Wärme zur Photosphäre transportiert, von der aus sie in den Raum abgestrahlt wird. Die nächste Schicht ist die Strahlungszone. Sie umfasst ungefähr 70% des Sonnenradius. Hier wird die Energie in Form von Strahlung, nämlich Photonen, übertragen.
    Das Regenbogenband
    Lässt man