Informationen

Sonne Einzelbilder
Allgemeine Informationen
(Text aus Wikipedia, stark gekürzt und z.T. verändert.)
Sonnenflecken
Sonnenflecken sind dunkle Stellen auf der sichtbaren Sonnenoberfläche (Photosphäre), die kühler
sind und daher weniger sichtbares Licht abstrahlen als der Rest der Oberfläche. Die Häufigkeit der
Sonnenflecken hat eine Periode von durchschnittlich 11 Jahren, was als Sonnenfleckenzyklus
bezeichnet wird. Ursache der Flecken und der in ihrer Nähe auftretenden Ausbrüche sind
Magnetfelder.
Protuberanzen
Protuberanzen sind heftige Materie-Ströme auf der Sonne, die am Sonnenrand als Bögen
beobachtet werden können.
Man unterscheidet zwei Arten von Protuberanzen:
– Ruhende Protuberanzen sind Strukturen, deren Form sich oft Monate lang kaum verändert, weil
sie an den Magnetlinien hängen «wie Wäsche an der Leine».
– Eruptive Protuberanzen (Sonneneruption) sind Phänomene, die nur einige Minuten oder
Stunden dauern. Hierbei wird Materie aus dem Innern mit bis zu 1000 km/s von der Sonne
weggeschleudert.
Bei besonders starke Protuberanzen sind in den Polgebieten der Erde häufiger als gewöhnlich
Polarlichter zu beobachten.
Photosphäre
Die Photosphäre ist die unterste Schicht der Sonnenatmosphäre. Aus ihr stammt das sichtbare
Licht. Sie ist etwa 400 km dick (0,063 % des Sonnenradius), hat eine mittlere Gasdichte von
10-7 g/cm3 (entsprechend der Dichte der Erdatmosphäre in etwa 70 km Höhe) und eine
Temperatur von etwa 5500° C.
Über der Photosphäre der Sonne liegt die Chromosphäre.
Chromosphäre
Die Chromosphäre (griech. Farbschicht) ist eine relativ dünne Schicht der Sonne, die überwiegend
aus Wasserstoff und Helium besteht.
Sie erstreckt sich bis zu einer Höhe von etwa 10.000 Kilometern über der Photosphäre und geht
dann in die Korona über.
Ohne optische Hilfsmittel, wie spezielle Filter (H-alpha-Filter), ist die Chromosphäre nur bei einer
totalen Sonnenfinsternis als rötlicher Saum um die Sonne zu beobachten.
Die Gasdichte nimmt in der Chromosphäre von 10-11 auf 10-15 g/cm³ mit der Höhe ab. Gleichzeitig
steigt die Temperatur von etwa 6.000 K bis auf 10.000 K an. Innerhalb weniger hundert Kilometer
geht die Chromosphäre dann in die Korona über.
Korona
Die Sonnenkorona (lat. Corona = Kranz, Krone) ist die sehr dünne «Atmosphäre» der Sonne,
deren schwaches Leuchten man von blossem Auge nur bei einer totalen Sonnenfinsternis sieht.
Dieser zarte Strahlenkranz reicht viele Sonnenradien nach aussen.
Die Gasdichte in der Korona ist äusserst gering, sie nimmt von ~10-6 g/cm³ auf ~10-19 g/cm³ ab.
Sonnenwind
Der Sonnenwind ist ein Strom geladener Teilchen, der von der Sonne ins All strömt.
Er besteht hauptsächlich aus Protonen und Elektronen sowie aus Heliumkernen.
Die Geschwindigkeit des Sonnenwindes liegt zwischen etwa 400 km/s und 900 km/s.
In Erdnähe hat der Sonnenwind eine Dichte von ≈ 5 × 106 Teilchen pro Kubikmeter.
Die Sonne verliert durch den Sonnenwind pro Sekunde etwa eine Million Tonnen ihrer Masse.
Ein deutlich sichtbares Anzeichen für die Existenz des Sonnenwinds liefern die Kometen:
Kometenschweife zeigen immer von der Sonne weg, denn deren Gas- und Staubteilchen werden
vom Sonnenwind mitgerissen.
Ausführlichere Informationen bei Wikipedia vor allem unter folgenden Stichworten:
Sonne
Sonnenflecken
Sonnenfleckenzyklus
Granulation Sonne
Sonneneruption
Protuberanzen
Photosphäre
Chromosphäre
Flares Sonne
Korona Sonne
Koronaler Massenauswurf
Sonnenwind
Spektrum
Spektrallinien
H-alpha
Kommentare zu einzelnen Bildern
Sonne 03
Lötschental VS, Fluss Lonza auf der Fafleralp, Blick zur Lötschenlücke.
Sonne 05
Photovoltaik-Anlage in Schwarzenburg.
Sonne 09
Der helle Stern Deneb im Sternbild Schwan ist einer der (absolut) hellsten bekannten Sterne.
Einige Daten zu Deneb (abgeschätzt aus nur ungefähr bekannter Distanz):
Durchmesser 200 bis 300 mal Sonnendurchmesser. (Die Sonne mitsamt der Erdumlaufbahn
hätten in Deneb Platz!)
Strahlungsleistung 300 000 mal Strahlung der Sonne.
Helligkeit 60 000 bis 250 000 mal Sonnenhelligkeit.
Sonne 11
Beobachtung der partiellen Sonnenfinsternis vom 4. Januar 2011 in der Schulsternwarte
Schwarzenburg. – Alle tragen zum Schutz der Augen eine spezielle Finsternisbrille!
Sonne 12 und Sonne 13
Sonne fotografiert in der Beobachtungsstation Uecht auf dem Längenberg bei Bern.
Die Angabe 540 nm bezeichnet den Spekralbereich grün, in der die Fotos durch ein Filter
aufgenommen wurden.
Sonne 15 und Sonne 16
Fotos von Gerhart Klaus, Grenchen.
Instrument: 10 cm-Linsenfernrohr mit Pentaprisma. Dieses reduziert die Sonnenstrahlung durch
zweimalige Reflexion auf einen sehr kleinen Bruchteil.
Grünfilter, Film Technical Pan.
Sonne 17
Einzelbilder vom Satelliten SDO, Zusammenstellung G. Klaus.
Die Sonne rotiert im gleichen Drehsinn wie die Erde. Sonnenflecken tauchen am linken (östlichen)
Rand auf, verändern sich dauern etwas und verschwinden nach knapp 2 Wochen am rechten
(westlichen) Rand.
Von der bewegten Erde aus gesehen dauert 1 Rotation 27 Tage.
Sonne 19
Bild Emil Kraaikamp
Die normale Oberflächentemperatur der Sonne beträgt knapp 6000 °C. Der Kernbereich eines
Sonnenflecks («Umbra») hat nur rund 4500 °C, der Randbereich (»Penumbra) 5000 bis 5500 °C.
Die körnige Struktur der Sonnenoberfläche heisst Granulation. Die «Körner» mit dunklen
Abgrenzungsrändern werden als Granulen bezeichnet. Die einzelnen Granulen haben
Ausdehnungen von bis zu 1000 km im Durchmesser und existieren für wenige Minuten.
Die Granulation entsteht durch die Konvektion in einer tieferen Schicht. Dabei steigt heisses und
damit hell leuchtendes Material aus dem Inneren des Sterns an die Oberfläche, dort erkaltet es
und sinkt am Rand eines derartigen Stromes als dunkleres Material wieder zurück. Die
Temperaturdifferenz beträgt 500 K.
Sonne 20 bis Sonne 22
Das Protuberanzen-Teleskop ist ein Linsenfernrohr, in welchem das Bild der Sonne (beim
Brennpunkt des Objektivs) durch einen Metallkegel ausgeblendet und so für den Beobachter
unsichtbar wird. Ein spezielles Rotfilter lässt vom Sonnenspektrum nur einen sehr schmalen
Bereich durch, genau das Rot, in welchem die Protuberanzen leuchten. Dieses Rot entsteht durch
leuchtendes Wasserstoffgas (Spektrallinie HWellenlänge = 656 nm).
Sonne 23 und Sonne 24
Bei totalen Sonnenfinsternissen sind die Protuberanzen am besten sichtbar, wenn Mond- und
Sonnenrand (scheinbar) möglichst genau hintereinander liegen, also am Anfang und Ende der
Totalität.
Auf den Bildern ist nur die innerste Korona abgebildet. Um die äusseren Gebiete fotografisch zu
erfassen müsste man länger belichten. (Sonne Bild 28.)
Sonne 25
Bild «Club d’astronomie d’Uzès» unter jp-Bahic.
Diese Aufnahme des Satelliten SDO (im Licht des Wasserstoffs, H-alpha) zeigt, wie die Gase der
Protuberanzen bei einem Sonnenfleck (dunkel im Bild) entspringen. Die Bogen zeigen den Verlauf
magnetischer Kraftlinien.
Sonne 26
Einzelbilder von der Sonde SOHO, Zusammenstellung G. Klaus.
Bei Protuberanzen-Ausbrüchen bewegen sich die Gase sehr schnell und heftig.
Diese Fotos wurden im Licht des ionisierten Heliums gemacht (Wellenlänge 30,4 nm).
Die Höhe der Protuberanz im letzten Bild ist rund 250 000 km, also rund ein Fünftel des
Sonnendurchmessers oder etwa 20 Erddurchmesser.
Sonne 27 und Sonne 34 bis 45
Die Raumsonde SDO (Solar Dynamic Observatory) ist erst seit dem Jahr 2010 in Betrieb. Sie
liefert spektakuläre Bilder mit einem Detailreichtum, von dem man bisher nie zu träumen wagte!
Diese Fotos werden mit 4 Kameras aufgenommen, welche für die Strahlung vom kurzwelligen
Ultraviolett bis zum sichtbaren Licht empfindlich sind.
Die Farben der Bilder sind willkürlich gewählt. – Ultraviolett hat ja für unsere Augen keine Farbe!
Sonne 27, Sonne 34, Sonne 35, Sonne 37
Die Strahlung mit 17,1 nm Wellenlänge stammt vom ionisierten Eisengas.
Sonne 27
Das Bild gibt einen guten Eindruck von der Dynamik, die auf der Sonne ständig herrscht. Man
muss sich die Eruptionen in Bewegung vorstellen!
Die totale Sonnenfinsternis vom 15. Febr. 1961 war in Norditalien zu beobachten.
Sonne 28
Dank längerer Belichtung sieht man mehr von der Korona. Die feinen Strukturen folgen den
magnetischen Kraftlinien.
Sonne 29 bis Sonne 31
Einzelbilder von der Sonde SOHO, Zusammenstellung G. Klaus.
Sonnenkorona fotografiert durch die Raumsonde SOHO.
Die Sonne und die innere Korona sind abgedeckt, der weisse Kreis zeigt, wo und wie gross die
Sonne im Bild wäre.
– Roter Hintergrund: Bilder der mittleren Korona.
– Blauer Hintergrund: Bilder der äusseren Korona.
Sonne 29 und Sonne 30
Gewaltige Eruption am 6. Dezember 2010. Aufnahmen zwischen 19:24 Uhr und 03:42 Uhr des
folgenden Tages.
Auf dem 12. Einzelbild sieht man, dass die äussersten Gas-Schichten (links unten) eine
Entfernung von etwa 9 Sonnendurchmessern (9 mal 1,4 Mio km) erreicht haben, dies in einer Zeit
von etwa 9 Stunden seit dem Ausbruch.
Die Gase bewegen sich also mit einer durchschnittlichen Geschwindigkeit von etwa 1,4 Mio km
pro Stunde oder knapp 400 km pro Sekunde!
Sonne 31
Oft kurven Kometen auf ihrer Reise in einer mehr oder weniger engen Kurvenbahn um die Sonne
herum. Es gibt jedoch auch Kometen, die direkt in die Sonne stürzen.
Der Kometenschweif ist immer von der Sonne weg gerichtet, weil der Sonnenwind seine Gas- und
Staubhülle «wegbläst».
Sonne 32
Vom ausgedehnten Spektrum der elektromagnetischen Wellen (ein Bereich über 23
Zehnerpotenzen) beansprucht das sichtbare Licht nur einen sehr kleinen Teil mit Wellenlängen
zwischen 390 nm (violett) bis 770 nm (rot).
Die unsichtbare ultraviolette Strahlung (UV) belegt den Bereich von etwa 1 bis 300 nm. Hier
«angesiedelt» sind die 8 Frequenzen, in denen der geostationäre Satellit SDO die Sonne
fotografiert.
Sonne 33
Diese Tabelle gehört zu den Bildern Sonne 34 bis Sonne 45.
Sonne 41 und Sonne 42
Die Übergangszone der einzelnen Temperaturschichtungen liegt zwischen der Chromosphäre und
der Korona.
Sonne 46
Mehr dazu im Text am Anfang dieses Dokumentes.
Sonne 47
Schematische, nicht massstäbliche Darstellung!
Der «Sonnenwind» besteht aus Protonen, Elektronen und Heliumkernen. Er ist eigentlich die
Fortsetzung der immer dünner werdenden Korona. Die geladenen Teilchen deformieren das
Magnetfeld der Erde. Ohne Sonnenwind hätte es eine symmetrische Form, ähnlich wie das
Kraftfeld um einen Stabmagneten.
Die Sonnenwind-Teilchen können nur entlang den magnetischen Kraftlinien zur Erde gelangen,
weshalb sie bei den Polen in die Atmosphäre gelangen und dort die Nordlichter erzeugen.
Einige Tage nach «magnetischen Stürmen» auf der Sonne gibt es spektakuläre Nordlichter.