Kurzbeschreibung zu unserer Sonne
Unsere Sonne hat einen Durchmesser von 1,36 Millionen Kilometer und besteht in den äußeren Schichten aus 73% Wasserstoff, 25% Helium und nur zu 2% aus schwereren Elementen. Sie rotiert im Polbereich in rund 30 Tagen und im Äquatorbereich in 25,38 Tagen. Allerdings erscheint die Sonnenrotation durch die Bewegung der Erde in die gleiche Richtung etwas verzögert und dauert somit scheinbar 27,28 Tage. Die Sonne emittiert elektromagnetische Strahlung im Bereich von kurzwelliger Röntgenstrahlung bis hin zu langwelliger Radiostrahlung und besteht im Aufbau von Innen nach Außen aus den folgenden Bereichen:
Kernbereich
Hier werden bei einer Temperatur von 15 Millionen Grad und einem Druck von 340 Megabar durch Kernfusion pro Sekunde 650 Millionen Tonnen Wasserstoff zu Helium umgewandelt. Dabei entsteht mit einem Masseverlust von 4,24 Millionen Tonnen pro Sekunde eine Strahlungsleistung von 3,8 x 10 hoch 26 Watt. Das sind nahezu unvorstellbare 380 Millionen mal eine Milliarde Gigawatt.
Strahlungszone
In ihr wird die im Kern erzeugte Energie durch Strahlung weiter nach außen transportiert. Die Strahlung benötigt dabei vom Kern bis zum Austritt an der Sonnenoberfläche etwa 100.000 Jahre.
Konvektionszone
In dieser Zone wird die Energie durch Konvektion (Strömung) in bis zu 1800 Kilometer großen Gasblasen transportiert. Diese heißen Gasblasen werden an der Obergrenze zur Photosphäre als Granulation sichtbar. Verschiedene Helligkeiten zeigen hier die unterschiedlichen Temperaturen von heißen aufsteigenden- und kühleren absinkenden Granulen.
Photosphäre
Die Photosphäre ist jener Teil der Sonne, der Strahlung in sehr vielen Wellenbereichen aussendet. Die für uns daraus sichtbaren vielen Farbfrequenzen reihen sich lückenlos als Kontinuum aneinander und können mit den Augen dann in Summe als Weißlicht betrachtet werden. Die Schicht der Photosphäre hat eine Dicke von nur 400 Kilometer und die Dichte nimmt an der Außenseite sehr rasch ab. Daher sieht man auch immer einen scharf begrenzten Sonnenrand. In der Photosphäre befinden sich auch die Sonnenflecken, die etwa 1000 bis 1500 Grad kühler sind und damit dunkler erscheinen als die ungestörte Photosphäre mit 5500 Grad. Im Umgebungsbereich von Sonnenflecken sieht man auch oft Sonnenfackeln. Diese sind ebenfalls gestörte Bereiche der Photosphäre die aber etwa 1000 Grad heißer sind und damit deutlich heller erscheinen. Ein weiteres Erscheinungsbild der Photosphäre ist die Randverdunkelung. Am Sonnenrand sieht man nicht so tief in die Photosphäre als im Zentrum. Im Zentrumsbereich sieht man hingegen auch die tieferen und heißeren Schichten. Somit erscheint dieser Zentrumsbereich heller als der Sonnenrand.
Chromosphäre
Die 6000 Kilometer dicke Chromosphäre liegt ungefähr 900 Kilometer über der Photosphäre und bildet den Übergang von der Photosphäre zur Korona. Allerdings ist die Lichtaussendung der Chromosphäre etwa 1 Million mal geringer als die der Photosphäre. Daher wird die Chromosphäre von der Photosphäre total überstrahlt und es ist ohne technische Hilfsmittel unmöglich diesen hochinteressanten Bereich der Sonnenoberfläche sichtbar zu machen. Die Chromosphäre leuchtet hauptsächlich in Rot bei einer Wellenlänge von exakt 656,28 Nanometer. Diese Strahlung entsteht wenn ein Elektron eines Wasserstoffatoms von der 3. Schale auf die 2. Schale zurückspringt. Dabei wird Energie frei und in Form einer Strahlung mit exakt 656,28 nm Wellenlänge emittiert. Diese Wasserstofflinie stellt den Beginn der sogenannten Palmer Serie des Wasserstoffs dar und wird daher auch als H-alpha Linie bezeichnet. Um diese H-alpha Strahlung nun überhaupt sichtbar machen zu können, muß man alle anderen Strahlungsanteile sehr stark dämpfen. Dies wird nur durch spezielle Filtertechniken erreicht. Diese optischen Filter müssen dabei eine Halbwertsbreite von weniger als 0,15 Nanometer aufweisen. Bei dieser Filterbreite werden Protuberanzen am Sonnenrand bereits sichtbar. Um auch Details direkt auf der Sonnenoberfläche sowie Filamente und Flares sichtbar werden zu lassen, muß ein Filter mit einer Halbwertsbreite von unter 0,1 Nanometer eingesetzt werden.
Korona
Die Dichte und Helligkeit der Korona ist noch viel geringer als die der Chromosphäre. Die Korona wird eigentlich in eine Innere und eine Äussere eingeteilt. Sie kann je nach Sonnenaktivität ihre Form verändern und dabei sehr weit von der Sonne in den Weltraum hinausragen. Die Korona ist mit freiem Auge nur bei totalen Sonnenfinsternissen sichtbar aber bildet dabei dann einen unvergleichlich schönen Anblick. Beobachtungen von der Erde mit Spezialteleskopen werden wegen der zunehmenden Luftverschmutzung immer schwieriger.
Fragen und Anregungen an =>