Zu sehen sind hier die Aufnahmen der Sonnensonde SDO im Übergangsbereich der Chromosphäre (Temperatur: 60.000 - 80.000° K). Erkennbar sind Protuberanzen in der Chromosphäre.
Für mehr Informationen besuche die SDO-Seite der NASA:
http://sdo.gsfc.nasa.gov/data/
Die Fotos zeigen den aktuellen Zustand der Sonne in verschiedenen Wellenlängen des Lichts und stammen direkt von den Instrumenten der Sonnensonden SOHO und SDO.
Die untere Reihe zeigt Aufnahmen der Sonnensonde SOHO von der unmittelbaren Umgebung der Sonne. Damit diese überhaupt fotografisch sichtbar ist, wird die Sonne mit einer Blende abgedeckt. Sie würde sonst alles überstrahlen. Größe und Position der Sonne werden mit dem weißen Kreisrand symbolisiert.
Was gibt es am Sonnenrand zu sehen? Strahlungsausbrüche, Sonnenmaterie, die ins All geschleudert wird, Planeten (Merkur und Venus), Kometen, Hintergrundsterne. Die Materie, die ausgestoßen wird, fällt zum großen Teil wieder auf die Sonne zurück. Ein Teil davon entweicht aber auch. Diese geladenen Teilchen treiben dann durchs Sonnensystem. Wenn sie auf die Erdatmosphäre auftreffen, entstehen Polarlichter. Auch bei Jupiter und Saturn wurden schon Polarlichter beobachtet.
Courtesy of NASA/ESA SOHO, NASA/SDO and the AIA, EVE, and HMI science teams.
Bilderquelle: http://sdo.gsfc.nasa.gov/data/
Untere Bildreihe von: http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime/realtime-update.html
Die Sonne sehen wir fast täglich, wenn das Wetter passt und sie vom Himmel strahlt. Sich etwas intensiver mit ihr zu beschäftigen lohnt sich auf jeden Fall, denn wir sollten uns darüber bewusst sein, wie wichtig sie für uns Lebewesen ist. Ohne ihr Licht und ihre Wärme würden wir in kürzester Zeit verkümmern. Die Sonne beobachten heißt auch, sie und ihre Wirkung auf uns besser zu verstehen.
Die Sonne ist der einzige Körper im Sonnensystem, bei dem Veränderungen schon bei recht kurzen Beobachtungen am Teleskop festgestellt werden können. Zudem ist es ganz praktisch, dass sie über viele Stunden am Himmel sichtbar ist. So ergibt sich fast täglich eine Gelegenheit zur Beobachtung.
Wir haben zahlreiche Möglichkeiten, die Sonne zu beobachten. Zum Einen können wir ihren Weg über den Himmel mitverfolgen und über einen Tag und ein Jahr gesehen bestimmte Gesetzmäßigkeiten feststellen. Beobachtungstipps dafür finden sich auf dieser Seite.
Zum Anderen ist vor allem die direkte Beobachtung von Vorgängen auf ihrer Oberfläche interessant. Wir haben hier die Wahl zwischen verschiedenen Phänomenen wie Sonnenflecken, Flares, Protuberanzen und vieles mehr. Diese Erscheinungen werden im 3. Teil der 'Sonne beobachten'-Serie vorgestellt.
Außerdem verursacht das Sonnenlicht eine Vielzahl von Leuchterscheinungen in der Erdatmosphäre, denken wir nur an Regenbögen oder Polarlichter. Darauf gehen wir auf der Seite 'Sonne beobachten Teil 2' ein.
Wollen wir den Lauf der Sonne über den Himmel betrachten, dann müssen wir zwischen einer täglichen und einer jährlichen Bewegung unterscheiden. Das heißt, in Wirklichkeit ist es nicht die Sonne, die sich bewegt, sondern die Erde.
Da wir als Erdbewohner einen festen Beobachtungsstandpunkt auf der Erdoberfläche einnehmen, machen wir alle Bewegungen der Erde mit und haben dabei das Gefühl, dass sich alles andere um die Erde dreht.
Dieser Eindruck führte zum Entwurf des geozentrischen Weltbildes, bei dem die Erde im Mittelpunkt steht und alle anderen Himmelskörper sie umkreisen.
Seit Kopernikus, Galilei und Kepler wissen wir, dass es nicht so ist. Tatsächlich steht die Sonne im Mittelpunkt, alle anderen Körper einschließlich der Erde umkreisen sie. Das heliozentrische Weltbild hat sich durchgesetzt und entspricht den tatsächlichen Gegebenheiten im Sonnensystem.
Die Erde umrundet die Sonne auf einer leicht elliptischen Bahn. Sie hat dabei eine durchschnittliche Geschwindigkeit von 107.000 km/h und legt eine Strecke von rund 940 Millionen Kilometern zurück. Dafür benötigt sie ein Jahr und einen viertel Tag.
Neben ihrer Bewegung um die Sonne vollzieht die Erde eine weitere Bewegung - die Rotation um sich selbst. Innerhalb von 23 Stunden 56 Minuten und 4 Sekunden dreht sich die Erde einmal um ihre Achse.
Nach genau dieser Zeit sehen wir ein und denselben Stern wieder genau an der selben Stelle des Himmels.
Bei der Sonne ist das etwas anders, da sie uns sehr viel näher ist als all die anderen Sterne und da wir sie umkreisen. Nach einem Tag ist die Sonne im Vergleich zu den Sternen ein kleines Stück in östliche Richtung versetzt.
Das ist der Grund, weshalb sich die Sonne vor dem Sternenhintergrund durch die Sternzeichen bewegt.
Die Sonne bewegt sich also ebenso wie der Mond durch die Sternbilder hindurch. Während wir das beim Mond mitverfolgen können, da auch bei Mondschein noch Sterne sichtbar sind, haben wir bei der Sonne keine Chance, die Sternenumgebung zu sehen.
Wir behelfen uns hier mit einem Trick, den die alten Griechen auch schon kannten: Wir beobachten stattdessen, welches Sternbild sich um Mitternacht genau im Süden befindet. Dem genau gegenüber befindet sich das Sternbild, in dem sich gerade die Sonne aufhält.
Die folgende Animation zeigt den Weg der Sonne vor dem Sternenhintergrund für die Monate Mai bis Oktober. Tag für Tag ist die Position der Sonne gegenüber der Sternbilder leicht nach links verschoben. Das ergibt über die Monate gesehen die Bewegung, die in der Animation dargestellt ist.
In der Astrologie begann man vor über 2000 Jahren damit, den Stand der Sonne am Geburtstermin zur Festlegung des Sternzeichens für ein Neugeborenes zu Rate zu ziehen. Das setzte detailliertes astronomisches Wissen voraus.
Die Schlussfolgerungen auf Charakter und Lebesweg des Kindes waren dagegen nicht wissenschaftlich zu begründen, aber doch weit verbreitet. Auch heute noch beschäftigt viele Menschen ihr Bezug zum Sternzeichen, unter dem sie geboren wurden.
Die heutigen Termine des Sonnenstandes stimmen allerdings schon lange nicht mehr mit denen des antiken Griechenlandes überein. Der Weg der Sonne hat sich über die Jahrhundert verschoben. Die Gründe hierfür stehen auf der Seite 'Präzession'.
In der nächsten Animation sehen wir, wie sich durch die Bewegung der Erde um die Sonne unser Blickwinkel verändert. Wenn wir Richtung Sonne schauen (rote Linie) und uns den dahinter liegenden Sternenhimmel vorstellen, erkennen wir die scheinbare Bewegung der Sonne durch die Sternbilder der Ekliptik.
Gleichzeitig können wir hinter uns schauen, also von der Sonne weg. Wenn wir uns auf der Nachtseite befinden, sehen wir da die Sterne. Befinden wir uns gerade auf der Tagseite der Erde, sehen wir die Sonne am Himmel.
Verlängern wir die Linie nach hinten, sehen wir das Sternbild, das dem Sternbild genau gegenüber steht, in welchem sich für uns Erdenbewohner gerade die Sonne befindet. Es hat gegen Mitternacht seine höchste Position am Himmel und befindet sich genau über dem Südhorizont.
Somit wird auch klar, weshalb wir unser persönliches Sternzeichen nicht an unserem Geburtstag am Himmel sehen können: Es befindet sich dann gerade am Taghimmel und wird von der Sonne überstrahlt.
Bestimmt kennt jeder folgenden Spruch:
Im Osten geht die Sonne auf,
im Süden steigt sie hoch hinauf,
im Westen wird sie untergeh'n,
im Norden ist sie nie zu seh'n.
Im Großen und Ganzen stimmt das auch, allerdings gibt es da gewisse jahreszeitabhängige Verschiebungen. Außerdem kommt es auch noch darauf an, wo auf der Erdkugel wir uns gerade befinden. Auf der südlichen Halbkugel geht die Sonne ebenfalls im Osten auf und im Westen unter. Ihren Weg vom Auf- zum Untergangspunkt nimmt sie allerdings über Norden und nicht Süden.
Der Spruch trifft die Situation am Himmel am besten für den Zeitraum der Tag- und Nacht-Gleiche im Frühjahr und im Herbst auf der nördlichen Halbkugel. Sowohl um den 21. März herum als auch um den 21. September geht die Sonne ziemlich genau im Osten auf und im Westen unter.
Ihr Weg über den Himmel ist in der folgenden Animation im Mittelbereich dargestellt. Ein Klick auf den Button 'Frühjahr/Herbst' lässt die Sonne auf- und untergehen.
Vom Sonnenaufgangspunkt im Frühjahr aus geht die Sonne im weiteren Jahresverlauf jeden Tag ein kleines Stück weiter nördlich auf. Die Aufgangspunkte verschieben sich allmählich Richtung Nordost, bis sie am 21. Juni ihren Extrempunkt erreichen. In der Animation ist das der äußere, große Bogen des Sonnenlaufs.
Dieser Tag wird auch Sonnenwende genannt, da die Sonne nun nicht noch weiter nördlich aufgeht, sondern ihre Aufgangspunkte nun in die Gegenrichtung verlagert, also wieder Richtung Osten.
Am 21. September geht die Sonne wieder ziemlich genau im Osten auf. Im weiteren Verlauf des Jahres wandert der Sonnenaufgangspunkt weiter Richtung Süden und erreicht dann am 21. Dezember seinen Extrempunkt im Südosten.
Dieser Tag wird Wintersonnenwende genannt. Noch weiter südlich geht die Sonne nicht auf. Von nun an verlagert sie ihre Aufgangspunkte wieder Richtung Osten.
All das, was für die Aufgangspunkte gilt, trifft natürlich auch auf die Sonnenuntergangspunkte zu. Zur Tag-und-Nacht-Gleiche geht die Sonne im Westen unter. An den folgenden Tagen und Wochen verschiebt sich der Untergangspunkt immer weiter Richtung Nordwesten.
Der Tagbogen der Sonne wird zugleich immer größer, die Sonnenscheindauer verlängert sich. Am 21. Juni hat die Sonne ihren extremsten Untergangspunkt am nordwestlichen Himmel erreicht und geht dann in den kommenden Tagen und Wochen wieder mehr Richtung Westen unter.
Am 21. September hat sie den Untergang im Westen und geht in den folgenden Tagen und Wochen immer weiter Richtung Südwesten unter, bis sie am 21. Dezember ihren Wendepunkt erreicht. Dann kehrt sich alles wieder um.
Die Verschiebung der Aufgangs- und Untergangspunkte der Sonne ist schon lange bekannt. Auch unsere Vorfahren waren aufmerksame Beobachter. Das derzeit früheste Dokument für die Erkenntnis, dass sich die Sonnenauf- und untergänge am Horizont verschieben, ist die Himmelsscheibe von Nebra.
An ihrem Rand sind goldene Bögen angebracht. Sie symbolisieren den Bereich, in dem die Sonne am östlichen Himmel aufgeht und am westlichen Himmel untergeht. Selbst die Größe der Bögen ist den realen Gegebenheiten angepasst. Weitere Informationen dazu finden sich auf der Seite 'Himmelsscheibe'.
Die Sonne markiert vier ganz spezielle Tage im Jahr. In der folgenden Tabelle sind die Merkmale dieser Tage angeführt, die mit der Sonne zusammenhängen. Die Angaben beziehen sich auf einen Ort auf dem 50. Breitengrad und dem 10. Längengrad (entspricht in etwa der Mitte Deutschlands).
Das Datum schwankt deshalb zwischen drei Werten, weil sich die Zeitpunkte durch die Schalttage verschieben.
| Datum | Bezeichnung | Aufgang | Mittagshöhe | Tageslänge | Untergang |
|---|---|---|---|---|---|
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20.-22. März |
Frühjahrs-Tagundnacht-Gleiche, Äquinoktikum, Frühlingsbeginn |
Osten | 40° | 12 Stunden | Westen |
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20.-22. Juni |
Sommersonnenwende, Sommer-Solstitium, Sommerbeginn |
Nordost | 63,4° | 16 Stunden | Nordwest |
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20.-22. September |
Herbst-Tagundnacht-Gleiche, Äquinoktikum, Herbstbeginn |
Osten | 40° | 12 Stunden | Westen |
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20.-22. Dezember |
Wintersonnenwende Winter-Solstitium Winterbeginn |
Südost | 16,6° | 8 Stunden | Südwest |
Tagstunden und Nachtstunden an den 4 markanten Tagen | |
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Frühlingsäquinoktikum (Tag- und Nachtgleiche 21. März) |
Sommersonnenwende um den 21. Juni |
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Herbstäquinoktikum (Tag- und Nachtgleiche 21. Sept.) |
Wintersonnenwende um den 21. Dezember |
Unsere Vorfahren nahmen große Anstrengungen auf sich, um den richtigen Moment dieser Konstellationen herauszufinden. Sie errichteten schon vor 7000 Jahren große Anlagen zur Sonnenbeobachtung, wie z.B. die Kreisgrabenanlage in Goseck oder später dann das Steinzeitobservatorium in Stonehenge.
Die Anordnung der Holzpfähle in Goseck ist darauf ausgerichtet gewesen, einen festen Horizont zu schaffen. Zur Beobachtung des Sonnenlaufes begab man sich in die Mitte der Anlage.
In der Umgrenzung waren absichtlich Lücken, durch die die Sonne beim Auf- bzw. Untergang nur an ganz bestimmten Tagen des Jahres hindurchscheint. Somit konnte man genau sagen, ob beispielsweise der Tag der Wintersonnenwende schon gekommen ist.
Ein ähnliches Prinzip verfolgte man auch in Stonehenge. Am Morgen des Mittsommertags, wenn die Sonne im Jahresverlauf am nördlichsten steht, ging die Sonne direkt über dem Fersenstein auf. Somit wussten die Menschen von damals, dass immer an diesem Tag ein komplettes Jahr vollendet ist. Anhand dieser Beobachtungen konnten sie ihren Kalender aufstellen.
Atmosphärische Erscheinungen haben zwar wenig mit der direkten Beobachtung der Sonne zu tun, werden jedoch durch die Sonnenstrahlung bzw. die Streuung des Sonnenlichtes in der Atmosphäre verursacht. Dadurch wird es bunt am Himmel, und viele dieser Phänomene sind ein echter Hingucker, weil sie uns mit ihrer Farbenpracht verzaubern. Deshalb möchte ich diese Erscheinungen hier im Rahmen der Sonnenbeobachtung vorstellen.
Ohne die Atmosphäre, durch die das Sonnenlicht dringen muss, um zu uns zu gelangen, hätten wir keinen blauen Himmel. Vielmehr wäre er schwarz, selbst am Tag, und wir könnten neben der Sonne auch die Sterne sehen. Diesen Effekt haben die Astronauten der Apollo-Missionen bemerkt, als sie auf dem Mond waren.
Der Mond hat keine Luftschicht. Das Sonnenlicht trifft ungefiltert auf den Mondboden. Der Himmel auf dem Mond ist auch tagsüber schwarz. Sterne sind auf den Aufnahmen der Astronauten nur deshalb nicht zu erkennen, weil sie viel weniger leuchten als die Sonne. Bei länger belichteten Aufnahmen hätte man die Sterne abbilden können.
In der irdischen Atmosphäre wird das eintreffende Sonnenlicht auf seinem Weg zum Erdboden gefiltert. Die Atmosphäre blockiert fast die gesamte von der Sonne ausgesandte Bandbreite der Strahlung.
Am Boden kommt nur noch ein Teil des sichtbaren Lichtes an sowie etwas Infrarotstrahlung und etwas UV-Strahlung.
Wenn das weiße Licht der Sonne in die Atmosphäre der Erde eindringt, gelangen seine roten, gelben und grünen Anteile fast ungefiltert bis hinunter zu uns (miteinander gemischt ergeben sie nahezu weißes Licht).
Große Teile des blauen und violetten Lichtes aber werden durch die Gasmoleküle der Atmosphäre geschluckt und wieder herausgelassen, dabei aber in alle möglichen Richtungen gestreut.
Und was passiert nun mit all den ‚nicht-blauen’ Wellenlängen? Sie sind immer noch miteinander gemischt, nicht durch die Gasmoleküle gestreut und erscheinen uns weiß. Das zerstreute blaue und violette Licht beherrscht den Himmel über uns und läßt ihn blau erscheinen.
Teile des violetten Lichtes werden dann noch in der unteren Atmosphäre absorbiert. Außerdem nehmen unsere Augen blau besser wahr als violett. Also sieht der Himmel für uns blau aus, wenn er von Sonnenlicht durchdrungen ist.
Richtung Horizont geht der Himmel in ein helleres Blau über bis fast hin zu weiß. Das Sonnenlicht, das uns vom Horizont aus erreicht, muss durch dickere Luftschichten durch als das Licht, das direkt von oben kommt. Die Gasmoleküle haben das blaue Licht nun so oft und in so viele Richtungen hin- und hergestreut, dass es uns nun doch erreicht.
Einen Sonnenauf- oder -untergang zu beobachten ist immer wieder aufs Neue faszinierend. Innerhalb weniger Minuten verändern sich die Farben des Himmels und bieten eine große Palette an Rot- und Gelbtönen. Während die Sonne am Himmel tiefer und tiefer sinkt, muss ihr Licht durch mehr und mehr Atmosphäre hindurch, um zu uns zu gelangen. Dabei werden die blauen und violetten Anteile gestreut und herausgefiltert, rotes und gelbes Licht gelangt dagegen nahezu ungehindert bis zu unseren Augen.
Größere Partikel von Staub, Luftverschmutzung und Wasserdampf in der Atmosphäre reflektieren und streuen große Anteile des roten und gelben Lichtes und lassen den Himmel im Westen für uns in den schönsten Farben leuchten, in rot, orange, gelb und all ihren Zwischenstufen.
Die schönsten Farben und die größte Farbpalette erleben wir also, wenn die Luft nicht klar ist, sondern von Staub, Vulkanasche, Wassertröpfchen, Eiskristallen und ähnlichem durchsetzt ist. Wolken tun ihr übriges dazu, einen Sonnenuntergang zu verschönern, indem auch sie die aufregendsten Farben annehmen.
Regenbogen entstehen, wenn die Wassertropfen eines Regenschauers von Sonnenstrahlen durchdrungen werden. Wichtig dabei ist der Standort des Beobachters. Er muss die Regenwand vor sich haben und die Sonne im Rücken.
Die einzelnen Regentropfen wirken wie ein Prisma, in dem der Sonnenstrahl reflektiert und gebrochen wird und das Licht in seine einzelnen Bestandteile zerlegt wird.
Die Farben werden dabei wellenlängenabhängig unterschiedlich stark gebrochen und ordnen sich dann in dem typischen Streifenmuster an. Manchmal entstehen sogar mehrere Regenbögen zugleich.
Manchmal kommt es auch ohne Regen zu bunten Lichtbögen am Himmel. Meist erscheinen sie links und rechts der Sonne, mit einem Winkelabstand von ca. 30 Grad. In den Regenbogenfarben sehen wir dort einen bunten Fleck oder auch einen Bogen.
Ganz selten kann man den Bogen auch komplett als Kreis sehen. Er geht dann im Abstand von 30 Grad um die Sonne herum. Noch seltener sind sogar zwei Bögen zu sehen: der bereits vorgestellte 30-Grad-Bogen und ein größerer Bogen mit einem Abstand von 60 Grad zur Sonne.
Günstig bei der Beobachtung ist es, wenn die Sonne ausgeblendet werden kann, da ihre Helligkeit störend wirkt. Man kann sich so positionieren, dass die Sonne von einem Baum oder Schornstein oder etwas anderem verdeckt wird, der Himmelsbereich links und rechts neben ihr aber frei von Hindernissen ist.
Im Foto kommt die Sonne gerade hinter einem Berg hervor. Das Sonnenhalo war vorher deutlich zu sehen, verblasste dann aber. Insgesamt dauerte die Erscheinung etwa 20 Minuten.
Manchmal ist die Reflexion des Sonennlichten im Halo an einer Stelle so intensiv, dass man das Gefühl hat, eine zweite Sonne zu sehen. Oder aber, wenn die Sonne noch verdeckt ist, könnte man denken, die Sonne steht an der falschen Stelle des Himmels.
Auf diesem Foto ist es Mitte Dezember kurz nach Sonnenaufgang. Da die Sonne selbst noch durch einen Berg verdeckt war und die Nebensonne sehr hell leuchtete, verwechselte ich beide im ersten Moment und war ganz verblüfft, dass die Morgensonne schon im Süden steht. Es dauerte einen Moment, bis mir klar wurde, dass es nur eine atmosphärische Erscheinung ist, die ich sehe.
Wie entstehen Sonnenhalos und Nebensonnen? Um das Sonnenlicht in seine farbigen Anteile zu zerlegen, werden kleine Prismen in der Erdatmosphäre benötigt. Bei Regen + Sonnenschein sind es die Regentropfen, die als Prisma wirken. Bei Sonnenhalos befinden sich Eiskristalle in höheren Luftschichten, die die Funktion eines Prismas übernehmen. Deshalb treten Sonnenhalos eher im Winterhalbjahr auf.
Wolken können nachts leuchten, wenn sie sich in großen atmosphärischen Höhen befinden und noch vom Sonnenlicht angestrahlt werden, während es unten auf dem Erdboden bereits dunkel ist.
Diesen Effekt kann man bei Flugreisen selbst erleben. Bei einem abendlichen Start nach Sonnenuntergang wird man vom Flugzeug aus doch noch einmal die Sonne sehen können, wenn sich das Flugzeug in die Lüfte erhoben hat.
Iridiumflares sind plötzlich aufleuchtende sehr helle Lichtreflexe, die die Anwesenheit von Satelliten verraten. Dabei fällt das Sonnenlicht auf die Außenhaut eines Satelliten und wird von diesem wie bei einem Spiegel zurückgeworfen. Befinden wir uns gerade in dem Strahlengang der reflektierten Sonnenstrahlen, dann nehmen wir das als einen Flare wahr. Die Helligkeit steigt allmählich an, steigert sich innerhalb weniger Sekunden und reißt dann plötzlich ab. Der Satellit ist dann kaum noch oder gar nicht mehr zu sehen.
Iridiumflares sind nicht nur auf die Nachtstunden beschränkt. Sie können wegen ihrer enormen Helligkeit auch am Taghimmel wahrgenommen werden. Nachts fallen sie allerdings viel stärker auf. Ihre Helligkeit kann die der Venus um das 50fache übertreffen. Iridiumflares sind gut zu beobachten, da sie auf die Sekunde genau vorherberechnet werden können. Sie treten an den 66 Telekommunikationssatelliten der Iridium-Serie auf, die die Erde umkreisen. Auf der Internetseite heavensabove.com kann man sich die Zeiten für Iridiumflares der nächsten 7 Tage anzeigen lassen.
Polarlichter treten in der Ionosphäre der Erde auf und werden durch den Sonnenwind verursacht, der die Magnetosphäre der Erde beeinflusst. Die Magnetosphäre ist der Bereich um einen Planeten, in dem sein Magnetfeld wirkt.
Der Sonnenwind führt elektrisch geladene Teilchen mit sich, die bis in die Ionosphäre der Erde eindringen und mit den dortigen Atomen und Molekülen von Sauerstoff und Stickstoff kollidieren. Dadurch verlieren diese kurzzeitig ihre Elektronen.
Beim Wiedereinfang wird die freiwerdende Energie in Form von Licht abgegeben. Dabei entstehen rote und grüne, manchmal auch violette und blaue Farben, die wir als Polarlichter wahrnehmen.
Polarlichter treten meist im Bereich der beiden Polregionen der Erde auf, also nördlich von 60° nördlicher Breite und südlich von 60° südlicher Breite. Manchmal ist der Sonnenwind so heftig, dass Polarlichter sogar in Mitteleuropa beobachtet werdn können.
In der Abbildung haben wir einen ganz besonderen Blick auf die Polarlichter. Wir befinden uns im Rahmen der Mission STS-39 (28. 4. bis 6.5. 1991) an Bord des Space Shuttles Discovery und schauen von oben auf die Südpolregion der Erde. Bildquelle: NASA
Noch nicht genug von der Sonne? Dann gehe zu Teil 3 der Sonnenbeobachtung - Phänomene der Sonne! Da geht es darum, was direkt auf der Sonne los. Wir schauen uns Sonnenflecken, Flares, Protuberanzen und die Korona an.
Die Sonne ist der uns am nächsten gelegene Stern. Das gibt uns die Möglichkeit, Vorgänge auf Sternoberflächen aus nächster Nähe zu beobachten. So unveränderlich wie sie uns im Alltag vorkommt, ist die Sonne ganz und gar nicht. Mit geeigneten Teleskopen können wir erkennen, dass auf der Sonne ganz schön was los ist.
Je nachdem in welchen Längenwellen des Lichtes wir beobachten, sehen wir ganz unterschiedliche Vorgänge, die auf der Sonne stattfinden. Dazu gehören die dunklen Sonnenflecken in der Photosphäre, Protuberanzen in der Chromosphäre und Flares und Sonnenfackeln im h-alpha Licht.
Sonnenflecken treten in der Photosphäre der Sonne auf. Die Photosphäre ist die rund 400 km dicke Oberflächenschicht der Sonne, von der das sichtbare Licht ausgesendet wird.
Sonnenflecken erscheinen deshalb so dunkel, weil sie kühler sind als die Sonnenmaterie in der näheren Umgebung. Sie haben eine Temperatur zwischen 4000 und 4500° Kelvin, die Oberfläche der Sonne hat für gewöhnlich ca. 5500° Kelvin.
Sonnenflecken wandern über die Sonnenoberfläche und verändern sich dabei. Sie können größer oder kleiner werden, miteinander verschmelzen oder einfach verschwinden. Die Wanderung über die Sonnenoberfläche kommt daher, dass die Sonne sich um sich selbst dreht, und zwar einmal ganz herum in 25 Tagen, 9 Stunden und 7 Minuten. Dabei dreht sie sich am Äquator deutlich schneller als an den Polen.
Das führt dazu, dass die Magnetfeldlinien verdreht und verdrillt werden, bis sie schließlich die Photosphäre durchbrechen. Das sehen wir als Sonnenflecken. Es sind die Ein- und Austrittsstellen der Magnetfeldlinien der Sonne. Mehr dazu gibt es auf der Seite 'Sonnenflecken'.
Über der Photosphäre befindet sich eine weitere Schicht der Sonne, die Chromosphäre. Diese ist rund 12000 km dick und viel weniger dicht als die Photosphäre. Sie kann nur in der Wellenlänge des ionisierten Wasserstoffs beobachtet werden. Dazu benötigt man ein spezielles H-alpha-Teleskop, das das gesamte Lichtspektrum blockiert und nur die Wasserstofflinie in einem ganz schmalen Wellenlängenbereich von 656,28 nm durchlässt.
Mit dem H-alpha-Teleskop kann man am Sonnenrand einiges entdecken, was im normalen Teleskop verborgen bleibt. Die Sonne hat keinen glatten Rand, sondern ist ringsum von Spikulen umgeben, die von der Erscheinungsform her ein bißchen wie Gras aussehen. An einigen Stellen erkennen wir sogar Gebilde, die über die Spikulen hinausschießen und wie Fackeln aussehen. Diese können ein Vielfaches des Erddurchmessers an Ausdehnung besitzen.
Im H-alpha-Licht können wir auch Sonneneruptionen und Protuberanzen erkennen. Eruptionen sind Masseauswürfe, bei denen die Sonne Plasma ausstößt. Ausgangspunkt sind meistens Sonnenflecken.
Ist eine Eruption in Richtung Erde ausgerichtet, kann die Plasmawolke zu erhöhter Polarlichtaktivität führen, aber auch Satelliten in der Erdumlaufbahn stören.
Protuberanzen sind Materieströme, die am Sonnenrand als matt leuchtende Bögen auftreten. Sie richten sich an den Magnetfeldlinien aus, treten also aus der Sonne aus, vollziehen entlang der Magnetfeldlinie einen Bogen und treten dann wieder in die Sonne ein. Am Sonnenrand sind sie mit dem H-alpha-Teleskop sehr gut zu sehen, beim Draufblick auf die Sonnenoberfläche erscheinen sie als dunkle, fadenförmige Strukturen. Diese Strukturen werden Filamente genannt.
Wer Erscheinungen der Chromosphäre beobachten möchte, muss sich nicht unbedingt ein teures H-alpha-Teleskop kaufen. Auf den Webseiten von SOHO und SDO hat man die Möglichkeit, Bilder der Sonne in verschiedenen Wellenlängenbereichen zu betrachten und das Archiv zu durchforsten.
Bildnachweis: Courtesy of NASA/SDO and the AIA, EVE, and HMI science teams.
Auf dem Bild sehen wir die Protuberanzen vom 22. Oktober 2011. Die Sonne selbst ist durch die rote Scheibe abgedeckt, da sie sonst alles überstrahlen würde. Zur Verdeutlichung der Größe der Sonne ist ein weißer Kreis eingezeichnet. Dessen Rand entspricht dem Sonnenrand.
Die Animation setzt sich aus 60 Einzelbildern zusammen, die mit dem Instrument LASCO 2 der Sonnensonde SOHO aufgenommen wurden. Das Large Angle and Spectrometric COronagraph (LASCO) Instrument ist eines von 11 Instrumenten der NASA/ESA SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) Raumsonde. SOHO startete am 2. Dezember 1995 vom Kennedy Space Center, Cape Canaveral, Florida.
Das LASCO Instrument setzt sich aus 3 Koronographen zusammen, die die Sonnenkorona zwischen 1,1fachen bis 32fachen Sonnenradius abbilden. Es eignet sich dazu, Entfernungsmessungen durchzuführen und mit dem Sonnenradius zu vergleichen. Der Sonnenradius umfasst 700 000 km, 420 000 Meilen oder 16 Bogenminuten. Der Koronograph ist ein Teleskop, welches das Licht der Sonne abblockt, um die feinen Emissionen in der Region rund um die Sonne wahrnehmen zu können, die Korona genannt wird.
Courtesy of NASA/SOHO and the AIA, LASCO and HMI science teams.
