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 in der Photosphäre
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'.
Protuberanzen in der Chromosphäre
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.