Korona (Sonne)

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Die Korona der Sonne während der Sonnenfinsternis im Jahr 1999, kurz vor dem Sonnenfleckenmaximum. Die sichtbaren Strahlen verlaufen nach allen Seiten.
Die Korona während der Sonnenfinsternis im Jahr 2006, kurz vor dem Sonnenfleckenminimum. Die Strahlen verlaufen fast nur noch in der Äquatorebene.

Die Sonnenkorona (griech./lat. κορώνα/Corona = Kranz, Krone) ist der Bereich der Atmosphäre der Sonne, der oberhalb der Chromosphäre liegt und durch deutlich geringere Dichten und höhere Temperaturen im Vergleich zu den tiefer liegenden Schichten der Sonnenatmosphäre gekennzeichnet ist.

Die Sonnenkorona ist nicht zu verwechseln werden mit der Korona bzw. dem Hof um Sonne oder Mond, die auf Beugungseffekten in der Erdatmosphäre beruhen.

Sichtbarkeit[Bearbeiten]

Das schwache Leuchten der Korona ist freiäugig nur bei einer totalen Sonnenfinsternis sichtbar. Der hauptsächlich durch Thomson-Streuung an Elektronen erzeugte Strahlenkranz reicht je nach Sonnenaktivität um etwa 1 bis 3 Sonnenradien nach außen und geht kontinuierlich in den Sonnenwind über.

Der innere Teil der Korona kann mit Hilfe von Koronografen oder durch Satelliten, die in anderen Spektralbereichen als dem optischen operieren, auch unabhängig von Sonnenfinsternissen beobachtet werden.

In Zeiten hoher Sonnenaktivität kann der sichtbare Strahlenkranz der Korona bis zu einem Abstand von mehreren Millionen Kilometern bzw. 2 bis 3 Sonnendurchmessern oberhalb der Photosphäre sichtbar sein. Er zeigt aufgrund der Anordnung des koronalen Magnetfeldes eine strahlenförmige Struktur, die sich im Verlaufe des 11-jährigen Zyklus der Sonnenaktivität global verändert. Infolge der unterschiedlichen Struktur des Magnetfeldes, in dem das koronale Plasma eingeschlossen ist, verlaufen die sichtbaren Strahlen während eines Aktivitätsmaximums in der Regel nach allen Seiten, während im Minimum die deutlichsten Strukturen am Sonnenäquator auftreten.

Aufbau[Bearbeiten]

Die Korona besteht aus einem nahezu vollständig ionisierten Plasma und ist mit typischerweise einigen Millionen Kelvin deutlich heißer als die unterhalb liegenden Schichten der Sonne, die Chromosphäre und die Photosphäre, die als eigentliche Oberfläche der Sonne gilt.

Die Ursachen und Wirkmechanismen, die zu dieser Koronaheizung führen, sind noch nicht abschließend verstanden und stellen einen zentralen Gegenstand aktueller Forschung der Sonnenphysik dar.

Physikalische Modelle[Bearbeiten]

Mögliche Erklärungsmodelle für die Heizung der Korona beinhalten die Dissipation von Plasmawellen, Rekonnexion kontinuierlich umstrukturierter Magnetfeldkonfigurationen, stoßdominierte Dissipation von elektrischen Strömen, Heizung durch Stoßwellen und weitere mögliche Prozesse. Raumsonden wie SOHO, TRACE, RHESSI und CHANDRA tragen mit ihren Messungen zu diesen Untersuchungen wesentlich bei. Die geplante Raumsonde Solar Probe + soll sich im Verlaufe ihres Orbits der Photosphäre in einem Abstand von bis zu 8,5 Sonnenradien nähern und somit die Korona durchfliegen.

Logarithmisches Lichtprofil der Korona (blau). Die rote Kurve repräsentiert die Photosphäre und die Abnahme ihrer Helligkeit nahe beim sichtbaren Sonnenrand.

Ein besonders steiler Temperaturgradient herrscht in der untersten Korona, wo ihre Dichte mit dem Abstand von der Oberfläche rapide abnimmt (siehe nebenstehendes Diagramm). Innerhalb einiger 100 Höhenkilometer steigt die kinetische Gastemperatur um eine Million Grad Celsius. Die hohe Temperatur und eventuell zusätzliche Beschleunigungsmechanismen führen schließlich dazu, dass koronales Plasma als Sonnenwind entweicht.

Die Korona kann nur aufgrund ihrer extrem geringen Dichte so heiß werden. Die hohe Temperatur kennzeichnet wie in jedem Gas oder Plasma die Bewegungsenergie der Gasteilchen. Ein Festkörper in gleicher Höhe über der Sonne hätte hingegen eine sehr viel niedrigere Temperatur, weil sich ein völlig anderes thermisches Gleichgewicht einstellen würde.

Die folgende Näherungsformel (Lit.: November & Koutchmy, 1996) beschreibt die Intensität der Koronastrahlung in der Projektion, wobei als Einheit die Strahlung im Zentrum der Sonnenscheibe dient:

{I(\rho) \over I(0)}
= 10^{-6}\left(\frac{3{,}670}{\rho^{18}}+\frac{1{,}939}{\rho^{7{,}8}}+\frac{0{,}0551}{\rho^{2{,}5}}\right)\;\quad
\rho>1

\rho ist der dimensionslose Abstand vom Zentrum der Sonne, wobei \rho =1 dem Sonnenrand entspricht.

Diese Näherung stellt nur einen zeitlichen und räumlichen Mittelwert dar, weil die Intensität der Koronastrahlung stark mit dem heliografischen Breitengrad und der momentanen Sonnenaktivität variiert.

Gesamthelligkeit[Bearbeiten]

Wenn man in der Strahlungsformel den Abstand von 1 (Sonnenrand) bis unendlich integriert, erhält man die Gesamthelligkeit der Korona unter idealen Messbedingungen, wie sie näherungsweise bei einer totalen Sonnenfinsternis vorliegen. Sie beträgt etwa 1,6 · 10−6 der Gesamthelligkeit der Sonne, bzw. einer scheinbaren Helligkeit von −12m,3. Dieses relativ schwache Leuchten ist vergleichbar mit der scheinbaren Helligkeit des Vollmondes, weshalb man die Korona bei einer totalen Sonnenfinsternis ohne Augenschutz beobachten kann. Doch sobald der Sonnenrand wieder hinter dem Mond als schmale, blendende Sichel auftaucht, verschwindet die Korona für unser Auge innerhalb kürzester Zeit.

Spektroskopische Zusammensetzung[Bearbeiten]

Unterschiedliche Streuprozesse formen die Korona. Die Bezeichnungen gehen auf historische Charakterisierungen zurück:

  • F-Korona (Fraunhofer-Korona): Staub streut das Sonnenlicht. Außer einer Bevorzugung der Vorwärtsstreurichtung bleibt die Strahlung unverändert. Deshalb sind dort Fraunhoferlinien der primären Sonnenstrahlung nachweisbar.
  • K-Korona (Kontinuierliche Korona): Freie Elektronen streuen das Licht. Da sich diese unterschiedlich schnell bewegen, werden die Wellenlängen durch den Dopplereffekt so verschoben, dass alle Fraunhoferlinien zu einem Kontinuum "verschmiert" werden. Zusätzlich wird die Strahlung abhängig von ihrer Polarisation gestreut.
  • L-Korona oder E-Korona (Linien-Korona / Emissions-Korona): Das Gas der Korona emittiert charakteristische Spektrallinien.
  • T-Korona (thermische Korona): aufgeheizte Partikel emittieren als Temperaturstrahler in einem kontinuierlichen Spektrum.

Literatur[Bearbeiten]

Weblinks[Bearbeiten]

 Commons: Solar corona – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien