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Photosphäre

Die helle Schicht der Sonnenatmosphäre
Randverdunkelung
Randverdunkelung
Jede Aufnahme, auch der bloße Anblick der Sonnenscheibe durch einen Filter hindurch, zeigt eine Abnahme der Helligkeit nach dem Sonnenrand hin. Bei diesem Phänomen spricht man von der 'Randverdunklung'. Das sichtbare Licht entsteht in der nur etwa 400 km dicken obereren Schickt der Sonnenatmosphäre, der sogenannten 'Photosphäre'. Da die Strahlung der Scheibenmitte aus größeren Schichttiefen kommt als die Strahlung vom Sonnenrand, beobachtet man also direkt die Temperaturschichtung in der Photosphäre. Die Temperatur nimmt in diesem sehr schmalen Bereich von ca. 7.000 K auf 4.000 K ab.
Granulation
Granulation
Die Sonnenoberfläche hat ein körniges Aussehen. Der als 'Granulation' bezeichnete Effekt wird durch aufsteigende Gasmassen von ca. 1.000 km Durchmesser hervorgerufen. Die Temperatur ist im Bereich dieser 'Granulen' ca. 300 K höher als in den intergranulären Zwischenräumen.
Sonnenflecken
Aktuelles Bild der Sonnenoberfläche
SOHO MDI
Aktuelles Bild der Sonnenoberfläche
Eine weitere auffällige Erscheinung der Sonnenoberfläche sind die Sonnenflecken. Teilweise sind besonders große Fleckengruppen mit einem geeigneten Filter sogar mit dem bloßem Auge erkennbar. Ihr Durchmesser kann bis 200.000 Kilometer betragen.

Die dunklen Sonnenflecken sind ein starker Indikator für die aktuelle Aktivität unseres Zentralgestirns. Es handelt sich hierbei um kühlere Bereiche in der Photosphäre der Sonne - der atmosphärischen Schicht, in der das sichtbare Licht abgestrahlt wird.

Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory
Detailreiche Aufnahme einer aktiven Region
Sie bilden sich in Bereichen, an denen die Magnetfeldlinien der Sonne aus dem heißen ionisierten Gas der hellen Photosphäre austreten. Das Gas wird dadurch lang genug an Ort und Stelle gehalten, um soweit abzukühlen, dass der Temperaturunterschied durch Abnahme der lokalen Helligkeit des Gases sichtbar wird.

Die Durchschnittstemperatur der Sonnenoberfläche beträgt etwa 5.700° K. Im Zentrum eines Sonnenflecks, wo die Feldstärke der Magnetfeldlinien am stärksten ist, beträgt die Temperatur jedoch nur ca. 3.700° K, also etwa 2000° K weniger.

Ein Sonnefleck ist nicht wirklich schwarz, sondern nur dunkler als seine Umgebung. Wenn man ausschließlich nur die Region des Sonnenflecks betrachtet, so erscheint auch diese in gleißend hellem Sonnenlicht.

Hochaufgelöstes Bild eines dunklen Sonnenflecks in der Photosphäre der Sonne
An einem Sonnenfleck treten Magnetfeldlinien in gewaltigen Bögen aus der Sonnenoberfläche aus und wieder ein. Daher sind auch häufig zwei Sonnenflecken nebeneinander zu beobachten. Teilweise treten sie sogar in ganzen Gruppen auf.

Die Fleckenhäufigkeit schwankt mit einer Periode von etwa 11,1 Jahren. Dieser Fleckenzyklus läßt sich auch in Schwankungen der Großwetterlagen auf der Erde nachweisen, da von den Sonnenflecken und den anderen Aktivitätserscheinungen (Fleckenprotuberanzen, Fackeln und Eruptionen) Korpuskularstrahlung ausgeht, die auf der Erde u. a. magnetische Stürme und Polarlichter verursacht.
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