Was kann man auf der Sonne sehen?

A. Weißlicht.

Im Weißlicht sieht man die Photosphäre der Sonne.

Die Photosphäre ist eine ungefähr 400 km dicke Schicht, von der das sichtbare Licht der Sonne ausgeht. In dieser Schicht herrscht eine Temperatur von ca. 5 500 Grad Celsius. Bei genügender Dämpfung ist das Licht für die Augen unschädlich und es lassen sich zahlreiche Einzelheiten erkennen.

1. Sonnenflecken. Sonnenflecken sind Bezirke auf der Sonne, die dunkler erscheinen, weil in ihnen mit 4000 Grad eine deutlich niedrigere Temperatur als auf der übrigen Sonnenoberfläche herrscht. Sie stehen im Zusammenhang mit dem Magnetfeld der Sonne: in Bezirken starker Magnetfeldlinien wird die Durchmischung der Sonnenmaterie und dadurch die Energiezufuhr aus der Tiefe behindert, so dass in der Folge die Temperatur dort absinkt.
   Sonnenflecken können einen Durchmesser von 20 000 km erreichen und treten zumeist in Gruppen auf. Man sieht einen Kern (Umbra=Schatten), umgeben von einem Kranz feiner Linien (Penumbra= Halbschatten).
   Die Zahl der Sonnenflecken folgt einem Zyklus von etwa 11 Jahren, an dessen Ende sich das Magnetfeld der Sonne umkehrt. Im Sonnenfleckenmaximum steigt die Strahlungsleistung der Sonne um 0,1%. Es ist allerdings nicht klar, ob Klimaveränderungen auf der Erde in der Vergangenheit mit der Fleckenaktivität zusammenhängen.

2. Granulation. Sieht man beim Blick durch ein größeres Fernrohr bei ruhiger Luft genau hin, sieht man eine feine Körnung der Sonnenoberfläche, die Granulation. Sie entsteht dadurch, dass in der Photosphäre erwärmtes Plasma aufsteigt, sich abkühlt und am Rand wieder absinkt. Man nennt diesen Vorgang des Wärmetransports Konvektion. Die entstandenen Konvektionszellen sind sehr kurzlebig, haben einen Durchmesser von etwa 1000 km, besitzen in ihrem Zentrum eine um 500 Grad höhere Temperatur als an ihrem Rand und demgemäß dort eine größere Helligkeit.

3. Randverdunkelung. Zu ihrem Rand hin erscheint die Sonnenscheibe dunkler und rötlicher als im Zentrum, weil man im Zentrum in tiefere und damit heißere und hellere Schichten der Photosphäre blickt als am Rand.

4. Warum erscheint der Sonnenrand scharf begrenzt? Das sichtbare Licht wird von der nur etwa 400 km dicken Photosphäre abgestrahlt, und in der Distanz Erde – Sonne von 150 Millionen Kilometern erscheint diese Schicht scharf begrenzt.

B. H-alpha-Licht.

Die Chromosphäre der Sonne liegt über der Photosphäre, ist etwa 2000 km dick und geht in die Sonnenkorona über. Chromosphäre und Korona sind ohne optische Hilfsmittel nur bei einer totalen Sonnenfinsternis sichtbar. In der Chromosphäre herrschen Temperaturen bis 10 000 Grad.

Man sieht die Chromosphäre im Licht des angeregten Wasserstoffs bei einer Wellenlänge von 656,28 Nanometer (1 nm = 1 Milliardstel Meter). Wird mit einem geeigneten Filter beobachtet, der nur Licht dieser Wellenlänge passieren lässt, zeigen sich Strukturen, die im Weißlicht überstrahlt werden.

H-alpha-Licht wird emittiert, wenn das Elektron eines Wasserstoffatoms vom dritten auf das zweittiefste Energieniveau seiner Bahn „fällt“. Im H-alpha-Licht können also Wasserstoff enthaltende Strukturen erkannt werden.

1. Protuberanzen. Protuberanzen sind am Sonnenrand sichtbare, oft bogenförmige, den Magnetfeldlinien folgende Materieströme, die mehrere hunderttausend Kilometer groß werden können. Sie können über Stunden, Tage und Wochen bestehen, aber auch nach kurzer Zeit mit über 1 000 km/Sekunde von der Sonnenoberfläche weg geschleudert werden (sogenannter koronaler Massenauswurf).
2. Filamente. Filamente sind dunkle, fadenförmige Strukturen auf der Sonnenscheibe. Sie sind nichts anderes als Protuberanzen in Aufsicht.
3. Fackeln. Fackeln sind Gebiete in der Nähe von Sonnenflecken mit erhöhter Helligkeit, einer Temperatur um 7 000 Grad und einer Lebensdauer von etwa 15 Tagen.