Chromosphäre und Korona

Chromosphäre

Die Chromosphäre stellt den dynamischen Übergang zwischen dem kühlen Temperaturminimum der äußeren Photosphäre und der diffusen Millionen-Grad-Korona darüber dar. Sie leitet ihren Namen und ihre rosa Farbe von der roten Hα-Linie des Wasserstoffs bei 6562,8 Angström (Å) ab; 1 Å = 10-10 Meter. Weil diese Linie so stark ist, ist sie das beste Mittel zur Untersuchung der Chromosphäre. Aus diesem Grund werden häufig spezielle Monochromatoren verwendet, um die Sonne in einem schmalen Wellenlängenband zu untersuchen. Da die Dichte mit der Höhe schneller abnimmt als die Magnetfeldstärke, dominiert das Magnetfeld die Struktur der Chromosphäre, die die Ausdehnung der photosphärischen Magnetfelder widerspiegelt. Die Regeln für dieses Zusammenspiel sind einfach: Jeder Punkt in der Chromosphäre, an dem das Magnetfeld stark und vertikal ist, ist heiß und damit hell, und jeder Ort, an dem es horizontal ist, ist dunkel. Durch Supergranulation, die das Magnetfeld an den Rändern konzentriert, entsteht ein chromosphärisches Netzwerk aus hellen Regionen mit verstärkten Magnetfeldern.

Die auffälligsten Strukturen in der Chromosphäre, vor allem im Randbereich, sind die Ansammlungen von Strahlen oder Strömen aus Plasma, die Spicules genannt werden. Spicules erstrecken sich bis zu 10.000 Kilometer über die Oberfläche der Sonne. Ursprünglich dachte man, dass die Chromosphäre heiß ist, weil sie die stark angeregten Linien des Heliums stark emittiert. Doch Radiomessungen, ein besonders genaues Mittel zur Messung der Temperatur, zeigen, dass sie nur 8.000 K heiß ist, etwas heißer als die Photosphäre. Detaillierte Radiokarten zeigen, dass heißere Regionen mit stärkeren Magnetfeldern zusammenfallen. Sowohl heiße als auch kalte Regionen erstrecken sich viel höher als man erwarten würde, hoch über die Oberfläche geworfen durch magnetische und konvektive Wirkung.

Wenn Astronomen die Sonne vom Weltraum aus bei ultravioletten Wellenlängen beobachten, wird festgestellt, dass die Chromosphäre Linien aussendet, die bei hohen Temperaturen entstehen, die den Bereich von 10.000 bis 1.000.000 K umfassen. Man findet die ganze Bandbreite der Ionisation eines Atoms: zum Beispiel Sauerstoff I (neutral) findet man in der Photosphäre, Sauerstoff II bis VI (ein bis fünf Elektronen entfernt) in der Chromosphäre und Sauerstoff VII und VIII in der Korona. Diese gesamte Reihe kommt in einem Höhenbereich von etwa 5.000 Kilometern vor. Ein Bild der Korona, das bei ultravioletten Wellenlängen aufgenommen wurde, zeigt ein viel diffuseres Erscheinungsbild im Vergleich zu Regionen mit niedrigeren Temperaturen, was darauf hindeutet, dass sich das heiße Material in den magnetischen Elementen mit der Höhe ausbreitet und den gesamten koronalen Raum einnimmt. Interessanterweise ist die Emission von Helium, die der ursprüngliche Anhaltspunkt dafür war, dass die Temperatur nach oben hin zunimmt, nicht fleckig, sondern gleichmäßig. Dies geschieht, weil die Heliumatome durch die diffusere und gleichmäßigere Röntgenemission der heißen Korona angeregt werden.

Die Struktur der Chromosphäre ändert sich drastisch mit den lokalen magnetischen Bedingungen. An den Netzrändern ragen aus den Klumpen der Magnetfeldlinien Knäuel von Spicules heraus. Um Sonnenflecken herum entstehen größere Feldklumpen, die Plage genannt werden (siehe unten), wo es keine Spicules gibt, die Chromosphäre aber generell heißer und dichter ist. In den Bereichen der Protuberanzen sind die Magnetfeldlinien horizontal und Spicules sind nicht vorhanden.