Die Chromosphäre
Normalerweise ist die leuchtende Oberfläche der Sonne, die sogenannte Photosphäre, das, was wir am häufigsten sehen, und trotzdem verdeckt ihre Helligkeit viele andere wichtige Regionen der Sonne vor dem einfachen Blick. Aber sobald man das Licht der Photosphäre herausfiltert, verschwinden alle anderen schwächeren Regionen vollständig. Nur während einer totalen Sonnenfinsternis haben wir die Möglichkeit, all die anderen Sonnendetails, die durch die Helligkeit der Photosphäre verborgen sind, vollständig zu erkennen.
Oberhalb der Photosphäre und etwa 5.000 km über ihrer turbulenten Oberfläche befindet sich ein Bereich der Sonnenatmosphäre, der Chromosphäre genannt wird. Sie ist nur bei totalen Sonnenfinsternissen oder mit hochentwickelten Teleskopen zu sehen und verleiht dem geschwärzten Mond durch ihre rote und rosafarbene Färbung einen dünnen Halo gegen die gräuliche Korona weiter draußen, daher der Name „Chromosphäre“.
Dieses spektakuläre Bild stammt von Luc Viatour (Luc Viatour / www.Lucnix.be) von der Sonnenfinsternis 1999 und zeigt deutlich die Chromosphäre und einige ihrer Details.
Physikalisch, beginnt die Chromosphäre in der Nähe der Oberfläche der Photosphäre mit einer Temperatur nahe 4700 Celsius und einer Dichte von 1017 Teilchen/cm3 (2×10-4 kg/m3) und erreicht auf ihrem höchsten Niveau eine Temperatur nahe 25.000 Celsius und eine geringere Dichte von 1010 Teilchen/cm3 (2×10-11 kg/m3). Aber anstatt nur eine homogene Hülle aus Plasma zu sein, ähnelt sie der Troposphäre unseres eigenen Planeten Erde mit komplexen Stürmen und anderen Phänomenen, die ihr Volumen von Minute zu Minute aufwirbeln. Der Grund dafür ist, dass die Magnetfelder, die sich an oder unter der Oberfläche der Photosphäre bilden, nicht auf die Sonnenoberfläche beschränkt sind, sondern sich durch die Chromosphäre hindurch erstrecken. Magnetbögen, Protuberanzen und andere Teppiche magnetischer Aktivität bilden und lösen sich immer wieder auf, setzen dabei Energie frei und wirbeln das chromosphärische Plasma auf. Sonnenphysiker nennen die Chromosphäre und die schmale Region darüber die solare „Grenzflächenregion“. Es handelt sich um eine komplexe Zone aus Plasma und Magnetfeld, die Materie und Energie zwischen der Photosphäre und der Korona überträgt. Eine Skizze der vielen Phänomene, die dort wirken, ist in dieser Abbildung dargestellt:
Die Abbildung zeigt die Sonnenoberfläche (Photosphäre), die sich bei 0 Kilometern befindet (in der Abbildung ist dies als 0 Megameter: 0 Mm vermerkt) und die dort durch die solare Granulationskonvektion erzeugten Mini-Magnetschleifen. Die Spitzen dieser kleinen Schleifen verbinden sich wieder miteinander, um ein verwickelteres Magnetfeld zu bilden, und setzen Energie frei, um das lokale Plasma zu erhitzen. Dadurch entstehen auch Schockwellen, die sich nach außen in Richtung der Basis der Korona ausbreiten und das Plasma auf 100.000 Celsius und mehr aufheizen. Dieser Prozess erzeugt auch magnetische Störungen, sogenannte Alfven-Wellen, die sich entlang der Magnetfeldlinien ausbreiten und das koronale Plasma weiter aufheizen.
Das 2013 gestartete Sonnenobservatorium IRIS der NASA verfügt über Instrumente, die speziell für die Untersuchung der Temperatur, der Dichte und der Massenströme in dieser wichtigen Sonnenregion entwickelt wurden, und zwar mit einer Auflösung, die hoch genug ist, um Merkmale von nur 200 km Durchmesser zu erkennen! Ein Beispiel für solche Bilder ist hier zu sehen: ein Teil der Chromosphäre mit zahlreichen vertikalen Filamenten und anderen Strukturen, verglichen mit einem mathematischen Modell, wie sich die Magnetfelder und das Plasma unter ähnlichen Bedingungen verhalten könnten.
Die Abbildung zeigt (oben) ein aktuelles IRIS-Bild der Chromosphärenstruktur oberhalb der Photosphäre und (unten) eine plasmaphysikalische Simulation der Magnetfelder und des Plasmas, die durch die konvektierende Photosphärenoberfläche entstehen. (Credit: Tahar Amari, Jean-François Luciani et Jean-Jacques Aly du Centre de physique théorique (CNRS/École Polytechnique) et du Service d’Astrophysique-Laboratoire AIM (CNRS/CEA/Université Paris Diderot) http://www.futura-sciences.com/sciences/actualites/soleil-enigme-chauffage-couronne-solaire-enfin-resolue-58585/
Zum Bestiarium der von IRIS entdeckten neuen Phänomene gehören Wärmebomben, Mini-Tornados, Hochgeschwindigkeits-Jets und Nanoflares – alle angetrieben durch Magnetfelder und Plasma-Wechselwirkungen und in der Lage, Energie durch die Chromosphäre und in die Korona zu transportieren. https://www.nasa.gov/content/goddard/iris-helps-explain-heating-of-solar-atmosphere
Astronomen nannten sie früher Sonnenspicules. Eine Spicule ist ein dynamischer Plasmastrahl von etwa 500 km Durchmesser, der sich mit etwa 20 km/s von der Photosphäre nach oben bewegt. Sie wurden im Jahr 1877 von Pater Angelo Secchi vom Observatorium des Collegium Romanum in Rom entdeckt. Sie dauern etwa 15 Minuten und tragen pro Sekunde etwa die 100-fache Massendichte wie der Sonnenwind. Etwa 60.000 von ihnen pfeffern die gesamte Sonnenoberfläche knapp oberhalb der Photosphäre und können an der Spitze der Chromosphäre eine maximale Höhe von 10.000 km erreichen. Erstaunlicherweise haben wir immer noch keine gute Erklärung für dieses wichtige Phänomen der Chromosphäre!
Hier ist ein Bild, das die Raumsonde Hinode von einer Hecke aus Spicules entlang des Sonnenrandes aufgenommen hat.
Credit: Scott McIntosh, Bart De Pontieu, Viggo Hansteen und Karel Schrijver/UCAR.
In diesem Diagramm, das sich in 15.000 km Höhe über der Photosphäre erstreckt, sieht man in der oberen Chromosphäre Hochgeschwindigkeits-Aufwärtsströme, die als Typ-II-Spicules in die Korona geschoben werden. Dieses Material ist in einem breiten Temperaturbereich sichtbar, und ein Teil davon wird im koronalen Magnetfeld gefangen. Später fällt dieses Material entlang der gleichen Magnetfeldlinien wieder heraus, höchstwahrscheinlich als ein Phänomen, das „koronaler Regen“ genannt wird (Credit: Scott McIntosh, Bart De Pontieu, Viggo Hansteen und Karel Schrijver/UCAR).
Warum leuchtet die Chromosphäre so hell in der Farbe Rot? Da das Gas hauptsächlich aus Wasserstoff besteht, leuchtet es unter diesen Temperaturbedingungen vor allem durch die Emission einer bestimmten Spektrallinie namens Wasserstoff-Alpha oder Ha bei einer Wellenlänge von 656,3 Nanometern (6563 Angström). Sie stammt von einem Quantenübergang zwischen den Energieniveaus N=3 und N=2 des Wasserstoffatoms und ist die Haupt-Atomlinie in der sogenannten Balmer-Reihe der Übergänge. Dieses Licht leuchtet, wenn es erzeugt wird, in einem deutlichen Rot und verleiht der Chromosphäre ihre charakteristische Farbe. Aber warum ist gerade diese Emissionslinie unter den Dutzenden anderer Wasserstofflinien diejenige, die der Chromosphäre ihre Farbe verleiht?
Die Intensität der verschiedenen Wasserstoff-Emissionslinien ist ein kompliziertes Gleichgewicht zwischen der Dichte des Wasserstoffs und der lokalen Temperatur. Da die Dichte zwischen dem Boden und der Spitze der Chromosphäre um den Faktor 10 Millionen abnimmt und die Temperatur im gleichen Höhenbereich von 10.000 km um den Faktor 5 ansteigt, sind Modelle darüber, wie Wasserstoffatome angeregt werden, um die verschiedenen möglichen Emissionslinien zu erzeugen, sehr empfindlich gegenüber der Höhe über der Photosphäre. Detaillierte 3D-Strahlungsberechnungen legen nahe, dass der größte Teil dieser Ha-Emission in einer schmalen Zone zwischen 500 km und 1.500 km der Sonnenoberfläche erzeugt wird, wo die Temperatur- und Dichtebedingungen ideal sind.
Beachten Sie, dass die durchschnittliche Geschwindigkeit der Wasserstoffatome bei einer Temperatur von 10.000 Celsius nur 13 km/sec beträgt und weit unter der Fluchtgeschwindigkeit für die Sonnenoberfläche von 618 km/sec liegt, so dass selbst bei diesen hohen Temperaturen die Atmosphäre der Sonne innerhalb der Chromosphäre durch die solare Schwerkraft gefangen ist.
Das, was man von der Erde aus während einer totalen Sonnenfinsternis sieht, ist also nur ein kleiner Ausschnitt der solaren Chromosphäre. Tatsächlich würde die 10.000 km breite Region von der Erdoberfläche aus gesehen einen Winkel von nur 13 Bogensekunden einnehmen. Im Vergleich dazu sind einige der tieferen Täler entlang des Mondrandes etwa 10 km tief und bilden einen Winkel von 6 Bogensekunden. Das bedeutet, dass selbst bei einer idealen totalen Sonnenfinsternis die Chromosphäre in der Regel ganz ausgeblendet wird oder nur kurz zu sehen ist, da das Licht aus dieser Region durch einige der tieferen Mondschluchten fällt.
Eine interessante Möglichkeit, diese Region astronomisch zu untersuchen, ist die Verwendung eines Spektroskops. Normalerweise hat ein Spektroskop einen kleinen Spalt, um die beobachteten Linien so schmal und „fokussiert“ wie möglich zu machen, aber weil die Chromosphäre so schmal ist, bietet der Mondrand während einer totalen Sonnenfinsternis einen natürlichen Spalt für das Spektroskop. Das Ergebnis ist ein sogenanntes „Blitzspektrum“, das im Verlauf der Totalität oft wichtige Details über die Sonnenchromosphäre „on the fly“ enthüllt. Amateurastronomen können ein Beugungsgitter vor ihre Kamera stellen, um dieses einzigartige Spektrum einzufangen. Hier ist ein Beispiel eines solchen Spektrums (Credit: Constantine Emmanouilidi [email protected])
Die intensivste Linie befindet sich ganz rechts von Ha und die gelbe Linie wird durch das zweithäufigste Sonnengas, Helium, erzeugt, das in den 1800er Jahren erstmals in der Sonne entdeckt wurde. Die Intensität des Lichts entlang jeder gekrümmten Linie folgt der Kurve des Sonnenrandes, der vom Mond freigelegt bleibt.