Photosphäre

Die Photosphäre ist die unterste Schicht einer Sternatmosphäre. Aus ihr stammt sowohl das kontinuierliche Spektrum des sichtbaren Lichts als auch die Absorptionslinien eines Sternspektrums. In sonnenähnlichen und späten Hauptreihen- und Riesensternen schließt sich darüber die Chromosphäre an, in den frühen Sternen folgt direkt der Sternwind.

Das sichtbare Licht ist Synchrotronstrahlung. Sie entsteht, weil elektrisch geladene Teilchen durch das Magnetfeld der Sonne aus ihrer Flugbahn abgelenkt werden. Das dabei abgestrahlte elektromagnetische Spektrum ist kontinuierlich und reicht auf Grund der hohen Magnetfelder der Sonne und der hohen kinetischen Energien der geladenen Teilchen bis in den Bereich der Röntgenstrahlen.

Tief liegende Schichten eines Sterns können nicht direkt beobachtet werden, da die von dort stammenden Photonen an den freien Elektronen im Sternplasma gestreut werden. Die Anzahl solcher Streuungen, die ein Photon im statistischen Mittel hinter sich bringen muss, um den Stern zu verlassen wird optische Tiefe genannt. Als Konvention in der Astrophysik beginnt die Photosphäre bei einer optischen Tiefe von 2/3, und der mit dieser optischen Tiefe verknüpfte Radius gilt als Sternradius. Falls sich eine Chromosphäre anschließt, endet die Photosphäre an dem Punkt, an dem sich die normale, nach außen abnehmende Temperaturschichtung umkehrt und die chromosphärische Heizung beginnt. Falls sich der Sternwind direkt anschließt, endet die Photosphäre an dem Punkt, an dem die Geschwindigkeit des Sternwinds die lokale Schallgeschwindigkeit überschreitet.

Das kontinuierliche Spektrum einer Photosphäre ist in allererster Näherung das eines schwarzen Strahlers mit der sogenannten Effektivtemperatur des Sterns, das allerdings sowohl durch kontinuierliche Absorption, zum Beispiel des neutralen Wasserstoffatoms, sowie durch die Linienabsorption der Spektrallinien modifiziert wird.

Photosphäre der Sonne

Die Photosphäre der Sonne war bis vor einigen Jahren die einzige, die räumlich aufgelöst werden konnte. Die Sonnenphotosphäre ist etwa 400 km dick (0,063 % des Radius) und hat eine mittlere Gasdichte von 10^-7 g/cm³ (entsprechend der Dichte der Erdatmosphäre in etwa 70 km Höhe) bei einer effektiven Temperatur von etwa 5778 K (ca. 5504 °C). Die stärksten Absorptionslinien der Sonnenatmosphäre werden nach ihrem Entdecker Fraunhoferlinien genannt. Über der Photosphäre der Sonne liegt die Chromosphäre.

Kontinuierliche Absorption in der Sonnenphotosphäre

Die Absorption des sichtbaren Lichtes findet bei relativ niedrigen Temperaturen statt. Doch bei 5000 bis 6000 K kann über Frei-Frei-Übergänge nur infrarotes Licht ausgelöst werden. Sichtbares Licht kann nicht wesentlich durch Übergänge am neutralen Wasserstoff entstehen, weil dieser nur zu 0,01 % vorhanden ist.

Hier fand der deutsch-amerikanische Astronom Rupert Wildt 1938 eine wichtige Erklärung mit Hilfe der negativen Wasserstoff-Ionen. Sie entstehen durch Anlagerung eines freien Elektrons an ein neutrales H-Atom und sind schwach stabil. Die dafür notwendigen freien Elektronen entstehen bei der leichten Ionisation von Natriumatomen. Das negative H-Ion besitzt nur einen gebundenen Zustand.

Wenn Photonen mit einer Energie von mehr als 0,75 eV, also einer Wellenlänge von weniger als 1650 nm, auf ein negatives H-Ion treffen, schlagen sie ein Elektron heraus und übrig bleibt wieder ein neutrales H-Atom. Wenn umgekehrt ein neutrales H-Atom ein Elektron einfängt, wird Licht mit dieser Wellenlänge ausgesandt. Dieser Vorgang ist der wichtigste für den Energietransport in der Photosphäre.

Das stabile gasförmige negative H-Atom wurde 1930 von Hans Bethe und Egil Hylleraas (1898–1965) vorausgesagt und erst 1950 von Herbert Massey im Labor nachgewiesen.

Mitte-Rand-Verdunkelung der Sonne

→ Hauptartikel: Randverdunkelung

Die Photosphäre erscheint weitgehend gleichmäßig hell, lediglich unterbrochen durch Sonnenflecken und Flares. Bei höherer Auflösung jedoch zeigt sie die Granulation, die die Oberfläche der Sonne körnig erscheinen lässt. Die körnigen Gebilde sind Konvektionszellen, die durch aufwärts gerichtete schlauchartige Strömungen und entsprechende Abwärtsströmungen in den Zwischenräumen entstehen und nach Wärmeabgabe innerhalb weniger Minuten wieder vergehen.

Mitte-Rand-Variation der Leuchtintensität der Sonne für verschiedene Wellenlängen im sichtbaren Licht (relativ zur Mitte der Sonnenscheibe)

Die scheinbare Flächenhelligkeit der Photosphäre, wie sie im Teleskop abgebildet wird, nimmt vom Zentrum der projizierten Sonne („Sonnenscheibe“) zum Rand hin ab. Diese Mitte-Rand-Variation ist für kurze Wellenlängen (Blau, Violett, Ultraviolett) stärker als für langwelliges Licht (Rot, Infrarot). Sie ist näherungsweise wiedergegeben durch

${I(\rho) \over I(0)}=\frac{1+\beta\sqrt{1-\rho^2}}{1+\beta}\ ,$

wobei ρ der geometrische Abstand vom Zentrum der Sonnenscheibe in Einheiten des Sonnenscheibenradius ist. Der Koeffizient β  variiert dabei im Sichtbaren zwischen 0,9 an der Grenze im IR (ca. 800 nm) über 1,2 (Rot, 680 nm), 1,6 (Gelb, 580 nm), 2,0 (Grün, 540 nm), 3,0 (Blau, 480 nm), 5,0 (Violett, 425 nm) bis ca. 10 (Grenze UV, 380 nm). Die Mitte-Rand-Variation wird verursacht durch die Temperaturschichtung der Photosphäre. Die Temperatur steigt mit zunehmender Tiefe. Bei flachem Austrittswinkel, entsprechend den Randgebieten der projizierten Sonne, wird ein größerer Teil des Lichts aus den tieferen Schichten von den darüber liegenden wieder absorbiert als bei senkrechtem Austritt in der Mitte der Sonnenscheibe, so dass das Licht aus den kühleren Schichten den größeren Anteil am Gesamtlicht hat.

Grenzen des Konzepts einer Photosphäre

Die Definition des Sternradius als Radius, bei dem die optische Tiefe τ=2/3 ist, ist in manchen Sternen problematisch, da die optische Tiefe eine Funktion der Wellenlänge des Lichtes ist. Im infraroten Bereich wird τ=2/3 erst bei niedrigeren Dichten erreicht als im visuellen Licht. Dass diese Definition in der Praxis dennoch häufig verwendet wird, liegt daran, dass die Dichte in den äußeren Bereichen normaler Sterne relativ scharf abfällt, und sich somit die Radiuswerte für τ=2/3 in Hauptreihensternen nur um wenige dutzend bis hunderte Kilometer unterscheiden, was in Anbetracht der typischen Radien von mehreren hunderttausend Kilometer und der sonstigen Messungenauigkeiten vernachlässigbar ist.

Im Falle von z. B. von Überriesen oder in dichten Sternwinden ist der Dichteabfall aber wesentlich sanfter ausgeprägt und dort kann der Unterschied des photosphärischen Radius im visuellen gegen den infraroten Bereich deutlich messbar sein.

In einigen extremen Sterntypen, z. B. den Wolf-Rayet-Sternen oder den LBVs, liegt der Punkt, an dem die optische Tiefe den Wert von 2/3 unterschreitet außerdem bereits für visuelles Licht weit im supersonischen Teil des Sternwindes. In solchen Sternen kann nicht von einer Photosphäre gesprochen werden, und es werden alternative Definitionen des Sternradius, und damit auch der Sterntemperatur, verwendet.

Siehe auch

• Sternoberfläche