Fotosphäre

Die Photosphäre ist diejenige Schicht der Sonne, aus der das sichtbare Licht der Sonne stammt. Die Schicht ist etwa 400 km dick 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. Infolge der Absorptionswirkung in der Oberfläche sind die darunter liegenden Schichten, beispielsweise die Konvektionszone, nicht sichtbar. Über der Photosphäre liegt die Chromosphäre.

Kontinuierliche Absorption

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 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

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.