Korona (Sonne)

Die Korona der Sonne während der Sonnenfinsternis im Jahre 1999, kurz vor dem Sonnenfleckenmaximum. Die Strahlen verlaufen nach allen Seiten.

Die Korona während der Sonnenfinsternis im Jahre 2006, kurz vor dem Sonnenfleckenminimum. Die Strahlen verlaufen fast nur noch in Äquatorebene.

Die Sonnenkorona (griech./lat. κορώνα/Corona = Kranz, Krone) ist die sehr dünne „Atmosphäre“ der Sonne, deren schwaches Leuchten man freiäugig nur bei einer totalen Sonnenfinsternis sieht. Dieser zarte Strahlenkranz reicht – je nach Sonnenaktivität − um 1-3 Sonnenradien nach außen und stellt eine erste Übergangszone von der Sonne zum interplanetaren Raum dar. Den inneren Teil können Astronomen mit speziellen Messinstrumenten (Koronograf) auch ohne die Hilfe des Mondes aufnehmen.

Heißer Strahlenkranz

Der bei verfinsterter Sonne auftauchende Strahlenkranz hat schon vor Jahrtausenden die Menschen erstaunt. Wenn besonders viele Sonnenflecken auftreten, kann er bis zu mehreren Millionen Kilometern oder 2 bis 3 Sonnendurchmesser in den Weltraum reichen. Er zeigt eine strahlenförmige Struktur, die sich mit dem 11-jährigen Zyklus stark ändert. Im Sonnenflecken-Maximum verlaufen die Strahlen nach allen Seiten, im Minimum nur in der Weite des Sonnenäquators.

Die Korona schließt an die Photosphäre (sichtbare Sonnenoberfläche) und die nur mehr infrarot strahlende Chromosphäre an. Ihre äußerst verdünnte Materie wird von letzterer durch Stoßwellen heißer Gase auf etwa 10⁶ K angeregt. Allerdings ist die Gasdichte so gering (sie nimmt von ~10^-6 g/cm³ auf ~10^-19 g/cm³ ab), so dass die kinetische Temperatur nur aus der mittleren Geschwindigkeit ihrer Teilchen zu bestimmen ist.

Physikalische Modelle

Ob die Aufheizung hauptsächlich durch die Sonnenstrahlung, durch Überschallwellen oder andere Wechselwirkungen mechanischer oder magnetischer Art erfolgt, ist noch Gegenstand von Forschungen und Modellberechnungen. Verschiedene Raumsonden wie SOHO, TRACE, RHESSI und CHANDRA tragen mit ihren Messungen zu diesen Untersuchungen wesentlich bei. Die Wissenschaftler hoffen diese wichtige Frage endgültig mit der geplanten Raumsonde Solar Probe + klären zu können, die die Korona durchfliegen soll wenn sie sich der sichtbaren Sonnenoberfläche bis auf 8,5 Sonnenradien nähert.

Logarithmisches Lichtprofil der Korona (blau). Die rote Kurve repräsentiert die Photosphäre und die Abnahme ihrer Helligkeit nahe beim sichtbaren Sonnenrand.

Ein besonders steiler Temperaturgradient herrscht in der untersten Korona, wo ihre Dichte nach oben schneller abnimmt, als die Energie abtransportiert werden kann (siehe nebenstehendes Diagramm). Innerhalb einiger 100 Höhenkilometer steigt die kinetische Gastemperatur um eine Million Grad Celsius und „macht sich Luft“, indem die zusätzliche Heizenergie als Sonnenwind entweicht. Die Korona kann nur aufgrund ihrer extrem geringen Dichte so heiß werden.

Die hohe Temperatur kennzeichnet lediglich die Bewegungsenergie der Gasteilchen. Ein Festkörper in gleicher Höhe über der Sonne hätte hingegen eine sehr viel niedrigere Temperatur, weil sich ein völlig anderes thermisches Gleichgewicht einstellen würde. Die menschliche Vorstellungskraft reicht für die Dynamik derart heißer Gase nicht mehr aus, doch kann man sie seit einigen Jahrzehnten mit Methoden der Theoretischen Physik untersuchen.

Die folgende Näherungsformel (Lit.: November & Koutchmy, 1996) beschreibt die Intensität der Koronastrahlung in der Projektion, wobei als Einheit die Strahlung im Zentrum der Sonnenscheibe dient:

${I(\rho) \over I(0)} = 10^{-6}\left(\frac{3{,}670}{\rho^{18}}+\frac{1{,}939}{\rho^{7{,}8}}+\frac{0{,}0551}{\rho^{2{,}5}}\right)\;\quad \rho>1$

ρ ist der dimensionslose Abstand vom Zentrum der Sonne, wobei ρ = 1 dem Sonnenrand entspricht.

Diese Näherung stellt nur einen zeitlichen und räumlichen Mittelwert dar, weil die Intensität der Koronastrahlung stark mit dem heliografischen Breitengrad und der momentanen Sonnenaktivität variiert.

Gesamthelligkeit der Korona

Wenn man in der Strahlungsformel den Abstand von 1 (Sonnenrand) bis unendlich integriert, erhält man die Gesamthelligkeit der Korona unter idealen Messbedingungen – also bei einer totalen Sonnenfinsternis. Sie beträgt etwa 1,6 · 10⁻⁶ der Gesamthelligkeit der Sonne, bzw. −12^m,3 „astronomischen Leuchtklassen“ (m).Dieses relativ schwache Leuchten ist vergleichbar mit der scheinbaren Helligkeit des Vollmondes, weshalb man die Korona bei einer totalen Sonnenfinsternis ohne Augenschutz beobachten kann. Doch sobald der Sonnenrand wieder hinter dem Mond als schmale, blendende Sichel auftaucht, verschwindet die Korona für unser Auge schlagartig.

Literatur

• A.Berroth / W.Hofmann: Kosmische Geodäsie (356 p.), Kapitel Finsternisbeobachtungen. Verlag G.Baun, Karlsruhe 1960.
• Helmut Scheffler, Hans Elsässer: Physik der Sterne und der Sonne (ISBN 3-411-14172-7), BI Mannheim 1990.
• L.J. November, S. Koutchmy: White-Light Coronal Dark Threads and Density Fine Structure (Korona-Profil). Astrophysical Journal 466, S. 512ff, Juli 1996.

Weblinks

 Commons: Corona – Album mit Bildern und/oder Videos und Audiodateien

 Commons: Corona – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

• Heizregion der Sonnenkorona erstmals direkt beobachtet