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<blockquote data-quote="H2SO4" data-source="post: 91577" data-attributes="member: 2506"><p>Photosphäre</p><p></p><p>Das augenscheinlichste Merkmal der Sternatmosphäre ist die Granulation:</p><p></p><p>GranulationDieses körnige Aussehen der Sonnenoberfläche wird durch die oben beschriebene Konvektion verursacht. Jedes dieser Körner (Granula) hat eine durchschnittliche Ausdehnung von rund 1000 [Km] und stellt eine Konvektionszelle aufgestiegenen, heißen Gases dar. Gasblasen steigen in der Konvektionszone mit 300 [Km/s] auf.</p><p></p><p></p><p></p><p>Eine einzelne Zelle (Granula) ist nur um etwa 300 [K] heißer als die Umgebung; sie kühlt sich nach dem Aufsteigen an die Oberfläche ab und ist nach 10 [min] wieder verschwunden.</p><p>Die Photosphäre selbst ist nur etwa 400 [Km] dick, aus ihr stammt das nun sichtbare Licht. Die Gasdichte ist von den extremen Werten im Innern auf jetzt nur noch 10-7 [g/cm3] abgesunken. Die Temperatur liegt bei knapp 6000 [K]. </p><p></p><p>Sonnenflecken und Magnetfeld</p><p></p><p>Die bekanntesten Erscheinungen auf der Sonne sind sicherlich die Sonnenflecken, welche mit einer Periode von 11 Jahren in der Häufigkeit ihres Auftretens zu- und wieder abnehmen. Die Flecken werden hervorgerufen durch das Magnetfeld der Sonne. Eine Eigenheit eines großen Gasballs wie der Sonne ist ihre differentielle Rotation, das heißt, dass der Sonnenäquator 25 Tage für einen Umlauf benötigt, die Polgebiete aber eine Woche länger dazu brauchen.</p><p></p><p>SonnenfleckenEine Sonnenfleckengruppe aus dem Juni 2000. Das dunkle, relativ kühle Zentrum des Fleckens bezeichnet man als Umbra, den umgebenden Rand als Penumbra.</p><p></p><p>u Beginn des Sonnenflecken- Zyklus verlaufen die Feldlinien des Magnetfeldes gerade von Pol zu Pol.</p><p></p><p>Magnetfeld zu Zyklusbeginn Der Beginn des Zyklus. Die noch in der Sonne liegenden Magnetfeldlinien verlaufen gerade und geordnet.</p><p></p><p>Magnetfeld wird verzogen In Äquatornähe werden sie nun aber durch die differentielle Rotation immer mehr gedehnt, ja sie werden sogar mehrmals um die ganze Sonne gewickelt.</p><p></p><p>Magnetfeld ist verwirbelt Damit noch nicht genug, werden die Feldlinien durch die Konvektionsströmungen an der Oberfläche ineinander verdreht und verflochten, wodurch sie letztlich instabil werden. Ganze Bündel von Feldlinien brechen dann durch die Oberfläche als magnetische Flussröhren von 500 [Km] Ausdehnung und lassen die Sonnenflecken hervortreten.</p><p></p><p>Zum Zyklusende ist das Magnetfeld in einer solch chaotischen Verfassung, dass es völlig zusammenbricht und sich anschließend mit umgekehrter Polarität wieder neu orientiert und aufbaut. Der bisherige magnetische Nordpol wird zum Südpol, und es beginnt ein neuer, 22jähriger Zyklus.</p><p></p><p>Durch die Verwirbelungen der Feldlinien steigt der Druck im Innern der Flussröhren stark an, sodass in ihnen befindliche Gase nach außen gepresst werden. Damit werden die Röhren leichter als ihre Umgebung, sie steigen auf, durchstoßen die Oberfläche und bilden so die Sonnenflecken. </p><p></p><p>Die Sonne als Glocke?</p><p></p><p>Unsere Sonne klingt, aber nicht wie eine Glocke, die von einem Klöppel angeschlagen wird, sondern eher wie von vielen kleinen Sandkörnern getroffen. Sie verhält sich wie ein widerhallender Hohlraum, der Millionen Schwingungsmodi oder stehende Wellen aufweist. In ihr laufen ständig Schall- oder Druckwellen, welche ein Schwingen der Oberfläche verursachen, ähnlich den seismischen Beben auf der Erde. Durch die inneren Vorgänge erzeugt, fungieren Schichten mit unterschiedlicher Temperatur oder Dichte als Reflexionswände für diese stehenden Wellen (ähnlich dem Funktionsprinzip einer Orgelpfeife).</p><p></p><p>Jeder von uns kennt einen oszillierenden Modus: wenn man ein Ende eines straffen Taues schüttelt, kann man ein oszillierendes Wellenmuster erkennen, das in einer Dimension hin und her schwingt. Bei schnellerem Schütteln können sich stabile Muster mit zwei oder mehr Schwingungen entlang des Taues überlagern. In diesen Überlagerungsmustern bilden sich Orte im Tau, die sich nicht bewegen, diese nennt man Knoten.</p><p></p><p>In zwei Dimensionen sind mehrere Schwingungsmodi möglich. Der Kaffee in der Tasse zeigt uns ziemlich komplexe zweidimensionale Schwingungsmuster, wenn ein vorbeidonnernder LKW den Boden erschüttert. In der Sonne treten Schwingungen in drei Dimensionen auf, sie haben charakteristische räumliche Muster mit Knoten, die sich sowohl auf der Oberfläche der Sonne als auch radial innerhalb des Sonnenkörpers befinden.</p><p></p><p>Helioseismologen, die sich mit solchen Schwingungen beschäftigen, interessieren besonders so genannte p- Moden, die so heißen, weil sie dem Druck P, der Rückstellkraft der bewegten Sonnenoberfläche, entgegenwirken. Sie haben eine Frequenz von 3,3 [mHz] (Millihertz) bei Wellenlängen von 2 000 bis 50 000 [Km]. Man nennt sie auch 5 [min]- Oszillationen, weil sie mit einer Periode von 5 [min] 20 <s> schwingen. </s></p><p><s></s></p><p><s>P-Moden lassen sich mit drei ganzen Zahlen charakterisieren: l und m stellen quasi die Koordinaten eines Gitternetzes auf der Sonnenoberfläche dar, indem sie die Gesamtzahl der Knotenlinien bzw. die Zahl der Knotenlinien durch die Pole darstellen, n sagt uns, wie oft sich das Gitter zwischen Oberfläche und Zentrum in Innern wiederholt. Hier ist das Oberflächenmuster eines Modus mit l = 19, m = 19 dargestellt. 19 Knotenlinien durchqueren den Nordpol und ebenso viele passieren den Äquator.In diesem Bild sieht man einen Modus mit l = 19, m = 15. Dort gibt es 15 meridionale Kreise von Knoten und 4 Linien in der Ost-West-Richtung. In beiden Bildern ist der Faktor n nicht berücksichtigt, er gibt ja die Anzahl Knoten auf einer Linie vom Zentrum zur Oberfläche wieder und beeinflusst nicht die äußere Erscheinung. Bei einem Schnitt durch die Sonne sehen wir einen Schwingungsmodus mit n = 11, l = 19, m = 15, es ergeben sich 11 Wiederholungen des Musters zwischen Zentrum und Oberfläche. Die Schallwellen laufen nicht auf Geraden aus der Sonne hinaus, sondern bleiben in der Kugelschale gefangen. Die Schallgeschwindigkeit wird zur Mitte hin größer, denn sie nimmt im heißer und dichter werdenden Gas zu. An der Sonnenoberfläche herrscht ein plötzlicher Dichteabfall, so dass an dieser Phasengrenze die Wellen wieder nach innen reflektiert werden. Diese Erscheinung ist vergleichbar auch auf der Erde bekannt, und zwar in Form einer Fata Morgana oder bei der Reflexion von Radiowellen durch die Ionosphäre. Eine Welle kann so die Sonne komplett durchlaufen und an derselben Stelle wieder auftreffen. Hierbei kann sie mit sich selbst in Resonanz kommen und sich dadurch verstärken, sie gewinnt dabei soviel Energie, dass sie die Photosphäre in Bewegung bringt.</s></p><p><s></s></p><p><s>Man kann nun schlecht auf der Sonne herumlaufen und die Sonnenbeben mit einem Seismometer messen, sondern die Auf- und Abbewegung der Oberfläche wird durch den Doppler- Effekt mit einem Heliospektrographen erfasst. Die Schwingungen des Sonnenkörpers sind die Folge von Druckwellen im Sonneninnern. Sie werden angeregt durch die Bewegung aufsteigender heißer Gasblasen in der Konvektionszone.</s></p><p><s></s></p><p><s>Durch diese Wellen wird das Gas der Photosphäre veranlasst, langsam auf- und abzusteigen. Am Außenrand der Photosphäre angekommen, wird die Welle durch die plötzliche Dichteänderung wieder nach innen reflektiert. Dabei bestimmt der Reflexionswinkel die Eindringtiefe der Welle, und auf diese Art kann eine Welle in einem Zickzack- Kurs die ganze Sonne umwandern. Gleichzeitig laufen so ständig mehrere Millionen Wellen mit unterschiedlichen Frequenzen durch die Sonne. </s></p><p><s></s></p><p><s>Chromosphäre</s></p><p><s></s></p><p><s>Die Chromosphäre ist eine Schicht über der Sonnenoberfläche, in der einige markante Erscheinungen auftreten. Sehr gut lässt sich die Chromosphäre direkt vor oder nach einer totalen Sonnenfinsternis beobachten, wo sie dann als strahlender, roter Ring um die Mondscheibe sichtbar wird.</s></p><p><s></s></p><p><s>ChromosphäreEine faszinierende Ansicht der Sonne im Licht des ionisierten Wasserstoffs. Neben der aktiven Oberfläche erkennt man die Chromosphäre mit einigen Protuberanzen.</s></p><p><s></s></p><p><s>Die spektakulärsten Anblicke sind gewiss die Protuberanzen bzw. Filamente.</s></p><p><s></s></p><p><s>FilamentFilamente sind meist gewaltige Bögen kühlen Gases, welche an den Grenzen unterschiedlicher magnetischer Polaritäten und damit hoher Feldstärken bis weit in die Korona gedrückt werden. So ein Bogen kann über 1 Million [Km] lang sein und sich mehr als 100 000 [Km] in die Höhe erheben. Beachtenswert ist auf dem Bild auch die unruhige, aktive Sonnenoberfläche.</s></p><p><s></s></p><p><s>Vor der Sonnenscheibe erkennt man ein Filament nur als dunklen Fleck, während man ihn am Sonnenrand als Protuberanz sieht. Im Sonneninnern sind die Magnetfelder im relativ dichten Plasma eingeschlossen, aber in der dünnen Chromosphäre übernimmt ihre Kraft die Dominanz und erzeugt diese so imposanten Gebilde. </s></p><p><s></s></p><p><s>Beeindruckend sind auch die Flares, eruptive Protuberanzen.</s></p><p><s></s></p><p><s>Flare Das Magnetfeld unterliegt ja ständigen Veränderungen. Diese können manchmal dazu führen, dass eine ruhende Protuberanz förmlich explodiert, der Bogen wird aufgerissen, und das Plasma fällt auf die Sonne zurück oder entweicht zum Teil mit dem Sonnenwind. Nebenstehende Sequenz zeigt die zeitliche Entwicklung eines Flares. Auch konnte man hier zum ersten Mal beobachten, dass derartige Ausbrüche mit seismischen Beben verbunden sind. Die Wellen sind deutlich zu erkennen. Ein solches Beben hat die 40 000- fache Stärke des Erdbebens, welches San Francisco 1906 vernichtete. Auf der Richter- Skala entspräche das einer Stärke von 11,3!</s></p><p><s></s></p><p><s>Der Sonnenwind</s></p><p><s></s></p><p><s>Mit bis zu 3 Millionen Stundenkilometern jagt die Sonne Gas von sich fort. Dabei handelt es sich um ein bis zu 1 Million [K] heißes Plasma, welches vorwiegend aus Elektronen und Protonen besteht. Sehen kann man die Auswirkungen des Sonnenwindes sogar mit bloßem Auge, wenn alle Jahrzehnte einmal ein heller Komet am Himmel erscheint.</s></p><p><s></s></p><p><s>Kommt nämlich ein Komet in den Bereich der Jupiterbahn, so wird Eis des Kometenkopfes durch den energiereichen Sonnenwind ohne Umweg sofort in gasförmiges Wasser sublimiert (das Eis wird nicht erst flüssig, sondern geht direkt vom festen in den gasförmigen Zustand über), wobei auch Staub mitgerissen wird. Durch diesen Vorgang wird der bis mehrere Millionen [Km] lange Schweif des Kometen erzeugt, der stets von der Sonne weggerichtet ist (er zeigt quasi die Richtung des Sonnenwindes an).</s></p><p><s></s></p><p><s>Jedes Jahr bläst die Sonne allein durch den Wind das rund 10-14fache ihrer eigenen Masse in den Raum, was jedoch nicht weiter tragisch ist, denkt man an die Veränderungen, die sie weit vor Ablauf von 1014 Jahren durchlaufen wird. Weiter oben wurde ja bereits erwähnt, dass die Sonne sich "bereits" in etwa 4·109 Jahren zum Roten Riesen ausdehnen wird. Sie hat dann gerade einmal 1/100 000 ihrer Masse durch den Sonnenwind verloren. </s></p><p><s></s></p><p><s>Bevor der heiße Sonnenwind auf die Erde trifft, prallt er auf das die Erde umgebende Magnetfeld. Durch die Wechselwirkungen dieses Feldes mit dem Sonnenwind entsteht der so genannte Van- Allen- Strahlungsgürtel. In ihm sind die Teilchen des Sonnenwindes quasi durch magnetische Fesseln gefangen.</s></p><p><s></s></p><p><s>Die Sonne bläst immer wieder riesige Gaswolken ins All. Die ionisierten Materiewolken können das irdische Magnetfeld "verbiegen", durch sie entstehen die Nordlichter und sie sind imstande Satelliten und sogar Elektrizitätswerke ausfallen zu lassen.</s></p><p><s>Einen Ausbruch der mit Geschwindigkeiten von 20 bis zu 2000 [Km/s] ausgestoßenen Gaswolken, die je nach Geschwindigkeit vom Sonnenwind mitgerissen oder abgebremst werden.</s></p><p><s></s></p><p><s>Beim Aufprall des Plasmas auf das Magnetfeld wird auf der sonnenzugewandten Seite eine starke Bugstoßwelle erzeugt, während auf der entgegengesetzten Seite die Magnetfeldlinien erheblich in die Länge gezogen werden. Der Sonnenwind wird auf diese Weise mit bis zu 700 [Km/s] um die Erde gelenkt und in den interstellaren Raum abgewiesen.</s></p><p><s></s></p><p><s>Eigentlich befinden wir uns damit noch in den äußeren Bereichen der Korona, ja selbst die Magnetfelder der Planeten Jupiter bis Neptun werden noch zu einem magnetischen Schweif langgezogen.</s></p><p><s></s></p><p><s>Der Sonnenwind bläst nicht immer mit gleicher Stärke, sondern ist abhängig von der Sonnenaktivität. Die Reaktionen des Sonnenwindes mit unserem Magnetfeld kann man auch mit bloßem Auge sehen, und zwar als Nord- bzw. Südlicht. Durch diese Wechselwirkungen werden in relativer Erdnähe starke elektrische Ströme erzeugt, welche die magnetischen Erdpole umgeben.</s></p><p><s></s></p><p><s>Bei einem Flareausbruch läuft dessen Stoßwelle mit dem Sonnenwind, und beim Aufprall auf unser Magnetfeld werden benachbarte Feldlinien kurzgeschlossen. Die dabei freiwerdenden Energien ionisieren Moleküle der Atmosphäre, d.h. einzelne Elektronen werden kurzzeitig durch Energiezufuhr abgetrennt. Wenn sie sich wieder auf ihre ursprünglichen Positionen in der Elektronenhülle begeben, strahlen sie diese aufgenommene Energie in Form von sichtbarem Licht wieder ab. </s></p><p><s></s></p><p><s>ie Korona</s></p></blockquote><p></p>
[QUOTE="H2SO4, post: 91577, member: 2506"] Photosphäre Das augenscheinlichste Merkmal der Sternatmosphäre ist die Granulation: GranulationDieses körnige Aussehen der Sonnenoberfläche wird durch die oben beschriebene Konvektion verursacht. Jedes dieser Körner (Granula) hat eine durchschnittliche Ausdehnung von rund 1000 [Km] und stellt eine Konvektionszelle aufgestiegenen, heißen Gases dar. Gasblasen steigen in der Konvektionszone mit 300 [Km/s] auf. Eine einzelne Zelle (Granula) ist nur um etwa 300 [K] heißer als die Umgebung; sie kühlt sich nach dem Aufsteigen an die Oberfläche ab und ist nach 10 [min] wieder verschwunden. Die Photosphäre selbst ist nur etwa 400 [Km] dick, aus ihr stammt das nun sichtbare Licht. Die Gasdichte ist von den extremen Werten im Innern auf jetzt nur noch 10-7 [g/cm3] abgesunken. Die Temperatur liegt bei knapp 6000 [K]. Sonnenflecken und Magnetfeld Die bekanntesten Erscheinungen auf der Sonne sind sicherlich die Sonnenflecken, welche mit einer Periode von 11 Jahren in der Häufigkeit ihres Auftretens zu- und wieder abnehmen. Die Flecken werden hervorgerufen durch das Magnetfeld der Sonne. Eine Eigenheit eines großen Gasballs wie der Sonne ist ihre differentielle Rotation, das heißt, dass der Sonnenäquator 25 Tage für einen Umlauf benötigt, die Polgebiete aber eine Woche länger dazu brauchen. SonnenfleckenEine Sonnenfleckengruppe aus dem Juni 2000. Das dunkle, relativ kühle Zentrum des Fleckens bezeichnet man als Umbra, den umgebenden Rand als Penumbra. u Beginn des Sonnenflecken- Zyklus verlaufen die Feldlinien des Magnetfeldes gerade von Pol zu Pol. Magnetfeld zu Zyklusbeginn Der Beginn des Zyklus. Die noch in der Sonne liegenden Magnetfeldlinien verlaufen gerade und geordnet. Magnetfeld wird verzogen In Äquatornähe werden sie nun aber durch die differentielle Rotation immer mehr gedehnt, ja sie werden sogar mehrmals um die ganze Sonne gewickelt. Magnetfeld ist verwirbelt Damit noch nicht genug, werden die Feldlinien durch die Konvektionsströmungen an der Oberfläche ineinander verdreht und verflochten, wodurch sie letztlich instabil werden. Ganze Bündel von Feldlinien brechen dann durch die Oberfläche als magnetische Flussröhren von 500 [Km] Ausdehnung und lassen die Sonnenflecken hervortreten. Zum Zyklusende ist das Magnetfeld in einer solch chaotischen Verfassung, dass es völlig zusammenbricht und sich anschließend mit umgekehrter Polarität wieder neu orientiert und aufbaut. Der bisherige magnetische Nordpol wird zum Südpol, und es beginnt ein neuer, 22jähriger Zyklus. Durch die Verwirbelungen der Feldlinien steigt der Druck im Innern der Flussröhren stark an, sodass in ihnen befindliche Gase nach außen gepresst werden. Damit werden die Röhren leichter als ihre Umgebung, sie steigen auf, durchstoßen die Oberfläche und bilden so die Sonnenflecken. Die Sonne als Glocke? Unsere Sonne klingt, aber nicht wie eine Glocke, die von einem Klöppel angeschlagen wird, sondern eher wie von vielen kleinen Sandkörnern getroffen. Sie verhält sich wie ein widerhallender Hohlraum, der Millionen Schwingungsmodi oder stehende Wellen aufweist. In ihr laufen ständig Schall- oder Druckwellen, welche ein Schwingen der Oberfläche verursachen, ähnlich den seismischen Beben auf der Erde. Durch die inneren Vorgänge erzeugt, fungieren Schichten mit unterschiedlicher Temperatur oder Dichte als Reflexionswände für diese stehenden Wellen (ähnlich dem Funktionsprinzip einer Orgelpfeife). Jeder von uns kennt einen oszillierenden Modus: wenn man ein Ende eines straffen Taues schüttelt, kann man ein oszillierendes Wellenmuster erkennen, das in einer Dimension hin und her schwingt. Bei schnellerem Schütteln können sich stabile Muster mit zwei oder mehr Schwingungen entlang des Taues überlagern. In diesen Überlagerungsmustern bilden sich Orte im Tau, die sich nicht bewegen, diese nennt man Knoten. In zwei Dimensionen sind mehrere Schwingungsmodi möglich. Der Kaffee in der Tasse zeigt uns ziemlich komplexe zweidimensionale Schwingungsmuster, wenn ein vorbeidonnernder LKW den Boden erschüttert. In der Sonne treten Schwingungen in drei Dimensionen auf, sie haben charakteristische räumliche Muster mit Knoten, die sich sowohl auf der Oberfläche der Sonne als auch radial innerhalb des Sonnenkörpers befinden. Helioseismologen, die sich mit solchen Schwingungen beschäftigen, interessieren besonders so genannte p- Moden, die so heißen, weil sie dem Druck P, der Rückstellkraft der bewegten Sonnenoberfläche, entgegenwirken. Sie haben eine Frequenz von 3,3 [mHz] (Millihertz) bei Wellenlängen von 2 000 bis 50 000 [Km]. Man nennt sie auch 5 [min]- Oszillationen, weil sie mit einer Periode von 5 [min] 20 [s] schwingen. P-Moden lassen sich mit drei ganzen Zahlen charakterisieren: l und m stellen quasi die Koordinaten eines Gitternetzes auf der Sonnenoberfläche dar, indem sie die Gesamtzahl der Knotenlinien bzw. die Zahl der Knotenlinien durch die Pole darstellen, n sagt uns, wie oft sich das Gitter zwischen Oberfläche und Zentrum in Innern wiederholt. Hier ist das Oberflächenmuster eines Modus mit l = 19, m = 19 dargestellt. 19 Knotenlinien durchqueren den Nordpol und ebenso viele passieren den Äquator.In diesem Bild sieht man einen Modus mit l = 19, m = 15. Dort gibt es 15 meridionale Kreise von Knoten und 4 Linien in der Ost-West-Richtung. In beiden Bildern ist der Faktor n nicht berücksichtigt, er gibt ja die Anzahl Knoten auf einer Linie vom Zentrum zur Oberfläche wieder und beeinflusst nicht die äußere Erscheinung. Bei einem Schnitt durch die Sonne sehen wir einen Schwingungsmodus mit n = 11, l = 19, m = 15, es ergeben sich 11 Wiederholungen des Musters zwischen Zentrum und Oberfläche. Die Schallwellen laufen nicht auf Geraden aus der Sonne hinaus, sondern bleiben in der Kugelschale gefangen. Die Schallgeschwindigkeit wird zur Mitte hin größer, denn sie nimmt im heißer und dichter werdenden Gas zu. An der Sonnenoberfläche herrscht ein plötzlicher Dichteabfall, so dass an dieser Phasengrenze die Wellen wieder nach innen reflektiert werden. Diese Erscheinung ist vergleichbar auch auf der Erde bekannt, und zwar in Form einer Fata Morgana oder bei der Reflexion von Radiowellen durch die Ionosphäre. Eine Welle kann so die Sonne komplett durchlaufen und an derselben Stelle wieder auftreffen. Hierbei kann sie mit sich selbst in Resonanz kommen und sich dadurch verstärken, sie gewinnt dabei soviel Energie, dass sie die Photosphäre in Bewegung bringt. Man kann nun schlecht auf der Sonne herumlaufen und die Sonnenbeben mit einem Seismometer messen, sondern die Auf- und Abbewegung der Oberfläche wird durch den Doppler- Effekt mit einem Heliospektrographen erfasst. Die Schwingungen des Sonnenkörpers sind die Folge von Druckwellen im Sonneninnern. Sie werden angeregt durch die Bewegung aufsteigender heißer Gasblasen in der Konvektionszone. Durch diese Wellen wird das Gas der Photosphäre veranlasst, langsam auf- und abzusteigen. Am Außenrand der Photosphäre angekommen, wird die Welle durch die plötzliche Dichteänderung wieder nach innen reflektiert. Dabei bestimmt der Reflexionswinkel die Eindringtiefe der Welle, und auf diese Art kann eine Welle in einem Zickzack- Kurs die ganze Sonne umwandern. Gleichzeitig laufen so ständig mehrere Millionen Wellen mit unterschiedlichen Frequenzen durch die Sonne. Chromosphäre Die Chromosphäre ist eine Schicht über der Sonnenoberfläche, in der einige markante Erscheinungen auftreten. Sehr gut lässt sich die Chromosphäre direkt vor oder nach einer totalen Sonnenfinsternis beobachten, wo sie dann als strahlender, roter Ring um die Mondscheibe sichtbar wird. ChromosphäreEine faszinierende Ansicht der Sonne im Licht des ionisierten Wasserstoffs. Neben der aktiven Oberfläche erkennt man die Chromosphäre mit einigen Protuberanzen. Die spektakulärsten Anblicke sind gewiss die Protuberanzen bzw. Filamente. FilamentFilamente sind meist gewaltige Bögen kühlen Gases, welche an den Grenzen unterschiedlicher magnetischer Polaritäten und damit hoher Feldstärken bis weit in die Korona gedrückt werden. So ein Bogen kann über 1 Million [Km] lang sein und sich mehr als 100 000 [Km] in die Höhe erheben. Beachtenswert ist auf dem Bild auch die unruhige, aktive Sonnenoberfläche. Vor der Sonnenscheibe erkennt man ein Filament nur als dunklen Fleck, während man ihn am Sonnenrand als Protuberanz sieht. Im Sonneninnern sind die Magnetfelder im relativ dichten Plasma eingeschlossen, aber in der dünnen Chromosphäre übernimmt ihre Kraft die Dominanz und erzeugt diese so imposanten Gebilde. Beeindruckend sind auch die Flares, eruptive Protuberanzen. Flare Das Magnetfeld unterliegt ja ständigen Veränderungen. Diese können manchmal dazu führen, dass eine ruhende Protuberanz förmlich explodiert, der Bogen wird aufgerissen, und das Plasma fällt auf die Sonne zurück oder entweicht zum Teil mit dem Sonnenwind. Nebenstehende Sequenz zeigt die zeitliche Entwicklung eines Flares. Auch konnte man hier zum ersten Mal beobachten, dass derartige Ausbrüche mit seismischen Beben verbunden sind. Die Wellen sind deutlich zu erkennen. Ein solches Beben hat die 40 000- fache Stärke des Erdbebens, welches San Francisco 1906 vernichtete. Auf der Richter- Skala entspräche das einer Stärke von 11,3! Der Sonnenwind Mit bis zu 3 Millionen Stundenkilometern jagt die Sonne Gas von sich fort. Dabei handelt es sich um ein bis zu 1 Million [K] heißes Plasma, welches vorwiegend aus Elektronen und Protonen besteht. Sehen kann man die Auswirkungen des Sonnenwindes sogar mit bloßem Auge, wenn alle Jahrzehnte einmal ein heller Komet am Himmel erscheint. Kommt nämlich ein Komet in den Bereich der Jupiterbahn, so wird Eis des Kometenkopfes durch den energiereichen Sonnenwind ohne Umweg sofort in gasförmiges Wasser sublimiert (das Eis wird nicht erst flüssig, sondern geht direkt vom festen in den gasförmigen Zustand über), wobei auch Staub mitgerissen wird. Durch diesen Vorgang wird der bis mehrere Millionen [Km] lange Schweif des Kometen erzeugt, der stets von der Sonne weggerichtet ist (er zeigt quasi die Richtung des Sonnenwindes an). Jedes Jahr bläst die Sonne allein durch den Wind das rund 10-14fache ihrer eigenen Masse in den Raum, was jedoch nicht weiter tragisch ist, denkt man an die Veränderungen, die sie weit vor Ablauf von 1014 Jahren durchlaufen wird. Weiter oben wurde ja bereits erwähnt, dass die Sonne sich "bereits" in etwa 4·109 Jahren zum Roten Riesen ausdehnen wird. Sie hat dann gerade einmal 1/100 000 ihrer Masse durch den Sonnenwind verloren. Bevor der heiße Sonnenwind auf die Erde trifft, prallt er auf das die Erde umgebende Magnetfeld. Durch die Wechselwirkungen dieses Feldes mit dem Sonnenwind entsteht der so genannte Van- Allen- Strahlungsgürtel. In ihm sind die Teilchen des Sonnenwindes quasi durch magnetische Fesseln gefangen. Die Sonne bläst immer wieder riesige Gaswolken ins All. Die ionisierten Materiewolken können das irdische Magnetfeld "verbiegen", durch sie entstehen die Nordlichter und sie sind imstande Satelliten und sogar Elektrizitätswerke ausfallen zu lassen. Einen Ausbruch der mit Geschwindigkeiten von 20 bis zu 2000 [Km/s] ausgestoßenen Gaswolken, die je nach Geschwindigkeit vom Sonnenwind mitgerissen oder abgebremst werden. Beim Aufprall des Plasmas auf das Magnetfeld wird auf der sonnenzugewandten Seite eine starke Bugstoßwelle erzeugt, während auf der entgegengesetzten Seite die Magnetfeldlinien erheblich in die Länge gezogen werden. Der Sonnenwind wird auf diese Weise mit bis zu 700 [Km/s] um die Erde gelenkt und in den interstellaren Raum abgewiesen. Eigentlich befinden wir uns damit noch in den äußeren Bereichen der Korona, ja selbst die Magnetfelder der Planeten Jupiter bis Neptun werden noch zu einem magnetischen Schweif langgezogen. Der Sonnenwind bläst nicht immer mit gleicher Stärke, sondern ist abhängig von der Sonnenaktivität. Die Reaktionen des Sonnenwindes mit unserem Magnetfeld kann man auch mit bloßem Auge sehen, und zwar als Nord- bzw. Südlicht. Durch diese Wechselwirkungen werden in relativer Erdnähe starke elektrische Ströme erzeugt, welche die magnetischen Erdpole umgeben. Bei einem Flareausbruch läuft dessen Stoßwelle mit dem Sonnenwind, und beim Aufprall auf unser Magnetfeld werden benachbarte Feldlinien kurzgeschlossen. Die dabei freiwerdenden Energien ionisieren Moleküle der Atmosphäre, d.h. einzelne Elektronen werden kurzzeitig durch Energiezufuhr abgetrennt. Wenn sie sich wieder auf ihre ursprünglichen Positionen in der Elektronenhülle begeben, strahlen sie diese aufgenommene Energie in Form von sichtbarem Licht wieder ab. ie Korona[/s] [/QUOTE]
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