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Sternengeschichten 130-249, Folge 134: Korona – Die Krone der Sonne

Folge 134: Korona – Die Krone der Sonne

Folge 134: Korona – Die Krone der Sonne.

Korona ist griechisch bzw. auch latein und bedeutet so viel wie “Krone” oder “Kranz”. In der Astronomie ist damit aber keine Kopfbedeckung gemeint, sondern der äußerste Bereich der Atmosphäre der Sonne. Ein Bereich, der äußerst interessant ist, ein Bereich, in dem viele für das Verständnis der Sonne und ihrer Auswirkungen auf den Rest des Sonnensystems relevante Vorgänge stattfinden und vor allem auch ein Bereich, über den man vieles noch nicht weiß und der die Wissenschaftler vor einige bis jetzt noch ungelöste Probleme stellt.

Von der Erde aus kann man die Sonne zwar meistens sehr gut sehen – die Korona dagegen so gut wie nie. Nur wenn die zentrale Sonnenscheibe während einer totalen Sonnenfinsternis verdeckt ist, kann man das schwache Leuchten der äußersten Atmosphäre mit freiem Auge wahrnehmen. Dann aber ist es ein äußerst eindrucksvoller Anblick, wie alle bestätigen können, die so eine Finsternis schon einmal beobachtet haben. Das normale Licht der Sonne schwindet immer mehr; es wird immer dunkler und kurz nach dem es komplett dunkel geworden ist, scheint irgendwo jemand einen Schalter umgelegt zu haben und ein strahlender Lichtkranz beginnt um die schwarze Sonne herum zu leuchten.

Dass die Korona ansonsten nicht zu sehen ist, liegt daran, dass es sich bei ihr um ein extrem dünnes Gas handelt. In der Korona herrscht eine Dichte von ungefähr einer bis zehn Milliarden Teilchen pro Kubikzentimeter. Das klingt zwar nach ziemlich viel, entspricht aber dem, was man in der Industrie ein “Hochvakuum” nennt. Das Vakuum in den Röhren der Teilchenbeschleuniger ist in etwa so leer wie es die Korona ist. Der Teil der Sonne, den wir tatsächlich sehen können, also das, was man die Photosphäre nennt, ist eine Billion mal dichter!

Es ist also kein Wunder, dass die Korona so schwach leuchtet denn dort ist so gut wie nichts, was leuchten kann. Die Materie liegt dort in Form eines Plasmas vor. Das bedeutet, dass sich die elektrisch negativ geladenen Elektronen aus der Hülle der Atome von den positiv geladenen Atomkernen gelöst haben. Die elektrisch positiv bzw. negativ geladenen Teilchen bewegen sich unabhängig voneinander und machen das Teilchengemisch elektrisch leitfähig. Das Licht, das im Inneren der Sonne bei der dort stattfindenden Kernfusion erzeugt wird und auf dem Weg hinaus ins All durch die Korona strahlt, trifft dabei auf die freien Elektronen des Plasmas. Dann findet etwas statt, das man “Thompson-Streuung” nennt: Das Photon wird am Elektron gestreut und beschleunigt es dabei ein bisschen. Dabei gibt das Elektron selbst Strahlung ab und trotzdem die Materie in der Korona nur so dünn verteilt ist, entsteht am Ende ein schwaches Leuchten, das man beobachten kann.

Aber nicht nur die Streuung des Lichts an den freien Elektronen erzeugt das Leuchten der Korona. Weiter außen kann das Licht auch am Staub gestreut werden, der sich überall zwischen den Planeten befindet und die Korona reicht weit hinaus! Sie kann sich bis zum dreifachen Sonnenradius hinaus ins Weltall erstrecken. Im Prinzip sogar noch weiter, denn die Korona geht kontinuierlich in den Sonnenwind über. Das ist der Strom aus geladenen Teilchen, den unser Stern beständig ins All hinaus pustet und den ich in Folge 10 der Sternengeschichten schon genauer erklärt habe. Wo genau die Korona aufhört und der Teilchenstrom des Sonnenwindes beginnt, lässt sich nicht eindeutig festlegen – die Grenzen sind fließend.

Das macht aber auch klar, wie wichtig es ist die Korona zu verstehen, wenn man verstehen will, wie die Sonne abgesehen von ihrer Gravitationskraft mit dem Rest des Sonnensystems wechselwirkt. Der Sonnenwind kann durchaus einen starken Einfluss auf die anderen Planeten haben. Auf der Erde erzeugt er die schönen Polarlichter, wenn er auf unsere Atmosphäre trifft und dort mit den Molekülen der Luft reagiert. Vor weiteren Folgen schützt uns meistens das Magnetfeld unseres Planeten, dass die elektrisch geladenen Teilchen nicht durchdringen können. Dem Mars fehlt so ein Magnetfeld und dort hat der beständig direkt auf den Planeten treffende Sonnenwind im Laufe der Jahrmillionen dazu geführt, dass sich seine Atmosphäre fast komplett verflüchtigt hat. Es ist also klar, wie wichtig es ist, den Sonnenwind zu verstehen und will man wissen, wie er funktioniert, muss man auch die Korona verstehen.

Aber die hat die Wissenschaftler schon seit langer Zeit vor viele Rätsel gestellt, von denen längst nicht alle gelöst worden sind. Ein paar aber schon, zum Beispiel das Geheimnis um das Element Coronium. Am 7. August 1869 fand eine totale Sonnenfinsternis statt und die Astronomen wollte sie natürlich nutzen, um die Korona zu beobachten und zu analysieren. Damals war auch die Technik der Spektroskopie schon in Gebrauch. Erst wenige Jahre zuvor hatten Gustav Kirchoff und Robert Bunsen gezeigt, dass man im Licht einer Lichtquelle bestimmte dunkle oder helle Linien finden kann und diese Linien durch die Anwesenheit der verschiedenen chemischen Elemente entstehen, die Bestandteil der Lichtquelle sind. Wenn das Sonnelicht also durch die Materie strahlt, aus der die Sonne besteht und wir auf der Erde dieses Licht analysieren, können wir herausfinden, woraus sie besteht.

1869 wollten die Astronomen Charles Young und William Harkness so eine Spektralanalyse für das Licht durchführen, das uns von der Sonnenkorona erreicht. Und sie entdeckten dabei eine Linie, die von keinem bekannten chemischen Element erzeugt worden sein konnte. Natürlich hatten die Wissenschaftler alle Elemente die man auf der Erde finden konnte untersucht und wussten, welche Linienmuster sie erzeugten. Aber die seltsame grüne Linie, die bei der Spektralanalyse der Korona auftauchte, passte nirgendwo dazu. Sie schlossen also, dass es sich um ein neues Element handeln muss, das offensichtlich nicht auf der Erde, aber dafür in der Korona der Sonnen vorkommt und nannten es Coronium. Der berühmte Dimitri Mendelejew, der das ebenso berühmte Periodensystem der Elemente aufstellte, benannte Coronium in Newtonium um. Aber am Ende stellte sich heraus, dass weder Coronium noch Newtonium tatsächlich existierten.

Die Linien im Licht der Sonne entstehen ja, wenn Strahlung von den Elektronen in den Hüllen der Atome beeinflusst wird. Da jedes chemische Element eine ganz charakteristische Anordung von Elektronen hat, erzeugt auch jedes ein charakteristisches Linienmuster. Aber Atome können ihre Elektronen ja auch verlieren. Steckt man genug Energie in so ein Atom, dann bewegen sich die Elektronen so schnell, dass sie nicht mehr an den Atomkern gebunden sind. Solche Atome sind dann “ionisiert” und wie oft sie ionisiert werden können, hängt von der Menge an Elektronen ab, die sie besitzen. Ganz besonders viele Elektronen findet man in der Hülle von Eisenatomen. Wenn man richtig viel Energie in so ein Eisenatom steckt, kann man es daher auch richtig oft ionisieren. Und genau das passiert in der Korona. In den 1930er Jahren entdeckten die Wissenschaftler Walter Grotrian und Bengt Edlén, dass die Linie, die man dem Coronium zugeschrieben hatte, in Wahrheit von Eisenatomen erzeugt werden, die ganze 13 Mal ionisiert worden waren! Das hatte man vorher einfach übersehen, weil niemand damit gerechnet hatte, dass solche hoch ionisierten Atome überhaupt irgendwo vorkommen können. Damit sie sich bilden, braucht es nämlich wirklich hohe Temperaturen die auf der Erde schlicht und einfach nicht vorkommen.

In der Korona der Sonne aber offensichtlich schon. Heute weiß man, dass es dort einige Millionen Grad heiß ist! Im Vergleich zur Temperatur der Photosphäre, als dem Bereich, den wir normalerweise die Sonnenoberfläche nennen, und die nur knapp 6000 Grad beträgt ist das extrem heiß. Aber man darf den Begriff “Temperatur” in diesem Zusammenhang auch nicht falsch verstehen. Die Korona ist ja trotz allem fast ein Vakuum, dort ist also nichts, was im klassischen Sinne heiß sein könnte. Die Temperatur bezieht sich hier auf die Bewegung der Teilchen: Je heißer es ist, desto schneller können sie sich bewegen und die Geschwindigkeit in der Korona entspricht eben Temperaturen von einigen Millionen Grad. Und diese hohen Werte können auch nur deswegen erreicht werden, weil die Dichte dort so gering ist. Nur darum haben die Teilchen Platz, um sich zu bewegen. Wären sie dichter gepackt, würde sie viel öfter miteinander wechselwirken und dabei die Energie abgeben, so lange bis sich ein Temperaturgleichgewicht bei wesentlich niedrigeren Werten eingestellt hat.

Aber warum es in der Korona so heiß ist, gehört zu den großen offenen Fragen der Astronomie. Es gibt da viele mögliche Erklärungsansätze. Vielleicht sind Plasmawellen dafür verantwortlich: In einem normalen Gas wie der Luft können sich Schallwellen ausbreiten und dabei Energie übertragen. Das ist auch in einem Plasma möglich, nur das hier noch diverse elektromagnetische Effekte eine Rolle spiele. Es gibt in einem Plasma zum Beispiel Magneto-akustische Wellen, also Schallwellen, die von der magnetischen Feldern beeinflusst worden sind oder auch die nach dem Astronom Hannes Alfvén benannten Alfvén-Wellen, bei der geladenen Teilchen des Plasmas von Magnetfeldern zum Schwingen angeregt werden. Die Oberfläche der Sonne brodelt ja ständig vor sich hin, andauernd steigt heißes Plasma aus dem Inneren nach oben und kälteres Plasma sinkt wieder ab – und diese turbulenten Vorgänge können magneto-akustische oder Alfvén-Wellen anregen und so Energie von der Photosphäre nach außen in die Korona übertragen. Theoretisch zumindest, denn im Detail gibt es mit dieser Beschreibung noch jede Menge Probleme und nicht alles, was diese Hypothese der Aufheizung durch Schallwellen vorhersagt, kann auch durch Beobachtungen bestätigt werden.

Gleiches gilt für andere Hypothesen, bei denen die Energie zum Beispiel durch – vereinfacht gesagt – elektrische Kurzschlüsse übertragen wird. Die finden ja ebenfalls ständig statt, wenn die geladene Materie des Sonnenplasmas sich bewegt und dadurch die Magentfeldlinien verdreht, bis es irgendwann zu einem Kurzschluss und einer Entladung kommt. Das sind dann die Sonnenstürme, Protuberanzen und koronalen Massenauswürfe, die ich in Folge 10 der Sternengeschichten genauer erklärt habe und bei denen große Menge an Sonnenmaterie hinaus ins All geschleudert werden.

Es wird noch ein wenig dauern, bis wir die Korona verstanden haben. Es ist auch schwer, wirklich gute Daten zu bekommen. Die Sonne mit Raumsonden aus der Nähe zu untersuchen ist ein gefährliches Vorhaben. Die meisten Messinstrumente betrachten sie daher meistens aus großer aber sicherer Entfernung. Aber im nächsten Jahrzehnt soll sich die Sonde SolarProbe+ auf den Weg zu unserem Stern machen und sich ihm bis auf knapp 6 Millionen Kilometer, also nur 8 Sonnenradien Abstand nähern. Damit würde sie sich innerhalb der erweiterten Korona befinden und könnte direkt vor Ort Daten sammeln. Und dann wissen wir vielleicht auch endlich, was es mit der Krone der Sonne wirklich auf sich hat…



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Folge 134: Korona – Die Krone der Sonne

Folge 134: Korona – Die Krone der Sonne.

Korona ist griechisch bzw. auch latein und bedeutet so viel wie “Krone” oder “Kranz”. In der Astronomie ist damit aber keine Kopfbedeckung gemeint, sondern der äußerste Bereich der Atmosphäre der Sonne. Ein Bereich, der äußerst interessant ist, ein Bereich, in dem viele für das Verständnis der Sonne und ihrer Auswirkungen auf den Rest des Sonnensystems relevante Vorgänge stattfinden und vor allem auch ein Bereich, über den man vieles noch nicht weiß und der die Wissenschaftler vor einige bis jetzt noch ungelöste Probleme stellt.

Von der Erde aus kann man die Sonne zwar meistens sehr gut sehen – die Korona dagegen so gut wie nie. Nur wenn die zentrale Sonnenscheibe während einer totalen Sonnenfinsternis verdeckt ist, kann man das schwache Leuchten der äußersten Atmosphäre mit freiem Auge wahrnehmen. Dann aber ist es ein äußerst eindrucksvoller Anblick, wie alle bestätigen können, die so eine Finsternis schon einmal beobachtet haben. Das normale Licht der Sonne schwindet immer mehr; es wird immer dunkler und kurz nach dem es komplett dunkel geworden ist, scheint irgendwo jemand einen Schalter umgelegt zu haben und ein strahlender Lichtkranz beginnt um die schwarze Sonne herum zu leuchten.

Dass die Korona ansonsten nicht zu sehen ist, liegt daran, dass es sich bei ihr um ein extrem dünnes Gas handelt. In der Korona herrscht eine Dichte von ungefähr einer bis zehn Milliarden Teilchen pro Kubikzentimeter. Das klingt zwar nach ziemlich viel, entspricht aber dem, was man in der Industrie ein “Hochvakuum” nennt. Das Vakuum in den Röhren der Teilchenbeschleuniger ist in etwa so leer wie es die Korona ist. Der Teil der Sonne, den wir tatsächlich sehen können, also das, was man die Photosphäre nennt, ist eine Billion mal dichter!

Es ist also kein Wunder, dass die Korona so schwach leuchtet denn dort ist so gut wie nichts, was leuchten kann. Die Materie liegt dort in Form eines Plasmas vor. Das bedeutet, dass sich die elektrisch negativ geladenen Elektronen aus der Hülle der Atome von den positiv geladenen Atomkernen gelöst haben. Die elektrisch positiv bzw. negativ geladenen Teilchen bewegen sich unabhängig voneinander und machen das Teilchengemisch elektrisch leitfähig. Das Licht, das im Inneren der Sonne bei der dort stattfindenden Kernfusion erzeugt wird und auf dem Weg hinaus ins All durch die Korona strahlt, trifft dabei auf die freien Elektronen des Plasmas. Dann findet etwas statt, das man “Thompson-Streuung” nennt: Das Photon wird am Elektron gestreut und beschleunigt es dabei ein bisschen. Dabei gibt das Elektron selbst Strahlung ab und trotzdem die Materie in der Korona nur so dünn verteilt ist, entsteht am Ende ein schwaches Leuchten, das man beobachten kann.

Aber nicht nur die Streuung des Lichts an den freien Elektronen erzeugt das Leuchten der Korona. Weiter außen kann das Licht auch am Staub gestreut werden, der sich überall zwischen den Planeten befindet und die Korona reicht weit hinaus! Sie kann sich bis zum dreifachen Sonnenradius hinaus ins Weltall erstrecken. Im Prinzip sogar noch weiter, denn die Korona geht kontinuierlich in den Sonnenwind über. Das ist der Strom aus geladenen Teilchen, den unser Stern beständig ins All hinaus pustet und den ich in Folge 10 der Sternengeschichten schon genauer erklärt habe. Wo genau die Korona aufhört und der Teilchenstrom des Sonnenwindes beginnt, lässt sich nicht eindeutig festlegen – die Grenzen sind fließend.

Das macht aber auch klar, wie wichtig es ist die Korona zu verstehen, wenn man verstehen will, wie die Sonne abgesehen von ihrer Gravitationskraft mit dem Rest des Sonnensystems wechselwirkt. Der Sonnenwind kann durchaus einen starken Einfluss auf die anderen Planeten haben. Auf der Erde erzeugt er die schönen Polarlichter, wenn er auf unsere Atmosphäre trifft und dort mit den Molekülen der Luft reagiert. Vor weiteren Folgen schützt uns meistens das Magnetfeld unseres Planeten, dass die elektrisch geladenen Teilchen nicht durchdringen können. Dem Mars fehlt so ein Magnetfeld und dort hat der beständig direkt auf den Planeten treffende Sonnenwind im Laufe der Jahrmillionen dazu geführt, dass sich seine Atmosphäre fast komplett verflüchtigt hat. Es ist also klar, wie wichtig es ist, den Sonnenwind zu verstehen und will man wissen, wie er funktioniert, muss man auch die Korona verstehen.

Aber die hat die Wissenschaftler schon seit langer Zeit vor viele Rätsel gestellt, von denen längst nicht alle gelöst worden sind. Ein paar aber schon, zum Beispiel das Geheimnis um das Element Coronium. Am 7. August 1869 fand eine totale Sonnenfinsternis statt und die Astronomen wollte sie natürlich nutzen, um die Korona zu beobachten und zu analysieren. Damals war auch die Technik der Spektroskopie schon in Gebrauch. Erst wenige Jahre zuvor hatten Gustav Kirchoff und Robert Bunsen gezeigt, dass man im Licht einer Lichtquelle bestimmte dunkle oder helle Linien finden kann und diese Linien durch die Anwesenheit der verschiedenen chemischen Elemente entstehen, die Bestandteil der Lichtquelle sind. Wenn das Sonnelicht also durch die Materie strahlt, aus der die Sonne besteht und wir auf der Erde dieses Licht analysieren, können wir herausfinden, woraus sie besteht.

1869 wollten die Astronomen Charles Young und William Harkness so eine Spektralanalyse für das Licht durchführen, das uns von der Sonnenkorona erreicht. Und sie entdeckten dabei eine Linie, die von keinem bekannten chemischen Element erzeugt worden sein konnte. Natürlich hatten die Wissenschaftler alle Elemente die man auf der Erde finden konnte untersucht und wussten, welche Linienmuster sie erzeugten. Aber die seltsame grüne Linie, die bei der Spektralanalyse der Korona auftauchte, passte nirgendwo dazu. Sie schlossen also, dass es sich um ein neues Element handeln muss, das offensichtlich nicht auf der Erde, aber dafür in der Korona der Sonnen vorkommt und nannten es Coronium. Der berühmte Dimitri Mendelejew, der das ebenso berühmte Periodensystem der Elemente aufstellte, benannte Coronium in Newtonium um. Aber am Ende stellte sich heraus, dass weder Coronium noch Newtonium tatsächlich existierten.

Die Linien im Licht der Sonne entstehen ja, wenn Strahlung von den Elektronen in den Hüllen der Atome beeinflusst wird. Da jedes chemische Element eine ganz charakteristische Anordung von Elektronen hat, erzeugt auch jedes ein charakteristisches Linienmuster. Aber Atome können ihre Elektronen ja auch verlieren. Steckt man genug Energie in so ein Atom, dann bewegen sich die Elektronen so schnell, dass sie nicht mehr an den Atomkern gebunden sind. Solche Atome sind dann “ionisiert” und wie oft sie ionisiert werden können, hängt von der Menge an Elektronen ab, die sie besitzen. Ganz besonders viele Elektronen findet man in der Hülle von Eisenatomen. Wenn man richtig viel Energie in so ein Eisenatom steckt, kann man es daher auch richtig oft ionisieren. Und genau das passiert in der Korona. In den 1930er Jahren entdeckten die Wissenschaftler Walter Grotrian und Bengt Edlén, dass die Linie, die man dem Coronium zugeschrieben hatte, in Wahrheit von Eisenatomen erzeugt werden, die ganze 13 Mal ionisiert worden waren! Das hatte man vorher einfach übersehen, weil niemand damit gerechnet hatte, dass solche hoch ionisierten Atome überhaupt irgendwo vorkommen können. Damit sie sich bilden, braucht es nämlich wirklich hohe Temperaturen die auf der Erde schlicht und einfach nicht vorkommen.

In der Korona der Sonne aber offensichtlich schon. Heute weiß man, dass es dort einige Millionen Grad heiß ist! Im Vergleich zur Temperatur der Photosphäre, als dem Bereich, den wir normalerweise die Sonnenoberfläche nennen, und die nur knapp 6000 Grad beträgt ist das extrem heiß. Aber man darf den Begriff “Temperatur” in diesem Zusammenhang auch nicht falsch verstehen. Die Korona ist ja trotz allem fast ein Vakuum, dort ist also nichts, was im klassischen Sinne heiß sein könnte. Die Temperatur bezieht sich hier auf die Bewegung der Teilchen: Je heißer es ist, desto schneller können sie sich bewegen und die Geschwindigkeit in der Korona entspricht eben Temperaturen von einigen Millionen Grad. Und diese hohen Werte können auch nur deswegen erreicht werden, weil die Dichte dort so gering ist. Nur darum haben die Teilchen Platz, um sich zu bewegen. Wären sie dichter gepackt, würde sie viel öfter miteinander wechselwirken und dabei die Energie abgeben, so lange bis sich ein Temperaturgleichgewicht bei wesentlich niedrigeren Werten eingestellt hat.

Aber warum es in der Korona so heiß ist, gehört zu den großen offenen Fragen der Astronomie. Es gibt da viele mögliche Erklärungsansätze. Vielleicht sind Plasmawellen dafür verantwortlich: In einem normalen Gas wie der Luft können sich Schallwellen ausbreiten und dabei Energie übertragen. Das ist auch in einem Plasma möglich, nur das hier noch diverse elektromagnetische Effekte eine Rolle spiele. Es gibt in einem Plasma zum Beispiel Magneto-akustische Wellen, also Schallwellen, die von der magnetischen Feldern beeinflusst worden sind oder auch die nach dem Astronom Hannes Alfvén benannten Alfvén-Wellen, bei der geladenen Teilchen des Plasmas von Magnetfeldern zum Schwingen angeregt werden. Die Oberfläche der Sonne brodelt ja ständig vor sich hin, andauernd steigt heißes Plasma aus dem Inneren nach oben und kälteres Plasma sinkt wieder ab – und diese turbulenten Vorgänge können magneto-akustische oder Alfvén-Wellen anregen und so Energie von der Photosphäre nach außen in die Korona übertragen. Theoretisch zumindest, denn im Detail gibt es mit dieser Beschreibung noch jede Menge Probleme und nicht alles, was diese Hypothese der Aufheizung durch Schallwellen vorhersagt, kann auch durch Beobachtungen bestätigt werden.

Gleiches gilt für andere Hypothesen, bei denen die Energie zum Beispiel durch – vereinfacht gesagt – elektrische Kurzschlüsse übertragen wird. Die finden ja ebenfalls ständig statt, wenn die geladene Materie des Sonnenplasmas sich bewegt und dadurch die Magentfeldlinien verdreht, bis es irgendwann zu einem Kurzschluss und einer Entladung kommt. Das sind dann die Sonnenstürme, Protuberanzen und koronalen Massenauswürfe, die ich in Folge 10 der Sternengeschichten genauer erklärt habe und bei denen große Menge an Sonnenmaterie hinaus ins All geschleudert werden.

Es wird noch ein wenig dauern, bis wir die Korona verstanden haben. Es ist auch schwer, wirklich gute Daten zu bekommen. Die Sonne mit Raumsonden aus der Nähe zu untersuchen ist ein gefährliches Vorhaben. Die meisten Messinstrumente betrachten sie daher meistens aus großer aber sicherer Entfernung. Aber im nächsten Jahrzehnt soll sich die Sonde SolarProbe+ auf den Weg zu unserem Stern machen und sich ihm bis auf knapp 6 Millionen Kilometer, also nur 8 Sonnenradien Abstand nähern. Damit würde sie sich innerhalb der erweiterten Korona befinden und könnte direkt vor Ort Daten sammeln. Und dann wissen wir vielleicht auch endlich, was es mit der Krone der Sonne wirklich auf sich hat…

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