Unsere Sonne - LIVE

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Die Sonne live im Hα-Licht

Das macht unser Stern gerade

 

Vielen Dank an das Observatorium Kanzelhöhe in Villach für das Zurverfügungstellen des Live-Sonnen-Bildes. Weitere Infos: KSO

Das Sonnen-Bild wird alle 10 Sekunden aktualisiert

Die Erde ist so groß wie das „O“ im KSO-Logo


Live-Bild unserer Sonne

Die Sonne: sie ist der uns nächstgelegene Stern. Ohne ihr Dasein und ihre Energie würde es uns nicht geben. Die Sonne ist der einzige Stern, den wir Menschen mithilfe von Teleskopen im Detail betrachten können. Alle anderen Sterne sind so weit entfernt, dass selbst die größten Teleskope dieser Welt nicht in der Lage sind, mehr als ein kleines, verschwommenes Scheibchen zu zeigen.
 
Oben sehen sie Live-Bilder der aktuellen Sonne in Echtzeit von Sonnenauf- bis Sonnenuntergang – zumindest wenn es die Wetterbedingungen auf der Kanzelhöhe (Villach, Österreich) in dieser Zeit erlauben. Das in 1526 m Höhe gelegene Observatorium der Karl-Franzens-Universität Graz bzw. dessen Team aus Wissenschaftlern beobachtet dort mit einem H-alpha-Sonnenteleskop (ein 100 mm Linsentelekop mit 2m Brennweite und integriertem Interferenzfilter) die Sonne und generiert alle 10 Sekunden ein Update des Sonnen-Bildes.
 
Wenn das Sonnen-Observatorium nicht gerade wegen Schlechtwetter geschlossen ist (Meldung „dome closed“) oder ein paar dünne feine Wolken durchs Bild ziehen und daurch dem Sonnen-Bild die Schärfe nehmen, zeigt dieses aktuelle Live-Bild der Sonne atemberaubende Strukturen und feinste Details auf der Oberfläche des heißen Gasballes und auch am Sonnenrand.
 


 

Welche Details sind im Live-Bild der aktuellen Sonne zu sehen?

  
Immer zu sehen – und zwar auf der gesamten Sonnenscheibe – ist das sogenannte Chromosphärische Netzwerk Das sind heiße Plasmazellen, die die in der Sonne (durch Kovektionsprozesse) bis in die Photosphäre aufsteigen (ähnlich Gasblasen in kochendem Wasser). Sie geben dabei Energie in Form von Wärme (Strahlung) ab und die etwas abgekühlte Materie sinkt an den Rändern (dort erscheinen sie dunkler gegenüber ihrer Umgebung) der Granulen wieder ab, um erneut Energie in den tieferen Schichten aufzunehmen und dann wieder nach oben zu steigen und so weiter. Der Prozess aufsteigender und absteigender Gasmassen führt zur Bildung von Granulen und damit zur Ausbildung des Chromosphärischen Netzwerkes. Eine solche Granule besteht etwa 10-15 Minuten.
 
Sind am Sonnenrand kleine rötliche Strukturen zu sehen, die sich vom schwarzen Hintergund des Weltalls in roter Farbe abheben und an züngelnde Flammen, Feuerbögen oder kleine Vulkanausbrüche erinnern, so sehen Sie gerade sogenannte Protuberanzen auf der Sonne. Eine Protuberanz besteht aus dichtem, heißen Gas (Plasma), das in Magnetfeldtstrukturen der Sonne gefangen ist und hinauf in Richtung äußerste Atmosphärenschichten (Chromosphäre und Korona) der Sonne befördert wird. Je nach Erscheinungsform spricht man von Eruptiven Protuberanzen, von Sprays und Surges oder von Loops. Das sind allesamt Aktive Protuberanzen, die sich somit relativ schnell in ihrer Gestalt verändern, recht hell erscheinen (besonders am „Fuß“) und immer nur von kurzer Lebensdauer sind (bis zu maximal ein paar Stunden). Bei machen Protuberanzen sieht man regelrecht, wie das heiße Plasma wegen der Schwerkraft der Sonne wieder auf sie zurückregnet. Parallel dazu sind aber auch sogenannte Ruhige Protuberanzen möglich, die auf dem Sonne-Live-Foto zu sehen sind. Sie sind meist räumlich sehr weitlaufend ausgeprägt, weniger dynamisch und können somit sogar über Wochen beständig sein, bevor sie sich dann langsam komplett auflösen.
 
Zeigen sich auf der Sonnenscheibe dunkle wurmartige Gebilde, so sind das ebenfalls Protuberanzen. Man bezeichnet sie in diesem Fall (also wenn man sie vor der Sonnenscheibe sieht) dann allerdings als Filamente. Sie erscheinen dunkler als die ansonsten relativ gleichmäßig rote Sonnenscheibe, weil sie etwas kühler als das Plasma der Sonnen-Oberfläche sind. Auch hier sind aktive und ruhige Varianten möglich. Eine ruhige Protuberanz erkannt man auf der Sonnenscheibe nicht nur daran, dass sie über Wochen beständig bleibt, sondern oftmals richtet sie sich mit der Zeit immer mehr in Richtung parallel zum Sonnenäquator aus. Bei den Filamenten erkennt man etwas weniger gut zeitliche Veränderungen als es bei den Protuberanzen der Fall ist, die am Sonnenrand zu sehen sind.
 
Ruhige Protuberanzen (Filamente) können sogar noch fortbestehen, wenn die Aktivitätszone, über der sie entstanden sind, schon längst verschwunden ist. Sie können aber auch unabhänhig vom Vorhandensein eines Aktivitätsgebietes über der ungestörten Sonnenoberfläche entstehen. Ruhige Protuberanzen haben wenig Dynamik und bewegen sich sehr langsam. Oftmals bestehen sie aus einer Aneinanderreihung von verschachtelten Bögen (also ähnlich wie Kaskaden).
 
Zu Zeiten erhöhter oder hoher Sonnenaktivität sind zudem Sonnenflecken zu sehen. Das sind Stellen, an denen Bündel an Magnetfeldlinien von Innen durch die Sonnenoberfläche stoßen und somit den Auftrieb von heißem Gas aus darunter liegenden Sonnenschichten abschwächen. Diese Stellen sind gegenüber ihrer Umgebung (um etwa 1000°C) kühler und erscheinen deshalb dunkel. Radial um die Flecken herum sieht man sogenannte Fibrillen. Das sind längliche, fadenförmige Strukturen aus heißem Gas. Ebenso sind Plages (= Chromosphärische Fackeln) ein Zeichen von einer aktiven Sonne. Sie zeigen sich als weißlich(-gelbe) aufgehellte (hell granulierte) Gebiete auf der Sonnenscheibe und kündigen Sonnenaktivität und teils sogar bald enstehende Sonnenflecken an. Sie gehören zu den langlebigsten Erscheinungen (mehrere Wochen) der oberen Sonnenatmosphäre (Chromosphäre).
 
Ebenso kennzeichnen Strahlungsausbrüche (Flares) eine aktive Sonne. Durch sie werden innerhalb von einigen Minuten (bis maximal 30 Minuten) sehr große Mengen an Energie lokal begrenzt durch Strahlung freigesetz. Diese Energie war zuvor in komplexen Magnetfeld-Strukturen gespeichert, die die Sonne aufgelöst hat (dieser Prozess heißt Rekonnexion), um wieder zu einfacheren Magnetfeld-Strukturen zu gelangen. Flares zeigen sich durch sehr helles, (hellorange bis) weißliches Aufleuchten der oberen Sonnenatmosphärenschichten. Es sieht fast ein bischen so als, als reiße die Chromosphäre auf und lässt das gleißend helle Licht der Schicht darunter (also der Photosphäre) hindurchblitzen. Oft beginnen Flares als kleiner heller Punkt, der sich innerhalb von wenigen Minuten mehr und mehr ausdehnt. Auch mehrere hintereinander sind möglich. Am Sonnerand erscheinen sie uns als Surges (aus dere Oberfläche spießförmig herausschießendes Plasma) oder Sprays (hier spritzt das Plasma regelrecht aus der Sonnenoberfläche heraus). In Kombination mit einem Flare, durchaus aber auch als speparates Ereignis, kann es zu gigantischen Masseauswürfen aus der äußersten Sonnenatmosphärenschicht kommen. Es handelt sich dann um sogenannte Coronale Masseauswürfe (engl. CME), die ein paar Tage später auf der Erde zu intensiven Polarlichtern über den Polregionen führen könne.
  
Hinweis: Aufgrund der enormen Entfernung der Sonne, können Veränderungen nicht unmittelbar live beobachtet werden. Doch in Zeiträumen von einigen Minuten sind durchaus Veränderungen der Form und Struktur von Protuberanzen möglich. Zudem ist wichtig zu wissen, dass Erscheinungen auf der Sonne immer nur maximal etwa 14 Tage zu sehen sind, weil sich die Sonne im Schnitt in 27 Tagen um sich selbst dreht. Ein Ruhiges Filament z.B., dass am Sonnenrand verschwindet, taucht dann etwa 14 Tage später am gegenüberliegenden Sonnenrand wieder auf (sofern es sich zwischenzeitlich nicht komplett aufgelöst hat).
 


 

Die Sonne in Zahlen

 
Die Sonne ist eine Kugel aus heißem Gas (Plasma) und fasziniert mit gigantischen Größenordnungen:
 
Alter: 4,6 Milliarden Jahre
Lebenserwartung: ca. 11-12 Milliarden Jahre
Durchmesser: 1,4 Millionen Kilometer (= 109 Erddurchmesser)
Oberflächen-Temperatur: 5500 Grad Celius
Kern-Temperatur: 15 Milionen Grad Celius
Masse: 2000000000000000000000000000000 kg (= 333000 Erdmassen)
Element-Häufigkeit (bezogen auf die Masse): 71% Wasserstoff, 27% Helium, 2% schwere Elemente (vorwiegend O, C, N, Ne)
Energie-„Erzeugung“: Durch Kernfusion (pro Sekunde werden 564 Mio t Wasserstoff in 560 Mio t Helim umgewandelt)
Massenverlust pro Sekunde: 4 Millionen Tonnen (das gibt die Sonne als Energie in Form von Licht ab)
Energiefreisetzung pro Sekunde (Leuchtkraft): 3,86 mal 10 hoch 26 Watt
Energieabstrahlung pro Quadratmeter: 63 Megawatt (= 63000 kW)
Mittlere Strahlungsleistung, die die Erde empfängt: 1370 Watt pro Quadratmeter (=Solarkonstante)
Mittlerer Abstand zur Erde: 149,6 Millionen Kilometer (schwankt zwischen 147,1 und 152,2)
Rotationsdauer: Im Mittel 27 Tage (am Äquator 24 Tage, an den Polen 31 Tage)
Lichtlaufzeit zur Erde: 8,3 Minuten
Fallbeschleunigung: 274 Meter pro Quadratsekunde (= 28-facher Wert wie auf der Erde)
 
 


 

Was kann man grundsätzlich auf der Sonne beobachten?

 
Mithilfe eines Teleskopes (und speziellen davorgeschalteten Filtern) kann man sich die sogenannten Photosphäre der Sonne ansehen. Man spricht hier von der „Weißlicht-Beobachtung“. Die Photosphäre ist definitionsgemäß die „Oberfläche“ der Sonne. Wobei man hier eigentlich nicht von einer richtigen Oberfläche sprechen kann (es handelt sich ja schließlich um einen Gasball), sondern vielmehr von einer etwa nur 300 km dünnen Schicht, deren (Plasma-)Dichte kontiniuerlich nach außen hin abnimmt. So gut wie das gesamte Licht, das wir von der Sonne auf der Erde emfangen (und somit auch sehen/spüren), stammt aus dieser Schicht. Mit so einem Weißlicht-Teleskop sieht man dann Sonnenflecke sehr gut und kontrastreich, die feine Granulation auf der Sonnenscheibe und lokal begrenzte Fackelgebiete.
 
Über der Photosphäre befindet sich die sogenannte Chromosphäre. Die Leuchtkraft dieser etwa 2000 Kilometer dicken Gasschicht ist jedoch etwa 1 Million mal schwächer als die der Photosphäre. Das weißliche Licht der Photosphäre übertrahlt das Licht aus Chromosphäre also total. Zu sehen ist die Chromosphäre ohne technische Hilfsmittel nur bei totalen Sonnenfinsternissen. Zum Zeitpunkt der exakten Abdeckung der Sonne durch den Mond sieht mann dann die Chromosphäre in Form eines dünnen rötlichen Lichtkranzes, der hinter dem schwarzen Mond hervorleuchtet. Da in diese Atmosphärenschicht der Sonne jedoch die eigentlich Musik spielt (Protuberanzen, Filamente, Plages, Flares, …), ist das Interesse, genau diese Sonnen-Schicht im Teleskop zu beobachten so interessant und reizvoll (vor allem natürlich für die Wissenschaft/Forschung). Damit dies gelingt, muss das Teleskop mit einem speziellen Linienfilter ausgrüstet sein (Stichwort „Ethalon“), der vom Licht der Sonne nur dasjenige mit einer Wellenlänge von exakt 656,279 Nanometer passieren lässt (alle anderen Wellenlängen löscht der Filter durch Interferenz aus). Man nennt diese Spektral-Linie auch Hα-Linie und den entsprechenden Filter (die sehr teuer sind) folglich Hα-Filter. Astronomen sprechen dann davon, die Sonne im Hα-Licht zu beobachten.
 
WICHTIGER HINWEIS: Schauen Sie niemals durch ein Fernglas oder Fernrohr ohne einen geeigneten, hochwertigen Sonnenschutz-Filter (z.B. in Form von Sonnenfilter-Folien, Hα-Filter, Herschel-Keil, oder Ähnlichem)! Anderenfalls kann dies ggf. den unwiderbringlichen Verlust Ihres Augenlichts zur Folge haben.
 


Die Sonne im Weißlicht-Teleskop (linkes Foto) zeigt sich als weißlich leuchtende Scheibe, die überzogen ist von einer zellenartigen Struktur, die man „Granulen“ nennt. Zudem sind zweitweise auch immer wieder Sonnenflecke zu erkennen. An diesen Stellen treten senkrecht zur Sonnenoberfläche ganze Bündel von Magnetfeldlinien heraus und verhindern das Aufströmen der heißen Gasblasen aus dem Inneren der Sonne. Diese Stellen sind somit (um ca. 1000°C) kühler und erscheinen deshalb dunkler. Zudem zeigen sich helle Fackegbiete, die bevorstehende Aktivitäten anzeigen.
 
Ganz anders die Sonne im H-alpha Licht (rechtes Foto). Die Sonnenflecken sind hier nicht so deutlich zu sehen. Dafür aber sieht man deutlich die große und beeindruckende Aktivität der Sonne, die sich in Form von schlauchartigen Protuberanzen am Sonnenrand, filigranen Filamenten auf der Scheibe und hellen Fackelgebieten in Aktivitätsgebieten zeigt. Ebenso sieht man die zellenartigen Struktur der Chromosphäre.
 

Wie entstehen Sonneneruptionen, Flares & Protuberanzen?

 
Alle auf der Chromosphäre zu beobachtenden Strukturen, Vorgänge und Erscheinungen entstehen durch das Magnetfeld bzw. die Magnetfeldenergie der Sonne. Wir haben es ja mit einem um seine eigene Achse rotierenden Ball aus heißem Gas (= Plasma) zu tun. Da die Atome des Gases ionisiert sind, sind diese elektrisch leitend. Und immer dort, wo ein elektrischer Strom fließt, sind auch Magnetfelder zugegen. Und bewegte Magnetfelder erzeugen wiederum Strom. Bewegung und damit Materietransport im Plasma findet aber nicht nur durch die Rotation der Sonne um ihre eigene Achse statt, sondern auch durch das permanente Aufsteigen heißer Gasblasen in der Konvektionszone bis zur Sonnenobefläche (diese Zone ist zwischen Kern und Photosphäre der Sonne). Bei all diesen Materietransport-Prozessen im Sonneninnerern werden die Magnetfeldlinien gezwungenermaßen mit dem Plasma mitgerissen und können sich nicht mehr (wie sonst üblich) frei bewegen. Im Laufe eines sogenannten Sonnenzyklus (der durchschnittlich etwa 11 Jahre dauert), werden die Magnetfeldlinien/Magnetfeldstrukturen durch die Plasmabewegung immer chaotischer verwunden und verdrillt bis die Sonne dieses Chaos durch Reorgansiation (u.a. magnetische Kurzschlüsse usw.) auflöst. Dieser Prozess wird auch Rekonnexion genannt. Das Ende dieser Rekonnexionen ist erreicht, wenn das Magnetfeld der Sonne komplett umgepolt ist (magnetischer Nord- und Südpol haben dann die Plätze getauscht). Die Sonne ist dann sehr inaktiv, allerdings beginnt der Aufwicklungs-/Verdrillungsporzess dann wieder von vorne bis es am Ende wieder zu einem Zusammenbruch und Umpolaisierung des Magnetfeldes kommt. In Zeiten hoher Sonnenaktivität und somit stark verdrillter Magnetfeldstrukturen passiert es andauernd, dass Feldlinien aus der „Oberfläche“ der Sonne quasi „herausquillen“. Das heiße, dichte Plasma folgt dann dieser bogenförmigen Magentfeldlinien-Struktur. Eine sogenannte Protuberanz ist entstanden, die vor allem am Sonnenrand sehr gut zu beobachten sind und sich durch hohe Formenvielfalt auszeichen. Sieht man eine solche Protuberanz direkt über der Sonnenscheibe „schweben“ (also in der Draufsicht), bezeichnet man ein solches Objekt dann als sogenanntes Filament. Da sie etwas kühler sind, als die darunter befindliche Chromosphäre, heben sich als dunkle, wumrartige Gebilde von der heißeren Chromosphäre ab, so dass man sie gut sehen kann. Bestimmte Typen von Protuberanzen können auch arkadenartig aneinandergereiht sein (das sind zumeinst sogenannte „ruhige“ Protuberanzen, die teils über viele Tage oder auch Wochen erhalten bleiben und sich nur langsam auflösen).
 
In Gebieten großer Sonnen-Aktivität entstehen immer wieder sogenannte Sonnenflecken. Sie zeigen sich als sehr dunkle, punktförmige bis rundliche Flecke. Die dunkle Erscheinung rührt daher, dass diese Gebiete um etwa 1000°C kühler als die direkte Umgebung sind. Und die Abkühlung des Plasmas an diesen Stellen kommt daher, dass Magnetfeldlinien, die aus dem Inneren senkrecht zur Oberfläche herausragen, den permanent stattfindenden Wärmetransport aus den tieferen Sonnenschichten an genau diesen Stellen hemmt. Diese so entstehenden Sonnenflecke sieht man im Weißlicht deutlich konstrastreicher als im H-alpha-Licht der Sonne. Dafür sieht man die Ankündigung solcher Flecken und auch deren optischen „Nachhall“ (also das Abklingen der Aktivität) im H-alpah-Teleskop schon viele Tasge vorher bzw. noch viele Tage danach.
 
Berühren sich durch die Verdichtung oder Verdrillung solche Magnetfeld-Schläuche, kann es infolge von magnetischen „Kurzschlüssen“ zu Eruptionen (Flares) kommen. Das sind (durchaus bis zu gut zehn Erddurchmesser große) Gebiete innerhalb der Chromosphäre mit stark erhöhter Strahlung und teils mit Materialauswurf, der aber aufgrund der Schwerkraft der Sonne wieder zurück „regnet“. Die bei diesen Reorganisationen der Magnetfelder (= Rekonnexion) freigesetzte Energie kann aber nicht nur das Plasma stark aufheizen (wodurch eben solche Röntgen-Flares und auch eruptive Protuberanzen entstehen können). Es kann bei ausreichender Energie auch (parallel) zu einem sogenannten Koronalen Masseauswurf (CME) kommen. Bei diesem Prozess werden gigantische Mengen an heißem Plasma ausgestoßen, die dann – von Magnetfeldern zusammengehalten – mit bis zu einigen Millionen km/h schnell ins All hinaus rasen. Sind diese (oder ein Teil von ihnen) zufällig in Richtung Erde unterwegs, so ist ein paar Tage später ein geomagentischer Sturm möglich, durch den dann Polarlichter über den Erdpolen entstehen können. Die Strahlung, die bei diesen Koronalen Masseauswürfen entsandt wird, trifft hingegen schon nach 8 Minuten auf der Erde ein (so lange braucht die Elektromagnestische Strahlung, bis sie die 150 Millionen Kilometer Distanz zwischen Sonne und Erde überwunden hat).
 
 
Kurzum: Durch den Aufbau, das immer mehr chaotische Verdichten und Verdrillen und schließlich den Zusammenbruch des solaren Magnetfeldes entstehen also die ganzen sichtbaren Phänomene auf der Sonne, die sich in unterschiedlichsten Erscheinungs- und Bewegungsformen zeigen. Die meisten davon sind ausschließlich im H-alpha Licht zu beobachten. Derzeit befinden wir uns übrigens im abklingenen Stadium eines Sonnenzyklus. Die Sonne zeigt sich also in den nächsten Jahren nur mäßig bis wenig aktiv.
 


 
 

Tanz der Materie auf der Sonne

 


Dieses Video von abenteuer-sterne.de fasst die Highlights aus 5 Jahren Sonnenbeobachtung durch das SDO (Solar Dynamics Observatory) der NASA zusammen. Der SDO-Satellit befindet sich auf einer geosynchronen Umlaufbahn und beobachtet pausenlos die Sonne. Aufgenommen wurden diese spektakulären Bilder fast alle im extrem harten UV-Licht, also zwischen 13,1 und 30,4 Nanometer Wellenlänge. Zum Vergleich: der für das Auge sichtbare Wellenlängenbereich des elektromagentischen Spektrums liegt ca. zwischen 400 und 800 nm.
 
Die Bilder zeigen im Zeitraffer die gewaltigen Vorgänge, die direkt über der knapp 6000°C heißen Sonnenoberfläche (=Photosphäre) zu beobachten sind: nämlich in der Sonnenatmosphäre. Diese Gas-Schichten der Atmosphäre bestehen aus der Chromosphäre (ca. 2000 km dick, bis zu ca. 10.000 °C heiß), die fließend innerhalb von mehreren tausend Kilometern in die rund 1-2 Millionen °C heiße Korona übergeht. Dort ist das Plasma nahezu vollständig ionisiert (d.h. elektrisch leitfähig).
 
In eckigen Klammern steht jeweils bei jedem im Sonnen-Video beschriebenen Ereignis, bei welcher Wellenlänge des elektromagnetischen Spektrums die Aufnahme der Sonnen-Atmosphäre durch das SDO gemacht wurden. Die Abkürzung „nm“ steht für Nanometer (1 Nanometer = 1 Milliardstel Meter = 10 hoch -9 Meter)