Die Sonne Aktuell

Astro Nachrichten 16.04.2023

Liebe Funkfreunde,

Dies ist ein Live-Bild unserer Sonne. Sofern keine Wolken oder dichter Dunst den Blick zu ihr versperren, können Sie es hier jeden Tag von Sonnenaufgang bis Sonnenuntergang in Echtzeit bestaunen. Das Bild wird automatisch alle 10 Sekunden aktualisiert.

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 im Licht der h-alpha-Linie und generiert alle 10 Sekunden ein Update des Sonnen-Bildes.

Die Echtzeit-Fotos zeigen die sogenannte Chromosphäre der Sonne. Das ist diejenige Gasschicht der Sonne, die direkt über der Photosphäre der Sonne liegt. Die Photosphäre ist die für unser menschliches Auge zugängliche Schicht, aus der fast die gesamte Abstrahlung der Sonne erfolgt. Die rötliche Chromosphäre zeigt sich uns hingegen nur mithilfe eines solchen h-alpha-Sonnenteleskops.

Wenn das Sonnen-Observatorium nicht gerade wegen Schlechtwetter geschlossen ist (Meldung „dome closed“) oder ein paar dünne feine Wolken durchs Bild ziehen und dadurch dem Sonnen-Bild die Schärfe nehmen, zeigt dieses aktuelle Live-Bild der Sonne atemberaubende Strukturen und feinste Details auf der Oberfläche (Chromosphäre) des heißen Gasballes und auch am Sonnenrand.

SONNE LIVE: WELCHE DETAILS SIND IM BILD DER AKTUELLEN SONNE ZU SEHEN?

Auf diesen Sonne-Live-Fotos immer zu sehen – und zwar auf der gesamten Sonnen-„Scheibe“ – 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. (Die Photosphäre ist die für unsere Augen sichtbare „Oberfläche“ der Sonne). Die heißen Plasmazellen geben dabei ihre 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 (vorwiegend Gamma- und Röntgenstrahlung) 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 in ZahlenDie 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 Helium 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)

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