Protuberanzen der Sonne vom 21.04.2017

Protuberanzen sind gewaltige Gasströme am Rand der Sonne, die als leuchtende Bögen oder fadenförmige Strukturen weit in den Weltraum hinausragen. Diese Phänomene bestehen aus relativ kühlem und dichtem Plasma, das im Vergleich zur heißen Sonnenkorona eine deutlich geringere Temperatur aufweist. Die Sichtbarkeit dieser Gebilde ist auf das Vorhandensein von ionisiertem Wasserstoff zurückzuführen, der Licht im rötlichen Spektralbereich aussendet. Magnetfelder der Sonne fungieren als unsichtbare Gerüste, welche die Gasmassen über der Photosphäre festhalten und formen. Wenn man diese Strukturen auf der Sonnenscheibe vor dem hellen Hintergrund betrachtet, erscheinen sie als dunkle Linien und werden Filamente genannt. Erst am sichtbaren Sonnenrand treten sie gegen den dunklen Hintergrund des Weltalls als strahlende Auswürfe hervor. Die Entstehung einer Protuberanz ist eng mit der magnetischen Aktivität unseres Zentralgestirns verknüpft. Man unterscheidet grundsätzlich zwischen ruhigen und eruptiven Formen dieser solaren Erscheinungen. Ruhige Protuberanzen können über mehrere Wochen oder sogar Monate hinweg stabil in der Korona verweilen. Im Gegensatz dazu stehen die eruptiven Protuberanzen, die sich innerhalb von Minuten dramatisch verändern und ins All geschleudert werden. Bei solchen Ausbrüchen erreichen die Gasmassen oft Geschwindigkeiten von mehreren hundert Kilometern pro Sekunde. Die eruptiven Ereignisse stehen häufig im Zusammenhang mit koronalen Massenauswürfen, die das Weltraumwetter beeinflussen können. Wissenschaftler nutzen spezielle Teleskope mit H-Alpha-Filtern, um diese Vorgänge im Detail zu beobachten. Durch diese Filtertechnik wird das extrem helle Licht der Sonne gedämpft, sodass die feinen Strukturen des Plasmas sichtbar werden. Die Höhe einer typischen Protuberanz kann das Vielfache des Erddurchmessers erreichen. Trotz ihrer gewaltigen Ausmaße ist die Dichte des Gases innerhalb der Struktur extrem gering. Die Forschung an diesen Gebilden hilft dabei, die komplexe Dynamik der solaren Magnetfelder besser zu verstehen. Moderne Satelliten wie das Solar Dynamics Observatory liefern kontinuierlich hochauflösende Bilder dieser beeindruckenden Naturschauspiele. Diese Daten ermöglichen es, die Wechselwirkungen zwischen dem solaren Plasma und dem Magnetfeld mathematisch zu modellieren. Ohne das schützende Magnetfeld der Sonne würde das Plasma sofort in den Raum diffundieren. Die Schwerkraft der Sonne zieht einen Teil des Gases oft wieder zurück zur Oberfläche, was zu fallenden Plasmaregen führt. Protuberanzen sind somit ein wesentlicher Bestandteil des dynamischen Lebenszyklus unseres Sterns. Insgesamt spiegeln sie die unvorstellbare Energie und Kraft wider, die im Inneren der Sonne ständig am Werk ist.

Eine Protuberanz ist ein faszinierendes Phänomen auf der Sonne. Vereinfacht gesagt handelt es sich dabei um riesige Materieströme aus heißem Gas (Plasma), die weit über den sichtbaren Rand der Sonne hinaus in den Weltraum ragen.

Was genau ist eine Protuberanz?

Protuberanzen bestehen aus kühlerem, dichterem Gas als die umgebende Korona (die äußere Atmosphäre der Sonne). Sie sind oft bogenförmig, da sie den Linien der starken Magnetfelder der Sonne folgen.

• Erscheinungsbild: Von der Seite betrachtet sehen sie aus wie leuchtende Bögen oder Flammen am Sonnenrand.
• Filamente: Wenn man eine Protuberanz direkt von oben gegen die helle Sonnenscheibe betrachtet, wirkt sie dunkel, da sie kühler ist als die Oberfläche darunter. In diesem Fall nennen Astronomen sie ein Filament.

Wie entstehen sie?

Das „Gerüst“ einer Protuberanz ist magnetisch. Die Sonne ist ein hochdynamischer Magnet:

1. Magnetische Schlaufen: Magnetfeldlinien treten aus dem Inneren der Sonne aus und bilden Schlaufen.
2. Einfangen von Plasma: Heißes Plasma wird in diesen magnetischen „Fallen“ eingefangen und kühlt dort ab, während es entlang der Feldlinien fließt.
3. Stabilität: Solche Gebilde können über Tage oder sogar Wochen stabil bleiben (ruhende Protuberanzen).

Was passiert, wenn sie ausbrechen?

Wenn sich die Magnetfelder verändern oder instabil werden, kann eine Protuberanz „reißen“. Das gefangene Plasma wird dann mit enormer Geschwindigkeit ins All geschleudert. Dies nennt man einen koronalen Massenauswurf (CME).

• Geschwindigkeit: Das Material kann Millionen von Kilometern pro Stunde erreichen.
• Auswirkungen auf die Erde: Wenn ein solcher Auswurf die Erde trifft, kann er Polarlichter erzeugen, aber im Extremfall auch Satelliten stören oder Stromnetze beeinträchtigen.

Beobachtung

Da die Photosphäre (die sichtbare Oberfläche) der Sonne sehr hell ist, kann man Protuberanzen mit bloßem Auge nur während einer totalen Sonnenfinsternis als rötliche Ausstülpungen sehen. Mit speziellen Filtern (H-Alpha-Filtern) können Amateurastronomen sie jedoch jederzeit beobachten.