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Erklärungen zu den CaII K-Bildern des KSO und des KIS
 Die Sonne strahlt in einen bestimmten Spektrallinienbereich in dem auch die charakteristische Strahlung des Calcium enthalten ist, die sich im sichtbaren violetten Licht befindet. Sehen Sie sich dazu auch die nebenstehende Grafik an, die das nochmals verdeutlicht. Wenn mann die Sonne nur im Bereich der CaII K-Linie beobachten will, braucht man einen guten Filter mit sehr geringer Bandbreite, der eben nur das Licht dieser Linie passieren läßt und alle anderen Farben unterdrückt, oder ein eigens zu diesem Zweck hergestelltes Teleskop. Beides kann sich auch ein Amateur-Astronom leisten, denn die Preise für einen geeigneten Filter oder ein Teleskop zur Sonnenbeobachtung im Calciumlicht sind zwischenzeitlich sehr moderat geworden. Bei der Sonnenbeobachtung im Bereich der CaII K-Linie kann man Sonnenfackeln, Plages, Supergranulationszellen, sehr helle Flares und Sonnenflecken beobachten. Protuberanzen sind nur fotografisch zu sehen.
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Sonnenfackelgebiet
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Plage mit Sonnenfleck
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Supergranulationszellen
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Protuberanz
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Ausschnitte von mehreren Aufnahmen aus dem Archiv des KSO
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Erklärungen zu den Sonnenfackeln und Plages
Die Photosphäre der Sonne zeigt häufig so genante Sonnenfackeln, also hellere Gebiete auf der Sonnenoberfläche, die in Randnähe am besten zu sehen sind, weil die Randverdunkelung der Sonne dort den Kontrast erhöht. Die Sonne erscheint an ihrem Rand dunkler weil die Photosphäre in tieferen Schichten heißer und damit heller ist als in den weiter oben gelegenen Gasschichten. Diese photosphärischen Fackeln treten in Form unregelmäßiger, heller Flecken meist in der Umgebung der dunkleren Sonnenflecken auf und bedecken mehr oder weniger große Flächen. Sonnenflecken erscheinen als dunkle, Fackeln als helle Gebiete auf der Sonnenoberfläche weil das sie umgebende Gas kälter bzw. heißer ist als die Photosphäre selbst. Somit sind die Fackeln also wolkenartige Gebiete leuchtenden Gases in der oberen Photosphäre. Sie zeigen Gebiete erhöhter Sonnenaktivität an, in denen es zeitgleich auch zu Störungen im Magnetfeld der Sonne kommt. Oft treten sie vor dem Erscheinen von Sonnenflecken auf und bleiben im Gebiet der Sonnenflecken oder Sonnenfleckengruppe auch noch nach deren Verschwinden bestehen. Die Sonnenfackeln treten also vorwiegend in den Fleckenzonen auf und die Häufigkeit ihres Auftretens verläuft parallel zur Sonnenfleckenhäufigkeit im etwa 11-jährigen Sonnenzyklus. Im Unterschied zu den zuvor beschriebenen photosphärischen Fackeln gibt es noch die Chromosphärischen Fackeln, die man auch Plages nennt. Sie sind ähnliche Gebiete in der Chromosphäre der Sonne, die man im Licht der CaII K Linie erkennen kann. Auch sie sind charakteristisch für die aktiven Sonnengebiete um die Sonnenflecken herum. Man kann sie im Licht der Calciumlinie (CaII K-Linie) aber auch in der Sonnenmitte und während des Aktivitätsminimums der Sonne nahe an ihren Polen beobachten.
Erklärungen zu den Supergranulationszellen
In der Konvektionszone der Sonne steigen heiße Gasströme auf, in denen die Sonnenenergie an die Sonnenoberfläche transportiert wird, bevor das Gas wieder absinkt um sich dann erneut wieder aufzuheizen. Diese Zirkulationsströme verursachen die so genannten Granulen, die der Sonnenoberfläche die gesprenkelte Oberflächenstruktur bescheren. Jede Granule hat einen Durchmesser zwischen etwa 200 und 1.800 Kilometern. Die Granulen bilden eine Struktur, die ständig auf der Sonne vorhanden ist. Die Lebensdauer der Granulen beträgt im Maximum etwa zehn Minuten. Neben dieser Granulenstruktur gibt es aber auch noch ein wesentlich größeres Konvektionsmuster, das durch die tiefer in der Konvektionszone vorhandenen Turbulenzen hervorgerufen wird. Diese Supergranulationsstruktur enthält Zellen, die eine Lebensdauer von etwa einem Tag haben. Man nennt sie Supergranulationszellen. Sie haben durchschnittlich einen Durchmesser von etwa 30.000 Kilometern. Die Supergranulationszellen haben die Aufgabe heißes Gas in Richtung Sonnenoberfläche zu transportieren. Beim Transport des Gases kommt es zu einer gewissen Konzentration der magnetischen Sonnenfelder an den Rändern der Supergranulationszellen. Diese konzentrierten Magnetfelder heizen nun wiederum das sie umgebende Gas weiter auf. Deshalb sind die Supergranulationszellen auch an ihrem äußeren Rand am heißesten. Im Licht der Calciumlinie werden heißere Regionen heller dargestellt. Auf den CaII K Bildern des KSO und des KIS sind daher die Ränder der Supergranulationszellen als helle Linien dargestellt, die den dunkler aussehenden inneren Bereich der Supergranulationszellen umschließen.
Erklärungen zu den Flares
Sonneneruptionen, die man auch Flares nennt, sind durch das plötzliche, heftige Ausstoßen von Energie in der Chromosphäre der Sonne gekennzeichnet, die über komplexen, aktiven Gebieten der Sonne stattfinden. Flares beschleunigen geladene Teilchen und emittieren Strahlung im Bereich von harten Röntgenstrahlen mit Wellenlängen von weniger als 0.1 nm bis zu Radiowellen mit Wellenlängen von Metern bis einigen Kilometern. Die meiste Energie wird in Form von weichen Röntgenstrahlen und im extremen Ultraviolett abgegeben. Dabei nimmt sowohl die Temperatur als auch die Helligkeit im betroffenen lokalen Teile der Sonne zu. Stoßwellen, auch Schockwellen genannt, durchqueren die Chromosphäre und die Korona und große Mengen des Sonnenplasma werden in den interstellaren Raum heraus geschleudert. Flares dauern von einigen Minuten bis zu mehreren Stunden mit einer typischen Lebensdauer von etwa 20 Minuten. Die maximale Helligkeit wird nach mehreren Minuten erreicht, das Abklingen erfolgt langsamer. Sonneneruptionen entstehen in der unteren Korona und in der Chromosphäre in der Regel nahe der so genannten Neutrallinie, die in den Sonnenfleckengruppen die Gebiete entgegengesetzter magnetischer Polarität trennt. Bei den zuvor beschriebenen Abläufen wird auch eine gewisse Menge Energie an das Calcium abgegeben. Diese abgegebene Energie verursacht das Aufleuchten der CaII K-Linie. Allerdings ist die abgegebene Energiemenge nicht immer ausreichend, um die Calcium-Linie hell genug für die fotografische Darstellung leuchten zu lassen. Deshalb lassen sich auch nur sehr helle Flares im Licht der CaII K-Linie beobachten.
Erklärungen zu den Sonnenflecken
Die Sonnenflecken in den aktiven Regionen der Sonne habe ich hier beschrieben. Man kann sie auch bei der Beobachtung im Licht der CaII K-Linie als dunkle Bereiche erkennen. Sonnenflecken werden aber wesentlich besser im Weißlicht beobachtet, da der Kontrast im Weißlicht höher ist und sie damit auch wesentlich deutlicher zu sehen sind.
Erklärungen zu den Protuberanzen
Um Protuberanzen zu verstehen, muß man wissen, daß das gesamte Sonnenmaterial an den magnetischen Feldlinien der Sonne verläuft. Protuberanzen befinden sich immer am Sonnenrand und treten als große Wolken, Bögen, fadenähnlich Gebilde oder ähnlichen Strukturen auf. Sie erheben sich über der Chromosphäre und haben dasselbe Spektrum wie die Chromosphäre. In den H-Alpha Bildern sind sie sehr schön zu erkennen und man kann ihre Struktur nicht nur am Sonnenrand, sondern auch als langgestreckte, dunkle Filamente auf der Sonnenscheibe gut wahrnehmen. Man unterscheidet grob gesehen ruhende (stationäre) und aktive (eruptive) Protuberanzen. Die ruhenden Protuberanzen entstehen durch starke magnetische Aktivitäten und zeigen nur langsame Bewegungen und Veränderungen. Sie werden oft sehr groß unter Bildung eines oder mehrerer Bögen und haben eine Lebensdauer von mehreren Sonnenrotationen. Sie sind dem zu folge über mehrere Monate zu beobachten. Die ruhenden Protuberanzen beenden ihre Existenz oft in einem aktiven Stadium durch rasches Aufsteigen oder Aufwölben und Abfließen der Materie, was man dann aufsteigende Protuberanz nennt. Sie können dabei Höhen von einigen hunderttausend Kilometern erreichen. Sie zeigen eine große Vielfalt an Formen und Entwicklungen, wobei die meisten von ihnen mit Flares verbunden sind. Dazu gehören auch die Loop-Protuberanzen, deren Materie in Flare-Teile oder Sonnenflecken abströmt. Ihre Materie wird also von der Sonne weggeschleudert und fällt anschließend wieder auf die Sonne zurück. Dabei bilden sich Bögen, die man im englischen Sprachraum als Loop bezeichnet. Andere haben einen ausgesprochen aktiven (eruptiven) Charakter. Sie sind gekennzeichnet durch ihren sehr schnellen Ausbruch, bei dem die Sonnenmaterie von den Sonnenoberfläche weggeschleudert wird. Ihre Lebensdauer beträgt zumeist nur einige Stunden. Sie treten als Surges, Spays und eruptive Protuberanzen in Erscheinung. Die Surges schießen mit 100 bis 200 km/s auf geraden oder gekrümmten Bahnen in die Höhe und fallen nach 10 bis 20 Minuten entlang derselben Bahnen wieder in sich zusammen, wobei sie den Feldlinien des Sonnenmagnetfeld folgen. Sprays sind extrem heftige Materieauswürfe mit Geschwindigkeiten bis zu mehreren hundert km/s. Sie erscheinen stark fragmentiert und werden durch die Magnetfelder der Sonne zusammengehalten. Eruptive Protuberanzen sind ursprünglich meist kleinere Protuberanzen oder Filamente in Sonnenfleckengebieten, die zu Beginn eines Flares aktiv werden, rasch wachsen, beschleunigt hoch steigen und vor dem Flare-Maximum verschwinden. Der Sonnenbeobachter kann also verfolgen, wie aus ehemals ruhenden Protuberanzen aktive Protuberanzen entstehen oder wie an der Stelle einer vorausgegangenen eruptiven Protuberanz eine neue, stationäre Protuberanz in Erscheinung tritt. Beim Aufstieg der Protuberanzen wird naturgemäß auch Calcium mit genommen. Da in den Protuberanzen die herrschende Temperatur jedoch vergleichsweise niedrig ist, kann das Calcium nur sehr schwach leuchten. Aus diesen Grund sind auch die in den Bildern des KSO und des KIS dargestellten Protuberanzen relativ schwach.
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