Die Sonnenkorona (griech./lat. κορώνα/Corona = Kranz, Krone) ist der Bereich der Atmosphäre der Sonne, der oberhalb der Chromosphäre liegt und durch deutlich geringere Dichten und höhere Temperaturen im Vergleich zu den tiefer liegenden Schichten der Sonnenatmosphäre gekennzeichnet ist. Die Korona besteht aus einem nahezu vollständig ionisierten Plasma. Das schwache Leuchten der Korona ist freiäugig nur bei einer totalen Sonnenfinsternis sichtbar. Der hauptsächlich durch Thomson-Streuung an Elektronen erzeugte Strahlenkranz reicht je nach Sonnenaktivität um etwa 1–3 Sonnenradien nach außen und geht kontinuierlich in den Sonnenwind über. Der innere Teil der Korona kann mit Hilfe von Koronografen oder durch Satelliten, die in anderen Spektralbereichen als dem optischen operieren, auch unabhängig von Sonnenfinsternissen beobachtet werden.
Heißer Strahlenkranz
In Zeiten hoher Sonnenaktivität kann der sichtbare Strahlenkranz der Korona bis zu einem Abstand von mehreren Millionen Kilometern bzw. 2 bis 3 Sonnendurchmessern oberhalb der Photosphäre sichtbar sein. Er zeigt aufgrund der Anordung des koronalen Magnetfeldes eine strahlenförmige Struktur, die sich im Verlaufe des 11-jährigen Zyklus der Sonnenaktivität global verändert. In Folge der unterschiedlichen Struktur des Magnetfeldes, in dem das koronale Plasma eingeschlossen ist, verlaufen die sichtbaren Strahlen während eines Aktivitätsmaximums in der Regel nach allen Seiten, während im Minimum die deutlichsten Strukturen am Sonnenäquator auftreten.
Unterhalb der Korona befinden sich die Chromosphäre und die Photosphäre. Die Materie der Korona befindet sich im Plasmazustand und weist gegenüber den unter ihr liegenden Schichten deutlich erhöhte Temperaturen von typischerweise einigen Millionen Kelvin auf. Die Ursachen und Wirkmechanismen, die zu dieser Koronaheizung führen sind nicht abschließend verstanden und stellen einen zentralen Gegenstand aktueller Forschung im Bereich der Sonnenphysik dar.
Physikalische Modelle
Mögliche Erklärungsmodelle für die Heizung der Korona beinhalten die Dissipation von Plasmawellen, Rekonnexion kontinuierlich umstrukturierter Magnetfeldkonfigurationen, stoßdominierte Dissipation von elektrischen Strömen, Heizung durch Stoßwellen und weitere mögliche Prozesse. Raumsonden wie SOHO, TRACE, RHESSI und CHANDRA tragen mit ihren Messungen zu diesen Untersuchungen wesentlich bei. Die geplante Raumsonde Solar Probe + soll sich im Verlaufe ihres Orbits der Photosphäre in einem Abstand von bis zu 8,5 Sonnenradien nähern und somit die Korona durchfliegen.
Ein besonders steiler Temperaturgradient herrscht in der untersten Korona, wo ihre Dichte mit dem Abstand von der Oberfläche rapide abnimmt (siehe nebenstehendes Diagramm). Innerhalb einiger 100 Höhenkilometer steigt die kinetische Gastemperatur um eine Million Grad Celsius. Die hohe Temperatur und eventuell zusätzliche Beschleunigungsmechanismen führen schließlich dazu, dass koronales Plasma als Sonnenwind entweicht.
Die Korona kann nur aufgrund ihrer extrem geringen Dichte so heiß werden. Die hohe Temperatur kennzeichnet wie in jedem Gas oder Plasma die Bewegungsenergie der Gasteilchen. Ein Festkörper in gleicher Höhe über der Sonne hätte hingegen eine sehr viel niedrigere Temperatur, weil sich ein völlig anderes thermisches Gleichgewicht einstellen würde.
Die folgende Näherungsformel (Lit.: November & Koutchmy, 1996) beschreibt die Intensität der Koronastrahlung in der Projektion, wobei als Einheit die Strahlung im Zentrum der Sonnenscheibe dient:
ist der dimensionslose Abstand vom Zentrum der Sonne, wobei dem Sonnenrand entspricht.
Diese Näherung stellt nur einen zeitlichen und räumlichen Mittelwert dar, weil die Intensität der Koronastrahlung stark mit dem heliografischen Breitengrad und der momentanen Sonnenaktivität variiert.
Gesamthelligkeit
Wenn man in der Strahlungsformel den Abstand von 1 (Sonnenrand) bis unendlich integriert, erhält man die Gesamthelligkeit der Korona unter idealen Messbedingungen, wie sie näherungsweise bei einer totalen Sonnenfinsternis vorliegen. Sie beträgt etwa 1,6 · 10−6 der Gesamthelligkeit der Sonne, bzw. einer scheinbaren Helligkeit von −12m,3. Dieses relativ schwache Leuchten ist vergleichbar mit der scheinbaren Helligkeit des Vollmondes, weshalb man die Korona bei einer totalen Sonnenfinsternis ohne Augenschutz beobachten kann. Doch sobald der Sonnenrand wieder hinter dem Mond als schmale, blendende Sichel auftaucht, verschwindet die Korona für unser Auge innerhalb kürzester Zeit.
Spektroskopische Zusammensetzung
Das Licht der Korona setzt sich hauptsächlich aus drei Teilen zusammen, die sich im Spektrum bemerkbar machen:
- F-Korona: Deren Licht besteht aus Sonnenlicht, welches an Staub gestreut wurde. Die erhalten gebliebenen Fraunhoferlinien geben ihr den Namen.
- K-Korona: Auch deren Licht wurde gestreut, aber an freien Elektronen. Da sich diese unterschiedlich schnell bewegen, werden die Wellenlängen durch den Dopplereffekt so verschoben, dass alle Fraunhoferlinien zu einem Kontinuum "verschmiert" werden.
- L-Korona: Hier emittiert das Gas der Korona selbst charakteristische Linien, daher der Name.
Literatur
- A.Berroth / W.Hofmann: Kosmische Geodäsie (356 p.), Kapitel Finsternisbeobachtungen. Verlag G.Baun, Karlsruhe 1960.
- Helmut Scheffler, Hans Elsässer: Physik der Sterne und der Sonne (ISBN 3-411-14172-7), BI Mannheim 1990.
- L.J. November, S. Koutchmy: White-Light Coronal Dark Threads and Density Fine Structure (Korona-Profil). Astrophysical Journal 466, S. 512ff, Juli 1996.
