{"id":26204,"date":"2021-07-02T06:00:50","date_gmt":"2021-07-02T04:00:50","guid":{"rendered":"https:\/\/astrodicticum-simplex.ulrich.digital\/index.php\/2021\/07\/02\/sternengeschichten-folge-449-die-chromosphaere-der-sonne\/"},"modified":"2025-05-14T16:55:19","modified_gmt":"2025-05-14T14:55:19","slug":"sternengeschichten-folge-449-die-chromosphaere-der-sonne","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/astrodicticum-simplex.ulrich.digital\/index.php\/2021\/07\/02\/sternengeschichten-folge-449-die-chromosphaere-der-sonne\/","title":{"rendered":"Sternengeschichten Folge 449: Die Chromosph\u00e4re der Sonne"},"content":{"rendered":"<p><a href=\"https:\/\/astrodicticum-simplex.ulrich.digital\/wp-content\/uploads\/2025\/05\/SG_Logo.png\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" src=\"https:\/\/astrodicticum-simplex.ulrich.digital\/wp-content\/uploads\/2025\/05\/SG_Logo-150x150.png\" alt=\"SG_Logo\" width=\"150\" height=\"150\" class=\"alignleft size-thumbnail wp-image-12938\" \/><\/a><i>Das ist die Transkription einer Folge meines <a href=\"https:\/\/sternengeschichten.org\">Sternengeschichten-Podcasts<\/a>. Die Folge gibt es auch als <a href=\"https:\/\/cdn.podigee.com\/media\/podcast_7374_sternengeschichten_episode_454290_sternengeschichten_folge_449_die_chromosphare_der_sonne.mp3?v=1621506532\">MP3-Download<\/a> und <a href=\"https:\/\/youtu.be\/-10fg0QVHlc\">YouTube-Video<\/a>.<\/i> Und den ganzen Podcast findet ihr auch bei <b><a href=\"https:\/\/open.spotify.com\/show\/0ikLkbZTH9yjuwetyBheXX\">Spotify<\/a><\/b>.<\/p>\n<p><b>Mehr Informationen: [<a href=\"https:\/\/sternengeschichten.podigee.io\/feed\/mp3\">Podcast-Feed<\/a>][<a href=\"https:\/\/itunes.apple.com\/de\/podcast\/sternengeschichten\/id583344780\">iTunes<\/a>][<a href=\"https:\/\/bitlove.org\/astrodicticum\">Bitlove<\/a>][<a href=\"https:\/\/www.facebook.com\/sternengeschichten\">Facebook<\/a>] [<a href=\"https:\/\/twitter.com\/@sternenpodcast\">Twitter<\/a>]<\/i><\/b><\/p>\n<p><span style=\"font-size: xx-small;\">\u00dcber Bewertungen und Kommentare freue ich mich auf allen Kan\u00e4len.<\/span><br \/>\n<script class=\"podigee-podcast-player\" src=\"https:\/\/player.podigee-cdn.net\/podcast-player\/javascripts\/podigee-podcast-player.js\" data-configuration=\"https:\/\/sternengeschichten.podigee.io\/449-sternengeschichten-folge-449-die-chromosphare-der-sonne\/embed?context=external&#038;token=pU3DoEdfmnw3_baI87_ltQ\"><\/script><br \/>\n&#8212;&#8212;&#8212;&#8212;&#8212;&#8212;&#8212;&#8212;&#8212;&#8212;&#8212;&#8212;&#8212;&#8212;&#8212;&#8212;&#8212;<br \/>\n<strong>Sternengeschichten Folge 449: Die Chromosph\u00e4re der Sonne<\/strong><\/p>\n<p>Am 12. Mai 1706 befand sich der britische Kapit\u00e4n Henry Stanyan gerade in Bern. Er beobachtete etwas, was man nicht oft beobachten kann: Eine totale Sonnenfinsternis. Mehr als vier Minuten verdunkelte sich der Himmel komplett. Und als die Sonne danach gerade wieder sichtbar wurde, sah Stanyan einen &#8222;blutroten Streifen&#8220; aus Licht, der von der linken Seite der Sonne ausgehend 6 bis 7 Sekunden lang sichtbar war. Das Licht war heller als die Venus, wie Stanyan bemerkte; er konnte sehen wie die Dinge dadurch einen Schatten warfen. Er wusste nicht, worum es sich dabei handelt &#8211; aber er schrieb sofort einen Brief an John Flamsteed, den k\u00f6niglichen Astronom an der Sternwarte in Greenwich um zu fragen, was das seltsame Licht gewesen sein konnte. Eine Antwort auf seine Frage erhielt er nicht; Flamsteed schrieb zwar sehr ausf\u00fchrlich zur\u00fcck um zu erkl\u00e4ren, wie man genau bestimmen k\u00f6nnen, welche Ortszeit in Bern zum Zeitpunkt der Finsternis geherrscht hatte. Zum roten Licht hatte er aber nichts zu sagen.<\/p>\n<p>Heute geht man im Allgemeinen davon aus, dass Henry Stanyan die erste konkrete Beobachtung des Teils der Sonne gemacht hat, die wir die &#8222;Chromosph\u00e4re&#8220; nennen. Wir haben es nicht mit dem Inneren unseres Sterns zu tun; es geht um die Atmosph\u00e4re der Sonne. Was man sich aber nicht so vorstellen darf, wie die Atmosph\u00e4re hier auf der Erde. Unser Planet ist ein Objekt aus Metall und Gestein, mit einer festen Oberfl\u00e4che, die von einer H\u00fclle aus diversen Gasen umgeben ist. Die Sonne ist ein Himmelsk\u00f6rper, der komplett aus Gas besteht. Fast ausschlie\u00dflich Wasserstoff und Helium; im Kern 15 Millionen Grad hei\u00df. Sie hat keine feste Oberfl\u00e4che im eigentlichen Sinn. Aber man kann durchaus von einer &#8222;Sonnenoberfl\u00e4che&#8220; sprechen und wenn man das tut, dann meint man damit die sogenannte &#8222;Photosp\u00e4re&#8220;. Das bedeutet &#8222;Lichth\u00fclle&#8220; und wenn man die Sonne betrachtet &#8211; was man ohne entsprechende Vorkehrungen nat\u00fcrlich nicht so einfach tun sollte, wenn man keine Augensch\u00e4den riskieren will &#8211; dann ist es genau das, was man dort sieht. Die Photosph\u00e4re ist die Gasschicht der Sonne, aus der das Licht stammt, das wir beobachten k\u00f6nnen. <\/p>\n<p>In den Kern der Sonne, in ihre tief liegenden Schichten k\u00f6nnen wir nicht blicken. Die Lichtteilchen, die von dort zu uns kommen, werden in alle Richtungen gestreut, weil das Gas dort extrem dicht ist. Erst dort, wo gen\u00fcgend Platz ist, kann sich Licht mehr oder weniger ungehindert direkt nach au\u00dfen bewegen und es ist dieses Licht, dass wir auf der Erde sehen. Bei der Sonne ist die Photosph\u00e4re ungef\u00e4hr 400 Kilometer dick und an ihrem Ende ist noch lange nicht Schluss. Das da noch etwas ist, wusste man schon lange. Bei einer totalen Sonnenfinsternis schiebt sich ja der Mond von der Erde aus gesehen genau vor die Sonnenscheibe. Da beide Objekt f\u00fcr uns zuf\u00e4llig ann\u00e4hernd gleich gro\u00df erscheinen, kann der Mond die Sonne auch komplett bedecken. Sobald er das tut, werden rund um ihn herum aber leuchtende, wabernde, strahlenf\u00f6rmige Lichter sichtbar. Dieser wie eine Krone aussehende Struktur wird darum auch &#8222;Korona&#8220; genannt und stellt die \u00e4u\u00dferste Schicht der Sonnenatmosph\u00e4re dar. Ich hab \u00fcber sie schon ausf\u00fchrlich in Folge 134 der Sternengeschichten gesprochen; wir k\u00f6nnen sie deswegen normalerweise nicht sehen, weil das Gas dort zwar enorm hei\u00df ist, aber auch extrem d\u00fcnn. Das Licht, das davon ausgeht ist viel zu schwach, als das wir es sehen k\u00f6nnten. Es wird vom Licht aus der Photosph\u00e4re komplett \u00fcberstrahlt und nur wenn diese bei einer Finsternis durch den Mond verdeckt ist, k\u00f6nnen wir das Leuchten der Korona wahrnehmen.<\/p>\n<figure id=\"attachment_19397\" aria-describedby=\"caption-attachment-19397\" style=\"width: 420px\" class=\"wp-caption aligncenter\"><a href=\"https:\/\/astrodicticum-simplex.ulrich.digital\/wp-content\/uploads\/2025\/05\/Helmet_streamers_at_max.gif\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" src=\"https:\/\/astrodicticum-simplex.ulrich.digital\/wp-content\/uploads\/2025\/05\/Helmet_streamers_at_max.gif\" alt=\"\" width=\"420\" height=\"394\" class=\"size-full wp-image-19397\" \/><\/a><figcaption id=\"caption-attachment-19397\" class=\"wp-caption-text\">Die Korona der Sonne (<a href=\"https:\/\/umbra.nascom.nasa.gov\/spartan\/the_corona.html\">Bild: NASA<\/a>)<\/figcaption><\/figure>\n<p>Die unterste Schicht der Sonnenatmosph\u00e4re ist also die Photosph\u00e4re. Ganz au\u00dfen ist die Korona. Und dazwischen? Da ist das, um das es heute gehen soll: Die Chromosph\u00e4re. Sie schlie\u00dft sich an die Photosph\u00e4re an und ist bei der Sonne circa 2000 Kilometer dick. Die Dichte des Gases nimmt stark ab; an der Grenze zur Photosph\u00e4re findet man noch circa 100 Billiarden Atome pro Kubikzentimeter. Das klingt viel, ist aber das, was man hier auf der Erde als &#8222;Grobvakuum&#8220; bezeichnen w\u00fcrde. Also das, was man in &#8222;vakuumverpackten&#8220; Lebensmitteln finden w\u00fcrde beispielsweise, wo die Dichte nur circa 100 mal niedriger ist als bei normalem Luftdruck in der Erdatmosph\u00e4re. An der \u00e4u\u00dferen Grenze der Chromosph\u00e4re ist die Dichte aber mehr als eine Million mal geringer geworden. Auch die Temperatur nimmt ab, von ungef\u00e4hr 5500 Grad Celsius an der Grenze zur Photosph\u00e4re, auf circa 3500 Grad an der \u00e4u\u00dferen Grenze. <\/p>\n<p>Die Chromosph\u00e4re besteht aus Gas, was auch sonst. Und ebenfalls wenig \u00fcberraschend aus Wasserstoff und Helium, die beiden Hauptbestandteile der Sonne. Interessant wird es aber, wenn man sich die Spektrallinien anschaut. Ich hab die bis jetzt ja immer vereinfacht so erkl\u00e4rt: Wenn Licht durch Gas hindurch strahlt, dann k\u00f6nnen die Atome aus denen das Gas besteht, ein paar dieser Lichtteilchen absorbieren. Schaut man sich das Licht dann ganz genau an, spaltet es also in seine Bestandteile auf, was so viel hei\u00dft wie: Man misst ganz genau, wie viel Licht bei den unterschiedlichen Wellenl\u00e4ngen vorhanden ist, dann sieht man, dass bei bestimmten Wellenl\u00e4ngen sehr viel weniger Licht vorhanden ist als bei anderen Wellenl\u00e4ngen. Oder anders gesagt: Man sieht das ganze bunte Licht des in die Regenbogenfarben aufgespaltenen Sonnenlichts, mit ein paar dunklen Linien dazwischen. Und das ist ja auch so. Es gibt aber zwei verschiedene Arten von Spektrallinien, n\u00e4mlich Absorptionslinien und Emissionslinien. Die dunklen Linien im Sonnenlicht sind Absorptionslinien. Jedes Atom hat eine ganz charakteristische Anordnung von Elektronen in seiner H\u00fclle. Je nachdem wie diese Teilchen angeordnet sind, k\u00f6nnen sie nur Licht mit ganz bestimmten Wellenl\u00e4ngen aufnehmen und deswegen kann man aus dem Muster dunkler Linien herausfinden, um welche Atome es sich handelt. <\/p>\n<p>Umgekehrt geht es aber auch: Wenn man von au\u00dfen Energie in die Elektronen steckt &#8211; zum Beispiel durch Kollisionen der Atome oder durch die Bestrahlung mit Licht &#8211; dann geben sie diese Energie irgendwann auch wieder ab. Auch das tun sie nur bei einer ganz charakteristischen Wellenl\u00e4nge. Und anstatt einer dunklen Linie kriegt man nun eine helle, farbige Linie, eine Emissionslinie. Die Details sind kompliziert; was genau man kriegt h\u00e4ngt &#8211; sehr vereinfacht gesagt &#8211; davon ab, ob man eine Lichtmischung hat, die von hei\u00dfem Material ab- und durch k\u00fchles Material gestrahlt wird oder umgekehrt. Wir sehen normalerweise nur Absorptionslinien im Sonnenlicht, weil wir normalerweise auch nur das Licht des hei\u00dfen Sonneninneren sehen, das durch die k\u00fchlere Photosph\u00e4re strahlt. Ist das aber bei einer Finsternis blockiert, k\u00f6nnen wir auch die Emissionslinien sehen, die vom k\u00fchleren, d\u00fcnnen Gas der Chromosph\u00e4re ausgesandt werden. So hat man \u00fcbrigens das chemische Element Helium entdeckt, von dem ich in Folge 141 mehr erz\u00e4hlt habe. Bei einer Sonnenfinsternis im Jahr 1868 hat man die Emissionslinien der Chromosph\u00e4re beobachtet und darin Linien gefunden, die von keinem damals bekannten chemischen Element verursacht worden sein konnten. Also hat man dieses neue Element nach dem Ort seiner Entdeckung &#8222;Helium&#8220; genannt, vom griechischen Wort &#8222;helios&#8220; f\u00fcr Sonne. Erst sp\u00e4ter konnte man es dann auch auf der Erde nachweisen.<\/p>\n<p>Aber von Kapit\u00e4n Stanyan im Jahr 1706 bis 1868 ist es ein gro\u00dfer Sprung; schauen wir also kurz nochmal zur Geschichte. Nach Stanyan haben auch andere Forscher immer wieder dieses seltsame rote Leuchten beobachtet, das bei einer Finsternis am Rande der Sonne kurz sichtbar wurde. Edmund Halley war zum Beispiel einer davon und 1851 hat der britische Astronom George Airy sie das erste Mal detailliert beschrieben. Er sah eine &#8222;gezackte&#8220; Struktur in der er Berge zu erkennen glaubte, die auf der Sonnenoberfl\u00e4che w\u00e4ren. Weswegen er der Schicht auch den Namen &#8222;Sierra&#8220; gab, also eine geografische  Bezeichnung f\u00fcr ein Gebirge. Ein sch\u00f6ner Name, der sich allerdings nicht durchgesetzt hat. Das Wort &#8222;Chromosph\u00e4re&#8220; stammt vom Astronom Joseph Lockyer, der gemeinsam mit und unabh\u00e4ngig vom Franzosen Jules Janssen die vorhin erw\u00e4hnte Entdeckung des Heliums im Jahr 1868 gemacht hat. Er nahm die r\u00f6tliche Farbe der Gasschicht zum Anlass, sie &#8222;Chromosph\u00e4re&#8220;, also &#8222;Farbh\u00fclle&#8220; zu taufen. <\/p>\n<figure id=\"attachment_33769\" aria-describedby=\"caption-attachment-33769\" style=\"width: 482px\" class=\"wp-caption aligncenter\"><a href=\"https:\/\/astrodicticum-simplex.ulrich.digital\/wp-content\/uploads\/2025\/05\/Sonnehalpha.jpg\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" src=\"https:\/\/astrodicticum-simplex.ulrich.digital\/wp-content\/uploads\/2025\/05\/Sonnehalpha.jpg\" alt=\"\" width=\"482\" height=\"482\" class=\"size-full wp-image-33769\" \/><\/a><figcaption id=\"caption-attachment-33769\" class=\"wp-caption-text\">Die Sonne im H-Alpha-Licht? (<a href=\"https:\/\/en.wikipedia.org\/wiki\/File:HI6563_fulldisk.jpg\">Bild: NASA, gemeinfrei<\/a>)<\/figcaption><\/figure>\n<p>Diese rote Farbe sagt uns auch, aus was sie besteht. Wasserstoff kann verschiedene Emissionslinien erzeugen, eine der hellsten liegt bei einer Wellenl\u00e4nge von 656,3 Nanometern. Sie wird auch &#8222;H-Alpha-Linie&#8220; genannt und befindet sich im roten Teil des Lichtspektrums. Und da die Chromosph\u00e4re r\u00f6tlich leuchtet, muss dort jede Menge Wasserstoff sein. Die H-Alpha-Linie ist auch praktisch, wenn man die Chromosph\u00e4re beobachten will, wenn gerade mal keine Finsternis stattfindet. Dann kann man einen Filter verwenden, der nur Licht mit der H-Alpha-Wellenl\u00e4nge durchl\u00e4sst und kriegt einen guten Blick auf die Chromosph\u00e4re. Dort kann man dann auch gleich die &#8222;Berge&#8220; bewundern, die Airy zu sehen glaubte. Heute nennen wir sie allerdings &#8222;Spikulen&#8220;. Entdeckt und halbwegs vern\u00fcnftig beschrieben hat diese Strukturen der italienische Astronom Angelo Secchi im Jahr 1877. Er hat sie mit Flammen verglichen, die wie bei einem Feuer st\u00e4ndig aus der darunter liegenden Schicht der Sonne empor z\u00fcndeln. Womit er nicht ganz unrecht hatte. Erstens sieht es genau so aus und zweitens stammen die Spikulen tats\u00e4chlich aus der Photosph\u00e4re. Sie entstehend dort, wo in der Photosph\u00e4re auch Sonnenflecken auftreten, also dort, wo die Magnetfelder gerade besonders stark sind. Diese Magnetfelder sind auf der Sonne st\u00e4ndig in Bewegung, sie werden von dem hei\u00dfen, elektrisch geladenen Material quasi mitgerissen. Und entlang solcher Magnetfelder kann sich hei\u00dfes Material auch ausbreiten. Die Spikulen tun das in eine H\u00f6he von bis zu 10.000 Kilometer und k\u00f6nnen bis zu 1000 Kilometer dick sein. Das Material schie\u00dft mit mehr als 100 Kilometer pro Sekunde in die Chromosph\u00e4re; nach h\u00f6chstens f\u00fcnf Minuten f\u00e4llt alles wieder zur\u00fcck zur Sonne. Es ist also tats\u00e4chlich ein wenig so, wie Flammen oder noch besser: Wie Spritzer aus hei\u00dfem Gas die aus der brodelnen Sonnenoberfl\u00e4che nach oben schie\u00dfen. Wie sie genau entstehen und sich ausbreiten ist einerseits kompliziert, andererseits noch nicht v\u00f6llig klar. Es kommt auf die Wechselwirkung der Magnetfelder an, aber auch auf Sto\u00dfwellen im sich bewegenden Material der Sonne selbst. Sie sind die &#8222;Gischt des wogenden Photosph\u00e4ren-Ozeans&#8220;, wie es der deutsche Astronom Otto Kiepenheuer sehr poetisch genannt hat.<\/p>\n<p>Ebenfalls in der Chromosph\u00e4re beobachten kann man Filamente und Protuberanzen. Wobei Protuberanzen eigentlich nichts anderes sind, als Filamente die man von der Seite betrachtet. Und beides ist Material von der Sonne, das mit enorm hoher Geschwindigkeit extrem hoch hinaus geschleudert werden kann. Sie entstehen &#8211; sehr vereinfacht gesagt &#8211; durch magnetische Kurzschl\u00fcsse, bei denen sehr viel Energie frei wird. Es sind quasi enorme Explosionen, die das hei\u00dfe Gas wegschleudern, dass sich dann entlang der Magnetfeldlinien in B\u00f6gen weit durch die Chromosph\u00e4re hinauf und wieder zur\u00fcck bewegt. Genau so eine Protuberanz hat vermutlich auch Kapit\u00e4n Stanyan damals im Jahr 1706 beobachtet. <\/p>\n<p>Es gibt noch diverse andere dynamische Ph\u00e4nomene im Gas der Chromsoph\u00e4re zu sehen und wir sind immer noch dabei, alles zu verstehen. Was wir auf jeden Fall noch nicht verstehen, ist der Zusammenhang zwischen Chromosph\u00e4re und der weiter au\u00dfen liegenden Korona. Eigentlich sollte man ja davon ausgehen, dass es einfach so weiter geht, wie bisher. Das Gas wird immer weniger dicht und die Temperatur sinkt immer weiter. Was die Dichte angeht, stimmt das auch. Die Temperaturen steigen aber jenseits der Chromosph\u00e4re wieder an. Und das durchaus heftig: Bis auf ungef\u00e4hr eine Million Grad! Das ist viel, auch wenn man ber\u00fccksichtigt, dass so weit au\u00dfen kaum noch Gas vorhanden ist, das hei\u00df werden kann. Aber das, was da ist, IST hei\u00df. Und irgendwo muss die Energie daf\u00fcr herkommen. Es kann sein, dass diese Energie aus den weiter unten liegenden Magnetfeldern kommt; es kann auch sein dass sie durch Schallwellen \u00fcbertragen wird, die im heftigen Gebrodel der Sonnenoberfl\u00e4che entstehen. Aber wie es genau ist, wissen wir nicht. <\/p>\n<p>Die Chromosph\u00e4re markiert also quasi auch die Grenze unseres Verst\u00e4ndnis der Sonne. Was wir sehen k\u00f6nnen &#8211; die Photosph\u00e4re &#8211; und was darunter liegt &#8211; das Sonneninnere &#8211; verstehen wir halbwegs gut. Aber je weiter wir nach au\u00dfen gehen, desto unklarer werden die Dinge. Zum Gl\u00fcck haben wir mittlerweile Teleskope mit passenden Filtern, wir haben Weltraumteleskope die sich fast innerhalb der Korona aufhalten k\u00f6nnen &#8211; wir m\u00fcssen also nicht auf eine Sonnenfinsternis warten um einen nur sekundenlangen Blick auf das r\u00f6tliche Leuchten der Chromosph\u00e4re zu haben. Die Sonne ist der Stern, der die Grundlage des Lebens auf der Erde ist und der mit seinem Verhalten das ganze Sonnensystem dominiert. Wir sollten alle Teile der Sonne verstehen und ganz besonders die Chromosph\u00e4re!<img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" src=\"https:\/\/vg09.met.vgwort.de\/na\/d9331e6bb10a4602a583c2afcae3d187\" width=\"1\" height=\"1\" alt=\"\"><\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"<p>Das ist die Transkription einer Folge meines Sternengeschichten-Podcasts. Die Folge gibt es auch als MP3-Download und YouTube-Video. Und den ganzen Podcast findet ihr auch bei Spotify. 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