Korona (Sonne)

Begriff und grundlegender Aufbau

Die Sonnenkorona ist der äußerste Bereich der Sonnenatmosphäre oberhalb der Chromosphäre. Sie besitzt eine deutlich geringere Dichte als die tieferen Schichten, erreicht aber typischerweise Temperaturen von einigen Millionen Kelvin und ist damit viel heißer als Chromosphäre und Photosphäre. Die Photosphäre gilt als sichtbare Sonnenoberfläche.

Die Korona besteht aus einem nahezu vollständig ionisierten Plasma. Ein Plasma ist ein Gas, in dem ein großer Teil der Atome in geladene Teilchen – freie Elektronen und Ionen – zerlegt ist. Die Sonnenkorona darf nicht mit einem von der Erde aus sichtbaren Hof um Sonne oder Mond verwechselt werden: Ein solcher Hof entsteht durch Beugungseffekte in der Erdatmosphäre.

Sichtbarkeit und Sonnenaktivität

Das Leuchten der Korona ist so schwach, dass es mit bloßem Auge nur bei einer totalen Sonnenfinsternis sichtbar wird. Der Strahlenkranz entsteht hauptsächlich durch Thomson-Streuung des Sonnenlichts an freien Elektronen. Je nach Sonnenaktivität reicht er ungefähr 1 bis 3 Sonnenradien nach außen und geht kontinuierlich in den Sonnenwind über. Ohne Sonnenfinsternis lässt sich die innere Korona mit Koronografen oder mit Satelliten beobachten, die außerhalb des sichtbaren Spektralbereichs messen.

Bei hoher Sonnenaktivität kann der sichtbare Strahlenkranz mehrere Millionen Kilometer beziehungsweise 2 bis 3 Sonnendurchmesser über die Photosphäre hinausreichen. Seine Form wird durch das koronale Magnetfeld bestimmt und verändert sich im Verlauf des 11-jährigen Sonnenfleckenzyklus: Beim Aktivitätsmaximum verlaufen die Strahlen meist in alle Richtungen; beim Sonnenfleckenminimum liegen die deutlichsten Strukturen vor allem am Sonnenäquator.

Temperatur, Sonnenwind und Heizungsmodelle

Die Ursachen der starken Koronaheizung sind noch nicht abschließend geklärt und bilden ein zentrales Forschungsgebiet der Sonnenphysik. Als mögliche Prozesse gelten die Dissipation, also die Umwandlung geordneter Energie in Wärme, von Plasmawellen, die stoßdominierte Dissipation elektrischer Ströme, Stoßwellen und die Rekonnexion fortlaufend umstrukturierter Magnetfelder. Bei der Rekonnexion ordnen sich magnetische Feldlinien neu und können dabei Energie freisetzen.

In der untersten Korona herrscht ein besonders steiler Temperaturgradient: Innerhalb einiger hundert Höhenkilometer steigt die kinetische Gastemperatur um eine Million Kelvin, während die Dichte mit wachsendem Abstand von der Oberfläche schnell abnimmt. Die Temperatur bezeichnet hier die Bewegungsenergie der wenigen Plasmateilchen. Wegen der extrem geringen Dichte verteilt sich die thermische Energie auf relativ wenige Teilchen, sodass jedes Teilchen viel Energie erhält. Das Plasma verhält sich annähernd wie ein ideales Gas; zusätzliche Energie wirkt sich als Impulsübertragung auf die Teilchen aus. Die hohe Temperatur und möglicherweise weitere Beschleunigungsmechanismen führen dazu, dass Plasma als Sonnenwind entweicht.

Messungen der Raumsonden SOHO, TRACE, RHESSI und CHANDRA tragen zur Untersuchung bei. Die Parker Solar Probe soll sich der Photosphäre bis auf 8,5 Sonnenradien nähern und dabei die Korona durchfliegen.

Strahlungsintensität und Gesamthelligkeit

Eine Näherungsformel beschreibt die projizierte Intensität der Koronastrahlung, normiert auf die Intensität I(0) im Zentrum der Sonnenscheibe:

I(ρ)/I(0) = 10⁻⁶ · (3,670/ρ¹⁸ + 1,939/ρ⁷·⁸ + 0,0551/ρ²·⁵).

Dabei ist ρ > 1 der dimensionslose Abstand vom Sonnenzentrum; ρ = 1 entspricht dem Sonnenrand. Die Formel gibt nur einen zeitlichen und räumlichen Mittelwert wieder, weil die Intensität stark vom heliografischen Breitengrad und von der momentanen Sonnenaktivität abhängt. Das sehr kleine Intensitätsverhältnis zeigt, warum genaue spektroskopische Messungen der Korona von der Erde aus außerordentlich schwierig sind.

Integriert man die Formel vom Sonnenrand, also von ρ = 1, bis ins Unendliche, ergibt sich unter idealen Messbedingungen eine Gesamthelligkeit von etwa 1,6 · 10⁻⁶ der Gesamthelligkeit der Sonne. Das entspricht einer scheinbaren Helligkeit von −12,3ᵐ und ist mit der Helligkeit des Vollmondes vergleichbar. Deshalb kann man die Korona während der Totalität ohne Augenschutz sehen. Sobald jedoch wieder eine schmale, blendende Sonnensichel erscheint, wird die Korona für das Auge innerhalb kürzester Zeit unsichtbar.

Spektrale Bestandteile und Nanoflares

Nach den beteiligten Streu- und Emissionsprozessen werden mehrere Bestandteile unterschieden:

• F-Korona oder Fraunhofer-Korona: Staub streut Sonnenlicht. Abgesehen von der bevorzugten Vorwärtsstreuung bleibt die Strahlung unverändert, sodass die Fraunhoferlinien der ursprünglichen Sonnenstrahlung erhalten bleiben.

• K-Korona oder kontinuierliche Korona: Freie Elektronen streuen das Licht. Wegen ihrer unterschiedlichen Geschwindigkeiten verschiebt der Dopplereffekt die Wellenlängen so verschieden, dass die Fraunhoferlinien zu einem Kontinuum verschmiert werden. Die Streuung hängt außerdem von der Polarisation ab.

• L- oder E-Korona, auch Linien- beziehungsweise Emissionskorona: Das koronale Gas sendet charakteristische Spektrallinien aus.

• T-Korona oder thermische Korona: Aufgeheizte Partikel strahlen als Temperaturstrahler mit einem kontinuierlichen Spektrum.

Als mögliche Ursache der hohen Temperaturen werden Nanoflares untersucht. Sie besitzen nur etwa 10⁻⁹ der Energie gewöhnlicher Sonneneruptionen, können aber Temperaturen von 10⁷ Kelvin erreichen und sollen millionenfach pro Sekunde auf der Sonne auftreten. Die Raketensondenmission EUNIS fand 2013 im extremen Ultraviolett und NuSTAR im Röntgenbereich Hinweise auf sehr heißes Plasma in Gebieten ohne große Sonneneruptionsaktivität. Thomas Gold schlug die Erklärung durch Nanoflares 1964 vor, Eugene N. Parker 1972. Endgültigen Aufschluss über ihre Existenz soll die Parker Solar Probe liefern.