Sonnenbeobachtung in H-Alpha

Was ist beobachtbar?

Im Gegensatz zur herkömmlichen Weißlicht-Beobachtung (auch Integrallicht genannt) beschränkt man sich bei der Hα-Beobachtung auf eine Wellenlänge. Die intensivste Spektrallinie im sichtbaren Bereich des solaren Spektrums ist die des neutralen Wasserstoffs, Hα-Linie genannt, ihre Wellenlänge beträgt 656,3 Nanometer das entspricht der Farbe Dunkel-Rot. Die bei dieser Wellenlänge von der Sonne emittierte Energie kommt aus der Chromosphäre, der Schicht über der Photosphäre.

Flares

Ein Flare ist in erster Linie ein impulsiv beginnen des Aufleuchten in der Korona und der Chromosphäre. Hier wird ein großer Teil der in der Korona freigesetzten magnetischen Energie in Wärme und in Energie von Teilchenstrahlen umgewandelt. Der überwiegende Anteil der Teilchenstrahlen bewegt sich entlang der Feldlinien zu den Fußpunkten der koronalen Magnetfeldbögen und gibt seine Energie in Stößen mit dem viel dichteren Plasma in der Chromosphäre wieder ab.

Dabei entsteht Strahlung im harten Röntgenlicht, bei großen Ereignissen bis in den Gammabereich. Dies ist auf Aufnahmen des Sonnenobservatoriums SOHO zu sehen. Solch ein Strahlungsimpuls dauert meist nur einige Minuten an.

Flares können die Röntgen- und UV-Strahlung der gesamten übrigen Sonne um zwei Größenordnungen übertreffen. Die mit strahlendem Plasma gefüllten Magnetfeldbögen (Loops) bilden bei großen Flares ganze Arkaden, die entlang der Trennlinie zwischen den magnetischen Polaritäten in der Photosphäre (zwischen den dominanten Sonnenflecken einer Gruppe) aufgereiht sind. Die Loops kühlen sich langsam ab, bis sie schließlich in der roten Hα-Linie des Wasserstoffs erleuchten. Bei Flares am Sonnenrand zeigen sie sich als so genannte Bogenprotuberanzen. Bei der Beobachtung sieht man Flares in der Regel in der Draufsicht, dort erscheinen Flares wie hell leuchtende "Risse" in der Sonnenoberfläche. Der Anblick erinnert ein wenig an einen heißen, glühenden Lavastrom, der an die Oberfläche dringt.

Filamente...

...sind relativ kühle, dichte Plasmafasern, die sich in Magnetfeldbündeln ausbilden können, Filamente schweben nahezu waagerecht in geringen Höhen am Boden der Korona. Sie werden in der Hα-Linie oder vom Weltraum aus im EUV beobachtet und erscheinen auf der Sonnenscheibe als dunkle (absorbierende) Strukturen, am Sonnenrand dagegen in Emission gegen den Himmelshintergrund; dort werden sie als Protuberanzen bezeichnet.

Protuberanzen...

...sind dasselbe physikalische Phänomen wie Filamente. Sie bilden sich auch außerhalb akiver Regionen, wo sie sehr große Längen von fast einem Sonnenradius erreichen können.

Nach stunden-, tage- oder manchmal wochenlangen Phasen relativer Ruhe bilden sich plötzlich erhöhte Plasmageschwindigkeiten in einem Teilbereich aus und kurz darauf beginnt das gesamte Filament (oder große Teile) einen beschleunigten Aufstieg, der meist zum Ausstoß von Teilen des Filaments in den interplanetaren Raum führt. Sehr oft ist die Eruption eines Filaments mit einem Flare gekoppelt.

Aktive Regionen...

...sind immer mit den Sonnenflecken verknüpft, die ja auch im Weißlicht sichtbar sind. Es sind Orte, an denen "Magnetstürme" herrschen und die Sonne sehr eruptiv ist.

Die Sonne rotiert am Äquator mit einer anderen Geschwindigkeit als an den Polen, das nennt man differenzielle Rotation. Dadurch werden die Magnetfelder verdreht, was die Magnetstürme verursacht. Im H-Alpha-Licht kann man um die Sonnenflecken herum erkennen, wie die heiße Materie entlang der Magnetfeldlinien beschleunigt wird.

Spikulen...

...sind Jets aus Gas und Plasma die von der Oberfläche der Sonne aufsteigen. Lebensdauer: einige Minuten. Sie konzentrieren sich an den Rändern von Supergranulations-Zellen und haben eine Lebensdauer von ca. 5 bis 15 Minuten. Ihr Durchmesser beträgt etwa 1000 Kilometer und sie können bis zu 10000 Kilometer lang werden.