Protuberanzen auf der Sonne sind gigantische Ausflüsse von heißem Plasma, die entlang der Magnetfeldlinien über die Sonnenoberfläche hinausragen. Sie bestehen hauptsächlich aus ionisiertem Wasserstoff und können Tausende bis Hunderttausende Kilometer in die Sonnenatmosphäre hineinragen. Diese Strukturen werden durch das komplexe Magnetfeld der Sonne stabilisiert und geformt, das das Plasma wie unsichtbare Fäden hält. Protuberanzen treten oft in der Nähe von Sonnenflecken auf, da dort die Magnetfelder besonders stark verzerrt sind. Sie können mehrere Tage bis Wochen bestehen, bevor sie sich auflösen oder in den Weltraum geschleudert werden. Wenn eine Protuberanz instabil wird und sich löst, spricht man von einer Massenauswurf-Eruption (CME), die das Weltraumwetter beeinflussen kann. Solche Eruptionen können die Erde erreichen und Polarlichter, Satellitenstörungen oder geomagnetische Effekte auslösen. Protuberanzen lassen sich mit speziellen H-Alpha-Filtern auf der Erde beobachten, da das Plasma im roten Licht des Wasserstoffs stark leuchtet. Sie erscheinen oft als helle, geschwungene Bögen, die sich über den Sonnenrand erheben. Manche Protuberanzen erstrecken sich über mehrere Sonnenradien und sind damit größer als unser Sonnensystem innerhalb der Umlaufbahn des Merkur. Durch Beobachtungen dieser Strukturen gewinnen Sonnenphysiker wichtige Einblicke in Magnetfelder, Plasmaphysik und Energieübertragung in der Sonnenatmosphäre. Protuberanzen können auch die Entstehung von Sonnenstürmen beeinflussen und sind daher für die Vorhersage des Weltraumwetters von Interesse. Ihre Form kann variieren: Einige erscheinen als stabile Bögen, andere als wirbelnde, filamentartige Strukturen. Filamente, die vor der Sonne sichtbar sind, sind in Wirklichkeit Protuberanzen, die von der Erde aus gegen die helle Scheibe betrachtet werden. Moderne Sonnenobservatorien wie SDO oder SOHO liefern hochauflösende Bilder und Animationen von Protuberanzen. Die Temperatur des Plasmas liegt meist bei etwa 10.000 Kelvin, deutlich kühler als die Millionen Grad heiße Korona, in der sie eingebettet sind. Protuberanzen sind auch ein Testfeld für theoretische Modelle der Magnetohydrodynamik (MHD). Ihre dynamische Natur zeigt, wie stark magnetische Kräfte die Sonne formen und energetisch beeinflussen. Insgesamt sind Protuberanzen spektakuläre und wissenschaftlich wertvolle Erscheinungen der Sonnenaktivität, die sowohl visuell als auch physikalisch faszinierend sind.
Entstehung und Ursachen:
Protuberanzen entstehen durch komplexe magnetische Felder innerhalb der Sonnenatmosphäre, der Korona. Sie sind eng mit Sonnenflecken und aktiven Regionen verbunden, in denen die Magnetfelder besonders stark sind. Das Plasma wird entlang der Magnetfeldlinien aufgespannt und bildet so die charakteristischen Bögen und Schleifen. Diese Strukturen sind temporär und können von einigen Stunden bis zu mehreren Wochen bestehen bleiben. Sie sind ein Ausdruck der magnetischen Aktivität der Sonne und spiegeln die dynamischen Prozesse im Sonneninneren wieder.
Aussehen und Eigenschaften:
- Form: Protuberanzen erscheinen als leuchtende Bögen oder Schleifen, die aus der Sonnenoberfläche herausragen.
- Farbe: Sie leuchten meist in Rot- oder Orangetönen, was auf die Emission von Wasserstoff-Alpha-Licht (H-Alpha) zurückzuführen ist.
- Größe: Sie können von einigen Tausend bis zu mehreren Hunderttausend Kilometern Länge variieren.
- Temperatur: Das Plasma in den Protuberanzen hat Temperaturen von etwa 10.000 bis 20.000 Kelvin, deutlich höher als die Sonnenoberfläche.
- Lebensdauer: Sie sind temporär und können sich im Laufe der Zeit verändern, auf- und abbauen. Manche bleiben nur wenige Stunden sichtbar, andere mehrere Wochen.
- Beobachtung:
Protuberanzen sind nur mit speziellen Sonnenfiltern oder durch H-Alpha-Teleskope sichtbar, da das direkte Betrachten der Sonne ohne Schutz gefährlich ist. Die Beobachtung erfolgt meist bei Sonnenauf- oder -untergang, wenn die Sonnenstrahlen durch die Erdatmosphäre gefiltert werden, oder mit geeigneter Ausrüstung im Sonnenteleskop. Die H-Alpha-Technologie ermöglicht es, die feinen Strukturen der Protuberanzen detailliert zu beobachten und zu dokumentieren. - Bedeutung in der Sonnenphysik:
Protuberanzen sind wichtige Indikatoren für die magnetische Aktivität der Sonne. Sie sind oft mit Sonnenflecken, Flares und koronalen Massenauswürfen verbunden. Das Studium dieser Strukturen hilft Wissenschaftlern, die magnetischen Prozesse im Sonneninneren besser zu verstehen und die Sonnenaktivität sowie ihre Auswirkungen auf das Weltraumwetter vorherzusagen. - Zusammenfassung:
Protuberanzen sind beeindruckende, leuchtende Gasstrukturen, die aus der Sonnenatmosphäre herausragen und durch das komplexe Magnetfeld der Sonne verursacht werden. Sie sind temporär, variabel und ein bedeutendes Forschungsfeld in der Sonnenphysik, das Einblicke in die dynamischen Prozesse unseres Zentralgestirns bietet. Ihre Beobachtung trägt dazu bei, - das Verhalten der Sonne besser zu verstehen und die Auswirkungen auf das Erdklima und die Satellitentechnologie zu minimieren.
Aufnahmedetails:
Aufnahmedatum: 25.03.2017
Teleskop: Lunt LS50THa B600
Montierung: iOptron ZEQ25 GT
Kamera: ZWO ASI 120 MC
Filter: LS50FHa Hauptfilter, B600 Blocking-Filter (für 2″-Okularauszüge) in Zenitspiegel
