Sonnenkorona

Die Sonnenkorona ist die äußerste Schicht der Atmosphäre der Sonne. Sie besteht aus einem nahezu vollständig ionisierten, sehr dünnen Plasma mit rund 1 bis 3 Millionen Kelvin und reicht über Millionen Kilometer ins All. Mit bloßem Auge ist die Korona nur während einer totalen Sonnenfinsternis als perlweißer Strahlenkranz um die verdeckte Sonnenscheibe zu sehen.

Wie heiß ist die Sonnenkorona?

Die Korona erreicht typischerweise 1 bis 3 Millionen Kelvin. Die Photosphäre, die scheinbare Sonnenoberfläche, aus der fast das gesamte sichtbare Sonnenlicht stammt, hat dagegen nur eine effektive Temperatur von rund 5.772 Kelvin. Die Korona ist damit etwa 200- bis 500-mal heißer als die darunter liegenden Schichten der Sonne. Über der Photosphäre liegt zunächst die Chromosphäre, dann folgt eine schmale Übergangsregion (transition region), in der die Temperatur sprunghaft auf Millionen Grad steigt.

Warum ist die Korona so heiß?

Die Heizung der Korona ist bis heute Gegenstand aktueller Forschung. Zwei Erklärungen stehen im Vordergrund, die beide auf das Magnetfeld der Sonne zurückgehen:

• Wellenheizung: Magnetohydrodynamische Wellen, vor allem Alfvén-Wellen, transportieren Energie aus den unteren Schichten nach oben und geben sie in der Korona ab.
• Nanoflares: Der Astrophysiker Eugene N. Parker schlug vor, dass unzählige winzige Energieausbrüche das Gas der Korona aufheizen. Sie entstehen, wenn sich verdrillte magnetische Feldlinien neu verbinden (magnetische Rekonnexion) und gespeicherte Energie freisetzen.

Raumsonden liefern dazu neue Messungen: Die Parker Solar Probe der NASA durchflog im April 2021 erstmals die Korona und kam der Sonnenoberfläche im Dezember 2024 bis auf rund 6,1 Millionen Kilometer nahe. Die ESA-Mission Solar Orbiter und das Observatorium SOHO beobachten die Korona aus größerer Entfernung.

Die Korona bei einer Sonnenfinsternis

Die Korona leuchtet nur etwa ein Millionstel so hell wie die Photosphäre und wird im Alltag vollständig überstrahlt. Erst wenn der Mond die Sonnenscheibe während der Totalität ganz abdeckt, wird das schwache Leuchten der Korona sichtbar. Die nächste totale Sonnenfinsternis, die von Europa aus gut erreichbar ist, findet am 2. August 2027 statt, mit Totalitätszone unter anderem über Südspanien und Nordafrika. Außerhalb von Finsternissen erzeugen Koronografen eine künstliche Verfinsterung; im Röntgen- und extremen Ultraviolettlicht (extreme ultraviolet) lässt sich die Korona auch vor der Sonnenscheibe beobachten.

Eigenschaften und Form der Korona

Spektroskopisch unterscheidet man drei Anteile: Die K-Korona entsteht durch Streuung des Sonnenlichts an freien Elektronen, die F-Korona durch Staubteilchen, und die E-Korona zeigt Emissionslinien hochionisierter Atome. Die bekannte grüne Koronalinie bei 530,3 nm stammt von Eisen, dem 13 Elektronen fehlen (Fe XIV).

Die Korona ändert ihre Form mit dem rund elfjährigen Aktivitätszyklus. Zum Maximum ist sie annähernd rund mit Strahlen in alle Richtungen, zum Minimum dehnt sie sich entlang des Sonnenäquators aus, während an den Sonnenpolen feine Polarstrahlen sichtbar sind. Dunkle koronale Löcher sind Bereiche mit offenen Magnetfeldlinien.

Sonnenwind und koronale Massenauswürfe

Aus der Korona strömt ständig der Sonnenwind ins Sonnensystem, ein Plasma aus Protonen und Elektronen; aus koronalen Löchern kommt der schnelle Sonnenwind. Koronale Massenauswürfe (CME) schleudern zusätzlich Plasmawolken mit Milliarden Tonnen Materie ins All. Treffen sie die Erde, können sie geomagnetische Stürme und Polarlichter auslösen und im Extremfall Satelliten und Stromnetze stören.