Techniklexikon

Protuberanz

Astronomie und Astrophysik, feinstrukturierte Materiekonzentration in Form von Bögen, Wolken oder ähnlichen Strukturen, die sich oberhalb der Chromosphäre der Sonne erheben. Bei totalen Sonnenfinsternissen sind sie als helle, rot leuchtende Strukturen sichtbar, falls sie sich am Rand der Sonnenscheibe befinden. Ausserhalb von Finsternissen können Protuberanzen mit Hilfe von Koronographen und speziellen Farbfiltern (z.B. im Ha-Licht des Wasserstoffs) beobachtet werden. Als Filamente bezeichnet man die Protuberanzen, die sich auf die Sonnenscheibe projizieren lassen und auf Spektroheliogrammen der Chromosphäre als dunkle fadenähnliche Strukturen sichtbar werden. Wie alle Erscheinungen der Sonnenatmosphäre nehmen Protuberanzen an der Sonnenrotation teil. Sie können teilweise über mehrere Sonnenrotationen hin beobachtet werden. Ihre Häufigkeit folgt dem 11jährigen Sonnenfleckenzyklus: Zu Beginn findet man sie in Zonen beiderseits des Sonnenäquators bei heliographischen Breiten von etwa +50 ° und -50 °, die im Laufe des Zyklus zum Äquator hin wandern, also ähnlich wie bei den Sonnenflecken, nur nicht so scharf begrenzt. Man unterscheidet zwei Grundtypen: ruhende und aktive Protuberanzen. Die ruhenden Protuberanzen sind sehr langlebige Gebilde, die bis zu zehn Sonnenrotationsperioden (9 Monate) überdauern können. Ihre Formen sind sehr vielgestaltig. Meist sind es langgestreckte, lamellenartige Erscheinungen, die sich häufig wie Brückenbögen über die Chromosphäre spannen (siehe Abb. 1). Sie haben im Mittel eine Höhe von etwa 50 000 km und eine Länge von etwa 200 000 km (teilweise sogar 1 Mio. km), ihre Dicke liegt bei rund 6 000 km. Ihre Struktur verändert sich laufend: An bestimmten Stellen der Protuberanz verdichtet sich heisses Koronagas (etwa um den Faktor 100 gegenüber der sie umgebenden Materie), kühlt sich rasch ab und fliesst auf gekrümmten Bahnen, die durch die Magnetfeldlinien vorgegeben sind, in die Chromosphäre ab. Die Temperatur des Protuberanzengases liegt zwischen 5 000 und 8 000 K und ist damit um den Faktor 100 geringer als die Umgebungstemperatur. Oft setzt plötzlich ein Aktivitätsstadium ein, während dessen sich die Protuberanz in wenigen Stunden vollkommen verändert und auch verschwinden kann. Manchmal findet im Zusammenhang mit dem Aktivitätsstadium ein plötzlicher, fast explosionsartiger Protuberanzenaufstieg statt (aufsteigende oder eruptive Protuberanz), bei dem zum Teil Höhen von fast 2 Mio. km über der Sonnenphotosphäre erreicht werden. Die Aufstiegsgeschwindigkeit von etwa 100 km / s kann sich sprunghaft bis auf etwa 1 000 km / s steigern. Ruhende Protuberanzen entstehen bevorzugt in wenig aktiven, ausschliesslich fleckenfreien Fackelgebieten entlang der Grenzlinie von Regionen mit entgegengesetzter magnetischer Polarität. Das lokale Magnetfeld bildet das Stützgerüst der Protuberanz. Aktive Protuberanzen zeigen eine noch grössere Vielfalt von Formen und Entwicklungen. Sie sind oft mit Flares verknüpft, wie z.B. die Loop-Protuberanzen (Flare-Protuberanzen), deren Materie in Flare-Teile oder Sonnenflecken abströmt (siehe Abb.2). Fleckenprotuberanzen verändern schnell ihre Form (Höhe ca. 100 000 km, Dicke im Gipfel bei 30 000 km), und ihre Lebenszeit liegt nur bei Minuten bis Stunden. Sie treten vorwiegend über aktiven Regionen auf. In Verbindung mit Sonneneruptionen treten oft sog. Spitzenprotuberanzen (Surges) auf, die mit bis zu 500 km / s etwa 100 000 km hoch schiessen können. Ihre Lebensdauer liegt ebenfalls bei wenigen Minuten bis Stunden. Sie werden durch Änderungen der lokalen Magnetfeldstruktur erzeugt. Zu diesen Protuberanzen mit eher eruptivem Charakter gehören auch Sprays und die eruptiven Protuberanzen.

Das Spektrum einer Protuberanz ist ein Emissionslinienspektrum und dem Flash-Spektrum der Chromosphäre sehr ähnlich.

Protuberanzen 1: Brückenförmige stationäre Protuberanz.

Protuberanzen 2: Loop-Protuberanz mit einer Höhe von etwa 70 000 km.