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Die Sonne, gesehen durch ein Teleskop mit a H-alpha Filter

Darstellung der Temperatur (durchgezogene Kurve) und Dichte (gestrichelte Kurve) der Chromosphäre zwischen der unteren Photosphäre (dunkelorange) und den dünneren Schichten der Atmosphäre.

Das Chromosphäre ist eine Schicht in der Atmosphäre des Sonne (und von anderen Sterne) über Photosphäre und unter dem Corona. Die Chromosphäre der Sonne erstreckt sich von etwa 300 oder 500 km bis etwa 2000 km über der Sonnenoberfläche. Überraschenderweise sinkt die Temperatur in der Chromosphäre nicht, sondern steigt mit zunehmender Höhe: an der Grenze zur Photosphäre beträgt die Temperatur etwa 4500 Kelvin, aber an der Spitze der Chromosphäre sind es bereits etwa 10.000 bis 30.000 K, und darüber hinaus ist eine Zone, in der die Temperatur in der Korona schnell auf über 1.000.000 K ansteigt. Das Dichte des Gases in der Chromosphäre liegt zwischen 0,01 g/m²³ am Rand mit der Photosphäre und etwa 10⁻⁷ g/m²³ am Anfang der Übergangszone zur Korona.

Das Licht der Chromosphäre

Da die Chromosphäre viel dünner als die Photosphäre ist, emittiert sie viel weniger Licht und ist nur sichtbar, wenn sie vollständig ist Sonnenfinsternisse die Photosphäre ist vom Mond bedeckt. Die Chromosphäre ist dann als dünner, hellroter Ring sichtbar, der der Chromosphäre auch ihren Namen gegeben hat (von Altgriechisch μα, 'chrama', Farbe). Die rote Farbe kommt vom sogenannten H_Alpha-Emissionsstrahlung von Wasserstoff.

Es Spektrum der Chromosphäre ist das Spiegelbild der Photosphäre: Wenn die Photosphäre ein kontinuierliches Spektrum hat, das durch Absorptionslinien unterbrochen ist, besteht das Spektrum der Chromosphäre aus Emissionslinien an den Stellen, an denen die Photosphäre Absorption zeigt (z. B. die Photosphäre bei der Ort des besagten H_Alpha eine dunkle Linie). Damit lässt sich die Chromosphäre auch außerhalb von Sonnenfinsternissen beobachten: indem man mit einem schmalen Farbfilter in das Licht einer Spektrallinie schaut, wo die Photosphäre nicht strahlt, die Chromosphäre aber schon. Außer dem roten Wasserstoff H_AlphaLinie werden hierfür auch oft violette Calciumlinien verwendet.

Hintergrund ist das Photonen die meisten Farben (Wellenlängen) kommen tatsächlich "los" von der Sonne auf Höhe der Photosphäre; Photonen, die genau die Energie einer Spektrallinie haben, werden dann aber auf dem Weg ins Universum mehrfach von Atomen eingefangen und wieder emittiert, bis sie erst auf der Ebene der Chromosphäre freigesetzt werden. Wir auf der Erde sehen also diese Photonen aus der Chromosphäre statt aus der Photosphäre; mit anderen Worten, im Licht einer solchen Spektrallinie nehmen wir nicht die Photosphäre, sondern die Chromosphäre wahr.

Phänomene in der Chromosphäre

Am Rand der Sonne sind in der Chromosphäre schnell wechselnde triebartige Auswüchse der Photosphäre sichtbar, Spiculae namens. Auf der Sonnenscheibe selbst ist in der Chromosphäre ein körniges Muster sichtbar, das dem Granulation in der Photosphäre, aber verschwommener. Schließlich sind oft Eruptionen von Gaswolken in der Korona zu sehen, die Hunderttausende von Kilometern messen. Dieses Prominenz entsprechen in Zusammensetzung und Temperatur der Chromosphäre und können aus ihr aufsteigen und wieder in sie zurückfallen. Sie bewegen sich entlang magnetischer Kraftlinien.

Die in den Magnetfeldern der Sonne enthaltene Energie muss dazu führen, dass die Temperatur der Chromosphäre nach außen steigt, anstatt wie erwartet zu sinken. Der Mechanismus, durch den diese Erwärmung des Gases in Chromosphäre und Korona stattfindet, wird intensiv erforscht, eine eindeutige Erklärung gibt es jedoch noch nicht.