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Chromosphäre

in der Astrophysik ganz allgemein die Atmosphärenschicht oberhalb der Photosphäre eines Sterns. Die solare Chromosphäre hat eine Mächtigkeit von ca. 10 000 km (1,5% des Sonnenradius) und geht anschliessend in die Korona über. Ihre Dichte nimmt mit der Höhe ab (von ca. 8-19 g/cm3 auf etwa 10-16 g/cm3), während die Temperatur von etwa 4500 K bis auf etwa 6000 K an ihrer Oberfläche ansteigt (in den äusseren Regionen der anschliessenden, einige tausend Kilometer mächtigen Übergangsregion zur Korona werden Temperaturen von etwa 106 K erreicht). Die Chromosphäre besteht hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium und umhüllt die ganze Photosphäre. Wegen ihrer geringen Dichte ist sie ohne besondere Hilfsmittel nicht am Sonnenrand zu erkennen, sondern nur für einige Momente während einer totalen Sonnenfinsternis. Sie leuchtet kurz vor Beginn und nach Ende der Totalität auf (Flash-Spektrum), wenn die helle, sonst alles überstrahlende Photosphäre von der Mondscheibe völlig abgedeckt ist. Die Chromosphäre erscheint rosafarben (Chromosphäre = Farbschicht) mit einer unregelmässigen, gezackten oberen Begrenzung. Mit Spektroheliographen und Interferenzfiltern (Lyot-Filtern) kann heute die Chromosphäre jederzeit untersucht werden, und zwar nicht nur am Sonnenrand, sondern auch vor der Sonnenscheibe. Auf den Bildern sind helle Strukturen zu sehen (Flocculi, Plages), die mit magnetischen Feldern verknüpft sind, sowie langgestreckte dunkle Filamente, Projektionen von Protuberanzen auf der Sonnenscheibe. Zu den chromosphärischen Phänomenen gehören ausserdem noch Spikulen und Flares.

 

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