Die unterste Schicht der Sonnenatmosphäre, die man als Photosphäre bezeichnet, strahlt das Sonnenlicht direkt in den Weltraum. Sie ist also derjenige Teil, den man von der Sonne sieht. Sie .ist nur 400 bisi 500 km dick. An sie . schließt sich nach außen die Chromosphäre an. Mit etwa 10.000 km Höhe ist sie bedeutend dicker als die Photosphäre. Ihre Ausstrahlung ist viel geringer als die der unteren Schicht, so daß man sie neben der viel helleren Photosphäre für gewöh.nlich nicht sehen kann. Nur wenn der Mond bei einer Sonnenfinsternis die helle Photosphäre abdeckt, sind die darüberliegenden Schichten am Sonnenrand sichtbar und es erscheint dann die Chromosphäre als farbiger Lichtsaum um den dunklen Mondrand. An die Chromosphäre schließt sich als äußerster Teil der Sonnenatmosphäre die Sonnenkorona an. Für sie ist charakteristisch die hohe Temperatur von etwa 1 Mill. Grad. Die Korona' bildet einen stetigen Übergang zum interplanetaren Gas. Sehr oft hören wir von Sonnenflecken und ihrem Einfluß auf irdisches Geschehen, z. B. den Radioempfang. Sonnenflecken sind einzeln oder in Gruppen auftretende Störgebiete in der Photosphäre, von der sie sich dunkel abheben:. Die Entwicklung dieser Flecken steht im Zusammenhang mit der Entwicklung eines kräftigen Aktivitätszentrums auf der Sonne. Es hängen daher viele andere Erscheinungen der Sonnenaktivität mit den Flecken zusammen. Diese Zusammenhä,nge deuten auf eine gemeinsame Grundursache hin. Es geht auch die Häufigkeit der auf der Erde ausgelösten sog. solarterrestrischen Erscheinungen mit der Sonnenfleckenhäufigkeit parallel. In allen Sonnenflecken sind starke Magnetfelder vorhanden. Die Mittelwerte für einen ganzen Monat der Sonnenfleckenzahlen zeigen deutlich eine elfjährige Periode. Eine vollständige Theorie über die Entstehung von Sonnenflecken gibt es noch nicht. Verschiedene Ansätze versuchen mehr oder minder gut ei;nzelne Tatsachen zu erklären. 5
RkJQdWJsaXNoZXIy MjQ4MjI2