Die Photosphäre bezeichnet eine bestimmte Schicht in Sternen, und zwar diejenige, aus der der größte Teil des Lichts (grch. phos) kommt. Wenn wir Sternenlicht sehen, beobachten wir eigentlich die Photosphären der Sterne. Ein Verständnis von den Vorgängen in der Photosphäre ist daher von großer Bedeutung für die Astronomie.

Sternspektren

Wenn Astronomen die Sternspektren analysieren, können sie aus Vorhandensein und Breite der Spektrallinien auf die chemische Zusammensetzung der Photosphäre schließen. Das Element Helium (grch. helios: Sonne) wurde auf diese Weise in Sonnenspektren entdeckt. Helium ist die 'Asche' des Wasserstoffbrennens (siehe pp-Kette) und gelangt durch Konvektion auch in die Photosphäre. Dort absorbiert es Strahlung aus dem Sterninnern, was als bestimmte Absorptionslinen, den Fraunhofer-Linien, beobachtet werden kann. Die Sternfarbe ist ebenfalls ein Resultat der photosphärischen Vorgänge und führt auf wichtige Zustandsgrößen wie Effektivtemperatur und Spektraltyp. Auch die Leuchtkraft aus der Analyse der (photosphärischen) Sternspektren gewonnen.

Ganz schön dünn!

Die Photosphäre beginnt an der Materieoberfläche der Sterne und reicht nur einige hundert Kilometer tief in das Sterninnere hinein – das ist verglichen mit typischen Sternradien sehr wenig. Betrachten wir als Beispiel die Sonne: sie hat einen Radius von knapp 700000 km; die Schichtdicke der Photosphäre beträgt nur etwa 200 km. Der Volumenanteil der Photosphäre beträgt nur knapp 0.1%, doch fast alle Photonen kommen von dort.

Warum schafft es das Licht aus dem Sterninnern nicht direkt zu uns?

Von außen nach innen kommend wird ein Stern immer heißer. Als Konsequenz wird das Sternplasma inwärts immer stärker ionisiert. Ein Plasma ist undurchsichtig, wie jede Kerzenflamme demonstriert, weil man durch Kerzenflammen nicht schauen kann. Die Astrophysiker nennen diese Eigenschaft von Plasma optisch dick. Die optische Tiefe ist in dem Sternplasma so groß, dass die Lichtteilchen aus dem Sternkern nicht direkt aus dem Stern austreten können. Sie werden im Sternplasma gestreut, absorbiert und reemittiert und finden erst nach einiger Zeit den Weg in die Photosphäre. Bis sie dort ankommen, haben sie sich jedoch auch verändert: Die hochenergetischen Gammaphotonen, die tief im Sterninnern aus thermonuklearer Fusion erzeugt wurden, sind nun Ultraviolett- und optische Photonen geworden, die vergleichsweise weniger Energie haben (Anmerkung: Die Röntgenstrahlung der Sonne kommt aus der extrem heißen Korona, also nicht von der Sonnenoberfläche.).
Dennoch können Astronomen tief ins Innere von Sternen schauen. Sie verwenden dazu allerdings nicht Licht, sondern Neutrinos. Diese sehr leichten, schwach wechselwirkendenTeilchen können fast ungehindert das Sternplasma passieren. Das macht ihre Detektion auch sehr schwierig; dennoch ist das gelungen. Ihre Eigenschaften (kinetische Energie und Leptonenfamilie) geben den Astronomen direkt Auskunft über das Milieu im Sternkern und über die Art der Fusionsprozesse, die dort ablaufen. Auch bei Supernovae tragen Neutrinos Informationen direkt aus dem dichten Explosionsgebiet zum irdischen Beobachter.

Photosphäre als Sternrand?

Es wäre falsch zu behaupten, dass die Photosphäre die äußerste Schicht eines Stern wäre, weil sich außerhalb der Photosphäre noch die Chromosphäre und die Korona anschließen. Die Ausdehnung der Korona ist verglichen mit der Photosphäre immens: im Fall der Sonne reicht die Korona bis 0.13 AU – das sind rund 28 Sonnenradien!
Die Materiedichte macht einen großen Sprung von der Korona zur Photosphäre, so dass man die Photosphäre mit der Sternoberfläche assoziieren kann.

körnige Sonnenoberfläche

Mit geeigneten Sonnenfiltern (z.B. Hα) können die Astronomen sehr viel Struktur in der Photosphäre der Sonne sichtbar machen. Über die ganze Sonnenscheibe ist so die Granulation beobachtbar. Das ist ein körniges Muster, das durch die Umwälzung des Sternplasmas (Konvektion) im Innern zustande kommt. Die Sonne kocht. Heißes Plasma aus dem Innern steigt auf, kühlt sich ab und sinkt wieder nach unten. Bei der Konvektion findet ein Wärme- und Materietransport statt, der den Energiehaushalt des Sterns reguliert. Die Granulation ist die 'Spitze des Eisbergs' dieser Konvektion: Astronomen sehen kleine Konvektionszellen (Granulen), die bei der Sonne mehr als tausend Kilometer durchmessen können und mit bis zu zehn Minuten erstaunlich kurzlebig sind. Im Eintrag Sonne werden weitere photosphärische Erscheinungen wie Supergranulation, Sonnenflecken, Sonnenflares, Protuberanzen etc. erläutert. Auch ein Blick in den Eintrag Randverdunklung lohnt sich.