Sonnenaktivität

Die Sonne ist kein gleichmäßig stark strahlender Körper, sondern ist zahlreichenden Veränderungen unterworfen, die sich mit einer ungefähren Periode von 11 Jahren wiederholen. Diesen Zyklus nennt man Aktivitätszyklus, Sonnenfleckenzyklus oder kurz Sonnenzyklus. Die Ursache dafür liegt in der Umpolung des solaren Magnetfeldes. Nach 2 Umpolungen (22 Jahre) wird der ursprüngliche magnetische Zustand wieder erreicht.

Solares Magnetfeld und Plasma

Die Sonne kann man sich als Gaskugel vorstellen. Genau genommen handelt es sich dabei um ionisiertes Gas (Plasma), größtenteils Wasserstoff.
Magnetfeld und Plasma sind miteinander gekoppelt, das heißt, verändert sich eine Größe, so führt dies auch zu Änderungen der anderen. Die physikalische Beschreibung erfolgt mit Hilfe der Magnetohydrodynamik. Informationen über diese beiden Größen erhält man durch die Beobachtung von Oberflächenphänomenen, deren Ursache im Magnetfeld liegen.
Im Weiteren werden nun kurz einige solcher Erscheinungen beschrieben:

Sonnenflecken

Die beiden Abbildungen zeigen Sonnenflecken mit Umbra und Penumbra. In der linken Abbildung kann man ebenfalls gut die Granulation (Granulendurchmesser ≈ 1000 km) erkennen (Vacuum Tower telescope NSO, NASA, 2005). Rechte Aufnahme Observatorium Kanzelhöhe 26. Oktober 2014.

Sonnenflecken sind kühlere Gebiete auf der Sonnenoberfläche und erscheinen daher dunkler. Sie entstehen dadurch, dass Magnetfelder das Aufsteigen von heißen Plasma verhindern, wodurch die darüber liegenden Gebiete abkühlen. Flecken haben ungefähr eine um 1000 K geringere Temperatur als ihre Umgebung, aber sind dennoch 4000 K heiß. Meist bestehen sie aus einer dunkleren und kühleren Umbra und einer, die Umbra umgebenden größeren Penumbra. Ein Fleck kann sogar größer als die Erde werden.
Seit der Erfindung des Fernrohrs werden Sonnenflecken systematisch beobachtet, darunter auch am Observatorium Kanzelhöhe. Sonnenflecken sind das auffälligste Anzeichen der Sonnenaktivität, weshalb auch der Name Sonnenfleckenzyklus häufig verwendet wird. Ihre sichtbare Anzahl auf der Sonnenoberfläche bestimmt die Wolfsche Fleckenrelativzahl:
» Sonnenfleckenrelativzahl
Bei starker Sonnenaktivität (Maximum) findet man daher viele Flecken, bei geringer Sonnenaktivität (Minimum) wenige.

Photosphärische Fackeln

Fackeln, auch als filigree und plages bezeichnet, treten ebenfalls bei hoher Sonnenaktivität häufiger auf. Unter Fackeln versteht man unregelmäßig geformte Gebiete, die aber heller erscheinen als ihre Umgebung. Sie befinden sich meist in der Umgebung von Sonnenflecken, sind allerdings bereits vorhanden, bevor Sonnenflecken auftauchen und auch noch wenn die Sonnenflecken bereits verschwunden sind. Sie sind im Kontinuum nur am Rand der sichtbaren Sonnenscheibe beobachtbar.
Die ausgesendete Strahlung der Sonne, damit auch die Solarkonstante (jene Strahlung, die die Erde pro Quadratmeter erreicht) nimmt bei hoher Sonnenaktivität zu. Das verwundert vielleicht, weil man beim Maximum mehr Sonnenflecken, das heißt mehr kühlere Gebiete beobachtet. Allerdings findet man aber auch mehr Fackeln, die großflächiger als die Flecken sind. In einzelnen Fällen konnte sogar ein Zusammenhang zwischen Temperaturabfällen auf der Erde und extrem geringer Sonnenaktivität, festgestellt werden.
» Sonne als Klimamotor

Plages und Flecken in der Chromosphäre

Auch in der Chromophäre beobachtet man bei zunehmender Aktivität mehr Flecken und Plages (helle Gebiete). Sonnenflecken sind auf der Chromophäre aber weniger gut zu beobachten als auf der Photosphäre, dafür erscheinen aber Plages wesentlich heller und häufiger.

Flares Durch magnetische Umbildungen, kann es schlagartig zu enormen Enerieausbrüchen (bis zu 3*1025J) kommen. Dabei wird Strahlung im Ultraviolett-, Röntgen- und Radiobereich ausgesendet. Die Bildreihe, aufgenommen in der Spektrallinie Hα am 11. Apr. 2013, zeigt einen Strahlungsausbruch (Flare). Das Bildfeld umfasst ungefähr 290.000 x 290.000 km2.

CME CME steht für Coronal Mass Ejection (koronaler Massenauswurf). Diese können, müssen aber nicht, in Verbindung mit Flares, auftreten. Beide Phänomene beobachtet man auch allein. Die Chromosphäre der Sonne mit einem zufällig davor fliegenden Flugzeug, aufgenommen am Observatorium Kanzelhöhe in der Spektrallinie Hα am 15. Jan. 2005. Den Hintergrund bildet die Aufnahme eines koronalen Massenauswurfs (CME) beobachtet von LASCO C2 (Bildbearbeitung W. Pötzi).

Protuberanzen Protuburanzen sind Erscheinungen der Korona. Bei ihnen handelt es sich um in der Korona stehende magnetische “Schläuche” in denen Plasma gefangen ist. Dieses kann sich nicht mit der Umgebung austauschen, ist dadurch deutlich kühler und dichter als die Umgebung. Beobachtet man sie am Sonnenrand so spricht man von Protuberanzen in der Mitte der Sonnenscheibe hingegen von Filamenten. Im Englischen gibt es für beide den Begriff prominences. Die Abbildung zeigt die Größe einer Protuburanz im Vergleich zur Erde. Diese Protuburanz hatte eine Ausdehnung von über 35 Erddurchmessern. Bild: aufgenommen vom Extreme-UV Imaging Telescope (EIT), an Bord des Sonnenforschungssatelliten » SOHO, am 24. Juli 1999 in der Helium II - Linie bei 30.4 nm.

Koronale Löcher Beobachtet man die Sonne mit Filtern, die nur Röntgen oder extremes ultraviolett (UV) Licht der Sonne durchlassen, so erkennt man dunklere Gebiete in der Korona, die sogenannten koronalen Löcher. Von hier aus kann Plasma von der Sonne in den Weltraum entweichen. Diese koronalen Löcher haben geringere Dichte als ihre Umgebung und erscheinen daher dunkler. In Perioden geringer Sonnenaktivität findet man koronalen Löcher vorwiegend an den Polen der Sonne, bei hoher Sonnenaktivität kann man sie auf der gesamten Sonnenscheibe vorfinden.
Die Abbildung zeigt die Sonne, aufgenommen im Röntgenlicht am 3. juni 2012 vom Satelliten SDO. Als dunkles Gebiet ist ein koronales Loch sichtbar. (Copyright NASA)

Sonnenwind

Der Sonnenwind ist ein, von der Sonne ausgehender Strom elektrisch positiv gelader Protonen und negativ geladener Elektronen. Eine Form davon, ist der oben erwähnte CME. Sonnenwinde haben Geschwindigkeiten zwischen 350 und 750 km/s, erreichen sie Erdnähe, werden sie vom irdischen Magnetfeld abgelenkt. Dennoch können diese geladenen Teilchen vereinzelt in die Erdatmosphäre eindringen, Störungen beispielsweise im Funk- und Flugverkehr verursachen, aber auch Polarlichter erzeugen.