Die Sonne und ihre Störungen (Seite überspringen)
Im 15 Mio. Grad C heißen Sonnenzentrum verschmelzen in jeder Sekunde weit über 500 Mio. Tonnen Wasserstoff zu Helium. Die freiwerdende Energie müht sich lang durch den riesigen Sonnenball. Erst auf den letzten 200.000 Kilometern übernimmt die Konvektion den Energietransport, ähnlich wie in einem brodelnden Kochtopf.
Auf der Sonne steigen heiße Gasblasen mit je 1.000 km Durchmesser auf. Diese Granulen (lat. granum, Korn) erbrechen sich schließlich an die Oberfläche. Das Antlitz des Sonnenballs, “Photosphäre” genannt, wird dabei 5.500 Grad C heiß. Nur deshalb schenkt es uns so viel Licht und Wärme.
Warnung:
Optische Geräte sind wie Brenngläser. Blickt man durch ein Fernglas, ein Fernrohr oder z.B. ein Teleobjektiv auf die Sonne, droht sofortige Erblindung - ohne Vorwarnung und für immer! Schutz bieten nur sehr spezielle Filter, die stabil am Objektiv, also zwischen Optik und Sonne, befestigt werden. Astronomiefachhändler führen sie. Ohne diesen Schutz darf man optische Instrumente niemals auf die Sonne oder in deren Nähe richten!
Übrigens: Für die schon von Christoph Scheiner im 17. Jh. angewandte Projektion des Sonnenbilds auf einen weißen Schirm eignen sich moderne Instrumente selten. Eingebaute Plastikteile würden in der Gluthölle schmelzen, der Dampf kondensiert dann innen an den Linsen oder Spiegeln und macht diese unbrauchbar.
Foto links:
Teleskop mit aufgesetzten speziellen Objektivfilter (das heißt, der Filter ist zwischen Sonne und Instrument montiert).
Ohne fachgerechte Filter darf man optische Instrumente niemals auf die Sonne oder auch nur in deren Nähe richten. Astro-Fachhändler führen solche Filter.
Das Magnetfeld der Sonne
Die Entdeckung der Sonnenflecken wurde im Sommer 1611 von Johann Fabricius verlautbart. Wie Christoph Scheiner und sein Kontrahent Galileo Galilei anhand dieser Sonnenflecken zeigten, rotiert der Sonnenball nicht überall gleich schnell. Ein Punkt am Sonnenäquator dreht sich in 25 Tagen herum (aus irdischer Perpsektive sind es 27 Tage), ein Punkt in 70 Grad solarer Breite braucht fünf Tage länger. Diese differenzielle Rotation hat Folgen.Das globale Magnetfeld der riesigen Sonne ist nur hundertmal stärker als jenes der Erde. Seine Feldlinien müssen der heißen Materie folgen. Eine anfangs von Nord nach Süd verlaufende magnetische Feldlinie wird in Folge der differenziellen Rotation aufgewickelt wie eine Spaghetti-Nudel um die Gabel - und dabei extrem verstärkt.
Gleichzeitig treibt sie durch die Konvektionszone nach oben. Nach mehreren Monaten durchstößt sie die Photosphäre, wie der Leib eines gekrümmten Wurms. An solchen Orten ist das Magnetfeld zehntausendmal intensiver als das der Erde.
Foto links:
Ein Blick in Scheiners Werk Rosa Ursina sive Sol
Wie 1908 nachgewiesen, sind es diese lokalen Magnetfeldstörungen, die das Entstehen der dunkleren Flecke bedingen. Ihre Zahl wurde zum Maß für die Sonnenaktivität.
In Fleckengebieten drängen sich die Feldlinien des Magnetfelds arg zusammen und verstärken ihre Wirkung dadurch.
Foto links:
Eine mächtige Fleckengruppe
Konfigurieren sie sich plötzlich um, setzt das die Energie von Millionen Wasserstoffbomben frei.
Flares, CMEs, koronale Löcher
Flares
Sogenannte Flares - sie wurden 1859 von Richard Carrington entdeckt - senden bei einer Hitze von Mio. Grad extrem hohe Strahlungsdosen aus: Radiowellen, sichtbares Licht, UV-, Röntgen- und Gammastrahlung.Man teilt sie anhand ihres Röntgenlichts mit steigender Stärke in A-, B-, C-, M- oder X-Flares ein und reiht Zahlen von 1 bis 9 hinterher; bei X-Flares kann der Wert sogar über 9 hinaus reichen. Flares sind effiziente Teichenbeschleuniger. M- (medium) bzw. X- (extreme) Flares können CMEs auslösen.
Auf der Seite https://sonnen-sturm.info/echtzeit-weltraumwetter sehen Sie die Stärke von Flares der letzten 6 Stunden bzw. 3 Tage auf den beiden obersten Grafiken.
CME - koronaler Massenauswurf
CMEs speien gewaltige Schauer atomarer Teilchen aus der bis zu 2 Mio. Grad heißen Sonnenkorona ins All. Sie ist die äußere Atmosphäre der Sonne und greift weit ins All hinaus. Im Durchschnitt schleudert ein CME mehr als eine Million Tonnen Materie in den interplanetaren Raum. Im Aktivitätsmaximum der Sonne registriert man um die fünf derartiger Ereignisse pro Tag!CMEs sind die Haupttreiber für starke Polarlichter. M- und X-Flares gehen ihnen meist voraus. Das CME sieht auf Satellitenbildern aus, wie eine von der Sonne fort eilende, exandierende Blase. Rasch übertrifft diese Blase die Sonne im Durchmesser.
Deren Materie wird meist an unserem Planeten vorbei eilen; sie kann ihn aber auch streifen oder direkt treffen; letzteres führt mit großer Wahrscheinlichkeit zu verstärkter Polarlichtaktivität.
Foto links: Die blasenförmig expandierende Plasmawolke eines CME, aufgenommen vom Sonnenobservatorium SOHO (Foto: ESA/NASA)
Atomkerne und Elektronen erfahren beim CME eine enorme Beschleunigung. Im All laufen sie auf den langsamen Sonnenwind auf, der ständig aus der Korona, der heißen Sonnenatmosphäre, bläst. "Langsam" ist bei einem Tempo von mindestens 1 Mio. km/h freilich relativ.
Foto links: Die Sonnenkorona, hier fotografiert bei einer totalen Sonnenfinsternis (Sibirien, 1981)
Besonders interessant ist es, wenn mehrere CMEs kurz aufeinander erfolgen. Sind die Teilchen des späteren CME schneller als die des früheren, holen sie diese ein: Es entsteht eine ungewöhnlich dichte Teilchenwolke. Und dann gerät der Sonnenwind gleichsam zum Sturm.
Koronale Löcher
Eigentlich behindert die Korona mit ihren Magnetfeldlinien das Davoneilen des solaren Plasmas. Liegen Regionen mit der selben magnetischen Polarität dicht beieinander, brechen diese Linien aber gewissermaßen auf bzw. reichen weit ins All hinaus. Hier kann heißes Plasma leicht entkommen.Diese koronalen Löcher wurden 1973 mit den Röntgenkameras der Raumstation Skylab entdeckt. Darin ist Teilchendichte um den Faktor 100 niedriger als in ungestörten Regionen der Korona. Sie werden für den langsamen Sonnenwind verantwortlich gemacht, der mit einer Geschwindigkeit von weniger als 500 km/sec durchs Sonnensystem fegt.
Während sich Flares und CMEs auf den Aufnahmen im Röntgenlicht als helle Gebilde verraten, stellen sich koronale Löcher dort als dunkle Gebiete dar, wegen ihrer niedrigeren Temperatur und Teilchendichte. Tun sich diese Löcher aus unserer Perspektive nicht allzu randnah auf, hält der dort entsprungene Teilchenstrom eiligen Schritts auf die Erde zu.
Bild links:
Die Sonne mit koronalen Löchern, hier dunkel abgebildetet.
Die Aufnahme stammt vom Weltraum-Sonnenobservatrium Solar Dynamics Observatory (SDO).
Courtesy of NASA/SDO and the AIA, EVE, and HMI science teams
Solare Strahlungsstürme
Außerdem gibt es noch solare Strahlungsstürme (Solar Radiation Storms, Solar Proton Events, SPE), bei denen Protonen auf Dutzende Tausend km/s beschleunigt werden. Bei einem Zehntel der Lichtgeschwindigkeit erreichen sie die Erde z.B. schon nach 80 Minuten. Man teilt sie auf der S-Skala in 5 Stufen ein, von S1 bis S5. Diese tragen die Attribute minor, moderate, strong, severe oder extreme.Diese rasenden Partikel werden zur kosmischen Strahlung gerechnet, wenngleich dieser Begriff sonst meist nur die galaktischen (also aus anderen Quellen der Milchstraße) stammenden Partikel meint.
Ab S3 (strong) können sie ein gesundheitliches Risiko für Astronauten bei Außenbordaktivitäten darstellen; auch für Flugbegleiter oder Passagiere, speziell auf polnahen Routen.
Bild links: Am 11.9.2017 waren die Bilder des Sonnenobservatoriums SOHO von Strahlungstreffern geradezu übersät - hier als weiße Punkte und Striche.
Foto: ESA/NASA
Bei einem besonders geschwächten Erdmagnetfeld könnte ein einzelnes extremes SPE die Konzentration von Stickoxiden in der Stratosphäre und Mesosphäre stark erhöhen, was wiederum zu einer mehrjährigen Schädigung der Ozon-Schicht führte. Laut einer Studie der Wiener Universität für Bodenkultur in Wien (2024) würde dies den UV-Index um 20 bis 25% und DNA-Schäden für Erdbewohner um 40 bis 50% erhöhen.
11jähriger Rhythmus - im Schnitt jedenfalls
Die Sonnenaktivität wird traditionell anhand der Zahl von Sonnenfleckengruppen und Einzelflecken bestimmt. Sie schwankt - so erkannte der Deutsche Samuel Heinrich Schwabe 1843 - in einem bestimmten Rhythmus. Wie der Schweizer Johann Rudolf Wolf präzisierte, verstreichen 9 bis 14 Jahre zwischen zwei Aktivitätsmaxima. Im Schnitt sind es 11.Hier sehen Sie die Zählungsergebnisse der letzten 13 Jahre, präsentiert vom Royal Observatory of Belgium.Im Aktivitätsmaximum gibt es reichlich Flecken. Im Minimum kann der Sonnenball wochenlang ohne einzigen Fleck sein: Damit - zuletzt im Dezember 2019 - startet definitionsgemäß ein neuer Sonnenzyklus: Wir halten beim Zyklus 25.In der Regel erfolgt der Anstieg der Sonnenaktivität rascher als deren Abstieg. Daher tritt das Maximum gewissermaßen verfrüht ein; es wartet nicht, bis die zeitliche Mitte Zykluses erreicht ist. Je steiler der Anstieg, desto stärker fällt die Maximumsaktivität aus, und desto langsamer ist der nachfolgende Abstieg.
Die monatliche Sonnenflecken-Relativzahl erreichte im Juli 2024 den höchsten Wert seit 23 Jahren (Quelle: US-Spaceweather.com, 3.8.2024), wie auch mein obiges Foto (Ausschnitt) vom 29.7.2024 illustriert.
Das nächste Maximum wird, je nach Studie, 2024 oder 2025 erwartet. Es dürfte stärker ausfallen, als anfänglich vorhergesagt.
Wie hängt die Sonnenaktivität mit Polarlichtern zusammen?
- Flares und CMEs treten im Maximum der Sonnenaktivität und kurz danach wesentlich gehäufter auf
- Koronale Löcher sind rund ums solare Aktivitätsminimum präsenter, zeitigen aber etwas weniger dramatische Folgen
Helle Polarlichter sind in den Jahren rund ums Aktivitätsmaximum somit viel wahrscheinlicher. Aber selbst im Minimum sind sie nicht ausgeschlossen. Wir leben 2024, 2025 und vermutlich auch noch 2026 in besonders spannenden Polarlichtzeiten.
Alle Angaben ohne Gewähr und Haftung.
Ich weise nochmals darauf hin, dass optische Instrumente nur mit fachgerechten Filtern auf die Sonne bzw. in deren Nähe gerichtet werden dürfen!