Aktivitätserscheinungen auf der Sonne

Nachfolgend sind die verschiedenen Aktivitätserscheinungen im Überblick dargestellt.

Sonnenflecken

Sonnenflecken (Bild 1) sind eine Erscheinung auf der Sonnenoberfläche, die schon im 17. Jahrhundert bekannt war. Es sind dunkle Gebiete in der Fotosphäre. Messungen habe gezeigt, dass die Temperatur der Sonnenoberfläche im Bereich der Sonnenflecken bei 3800 K bis 4800 Kelvin und damit um 2000 K bis 1000 K niedriger liegt als die Temperatur der Umgebung. Infolge der geringeren Flächenhelligkeit dieser Gebiete niedrigerer Temperatur erscheinen sie dunkel, obwohl ihre Temperatur über der der Glühwendel einer Glühlampe liegt.

Sonnenflecken haben in der Regel Durchmesser von 1000 bis 10 000 km. Ihre Entstehung wird durch einzelne oder in Gruppen auftretende dunkle Kleinstgebiete in der Fotosphäre angezeigt. Obgleich die meisten sich wieder auflösen, entwickeln sich einige von ihnen innerhalb kurzer Zeit zu Flecken. Fast alle Fleckengruppen verschwinden im Verlaufe eines Tages wieder. Nur größere Gruppierungen haben eine höhere Lebensdauer. Den größten Durchmesser hat eine Fleckengruppe nach etwa 10 Tagen erreicht. Meistens scharen sich eine Vielzahl von kleinen Flecken um zwei größere. Diese beiden Flecken weisen zumeist eine deutliche Struktur auf. Sie bestehen aus einem dunkleren Kern, der Umbra, umgeben von einem helleren Hof, der Penumbra. Die Temperatur in der Umbra liegt in der Regel bei etwa 3800 K, die der Penumbra bei 4800 K. In den Sonnenflecken durchstoßen starke Magnetfelder die Fotosphäre, wobei häufig zwei benachbarte Flecken Nordpol und Südpol bilden.

Längere Beobachtungen von Sonnenflecken ergeben:

  • Aufgrund der Rotation der Sonne bewegen sich für einen irdischen Beobachter die Sonnenflecken.
  • Fleckengruppen bilden sich vorrangig beidseitig des Äquators in einer Zone von 5° bis 30° heliografischer Breite.
  • Ihre Häufigkeit nimmt mit zunehmendem Abstand vom Äquator ab.

Eine gewisse Periodizität in der Anzahl der Sonnenflecken hat bereits um 1843 der Amateurastronom SAMUEL HEINRICH SCHWABE (1789-1875) entdeckt. Zur genaueren Charakterisierung der Häufigkeit wurde von RUDOLF WOLF (1816-1893) im Jahre 1848 die Fleckenrelativzahl R eingeführt und definiert:

R = K (10 g + f)

Dabei bedeuten g die Anzahl der Gruppen (auch ein einzelner Fleck zählt als Gruppe), f ist die Gesamtzahl der einzelnen Flecken und K eine Konstante, die für das wolfsche Instrument zu K = 1 definiert wurde und bei Beobachtungen mit anderen Instrumenten jeweils festgelegt werden muss. Der Maximalwert der Fleckenrelativzahl liegt bei etwa R = 200. Seit 1749 gibt es regelmäßige Messungen mit Monatsmitteln. Die Auswertung über die Jahre hinweg ergab: Im Abstand von etwa 11,1 Jahren tritt ein Maximum der Sonnenfleckenaktivität auf.

Sonnenfackeln

In der Nachbarschaft von Sonnenflecken treten oft Sonnenfackeln auf. Das sind faserartige Aufhellungen der Fotosphäre und der Chromosphäre, die mit Fernrohren in der Nähe des dunkleren Sonnenrandes zu sehen sind. Fackeln haben ihren Ursprung in der Granulation der Sonne. Sonnenfackeln besitzen eine um etwa 2 250 K höhere Temperatur als die obersten Fotosphärenschichten. Die dadurch auftretende Helligkeitskonzentration weist darauf hin, dass diese Erscheinung der Sonnenaktivität verdichtete Plasmawolken in der Chromosphäre sind. Neben den Fackeln in den Fleckengebieten findet man in den Jahren vor dem Minimum und während dieser Phase auch in sehr hohen Sonnenbreiten Fackeln, die aber meistens nur aus wenigen Granulen bestehen. Sie werden als polare Fackeln bezeichnet.

Sonnenoberfläche mit Sonnenflecken

Protuberanzen

Bei Protuberanzen (Bild 2) handelt es sich um Gas- bzw. Plasmaauswürfe, die zungen- oder bogenartig weit über die Chromosphäre in die Korona hineinragen. Ihre rote Farbe ist ein Hinweis darauf, dass ihr Spektrum dem der Chromsphäre sehr ähnlich ist. Diese Strahlung entsteht durch das Licht der Wasserstofflinie Hα sowie die H- und K-Linien des einfach ionisierten Calciums. Die Temperatur von Protuberanzen dürfte bei etwa 15 000 K liegen. Der größte Teil einer Protuberanz besteht aus Plasma, welches aus dichteren Gebieten der Korona längs der magnetischen Feldlinien nach unten abfließt. Manchmal werden auch Gasmassen aus der Chromosphäre nach oben geschleudert.
Nach Aussehen, Verbreitungsgebiet und Entwicklung lassen sich verschiedene Arten von Protuberanzen unterscheiden:

  • Stationäre Protuberanzen oder ruhende Protuberanzen befinden sich meist außerhalb der eigentlichen Aktivitätszentren und sind außerordentlich langlebig. Es sind meist lang gestreckte Fäden oder Brücken, die den Verlauf eines lokalen Magnetfeldes nachzeichnen.
  • Aktive Protuberanzen sind kurzlebige Protuberanzen, die immer an der Grenze zwischen Gebieten mit entgegengesetzter magnetischer Polarisation auftreten.
  • Eine spezielle Form von Protuberanzen sind Filamente. Das sind Protuberanzen, die auf der Sonnenscheibe beobachtet werden. Da ihre Temperatur wesentlich unter der umgebenden Koronatemperatur liegt, projizieren sich diese Filamente als dunkle Fäden oder größere lang gestreckte Gebilde auf dem hellen Hintergrund.
Das Bild zeigt eine der gewaltigsten eruptiven Protuberanzen, die je registriert wurden. Die Aufnahme erfolgte von Bord der amerikanischen Weltraumstation „Skylab“. Die Spannweite des abgebildeten Bogens betrug ca. 590 000 km und damit mehr als die Entfernung Erde - Mond.

Sonneneruptionen

Sonneneruptionen werden als Flares oder Surges (Auswürfe) bezeichnet (Bild 3). Es sind Helligkeitsausbrüche, die im Zusammenhang mit Sonnenflecken auftreten. Sie entstehen durch Umwandlung magnetischer Feldenergie in andere Energieformen. Die dabei auftretenden Aufstiegsgeschwindigkeiten des Plasmas können bis zu 700 km/s erreichen.

Auswirkungen der Sonnenaktivität auf die Erde

Man kennt inzwischen eine Reihe von Erscheinungen, die in engem Zusammenhang mit der Sonnenaktivität stehen. Diese Erscheinungen betreffen hauptsächlich die Magnetosphäre der Erde:

  • Durch Sonnenaktivität erfolgen Veränderungen in der Deformation des Erdmagnetfeldes, insbesondere auf der sonnenzugewandten Seite.
  • Es kommt zu Magnetstürmen, die zu Schwankungen von Stärke und Richtung des Erdmagnetfeldes führen.
  • In die Hochatmosphäre eindringende geladene Teilchen lösen Polarlichter aus, die vor allem in polnahen Gebieten zu beobachten sind.
  • Durch Änderung der Ionen- und Elektronendichte, vor allem in den leitenden Schichten der Erdatmosphäre, kann es zu Störungen des Funkverkehrs kommen.
Bei Eruptionen wandelt sich magnetische Feldenergie in elektromagnetische Strahlung (heller Fleck im Bild) und in mechanische Energie um.
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