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Unser Sonnensystem
Das InFlaMo-Projekt - Eine einfache Messmethode für solare Röntgenstrahlausbrüche

Michael Danielides, Bentzin

Abbildung 1: Sonnenfleckenrelativzahlen von 2000 bis 2019. Die blaue Kurve gibt die monatlichen Mittelwerte an. Die rote Kurve beschreibt den modellierten Trend.

Bereits in den sternzeit-Ausgaben 2 bis 4/2016 wurde über das „Weltraumwetter“ berichtet. Diese Serie soll nun ab diesem Heft in loser Folge, zunächst mit dem vierten Teil über eine Messmethode für Röntgenstrahlausbrüche der Sonne, weitergeführt werden.

Am 14. Mai 2017 konnte man feststellen, dass auf der Sonne schon wieder fünf Tage in Reihe keine Sonnenflecken zu sehen waren. Das war der fünfunddreißigste Tag im laufenden Jahr 2017, an dem die Sonne fleckenlos war. Die Gesamtzahl der fleckenlosen Tage des Jahres 2016 betrug nur 32. Diese Zunahme der fleckenlosen Tage eines Jahres bedeutet natürlich, dass die Sonne sich ihrem nächsten Sonnenfleckenminimum nähert. Es wird angenommen, dass dieses Sonnenfleckenminimum 2019/20 erreicht wird. Allerdings: nachdem das letzte Sonnenfleckenmaximum auch für 2013 vorhergesagt war und damals ein recht seltsames Doppelmaximum von 2012 bis 2014 vorlag, sollte man sich nicht wundern, dass wir momentan unter dem Trend in Abbildung 1 (rote Linie) liegen.
Die Sonnenflecken sind scheinbar dunkle Stellen auf der sichtbaren Sonnenoberfläche – der Photosphäre (griech. Lichthülle) – die kühler sind und daher weniger sichtbares Licht abstrahlen, als der Rest der sichtbaren Sonnenoberfläche. Wobei kühler immer relativ ist. Denn wir sprechen hier über ca. 4000°C! Die Entstehung eines Sonnenflecks kann man sich so vorstellen, dass Plasma, welches entlang von Magnetfeldlinien unterhalb der Photosphäre liegt, diese durchbricht und das Plasma an den „Durchstoßpunkten“ in der Photosphäre dabei eine andere Temperatur als seine Umgebung hat. Zwischen zwei solchen Punkten spannen sich dann Plasmabögen entlang von Magnetfeldlinien. Es kommt also zu einer Eruption, die dann in der Chromosphäre (griech. Farbhülle) stattfindet. Eine solche chromosphärische Eruption bezeichnet man auch als Flare. Man kann diese Flares wiederum als hellere Regionen nahe den Sonnenflecken wahrnehmen.

So ist es nicht verwunderlich, dass die Flareerscheinungen ebenfalls den für die Sonnenflecken bekannten 11-jährigen Zyklus zeigen. Die hochkomplex angeordneten Magnetfeldlinien und die damit zusammenhängenden Plasmabögen reorganisieren sich oftmals, was zu einem Zerreißen der Bögen führt. Diesen Effekt nennt man Rekonnektion, wobei Plasma von der Sonne weggeschleudert werden kann. Ist dies der Fall, sprechen wir davon, dass ein Sonnenfleck „ausbricht” oder von einer Sonneneruption. Dies muss aber nicht immer in Form des inzwischen weithin bekannten koronalen Massenauswurfs passieren. Meist handelt es sich einfach um eine eruptive Protuberanz. Trotzdem werden – auch in Verbindung mit diesem Ausbruch – verschiedenste Teilchenströme in die Heliosphäre geschleudert.

Dieses Geschehen wird durch einen „Blitz” im kurzwelligen Spektrum (z.B. Röntgenlicht) begleitet, welchen wir solaren Röntgenstrahlausbruch nennen. Wir können ihn ca. 8 Minuten nach Auftreten auf der Sonne von der Erde aus beobachten.

 

Titelbild Ausgabe 3/2017

Dieser Text ist eine Leseprobe. Den vollständigen Text finden Sie in

Ausgabe 3 / 2017

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