Sonnenaktivität

Veränderung der Häufigkeit von Sonnenflecken seit 1610

Graph über verschiedene Parameter der Sonnenaktivität seit 1975

Graph der Sonneneinstrahlung bezogen auf das gesamte Wellenspektrum seit 1975

Sonneneruption am 20. August 2002

Als Sonnenaktivität werden zyklisch veränderliche Eigenschaften der Sonne bezeichnet, die mit den Turbulenzen ihres heißen Gases und laufenden Änderungen des Magnetfeldes zusammenhängen. Diese Aktivität zeigt sich am auffälligsten in wechselnder Häufigkeit der Sonnenflecken und ihrer Lage zum Äquator. Der Sonnenfleckenzyklus hat eine mittlere Periode von 11 Jahren, kann aber über längere Zeiträume zwischen 9 und 13 Jahren liegen. Die mittlere Zahl der Sonnenflecken schwankt von 0 bis 5 im Sonnenfleckenminimum bis über 100 (um 1960 sogar an die 200) im Maximum. Zu diesem Phänomen kommen noch unregelmäßige Gas- und Strahlungsausbrüche (Flares), Änderungen im Sonnenwind, vereinzelte Sonnenstürme (siehe geomagnetischer Sturm) und Protonenschauer, und die riesigen Gasfontänen der Protuberanzen.

Obwohl die Sonnenflecken eine um etwa 1000° niedrigere Temperatur als die übrige Sonnenoberfläche (5500°C) haben, strahlt die Sonne während des Aktivitätsmaximums mit einer geringfügig höheren Leistung als im Sonnenfleckenminimum. Dazu tragen vor allem die Sonnenfackeln (heißere Gebiete mit etwa 7000°) bei. Die Sonnenaktivität ist verantwortlich für Ereignisse des Weltraumwetters und wirkt sich direkt auf Satelliten, aber auch auf technische Einrichtungen auf der Erde aus. Sie beeinflusst darüber hinaus das Polarlicht, die Ionosphäre und damit die Ausbreitung der Radiowellen auf der Erde.

Ermittlung der Sonnenaktivität

Die Sonnenaktivität wird durch verschiedene Indizes quantifiziert. Indizes können auf direkten Beobachtungen der Sonnenaktivität beruhen, wie zum Beispiel der Sonnenfleckenrelativzahl oder der Radiointensität, man spricht dann von direkten Indizes. Oder sie beruhen auf Effekten, die ihrerseits durch die Sonnenaktivität hervorgerufen werden. In diesem Fall spricht man von indirekten Indizes. Direkte Indizes sind zwar vergleichsweise genau, reichen aber nur bis zum Beginn des 17. Jahrhunderts zurück. Indirekte Indizes lassen sich für die letzten ca. zehntausend Jahre, bis zum Beginn des Holozäns, mit abnehmender Genauigkeit angeben.

Sonnenfleckenrelativzahl

Erste Beobachtungen von Sonnenflecken sind bereits aus dem 4. Jh. v. u. Z. durch Theophrastos von Eresos überliefert. Seit 1610 werden Sonnenflecken systematisch und mit Teleskop beobachtet und gezählt. Sie gehören damit zu jenen astronomischen Phänomenen, die am längsten nach modernen wissenschaftlichen Methoden untersucht werden.

Ein gutes und einfach bestimmbares Maß für die Sonnenaktivität ist die Sonnenfleckenrelativzahl:

$R=k\,(10\,g+f)$

k ist ein Korrekturfaktor für die Größe des verwendeten Teleskops und die aktuellen Sichtbedingungen, g ist die Anzahl der Fleckengruppen und f die Zahl der Einzelflecken.

Um 1970 begannen einige Sonnenobservatorien, täglich auch die Gesamtfläche der Flecken zu messen. Diese aufwendige Alternativmethode zeigt aber zu fast denselben Aktivitätsverlauf wie die einfache Zählung mittels Relativzahl.

Radiointensität

Ein weiteres Maß für die Sonnenaktivität ist die Radiointensität der Sonne bei der Wellenlänge von 10,7 cm. Diese Intensität korreliert mit der Relativzahl und wird mit radioastronomischen Methoden bestimmt.

Indirekte Ermittlung aus Radioisotopen

Anhand von Zeitreihen der Radioisotope ¹⁴C und ¹⁰Be lässt sich die magnetische Aktivität der Sonne über mehrere tausend Jahre rekonstruieren.

Energiereiche kosmische Strahlung aus dem Weltall wird in der Heliosphäre durch den Sonnenwind und das solare Magnetfeld abgeschwächt und abgelenkt. Bei geringerer Sonnenaktivität kann mehr und energiereichere kosmische Strahlung das Erdmagnetfeld durchdringen und in die Erdatmosphäre gelangen. Dort führt sie zu Wechselwirkungen, bei denen in Kernreaktionen die Isotope ¹⁴C und ¹⁰Be erzeugt werden. Dieser Prozess ist die Hauptquelle für die Produktion der beiden Isotope.

Die beiden so produzierten Radionukleide gelangen nach einem komplizierten Transportprozess in ntaürliche Klimaarchive: Das Kohlenstoff-Isotop ¹⁴C gelangt im Rahmen des Kohlenstoffkreislaufs in die Biosphäre - dort lässt es sich zum Beispiel mittels der Radiokohlenstoffmethode in Baumringen nachweisen - oder es wird im Meer abgelagert. Das Beryllium-Isotop ¹⁰Be lagert sich, sobald es sich in der Troposphäre befindet, in ein bis zwei Wochen an Aerosole an oder wird durch Niederschläge auf die Erdoberfläche gebracht. Dort lässt es sich zum Beispiel in Eisbohrkernen polaren Eisschilde nachweisen.

Aus den in Klimaarchiven gemessenen Konzentrationen der Isotope lässt sich unter Berücksichtigung der Transportprozesse, klimatischer Einflüsse auf den Transport, der Stärke des Erdmagnetfelds und anderer Quellen der Isotope auf die solare Aktivität zurückschließen. Die Genauigkeit der Rekonstruktion liegt in der Größenordnung eines Jahrzehnts. Auf diese Weise aus ¹⁴C rekonstruierte Zeitreihen der Sonnenaktivität für das letzte Jahrtausend stimmen seht gut mit Sonnenfleckenindizes überein, für ¹⁰Be etwas weniger gut.

Zyklen

Der auffälligste Zyklus ist der etwa 11-jährige Schwabe-Zyklus nach Samuel Heinrich Schwabe. Aufeinanderfolgende Maxima der Sonnenfleckenrelativzahl folgen in diesem zeitlichen Abstand aufeinander.

Seit mit dem Zeeman-Effekt das solare Magnetfeld als Ursache der Sonnenflecken festgestellt wurde, lässt sich auch deren magnetische Polarität bestimmen. Auf einer Sonnenhemisphäre wechselt die magnetische Polarität der Flecken vom einen zum nächsten Zyklus. Dem 11-jährigen Zyklus liegt also ein doppelt so langer Zyklus zugrunde, der 22-jährige Hale-Zyklus.

Es gibt vermutlich noch weitere Zyklen, z. B. der 80- bis 90-jährige Gleißberg-Zyklus, entdeckt von Wolfgang Gleißberg. Möglicherweise gibt es einen Zusammenhang mit dem jahrelang fleckenlosen Minimum um das Jahr 2008.

In Hinblick auf Probleme für Weltraum-Missionen bei hoher Aktivität hat die Prognose der Sonnenaktivität erhöhte Bedeutung erhalten. Wolfgang Gleißberg hat eine Prognose-Methode entwickelt, die auf dem Vergleich mehrerer, aufeinander folgender Zyklen beruht.

Strahlungsspektrum und Ursprung

Seit einigen Jahrzehnten stellt die Sonnenforschung fest, dass Sonnenaktivität in anderen Bereichen des Spektrums noch stärker spürbar ist, beispielsweise wird der solare Radioflux als Aktivitätsindikator herangezogen. Auch die Nord- oder Polarlichter hängen damit zusammen.

Die Strahlungsenergie der Sonne stammt aus Kernfusion von Wasserstoff zu Helium im Kern der Sonne und gelangt durch Teilchen (Neutrinos), Strahlungstransport und Konvektion nach außen. Durch Wechselwirkungen entsteht ein breites Strahlungsspektrum von Gammastrahlung über UV bis in den Radiowellenbereich. Dabei gibt es groß- und kleinräumige Temperaturunterschiede, Gasausbrüche und vereinzelte Strahlungsstürme im Röntgen-, UV- und Radiowellenbereich.

Heiße Gaswolken, Flares und Polarlichter

Starke Magnetfelder bei großen Sonnenflecken (Typ E, Typ F) können Wolken heißen Gases aus den Außenschichten der Sonne ins All schleudern. Diese Gaswolken sind elektrisch geladen und stören daher das Erdmagnetfeld, wenn sie nach einigen Tagen bei der Erde ankommen.

Flares sind plötzliche Strahlungsausbrüche in den äußeren Schichten, die einige Minuten bis Stunden dauern. Dabei wird verstärkte Gammastrahlung, UV- und Radiostrahlung beobachtet. Auch energiereiche atomare Partikel (Elektronen, Protonen, Heliumkerne) können emittiert werden.

Ein geomagnetischer Sturm bleibt meist unbemerkt. Schwere Stürme können aber Satelliten, elektrische Anlagen oder Funkverbindungen stören, was in den vergangenen Jahren mehrmals vorkam. Während die erhöhte Strahlenbelastung während eines magnetischen Sturms auf der Erdoberfläche ungefährlich ist, kann sie jedoch in der Raumfahrt und auf manchen Langstreckenflügen gefährlich sein.

Nach Angaben des Geoforschungszentrums Potsdam legte der bislang größte Sonnensturm der Geschichte am 1./2. September 1859 die gerade eingeführten Telegrafenleitungen lahm und erzeugte Polarlichter, die noch in Rom und Havanna sichtbar waren. Auch im Herbst 2003 waren Polarlichter bis in den Süden Deutschlands und in Österreich zu beobachten.

Jedes Sonnenobservatorium dient neben der Beobachtung von Sonnenflecken auch zur Messung von Flares und Strukturen der Sonnenkorona. Es gibt neuerdings spezielle Satelliten, welche verstärkte Gaswolken von Flares schon lange vor dem Eintreffen auf der Erde registrieren. Auch von Stereo-Satelliten der Nasa erhofft man sich neue Informationen über die Physik der Sonne und ihrer Anomalien.

Von Andrew Ellicott Douglass wurde vermutet, dass das Wachstum der Bäume von der Sonnenaktivität abhängen könnte.

Langfristige Veränderungen

Seit Mitte des 20. Jahrhunderts befindet sich die Sonne in einer ungewöhnlich aktiven Phase, wie Forscher der Max-Planck-Gesellschaft meinen. Die Sonnenaktivität ist demnach etwa doppelt so hoch wie der langfristige Mittelwert, und höher als jemals in den vergangenen 1000 Jahren. Ein internationales Forscherteam hat die Sonnenaktivität der vergangenen Jahrtausende untersucht. Seit dem Ende des letzten Glazials war die Sonne demnach selten so aktiv wie seit den 1940er-Jahren bis heute. Wie Wissenschaftler aus Deutschland, Finnland und der Schweiz in der Zeitschrift Nature (28. Oktober 2004) berichten, muss man über 8000 Jahre in der Erdgeschichte zurückgehen, bis man einen Zeitraum findet, in dem die Sonne im Mittel ebenso aktiv war wie in den vergangenen 60 Jahren. Forscher um Sami Solanki vom Max-Planck-Institut (MPI) für Sonnensystemforschung in Katlenburg-Lindau haben die Sonnenaktivität anhand von schweren Kohlenstoff-Atomen (¹⁴C) zurückverfolgt. Aus dem Studium früherer Perioden mit hoher Sonnenaktivität sagen die Forscher voraus, dass die gegenwärtig hohe Aktivität der Sonne wahrscheinlich nur noch wenige Jahrzehnte andauern wird.

Derzeitige Aktivität

Nach dem ungewöhnlich langen Minimum von 2008/09, wo die Sonne monatelang fleckenlos war, wurde das Maximum des laufenden 24. Sonnenzyklus zunächst für Ende 2012 prognostiziert. Die Zunahme der Aktivität erfolgte 2011 und Anfang 2012 wie erwartet und erreichte im Februar ein flaches Maximum, doch fiel die Sonnenflecken-Relativzahl im Sommer 2012 wieder ab und blieb bis zum Jahresende untypisch niedrig. Die Maximums-Prognose wurde daher auf Ende 2013 revidiert.

Ungewöhnlich ist im laufenden Zyklus auch die ungleiche Verteilung der Aktivitätszentren und der großen Fleckengruppen vom Typ E und F. Während 2012 die Nordhalbkugel der Sonne etwas aktiver war, liegen heuer (2013) fast alle dieser Gruppen auf der Südhemisphäre. Korreliert mit der Sonnenrotation treten die höchsten Relativzahlen (ca. 130 bis 160) seit Mai 2013 um die Monatsmitte auf und manche Fleckengruppen sind sogar freiäugig sichtbar; die niedrigsten Werte liegen um 20.

Weiterhin dürften jeden Monat einige geomagnetische Stürme auftreten, die nach etwa 2 Tagen in der Ionosphäre der Erde starke Polarlichter auslösen.

Literatur

• Helmut Zimmermann, Alfred Weigert: ABC-Lexikon-Astronomie. Spektrum Akad. Verlag, Heidelberg 1995. ISBN 3-8274-0575-0
• J.Bennett, M.Donahue, N.Schneider, M.Voith: Astronomie (Kapitel 14), Hsg.Harald Lesch, 5. Auflage (1170 S.), Pearson-Studienverlag, München-Boston-Harlow-Sydney-Madrid 2010
• Rudolf Kippenhahn: Der Stern, von dem wir leben. DVA, Stuttgart 1990
• Gordon D. Holman: Explosive Sonne. Spektrum der Wissenschaft, Juni 2006, p.41-47
• Michael Delfs: Die Aktivität der Sonne – Rückblick auf das Jahr 2012. Sterne und Weltraum, Heft 7/2013, p.78-83.
• Ilya G. Usoskin: A History of Solar Activity over Millennia. In: Living Reviews in Solar Physics. März 2013, doi:10.12942/lrsp-2013-1 (HTML, en.). 

Weblinks

• Weltraumwetter-Vorhersage, Sonnen-Sturm.info. (deutsch)
• Hyperaktive Sonne. Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung, 28. Oktober 2004, abgerufen am 24. September 2011. 
• Warnung der NASA für den kommenden Sonnensturm 2010–2012
• Spaceweather.com / Tagesaktuelle Daten zur Sonnenaktivität (englisch)
• Grundlageninformationen zur Sonne. Volkssternwarte Paderborn, abgerufen am 31. August 2009. 
• The Sunspot Cycle. NASA Marshall Space Flight Center, abgerufen am 31. August 2009 (englisch). 
• The Sun. In: The Nine 8 Planets. Abgerufen am 31. August 2009 (englisch). 
• The Solar & Heliospheric Observatory (englisch)
• Das aktuelle Weltraumwetter, National Weather Service. (englisch)