Sonneneruption

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Eine Sonneneruption ist ein Gebilde erhöhter Strahlung innerhalb der Chromosphäre der Sonne, die durch Magnetfeldenergie gespeist wird. Als Flare oder chromosphärische Eruption bezeichnet man einfache Plasma-Magnetfeldbögen. Kommt es zu einer Reorganisation der Bögen, die zu einer Ablösung von Plasmaschläuchen führt, beobachtet man einen erhöhten Masseausstoß. Bezeichnungen dafür sind Koronaler Massenauswurf (CME) oder auch Eruptive Protuberanz, die damit verbundenen Teilchenstürme Sonnensturm, Protonenschauer, Solarkosmischer Strahlungsausbruch (englisch Solar Cosmic Ray Event) oder SEP (englisch Solar Energetic Particles).

Die Teilchen eines koronalen Masseauswurfs wechselwirken mit dem Sonnenwind und dem interplanetaren Magnetfeld. Schnelle Teilchen werden auf die Geschwindigkeit des Sonnenwinds abgebremst, langsame beschleunigt. Es kommt zu einer Ausbildung einer breiten Schockfront, die für die Beschleunigung der Teilchen, insb. Protonen, auf Energien oberhalb 10 MeV verantwortlich ist. Der Prozess der Beschleunigung heißt SPE (englisch Solar Particle Event, auch Solar Proton Event).

Je nach Autor und Alter der Veröffentlichungen variieren die Abgrenzungen der Bezeichnungen.

Allgemeines[Bearbeiten]

Koronaler Masseauswurf
Verlauf einer Sonneneruption

Die Dauer der Flares ist proportional zur Ausdehnung des Eruptionsgebiets. Die mittlere Lebensdauer liegt bei 10 bis 90 Minuten, wobei nach einem schnellen Anstieg der Helligkeit ein langsames Abklingen erfolgt. Flares treten in Gebieten der Sonne auf, in denen sich auch Sonnenflecken und Sonnenfackeln zeigen. Pro Tag sind bei normaler Sonnenaktivität 5 bis 10 Flares zu beobachten.

Größere Flares können bis zu 1 ‰ der Sonnenoberfläche oder das zehnfache der Erdoberfläche einnehmen. Man beobachtet sie in Spektroheliogrammen des Wasserstoffs und am Rand der Sonnenscheibe als Ausbuchtung der Chromosphäre in die Korona, meist in Verbindung mit Masseauswürfen (CME, Protuberanzen).

Flares werden logarithmisch nach ihrer Röntgenstrahlungsenergie in die Klassen A, B, C, M und X unterteilt. Die Intensität innerhalb einer Klasse wird mit einem Wert zwischen 1,0 und 9,9 festgelegt. Erreicht der Wert 10,0, wird er der nächsten Klasse zugeteilt. In der Klasse X sind auch Werte größer als 10 möglich. Die Einteilung ergibt sich aus dem Fluss der Röntgenstrahlung, die von der Sonne ausgeht, und zwar aus dem Bereich von 0,1 bis 0,8 nm (1,55 bis 12,4 keV). Die Klasse A geht von 10-8 bis 10-7 Watt pro Quadratmeter, während die Klasse X ab 10-4 Watt pro Quadratmeter beginnt.[1] [2]

Ein Absorptionsspektrum eines Flaregebiets zeigt typischerweise neben Wasserstoff auch Helium und Calcium. Die Gebiete senden verstärkt kurzwellige Strahlungen im ultravioletten und im Röntgenbereich sowie Protonen, Elektronen und Ionen aus. Auf der Erde bewirkt dies Störungen der Ionosphäre mit entsprechenden Beeinträchtigungen des Radioverkehrs.

Die Teilchen führen beim Eindringen in die Erdatmosphäre zu magnetischen Stürmen. Von Ionosphärenstürmen spricht man, wenn langsam in die Polarlichtzonen eindringende Partikel die bei Nacht sichtbaren Polarlichter bewirken und es durch stark fluktuierende elektrische Ströme zu erdmagnetischen Störungen kommt. Bei Protonenstürmen dringen die schnellen solaren Protonen in die Polarkappen, mitunter in mittleren Breiten bis zu Höhen von 30 km, ein und erhöhen die Elektronendichte und Adsorption von Kurzwellen.

Entstehung[Bearbeiten]

Filmaufnahme einer Sonneneruption vom 7. Juni 2011.

Die Entstehung der Flares lässt sich auf elektromagnetische Vorgänge innerhalb der Sonne zurückführen. Die Sonne besteht aus einem Plasma aus negativen Elektronen und positiven Ionen, das durch Konvektionsströmungen in ständiger Bewegung gehalten wird. Die Elektronen besitzen aufgrund ihrer geringeren Masse eine höhere Geschwindigkeit als die Ionen. Es fließt ein elektrischer Strom, der ein Magnetfeld induziert. Teilweise wölben sich dabei Magnetfeldschläuche nach außen. Wenn sich die Schleifen beim Verdrehen berühren, schließen sich die Magnetfeldlinien kurz und es kommt zu einer Rekonnexion. Die magnetische Rekonnexion ist ein physikalisches Phänomen, bei dem sich die Struktur eines Magnetfeldes abrupt ändert und große Energiemengen freigesetzt werden. Vermutlich ist es für die Sonneneruption verantwortlich. Aufgrund der entgegengesetzten Orientierung des Magnetfeldes wird die Schleife mit dem eingeschlossenen Material fortkatapultiert.

Siehe auch[Bearbeiten]

Literatur[Bearbeiten]

  • Natchimuthukonar Gopalswamy: Solar eruptions and energetic particles. American Geophysical Union, Washington 2006, ISBN 978-0-87590-430-6
  • Jochen Greiner: Flares and flashes. Springer, Berlin 1995, ISBN 3-540-60057-4
  • Boris V. Somov: Physical processes in solar flares. Kluwer Acad. Publ., Dordrecht 1992, ISBN 0-7923-1261-9

Weblinks[Bearbeiten]

 Commons: Sonneneruptionen – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Videos[Bearbeiten]

Einzelnachweise[Bearbeiten]

  1. Solar Flares nasa.gov
  2. The Classification of X-ray Solar Flares spaceweather.com, abgerufen am 3. Juli 2012