Sonneneruption

Koronaler Masseauswurf am 20. Juni 1989
Filmaufnahme einer Sonneneruption vom 7. Juni 2011
Verlauf einer Sonneneruption
Koronaler Massenauswurf auf der Sonne am 31. August 2012
Zeitraffer-Video der Sonne am selben Tag
(Reale Dauer ca. 26 Stunden)

Eine Sonneneruption ist ein Gebilde erhöhter Strahlung innerhalb der Chromosphäre der Sonne, das 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, so beobachtet man einen erhöhten Masseausstoß. Bezeichnungen dafür sind koronaler Massenauswurf (CME) oder auch eruptive Protuberanz, die damit verbundenen Teilchenströme, 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 zur Ausbildung einer breiten Schockfront, die für die Beschleunigung der Teilchen, insbesondere Protonen, auf Energien oberhalb von 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.

Pro Tag sind bei normaler Sonnenaktivität 5 bis 10 Flares zu beobachten.

Entstehung

Flares treten in Gebieten der Sonne auf, in denen sich auch Sonnenflecken und Sonnenfackeln zeigen.

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 in ihrer äußeren Zone 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 diese Schleifen beim Verdrehen berühren, schließen sich die Magnetfeldlinien kurz und es kommt zu einer Rekonnexion. Dies 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.

Dauer

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.

Zusammensetzung und Folgen auf der Erde

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 Kurzwelle und UKW bis 300 MHz.

Der Mögel-Dellinger-Effekt beschreibt den temporären Ausfall von Funkverbindungen.

Größe

Größere Flares können bis zu 1 ‰ der Sonnenoberfläche einnehmen, was dem Zehnfachen der Erdoberfläche entspricht.

Flares werden logarithmisch nach ihrer Röntgenstrahlungsenergie in die Klassen A, B, C, M und X eingeteilt. Innerhalb einer Klasse wird die Intensität mit einem Wert zwischen 1 und 10 (1 eingeschlossen) festgelegt. Erreicht der Wert 10, so 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 im Bereich von 0,1 bis 0,8 nm (entspricht 1,55 bis 12,4 keV).

Flare-Klassen in Abhängigkeit von der Intensität der Röntgenstrahlung[1][2]
(1 µW = 10−6 W)
KlasseIntensität [µW/m²]
X00,00 … > 100
M10,00 … < 100
C01,00 … < 010
B00,10 … < 001
A00,01 … < 000,1

Rekorde

Die größte beobachtete Sonneneruption war das Carrington-Ereignis 1859. So große Eruptionen treten im Durchschnitt ungefähr alle 500 Jahre auf.

Die größte bisher gemessene Sonneneruption ereignete sich am 4. November 2003 mit einer Klassifizierung von X45.[3] Das entspricht 4500 µW/m².

Auf anderen Sternen wurden bereits Eruptionen beobachtet, die bis zu eine Million Mal stärker sind als die stärksten bekannten Sonneneruptionen, sogenannte Superflares. Es gilt als möglich, dass auch die Sonne zu Superflares fähig ist.

Beobachtung

Man beobachtet sie in Spektroheliogrammen des Wasserstoffs und am Rand der Sonnenscheibe als Ausbuchtung der Chromosphäre in die Korona, meist in Verbindung mit Masseauswürfen.

Literatur

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

Weblinks

Commons: Sonneneruptionen – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Videos

Einzelnachweise

  1. Solar Flares nasa.gov
  2. The Classification of X-ray Solar Flares spaceweather.com, abgerufen am 3. Juli 2012
  3. Biggest ever solar flare was even bigger than thought. spaceref.com, 15. März 2004, abgerufen am 11. September 2014.

Auf dieser Seite verwendete Medien

2012-08-31 Sun filament eruption - SDO.ogv
A long filament erupted on the sun on 2012-08-31, shown here in a movie captured by NASA's Solar Dynamics Observatory (SDO) from noon EDT to 1:45 a.m. the next morning. The filament lies in the lower left corner of the sun. The movie shows light at 304 Angstroms and 171 Angstroms.
SDO SDO 20120831 171.304.blend.jpg
On August 31, 2012 a long filament of solar material that had been hovering in the sun's atmosphere, the corona, erupted out into space at 4:36 p.m. EDT. The coronal mass ejection, or CME, traveled at over 900 miles per second. The CME did not travel directly toward Earth, but did connect with Earth's magnetic environment, or magnetosphere, with a glancing blow. causing aurora to appear on the night of Monday, September 3. This is a lighten blended version of the 304 and 171 angstrom wavelengths. Cropped.
Mass eject.png
Coronal Mass Ejection (CME) that happened 20 June 1989 with a clear view of the sunspot as the source of the material.
Flare and after-flare prominence.jpg
(c) I, Brocken Inaglory, CC BY-SA 3.0
The flare and so called after-flare Solar Prominence.The solar disk was blocked in PS for a better visual effect.
Solar Blast.ogv
The Sun unleashed an M-2 (medium-sized) solar flare with a spectacular coronal mass ejection (CME) on June 7, 2011. The large cloud of particles mushroomed up and fell back down looking as if it covered an area of almost a quarter of the solar surface. The Solar Dynamics Observatory (SDO) observed the flare's peak at 1:41 AM ET. SDO recorded these images in extreme ultraviolet light that show a very large eruption of cool gas.