Sonnen Flares (Special zum 28. Oktober 2003)

Im Gegensatz zur Erde gibt es bei der Sonne keinen festen magnetischen Nord- und Südpol. Die Sonne besitzt, durch ihren inneren Aufbau bedingt, viele Pole, die sich über die gesamte Sonne verteilen und unterschiedlich stark ausgeprägt sind. Die Sonnenflecken sind für uns sichtbare Punkte, an denen die Feldlinien des Sonnenmagnetfeldes aus- und wieder eintreten. In den magnetischen Feldern über den Sonnenflecken ist eine Menge Energie gespeichert. Wird diese Energie plötzlich freigegeben, entsteht eine Sonneneruption (auch Solar Flare oder Sonnensturm). Die freiwerdende Energie produziert eine Strahlungs-Stoßwelle im elektromagnetischen Spektrum von Radiowellen bis hin zu Röntgen- und Gammastrahlen.

Dort wo die Elektronen auf die ersten Ausläufer des Erdmagnetfeldes treffen, bildet sich eine Front und dieTeilchen werden abgebremst, haben aber immer noch enorme Geschwindigkeiten und verformen das Erdmagnetfeld auf der Sonnenzugewandten Seite. Auf der anderen Seite (Sonnenabgewandt) sieht das Magnetfeld aus wie eine flatternde Fahne im Wind. Ein kleiner Anteil der Elektronen wird entlang der Magnetfeldlinien in die Plamaschicht der Erdmagnetosphäre "eingesaugt" und von dort in die obersten Schichten der Erdatmosphäre geführt. Diese Plamaschicht ist an die Erde bei den geografischen Breiten + und - 70 Grad angekoppelt. Dies ist der Grund, warum Polarlichter gehäuft in diesen Breiten auftreten.

Was passiert nun dort? Die Elektronen (immer noch sehr schnell) stoßen dort mit Atomen der Atmosphäre zusammen. Durch die hohe Energie dieser Stöße werden Elektronen von Sauerstoff und Stickstoffmolekülen auf weiter aussen liegende Bahnen um den Atomkern katapultiert. Fallen Sie wieder auf ihre ursprüngliche Bahn zurück, so geben sie dabei Lichtphotonen ab (Prinzip einer Neonröhre).

Die Farbe des Lichtes genauer die Wellenlänge ist dabei abhängig vom Element und der Höhenschicht der Erdatmoshäre in der die Zusammenstöße geschehen. Dabei leuchtet Sauerstoff rot und grün, Stickstoff dagegen leuchtet in blauer und violetter Farbe. Die Energie und damit die Lichtintensität von Sauerstoff ist wesentlich größer als die von Stickstoff, deshalb herrschen in Polarlichtern die Farben grün und rot vor. Blau und violett sind deutlich seltener.

Polarlichter entstehen in Höhen über dem Erdboden zwischen etwa 90 und 500km. Die blau/violetten leuchten bei ca. 90 - 100km, die roten bei ca. 120km und die grünen von 200 bis 500km Höhe. Von der Menge der im Solar Flare freigegebenen Teilchen hängt schließlich die Intensität und Ausbreitung der Polarlichter vom Bereich +/-70° Breite Richtung Äquator ab.

Die Eruptionen werden gemäß ihrer Röntgenstrahl-Helligkeit im Wellenlängenbereich von 1 bis 8 Angstrom in 3 Kategorien eingestuft:

Class Peak (W/m2)von 1 bis 8 Angstrom
B I < 10-6
C 10-6 < = I < 10-5
C 10-5 < = I < 10-4
M I > = 10-4

Jede Kategorie (X, M, C) hat 9 weitere Unterteilungen (C1-C9, M1-M9, X1-X9). In der Grafik vom 12. bis 15. Juli 2000 sind drei Flare Ereignisse registriert, X2, M5, und X6. Der X6 verursachte einen starken Radio Sturm auf der Erde, der den Nicknamen Bastille Day event erhielt. X2 brachte nur ein paar schöne Polarlichter und M5 hatte keine besonderen Auswirkungen.

Der Flare selber wird als plötzliche, schnelle und intensive Veränderung der Helligkeit definiert. Eine Sonneneruption tritt wie erwähnt auf, wenn magnetische Energie, die sich in der Solaratmosphäre aufgebaut hat, plötzlich freigegeben wird. Strahlung wird dann über praktisch das gesamte elektromagnetische Spektrum, von den Radiowellen am langen Wellenlängeende, über optische Emission bis hin zu Röntgen- und Gammastrahlen am kurzwelligen Ende des Spektrums emittiert.

Die Menge von Energie die freigegeben wird, ist das Äquivalent von Millionen 100-Megatonnen-Wasserstoffbomben, die gleichzeitig explodieren! Die erste Sonneneruption, die in der astronomischen Literatur notiert wurde, fand am 1. September 1859 statt. Zwei Wissenschafter, Richard C. Carrington und Richard Hodgson, beobachteten unabhängig Sunspots zu der Zeit, als sie ein helles Aufflackern im weißen Licht sahen.

Wenn die magnetische Energie frei wird, werden Partikel (einschließlich Elektronen, Protonen und schwere Atomkerne) in die Solaratmosphäre geschleudert, aufgeheizt und dadurch weiter beschleunigt. Die Energie, die während eines Flares freigesetzt wird, liegt gewöhnlich bei 1027 Ergs pro Sekunde. Große Flares können bis 1032 Ergs Energie ausstrahlen (zum Vergleich: diese Energie ist 10millionmal grösser als die Energie, die bei einem starken Vulkanausbruch freigegeben wird. Andererseits ist sie kleiner als ein Zehntel der Gesamtenergie, die durch die Sonne jede Sekunde abgestrahlt wird).

Es gibt gewöhnlich drei Stadien einer Sonneneruption. Da ist zunächst das Vorläuferstadium, in dem die Freigabe der magnetischen Energie ausgelöst wird. Weiche Röntgenstrahlung wird in diesem Stadium emittiert. Im zweiten oder impulsiven Stadium werden Protonen und Elektronen mit Energien bis hin zu 1 MeV angereichert. Während des impulsiven Stadiums werden Radiowellen, harte Röntgen- und Gammastrahlen emittiert. Der stufenweise Aufbau und Zerfall der weichen Röntgenstrahlung kann im sogenannten Zerfallstadium ermittelt werden. Die Dauer der einzelnen Stadien kann von einigen Sekunden bis hin zu vielen Stunden sein.


Bild der Sonne im "weichen" Röntenlicht. Die weiße (hellste) Region am rechten Bildrand zeigt post-flare loops - heiße Schleifen die nach dem Ausbruch eines Flares übrigbleiben (Bild: Yohkoh Soft X-Ray Telescope)

Sonneneruptionen reichen bis hinauf zur Corona. Die Corona ist die äußerste Atmosphäre der Sonne und besteht aus dünnem Gas. Dieses Gas hat normalerweise eine Temperatur einiger Million Grad Kelvin. Während eines Flares erreicht die Temperatur aber 10 oder 20 Million Grad Kelvin, und kann bis zu 100 Million Grad Kelvin hinaufschnellen. Auf Bildern der Korona erkennt man, dass diese nicht gleichmäßig hell ist, sondern in Schleifen geformt (gemäß den Magentfeldlinien). Die Schleifen verbinden Gegenden hoher magnetischer Feldstärke und die Sonnenflecke befinden sich genau in diesen Bereichen. Sonneneruptionen treten daher am häufigsten in den fleckenreichen, aktiven Jahren auf.

Eine direkte Folge der Sonneneruptionen sind die Polarlichter. Sie entstehen wenn die hochenergetischen Sonnenteilchen in die Erdatmosphäre eindringen und dort mit den Molekülen der Luft zusammenstoßen. Dabei werden die Luftmoleküle zum Leuchten angeregt. Auf ähnliche Weise leuchtet die bekannte klassische Neonröhre. In ihr werden Elektronen zwischen den beiden Elektroden an den Enden der Röhre beschleunigt und stoßen mit dem Neongas zusammen.

Weil die Erde ein Magnetfeld hat und weil die Teilchen elektrisch geladen sind, wickeln sich ihre Bahnen um die magnetischen Feldlinien der Erde. Sie folgen den Feldlinien und werden dadurch in Richtung des magnetischen Nordpols oder Südpols gelenkt. Deswegen sind die Polarlichter in den Polarregionen der Erde wesentlich häufiger sind als in unseren mitteleuropäischen Breiten. Je stärker der Teilchenstrom von der Sonne ist, um so hellere Polarlichter sind zu sehen.

Die Explosion des 28. Oktober 2003 schleuderte eine CME (coronal mass ejection) fast direkt in Richtung Erde. Die Ausmaße der Explosion waren gigantisch, wie die Bilder der SOHO Sonnensonde zeigen. Eine GIF-Animation der Explosion mit der Coronographen Kamera von SOHO gibt es [hier] (hat allerdings 218 kb!)

Untenstehend noch ein SOHO Bild der Explosion im weichen Röntenlicht und im Vergleich dazu meine eigene Aufnahme der Fleckensituation am nächsten Tag. Leicht erkennt man, welcher Fleck mit dem Röntenblitz in Verbindung steht. Die CME erreichte eine Geschwindigkeit von 2000 Kilometern pro Sekunde. Das ist etwa die vierfache Geschwindigkeit normaler Ausbrüche. Die Röntgenintensität stieg auf X17,2! auf der üblicherweise 9teiligen Skala. Die Explosion war auch als Weißlicht-Flare zu sehen, es gab mehrere Sichtungen aus dem Amateurlager. Unter anderem bei [Andi Murner] zu sehen. Andi fotografiert außerdem mit einem Spezial-Filtersystem (Solarmax40) im H-Alpha Licht. Hierbei wird die im Weißlicht sichtbare Photosphäre ausgeblendet und nur das Licht der Wellenlänge 656,3 nm aus dem Sonnenspektrum herauspickt. Man sieht dann Licht, das 2000 km über der Sonnenoberfläche (der Photosphäre) in der sogenannten Chromosphäre der Sonne abgestrahlt wird.

 

Links

Aktuelle Messungen und Vorhersagen

SOHO Tägliches Sonnenbild mit Fleckenkennung
Today's Space Weather (Aktivität auf der Sonne, Vorhersage des Kp-Index)
Space Weather Now (Satellitenmessungen im Erdmagnetfeld)
Auroral Activity(Aktuelle Messungen)
When is the best time to see the Aurora in Kiruna (günstige Jahreszeit, günstige Tageszeit)
Solar Flares Homepage(NASA)

Allgemeine Links:

Solar Physics (NASA)
The Aurora Page (Michigan Technological University)
Aurora Borealis (Universität Tromsø)
Northern Lights (IRF, Kiruna)

zurück zur Übersicht

Diese Seite ist Teil eines [Framesets]