Sonneneruption
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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.
Allgemeines
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 einnehmen, das dem Zehnfachen der Erdoberfläche entspricht. Man beobachtet sie in Spektroheliogrammen des Wasserstoffs und am Rand der Sonnenscheibe als Ausbuchtung der Chromosphäre in die Korona, meist in Verbindung mit Masseauswürfen.
| Klasse | Intensität |
|---|---|
| X | $ \geq 100\,\mathrm {\mu W/m^{2}} $ |
| M | $ 10\dots <100\,\mathrm {\mu W/m^{2}} $ |
| C | $ 1\dots <10\,\mathrm {\mu W/m^{2}} $ |
| B | $ 0{,}1\dots <1\,\mathrm {\mu W/m^{2}} $ |
| A | $ 0{,}01\dots <0{,}1\,\mathrm {\mu W/m^{2}} $ |
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).
Die größte bisher beobachtete Sonneneruption ereignete sich am 4. November 2003 mit einer Klassifizierung von X45.[3]
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
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 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.
Siehe auch
Literatur
- 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
- Nachrichten, Informationen, Videos und Bilder zum aktuellen Weltraumwetter [ deutsch ]
- Aktuelles Solarwetter
- aktuelle Karten für Solarevents
- Solar Flares: What Does It Take to Be X-Class? nasa.gov, [englisch]
Videos
- Was sind solare Flares? aus der Fernseh-Sendereihe alpha-Centauri (ca. 15 Minuten). Erstmals ausgestrahlt am 31. Aug. 2005.
- Video der NASA zu solar flares
- Tägliche und monatliche Videos des GOES Solar X-ray Imager
Einzelnachweise
- ↑ Solar Flares nasa.gov
- ↑ The Classification of X-ray Solar Flares spaceweather.com, abgerufen am 3. Juli 2012
- ↑ Biggest ever solar flare was even bigger than thought. spaceref.com, 15. März 2004, abgerufen am 11. September 2014.
sv:Solfackla
