AAU-Jugendgruppe

Sonnenflecken Was ist ein Sonnenfleck? Ein Sonnenfleck ist eine dunkle Region auf der Sonnenoberfläche, die kühler ist als ihre Umgebung. Sie ist kühler, weil dort ein starkes magnetisches Feld den Transport von Hitze aus den heißeren, tieferen Regionen der Sonne verhindert. Diese Konvektion genannte Strömung ist mit der Magmabewegung unter den Erdplatten vergleichbar. Auch dort steigt an manchen Stellen heiße Magma auf, während kühlere wieder absinkt. Das Magnetfeld der Sonne, das nun diese Konvektion bei den Sonnenflecken verhindert, wird unter ihrer Oberfläche erzeugt und erstreckt sich bis in die Sonnenkorona. Während man sich Gasdruck noch relativ leicht vorstellen kann (wenn man Gas erhitzt, dehnt es sich aus, der Druck steigt) ist magnetischer Druck etwas schwerer zu begreifen. Man kann sich das mit zwei Magneten veranschaulichen. Wenn man versucht, jeweils den Nord -Nord oder Süd- Süd Pol aneinander zu bringen, stoßen sie sich ab. Das ist magnetischer Druck. Ein Sonnenfleck ist nun eine Blase von magnetischem Druck, umgeben von Gasdruck der Photosphäre (sichtbare Oberfläche der Sonne). Damit der Sonnenfleck existieren kann muß der Gesamtdruck im Gleichgewicht mit der Umgebung stehen. In der Umgebung des Sonnenflecks herrscht nur Gasdruck, der von der Temperatur abhängt (je heißer, desto größerer Druck). Im Sonnenfleck dagegen gibt es Gas- und magnetischen Druck zusammen. Da der Außen-und Innendruck im Gleichgewicht sein muß, erlaubt es der magnetische Druck, daß der Gasdruck und damit auch die Temperatur geringer ist, als in der Umgebung. Doch auch die Sonnenflecken sind noch relativ heiß. Während die Umgebung auf der Photosphäre etwa 5500°C mißt, herrscht im Sonnenfleck noch immer eine Temperatur von ca. 3500 Grad. Wenn man einen mittelgroßen Sonnenfleck ausschneiden und an den Nachthimmel versetzten könnte, wäre er immer noch so hell wie der Vollmond. Daß er auf der Sonne dunkel erscheint, ist also nur ein Kontrasteffekt zur noch heißeren Umgebung. Sonnenflecken sind aus zwei Teilen aufgebaut, ein dunkler, etwa kreisförmiger Fleck, genannt Umbra, und eine ihn umgebende, etwas hellere Region, die Penumbra. Umbra heißt auf Latein "Schatten", Penumbra "Halbschatten". Der Sonnenfleckenzyklus Auf einem Schaubild, in dem die Anzahl der Sonnenflecken auf die Jahre hin eingetragen ist, erkennt man einen Rhythmus von ca. 11 Jahren, in denen die Anzahl ansteigt und dann wieder abnimmt. Ein Amateurastronom namens Heinrich Schwabe erkannte diesen Zyklus zuerst 1843. Die Zeit weniger Sonnenflecken nennt man Minimum, die vieler Maximum. Sonnenastronomen zählen die Zyklen von einem Minimum zum nächsten, und starten mit dem Zyklus von 1755 bis 1766, so daß wir uns heute (1999) im 23. Sonnenzyklus befinden. Als man das Magnetfeld der Sonne studierte, entdeckte man, daß der Zyklus eigentlich 22 Jahre umfaßt. Mit einem 11 Jahreszyklus der Sonnenflecken nördlich des Sonnenäquators, gefolgt von einem 11 Jahreszyklus der Sonnenflecken südlich des Sonnenäquators. Wenn man das ganze Sonnenmagnetfeld betrachtet, sieht man, daß das Magnetfeld zuerst von West nach Ost verläuft, in den nächsten elf Jahren dagegen andersherum. Also eigentlich ein Zyklus von 22 Jahren existiert. Das Gebiet, in dem Sonnenflecken auftauchen, erscheint im Verlauf des Zyklus immer näher zum Sonnenäquator zu wandern. Fast nie sind Sonenflecken unter fünf Grad oder über 40 Grad nördlicher und südlicher Länge zu beobachten. Die Sonne Die Sonne ist ein glühender Gasball aus ca. 75 Prozent Wasserstoff (H) und ca. 25 Prozent Helium (He), mit einem kleinen Anteil von Metallen und anderen Elementen. Sie vereinigt in sich 99, 8 Prozent der Gesamtmasse des Sonnensystems. Ihre Energie gewinnt sie durch Kernfusion. Dabei werden Wasserstoffatome zu Helium verschmolzen. Die dabei verlorengehende Masse wird nach E= mc² in Energie umgewandelt (die freiwerdende Energie ist also gleich der verlorengehenden Masse mal der Lichtgeschwindigkeit hoch 2). Pro Sekunde werden so 5.000.000 Tonnen Materie in 4,5*1026 Watt Energie umgewandelt! Allein dadurch leuchtet die Sonne. Die Energie, die im Kern produziert wird, wird in den inneren Schichten durch Strahlung weitergegeben. Erst in den oberen 20 bis 30 Prozent der Sonne setzt die Konvektionsbewegung ein, bei der heißes Gas an einer Stelle aufsteigt und kälteres, das sich an der Oberfläche abgekühlt hat wieder absinkt. Die Dimensionen der Sonne sind dabei so riesig, daß Energie, die im Kern produziert wird 50 Millionen (50.000.000) Jahre bis an ihre Oberfläche braucht. Das Magnetfeld der Sonne Man glaubt, daß das Magnetfeld der Sonne durch Bewegungen innerhalb und kurz unter der Konvektionzone erzeugt wird. Allerdings ist der Mechanismus dieses "Sonnendynamos" noch nicht sehr gut untersucht. Das Magnetfeld, das auch die Sonnenflecken erzeugt, fluktuiert nämlich stark, wechselt die Polarität etc. Dabei spielt wahrscheinlich auch eine Rolle, daß die Sonne als Gasball nicht starr rotiert, wie zum Beispiel die Erde. Die Sonne hat am Äquator eine Umlaufzeit von ca. 25 Tagen, Gebiete weiter weg vom Äquator brauchen länger einmal um die Sonne. Diese sogenannte "differentielle Rotation" kann man auch an dem Sonnenflecken beobachten. Beziehungen Erde - Sonne Der brodelnde Gasball, der nun seit ca. vier bis fünf Milliarden Jahren seine Strahlung ins All schickt, beeinflußt natürlich auch die Erde. Der Energie der Sonne verdankt praktisch das gesamte Leben auf der Erde seine Existenz. Sie treibt die Photosynthese in Pflanzen und Algen an und ernährt damit alles Leben. Seit dem frühen 19. Jahrhundert bemerken Wissenschaftler, daß eine hohe Aktivität der Sonne, mit Sonnenflecken und Ausbrüchen, einherging mit Fluktuationen in magnetischen Instrumenten auf der Erde. Sie fragten sich damals, was wohl die Ursache dafür sei. Heute wissen die Astronomen mehr. Die Sonnenflecken an sich beeinflussen die Erde nicht. Aber sie sind ein Indiz für die Stärke ihrer Erzeuger, der Magnetfelder. Und das Magnetfeld der Sonne hört nicht an ihrer Oberfläche auf, sondern erstreckt sich weit in den Raum. Heißes Material der Sonne, Plasma genannt, wechselwirkt mit den Magnetfeldern und kann von ihnen in den Raum geschleudert werden. Diese Explosionen nennt man "Sonnenflares". Wenn dieser "Flare" mit seinen Magnetfeldern, energiereichen Partikeln und Röntgenstrahlen, die Erde erreicht, erzeugt es bei uns sogenannte "geomagnetische Stürme". Normalerweise schützt uns das Magnetfeld der Erde vor solchen Stürmen und leitet die Teilchen um die Erde herum an die Pole, wo sie Nordlichter erzeugen. In Zeiten großer Sonnenfleckenaktivität sind diese Stürme dann so massiv, daß sie Satelliten, die relativ ungeschützt im Orbit kreisen, gefährden, den Funkverkehr stören und für spektakuläre Nordlichter sorgen. Ein prominentes Opfer von erhöhter Sonnenaktivität ist die 1973 gestartete US Raumstation Skylab. In diese Zeit fiel auch eine starke Sonnenfleckenhäufigkeit und somit auch starke geomagnetische Stürme. Diese trugen dazu bei, daß die ursprünglich geplante Nutzungszeit bis weit in die 80er hinein 1979 jäh endete. Auswirkungen der Sonnenflecken auf das Erdklima Sonnenflecken stehen für einen erhöhten Energieausstoß der Sonne. Die dunklen und kühleren Sonnenflecken sind von Gebieten erhöhter Helligkeit, sogenannten "Plages" umgeben. In Zeiten starker Aktivität ändert sich das elektromagnetische Spektrum, das die Sonne produziert. Speziell UV-Licht erreicht vermehrt die Erde, wo es unsere Erdatmosphäre beeinflußt. Es ist immer noch fraglich, ob dies das Klima auf der Erde wesentlich verändert, noch gibt es zu viele Variablen. Allerdings weiß man von einem Zeitraum extrem geringer Sonnenfleckenaktivität (das sogenannte Maunder-Minimum 1645-1715), der mit einer sehr kalten Phase von langen und harten Wintern auf der Erde zusammenfällt. Manche vermuten daher, daß das Maunder-Minimum der Sonnenflecken und diese kleine Eiszeit zusammenhängen. Es ist aber unter Wissenschaftlern immer noch umstritten, ob diese Einwirkungen das Klima entscheidend beeinflussen. Das einzige, was wir sagen können ist, daß die Auswirkungen des Menschen auf das Erdklima durch Abholzen und CO2 Ausstoß bei weitem stärker scheinen, als die Veränderungen des Sonnenzyklus.