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 (auch Flare oder chromosphärische Eruption) ist ein plötzliches, lokal begrenztes Aufleuchten in der Sonnenatmosphäre, das durch die explosive Freisetzung von in Magnetfeldern gespeicherter Energie verursacht wird. Flares sind die energiereichsten nichtstationären Ereignisse im Sonnensystem; große Ereignisse setzen Energien von bis zu 10³² erg auf Zeitskalen von Minuten bis Stunden frei. Sie sind in einem breiten elektromagnetischen Spektrum nachweisbar, von Dezameterwellen über Röntgenstrahlung bis hin zu Gammastrahlung oberhalb von 1 GeV.

Flares entstehen bevorzugt in magnetisch komplexen aktiven Regionen, die durch Sonnenflecken und Sonnenfackeln gekennzeichnet sind. Ausgedehnte Ereignisse können von einem koronalen Massenauswurf (CME) begleitet sein, bei dem Millionen Tonnen Plasma mit Geschwindigkeiten von Hunderten bis Tausenden Kilometern pro Sekunde in den interplanetaren Raum geschleudert werden. Mit CMEs verbundene Teilchenströme – Protonen, Elektronen und schwerere Ionen – werden als Solar Energetic Particles (SEP) bezeichnet; sie können Energien weit oberhalb von 10 MeV erreichen und entstehen teils an koronalen Schockfronten, die sich vor schnellen CMEs ausbilden. Die Terminologie variiert je nach Betrachtungsschwerpunkt: Flare bezeichnet primär das elektromagnetische Strahlungsereignis, während eruptive Protuberanz, koronaler Massenauswurf und Solar Particle Event (SPE) auf die damit verbundenen Massen- und Teilchenauswürfe verweisen.

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

Bei normaler Sonnenaktivität sind täglich etwa 5 bis 10 Flares zu beobachten.

Entstehung

Flares treten bevorzugt in aktiven Regionen auf, in denen starke, räumlich komplexe Magnetfelder aus der Konvektionszone durch die Photosphäre in die Korona aufsteigen. Die Sonnenkonvektion verdreht und schert dabei aufgestiegene Magnetfeldschläuche kontinuierlich, sodass sich freie magnetische Energie in der Korona ansammelt.

Der entscheidende Auslösemechanismus ist die magnetische Rekonnektion: Wenn Magnetfeldlinien entgegengesetzter Polarität in einer dünnen Stromdissipationsschicht (Current Sheet) aufeinandertreffen, brechen sie auf, verbinden sich neu und setzen dabei gespeicherte magnetische Energie schlagartig frei – als Plasmawärme, kinetische Energie und Beschleunigung geladener Teilchen. Die Rekonnektion kann durch verschiedene Instabilitäten ausgelöst werden, etwa wenn sich aufgestiegene, sich berührende Magnetfeldschleifen verwinden und ihre Feldlinien kurzschließen. Das dabei von der Schleife eingeschlossene Plasma wird beschleunigt und kann – bei hinreichend schwachem überliegenden Magnetfeld – als CME in den interplanetaren Raum entweichen.

Trotz jahrzehntelanger Forschung sind die genauen Bedingungen, unter denen die Rekonnektion einsetzt, und insbesondere die Mechanismen der Teilchenbeschleunigung auf relativistische Energien noch nicht vollständig verstanden.

Dauer

Flares durchlaufen charakteristischerweise zwei zeitlich aufeinanderfolgende Phasen: eine kurze impulsive Phase, in der die Energie explosiv freigesetzt wird und die Intensität in Röntgen- und Mikrowellenstrahlung steil ansteigt, sowie eine sich anschließende, längere graduelle Phase (englisch gradual phase), in der das aufgeheizte Koronaplasma langsam abkühlt und die Emission allmählich abklingt.

Die Gesamtdauer eines Flares ist proportional zur räumlichen Ausdehnung der eruptiven Region und stark von der Flare-Klasse abhängig. Eine statistische Auswertung von fast 50.000 GOES-Röntgenereignissen aus den Jahren 1976–2000 ergab, dass kleine Ereignisse (Klasse B und C) typischerweise wenige Minuten dauern, während große Ereignisse der Klassen M und X mittlere Dauern von 10 bis über 90 Minuten erreichen können. Das asymmetrische zeitliche Profil – schneller Anstieg, langsames Abklingen – ist ein charakteristisches Merkmal nahezu aller Flare-Klassen.

Gescheiterte Sonneneruptionen

Nicht jede Sonneneruption führt zu einem koronalen Massenauswurf (CME), der erfolgreich in den interplanetaren Raum entweicht. Ein erheblicher Anteil von Eruptionen scheitert: Die eruptive Struktur – zumeist ein magnetischer Flussschlauch (engl. flux rope) mit eingebetteter Protuberanz – wird zunächst beschleunigt, kann jedoch das magnetische Einschlussfeld der Sonne nicht überwinden und fällt auf die Sonnenoberfläche zurück.

Physikalischer Mechanismus

Der entscheidende Faktor für Erfolg oder Scheitern einer Eruption ist das Gleichgewicht zwischen den treibenden und den einschließenden Kräften. Als zentrales Kriterium gilt der sogenannte Torus-Instabilitäts-Mechanismus: Ein Flussschlauch bricht aus, wenn der sogenannte Decay-Index des überlagernden Magnetfeldes einen kritischen Schwellenwert überschreitet – das äußere Feld nimmt also mit der Höhe schnell genug ab, um den Auftrieb nicht mehr kompensieren zu können. Ist das überlagernde Feld hingegen stark genug (niedriger Decay-Index), bleibt die Eruption eingeschlossen.

Einen weiteren entscheidenden Prozess stellt die magnetische Rekonnektion dar. Während einer Eruption können zwei verschiedene Rekonnektionsprozesse gleichzeitig ablaufen, die gegensätzliche Auswirkungen auf den Flussschlauch haben:

• Die Standard-Flare-Rekonnektion unterhalb des aufsteigenden Flussschlauchs (flare reconnection) erzeugt neuen magnetischen Fluss im Schlauch und wirkt eruptiv beschleunigend.
• Die externe Rekonnektion findet dagegen seitlich am Flussschlauch mit dem überlagernden Magnetfeld statt. Sie entzieht dem Schlauch magnetischen Fluss und schwächt ihn. Bei hoher Rate überwiegt dieser Prozess und bremst die Eruption ab, bis das Filament und der Flussschlauch zum Stillstand kommen und scheitern.

Bedeutung für das Weltraumwetter und Sterne

Das Verständnis gescheiterter Eruptionen ist für die Weltraumwetter-Forschung von Belang, da sich aktive Sonnenregionen häufig durch starke Röntgenflares, aber eine auffallend geringe CME-Rate auszeichnen können. Zudem liefert das Phänomen wichtige Erkenntnisse für die Astrophysik anderer Sterne: Sonnenähnliche Sterne mit stärkerem überlagernden Magnetfeld – etwa junge oder aktive Sterne – neigen dazu, ihre Eruptionen häufiger einzuschließen, was die beobachtete geringe Häufigkeit stellarer CMEs erklären könnte.

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 µW = 10⁻⁶ W)

Klasse	Intensität [µW/m²]
X	00,00 … > 100
M	10,00 … < 100
C	01,00 … < 010
B	00,10 … < 001
A	00,01 … < 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. 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

• 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

Commons: Sonneneruptionen – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

• Aktuelles Solarwetter
• aktuelle Karten für Solarevents
• Solar Storms and Flares 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