Auf der Sonne beobachtet man verschiedene Aktivitätserscheinungen. Zu den Formen der Sonnenaktivität gehören Sonnenflecken, Sonnenfackeln, Protuberanzen und Eruptionen. Diese verschiedenen Aktivitätserscheinungen sind teilweise miteinander verbunden und treten periodisch gehäuft auf. Nachfolgend sind die verschiedenen Aktivitätserscheinungen im Überblick dargestellt.
Sonnenflecken
Sonnenflecken (Bild 1) sind
eine Erscheinung auf der Sonnenoberfläche, die schon im 17. Jahrhundert
bekannt war. Es sind dunkle Gebiete in der Fotosphäre.
Messungen habe gezeigt, dass die Temperatur der Sonnenoberfläche
im Bereich der Sonnenflecken bei 3800 K bis 4800 Kelvin und damit um 2000
K bis 1000 K niedriger liegt als die Temperatur der Umgebung. Infolge
der geringeren Flächenhelligkeit dieser Gebiete niedrigerer Temperatur
erscheinen sie dunkel, obwohl ihre Temperatur über der der Glühwendel
einer Glühlampe liegt.
Sonnenflecken haben in der Regel Durchmesser von 1000 bis
10 000 km. Ihre Entstehung wird durch einzelne oder in Gruppen auftretende
dunkle Kleinstgebiete in der Fotosphäre angezeigt. Obgleich die meisten
sich wieder auflösen, entwickeln sich einige von ihnen innerhalb
kurzer Zeit zu Flecken. Fast alle Fleckengruppen verschwinden im Verlaufe
eines Tages wieder. Nur größere Gruppierungen haben eine höhere
Lebensdauer. Den größten Durchmesser hat eine Fleckengruppe
nach etwa 10 Tagen erreicht. Meistens scharen sich eine Vielzahl von kleinen
Flecken um zwei größere. Diese beiden Flecken weisen zumeist
eine deutliche Struktur auf. Sie bestehen aus einem dunkleren Kern, der
Umbra,
umgeben von einem helleren Hof, der Penumbra.
Die Temperatur in der Umbra liegt in der Regel bei etwa 3800 K, die der
Penumbra bei 4800 K. In den Sonnenflecken durchstoßen starke Magnetfelder
die Fotosphäre, wobei häufig zwei benachbarte Flecken Nordpol
und Südpol bilden.
Längere Beobachtungen von Sonnenflecken ergeben:
- Aufgrund der Rotation der Sonne bewegen sich für einen irdischen Beobachter die Sonnenflecken.
- Fleckengruppen bilden sich vorrangig beidseitig des Äquators in einer Zone von 5° bis 30° heliografischer Breite.
- Ihre Häufigkeit nimmt mit zunehmendem Abstand vom Äquator ab.
Eine gewisse Periodizität in der Anzahl der Sonnenflecken hat bereits um 1843 der Amateurastronom SAMUEL HEINRICH SCHWABE (1789-1875) entdeckt. Zur genaueren Charakterisierung der Häufigkeit wurde von RUDOLF WOLF (1816-1893) im Jahre 1848 die Fleckenrelativzahl R eingeführt und definiert:
R = K (10 g + f)
Dabei bedeuten g die Anzahl der Gruppen (auch ein einzelner Fleck zählt als Gruppe), f ist die Gesamtzahl der einzelnen Flecken und K eine Konstante, die für das wolfsche Instrument zu K = 1 definiert wurde und bei Beobachtungen mit anderen Instrumenten jeweils festgelegt werden muss. Der Maximalwert der Fleckenrelativzahl liegt bei etwa R = 200. Seit 1749 gibt es regelmäßige Messungen mit Monatsmitteln. Die Auswertung über die Jahre hinweg ergab: Im Abstand von etwa 11,1 Jahren tritt ein Maximum der Sonnenfleckenaktivität auf.
Sonnenfackeln
In der Nachbarschaft von Sonnenflecken treten oft Sonnenfackeln
auf. Das sind faserartige Aufhellungen der Fotosphäre und der Chromosphäre,
die mit Fernrohren in der Nähe des dunkleren Sonnenrandes zu sehen
sind. Fackeln haben ihren Ursprung in der Granulation der Sonne. Sonnenfackeln
besitzen eine um etwa 2 250 K höhere Temperatur als die obersten
Fotosphärenschichten. Die dadurch auftretende Helligkeitskonzentration
weist darauf hin, dass diese Erscheinung der Sonnenaktivität verdichtete
Plasmawolken in der Chromosphäre sind. Neben den Fackeln in den Fleckengebieten
findet man in den Jahren vor dem Minimum und während dieser Phase
auch in sehr hohen Sonnenbreiten Fackeln, die aber meistens nur aus wenigen
Granulen bestehen. Sie werden als polare
Fackeln bezeichnet.
Protuberanzen
Bei Protuberanzen (Bild
2) handelt es sich um Gas- bzw. Plasmaauswürfe, die zungen- oder
bogenartig weit über die Chromosphäre in die Korona hineinragen.
Ihre rote Farbe ist ein Hinweis darauf, dass ihr Spektrum dem der Chromsphäre
sehr ähnlich ist. Diese Strahlung entsteht durch das Licht der Wasserstofflinie
sowie die
H- und K-Linien des einfach ionisierten Calciums. Die Temperatur von Protuberanzen
dürfte bei etwa 15 000 K liegen. Der größte Teil einer
Protuberanz besteht aus Plasma, welches aus dichteren Gebieten der Korona
längs der magnetischen Feldlinien nach unten abfließt. Manchmal
werden auch Gasmassen aus der Chromosphäre nach oben geschleudert.
Nach Aussehen, Verbreitungsgebiet und Entwicklung lassen sich verschiedene
Arten von Protuberanzen unterscheiden:
- Stationäre Protuberanzen oder ruhende Protuberanzen befinden sich meist außerhalb der eigentlichen Aktivitätszentren und sind außerordentlich langlebig. Es sind meist lang gestreckte Fäden oder Brücken, die den Verlauf eines lokalen Magnetfeldes nachzeichnen.
- Aktive Protuberanzen sind kurzlebige Protuberanzen, die immer an der Grenze zwischen Gebieten mit entgegengesetzter magnetischer Polarisation auftreten.
- Eine spezielle Form von Protuberanzen sind Filamente. Das sind Protuberanzen, die auf der Sonnenscheibe beobachtet werden. Da ihre Temperatur wesentlich unter der umgebenden Koronatemperatur liegt, projizieren sich diese Filamente als dunkle Fäden oder größere lang gestreckte Gebilde auf dem hellen Hintergrund.
Sonneneruptionen
Sonneneruptionen werden
als Flares oder Surges
(Auswürfe) bezeichnet (Bild 3). Es sind Helligkeitsausbrüche,
die im Zusammenhang mit Sonnenflecken auftreten. Sie entstehen durch Umwandlung
magnetischer Feldenergie in andere Energieformen. Die dabei auftretenden
Aufstiegsgeschwindigkeiten des Plasmas können bis zu 700 km/s erreichen.
Auswirkungen der Sonnenaktivität
auf die Erde
Man kennt inzwischen eine Reihe von Erscheinungen, die in engem Zusammenhang
mit der Sonnenaktivität stehen. Diese Erscheinungen betreffen hauptsächlich
die Magnetosphäre
der Erde:
- Durch Sonnenaktivität erfolgen Veränderungen in der Deformation
des Erdmagnetfeldes, insbesondere auf der sonnenzugewandten Seite.
- Es kommt zu Magnetstürmen,
die zu Schwankungen von Stärke und Richtung des Erdmagnetfeldes
führen.
-
In die Hochatmosphäre eindringende geladene Teilchen lösen Polarlichter aus, die vor allem in polnahen Gebieten zu beobachten sind.
-
Durch Änderung der Ionen- und Elektronendichte, vor allem in den leitenden Schichten der Erdatmosphäre, kann es zu Störungen des Funkverkehrs kommen.