AURORA BEACON

Die Sonne
Die Sonne ist ein durchschnittlicher Stern, wie man sie zu Millionen im Universum antrifft. Sie ist ein Energieproduzent, der über 4x10hoch23 Kilowatt pro Sekunde Energie produziert. Die in einer Sekunde produzierte Energie entspricht dem heutigen Energieverbrauch auf der Erde während mehrerer Millionen Jahre. Bei hoher Temperatur und Dichte im inneren Sonnenkern wird durch Kernfusion eine gewaltige Energie freigesetzt. Der Kern hat eine so hohe Dichte und die Sonne ist so groß, daß im Inneren freigesetzte Energie erst nach 50 Millionen Jahren an der Sonnenoberfläche wirksam wird.

Frühe Sonnenbeobachtung - Entdeckung der Sonnenflecken
Mit der Erfindung des Fernrohres im Jahre 1608 in Holland stand ein Hilfsmittel zur besseren Beobachtung der Sonnenoberfläche zur Verfügung. Der Pfarrer David Fabricius in Westerhave/Ostfriesland berichtete als erster schriftlich über kleine schwarze Flecken. Etwa zeitgleich mit ihm sahen der englischen Mathematiker und Philosoph Thomas Harriot und der Jesuitenpater Christoph Schreiner in Ingolstadt ebenfalls mit Fernrohren die Sonnenflecken. Der Vorgesetzte des Schreiner riet ihm die Sache zu vergessen, denn bei Aristoteles wäre nichts über solche Flecken zu lesen!

Sonnenflecken
Die einer Beobachtung zugänglichen Höhenbereiche der Sonnenoberfläche sind die Photosphäre mit einer Dicke von ca. 200 km und die Chromosphäre, die mit einigen tausend Kilometern Höhe darüber nur bei einer totalen Sonnenfinsternis sichtbar wird. In der Photosphäre ist über die gesamte Sonne verteilt eine Granulation zu erkennen. Die sogenannten Granulen sind Zellen mit 200 bis 2000 km Durchmesser, die, wenn einzelne Aufnahmen als Film gezeigt werden, wie ein Durchwalken der Sonnenoberfläche erscheinen. Ihre Lebensdauer beträgt 8 bis 10 Minuten. Dies ist der normale Zustand auch bei ruhiger Sonne.
Sonnenflecken sind dunkler als ihre Umgebung, da sie eine geringere Temperatur (etwa 4200 K) gegenüber der Durchschnittstemperatur (um 6000 K) haben. Das Kommen und Gehen von Flecken wird durch Wechsel der Magnetfelder im Sonnenkörper verursacht. Wegen des differentiellen Rotationsverhaltens der Sonne (Äquator rotiert schneller als die Pole) können sich durch Instabilitäten im Inneren Magnetfeldlinien aufwickeln und so Bereiche mit Magnetfeldkonzentrationen bilden. Es wird Material aus den Magnetfeldbereichen herausgedrängt, an die Oberfläche gedrückt und tritt an der Oberfläche aus. Ein sich aus einem winzigen Fleck entwickelnder Sonnenfleck wird zunächst Pore genannt. Die Sonnenflecken bauen sich über mehrere Tage oder Wochen auf.
Meist entwickelt sich eine Gruppe von Flecken, die eine charakteristische Zweiteilung um je einen größeren Zentralfleck aufweisen. Die Flecken weisen einen wesentlich dunkleren Kern (Umbra) und einen darumliegenden halbschattenähnlichen Hof (Penumbra) auf. Hat ein Fleck seinen Höhepunkt überschritten, so bilden sich an meist gegenüberliegenden Stellen Einschnürungen, die schließlich den Fleck teilen. Dies setzt sich mit den verbleibenden Teilstücken fort. Dieser Vorgang kann Tage oder Wochen dauern. Es können aber auch innerhalb einer Gruppe verschwundene Flecken durch neu entstehende ersetzt werden, so daß die Lebensdauer einer Gruppe mehrere Monate betragen kann.

Flares
Flares sind Ereignisse, bei denen an der Sonnenoberfläche kurzfristig (wenige Minuten bis zu einer Stunde) gewaltige Energien freigesetzt werden. Von der Erde aus sind sie als Bereiche großer Helligkeit und als Quellen starker Strahlung in einem weiten Spektrum (Gammastrahlung bis Kilometerwellen) zu beobachten. Die Dauer kann einige Stunden bis zu mehreren Tagen sein. Entstehung: Liegen zwei Sonnenflecken mit unterschiedlicher magnetischer Polarität zu eng nebeneinander, dann können sich dessen Magnetfelder gegenseitig vernichten und setzen dabei Energie frei, die zu dem Flareausbruch führt. Nur die Flares auf der westlichen Hälfte der Sonnenscheibe können ggf. den Weg entlang der bogenförmigen Sonnen-Magnetfeldlinien zur Erde finden und dort das "Funkwetter" beeinflussen. Die Auswirkungen der Flares der östlichen Hälfte gehen an der Erde vorbei. Mit steigender Stärke ordnet man den Flares Klassenbezeichnung zu:

Flare-Type                     Energiefluß W/m2     (im Bereich 1 bis 8 Angström auf Erde)

      A             <10 ^-7
      B          10 ^-7bis 10 ^-6
      C          10 ^-6 bis 10 ^-5
      M         10 ^-5 bis 10 ^-4
      X             > 10 ^-4

Koronale Flares
Die am häufigsten auftretenden Flares sind nicht im sichtbaren Licht erkennbar und werden koronale Flares genannt. Sie sind als Ausbrüche großer Energiemengen in Form von Röntgenstrahlung, Radiowellen und Plasma-Emission (geladene Teilchen) registrierbar. Durch die Sonnenrotation und durch Konvektionsströme können die starken Magnetfelder in den Sonnenflecken gestört werden, so daß starke elektrische Kräfte auftreten. Diese Kräfte können sich in einem Flare entladen Dies geschieht entweder über dem Zentrum der Magnetfelder oder in den neutralen Zonen zwischen den Sonnenflecken.Solch ein Flare wird Triggerflare genannt, denn er kann eine Aufheizung über sich bewirken und damit den sogenannten koronalen Flare in größerer Höhe auslösen.

Entstehung von koronalen Flares

Oberhalb eines Fleckenpaares können starke Magnetfelder auftreten, die Plasma-Material mit hochziehen.

Magnetfeldlinien können bis in den weiten Raum reichen

Ausgelöst durch ein Triggerflare oder Störungen dieser Magnetfelder kann die in dem Magnetfeld gespeicherte Energie plötzlich freigesetzt werden.

Durch die magnetische Abstoßung und der explosiven Kraft, die beim Vereinigen von Magnetfeldlinien auftritt, wird das Material, was in der höheren Korona festgehalten wurde, freigesetzt und abgestoßen. Bei diesem Vorgang wird nicht nur Material frei, sondern auch Strahlung in einem weiten Spektrumsbereich.

Strahlung erreicht die Erde nach ca. 8 Minuten, während geladene Teilchen etwa 30 bis 50 Stunden brauchen.