AURORA BEACON

Koronale Löcher
Während der Zeit des Abklingens eines Sonnenfleckenzyklus und des Minimums treten die sogenannten Koronalen Löcher häufiger auf und sind dann hauptverantwortlich für die Beeinflussung der Ionosphäre und des Erdmagnetfeldes. Die mit dünner Plasma gefüllte Sonnenkorona mit ihrer Temperatur von einigen Millionen Grad reicht von der Sonnenoberfläche bis weit in den Weltraum hinein. Man kann sie nur bei Sonnenfinsternis oder besser mit speziellen Instrumenten (auf Satelliten) beobachten. Ein koronales Loch ist ein Bereich niedriger Dichte der Sonnenkorona und ist kälter als seine Umgebung. Man kann ein koronales Loch als großen dunklen Bereich auf Bildaufnahmen im Röntgenstrahlenbereich ausmachen. Das Loch kann auf große Zellen von unipolaren magnetischen Feldern auf der Sonnenoberfläche zurückgeführt werden, dessen magnetische Feldlinien bis weit in den Weltraum hinausreichen. Diese offenen Magnetfeldlinien machen es möglich, daß ein fortwährender Sonnenwind mit hoher Geschwindigkeit (einige hundert km/s) aus den koronalen Löchern austritt. Die Materie des Sonnenwindes wandert längs diesen offenen Magnetfeldlinien von der Korona bis in den interplanetaren Raum.

Magnetfelder der Korona
Die Sonnenkorona ist von Magnetfeldern durchsetzt. Leuchtende Materie, die entlang der Magnetfeldlinien in einem Bogen von der Oberfläche der Sonne bis in die Höhe der Korona aufsteigen und wieder dort enden, machen die Magnetfelder sichtbar. Oberflächenbereiche mit gegensätzlicher magnetischer Polarität liegen scheinbar friedlich nebeneinander. Linien kommen aus einem der beiden magnetischen Flecken und kehren zu dem mit anderer Polarität zurück. Es kommt aber auch vor, daß Bereiche mit gleicher magnetischer Polarität nebeneinander liegen. Jetzt führen die Magnetfeldlinien nicht mehr im relativ kurzen Bogen zur Sonne zurück, sondern weit in den Raum. Überall dort, wo in der Korona Magnetfeldlinien zur Sonne zurückkehren, wird das Plasma durch die Feldlinien in der Korona "festgehalten" - aber überall dort, wo die Feldlinien in den Raum reichen, kann Plasma in den Raum entweichen. Niedrigere Dichte in diesem koronalen Loch führt zu geringer Röntgenstrahlung, die auf Röntgenbild-Aufnahmen dann dunkler erscheinen.

Magnetfelder in der Korona
In den Bereichen a sind die Feldlinien geschlossen und halten das Plasma der Korona fest. Im Bereich b reichen sie in den Raum hinaus, das Plasma kann längst der Feldlinien entweichen. Der Bereich b ist ein sogenanntes koronales Loch.

Sonnenwind
Der Sonnenwind besteht zur Hauptsache aus Elektronen und Ionen des Sauerstoffs und "weht" mit um die 400 km/s-Geschwindigkeit. Sein Ursprung sind die oben erwähnten koronalen Löcher. Der Dichte beträgt im Mittel etwa 10 Teilchen pro Kubikzentimeter.

Protonenereignis
Extrem starke Flares können zu einem Schauer von Protonen (positive Ladung) mit Energien größer 10 MeV auf die Erde führen. Die schnellsten Protonen können bereits eine Stunde nach Ausbruch diesen Flares bei der Erde eintreffen.

Ionosphäre
Als Ionosphäre bezeichnet man die Regionen zwischen etwa 80km und 500 km Höhe über der Erde. Die von der Sonne ausgehende Ultraviolett-Strahlung ist neben Röntgen- und energiereicher Teilchenstrahlung hauptsächlich die Ursache für die Bildung der die Kurzwellen reflektierenden Schichten der Ionosphäre. Die hohe Energie dieser Strahlung kann in diesen Höhen, wenn sie auf Elektronen von neutralen Atomen oder Molekülen trifft, Elektronen von diesen herausschlagen. Der verbleibende Rest des Atoms oder Moleküls ist jetzt positiv geladen, also ionisiert.

Schichtenbildung
Für jede Art von Atom und Molekül gibt es in einen bestimmten Höhenbereich, wo die mit weiterer Annäherung zur Erde abnehmende Strahlungstärke gerade noch ausreicht von den mit der Höhe in der Dichte abnehmenden Atomen bzw. Molekülen genügend Elektronen freizuschlagen. In zu großer Höhe ist zwar die Strahlung sehr stark, aber wenig zum ionisieren da. Das Optimum ist in jeweils einem bestimmten Höhenbereich und führt so zu einer Schichtbildung:

Etwa 80 km Höhe: D-Schicht aus ionisiertem Stickoxid,
Bei 100 km Höhe: E-Schicht (ionisierte Sauerstoffmoleküle O2)
Etwa 180 km Höhe: F1-Schicht (ionisierte Stickstoffmoleküle N2) und
Um 250 km Höhe: F2-Schicht (ionisierte Sauerstoffatome O).

Kurve A zeigt die Intensität der UV-Strahlung (zunehmend mit Höhe). Mit der Höhe nimmt die Zahl der ionisierbaren Atome bzw. Moleküle ab (B). Daraus resultiert die Schichtung einer Ionosphärenschicht gemäß Kurve C.