Die Sonne im Rhythmus
Das Magnetfeld der Sonne Ă€hnelt dem eines normalen Magneten: Es hat einen Nord- und einen SĂŒdpol, und die magnetischen Feldlinien erstrecken sich weit ĂŒber die OberflĂ€che hinaus bis in den interplanetaren Raum.
Ursache fĂŒr das Magnetfeld der Sonne ist die Bewegung elektrisch geladener Teilchen im Inneren des Sterns, die sogenannten Turbulenzen in der Sonne erzeugen.
Diese Turbulenzen, kombiniert mit der Rotation der Sonne, erzeugen ein komplexes Magnetfeld, das sich ĂŒber einen Zeitraum von etwa 11 Jahren umkehrt â das bedeutet, der Nordpol wird zum SĂŒdpol und der SĂŒdpol zum Nordpol.
Diese Umkehrung des Magnetfelds ist der zentrale Bestandteil des Sonnenzyklus. Sie ist jedoch ein chaotischer Prozess, da die magnetischen Felder der Sonne nicht gleichmĂ€Ăig umkehren.
Stattdessen verlĂ€uft der Vorgang in mehreren Phasen, die zu intensiven SonnenaktivitĂ€ten fĂŒhren, wie Sonnenflares und koronalen MassenauswĂŒrfen (CMEs).
Die Rolle der Sonnenflecken
Die AktivitÀt der Sonne ist eng mit den sogenannten Sonnenflecken verbunden, die in den verschiedenen Phasen des Sonnenzyklus auftreten.
Sonnenflecken sind dunkle, magnetisch aktive Regionen auf der SonnenoberflÀche, die durch starke magnetische Felder entstehen. Sie sind in der Regel kÀlter als die Umgebung und daher dunkler. WÀhrend des Zyklus nimmt die Anzahl der Sonnenflecken zu, erreicht ihren Höhepunkt und nimmt dann wieder ab.
Sonnenflecken sind nicht nur ein Indikator fĂŒr die SonnenaktivitĂ€t, sondern auch fĂŒr die StĂ€rke des Magnetfelds der Sonne. Ein Zyklus beginnt mit wenigen Sonnenflecken, aber gegen das Sonnenmaximum â das Ende des Zyklus â können auf der SonnenoberflĂ€che bis zu tausend Sonnenflecken sichtbar werden. Dies ist ein Hinweis auf die zunehmende magnetische AktivitĂ€t der Sonne.
Koronale MassenauswĂŒrfe und Sonnenflares
Im Verlauf des Sonnenzyklus wird die Sonne zunehmend aktiver, was zu einer verstĂ€rkten Emission von elektromagnetischer Strahlung und geladenen Partikeln fĂŒhrt. Besonders stark ist diese AktivitĂ€t bei Sonnenflares und koronalen MassenauswĂŒrfen.
Sonnenflares sind explosive Ereignisse auf der SonnenoberflĂ€che, bei denen groĂe Mengen an elektromagnetischer Strahlung, einschlieĂlich Röntgenstrahlung und ultraviolettem Licht, freigesetzt werden.
Koronale MassenauswĂŒrfe (CMEs) sind riesige AusbrĂŒche von Plasma, die von der Korona der Sonne, der Ă€uĂeren AtmosphĂ€re des Sterns, in den Weltraum geschleudert werden. Diese AusbrĂŒche können mit einer Geschwindigkeit von bis zu 3.000 Kilometern pro Sekunde die Erde erreichen und dabei das Magnetfeld unseres Planeten beeinflussen. Bei besonders starken CMEs kann dies zu geomagnetischen StĂŒrmen fĂŒhren, die Satelliten beschĂ€digen, Navigationssysteme stören und in extremen FĂ€llen sogar StromausfĂ€lle verursachen können.
Was auf der Sonne passiert, bleibt nicht auf der Sonne. Ihr Zyklus hat spĂŒrbare Folgen â vom Polarlicht bis hin zu Störungen im Funkverkehr. Klick aufs Bild macht es gröĂer.Folgen fĂŒr die Erde
Die von der Sonne freigesetzte Energie hat nicht nur Auswirkungen auf die Sonne selbst, sondern beeinflusst auch das sogenannte Weltraumwetter.
Dramatisch sind die Auswirkungen von CMEs, die die MagnetosphĂ€re der Erde stören können. Diese geomagnetischen StĂŒrme entstehen, wenn das Magnetfeld der Erde durch die einströmenden geladene Partikel verzerrt wird.
Eine faszinierende Konsequenz der SonnenaktivitĂ€t sind die Polarlichter â auch bekannt als Nord- und SĂŒdlichter. Diese entstehen, wenn geladene Teilchen in den Polarregionen mit der ErdatmosphĂ€re kollidieren und spektakulĂ€re Lichterscheinungen erzeugen. Diese LichtphĂ€nomene sind ein direkter Hinweis auf die Auswirkungen des Sonnenwinds auf die Erde.
Ein weiteres Ergebnis der SonnenaktivitĂ€t ist die Störung der Funkkommunikation, da die elektromagnetische Strahlung von Sonnenflares die IonosphĂ€re beeinflusst â die elektrisch geladene Schicht der oberen AtmosphĂ€re. Diese Störungen können die Funksignale ĂŒber weite Entfernungen hinweg beeintrĂ€chtigen und insbesondere fĂŒr Satellitenkommunikation und den Flugverkehr problematisch werden.
Dauer und Schwankungen
Der Sonnenzyklus dauert im Durchschnitt etwa 11 Jahre. Dieser Zeitraum kann jedoch variieren, da der Zyklus nicht exakt regelmĂ€Ăig ist. Die durchschnittliche Dauer liegt bei 11,04 Jahren, doch es gibt auch Zyklen, die nur 9 Jahre dauern, und solche, die bis zu 14 Jahre lang sind. Zudem zeigt sich eine Schwankung ĂŒber die Jahrhunderte: Die Zyklen des 20. Jahrhunderts waren im Durchschnitt kĂŒrzer, mit 10,2 Jahren im Vergleich zu den Zyklen im 18. und 19. Jahrhundert.
Der Sonnenzyklus hat daher nicht nur Auswirkungen auf die SonnenaktivitĂ€t, sondern auch auf die IntensitĂ€t von Sonnenflecken und anderen SonnenphĂ€nomenen. WĂ€hrend eines Zyklus gibt es Phasen erhöhter AktivitĂ€t, die zu intensiven Sonneneruptionen fĂŒhren, und ruhigere Perioden, in denen die SonnenaktivitĂ€t gering ist.
Die Ursache fĂŒr diese Schwankungen wird noch erforscht, doch es wird angenommen, dass sie mit den komplexen Bewegungen von geladenen Teilchen im Inneren der Sonne zusammenhĂ€ngen.
Der Sonnenzyklus 25
Wir befinden uns derzeit im Sonnenzyklus 25, der im Dezember 2019 begann. Der Höhepunkt der SonnenaktivitĂ€t wird fĂŒr das Jahr 2025 erwartet, wenn die Anzahl der Sonnenflecken ihren höchsten Wert erreichen wird.
Der vorherige Zyklus, Sonnenzyklus 24, war mit einer Dauer von 11 Jahren und einer durchschnittlich niedrigen IntensitĂ€t der SonnenaktivitĂ€t bemerkenswert. Mit einer der geringsten SonnenaktivitĂ€ten seit Beginn der regelmĂ€Ăigen Aufzeichnungen war er eine der ruhigeren Phasen der Sonne seit der EinfĂŒhrung der modernen Sonnenbeobachtungen im Jahr 1755.
Die niedrige AktivitĂ€t von Sonnenzyklus 24 hat die Wissenschaftler dazu angeregt, die Ursachen fĂŒr solche Schwankungen zu untersuchen, da sie potenziell Auswirkungen auf die langfristige SonnenaktivitĂ€t und damit auf das Weltraumwetter haben könnte.
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Polarblick auf die Sonne
©Introbild: ESA/NASA
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