Von der Erde aus, etwa 149 Millionen Kilometer entfernt, erscheint die Sonne als strahlende, leuchtende Scheibe, die am Himmel schwebt. Doch unter ihrer strahlenden Oberfläche verändert sich die Sonne ständig durch turbulente Strömungen, verdrehte Magnetfelder und explosive Energie, die ihr Oberflächenverhalten kontinuierlich verändern.
Die Beobachtung der Aktivität auf der Sonnenoberfläche ist von großer wissenschaftlicher Bedeutung. Sie trägt nicht nur zu unserem Verständnis der Sonnendynamik bei, sondern spielt auch eine entscheidende Rolle bei der Vorhersage und Eindämmung von Weltraumwetterkatastrophen, dem Schutz von Raumfahrzeugen und der langfristigen Erforschung des Klimawandels auf der Erde.
In diesem Artikel untersuchen wir ein hochauflösendes Bild des Sonnenflecks AR4079, aufgenommen von einem Nutzer des ToupTek-Kamerasystems. Anhand dieses Bildes untersuchen wir die Merkmale der Photosphäre der Sonne, darunter Sonnenflecken , Halbschattenfilamente und Granula , um herauszufinden, wie diese Sonnenphänomene unser tägliches Leben hier auf der Erde beeinflussen.
Bild: Am 3. Mai hat das Astronomische Observatorium Shenzhen (SZAO/Delai) den Sonnenfleck AR4079 in der aktiven Region mit einem 0,51-Meter-RCOS-Teleskop und einer ToupTek IUA1700KMB-Industriekamera mit hoher Bildrate (210 fps bei einer Auflösung von 1600 × 1100) aufgenommen.
Die geschichtete Struktur der Sonne
Schauen wir uns zunächst den Schichtaufbau der Sonne an.
Die Sonne ist von innen nach außen in Schichten aufgebaut: Kern, Strahlungszone, Konvektionszone, Photosphäre, Chromosphäre und Korona. Jede Schicht spielt eine einzigartige Rolle bei der Erzeugung, dem Transport und der Abgabe von Energie in Form von Wärme, Licht und hochenergetischen Teilchen in den Weltraum. Das Verständnis dieser Schichten hilft Wissenschaftlern, die Auswirkungen der Sonnenaktivität auf unseren Planeten zu verfolgen – von geomagnetischen Stürmen bis hin zu Schwankungen in der Satellitenkommunikation und in Energiesystemen.
Im Zentrum befindet sich der Kern, die Quelle der Sonnenenergie. Er erreicht Temperaturen um die 15 Millionen °C , wobei Wasserstoffkerne durch Kernfusion Energie freisetzen.
Diese Energie wird zunächst durch Strahlung in der Strahlungszone nach außen transportiert und dann durch Konvektion in der Konvektionszone an die Oberfläche getragen.
Bild: Schichten der Sonne. Bildnachweis: NASA
Die Photosphäre ist die Schicht, aus der sichtbares Sonnenlicht emittiert wird und in der wir Phänomene wie Sonnenflecken und Granulation beobachten.
Darüber liegen die Chromosphäre und die Korona, die äußeren Schichten der Sonnenatmosphäre, in denen häufig intensive Aktivitäten wie Sonneneruptionen und koronale Massenauswürfe (CMEs) auftreten.
Sonnenflecken: magnetisch aktive Regionen
Sonnenflecken sind relativ dunkle Bereiche in der Photosphäre der Sonne, die eng mit der komplexen Magnetfeldaktivität der Sonne verbunden sind.
Da sich der Äquator der Sonne schneller dreht als ihre Pole, werden die Magnetfeldlinien mit der Zeit gedehnt, verdreht und verwickelt. Diese verwickelten Magnetfelder bilden im Inneren der Sonne Bereiche intensiver magnetischer Aktivität.
Wenn in diesen Regionen aufgrund des Auftriebs magnetische Flussschläuche entstehen, steigen sie durch die Konvektionszone auf und durchdringen die Photosphäre, wodurch Sonnenflecken entstehen.
In diesen Röhren unterdrückt das starke Magnetfeld den konvektiven Wärmetransport, wodurch die Temperatur im Vergleich zur Umgebung sinkt. Infolgedessen erscheinen Sonnenflecken im sichtbaren Licht dunkler, was als sichtbares Zeichen intensiver magnetischer Aktivität und als Warnsignal für mögliche Sonnenstürme gilt, die die Kommunikation, Satelliten und Energiesysteme auf der Erde stören können.
Bild: Die Lage der Sonnenflecken. Quelle: SpaceWeatherLive
Penumbralfilamente: Spuren von verdrehtem Magnetismus
Der dunklere Kern eines Sonnenflecks wird vom Halbschatten umgeben, der durch abwechselnd helle und dunkle Filamentstrukturen gekennzeichnet ist. Diese Halbschattenfilamente entstehen, wenn die magnetischen Feldlinien von einer vertikalen zu einer geneigten Ausrichtung wechseln.
Im Halbschatten finden sich außerdem helle Halbschattenkörner , kleine, punktförmige Strukturen, die durch lokale Einschlüsse aufsteigenden und absinkenden Plasmas entstehen, die sogenannte kleinräumige Konvektion. Diese Körner bewegen sich oft entlang der Filamente nach innen zum Zentrum des Sonnenflecks und verdeutlichen so, wie magnetische Kräfte mit Plasmaströmen in und um Sonnenflecken interagieren.
Bild: Solar WL AR4079. Bildnachweis: Shenzhen Astronomical Observatory (SZAO/Delai)
Granulate: Die kochende Oberfläche der Sonne
Neben Sonnenflecken ist die Photosphäre auch mit Granulat bedeckt – hellen, zellartigen Flecken, die einer brodelnden Wabenoberfläche ähneln. Diese Granulationsmuster sind Konvektionszellen, die entstehen, wenn heiße Gase aus der Konvektionszone aufsteigen, an der Oberfläche abkühlen und wieder absinken.
Jedes Granulat hat einen Durchmesser von etwa 1.000 Kilometern und eine Lebensdauer von etwa 8 bis 20 Minuten. Sie brodeln und entwickeln sich ständig wie ein Topf mit kochendem Wasser auf der Sonnenoberfläche.
Bild: Dynamische Simulation der Solargranulation. Quelle: Internet
Granulate zeigen nicht nur, wie heißes Plasma aufsteigt und abkühlt, sondern helfen Wissenschaftlern auch dabei, das Magnetfeld der Sonne zu kartieren, was für die Vorhersage des Weltraumwetters und den Schutz der Technologie der Erde vor Störungen durch die Sonne von entscheidender Bedeutung ist.
Warum ist das wichtig?
Von Sonnenflecken und Halbschattenfilamenten bis hin zur sich ständig verändernden Granulation – jedes Sonnenmerkmal beeinflusst das Weltraumwetter. Die Dynamik kann GPS-Signale beeinflussen, Satellitenbahnen beeinflussen, Stromnetze überlasten und sogar langfristige Klimatrends bestimmen. Daher ist die Sonnenbeobachtung wichtiger denn je.