Was sind Sonneneruptionen?

Liebe Astrofreunde

In diesen Beitrag wird erklärt was eine Sonneneruption für uns bedeutet.

Eine Sonneneruption ist im Grunde eine riesige Explosion auf der Oberfläche unserer Sonne, die auftritt, wenn Magnetfeldlinien von Sonnenflecken sich verwirren und ausbrechen. Eine Sonneneruption wird als plötzliche, schnelle und intensive Helligkeitsänderung definiert. Eine Sonneneruption entsteht, wenn magnetische Energie, die sich in der Sonnenatmosphäre angesammelt hat, plötzlich freigesetzt wird. Das Material wird in nur wenigen Minuten auf viele Millionen Grad erhitzt und Strahlung wird praktisch über das gesamte elektromagnetische Spektrum emittiert, von Radiowellen am langwelligen Ende über optische Emission bis hin zu Röntgen- und Gammastrahlen am kurzwelligen Ende. Die freigesetzte Energiemenge entspricht der von Millionen gleichzeitig explodierenden Atombomben! Sonneneruptionen treten häufig auf, wenn die Sonne in den Jahren um das Sonnenmaximum herum aktiv ist. In dieser Zeit können an nur einem Tag viele Sonneneruptionen auftreten! Um das Sonnenminimum herum treten Sonneneruptionen weniger als einmal pro Woche auf. Große Flares sind seltener als kleinere. Einige (meistens stärkere) Sonneneruptionen können riesige Wolken aus Sonnenplasma in den Weltraum schleudern, was wir als koronalen Massenauswurf Cme bezeichnen. Wenn ein koronaler Massenauswurf die Erde erreicht, kann er einen geomagnetischen Sturm und intensive Polarlichter verursachen.

Eine spektakuläre Sonneneruption, wie sie vom Solar Dynamics Observatory der NASA bei einer Wellenlänge von 193 Ångström beobachtet wurde.

Die Klassifizierung von Sonneneruptionen

Sonneneruptionen werden als A, B, C, M oder X gemäß ihrem Spitzenfluss (in Watt pro Quadratmeter, W/m²) von 1 bis 8 Ångström klassifiziert. Die Röntgenstrahlung wird dabei mit dem XRS-Instrument an Bord des GOES-Satelliten gemessen, der sich in einer geostationären Umlaufbahn über dem Pazifischen Ozean befindet. Die folgende Tabelle zeigt die verschiedenen Klassen von Sonneneruptionen.

Die Röntgenklassen sind logarithmisch aufgebaut, wobei jede Klasse 10-mal stärker ist als die vorhergehende und innerhalb jeder Kategorie von 1 bis 9 reicht. Zum Beispiel: B1 bis B9, C1 bis C9, usw. Ursprünglich waren die Klassen auf C, M und X beschränkt. Da die Messinstrumente im Laufe der Jahre immer empfindlicher wurden, konnten auch kleinere Eruptionen beobachtet werden, die dann als A und B bezeichnet wurden. Analog könnten Y und Z auf X folgen, wenn X10 oder stärkere Eruptionen entdeckt werden. Diese wurden jedoch noch nie verwendet. Stattdessen behielten die Wissenschaftler die X-Klasse bei, um sehr große Eruptionen zu kennzeichnen (z. B. die X40 Eruption vom 4. November 2003, die nicht als Y4 benannt wurde)

A und B-Klasse Sonneneruptionen

Die A- und B-Klasse sind die niedrigsten Klassen von Sonneneruptionen. Sie sind sehr häufig und nicht sehr interessant. Der Hintergrundfluss (Menge der Strahlung, die emittiert wird, wenn keine Fkares vorhanden sind) liegt während des Sonnenmaximums häufig im B-Bereich und während des Sonnenminimums im A-Bereich.

C-Klasse Sonneneruptionen

Sonneneruptionen der Klasse C sind kleinere Sonneneruptionen, die wenig bis gar keine Auswirkungen auf die Erde haben. Nur Sonneneruptionen der Klasse C, die von langer Dauer sind, könnten einen koronalen Massenauswurf erzeugen, aber sie sind normalerweise langsam, schwach und verursachen hier auf der Erde selten eine signifikante geomagnetische Störung. Der Hintergrundfluss (Menge der Strahlung, die emittiert wird, wenn keine Flares vorhanden sind) kann im unteren Bereich der C-Klasse liegen, wenn eine komplexe Sonnenfleckenregion die erdzugewandte Sonnenscheibe besiedelt.

M-Klasse Sonneneruptionen

Sonneneruptionen der Klasse M sind das, was wir die mittelgroßen Sonneneruptionen nennen. Sie verursachen kleine (R1) bis mäßige (R2) Funkausfälle auf der Tageslichtseite der Erde. Einige eruptive M-Klasse Flares können auch Sonnen-Strahlungsstürme verursachen. Starke, lang andauernde Sonneneruptionen der Klasse M sind wahrscheinliche Kandidaten, um einen koronalen Massenauswurf auszulösen. Wenn die Sonneneruption in der Nähe des Zentrums der erdzugewandten Sonnenscheibe stattfindet und einen koronalen Massenauswurf auf unseren Planeten auslöst, besteht eine hohe Wahrscheinlichkeit, dass der resultierende geomagnetische Sturm stark genug für Polarlichter in den mittleren Breiten sein wird.

X-Klasse Sonneneruptionen

Sonneneruptionen der X-Klasse sind die größten und stärksten von allen. Im Durchschnitt treten Sonneneruptionen dieser Größenordnung etwa 10 Mal im Jahr auf und treten häufiger während des Sonnenmaximums als während des Sonnenminimums auf. Starke bis extreme (R3 bis R5) Funkausfälle treten auf der Tageslichtseite der Erde während der Sonneneruption auf. Wenn der Strahlungsausbruch eruptiv ist und in der Nähe des Zentrums der erdzugewandten Sonnenscheibe stattfindet, könnte er einen starken und lang anhaltenden Sonnen-Strahlungssturm verursachen und einen erheblichen koronalen Massenauswurf der schwere (G4) bis extreme (G5) geomagnetische Stürme auf der Erde auslöst.

Eine X-Klasse Sonneneruption, wie sie vom Solar Dynamics Observatory der NASA bei einer Wellenlänge von 131 Ångström beobachtet wurde.

Was ist über X9? Die X-Klasse geht nach X9 weiter, anstatt einen neuen Buchstaben zu bekommen, werden diese Sonneneruptionen oft als Sonneneruptionen der „Super-X-Klasse“ bezeichnet. Sonneneruptionen, die die X10-Klasse erreichen oder sogar übertreffen, sind jedoch sehr selten und treten nur wenige Male während eines Sonnenzyklus auf. Eigentlich ist es gut, dass diese starken Sonneneruptionen nicht so oft auftreten, da die Folgen auf der Erde schwerwiegend sein könnten. Es ist bekannt, dass die koronalen Massenauswürfe, die durch solche Sonneneruptionen ausgelöst werden können, Probleme mit unserer modernen Technologie wie Satelliten und Stromleitungen verursachen können.

Bei Super-X-Klasse-Eruptionen ist zu beachten, dass eine X20-Sonneneruption nicht zehnmal so stark ist wie eine X10-Sonneneruption. Eine X10-Sonneneruption entspricht einem Röntgenstrahlfluss von 0,001 Watt/m², während eine X20-Sonneneruption 0,002 Watt/m2 in der Wellenlänge von 1–8 Ångström entspricht.

Die größte Sonneneruption, die jemals seit Beginn der Satellitenmessung im Jahr 1976 aufgezeichnet wurde, war eine X40-Eruption am 4. November 2003 während des Sonnenzyklus 23. Der lange XRS-Kanal auf dem GOES-12-Satelliten war bei X24,86 während 12 Minuten durch die intensive Strahlung gesättigt. Eine spätere Analyse der verfügbaren Daten ergab einen geschätzten Spitzenfluss von X40. Einige Wissenschaftler glauben sogar, dass diese Sonneneruption noch stärker war. Gut für uns war, dass sich die Sonnenfleckengruppe, die diese Sonneneruption verursachte, bereits zu einem großen Teil von der der Erde zugewandten Sonnenseite weggedreht hatte, als die X40-Eruption auftrat. Seit der neuen Generation der GOES-Satelliten gab es noch keine Sonneneruption, die die XRS-Kanäle gesättigt haben. Aber es wird erwartet, dass eine entsprechende Sättigung bei etwa denselben Flusswerten eintreten wird.

Hochfrequenz (HF) Funkausfälle durch Sonneneruptionen

Ausbrüche von Röntgenstrahlung und extremer ultravioletter Strahlung, die während Sonneneruptionen emittiert werden, können auf der sonnenbeschienenen Seite der Erde Probleme beim Hochfrequenz-(HF)-Funk verursache. Sie sind dort am intensivsten, wo die Sonne senkrecht steht. Bei solchen Ereignissen ist vor allem der Hochfrequenz-Funkverkehr (HF) (3-30 MHz) betroffen, obwohl sowohl Ausfall als auch und verminderter Empfang auch auf sehr hohe Frequenzen (VHF) (30-300 MHz) und höhere Frequenzen übergreifen können.

Diese Funkausfälle sind das Ergebnis einer erhöhten Elektronendichte in der unteren Ionosphäre (D-Schicht) durch eine Sonneneruption, die dort zu einem starken Anstieg der Energiemenge führt wodurch Funkwellen schwächer werden, wenn sie diese Schicht durchqueren. Dieser Prozess verhindert, dass die Funkwellen die viel höheren Schichten E, F1 und F2 erreichen, in denen sich die Funksignale normalerweise brechen und zur Erde zurückprallen.

Durch Sonneneruptionen verursachte Funkausfälle sind die häufigsten Weltraumwetterereignisse auf der Erde, und auch die schnellsten, die uns betreffen. Kleinere Ereignisse treten etwa 2000 Mal pro Sonnenzyklus auf. Die elektromagnetische Emission, die bei Sonneneruptionen entsteht, bewegt sich mit Lichtgeschwindigkeit und benötigt etwas mehr als 8 Minuten, um von der Sonne zur Erde zu gelangen. Diese Art von Funkausfällen kann je nach Dauer der Sonneneruption einige Minuten bis mehrere Stunden dauern. Die Stärke eines Funkaufalles hängt von der Stärke der Sonneneruption ab.

Die Highest Affected Frequency (HAF) während eines Funkausfalls durch Röntgenstrahlung zur Mittagszeit basiert auf einem Röntgenflusswert zwischen 1-8 Ångström. Diese Highest Affected Frequency (HAF) kann durch eine Formel abgeleitet werden. Unten finden Sie eine Tabelle, in der Sie sehen können, wie hoch die Highest Affected Frequency (HAF) während eines bestimmten Röntgenflusses ist.

R-Skala

Die NOAA verwendet ein fünfstufiges System, die so genannte R-Skala, um den Schweregrad eines röntgenbedingten Funkausfalls anzugeben. Diese Skala reicht von R1 für einen geringfügigen Funkausfalls bis zu R5 für einen extremen Funkausfall, wobei R1 die niedrigste Stufe und R5 die höchste Stufe ist. Jeder R-Stufe ist eine bestimmte Röntgenhelligkeit zugeordnet. Diese reicht von R1 für einen Röntgenfluss von M1 bis R5 für einen Röntgenfluss von X20. Auf Twitter veröffentlichen wir Warnungen, sobald ein bestimmter Schwellenwert für die Funkstörung erreicht ist. Da jede Blackout-Stufe einer bestimmten GOES-Röntgenhelligkeit entspricht, können Sie diese Warnungen direkt mit einer Sonneneruption in Verbindung bringen, die sich in diesem Moment ereignet. Wir definieren die folgenden Radio-Blackout-Klassen:

Das Bild unten zeigt die Auswirkungen einer X1 (R3-starken) Sonneneruption auf der sonnenbeschienenen Seite der Erde. Es ist zu erkennen, dass die am Highest Affectes Frequency (HAF) dort, wo die Sonne direkt über der Erde steht, etwa 25 MHz beträgt. Funkfrequenzen unterhalb der HAF erleiden einen noch größeren Verlust.

R-Skala

Die NOAA verwendet ein fünfstufiges System, die so genannte R-Skala, um den Schweregrad eines röntgenbedingten Funkausfalls anzugeben. Diese Skala reicht von R1 für einen geringfügigen Funkausfalls bis zu R5 für einen extremen Funkausfall, wobei R1 die niedrigste Stufe und R5 die höchste Stufe ist. Jeder R-Stufe ist eine bestimmte Röntgenhelligkeit zugeordnet. Diese reicht von R1 für einen Röntgenfluss von M1 bis R5 für einen Röntgenfluss von X20. Auf Twitter veröffentlichen wir Warnungen, sobald ein bestimmter Schwellenwert für die Funkstörung erreicht ist. Da jede Blackout-Stufe einer bestimmten GOES-Röntgenhelligkeit entspricht, können Sie diese Warnungen direkt mit einer Sonneneruption in Verbindung bringen, die sich in diesem Moment ereignet. Wir definieren die folgenden Radio-Blackout-Klassen:

Das NOAA SWPC – D-Region Absorptionsprodukt. Das D-Region-Absorptions-Vorhersagemodell dient als Leitfaden, um die Beeinträchtigung des Hochfrequenzfunks (HF) und der Kommunikationsunterbrechungen, die dadurch verursacht werden können, zu verstehen.

Was sind Sonnenflecken?

Sonnenflecken bilden sich auf der Sonnenoberfläche durch starke Magnetfeldlinien, die aus dem Inneren der Sonne durch die Sonnenoberfläche kommen und im Vergleich zu ihrer Umgebung als dunkle Flecken sichtbar sind. Diese Sonnenflecken, die um ein Vielfaches größer werden können als die Erde, sind immer dunkel, weil sie viel kühler sind als die umgebende Oberfläche der Sonne selbst. Ein großer Sonnenfleck kann eine Temperatur von 3700°C haben. Das klingt nach viel, aber wenn wir das mit der Temperatur der Photosphäre der Sonne vergleichen, die etwa 5500°C beträgt, dann sehen Sie, dass es einen beträchtlichen Unterschied gibt. Wenn wir einen Sonnenfleck aus der Sonne herausnehmen und in unseren Nachthimmel stellen könnten, wäre er tatsächlich nur so hell wie der Vollmond, ein sehr großer Kontrast zur hellen Sonne selbst.

Sonnenflecken sind in den Jahren um das Sonnenmaximum ein häufiger Anblick auf unserer Sonne. Sonnenmaximum ist die Zeit der größten Sonnenaktivität im Sonnenzyklus der Sonne, wobei ein Sonnenzyklus etwa 11 Jahre dauert. Um das Sonnenminimum herum sind nur sehr wenige oder gar keine Sonnenflecken zu finden. Sonnenflecken entstehen dort, wo magnetische Feldlinien aus dem Sonneninneren durch die Sonnenoberfläche kommen, was bedeutet, dass jeder Sonnenfleck seine eigene Polarität haben

Ein Sonnenfleck besteht aus zwei Teilen:

• Der dunkle Teil (Umbra)
• Hellerer Teil um den dunklen Teil (Halbschatten)

Sonnenfleckenregionen

Das Bild unten zeigt eine große und komplexe Gruppe mit zahlreichen Sonnenflecken. Dies wird als Sonnenfleckengruppe oder aktive Region bezeichnet. Täglich werden alle Sonnenfleckenregionen auf der erdzugewandten Sonnenscheibe auf ihre Eruptionsgefahr hin analysiert und nummeriert. Dies wird vom NOAA Space Weather Prediction Center durchgeführt. Sonnenfleckenregionen, insbesondere solche mit komplexen magnetischen Anordnungen, sind dafür bekannt, ein Phänomen namens Sonneneruptionen zu verursachen.

Rotation der Sonne

Die Sonne dreht sich genau wie die Erde um ihre Achse. Sonnenmerkmale auf der Sonne wie Sonnenfleckenregionen folgen der Rotation der Sonne. Das bedeutet, dass eine Sonnenfleckenregion von Ost nach West von der Erde aus gesehen über die Sonnenscheibe wandert. Dies ist wichtig, da Sonnenfleckenregionen (von der Erde aus gesehen) nahe am Mittelmeridian liegen müssen, um einen koronalen Massenauswurf in Richtung Erde senden zu können. Eine Sonnenfleckenregion in der Nähe des Äquators benötigt von der Erde aus gesehen etwa 2 Wochen, um sich vom östlichen zum westlichen Rand zu bewegen. Je weiter eine Sonnenfleckenregion vom Äquator entfernt ist, desto länger dauert die Bewegung über das Antlitz der Sonne. Das liegt daran, dass sich die Sonne am Äquator schneller dreht als an den Polen. Die Rotationsperiode beträgt am Äquator etwa 25,6 Tage und an den Polen 33,5 Tage. Von der Erde aus gesehen, während sie die Sonne umkreist, beträgt die scheinbare Rotationsperiode der Sonne an ihrem Äquator etwa 28 Tage.

Die sehr große Sonnenfleckenregion 2192 dreht sich um die der erd-zugewandten Sonnenscheibe, wie sie vom Solar Dynamics Observatory aus gesehen wird.

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