Sonneneruption

2025-03-03T13:56:01Z

176.5.187.35: s. Diskussion

[[Datei:Mass eject.png|mini|Koronaler Masseauswurf am 20. Juni 1989]]
[[Datei:Solar Blast.ogv|miniatur|Filmaufnahme einer Sonneneruption vom 7. Juni 2011]]
[[Datei:Flare and after-flare prominence.jpg|mini|Verlauf einer Sonneneruption]]
[[Datei:SDO SDO 20120831 171.304.blend.jpg|mini|[[Koronaler Massenauswurf]] auf der Sonne am 31. August 2012]]
[[Datei:2012-08-31 Sun filament eruption - SDO.ogv|mini|Zeitraffer-Video der Sonne am selben Tag<br />(Reale Dauer ca. 26 Stunden)]]
Eine '''Sonneneruption''' ist ein Gebilde erhöhter Strahlung innerhalb der [[Chromosphäre]] der [[Sonne]], das durch [[Magnetfeld]][[energie]] gespeist wird.
* Als '''Flare''' oder '''chromosphärische Eruption''' bezeichnet man einfache [[Plasma (Physik)|Plasma]]-Magnetfeldbögen.
* Kommt es zu einer Reorganisation der Bögen, die zu einer Ablösung von Plasmaschläuchen führt, so beobachtet man einen erhöhten Masseausstoß. Bezeichnungen dafür sind [[koronaler Massenauswurf]] (CME) oder auch [[Protuberanz|eruptive Protuberanz]], die damit verbundenen Teilchenströme, Protonenschauer, Solarkosmischer Strahlungsausbruch ({{enS|Solar Cosmic Ray Event}}) oder ''SEP'' ({{enS|Solar Energetic Particles}}). Die Teilchen eines koronalen Masseauswurfs wechselwirken mit dem [[Sonnenwind]] und dem [[interplanetares Magnetfeld|interplanetaren Magnetfeld]]: Schnelle Teilchen werden auf die Geschwindigkeit des Sonnenwinds abgebremst, langsame beschleunigt. Es kommt zur Ausbildung einer breiten [[Schockfront]], die für die Beschleunigung der Teilchen, insbesondere [[Proton]]en, auf Energien oberhalb von 10 [[Elektronenvolt|MeV]] verantwortlich ist. Der Prozess der Beschleunigung heißt ''SPE'' ({{enS|Solar Particle Event}}, auch ''Solar Proton Event'').

Je nach Autor und Alter der Veröffentlichungen variieren die Abgrenzungen der Bezeichnungen.

Pro Tag sind bei normaler [[Sonnenaktivität]] 5 bis 10 Flares zu beobachten.

== Entstehung ==
Flares treten in Gebieten der Sonne auf, in denen sich auch [[Sonnenfleck]]en und [[Sonnenfackel]]n zeigen.

Die Entstehung der Flares lässt sich auf [[elektromagnetisch]]e Vorgänge innerhalb der Sonne zurückführen. Die Sonne besteht aus einem Plasma aus negativen Elektronen und positiven Ionen, das in ihrer äußeren Zone durch [[Konvektion]]s<nowiki/>strömungen in ständiger Bewegung gehalten wird. Die Elektronen besitzen aufgrund ihrer geringeren Masse eine höhere Geschwindigkeit als die Ionen; es fließt ein elektrischer Strom, der ein Magnetfeld [[Elektromagnetische Induktion|induziert]]. Teilweise wölben sich dabei Magnetfeldschläuche nach außen. Wenn sich diese Schleifen beim Verdrehen berühren, schließen sich die Magnetfeldlinien kurz und es kommt zu einer [[Rekonnexion]]. Dies ist ein physikalisches Phänomen, bei dem sich die Struktur eines Magnetfeldes abrupt ändert und große Energiemengen freigesetzt werden. Vermutlich ist es für die Sonneneruption verantwortlich. Aufgrund der entgegengesetzten Orientierung des Magnetfeldes wird die Schleife mit dem eingeschlossenen Material fortkatapultiert.

== Dauer ==
Die Dauer der Flares ist [[proportional]] zur Ausdehnung des Eruptionsgebiets. Die mittlere Lebensdauer liegt bei 10 bis 90 Minuten, wobei nach einem schnellen Anstieg der [[Helligkeit]] ein langsames Abklingen erfolgt.

== Zusammensetzung und Folgen auf der Erde ==
Ein [[Absorptionsspektrum]] eines Flaregebiets zeigt typischerweise neben Wasserstoff auch [[Helium]] und [[Calcium]]. Die Gebiete senden verstärkt kurzwellige Strahlungen im [[Ultraviolettstrahlung|ultravioletten]] und im Röntgenbereich sowie [[Proton]]en, [[Elektron]]en und [[Ion]]en aus. Auf der Erde bewirkt dies Störungen der [[Ionosphäre]] mit entsprechenden Beeinträchtigungen des [[Rundfunk|Radioverkehrs]].

Die Teilchen führen beim Eindringen in die [[Erdatmosphäre]] zu [[Magnetischer Sturm|magnetischen Stürmen]]. Von [[Ionosphäre #Ionosphärenstürme|Ionosphärenstürmen]] spricht man, wenn langsam in die [[Polarlicht]]<nowiki/>zonen eindringende Partikel die bei Nacht sichtbaren Polarlichter bewirken und es durch stark fluktuierende [[elektrischer Strom|elektrische Ströme]] zu erdmagnetischen Störungen kommt. Bei Protonenstürmen dringen die schnellen solaren Protonen in die [[Polarkappe]]n, mitunter in mittleren Breiten bis zu Höhen von 30 km, ein und erhöhen die [[Elektronendichte]] und [[Adsorption]] von [[Kurzwelle]] und [[UKW]] bis 300 MHz.

Der [[Mögel-Dellinger-Effekt]] beschreibt den temporären Ausfall von [[Funkverbindung]]en.

== Größe ==
Größere Flares können bis zu 1 ‰ der [[Sonnenoberfläche]] einnehmen, was dem Zehnfachen der Erdoberfläche entspricht.

Flares werden [[logarithmisch]] nach ihrer [[Röntgenstrahlung]]senergie in die Klassen A, B, C, M und X eingeteilt. Innerhalb einer Klasse wird die [[Intensität (Physik)|Intensität]] mit einem Wert zwischen 1 und 10 (1 eingeschlossen) festgelegt. Erreicht der Wert 10, so wird er der nächsten Klasse zugeteilt; in der Klasse X sind auch Werte größer als 10 möglich. Die Einteilung ergibt sich aus dem [[Fluss (Physik)|Fluss]] der Röntgenstrahlung, die von der Sonne ausgeht, und zwar im Bereich von 0,1 bis 0,8 nm (entspricht 1,55 bis 12,4 keV).

{| class="wikitable float-right"
|+ Flare-Klassen in Abhängigkeit von der Intensität der Röntgenstrahlung<ref>{{Internetquelle |url=https://web.archive.org/web/20230112020646/https://www.nasa.gov/mission_pages/sunearth/news/X-class-flares.html |titel=Solar Flares: What Does It Take to Be X-Class? {{!}} NASA |datum=2023-01-12 |abruf=2025-03-03 |kommentar=Archivlink}}</ref><ref>[https://spaceweather.com/glossary/flareclasses.html?PHPSESSID=jg1tdiqj8nom17v8k6ds9rmsi5 The Classification of X-ray Solar Flares] spaceweather.com, abgerufen am 3. Juli 2012</ref><br/>
(1 µW = 10<sup>−6</sup> W)
|-
! Klasse !! Intensität [µW/m²]
|-
| X || {{0|00,00 … }} > 100
|-
| M || 10{{0|,00}} … < 100
|-
| C || {{0}}1{{0|,00}} … < {{0}}10
|-
| B || {{0}}0,1{{0}} … < {{0|00}}1
|-
| A || {{0}}0,01 … < {{0|00}}0,1
|}

=== Rekorde ===
Die größte beobachtete Sonneneruption war das [[Carrington-Ereignis]] 1859. So große Eruptionen treten im Durchschnitt ungefähr alle 500 Jahre auf.

Die größte bisher gemessene Sonneneruption ereignete sich am 4. November 2003 mit einer Klassifizierung von X45.<ref>{{Internetquelle |url=https://spaceref.com/press-release/biggest-ever-solar-flare-was-even-bigger-than-thought/ |titel=Biggest ever solar flare was even bigger than thought |hrsg=spaceref.com |datum=2004-03-15 |zugriff=2023-12-16}}</ref> Das entspricht 4500 µW/m².

Auf anderen Sternen wurden bereits Eruptionen beobachtet, die bis zu eine Million Mal stärker sind als die stärksten bekannten Sonneneruptionen, sogenannte [[Superflare]]s. Es gilt als möglich, dass auch die Sonne zu Superflares fähig ist.

== Beobachtung ==
Man beobachtet sie in [[Spektroheliograph|Spektroheliogrammen]] des [[Wasserstoff]]s und am Rand der [[Sonnenscheibe]] als Ausbuchtung der Chromosphäre in die [[Korona (Sonne)|Korona]], meist in Verbindung mit Masseauswürfen.

== Literatur ==
* Natchimuthukonar Gopalswamy: ''Solar eruptions and energetic particles.'' American Geophysical Union, Washington 2006, ISBN 978-0-87590-430-6.
* Jochen Greiner: ''Flares and flashes.'' Springer, Berlin 1995, ISBN 3-540-60057-4.
* Boris V. Somov: ''Physical processes in solar flares.'' Kluwer Acad. Publ., Dordrecht 1992, ISBN 0-7923-1261-9.

== Weblinks ==
{{Commonscat|Solar flares|Sonneneruptionen}}
* [https://www.swpc.noaa.gov/ Aktuelles Solarwetter]
* [https://www.raben.com/maps/ aktuelle Karten für Solarevents]
* [https://science.nasa.gov/sun/solar-storms-and-flares/ Solar Storms and Flares] nasa.gov, (englisch)

'''Videos'''
* {{Alpha Centauri|180}}
* [https://open-video.org/details.php?videoid=6288 Video der NASA zu solar flares]

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Sonne|Eruption]]
[[Kategorie:Wikipedia:Artikel mit Video]]

Wikipedia (Deutsch) – Lokale Kopie - Benutzerbeiträge [de]

Sonneneruption