Die Natur von CME-assoziierten, sich wellenförmig ausbreitenden Störungen der unteren Sonnenkorona wurde seit den ersten Beschreibungen dieser Phänomene Mitte der 1990er Jahre kontrovers betrachtet.
Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: Vourlidas et al.; The Solar Physics Laboratory at Goddard Space Flight Center, Greenbelt,Maryland,USA; The George Mason University, Fairfax, Virginia, USA; Lars-C. Depka. Vertont von Peter Rittinger.
(Bild: NASA)
Die geringe Kadenz (maximal vier Bilder/Tag durch SOHO) in Verbindung mit den mangelnden Beobachtungen der inneren Korona im Weißlicht, ließ lange Zeit keine eindeutige Klärung der Frage, ob es sich bei den Störungen um physikalische Wellenphänomene oder beispielsweise lediglich um Projektionen oder optische Verzerrungen von sich ausbreitenden CMEs handelt, zu.
Unter CME versteht man einen sogenannten Koronalen Massenauswurf (KMA, englisch Coronal Mass Ejection), also eine Sonneneruption, bei der in Folge der magnetischen Rekonnexion (d.h. der abrupten strukturellen Reversion eines Magnetfeldes) große Mengen Plasma ausgestoßen werden.
Eine nachhaltige Novellierung erfuhr dieses Kernproblem der bisherigen Sonnenbeobachtung spätestens durch die Inbetriebnahme der beiden STEREO-Sonnenbeobachtungssatelliten (Solar Terrestrial Relations Observatory). Begünstigt durch die damalige raumgeometrische Anordnung der Schwestersonden gelang mit Hilfe ihrer Koronagraphen im Frühjahr 2009 eine detaillierte Vermessung der Aktivregion (AR) 11012, aus dem sich im weiteren Verlauf des 13. Februar ein mächtiger KMA entwickelte. Die aus dieser Vermessung gewonnenen Daten erlauben erstmals eine unzweideutige Separation der KMA Strukturen von den Signaturen der Störungen der unteren Sonnenkorona (EUV-Waves).
Eine der wichtigsten Entdeckungen des Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) war wohl 1995 der Nachweis großskaliger EUV-Wellen, deren Ausbreitung über signifikante Gebiete der Sonnenscheibe nachvollzogen werden, und deren Ursprung innerhalb der verschiedenen ARs lokalisiert werden konnte. 2002 wiesen Beisencker et al. in ihrer Arbeit ihre (die der EUV-Wellen) strikte Assoziation zu den KMA nach, ihre Natur blieb jedoch nach wie vor Gegenstand nachhaltiger Diskussionen. So galten sie über einige Jahre als eine Art Pseudowelle, oder „Fußabdruck“ der assoziierten KMA.
Der Hauptgrund der über Jahre hinweg anhaltenden Kontroverse zu ihrer wahren Natur lag in der Tatsache begründet, dass EUV-Wellen dann am besten durch SOHO nachgewiesen werden konnten, wenn sich ihre Quellregionen nahe des Scheibenzentrums der Sonne befanden, da sich ihre Fortpflanzung über große Gebiete der Sonnenscheibe hinweg in einem solchen Falle gültig nachvollziehen ließ.
(Bild: NASA)
KMA hingegen, lassen sich am besten nahe des Scheibenrandes beobachten, da aus dieser Position heraus eine Abschätzung ihrer radialen, sowie lateralen Evolution gegeben ist. Durch den bauartbedingten „Monoblick“ SOHOs war also entweder eine Untersuchung der EUV-Wellen, oder aber der KMA durchführbar, niemals indes beide Phänomene zu gleichen Zeit.
Gleichwohl sollte sich im Februar diesen Jahres das Dilemma mittels der Aktivregion 11012 entwirren lassen, die zu jenem Zeitpunkt bei einem Ort etwa 270° solarer Länge lokalisiert werden konnte. Die vor dem Hintergrund des augenblicklich ja noch immer extrem tiefen Minimums ungewöhnlich „blanke“ Sonnenscheibe begünstigte die unzweideutige Dokumentation mehrerer mit diesem Ereignis assoziierter Merkmale.
So breiteten sich Ablenkungen der während der eruptiven Vorgänge typischen Magnetfeldbögen unter gleichzeitiger Induktion von am Rand der Sonnenscheibe gut zu beobachtender transversaler Oszillationen innerhalb koronaler Strukturen entlang der Aktivitätsregion in Nord-Südrichtung aus. Die äußersten dieser Ablenkungsstrukturen scheinen mit dem Breitenmaß der auf der Sonnenscheibe während des Vorgangs sichtbaren Welle gut verträglich, ein Befund, der nachhaltig ihre gegenseitige Assoziation nahelegt. Mittels des Extreme Ultraviolet Imager (EUVI), dessen Wellenlängen mit Temperaturdistributionen zwischen 60.000 und 2 Millionen Grad Celsius korrespondiert, gelang es darüber hinaus, die Ausbreitung der Welle durch unterschiedliche Schichten der Sonnenatmosphäre hindurch zu verfolgen.
Bei einer Expansionsgeschwindigkeit von 250 km/s erreichte der solare Tsunami – die heiße Magnet-Plasma Welle – eine vertikale Ausdehnung von annähernd 100.000 km, eine Dimension, die schon erahnen lässt, dass die Sonnenphänomene ausschließlich den Namen ihrer irdischen Vettern teilen. Der Energiefreisatz innerhalb nur einer Zehntelsekunde dieses Events entspricht dabei dem Zweimilliardenfachen des weltweiten jährlichen Energieumsatzes. Trotz der im Vergleich zur Korona wesentlich dichteren Chromosphäre konnte, sehr zur Überraschung der Beteiligten, keinerlei Abschwächung des Ausbreitungspulses des Tsunamis innerhalb der verschiedenen Atmosphärenschichten der Sonne verzeichnet werden. So hat man es hierbei mit einer sogenannten schnellen magnetohydrodynamischen Welle zu tun, die zwar keine direkte Gefahr für die Erde darstellt, über deren weitere Analyse allerdings wertvolle Hinweise über die ansonsten unzugängliche untere Sonnenatmosphäre gewonnen werden können.