Quelle: DARC e.V. 9. August 2024.

9. August 2024 – Der aktuelle elfjährige Sonnenzyklus hat es in sich. Als er im Dezember 2019 loslegte, dachten die Experten, dass er nicht mehr Power haben würde als sein Vorgänger, der Sonnenzyklus 24. Aber jetzt sagt das Solar Influences Data Analysis Center des Königlichen Observatoriums von Belgien: Im Juli 2024 lag die durchschnittliche Sonnenfleckenzahl bei 196,5 Einheiten. Zuletzt wurde dieser Wert im Dezember 2001 erreicht. Damit hat der Solarzyklus 25 den Solarzyklus 24 überholt.

Sonnenflecken sind dunkle Stellen auf der sichtbaren Sonnenoberfläche, auch Photosphäre genannt. Im Vergleich zu ihrer Umgebung strahlen Sonnenflecken weniger sichtbares Licht ab und sind daher dunkler. Die Anzahl und Größe der Sonnenflecken sagen uns ziemlich genau, wie aktiv die Sonne gerade ist. Und je aktiver die Sonne ist, desto besser klappen weltweite Funkverbindungen auf der Kurzwelle. Das ist der Frequenzbereich von 3 bis 30 Megahertz. Eine hohe Sonnenaktivität sorgt für eine kräftige Ionisation der oberen Luftschichten (Ionosphäre). Die wirken auf Kurzwellen wie eine Art Reflektor in großer Höhe – Voraussetzung dafür, um auf der Kurzwelle große Entfernungen überbrücken zu können.

Wenn es mehr Sonnenflecken gibt, wie im aktuellen Sonnenflecken-Maximum, gibt es jedoch auch öfter Sonneneruptionen. Normalerweise umgeben die Magnetfeldlinien in den Regionen der Sonnenflecken das heiße Sonnenplasma, das Protonen, Elektronen und andere elektrisch geladene Teilchen enthält. Manchmal reißen die Feldlinien aber und schleudern die Teilchen mit bis zu zwanzig Prozent der Lichtgeschwindigkeit ins All. In nur etwa einer Stunde erreicht diese Wolke die Erde und kann dafür sorgen, dass der Funkverkehr über den Polkappen zusammenbricht. Das betrifft vor allem Flug-, See-, Amateur- und internationalen Rundfunk.

Eine starke Sonneneruption wird zudem von einem sogenannten Röntgenblitz begleitet. Dieser bewegt sich mit Lichtgeschwindigkeit fort und erreicht die Erde vor den hochenergetischen Teilchen in nur etwa acht Minuten. Diese Röntgenstrahlung führt auf der Tagseite der Erde augenblicklich zu einer Ionisation auch in niedrigeren Höhen. Diese verhindert, dass elektromagnetische Wellen im Kurzwellenbereich die höheren Regionen der Ionosphäre erreichen und zur Erde zurückgeworfen werden. Es kommt zu den gefürchteten Radio Blackouts (auch Mögel-Dellinger-Effekt genannt): Die Wellenausbreitung internationaler Funkdienste auf Kurzwelle ist dann oft für mehrere Stunden gestört.

Die Sonnenaktivität ist für alle Funkdienste, die die Kurzwelle nutzen, daher Fluch und Segen zugleich. Meteorologische Dienste, aber auch Funkwetterexperten des DARC beobachten täglich das Geschehen auf der Sonne und veröffentlichen allgemein zugängliche Funkwetterberichte, die aktuell die Ausbreitungsbedingungen auf den Kurzwellenbändern einschätzen und eine Prognose zu der weiteren, kurzfristigen Entwicklung des Funkwettergeschehens abgeben.

Über den DARC e.V.
Als größter Verband von Funkamateuren in Deutschland hat der DARC e.V. rund 30.000 Mitglieder. Damit ist über die Hälfte der deutschen Funkamateure im Verein organisiert. Der DARC vertritt die Interessen der Funkamateure bundesweit und engagiert sich bei der Förderung des Amateurfunks auf allen Ebenen, auch international als Mitglied der International Amateur Radio Union (IARU). Informationen zum DARC finden Sie im Internet unter www.darc.de.

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• Unsere Sonne

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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung 5. März 2024.

5. März 2024 – Um Abertausende von Sonnenflecken in historischen Zeichnungen der Sonne zu zählen, sucht ein gemeinsames Forschungsprojekt des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) aus Göttingen und des italienischen Nationalen Instituts für Astrophysik (INAF) die Unterstützung engagierter Amateurforscher*innen. Ihre Aufgabe ist es, die fast täglichen Beobachtungen der Sonne zu sichten, die der Astronom Angelo Secchi und seine Mitarbeiter zwischen 1853 und 1878 in detaillierten Zeichnungen festgehalten haben. Die Sammlung ist einer der umfassendsten Datensätze zu Sonnenfleckenbeobachtungen des 19. Jahrhunderts. Solche historischen Daten helfen zu verstehen, wie aktiv unser Stern einst war – und was er in Zukunft für uns bereithalten könnte. Das Projekt „Sunspot Detectives“ wurde heute auf der Citizen Science Plattform Zooniverse freigeschaltet.

In der zweiten Hälfte des 19. Jahrhunderts entstand in Rom eine einzigartige Sammlung von Beobachtungsdaten der Sonne. Vom neu errichteten Observatorium der Jesuitenschule Collegio Romano auf dem Dach der Kirche Sant‘Ignazio schauten der Jesuitenpater und Astronom Angelo Secchi, seine Mitarbeiter und Assistenten mehr als drei Jahrzehnte lang regelmäßig auf unser Zentralgestirn und übertrugen ihre Beobachtungen in beinahe tägliche Bleistiftzeichnungen. Mit feinen Strichen markierten sie darin unter anderem Größe, Form und Lage aller dunklen Flecke, die sie mit Hilfe ihrer Teleskope erkennen konnten. Seit vergangenem Jahr sind die mehr als 5400 Zeichnungen, die dem italienischen Nationalen Institut für Astrophysik (INAF) gehören und im Astronomischen Observatorium Rom bewahrt werden, vollständig digitalisiert und damit für die Forschung nutzbar. Das riesige Konvolut auszuwerten ist eine gewaltige Aufgabe. Forscher*innen des MPS und des INAF setzen deshalb auf die Citizen Science Plattform Zooniverse.

Solare Geschichtsforschung
„Wenn wir heute auf die Sonne schauen, sehen wir nur eine Momentaufnahme, einen winzigen Ausschnitt in ihrem schon 4,6 Milliarden Jahre währenden Leben“, erklärt Dr. Theodosios Chatzistergos vom MPS, der das Zooniverse-Projekt „Sonnenfleck-Detektive“ ins Leben gerufen hat. „Erst ein Blick zurück in die Geschichte der Sonne hilft uns einzuschätzen, zu welchem Verhalten unser Stern prinzipiell fähig ist – und was in Zukunft möglicherweise von ihm zu erwarten ist“, fügt er hinzu. Bekannt ist, dass die Sonne Phasen schwächerer und stärkerer Aktivität durchläuft. Einem grob elfjährigen Aktivitätszyklus sind dabei deutlich längere Schwankungen überlagert. In aktive Phasen ist die Sonne ein Feuerwerk: Häufig kommt es zu Teilchen- und Strahlungsausbrüchen; der Sonnenwind, der stetige Strom geladener Teilchen von der Sonne, „weht“ besonders stark; die Gesamtstrahlungsintensität der Sonne nimmt zu; und viele dunkle Sonnenflecke – häufig in Gruppen angeordnet – überziehen ihre Oberfläche. In ruhigen Phasen zeigen sich solch dunkle Gebiete nur selten oder bleiben ganz aus.

In der „solaren Geschichtsforschung“ kommt den Sonnenflecken deshalb eine zentrale Rolle zu. Da sie sich schon mit einfachen Hilfsmitteln beobachten lassen, verfolgen Astronom*innen ihre Anzahl und Entwicklung seit mehr als vier Jahrhunderten. „Die Anzahl der Sonnenflecken ist die wichtigste historische Messgröße zur Sonnenaktivität der Neuzeit. Sie ist das einzige direkte Maß für die Aktivität unseres Sterns über die vergangenen vier Jahrhunderte“, so Chatzistergos. „Die Sonnenfleckenzahl erlaubt es uns, das Verhalten der Sonne über mehrere hundert Jahre zurückzuverfolgen und mit dem heutigen Zustand der Sonne zu vergleichen“, fügt er hinzu.

Eine Sonne, viele Beobachter
Umso wichtiger ist es, dass Forschenden möglichst präzise Beobachtungsdaten zur Sonnenfleckenzahl vorliegen. Die bisher nicht systematisch ausgewerteten Aufzeichnungen, die von 1853 bis 1886 am Collegio Romano entstanden, versprechen besonders aussagekräftig zu sein. Die meisten anderen Beobachtungsreihen aus demselben Jahrhundert, die etwa in Dessau, Palermo, Potsdam oder Surrey entstanden, umfassen kürzere Zeiträume, sind weniger detailreich gezeichnet oder enthalten nur tabellarisch die Anzahl der Flecken.

„Die Aufzeichnungen von Secchi und seinen Mitarbeitern sind die detailliertesten Daten über Sonnenflecken und andere ruhige und magnetische Regionen, die in diesem Zeitraum von der Sonnenoberfläche entstanden sind“, sagt Dr. Illaria Ermolli vom INAF. „Zusätzlich zu den Informationen über die Position und die Fläche der Sonnenflecken enthalten viele Zeichnungen auch Daten über Sonnenfackeln, Spikulen und Protuberanzen sowie darüber, wie sich diese Regionen entwickelt haben. Zudem weisen Anmerkungen auf historische und natürliche Ereignisse hin, wie beispielsweise Feindseligkeiten in der Stadt und die Beobachtung spektakulärer Polarlichter“, ergänzt Ermolli. Als Sonnenfackeln bezeichnen Wissenschaftler*innen besonders helle Gebiete auf der Sonnenoberfläche, die oftmals mit Sonnenflecken einhergehen; Spikulen und Protuberanzen sind Strukturen, die sich am Sonnenrand zeigen.

Den Datenschatz Secchis wissenschaftlich auszuwerten, ist ein gewaltiges Unterfangen – und das nicht nur wegen des riesigen Umfangs des Konvoluts, das mehrere tausend Ansichten der gesamten Sonnenscheibe umfasst. Die Skizzen, die Secchi und seine Mitstreiter sorgfältig auf Papier anfertigten, zeigen deutlich Spuren ihres Alters: Auf vielen Seiten finden sich dunkle Verfärbungen, die oft nur schwer von den gemalten Sonnenflecken zu unterscheiden sind. Zudem haben die verschiedenen Beobachter – neben Secchi lassen sich mindestens fünf weitere identifizieren – die Sonnenflecken sehr unterschiedlich zu Papier gebracht. Während Secchi selbst die Sonnenflecke eher in groben Umrissen andeutete, waren einige seiner Mitstreiter mit mehr Liebe zum Detail (und möglicherweise zeichnerischem Talent) bei der Sache. Mit feinen Bleistiftstrichen hielten sie detailreich die Feinstruktur jedes einzelnen Flecks fest.

„Um alle Sonnenflecken zu identifizieren, braucht es einen sorgfältigen und vor allem menschlichen Blick auf jede Zeichnung“, so Chatzistergos. Versuche, diese Aufgabe in einem automatisierten Prozess zu erleichtern, lieferten keine befriedigende Ergebnisse.

Viele helfende Augen
Ab heute stehen auf der Plattform Zooniverse mehr als 15.000 Bilder bereit, die Ausschnitte der historischen Zeichnungen zeigen. Die Ausschnitte enthalten jeweils Gruppen eng benachbarter und zum Teil recht kleiner Sonnenflecke. Die Forschenden hoffen nun auf viele Sonnenfleck-Detektive. Um verlässliche Zahlen zu bekommen, müssen möglichst viele Laienforscher jeden Bildausschnitt bearbeiten. Ein Jahr lang sind die Bilder zugänglich.

Das Webportal Zooniverse bietet eine Plattform für Forschungsprojekte, die auf die Mithilfe von Laien setzen, so genannte Citizen Science Projekte. Das Portal wird betrieben von der Citizen Science Alliance, die sich aus Vertreter*innen sieben renommierter Forschungs- und Bildungseinrichtungen zusammensetzt. Zu diesen Einrichtungen zählen etwa das Adler Planetarium in Chicago (USA), die Oxford University (England) und die Johns Hopkins University (USA). Die mehr als 90 Forschungsprojekte auf Zooniverse sind äußerst vielfältig und stammen aus Bereichen wie Astronomie, Biologie, Medizin, Geschichte und Linguistik. So können die Hobbyforscher*innen etwa Seevögel zählen, einzelne Elefanten an Hand ihrer charakteristischen Ohrenmerkmale identifizieren, historische Handschriften transkribieren oder die ersten Sprechversuche von Kleinkindern interpretieren. Projekte aus dem Bereich der Astronomie und Weltraumforschung zählten zu den ersten Citizen Science Projekten und sind auch bei Zooniverse stark vertreten.

Originalveröffentlichung
I. Ermolli, T. Chatzistergos et al.:
Solar Observations by Angelo Secchi. I. Digitization of Original Documents and Analysis of Group Numbers over the Period of 1853–1878,
The Astrophysical Journal Supplement Series, 269:53 (19pp), 2023 December
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4365/ad0886
pdf: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4365/ad0886/pdf

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• Unsere Sonne

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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung 7. Dezember 2023.

7. Dezember 2023 – Vor 151 Jahren traf ein gewaltiger Sonnensturm auf die Erde: Am 4. Februar 1872 meldeten Telegrafenämter in vielen Teilen der Welt stundenlange Störungen und Ausfälle; Polarlichter waren selbst in Indien, Sudan und in der Karibik zu sehen. In der Fachzeitschrift The Astrophysical Journal legt eine Gruppe von 22 Wissenschaftler*innen, die von der Universität Nagoya in Japan geleitet wurde und zu der ein Forscher des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen gehört, jetzt die bisher umfassendste Untersuchung des ungewöhnlichen Ereignisses vor. Dafür werteten die Forscher*innen eine Vielzahl historischer Aufzeichnungen, Messungen und Dokumente aus Europa, Asien, Afrika, den USA und Australien aus – darunter auch bisher unbekannte Quellen. Wie die Studie zeigt, gehört der Sonnensturm von 1872 zu den drei heftigsten, die jemals direkt beobachtet wurden. Zudem konnte das Team erstmals die Region auf der Sonne identifizieren, die den Sturm ausgelöst hatte. Dies kann helfen zu verstehen, wie solch gewaltige Sonnenstürme entstehen und wie sie sich ankündigen.

In heftigen Eruptionen schleudert die Sonne immer wieder Strahlung und hochenergetische, geladene Teilchen ins All. Breiten sich diese in Richtung der Erde aus und treffen auf das irdische Magnetfeld, spricht man von einem Sonnensturm. Kleinere Stürme machen sich durch bunt leuchtende Polarlichter in hohen Breiten bemerkbar; stärkere Exemplare können in der Atmosphäre und zum Teil sogar in Bodennähe so starke elektrische Ströme induzieren, dass Funkübertragungen beeinträchtigt und Transformatoren zerstört werden. Berühmtestes Beispiel ist das so genannte Carrington-Ereignis von 1859. Als Folge des stärksten bisher bekannten Sonnensturms brach in weiten Teilen Nordeuropas und Nordamerikas das Telegrafennetzwerk zusammen; Polarlichter waren sogar in Rom, Mexiko und Kuba zu sehen.

Forschende gehen davon aus, dass ein ähnlich starker Sonnensturm heutzutage deutlich weitreichendere Konsequenzen hätte – nicht zuletzt, weil die heutige Infrastruktur empfindlich von Satelliten abhängt, die ebenfalls in Mitleidenschaft gezogen werden können. Umso drängender ist das Anliegen, heftige Ereignisse dieser Art vorhersagen zu können. „Extrem starke Sonnenstürme treten nur sehr, sehr selten auf“, erklärt MPS-Wissenschaftler Dr. Theodosios Chatzistgeros, Koautor der aktuellen Studie. „Grundsätzlich ist das natürlich gut, es erschwert aber die Erforschung dieser Ereignisse“, fügt er hinzu. Um Gesetzmäßigkeiten zu erkennen, bleibt Wissenschaftler*innen deshalb nur der Blick in die Vergangenheit.

Etwa auf den Sonnensturm vom 4. Februar 1872. Ähnlich wie beim Carrington-Ereignis waren auch 13 Jahre später Polarlichter in ungewöhnlich niedrigen Breiten zu sehen: Ein rotes, blaues oder violettes Leuchten, gleißend helle Streifen und weitere Lichterscheinungen zeigten sich Aufzeichnungen zur Folge etwa am Himmel über dem heutigen Mumbai (Indien), über Khartum (Sudan) und über der Karibik. Auch von weitreichenden Störungen des Telegraphenbetriebs wird berichtet. In der aktuellen Studie tragen Forscher*innen bereits bekannte sowie neu entdeckte Quellen zusammen und werten sie aus. Dabei blicken sie nicht nur auf die außergewöhnlichen Vorgänge, die sich am 4. Februar 1872 auf der Erde entfalteten, sondern schauen auch auf die Vorgänge auf der Sonne in den Tagen davor.

Regelmäßige Zeichnungen der Sonne
An mehreren Observatorien wie etwa in den italienischen Städten Rom, Palermo und Moncalieri gehörten im späten 19. Jahrhundert regelmäßige Sonnenbeobachtungen zum wissenschaftlichen Alltag. Die Astronomen waren vertraut mit dem etwa elfjährigen Sonnenfleckenzyklus, zeichneten Anzahl, Größe, Form und Anordnung der dunklen Gebiete auf der Sonnenoberfläche sorgsam auf und konnten zum Teil auch Eruptionen beobachten. Ihre Skizzen und Einträge lieferten den Autor*innen der aktuellen Studie entscheidende Informationen. So fertigte etwa der Jesuitenpater Angelo Secchi, Leiter der Vatikansternwarte, in den Tagen vor dem Sonnensturm detaillierte Handzeichnungen der Sonnenflecke an.

„Heute wissen wir, dass Sonnenflecken mit starken Magnetfeldern an der sichtbaren Oberfläche der Sonne einhergehen. Oftmals sind sie Ausgangspunkt von Sonneneruptionen“, erklärt Chatzistergos. Die Zeichnungen Secchis und weiterer Zeitgenossen aus den letzten Januar- und ersten Februartagen 1872 zeigen einen sprunghaften Anstieg der Anzahl der Sonnenflecken. Die Autor*innen der aktuellen Studie konnten eine Gruppe von Sonnenflecken identifizieren, die den Sonnensturm ausgelöst haben müssen. Zeit und Ort ihres Auftretens passen genau. Dabei mutet die Ansammlung dunkler Flecken zunächst eher unspektakulär an: Weder ihre Gesamtgröße noch die Abmessungen der einzelnen Flecken ist außergewöhnlich. Allerdings folgt die Anordnung der Flecken innerhalb der Gruppe nicht den typischen Gesetzmäßigkeiten. Die Magnetfeldarchitektur, auf die diese Anordnung hinweise, habe das Potential eine große Menge an Energie freizusetzen, so Chatzistergos.

Polarlichter bis zu den Tropen
Die Folgen des Ausbruchs zeigten sich auf der Erde schon bald. Am 4. Februar 1872 verkündeten Routinemessungen des Erdmagnetfeldes unter anderem aus Greenwich (England), Tiflis (Georgien) und Mumbai (Indien) das Einsetzen des Sturms. Die Daten erlauben es den Forschern einzugrenzen, wie stark der Sturm das Erdmagnetfeld abgeschwächt haben muss. Beinah noch eindrucksvoller sind die zahlreichen Sichtungen von Polarlichtern. Das Forscherteam wertete Berichte in Zeitungen, Chroniken und wissenschaftlichen Zeitschriften aus, sowie Zeichnungen, Tage- und Schiffslogbucheinträge aus Asien, Europa, Afrika, Australien und Amerika. Einige dieser Quellen waren zuvor nicht bekannt gewesen. Die äquatornächsten Polarlichtsichtungen stammen demnach aus dem karibischen Tobago, nur 11 Breitengrade nördlich des Äquators.

Insgesamt entsteht so ein umfassendes Bild des Extrem-Sonnensturms: Neben dem Carrington-Ereignis von 1859 und einem weiteren Sturm von 1921 zählt der Sonnensturm von 1872 demnach zu den drei heftigsten bisher bekannten Ereignissen. Seit Beginn des Weltraumzeitalters ist kein so starker Sturm mehr aufgetreten.

Sonnenaktivität nimmt zu
Aktuell durchläuft die Sonne ihren so genannten 25. Sonnenzyklus und nähert sich ihrem nächsten Maximum an, das sie in etwa im Laufe des nächsten Jahres erreichen dürfte. Die damit verbundenen häufigeren und stärkeren Sonnenstürme haben sich in den vergangenen Wochen auch in Deutschland und sogar in Teilen Südeuropas bemerkbar gemacht: Die kürzlich aufgetretenen Polarlichter waren sogar in Teilen von Griechenland und Italien zu sehen. Dennoch sind extreme Sonnenstürme wie das Carrington-Ereignis und der Sturm von 1972 eher seltene Phänomene – selbst in Zeiten zunehmender Sonnenaktivität. Weitere Forschung zu vergangenen Sonnenstürmen ist notwendig, um solche Ereignisse in Zukunft besser zu verstehen.

Originalveröffentlichung
Hisashi Hayakawa et al.:
The Extreme Space Weather Event of 1872 February: Sunspots, Magnetic Disturbance, and Auroral Displays,
The Astrophysical Journal, 959 23, Dezember 2023
dx.doi.org/10.3847/1538-4357/acc6cc
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/acc6cc
pdf: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/acc6cc/pdf

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• Sonnenstürme

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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung 14. Juni 2022.

14. Juni 2022 – Das Scientific Committee on Solar-Terrestrial Physics (SCOSTEP), ein Gremium des internationalen Wissenschaftsrats (ISC), hat Dr. Theodosios Chatzistergos vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) mit dem diesjährigen Distinguished Young Scientist Award ausgezeichnet. Mit diesem Preis würdigt das Gremium die Beiträge des jungen Forschers zur Rekonstruktion vergangener Aktivitäts- und Helligkeitsschwankungen der Sonne. Dr. Chatzistergos ist es unter anderem gelungen, mehr als 100 Jahre alte, historische Beobachtungen so genannter Sonnenfackeln, besonders heller Gebiete auf der Sonne, zu diesem Zweck nutzbar zu machen. Die Ergebnisse Chatzistergos’ helfen zu verstehen, wie stark die Aktivität und die Helligkeit der Sonne in vergangenen Zeiten variiert hat – und ob dies das Klima auf der Erde beeinflusste.

Um den Einfluss der Sonne auf das irdische Klima zu verstehen, braucht es mehr als eine Momentaufnahme. Vielmehr ist es nötig, soweit wie möglich zurückzuschauen – sowohl auf die Klimaveränderungen, die sich auf der Erde vollzogen haben, als auch auf die wechselhafte Aktivität der Sonne. Allerdings ist solare „Geschichtsforschung“ dieser Art knifflig: Die entscheidende Größe, die Intensität der Sonnenstrahlung, die außerhalb der Erdatmosphäre auftrifft, kann erst seit 1978 mit Hilfe von Satelliten gemessen werden.

Zum Glück offenbart sich die Aktivität unseres Sterns auf vielfältige Weise. Ursächlich für die Schwankungen der Strahlungsintensität ist ein ständiges Entstehen und Verschwinden dunkler und heller Bereiche, genannt Sonnenflecken und -fackeln, auf der sichtbaren Oberfläche der Sonne. Beide Phänomene werden vom dynamischen Magnetfeld der Sonne angetrieben und treten häufig auf, wenn die Sonnenaktivität hoch ist; in Zeiten geringer Aktivität kommen sie deutlich seltener vor. Die dunklen Sonnenflecke sind mit einfachen optischen Hilfsmitteln von der Erde aus erkennbar; ihre Anzahl zeichnen Astronominnen und Astronomen seit 1609 auf. Die Sonnenfackeln hingegen lassen sich schwerer greifen. Ihren Einfluss auf Schwankungen der Strahlungsintensität der Sonne detailliert und über einen möglichst langen Zeitraum zu berücksichtigen, ist Ziel der Arbeiten von Dr. Theodosios Chatzistergos.

Von Flecken und Fackeln
Sonnenflecken und -fackeln zeigen sich oft in enger zeitlicher und räumlicher Nachbarschaft. In bisherigen Rechnungen wurde deshalb oft angenommen, dass sich aus historischen Aufzeichnungen von Sonnenflecken auf die Anzahl und Fläche der Sonnenfackeln schließen lässt. „In perfektem Gleichtakt verläuft das Zusammenspiel von Sonnenflecken und Sonnenfackeln jedoch nicht“, gibt Chatzistergos zu bedenken. Deutlich genauere Informationen zum Auftreten von Sonnenfackeln liefern Aufnahmen der Sonne, bei denen violettes Licht einer speziellen Wellenlänge betrachtet wird. Es wird von ionisierten Kalzium-Ionen in den besonders heißen Regionen oberhalb der Sonnenfackeln emittiert. Messungen dieser Art gibt es seit 1892, allerdings nicht durchgängig von ein und demselben Observatorium.

Chatzistergos ist es gelungen, die verschiedenen Sonnenfackel-Datensätze aus fast allen Regionen der Erde zu sammeln und zu vereinen und so erstmals als langfristiges Archiv solarer Aktivität nutzbar zu machen. Entstanden ist ein Datenschatz, der das Verhalten der Sonne über das gesamte 20. Jahrhundert abbildet. Aus Daten dieser Art lassen sich die Magnetfelder an der Oberfläche der Sonne und daraus die Intensitätsschwankungen der Sonne berechnen. Wie der Forscher bereits zeigen konnte, stimmen diese Berechnungen für die vergangenen Jahrzehnte gut mit den tatsächlich im Weltraum gemessenen Intensitätsschwankungen überein.

Dr. Theodosios Chatzistergos hat an der National and Kapodistrian University in Athen (Griechenland) und an der Queen Mary University in London (England) Astronomie und Astrophysik studiert und sich in seiner Abschlussarbeit mit den Monden und Ringen des Saturns beschäftigt. Während seiner Promotion am MPS, die er 2017 abschloss, wandte er sich der Sonnen und speziell der Rekonstruktion ihrer historischen Helligkeitsschwankungen zu. Nach einem zweijährigen Forschungsaufenthalt am INAF Osservatorio Astronomico die Roma (Italien), forscht Dr. Chatzistergos seit Mitte 2020 wieder am MPS.

SCOSTEP (Scientific Committee on Solar-Terrestrial Physics) ist ein Gremium des internationalen Wissenschaftsrates, des weltweit größten Dachverbands nationaler und internationaler Wissenschaftsvereinigungen. SCOSTEP bringt Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler unterschiedlichster Disziplinen zusammen, die die Beziehung zwischen Sonne und Erde erforschen. Alle zwei Jahre verleiht das Gremium den SCOSTEP Distinguished Young Scientist Award an eine Nachwuchswissenschaftlerin oder einen Nachwuchswissenschaftler für bedeutende Beträge zu diesem Forschungsfeld.

SCOSTEP Distinguished Young Scientist Award Seminar
Dr. Theodosios Chatzistergos berichtet von seinen Forschungsergebnissen am Donnerstag, 16. Juni, um 14 Uhr (MESZ) im Rahmen des SCOSTEP Distinguished Young Scientist Award Seminar.

Zur Teilnahme ist eine Anmeldung unter https://us02web.zoom.us/webinar/register/WN_cI80a-8VSxmZOL6YxyUiyw erforderlich.

Der Vortrag wird aufgezeichnet und später unter https://scostep.org/ zur Verfügung gestellt.

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• Unsere Sonne

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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung.

26. Januar 2022 – Sterne wie die Sonne schwingen wie ein gefüllter Wasserballon. Neben diesen globalen akustischen Schwingungen, die den gesamten Stern überziehen, sind weitere bekannt: So können Sonnenflecke, dunkle Gebiete auf der Sonnenoberfläche, Ausgangspunkt für magneto-akustische Wellen sein. Eine internationale Forschergruppe unter Beteiligung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) hat mit Hilfe des Dunn Solar Telescope, eines Sonnenteleskops im US-amerikanischen Bundesstaat New Mexiko, erstmals eine Vielzahl solcher Schwingungen in Zusammenhang mit einem außergewöhnlich großen Sonnenfleck beobachtet. Der Sonnenfleck misst im Durchmesser etwa 40 000 Kilometer auf der Sonnenoberfläche. Das entspricht mehr als dem Dreifachen des Erddurchmessers. Numerische Simulationen der Forschergruppe bestätigen diesen Fund. Das Team berichtet von seinen Ergebnissen in der Fachzeitschrift Nature Communications.

Sonnenflecke sind Gebiete hoher Magnetfeldstärke an der sichtbaren Oberfläche unseres Sterns. Da die starken Magnetfelder dort verhindern, dass heißes, hell leuchtendes Plasma aus dem Innern der Sonne aufsteigt, zeigen sich die Sonnenflecke im Vergleich zu ihrer Umgebung als dunkle Bereiche. Sie können über mehrere Tage oder Wochen stabil sein. In Phasen hoher Sonnenaktivität treten sie häufig auf; in Phasen geringer Aktivität kann die Oberfläche der Sonne für mehrere Monate völlig frei von Sonnenflecken sein.

Theoretische Überlegungen legen nahe, dass das komplexe Zusammenspiel aus strömendem Plasma und Magnetfeldern unterhalb der Sonnenflecke eine Vielzahl so genannter magneto-akustischer Wellen anregen kann, die sich bis in die Atmosphäre der Sonne fortsetzen. Gemeint sind Druckwellen, in denen auch die magnetischen Kräfte, die auf das Sonnenplasma wirken, eine wichtige Rolle spielen. Je nach Größe und Magnetfeldstärke erzeugt jeder Sonnenfleck eine andere Gruppe von Schwingungen – und zeichnet sich somit durch eine charakteristische „Sonnenfleck-Symphonie“ aus. Doch obwohl diese Zusammenhänge seit etwa 40 Jahren bekannt sind, hat sich die „Musik der Sonnenflecke“ als schwer zu greifen erwiesen: Bisher wurden nur wenige Schwingungsarten in kleinen magnetischen Strukturen beobachtet. Die aktuelle Studie, an der unter Leitung der italienischen Weltraumagentur ASI insgesamt zwölf Forschungseinrichtungen aus sechs Ländern beteiligt waren, zeichnet nun erstmals ein umfassendes Bild der Schwingungen, die zu einem riesigen Sonnenfleck gehören.

Riesiger Sonnenfleck, gewaltiges Magnetfeld
Zu diesem Zweck nahmen sich die Forscherinnen und Forscher Messdaten des Sonnenteleskops Dunn Solar Telescope vom Mai 2016 vor. Zu diesem Zeitpunkt hatte die Sonne ihr letztes Aktivitätsmaximum zwar bereits durchschritten, zeigte sich aber immer noch von ihrer dynamischen Seite. In der Nähe des Sonnenäquators schmückte sie sich mit einem besonders großen Sonnenfleck: Mit einem Durchmesser von etwa 40 000 Kilometern war er einer der größten der vergangenen 20 Jahre. Auch sein Magnetfeld war gewaltig. Mit einer Stärke von 3,5 Kilogauss überstieg es das Magnetfeld der Erde um etwa vier Größenordnungen. „Die hohe zeitliche und räumliche Auflösung des Dunn Solar Telescopes zusammen mit dem starken Magnetfeld sorgten für einzigartige Messdaten“, erklärt Dr. Shahin Jafarzadeh vom MPS, der an der Studie beteiligt war.

Die Analyse der etwa drei Stunden überspannenden Messdaten vom 20. Mai 2016 zeigte ein breites Spektrum von Schwingungen: Mehr als 30 charakteristische, magneto-akustische Wellen ließen sich identifizieren, von denen viele ebenso wie der Sonnenfleck selbst bis zu 40 000 Kilometer überdeckten. Numerische Modellierungen der Forscherinnen und Forscher bestätigen diese Ergebnisse.

Magneto-Helioseismologie und andere Anwendungen
Da sich die nun gefundenen Schwingungen bis in die Sonnenatmosphäre fortsetzen, können sie nach Einschätzung der Forscherinnen und Forscher helfen, den Energietransport der Sonne in diese äußeren Schichten besser zu verstehen. Zudem ist es denkbar, dass sie als Grundlage für magneto-helioseismologische Studien dienen: Aus der Art, wie sich die Wellen in der Umgebung des Sonnenflecks ausbreiten, ließe sich auf Struktur und dynamische Prozesse in diesem Bereich schließen. Das Team hofft nun auf weitere hochaufgelöste Messdaten. Diese könnten etwa die ESA-Raumsonde Solar Orbiter, die sich der Sonne in den nächsten Jahren auf etwa 42 Millionen Kilometer annähern wird, sowie das kürzlich fertig gestellte Daniel K. Inouye Sonnenteleskop auf Hawaii liefern.

Originalveröffentlichung
M. Stangalini, G. Verth, V. Fedun, A. A. Aldhafeeri, D. B. Jess, S. Jafarzadeh, P. H. Keys, B. Fleck, J. Terradas, M. Murabito, I. Ermolli, R. Soler, F. Giorgi, and C. D. MacBride:
Large scale coherent magnetohydrodynamicoscillations in a sunspot,
Nature Communications, 25. Januar 2022
https://www.nature.com/articles/s41467-022-28136-8

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• Unsere Sonne

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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung.

Im kosmischen Vergleich ist die Sonne ein Langweiler. Während die Helligkeit einiger anderer Sterne, die ihr ähneln, stark schwankt, sind die Ausschläge bei der Sonne deutlich moderater. Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen, von der Türkisch-Deutschen Universität und der Boğaziçi Universität in Istanbul und von der Kyung Hee Universität in Yongin, Südkorea haben nun untersucht, wie genau sich Sonnen- beziehungsweise Sternflecken auf dieses Verhalten auswirken. Neben Anzahl und Größe der Flecken spielt ihre Verteilung eine Rolle. Würden Gruppen von Sonnenflecken häufiger in Clustern auftreten, könnten die Helligkeitsschwankungen der Sonne durchaus mit denen ihrer kosmischen Brüder und Schwestern mithalten. Von seinen Ergebnissen berichtet das Team in der heutigen Ausgabe der Fachzeitschrift Astrophysical Journal Letters.

Sonnenflecke, dunkle Bereiche auf der sichtbaren Oberfläche unseres Sterns, gehören zu seinen auffälligsten Eigenschaften. Sie können so gewaltige Ausmaße annehmen, dass sie von der Erde aus ohne Vergrößerung sichtbar sind, und bleiben in der Regel über mehrere Tage bestehen, bevor sie wieder vergehen. In dieser Zeit drehen sie sich zusammen mit der Sonnenoberfläche aus unserem Blickfeld. Auf diese Weise tragen sie zu den Helligkeitsschwankungen der Sonne bei, die sich auf Zeitskalen von einigen Wochen abspielen.

Solche Helligkeitsschwankungen sind auch von fernen Sternen bekannt. Allerdings hatte im April dieses Jahres eine Studie von MPS-Wissenschaftlerinnen und -Wissenschaftlern ergeben, dass die Helligkeitsschwankungen einiger Sterne, die der Sonne in wichtigen Eigenschaften ähneln, deutlich heftiger ausfallen als bei unserem Zentralgestirn. Die Forscherinnen und Forscher hatten die Lichtkurven von mehr als 350 sonnenähnlichen Sternen mit denen der Sonne verglichen. „Wir haben uns gefragt, was die Flecken dieser Sterne von Sonnenflecken unterscheidet. Sind es grundlegende physikalische Eigenschaften? Oder reichen vielleicht schon Kleinigkeiten aus, die Abweichungen zu erklären“, erläutert Dr. Emre Işık, Erstautor der neuen Studie, den Grundgedanken.

Anders als bei der Sonne lassen sich bei Sternen Strukturen auf der Oberfläche nicht direkt beobachten. Dafür sind die Forschungsobjekte zu weit weg. Stattdessen wandten sich die Forscherinnen und Forscher ihren Computern zu – und erzeugten in Simulationen eine Art Versuchsstern. Dieser Stern entspricht der Sonne und anderen sonnenähnlichen Sternen in vielen Eigenschaften; Größe, Anzahl und Verteilung so genannter aktiver Regionen auf der Oberfläche lassen sich jedoch „künstlich“ verändern. Aktive Regionen sind Gebiete besonders hoher magnetischer Feldstärke, die häufig mit Sternflecken einhergehen.

„Offenbar braucht es nicht viel, einen sonnenähnlichen Stern auf Touren zu bringen“, fasst Dr. Alexander Shapiro, der am MPS die Forschungsgruppe „Verbindung Solarer und Stellarer Variabilität“ leitet, die Ergebnisse zusammen. „Die Idee, wie dies klappen könnte, stammt von der Sonne selbst“, fügt er hinzu. Die Helligkeitsschwankungen des Versuchssterns nahmen besonders deutlich zu, wenn seine aktiven Regionen etwas häufiger als bei der Sonne, vor allem aber bevorzugt in enger Nachbarschaft zueinander erschienen. „Es ist üblich, dass Sonnenflecke in Gruppen auftreten. Etwa die Hälfte dieser Gruppen sind wiederum Teil größerer Cluster“, erklärt Işık die Motivation, speziell an dieser Stellschraube zu drehen. „Zunächst entsteht eine einzelne Gruppe von Sonnenflecken, weitere folgen in ihrer Nähe“, beschreibt er. Wie die aktuellen Rechnungen nun zeigen, lassen sich deutlich stärkere Helligkeitsschwankungen erreichen, wenn dieser Hang zur Clusterbildung ausgeprägter ist.

Auch einem weiteren, sonderbaren Verhalten einiger sonnenähnlicher Sterne kamen die Forscherinnen und Forscher so auf die Schliche. Während die Helligkeitsschwankungen einiger dieser Sterne ausgesprochen regelmäßig sind, verlaufen die der Sonne deutlich unordentlicher. Hier könnte der Ort, an dem die Gruppen von Sternflecken auftreten, eine Rolle spielen. Häufen sie sich jeweils an zwei, sich gegenüberliegenden Längengraden, ist ein sehr regelmäßiges Verhalten zu beobachten.

Ob die Flecke ferner Sterne tatsächlich in Clustern und an bestimmen Längengraden auftreten, lässt sich nur schwer überprüfen. Weitere Beobachtungen sind notwendig. „Unsere Rechnungen zeigen aber, dass die Sonne möglicherweise kein so ausgeprägter Sonderling ist, wie zunächst gedacht“, so MPS-Direktor Prof. Dr. Sami K. Solanki. „Möglicherweise unterscheidet sie sich nur in einigen Kleinigkeiten von den meisten ihrer Geschwister“.

Originalveröffentlichung
Emre Işık, Alexander I. Shapiro, Sami K. Solanki, Natalie A. Krivova:
Amplification of Brightness Variability by Active-region Nesting in Solar-like Stars,
Astrophysical Journal Letters, 22. September 2020

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• Unsere Sonne

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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung.

Wenige Monate nach ihrem Start ins All hat die ESA-Raumsonde Solar Orbiter Bilder der Sonne aus bisher unerreichter Nähe eingefangen. Darin zeigen sich unter anderem in der Sonnenatmosphäre Strukturen, die sich möglicherweise als sogenannte Nano-Flares, sehr kleine Strahlungsausbrüche, deuten lassen. Die Aufnahmen der insgesamt sechs abbildenden Instrumente, die heute veröffentlicht wurden, entstanden in den Tagen vor und nach dem 15. Juni, als die Raumsonde den sonnennächsten Punkt ihrer aktuellen Umlaufbahn erreichte. Nur 77 Millionen Kilometer trennten die Sonde von unserem Stern.

Obwohl diese frühe Missionsphase in erster Linie der Inbetriebnahme der Instrumente dient, bieten die Daten bereits einen eindrucksvollen Beweis für Solar Orbiters einzigartig umfassenden Blick auf die Sonne – von den Magnetfeldern an der Oberfläche bis zu den Teilchen, die als Sonnenwind ins All strömen. Das Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen ist ein wichtiger Partner der Mission und an vier der Instrumente maßgeblich beteiligt.

Eines dieser Instrumente ist der Extreme-Ultraviolet Imager (EUI), zu dem das MPS eins von insgesamt drei Teleskopen beigesteuert hat. Das Instrument blickt in verschiedene Schichten der Korona, der heißen, äußeren Atmosphäre der Sonne, die in erster Linie ultraviolettes (UV-) Licht abstrahlt. Da UV-Licht zum größten Teil in der Erdatmosphäre absorbiert wird, steht es selbst den leistungsstärksten und größten erdgebundenen Sonnenteleskopen nicht zur Verfügung. Schon jetzt bietet EUI deshalb den schärfsten Blick auf diese Sonnenregion.

Im besonders kurzwelligen UV-Licht finden sich in den Aufnahmen von EUI kleine, helle Flecken, kaum mehr als 700 Kilometer im Durchmesser (Abbildung 1: EUI-Mosaik). Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler halten es für möglich, dass es sich um sogenannte Nano-Flares handelt, deutlich kleinere Versionen der gewaltigen Strahlungsausbrüche unseres Sterns, die weit ins All reichen und sich bis zur Erde auswirken können.

„Die größeren dieser Mini-Ausbrüche kennen wir bereits aus den Aufnahmen anderer Raumsonden; die vielen, vielen kleineren sehen wir jetzt zum ersten Mal“, erklärt MPS-Wissenschaftler Dr. Udo Schühle aus dem Führungsteam von EUI. Völlig überraschend war, wie häufig dieses Phänomen auftritt. „Die Korona ist offenbar voll von solchen Mini-Ausbrüchen“, so Schühle.

Gerade deshalb könnten Nano-Flares eine Erklärung bieten für die rätselhaft hohen Temperaturen in der Korona. Mit einer Million Grad liegen diese 200-fach über denen der darunterliegenden Photosphäre. Um zu verstehen, wodurch die Nano-Flares entstehen und wie sie die Korona mit Energie versorgen, ist ein Blick in tieferliegende Schichten nötig. Spuren der hellen Flecken finden sich auch in EUI-Aufnahmen der unteren Korona (Abbildung 2: Vergleich HRI EUV und HRI Lymann alpha). Diese Region bildet das hochauflösende Teleskop von EUI ab, das am MPS entwickelt und gebaut wurde.

Magnetfelder als treibende Kraft
Doch wie entstehen diese Phänomene? Welche Prozesse an der Oberfläche der Sonne sind verantwortlich? Und welche Rolle spielen die Magnetfelder unseres Sterns? Solche Fragen zu beantworten, ist die Stärke von Solar Orbiter.

Sechs abbildende Instrumente mit insgesamt zehn Teleskopen blicken in verschiedene Schichten der Sonne, von der sichtbaren Oberfläche über Photosphäre und Korona bis zur Übergangsregion von Sonnenatmosphäre zur inneren Heliosphäre. Vier weitere Instrumente, die sogenannten in-situ Instrumente, vermessen den Sonnenwind, der die Raumsonde umströmt. Mehr als jede andere Mission zuvor ist Solar Orbiter in der Lage, all diese Regionen und Phänomene mit einander in Beziehung zu setzen und so einen einzigartig umfassenden Blick auf die Sonne als Ganzes zu ermöglichen.

Auf die Sonnenoberfläche blickt der am MPS entwickelte und gebaute Polarimetric und Helioseismic Imager (PHI) (Abbildung 3: Mosaik aus HRT-Bildern). „Die magnetischen Strukturen an der Oberfläche der Sonne, die PHI sichtbar macht, sind die treibende Kraft hinter allen Prozessen, die Solar Orbiter in den äußeren Sonnenschichten beobachtet“, so MPS-Direktor Prof. Dr. Sami K. Solanki, wissenschaftlicher Leiter von PHI.

Aus der Stärke und Richtung der Magnetfelder an der Sonnenoberfläche können die Forscherinnen und Forscher berechnen, wie sich die Magnetfelder in die weiter außenliegenden Schichten fortsetzen. Erste Rechnungen dieser Art liegen bereits vor (Abbildung 4: Extrapolation der Magnetfeldlinien) und können helfen, die beobachteten Vorgänge in Photosphäre und Korona zu erklären.

In den Aufnahmen von PHI findet sich zudem eine aktive Region auf der Oberfläche der Sonne (Abbildung 5: FTD-Aufnahme mit aktiver Region). Solche eng benachbarten Regionen entgegengesetzter magnetischer Polarisation sind oftmals Ausgangspunkte für Sonnenflecken.

Anders als die meisten Sonnenspäher im All, die aus der Nähe der Erde auf die Sonne blicken, hatte Solar Orbiter zu diesem Zeitpunkt bereits eine völlig neuartige Perspektive. Etwa 70 Grad trennten die Sonde von der Sichtlinie zwischen Sonne und Erde. „Von der Erde aus betrachtet war diese aktive Region nicht sichtbar“, so Solanki.

Bewährungsprobe bestanden
Trotz dieser ersten Erkenntnisse und Erfolge sind die aktuellen Aufnahmen noch nicht Teil der wissenschaftlichen Messkampagne von Solar Orbiter. Für die abbildenden Instrumente beginnt diese erst 2022 in deutlich geringerer Entfernung von der Sonne.

„In den vergangenen Wochen ging es vor allem darum zu testen, wie sich unsere Instrumente unter realen Weltraumbedingungen verhalten“, erklärt Dr. Johann Hirzberger, Operations Scientist PHI. Neben PHI und EUI haben sich dabei auch die beiden anderen Instrumente mit MPS-Beteiligung bewährt. Der Spectral Imager of the Coronal Environment (SPICE) und der Koronagraph Metis blicken ebenfalls in die heiße, äußere Hülle der Sonne und liefern weitere Puzzlestücke zum Gesamtbild der Sonne.

„SPICE rastert die Korona Stück für Stück ab und zerlegt das eingefangene UV-Licht in seine einzelnen Wellenlängen“, erklärt MPS-Wissenschaftler Prof. Dr. Hardi Peter aus dem Leitungsteam von SPICE. Daraus lässt sich auf die Häufigkeit bestimmter Elemente in der Korona schließen. Auch bei diesen Untersuchungen zeigt sich die Stärke von Solar Orbiter. Das in-situ Instrument Solar Wind Analyzer (SWA) analysiert die Häufigkeit derselben Elemente im Sonnenwind. „So können wir verstehen, was mit den Teilchen auf ihrem Weg von der Korona ins All geschieht“, so Peter. (Abbildung 6: Infografik zu SPICE und EPD)

Der Koronagraph Metis macht die Übergangsregion zwischen Korona und innerer Heliosphäre sichtbar. Anders als bei anderen Koronographen im Weltall erzeugt das Instrument die entsprechenden Ansichten innerhalb weniger Minuten und kann so auch dynamische Prozesse sichtbar machen. „Auch die räumliche Auflösung übertrifft schon jetzt die anderer Koronographen im Weltall“, so MPS-Wissenschaftler Dr. Luca Teriaca aus dem Metis-Leitungsteam. (Abbildung 7: Metis-Bilder)

Allen Instrumenten zeigt sich die Sonne derzeit von ihrer ruhigen Seite. Erst in den nächsten Jahren, wenn sie ihr aktuelles Aktivitätsminimum verlassen hat, dürfte es auf der Sonne wieder dynamischer zugehen. Die abbildenden Instrumente von Solar Orbiter beginnen dann ihre Messkampange – und haben dann einen einzigartigen Blick auf das Sonnenfeuer.

Über Solar Orbiter:
Solar Orbiter startete am 10. Februar diesen Jahres von Cape Canaveral ins All. Die ESA-Mission, zu der auch die NASA beiträgt, ist mit insgesamt zehn wissenschaftlichen Instrumenten ausgerüstet. Während vier davon den Sonnenwind untersuchen, blicken sechs mit abbildenden Instrumenten auf die Sonne selbst.

Im Laufe der Mission wird sich die Raumsonde der Sonne auf 42 Millionen Kilometer annähern, ein Abstand, der nur von der Parker Solar Probe der NASA unterboten wird, die jedoch nicht auf die Sonne schaut. Zudem wird Solar Orbiter die Bahnebene, in der die Erde und die anderen Planeten um die Sonne kreisen, verlassen und so erstmals auf die Pole der Sonne schauen können.

Das MPS hat zu vier der Instrumente beigetragen. Unter Leitung des MPS entstand der Polarimetric und Helioseismic Imager (PHI). Zudem hat das Institut maßgeblich beigetragen zum Extreme-Ultraviolet Imager (EUI), zum Spectral Imager of the Coronal Environment (SPICE) und zum Koronagraphen Metis.

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• Solar Orbiter (SolO) auf Atlas V (411)

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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung.

Die Aktivität der Sonne schwankt in einem etwa elfjährigen Rhythmus, was sich unter anderem in der Häufigkeit von Sonnenflecken zeigt. Eine vollständige magnetische Periode dauert 22 Jahre. Seit langem rätseln die Wissenschaftler, was hinter diesem Zyklus steckt. Er muss mit den Verhältnissen unter der „Haut“ des Sterns zusammenhängen: So reicht eine Schicht aus heißem Plasma – elektrisch leitendes Gas – von der Oberfläche bis 200.000 Kilometer in die Tiefe. Das Plasma innerhalb dieser Konvektionszone ist ständig in Bewegung. Einem Team aus Wissenschaftlern des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung der Universität Göttingen und der New York University Abu Dhabi ist es jetzt gelungen, das bisher umfassendste Bild dieser Plasmaströme in Nord-Süd-Richtung zu zeichnen. Die Forschenden finden eine bemerkenswert einfache Strömungsgeometrie: Das Plasma beschreibt in jeder Sonnenhemisphäre einen einzigen Umlauf, der etwa 22 Jahre dauert. Zudem sorgt die in Richtung Äquator verlaufende Strömung am Boden der Konvektionszone dafür, dass Flecken im Lauf des Sonnenzyklus immer näher am Äquator entstehen.

Auf der sichtbaren Sonnenoberfläche zeigen sich mal mehr, mal weniger dunkle Flecken. Der Abstand zwischen zwei Maxima beträgt ungefähr elf Jahre, nach 22 Jahren sind die Sonnenflecken wieder magnetisch gleich gepolt. Im Maximum erscheinen nicht nur große Flecken, sondern aktive Regionen. Beeindruckende Bögen aus heißem Plasma ragen bis weit in die Sonnenatmosphäre, Teilchen und Strahlung werden in heftigen Eruptionen ins All geschleudert. Im Aktivitätsminimum hingegen beruhigt sich die Sonne merklich.

Eine weitere auffällige Regelmäßigkeit zeigt sich im Schmetterlingsdiagramm. Es beschreibt, in welchen solaren Breiten Sonnenflecken im Lauf des Zyklus auftreten: Zu Beginn überwiegen die mittleren Breiten; im weiteren Verlauf rücken die Entstehungsorte der Sonnenflecken immer näher an den Äquator heran. Sonnenphysiker vermuten, dass großräumige Plasmaströme das Magnetfeld in der Tiefe in Richtung Äquator transportieren.

„Im Lauf des Sonnenzyklus wirken die Plasmaströme in Nord-Süd-Richtung wie eine Art Förderband, das die Magnetfelder mitreißt und so die Dauer eines Zyklus bestimmt“, sagt Laurent Gizon, Geschäftsführender Direktor des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung in Göttingen und Erstautor der Studie in der Zeitschrift Science. „Die genaue Geometrie und Amplitude der Plasmabewegungen im Sonneninnern sichtbar zu machen, ist für das Verständnis des solaren Magnetfeldes entscheidend.“ Um die Plasmaströme unterhalb der Sonnenoberfläche nachzuverfolgen, nutzten Gizon und sein Team die Methode der Helioseismologie.

Helioseismologie hat eine ähnliche Bedeutung für die Sonnenphysik wie Seismologie für die Geophysik. Helioseismologen verwenden Schallwellen, um das Sonneninnere zu erforschen – ähnlich wie Geophysiker Erdbebenwellen auswerten, um das Innere der Erde zu verstehen. Oberflächennahe Konvektionsströme regen ununterbrochen Schallwellen in der Sonne an. Diese haben Perioden von nahezu fünf Minuten. Die Wellen breiten sich durch die Sonne bis zur Oberfläche aus und führen dort zu Bewegungen, die sich mit bodengebundenen Observatorien und Weltraumteleskopen messen lassen.

In der aktuellen Studie betrachten Laurent Gizon und sein Team Schallwellen, die sich durch das Sonneninnere in Nord-Süd-Richtung ausbreiten. Plasmaströme im Innern der Sonne, die in derselben Richtung verlaufen, stören und verändern die Wellen: In Strömungsrichtung breiten sie sich schneller aus, in entgegengesetzter Richtung langsamer. Diese sehr kleinen Störungen konnten die Forscherinnen und Forscher messen und daraus mithilfe mathematischer Modelle und Computersimulationen Eigenschaften der Plasmaströme ableiten.

„Im Sonneninnern sind die Plasmaströme in Nord-Süd-Richtung viel langsamer als solche in Ost-West-Richtung“, sagt Gizon. In der gesamten Konvektionszone erreichen die Nord-Süd-Ströme Geschwindigkeiten von höchstens 50 Kilometern pro Stunde, dem Höchstwert an der Oberfläche. „Um das Rauschen in den helioseismischen Messdaten zu reduzieren, ist es deshalb notwendig, die Messungen über lange Zeiträume zu mitteln“, sagt Zhi-Chao Liang vom Göttinger Max-Planck-Institut.

Die Wissenschaftler werteten deshalb erstmals zwei unabhängige, sehr lange Messreihen aus. Die eine stammt von SOHO, dem ältesten Sonnenobservatorium im Weltall, das die Raumfahrtagenturen ESA und NASA betreiben. Die Daten des SOHO-Instrumentes MDI (Michelson Doppler Imager) erstrecken sich über die Zeit von 1996 bis 2011.

Ein zweiter unabhängiger Datensatz stammt vom Forschungsnetzwerk GONG (Global Oscillation Network Group), einem Verbund aus sechs bodengebundenen Sonnenteleskopen in den USA, Australien, Indien, Spanien und Chile. Gemeinsam haben die sechs Teleskope seit 1995 einen fast ununterbrochenen Blick auf die Sonne.

„Dass die internationale Sonnenphysik-Gemeinschaft gleich mehrere Datensätze geliefert hat, welche die vergangenen beiden Sonnenzyklen abbilden, ist lobenswert“, sagt John Leibacher, ehemaliger Direktor des GONG-Projekts. Dadurch sei es möglich, über lange Zeiträume zu mitteln und die Ergebnisse zu vergleichen.

Mithilfe dieser Daten konnten Gizon und sein Team zeigen, dass die Plasmaströme am Boden der Konvektionszone mit einer Geschwindigkeit von 15 Kilometern pro Stunde – also etwa Laufgeschwindigkeit – zum Äquator fließen. An der Oberfläche strömt das Plasma in Richtung der Pole und erreicht Geschwindigkeiten von 50 Kilometern pro Stunde. Insgesamt ergibt sich so, dass das Plasma in jeder Hemisphäre einen einzigen Umlauf beschreibt.

Bemerkenswert ist, dass die Dauer eines solchen Umlaufs etwa 22 Jahre beträgt – und somit die physikalische Erklärung für den Sonnenzyklus liefert. Weiterhin fanden die Forscherinnen und Forscher, dass Sonnenflecken mit fortschreitendem Sonnenzyklus immer näher am Äquator entstehen – wie im Schmetterlingsdiagramm beschrieben.

„Unsere Studie stützt die Vorstellung, dass die Ströme in Nord-Süd-Richtung für das Verschieben der Entstehungsorte von Sonnenflecken zum Äquator hin verantwortlich sind“, sagt Max-Planck-Forscher Robert Cameron. Nach den Worten von Laurent Gizon ist allerdings noch offen, warum die Nord-Süd-Ströme auf diese Weise verlaufen und welche Rolle diese Ströme für die magnetische Aktivität anderer Sterne spielen.

Die Computer-Infrastruktur für dieses Forschungsprojekt wurde vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) mit Mitteln des Bundesministeriums für Wirtschaft und Technologie aufgrund eines Beschlusses des Deutschen Bundestages gefördert. Weitere Unterstützung wurde vom Europäischen Forschungsrat im Rahmen des Synergy Grant WHOLE SUN zur Verfügung gestellt. Das Center for Space Science der New York University Abu Dhabi wird vom NYUAD Institut unterstützt.

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• Unsere Sonne

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Quelle: ESO ESON.

Die Ergebnisse, die heute in Nature Astronomy veröffentlicht wurden, helfen Astronomen, diese rätselhaften Sterne besser zu verstehen. Sie öffnen Türen zur Klärung anderer schwer zu lösender Rätsel der Sternastronomie.

Das Team unter der Leitung von Yazan Momany vom Astronomischen Observatorium des INAF in Padua in Italien untersuchte eine besondere Art von Sternen, die als extreme Horizontalaststerne bekannt sind – Objekte mit etwa der Hälfte der Masse der Sonne, aber vier- bis fünfmal heißer. „Diese heißen und kleinen Sterne sind etwas Besonderes, weil wir wissen, dass sie eine der letzten Lebensphasen eines typischen Sterns umgehen und vorzeitig sterben werden“, sagt Momany, der zuvor als Astronom am Paranal-Observatorium der ESO in Chile tätig war. „In unserer Galaxie werden diese merkwürdigen heißen Objekte im Allgemeinen mit einem nahen Begleitstern in Verbindung gebracht.“

Überraschenderweise scheint jedoch die große Mehrheit dieser extremen Horizontalaststerne, wenn sie in dicht gepackten Sterngruppen beobachtet werden, die Kugelsternhaufen genannt werden, keine Begleiter zu haben. Die Langzeitbeobachtung dieser Sterne durch die Forschergruppe, die mit ESO-Teleskopen durchgeführt wurde, zeigte auch, dass an diesen mysteriösen Objekten etwas mehr dran war. Bei der Untersuchung von drei verschiedenen Kugelsternhaufen stellten Momany und seine Kollegen fest, dass viele der darin enthaltenen extremen Horizontalaststerne im Laufe von nur wenigen Tagen bis zu mehreren Wochen regelmäßige Helligkeitsänderungen aufwiesen.

„Nachdem alle anderen Szenarien eliminiert worden waren, gab es nur noch eine einzige Möglichkeit, die beobachteten Helligkeitsschwankungen zu erklären“, folgert Simone Zaggia, eine Mitautorin der Studie vom Astronomischen Observatorium des INAF in Padua in Italien und ehemalige ESO-Stipendiatin: „Diese Sterne müssen von Flecken bedeckt sein!“

Flecken auf extremen Horizontalaststernen scheinen ganz anders zu sein als die dunklen Sonnenflecken auf der Sonne. Aber beide werden durch Magnetfelder verursacht. Die Flecken auf diesen heißen, extremen Sternen sind heller und heißer als die umgebende Sternoberfläche, im Gegensatz zur Sonne, wo wir Flecken als dunkle Verfärbungen auf der Sonnenoberfläche sehen, die kühler sind als ihre Umgebung. Die Flecken auf extremen Horizontalaststernen sind auch deutlich größer als Sonnenflecken und bedecken bis zu einem Viertel der Sternoberfläche. Diese Flecken sind unglaublich beständig und halten jahrzehntelang, während einzelne Sonnenflecken vorübergehend sind und nur einige Tage bis Monate überdauern. Während die heißen Sterne rotieren, erscheinen und verschwinden die Flecken auf der Oberfläche und verursachen die sichtbaren Helligkeitsveränderungen.

Neben den Helligkeitsänderungen aufgrund der Flecken entdeckte das Team auch einige extreme Horizontalaststerne, die Superflares zeigten – plötzliche Energieausbrüche und ein weiteres Anzeichen für die Existenz eines Magnetfeldes. „Sie ähneln den Flares, die wir auf unserer Sonne sehen, sind aber zehnmillionenmal energiereicher“, sagt der Mitautor der Studie, Henri Boffin, ein Astronom im deutschen Hauptsitz der ESO. „Ein solches Verhalten war sicher nicht zu erwarten und unterstreicht die Bedeutung von Magnetfeldern bei der Erklärung der Eigenschaften dieser Sterne“, sagt der Studienmitautor Henri Boffin.

Nachdem sechs Jahrzehnte lang versucht wurde, extreme Horizontalaststerne zu verstehen, haben die Astronomen nun ein vollständigeres Bild von ihnen. Darüber hinaus könnte dieses Ergebnis dazu beitragen, den Ursprung starker Magnetfelder in vielen Weißen Zwergen zu erklären, Objekten, die das letzte Stadium im Leben sonnenähnlicher Sterne darstellen und Ähnlichkeiten mit extremen Horizontalaststernen aufweisen. „Die übergeordnete Bedeutung“, so Teammitglied David Jones, ein ehemaliger ESO-Stipendiat, der jetzt am Instituto de Astrofísica de Canarias, Spanien, tätig ist, „besteht jedoch darin, dass die Helligkeitsänderungen aller heißen Sterne – von jungen sonnenähnlichen Sternen über alte extreme Horizontalaststerne bis hin zu längst verstorbenen Weißen Zwergen – alle miteinander in Verbindung gebracht werden könnten. Diese Objekte können daher so verstanden werden, dass sie kollektiv von magnetischen Flecken auf ihrer Oberfläche betroffen sind.“

Um zu diesem Ergebnis zu gelangen, benutzten die Astronomen mehrere Instrumente des Very Large Telescope (VLT) der ESO, darunter VIMOS, FLAMES und FORS2, sowie OmegaCAM, das am VLT-Survey-Teleskop (VST) des Paranal-Observatoriums angebracht ist. Außerdem setzten sie ULTRACAM am New Technology Telescope (NTT) am La-Silla-Observatorium der ESO, ebenfalls in Chile, ein. Der Durchbruch kam, als das Team die Sterne im nahen ultravioletten Teil des Spektrums beobachtete, wodurch sie die heißeren, extremen Sterne, die in Kugelsternhaufen unter den kühleren Sternen hell hervorstehen, sichtbar machen konnten.

Weitere Informationen
Diese Studie wird in der heute in Nature Astronomy (doi: 10.1038/s41550-020-1113-4) veröffentlichten Arbeit „A plage of magnetic spots among the hot stars of globular clusters“ vorgestellt.

Das Team besteht aus Y. Momany (INAF Astronomisches Observatorium von Padua, Italien [INAF Padua]), S. Zaggia (INAF Padua), M. Montalto (Abteilung für Physik und Astronomie, Universität Padua, Italien [U. Padua]), D. Jones (Instituto de Astrofísica de Canarias und Abteilung für Astrophysik, Universität La Laguna, Teneriffa, Spanien), H. M. J. Boffin (Europäische Südsternwarte, Garching, Deutschland), S. Cassisi (INAF-Astronomische Sternwarte der Abruzzen und INFN Pisa, Italien), C. Moni Bidin (Instituto de Astronomia, Universidad Catolica del Norte, Antofagasta, Chile), M. Gullieuszik (INAF Padua), I. Saviane (Europäische Südsternwarte, Santiago, Chile), L. Monaco (Departamento de Ciencias Fisicas, Universidad Andreas Bello, Santiago, Chile), E. Mason (INAF Astronomische Sternwarte von Triest, Italien), L. Girardi (INAF Padua), V. D’Orazi (INAF Padua), G. Piotto (U. Padua), A.P. Milone (U. Padua), H. Lala (U. Padua), P.B. Stetson (Herzberg Astronomie und Astrophysik, Nationaler Forschungsrat, Victoria, Kanada) und Y. Beletsky (Sternwarte Las Campanas, Carnegie Institution of Washington, La Serena, Chile).

Über die ESO
Die Europäische Südsternwarte (engl. European Southern Observatory, kurz ESO) ist die führende europäische Organisation für astronomische Forschung und das wissenschaftlich produktivste Observatorium der Welt. Die Organisation hat 16 Mitgliedsländer: Belgien, Dänemark, Deutschland, Finnland, Frankreich, Großbritannien, Irland, Italien, die Niederlande, Österreich, Polen, Portugal, Spanien, Schweden, die Schweiz und die Tschechische Republik. Hinzu kommen das Gastland Chile und Australien als strategischer Partner. Die ESO führt ein ehrgeiziges Programm durch, das sich auf die Planung, den Bau und den Betrieb leistungsfähiger bodengebundener Beobachtungseinrichtungen konzentriert, die es Astronomen ermöglichen, wichtige wissenschaftliche Entdeckungen zu machen. Auch bei der Förderung internationaler Zusammenarbeit auf dem Gebiet der Astronomie spielt die Organisation eine maßgebliche Rolle.

Die ESO verfügt über drei weltweit einzigartige Beobachtungsstandorte in Chile: La Silla, Paranal und Chajnantor. Auf dem Paranal betreibt die ESO das Very Large Telescope (VLT) und das weltweit führende Very Large Telescope Interferometer sowie zwei Durchmusterungsteleskope: VISTA im Infrarotbereich und das VLT Survey Telescope (VST) für sichtbares Licht. Am Paranal wird die ESO zukünftig außerdem das Cherenkov Telescope Array South beherbergen und betreiben, das größte und empfindlichste Gammastrahlenobservatorium der Welt. Die ESO ist zusätzlich einer der Hauptpartner bei zwei Projekten auf Chajnantor, APEX und ALMA, dem größten astronomischen Projekt überhaupt. Auf dem Cerro Armazones unweit des Paranal errichtet die ESO zur Zeit das Extremely Large Telescope (ELT) mit 39 Metern Durchmesser, das einmal das größte optische Teleskop der Welt werden wird.

Die Übersetzungen von englischsprachigen ESO-Pressemitteilungen sind ein Service des ESO Science Outreach Network (ESON), eines internationalen Netzwerks für astronomische Öffentlichkeitsarbeit, in dem Wissenschaftler und Wissenschaftskommunikatoren aus allen ESO-Mitgliedsländern (und einigen weiteren Staaten) vertreten sind. Deutscher Knoten des Netzwerks ist das Haus der Astronomie in Heidelberg.

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• Sternentwicklung

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Quelle: Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP).

28. Oktober 2019 – Der Effekt könnte sogar eine wesentliche Rolle bei der Entstehung des Sonnenmagnetfelds spielen, wie Forscher des Helmholtz-Zentrums Dresden-Rossendorf (HZDR), der Universität Leeds und des Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP) berichten.

Wie bei einem gigantischen Dynamo entsteht das starke Magnetfeld der Sonne durch elektrische Ströme. Um diesen sich selbst verstärkenden Mechanismus des Sonnendynamos besser zu verstehen, müssen Forscherinnen und Forscher die Vorgänge und Strömungen im Sonnenplasma entschlüsseln. Unterschiedliche Drehgeschwindigkeiten verschiedener Regionen und komplexe Strömungen im Inneren der Sonne wirken zusammen, um das Magnetfeld zu erzeugen. Dabei können außergewöhnliche magnetische Effekte auftreten – wie die jetzt entdeckte magnetische Instabilität.

„Super-HMRI“ nennen die Forscher den neu erkannten Spezialfall der Magnetorotationsinstabilität (helical magnetorotational instability, HMRI). Es ist ein magnetischer Mechanismus, der rotierende, elektrisch leitende Flüssigkeiten und Gase in einem Magnetfeld instabil werden lässt. Das Besondere in diesem Fall: die Super-HMRI benötigt exakt die Bedingungen, wie sie im Plasma nahe des Sonnenäquators vorherrschen – dort, wo Astrophysikerinnen und Astrophysiker die meisten Sonnenflecken und somit die größte magnetische Aktivität der Sonne beobachten. Allerdings war diese Instabilität in der Sonne bisher übersehen worden und wird in Modellen des Sonnendynamos noch nicht berücksichtigt.

Dabei ist bekannt, dass magnetische Instabilitäten entscheidend an vielen Vorgängen im Universum beteiligt sind. Beispielsweise entstehen Sterne und Planeten aus großen, sich drehenden Scheiben aus Staub und Gas. Ohne Magnetfelder ließe sich dieser Vorgang nicht erklären. Magnetische Instabilitäten machen die Strömung in den Scheiben turbulent und ermöglichen so, dass sich die Masse zu einem zentralen Objekt zusammenballt. Wie ein Gummiband verbindet das Magnetfeld benachbarte Schichten, die mit unterschiedlicher Geschwindigkeit rotieren. Es beschleunigt die langsamen äußeren und bremst die schnellen inneren Materieteilchen. Die Wirkung der Fliehkraft reicht dort nicht mehr aus und die Materie stürzt ins Zentrum. In der Nähe des Sonnenäquators verhält es sich genau umgekehrt. Hier bewegen sich die inneren Schichten langsamer als die äußeren. Ein solches Strömungsprofil galt in Fachkreisen bislang als physikalisch extrem stabil.

Die Forscher vom HZDR, von der Universität Leeds und vom AIP haben diesen Fall dennoch näher untersucht. Für ein kreisförmiges Magnetfeld hatten sie bereits errechnet, dass auch für außen schneller rotierende Flüssigkeiten und Gase eine magnetische Instabilität auftreten kann. Allerdings nur unter unrealistischen Bedingungen: Die Rotationsgeschwindigkeit müsste nach außen hin zu stark anwachsen. Im zweiten Anlauf gingen sie nun von einem schraubenförmig geformten Magnetfeld aus. „Wir erwarteten nichts Besonderes mehr, aber dann gab es eine handfeste Überraschung“, erinnert sich HZDR-Wissenschaftler Dr. Frank Stefani. Denn hier kann die magnetische Instabilität bereits einsetzen, wenn die Geschwindigkeit zwischen den rotierenden Plasmaschichten nur schwach zunimmt – was in der äquatornahen Region der Sonne der Fall ist.

„Die neue Instabilität könnte eine wichtige Rolle bei der Erzeugung des Sonnenmagnetfeldes spielen“, schätzt Stefani ein. „Um dies zu bestätigen, müssen wir allerdings zunächst noch weitere, numerisch aufwändige Rechnungen durchführen.“ Prof. Günther Rüdiger vom AIP ergänzt: „Astrophysik und Klimaforschung hoffen noch immer auf ein besseres Verständnis des Sonnenfleckenzyklus. Vielleicht bringt uns die jetzt gefundene ‚Super-HMRI‘ den entscheidenden Schritt weiter.“

Mit komplementären Spezialisierungen in der Astrophysik und der Magnetohydrodynamik beschäftigt sich das interdisziplinäre Team bereits seit über 15 Jahren mit magnetischen Instabilitäten – im Labor, auf dem Papier und mit Hilfe aufwändiger Simulationen. Die Wissenschaftler wollen physikalische Modelle verbessern, kosmische Magnetfelder verstehen und innovative Flüssigmetallbatterien entwickeln. Durch die enge Kooperation gelang es ihnen 2006, die Theorie der Magnetorotationsinstabilität erstmals experimentell zu bestätigen. Auch für die jetzt theoretisch vorhergesagte Spezialform planen die Forscher den Praxistest: In einem Großexperiment, das derzeit im DRESDYN-Projekt am HZDR aufgebaut wird, wollen sie magnetische Instabilitäten im Labor untersuchen.

Originalveröffentlichung
G. Mamatsashvili, F. Stefani, R. Hollerbach, G. Rüdiger: Two types of axisymmetric helical magnetorotational instability in rotating flows with positive shear, in Physical Review Fluids, 2019.

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Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: Simon Marius Gesellschaft.

Die Veröffentlichung folgt der Ausrufung des „Simon-Marius-Jubiläum 2014“ durch die Nürnberger Astronomische Gesellschaft (NAG) in Zusammenarbeit mit einer Reihe von Partnern und ist gleichzeitig Abschluss der Aktivitäten rund um das Jubiläum – in einer Schrift mit dem Titel „Mundus Iovialis“ (Die Welt des Jupiter) hatte Marius die Entdeckung der Jupitermonde im Jahre 1614 festgehalten.

„Simon Marius und seine Forschung“, das im Amazon-Buchhaus CAMPE in Nürnberg vorgestellt wird, will über die Arbeit von Simon Marius als Beobachter von Kometen, Sonnenflecken, Jupitermonden und Venusphasen, als Kalendermacher und Protagonist im Weltbildstreit informieren. Die Herausgeber und Astronomiehistoriker Hans Gaab und Pierre Leich schließen mit den anlässlich einer Tagung zusammengetragenen Aufsätzen Lücken in der Astronomiegeschichte und haben es sich dabei auch zum Ziel gesetzt, mit der einen oder anderen Legende aufzuräumen.

Das neue Werk erscheint als Band 57 der Reihe „Acta Historica Astronomiae“ sowie als Nummer 6 der Schriftenreihe der Nürnberger Astronomischen Gesellschaft und Band 1 der neubegründeten „Edition Simon Marius“ der Simon Marius Gesellschaft. Es umfasst 481 Seiten und wird von der Akademischen Verlagsanstalt Leipzig verlegt. Die ISBN lautet 978-3-944913-49-0, der Preis liegt bei 34 Euro.

Im Rahmen der Veranstaltung bei Thalia in Nürnberg will man die einzelnen Beiträge des Werkes jeweils kurz vorstellen. Besucher der Veranstaltung sind herzlich eingeladen, im Anschluss über Simon Marius und seine Rolle in der Astronomiegeschichte zu diskutieren. Der Eintritt ist frei.

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• Simon Marius

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Ein Beitrag von Johannes Amann. Quelle: NASA.

Seit ihrem Start am 6. Oktober 2006 entfernten sich die Zwillingssonden STEREO A und B (Solar Terrestrial Relations Observatory) von der Erde. STEREO A eilte dabei der Erde auf ihrem Orbit vorraus, STEREO B fiel zurück. Durch die besondere Lage der Sonden konnte die Sonne, also auch die Vorgänge auf ihrer Oberfläche, dreidimensional betrachtet werden.

Nach fast dreieinhalb Jahren Flugzeit standen sich die Sonden am 6. Februar 2011 in ihrem Orbit genau gegenüber, jede Sonde kann also genau eine Hälfte der Sonnensphäre fotographieren. Setzt man beide Hälften richtig zusammen, erhält man – mit Hilfe der ebenfalls US-amerikanischen Sonde SDO (Solar Dynamics Observatory) – ein dreidimensionales Bild der gesamten Sonnenoberfläche.
Mit Hilfe der Daten der Sonden kann beispielsweise die Vorhersage des Weltraumwetters drastisch verbessert werden. Bilden sich Sonnenflecken auf der Rückseite der Sonne, können Wissenschaftler dies durch die Bilder der STEREO-Sonden bis zu mehrere Wochen früher erkennen. Bei der Erforschung eines so komplexen Objekts wie der Sonne ist der Überblick über die gesamte Fläche natürlich auch sehr wichtig.

Raumcon:

• SDO
• STEREO-Thread

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: Roskosmos.

Mit dem Instrument STEP-F an Bord der russischen Raumsonde konnten beispielsweise am 9. August zwischen 11 und 13 Uhr MESZ kurze Spitzen des Elektronenflusses mit Energien um 0,5 MeV (Mega-Elektronenvolt) sowohl in der Äquatorregion als auch in niedrigen Breitengraden gemessen werden. Dabei erhöhte sich die Partikelflussdichte für kurze Zeiträume ganz enorm. Ähnliche Ereignisse konnten auch an anderen Tagen festgestellt werden.
Die Spitzen im Elektronenfluss betreffen sowohl den äußeren als auch den inneren Strahlungsgürtel der Erde. In diesen Strahlungsgürteln werden geladene Partikel von der Sonne durch das Erdmagnetfeld zu den Polen umgeleitet. Hier erzeugen sie dann bei Wechselwirkung mit der Erdatmosphäre farbige Leuchterscheinungen (Polarlichter). In den Strahlungsgürteln hingegen werden verstärkt schnelle Elektronen erzeugt, die in alle Richtungen emittiert werden.

Innerhalb von nur 2 Sekunden füllte eine deratige Elektronenspitze den gesamten von STEP-F erfassten Bereich. Im Verlaufe von nur 8 Minuten traten am 9. August zwei derartige Spitzen auf. Die Messungen der Instrumente an Bord von Koronas-Foton werden fortgesetzt.

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Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: R.A. Mewaldt et al, Dr. Tony Phillips; The California Institute of Technology, Lars-C. Depka.

Auch, wenn es zu Zeiten eines scheinbar überlangen Aktivitätsminimums schwer zu glauben ist, so kann unser Zentralgestirn doch auch anders. Wie anders, zeigte sich völlig überraschend an einem bis zu diesem Tage nicht außergewöhnlichen Sonnenfleck. Sonnenflecken werden zu unterschiedlichen Aktivitätszyklen der Sonne in heterogener Häufigkeit auf der sichtbaren Sonnenoberfläche (der Photosphäre) beobachtet und sind dort in Relation zu dem sie umgebenen Milieu Gebiete kühlerer Temperatur.
In den Gebieten mit solchen Sonnenflecken entwickeln sich über einen „normalen“ Sonnentag bis zu etwa 10 Plasma-Magnetfeldbögen, die man auch als Flares bezeichnet. Kommt es nun aus sonnenphysikalischen* Gründen zu einer Reorganisation dieser Magnetfeldbögen mit einem Ausschleudern des Plasmas, entsteht ein sogenannter Koronaler Massenauswurf (CME) oder auch eine Eruptive Protuberanz.

Größere Flares können durchaus ein Promille der Sonnenoberfläche oder das Zehnfache der Erdoberfläche einnehmen. Seit in den letzten fünf Jahren auch im Segment der H-Alpha-Beobachtung durch erschwingliche Teleskope eine Menge Bewegung gekommen ist, sind solche gewaltigen Ausbrüche auf der Sonnenoberfläche einer immer größer werdenden Anzahl von Amateurbeobachtern zugänglich.

Innerhalb des Sonnensystems stellen die Massenausbrüche der Sonne mit einem Äquivalent von mehreren hundert Millionen Wasserstoffbomben die stärksten beobachteten Explosionen dar. Man sollte also annehmen, dass Nichts in relativer Umgebung eines solchen Ereignisses wie einem Koronalen Massenauswurf überstehen würde. Noch nicht einmal ein einzelnes Atom sollte dem Teilchensturm der Sonne trotzen können, so die einhellige Auffassung und gültige Lehrmeinung.

Dass man ständig mit dem Unerwarteten, besonders in Zusammenhang mit wenig verstandenen sonnenphysikalischen Ereignissen rechnen muss, bewies dann doch der Nachweis eines Stroms energetisch neutraler und intakter Wasserstoffatome (energetic neutral hydrogen atoms ENAs), die im Zuge des Flares Anfang Dezember emittiert wurden. Auf der „Richter-Skala“ für Sonneneruptionen erreichte das Dezemberereignis einen X9-Status, was den später als E79 bezeichneten Flare zum stärksten Ereignis seiner Art der letzten dreißig Jahre machte.

Eine Stunde nach dem beobachteten Ausbruch auf der Sonne und viele weitere Stunden vor dem Eintreffen des „Hauptsturmes“ bei der Erde, wurde in einer ersten Teilchenwelle ein Protonenanstieg von 1,6 – 15 MeV (Megaelektronenvolt) registriert. Mehr als 70% aller Partikel stammten aus einem etwa 10 Breitengrade großen Gebiet auf der Sonne, dass gut mit dem zuvor beobachteten Sonnenfleck korrespondierte.

Doch nicht nur das schnelle Eintreffen der ersten Welle überraschte, sondern auch ihre Zusammensetzung widersprach der bis dahin geltenden Lehrmeinung fundamental. Zum einen bestand die erste Welle ausschließlich aus Wasserstoffatomen. Kein anderes Element, noch nicht einmal Helium (immerhin das zweithäufigste Element der Sonne), konnte nachgewiesen werden. Purer Wasserstoff flutete über mehr als 90 Minuten heran. Auch und insbesondere die völlige Unversehrtheit der Atome angesichts der gewaltsamen Entstehungshistorie führte zu radikalen Überlegungen im Zusammenhang mit der unerwarteten Natur der ersten Teilchenwelle.

Für mehr als 30 weitere Minuten nach dem Abflauen der ersten Welle herrschte absolute Ruhe, bis endlich die allgemein postulierten und durch das Flareereignis „zerstörten“ Teilchen wie Protonen und schwerere Ionen wie Helium nachgewiesen werden konnten.

Wie also konnten ausgerechnet die Wasserstoffatome einen derartigen Energieausbruch unbeschadet überstehen, und warum verspäteten sich die postulierten Ionen in der beobachteten Art und Weise? So lauteten über lange Zeit hinweg die entscheidenden Fragen, auf die erst kürzlich eine wegen ihrer Schlichtheit in ihrem ersten Teil entwaffnende Antwort gefunden wurde: Gar nicht.

Das Szenario, das die Beobachtungen am besten erklärt, geht von einem Auseinanderfallen der Wasserstoffatome in Protonen und Elektronen aus. Bevor diese Teilchen jedoch die ca. 10.000 km mächtige Chromosphäre (alle Schichten oberhalb der Photosphäre – beginnend mit der Chromosphäre – zählen zur Sonnenatmosphäre) verlassen, rekombinieren sich einzelne Protonen im Wege der sogenannten Strahlungsrekombination erneut mit einem Elektron, so dass ein intaktes Wasserstoffatom entsteht.

Die Rekombination stellt den Gegenpol zur Ionisation dar, bei der ein Ladungsträger – also das Elektron – aus einem Atom oder Molekül durch beispielsweise die Stoßionisation anderer Teilchen herausgebrochen wird. Die Rekombination verkörpert im Gegensatz dazu eine (Wieder)Vereinigung positiver und negativer Ladungsträger zu einem elektrisch neutralen Produkt, also wieder einem Atom bzw. Molekül. (Bei der Strahlungsrekombination verbindet sich ein Elektron mit einem atomaren Ion zu einem neutralen Atom und einem Photon.) Da die Ionisierung als Ladungstrennung hohe Energien benötigt, werden diese im Wege des Umkehrprozesses (der Rekombination) auch wieder abgegeben. Bevor das neu entstandene Atom neuerlich aufgebrochen wird, verlässt es, durch diese Energieabgabe auf hohen Energiegehalt beschleunigt, auf diese Weise die Chromosphäre.

Da es sich bei Ionen um elektrisch geladene Partikel handelt, unterliegen diese folgerichtig auch dem Einfluss des Magnetfelds der Sonne, so die Antwort auf den zweiten Teil der Fragestellung. Die elektrisch neutralen Wasserstoffatome passieren das Magnetfeld hingegen ohne weitere magnetische Interferenzen und konnten somit reichlich zwei Stunden vor der Ionenwelle im Raum um die Erde nachgewiesen werden.

Es stehen zwischenzeitlich eine Vielzahl Ansatzpunkte zu Verfügung, mit denen die genaue Quelle der Hydrogenemissionen durch Triangulation bestimmt werden kann. Alles, was man noch dazu braucht, ist ein bisschen Action auf unserem Zentralstern. Und genau darin liegt seit nunmehr 18 Monaten das Problem …

* Zur Verdeutlichung: Als Standardtheorie zur Entstehung von Flare-Ausbrüchen sind allgemein elektromagnetische Vorgänge innerhalb der Sonne anerkannt. Aufgrund ihrer geringeren Masse besitzen Elektronen eine höhere Geschwindigkeit als positive Ionen, die gemeinsam mit negativen Elektronen Bestandteile des Plasmas sind. Innerhalb des durch Konvektionsströmungen ständig in Bewegung gehaltenen Plasmas fließt ein elektrischer Strom, der ein Magnetfeld induziert. In einem komplexen Magnetfeld kann es getrennte Feldlinienbündel geben, die ihre Fußpunkte in verschiedenen Polen haben. Liegen nun zwei entgegengesetzt gerichtete Felder nahe beieinander, so löschen sich die Felder gegenseitig aus. Berühren sich die Plasmaschläuche in der Chromosphäre, schließen sich die Magnetfeldlinien kurz und es setzt eine magnetische Rekonnexion ein. Das heißt, die Magnetfeldstruktur ändert sich abrupt, was eine hohe Energiefreisetzung begründet, die letztlich zu den beobachteten Masseauswürfen führt. Zioutas et al machen alternativ in ihrer Arbeit „Flares as fingerprints of inner solar darkness“ auch Axionen (bislang hypothetische Elementarteilchen) aus dem Sonneninneren für einen Teil der Flares verantwortlich.

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Ein Beitrag von Daniel Schiller. Quelle: NASA.

Die aus Sonnenflecken ausbrechenden Magnetfelder wandern durch Plasmaströme zu den Polen, wo sie in das Innere der Sonne absinken. ULYSSES wird in dieser Woche die Magnetfelder über dem Nordpol beobachten, um deren Verhalten während der Übergangsphase zwischen zwei Sonnenzyklen zu untersuchen.

Die vorhergehenden drei Überflüge (1994/1995, 2000/2001, 2007) erbrachten jedes Mal neue Ergebnisse. Bei diesem Überflug ist die zeitlich Nähe zum Überflug über den Südpol vom Februar 2007 interessant. Dies lässt zeitnahe Vergleiche zwischen beiden Polen zu. Vor allem scheint es zwischen beiden Polen einen Temperaturunterschied in der Sonne zu geben. Der Nordpol war während des letzten Sonnenzyklus´ ca. 8 % kälter als der Südpol.

ULYSSES ist eine Gemeinschaftsmission von NASA und ESA und wurde 1990 gestartet. Sie ist die einzige Sonde, welche in einem polaren Orbit um die Sonne fliegt und damit deren Pole beobachten kann.

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