Sonneneruption

Eine Sonneneruption ist ein Bereich erhöhter Strahlung in der Chromosphäre der Sonne, der durch gespeicherte Magnetfeldenergie entsteht. Einfache Plasma-Magnetfeldbögen werden als Flares oder chromosphärische Eruptionen bezeichnet. Wenn sich diese Bögen umstrukturieren und dabei Plasmaschläuche ablösen, kommt es zu einem verstärkten Massenausstoß. Dieser Vorgang wird als Koronaler Massenauswurf (CME) oder Eruptive Protuberanz bezeichnet. Die damit einhergehenden Teilchenströme werden als Sonnensturm, Protonenschauer, solarkosmischer Strahlungsausbruch (englisch: Solar Cosmic Ray Event) oder SEP (Solar Energetic Particles) bezeichnet.

Die Teilchen eines koronalen Massenauswurfs treten in Wechselwirkung mit dem Sonnenwind und dem interplanetaren Magnetfeld. Dabei werden schnelle Teilchen abgebremst und langsamere beschleunigt. Dies führt zur Bildung einer ausgeprägten Schockfront, die maßgeblich zur Beschleunigung der Teilchen,  insbesondere der Protonen auf Energien über 10 MeV beiträgt. Dieser Beschleunigungsprozess wird als SPE (englisch: Solar Particle Event, auch Solar Proton Event) bezeichnet.

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

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. Flares treten in Gebieten der Sonne auf, in denen sich auch Sonnenflecken und Sonnenfackeln zeigen. Pro Tag sind bei normaler Sonnenaktivität 5 bis 10 Flares zu beobachten.

Größere Flares können bis zu 1 ‰ der Sonnenoberfläche oder das zehnfache der Erdoberfläche einnehmen. Man beobachtet sie in Spektroheliogrammen des Wasserstoffs und am Rand der Sonnenscheibe als Ausbuchtung der Chromosphäre in die Korona, meist in Verbindung mit Masseauswürfen (CME, Protuberanzen).

 

Flares werden anhand ihrer Röntgenstrahlungsenergie auf einer logarithmischen Skala in die Klassen A, B, C, M und X eingeteilt. Innerhalb jeder Klasse wird die Stärke durch einen Zahlenwert von 1,0 bis 9,9 angegeben. Wird der Wert von 10,0 erreicht, erfolgt die Einstufung in die nächsthöhere Klasse. In der höchsten Klasse, X, sind auch Werte über 10 zulässig.

Die Klassifizierung basiert auf dem gemessenen Fluss der Röntgenstrahlung im Wellenlängenbereich von 0,1 bis 0,8 Nanometern (entsprechend 1,55 bis 12,4 keV). Klasse A beginnt bei einem Strahlungsfluss von 10⁻⁸ bis 10⁻⁷ Watt pro Quadratmeter, während Klasse X bei einem Fluss von 10⁻⁴ Watt pro Quadratmeter und darüber angesiedelt ist.

Ein Absorptionsspektrum eines Flaregebiets zeigt typischerweise neben Wasserstoff auch Helium und Calcium. Die Gebiete senden eine verstärkte Strahlung im ultravioletten und im Röntgenbereich sowie Protonen, Elektronenund Ionen aus. Auf der Erde bewirkt dies eine Störung der Ionosphäre mit entsprechender Beeinträchtigung des Radioverkehrs.

Die Teilchen führen beim Eindringen in die Erdatmosphäre zu magnetischen Stürmen und Polarlichtern.

Entstehung

Die Entstehung der Flares lässt sich auf elektromagnetische Vorgänge innerhalb der Sonne zurückführen. Die Sonne besteht aus einem Plasma aus negativen Elektronen und positiven Ionen, das durch Konvektionsströmungen 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 induziert. Teilweise wölben sich dabei Magnetfeldschläuche nach außen. Wenn sich die Schleifen beim Verdrehen berühren, schließen sich die Magnetfeldlinien kurz und es kommt zu einer Rekonnexion. Die magnetische Rekonnexion 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.

Eventuell verursachen auch Axionen aus dem Sonneninnern einen Teil der Flares.

 

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Daten

GOES Flare Monitor

Der GOES Flare Monitor aktualisiert  sich jede Minute und wird verwendet, um Sonneneruptionen zu erkennen. B-Klasse Flares werden als sehr gering eingestuft, C-Klasse Flares als gering , M-Klasse Flares gelten als mäßig bis stark und X-Klasse Flares werden als stark bis extrem stark eingestuft. Die Daten werden von einem Sensor an Bord des GOES-15 Raumfahrzeugs gesammelt.

 

Extreme Ultraviolet Variability Experiment (EVE)

 

Das vom Laboratory for Atmospheric and Space Physics entwickelte EVE dient zur Messung der solaren extrem-ultravioletten Strahlung (EUV) im Bereich von 0,1–105 nm mit bisher nicht erreichter Genauigkeit der Spektralauflösung (besser als 0,1 nm) bei gleichzeitiger hoher zeitlicher Auflösung