Sonneneruption

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Flares (auch Sonneneruptionen oder chromosphärische Eruptionen) sind Gebilde mit erhöhter Helligkeit und Temperatur innerhalb der Chromosphäre der Sonne.

Inhaltsverzeichnis

1 Allgemeines
2 Entstehung
3 Videos
4 Weblinks

[Bearbeiten] Allgemeines

Die Dauer der Flares ist proportional zur Ausdehnung des Eruptionsgebiets. Die mittlere Lebensdauer liegt bei 10 min bis 90 min, 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 Promille 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 auch in Verbindung mit Protuberanzen.

Sonneneruptionen werden dekadisch in die Klassen A, B, C, M und X unterteilt. Die Intensität innerhalb einer Klasse wird mit einem Wert zwischen 1,0 und 9,9 festgelegt. Erreicht der Wert 10,0, wird er der nächsten Klasse zugeteilt. In der Klasse X sind auch Werte größer 10 möglich. Die Einteilung ergibt sich aus dem Fluss der Röntgenstrahlung die von der Sonne ausgeht, und zwar aus dem Bereich von 1.0 bis 8.0 Ångström entsprechend einigen Kiloelektronenvolt. Die Klasse A geht von 10^-8 bis 10^-7 Watt pro Quadratmeter, während die Klasse X ab 10^-4 Watt pro Quadratmeter beginnt.

Ein Spektrum eines Flaregebiets zeigt typischerweise neben Wasserstoff auch Helium und Calcium. Die Gebiete senden eine verstärkte Strahlung im ultravioletten und im Röntgenbereich sowie Protonen, Elektronen und 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 magnetische Stürmen und Polarlichtern.

[Bearbeiten] Entstehung

Die Entstehung der Flares lässt sich auf elektromagnetische Vorgänge innerhalb der Sonne zurückführen. Da die Sonne ein Plasmaball ist, besteht sie im Wesentlichen aus negativen Elektronen und positiven Ionen, die sich aufgrund von Konvektionsströmungen in ständiger Bewegung befinden. Die Elektronen besitzen aufgrund ihrer geringeren Masse eine höhere Geschwindigkeit als die Ionen. Es fließt also ein elektrischer Strom, welcher wiederum ein Magnetfeld induziert. Treffen zwei antiparallele Magnetfelder aufeinander, so können sich diese neu verbinden (Rekonnexion). Die dabei freigesetzte Energie kann schließlich als solarer Flare beobachtet werden.