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Erklärung zu Bild 1 und Bild 2
Die Sonnenaktivität ist nicht immer gleich. Den Grad der Sonnenaktivität kann man beispielsweise an Hand der Anzahl der vorhandenen Sonnenflecken und auch an der Größe der auf der Sonnen vorhandenen Sonnenfleckengruppen messen. Die Sonnenaktivität hat einen mittleren Zyklus von etwa elf Jahren. Der Aktivitätszyklus ist aber nicht starr. Er unterliegt gewissen Schwankungen und variiert zwischen einem Zeitraum von 8 bis 14 Jahren. Daher kann man davon ausgehen, daß es etwa alle 11 Jahre besonders viele Sonnenflecken, Protuberanzen und Strahlungsausbrüche gibt. Dann hat die Sonne ihr Aktivitätsmaximum erreicht.
Erklärung zu Bild 3 bis Bild 8
Protuberanzen (Prominences) befinden sich immer am Sonnenrand und treten als große Wolken, Bögen, fadenähnlich Gebilde oder ähnlichen Strukturen auf. Sie erheben sich über der Chromosphäre und haben dasselbe Spektrum wie die Chromosphäre. Mit Hilfe der AIA-Bilder des Solar Dynamics Observatory (SDO) sind sie sehr schön zu erkennen und man kann ihre Entwicklung, Struktur und Bewegung nicht nur am Sonnenrand, sondern auch als langgestreckte, dunkle Filamente auf der Sonnenscheibe gut verfolgen. Man unterscheidet grob gesehen ruhende und aktive Protuberanzen. Die ruhigen (stationären) Protuberanzen zeigen nur langsame Bewegungen und Veränderungen. Sie werden oft sehr groß unter Bildung eines oder mehrerer Bögen und haben eine Lebensdauer von mehreren Sonnenrotationen. Sie beenden ihre Existenz oft in einem aktiven Stadium durch rasches Aufsteigen oder Aufwölben und Abfließen der Materie, was man dann aufsteigende Protuberanz nennt. Sie können dabei Höhen von einigen hunderttausend Kilometern erreichen. Die aktiven Protuberanzen zeigen eine große Vielfalt an Formen und Entwicklungen, wobei die meisten von ihnen mit Flares verbunden sind. Dazu gehören auch die Loop-Protuberanzen, deren Materie in Flare-Teile oder Sonnenflecken abströmt. Andere haben einen ausgesprochen eruptiven Charakter, wie die Surges, Spays und die eruptiven Protuberanzen. Die Surges schießen mit 100 bis 200 km/s auf geraden oder gekrümmten Bahnen in die Höhe und fallen nach 10 bis 20 Minuten entlang derselben Bahnen wieder in sich zusammen wobei sie den Feldlinien des Sonnenmagnetfeld folgen. Sprays sind extrem heftige Materieauswürfe mit Geschwindigkeiten bis zu mehreren hundert km/s. Sie erscheinen stark fragmentiert und werden durch die Magnetfelder der Sonne zusammengehalten. Eruptive Protuberanzen sind ursprünglich meist kleinere Protuberanzen oder Filamente in Sonnenfleckengebieten, die zu Beginn eines Flares aktiv werden, rasch wachsen und beschleunigt hoch steigen und vor dem Flare-Maximum verschwinden.
Erklärung zu Bild 9
Filamente (Prominences) sind Protuberanzen, die man nicht am Sonnenrand, sondern auf der Sonnenscheibe wahrnimmt. Sie sind lang gezogene, fadenähnliche Gebilde in der Chromosphäre, die im Kontrast zur tiefer liegenden Photosphäre dunkel erscheinen. Am Sonnenrand hingegen leuchten Filamente gegenüber dem dunklen Hintergrund des Weltalls als Protuberanzen hell auf. Sie wirken dann wie leuchtende Feuerzungen. Sie kommen sowohl als ruhende als auch als eruptive Filamente vor.
Erklärung zu Bild 10 bis Bild 13
Sonneneruptionen, die man auch Flares nennt, sind durch das plötzliche, heftige Ausstoßen von Energie in der Chromosphäre der Sonne gekennzeichnet, die über komplexen, aktiven Gebieten der Sonne stattfinden. Flares beschleunigen geladene Teilchen und emittieren Strahlung im Bereich von harten Röntgenstrahlen mit Wellenlängen von weniger als 0.1 nm bis zu Radiowellen mit Wellenlängen von Metern bis einigen Kilometern. Die meiste Energie wird in Form von weichen Röntgenstrahlen und im extremen Ultraviolett abgegeben. Dabei nimmt sowohl die Temperatur als auch die Helligkeit im betroffenen lokalen Teile der Sonne zu. Stoßwellen, auch Schockwellen genannt, durchqueren die Chromosphäre und die Korona und große Mengen des Sonnenplasma werden in den interstellaren Raum heraus geschleudert. Diesen Vorgang nennt man auch koronalen Massenauswurf. Flares dauern von einigen Minuten bis zu mehreren Stunden mit einer typischen Lebensdauer von etwa 20 Minuten. Die maximale Helligkeit wird nach mehreren Minuten erreicht, das Abklingen erfolgt langsamer. Sonneneruptionen entstehen in der unteren Korona und in der Chromosphäre in der Regel nahe der so genannten Neutrallinie, die in den Sonnenfleckengruppen die Gebiete entgegengesetzter magnetischer Polarität trennt.
Ein koronaler Massenauswurf, der im englischen als Coronal Mass Ejection bezeichnet und mit CME abgekürzt wird, ist eine Sonneneruption (Flare), bei der Plasma in gewaltigen Mengen ausgestoßen wird. Koronale Massenauswürfe treten meist gemeinsam mit Flares auf. Die beiden Ereignisse können aber auch einzeln auftreten. Bis heute ist noch weitgehend ungeklärt, wo Flares und CME’s ihre Bindung haben und was der genaue Grund ihrer Entstehung ist. Koronale Massenauswürfe ereignen sich zu Zeiten hoher Sonnenaktivität bis zu zehn mal täglich, während sie zu Zeiten niedriger Sonnenaktivität nur etwa ein mal pro Tag vorkommen. Sie haben eine typische Lebensdauer von einigen Stunden.
Erklärung zu Bild 14 bis Bild 16
Die sehr starken Magnetfelder auf der Sonne spielen eine entscheidende Rolle bei der Entwicklung von Sonnenflecken, sie bestimmen weitgehend die Strukturen und Bewegungen von Protuberanzen und sie liefern die Energie der Sonneneruptionen. Zur Darstellung der Verteilung der Magnetfelder dienen die Magnetogramme. Die Magnetfelder der Sonne werden mit Hilfe des Dynamo-Effekt erzeugt durch elektromagnetische Induktion auf Grund der Wechselwirkung zwischen konvektiven Bewegungen in elektrisch leitender Materie und Rotation. Als konvektive Bewegung bezeichnet man die Übertragung von Wärme von einem Ort zu einem anderen durch Strömung von erwärmtem Gas. Dieser Vorgang findet in der Konvektionszone der Sonne statt. Die elektrisch leitende Materie der Sonne ist das Sonnenplasma, welches aus Elektronen und Ionen besteht. Magnetfeldlinien oder Feldlinien verbinden die Pole des Sonnenmagnetfeld. Die gesamte Sonnenmaterie verläuft an den Feldlinien.
Erklärung zu Bild 17 und 18
Ein koronales Loch (coronal hole) ist ein ausgedehntes Gebiet außergewöhnlich niedriger Dichte und Temperatur in der Korona. Die koronalen Löcher treten in Zeiten geringer Sonnenaktivität in der Regel an den Sonnenpolen auf. Diese koronalen Löcher können aber auch irgendwo auf der Sonne angetroffen werden, insbesondere zu Zeiten hoher Sonnenaktivität. Auf den AIA-Aufnahmen erkennt man sie als schwarze bzw. wenig farbige Regionen. Koronale Löcher verursachen relativ häufig Sonnenwinde von mehr als 700 km/s, da aus den coronal hole die Materie sehr schnell entweicht, weil die Magnetfeldlinien aus der Sonne austreten und sich dann ins Weltall erstrecken. Dabei strömen die an die Feldlinien gekoppelteten Teilchen ungehindert ins All. Dies steht im Gegensatz zum normalen Verhalten der Magnetfeldlinien. Im Regelfall ist es nämlich so, daß austretende Feldlinien wieder irgendwo auf die Sonnenoberfläche treffen und damit die Teilchen wieder auf die Sonne zurückfallen. Koronale Löcher dauern typischer weise mehrere Sonnenrotationen an.
Erklärung zu Bild 19 und Bild 20
Die Sonnenflecken in den aktiven Regionen der Sonne habe ich hier beschrieben. Bitte informieren Sie sich ggf. dort. Man kann Sonnenflecken auch beim Betrachten der AIA-Bilder erkennen, sie werden aber wesentlich besser im Weißlicht dargestellt
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