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Was erkennt man auf den AIA-Bildern, den HMI Bildern und den Composite-Bildern der SDO
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Niedrige Sonnenaktivität - Bild 1
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Hohe Sonnenaktivität - Bild 2
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Protuberanz - Bild 3
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Protuberanz - Bild 4
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Protuberanz als Loop - Bild 5
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Protuberanz als Loop - Bild 6
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Filament in aktiver Region - Bild 7
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Sonneneruption / Flare - Bild 8
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Sonneneruption / Flare - Bild 9
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Flare mit Stoßwelle - Bild 10
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Sonnenflecken-Gruppe - Bild 11
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Sonnenflecken-Gruppe - Bild 12
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Sonnenmaterial um Feldlinien
Bild 13
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Sonnenmaterial um Feldlinien
Bild 14
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Magnetfeld in aktiver Region
Bild 15
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Koronales Loch / Coronal hole
Bild 16
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Ausschnitte aus mehreren AIA und HMI sowie Compoite-Bildern der SDO (c) NASA/SDO/AIA/HMI/EVE
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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 Sonne 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.
Aktive Regionen der Sonne sind solche Zonen in der Sonnenatmosphäre, in denen Prozessse stattfinden, die mit aus der Sonnenoberfläche austretenden starken lokalen Magnetfeldern assoziiert sind. Diese Regionen befinden sich von der unteren Korona bis zur Strahlungszone der Sonnen.
Erklärung zu Bild 3 bis Bild 6
Um Protuberanzen (Solar prominence) zu verstehen, muß man wissen, daß das gesamte Sonnenmaterial an den magnetischen Feldlinien der Sonne verläuft. Protuberanzen 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 (stationäre) und aktive (eruptive) Protuberanzen. Die ruhenden Protuberanzen entstehen durch starke magnetische Aktivitäten und 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 sind dem zu folge über mehrere Monate zu beobachten. Die ruhenden Protuberanzen 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. Sie 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. Ihre Materie wird also von der Sonne weggeschleudert und fällt anschließend wieder auf die Sonne zurück. Dabei bilden sich Bögen, die man im englischen Sprachraum als Loop bezeichnet. Andere haben einen ausgesprochen aktiven (eruptiven) Charakter. Sie sind gekennzeichnet durch ihren sehr schnellen Ausbruch, bei dem die Sonnenmaterie von den Sonnenoberfläche weggeschleudert wird. Ihre Lebensdauer beträgt zumeist nur einige Stunden. Sie treten als Surges, Spays und eruptive Protuberanzen in Erscheinung. 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, beschleunigt hoch steigen und vor dem Flare-Maximum verschwinden. Der Sonnenbeobachter kann also verfolgen, wie aus ehemals ruhenden Protuberanzen aktive Protuberanzen entstehen oder wie an der Stelle einer vorausgegangenen eruptiven Protuberanz eine neue, stationäre Protuberanz in Erscheinung tritt.
Erklärung zu Bild 7
Filamente 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 8 bis Bild 10
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. 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.
Erklärung zu Bild 11 und Bild 12
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.
Erklärung zu Bild 13 bis Bild 15
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 16
Ein koronales Loch (coronal hole) ist ein ausgedehntes Gebiet außergewöhnlich niedriger Dichte und Temperatur in der Sonnen-Korona. Das koronale Loch tritt in der Regel an den Sonnenpolen auf. Auf den AIA-Aufnahmen erkennt man es als schwarze bzw. wenig farbige Regionen. Diese koronalen Löcher können aber auch irgendwo auf der Sonne angetroffen werden. 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.
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