Dr. Armin Matauschek gelang es am 6. Mai 2019 in H-Alpha eine chromosphärische Eruption über einen Zeitraum von etwas mehr als 7 Minuten zu fotografieren (10.42 - 10.49 MESZ). Man kann die Form- und Helligkeitsänderungen dieser Erscheinung ganz gut auf der Fotosequenz verfolgen. Da er mich gebeten hat, ein paar Worte über das Phänomen der solaren Flares zu verlieren, habe ich in Anschluss an diese Bilder eine kleine Abhandlung dazu geschrieben....
Über den konkreten Sonnenfleck AR2740 am 6 Mai 2019 und dessen Flare-Aktivität siehe auch hier... http://www.spaceweather.com/archive.php?view=1&day=06&month=05&year=2019
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Solare Flares
Die – zumindest lokal – hochenergetischsten Prozesse der Sonne finden nicht tief in ihrem Innern, sondern in der Korona statt. Es handelt sich dabei um Phänomene, die man (aus historischen Gründen) als chromosphärische Eruptionen oder kurz als Flares bezeichnet, obwohl sie in der Korona stattfinden und die auffälligen chromosphärischen Emissionen – wie man heute weiß – „nur“ ein Sekundäreffekt sind. Man kennt Flares eigentlich schon recht lange, aber ihre intensive Erforschung wurde erst möglich, als man oberhalb der Erdatmosphäre die Sonne mit Instrumenten, die im kurzwelligen UV, Röntgen- und Gammabereich arbeiten, untersuchen konnte. Dabei wurde sehr schnell klar, dass mit solaren Flares eine gewisse Gefährdung der bemannten und unbemannten Raumfahrt außerhalb des schützenden Erdmagnetfeldes verbunden ist. Die Gefahr geht dabei weniger von den Flares selbst aus, sondern von den intensiven Partikelströmen der manchmal mit ihnen verbundenen koronalen Masseauswürfen (CME – „coronal mass ejection“). Dabei können im erdnahen Raum durchaus Strahlenbelastungen auftreten, die z. B. für die Apollo-Astronauten auf ihrem Weg zum Mond hätten tödlich sein können. Auch besteht die ernste Gefahr, dass ein extremer solarer Flares unter bestimmten Bedingungen dazu führen kann, dass auf der Erde großflächig die Energieerzeugung zusammenbricht (siehe hier https://wincontact.builderall.net/blackout (Leseprobe) - die "Steckdose" ist dann übrigens nur noch ein hübsches Accessoire der Wohnungswand...).
„Chromosphärische Eruptionen“ beobachtet man am Häufigsten innerhalb komplexer bipolarer Sonnenfleckengruppen. Sie sind deutlich auf - H-Alpha-Filteraufnahmen oder Spektroheliogrammen als relativ kurze (einige Dutzend Minuten) und lokal begrenzte Strahlungsausbrüche zu beobachten. Die Energie, die bei solch einer Eruption freigesetzt wird, kann bis zu 10^25 J (!) betragen. Das entspricht ungefähr der Energiefreisetzung von einigen Millionen Wasserstoffbomben, wobei davon nur ein Areal von weniger als 0,1 Promille der Sonnenoberfläche betroffen ist, was ungefähr der Fläche eines gewöhnlichen Sonnenflecks entspricht. Dabei kann sich das Plasma, welches das Eruptionsgebiet ausfüllt, auf mehrere 10 Millionen K aufheizen und sich damit zum Ort mit der höchsten Temperatur auf der Sonne entwickeln. Es ist klar, dass bei derartigen Temperaturen - geht man von einem Planckschen Strahler aus – ein großer Teil der Energie im Röntgenbereich abgestrahlt wird. Deshalb lassen sich Flares auch besonders gut mit abbildenden Röntgenteleskopen, die auf Satelliten außerhalb der Erdatmosphäre stationiert sind, beobachten. Aber auch nichtthermische Prozesse spielen für die Dynamik der Flares eine wichtige, wenn nicht sogar ausschlaggebende Rolle. Ein Beispiel aus der Beobachtungspraxis der Radioastronomen sind die Radiobursts, die synchron zu Flares auftreten und von in Magnetfeldern beschleunigten Elektronen verursacht werden. Die extremen physikalischen Bedingungen während eines Flares führen sogar zu Kernreaktionen, bei denen Gamma-Strahlung hoher Energie in Form eines charakteristischen Spektrums emittiert wird.
Die Emission im sichtbaren Bereich ist dagegen meist so gering, dass der Kontrast zur Photosphäre nicht ausreicht, um sie z. B. in einem gewöhnlichen Teleskop beobachten zu können (nur ca ¼ der freigesetzten Energie wird im sichtbaren Licht abgestrahlt). Es gibt aber auch Ausnahmen, wo besonders starke Eruptionen zu im optischen Bereich sichtbaren, sogenannten „White Flares“ führen. Sie sind sehr selten und dauern kaum länger als einige Minuten. Der erste „weiße Flare“ wurde unabhängig voneinander von zwei britischen Liebhaberastronomen – RICHARD C. CARRINGTON und RICHARD HODGSON – am 1. September 1859 beobachtet. In dem Aufsatz von CARRINGTON in den „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”, Vol. 20, findet man sogar eine ziemlich detaillierte Zeichnung von diesem Ereignis.
Das damals eigentlich Aufregende an dieser Beobachtung war, das andere Wissenschaftler knapp 17 Stunden später eine Störung des Erdmagnetfeldes und auffällige Polarlichter, die bis weit in südliche Breiten hin sichtbar waren, notierten. Damit konnte die Vermutung, dass die irdischen Polarlichter etwas mit der Sonnenaktivität, insbesondere den Sonnenflecken, zu tun haben, eindrucksvoll erhärtet werden. Würde ein analoges Ereignis mit der gleichen Stärke heute auftreten, muss man mit dem Zusammenbruch der Elektroenergieversorgung über Kontinentgrenzen hinweg rechnen - von der totalen Zerstörung einer großen Zahl von elektrischer Geräten ganz zu schweigen (Näheres dazu siehe hier: https://amzn.to/2JdicW4 ).
Besonders intensive Flares entstehen oft innerhalb von wenigen Minuten an der Grenzlinie von Domänen unterschiedlicher magnetischer Polarität von komplexen bipolaren Sonnenfleckengruppen. Man kann ihre plötzliche Helligkeitszunahme sehr deutlich auf schmalbandigen Interferenzfilteraufnahmen beobachten, die wie hier im Licht der H-Alpha-Linie des neutralen Wasserstoffs aufgenommen werden.
Die Fläche, welche die Eruptionen oberhalb der Photosphäre einnehmen, hängt von der freigesetzten Energie ab. Ein Flare mit einer Gesamtenergie von ca. 10^24 J überdeckt z. B. im Mittel eine Fläche von 10^14 m² und erreicht eine vertikale Ausdehnung von einigen 10^7 m. Die Lebensdauer liegt zwischen einigen Minuten bis zu mehreren Stunden, wobei 20 Minuten ein typischer Wert ist. Einem steilen Helligkeitsanstieg folgt ein langsames Abklingen wobei der Helligkeitsverlauf in den einzelnen Spektralbereichen deutliche Unterschiede zeigt. In seltenen, aber untypischen Fällen ist die Helligkeitszunahme im sichtbaren Bereich sogar so stark, dass sie kurzzeitig selbst die helle Photosphäre überstrahlen kann. Solch ein Ereignis wurde beispielsweise am 7.Sepetember 1957 von dem bekannten deutschen Sonnenforscher KARL-OTTO KIEPENHEUER (1910-1975) beobachtet und ausführlich beschrieben.
Ein großer Teil der im Flare produzierten Energie wird nichtthermisch dissipiert und zur Beschleunigung von geladenen Teilchen wie Elektronen und Ionen aufgewendet. Dabei erreichen Elektronen, die entlang von offenen magnetischen Feldlinien in den interplanetaren Raum hinaus spiralen, eine Energie von bis zu 300 MeV. Bei einzelnen Ionen wurden sogar Energien bis in den zweistelligen GeV-Bereich gemessen. Wenn diese Teilchenströme – z. B. bei einem koronalen Masseauswurf – die Sonnenschwerkraft überwinden, haben sie u. U. direkte Auswirkungen auf die Erde und den erdnahen Raum. Die energiereichen Elektronen sind die Ursache der sogenannten Radiobursts, die auf der Erde zu Stunden bis Tagen andauernden Rauschstürmen führen können. Auch ein wesentlicher Teil der im Flare emittierten kontinuierlichen Röntgenstrahlung ist von den Elektronen herrührende Bremsstrahlung. Für kurze Zeit kann dabei ein Flare mehr Energie im nichtsichtbaren Spektralbereich (Gamma-, Röntgen-, UV- und Radiobereich) emittieren als die gesamte „ruhige“ Sonne bei den gleichen Wellenlängen. Deshalb sind die Flares im integralen Röntgenlicht auch deutlich als Spitzen erkennbar. Die während der Ausbrüche auf fast Lichtgeschwindigkeit beschleunigten Protonen sind in der Lage, bei Stoßprozessen Atomkerne schwerer Elemente anzuregen, die als Reaktion darauf die überschüssige Energie in Form eines charakteristischen Gammaspektrums reemittieren. Es können sogar Kernreaktionen auftreten, die man sonst nur tief im Inneren von Sternen erwartet. Auch dabei werden Gamma-Quanten frei, aus deren Energiespektrum auf die entsprechenden Kernreaktionen geschlossen werden kann.
Eine Theorie der Flares muss sowohl die Energiequellen als auch die Dynamik dieser Ausbrüche erklären können, was durch die komplexe Phänomenologie ein sehr schwieriges Unterfangen ist.
Aus den teilweise unübersichtlichen Beobachtungsresultaten in allen Wellenlängenbereichen des elektromagnetischen Spektrums schält sich eine Gesamtschau des Geschehens in der Sonnenkorona und Chromosphäre heraus, aus dem sich ein Modell entwickeln lässt, mit dem man zumindest die Phänomenologie eines Flares relativ detailliert beschreiben kann. Dieses Modell möchte ich im Folgenden als "Standardmodell" bezeichnen und in einer stark vereinfachten Form vorstellen.
Es ist weitgehend sicher, dass die Energie, die bei einem Flare freigesetzt wird, aus der Rekonfiguration einer hinreichend komplexen und damit instabilen Magnetfeldstruktur stammt. Der physikalische Prozess, der diese Rekonfiguration begleitet, ist die magnetische Rekonnektion ("Magnetischer Kurzschluss"). Als Ergebnis entsteht ein extrem überhitztes Plasma, welches Röntgen- und sogar Gammastrahlung emittiert sowie ein Strom hochenergetischer (relativistischer) geladener Teilchen (Elektronen und Ionen), die sich entlang der Magnetfeldlinien schraubenförmig bewegen und dabei nichtthermische Synchrotronstrahlung abgeben. Bei einem Standardflare befindet sich die primäre Energiequelle – also das Gebiet, wo die Rekonnektion der Magnetfeldlinen stattfindet – immer im Bereich des Scheitelpunktes eines magnetischen Loops.
Damit Rekonnektion stattfinden kann, müssen sich entgegengesetzt gerichtete Magnetfeldlinien so nahe kommen, dass sich zwischen ihnen eine Stromschicht („current sheet“) ausbildet. Das kann z. B. geschehen, wenn ein neuer magnetischer Bogen aus der Photosphäre in die Korona aufsteigt und auf seinem Weg nach oben mit einem bereits bestehenden Loop quasi zusammen stößt oder sich durch Plasmaströmungen Gebiete unterschiedlicher Polarität genügend nahe kommen. Dabei bildet sich u. U. eine Rekonnektionszone vom X-Typ aus (genannt so wegen ihrer Form). In dieser Rekonnektionszone kann die Hälfte der einfließenden magnetischen Energie in kinetische Energie der Plasmateilchen und die andere Hälfte in thermische Energie konvertiert werden, d. h. es entsteht ein mehrere Millionen K heißes Plasma sowie ein Strom von nichtthermischen, relativistischen Teilchen (besonders Elektronen), die sich entlang der Magnetfeldlinien bewegen und beim Eintauchen in das dichtere Chromosphärenplasma die beobachteten Röntgenemissionen an den Fußpunkten des Loops anregen. Ein weiterer Prozess, der diskutiert wird, ist die sogenannte Zereißinstabilität („tearing mode instability“). Darunter versteht man den Vorgang, bei dem die Gipfelbereiche der Magnetfeldbögen in eine größere Anzahl durch neutrale Punkte getrennte „Zonen“ (magnetische Inseln) aufgesplittet werden. Auf diese Weise entstehen quasi aneinander gereihte Rekonnektionszonen die dazu führen, dass Flares an vielen Stellen entlang einer Loopspitze ausbrechen können.
Aus physikalischen Gründen ist die Geschwindigkeit des in die Rekonnektionszone einfließenden Plasmas bedeutend geringer als die Geschwindigkeit, mit der das Plasma senkrecht dazu das Gebiet wieder verlässt. Dadurch entsteht ein doppelseitiger Plasmajet, der, wenn er in Richtung Sonne auf dichtere Materieschichten trifft, eine Stoßfront („termination shock“) ausbildet Unterhalb dieser Stoßfront wird die Plasmaströmung durch das Magnetfeld abgelenkt. In der anderen Richtung kann es dagegen zur Beschleunigung von Plasmawolken längs von nach außen hin offener Magnetfelder kommen, die wiederum in der Korona Stoßwellen ausbilden welche die bekannten Typ-II Radiobursts hervorrufen. In diese Richtung freigesetzte schwere Partikel wie Protonen und Heliumkerne erreichen i. d. R. so große Geschwindigkeiten, dass sie von der Sonne abfließen können. In Erdnähe liefern sie einen Beitrag zur beobachteten niederenergetischen Kosmischen Strahlung.
Bei einem Flare wird das koronale Plasma auf Temperaturen zwischen 10 und 30 Millionen K aufgeheizt. Bei dieser Temperatur liegt die mittlere thermische Energie der Elektronen ungefähr im Bereich zwischen 0,4 und 1,3 keV. Da man aber weitaus energiereichere Elektronen beobachtet (in starken Flares mit Energien bis zu 10 MeV), muss es andere, sehr effektive Beschleunigungsmechanismen geben. Diese beruhen wahrscheinlich auf starken elektrischen Feldern, die unterhalb der Energiefreisetzungszone eine Beschleunigungsstrecke aufbauen. Wie das genau geschieht, ist noch weitgehend unklar. Neben der Beschleunigung in starken elektrischen Feldern werden noch weitere Beschleunigungsmechanismen diskutiert. Dazu gehören u. a. magnetohydrodynamische Turbulenzen sowie verschiedene Arten von Stoßwellen. Eine letztendlich befriedigende Theorie muss beispielsweise für den Fakt, dass so gut wie alle im Beschleunigungsgebiet vorhandenen geladenen Teilchen innerhalb von Sekunden quasi gleichzeitig beschleunigt werden, eine Erklärung finden. Außerdem weisen Beobachtungen darauf hin, dass der Beschleunigungsmechanismus nicht gleichmäßig wirkt. Im ersten Augenblick werden die geladenen Teilchen auf Energien von einigen 10 keV und erst danach in einem weiteren Schritt auf einige 100 oder sogar 1000 keV beschleunigt (Ionen mit einer Energie > 1 MeV sind z. B. für die beobachteten Gamma-Emissionen verantwortlich). Die dabei entstehenden relativistischen Teilchen produzieren die Röntgenstrahlung, die den Scheitelpunkt des Loops kennzeichnen, während die Teilchen, die entlang der Bögen die Chromosphäre erreichen, die Röntgenquellen am Fußpunkt der Loops anregen. Als Konsequenz für diesen plötzlichen Energieeintrag in die Chromosphäre kommt es zu einer starken Temperaturerhöhung auf einige zehn Millionen K, wodurch das Gas abdampft, abkühlt und durch die Magnetfelder geführt in den Loops aufsteigt. Diese Loops, die langsam an Größe zunehmen, emittieren Röntgen- und extreme UV-Strahlung. Sie lassen sich deshalb von Satelliten aus gut beobachten. Unterhalb der Röntgen-Anregungszone entstehen schließlich die „ribbons“, die einen Teil ihres Lichtes in H-Alpha emittieren (siehe oboge Fotos). Durch das Wachsen der post-Flare Loops verschieben sich auch deren Fußpunkte in der Chromosphäre, was im optischen Bereich zu der Beobachtung passt, dass sich die Bänder eines "two ribbon flares" im Laufe eines Flareereignisses voneinander entfernen.
Statistische Untersuchungen zeigen, dass zumindest ein Teil (ca. 40%) der sogenannten koronalen Masseauswürfe (CME’s, „coronal mass ejections“) mit Flares verbunden sind. Ein CME erscheint in einem Koronographen (wie er z. B. auf der Sonnensonde SOHO installiert ist) als eine riesige, meist aus einem Helmet Streamer oder einem aufsteigenden Filament hervorgegangene strukturierte Gasschale, die sich mit einer Geschwindigkeit von 100 bis 1000 km/s von der Sonne wegbewegt. Man nahm lange Zeit an, das Flares die Auslöser dieser riesigen explosionsartigen Erscheinungen sind. Genauere Untersuchungen haben aber ergeben, dass es wahrscheinlich gerade andersherum ist. Ein koronaler Masseausstoß führt zu einer massiven Störung der Magnetfelder in der unteren Korona, die dabei Energie akkumulieren. Beim plötzlichen Abbau dieser instabilen Magnetfeldkonfigurationen entstehen dann u. U. solare Flares. Das erklärt die Beobachtung, dass zwar viele Flares in Verbindung mit CME’s auftreten, es aber auch sehr viele CME’s gibt, die mit keiner Flareaktivität verbunden sind. Auch unterscheiden sich die Volumina, die von einem koronalen Masseausbruch betroffen sind, um mehrere Größenordnungen von denen aktiver Flaregebiete. In dem einen erfolgt eine großräumige und in dem anderen eine mehr kleinräumige Rekonfigurierung der mit den jeweiligen Prozessen assoziierten Magnetfelder. Andererseits können aber Flares durchaus auch Auslöser von großskaligeren Instabilitäten in der Korona sein, die im nachhinein in intensiven koronalen Masseausstößen gipfeln.
(Über die allgemeinen physikalischen Prozesse, die in einer Sternatmosphäre ablaufen, siehe mein Lehrbuch über Sternphysik).
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