Solare kosmische Strahlung, solare Flares und koronale Massenauswürfe

Die Sonne ist ein recht ruhiger und gewöhnlicher Stern am Rande unserer Milchstraße, wenn man sich sein normales Emissionsspektrum ansieht. Dieses wird größtenteils durch das sichtbare Licht der Photosphäre dominiert. Allerdings zeigt die Strahlung, die von der Korona ausgesendet wird, starke Aktivität im Bereich der Röntgenstrahlung, des EUV (extreme energetische Ultraviolette Strahlung) und den Radiowellen. Die Korona ist das verdünnte Gas (Plasma) um die Sonne, das wir während einer Sonnenfinsternis sehen können. Die Struktur der Korona und ihre Aktivität wird durch das Magnetfeld der Sonne bestimmt.

Die explosive Umwandlung von Energie während eruptiven solaren Ereignissen hat ihren Urspung im heißen Plasma und beschleunigten Teilchen mit Energien, die deutlich über der mittleren thermischen Energie von etwa 100 eV in der Korona liegen. Während einigen eruptiven solaren Ereignissen können Teilchen zu sehr hohen Energien beschleunigt werden: solare kosmische Strahlung. Solare Ereignisse, welche auch auf der Erde mit erdgestützten kosmischen Strahlungsdetektoren (Neutronenmonitore) beobachtet werden können, sind selten. Seit ihrer Entdeckung im Jahre 1942 wurden bis ins Jahre 2009 gerade 70 solche solare kosmischen Strahlungsereignisse von der Erde aus nachgewiesen.

Die Korona der Sonne: eine dynamische durch Magnetfelder beeinflußte Umgebung

Die Fotografie einer Sonnenfinsternis (hier: 26. Februar 1998, Guadeloupe; © Christian Viladrich, SAF) zeigt, daß die Korona eine unregelmässige Form besitzt - ungleich ihrer sichtbaren Sphäre, der Photosphäre, welche nahezu rund erscheint. Dies liegt daran, daß die Photosphäre der Gravitation unterliegt. Diese zieht jedes Teilchen zum Massenschwerpunkt der Sonne, d.h. ihrem Mittelpunkt. Dadurch werden runde Körper gebildet, wie beispielsweise Planeten, der Mond und die Sonne selbst. Die Korona hingegen ist ein auf ca. 1 Million Grad erhitztes ionisiertes Gas, das aus elektrisch geladenen Teilchen (Elektronen, Protonen, Heliumkernen und Kernen schwererer Elemente) besteht. Bei diesem Gas (Plasma) dominieren die Kräfte des Sonnenmagnetfeldes gegenüber den Gravitationskräften.

Das Magnetfeld der Sonne und die Struktur der Korona

Die Situation hier ist ähnlich wie beim Experiment mit einem Stabmagneten in der Schule, wo wir lernten, daß die Magnetfeldlinien die Pole eines Magneten verbinden. Wenn wir einen Magneten nehmen und auf einen seiner Pole ein Papier legen, dann ein wenig Eisenspäne auf das Papier streuen, so werden sich diese entlang den Magnetfeldlinien anordnen und dadurch das Magnetfeld sichtbar machen.

Was hat dies nun mit der Korona der Sonne zu tun?

Werfen wir nun einen näheren Blick auf die Emissionen, die wir von der heißen Korona bekommen. Das Bild auf der rechten Seite zeigt im Detail die Korona im extremen Ultraviolett (EUV), welches von ionisiertem Eisen bei ungefähr 1 Millionen Grad Celsius ausgestrahlt wird (Foto: vom Transition Region and Coronal Explorer Satelliten, TRACE; NASA). Die Photosphäre, welche nahezu sämtliches Licht im sichtbaren und im infraroten Spektrum aussendet, ist im Bereich des EUV dunkel. Bei Temperaturen von ca. 6000 Grad Celsius in der Photosphäre ist die Strahlung im EUV Bereich nur sehr schwach. Das heiße koronale Plasma ist in Magnetfeldbögen gefangen, sogenannten koronalen Loops. Die von der Sonne emittierten Eisenionen bleiben in den Magnetfeldstrukturen gefangen. So wie die Eisenspähne im Experiment mit dem Stabmagneten, wo sich das Eisenpulver längs den Magnetfeldlinien ausrichtet. Die geladenen Teilchen können sich nur längs den Magnetfeldlinien frei bewegen, nicht aber senkrecht zu den Magnetfeldlinien. Deshalb können wir Magnetfeldlinien in der Korona “sehen”, dort wo sie Material speichern – so wie wir die Magnetfeldlinien mit Hilfe der Eisenspähne “sehen”. Die Magnetfeldlinien, welche die Korona strukturieren, haben ihren Ursprung im Innern der Sonne.

Die dynamische Sonne

Es gibt einen großen Unterschied zwischen dem Stabmagneten und dem Magnetfeld der Sonne. Das Magnetfeld des Stabmagneten ist statisch, d.h. es ändert sich nicht mit der Zeit. Dagegen ist das Gas im Innern der Sonne turbulent, und der Fluß dieses Gas verändert laufend das eingebettete Magnetfeld und seine Fortführung in die Korona. Somit ist das Magnetfeld der Sonne entgegen dem Stabmagneten sehr dynamisch.

Als Folge ist die großräumige Struktur der Korona nicht stabil, so wie wir sie während einer Sonnenfinsternis oder mit Kameras für den EUV Bereich auf Raumsonden sehen. Das Bild der Korona während einer Sonnenfinsternis ist nur eine Momentaufnahme eines eigentlich dynamischen Gebildes. Die Korona stößt diese Strukturen in spektakulären koronalen Massenauswürfen aus, das Gas wird in der Korona explosionsartig geheizt, und geladene Teilchen können in einem Flare zu hohen Energien beschleunigt werden.

Die aktive Sonnenkorona: Massenauswürfe und Flares

Die aufregensten Manifestationen der eruptiven solaren Aktivitäten sind koronale Massenauswürfe (abgekürzt CME, nach dem Englischen coronal mass ejection). Die obenstehenden Bilderserie der Sonne wurde durch den Koronagraphen LASCO auf der Raumsonde Solar and Heliospheric Observatory spacecraft (SoHO; ESA/NASA) aufgenommen. Bei einem Koronagraphen wird die sichtbare Scheibe der Sonne (Photosphäre) abgedeckt, wodurch die schwächer leuchtende Korona sichtbar wird, wie während einer natürlichen Sonnenfinsternis.

Das erste Bild der Serie zeigt die Korona vor dem CME. Die helle ausströmende Struktur unten rechts wird Streamer genannt – ein Merkmal, das von Sonnenfinsternisaufnahmen bekannt ist. In den folgenden Bildern ist zu sehen, wie das Gas zusammen mit den geschloßenen Magnetfeldlinien in die hohe Korona getrieben wird. Das Gas kann unter Umständen die Sonne verlassen und sich durch die Heliosphäre von der Sonne weg bewegen. Auch hier macht das Gas die Magnetfeldstruktur sichtbar. Es ist in der Tat primär nicht das Gas sondern die koronale Magnetfeldstruktur, die ausgeworfen wird, und das Magnetfeld das Gas mit sich nimmt. Dies unterscheidet sich mit der Eruption eines Vulkanes auf der Erde, wo Material explosionsartig ausgeschleudert wird und dann unter der Wirkung der Gravitation wieder zurück auf die Erde fällt.

Ein solarer Flare offenbart sich durch ein plötzliches Aufleuchten in verschiedenen Bereichen des elektromagnetischen Spektrums. Dieses Aufleuchten ist bekannt in den typischen koronalen Emissionen: extremes Ultraviolett (EUV), Röntgenstrahlung und Radiowellen. Oder sogar im Bereich der Gammastrahlung, wo die Sonne sonst gewöhnlich unsichtbar ist. Die drei obenstehenden Bilder zeigen verschiedene Momentaufnahmen der Sonne am 14. Juli 2000, die im extremen UV mit dem Extreme Ultraviolet Teleskop (EIT; Wellenlänge 19.5 nm) auf der Raumsonde SoHO aufgenommen wurden. Besonderes Augenmerk ist auf das helle “aktive Gebiet” etwas über der Mitte der Sonnenscheibe zu legen. Das mittlere Bild zeigt das plötzliche Aufleuchten dieser Region. Das Leuchten der Region bleibt auch im nächsten Bild zu sehen, das über einen Tag später aufgenommen wurde. Solare Flares und koronale Massenauswürfe (CMEs) sind eng miteinander verbunden. Der Koronagraph auf SoHO beobachtete während diesem Flare auch einen CME.

Energiereiche solare Teilchenereignisse

Die weißen Punkte in der EIT Aufnahme ganz rechts sind Spuren von hoch-energetischen Teilchen, Protonen und Ionen mit Energien von einigen 10 bis einige 100 MeV, die auf das Instrument aufprallen. Dies sind deutliche Beweise, daß Teilchen während diesem Ereignis zu hohen Energien beschleunigt wurden und in den inplanetaren Raum gelangten. Dieses Bild illustriert auch die Wirkung von energetischen solaren Teilchen auf die Technologie im Weltraum.

Protonen mit noch höheren Energien werden durch Neutronenmoniotre auf der Erde detektiert. Die Figur rechts zeigt ein Intensitäts-Zeit-Profil, wie es durch verschiedene Neutronenmonitore während eines solaren kosmischen Strahlungsereignisses beobachtet wurde. Die Beschleunigung dieser Teilchen steht klar im Zusammenhang mit dem solaren Flare und dem CME. Solche Ereignisse, bei denen die Sonne Teilchen zu solchen Energien beschleunigt, so daß sie durch Neutronenmonitore oder Teilchendetektoren auf der Erde detektiert werden können, werden Ground Level Enhancements (GLE) genannt. Diese hochenergetischen Teilchen werden auch solare kosmische Strahlung genannt.

Intensitäts-Zeit-Profile von anderen GLEs können unter der Webseite: NMDB event research tool abgerufen werden. Wähle die Nummer des GLEs und die Stationen von denen ein Plot erstellt werden und drücke “Submit”.

Wie entstehen koronale Massenauswürfe und solare Flares?

Was passiert in einer aktiven Region, wenn ein Flare und ein CME auftreten: die NASA Raumsonde TRACE beobachtete den solaren Flare am 14. Juli 200 im extremen UV (EUV), wie SoHO/EIT, jedoch mit einem kleineren Gesichtsfeld und mit einer höheren zeitlichen Auflösung.

Die beiden Momentanaufnahmen zeigen die Anfangsphase der solaren Eruption: (1) ein dunkles Filament, das sich über die helle aktive Region setzt (oberes Bild), dann abhebt und schließlich ausgestoßen wird. (2) Während das Filament durch die Korona aufsteigt, sind immer noch Teile des Filaments sichtbar (unteres Bild). Das Filament wird Teil des koronalen Massenauswurfes.

Das darunter liegende helle Gebiet kann im oberen Bild auf der rechten Seite (3) gesehen werden. Danach formen sich eine zunehmende Zahl von bogenförmigen Gebilden, die nach einigen Stunden immer schwächer werden (Momentanaufnahme unten rechts (4)).

Filme von diesem solaren Ereignis und anderene TRACE Beobachtungen können unter der offiziellen Webseite von TRACE angeschaut werden.

Magnetische Rekonnektion: ein Schlüßelprozeß bei solaren eruptiven Ereignissen

Die Prozesse, die während einem solchen Ereignis ablaufen, können durch den einfachen Cartoon rechts unten illustriert werden. Dies ist ein zweidimensionaler Schnitt durch das Filament. Das dichte Gas im Filament wird durch das koronale Magnetfeld gegen die Graviationskraft gehalten.

(a) Elektrische Ströme fließen in dieses Gas und erzeugen ein Magnetfeld um das Filament, siehe das zirkulare Feld in der Figur (grün). Gleichzeitig wird das Filament durch das Magnefeld eingeschloßen, welches sein Ursprung unterhalb der Phosphäre hat – die Magnetfeldlinien bliden sich aus dem Sonneninnern.

(b) Wenn sich die Magnetfeldkonfiguration des Filaments zusammen mit dem eingesperrten Material unter dem Einfluß der turbulenten Gasbewegungen auf und unter der Photosphäre in höhere Regionen hebt, dann wird es am ursprünglichen Ort weniger Material geben und somit herrscht auch ein tieferer Druck als in der Umgebung: Dann wird das umgebende Material in diese Region fließen und wird dabei auch das Magnetfeld aus der umgebenden Region mit sich nehmen. Entgegensetzte Magnetfeldlinien nähern sich gegenseitig in einem Gebiet, welches durch eine gelbes Rechteck gekennzeichnet ist. Dieses Gebiet wird current sheet genannt, weil die plötzliche zeitliche Änderung des Magnetfelds einen starken elektrischen Strom verursacht.

(c) Magnetfeldlinien können im Current Sheet eine Rekonnenktion machen: die einzelne rote Magnetfeldlinie in (b) bildet dann zwei neue Feldlinien – die eine ist eine geschloßene Feldlinien um das ansteigende Filament, die andere ist Teil eines neuen Rings unterhalb des Filaments.

(d) Der Prozess der magnetischen Rekonnektion wirkt nacheinander auf nachfolgende Magnetfeldlinien mit zunehmender Distanz zum Filament. Wenn sich Feldlinien wiedervereinigen deren eine Ursprung in der Sonne liegt und mit dem andern Ende irgendwo an einem andern Ort im Sonnensystem (nicht gezeigt in der Figur), so kann sich das Filament vom Magnetfeld mit dem Ursprung im Innern der Sonne trennen. Das Filament wird dann in die hohe Korona und dann in den interplanetaren Raum getrieben. Diese Abfolge entspricht genau derjenigen, wie sie in den obigen TRACE Bildern gezeigt wird: das Filament steigt empor und verschwindet schließlich während darunter neue Magnetfeldbogen gebildet werden. Die Filamente sind mit heißem Gas gefüllt und strahlen während einer gewißen Zeit z.B. im EUV.

Teilchenbeschleunigung

Wenn Magnefeldlinien Rekonnektion machen, so wird die Energie im Magnetfeld in thermische Energie des Plasmas und in die Beschleunigung von Teilchen zu hohen Geschwindigkeiten umgesetzt. Dies erzeugt verschiedene Strahlungssignaturen, wie in (d) ersichtlich. Teilchen, die während der Wiederverbindung von Magnetfeldlinien beschleunigt werden, können auch in den interplanetaren Raum gelangen.

Teilchen werden nicht nur in den Gebieten der Wiederverbindung von Magnetfeldlinien unterhalb von Filamenten beschleunigt. Wenn das Filament mit hoher Geschwindigkeit ausgestoßen wird, kann vor dem Filament eine Schockwelle erzeugt werden – bei einem Flugzeug, das sich mit einer Geschwindigkeit fortbewegt, die größer ist als die Schallgeschwindigkeit wird ebenfalls eine Schockwelle erzeugt, die man als Überschallknall wahrnimmt. Im Plasma der Sonnenkorona verursacht eine Schockwelle auch elektrische Felder, die in der Lage sind, Teilchen zu hohen Energien zu beschleunigen.

Die Prozesse, die die Beschleunigung von Teilchen in großen Flares und durch koronale Massenauswürfe (CMEs) beschreiben, sind heute noch nicht im Detail erforscht. Heute wissen wir, daß solche solare kosmischen Strahlungsereignisse immer von mächtigen Flares und/oder schnellen und großen CMEs begleitet sind. Intensive Forschungsaktivitäten untersuchen heute die Rollen der magnetischen Rekonnektion und der Schockwellen bei der Teilchenbeschleunigung in der Sonnenkorona.

Die Forscher benutzen viele verschiedene Hilfsmittel, um den Ursprung von großen solaren kosmischen Strahlungsereignissen zu klären, und es wird versucht Modelle zu entwickeln, die das Auftreten, die zeitliche Entwicklung und die Intensität von solchen Ereignissen voraussagen können. Das Netzwerk von Neutronenmonitoren ist dabei ein Schlüsselinstrument für die Untersuchung der schnellsten solaren kosmischen Strahlungsteilchen.