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SONNE
Dem solaren Aktivitätszyklus auf der Spur
Redaktion / Pressemitteilung des Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung
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30. Juni 2020

Die Aktivität der Sonne schwankt in einem etwa elfjährigen Rhythmus. Eine vollständige magnetische Periode dauert 22 Jahre und damit genauso lange, wie auch Plasmaströme im Inneren unseres Zentralsterns für einen Umlauf in jeder Sonnenhemisphäre benötigen. Dies ergab eine jetzt vorgestellte Studie. Auch der Ort der Entstehung von Sonnenflecken lässt sich erklären.

Sonne

Gewaltige Ströme: Im Innern der Sonne bewegt sich Plasma oberflächennah in Richtung der Pole und an der Basis der Konvektionszone in Richtung Äquator. Bild: MPS / Z.-C. Liang   [Großansicht]

Auf der sichtbaren Sonnenoberfläche zeigen sich mal mehr, mal weniger dunkle Flecken. Der Abstand zwischen zwei Maxima beträgt ungefähr elf Jahre, nach 22 Jahren sind die Sonnenflecken wieder magnetisch gleich gepolt. Im Maximum erscheinen nicht nur große Flecken, sondern aktive Regionen. Beeindruckende Bögen aus heißem Plasma ragen bis weit in die Sonnenatmosphäre, Teilchen und Strahlung werden in heftigen Eruptionen ins All geschleudert. Im Aktivitätsminimum hingegen beruhigt sich die Sonne merklich.

Eine weitere auffällige Regelmäßigkeit zeigt sich im Schmetterlingsdiagramm. Es beschreibt, in welchen solaren Breiten Sonnenflecken im Lauf des Zyklus auftreten: Zu Beginn überwiegen die mittleren Breiten; im weiteren Verlauf rücken die Entstehungsorte der Sonnenflecken immer näher an den Äquator heran. Sonnenphysiker vermuten, dass großräumige Plasmaströme das Magnetfeld in der Tiefe in Richtung Äquator transportieren. "Im Lauf des Sonnenzyklus wirken die Plasmaströme in Nord-Süd-Richtung wie eine Art Förderband, das die Magnetfelder mitreißt und so die Dauer eines Zyklus bestimmt", sagt Laurent Gizon, Geschäftsführender Direktor des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung in Göttingen und Erstautor der jetzt vorgelegten Studie. "Die genaue Geometrie und Amplitude der Plasmabewegungen im Sonneninnern sichtbar zu machen, ist für das Verständnis des solaren Magnetfeldes entscheidend."

Um die Plasmaströme unterhalb der Sonnenoberfläche nachzuverfolgen, nutzten Gizon und sein Team die Methode der Helioseismologie. Helioseismologie hat eine ähnliche Bedeutung für die Sonnenphysik wie Seismologie für die Geophysik. Helioseismologen verwenden Schallwellen, um das Sonneninnere zu erforschen – ähnlich wie Geophysiker Erdbebenwellen auswerten, um das Innere der Erde zu verstehen. Oberflächennahe Konvektionsströme regen ununterbrochen Schallwellen in der Sonne an. Diese haben Perioden von nahezu fünf Minuten. Die Wellen breiten sich durch die Sonne bis zur Oberfläche aus und führen dort zu Bewegungen, die sich mit bodengebundenen Observatorien und Weltraumteleskopen messen lassen.

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In der aktuellen Studie betrachten Laurent Gizon und sein Team Schallwellen, die sich durch das Sonneninnere in Nord-Süd-Richtung ausbreiten. Plasmaströme im Innern der Sonne, die in derselben Richtung verlaufen, stören und verändern die Wellen: In Strömungsrichtung breiten sie sich schneller aus, in entgegengesetzter Richtung langsamer. Diese sehr kleinen Störungen konnten die Forscherinnen und Forscher messen und daraus mithilfe mathematischer Modelle und Computersimulationen Eigenschaften der Plasmaströme ableiten.

"Im Sonneninnern sind die Plasmaströme in Nord-Süd-Richtung viel langsamer als solche in Ost-West-Richtung", sagt Gizon. In der gesamten Konvektionszone erreichen die Nord-Süd-Ströme Geschwindigkeiten von höchstens 50 Kilometern pro Stunde, dem Höchstwert an der Oberfläche. "Um das Rauschen in den helioseismischen Messdaten zu reduzieren, ist es deshalb notwendig, die Messungen über lange Zeiträume zu mitteln", sagt Zhi-Chao Liang vom Göttinger Max-Planck-Institut.

Die Wissenschaftler werteten deshalb erstmals zwei unabhängige, sehr lange Messreihen aus. Die eine stammt von SOHO, dem ältesten Sonnenobservatorium im Weltall, das die Raumfahrtagenturen ESA und NASA betreiben. Die Daten des SOHO-Instrumentes MDI (Michelson Doppler Imager) erstrecken sich über die Zeit von 1996 bis 2011. Ein zweiter unabhängiger Datensatz stammt vom Forschungsnetzwerk GONG (Global Oscillation Network Group), einem Verbund aus sechs bodengebundenen Sonnenteleskopen in den USA, Australien, Indien, Spanien und Chile. Gemeinsam haben die sechs Teleskope seit 1995 einen fast ununterbrochenen Blick auf die Sonne.

"Dass die internationale Sonnenphysik-Gemeinschaft gleich mehrere Datensätze geliefert hat, welche die vergangenen beiden Sonnenzyklen abbilden, ist lobenswert“, sagt John Leibacher, ehemaliger Direktor des GONG-Projekts. Dadurch sei es möglich, über lange Zeiträume zu mitteln und die Ergebnisse zu vergleichen.

Mithilfe dieser Daten konnten Gizon und sein Team zeigen, dass die Plasmaströme am Boden der Konvektionszone mit einer Geschwindigkeit von 15 Kilometern pro Stunde – also etwa Laufgeschwindigkeit – zum Äquator fließen. An der Oberfläche strömt das Plasma in Richtung der Pole und erreicht Geschwindigkeiten von 50 Kilometern pro Stunde. Insgesamt ergibt sich so, dass das Plasma in jeder Hemisphäre einen einzigen Umlauf beschreibt. Bemerkenswert ist, dass die Dauer eines solchen Umlaufs etwa 22 Jahre beträgt – und somit die physikalische Erklärung für den Sonnenzyklus liefert.

Weiterhin fanden die Forscherinnen und Forscher, dass Sonnenflecken mit fortschreitendem Sonnenzyklus immer näher am Äquator entstehen – wie im Schmetterlingsdiagramm beschrieben. "Unsere Studie stützt die Vorstellung, dass die Ströme in Nord-Süd-Richtung für das Verschieben der Entstehungsorte von Sonnenflecken zum Äquator hin verantwortlich sind", sagt Max-Planck-Forscher Robert Cameron. Nach den Worten von Laurent Gizon ist allerdings noch offen, warum die Nord-Süd-Ströme auf diese Weise verlaufen und welche Rolle diese Ströme für die magnetische Aktivität anderer Sterne spielen.

Über die Studie berichtete das Team in einem Fachartikel, der in der Zeitschrift Science erschienen ist.

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Links im WWW
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