Post on 06-Feb-2018
Sonnenaktivitat
ein Vortrag im Rahmen des Seminars ”Meteorologie und Klimatologie”
Universitat Regensburg
Christoph Pollmann
Dezember 2009
Inhaltsverzeichnis
1 Die Sonne 2
1.1 Allgemeines . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
1.2 Aufbau . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
1.3 Rotation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
2 Das Magnetfeld der Sonne und dessen Folgen und Auswirkungen 5
2.1 Die Ursachen des Magnetfeldes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5
2.2 Auswirkungen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5
2.2.1 Sonnenflecken . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5
2.2.2 Protuberanzen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
2.2.3 Sonneneruptionen und Flares . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
2.2.4 Der elfjahrige Schwabe Zyklus . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
3 Die Wechselwirkungen der Sonne mit der Umgebung 10
4 Die Auswirkungen auf der Erde und die Folgen fur das Klima 11
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1 Die Sonne
1.1 Allgemeines
Kosmisch gesehen handelt es sich bei unserer Sonne um einen geohnlichen Stern. Im
Folgenden ein paar Daten und Eigenschaften:
• Durchmesser: 1, 4 · 106 Kilometer
• Masse: 2 · 1030 Kilogramm
• Mittlere Entfernung zur Erde: 1, 5 · 108 Kilometer
• Temperatur im Zentrum: 15 · 106 Kelvin
• Temperatur an der Oberflache: 5, 8 · 103 Kelvin
• Hauptbestandteile: Wasserstoff und Helium
1.2 Aufbau
Die Sonne besteht aus verschiedenen Zonen mit schalenformigem Aufbau, wobei die
Ubergange allerdings nicht streng voneinander abgegrenzt sind.
Abbildung 1: Schematischer Aufbau der Sonne
• Der Kern
Samtliche Energie, die von der Sonne erzeugt wird, enstammt dem Innersten
der Sonne, dem sogenannten Kern. Die Energie enstammt der Kernfusion, die
im Kern standig ablauft. Dabei verschmelzen Wasserstoffkerne zu Heliumker-
nen und es enstehen Gammastrahlung und Neutrinos. Dieser Prozess ist nur
aufgrund der immens hohen Temperatur im Inneren der Sonne moglich. Der
Kern erstreckt sich vom Zentrum bis zu etwa einem Viertel des Radius der
sichtbaren Sonnenoberflache. Obwohl der Kern nur 1, 6Prozent des Sonnen-
volumens ausmacht, sind hier rund 50Prozent der Sonnenmasse konzentriert.
Bei einer Temperatur von etwa 15 Millionen Kelvin liegt die Materie in Form
eines Plasmas vor.
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• Die Strahlungszone
Um den Kern herum liegt die so genannte Strahlungszone, die etwa 70Prozent
des Sonnenradius ausmacht. Im Innern der Sonne herrscht eine derart ho-
he Dichte, dass die bei der Fusioin erzeugten Photonen immer wieder mit
den Teilchen des Plasmas zusammenstoßen, dabei absorbiert und wieder ab-
gestrahlt werden. Sie bewegen sich auf einer vollig zufalligen Bahn und dif-
fundieren dabei Richtung Sonnenoberflache. Statistisch benotigt ein standig
absorbiertes und re-emittiertes Photon etwa 10.000 bis 170.000 Jahre, um die
Sonne zu verlassen. Bei jedem Zusammenstoß in der Strahlungszone nimmt
die Strahlungsenergie des Photons ab und seine Wellenlange nimmt zu. Die
Gammastrahlung wird in Rontgenstrahlung umgewandelt.
• Die Konvektionszone
An die Strahlungszone schließt sich die Konvektionszone an. Sie ist 140.000
km dick und macht somit 20Prozent des Sonnenradius aus. Die Energie wird
in dieser Zone nicht mehr durch Strahlung abgegeben, sondern durch eine
Stromung (Konvektion) des Plasmas weiter nach außen transportiert. Dabei
steigt heiße Materie in gewaltigen Stromen nach außen, kuhlt dort ab und sinkt
wieder ins Sonneninnere hinab. Da das frisch aufgestiegene Plasma heißer und
damit heller ist als das absteigende, sind die Konvektionszellen mit einem
Teleskop als Granulation der Sonnenoberflache erkennbar.
• Die Sonnenoberflache - Photosphare, Chromosphare und Korona
Oberhalb der Konvektionszone liegt die Photosphare, die wir als Quelle der
Sonnenstrahlung wahrnehmen. Sie ist aber nur eine 300 bis 400 km dicke
Schicht, deren Temperatur an der Oberflache rund 5800 Kelvin betragt. Die
Photosphare gibt die gesamte vom Sonneninnern erzeugte und aufsteigende
Energie als Strahlung ab, großteils im sichtbaren Licht. Erst hier hat die Ener-
gie der Strahlungsquanten soweit abgenommen, dass sie unschadlich und fur
das menschliche Auge sichtbar sind. Wegen ungeheurer Wirbel und variabler
Magnetfelder darf man sich die Oberflache allerdings nicht als glatt vorstellen.
Man kann sie sich als hartes, aber dauernd bewegliches Material vorstellen.
Uber der Photosphare erstreckt sich die Chromosphare. Sie wird von der Pho-
tosphare zwar uberstrahlt, ist aber bei Sonnenfinsternissen fur einige Sekunden
als rotliche Leuchterscheinung zu sehen. Die Temperatur nimmt hier auf uber
10.000 Kelvin zu, wahrend die Gasdichte stark abnimmt. Die hohe Temperatur
erklart sich durch die hohe mittlere freie Weglange der Teilchen. Das Licht,
das durch die Chromosphare scheint, wird zu einem verschwindend geringen
Anteil absorbiert. Die Chromosphare sowie der oberste Teil der Photosphare
sind daher fur die charakteristischen dunklen Linien des Sonnenspektrums,
welche als Fraunhofersche Linien bekannt sind, verantwortlich.
Uber der Chromosphare liegt die Korona, in der die Dichte nochmals stark
abnimmt. Durch Sonnenstrahlung, Stoßwellen und andere Wechselwirkungen
mechanischer oder magnetischer Art wird die außerst verdunnte Koronamate-
rie allerdings auf Temperaturen bis zu zwei Millionen Kelvin aufgeheizt. Die
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genauen Ursachen dieser Heizmechanismen sind noch unklar. Der bei jeder
totalen Sonnenfinsternis sichtbare Strahlenkranz hat schon vor Jahrtausenden
die Menschen erstaunt. Er kann bis mehrere Millionen Kilometer reichen und
zeigt eine strahlenformige Struktur, die sich mit dem Zyklus der Sonnenfle-
cken stark andert. Im Sonnenflecken-Maximum verlaufen die Strahlen nach
allen Seiten, im Minimum nur in der Nahe des Sonnenaquators. Die Korona
geht in den Sonnenwind uber. Dieser erstreckt sich bis zur Heliopause, wo er
auf das interstellare Medium trifft.
1.3 Rotation
Die Sonne rotiert mit einer von der heliographischen Breite abhangigen Periode
zwischen 25 und 34 Tagen um ihre Achse. Entsprechend erscheinen alle Ober-
flachenphanomene in Bewegung. Man nennt diesen Unterschied auch differentielle
Rotation. Diese hort am unteren Rand der Konvektionszone ziemlich plotzlich auf. In
der Ubergangszone unterliegen die Gasmassen einer Scherung, was ein Schlusselprozess
fur die Erzeugung der Magnetfelder darstellt. Die Magnetfelder wiederum spielen ei-
ne entscheidende Rolle fur die Entstehung von Flares, Fackeln, Sonnenflecken und
Strahlungsausbruchen.
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2 Das Magnetfeld der Sonne und dessen Folgen
und Auswirkungen
2.1 Die Ursachen des Magnetfeldes
Das Magnetfeld der ruhigen Sonne lasst sich naherungsweise durch ein Dipolfeld
beschreiben. Alle 11 Jahre findet eine Umpolung statt (11-Jahre-Zyklus der Sonne),
sodass die ursprungliche Ausrichtung nach 22 Jahren wieder erreicht wird. Das Ma-
gnetfeld auf der Sonnenoberflache ist etwa doppelt so stark wie das Magnetfeld auf
der Erde, es betragt ca. 100μT (1Gauß).
Es beruht auf den in einer Großenordnung von
Abbildung 2: Die Entstehung ei-
nes Sonnenflecks durch Magnet-
feldlinien
1012 Ampere in der Sonne zirkulieren elektri-
schen Stromen, begunstigt von der hohen Leitfahigkeit
des Plasmas im Sonneninnern. Das Plasma ist
aufgrund von Konvektionsstromungen in standiger
Bewegung. In diesem Plasma besitzen die Elek-
tronen aufgrund ihrer geringeren Masse eine hohere
Geschwindigkeit als die Ionen, es fliesst ein Strom.
Dieser elektrische Strom wiederum induziert ein
Magnetfeld, welches mit dem Plasma mitbewegt
wird. Da sich die Sonne nicht gleichformig dreht
(differentielle Rotation siehe 1.3), kommt es zu
einer Art ”Dynamo-Effekt”; die Feldlinien wer-
den besonders in Nahe des Aquators aufgewi-
ckelt und erscheinen dort in großer Dichte, was bedeutet, dass die magnetische
Feldstarke anwachst. Hydrodynamische Effekte bewirken ein Aufsteigen dieser Feld-
linien, welche dann wie Schlauche aus der Sonnenoberflache herausragen. Sie krummen
sich zur Sonnenoberflache zuruck und verschwinden im einem Flecken umgekehrter
Polaritat.
2.2 Auswirkungen
2.2.1 Sonnenflecken
Sichtbare Auswirkungen der lokalen Magnetfelder sind die Sonnenflecken. Sonnen-
flecken sind relativ kuhle Bereiche der Sonnenatmosphare, ihre Temperatur liegt
zwischen 3700 und 4500 K. Durch spektroskopische Untersuchungen konnte fest-
gestellt werden, dass im Bereich der Sonnenflecken starke Magnetfelder vorherr-
schen: Spektrallinien von Elementen, die normalerweise bei einer einheitlichen Wel-
lenlange beobachtet werden, erscheinen bei Anwesenheit eines Magnetfeldes drei-
geteilt (Zeeman-Effekt), wobei der Abstand dieser Linien zueinander proportional
zur Starke des Feldes ist. Die Magnetfeldstarke im Umfeld der Sonnenflecken kann
bis zu 0,4 Tesla (4000 Gauß) betragen und ist somit tausendmal starker als das
irdische Magnetfeld an der Erdoberflache. In der Sonne bewirken die Magnetfelder
eine Hemmung der Konvektionsstromungen, so dass weniger Energie nach außen
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transportiert wird. Man kann auch auf Bildern erkennen, dass in diesen Bereichen
keine Granulation der Sonnenoberflache vorliegt, was eine Folge der Konvektionss-
tromungen ist. Die dunkelsten Zonen auf der Sonne sind somit die kuhlsten Orte
mit den starksten Magnetfeldern, da dort die Versorgung mit Energie aus dem In-
neren der Sonne geschwacht ist und somit erheblich kuhler ist als die Umgebung.
Sonnenflecken treten in Gruppen auf, wobei meistens zwei auffallige Flecken domi-
nieren, die eine entgegengesetzte magnetische Ausrichtung aufweisen (der eine Fleck
ist sozusagen ein magnetischer Nordpol, der andere ein Sudpol).
Abbildung 3: Sonnenfleck, aufgenommen am 13. Dezember 2006, Durchmesser ca.
20.000km
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2.2.2 Protuberanzen
Zwischen Sonnenflecken bilden
Abbildung 4: Modell der Magnetfeldlinien auf der
Sonnenoberflache
sich Magnetfeldlinien in Form
von Schleifen aus, die weit ins
All hinausragen. Langs dieser
Kurven wird ionisiertes Gas fest-
gehalten, das am Sonnenrand
als Protuberanzen in matt leuch-
tenden Bogen sichtbar ist. Der
Verlauf der Magnetfeldlinien wird
somit sichtbar. Diese Materie-
strome haben oft eine Lange von
einigen hunderttausend Kilome-
tern, 40.000 km Hohe und 5.000
km Dicke.
2.2.3 Sonneneruptionen und Flares
Eine Sonneneruption ist ein Gebilde erhohter Strahlung innerhalb der Chromo-
sphare der Sonne, die durch Magnetfeldenergie gespeist wird. Als Flare oder chro-
mospharische Eruption bezeichnet man einfache Plasma-Magnetfeldbogen. Kommt
es zu einer Reorganisation der Bogen, die zu einer Ablosung von Plasmaschlauchen
fuhrt, beobachtet man einen erhohten Masseausstoß. Bezeichnungen dafur sind Ko-
ronaler Massenauswurf oder auch Eruptive Protuberanz, die damit verbundenen
Teilchensturme Sonnensturm, Protonenschauer.
Die Entstehung der Flares lasst sich auf elektromagnetische Vorgange innerhalb
der Sonne zuruckfuhren. Wenn sich die magnetischen Schleifen beim Verdrehen
beruhren, schließen sich die Magnetfeldlinien kurz und es kommt zu einer Rekon-
nexion. Die magnetische Rekonnexion ist ein physikalisches Phanomen, bei dem
sich die Struktur eines Magnetfeld abrupt andert und große Energiemengen freige-
setzt werden. Vermutlich ist es fur die Sonneneruption verantwortlich. Aufgrund der
entgegengesetzten Orientierung des Magnetfeldes wird die Schleife mit dem einge-
schlossenen Material fortkatapultiert. Dieser Strom geladener Teilchen, der von der
Sonne ausgeht, wird als Sonnenwind bezeichnet. In der nachfolgenden Abbildung
soll der eben beschriebene Vorgang zur Verdeutlichung schematisch dargestellt wer-
den. Dabei ist der Verlauf des Magnetfeldes durch die farbigen Pfeile dargestellt. Bei
Rekonnexion wie in der Mitte der Abbildung kommt es dann zu einem koronalen
Masseauswurf.
Die Dauer der Flares ist proportional zur Ausdehnung des Eruptionsgebiets. Die
mittlere Lebensdauer liegt bei 10 bis 90 Minuten, wobei nach einem schnellen An-
stieg der Helligkeit ein langsames Abklingen erfolgt. Flares treten in Gebieten der
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Abbildung 5: Koronaler Massenauswurf als Folge der Rekonnexion von Feldlinien.
Sonne auf, in denen sich auch Sonnenflecken und Sonnenfackeln zeigen. Pro Tag sind
bei normaler Sonnenaktivitat 5 bis 10 Flares zu beobachten. Die Gebiete senden ei-
ne verstarkte Strahlung im ultravioletten und im Rontgenbereich sowie Protonen,
Elektronen und Ionen aus. Auf der Erde bewirkt dies eine Storung der Ionosphare
mit entsprechender Beeintrachtigung des Radioverkehrs. Die Teilchen fuhren beim
Eindringen in die Erdatmosphare zu magnetischen Sturmen und Polarlichtern.
2.2.4 Der elfjahrige Schwabe Zyklus
Die Gesamtzahl der Sonnenflecken unterliegt einem Zyklus von rund elf Jahren.
Er ist benannt nach dem deutschen Astronom Samuel Heinrich Schwabe. Wahrend
eines Aktivitatminimums sind kaum Sonnenflecken sichtbar. Mit der Zeit bilden
sich zunehmend Flecken in einem Bereich von 30◦ nordlicher und sudlicher Breite
aus. Diese aktive Fleckengurtel bewegen sich zunehmend in Richtung Aquator. Nach
etwa funfeinhalb Jahren ist das Maximum erreicht und die Zahl der Flecken nimmt
langsam wieder ab. Nach einem Zyklus hat sich das globale Magnetfeld der Sonne
umgepolt. Der vorher magnetische Nordpol ist jetzt der magnetische Sudpol. Eine
vollstandige Periode dauert dementsprechend 22 Jahre.
Abbildung 6: Der Schwabe Zyklus
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Die genauen Ursachen fur den Zyklus sind noch nicht vollstandig erforscht. Man
geht derzeit vom zuvor erlarten Modell (siehe 2.1) aus.
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3 Die Wechselwirkungen der Sonne mit der Um-
gebung
Die Sonne beeinflusst ihre Umgebung nicht nur durch Strahlung und Gravitation,
sondern auch den interplanetaren Raum mit ihrem Magnetfeld und vor allem mit
dem Sonnenwind. Dieser Teilchenstrom kann die Sonne mit mehreren 100 km/s ver-
lassen und verdrangt das Interstellare Medium bis zu einer Entfernung von circa
22,5 Milliarden Kilometern. Bei Sonneneruptionen konnen sowohl Geschwindigkeit
als auch Dichte des Sonnenwindes stark zunehmen und auf der Erde neben Polarlich-
tern auch Storungen in elektronischen Systemen und im Funkverkehr verursachen.
Der Energietransport von der Sonne erfolgt sowohl durch Strahlung als auch durch
den Transport von energetisch geladenen Teilchen.
Abbildung 7: Sonnenwind und Erdmagnetfeld
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4 Die Auswirkungen auf der Erde und die Folgen
fur das Klima
Da der Sonnenwind aus elektrisch geladenen Teilchen besteht, stellt er ein Plasma
dar, das sowohl das Magnetfeld der Sonne als auch das der Erde verformt. Das
irdische Magnetfeld halt den Teilchenschauer zum großten Teil von der Erde ab.
Nur bei einem starken Sonnenwind konnen die Teilchen in die hohen Schichten der
Atmosphare eindringen und dort Polarlichter hervorrufen, ebenso wie auf anderen
Planeten mit einem Magnetfeld. Starke Sonnenwinde haben auch Einfluss auf die
Ausbreitung von elektromagnetischen Wellen und konnen unter anderem den Kurz-
wellenfunk und die Kommunikation mit Satelliten storen. Ein deutlich sichtbares
Anzeichen fur die Existenz des Sonnenwinds liefern die Kometen: Kometenschweife
zeigen immer von der Sonne weg, denn die Gas- und Staubteilchen, welche die Ko-
ma und den Schweif bilden, werden vom Sonnenwind mitgerissen. Der Sonnenwind
reicht weit bis uber die außeren Planetenbahnen hinaus.
Aber auch die von der Sonne ausgesandte Strahlung in breiten Wellenlangenbereichen
erreicht die Erde. So ware ein Leben ohne Licht nicht moglich, aber auch UV und In-
frarotstrahlung sind zum einen nicht wegzudenken aber andererseits auch gefahrlich.
Die Sonne und die von ihr ausgestrahlte Solarenergie sind die treibende Kraft fur
den energetischen Antrieb des irdischen Wetters und Klimas. Offenbar hangen so-
wohl langfristige Klimaveranderungen als auch unser tagliches Wetter eng mit den
Aktivitaten unserer Sonne zusammen. So wie wir das Licht der Sonne taglich se-
hen, erscheint es uns stabil und gleichmaßig. Satellitendaten zeigen aber, dass sich
in den fur das menschliche Auge unsichtbaren Spektralbereichen teilweise starke
Veranderungen sowie Schwankungen der Sonnenaktivitat verbergen. Die solaren
Schwankungen lassen sich auf den Sonnenzyklus zuruckfuhren. Auf dem Zyklus-
Hohepunkt, der das letzte Mal 2001 erreicht worden ist, wird der Sonnenwind zu
einem regelrechten Sonnensturm. Auf der Sonnenoberflache ereignen sich nun ge-
waltige Eruptionen, die große Mengen energiereicher Partikel ins All schleudern.
Die dabei freigesetzten Urgewalten entsprechen dabei etwa der Explosion von 66
Milliarden Hiroshima-Bomben. Die ersten Beobachtungen der Sonnenflecken gehen
auf das Jahr 1610 zuruck. Damals wurden diese unter anderen von Galileo Galilei
mit einem Fernrohr gemacht. Regelmaßige Zahlungen gibt es allerdings erst seit 1860
vom astronomischen Observatorium in Zurich.
Im Wesentlichen gibt es drei Mechanismen, die den Zusammenhang zwischen Son-
nenaktivitat und der Wetter- und Klimaentwicklung auf der Erde erklaren konnten.
• Die Intensitatsschwankungen der von der Sonne abgegebenen UV-Strahlung
haben Folgen fur die Ozonbildung in der Erdatmosphare. Energiereiche Son-
nenstrahlung spaltet Sauerstoff-Molekule in der Stratosphare in zwei einzelne
Atome, die sich jeweils mit einem weiteren Sauerstoff-Molekul zu Ozon verei-
nigen (Photodissozitation). Dies fuhrt zu Veranderungen in der Ozonschicht
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und hat so Ruckwirkung fur die globale Zirkulation der Luftmassen.
• Die elektrischen Eigenschaften der außeren Erdatmosphare verandern sich un-
ter dem ankommenden Sonnenwind, was sich auch auf die unteren Schichten
der Atmosphare auswirkt. Es wird davon ausgegangen, dass dieser vom Son-
nenwind beeinflusste kosmische Partikelregen die Wolkenbildung der Erdat-
mosphare begunstigt. Eine verstarkte Bedeckung des Himmels mit Wolken
fuhrt aber auf der Erde zu einer Abschattung und damit zum Ruckgang der
Temperaturen.
• Die Erdatmosphare ist wahrend des Sonnenminimums verstarkt kosmischer
Strahlung ausgesetzt. Die Teilchen des Sonnenwindes schirmen in solchen Pha-
sen die Erde weniger gegen den Schauer der schwereren und sehr energiereichen
Partikel ab, die als kosmische Strahlung aus dem Weltraum auf unseren Pla-
neten treffen.
Noch weiß man wenig uber die Bedeutung, die den einzelnen Mechanismen zukommt.
Auch ist kaum bekannt, ob es zwischen den Mechanismen Wechselwirkungen gibt.
Neben dem schon angesprochenen 11-jahrigen Zyklus wurden noch weitere beob-
achtet. So gibt es beispielsweise den Gleißberg-Zyklus, der alle 80 bis 90 Jahre wie-
derkehrt, oder einen anderen Zyklus von etwa 208 Jahren. Weiter kann die Sonne
auch eine verringerte Aktivitat uber Jahrzehnte hinweg aufweisen. Edward Maun-
der untersuchte 1890 die historisch beobachteten Sonnenflecken und entdeckte eine
Pause in den 11-jahrigen Zyklen zwischen 1695 und 1720 (Maunderminimum), die
auffallend mit der kleinen Eiszeit zusammenfallt.
Abbildung 8: Veranderung der Haufigkeit von Sonnenflecken seit 1610
Seit Mitte des 20. Jahrhunderts befindet sich die Sonne in einer ungewohnlich aktiven
Phase. Die Sonnenaktivitat ist demnach etwa doppelt so hoch wie der langfristige
Mittelwert, und hoher als jemals in den vergangenen 1000 Jahren. Ein internatio-
nales Forscherteam hat die Sonnenaktivitat der vergangenen Jahrtausende unter-
sucht. Seit dem Ende der letzten Eisziet war die Sonne demnach selten so aktiv wie
seit den 1940er-Jahren bis heute. Man muss uber 8.000 Jahre in der Erdgeschichte
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zuruckgehen, bis man einen Zeitraum findet, in dem die Sonne im Mittel ebenso aktiv
war wie in den vergangenen 60 Jahren. Ausserdem sagen Forscher voraus, dass die
gegenwartig hohe Aktivitat der Sonne wahrscheinlich nur noch wenige Jahrzehnte
andauern wird.
Die starke des Anteils der Sonne an der globa-
Abbildung 9: Beitrag zum Klima-
wandel
len Erwarmung ist weiterhin kraftig umstritten.
So sind einige Forscher der Ansicht, die Sonne
trage nur zu einem verschwindend geringen An-
teil dazu bei, andere wiederum behaupten, der
solare Einfluss sei der maßgeblich bestimmende
und verweisen auf die Klimageschichte, in der
es einen erkennbaren Zusammenhang zwischen
Sonnenaktivitat und der Durchschnittstempera-
tur auf der Erde gegeben hat. Wenn man die
Durchschnittstemperatur der Erde mit der Son-
nenaktivitat in demselben Zeitintervall vergleicht,
so schließt man darauf, dass ein Einfluss der Son-
nen auf das Klima der Erde besteht, jedoch ist
dieser nicht signifikant oder alleinig Schuld an der weltweiten globalen Erwarmung.
Abbildung 10: Verlauf der Temperatur wahrend der letzten 2000 Jahre
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Abbildungsverzeichnis
1 Schematischer Aufbau der Sonne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
2 Die Entstehung eines Sonnenflecks durch Magnetfeldlinien . . . . . . 5
3 Sonnenfleck, aufgenommen am 13. Dezember 2006, Durchmesser ca.
20.000km . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
4 Modell der Magnetfeldlinien auf der Sonnenoberflache . . . . . . . . . 7
5 Koronaler Massenauswurf als Folge der Rekonnexion von Feldlinien. . 8
6 Der Schwabe Zyklus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
7 Sonnenwind und Erdmagnetfeld . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
8 Veranderung der Haufigkeit von Sonnenflecken seit 1610 . . . . . . . . 12
9 Beitrag zum Klimawandel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
10 Verlauf der Temperatur wahrend der letzten 2000 Jahre . . . . . . . . 13
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Quellenverzeichnis
• http://www.spiegel.de/wissenschaft/weltall/0,1518,631103,00.html
• http://www.astro.uni-bonn.de/ deboer/pdm/pdminstsonne.html
• http://www.solarviews.com/germ/sun.htm
• ”Forbush decrease of the galactic cosmic ray intensity: ex-
perimental study and theoretical modeling”M.V. Alania,
A. Wawrzynczak
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