Die Früherkennung von sich bildenden Sonnenflecken

Sonnenflecken sind dunkle Gebilde in der Photosphäre der Sonne. Da die Sonne ein Gasball ist, hat sie keine feste Oberfläche. Die Photosphäre ist der sichtbare Teil der Sonne mit dem wir vertraut sind und ist ca. 100 km tief. Dies ist wenig, wenn man in Betracht zieht, dass der Radius der Sonne 700’000 km beträgt.

Sonnenflecken haben starke magnetische Felder und sind die Orte, wo Sonneneruptionen und koronale Massenauswürfe KMA (engl. coronal mass ejections, CME) normalerweise stattfinden.

Die Auswirkungen dieser Eruptionen und KMA können Strom-, Telekommunikations- und Navigationsausfälle auf der Erde bewirken. Eine frühzeitige Erkennung sich entwickelnder Sonnenflecken ist deshalb wünschenswert.

Forschern an der Stanford Universität ist es nun gelungen, verschieden Regionen von Sonnenflecken tief innerhalb der Sonne, 1 bis 2 Tage vor deren Erscheinen an der Oberfläche (in der Photosphäre) zu entdecken. Nach den Resultaten der Forscher entstehen Sonnenflecken in mindestens 60’000 km Tiefe und steigen mit einer Geschwindigkeit von 0,3 bis 0,6 km/s an die Oberfläche hoch.

Grafik 1 - Akustische P-Modus Welle

Grafik 1 - Akustische P-Modus Welle

Die Methode, welche die Forscher anwendeten, wird Time-Distance Helioseismology genannt und ist vergleichbar mit der Methode, die von Seismologen verwendet wird, um das Innere der Erde zu vermessen.

Time-Distance Helioseismology misst die Zeit, welche akustische Wellen brauchen um von der Oberfläche der Sonne bis zum Boden des Hohlraums und zurück zu reisen.

Der Hohlraum ist dabei eine Region der Sonne, der einerseits durch die Oberfläche (Photosphäre), in der die Dichte rapide abfällt begrenzt wird.  Andererseits bildet eine Schicht im inneren der Sonne die untere Grenze des Hohlraums, wo die Schallgeschwindigkeit zunimmt und sich abwärts bewegenden Wellen reflektiert werden. Das Resultat ist, es entsteht eine stehende Welle.

Dabei gibt es drei verschieden Wellen, welche Helioseismologen messen und suchen, namentlich Akustik-, Gravitations- und Oberflächengravitationswellen. Diese Wellen produzieren P-Modus, G-Modus und F-Modus Strukturen. In Grafik 1 sehen Sie eine Computer-generierte Akustik P-Modus Welle.

Rote und blaue Regionen zeigen Wellenbewegungen der Oberfläche in entgegensetzte Richtungen, z.B. ist Rot ein Wellental ist Blau ein Wellenberg.

Grafik 2 - Schematische Darstellung der Wege der akustischen Wellen

Grafik 2 - Schematische Darstellung der Wege der akustischen Wellen

Die Stanford Forscher Stathis Ilonides, Junwei Zhao und Alexander Kosivichev haben nun diese Methode benuzt um in die Sonne zu schauen und Strukturen zu suchen, die sich zu Sonnenflecken entwickeln.

Grafik 2 zeigt eine schematische Darstellung der Methode und zeigt die Wege der akustischen Strahlen und deren Umkehr- (Reflektions-)punkte in Tiefen von 42 Megametern (Mm) und 75 Mm.

Die Distanzen sind in Megametern (Mm) angegeben. Ein Megameter ist 1 Million Meter, oder 1’000 km.

Die Forscher waren offenbar in der Lage einen sich entwickelnden Sonnenflecken bereits unter der Oberfläche, zwei Tage bevor er an der Oberfläche sichtbar wurde, aufzuspüren, wie Grafik 3 zeigt.

Grafik 3 - Störungen in der Reisezeit der akustischen Wellen, entdeckt in 60'000 km Tiefe (Klicken um zu vergrössern)

Grafik 3 - Störungen in der Reisezeit der akustischen Wellen, entdeckt in 60'000 km Tiefe (Klicken um zu vergrössern)

Grafik 3 – Oberer Streifen: Das linke Bild zeigt die Störungen in der Reisezeit der akustischen Wellen in etwa 60’000 km Tiefe. Das mittlere Bild zeigt die photosphärische Intensität und das rechte Bild das magnetische Feld.

Alle drei Bilder wurden gleichzeitig um 03:30 UTC am 6. Oktober 2003 aufgenommen.

Unterer Streifen: Zeigt die gleiche Sequenz von Bilder der gleichen Region, allerdings zwei Tage später aufgenommen.

(Klicken Sie auf das Bild um eine grösser Version zu sehen).

(Quelle und weiteres Bildmaterial: HMI Standord University-English)

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