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Plasmaströme und Magnetfelder Warum sich die Helligkeit unserer Sonne ändert

| Autor / Redakteur: Birgit Krummheuer* / Dipl.-Chem. Marc Platthaus

Aus einer Entfernung von rund 150 Millionen Kilometern wirkt die Sonne ruhig und gleichmäßig. Doch auf ihrer Oberfläche herrschen extreme Magnetfelder und im Inneren strömen gewaltige Plasmamengen empor. Wie diese die Helligkeit der Sonne beeinflussen, haben jetzt Forscher des Max Planck Instituts für Sonnensystemforschung in einer Studie untersucht.

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Die Plasmaströme im Innern der Sonne erzeugen an ihrer Oberfläche ein charakteristisches Muster: die Granulation. Helle und dunkle Bereiche dieses Musters verändern sich schnell. Die Granulation verursacht vor allem Helligkeitsschwankungen, die sich innerhalb von weniger als fünf Stunden vollziehen. Dieses Bild der Granulation wurde im Jahr 2009 vom Instrumente IMaX des ballongetragenen Sonnenobservatoriums Sunrise aufgenommen.
Die Plasmaströme im Innern der Sonne erzeugen an ihrer Oberfläche ein charakteristisches Muster: die Granulation. Helle und dunkle Bereiche dieses Musters verändern sich schnell. Die Granulation verursacht vor allem Helligkeitsschwankungen, die sich innerhalb von weniger als fünf Stunden vollziehen. Dieses Bild der Granulation wurde im Jahr 2009 vom Instrumente IMaX des ballongetragenen Sonnenobservatoriums Sunrise aufgenommen.
(Bild: MPS)

Katlenburg-Lindau – Zieht ein Exoplanet an seinem Zentralstern vorüber, verdunkelt sich dieser für kurze Zeit. Selbst aus einer Entfernung von vielen Lichtjahren registrieren Weltraumteleskope diese Veränderung – und spüren somit den Exoplaneten auf. In der Theorie. In der Praxis ist dies komplizierter, denn ähnlich wie die Helligkeit der Sonne schwankt auch diejenige vieler Sterne.

Und diese Fluktuationen können die Signale vorbeiziehender Exoplaneten überdecken. „Wenn man allerdings die Helligkeitsänderungen, die dem Stern selbst zu eigen sind, genau kennt, lassen sich Exoplaneten mit hoher Genauigkeit aufspüren“, sagt Alexander Shapiro vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung.

Können die Helligkeitsschwankungen mit den bestehenden Modellen erklärt werden?

Einen ersten Schritt in diese Richtung gehen Shapiro und seine Kollegen in ihrem aktuellen Beitrag – mit einem genauen Blick auf einen besonderen Stern: unsere Sonne. Seit Beginn des Weltraumzeitalters liefern viele Sonden detaillierte Messdaten aus vergleichsweise großer Nähe zum Tagesgestirn.

Diese Daten stellen jedes Modell, das stellare Helligkeitsschwankungen beschreibt, auf eine harte Probe: Lassen sich die gemessenen Schwankungen mit dem Modell rekonstruieren? Und ist es möglich, die Schwankungen auf physikalische Eigenschaften des Sterns zurückzuführen?

Eine besondere Schwierigkeit dabei: Die Helligkeit unserer Sonne variiert auf sehr unterschiedlichen Zeitskalen. Einige Schwankungen vollziehen sich innerhalb weniger Minuten; andere, die sich etwa auf das langfristige Klimageschehen auf der Erde auswirken, können die Forscher erst im Verlauf von Jahrzehnten registrieren. Eine stimmige Theorie, die all diese Größenordnungen umfasst, fehlte bisher.

Zwei Phänomene bestimmen die Helligkeit

Der neuen Studie gelingt genau dieses Kunststück. Sie beweist, dass nur zwei Phänomene bestimmen, wie hell unser Stern leuchtet. Zum einen sind dies die heißen Plasmaströme, die aus dem Innern des Gasballs aufsteigen, abkühlen und wieder in die Tiefe sinken. Das aufsteigende heiße Material leuchtet heller als Plasma, das sich an der Oberfläche bereits abgekühlt hat.

Auf diese Weise erzeugen die Ströme ein charakteristisches, sich schnell veränderndes Muster aus hellen und dunklen Bereichen, die sogenannte Granulation. Typische Strukturen darin sind einige hundert Kilometer groß. „Die Granulation verursacht in erster Linie schnelle Helligkeitsschwankungen, die sich innerhalb von weniger als fünf Stunden vollziehen“, sagt Max-Planck-Forscherin und Koautorin Natalie Krivova.

Zum anderen spielen die veränderlichen Magnetfelder der Sonne eine entscheidende Rolle. An der sichtbaren Oberfläche unseres Sterns machen sie sich in Zeiten hoher Aktivität durch dunkle Gebiete (Sonnenflecken) und besonders hell leuchtende Bereiche (Fackeln) bemerkbar. Beide Strukturen sind im Vergleich zur Granulation sehr großflächig; einige Sonnenflecken lassen sich sogar mit bloßem Auge von der Erde aus erkennen. Zudem variiert ihre Anzahl und Gestalt deutlich langsamer. Änderungen im Magnetfeld der Sonne sorgen deshalb für Helligkeitsschwankungen, die sich auf Zeitskalen von mehr als fünf Stunden abspielen.

Studie erlaubt auch Helligkeitsschwankungen anderer Sterne zu modellieren

Die Forscher nutzten für ihre Analysen Daten der Raumsonden SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) und SDO (Solar Dynamics Observatory), die das Helligkeitsmuster und die Magnetfelder an der Oberfläche des Sterns seit Jahren aufzeichnen. Aus diesen Datensätzen, die zum Teil 19 Jahre solarer Entwicklung abdecken, konnten sie Helligkeitsschwankungen berechnen und wiederum mit gemessen Werten der Raumsonden PICARD und SOHO vergleichen.

Sämtliche bisher gemessenen Helligkeitsschwankungen – sowohl schnelle, als auch sehr langfristige – lassen sich so reproduzieren. „Die Resultate unserer Studie zeigen uns, dass wir in unserem Modell die maßgeblichen Parameter identifiziert haben,“ folgert Sami K. Solanki, Direktor am Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung und Zweitautor der Studie. „Dies wird es uns erlauben, endlich auch die Helligkeitsschwankungen anderer Sterne zu modellieren.

Originalpublikation: A.I. Shapiro, S.K. Solanki, N.A. Krivova, R.H. Cameron, K.L. Yeo, W.K. Schmutz; Nature of solar brightness variations; Nature Astronomy, online 21. August 2017

* Dr. B. Krummheuer, Max Planck Institut für Sonnensystemforschung, 37191 Katlenburg-Lindau

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