DIE MAGNETISCHE SCHLEUDER

Wenn am Morgen die Sonne über den Horizont steigt, spüren wir die belebende Kraft, die von dem 150 Millionen Kilometer entfernten Gestirn ausgeht. Die Luft erwärmt sich, Mensch und Tier erwachen: Die Sonne ist unser Stern des Lebens. Wie ein ruhig leuchtender, schwebender Lampion erscheint sie uns manchmal, wenn sie tief über dem Horizont steht. Doch der Schein trügt. In Wirklichkeit ist die Sonne ein brodelnder Gasball, auf dessen Oberfläche sich Explosionen mit unvorstellbarer Kraft ereignen. Unablässig treibt sie einen Teilchenwind ins All, der sich zu einem interplanetaren Sturm entwickeln kann. Trifft er auf das Erdmagnetfeld, so verursacht er Polarlichter, kann aber auch die Stromversorgung ganzer Landesteile lahm legen und den Funkverkehr zwischen Flugzeugen und Schiffen stören. Sonnenforscher haben große Anstrengungen unternommen, um die Ursachen zu ergründen.

In den letzten Jahren haben sie dabei dank neuer Beobachtungsmöglichkeiten große Fortschritte gemacht: „Mit den beiden STEREO-Satelliten der NASA können wir zum ersten Mal Vorgänge auf der Sonne räumlich untersuchen, und das japanische Weltraumteleskop Hinode zeigt uns mit seiner hohen Auflösung mehr Details als bisher”, sagt der Direktor des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung in Katlenburg-Lindau, Sami Solanki. Obgleich die Geräte nicht alle Fragen beantworten können, ist doch eines inzwischen klar: Die zentrale Rolle bei der Sonnenaktivität spielen Magnetfelder. 2007 gelang es Solanki zusammen mit seinen Kollegen erstmals, die verwickelte Form von Magnetfeldbögen mit den STEREO-Satelliten zu beobachten und daraus ihre räumliche Form zu bestimmen.

AM Puls der Sonne

Mittlerweile meinen die Sonnenphysiker auch den Bereich in der Sonne gefunden zu haben, in dem das Magnetfeld entsteht. Möglich wurde dies durch das Zusammenspiel von theoretischen Modellen des Sonneninneren und einer Methode namens Helioseismologie (bild der wissenschaft 9/2007, „Das rasende Herz der Sonne”). Sie basiert darauf, dass im Innern der Sonne unablässig heiße Gasmassen zur Oberfläche aufsteigen, abkühlen und wieder ins Innere zurücksinken. Dieses Auf und Ab der Materie, das man in ähnlicher Weise in einem Kochtopf beobachten kann, bezeichnen Physiker als Konvektion. Häufig bildet sich dabei ein Muster aus deutlich abgegrenzten Zellen, die man auf der Sonne als sogenannte Granulen beobachtet.

Bei dieser Konvektion entstehen Schallwellen, die den Sonnenkörper durchlaufen und ihn zum Schwingen bringen, ähnlich wie ein Klöppel eine Glocke. Der gesamte Gasball wabert wie ein mit Wasser gefüllter Ballon. Vor etwa 40 Jahren entdeckten Robert Leighton vom California Institute of Technology und seine Mitarbeiter, dass sich die oberen Sonnenschichten mit einer Periode von etwa fünf Minuten um einige Kilometer heben und senken. Dass diese Pulsation ihre Ursache in Schallwellen hat, fand 1975 der deutsche Sonnenphysiker Franz-Ludwig Deubner heraus. Das neue Gebiet der Helioseismologie war geboren. Die Fünf-Minuten-Oszillation ist nur eine von Millionen von Schwingungsarten mit unterschiedlichen Frequenzen. Im Grunde handelt es sich um Obertöne, wie sie auch bei Musikinstrumenten auftreten. Ähnlich wie Seismologen durch die Analyse von Erdbebenwellen das Innere der Erde ergründen, konstruieren Helioseismologen aus den Pulsationsfrequenzen ein Modell vom Aufbau der Sonne.

KERNFUSION BEI 15,7 MILLIONEN GRAD

Das heutige „Standardmodell der Sonne” stimmt mit den Messwerten der Helioseismologen bis auf einige Zehntel Prozent überein. Das ist ein enormer Erfolg. Nach diesem Modell verschmelzen im Zentrum bei Temperaturen bis zu 15,7 Millionen Grad Celsius Wasserstoff-Atomkerne zu Helium. Bei der Kernfusion wird Energie frei, die letztlich die Sonne leuchten lässt und auch unseren Planeten wärmt. Die Energie kommt in zwei Etappen an die Oberfläche. In der Strahlungszone transportieren Lichtteilchen sie zunächst aus dem Kernbereich fort. In den oberen, kühleren Schichten tritt Konvektion ein: Heiße Gasblasen steigen an die Oberfläche, geben dort ihre Wärme ab und sinken wieder ins Innere. Eine der ersten spektakulären Entdeckungen der Helioseismologie war die Erkenntnis, dass der Boden der Konvektionszone ziemlich genau 200 000 Kilometer unter der Sonnenoberfläche liegt. Diesen Wert meinen die Forscher bis auf etwa 1000 Kilometer, also weniger als ein Promille genau, zu kennen – eine für astrophysikalische Verhältnisse phänomenale Präzision.

Doch kaum wähnten sich die Sonnenforscher mit ihrem Wissen über das Sonneninnere im sicheren Hafen, gab es ein Problem. Der Direktor des Max-Planck-Instituts für Astrophysik in Garching, Martin Asplund, hatte eine neue Methode entwickelt, mit der man aus dem spektral zerlegten Sonnenlicht die Häufigkeiten der chemischen Elemente in unserem Tagesgestirn ermitteln kann. Und die stimmen nicht mit dem Standardmodell überein. Nach Asplunds Analyse enthält die Sonne nämlich bis zu 30 Prozent weniger schwere Elemente als bislang angenommen. Das betrifft insbesondere Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff. Der Boden der Konvektionszone liegt in dem revidierten Modell zudem um etwa 10 000 Kilometer näher an der Oberfläche – ein Affront für die Helioseismologen. „Aus Sicht der Sonnentheoretiker ist Asplunds Methode über alle anderen erhaben”, sagt dessen Kollege Achim Weiss. Das hat erhebliche Konsequenzen. Denn die genaue Kenntnis der chemischen Zusammensetzung ist die Voraussetzung, wenn man zum Beispiel die Entwicklung eines Sterns vorhersagen will. „Wenn wir nicht mal die Sonne gut verstehen, wie sollen wir dann Vertrauen in den Rest haben?”, fragt Weiss mit Blick auf die Myriaden von Sternen im All und den astronomischen Wissensstand darüber. Eine zündende Idee, wie sich dieses Problem lösen ließe, gibt es zurzeit nicht.

EIN DYNAMO IN DER SONNE

Wo genau der Grund der Konvektionszone liegt, ist keine wissenschaftliche Kleinkrämerei. Denn dieser Bereich hat eine besondere Bedeutung. Die Sonnenoberfläche dreht sich nicht wie ein fester Körper: Ein Punkt am Äquator benötigt für eine komplette Runde um die Rotationsachse 25 Tage, in hohen Breiten dauert es bis zu 36 Tage. Das war bereits durch Beobachtungen der Sonnenoberfläche bekannt. Die Strahlungszone im Innern hingegen rotiert nach heutigem Wissen wie ein starrer Körper mit einer Periode von etwa 27 Tagen. Das bedeutet: Beim Übergang von der Strahlungs- zur Konvektionszone findet ein starker Bruch in der Rotation der Sonnenmaterie statt. In dieser Übergangszone – Tachocline genannt – vermuten die Sonnenforscher den Ursprung des Magnetfeldes. In der Tachocline herrschen Temperaturen um zwei Millionen Grad Celsius. Die Atome haben deswegen ihre Elektronen verloren. Das Gas ist ein elektrisch leitendes Plasma. Im Sonneninnern zirkulieren enorme elektrische Ströme mit einer Stärke von etwa 1000 Milliarden Ampere. Wie ein elektrischer Strom in einem Kupferdraht erzeugen die ständig in Bewegung befindlichen Plasmaströme um sich herum ein Magnetfeld – und zwar ein gewaltiges.

Dieses Feld ist aber an das strömende Plasma gebunden und wird von ihm in komplizierter Weise gedehnt und verzogen – wie Gummibänder in Honig, den man rührt. Man stelle sich nun eine Magnetfeldlinie vor, die irgendwo im äußeren Drittel des Sonnenkörpers zunächst parallel zur Rotationsachse verläuft. Durch die Rotation wird diese Linie um die Achse herumgezogen. Da sich die Materie in der Äquatorregion schneller bewegt als in mittleren und hohen Breiten, wird die Feldlinie im Äquatorbereich in die Länge gezogen und wickelt sich im Laufe von mehreren Umdrehungen regelrecht auf. Schließlich sind mehrere Bündel von eng beieinander liegenden Magnetfeldlinien entstanden (siehe Grafik links „Auf verschlungenen Pfaden”). Solch ein Feldlinien-Bündel verdrängt das Plasma, sodass in seinem Innern die Dichte geringer ist als in der Umgebung. Nun tritt ein Naturgesetz in Kraft, das schon Archimedes entdeckt hat: der Auftrieb. Der Magnetschlauch treibt nach oben, bis er eine Schlaufe bildet und an zwei Stellen aus der Oberfläche austritt.

An den beiden Durchstoßpunkten entstehen die aus Teleskop-Beobachtungen bekannten Sonnenflecken. Sie erscheinen dunkel, weil in ihrem Zentralbereich, der Umbra, die Temperatur „ nur” etwa 3700 Grad Celsius beträgt. Das Modell der Feldlinien-Bündel erklärt, warum die Flecken meist paarweise auftreten und magnetisch unterschiedlich gepolt sind. Dass es sich hierbei keineswegs nur um graue Theorie handelt, zeigen Ultraviolett-Aufnahmen des amerikanischen Weltraumteleskops Trace. Darauf sind die bogenförmigen Magnetfelder sichtbar, weil in ihnen gefangenes heißes Gas leuchtet.

Diese Magnetfelder sind für die Aktivität unserer Sonne verantwortlich. Sie speichern große Mengen an Energie, die sich explosionsartig entladen können. Sonnenphysiker kennen heute unterschiedliche Arten von Eruptionen: Flares, Protuberanzen und sogenannte koronale Massenauswürfe. Letztere sind bis zu 100 Milliarden Tonnen schwere Plasmawolken aus Elektronen und Protonen, die aus der äußeren Sonnenatmosphäre, der Korona, mit rund 1000 Kilometer pro Sekunde ins All geschleudert werden.

Alexander Warmuth vom Astrophysikalischen Institut Potsdam erläutert: „Diesen verschiedenen Erscheinungsformen liegt ein und derselbe physikalische Prozess zugrunde” – das Durchstoßen der Sonnenoberfläche durch Magnetfelder. „Flares sind Strahlungsausbrüche. Sie setzen innerhalb von Minuten bis Stunden eine Energie frei, die der Sprengkraft von rund einer Milliarde Wasserstoffbomben mit jeweils einer Megatonne TNT entspricht”, so Warmuth. Die Ausbrüche treten vor allem in der nahen Umgebung von Sonnenflecken auf. Schon dies deutet auf die Wirkung von Magnetfeldern hin. Was die Felder während eines Ausbruchs für einen Tanz veranstalten, haben Aufnahmen des Weltraumteleskops Hinode in den letzten zwei Jahren deutlich vor Augen geführt. Es beobachtet die Sonne gleichzeitig im sichtbaren Licht sowie im UV- und Röntgenbereich. So lassen sich unterschiedlich heiße Regionen untersuchen. Darüber hinaus können die Forscher mit Hinode auch Magnetfelder messen. All diese Informationen haben ein ziemlich genaues Bild von den Abläufen bei einem Flare ergeben.

WIRBELNDE SONNENFLECKEN

Die Fußpunkte der Magnetfeldbögen sind nicht fest in der Oberfläche verankert. Sie bewegen sich mit den aufwallenden heißen Gasmassen. „Mit Hinode haben wir gesehen, dass die Magnetfelder sehr schnell hin und her springen können”, sagt der Sonnenforscher Sami Solanki. Bei einem sehr starken Flare bewegten sich am 13. Dezember 2006 anfänglich zwei Sonnenflecken aufeinander zu und drehten sich dabei wie zwei Wirbelstürme um die eigene Achse. Als sie sich fast berührten, entlud sich zwischen ihnen ein Flare (siehe Bild rechts). Innerhalb weniger Minuten flammte er auf und setzte gewaltige Energien frei. Einen beeindruckenden Film dieses Ereignisses kann man auf der Hinode-Homepage sehen (hinode.nao.ac.jp/news_e/20061213_flare_ e.shtml).

Die gleichzeitigen Messungen der Magnetfelder offenbarten, was sich in solchen Fällen abspielt. Die Magnetfeldlinien werden von dem sich bewegenden Sonnenplasma mitgezogen. Dabei verdrillen sie sich und speichern immer mehr Energie – wie ein Gummiband, das man verdreht. Überschreitet die Spannung einen kritischen Wert, können sich Magnetfeldlinien mit gegensinniger Polung verbinden. Physiker nennen diesen Vorgang Rekonnektion (auf Deutsch: „ Wiederverbindung”). Bei diesem magnetischen Kurzschluss verschwindet ein Teil des Magnetfeldes, und die darin gespeicherte Energie wird schlagartig frei. Physiker wie Tahar Amari vom Zentrum für Theoretische Physik an der École Polytechnique in Palaiseau, Frankreich, simulieren diese Ereignisse im Computer. Hierbei zeigt sich, dass bei der Rekonnektion elektrisch geladene Teilchen (Elektronen und Protonen) bis nahe an die Lichtgeschwindigkeit beschleunigt werden und auf die Oberfläche hinabschießen. Beim Aufprall erzeugen sie die sichtbare Flare-Strahlung. Gleichzeitig rast vom magnetischen Kurzschluss aus ein Teil der Partikel mit hoher Geschwindigkeit von der Sonne fort. Bis zu 100 000 Kilometer lange Jets, die wie Schneidbrenner in die Korona schießen, registrierten Forscherteams um Yukio Katsukawa vom National Astronomical Observatory of Japan und um Michelle Murray vom Mullard Space Science Laboratory mit Hinode. „Wir konnten die Sonnenfontänen in bislang unerreichter Detailliertheit beobachten und deren Ursprünge genau zurückverfolgen”, sagte Murray. Bei den magnetischen Kurzschlüssen steigt auch ein Teil der Magnetfelder in große Höhen auf. Sie besitzen immer noch die Bogenform, in denen heißes Gas leuchtet. Steigt eine solche Flussröhre auf, sieht das aus wie ein durchscheinender Heißluftballon. Diese Bögen sind die bekannten Protuberanzen, die man im Teleskop bisweilen am Sonnenrand oder als Filamente vor der Sonnenscheibe beobachten kann. Sie sind zuweilen mehrere Monate lang stabil.

MAGNETISCHE KRAFTLINIEN

Ist ein Flare besonders intensiv, bricht die magnetische Blase oben auf. Dann dehnen sich die Feldlinien weit ins Sonnensystem aus, und Teilchenströme schießen an ihnen entlang mit bis zu 3000 Kilometer pro Sekunde durch den Raum. Innerhalb eines Tages kann ein solcher Teilchensturm die Erde erreichen und deren Magnetfeld kräftig durchschütteln. Solche koronalen Massenauswürfe (siehe Aufnahme linke Seite) treten als Protuberanzen meist zusammen mit Flares auf. „Dieses Grundszenario ist heute weitgehend akzeptiert” , sagt Warmuth. Dennoch sind Fragen offen. So kommt es vor, dass sowohl Flares als auch koronale Massenauswürfe und Protuberanzen über einem aktiven Gebiet entstehen. Manchmal treten nur Flares und koronale Massenauswürfe auf. „Protuberanzen sind nicht so sehr an aktive Gebiete gebunden, sondern können überall auftauchen”, sagt Warmuth. Über die Ursachen rätseln die Forscher noch. Und sie wissen auch nicht, auf welche Weise die Teilchen beim magnetischen Kurzschluss bis nahe an die Lichtgeschwindigkeit beschleunigt werden. Die Beobachtungen zeigen, dass bei einem Flare fast die gesamte Energie zunächst in die Teilchenbeschleunigung geht. „Diesen extrem effizienten Mechanismus haben wir nicht verstanden”, so Warmuth. Unklar ist auch, wann genau ein magnetischer Kurzschluss entsteht und was das Aufbrechen von Magnetfeldbögen bei koronalen Massenauswürfen auslöst. Für beide Phänomene gibt es bislang keinerlei Hinweis in astronomischen Beobachtungen. Und solange dies so bleibt, kann man einen Ausbruch nicht vorhersagen – und damit auch nicht das Weltraumwetter (bild der wissenschaft 2/2008, „Unwetterwarnung aus dem All”).

Trotz all dieser Ungewissheiten ist das Phänomen Rekonnektion wohl die Lösung eines Rätsels, das die Sonnenforscher seit fast 70 Jahren umtreibt. Schon 1869 war es während einer Sonnenfinsternis erstmals gelungen, das Licht der Korona in seine Spektralfarben zu zerlegen. In den damaligen Spektren waren einige Signaturen aufgetaucht, die man keinem bis dahin bekannten chemischen Element zuordnen konnte.

Insbesondere eine grüne Linie bereitete den Forschern Kopfzerbrechen. Sie führten sie auf ein hypothetisches Element zurück, das sie Coronium tauften. Es blieb jedoch unauffindbar. Erst Ende der Dreißigerjahre fand der deutsche Physiker Walter Grotrian heraus, dass die unbekannten Spektrallinien von einem lange bekannten Element stammten – von Eisen. Doch dessen Atome haben in der Sonnenkorona bis zu 13 Elektronen verloren, weswegen Grotrian mutmaßte, dass das Korona-Gas mindestens eine Million Grad Celsius heiß ist. Er hatte recht. Doch sofort stellte sich die Frage: Wie kommt es, dass sich über der „nur” 5500 Grad Celsius heißen Sonnenoberfläche ein derart heißes Gas befindet? Physikalisch erscheint das auf den ersten Blick genauso unmöglich wie der Versuch, auf einer 50 Grad Celsius heißen Herdplatte Wasser zum Kochen zu bringen. Und doch ist es auf der Sonne so.

Seit Langem sind die meisten Forscher überzeugt, dass die magnetischen Kurzschlüsse Energie in die Korona schleusen und sie dadurch erhitzen. Möglicherweise gibt es aber noch einen anderen Weg: Sogenannte Alfvén-Wellen könnten die Korona aufheizen. Diese vor 40 Jahren von dem schwedischen Physiker Hannes Alfvén vorhergesagten Wellen ließen sich bislang in der Korona nicht nachweisen. Sie entstehen, wenn Magnetfelder ein heißes Gas zum Schwingen bringen. Gleich drei Forschergruppen fanden Ende 2007 mit Hinode Hinweise auf solche Wellen. Bart de Pontieu vom Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory in Palo Alto, Kalifornien, und seine Kollegen schließen aus ihren Messungen, dass die Wellen genügend Energie besitzen, um die Korona ausreichend zu erhitzen. Ob Rekonnektion und Alfvén-Wellen gleichzeitig als Koronaheizung fungieren oder nur einer der beiden Prozesse, ist unbekannt. Fest steht: Hauptverursacher sind die Magnetfelder.

Sonnenaktivität im Labor

Auf absehbare Zeit werden die Forscher alle ihre Erkenntnisse über die Sonne aus Teleskopbeobachtungen gewinnen müssen. Hinfliegen ist nicht möglich. Immerhin lässt sich die Dynamik der Magnetfeldbögen im Labor zu studieren. Eine solche Anlage hat vor etwa zehn Jahren Paul Bellan am California Institute of Technology in Pasadena aufgebaut. Vor Kurzem hat er seine Experimente eingestellt, doch an der Ruhr-Universität Bochum griff eine Gruppe um Henning Soltwisch vor zwei Jahren die Idee auf und baute eine Anlage mit dem treffenden Namen FlareLab. Sie besteht aus einem Hufeisenmagnet in einer Vakuumkammer, der die beiden Pole an den Fußpunkten einer Flussröhre auf der Sonne darstellt. Durch die beiden Schenkel strömt Wasserstoffgas in das Magnetfeld. Dann wird schlagartig eine elektrische Entladung gezündet. Das Wasserstoffgas wird zum Plasma, und ein induziertes Magnetfeld verdreht die Feldlinien des Hufeisenmagneten ähnlich wie auf der Sonne. „Dies passiert in den Spitzen der Bögen”, sagt Soltwisch. Dort kreuzen sich die Feldlinien, verbinden sich, und ein Teil des Plasmas steigt auf.

Dieser Vorgang spielt sich natürlich auf viel kleineren räumlichen und zeitlichen Skalen ab als auf der Sonne. So dauert die Entladung nur etwa eine Hunderttausendstel Sekunde. Aber mit einer speziellen Kamera lassen sich die Plasmabögen fotografieren, und mit trickreichen Experimentieranlagen sind die Magnetfelder messbar. Die ermittelten Größen lassen sich dann auf die Bedingungen auf der Sonne übertragen. „Das ist ein ähnliches Verfahren wie das von Schiffsbauern, die ihre Modelle in Strömungskanälen testen”, sagt Henning Soltwisch.

Der entscheidende Fortschritt gegenüber den Versuchen von Bellan besteht darin, dass die Bochumer Gruppe gleichzeitig die Beobachtungen mit Computersimulationen beschrieb. Die Experimente entscheiden demnach darüber, wie gut das Modell ist. Soltwisch wagt einen Blick in die Zukunft: „Das Fernziel ist, dieses Computerprogramm irgendwann einmal auf beobachtete Flares auf der Sonne anzuwenden.” ■

THOMAS BÜHRKE, Astronom und Wissenschaftsjournalist, berichtete zuletzt in Heft 6/2008 über die Entstehung der Planeten.

von Thomas Bührke