Das Korona-Paradox – Was heizt die dünne Sonnenatmosphäre auf? Strenggenommen ist eine totale Sonnenfinsternis auf der Erde gar nicht total. Denn die Sonne ist viel größer, als sie uns erscheint. Bedeckt der Mond die sichtbare Sonnenscheibe, tritt die äußere Sonnenatmosphäre zutage: ein milchigweißer Strahlenkranz, der sich bis zu 20 Sonnenradien weit in den Raum hinaus erstrecken kann. Diese Korona (“Krone, Kranz”) ist einmillionmal lichtschwächer als die sichtbare Sonnenoberfläche, die Photosphäre. Deshalb kann sie nur beobachtet werden, wenn der Mond – oder eine spezielle Vorrichtung in einem Teleskop – die Photosphäre in den Schatten stellt.
Als sich ein solcher Mondschatten bei der Sonnenfinsternis vom 7. August 1869 entlang eines schmalen Streifens von der Beringstraße quer durch Nordamerika bis nach North Carolina bewegte, machten Charles A. Young und andere amerikanische Sonnenforscher eine verblüffende Entdeckung. Bei einer bestimmten Wellenlänge im grünen Licht zeigte das Spektrum der Korona eine helle Linie, die von einer ganz bestimmten Atomsorte ausgestrahlt werden mußte. Doch kein bekanntes Element auf der Erde hat diese Eigenschaft. Und selbst auf der Sonnenoberfläche sind solche Emissionslinien nicht nachweisbar. Es muß sich um ein bislang unbekanntes Element handeln, vermuteten daher die Forscher. Einige Jahre später bekam es sogar einen Namen: Coronium.
Erst 1940 konnte der schwedische Physiker Bengt Edlén diese Hypothese widerlegen. Er fand heraus, daß die grüne Linie von Eisen-Atomen stammt. Aber diese müssen 13 ihrer 26 Elektronen verloren haben, also hoch ionisiert sein, um die Spektraleigenschaft zu zeigen. Damit war die Verblüffung perfekt: Für 13fach ionisiertes Eisen sind Korona-Temperaturen von über einer Million Grad nötig.
Und das ist paradox. Wie kann die Korona mehr als 200mal heißer sein als die 5500 Grad heiße Photosphäre darunter? Denn Wärme fließt vom rund 15 Millionen Grad heißen Sonnenzentrum in den kalten Weltraum ab, und je größer der Abstand vom Mittelpunkt der Sonne ist, desto kühler wird es. Weshalb besitzt die Korona also Temperaturen, wie sie 150000 bis 300000 Kilometer unterhalb der Photosphäre herrschen?
Daß die Korona wirklich so heiß ist, beweisen Röntgenstrahlen, die nur dort, nicht aber auf der Sonnenoberfläche freigesetzt werden. Also muß es einen physikalischen Mechanismus geben, der die Korona über der Photosphäre aufheizt. Doch welche Energiequelle dafür verantwortlich ist und wie die Wärme innerhalb der Korona transportiert wird, gehört seit Jahrzehnten zu den großen ungelösten Fragen der Sonnenphysik.
Inzwischen kennen die Astronomen recht gut die Zusammensetzung des ionisierten Gases, aus dem die Korona besteht. Sie wissen, daß der Glorienschein der Sonne eine so geringe Dichte hat, daß kein im Labor auf der Erde erzeugtes Vakuum mit ihr konkurrieren kann – auf eine Million Kubikmeter kommen nur zehn Gramm Materie. Und sie fanden heraus, daß die Korona von einem wilden Dschungel magnetischer Feldlinien durchsetzt wird. Wo sie sich nicht zurück auf die Sonnenoberfläche krümmen, sondern als offene Linien ins All erstrecken, hat die Korona riesige Löcher. Dort ist sie rund 30 Prozent weniger dicht und zwei- bis fünfmal kühler.
Doch alle diese Erkenntnisse geben keine Erklärung für den Heizmechanismus. Viele Spekulationen wurden im Lauf der Zeit entwickelt, um das Rätsel zu lösen: daß Staubkörner aus dem All auf die Sonne fallen und dabei Bewegungsenergie freisetzen; daß sich Schallwellen von den aufsteigenden Gasmassen aus dem Sonneninneren über elektrisch geladene Teilchen bis in die Korona fortpflanzen und dort Schockwellen erzeugen oder daß die Energie aus dem Magnetfeld stammt.
Für die letzte Hypothese spricht inzwischen vieles. So hat die amerikanisch-europäische Raumsonde SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) Myriaden von magnetischen Schleifen entdeckt, die die Sonnenoberfläche wie einen Teppich bedecken und sich alle 40 Stunden erneuern.
“Als ich die Daten zum ersten Mal sah, fiel ich beinahe vom Stuhl”, erinnert sich Joseph Gurman vom Goddard Space Center der NASA, der amerikanische Projektleiter von SOHO. “Das könnte die mysteriöse Energiequelle sein.”
Die Forscher stießen auf ein regelrechtes Trommelfeuer von Explosionen an den Grenzbereichen der Konvektionszellen – der aufsteigenden Gasblasen aus dem Sonneninneren, die wie ein Netz aus 30000 Kilometer großen Bienenwaben die Sonnenoberfläche überziehen. Die Feuerbälle lodern einige Minuten lang und sind etwa so groß wie die Erde – also viel kleiner als die riesigen “Flares”, die immer wieder große Mengen an Sonnenmaterie ins All schleudern. Richard Harrison vom Rutherford Appleton Laboratory im britischen Oxfordshire nennt die Feuerbälle “solar blinkers” (Sonnenblinzler): “Sie scheinen magnetische Energie freizusetzen und irgendwie in die Korona abzugeben.”
Arnold Benz und seine Kollegen von der Eidgenössischen Technischen Hochschule in Zürich schätzen, daß sich bis zu 20000 solcher Blitzlichtgewitter pro Sekunde auf der Sonnenoberfläche entladen, und daß sie auf einer Art magnetischer Kurzschlüsse beruhen.
Diese ereignen sich, wenn extrem gespannte Magnetlinien aufeinanderknallen und zerreißen. Dadurch können einzelne Gasblasen bis auf eine Milliarde Grad erhitzt und außerdem beschleunigt werden. Das Gas verteilt sich dann rasch in der Korona und kühlt im Lauf einer Viertelstunde ab, vermuten die Forscher.
“Es gibt also keinen Waldbrand, aber viele tausend Campingfeuer”, beschreibt Philip Scherrer von der Stanford University den mutmaßlichen Aufheizmechanismus der Korona. “Aber wir wissen noch immer nicht, wie die Energie von dem Magnetfeldteppich in die Korona transportiert wird.”
Und vielleicht schlägt das Korona-Paradox jetzt sogar ins andere Extrem um. “Inzwischen haben wir mehr als genug Energiequellen aufgespürt, die die Korona aufheizen”, sagt Gurman. “Sogar tausendmal mehr als wir brauchen.”
Außerdem gibt es seit Mai noch eine weitere Konkurrenz-Hypothese: Ron Moore vom Marshall Space Flight Center der NASA und seine Kollegen haben mit Hilfe von SOHO und dem japanischen Röntgensatelliten Yokoh “Mikroflares” entdeckt – Sonneneruptionen so groß wie die Erde, die binnen fünf Minuten die Energie von zehn Millionen Wasserstoffbomben freisetzen. Sie fegen ständig über die Sonnenoberfläche und heizen der Korona ebenfalls kontinuierlich ein.
Weitere Beobachtungen sind nötig, um die Heizquellen zu entlarven und die Energieströme genauer zu messen. Für das Jahr 2004 ist der Start der internationalen Sonde Solar-B unter Leitung der japanischen Raumfahrtagentur ISAS geplant. Sie soll sich hauptsächlich dem Studium der Korona widmen. Vielleicht werden die Astronomen der heißen äußeren Sonnenatmosphäre dann endlich ihr Geheimnis entreißen.
Unsichtbare Windmaschine Woher kommt und wo endet der Sonnenwind? Gib mir die herrlich ruhige Sonne mit all ihren blendenden Strahlen”, dichtete der amerikanische Poet Walt Whitman. Doch aus der Nähe betrachtet ist die Sonne alles andere als ruhig. Flammenstürme toben an ihrer Oberfläche, Feuerlanzen schießen in die Höhe und ein ständiger Strom hochbeschleunigter Teilchen rast in den Weltraum davon. Der Materieverlust durch diesen Sonnenwind und die koronalen Massenauswürfe ist enorm. In jeder Sekunde verliert unser Mutterstern auf diese Weise 10 Millionen Tonnen!
Die Gefahr, daß sich die Sonne auflöst, besteht zwar nicht, denn bei einem konstanten Verlust in dieser Größenordnung wäre sie erst in über 10 Billionen Jahren vom Winde verweht – über hundertmal länger, als ihr Brennstoff für die Kernfusion noch ausreicht. Trotzdem sind die Sonneneruptionen eine Bedrohung – für uns. Denn sie schädigen die Zellen von Astronauten jenseits der schützenden Erdatmosphäre. Sie können auch Elektronik und Stromnetze lahmlegen sowie den Funkverkehr, Radaranlagen und Navigationssysteme außer Kraft setzen und sogar Satelliten vorzeitig zum Absturz bringen, wenn sie die Erdatmosphäre kurzfristig aufheizen, so daß sich diese ausdehnt und ihr Reibungswiderstand die Satelliten stärker abbremst als geplant. Der Späher und sein Stern: Seit 1995 erkundet die Raumsonde SOHO die Sonne (unten). Zu den Erscheinungen der Photosphäre (oben) gehören die körnige Granulation und Sonnenflecken so groß wie die Erde.
Der Sonnenwind besteht überwiegend aus Elektronen und Protonen mit geringen Beimischungen von Helium-Kernen und schwereren Ionen. Er wurde bereits 1951 entdeckt. Damals bemerkte Ludwig Biermann, Astronomie-Professor in Göttingen und München, daß Kometenschweife immer von der Sonne wegzeigen, also regelrecht davongetrieben werden. Doch die Quelle des Sonnenwindes ist bis heute rätselhaft. “Die Suche nach seinem Ursprung ist wie die Jagd nach der Quelle des Nils”, sagt Don Hassler vom South Research Institute in Boulder, Colorado. “Seit 30 Jahren wird beobachtet, wie der Teilchenstrom entlang offener Magnetfeldlinien aus Lükken in der äußeren Sonnenatmosphäre, den ,koronarenO Löchern, hervorschießt.”
Erst vor kurzem haben Hassler und seine Mitarbeiter einen wichtigen Erfolg bei dieser Jagd erzielt. Sie verdanken ihn der Raumsonde SOHO, die von den amerikanischen und europäischen Raumfahrtagenturen NASA und ESA 1995 ins All geschossen wurde. Sie beobachtet die Sonne aus einer 1,5 Millionen Kilometer von der Erde entfernten Parkposition fast ohne Unterbrechungen.
Die Ultraviolett-Messungen von SOHO deuten darauf hin, daß der schnelle Anteil des Sonnenwindes an bestimmten Stellen der Sonnenoberfläche entspringt: an den Ecken der überall vorhandenen bienenwabenförmigen Magnetfelder. Diese Felder stammen von großen Konvektionszellen aus Gasmassen, die vom Sonneninneren aufsteigen. Sie transportieren die Hitze und Strahlung, die durch Kernverschmelzungsprozesse im Sonnenzentrum entsteht, an die Oberfläche. “Wenn man sich diese Zellen als Pflastersteine vorstellt, dann schießt der Sonnenwind wie Gras dort zwischen den Steinen hervor, wo mehrere solcher Steine zusammentreffen”, erklärt Helen Mason von der University of Cambridge in England. “Der Sonnenwind ,wächstO allerdings viel rascher als Gras: Die Magnetfelder beschleunigen ihn von 8 auf über 800 Kilometer pro Sekunde.”
Auch die Ursache dieser Teilchenbeschleunigung in der Korona wirft noch viele Fragen auf. Fest steht, daß der Sonnenwind mit Geschwindigkeiten zwischen 300 und 900 Kilometer pro Sekunde ins All rast. Die langsameren Partikel schießen von der Äquatorregion, die schnelleren von den Polen der Sonne davon.
Die Erde erreicht der Sonnenwind in vier bis fünf Tagen. Dort beträgt der Ionenfluß etwa 200 Millionen geladene Teilchen pro Kubikzentimeter und Sekunde. Das entspricht einer Dichte von etwa drei bis zehn Partikel pro Kubikzentimeter. Der Sonnenwind bläst hier noch so stark, daß die eigentlich kugelförmige Magnetosphäre der Erde auf der sonnenzugewandten Seite von 100 auf nur knapp 10 Erdradien zusammengedrückt wird.
Aber nicht nur der Ursprung, auch das Ende des solaren Teilchenstroms gibt Rätsel auf. Denn irgendwo jenseits der Planetenbahnen prallt der Sonnenwind auf das interstellare Medium. Diese Mischung aus Gas, Plasma und Staub zwischen den Sternen bildet eine diffuse Mauer, die den Sonnenwind stark abbremst, obwohl sie 200mal dünner ist als er. Durch die Kollision bildet sich eine turbulente Schockfront. Doch wo diese eine Million Grad heiße Zone verläuft, weiß bislang niemand.
Gegenwärtig verlassen mehrere Raumsonden unser Sonnensystem, die bereits in den siebziger Jahren gestartet wurden. Eine von ihnen, Voyager 1, ist mit einer Distanz von rund elf Milliarden Kilometer das fernste, von Menschenhand geschaffene Objekt überhaupt – 70mal weiter von der Sonne entfernt als die Erde. Obwohl die Funkimpulse der Sonde bereits mit einer 20milliardenmal schwächeren Leistung als die Batterie einer Quarzuhr auf der Erde ankommen, sind sie mit den hochempfindlichen Empfangsantennen der NASA noch immer vernehmbar.
Da Voyagers Energieversorgung wohl bis zum Jahr 2020 durchhalten könnte, stehen ihre Chancen gut, die Schockfront aufzuspüren. Experten vermuten, daß Voyager sie schon in den nächsten fünf Jahren erreichen könnte. Bemerkbar machen würde sie sich durch einen starken Anstieg der entgegenkommenden kosmischen Strahlung und einen Geschwindigkeitsabfall des Sonnenwindes.
Diese Entdeckung wäre eine Antwort auf eine der wichtigsten noch offenen Fragen zu unserem Sonnensystem. Denn dort, wo der Sonnenwind abgebremst wird, endet der magnetische Einflußbereich unseres Sterns.
Rätsel um die Rotation Wie kommt die Drehbewegung der Sonne zustande? Überraschung auf den ersten Blick: Als Johannes Fabricius, Christoph Scheiner, Galileo Galilei und Thomas Harriot 1610 und 1611 unabhängig voneinander ihre Teleskope auf die Sonne richteten, entdeckten sie, daß unser Tagesstern nicht die Reinheit besaß, die ihr Mythen und Religionen angedichtet hatten: Dunkle Stellen “verschmutzten” die strahlende Oberfläche. Scheiner beobachtete diese Sonnenflecken akribisch und erkannte bald, daß sich ihre Position stetig ändert. Seine Schlußfolgerung: Die Sonne rotiert.
Materie am Sonnenäquator bewegt sich mit zwei Kilometer pro Sekunde um die Drehachse, in etwa 27 Tagen hat sie einen Umlauf beendet. Sonnenflecken, die infolge der Rotation von uns aus gesehen hinter dem westlichen Sonnenrand verschwinden, kommen, wenn sie lange genug existieren, nach etwa zwei Wochen wieder hinter dem Ostrand der Sonnenscheibe hervor.
Die Sonnenflecken verraten auch, daß die Rotationsbewegung der Sonne komplizierter ist als etwa die der Erde. Diese rotiert wie ein starrer Körper – alle Punkte ihrer Oberfläche brauchen für einen Umlauf die gleiche Zeit. Anders die Sonne: Während ein Äquatorpunkt in 25 Tagen die Sonnenachse einmal umrundet, benötigt ein Punkt der Polregionen dafür etwa 30 Tage. Allerdings treten auf beiden Hemisphären immer wieder “Passatwinde” auf, in denen die Rotationsgeschwindigkeit vorübergehend rund 15 Kilometer pro Stunde größer ist als in der Umgebung.
Es ist verwunderlich, daß die Sonne nicht wie ein starrer Körper rotiert. Stellen wir uns einen mit Wasser gefüllten Eimer vor, der auf einer Drehscheibe gleichmäßig rotiert, und bringen wir das Wasser mit Hilfe einer Schöpfkelle in irgendeine komplizierte Bewegung. Während sich der Eimer weiterdreht, kommt die Bewegung nach einiger Zeit zur Ruhe – das Wasser rotiert genauso wie der Eimer. Es dreht sich also wie ein starrer Körper. Es ist die innere Reibung, die das bewirkt. Die Sonne besteht zwar nicht aus Wasser, aber die Reibungsprozesse in ihr müßten eigentlich auch zu einer starren Rotation führen.
In den äußeren 200000 Kilometern der Sonne, der Konvektionszone, wird die Energie aus dem Zentrum durch aufsteigende Gasblasen nach außen transportiert. Kühlere Gasmassen sinken wieder in die Tiefe. In diesem feurigen Paternoster spielt sich die Reibung, die bei unserem Experiment mit dem Eimer durch die Bewegung der Wassermoleküle hervorgerufen wird, also zwischen den Gasblasen ab. Stellen wir uns vor, wir könnten dort in der Sonnenmaterie herumrühren. Nach spätestens einem Jahrhundert hätte die Reibung die von uns verursachten Störungen ausgebügelt. Die Außenschichten der Sonne müßten danach eigentlich starr rotieren wie das Wasser im Eimer. Doch sie tun es nicht – offenbar haben wir den Reibungsmechanismus in den äußeren Schichten der Sonne noch nicht verstanden.
Die Oberfläche der Sonne dreht sich am Äquator rascher als an den Polregionen. Deshalb verschiebt sich die äußere Sonnenmaterie im Lauf der Zeit ganz charakteristisch (rote Punkte). Im Gegensatz zu dieser differentiellen Rotation drehen sich der Kern und die Strahlungszone im Sonneninneren wie ein starrer Körper: Eine gedachte Linie wird auch nach einer vollen Umdrehung nicht deformiert (orangefarbene Punkte).
Noch rätselhafter wird es, wenn man die Rotation des Sonneninneren berücksichtigt. Obwohl niemand dort hineinspähen kann, geben Schwingungen des Sonnenkörpers darüber Auskunft. Sie pulsieren im Fünf-Minuten-Rhythmus durch den Feuerball und machen sich als periodische Hebungen und Senkungen der Oberfläche bemerkbar. Um sie zu messen, muß die Sonne tagelang ohne Unterbrechung beobachtet werden. Das leistet zur Zeit die Raumsonde SOHO. Außerdem verfolgt seit 1995 auch GONG (Global Oscillation Network Group) – ein erdumspannendes Beobachtungsnetz aus sechs baugleichen Teleskopen – die Sonnenrhythmen.
Die Computeranalysen der Messungen von SOHO sorgten für eine Überraschung: Obwohl in der Konvektionszone die äquatorialen Bereiche schneller rotieren als die Pole, dreht sich die Sonnenmaterie darunter in etwa 27 Tagen einmal um die Achse – der Sonnenkern und die darüberliegende Strahlungszone verhalten sich also wie ein starrer Körper. Im Übergangsbereich zur Konvektionszone, Tachokline genannt, herrschen daher starke Geschwindigkeitsunterschiede.
Noch vertrackter wird das Geheimnis um die Sonnenrotation, wenn man ihre Entstehungsgeschichte berücksichtigt. Sterne bilden sich, wenn durcheinanderwirbelnde Gas- und Staubmassen im Weltraum aufgrund ihrer Schwerkraft in sich zusammenstürzen. Da nach einem fundamentalen physikalischen Prinzip der Drehimpuls erhalten bleibt, rotieren die neugeborenen Himmelskörper um ihre Achse. Zunächst erreichen sie durch die Verdichtung der Materie enorme Geschwindigkeiten – vergleichbar mit einer Eiskunstläuferin, die rasante Pirouetten dreht, wenn sie die zuvor ausgestreckten Arme an den Körper legt. Die Rotationsgeschwindigkeit junger Sterne am Äquator beträgt bis zu 300 Kilometer pro Sekunde – also mehr als das Hundertfache der Sonne heute.
Im Lauf der Jahrmillionen verlangsamt sich die Rotation. Verantwortlich dafür sind wahrscheinlich die Magnetfeldlinien, die vom Sterninneren weit in den Raum hinausreichen. An ihnen entlang strömt Materie ins All und trägt einen Teil des Drehimpulses fort. Außerdem wechselwirken die Magnetfeldlinien mit der Materie im Raum, die von der Geburtswolke übriggeblieben ist. Das wirkt wie ein bremsender Anker. Dadurch verlangsamt sich die Rotation der äußeren Schichten des Sternes allmählich. Doch so, wie der Dotter eines in Drehbewegung versetzten Eis weiter kreist, wenn das Ei angehalten wird und die Eischale bewegungslos verharrt, müßte sich auch das Zentrum der Sonne heute noch viel rascher drehen als ihre Außenbezirke. Die Messungen von SOHO zeigen aber, daß das Sonneninnere seine jugendliche Vitalität längst verloren hat.
Noch rätseln die Sonnenphysiker, was sich hinter dieser merkwürdigen Sonnenrotation verbirgt. Hat sich der solare Urgasnebel einst außergewöhnlich langsam gedreht – oder reicht die magnetische Bremse tiefer ins Sonneninnere als vermutet?
Mysteriöse Zyklen Wie entstehen die Magnetfelder und ihr langjähriger Rhythmus? Die Sonne ist ein magnetischer Stern. Magnetfelder sind die treibende Kraft vieler Erscheinungen auf der Sonne. Sie können zum Beispiel gigantische Ausbrüche, die Protuberanzen, als 100000 Kilometer lange Feuerbögen minutenlang über der Sonnenoberfläche schweben lassen.
Obwohl die Sonnenphysiker schon viel über die magnetischen Erscheinungen unseres Heimatsterns herausgefunden haben, ist manches Grundsätzliche noch ungeklärt, vor allem was den Ursprung und das Langzeitverhalten der Magnetfelder betrifft. Es ist noch nicht einmal sicher, ob man von vielen einzelnen Feldern oder besser von nur einem Feld sprechen soll.
Die Sonnenmaterie ist ein guter elektrischer Leiter. Sie besteht aus Plasma – so stark erhitzter Materie, daß die Elektronen sich von den Atomkernen gelöst haben und frei zwischen ihnen herumschwirren. Solche elektrischen Ströme erzeugen Magnetfelder. Populär ist die Vorstellung, daß die Sonne wie in einem Fahrraddynamo Rotationsenergie in elektromagnetische Energie verwandelt. Doch wo genau befindet sich dieser Sonnendynamo?
Die Sonnenforschungssonde SOHO hat über lange Zeiträume hinweg die Schwingungsmuster der Sonne gemessen und dabei Hinweise auf eine turbulente Grenzschicht zwischen der Strahlungszone und der Konvektionszone gefunden, die Tachokline. In der Strahlungszone wird die im Sonnenzentrum durch Kernfusion erzeugte Energie von Photonen nach außen transportiert. Etwa 500000 Kilometer (0,8 Sonnenradien) vom Sonnenmittelpunkt entfernt endet diese Strahlungszone und geht in die Konvektionszone über.
Hier ist die Temperatur bereits so niedrig, daß die Atomkerne – insbesondere die der schwereren Elemente – einen Teil der freien Elektronen einfangen können. Deshalb ist die Sonnenmaterie hier zwanzigmal weniger strahlungsdurchlässig als in tieferen Schichten. Das erschwert den Wärmefluß so stark, daß die Sonne einen neuen Transportmechanismus für ihre Energieabfuhr benötigt: Es bilden sich heiße Gasblasen, die nach oben steigen. Dieser Vorgang heißt Konvektion. Die Tachokline zwischen Strahlungs- und Konvektionszone könnte der mysteriöse Sonnendynamo sein. Denn die elektrischen Ströme, die von dem turbulenten, geladenen Gas erzeugt werden, bauen ein mächtiges Magnetfeld auf. “Ich will nicht behaupten, daß wir den Sonnendynamo entdeckt haben”, schränkt Bernhard Fleck von der Europäischen Raumfahrtagentur ESA ein, der europäische Projektleiter von SOHO. “Aber wir haben gute Indizien dafür, daß hier etwas vor sich geht.”
Andere Sonnenforscher sind skeptischer. “Es gibt noch nicht einmal einen Beweis dafür, daß ein Sonnendynamo überhaupt existiert”, sagt Douglas Gough von der Cambridge University. “Vielleicht ist das Magnetfeld an der Sonnenoberfläche ein Relikt aus der Entstehungszeit der Sonne? Dieses ursprüngliche Feld könnte im Lauf der Zeit einfach zerfallen, und was wir heute beobachten, sind bloß noch die Reste davon.” Auch die magnetische Dynamik der Sonne gibt noch Rätsel auf. Schwache Magnetfelder werden von bewegter Materie mitgezogen – sie “schwimmen” förmlich im Plasma. Starke Magnetfelder können die Bewegung des Plasmas behindern. Magnetfelder, die in der Konvektionszone von Nord nach Süd gerichtet sind, werden von der ungleichmäßigen Rotation der Sonne gedehnt und gezerrt. Dabei nehmen sie Rotationsenergie von der Sonne auf und werden laufend verstärkt.
Wo ein Schlauch von Feldlinien die Photosphäre durchstößt und in den Raum hinausreicht, entstehen Sonnenflekken. Dort ist das Magnetfeld zehntausendmal stärker als das irdische, das unsere Kompaßnadeln ausrichtet.
Sonnenflecken treten bevorzugt paarweise auf, in Ost-Westrichtung orientiert. Beide Flecken sind jeweils magnetisch verschieden gepolt. Ist beispielsweise auf der Nordhalbkugel in allen Paaren der östliche Fleck ein magnetischer Nordpol, dann ist der westliche ein Südpol. Auf der Südhalbkugel ist die Polarität dagegen umgekehrt: der Ostfleck ist Südpol, der Westfleck Nordpol. Das magnetische Schauspiel der Sonne geht noch weiter: Mitte des 19. Jahrhunderts wurde entdeckt, daß die Häufigkeit der Sonnenflecken im elfjährigen Rhythmus schwankt. Wenn die Fleckenzahl ein Maximum erreicht, ist die Sonne besonders aktiv. Zum nächsten Sonnenfleckenmaximum kommt es voraussichtlich im Jahr 2001.
Wenn ein Zyklus zu Ende geht und die Flecken spärlicher werden, dann tauchen bereits die ersten Flecken des nächsten Zyklus auf. Sie haben gerade die umgekehrte magnetische Polarität des vorangegangenen Zyklus. Bezogen auf das Beispiel oben wäre jetzt auf der Nordhalbkugel der Ostfleck Südpol, der Westfleck Nordpol – und umgekehrt.
Der Magnetismus der Sonne wiederholt sich also nicht in einem 11jährigen, sondern in einem 22jährigen Zyklus. Warum das geschieht, ist ein weiteres Rätsel, das die Sonne ihren Forschern stellt.
Geisterteilchen aus der Gluthölle Wo verschwinden die Neutrinos von der Sonne?
Als ein “Flammenübermaß” empfindet Goethes Faust die Sonne, als ein umschlingendes “Feuermeer”, und muß “vom Augenschmerz durchdrungen” den Blick abwenden. Anders die Astronomen. Sie begnügen sich nicht damit, die gleißende Sonnenoberfläche zu erforschen, sondern wollen mitten ins Zentrum des gigantischen Glutballs spähen. Für solche ungewöhnlichen Einsichten sind kuriose Umwege nötig: Um mitten in den Feuerofen unseres Sterns zu schauen, müssen die Wissenschaftler tief unter die Erde gehen. Dort, von der störenden kosmischen Strahlung durch ein bis zwei Kilometer Gestein abgeschirmt, können raffinierte Meßgeräte tatsächlich flüchtige Nachrichten aus dem Sonnenzentrum erhaschen. Die Übermittler dieser Nachrichten heißen Neutrinos.
Diese Elementarteilchen entstehen in großer Zahl bei den Kernverschmelzungsprozessen im Sonnenzentrum und tragen etwa drei Prozent der erzeugten Sonnenenergie davon. Die elektrisch neutralen Neutrinos sind wahre Geisterteilchen, die durch Wände gehen können. Pro Sekunde schießen ungefähr 66 Milliarden von ihnen mit fast Lichtgeschwindigkeit durch jeden Quadratzentimeter der Erdoberfläche – auch durch unseren Körper -, ohne eine Spur zu hinterlassen. Denn Neutrinos wechselwirken kaum mit Materie und wären selbst von Lichtjahre dicken Bleimauern nicht aufzuhalten. Nur hin und wieder wandeln die Teilchen ein Atom in ein anderes um oder lösen einen schwachen Lichtblitz in einem Wassertank aus.
Mit den hochempfindlichen Nachweismethoden lassen sich heute ein paar Neutrinos pro Tag aufspüren. Doch schon bald nach den ersten Messungen Ende der sechziger Jahre zogen düstere Wolken über den hellen Himmel der Sonnenforscher: Sie fanden nicht genügend der flinken Boten. In den Detektoren hinterließen nicht einmal halb so viele Neutrinos wie vorausgesagt ihre Spuren. Dieses Neutrino-Defizit gehört seither zu den größten Geheimnissen der Sonne.
Das theoretische Standardmodell der Sonnenphysik, das die Energieerzeugung und viele Eigenschaften der Sonne sonst so glänzend beschreiben kann, beispielsweise ihre Strahlungsstärke, läßt sich einfach nicht mit der gemessenen Anzahl der Geisterteilchen in Einklang bringen. Inzwischen glaubt niemand mehr, daß das Neutrino-Defizit auf Meßfehlern beruhen könnte. Denn ganz verschiedene Nachweismethoden kamen unabhängig voneinander zu ähnlichen Resultaten. Ist das sonst bewährte Standardmodell der Sonnenphysik womöglich falsch? Dann wüßten die Wissenschaftler nicht, warum die Sonne überhaupt scheint.
Doch das Problem könnte womöglich gar nicht an der Sonne liegen, sondern an den Neutrinos. Von diesen gibt es nämlich drei unterschiedliche Sorten, und die bisherigen Detektoren sind nur für eine davon empfindlich. Wenn sich die verschiedenen Neutrino-Arten ineinander umwandeln können, also während des Flugs von der Sonne zur Erde ihre Identität wechseln, dann würde sich ein Teil der flinken Boten systematisch einem Nachweis entziehen. Tatsächlich haben Messungen des japanischen Superkamiokande-Detektors letztes Jahr erste indirekte Hinweise auf solche Neutrino-Umwandlungen ergeben.
Noch müssen die Wissenschaftler allerdings mehr Daten sammeln, um verläßlichere Aussagen zu treffen. Und sie wollen mit neuen Detektoren, die zur Zeit gebaut werden oder – wie das Sudbury-Observatorium in Kanada – kürzlich bereits in Betrieb gingen, die Neutrino-Umwandlungen jetzt auch direkt nachweisen.
Die Chancen für ein baldiges Lüften des Geheimnisses um die Sonnen-Neutrinos stehen also gut. Doch der Preis dafür ist ein neues Rätsel. Neutrino-Umwandlungen setzen nämlich voraus, daß die flinken Teilchen, die bislang als masselos galten, eine geringe Masse besitzen. Und die gut etablierte Standardtheorie der Elementarteilchen kann diese Masse nicht erklären.
Rudolf Kippenhahn / Rüdiger Vaas
