Was ist ein koronales Loch?

Wenn wir uns Sonnenbilder vom Solar Dynamics Observatory (SDO) der NASA in einem extremen Ultraviolett bei einer Wellenlänge von 193 oder 211 Ångström ansehen, können wir die heißen äußeren Schichten der Sonnenatmosphäre erkennen. Diese äußerste Schicht der Sonne wird als Korona bezeichnet. Das Magnetfeld der Sonne spielt eine wichtige Rolle für das, was wir auf diesen Bildern sehen. Die hellen Bereiche auf diesen Bildern zeigen uns heißes und dichtes Gas, das vom Magnetfeld der Sonne gehalten wird. In dunklen und leer aussehenden Bereiche reicht das Magnetfeld der Sonne in den Weltraum, so dass diese heißen Gase entweichen können. Diese Bereiche zeichnen sich durch viel niedrigere Temperaturen und geringere Dichten als ihre Umgebung aus, wodurch die koronalen Löcher dunkel erscheinen. Koronale Löcher sind also keine wirklichen Löcher in der Sonne, sie sehen nur in bestimmten extremen ultravioletten Wellenlängen so aus!

Ein typisches koronales Loch, wie es vom Solar Dynamics Observatory der NASA gesehen wird.
Ein typisches koronales Loch, wie es vom Solar Dynamics Observatory der NASA gesehen wird.

Das Magnetfeld eines koronalen Lochs ist anders als das der übrigen Sonne. Anstatt an die Oberfläche zurückzukehren, bleiben diese Magnetfeldlinien offen und erstrecken sich in den Weltraum. Im Moment wissen wir noch nicht, wo sie sich wieder verbinden. Anstatt das heiße Gas zurückzuhalten, bilden diese offenen Magnetfeldlinien ein koronales Loch, aus dem der Sonnenwind mit hoher Geschwindigkeit entweichen kann. Wenn sich ein koronales Loch in der Nähe des Zentrums der der Erde zugewandten Sonnenseite befindet, strömen diese heißen Gase mit höherer Geschwindigkeit als der normale Sonnenwind auf die Erde zu und verursachen dort geomagnetische Störungen mit verstärkter Polarlichtaktivität. Je nach Größe und Lage des koronalen Lochs auf der Sonne ist mit mehr oder weniger Polarlichtaktivität zu rechnen. Große koronale Löcher führen oft zu einem schnelleren Sonnenwind als kleinere koronale Löcher. Koronale Löcher sind für Polarlichtbeobachter in den mittleren Breiten normalerweise uninteressant und verursachen dort nur gelegentlich geomagnetische Stürme.

Koronale Löcher können zu jeder Zeit und an jedem Ort auf der Sonne entstehen. Die koronalen Löcher an den Sonnenpolen sind am stabilsten, vor allem in den Jahren um das Sonnenminimum, aber sie beeinflussen unseren Planeten nur selten. Nur wenn diese koronalen Löcher wachsen und sich in Richtung niedrigerer Breitengrade ausdehnen, erleben wir manchmal den Hochgeschwindigkeits-Sonnenwindstrom, der von diesen polaren koronalen Löchern ausgeht. Diese Ausdehnungen in Richtung niedrigerer Breitengrade können sich manchmal von den polaren koronalen Löchern abkoppeln und zu einer isolierten Struktur an sich werden. Koronale Löcher bleiben oft wochen- oder monatelang bestehen und verändern im Laufe der Zeit ihre Form und Größe. Koronale Löcher können sich auch isoliert von den polaren koronalen Löchern entwickeln, was in den Jahren kurz vor und nach dem solaren Minimum häufiger vorkommt.

Wie erkenne ich einen Hochgeschindigkeitsstrom aus einem koronalen Loch?

Anders als ein koronaler Massenauswurf kommt ein Hochgeschwindigkeitsstrom aus einem koronalen Loch (CH HSS) langsam an, wobei die Sonnenwinddichte zunächst über einige Stunden stetig ansteigt. Dieser Anstieg der Sonnenwinddichte entsteht dadurch, dass der schnellere Sonnenwind die langsameren Sonnenwindteilchen vor sich zusammenschiebt. Dieses Phänomen wird oft als Stream Interaction Region (SIR) oder als Co-rotating Interaction Region (CIR) bezeichnet und geht fast immer mit einem Anstieg der Gesamtstärke (Bt) des interplanetaren Magnetfelds einher. Wenn diese komprimierte Sonnenwindgrenze die Erde passiert hat, werden wir sehen, dass die Geschwindigkeit des Sonnenwindes zunimmt, während die Gesamtstärke (Bt) des interplanetaren Magnetfelds und die Dichte des Sonnenwindes abnehmen.

Geometrie der Wechselwirkung zwischen schnellem Sonnenwind und umgebendem Sonnenwind.
Geometrie der Wechselwirkung zwischen schnellem Sonnenwind und umgebendem Sonnenwind.

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