Was sind Sonneneruptionen?

Eine Sonneneruption ist im Grunde eine riesige Explosion auf der Oberfläche unserer Sonne, die auftritt, wenn Magnetfeldlinien von Sonnenflecken sich verwirren und ausbrechen. Eine Sonneneruption wird als plötzliche, schnelle und intensive Helligkeitsänderung definiert. Eine Sonneneruption entsteht, wenn magnetische Energie, die sich in der Sonnenatmosphäre angesammelt hat, plötzlich freigesetzt wird. Das Material wird in nur wenigen Minuten auf viele Millionen Grad erhitzt und Strahlung wird praktisch über das gesamte elektromagnetische Spektrum emittiert, von Radiowellen am langwelligen Ende über optische Emission bis hin zu Röntgen- und Gammastrahlen am kurzwelligen Ende. Die freigesetzte Energiemenge entspricht der von Millionen gleichzeitig explodierenden Atombomben! Sonneneruptionen treten häufig auf, wenn die Sonne in den Jahren um das Sonnenmaximum herum aktiv ist. In dieser Zeit können an nur einem Tag viele Sonneneruptionen auftreten! Um das Sonnenminimum herum treten Sonneneruptionen weniger als einmal pro Woche auf. Große Flares sind seltener als kleinere. Einige (meistens stärkere) Sonneneruptionen können riesige Wolken aus Sonnenplasma in den Weltraum schleudern, was wir als koronalen Massenauswurf Cme bezeichnen. Wenn ein koronaler Massenauswurf die Erde erreicht, kann er einen geomagnetischen Sturm und intensive Polarlichter verursachen.

Bild: Eine spektakuläre Sonneneruption, wie sie vom Solar Dynamics Observatory der NASA bei einer Wellenlänge von 193 Ångström beobachtet wurde.

Die Klassifizierung von Sonneneruptionen

Sonneneruptionen werden als A, B, C, M oder X klassifiziert gemäß dem Spitzenfluss (in Watt pro Quadratmeter, W/m²) von 1 bis 8 Ångströms Röntgenstrahlen, in der Nähe der Erde, mit dem XRS-Instrument an Bord des Satelliten GOES-15 gemessen. Der sich in einer geostationären Umlaufbahn über dem Pazifischen Ozean befindet. Die folgende Tabelle zeigt die verschiedenen Klassen von Sonneneruptionen:

Jede Röntgenklassenkategorie ist in eine logarithmische Skala von 1 bis 9 unterteilt. Zum Beispiel: B1 bis B9, C1 bis C9 usw. Eine X2-Eruption ist doppelt so stark wie eine X1-Eruption und viermal stärker als eine M5 Flare. Die Klassenkategorie X-Klasse ist etwas anders und hört nicht bei X9 auf, sondern geht weiter. Sonneneruptionen von X10 oder stärker werden manchmal auch als "Sonneneruptionen der Super-X-Klasse" bezeichnet

A und B-Klasse Sonneneruptionen

Die A- und B-Klasse sind die niedrigsten Klassen von Sonneneruptionen. Sie sind sehr häufig und nicht sehr interessant. Der Hintergrundfluss (Menge der Strahlung, die emittiert wird, wenn keine Fkares vorhanden sind) liegt während des Sonnenmaximums häufig im B-Bereich und während des Sonnenminimums im A-Bereich.

C-Klasse Sonneneruptionen

Sonneneruptionen der Klasse C sind kleinere Sonneneruptionen, die wenig bis gar keine Auswirkungen auf die Erde haben. Nur Sonneneruptionen der Klasse C, die von langer Dauer sind, könnten einen koronalen Massenauswurf erzeugen, aber sie sind normalerweise langsam, schwach und verursachen hier auf der Erde selten eine signifikante geomagnetische Störung. Der Hintergrundfluss (Menge der Strahlung, die emittiert wird, wenn keine Flares vorhanden sind) kann im unteren Bereich der C-Klasse liegen, wenn eine komplexe Sonnenfleckenregion die erdzugewandte Sonnenscheibe besiedelt.

M-Klasse Sonneneruptionen

Sonneneruptionen der Klasse M sind das, was wir die mittelgroßen Sonneneruptionen nennen. Sie verursachen kleine (R1) bis mäßige (R2) Funkausfälle auf der Tageslichtseite der Erde. Einige eruptive M-Klasse Flares können auch Sonnen-Strahlungsstürme verursachen. Starke, lang andauernde Sonneneruptionen der Klasse M sind wahrscheinliche Kandidaten, um einen koronalen Massenauswurf auszulösen. Wenn die Sonneneruption in der Nähe des Zentrums der erdzugewandten Sonnenscheibe stattfindet und einen koronalen Massenauswurf auf unseren Planeten auslöst, besteht eine hohe Wahrscheinlichkeit, dass der resultierende geomagnetische Sturm stark genug für Polarlichter in den mittleren Breiten sein wird.

X-Klasse Sonneneruptionen

Sonneneruptionen der X-Klasse sind die größten und stärksten von allen. Im Durchschnitt treten Sonneneruptionen dieser Größenordnung etwa 10 Mal im Jahr auf und treten häufiger während des Sonnenmaximums als während des Sonnenminimums auf. Starke bis extreme (R3 bis R5) Funkausfälle treten auf der Tageslichtseite der Erde während der Sonneneruption auf. Wenn der Strahlungsausbruch eruptiv ist und in der Nähe des Zentrums der erdzugewandten Sonnenscheibe stattfindet, könnte er einen starken und lang anhaltenden Sonnen-Strahlungssturm verursachen und einen erheblichen koronalen Massenauswurf der schwere (G4) bis extreme (G5) geomagnetische Stürme auf der Erde auslöst.

Bild: Eine X-Klasse Sonneneruption, wie sie vom Solar Dynamics Observatory der NASA bei einer Wellenlänge von 131 Ångström beobachtet wurde.

Was ist über X9? Die X-Klasse geht nach X9 weiter, anstatt einen neuen Buchstaben zu bekommen, werden diese Sonneneruptionen oft als Sonneneruptionen der „Super-X-Klasse“ bezeichnet. Sonneneruptionen, die die X10-Klasse erreichen oder sogar übertreffen, sind jedoch sehr selten und treten nur wenige Male während eines Sonnenzyklus auf. Eigentlich ist es gut, dass diese starken Sonneneruptionen nicht so oft auftreten, da die Folgen auf der Erde schwerwiegend sein könnten. Es ist bekannt, dass die koronalen Massenauswürfe, die durch solche Sonneneruptionen ausgelöst werden können, Probleme mit unserer modernen Technologie wie Satelliten und Stromleitungen verursachen können.

Bei Super-X-Klasse-Flares ist zu beachten, dass eine X20-Sonneneruption nicht zehnmal so stark ist wie eine X10-Sonneneruption. Eine X10-Sonneneruption entspricht einem Röntgenstrahlfluss von 0,001 Watt/m², während eine X20-Sonneneruption 0,002 Watt/m² in der Wellenlänge von 1–8 Ångström entspricht.

The largest solar flare ever recorded since satellites started to measure them in 1976 was estimated to be an X28 solar flare which occurred on November 4th, 2003 during Solar Cycle 23. The XRS long channel on the GOES-12 satellite was saturated at X17 for 12 minutes by the intense radiation. A later analysis of the available data yield an estimated peak flux of X28 however there are scientists who think that this solar flare was even stronger than X28. A good thing for us was that the sunspot group which produced this solar flare had already rotated largely of the Earth-facing solar disk when the X28 solar flare occurred. A thing to note is that there has not been a solar flare that saturated the XRS channels on GOES-15 as of March 2017 but it is expected that it will saturate at about the same flux levels.

Hochfrequenz (HF) Funkausfälle durch Sonneneruptionen

Bursts of X-ray and Extreme Ultra Violet radiation which are emitted during solar flares and can cause problems with High Frequency (HF) radio transmissions on the sunlit side of the Earth and are most intense at locations where the Sun is directly overhead. It is mostly High Frequency (HF) (3-30 MHz) radio communication that is affected during such events, although fading and diminished reception may spill over to Very High Frequency (VHF) (30-300 MHz) and higher frequencies.

These blackouts are a result of enhanced electron densities in the lower ionosphere (D-layer) during a solar flare which causes a large increase in the amount of energy radio waves lose when it passes through this layer. This process prevents the radio waves from reaching the much higher E, F1 and F2 layers where these radio signals normally refract and bounce back to Earth.

Radio blackouts caused by solar flares are the most common space weather events to affect Earth and also the fastest to affect us. Minor events occur about 2000 times each solar cycle. The electromagnetic emission produced during flares travels at the speed of light taking just over 8 minutes to travel from the Sun to Earth. These type of radio blackouts can last from several minutes to several hours depending on the duration of the solar flare. How severe a radio blackout is depends on the strength of the solar flare.

The Highest Affected Frequency (HAF) during an X-ray radio blackout during local noon is based on the current X-ray flux value between the 1-8 Ångström. The Highest Affected Frequency (HAF) can be derived by a formula. Below you will find a table where you can see what the Highest Affected Frequency (HAF) is during a specific X-ray flux.

R-Skala

NOAA uses a five-level system called the R-scale, to indicate the severity of a X-ray related radio blackout. This scale ranges from R1 for a minor radio blackout event to R5 for an extreme radio blackout event, with R1 being the lowest level and R5 being the highest level. Every R-level has a certain X-ray brightness associated with it. This ranges from R1 for a X-ray flux of M1 to R5 for a X-ray flux of X20. On Twitter we provide alerts as soon as a certain radio blackout threshold has been reached. Because each blackout level represents a certain GOES X-ray brightness, you can associate these alerts directly with a solar flare that is occurring at that moment. We can define the following radio blackout classes:

The image below shows the effects of an X1 (R3-strong) solar flare on the sunlit side of the Earth. We can see that the Highest Affected Frequency (HAF) is about 25 MHz there where the Sun is directly overhead. Radio frequencies lower than the HAF suffer an even greater loss.

Bild: NOAA SWPC - D Region Absorption Product. The D-region absorption prediction model is used as a guide to understand the high frequency (HF) radio degradation and communication interruptions that this can cause.

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