Sonnenmagnetfelder

Die Sonnenmagnetfelder sind die magnetischen Felder, die die Sonne durchziehen und viele ihrer Phänomene steuern. Sie entstehen durch dynamische Prozesse im Innenbereich der Sonne, wandern an die Oberfläche und bilden Strukturen von Sonnenflecken über Protuberanzen bis hin zu koronalen Schleifen.

Ursprung und Zyklus: Nach dem Dynamo-Konzept entsteht das Feld durch die Wechselwirkung von Differenzrotation und konvektiven Bewegungen in der Tachocline der Convection Zone. Aus poloidalem Feld wird toroidales Feld erzeugt, und umgekehrt. Der 11-jährige Sonnenzyklus wechselt die Aktivität und kehrt am Zyklusende seine Polung um, was den Hale-Zyklus von 22 Jahren ergibt.

Struktur: Die Magnetlinien können offen sein und den Sonnenwind in die Heliosphäre tragen, oder geschlossen verlaufen sie als koronale Schleifen, die Sonnenflecken-, Plage- und Protuberanzgebiete mitverknüpfen.

Beobachtung: Das Magnetfeld wird über den Zeeman-Effekt und Spektropolarimetrie gemessen. Helfen Helioseismologie und Raumsonden wie SOHO, SDO und Parker Solar Probe beim Mapping der Felder.

Auswirkungen: Magnetische Aktivität treibt Flares und koronale Massenauswürfe, beeinflusst die Heliosphäre sowie das Weltraumwetter und kann Satelliten und Technologien auf der Erde beeinträchtigen.

Stärken und Größenordnungen: In der Photosphäre erreicht das Feld in Sonnenflecken bis zu einigen Tausend Gauss (bis ca. 0,3–0,4 Tesla); ruhige Bereiche der Photosphäre weisen typischerweise nur wenige Gauss auf. Koronale Felder sind deutlich schwächer, aber komplex organisiert. Modelle wie PFSS verwenden diese Felder, um die globale Struktur abzubilden.

Forschung: Aktuelle Arbeiten befassen sich mit Dynamomodellen, der Vorhersage des Aktivitätszyklus, und der Frage, wie magnetische Energie in der Korona in Wärme umgewandelt wird.