Sonnenaktivitat

ein Vortrag im Rahmen des Seminars ”Meteorologie und Klimatologie”

Universitat Regensburg

Christoph Pollmann

Dezember 2009

Inhaltsverzeichnis

1 Die Sonne 2

1.1 Allgemeines . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2

1.2 Aufbau . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2

1.3 Rotation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4

2 Das Magnetfeld der Sonne und dessen Folgen und Auswirkungen 5

2.1 Die Ursachen des Magnetfeldes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5

2.2 Auswirkungen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5

2.2.1 Sonnenflecken . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5

2.2.2 Protuberanzen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7

2.2.3 Sonneneruptionen und Flares . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7

2.2.4 Der elfjahrige Schwabe Zyklus . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8

3 Die Wechselwirkungen der Sonne mit der Umgebung 10

4 Die Auswirkungen auf der Erde und die Folgen fur das Klima 11

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1 Die Sonne

1.1 Allgemeines

Kosmisch gesehen handelt es sich bei unserer Sonne um einen geohnlichen Stern. Im

Folgenden ein paar Daten und Eigenschaften:

• Durchmesser: 1, 4 · 106 Kilometer

• Masse: 2 · 1030 Kilogramm

• Mittlere Entfernung zur Erde: 1, 5 · 108 Kilometer

• Temperatur im Zentrum: 15 · 106 Kelvin

• Temperatur an der Oberflache: 5, 8 · 103 Kelvin

• Hauptbestandteile: Wasserstoff und Helium

1.2 Aufbau

Die Sonne besteht aus verschiedenen Zonen mit schalenformigem Aufbau, wobei die

Ubergange allerdings nicht streng voneinander abgegrenzt sind.

Abbildung 1: Schematischer Aufbau der Sonne

• Der Kern

Samtliche Energie, die von der Sonne erzeugt wird, enstammt dem Innersten

der Sonne, dem sogenannten Kern. Die Energie enstammt der Kernfusion, die

im Kern standig ablauft. Dabei verschmelzen Wasserstoffkerne zu Heliumker-

nen und es enstehen Gammastrahlung und Neutrinos. Dieser Prozess ist nur

aufgrund der immens hohen Temperatur im Inneren der Sonne moglich. Der

Kern erstreckt sich vom Zentrum bis zu etwa einem Viertel des Radius der

sichtbaren Sonnenoberflache. Obwohl der Kern nur 1, 6Prozent des Sonnen-

volumens ausmacht, sind hier rund 50Prozent der Sonnenmasse konzentriert.

Bei einer Temperatur von etwa 15 Millionen Kelvin liegt die Materie in Form

eines Plasmas vor.

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• Die Strahlungszone

Um den Kern herum liegt die so genannte Strahlungszone, die etwa 70Prozent

des Sonnenradius ausmacht. Im Innern der Sonne herrscht eine derart ho-

he Dichte, dass die bei der Fusioin erzeugten Photonen immer wieder mit

den Teilchen des Plasmas zusammenstoßen, dabei absorbiert und wieder ab-

gestrahlt werden. Sie bewegen sich auf einer vollig zufalligen Bahn und dif-

fundieren dabei Richtung Sonnenoberflache. Statistisch benotigt ein standig

absorbiertes und re-emittiertes Photon etwa 10.000 bis 170.000 Jahre, um die

Sonne zu verlassen. Bei jedem Zusammenstoß in der Strahlungszone nimmt

die Strahlungsenergie des Photons ab und seine Wellenlange nimmt zu. Die

Gammastrahlung wird in Rontgenstrahlung umgewandelt.

• Die Konvektionszone

An die Strahlungszone schließt sich die Konvektionszone an. Sie ist 140.000

km dick und macht somit 20Prozent des Sonnenradius aus. Die Energie wird

in dieser Zone nicht mehr durch Strahlung abgegeben, sondern durch eine

Stromung (Konvektion) des Plasmas weiter nach außen transportiert. Dabei

steigt heiße Materie in gewaltigen Stromen nach außen, kuhlt dort ab und sinkt

wieder ins Sonneninnere hinab. Da das frisch aufgestiegene Plasma heißer und

damit heller ist als das absteigende, sind die Konvektionszellen mit einem

Teleskop als Granulation der Sonnenoberflache erkennbar.

• Die Sonnenoberflache - Photosphare, Chromosphare und Korona

Oberhalb der Konvektionszone liegt die Photosphare, die wir als Quelle der

Sonnenstrahlung wahrnehmen. Sie ist aber nur eine 300 bis 400 km dicke

Schicht, deren Temperatur an der Oberflache rund 5800 Kelvin betragt. Die

Photosphare gibt die gesamte vom Sonneninnern erzeugte und aufsteigende

Energie als Strahlung ab, großteils im sichtbaren Licht. Erst hier hat die Ener-

gie der Strahlungsquanten soweit abgenommen, dass sie unschadlich und fur

das menschliche Auge sichtbar sind. Wegen ungeheurer Wirbel und variabler

Magnetfelder darf man sich die Oberflache allerdings nicht als glatt vorstellen.

Man kann sie sich als hartes, aber dauernd bewegliches Material vorstellen.

Uber der Photosphare erstreckt sich die Chromosphare. Sie wird von der Pho-

tosphare zwar uberstrahlt, ist aber bei Sonnenfinsternissen fur einige Sekunden

als rotliche Leuchterscheinung zu sehen. Die Temperatur nimmt hier auf uber

10.000 Kelvin zu, wahrend die Gasdichte stark abnimmt. Die hohe Temperatur

erklart sich durch die hohe mittlere freie Weglange der Teilchen. Das Licht,

das durch die Chromosphare scheint, wird zu einem verschwindend geringen

Anteil absorbiert. Die Chromosphare sowie der oberste Teil der Photosphare

sind daher fur die charakteristischen dunklen Linien des Sonnenspektrums,

welche als Fraunhofersche Linien bekannt sind, verantwortlich.

Uber der Chromosphare liegt die Korona, in der die Dichte nochmals stark

abnimmt. Durch Sonnenstrahlung, Stoßwellen und andere Wechselwirkungen

mechanischer oder magnetischer Art wird die außerst verdunnte Koronamate-

rie allerdings auf Temperaturen bis zu zwei Millionen Kelvin aufgeheizt. Die

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genauen Ursachen dieser Heizmechanismen sind noch unklar. Der bei jeder

totalen Sonnenfinsternis sichtbare Strahlenkranz hat schon vor Jahrtausenden

die Menschen erstaunt. Er kann bis mehrere Millionen Kilometer reichen und

zeigt eine strahlenformige Struktur, die sich mit dem Zyklus der Sonnenfle-

cken stark andert. Im Sonnenflecken-Maximum verlaufen die Strahlen nach

allen Seiten, im Minimum nur in der Nahe des Sonnenaquators. Die Korona

geht in den Sonnenwind uber. Dieser erstreckt sich bis zur Heliopause, wo er

auf das interstellare Medium trifft.

1.3 Rotation

Die Sonne rotiert mit einer von der heliographischen Breite abhangigen Periode

zwischen 25 und 34 Tagen um ihre Achse. Entsprechend erscheinen alle Ober-

flachenphanomene in Bewegung. Man nennt diesen Unterschied auch differentielle

Rotation. Diese hort am unteren Rand der Konvektionszone ziemlich plotzlich auf. In

der Ubergangszone unterliegen die Gasmassen einer Scherung, was ein Schlusselprozess

fur die Erzeugung der Magnetfelder darstellt. Die Magnetfelder wiederum spielen ei-

ne entscheidende Rolle fur die Entstehung von Flares, Fackeln, Sonnenflecken und

Strahlungsausbruchen.

4

2 Das Magnetfeld der Sonne und dessen Folgen

und Auswirkungen

2.1 Die Ursachen des Magnetfeldes

Das Magnetfeld der ruhigen Sonne lasst sich naherungsweise durch ein Dipolfeld

beschreiben. Alle 11 Jahre findet eine Umpolung statt (11-Jahre-Zyklus der Sonne),

sodass die ursprungliche Ausrichtung nach 22 Jahren wieder erreicht wird. Das Ma-

gnetfeld auf der Sonnenoberflache ist etwa doppelt so stark wie das Magnetfeld auf

der Erde, es betragt ca. 100μT (1Gauß).

Es beruht auf den in einer Großenordnung von

Abbildung 2: Die Entstehung ei-

nes Sonnenflecks durch Magnet-

feldlinien

1012 Ampere in der Sonne zirkulieren elektri-

schen Stromen, begunstigt von der hohen Leitfahigkeit

des Plasmas im Sonneninnern. Das Plasma ist

aufgrund von Konvektionsstromungen in standiger

Bewegung. In diesem Plasma besitzen die Elek-

tronen aufgrund ihrer geringeren Masse eine hohere

Geschwindigkeit als die Ionen, es fliesst ein Strom.

Dieser elektrische Strom wiederum induziert ein

Magnetfeld, welches mit dem Plasma mitbewegt

wird. Da sich die Sonne nicht gleichformig dreht

(differentielle Rotation siehe 1.3), kommt es zu

einer Art ”Dynamo-Effekt”; die Feldlinien wer-

den besonders in Nahe des Aquators aufgewi-

ckelt und erscheinen dort in großer Dichte, was bedeutet, dass die magnetische

Feldstarke anwachst. Hydrodynamische Effekte bewirken ein Aufsteigen dieser Feld-

linien, welche dann wie Schlauche aus der Sonnenoberflache herausragen. Sie krummen

sich zur Sonnenoberflache zuruck und verschwinden im einem Flecken umgekehrter

Polaritat.

2.2 Auswirkungen

2.2.1 Sonnenflecken

Sichtbare Auswirkungen der lokalen Magnetfelder sind die Sonnenflecken. Sonnen-

flecken sind relativ kuhle Bereiche der Sonnenatmosphare, ihre Temperatur liegt

zwischen 3700 und 4500 K. Durch spektroskopische Untersuchungen konnte fest-

gestellt werden, dass im Bereich der Sonnenflecken starke Magnetfelder vorherr-

schen: Spektrallinien von Elementen, die normalerweise bei einer einheitlichen Wel-

lenlange beobachtet werden, erscheinen bei Anwesenheit eines Magnetfeldes drei-

geteilt (Zeeman-Effekt), wobei der Abstand dieser Linien zueinander proportional

zur Starke des Feldes ist. Die Magnetfeldstarke im Umfeld der Sonnenflecken kann

bis zu 0,4 Tesla (4000 Gauß) betragen und ist somit tausendmal starker als das

irdische Magnetfeld an der Erdoberflache. In der Sonne bewirken die Magnetfelder

eine Hemmung der Konvektionsstromungen, so dass weniger Energie nach außen

5

transportiert wird. Man kann auch auf Bildern erkennen, dass in diesen Bereichen

keine Granulation der Sonnenoberflache vorliegt, was eine Folge der Konvektionss-

tromungen ist. Die dunkelsten Zonen auf der Sonne sind somit die kuhlsten Orte

mit den starksten Magnetfeldern, da dort die Versorgung mit Energie aus dem In-

neren der Sonne geschwacht ist und somit erheblich kuhler ist als die Umgebung.

Sonnenflecken treten in Gruppen auf, wobei meistens zwei auffallige Flecken domi-

nieren, die eine entgegengesetzte magnetische Ausrichtung aufweisen (der eine Fleck

ist sozusagen ein magnetischer Nordpol, der andere ein Sudpol).

Abbildung 3: Sonnenfleck, aufgenommen am 13. Dezember 2006, Durchmesser ca.

20.000km

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2.2.2 Protuberanzen

Zwischen Sonnenflecken bilden

Abbildung 4: Modell der Magnetfeldlinien auf der

Sonnenoberflache

sich Magnetfeldlinien in Form

von Schleifen aus, die weit ins

All hinausragen. Langs dieser

Kurven wird ionisiertes Gas fest-

gehalten, das am Sonnenrand

als Protuberanzen in matt leuch-

tenden Bogen sichtbar ist. Der

Verlauf der Magnetfeldlinien wird

somit sichtbar. Diese Materie-

strome haben oft eine Lange von

einigen hunderttausend Kilome-

tern, 40.000 km Hohe und 5.000

km Dicke.

2.2.3 Sonneneruptionen und Flares

Eine Sonneneruption ist ein Gebilde erhohter Strahlung innerhalb der Chromo-

sphare der Sonne, die durch Magnetfeldenergie gespeist wird. Als Flare oder chro-

mospharische Eruption bezeichnet man einfache Plasma-Magnetfeldbogen. Kommt

es zu einer Reorganisation der Bogen, die zu einer Ablosung von Plasmaschlauchen

fuhrt, beobachtet man einen erhohten Masseausstoß. Bezeichnungen dafur sind Ko-

ronaler Massenauswurf oder auch Eruptive Protuberanz, die damit verbundenen

Teilchensturme Sonnensturm, Protonenschauer.

Die Entstehung der Flares lasst sich auf elektromagnetische Vorgange innerhalb

der Sonne zuruckfuhren. Wenn sich die magnetischen Schleifen beim Verdrehen

beruhren, schließen sich die Magnetfeldlinien kurz und es kommt zu einer Rekon-

nexion. Die magnetische Rekonnexion ist ein physikalisches Phanomen, bei dem

sich die Struktur eines Magnetfeld abrupt andert und große Energiemengen freige-

setzt werden. Vermutlich ist es fur die Sonneneruption verantwortlich. Aufgrund der

entgegengesetzten Orientierung des Magnetfeldes wird die Schleife mit dem einge-

schlossenen Material fortkatapultiert. Dieser Strom geladener Teilchen, der von der

Sonne ausgeht, wird als Sonnenwind bezeichnet. In der nachfolgenden Abbildung

soll der eben beschriebene Vorgang zur Verdeutlichung schematisch dargestellt wer-

den. Dabei ist der Verlauf des Magnetfeldes durch die farbigen Pfeile dargestellt. Bei

Rekonnexion wie in der Mitte der Abbildung kommt es dann zu einem koronalen

Masseauswurf.

Die Dauer der Flares ist proportional zur Ausdehnung des Eruptionsgebiets. Die

mittlere Lebensdauer liegt bei 10 bis 90 Minuten, wobei nach einem schnellen An-

stieg der Helligkeit ein langsames Abklingen erfolgt. Flares treten in Gebieten der

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Abbildung 5: Koronaler Massenauswurf als Folge der Rekonnexion von Feldlinien.

Sonne auf, in denen sich auch Sonnenflecken und Sonnenfackeln zeigen. Pro Tag sind

bei normaler Sonnenaktivitat 5 bis 10 Flares zu beobachten. Die Gebiete senden ei-

ne verstarkte Strahlung im ultravioletten und im Rontgenbereich sowie Protonen,

Elektronen und Ionen aus. Auf der Erde bewirkt dies eine Storung der Ionosphare

mit entsprechender Beeintrachtigung des Radioverkehrs. Die Teilchen fuhren beim

Eindringen in die Erdatmosphare zu magnetischen Sturmen und Polarlichtern.

2.2.4 Der elfjahrige Schwabe Zyklus

Die Gesamtzahl der Sonnenflecken unterliegt einem Zyklus von rund elf Jahren.

Er ist benannt nach dem deutschen Astronom Samuel Heinrich Schwabe. Wahrend

eines Aktivitatminimums sind kaum Sonnenflecken sichtbar. Mit der Zeit bilden

sich zunehmend Flecken in einem Bereich von 30◦ nordlicher und sudlicher Breite

aus. Diese aktive Fleckengurtel bewegen sich zunehmend in Richtung Aquator. Nach

etwa funfeinhalb Jahren ist das Maximum erreicht und die Zahl der Flecken nimmt

langsam wieder ab. Nach einem Zyklus hat sich das globale Magnetfeld der Sonne

umgepolt. Der vorher magnetische Nordpol ist jetzt der magnetische Sudpol. Eine

vollstandige Periode dauert dementsprechend 22 Jahre.

Abbildung 6: Der Schwabe Zyklus

8

Die genauen Ursachen fur den Zyklus sind noch nicht vollstandig erforscht. Man

geht derzeit vom zuvor erlarten Modell (siehe 2.1) aus.

9

3 Die Wechselwirkungen der Sonne mit der Um-

gebung

Die Sonne beeinflusst ihre Umgebung nicht nur durch Strahlung und Gravitation,

sondern auch den interplanetaren Raum mit ihrem Magnetfeld und vor allem mit

dem Sonnenwind. Dieser Teilchenstrom kann die Sonne mit mehreren 100 km/s ver-

lassen und verdrangt das Interstellare Medium bis zu einer Entfernung von circa

22,5 Milliarden Kilometern. Bei Sonneneruptionen konnen sowohl Geschwindigkeit

als auch Dichte des Sonnenwindes stark zunehmen und auf der Erde neben Polarlich-

tern auch Storungen in elektronischen Systemen und im Funkverkehr verursachen.

Der Energietransport von der Sonne erfolgt sowohl durch Strahlung als auch durch

den Transport von energetisch geladenen Teilchen.

Abbildung 7: Sonnenwind und Erdmagnetfeld

10

4 Die Auswirkungen auf der Erde und die Folgen

fur das Klima

Da der Sonnenwind aus elektrisch geladenen Teilchen besteht, stellt er ein Plasma

dar, das sowohl das Magnetfeld der Sonne als auch das der Erde verformt. Das

irdische Magnetfeld halt den Teilchenschauer zum großten Teil von der Erde ab.

Nur bei einem starken Sonnenwind konnen die Teilchen in die hohen Schichten der

Atmosphare eindringen und dort Polarlichter hervorrufen, ebenso wie auf anderen

Planeten mit einem Magnetfeld. Starke Sonnenwinde haben auch Einfluss auf die

Ausbreitung von elektromagnetischen Wellen und konnen unter anderem den Kurz-

wellenfunk und die Kommunikation mit Satelliten storen. Ein deutlich sichtbares

Anzeichen fur die Existenz des Sonnenwinds liefern die Kometen: Kometenschweife

zeigen immer von der Sonne weg, denn die Gas- und Staubteilchen, welche die Ko-

ma und den Schweif bilden, werden vom Sonnenwind mitgerissen. Der Sonnenwind

reicht weit bis uber die außeren Planetenbahnen hinaus.

Aber auch die von der Sonne ausgesandte Strahlung in breiten Wellenlangenbereichen

erreicht die Erde. So ware ein Leben ohne Licht nicht moglich, aber auch UV und In-

frarotstrahlung sind zum einen nicht wegzudenken aber andererseits auch gefahrlich.

Die Sonne und die von ihr ausgestrahlte Solarenergie sind die treibende Kraft fur

den energetischen Antrieb des irdischen Wetters und Klimas. Offenbar hangen so-

wohl langfristige Klimaveranderungen als auch unser tagliches Wetter eng mit den

Aktivitaten unserer Sonne zusammen. So wie wir das Licht der Sonne taglich se-

hen, erscheint es uns stabil und gleichmaßig. Satellitendaten zeigen aber, dass sich

in den fur das menschliche Auge unsichtbaren Spektralbereichen teilweise starke

Veranderungen sowie Schwankungen der Sonnenaktivitat verbergen. Die solaren

Schwankungen lassen sich auf den Sonnenzyklus zuruckfuhren. Auf dem Zyklus-

Hohepunkt, der das letzte Mal 2001 erreicht worden ist, wird der Sonnenwind zu

einem regelrechten Sonnensturm. Auf der Sonnenoberflache ereignen sich nun ge-

waltige Eruptionen, die große Mengen energiereicher Partikel ins All schleudern.

Die dabei freigesetzten Urgewalten entsprechen dabei etwa der Explosion von 66

Milliarden Hiroshima-Bomben. Die ersten Beobachtungen der Sonnenflecken gehen

auf das Jahr 1610 zuruck. Damals wurden diese unter anderen von Galileo Galilei

mit einem Fernrohr gemacht. Regelmaßige Zahlungen gibt es allerdings erst seit 1860

vom astronomischen Observatorium in Zurich.

Im Wesentlichen gibt es drei Mechanismen, die den Zusammenhang zwischen Son-

nenaktivitat und der Wetter- und Klimaentwicklung auf der Erde erklaren konnten.

• Die Intensitatsschwankungen der von der Sonne abgegebenen UV-Strahlung

haben Folgen fur die Ozonbildung in der Erdatmosphare. Energiereiche Son-

nenstrahlung spaltet Sauerstoff-Molekule in der Stratosphare in zwei einzelne

Atome, die sich jeweils mit einem weiteren Sauerstoff-Molekul zu Ozon verei-

nigen (Photodissozitation). Dies fuhrt zu Veranderungen in der Ozonschicht

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und hat so Ruckwirkung fur die globale Zirkulation der Luftmassen.

• Die elektrischen Eigenschaften der außeren Erdatmosphare verandern sich un-

ter dem ankommenden Sonnenwind, was sich auch auf die unteren Schichten

der Atmosphare auswirkt. Es wird davon ausgegangen, dass dieser vom Son-

nenwind beeinflusste kosmische Partikelregen die Wolkenbildung der Erdat-

mosphare begunstigt. Eine verstarkte Bedeckung des Himmels mit Wolken

fuhrt aber auf der Erde zu einer Abschattung und damit zum Ruckgang der

Temperaturen.

• Die Erdatmosphare ist wahrend des Sonnenminimums verstarkt kosmischer

Strahlung ausgesetzt. Die Teilchen des Sonnenwindes schirmen in solchen Pha-

sen die Erde weniger gegen den Schauer der schwereren und sehr energiereichen

Partikel ab, die als kosmische Strahlung aus dem Weltraum auf unseren Pla-

neten treffen.

Noch weiß man wenig uber die Bedeutung, die den einzelnen Mechanismen zukommt.

Auch ist kaum bekannt, ob es zwischen den Mechanismen Wechselwirkungen gibt.

Neben dem schon angesprochenen 11-jahrigen Zyklus wurden noch weitere beob-

achtet. So gibt es beispielsweise den Gleißberg-Zyklus, der alle 80 bis 90 Jahre wie-

derkehrt, oder einen anderen Zyklus von etwa 208 Jahren. Weiter kann die Sonne

auch eine verringerte Aktivitat uber Jahrzehnte hinweg aufweisen. Edward Maun-

der untersuchte 1890 die historisch beobachteten Sonnenflecken und entdeckte eine

Pause in den 11-jahrigen Zyklen zwischen 1695 und 1720 (Maunderminimum), die

auffallend mit der kleinen Eiszeit zusammenfallt.

Abbildung 8: Veranderung der Haufigkeit von Sonnenflecken seit 1610

Seit Mitte des 20. Jahrhunderts befindet sich die Sonne in einer ungewohnlich aktiven

Phase. Die Sonnenaktivitat ist demnach etwa doppelt so hoch wie der langfristige

Mittelwert, und hoher als jemals in den vergangenen 1000 Jahren. Ein internatio-

nales Forscherteam hat die Sonnenaktivitat der vergangenen Jahrtausende unter-

sucht. Seit dem Ende der letzten Eisziet war die Sonne demnach selten so aktiv wie

seit den 1940er-Jahren bis heute. Man muss uber 8.000 Jahre in der Erdgeschichte

12

zuruckgehen, bis man einen Zeitraum findet, in dem die Sonne im Mittel ebenso aktiv

war wie in den vergangenen 60 Jahren. Ausserdem sagen Forscher voraus, dass die

gegenwartig hohe Aktivitat der Sonne wahrscheinlich nur noch wenige Jahrzehnte

andauern wird.

Die starke des Anteils der Sonne an der globa-

Abbildung 9: Beitrag zum Klima-

wandel

len Erwarmung ist weiterhin kraftig umstritten.

So sind einige Forscher der Ansicht, die Sonne

trage nur zu einem verschwindend geringen An-

teil dazu bei, andere wiederum behaupten, der

solare Einfluss sei der maßgeblich bestimmende

und verweisen auf die Klimageschichte, in der

es einen erkennbaren Zusammenhang zwischen

Sonnenaktivitat und der Durchschnittstempera-

tur auf der Erde gegeben hat. Wenn man die

Durchschnittstemperatur der Erde mit der Son-

nenaktivitat in demselben Zeitintervall vergleicht,

so schließt man darauf, dass ein Einfluss der Son-

nen auf das Klima der Erde besteht, jedoch ist

dieser nicht signifikant oder alleinig Schuld an der weltweiten globalen Erwarmung.

Abbildung 10: Verlauf der Temperatur wahrend der letzten 2000 Jahre

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Abbildungsverzeichnis

1 Schematischer Aufbau der Sonne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2

2 Die Entstehung eines Sonnenflecks durch Magnetfeldlinien . . . . . . 5

3 Sonnenfleck, aufgenommen am 13. Dezember 2006, Durchmesser ca.

20.000km . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6

4 Modell der Magnetfeldlinien auf der Sonnenoberflache . . . . . . . . . 7

5 Koronaler Massenauswurf als Folge der Rekonnexion von Feldlinien. . 8

6 Der Schwabe Zyklus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8

7 Sonnenwind und Erdmagnetfeld . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10

8 Veranderung der Haufigkeit von Sonnenflecken seit 1610 . . . . . . . . 12

9 Beitrag zum Klimawandel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13

10 Verlauf der Temperatur wahrend der letzten 2000 Jahre . . . . . . . . 13

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Quellenverzeichnis

• http://www.spiegel.de/wissenschaft/weltall/0,1518,631103,00.html

• http://www.astro.uni-bonn.de/ deboer/pdm/pdminstsonne.html

• http://www.solarviews.com/germ/sun.htm

• ”Forbush decrease of the galactic cosmic ray intensity: ex-

perimental study and theoretical modeling”M.V. Alania,

A. Wawrzynczak

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