Langzeit-Veränderungen der Sonnenaktivität

Links: Variation der minimalen umbralen Intensität vs. Radius. Mitte: Variation der maximalen umbralen Magnetfeldstärke als Funktion des Radius. Rechts: maximale Magnetfeldstärke vs. minimum Intensität. Die roten und blauen Linien sind lineare, resp. power-law Anpassungen; die gestrichelten Linien sind die Unsicherheiten dieser Anpassungen.

Aktives Gebiet NOAA 11967, eines der größten im Zyklus 24, aufgenommen mit HMI.

Aktives Gebiet NOAA 11967 aufgenommen von Hinode.

Der 11-jährige Aktivitätszyklus der Sonne ist seit Jahrhunderten bekannt. In dieser Zeit hat sich die Aktivität der Sonne (bestimmt durch die Anzahl von Sonnenflecken) dramatisch erhöht, vom Maunder-Minimum (1650-1700) bis zum modernen Maximum in der Mitte des 20. Jahrhunderts. Das sehr ausgeprägte Minimum des vergangenen Zyklus hat viele Sonnenphysiker zu Überlegungen über Langzeitschwankungen der Sonnenaktivität veranlasst. Manche argumentieren, dass die Sonne Mitte des 20. Jahrhunderts ungewöhnlich aktiv war, während andere der Meinung sind, dass sie derzeit ungewöhnlich inaktiv sei. Das führte zu Spekulationen, ob der solare Aktivitätszyklus mit einem Langzeittrend überlagert sei, der zu einem erneuten Großen Minimum in naher Zukunft führen würde. Es gab Extrapolationen, die ein völliges Verschwinden der Sonnenflecken im kommenden Zyklus vorhersagten. Sonnenaktivität und Weltraumwetter haben einen direkten Einfluss auf unser Leben, es ist daher wichtig, solche Veränderungen zu verstehen. Zu diesem Zweck verglichen wir den laufenden Zyklus 24 mit dem vorhergehenden. Wir bestimmten die Intensität, die Fläche und das Magnetfeld von Sonnenflecken, und suchten nach Abweichungen zwischen den beiden Zyklen.

Für den laufenden Zyklus verwendeten wir den Helioseismic and Magnetic Imager des  Solar Dynamic Observatory um alle Sonnenflecken zwischen Mai 2010 und Oktober 2012 zu beobachten. Wir erhalten nichtlineare Beziehungen zwischen der Minimalintensität der Umbra und der Größe derselben, und zwischen Magnetfeld und Größe. Die Magnetfeldstärke skaliert linear mit der Intensität, und die Größe der Umbra variiert etwa proportional zum gesamten magnetischen Fluss, mit Sättigungstendenz bei sehr hohen Flüssen. Die Verläufe der empirischen Kurven unterscheiden sich nicht für die beiden untersuchten Zyklen (Abb. 1).

Obwohl die physikalischen Eigenschaften der Sonnenflecken gleich blieben,  sank doch die Gesamtzahl im laufenden Zyklus erheblich im Vergleich zum Zyklus 23. Bedeutet dies, dass die Sonne keine großen Flecken und komplexe Aktive Regionen mehr produziert? Die Antwort auf diese Frage findet man in der Größenverteilung der Sonnenfleckenumbren. Eine geringere Anzahl großer Flecken würde sich in einer anderen Form der Verteilungsfunktion niederschlagen. Dies ist jedoch nicht der Fall, die Verteilungsfunktionen beider Zyklen sind gleich, was bedeutet, dass der Anteil sehr großer Umbren im laufenden Zyklus sich gegenüber dem Vorgänger nicht geändert hat.

Tatsächlich war die Aktive Region NOAA 11967 (3./4. Februar 2014) mit einer Fläche von 2172 Millionstel Hemisphären(*) die größte seit vielen Jahren, sogar größer als die berühmte Aktive Region 9169 vom 22. September 2000 mit einer Fläche von 2140 Millionstel Hemisphären.

Aus unserem Vergleich von Größe, Magnetfeld und Intensität von Sonnenfleckenumbren der Zyklen 23 und 24 ergibt sich kein signifikanter Hinweis auf Änderungen von einem Zyklus zum anderen, weder bei den physikalischen Eigenschaften, noch bei der Größenverteilung. Dies deckt sich mit unseren früheren Befunden (Rezaei, Beck, & Schmidt 2012, A&A, 541, A60).

Lit.: C. Kiess., R. Rezaei, & W. Schmidt, 2014, A&A, accepted

(*) Die Größe von Sonnenflecken wird oft in der Einheit „Millionstel Hemisphäre der Sonne (MHS)“ angegeben. Eine Fläche von 100 MHS entspricht 300 Millionen Quadratkilometern, oder einem runden Fleck mit einem Durchmesser von rund 20.000 Kilometern (27 Bogensekunden).

Text: Christoph Kiess, Reza Rezaei, Wolfgang Schmidt