Sonne - Physik - Universität Regensburg

Sonnenaktivität
ein Vortrag im Rahmen des Seminars ”Meteorologie und Klimatologie”
Universität Regensburg
Christoph Pöllmann
Dezember 2009
Inhaltsverzeichnis
1 Die
1.1
1.2
1.3
Sonne
Allgemeines . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Aufbau . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Rotation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2 Das Magnetfeld der Sonne und dessen Folgen und
2.1 Die Ursachen des Magnetfeldes . . . . . . . . . . .
2.2 Auswirkungen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.2.1 Sonnenflecken . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.2.2 Protuberanzen . . . . . . . . . . . . . . . .
2.2.3 Sonneneruptionen und Flares . . . . . . . .
2.2.4 Der elfjährige Schwabe Zyklus . . . . . . . .
Auswirkungen
. . . . . . . . . .
. . . . . . . . . .
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. . . . . . . . . .
2
2
2
4
5
5
5
5
7
7
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3 Die Wechselwirkungen der Sonne mit der Umgebung
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4 Die Auswirkungen auf der Erde und die Folgen für das Klima
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1
1
Die Sonne
1.1
Allgemeines
Kosmisch gesehen handelt es sich bei unserer Sonne um einen geöhnlichen 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 Oberfläche: 5, 8 · 103 Kelvin
• Hauptbestandteile: Wasserstoff und Helium
1.2
Aufbau
Die Sonne besteht aus verschiedenen Zonen mit schalenförmigem Aufbau, wobei die
Übergänge allerdings nicht streng voneinander abgegrenzt sind.
Abbildung 1: Schematischer Aufbau der Sonne
• Der Kern
Sämtliche Energie, die von der Sonne erzeugt wird, enstammt dem Innersten
der Sonne, dem sogenannten Kern. Die Energie enstammt der Kernfusion, die
im Kern ständig abläuft. Dabei verschmelzen Wasserstoffkerne zu Heliumkernen und es enstehen Gammastrahlung und Neutrinos. Dieser Prozess ist nur
aufgrund der immens hohen Temperatur im Inneren der Sonne möglich. Der
Kern erstreckt sich vom Zentrum bis zu etwa einem Viertel des Radius der
sichtbaren Sonnenoberfläche. Obwohl der Kern nur 1, 6P rozent des Sonnenvolumens ausmacht, sind hier rund 50P rozent der Sonnenmasse konzentriert.
Bei einer Temperatur von etwa 15 Millionen Kelvin liegt die Materie in Form
eines Plasmas vor.
2
• Die Strahlungszone
Um den Kern herum liegt die so genannte Strahlungszone, die etwa 70P rozent
des Sonnenradius ausmacht. Im Innern der Sonne herrscht eine derart hohe Dichte, dass die bei der Fusioin erzeugten Photonen immer wieder mit
den Teilchen des Plasmas zusammenstoßen, dabei absorbiert und wieder abgestrahlt werden. Sie bewegen sich auf einer völlig zufälligen Bahn und diffundieren dabei Richtung Sonnenoberfläche. Statistisch benötigt ein ständig
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 Wellenlänge nimmt zu. Die
Gammastrahlung wird in Röntgenstrahlung umgewandelt.
• Die Konvektionszone
An die Strahlungszone schließt sich die Konvektionszone an. Sie ist 140.000
km dick und macht somit 20P rozent des Sonnenradius aus. Die Energie wird
in dieser Zone nicht mehr durch Strahlung abgegeben, sondern durch eine
Strömung (Konvektion) des Plasmas weiter nach außen transportiert. Dabei
steigt heiße Materie in gewaltigen Strömen nach außen, kühlt 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 Sonnenoberfläche erkennbar.
• Die Sonnenoberfläche - Photosphäre, Chromosphäre und Korona
Oberhalb der Konvektionszone liegt die Photosphäre, die wir als Quelle der
Sonnenstrahlung wahrnehmen. Sie ist aber nur eine 300 bis 400 km dicke
Schicht, deren Temperatur an der Oberfläche rund 5800 Kelvin beträgt. Die
Photosphäre gibt die gesamte vom Sonneninnern erzeugte und aufsteigende
Energie als Strahlung ab, großteils im sichtbaren Licht. Erst hier hat die Energie der Strahlungsquanten soweit abgenommen, dass sie unschädlich und für
das menschliche Auge sichtbar sind. Wegen ungeheurer Wirbel und variabler
Magnetfelder darf man sich die Oberfläche allerdings nicht als glatt vorstellen.
Man kann sie sich als hartes, aber dauernd bewegliches Material vorstellen.
Über der Photosphäre erstreckt sich die Chromosphäre. Sie wird von der Photosphäre zwar überstrahlt, ist aber bei Sonnenfinsternissen für einige Sekunden
als rötliche Leuchterscheinung zu sehen. Die Temperatur nimmt hier auf über
10.000 Kelvin zu, während die Gasdichte stark abnimmt. Die hohe Temperatur
erklärt sich durch die hohe mittlere freie Weglänge der Teilchen. Das Licht,
das durch die Chromosphäre scheint, wird zu einem verschwindend geringen
Anteil absorbiert. Die Chromosphäre sowie der oberste Teil der Photosphäre
sind daher für die charakteristischen dunklen Linien des Sonnenspektrums,
welche als Fraunhofersche Linien bekannt sind, verantwortlich.
Über der Chromosphäre liegt die Korona, in der die Dichte nochmals stark
abnimmt. Durch Sonnenstrahlung, Stoßwellen und andere Wechselwirkungen
mechanischer oder magnetischer Art wird die äußerst verdünnte Koronamaterie allerdings auf Temperaturen bis zu zwei Millionen Kelvin aufgeheizt. Die
3
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 strahlenförmige Struktur, die sich mit dem Zyklus der Sonnenflecken stark ändert. Im Sonnenflecken-Maximum verlaufen die Strahlen nach
allen Seiten, im Minimum nur in der Nähe des Sonnenäquators. Die Korona
geht in den Sonnenwind über. 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 abhängigen Periode
zwischen 25 und 34 Tagen um ihre Achse. Entsprechend erscheinen alle Oberflächenphänomene in Bewegung. Man nennt diesen Unterschied auch differentielle
Rotation. Diese hört am unteren Rand der Konvektionszone ziemlich plötzlich auf. In
der Übergangszone unterliegen die Gasmassen einer Scherung, was ein Schlüsselprozess
für die Erzeugung der Magnetfelder darstellt. Die Magnetfelder wiederum spielen eine entscheidende Rolle für die Entstehung von Flares, Fackeln, Sonnenflecken und
Strahlungsausbrüchen.
4
2
2.1
Das Magnetfeld der Sonne und dessen Folgen
und Auswirkungen
Die Ursachen des Magnetfeldes
Das Magnetfeld der ruhigen Sonne lässt sich näherungsweise durch ein Dipolfeld
beschreiben. Alle 11 Jahre findet eine Umpolung statt (11-Jahre-Zyklus der Sonne),
sodass die ursprüngliche Ausrichtung nach 22 Jahren wieder erreicht wird. Das Magnetfeld auf der Sonnenoberfläche ist etwa doppelt so stark wie das Magnetfeld auf
der Erde, es beträgt ca. 100μT (1Gauß).
Es beruht auf den in einer Größenordnung von
1012 Ampere in der Sonne zirkulieren elektrischen Strömen, begünstigt von der hohen Leitfähigkeit
des Plasmas im Sonneninnern. Das Plasma ist
aufgrund von Konvektionsströmungen in ständiger
Bewegung. In diesem Plasma besitzen die Elektronen aufgrund ihrer geringeren Masse eine höhere
Geschwindigkeit als die Ionen, es fliesst ein Strom.
Dieser elektrische Strom wiederum induziert ein
Magnetfeld, welches mit dem Plasma mitbewegt
Abbildung 2: Die Entstehung ei- wird. Da sich die Sonne nicht gleichförmig dreht
nes Sonnenflecks durch Magnet- (differentielle Rotation siehe 1.3), kommt es zu
einer Art ”Dynamo-Effekt”; die Feldlinien werfeldlinien
den besonders in Nähe des Äquators aufgewickelt und erscheinen dort in großer Dichte, was bedeutet, dass die magnetische
Feldstärke anwächst. Hydrodynamische Effekte bewirken ein Aufsteigen dieser Feldlinien, welche dann wie Schläuche aus der Sonnenoberfläche herausragen. Sie krümmen
sich zur Sonnenoberfläche zurück und verschwinden im einem Flecken umgekehrter
Polarität.
2.2
2.2.1
Auswirkungen
Sonnenflecken
Sichtbare Auswirkungen der lokalen Magnetfelder sind die Sonnenflecken. Sonnenflecken sind relativ kühle Bereiche der Sonnenatmosphäre, ihre Temperatur liegt
zwischen 3700 und 4500 K. Durch spektroskopische Untersuchungen konnte festgestellt werden, dass im Bereich der Sonnenflecken starke Magnetfelder vorherrschen: Spektrallinien von Elementen, die normalerweise bei einer einheitlichen Wellenlänge beobachtet werden, erscheinen bei Anwesenheit eines Magnetfeldes dreigeteilt (Zeeman-Effekt), wobei der Abstand dieser Linien zueinander proportional
zur Stärke des Feldes ist. Die Magnetfeldstärke im Umfeld der Sonnenflecken kann
bis zu 0,4 Tesla (4000 Gauß) betragen und ist somit tausendmal stärker als das
irdische Magnetfeld an der Erdoberfläche. In der Sonne bewirken die Magnetfelder
eine Hemmung der Konvektionsströmungen, so dass weniger Energie nach außen
5
transportiert wird. Man kann auch auf Bildern erkennen, dass in diesen Bereichen
keine Granulation der Sonnenoberfläche vorliegt, was eine Folge der Konvektionsströmungen ist. Die dunkelsten Zonen auf der Sonne sind somit die kühlsten Orte
mit den stärksten Magnetfeldern, da dort die Versorgung mit Energie aus dem Inneren der Sonne geschwächt ist und somit erheblich kühler ist als die Umgebung.
Sonnenflecken treten in Gruppen auf, wobei meistens zwei auffällige Flecken dominieren, die eine entgegengesetzte magnetische Ausrichtung aufweisen (der eine Fleck
ist sozusagen ein magnetischer Nordpol, der andere ein Südpol).
Abbildung 3: Sonnenfleck, aufgenommen am 13. Dezember 2006, Durchmesser ca.
20.000km
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2.2.2
Protuberanzen
Zwischen Sonnenflecken bilden
sich Magnetfeldlinien in Form
von Schleifen aus, die weit ins
All hinausragen. Längs dieser
Kurven wird ionisiertes Gas festgehalten, das am Sonnenrand
als Protuberanzen in matt leuchtenden Bögen sichtbar ist. Der
Verlauf der Magnetfeldlinien wird
somit sichtbar. Diese Materieströme haben oft eine Länge von
einigen hunderttausend Kilometern, 40.000 km Höhe und 5.000
Abbildung 4: Modell der Magnetfeldlinien auf der km Dicke.
Sonnenoberfläche
2.2.3
Sonneneruptionen und Flares
Eine Sonneneruption ist ein Gebilde erhöhter Strahlung innerhalb der Chromosphäre der Sonne, die durch Magnetfeldenergie gespeist wird. Als Flare oder chromosphärische Eruption bezeichnet man einfache Plasma-Magnetfeldbögen. Kommt
es zu einer Reorganisation der Bögen, die zu einer Ablösung von Plasmaschläuchen
führt, beobachtet man einen erhöhten Masseausstoß. Bezeichnungen dafür sind Koronaler Massenauswurf oder auch Eruptive Protuberanz, die damit verbundenen
Teilchenstürme Sonnensturm, Protonenschauer.
Die Entstehung der Flares lässt sich auf elektromagnetische Vorgänge innerhalb
der Sonne zurückführen. Wenn sich die magnetischen Schleifen beim Verdrehen
berühren, schließen sich die Magnetfeldlinien kurz und es kommt zu einer Rekonnexion. Die magnetische Rekonnexion ist ein physikalisches Phänomen, bei dem
sich die Struktur eines Magnetfeld abrupt ändert und große Energiemengen freigesetzt werden. Vermutlich ist es für die Sonneneruption verantwortlich. Aufgrund der
entgegengesetzten Orientierung des Magnetfeldes wird die Schleife mit dem eingeschlossenen 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 werden. 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 Anstieg der Helligkeit ein langsames Abklingen erfolgt. Flares treten in Gebieten der
7
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 Sonnenaktivität 5 bis 10 Flares zu beobachten. Die Gebiete senden eine verstärkte Strahlung im ultravioletten und im Röntgenbereich sowie Protonen,
Elektronen und Ionen aus. Auf der Erde bewirkt dies eine Störung der Ionosphäre
mit entsprechender Beeinträchtigung des Radioverkehrs. Die Teilchen führen beim
Eindringen in die Erdatmosphäre zu magnetischen Stürmen und Polarlichtern.
2.2.4
Der elfjährige Schwabe Zyklus
Die Gesamtzahl der Sonnenflecken unterliegt einem Zyklus von rund elf Jahren.
Er ist benannt nach dem deutschen Astronom Samuel Heinrich Schwabe. Während
eines Aktivitätminimums sind kaum Sonnenflecken sichtbar. Mit der Zeit bilden
sich zunehmend Flecken in einem Bereich von 30◦ nördlicher und südlicher Breite
aus. Diese aktive Fleckengürtel bewegen sich zunehmend in Richtung Äquator. Nach
etwa fünfeinhalb 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 Südpol. Eine
vollständige Periode dauert dementsprechend 22 Jahre.
Abbildung 6: Der Schwabe Zyklus
8
Die genauen Ursachen für den Zyklus sind noch nicht vollständig erforscht. Man
geht derzeit vom zuvor erlärten Modell (siehe 2.1) aus.
9
3
Die Wechselwirkungen der Sonne mit der Umgebung
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 verlassen und verdrängt das Interstellare Medium bis zu einer Entfernung von circa
22,5 Milliarden Kilometern. Bei Sonneneruptionen können sowohl Geschwindigkeit
als auch Dichte des Sonnenwindes stark zunehmen und auf der Erde neben Polarlichtern auch Störungen 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
für 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 hält den Teilchenschauer zum größten Teil von der Erde ab.
Nur bei einem starken Sonnenwind können die Teilchen in die hohen Schichten der
Atmosphäre 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 können unter anderem den Kurzwellenfunk und die Kommunikation mit Satelliten stören. Ein deutlich sichtbares
Anzeichen für die Existenz des Sonnenwinds liefern die Kometen: Kometenschweife
zeigen immer von der Sonne weg, denn die Gas- und Staubteilchen, welche die Koma und den Schweif bilden, werden vom Sonnenwind mitgerissen. Der Sonnenwind
reicht weit bis über die äußeren Planetenbahnen hinaus.
Aber auch die von der Sonne ausgesandte Strahlung in breiten Wellenlängenbereichen
erreicht die Erde. So wäre ein Leben ohne Licht nicht möglich, aber auch UV und Infrarotstrahlung sind zum einen nicht wegzudenken aber andererseits auch gefährlich.
Die Sonne und die von ihr ausgestrahlte Solarenergie sind die treibende Kraft für
den energetischen Antrieb des irdischen Wetters und Klimas. Offenbar hängen sowohl langfristige Klimaveränderungen als auch unser tägliches Wetter eng mit den
Aktivitäten unserer Sonne zusammen. So wie wir das Licht der Sonne täglich sehen, erscheint es uns stabil und gleichmäßig. Satellitendaten zeigen aber, dass sich
in den für das menschliche Auge unsichtbaren Spektralbereichen teilweise starke
Veränderungen sowie Schwankungen der Sonnenaktivität verbergen. Die solaren
Schwankungen lassen sich auf den Sonnenzyklus zurückführen. Auf dem ZyklusHöhepunkt, der das letzte Mal 2001 erreicht worden ist, wird der Sonnenwind zu
einem regelrechten Sonnensturm. Auf der Sonnenoberfläche ereignen sich nun gewaltige 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 zurück. Damals wurden diese unter anderen von Galileo Galilei
mit einem Fernrohr gemacht. Regelmäßige Zählungen gibt es allerdings erst seit 1860
vom astronomischen Observatorium in Zürich.
Im Wesentlichen gibt es drei Mechanismen, die den Zusammenhang zwischen Sonnenaktivität und der Wetter- und Klimaentwicklung auf der Erde erklären könnten.
• Die Intensitätsschwankungen der von der Sonne abgegebenen UV-Strahlung
haben Folgen für die Ozonbildung in der Erdatmosphäre. Energiereiche Sonnenstrahlung spaltet Sauerstoff-Moleküle in der Stratosphäre in zwei einzelne
Atome, die sich jeweils mit einem weiteren Sauerstoff-Molekül zu Ozon vereinigen (Photodissozitation). Dies führt zu Veränderungen in der Ozonschicht
11
und hat so Rückwirkung für die globale Zirkulation der Luftmassen.
• Die elektrischen Eigenschaften der äußeren Erdatmosphäre verändern sich unter dem ankommenden Sonnenwind, was sich auch auf die unteren Schichten
der Atmosphäre auswirkt. Es wird davon ausgegangen, dass dieser vom Sonnenwind beeinflusste kosmische Partikelregen die Wolkenbildung der Erdatmosphäre begünstigt. Eine verstärkte Bedeckung des Himmels mit Wolken
führt aber auf der Erde zu einer Abschattung und damit zum Rückgang der
Temperaturen.
• Die Erdatmosphäre ist während des Sonnenminimums verstärkt kosmischer
Strahlung ausgesetzt. Die Teilchen des Sonnenwindes schirmen in solchen Phasen die Erde weniger gegen den Schauer der schwereren und sehr energiereichen
Partikel ab, die als kosmische Strahlung aus dem Weltraum auf unseren Planeten treffen.
Noch weiß man wenig über die Bedeutung, die den einzelnen Mechanismen zukommt.
Auch ist kaum bekannt, ob es zwischen den Mechanismen Wechselwirkungen gibt.
Neben dem schon angesprochenen 11-jährigen Zyklus wurden noch weitere beobachtet. So gibt es beispielsweise den Gleißberg-Zyklus, der alle 80 bis 90 Jahre wiederkehrt, oder einen anderen Zyklus von etwa 208 Jahren. Weiter kann die Sonne
auch eine verringerte Aktivität über Jahrzehnte hinweg aufweisen. Edward Maunder untersuchte 1890 die historisch beobachteten Sonnenflecken und entdeckte eine
Pause in den 11-jährigen Zyklen zwischen 1695 und 1720 (Maunderminimum), die
auffallend mit der kleinen Eiszeit zusammenfällt.
Abbildung 8: Veränderung der Häufigkeit von Sonnenflecken seit 1610
Seit Mitte des 20. Jahrhunderts befindet sich die Sonne in einer ungewöhnlich aktiven
Phase. Die Sonnenaktivität ist demnach etwa doppelt so hoch wie der langfristige
Mittelwert, und höher als jemals in den vergangenen 1000 Jahren. Ein internationales Forscherteam hat die Sonnenaktivität der vergangenen Jahrtausende untersucht. Seit dem Ende der letzten Eisziet war die Sonne demnach selten so aktiv wie
seit den 1940er-Jahren bis heute. Man muss über 8.000 Jahre in der Erdgeschichte
12
zurückgehen, 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
gegenwärtig hohe Aktivität der Sonne wahrscheinlich nur noch wenige Jahrzehnte
andauern wird.
Die stärke des Anteils der Sonne an der globalen Erwärmung ist weiterhin kräftig umstritten.
So sind einige Forscher der Ansicht, die Sonne
trage nur zu einem verschwindend geringen Anteil dazu bei, andere wiederum behaupten, der
solare Einfluss sei der maßgeblich bestimmende
und verweisen auf die Klimageschichte, in der
es einen erkennbaren Zusammenhang zwischen
Sonnenaktivität und der Durchschnittstemperatur auf der Erde gegeben hat. Wenn man die
Durchschnittstemperatur der Erde mit der Sonnenaktivität in demselben Zeitintervall vergleicht,
Abbildung 9: Beitrag zum Klima- so schließt man darauf, dass ein Einfluss der Sonnen auf das Klima der Erde besteht, jedoch ist
wandel
dieser nicht signifikant oder alleinig Schuld an der weltweiten globalen Erwärmung.
Abbildung 10: Verlauf der Temperatur während der letzten 2000 Jahre
13
Abbildungsverzeichnis
1
2
3
4
5
6
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8
9
10
Schematischer Aufbau der Sonne . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Die Entstehung eines Sonnenflecks durch Magnetfeldlinien . . . . .
Sonnenfleck, aufgenommen am 13. Dezember 2006, Durchmesser ca.
20.000km . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Modell der Magnetfeldlinien auf der Sonnenoberfläche . . . . . . . .
Koronaler Massenauswurf als Folge der Rekonnexion von Feldlinien.
Der Schwabe Zyklus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Sonnenwind und Erdmagnetfeld . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Veränderung der Häufigkeit von Sonnenflecken seit 1610 . . . . . . .
Beitrag zum Klimawandel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Verlauf der Temperatur während der letzten 2000 Jahre . . . . . . .
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2
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8
8
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13
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: experimental study and theoretical modeling”M.V. Alania,
A. Wawrzynczak
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