Wechselnder Sonnenschein

Max-Planck-Forscher erklären, weshalb die Helligkeit unseres Tagesgestirns schwankt

Scheinbar ruhig und gleichmäßig strahlt die Sonne vom Himmel. Doch es brodelt auf ihr und sie scheint auch nicht immer mit gleichmäßiger Helligkeit. Für diese Schwankungen sind allein zwei Phänomene ursächlich: die Magnetfelder an der sichtbaren Oberfläche sowie gewaltige Plasmaströme, die aus dem Innern des Sterns emporbrodeln. Zu diesem Ergebnis kommt ein Team unter Leitung des Göttinger Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung. Den Wissenschaftlern gelang es erstmals, Helligkeitsschwankungen auf allen bisher beobachteten Zeitskalen zu rekonstruieren – von Minuten bis zu Jahrzehnten. Die neuen Erkenntnisse sind nicht nur für die Klimaforschung wichtig, sondern lassen sich auch auf ferne Sterne übertragen. Und sie könnten zukünftig die Suche nach Exoplaneten erleichtern.

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Die Plasmaströme im Innern der Sonne erzeugen an ihrer Oberfläche ein charakteristisches Muster: die Granulation. Helle und dunkle Bereiche dieses Musters verändern sich schnell. Die Granulation verursacht vor allem Helligkeitsschwankungen, die sich innerhalb von weniger als fünf Stunden vollziehen. Dieses Bild der Granulation wurde im Jahr 2009 vom Instrumente IMaX des ballongetragenen Sonnenobservatoriums Sunrise aufgenommen.
Die Plasmaströme im Innern der Sonne erzeugen an ihrer Oberfläche ein charakteristisches Muster: die Granulation. Helle und dunkle Bereiche dieses Musters verändern sich schnell. Die Granulation verursacht vor allem Helligkeitsschwankungen, die sich innerhalb von weniger als fünf Stunden vollziehen. Dieses Bild der Granulation wurde im Jahr 2009 vom Instrumente IMaX des ballongetragenen Sonnenobservatoriums Sunrise aufgenommen.

Zieht ein Exoplanet an seinem Zentralstern vorüber, verdunkelt sich dieser für kurze Zeit. Selbst aus einer Entfernung von vielen Lichtjahren registrieren Weltraumteleskope diese Veränderung – und spüren somit den Exoplaneten auf. In der Theorie. In der Praxis ist dies komplizierter, denn ähnlich wie die Helligkeit der Sonne schwankt auch diejenige vieler Sterne.

Und diese Fluktuationen können die Signale vorbeiziehender Exoplaneten überdecken. „Wenn man allerdings die Helligkeitsänderungen, die dem Stern selbst zu eigen sind, genau kennt, lassen sich Exoplaneten mit hoher Genauigkeit aufspüren“, sagt Alexander Shapiro vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung.

Einen ersten Schritt in diese Richtung gehen Shapiro und seine Kollegen in ihrem aktuellen Beitrag in der Zeitschrift Nature Astronomy – mit einem genauen Blick auf einen besonderen Stern: unsere Sonne. Seit Beginn des Weltraumzeitalters liefern viele Sonden detaillierte Messdaten aus vergleichsweise großer Nähe zum Tagesgestirn.

Diese Daten stellen jedes Modell, das stellare Helligkeitsschwankungen beschreibt, auf eine harte Probe: Lassen sich die gemessenen Schwankungen mit dem Modell rekonstruieren? Und ist es möglich, die Schwankungen auf physikalische Eigenschaften des Sterns zurückzuführen?

Eine besondere Schwierigkeit dabei: Die Helligkeit unserer Sonne variiert auf sehr unterschiedlichen Zeitskalen. Einige Schwankungen vollziehen sich innerhalb weniger Minuten; andere, die sich etwa auf das langfristige Klimageschehen auf der Erde auswirken, können die Forscher erst im Verlauf von Jahrzehnten registrieren. Eine stimmige Theorie, die all diese Größenordnungen umfasst, fehlte bisher.

Der neuen Studie gelingt genau dieses Kunststück. Sie beweist, dass nur zwei Phänomene bestimmen, wie hell unser Stern leuchtet. Zum einen sind dies die heißen Plasmaströme, die aus dem Innern des Gasballs aufsteigen, abkühlen und wieder in die Tiefe sinken. Das aufsteigende heiße Material leuchtet heller als Plasma, das sich an der Oberfläche bereits abgekühlt hat.

Auf diese Weise erzeugen die Ströme ein charakteristisches, sich schnell veränderndes Muster aus hellen und dunklen Bereichen, die sogenannte Granulation. Typische Strukturen darin sind einige hundert Kilometer groß. „Die Granulation verursacht in erster Linie schnelle Helligkeitsschwankungen, die sich innerhalb von weniger als fünf Stunden vollziehen“, sagt Max-Planck-Forscherin und Koautorin Natalie Krivova.

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Langfristige Helligkeitsschwankungen der Sonne werden von ihren veränderlichen Magnetfeldern verursacht. An der Oberfläche des Sterns machen sie sich unter anderem durch dunkle Gebiete, Sonnenflecken genannt, bemerkbar.
Langfristige Helligkeitsschwankungen der Sonne werden von ihren veränderlichen Magnetfeldern verursacht. An der Oberfläche des Sterns machen sie sich unter anderem durch dunkle Gebiete, Sonnenflecken genannt, bemerkbar.

Zum anderen spielen die veränderlichen Magnetfelder der Sonne eine entscheidende Rolle. An der sichtbaren Oberfläche unseres Sterns machen sie sich in Zeiten hoher Aktivität durch dunkle Gebiete (Sonnenflecken) und besonders hell leuchtende Bereiche (Fackeln) bemerkbar. Beide Strukturen sind im Vergleich zur Granulation sehr großflächig; einige Sonnenflecken lassen sich sogar mit bloßem Auge von der Erde aus erkennen. Zudem variiert ihre Anzahl und Gestalt deutlich langsamer. Änderungen im Magnetfeld der Sonne sorgen deshalb für Helligkeitsschwankungen, die sich auf Zeitskalen von mehr als fünf Stunden abspielen.

Die Forscher nutzten für ihre Analysen Daten der Raumsonden SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) und SDO (Solar Dynamics Observatory), die das Helligkeitsmuster und die Magnetfelder an der Oberfläche des Sterns seit Jahren aufzeichnen. Aus diesen Datensätzen, die zum Teil 19 Jahre solarer Entwicklung abdecken, konnten sie Helligkeitsschwankungen berechnen und wiederum mit gemessen Werten der Raumsonden PICARD und SOHO vergleichen.

Sämtliche bisher gemessenen Helligkeitsschwankungen – sowohl schnelle, als auch sehr langfristige – lassen sich so reproduzieren. „Die Resultate unserer Studie zeigen uns, dass wir in unserem Modell die maßgeblichen Parameter identifiziert haben,“ folgert Sami K. Solanki, Direktor am Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung und Zweitautor der Studie. „Dies wird es uns erlauben, endlich auch die Helligkeitsschwankungen anderer Sterne zu modellieren.“

BK / HOR

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