mini|upright=1.65|Veränderung der Häufigkeit von Sonnenflecken 1610–2015 mini|upright=1.65|Graph über verschiedene Parameter der Sonnenaktivität 1975–2013 mini|upright=1.65|Graph der Sonneneinstrahlung 1975–2008, bezogen auf das gesamte Spektrum mini|upright=1.65|Sonneneruption am 20. August 2002 Als Sonnenaktivität werden veränderliche Eigenschaften der Sonne bezeichnet, die mit den Turbulenzen ihres extrem heißen Gases und laufenden Änderungen des Magnetfeldes zusammenhängen. Die Veränderungen können zyklischer oder unregelmäßiger Art sein. Die Sonnenaktivität zeigt sich am auffälligsten in wechselnder Häufigkeit der Sonnenflecken und ihrer Lage zum heliografischen Äquator, was schon durch einfache Sonnenbeobachtung mit kleinen Teleskopen feststellbar ist.
Der Sonnenfleckenzyklus hat eine durchschnittliche Periode von 11,1 Jahren, kann aber im Laufe eines Jahrhunderts zwischen 9 und 14 Jahren liegen. Die Sonne befindet sich seit dem Jahreswechsel 2019/2020 im 25. Sonnenfleckenzyklus. Die mittlere monatliche Zahl der Sonnenflecken schwankt von 0 bis 20 im Sonnenfleckenminimum zum Wechsel der Sonnenfleckenzyklen und zwischen 80 und 300 im Maximum zur Mitte der Sonnenfleckenzyklen. Das bisher höchste bekannte Maximum war 1957/59 mit einem Monatsmittel der Sonnenflecken-Relativzahl von 285.Die genauen Zahlen hängen von der verwendeten Zähl- bzw. Rekonstruktionsmethode ab. Die Angaben hier beruhen auf der International Sunsport Number v.2. Im Maximum 2013/14 lagen die mittleren monatlichen Fleckenzahlen meist zwischen 80 und 120.Angaben nach der International Sunsport Number v.2, Mitte 2016 beobachtete man Tageswerte von Null bis etwa 60 und Monatsmittel unter 40. Damit hat die Aktivität seit Herbst 2015 um knapp die Hälfte abgenommen.
Zum Wechselspiel der Sonnenflecken kommen noch unregelmäßige Plasma- und Strahlungsausbrüche (Flares), Änderungen im Sonnenwind, vereinzelte geomagnetische Stürme und Protonenschauer, und die riesigen Gasfontänen der Protuberanzen.
Obwohl die Sonnenflecken eine um 1000–1600 °C niedrigere Temperatur als die übrige Sonnenoberfläche (5500 °C) haben, strahlt die Sonne während des Aktivitätsmaximums mit einer geringfügig höheren Leistung als im Sonnenfleckenminimum. Dazu tragen vor allem die Sonnenfackeln (heißere Gebiete mit etwa 7000 °C) bei. Die Sonnenaktivität ist verantwortlich für Ereignisse des Weltraumwetters und wirkt sich direkt auf Satelliten, aber auch auf technische Einrichtungen auf der Erde aus. Sie beeinflusst darüber hinaus das interplanetare Magnetfeld, das Erdmagnetfeld, die Ionosphäre und damit die Ausbreitung der Radiowellen und die Polarlichter.Arnold Hanslmeier: Einführung in Astronomie und Astrophysik. Spektrum Verlag, 2. Auflage 2007, ISBN 978-3-8274-1846-3, S. 237.
Ermittlung der Sonnenaktivität Die Sonnenaktivität wird durch verschiedene Indizes quantifiziert. Indizes können auf direkten Beobachtungen der Sonnenaktivität beruhen, wie zum Beispiel der Sonnenflecken-Relativzahl oder der Radiointensität, man spricht dann von direkten Indizes. Oder sie beruhen auf Effekten, die ihrerseits durch die Sonnenaktivität hervorgerufen werden. In diesem Fall spricht man von indirekten Indizes. Direkte Indizes sind zwar vergleichsweise genau, reichen aber nur bis zum Beginn des 17. Jahrhunderts zurück. Indirekte Indizes lassen sich für die letzten ca. zehntausend Jahre, bis zum Beginn des Holozäns, mit abnehmender Genauigkeit angeben.
Sonnenfleckenrelativzahl mini|links|Nummeriertes Beispiel der Sonnenscheibe am 29. Juli 2024 mit drei einzelnen Sonnenflecken (blau) und sechs Sonnenfleckengruppen (grün).
Erste Beobachtungen von Sonnenflecken sind bereits aus dem 4. Jh. v. u. Z. durch Theophrastos von Eresos überliefert. Seit 1610 werden Sonnenflecken systematisch und mit Teleskop beobachtet und gezählt. Sie gehören damit zu jenen astronomischen Phänomenen, die am längsten nach modernen wissenschaftlichen Methoden untersucht werden.
Ein gutes und einfach bestimmbares Maß für die Sonnenaktivität ist die Sonnenfleckenrelativzahl:
k ist ein Korrekturfaktor für die Größe des verwendeten Teleskops und die aktuellen Sichtbedingungen (A. Wolfer, Pilotbeobachter von 1876 bis 1928, ist der neue Referenzbeobachter), g ist die Anzahl der Fleckengruppen und f die Zahl der Einzelflecken.Arnold Hanslmeier: Einführung in Astronomie und Astrophysik. Spektrum Verlag, 2. Auflage 2007, ISBN 978-3-8274-1846-3, S. 220.
Um 1970 begannen einige Sonnenobservatorien, täglich auch die Gesamtfläche der Flecken zu messen. Diese aufwendige Alternativmethode zeigt aber fast denselben Aktivitätsverlauf wie die einfache Zählung mittels Relativzahl.
Radiointensität Ein weiteres Maß für die Sonnenaktivität ist die Radiointensität der Sonne bei der Wellenlänge von 10,7 cm entsprechend einer Frequenz von 2,8 GHz. Diese Intensität korreliert mit der Relativzahl und wird mit radioastronomischen Methoden bestimmt.
Indirekte Ermittlung aus Radionukliden Anhand von Zeitreihen der Radionuklide 14C und 10Be lässt sich die magnetische Aktivität der Sonne über mehrere tausend Jahre rekonstruieren.
Energiereiche kosmische Strahlung aus dem Weltall wird in der Heliosphäre durch den Sonnenwind und das solare Magnetfeld abgeschwächt und abgelenkt. Bei geringerer Sonnenaktivität kann mehr und energiereichere kosmische Strahlung das Erdmagnetfeld durchdringen und in die Erdatmosphäre gelangen. Dort führt sie zu Wechselwirkungen, bei denen in Kernreaktionen die Nuklide 14C und 10Be erzeugt werden. Dieser Prozess ist die Hauptquelle für die Produktion der beiden Nuklide.In den letzten Dekaden kam ein signifikanter menschlicher Einfluss hinzu, zum Beispiel aus Druckwasserreaktoren oder Atomwaffentests, siehe Kernwaffen-Effekt und
Die beiden so produzierten Radionuklide gelangen nach einem komplizierten Transportprozess in natürliche Klimaarchive: Das Kohlenstoff-Isotop 14C gelangt im Rahmen des Kohlenstoffkreislaufs in die Biosphäre – dort lässt es sich zum Beispiel mittels der Radiokohlenstoffmethode in Baumringen nachweisen – oder es wird im Meer abgelagert. Das Beryllium-Isotop 10Be lagert sich, sobald es sich in der Troposphäre befindet, innerhalb von ein bis zwei Wochen an Aerosole an oder wird durch Niederschläge auf die Erdoberfläche gebracht. Dort lässt es sich zum Beispiel in Eisbohrkernen der polaren Eisschilde nachweisen.
Aus den in Klimaarchiven gemessenen Nuklid-Konzentrationen lässt sich auf die solare Aktivität zurückschließen. Dabei sind Transportprozesse, klimatische Einflüsse auf den Transport, die Stärke des Erdmagnetfelds, andere Quellen der Nuklide und über sehr lange Zeiträume auch Änderungen der galaktischen kosmischen Strahlung zu berücksichtigen. Die Genauigkeit der Rekonstruktion liegt in der Größenordnung eines Jahrzehnts. Auf diese Weise aus 14C rekonstruierte Zeitreihen der Sonnenaktivität für das letzte Jahrtausend stimmen sehr gut mit Sonnenfleckenindizes überein, für 10Be etwas weniger gut.
Zyklen Schwabe-Zyklus (11 Jahre)
Der auffälligste Zyklus ist der etwa 11-jährige Schwabe-Zyklus nach Samuel Heinrich Schwabe. Aufeinanderfolgende Maxima der Sonnenfleckenrelativzahl folgen in diesem zeitlichen Abstand aufeinander.
Hale-Zyklus (22 Jahre)
Seit mit dem Zeeman-Effekt das solare Magnetfeld als Ursache der Sonnenflecken festgestellt wurde, lässt sich auch deren magnetische Polarität bestimmen. Auf einer Sonnenhemisphäre wechselt die magnetische Polarität der Flecken vom einen zum nächsten Zyklus. Dem 11-jährigen Zyklus liegt also ein doppelt so langer Zyklus zugrunde, der 22-jährige Hale-Zyklus.
Weitere Vermutungen Besonders durch die Erforschung der Klimageschichte wurden Regelmäßigkeiten erkannt und weitere Sonnenzyklen postuliert.Thomas M. Cronin: Paleoclimates: Understanding Climate Change Past and Present. Columbia University Press, New York 2013, S. 221.; Colin P. Summerhayes: Earth's Climate Evolution. John Wiley & Sons, 2015, S. 324ff.
Gleißberg-Zyklus (85 ± 15 Jahre): Der 80- bis 90-jährige Gleißberg-Zyklus wurde von Wolfgang Gleißberg entdeckt. Möglicherweise gibt es einen Zusammenhang mit dem jahrelang fleckenlosen Minimum um das Jahr 2008. Wolfgang Gleißberg hat eine Prognose-Methode entwickelt, die auf dem Vergleich mehrerer aufeinander folgender Zyklen beruht.Wolfgang Gleißberg: Die Häufigkeit der Sonnenflecken. Akademie-Verlag, Berlin 1953. Suess-Zyklus (180–210 Jahre), auch Zyklus-208a oder de Vries-Zyklus genannt. 1470-Jahreszyklus, möglicherweise verbunden mit den Bond- und Dansgaard-Oeschger-Ereignissen. Nach 1470 Jahren ist der 210er-Zyklus siebenmal und der 86,5er-Zyklus siebzehnmal abgelaufen.Holger Braun, Marcus Christl, Stefan Rahmstorf u. a.(2005): Possible solar origin of the 1,470-year glacial climate cycle demonstrated in a coupled model. In: Nature, Vol. 438, S. 208–211 doi:10.1038/nature04121 (PDF; 472 kB) Hallstatt- od. Bray-Zyklus (2400 ± 200 Jahre). Der Hallstatt- oder Bray-Zyklus wurde von diversen Wissenschaftlern nach Analyse von 14C und 10Be in Gestein und Eiskernen sowie Analyse von diversen Gletschervorstößen in den letzten Jahrtausenden postuliert.F. Steinhilber, u. a.(2012) "9,400 years of cosmic radiation and solar activity from ice cores and tree rings." Proceedings of the National Academy of Sciences, 109, 16, 5967–5971. Thompson, L. G. u. a.(2006) "Abrupt tropical climate change: Past and present." PNAS 103, 10536–10543.K. G. McCracken, u. a.(2013) “A phenomenological study of the cosmic ray variations over the past 9400 years, and their implications regarding solar activity and the solar dynamo.” Solar Physics 286.2: 609–627.Usoskin u. a., 2016, Solar Activity during the Holocene: the Hallstatt cycle and its consequence for grand minima and maxima, Astronomy and Astrophysics Die Ursache sind wahrscheinlich Schwankungen der Sonnenaktivität. Ein möglicher Zusammenhang mit einem 2318-jährigen Muster der Umlaufbahn großer Planeten in unserem Sonnensystem wurde 2016 postuliert.Nicola Scafetta, Milani, Bianchini, Ortolani, “On the astronomical origin of the Hallstatt oscillation found in radiocarbon and climate records throughout the Holocene,” Earth-Science Reviews, 162 (2016) 24–43.
Strahlungsspektrum und Ursprung Seit einigen Jahrzehnten stellt die Sonnenforschung fest, dass Sonnenaktivität in anderen Bereichen des Spektrums noch stärker messbar ist, beispielsweise wird der solare Radioflux als Aktivitätsindikator herangezogen. Auch die Polarlichter hängen damit zusammen.
Die Strahlungsenergie der Sonne stammt aus Kernfusion von Wasserstoff zu Helium im Kern der Sonne und gelangt durch Teilchen (Neutrinos), Strahlungstransport und Konvektion nach außen. Durch Wechselwirkungen entsteht ein breites Strahlungsspektrum von Gammastrahlung über UV bis in den Radiowellenbereich. Dabei gibt es groß- und kleinräumige Temperaturunterschiede, Gasausbrüche und vereinzelte Strahlungsstürme im Röntgen-, UV- und Radiowellenbereich.
Heiße Gaswolken, Flares und Polarlichter Starke Magnetfelder bei großen Sonnenflecken (Typ E, Typ F) können Wolken heißen Gases aus den Außenschichten der Sonne ins All schleudern. Diese Gaswolken sind elektrisch geladen und stören daher das Erdmagnetfeld, wenn sie nach einigen Tagen bei der Erde ankommen.
Flares sind plötzliche Strahlungsausbrüche in den äußeren Schichten, die einige Minuten bis Stunden dauern. Dabei wird verstärkte Gammastrahlung, UV- und Radiostrahlung beobachtet. Auch energiereiche atomare Partikel (Elektronen, Protonen, Heliumkerne) können emittiert werden.
Ein geomagnetischer Sturm bleibt meist unbemerkt. Schwere Stürme können aber Satelliten, elektrische Anlagen oder Funkverbindungen stören, was in den vergangenen Jahren mehrmals vorkam. Während die erhöhte Strahlenbelastung während eines magnetischen Sturms auf der Erdoberfläche ungefährlich ist, kann sie jedoch in der Raumfahrt und auf manchen Langstreckenflügen gefährlich sein.