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Originalveröffentlichung

A.I. Shapiro, S.K. Solanki, N.A. Krivova, R.H. Cameron, K.L. Yeo, W.K. Schmutz:
Nature of solar brightness variations,
Nature Astronomy, 21. August 2017

Wechselnder Sonnenschein

Warum schwankt die Helligkeit unserer Sonne? MPS-Forscher liefern erstmals eine umfassende Erklärung.  

21. August 2017

Für die Helligkeitsschwankungen der Sonne sind allein zwei Phänomene unseres Sterns verantwortlich: die Magnetfelder an seiner sichtbaren Oberfläche und gewaltige Plasmaströme, die aus dem Innern emporbrodeln. Zu diesem Ergebnis kommen Forscher unter Leitung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in ihrer jüngsten Veröffentlichung, die heute im Fachjournal Nature Astronomy erscheint. Den Wissenschaftlern gelingt es erstmals, Helligkeitsschwankungen auf allen bisher beobachteten Zeitskalen zu rekonstruieren: von solchen, die sich innerhalb von Minuten abspielen, bis hin zu solchen, die Jahrzehnte überspannen. Die neuen Erkenntnisse sind nicht nur für die Klimaforschung wichtig, sondern lassen sich auch auf ferne Sterne übertragen ? und könnten in Zukunft die Suche nach Exoplaneten erleichtern.

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 ist in erster Linie für Helligkeitsschwankungen verantwortlich, die sich innerhalb von weniger als fünf Stunden vollziehen. <br />Dieses Bild der Granulation wurde 2009 mit Hilfe des Instrumentes IMaX des ballongetragenen Sonnenobservatoriums Sunrise aufgenommen. <br /><br /> Bild vergrößern
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 ist in erster Linie für Helligkeitsschwankungen verantwortlich, die sich innerhalb von weniger als fünf Stunden vollziehen.
Dieses Bild der Granulation wurde 2009 mit Hilfe des Instrumentes IMaX des ballongetragenen Sonnenobservatoriums Sunrise aufgenommen.

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Zieht ein Exoplanet an seinem Zentralstern vorüber, verdunkelt sich dieser für kurze Zeit. Selbst aus einer Entfernung von Billionen von Kilometern können Weltraumteleskope diese Veränderung registrieren – und somit den Exoplaneten aufspüren. In der Theorie. In der Praxis ist dies komplizierter, denn wie die Helligkeit der Sonne, schwankt auch die Helligkeit vieler Sterne. Die Schwankungen können die Signale vorbeiziehender Exoplaneten überdecken. „Wenn man allerdings die Helligkeitsschwankungen, die dem Stern selbst zu eigen sind, genau kennt, lassen sich Exoplaneten mit hoher Genauigkeit aufspüren“, erklärt Dr. Alexander Shapiro vom MPS.

Einen ersten Schritt in diese Richtung gehen der Forscher und seine Kollegen in ihrer aktuellen Studie – mit einem genauen Blick auf einen besonderen Stern: unsere Sonne. Seit Beginn des Weltraumzeitalters vor fast 40 Jahren liefern zahlreiche Raumsonden detaillierte Messdaten aus vergleichsweise großer Nähe. Diese 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: Die Helligkeit unseres Sterns variiert auf sehr unterschiedlichen Zeitskalen. Einige Schwankungen vollziehen sich innerhalb weniger Minuten; andere, die sich etwa auf das langfristige Klimageschehen auf der Erde auswirken, lassen sich erst im Verlauf von Jahrzehnten aufspüren. 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 Sterns aufsteigen, abkühlen und wieder in die Tiefe sinken. Das aufsteigende, heiße Material leuchtet heller als Plasma, das sich an der Oberfläche bereits abgekühlt hat. Die Ströme erzeugen so ein charakteristisches, sich schnell veränderndes Muster aus hellen und dunklen Bereichen, die so genannte Granulation. Typische Strukturen darin sind einige hundert Kilometer groß. „Die Granulation ist in erster Linie für schnelle Helligkeitsschwankungen der Sonne, die sich innerhalb von weniger als fünf Stunden vollziehen, verantwortlich“, erklärt Koautorin Dr. Natalie Krivova vom MPS. 

Für langfristige Helligkeitsschwankungen der Sonne sind ihre veränderlichen Magnetfelder verantwortlich. An der Oberfläche der Sonne machen sie sich wie hier unter anderem durch dunkle Gebiete, so genannte Sonnenflecke, bemerkbar. <br /><br /> Bild vergrößern
Für langfristige Helligkeitsschwankungen der Sonne sind ihre veränderlichen Magnetfelder verantwortlich. An der Oberfläche der Sonne machen sie sich wie hier unter anderem durch dunkle Gebiete, so genannte Sonnenflecke, bemerkbar.

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Zum anderen spielen die veränderlichen Magnetfelder der Sonne eine entscheidende Rolle. An der sichtbaren Oberfläche unseres Sterns machen sie sich in Zeiten hoher Sonnenaktivität durch dunkle Gebiete, so genannte Sonnenflecken, und besonders hell leuchtende Bereiche, so genannte 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 verändert sich ihre Anzahl und Gestalt deutlich langsamer. Änderungen im Magnetfeld der Sonne sind deshalb für Helligkeitsschwankungen verantwortlich, 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 Prof. Dr. Sami K. Solanki, Direktor am MPS und Zweitautor der Studie. „Dies wird es uns erlauben, endlich auch die Helligkeitsschwankungen anderer Sterne zu modellieren.“

 
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