Den englischen Astronomen deutscher Herkunft Friedrich Wilhelm (William) Herschel (1738 bis 1822) brachten die Eigenheiten des Wetters auf der britischen Insel dazu, über einen möglichen Zusammenhang zwischen der Intensität der Sonnenstrahlung und der Temperatur auf der Erde nachzusinnen; und mangels einer Klimastatistik nahm er sich Weizenpreise vor. So bemerkte er schließlich 1801, daß deren Auf und Ab offenbar mit der Anzahl der Sonnenflecken korrelierte.

Doch dieses gleichsinnige Verhalten war nicht von Dauer. Die Wissenschaft verbuchte Herschels Spekulation denn auch lediglich als einen von zahlreichen Mythen über Beziehungen zwischen solarer Aktivität und irdischen Ereignissen.

Selbst als in den frühen achtziger Jahren dieses Jahrhunderts gleich drei Forschungssatelliten – Solar Maximum Mission, Nimbus-7 und Earth Radiation Budget – eine langsame Abnahme der solaren Strahlung registrierten, vermuteten die Astronomen zunächst noch, alle Instrumente seien fehlerhaft. Doch als die Meßwerte anschließend wieder im Gleichtakt stiegen, wurde deutlich, daß ein realer Effekt dahinterstecken mußte: Die Temperatur der Sonne und damit ihre Energieabstrahlung schwanken tatsächlich. Zudem erwies sich, daß dies mit der Anzahl der Sonnenflecken zusammenhängt.

In den letzten Jahren stellte ich (Baliunas) fest, daß auch andere Sterne ähnliche rhythmische Änderungen durchmachen. Solche Untersuchungen helfen die dynamischen Prozesse in diesen Glutbällen besser zu verstehen, die in ihrem Innern Wasserstoff zu Helium fusionieren und die freigesetzte Energie durch Strahlung und Konvektion nach außen transportieren. Zudem offenbaren sie einen deutlichen Zusammenhang zwischen den Flecken auf der Oberfläche von Sternen und deren Leuchtkraft und bestätigen so die Phänomene, die von der Sonne her bekannt sind. Aber noch immer sind sich die Astrophysiker über die Bedeutung des solaren Aktivitätszyklus und darüber, wie stark er das irdische Klima beeinflussen kann, nicht gänzlich im klaren.
Sonnenflecken

Die frühesten dokumentierten Sonnenfleckenbeobachtungen machten Chinesen mit bloßem Auge vor zwei Jahrtausenden. Nach Erfindung des Fernrohrs begannen europäische Naturforscher dieses Instrument zwischen 1609 und 1611 auch für die Untersuchung der Sonne zu nutzen, unter ihnen die Deutschen Johannes Fabricius (1587 bis um 1615) und Christoph Scheiner (1575 bis 1650), der Engländer Thomas Harriot (um 1560 bis 1621) sowie der Italiener Galileo Galilei (1564 bis 1642); Scheiner ermittelte aus der Lageänderung der Flecken einen Wert für die Umdrehungszeit der Sonne (Bild 2 links). Der deutsche Apotheker und Amateurastronom Heinrich Samuel Schwabe (1789 bis 1875) konnte nach 17jähriger Beobachtung 1843 zeigen, daß die Zahl der Sonnenflecken mit einer Periode von etwa zehn Jahren variiert. George Ellery Hale (1868 bis 1938) und seine Mitarbeiter am Mount-Wilson-Observatorium in Kalifornien erkannten schließlich durch spektroskopische Untersuchungen, daß von diesen dunklen Strukturen Magnetfelder mit Flußdichten von einigen Zehntel Tesla ausgehen; diese sind damit zehntausendfach stärker als das irdische Magnetfeld.

Die Flecken erscheinen nur deswegen dunkler als die übrige, 6000 Grad heiße Sonnenoberfläche, weil sie etwa 2000 Grad kühler sind. Könnte man sie isoliert gegen den dunklen Nachthimmel sehen, würde man sie als orangerot glühend wahrnehmen. Sie entstehen dort, wo starke Magnetfelder die Konvektionsströmung des aus geladenen Teilchen bestehenden Gases unterdrücken und so den Wärmetransport aus dem Inneren der Sonne zur Oberfläche verhindern. In ihrer Nähe finden sich oft Plages genannte helle Gebiete (nach französisch für Strand). Magnetfeldlinien gehen jeweils von einem Fleck auf der Sonnenoberfläche aus und treten in einem anderen wieder ein; dadurch verbinden sie die beiden Flecke zu einer bipolaren Gruppe (Bild 2 rechts). Sie ähnelt somit einem Stabmagneten, der ungefähr in Ost-West-Richtung orientiert ist.

Zu Beginn jedes tatsächlich etwa elfjährigen Zyklus erscheinen Flecken in beiden Hemisphären der Sonne zunächst bei etwa 40 Grad Breite; die später hinzukommenden treten dann immer näher am Äquator auf. Während des Fleckenminimums sind dort Bereiche mit intensivem Magnetismus, sogenannte aktive Gebiete, zu beobachten.

Auch die geographischen Pole der Sonne weisen ein Magnetfeld auf, allerdings ein relativ schwaches von nur etwa 10-4 Tesla. Dieses großräumige Feld hat wiederum ähnlich wie das eines Stabmagneten eine Dipolkonfiguration. Der in Rotationsrichtung der Sonne von West nach Ost vorangehende Fleck einer bipolaren Gruppe – also jener, den man zuerst am westlichen Sonnenrand auftauchen sieht – weist dieselbe Polarität auf wie der Pol der Hemisphäre, in der er sich befindet; der nachfolgende ist umgekehrt gepolt (Bild 4). Wie Hale und Seth B. Nicholson (1891 bis 1963) zudem 1925 erkannten, kehrt sich dieses Polaritätsmuster alle elf Jahre um, so daß ein vollständiger magnetischer Zyklus insgesamt 22 Jahre dauert.

Unser Zentralgestirn verhielt sich jedoch nicht immer so regelmäßig. Als 1667 die Pariser Sternwarte gegründet wurde, begannen die Astronomen dort, die Sonne systematisch zu beobachten. Die an mehr als 8000 Tagen in den folgenden 70 Jahren registrierten Fleckenzahlen sind vergleichsweise klein. Vor Entdeckung des Aktivitätszyklus erregte dieser an sich wichtige Befund aber nur geringe Aufmerksamkeit. Erst Rudolf Wolf (1816 bis 1893), Direktor der 1864 in Zürich eröffneten Eidgenössischen Sternwarte, begann die Aufzeichnungen zu überprüfen. Obgleich er das Nachlassen der Fleckenaktivität im 17. Jahrhundert bestätigen konnte, wurden seine Ergebnisse mit dem Argument kritisiert, daß er nicht alle verfügbaren Dokumente verwendet habe. (Wolf hat des weiteren ein internationales Programm zur Sonnenbeobachtung aufgebaut und ein standardisiertes Verfahren zur Bestimmung der sogenannten Sonnenflecken-Relativzahl eingeführt.) Im Jahre 1890 berichtete der britische Astronom Edward Walter Maunder (1851 bis 1928) – wie bereits zuvor sein in Potsdam arbeitender Fachkollege Gustav F. W. Spörer (1822 bis 1895) –, daß mit der Sonnenflecken-Anomalie des 17. Jahrhunderts die als Kleine Eiszeit bezeichnete ungewöhnliche Kälteperiode in Europa genau zusammengefallen war. Diese erstaunliche Beobachtung blieb wiederum jahrzehntelang unbeachtet; viele Wissenschaftler bezweifelten einfach, daß Sonnenflecken früher korrekt gezählt worden seien. Erst 1976 eröffnete John A. Eddy von der amerikanischen Universitätsgesellschaft für Atmosphärenforschung in Boulder (Colorado) die Debatte erneut; zehn Jahre später überprüften eine von uns (Nesme-Ribes) und ihre Mitarbeiter die Aufzeichnungen der Pariser Sternwarte abermals und bestätigten die Richtigkeit dessen, was nun als Maunder-Minimum bekannt ist (Bild 3).

Eddy bemerkte auch, daß die in den Jahrringen von Bäumen gespeicherte Menge von Kohlenstoff-14 während des Ausbleibens von Sonnenflecken angestiegen war. Dieses radioaktive Element bildet sich in der oberen Atmosphäre aus Stickstoff, der von hochenergetischen Partikeln der kosmischen Strahlung getroffen wird. Eddys Resultate legten nahe, daß bei starkem Sonnenwind – einem unablässig von der Sonne ausgehenden Strom geladener Teilchen – die Erde von kosmischen Strahlen teilweise abgeschirmt wird, so daß weniger Kohlenstoff-14 entsteht. Ein Überschuß dieses Isotops wies somit im Umkehrschluß auf eine geringere magnetische Aktivität der Sonne während der Kleinen Eiszeit hin – ein weiteres Indiz für das Maunder-Minimum.

Das Pariser Archiv enthüllte noch etwas Ungewöhnliches: Zwischen 1661 und 1705 befanden sich die wenigen gesichteten Sonnenflecken in der Regel auf der südlichen Hemisphäre unseres Zentralgestirns. Sie bewegten sich zudem langsamer über die Sonnenoberfläche als die heutigen. Erst zu Beginn des 18. Jahrhunderts nahm die Sonne ihr gegenwärtiges Erscheinungsbild an, bei dem die Flecken auf beiden Hemisphären etwa gleich häufig vorkommen.


Die Dynamomaschine

Die magnetische Aktivität der Sonne wird offenbar durch Vorgänge in der Konvektionszone hervorgerufen, jener äußeren, 200000 Kilometer mächtigen Schicht, in der aufsteigende heiße Gase die im Kern erzeugte Energie auswärts transportieren. In dieser Zone bilden sich heftige Wirbel unterschiedlichster Größe. Die bekanntesten sind die Granulen, konvektive Zellen, die der Sonnenoberfläche ihr körniges Aussehen geben; sie haben Durchmesser von etwa tausend Kilometern und bleiben einige Minuten lang bestehen. Es gibt zudem Supergranulen mit Durchmessern von 30000 bis 50000 Kilometern und sogar noch größere Konvektionsgebiete. Infolge der Rotation der Sonne und der davon verursachten Coriolis-Kraft drehen sich diese Wirbel (von außen gesehen) in der nördlichen Hemisphäre gegen den und in der südlichen im Uhrzeigersinn – genau wie Tiefdruckgebiete (Zyklone) in der Erdatmosphäre.

Ob auch unterhalb der Sonnenoberfläche vergleichbare Zyklone existieren ist nicht bekannt. Sehr viel tiefer geht die Konvektionszone in den Bereich über, in dem die Energie durch Strahlung auswärts diffundiert. Der Kern, sozusagen der Fusionsreaktor, scheint eher als starre Kugel und zudem langsamer zu rotieren als die Oberfläche (Bild 5).

Die Entstehung des solaren Magnetfeldes beschrieb Eugene N. Parker von der Universität Chicago (Illinois) 1955 als erster. Wasserstoff und Helium liegen infolge der hohen Temperatur (13 Millionen Grad am Rand des Kerns, 6000 an der Oberfläche) in ionisierter Form – als Plasma – vor, das heißt, die Atomkerne und Elektronen sind getrennt. Die Bewegung dieser geladenen Teilchen erzeugt magnetische Felder. Deren Feldlinien sind stets geschlossene Schleifen, und ihre Dichte (die Anzahl in einem bestimmten Querschnitt) gibt die Intensität des Magnetfeldes an. Wegen der guten elektrischen Leitfähigkeit des Plasmas sind die Feldlinien sozusagen darin eingefroren, so daß sie dessen Bewegung folgen müssen. Könnten sich die Feldlinien statt dessen frei durch das Plasma bewegen, induzierten sie einen immensen elektrischen Strom, der viel der im Kern freigesetzten Energie verbrauchen würde.

Durch die Strömung des Plasmas werden die Feldlinien zu Schläuchen verdreht und aufgewickelt. Darin eingeschlossene Felder entgegengesetzter Polarität heben einander zum Teil auf. Doch die Sonnenrotation löst solche Knoten wieder, so daß ein allgemeines magnetisches Feld entstehen kann.

Zwei Faktoren sind für diesen Dynamoprozeß maßgeblich: die konvektiven Zyklone und die differentielle Rotation der Sonne. Der englische Amateurastronom Richard C. Carrington (1826 bis 1875) fand heraus, daß Sonnenflecken in Äquatornähe sich um zwei Prozent schneller bewegen als solche in mittleren Breiten. Weil die Flecken mit dem Plasma mitgeführt werden, folgt daraus, daß die Sonnenoberfläche mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten rotiert. Ein Umlauf dauert am Äquator etwa 25, bei einer Breite von 45 Grad 28 Tage und noch länger in Nähe der Pole. Dies dürfte für die gesamte Konvektionszone gelten. Wie läuft nun dieser Dynamo? Angenommen, das solare Magnetfeld sei anfangs das eines Dipols, bei dem die Feldlinien von Nord nach Süd orientiert sind. Durch die schnellere Rotation am Äquator werden sie dort in Bewegungsrichtung auseinandergezogen und somit in West-Ost-Richtung deformiert, bis sie schließlich parallel zum Äquator liegen. Wo sie dabei die Oberfläche durchstoßen, machen sie sich als Sonnenfleckenpaare bemerkbar (Bilder 1, 2 und 4).

Weil die Coriolis-Kraft die konvektiven Wirbel – die Zyklone – und damit auch die Sonnenflecken in ihrer Bewegung beeinflußt, weist auf der nördlichen Hemisphäre der nachfolgende Fleck einer bipolaren Gruppe eine etwas höhere Breite auf als der vorauseilende. Beim weiteren Strecken der Feldlinien in Äquatornähe während des Aktivitätszyklus entwirren diese sich schließlich und wandern polwärts. Der nachfolgende Fleck erreicht dabei den Pol als erster und kehrt dort seine Feldrichtung um. (Nach dem Sonnenfleckenmaximum hat der nachfolgende Fleck einer bipolaren Gruppe – wie eingangs erwähnt – die entgegengesetze Polarität wie der Pol der Hemisphäre, auf der er sich befindet.) Feldlinien, die ursprünglich weit von der Sonne weg in den Raum hinausreichten, können sich dadurch wieder zu geschlossenen Schleifen vereinigen, die der Sonnenwind davonträgt. Auf diese Weise kann das allgemeine Feld sich umdrehen und der Zyklus von neuem beginnen.

Allerdings scheint dieses einfache Konzept nicht im Einklang mit den neuesten Erkenntnissen der Helioseismologen zu stehen, die Schwingungen der Sonne untersuchen und daraus Informationen über ihren Aufbau gewinnen. Dem Modell zufolge müßte die Sonne im Inneren schneller als an der Oberfläche rotieren. Ergebnisse der Global Oscillation Network Group, eines internationalen Zusammenschlusses von Observatorien, zeigen jedoch, daß die Rotationsgeschwindigkeit in Nähe des Sonnenäquators mit zunehmender Tiefe abnimmt (Bild 5). Die Dynamotheorie muß also noch verfeinert werden.

Was geschah nun während des Maunder-Minimums? Um dies herauszufinden, nahmen zwei von uns (Nesme-Ribes und Sokoloff) an, das solare Magnetfeld weise zusätzlich zur Dipol- eine schwache Quadrupolkomponente auf. Diese ähnelt dem Feld zweier nebeneinander liegender Stabmagnete (Bild 4). Falls der Quadrupol mit einer geringfügig anderen Frequenz oszilliert als der Dipol, werden die Sonnenflecken auf der einen Hemisphäre etwas früher erzeugt als diejenigen auf der anderen. Genau das ist derzeit zu beobachten.

Auch in den letzten vier Jahrhunderten gab es einige Zyklen, während deren in der nördlichen und südlichen Hemisphäre unterschiedlich viele Flecken auftraten. Das Phänomen wiederholt sich etwa alle hundert Jahre und entspricht dem, was man aus der Wechselwirkung eines schwachen Quadrupols mit einem Dipol erwarten würde.

Was wäre aber, wenn beide Feldkomponenten ungefähr gleich stark sind? Durch die differentielle Rotation würde die entsprechende Anordnung der Feldlinien derart auseinandergezogen, daß diese sich in der einen Hemisphäre kompensierten, in der anderen jedoch nicht. Die wenigen entstehenden Sonnenflecken befänden sich also alle in einer Hemisphäre. Dies entspricht genau den Beobachtungen der Astronomen während des Maunder-Minimums im 17. Jahrhundert.

Die komplizierten Verhältnisse zwischen dem Dipol- und dem Quadrupolfeld kann man durch eine Größe ausdrücken, die Dynamozahl D. Sie ist das Produkt aus der Helizität, also der Spiralbewegung des Plasmas, und dem Geschwindigkeitsgradienten der Rotationsbewegung. Ist D sehr klein, tendieren die Feldlinien dazu, sich auszulöschen. Wird D jedoch größer, tritt zunächst das Quadrupol- und schließlich auch das Dipolfeld auf. Jenseits eines kritischen Wertes sind beide Feldkomponenten konstant. Nimmt D aber noch weiter zu, wird der Dynamoprozeß periodisch, ist also in regelmäßigem Wechsel stärker oder schwächer. Eben dies ist der Bereich, in dem sich die Sonne derzeit befindet.

Ein schwaches Quadrupolfeld, das in Phase mit dem Dipol schwingt, hat kurze, intensive Zyklen zur Folge. Ein etwas stärkeres, das nur wenig phasenverschoben zum Dipolfeld ist, verlängert und schwächt hingegen den Sonnenfleckenzyklus. Weit jenseits der kritischen Dynamozahl würde chaotisches Verhalten einsetzen.


Dynamische Sterne

Wie man inzwischen weiß, nimmt die Helligkeit der Sonne während eines Zyklus mit der magnetischen Aktivität zu: Die hellen Plages gleichen durch ihre stärkere Abstrahlung die Abschwächung durch die dunklen Flecken mehr als aus. (Vermutlich wird während der Helligkeitsschwankung ein Teil ihrer Gesamtenergie auch zeitweise in andere Energieformen – wie etwa kinetische, magnetische, thermische oder potentielle Energie – umgewandelt.) Während der vergangenen 16 Jahre, in denen Satelliten die Energieabstrahlung registrierten, variierte sie zwischen einer hellen, magnetisch aktiveren und einer schwächeren, ruhigeren Phase um etwa 0,1 Prozent.

Wie stark die Schwankungen über Dekaden hinweg sein können ist noch nicht bekannt. Dies muß man jedoch wissen, um den Einfluß der Variabilität auf die Erde bestimmen zu können. Hier hilft möglicherweise die Untersuchung von Fleckenzyklen anderer Sterne weiter.

Vorgänge auf der Oberfläche ferner Himmelskörper zu verfolgen ist freilich nicht einfach. Magnetfelder heizen jedoch die äußeren Schichten einer Sternatmosphäre auf, die ihre Energie wiederum bei bestimmten Wellenlängen abstrahlen. Bei der Sonne beispielsweise ist die Intensität der beiden violetten Calciumlinien (entsprechend Wellenlängen von 396,7 und 393,4 Nanometern) eng mit Stärke und Ausdehnung der Magnetfelder verknüpft. Veränderungen dieser Spektrallinien geben somit Hinweise auf den wechselnden Oberflächenmagnetismus eines Sterns.

Olin C. Wilson begann 1966 am Mount-Wilson-Observatorium damit, die magnetische Aktivität von etwa 100 Hauptreihensternen zu messen; das sind solche, die wie die Sonne Wasserstoff zu Helium verbrennen. (Sobald der Wasserstoffvorrat erschöpft ist, entwickeln sie sich zu Roten Riesen.) Durch Veränderungen ihrer violetten Calciumlinien zeigen viele dieser Himmelskörper deutlich magnetische Aktivität an. Stärke und Dauer der Fluktuationen variieren über weite Bereiche und hängen im wesentlichen vom Alter und der Masse eines Sterns ab.

Bei all diesen Sternen übersteigt die Dynamozahl den kritischen Wert, der zur Aufrechterhaltung magnetischer Felder erforderlich ist. Bei einem jungen Stern von etwa ein oder zwei Milliarden Jahren beträgt die Rotationsperiode zehn bis fünfzehn Tage. Der daraus folgende hohe Wert von D bedeutet, daß die magnetische Aktivität unregelmäßig schwankt; die Intervalle betragen mitunter noch nicht einmal zwei Jahre, und Zyklen sind kaum erkennbar. Doch mitunter wiederholen sich die Fluktuationsmuster mit Perioden zwischen zwei und zwanzig Jahren, die mit dem Alter der Sterne länger werden.

Mit zunehmendem Alter wiederum rotiert ein Stern immer langsamer, weil durch den magnetischen Wind Drehimpuls davongetragen wird – D wird also kleiner. Dann bildet sich ein gleichförmiger Dynamozyklus aus, der eine Periode von sechs bis sieben Jahren oder manchmal sogar zwei unabhängige Perioden aufweist. Bei noch älteren Sternen mit noch niedrigeren Werten von D beginnt eine der Perioden zu dominieren; ihre Dauer nimmt nach und nach von acht auf vierzehn Jahre zu. Außerdem treten dann gelegentlich Maunder-Minima auf. Nimmt die Rotation, wie bei den ältesten Sternen, noch weiter ab, sollten nach unserem Modell die Fluktuationen des Magnetfeldes irgendwann gänzlich aufhören. Unter den von Wilson untersuchten Sternen sind allerdings einige sehr alte, die noch immer Zyklen aufweisen – offenbar wird also ein gleichförmiger Dynamoprozeß nicht innerhalb der ungefähr zehn Milliarden Jahre erreicht, bevor ein Hauptreihenstern zum Roten Riesen wird. Um mehr über unsere Sonne herauszufinden, haben wir (Sallie Baliunas und ihre Mitarbeiter am Mount-Wilson-Observatorium und an der Staats-Universität von Tennessee in Nashville) von den Sternen aus Wilsons Beobachtungsprogramm nur solche ausgewählt, die ihr in Masse und Alter gleichen. Je nachdem, wie eng man dieses Kriterium faßt, gehören zu dieser Gruppe 20 bis 30 Sterne, die bis zu dreißig Jahre lang beobachtet worden sind. Die meisten weisen deutliche Zyklen auf, deren Amplitude und Periode denen unserer Sonne entsprechen. Etwa ein Viertel von ihnen sind offenbar in einem ruhigen Zustand, womöglich in einer dem Maunder-Minimum vergleichbaren Phase. Wenn diese Befunde repräsentativ sind, sollten sonnenähnliche Sterne also ein Viertel ihrer Existenz in relativer Ruhe verbringen.

Vor kurzem entdeckten wir einen Stern, HD3651, der sich im Übergang von einer zyklischen Phase zum Maunder-Minimum befindet. Etwa zwölf Jahre lang unterlag er periodischen Fluktuationen, doch diese hörten überraschend schnell fast gänzlich auf (Bild 6). Beobachtungen sonnenähnlicher Sterne über nur wenige Jahrzehnte liefern uns somit Einsichten darüber, wie sich die Aktivität unseres Zentralgestirns im Verlauf von Jahrhunderten ändert.

Die Helligkeit dieser Sterne kann ebenfalls mit ihrer magnetischen Aktivität verglichen werden. Im Jahre 1984 wurde am Lowell- und am Sacramento-Peak-Observatorium damit begonnen, einige Sterne aus Wilsons Beobachtungsprogramm präzise photometrisch zu untersuchen, und seit 1992 nutzen wir an der Staats-Universität von Tennessee und am Smithsonian Astrophysical Observatory dazu automatische Teleskope. Alle so beobachteten Sterne sind während des Aktivitätszyklus-Maximums am hellsten. Einige variieren so wenig wie unsere Sonne – etwa 0,1 Prozent im letzten Elf-Jahres-Zyklus; doch andere zeigten Veränderungen bis zu 0,6 Prozent in einem Zyklus. Es scheint also durchaus möglich, daß auch die Sonne zu weit größeren Schwankungen fähig ist.

Aus den jahrzehntelangen Beobachtungen ergibt sich alles in allem dieses Szenario: Ein sonnenähnlicher Stern weist anfangs eine relativ kurze Rotationsperiode von einigen Tagen und einen starken, unregelmäßig schwankenden Oberflächenmagnetismus auf. Damit einher gehen Helligkeitsvariationen von einigen Prozent. Dabei ist er jedoch während des Maximums seiner magnetischen Aktivität am wenigsten hell, vermutlich weil die dunklen Flecken so groß sind, daß sie und nicht die Plages dominieren. Mit zunehmendem Alter rotiert er langsamer, und die magnetische Aktivität läßt nach; dann können Maunder-Minima auftreten. In dieser Phase ist auch die Leuchtkraft während des Fleckenmaximums am größten, wobei die Schwankungen während eines Zyklus ein Prozent oder weniger betragen.


Einflüsse auf die Erde

Die Resultate der Flecken-Untersuchungen weisen auf Helligkeitsschwankungen von mindestens 0,4 Prozent zwischen einer zyklischen Phase und einem Maunder-Minimum hin. Dieser Wert entspricht einer Abnahme der solaren Energieeinstrahlung auf die obere Erdatmosphäre – die im Mittel 1370 Watt pro Quadratmeter beträgt – um ein Watt pro Quadratmeter. Simulationen am Laboratorium für dynamische Meteorologie in Paris und andernorts ergaben, daß dadurch die mittlere Temperatur der Erde um ein bis zwei Grad Celsius absinken könnte, sofern der Effekt mehrere Jahrzehnte anhält. Dies reichte aus, um die Abkühlung während des Maunder-Minimums zu erklären.

Die von den Menschen erzeugten sogenannten Treibhausgase haben die gegenteilige Wirkung: Indem sie Wärme zurückhalten, die normalerweise in den Weltraum abgestrahlt würde, heizen sie die Atmosphäre auf – entsprechend einer Energiezufuhr von zwei Watt pro Quadratmeter. Schwankungen der Sonneneinstrahlung während der letzten Jahrhunderte haben jedoch nicht mehr als vielleicht 0,5 bis ein Watt pro Quadratmeter betragen. Sollte die Sonne allein durch die Änderung der direkten Einstrahlung das irdische Klima merklich verändern, hätten also die Treibhausgase bereits jetzt einen stärkeren Effekt und würden jegliche Korrelation mit der Sonnenaktivität verwischen.

Eine Verbindung zwischen Klimageschehen und Sonnenfleckenanzahl scheint jedoch weiter zu bestehen. Beispielsweise korreliert die Länge des Fleckenzyklus während der letzten 100 Jahre eng mit den mittleren Temperaturen auf der Erde. Radiokohlenstoff-Messungen in Jahresringen von Bäumen haben nachgewiesen, daß sechs von sieben Minima des solaren Magnetismus in den letzten 5000 bis 6000 Jahren mit kühleren Klimaphasen zusammenfielen. Des weiteren korreliert der Sonnenfleckenzyklus aus bislang ungeklärten Gründen mit stratosphärischen Windmustern. Aus alledem ist zu vermuten, daß die Sonne das irdische Klima auch auf indirekte Weise zu beeinflussen vermag.

Variationen in der ultravioletten Strahlung könnten beispielsweise den Ozongehalt der oberen Atmosphäre und auch ihre Dynamik verändern. Neuere Simulationen legen zudem nahe, daß Winde in der unteren Stratosphäre Änderungen der solaren Einstrahlung an die darunterliegende Troposphäre weiterleiten, so daß sie sich ohne weitere vermittelnde Prozesse auf das Wettersystem auswirken. Derartige Vorgänge werden derzeit intensiv diskutiert. Mit Kenntnis der tatsächlichen Mechanismen, welche die Sonne auf der Erde unterhält, würde man auch die Einflüsse des Menschen auf das Klima genauer einschätzen können.

Literaturhinweise

- Die veränderliche Sonne. Von Peter V. Foukal in: Spektrum der Wissenschaft, April 1990, Seiten 66 bis 75.

– Guide to the Sun. Von Kenneth J. H. Phillips. Cambridge University Press, 1992.

– Explorer of the Universe. A Biography of George Ellery Hale. Von Helen Wright. American Institute of Physics Press, 1994.

– Sun, Earth and Sky. Von Kenneth R. Lang. Springer, Heidelberg 1995.

– Die Sonne. Aus der Perspektive der Erde. Von Herbert Friedman. Spektrum-Bibliothek, Band 13. Spektrum der Wissenschaft, Heidelberg 1987.


Aus: Spektrum der Wissenschaft 10 / 1996, Seite 48
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