Die Anzahl der Sonnenflecken variiert durchschnittlich in einem elfjährigen Zyklus. Warum es manchmal länger dauert, bis ein Aktivitätsminimum überwunden ist, haben Forscher um Dibyendu Nandy vom Indian Institute of Science Education and Research in Kolkata, Indien, nun in Computersimulationen gezeigt: Strömt das Plasma im Sonneninneren während eines Zyklus nicht gleichmäßig schnell gen Äquator, gibt es für ungewöhnlich lange Zeit keine Sonnenflecken – zumindest im Modell.
Magnetfeld der Sonne | Die Illustration stellt Magnetfelder im Innern der Sonne dar, wie sie nun von Wissenschaftlern im Computer simuliert wurden. Die Modelle belegen, dass ein tiefes Minimum der Sonnenaktivität auftritt, wenn der Magnetfeldgürtel von zwei aufeinander folgenden Zyklen (blau und rot gefärbte Bereiche auf der rechten Seite) durch veränderte meridionale Plasmaströmungen getrennt wird.
Im Hintergrund ist die Sonnenkorona in zwei unterschiedlichen Phasen der Sonnenaktivität zu sehen: rechts im Minimum und links in einem vergleichsweise aktiven Stadium. Sonnenflecken entstehen durch Magnetfelder, die aus der Tiefe aufsteigen und den konvektiven Energietransport von unten behindern.
In ihrem Computermodell stellten die Wissenschaftler den so genannten Dynamoprozess im Innern der Sonne nach, der die starken solaren Magnetfelder erzeugt. Steigen solche Magnetfelder aus den Tiefen auf, können sie Sonnenflecken erzeugen: Sie hindern die Hitze daran, nach oben zu steigen, wodurch sich die sichtbare Sonnenoberfläche lokal abkühlt und dunkler erscheint. Insgesamt spielten Nandy und sein Team 210 Sonnenfleckenzyklen durch, was 1860 Sonnenjahren entspricht. Dabei veränderten sie zufällig die Geschwindigkeit der Plasmazirkulation zwischen 15 und 30 Meter pro Sekunde. Ihren Berechnungen zufolge führt eine schnelle meridionale Strömung in der ersten Hälfte eines Zyklus, gefolgt von einer langsameren Strömung in der zweiten Hälfte, zu einem tiefen Sonnenfleckenminimum.
Mit ihrem Computermodell konnten die Forscher sogar die im 23. Zyklus beobachteten Eigenschaften reproduzieren. Dieser begann im Jahr 1996 und erreichte das Aktivitätsmaximum im Jahr 2000, danach folgte ein außergewöhnlich langes Aktivitätsminimum, charakterisiert durch ein sehr schwaches Magnetfeld an den Polen und eine überdurchschnittlich lange Periode ohne Sonnenflecken. Ob das nun vorgestellte Modell tatsächlich die Bedingungen auf der Sonne wiedergibt, muss allerdings noch durch Beobachtungen bestätigt werden.
Dass die meridionale Zirkulation des Plasmas sowohl während eines als auch zwischen verschiedenen Zyklen variiert, konnte dagegen bereits nachgewiesen werden. Allerdings bilden diese Daten nur die oberen zehn Prozent der Sonne und nicht die gesamte Konvektionszone ab wie die nun durchgeführten Simulationen. Im März 2010 hatten Daten des Sonnensatelliten Soho beispielsweise erstmals den Verlauf von Plasmaströmungen auf der Sonnenoberfläche gezeigt. Die gemessene, unüblich hohe Geschwindigkeit brachten die Wissenschaftler bereits damals mit der außergewöhnlichen Länge eines Aktivitätsminimums in Zusammenhang. (mp)
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