Koronaler Masseauswurf am 20. Juni 1989Filmaufnahme einer Sonneneruption vom 7. Juni 2011Verlauf einer SonneneruptionKoronaler Massenauswurf auf der Sonne am 31.August 2012Zeitraffer-Video der Sonne am selben Tag (Reale Dauer ca. 26Stunden)
Eine Sonneneruption (auch Flare oder chromosphärische Eruption) ist ein plötzliches, lokal begrenztes Aufleuchten in der Sonnenatmosphäre, das durch die explosive Freisetzung von in Magnetfeldern gespeicherter Energie verursacht wird. Flares sind die energiereichsten nichtstationären Ereignisse im Sonnensystem; große Ereignisse setzen Energien von bis zu 1032erg auf Zeitskalen von Minuten bis Stunden frei. Sie sind in einem breiten elektromagnetischen Spektrum nachweisbar, von Dezimeterwellen über Röntgenstrahlung bis hin zu Gammastrahlung oberhalb von 1GeV.
Flares entstehen bevorzugt in magnetisch komplexen aktiven Regionen, die durch Sonnenflecken und Sonnenfackeln gekennzeichnet sind. Ausgedehnte Ereignisse können von einem koronalen Massenauswurf (CME) begleitet sein, bei dem Millionen Tonnen Plasma mit Geschwindigkeiten von Hunderten bis Tausenden Kilometern pro Sekunde in den interplanetaren Raum geschleudert werden. Mit CMEs verbundene Teilchenströme – Protonen, Elektronen und schwerere Ionen – werden als Solar Energetic Particles (SEP) bezeichnet; sie können Energien weit oberhalb von 10MeV erreichen und entstehen teils an koronalen Schockfronten, die sich vor schnellen CMEs ausbilden. Die Terminologie variiert je nach Betrachtungsschwerpunkt: Flare bezeichnet primär das elektromagnetische Strahlungsereignis, während eruptive Protuberanz, koronaler Massenauswurf und Solar Particle Event (SPE) auf die damit verbundenen Massen- und Teilchenauswürfe verweisen.
Je nach Autor und Alter der Veröffentlichungen variieren die Abgrenzungen der Bezeichnungen.
Bei normaler Sonnenaktivität sind täglich etwa 5 bis 10 Flares zu beobachten.
Entstehung
Flares treten bevorzugt in aktiven Regionen auf, in denen starke, räumlich komplexe Magnetfelder aus der Konvektionszone durch die Photosphäre in die Korona aufsteigen. Die Sonnenkonvektion verdreht und schert dabei aufgestiegene Magnetfeldschläuche kontinuierlich, sodass sich freie magnetische Energie in der Korona ansammelt.
Der entscheidende Auslösemechanismus ist die magnetische Rekonnektion: Wenn Magnetfeldlinien entgegengesetzter Polarität in einer dünnen Stromdissipationsschicht (Current Sheet) aufeinandertreffen, brechen sie auf, verbinden sich neu und setzen dabei gespeicherte magnetische Energie schlagartig frei – als Plasmawärme, kinetische Energie und Beschleunigung geladener Teilchen. Die Rekonnektion kann durch verschiedene Instabilitäten ausgelöst werden, etwa wenn sich aufgestiegene, sich berührende Magnetfeldschleifen verwinden und ihre Feldlinien kurzschließen. Das dabei von der Schleife eingeschlossene Plasma wird beschleunigt und kann – bei hinreichend schwachem überliegenden Magnetfeld – als CME in den interplanetaren Raum entweichen.
Trotz jahrzehntelanger Forschung sind die genauen Bedingungen, unter denen die Rekonnektion einsetzt, und insbesondere die Mechanismen der Teilchenbeschleunigung auf relativistische Energien noch nicht vollständig verstanden.
Dauer
Flares durchlaufen charakteristischerweise zwei zeitlich aufeinanderfolgende Phasen: eine kurze impulsive Phase, in der die Energie explosiv freigesetzt wird und die Intensität in Röntgen- und Mikrowellenstrahlung steil ansteigt, sowie eine sich anschließende, längere graduelle Phase (englisch gradual phase), in der das aufgeheizte Koronaplasma langsam abkühlt und die Emission allmählich abklingt.
Die Gesamtdauer eines Flares ist proportional zur räumlichen Ausdehnung der eruptiven Region und stark von der Flare-Klasse abhängig. Eine statistische Auswertung von fast 50.000 GOES-Röntgenereignissen aus den Jahren 1976–2000 ergab, dass kleine Ereignisse (Klasse B und C) typischerweise wenige Minuten dauern, während große Ereignisse der Klassen M und X mittlere Dauern von 10 bis über 90 Minuten erreichen können. Das asymmetrische zeitliche Profil – schneller Anstieg, langsames Abklingen – ist ein charakteristisches Merkmal nahezu aller Flare-Klassen.
Gescheiterte Sonneneruptionen
Nicht jede Sonneneruption führt zu einem koronalen Massenauswurf (CME), der erfolgreich in den interplanetaren Raum entweicht. Ein erheblicher Anteil von Eruptionen scheitert: Die eruptive Struktur – zumeist ein magnetischer Flussschlauch (engl. flux rope) mit eingebetteter Protuberanz – wird zunächst beschleunigt, kann jedoch das magnetische Einschlussfeld der Sonne nicht überwinden und fällt auf die Sonnenoberfläche zurück.
Physikalischer Mechanismus
Der entscheidende Faktor für Erfolg oder Scheitern einer Eruption ist das Gleichgewicht zwischen den treibenden und den einschließenden Kräften. Als zentrales Kriterium gilt der sogenannte Torus-Instabilitäts-Mechanismus: Ein Flussschlauch bricht aus, wenn der sogenannte Decay-Index des überlagernden Magnetfeldes einen kritischen Schwellenwert überschreitet – das äußere Feld nimmt also mit der Höhe schnell genug ab, um den Auftrieb nicht mehr kompensieren zu können. Ist das überlagernde Feld hingegen stark genug (niedriger Decay-Index), bleibt die Eruption eingeschlossen.
Einen weiteren entscheidenden Prozess stellt die magnetische Rekonnektion dar. Während einer Eruption können zwei verschiedene Rekonnektionsprozesse gleichzeitig ablaufen, die gegensätzliche Auswirkungen auf den Flussschlauch haben:
Die Standard-Flare-Rekonnektion unterhalb des aufsteigenden Flussschlauchs (flare reconnection) erzeugt neuen magnetischen Fluss im Schlauch und wirkt eruptiv beschleunigend.
Die externe Rekonnektion findet dagegen seitlich am Flussschlauch mit dem überlagernden Magnetfeld statt. Sie entzieht dem Schlauch magnetischen Fluss und schwächt ihn. Bei hoher Rate überwiegt dieser Prozess und bremst die Eruption ab, bis das Filament und der Flussschlauch zum Stillstand kommen und scheitern.
Bedeutung für das Weltraumwetter und Sterne
Das Verständnis gescheiterter Eruptionen ist für die Weltraumwetter-Forschung von Belang, da sich aktive Sonnenregionen häufig durch starke Röntgenflares, aber eine auffallend geringe CME-Rate auszeichnen können. Zudem liefert das Phänomen wichtige Erkenntnisse für die Astrophysik anderer Sterne: Sonnenähnliche Sterne mit stärkerem überlagernden Magnetfeld – etwa junge oder aktive Sterne – neigen dazu, ihre Eruptionen häufiger einzuschließen, was die beobachtete geringe Häufigkeit stellarer CMEs erklären könnte.
Die Teilchen führen beim Eindringen in die Erdatmosphäre zu magnetischen Stürmen. Von Ionosphärenstürmen spricht man, wenn langsam in die Polarlichtzonen eindringende Partikel die bei Nacht sichtbaren Polarlichter bewirken und es durch stark fluktuierende elektrische Ströme zu erdmagnetischen Störungen kommt. Bei Protonenstürmen dringen die schnellen solaren Protonen in die Polarkappen, mitunter in mittleren Breiten bis zu Höhen von 30km, ein und erhöhen die Elektronendichte und Adsorption von Kurzwelle und UKW bis 300 MHz.
Größere Flares können bis zu 1‰ der Sonnenoberfläche einnehmen, was dem Zehnfachen der Erdoberfläche entspricht.
Flares werden logarithmisch nach ihrer Röntgenstrahlungsenergie in die Klassen A, B, C, M und X eingeteilt. Innerhalb einer Klasse wird die Intensität mit einem Wert zwischen1 und10 (1 eingeschlossen) festgelegt. Erreicht der Wert 10, so wird er der nächsten Klasse zugeteilt; in der KlasseX sind auch Werte größer als10 möglich. Die Einteilung ergibt sich aus dem Fluss der Röntgenstrahlung, die von der Sonne ausgeht, und zwar im Bereich von0,1 bis0,8nm (entspricht 1,55 bis 12,4keV).
Flare-Klassen in Abhängigkeit von der Intensität der Röntgenstrahlung
(1 µW = 10−6 W)
Klasse
Intensität [µW/m²]
X
00,00 … > 100
M
10,00 … < 100
C
01,00 … < 010
B
00,10 … < 001
A
00,01 … < 000,1
Rekorde
Die größte beobachtete Sonneneruption war das Carrington-Ereignis 1859. So große Eruptionen treten im Durchschnitt ungefähr alle 500 Jahre auf.
Die größte bisher gemessene Sonneneruption ereignete sich am 4.November 2003 mit einer Klassifizierung vonX45. Das entspricht 4500 µW/m².
Auf anderen Sternen wurden bereits Eruptionen beobachtet, die bis zu eine Million Mal stärker sind als die stärksten bekannten Sonneneruptionen, sogenannte Superflares. Es gilt als möglich, dass auch die Sonne zu Superflares fähig ist.
↑A. Veronig, M. Temmer, A. Hanslmeier, W. Otruba, M. Messerotti: Temporal aspects and frequency distributions of solar soft X-ray flares. In: Astronomy & Astrophysics. 382, 2002, S.1070–1080. doi:10.1051/0004-6361:20011694
123T. Gou, K. K. Reeves, P. R. Young et al.: Multi-viewpoint observation of a failed prominence eruption on the Sun. In: Nature Astronomy. 2026. doi:10.1038/s41550-026-02872-z
↑T. Török, B. Kliem: Confined and ejective eruptions of kink-unstable flux ropes. In: The Astrophysical Journal Letters. 630, 2005, L97–L100. doi:10.1086/462412
↑X. Sun et al.: Why Is the great solar active region 12192 flare-rich but CME-poor? In: The Astrophysical Journal Letters. 804, 2015, L28. doi:10.1088/2041-8205/804/2/L28
↑Y. Wang, J. Zhang: A comparative study between eruptive X-class flares associated with coronal mass ejections and confined X-class flares. In: The Astrophysical Journal. 665, 2007, S. 1428–1438. doi:10.1086/519765
↑J. D. Alvarado-Gómez et al.: Suppression of coronal mass ejections in active stars by an overlying large-scale magnetic field: a numerical study. In: The Astrophysical Journal. 862, 2018, S. 93. doi:10.3847/1538-4357/aacb7f
