Magnetfeld der Sonne

Die Sonne hat kein statisches Magnetfeld wie die Planeten, sondern ein sehr dynamisches. Die Magnetfeldlinien sind mit dem heißen Gas (Plasma) der solaren Atmosphäre physisch verbunden und rotieren daher mit dem Material. Nun erfolgt die Rotation der Sonnenoberfläche aber nicht überall gleich schnell (wie bei starren Körpern, z.B. der Erde), sondern die Sonnenoberfläche rotiert am Äquator schneller als an den Polen (differenzielle Rotation). Dadurch "überholen" die Magnetfeldlinien vom Äquator die anderen, die näher an den Polen gelegen sind und verdrillen sich immer mehr.

Der visuelle Effekt entsteht dadurch, dass an "Knoten" des Magnetfeldes das heiße Material von tiefen Sonnenschichten nicht mehr so gut an die Oberfläche kann und ein (scheinbar dunklerer) Fleck entsteht.

Im Sonnenfleck ist die Oberflächentemperatur nur ca. 4000-5000 K und damit 1000-2000 K kühler als die normale Oberflächentemperatur der Sonne von ca. 6000 K. Wenngleich diese Stelle also immer noch heiß (also hell) ist, so ist sie doch im Verhältnis zur Umgebung etwas kühler und mithin dunkler.

 

Etwa alle elf Jahre kollabiert das vielerorts verdrillte Magnetfeld der Sonne und alle Sonnenflecken verschwinden. Danach baut sich dann mit umgekehrter Polung wieder auf und das Spiel beginnt erneut. 

Das Magnetfeld eines Sonnenflecks lässt sich durch die Aufspaltung von Spektrallinien durch den Zeeman-Effekt messen. 

Zeeman-Effekt im Labor

Zeeman-Aufspaltung der Fe-Linien der Sonne (gemessen am Einsteinturm in Potsdam)