EineSonneneruption ist ein Gebilde erhöhter Strahlung innerhalb derChromosphäre derSonne, das durchMagnetfeldenergie gespeist wird.

• AlsFlare oderchromosphärische Eruption bezeichnet man einfachePlasma-Magnetfeldbögen.
• Kommt es zu einer Reorganisation der Bögen, die zu einer Ablösung von Plasmaschläuchen führt, so beobachtet man einen erhöhten Masseausstoß. Bezeichnungen dafür sindkoronaler Massenauswurf (CME) oder aucheruptive Protuberanz, die damit verbundenen Teilchenströme, Protonenschauer, Solarkosmischer Strahlungsausbruch (englischSolar Cosmic Ray Event) oderSEP (englischSolar Energetic Particles). Die Teilchen eines koronalen Masseauswurfs wechselwirken mit demSonnenwind und deminterplanetaren Magnetfeld: Schnelle Teilchen werden auf die Geschwindigkeit des Sonnenwinds abgebremst, langsame beschleunigt. Es kommt zur Ausbildung einer breitenSchockfront, die für die Beschleunigung der Teilchen, insbesondereProtonen, auf Energien oberhalb von 10 MeV verantwortlich ist. Der Prozess der Beschleunigung heißtSPE (englischSolar Particle Event, auchSolar Proton Event).

Je nach Autor und Alter der Veröffentlichungen variieren die Abgrenzungen der Bezeichnungen.

Pro Tag sind bei normalerSonnenaktivität 5 bis 10 Flares zu beobachten.

Flares treten in Gebieten der Sonne auf, in denen sich auchSonnenflecken undSonnenfackeln zeigen.

Die Entstehung der Flares lässt sich aufelektromagnetische Vorgänge innerhalb der Sonne zurückführen. Die Sonne besteht aus einem Plasma aus negativen Elektronen und positiven Ionen, das in ihrer äußeren Zone durchKonvektionsströmungen in ständiger Bewegung gehalten wird. Die Elektronen besitzen aufgrund ihrer geringeren Masse eine höhere Geschwindigkeit als die Ionen; es fließt ein elektrischer Strom, der ein Magnetfeldinduziert. Teilweise wölben sich dabei Magnetfeldschläuche nach außen. Wenn sich diese Schleifen beim Verdrehen berühren, schließen sich die Magnetfeldlinien kurz und es kommt zu einerRekonnexion. Dies ist ein physikalisches Phänomen, bei dem sich die Struktur eines Magnetfeldes abrupt ändert und große Energiemengen freigesetzt werden. Vermutlich ist es für die Sonneneruption verantwortlich. Aufgrund der entgegengesetzten Orientierung des Magnetfeldes wird die Schleife mit dem eingeschlossenen Material fortkatapultiert.

Die Dauer der Flares istproportional zur Ausdehnung des Eruptionsgebiets. Die mittlere Lebensdauer liegt bei 10 bis 90 Minuten, wobei nach einem schnellen Anstieg derHelligkeit ein langsames Abklingen erfolgt.

EinAbsorptionsspektrum eines Flaregebiets zeigt typischerweise neben Wasserstoff auchHelium undCalcium. Die Gebiete senden verstärkt kurzwellige Strahlungen imultravioletten und im Röntgenbereich sowieProtonen,Elektronen undIonen aus. Auf der Erde bewirkt dies Störungen derIonosphäre mit entsprechenden Beeinträchtigungen desRadioverkehrs.

Die Teilchen führen beim Eindringen in dieErdatmosphäre zumagnetischen Stürmen. VonIonosphärenstürmen spricht man, wenn langsam in diePolarlichtzonen eindringende Partikel die bei Nacht sichtbaren Polarlichter bewirken und es durch stark fluktuierendeelektrische Ströme zu erdmagnetischen Störungen kommt. Bei Protonenstürmen dringen die schnellen solaren Protonen in diePolarkappen, mitunter in mittleren Breiten bis zu Höhen von 30 km, ein und erhöhen dieElektronendichte undAdsorption vonKurzwelle undUKW bis 300 MHz.

DerMögel-Dellinger-Effekt beschreibt den temporären Ausfall vonFunkverbindungen.

Größere Flares können bis zu 1 ‰ derSonnenoberfläche einnehmen, was dem Zehnfachen der Erdoberfläche entspricht.

Flares werdenlogarithmisch nach ihrerRöntgenstrahlungsenergie in die Klassen A, B, C, M und X eingeteilt. Innerhalb einer Klasse wird dieIntensität mit einem Wert zwischen 1 und 10 (1 eingeschlossen) festgelegt. Erreicht der Wert 10, so wird er der nächsten Klasse zugeteilt; in der Klasse X sind auch Werte größer als 10 möglich. Die Einteilung ergibt sich aus demFluss der Röntgenstrahlung, die von der Sonne ausgeht, und zwar im Bereich von 0,1 bis 0,8 nm (entspricht 1,55 bis 12,4 keV).

Die größte beobachtete Sonneneruption war dasCarrington-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 von X45.^[3] 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, sogenannteSuperflares. Es gilt als möglich, dass auch die Sonne zu Superflares fähig ist.

Man beobachtet sie inSpektroheliogrammen desWasserstoffs und am Rand derSonnenscheibe als Ausbuchtung der Chromosphäre in dieKorona, meist in Verbindung mit Masseauswürfen.

• Natchimuthukonar Gopalswamy:Solar eruptions and energetic particles. American Geophysical Union, Washington 2006,ISBN 978-0-87590-430-6.
• Jochen Greiner:Flares and flashes. Springer, Berlin 1995,ISBN 3-540-60057-4.
• Boris V. Somov:Physical processes in solar flares. Kluwer Acad. Publ., Dordrecht 1992,ISBN 0-7923-1261-9.

Commons: Sonneneruptionen – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

• Aktuelles Solarwetter
• aktuelle Karten für Solarevents
• Solar Flares: What Does It Take to Be X-Class? nasa.gov, (englisch)

• Was sind solare Flares? aus der Fernseh-Sendereihealpha-Centauri(ca. 15 Minuten). Erstmals ausgestrahlt am 31. Aug. 2005.
• Video der NASA zu solar flares

1. ↑Solar Flares nasa.gov (nicht mehr verfügbar)
2. ↑The Classification of X-ray Solar Flares spaceweather.com, abgerufen am 3. Juli 2012
3. ↑Biggest ever solar flare was even bigger than thought. spaceref.com, 15. März 2004, abgerufen am 16. Dezember 2023. 

• Sonne

• Wikipedia:Artikel mit Video