Am offensichtlichsten macht sich der Zyklus der solaren Aktivität in einer stark schwankenden Häufigkeit der Sonnenflecken bemerkbar. Je näher sich die Sonne am Maximum befindet, desto mehr Flecken entstehen. Gleichzeitig treten diese Flecken im Lauf des Zyklus jeweils bevorzugt in unterschiedlichen heliografischen Breiten auf: Wenn die Aktivität dem Minimum zustrebt, erscheinen die Flecken immer näher am Sonnenäquator.
Außerdem hat man festgestellt, dass Flecken meist in Paaren von entgegengesetzter Polarität auftreten. Die Polaritäten kehren sich innerhalb der Fleckengruppen alle elf Jahre um, was zum Hale-Magnetzyklus von 22 Jahren führt. Diese Phänomene sind auf irgendeine Weise mit dem globalen Magnetfeld der Sonne verknüpft. Doch dessen Entstehung verstehen wir immer noch nicht vollständig.
Rotation erzeugt komplexe Muster
Nach heutiger Vorstellung entspringt das Magnetfeld in der äußeren Schicht, wo besagte Konvektion am Werk ist. Hier steigt die Materie nicht nur auf und ab, sondern gerät durch die Rotation der Sonne in eine komplizierte Bewegung. Magnetfeldlinien sind an dieses heiße Gas gekoppelt und werden in der Strömung gedehnt und verdrillt.
Die interne Rotation des Sonnenplasmas variiert sowohl senkrecht zur Oberfläche als auch in der heliografischen Breite. Das spielt eine bedeutende Rolle in der Theorie des Sonnendynamos. Die ungleichförmige Rotation der Sonne „verschert“ die magnetischen Feldlinien und pumpt so Energie in das Magnetfeld hinein. Die Magnetfeldlinien speichern diese wie ein Gummiband, das gedehnt und verzwirbelt wird.
Ursache für Unkehrungen noch unbekannt
Bewegungen in Nord-Süd-Richtung gelten auch als eine der Ursachen für die Umkehr der Polarität des globalen Magnetfelds alle elf Jahre, doch liegt hier noch vieles im Dunkeln. Eines der Hauptziele der Helioseismologie besteht nun darin, diese inneren Gasbewegungen und ihre zeitlichen Schwankungen zu erfassen, um der Lösung des Rätsels um den Sonnenzyklus näher zu kommen.
Hier gelangen bereits einige bedeutende Fortschritte. So fand man heraus, dass in der Konvektionszone die Rotation mit der heliografischen Breite variiert: Am Äquator dreht sich die Sonnenmaterie in 25 Tagen einmal um die Achse, in hohen Breiten dauert es 35 Tage. Das war bereits von visuellen Beobachtungen der Sonnenoberfläche her bekannt. Der Kernbereich hingegen scheint als Gesamtheit wie ein starrer Körper mit einer Periode von etwa 27 Tagen zu rotieren; dieses Resultat weicht von früheren Modellen ab.
Das bedeutet aber, dass beim Übergang vom inneren Kernbereich zur Konvektionszone ein starker Bruch in der Rotation der Sonnenmaterie stattfindet. In dieser Übergangszone – auch Tachocline genannt – vermutet man den Sitz des Sonnendynamos.
Stand: 09.12.2005
