DIE „SELTENEN“ WEISSLICHT-FLARES DER SONNE SIND ÜBERALL

Sonneneruptionen (Flares) sind plötzliche Freisetzungen magnetischer Energie. Sie senden Strahlung, energiereiche Teilchen und Plasma aus, die das Weltraumwetter im ganzen Sonnensystem bestimmen. Eine besondere Klasse lässt sogar das sichtbare Licht der Sonne heller werden: Weißlicht-Flares. Den ersten dokumentierten sahen Carrington und Hodgson 1859 unabhängig voneinander.

Seitdem gelten sie als selten und extrem. Der größte Teil der Energie eines Flares wird hoch oben in der Korona freigesetzt, und es ist schwierig, genug davon nach unten zu transportieren, um die tiefen Schichten zu heizen, die sichtbares Licht aussenden. Frühe bodengebundene Studien zählten nur einige pro Jahr. Vor dem Solar Dynamics Observatory (SDO) der NASA waren nur etwa 150 Flares sicher als Weißlicht-Flares identifiziert; heute sind es einige Hundert, meist aus den größten Klassen X und M. Flares werden nach ihrer Röntgenhelligkeit in die Klassen B, C, M und X eingeteilt, von der schwächsten zur stärksten. Ein anderes Lager vertritt seit Langem das Gegenteil: Jeder Flare könnte in weißem Licht leuchten, und den Teleskopen fehlte schlicht die Empfindlichkeit, um es zu sehen.

Pixel für Pixel

Shuanghong Li, Yongliang Song und Kollegen von den Nationalen Astronomischen Observatorien Chinas und der China West Normal University wollten die Frage mit der HMI-Kamera von SDO klären, die die sichtbare Oberfläche der Sonne seit mehr als 15 Jahren alle 45 Sekunden fotografiert, mit Pixeln von etwa einer halben Bogensekunde (eine Bogensekunde ist ein winziger Winkel, 1/3600 Grad).

Ihre Methode ist bewusst einfach. Für jedes Pixel in einer Flare-Region verfolgen sie seine Helligkeit über die Zeit, ziehen den langsamen Hintergrund ab und suchen nach Pulsen. Hebt sich der stärkste Puls während des Flares von den Pulsen davor und danach um mindestens das Sechsfache ihrer Streuung ab, gilt das Pixel als leuchtend. Isolierte Pünktchen aus einem oder zwei Pixeln werden verworfen, um Treffer kosmischer Strahlung und verrauschte Pixel auszuschließen. Für jeden Flare gilt dieselbe Schwelle.

Sie wählten eine anspruchsvolle Stichprobe: 769 aktive Regionen – die magnetischen Gebiete rund um Sonnenflecken, in denen Flares ausbrechen –, ausgewählt unter den am wenigsten aktiven, die jeweils weniger als zehn Flares hervorbrachten, zwischen Januar 2011 und Mai 2025. Das ergab 1.951 Flares – 547 der Klasse B, der schwächsten Kategorie in der Stichprobe, 1.316 der Klasse C, 88 der Klasse M und überhaupt keine Riesen der Klasse X.

Jeder zweite Flare

1.012 der 1.951 Flares leuchteten in weißem Licht: 51,9 %. Der Anteil steigt mit der Größe des Flares: 36,9 % bei Klasse B, 55,9 % bei Klasse C und 85,2 % bei Klasse M. „Zum ersten Mal“, schreiben die Autoren, erweise sich Weißlichtemission selbst unter Flares der Klasse B als weit verbreitet.

Zwei Drittel der ruhigen Regionen (508 von 769) brachten mindestens einen Weißlicht-Flare hervor. Je mehr Flares eine Region erzeugte, desto wahrscheinlicher: 43,6 % der Regionen mit einem einzigen Flare, 68,1 % mit zwei, 76,5 % mit drei, 86,1 % mit vier und fast alle mit sechs oder mehr. Von Jahr zu Jahr folgte die Rate eng der Zahl der Sonnenflecken in den untersuchten Regionen (Korrelation r ≈ 0,85). Sie zeigte keine Vorliebe für bestimmte Breiten und folgte dem Sonnenzyklus: etwa 57 % der Flares in Zyklus 24, bisher 45 % in Zyklus 25.

Versteckt vor aller Augen

Warum wurden sie so lange übersehen? Die leuchtenden Flecken, die die Autoren Kerne nennen, sind winzig: meist unter 2 Quadratbogensekunden (etwa acht Kamerapixel), nie mehr als 5 Quadratbogensekunden. Sie dauern meist 6 bis 16 Minuten und machen die Oberfläche nur um 3 bis 20 % heller, typischerweise um 6 bis 9 % – genau im Bereich der 8-%-Schwelle, die viele frühere Studien für einen Nachweis ansetzten.

Vor allem liegen die meisten von ihnen außerhalb von Sonnenflecken, in der ruhigen Sonne: 91,4 % der Kerne bei Flares der Klasse B, 86,1 % bei Klasse C und immer noch 74,4 % bei Klasse M. Dort, vor einem ohnehin hellen Hintergrund, ist der Kontrast schwach und mit dem Auge schwer zu erkennen. Und wenn ein Flare mehrere Kerne hat, werden diese meist nicht gleichzeitig heller, sodass der Vergleich von nur zwei Momentaufnahmen einige davon verpasst. Kleine Flares haben meist einen einzigen Kern; Flares der Klasse M haben meist mehr als drei.

Was das Leuchten bestimmt

Die Helligkeit eines Kerns zeigt jedoch keinen Zusammenhang mit der Klasse des Flares, dem lokalen Magnetfeld oder der Größe des Kerns. Sie hängt damit zusammen, wie lange der Kern andauert und wie lange er zum Ansteigen braucht. Die Autoren vermuten, dass die magnetische Anordnung im Moment des Flares darüber entscheidet, wie effizient die tiefe Atmosphäre geheizt wird. Etwa die Hälfte der Kerne erreicht ihr Maximum zwischen zwei Wegmarken des Röntgensignals des Flares, was auf eine Mischung von Heizprozessen hindeutet.

Über die Sonne hinaus

Der Befund reicht über unseren Stern hinaus. Weißlicht-Flares der Sonne ähneln Flares auf anderen Sternen, und schwache Sternflares gehen im Licht des ganzen Sterns unter. Sterne, bei denen kein Flare beobachtet wurde, könnten nach Ansicht der Autoren ebenso aktiv sein wie die Sonne. Sie nennen auch ihre eigenen Grenzen: Alles, was kürzer als 45 Sekunden oder kleiner als eine halbe Bogensekunde ist, entgeht der Kamera, isolierte Pünktchen wurden verworfen, und die Stichprobe enthält überwiegend kleine Flares.

Die Studie erscheint, wie ihre Autoren anmerken, mehr als 170 Jahre nach Carringtons Beobachtung – und im Jahr seines 200. Geburtstags.