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Die Sonne sendet ständig Strahlung und geladene Teilchen in den Weltraum. Diesen stetigen Teilchenstrom bezeichnet man als Sonnenwind. Von einer Sonneneruption spricht man, wenn dieser Strom für kurze Zeit und in einem begrenzten Gebiet deutlich stärker ist als sonst. Die Strahlung und die Teilchen, die bei einer Sonneneruption entstehen, bewegen sich durchs All und können auch auf die Erde treffen. Die Folgephänomene, die dort in Gang gesetzt werden, bezeichnet man als Sonnensturm.

Ausgangspunkt für Sonneneruptionen sind Gebiete hoher magnetischer Feldstärke in den äußersten Schichten der Sonne, der so genannten Chromosphäre und der so genannten Korona. Normalerweise sind die magnetischen Feldlinien dort bogenförmig geschlossen und schließen das heiße Sonnenplasma – also Protonen, Elektronen und weitere elektrisch geladene Atome – ein. Es kann jedoch geschehen, dass die Feldlinien aufbrechen und eine Plasmawolke eruptiv ins All entweicht. Ein solches Umordnen der Feldlinien führt in der Regel zu drei, klar unterscheidbaren Phänomenen, die in ihrer Gesamtheit eine Sonneneruption ausmachen:

Erste Auswirkung einer solchen Umordnung der Feldlinien sind hochenergetische Teilchen (vor allem Protonen), die mit Geschwindigkeiten von etwa zehn bis 20 Prozent der Lichtgeschwindigkeit die Sonne verlassen. Falls sie in Richtung der Erde ausgesendet werden, benötigen sie etwa eine Stunde, um diese zu erreichen.
Da die hochenergetischen Teilchen von ihrem Entstehungsort etwas oberhalb der Sonnenoberfläche zunächst in entgegengesetzten Richtungen ausgestoßen werden, trifft ein Teil auch die Sonne selbst. Dort werden sie abgebremst. Die Bewegungsenergie, die sie dabei verlieren, geben sie in Form von Röntgenstrahlung ab: Es kommt zu einem Röntgenblitz. Wissenschaftler sprechen von einem Flare. Da sich der Röntgenblitz mit Lichtgeschwindigkeit ausbreitet, erreicht er noch vor den hochenergetischen Teilchen, etwa acht Minuten nach der Sonneneruption die Erde. Von der Erde aus betrachtet, ist er somit das erste Anzeichen eines bevorstehenden Sonnensturms.
Die Plasmawolke, die ins All entweicht, bezeichnen Wissenschaftler als koronalen Massenausstoß(englisch: coronal mass ejection; Abkürzung: CME). Er besteht aus geladenen Teilchen: Elektronen, Protonen und weiteren Atomkernen. Die Plasmawolke bewegt sich mit Geschwindigkeiten von etwa 1000 Kilometern pro Sekunde durchs All und benötigt somit etwa ein bis zwei Tage, bevor es die Erde erreicht. Die Plasmawolke ist für viele der Auswirkungen, die bei einem Sonnensturm auf der Erde beobachtet werden können, verantwortlich (siehe Frage 4).
Obwohl die Masse einer solchen Plasmawolke der eines veritablen Bergrückens (etwa des Brockenmassivs im Harz) entsprechen kann, ist sie dünner verteilt als die Masse in einem Hochvakuum. Stünde man (in einer Art Gedankenexperiment) mitten in der Wolke, würde man sie nicht wahrnehmen.

Diese drei Phänomene treten oft gemeinsam auf. Es kann jedoch auch zu Flares kommen, die nicht von einem CME begleitet werden – und umgekehrt.

Sonneneruptionen können an fast jeder Stelle der Sonnenoberfläche (außer den Polen) entstehen. Von dort breiten sie sich zunächst vorwiegend in radialer Richtung ins All aus und beschreiben dann eine leichte Rechtskurve. (Dies hängt mit der Rotation der Sonne zusammen. Die Flugbahn des Wasserstrahls eines rotierenden Rasensprengers sieht ähnlich aus.) Da die Sonne etwa 200 Mal so groß ist wie die Erde und der Abstand zwischen beiden Körpern mit 150 Millionen Kilometern beträchtlich ist, füllt die Erde aus Sicht der Sonne nur einen recht kleinen Raumwinkel aus. Die Wahrscheinlichkeit, dass sich die Auswirkungen einer bestimmten Sonneneruption in Richtung der Erde ausbreiten und es dort zu einem Sonnensturm kommt, ist somit nicht sehr groß.
In der Vergangenheit kam es innerhalb eines jeweils elfjährigen Sonnenzyklus (siehe Frage 7 und 8) zu etwa zwei bis fünf schweren Stürmen auf der Erde. Schwächere Stürme treten häufiger auf.

Die Stärke eines Sonnensturms wird in drei Kategorien angegeben. Diese Kategorien sind nach den Auswirkungen, welche die verschiedenen Komponenten des Sonnensturms auf der Erde haben, benannt:

R: Radiostörungen (ausgelöst durch den Röntgenblitz)
S: Strahlungseffekte (ausgelöst durch die hochenergetischen Teilchen)
G: geomagnetische Effekte (ausgelöst durch die Plasmawolke)

Die Stärke wird in allen drei Kategorien in fünf Stufen eingeteilt. Dabei entspricht die Stufe 5 einem sehr starkem Effekt, die Stufe 1 einem schwachen.
Ein Sonnensturm, bei dem etwa mit heftigen geomagnetischen Effekten zu rechnen ist, wird als G5 klassifiziert.

Eine weitere Klassifizierung beschreibt allein die Stärke eines Flares in den fünf Kategorien A,B,C,M,X. Dabei bezeichnet A einen schwachen, X einen sehr starken Flare. Ausschlaggebend ist der maximale Röntgenfluss, der erreicht wird. Die Skala von A bis X ist (wie etwa auch die Richterskala für Erdbeben) logarithmisch. Ein Flare der Klasse B ist somit zehnmal so stark wie ein Flare der Klasse A. Eine zusätzliche Zahl, gibt eine (nicht-logarithmische) Feinabstufung der Stärke innerhalb einer Klasse an. Den schwächsten Flare innerhalb der Klasse M bezeichnet man mit “M1″, einen sehr starken mit “M9″. Ein M10-Flare entspricht einem X1-Flare. Bei Flares, deren Stärke X10 übersteigt, zählt man innerhalb der Klasse X einfach weiter. Der stärkste bis heute registrierte Flare trat am 4. November 2003 auf und wurde mit X28 klassifiziert.

Die Erde ist weitestgehend durch ihre Atmosphäre und ihr Magnetfeld vor Sonnenstürmen geschützt. Dieses führt eintreffende, geladene Teilchen in einem Abstand von etwa zehn Erdradien (70 000 Kilometern) um die Erde herum. Zusätzlich schirmt die Atmosphäre die Erdoberfläche ab. In großen Höhen und in den Polargebieten, wo die Feldlinien des Magnetfeldes stärker gegen die Erdoberfläche geneigt sind, ist dieser Schutz schwächer. Diese Regionen sind deshalb anfälliger für die Auswirkungen von Sonnenstürmen.

Polarlichter: Trifft die Plasmawolke auf das irdische Magnetfeld, wird dieses verformt. Dadurch werden elektrische Spannungen in der Atmosphäre induziert. Zudem werden die elektrisch geladenen Teilchen in der Magnetosphäre (dem Gebiet, das durch das Erdmagnetfeld geprägt wird) beschleunigt und können parallel zu den Feldlinien des Erdmagnetfeldes tiefer in die Erdatmosphäre eindringen. Dort stoßen sie auf das dichtere Atmosphärengas und regen – wie in einer Leuchtstoffröhre – einzelne Gasteilchen zum Leuchten an. Diese Leuchterscheinungen treten überwiegend in den Polargebieten auf. Starke Sonnenstürme können das Erdmagnetfeld jedoch so stark verformen, dass diese Prozesse auch in niedrigeren Breiten vorkommen und Polarlichter auch in Deutschland sichtbar werden.

Auswirkungen auf den Flugverkehr: Auch in einer typischen Reiseflughöhe von elf Kilometern sind Flugreisende weitestgehend durch das Magnetfeld der Erde vor einer deutlich erhöhten Strahlungsdosis geschützt. Da dieser Schutz in den Polarregionen schwächer ist und möglicherweise auch die Navigation beeinträchtigt ist, kann es sinnvoll sein, bei starken Sonnenstürmen Polarrouten vorsichtshalber zu meiden.

Auswirkungen auf Stromnetze: Auch in der Nähe des Erdbodens kann das Verformen des irdischen Magnetfeldes elektrische Feldstärken von mehreren Volt pro Kilometer induzieren. Zwar sind die Feldstärken deutlich geringer als solche, die etwa lokal bei einem Blitz auftreten. Da Stromleitungen zuweilen weite Strecken überbrücken, können sich in ihnen dadurch hohe Spannungen aufbauen und starke Ströme fließen. Diese können beispielsweise Transformatoren zerstören. Durch Folgefehler können weitere Teile des Stromnetzes ausfallen. Solche Effekte treten vor allem in hohen Breiten auf.

Auswirkungen auf Handynetze: Die Richtfunkstrecken der Handynetze sind kaum betroffen.

Auswirkungen auf Satelliten: Vor allem die hochenergetischen Teilchen eines Sonnensturms können die Funktionstüchtigkeit von Satelliten beeinträchtigen. Zum einen können die Teilchen die Sternensensoren blenden. Diese Sensoren machen bestimmte Sternbilder am Himmel aus und erlauben es dem Satelliten, sich gezielt auszurichten. Zum anderen können die Teilchen freie Ladungen in elektronischen Bauteilen des Bordcomputers erzeugen, so dass es zu Abstürzen der Software kommen kann. Dies lässt sich jedoch durch Ab- und Wiedereinschalten des Computers beheben. Die Solarzellen, welche den Satelliten mit Strom versorgen, und andere elektronische Bauteile können dauerhaft geschädigt werden. Die Solarzellen der Raumsonde SoHO der amerikanischen und europäischen Weltraumagenturen NASA und ESA etwa haben seit ihrem Start im Jahre 1995 durch Sonnenstürme etwa 25 Prozent ihrer Leistung eingebüßt. Zudem heizt die energiereiche Strahlung die äußersten Schichten der Erdatmosphäre auf. Als Folge dehnt sie sich aus – zum Teil bis zu den Umlaufbahnen einiger Satelliten. Diese werden durch den Wiedereintritt in die Atmosphäre abgebremst. Damit sie nicht abstürzen, muss gegengesteuert werden.

Auswirkungen auf Astronauten: Astronauten sind außerhalb der Erdatmosphäre und des Erdmagnetfeldes nicht vor den Auswirkungen eines Sonnensturms geschützt. Bei starken Sonnenstürmen ist die Strahlungsdosis selbst im Inneren einer Raumsonde hoch; bei Weltraumspaziergängen kann sie lebensgefährlich sein. Besonders bei möglichen, zukünftigen bemannten Weltraummissionen zum Mond oder zum Mars stellen Sonnenstürme eine ernste Gefahr dar.

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Abbildung 1: Diese heftige Sonneneruption beobachtete die Raumsonde Solar Dynamics Observatory am 31. Dezember 2012.
(Bild: NASA)