- Koronales Loch
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In den Bereichen A sind die Feldlinien geschlossen und halten das Plasma der Korona fest. Im Bereich B reichen sie in den Raum hinaus, das Plasma kann längst der Feldlinien entweichen. Der Bereich B ist ein sogenanntes koronales Loch.
Ein koronales Loch ist ein Bereich der Sonnenkorona, der eine niedrigere Temperatur und Dichte als seine Umgebung aufweist. Typischerweise ist die Dichte ca. um den Faktor 100 reduziert.[1] Koronale Löcher manifestieren sich als dunklere Bereiche auf Satellitenaufnahmen im Röntgenstrahlenbereich.
Ihr Auftreten ist während des Abklingens und im Minimum des Sonnenfleckenzyklus häufiger und stellt den Hauptfaktor für die Beeinflussung der Ionosphäre und des Magnetfelds der Erde in dieser Zeit dar.[2] Das räumliche Auftreten ist in der Zeit des Sonnenfleckenminimums zumeist auf die Polregionen beschränkt, im Maximum können sich koronale Löcher jedoch an allen Breitengraden bilden.[1]
Entstehungsursache
Im Normalfall sind die Magnetfeldlinien im Äquatorialbereich der Sonne geschlossen und hindern somit das Plasma am freien Austreten in den interplanetaren Raum. Die Sonne weist jedoch ausgeprägte lokale Magnetfeldstrukturen auf, so dass es passieren kann, dass Bereiche gleicher magnetischer Polarität nah beieinander liegen und die Magnetfeldlinien weit in den Raum hinausreichen. Innerhalb des Magnetfeldbogens wird das Plasma festgehalten, jedoch kann es an den Bereichen außerhalb Bogens, dort wo die Magnetfeldlinien nahezu senkrecht auf die Sonne zurückfallen, ungehindert als sogenannter schneller Sonnenwind in den interplanetaren Raum austreten.
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Magnetfeldbögen und Austritt von schnellem Sonnenwind aus einem koronalen Loch.
Weblinks
- DX-Listeners' Club, Norway: Coronal hole history (Historie koronaler Löcher) [3]
Einzelnachweise
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