Die Bedeutung der Sonne für das Leben auf der Erde muss man nicht extra hervorheben. Wir werden aber nicht nur von ihrem Licht und ihrer Wärme beeinflusst, sondern auch vom solaren Magnetfeld. Dieses ist sehr viel komplexer als das der Erde und kann deutlich höhere Feldstärken erreichen.

Das Magnetfeld der Sonne verändert sich ständig, was unterschiedliche Folgen mit sich bringt. Diese fassen wir allgemein als »Sonnenaktivität« zusammen: Elektromagnetische Entladungen schleudern solares Plasma mit hohen Geschwindigkeiten durchs All, was auf der Erde für Polarlichter sorgt, aber auch Kommunikations- und Elektrizitätsnetze stören, Satelliten ausfallen lassen oder Menschen in Raumfahrzeugen in Gefahr bringen kann.

Wir beobachten die Sonnenaktivität seit über 200 Jahren und erforschen ihre Auswirkungen – aber wir haben immer noch nicht vollständig verstanden, wie und vor allem wo das Magnetfeld der Sonne entsteht.

Vielleicht ist die Antwort darauf in dieser Formel versteckt:

Sie geht auf den englischen Astronomen Richard Carrington zurück, der sich im 19. Jahrhundert intensiv mit der Sonne beschäftigt hat. Mit seiner Beobachtung der Sonnenflecken konnte Carrington zum Beispiel die Rotation der Sonne verfolgen und stellte fest, dass sie sich anders bewegt als die Erde. Unser Planet rotiert bekanntlich einmal pro Tag um seine Achse. Und weil er ein Festkörper ist, gilt das für jeden Punkt auf der Erdoberfläche.

Bei der Sonne ist das anders. Sie besteht aus heißem Plasma und rotiert differenziell. Das heißt: Wie schnell sich die Sonne um ihre Achse dreht, hängt von der heliografischen Breite Ψ ab. Am Äquator rotiert sie am schnellsten und braucht für eine Drehung knapp 25 Tage. In der Nähe der Pole sind es fast 31 Tage. Das lässt sich aus der Beobachtung von Sonnenflecken bestimmen.

Möchte man die Abhängigkeit der Rotationsgeschwindigkeit Ω von der heliografischen Breite Ψ aber mathematisch beschreiben, muss man auf eine empirische Formel wie die obige zurückgreifen. In der Praxis beschränkt man sich bei der unendlich langen Summe aber auf die ersten zwei oder drei Terme. Die zugehörigen Koeffizienten A, B und C werden dann aus Beobachtungsdaten bestimmt.

Wie die Rotation das Magnetfeld beeinflusst

Die differenzielle Rotation der Sonne hat unterschiedliche Auswirkungen auf das Magnetfeld. Da die Feldlinien der Bewegung des Plasmas folgen, werden sie vom Äquator ausgehend um die Sonne herumgewickelt – aus einem polaren Feld wird so im Laufe der Zeit ein toroidales. Die äußerst komplexe Dynamik des Sonnenplasmas sorgt nach einiger Zeit wieder für den Aufbau eines polaren Feldes; dazwischen ist die Sonnenaktivität aber stärker als sonst.

Deswegen schwankt die Aktivität der Sonne periodisch. Die differenzielle Rotation hat aber auch mit dem Ursprung des Magnetfeldes selbst zu tun. Das Innere der Sonne dreht sich nämlich wie ein Festkörper; die Abhängigkeit der Rotationsgeschwindigkeit von der Breite setzt erst weiter außen ein.

Diese Übergangsregion zwischen starrer und differenzieller Rotation wird »Tachocline« genannt und liegt bei circa 70 Prozent des Sonnenradius. Sie ist klar abgegrenzt und nur wenige Hundertstel des Sonnenradius breit. Die starke Scherung im Plasma und die damit verbundenen magnetohydrodynamischen Prozesse könnten als zentraler Mechanismus das solare Magnetfeld verstärken und organisieren.

Dieser Zusammenhang zwischen Tachocline und Magnetfeld wurde durch Beobachtungsdaten in einer Arbeit von Januar 2026 gestützt. Bis wir aber wirklich verstehen, was in den wirbelnden Massen des solaren Plasmas passiert, werden wir noch sehr viel mehr Beobachtungen anstellen und sehr viel komplexere mathematische Gleichungen entwickeln müssen.