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Sonnenhelligkeit und Klima

Selbst relativ kleine Schwankungen in der Strahlungsintensität der Sonne könnten das Klima auf der Erde deutlich beeinflussen. Um das Ausmaß dieses Effektes in der jüngsten Vergangenheit abzuschätzen, haben wir den Verlauf der Sonnenhelligkeit seit 1874 rekonstruiert und mit bekannten Klimadaten verglichen.


Schon Galileo Galilei (1564 bis 1642) und seine Zeitgenossen bemerkten, daß auf der am Himmel sichtbaren Sonnenscheibe beständig dunklere Bereiche auftauchen und wieder verschwinden. Heute weiß man, daß die Oberfläche der Sonne einer brodelnden Suppe aus heißem Gas gleicht, das turbulent umgewälzt wird und dabei das solare Magnetfeld in Röhren konzentriert. Je nach Durchmesser erscheinen sie als dunkle Flecken oder helle Fackeln. Ihre Anzahl steigt und fällt innerhalb eines elfjährigen Zyklus.

Die Vermutung liegt nahe, daß diese magnetisch verursachten lokalen Helligkeitsänderungen die Strahlungsintensität der Sonne und damit das irdische Klima beeinflussen können. Darauf weist auch das zeitliche Zusammentreffen einstiger Kälteperioden mit Phasen ausgesprochen geringer Sonnenfleckenzahlen hin. So fällt die kleine Eiszeit in Europa während des 17. Jahrhunderts zeitlich mit dem sogenannten Maunder-Minimum zusammen, einer Phase stark verringerter solarer Aktivität, in der jahrzehntelang kaum Sonnenflecken auftraten.

Die durch Magnetfelder verursachten Helligkeitsschwankungen sind allerdings sehr klein und lassen sich wegen des störenden Effekts der Erdatmosphäre nicht vom Boden aus messen. Erst mit Satelliten konnten sie eindeutig nachgewiesen werden.



Beziehung zwischen Magnetismus und Leuchtkraft



Dabei zeigte sich, daß die schnell vergänglichen Flecken die kurzfristigen Schwankungen der Sonnenhelligkeit dominieren (Bild 1). Über die Zeitdauer eines elfjährigen Aktivitätszyklus überwiegen dagegen die hellen Fackeln und gleichen den verdunkelnden Einfluß der Flecken mehr als aus. Infolgedessen ist die Sonne während eines Aktivitätsmaximums insgesamt heller als während eines Minimums. Aber auch abseits der aktiven Gebiete ist sie nicht feldfrei, sondern mit einem durchgehenden Muster von kleinen magnetischen Röhren bedeckt. Diese Komponente des solaren Magnetfeldes, häufig etwas salopp "das Netzwerk" genannt, führt zu einer weiteren Aufhellung, die sich jedoch über einen Sonnenzyklus kaum ändert.

Seit 1978 wurde die Sonnenhelligkeit fast ununterbrochen durch Satelliten gemessen. Diese Zeitspanne ist allerdings noch zu kurz, um einen direkten Zusammenhang zwischen den Helligkeitsschwankungen und dem Erdklima herzustellen. Die meisten Klimaindikatoren lassen keine ausgeprägte elfjährige Periode erkennen. Eine Ausnahme bilden Temperatur und Winde in der hochgelegenen Stratosphäre, die einen klaren, wenn auch komplexen Zusammenhang mit dem Sonnenzyklus zeigen. Auch der Bewölkungsgrad scheint zu einem kleinen, aber signifikanten Grad von der Anzahl der Flecken abzuhängen.

In der bodennahen Troposphäre hingegen machen sich Schwankungen in der Helligkeit der Sonne über so kurze Zeiträume offenbar kaum bemerkbar. Könnten sie aber auf längere Sicht einen Einfluß auf das Klima haben? Um das festzustellen, muß man anhand von Modellen die Helligkeit der Sonne in der Vergangenheit nachzubilden suchen und mit bekannten Klimadaten vergleichen. Dabei kann man auf regelmäßige Aufzeichnungen von Sonnenflecken und -fackeln seit der zweiten Hälfte des letzten Jahrhunderts zurückgreifen. Diese historischen Meßreihen variieren allerdings in der Qualität. Insbesondere sind Angaben über Sonnenflecken verläßlicher als über die schwieriger zu beobachtenden Fackeln, die eine deutlich komplexere Struktur haben und sich nicht so scharf vom ruhigen Sonnenhintergrund abheben. Es ist deshalb wichtig, die Daten genau zu überprüfen und die Ungenauigkeiten so weit wie möglich zu reduzieren, indem man sich auf bekannte Eigenschaften der Fackeln stützt.

Ein gängiges Modell für den Verlauf der Sonnenhelligkeit über mehrere Jahrzehnte bis Jahrhunderte geht davon aus, daß die Beziehung zwischen solarem Magnetfeld und Strahlungsintensität, welche während der letzten zwei Zyklen seit 1978 gemessen wurde, konstant ist, und sich auch auf frühere Zeiten anwenden läßt. Außerdem wird angenommen, daß sich die solaren Helligkeitsschwankungen praktisch ausschließlich mit dem Auftreten und der Entwicklung magnetischer Strukuren auf der Sonnenoberfläche erklären lassen. Die Satellitenbeobachtungen scheinen dies für die letzten 20 Jahre zu bestätigen. Trotzdem läßt sich nicht ausschließen, daß über Zeiträume von mehr als zwei Jahrzehnten Variationen des Netzwerks oder möglicherweise auch Vorgänge, die nichts mit dem Oberflächenmagnetismus zu tun haben, eine wesentliche Rolle spielen.

Tatsächlich ergeben sich unter der Annahme, daß das Netzwerk immer gleich geblieben ist, nur relativ kleine Schwankungen der Sonnenhelligkeit. Danach wäre die Sonne im elfjährigen Mittel heute nicht einmal ein halbes Promille heller als während des Maunder-Minimums. Es gibt aber Hinweise darauf, daß ihre Leuchtkraft über längere Zeiträume wesentlich stärker schwanken könnte, als aktuelle Messungen vermuten lassen. Diese Indizien stammen vor al-lem aus Beobachtungen sonnenähnlicher Sterne, von denen viele deutlich weniger aktiv sind, als es die Sonne derzeit ist. Einige lassen sogar keinerlei magnetische Aktivitätszyklen erkennen. Sehr wahrscheinlich schwächt sich während dieser Ruhephase, die dem Maunder-Minimum bei der Sonne entspricht, das Netzwerk ab oder verschwindet sogar völlig. Zudem deuten die stellaren Beobachtungen darauf hin, daß solche ausgedehnten Minima nichts Außergewöhnliches sind und Sterne etwa ein Drittel ihrer Existenz in diesem Zustand verbringen. Zugleich lassen sie darauf schließen, daß die Helligkeit der Sonne während des Maunder-Minimums um mehrere Promille geringer war als heute.

Schwankungen der Sonnenhelligkeit in den letzten 120 Jahren



Wir haben ein Modell zur Rekonstruktion der Helligkeitsvariationen der Sonne entwickelt, das beide Effekte berücksichtigt – Variationen aufgrund magnetischer Aktivitätszyklen ebenso wie die geschilderten längerfristigen Trends, die sich aus stellaren Beobachtungen ergeben. Bei der Rekonstruktion der magnetischen Zyklen haben wir Flecken und Fackeln getrennt betrachtet. Der Einfluß der Flecken hängt in erster Linie von ihrer scheinbaren Größe auf der Sonnenscheibe ab. Um eine möglichst komplette und in sich konsistente Zeitreihe von Messungen der Fleckenflächen für die vergangenen 120 Jahre zu erhalten, haben wir die Daten von verschiedenen Observatorien kombiniert und miteinander abgeglichen. Danach berechneten wir den verdunkelnden Einfluß der Flecken in Promille der Gesamthelligkeit für jeden Tag.

Die Modellierung der durch Fackeln verursachten Helligkeitsschwankungen ist um einiges schwieriger. Da es für sie keine ähnlich zuverlässigen historischen Aufzeichnungen gibt, läßt sich ihr Einfluß nur indirekt bestimmen. Kurzfristig stimmt ihre Zahl relativ genau mit derjenigen der Sonnenflecken überein, da sie im allgemeinen mit diesen zusammen in aktiven Gebieten auftreten. Außerdem aber haben wir aus verschiedenen Meßreihen einen Indikator ermittelt, der ein Maß für den langfristigen Verlauf der Fackelflächen darstellt. Anschließend subtrahierten wir von den direkten Messungen der totalen Helligkeit während der letzten 20 Jahre den Einfluß der Flecken. Die verbleibenden Variationen sind dann auf die Fackeln und das Netzwerk zurückzuführen. Setzt man sie nun in Beziehung zu den Sonnenfleckenzahlen, kann der Einfluß der Fackeln (und des Netzwerks) auch für die letzten 120 Jahre rekonstruiert werden.

Stellare Beobachtungen zeigen einen linearen Zusammenhang sowohl zwischen der Stärke als auch der Länge der Zyklen und der Helligkeit. Um dies zu berücksichtigen, haben wir die längerfristigen Veränderungen der solaren Helligkeit anhand der Variationen in den Maxima wie in den Längen der elfjährigen Zyklen rekonstruiert. Indem wir beide Resultate – für die kurz- und längerfristigen Schwankungen – überlagerten, konnten wir schließlich den mutmaßlichen Verlauf der Sonnenhelligkeit seit 1874 ermitteln (Bild 2).

Das Ergebnis ist aufschlußreich. Demnach entwickelten sich Sonnenhelligkeit und Erdtemperatur erstaunlich übereinstimmend – zumindest bis Mitte der siebziger Jahre. Vor 1975 haben also Schwankungen der Sonnenhelligkeit anscheinend einen wesentlichen Beitrag zur Änderung des Erdklimas geleistet. Für die jüngste Vergangenheit ergibt sich dagegen ein deutlich anderes Bild. Obwohl die Helligkeit der Sonne nur noch langsam zugenommen hat, ging die Erwärmung der Erde in den letzten 20 Jahren unvermindert weiter. Das könnte Ausdruck natürlicher Klimavariationen sein; sehr viel wahrscheinlicher aber ist es die Folge des Treibhauseffekts, der sich durch anthropogene Emissionen von Gasen wie Kohlendioxid, die Wärmestrahlung an der Erdoberfläche zurückhalten, wesentlich verstärkt haben dürfte. Berechnungen von Atmosphärenphysikern zufolge wird der Einfluß der Treibhausgase in den kommenden Jahren und Jahrzehnten noch beträchtlich zunehmen – aber auch die Sonne sollte bei der Bewertung des Klimageschehens nicht außer acht gelassen werden.


Aus: Spektrum der Wissenschaft 9 / 1998, Seite 26
© Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH
9 / 1998

Dieser Artikel ist enthalten in Spektrum der Wissenschaft 9 / 1998

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