Sonnenflecken
Während die chinesischen Astronomen schon vor fast dreitausend Jahren von dunklen Flecken auf der Oberfläche der Sonne berichteten, wurde die Existenz in der westlichen Welt lange Zeit ignoriert. Die Idee von einer "befleckten Sonne" passte einfach nicht in ein Weltbild, in dem der Himmel eine göttliche Sphäre und daher perfekt sein musste. Doch mit dem Ende des Mittelalters und durch die Erfindung des Teleskops änderte sich diese Haltung.

Heute weiß man, dass die Sonnenflecken stark magnetisierte Regionen der Sonnenoberfläche sind. Ihre Feldstärke erreicht mehr als das Tausendfache des Erdmagnetfeldes. Typischerweise treten die Sonnenflecken immer in Gruppen auf, in denen sowohl nördlich als auch südlich gepolte Flecken enthalten sind. Die Anzahl der meist nur wenige Tage andauernden Magnetflecken variiert mit dem elfjährigen Aktivitätszyklus der Sonne.

Sonnenwind

	Sonnenwind © SOHO (NASA/ESA)

Die Korona ist so heiß, dass selbst die enorme Schwerkraft der Sonne nicht ausreicht, um die hochenergetischen Teilchen in ihr vollständig festzuhalten. Als Folge strahlt sie eine ständige Flut von superschnellen Partikel, ionisierten Atomen und Magnetfeldwolken aus. Mit mehr als 400 Kilometern pro Sekunden rasen diese Partikelströme von der Sonne weg in alle Richtungen - und erreichen auch die Erde.

Das irdische Magnetfeld wird durch den Sonnenwind verformt, auf der sonnenzugewandten Seite ist es dadurch flacher, auf der Leeseite läuft es in einem langen Schweif aus. Koronale Löcher und andere Unregelmäßigkeiten in der Sonnenkorona können Turbulenzen im Sonnenwind erzeugen. Dadurch wechseln sich schnelle und langsamere Strömungen ab und das irdische Magnetfeld wird von "Sonnenwindböen" erschüttert.

Flares
Flares sind gewaltige Explosionen auf der Sonnenoberfläche. Meist ereignen sie sich in der Nähe von Sonnenflecken, in der schmalen neutrale Zone, die die Magnetfelder entgegengesetzter Polung voneinander trennt.

Durch Verzerrungen und Störungen des Magnetfelds kann es dort zu "Kurzschlüssen" entgegengesetzt gepolter Magnetlinien kommen. Innerhalb von nur Minuten heizen diese dann die Materie auf mehrere Millionen Grad auf und setzen dabei Energie frei, die bis zu einer Milliarde Megatonnen TNT entspricht. Sie schießt in Form von Röntgen- und Gammastrahlen, hochenergetischen Protonen und Elektronen und Materiewolken weit hinaus ins All und trifft einige Minuten bis Stunden später auch auf die Erde.

Flareloops

	Flareloop © SOHO (NASA/ESA)

In den ersten Stunden nach einer Flareeruption bilden sich in der Korona oft ganze Serien von leuchtenden Schlaufen, die sogenannten Loops. Sie entstehen, wenn das überhitzte Gas der Sonnenkorona in den Bögen der Magnetfeldlinien kondensiert. Geschützt und gleichzeitig eingefangen durch die Magnetkräfte kühlt die Materie innerhalb der Schleifen ab und wird dadurch im Wellenbereich des Wasserstoffspektrums sichtbar.

Koronale Masseneruptionen
Das Phänomen der "coronal mass ejections" - kurz CME genannt, ist erst mit Beginn des Raumfahrtzeitalters entdeckt worden. Die Sonne schleudert dabei über die Dauer einiger Stunden hinweg riesige Gasblasen, durchzogen mit Magnetfeldlinien ins All. Die gewaltigen Eruptionen stören den Sonnenwind und erzeugen Böen und Turbulenzen - mit manchmal katastrophalen Folgen auch für die Erde.

Die Häufigkeit der CMEs variiert mit dem Sonnenfleckenzyklus: Während sich in der Periode eines solaren Minimums nur rund eine Eruption pro Woche ereignet, beobachten Astronomen auf dem Höhepunkt der Sonnenaktivität zum solaren Maximum bis zu drei CMEs am Tag. Im April 1997 beobachtete das SOHO Observatorium eine besonders starke Eruption, die ein sogenanntes "Halo-Event" erzeugte. Dabei scheint die CME die gesamte Sonne wie einen Kranz zu umringen.

Oberflächenströmungen
Die Oberfläche der Sonne ist in ständiger Bewegung. Heiße Materie fließt in einem gleichmäßigen langsamen Strom vom Äquator zu den Polen, aufsteigende Gasblasen aus der Konvektionszone erzeugen kurzlebige und kleinräumige Umwälzungen und auch die an Polen und Äquator unterschiedlich schnelle Rotation der Sonne bringt zusätzliche Bewegung in die brodelnde Masse. Zusammen lassen all diese Prozesse ein komplexes Strömungsmuster entstehen, dessen Form und Bedeutung bisher noch immer nicht vollständig entschlüsselt sind. Astronomen vermuten, dass sie eine entscheidende Rolle für die Bildung der Magnetfelder spielen und somit auch mit dem Sonnenzyklus in Beziehung stehen. Doch über die Mechanismen herrscht noch Unklarheit.