Was ist ein Magnetogram? Teil 3

 Nun kommen wir zu dem Trick, mit dem das S/W-Muster der Magnetfelder auf der Sonne erzeugt wird.

Wir nutzen den longitudinalen Zeemaneffekt, d.h. wir blicken von oben in Richtung der Feldlinien.

Wir erinnern uns: bei der Aufspaltung unterscheiden sich die beiden Linien in ihrer Polarisierung (Art der Schwingung des Lichtes).

Beide Linien sind entgegengesetzt polarisiert: linkszirkular bzw. rechtszirkular.

Die Aufspaltung ist ganz gering, aber auf jeder Seite der Linie überwiegt etwas eine der beiden Linien: bei der kleineren Wellenlänge die kurzwelligere Linie, bei der größeren logischerweise die langwelligere Linie.

In der Abbildung (aus Scheffler/Elsässer: Physik der Sonne und der Sterne) ist das Linienprofil gezeichnet.

Die noch durchkommende Strahlungsintensität ist gegen die Wellenlänge aufgetragen.

Nun nimmt man zwei kleine schmale Spaltöffnungen, durch die nur ein kleiner Wellenlängenbereich hindurchgelassen wird.

Nehmen wir an, wir blicken auf einen Nordpol. Dann ist die langwelligere Linie rechtszirkular polarisiert. Von ihr kommt also weniger Licht (gestricheltes Linienprofil) durch den rechten Spalt, wenn man durch einen Polarisationsfilter nur dieses rechtspolarisierte  Licht durchlässt. Durch den linken Spalt kommt von diesem rechtszirkularen Licht mehr durch, da die dunkle Linienmitte ja nach rechts, zu längeren Wellenlängen, verschoben ist.

Nun bildet man die Differenz der beiden Lichtmengen. Diese ist umso größer, je weiter die Aufspaltung, also je stärker das Magnetfeld ist.

Beim Blick auf einen Südpol (durchgezogenes Linienprofil) erhält man einen Unterschied mit anderem Vorzeichen.

Nun kann man die beiden Vorzeichen durch schwarz und weiß codieren, sogar noch die Stärke durch Graustufen.

So erhält man einen Überblick über die Verteilung, Polarität und Stärke der Sonnenmagnetfelder in der Photosphäre, das Magnetogram.

Was ist ein Magnetogram? Teil 2

 Spektrallinien entstehen, wenn Elektronen ihre Quantenzustände (anschaulich: Bahnen) im Atom verändern. Da Elektronen sowohl als sich "drehende" Ladungen (Spin) ein eigenes Magnetfeld haben, als auch das den Atomkern "umkreisende" Elektron ein Magnetfeld erzeugt, ändern sich die Energien der Quantenzustände, wenn das Atom sich in einem magnetischen Feld befindet.

Damit ändert sich auch die Differenzenergie, es sind mehrere Übergänge möglich. Dadurch spalten die Spektrallinien in zwei oder mehr Komponenten auf. Die Aufspaltung ist proportional zum Quadrat der Wellenlänge der Urspungslinie und der Stärke des Magnetfeldes.

Beim sog. normalen Zeemaneffekt gibt es drei Komponenten, eine bei der ursprünglichen Wellenlänge und je eine mit kleinerer bzw. größerer Wellenlänge.

Nun hängt es noch ab, aus welcher Richtung man das Magnetfeld mit den darin befindlichen Atomen beobachtet:

Longitudinaler Zeemaneffekt: Wenn wir in Richtung der Feldlinien blicken, verschwindet die mittlere Linienkomponente. Das Licht der beiden anderen Komponenten ist entgegengesetzt zirkular polarisiert (die Schwingungsebene dreht sich). Ist die langwellige Komponente rechts zirkular polarisiert, so blicken wir auf einen Nordpol.

So kann man die Polarität messen.

Transversaler Zeemaneffekt: Wenn wir senkrecht auf das Magnetfeld blicken, so sieht man alle drei Linien. Das Licht der mittleren Linie schwingt parallel zum Feld, das der äußeren Linie  senkrecht dazu (lineare Polarisation).

Die beiden Abbildungen sind dem Buch: Scheffler/Elsässer Physik der Sterne und der Sonne (1974) entnommen.

In der ersten Abbildung sehen wir die beiden Fälle als Skizze.

Die zweite Abbildung zeigt zwei übereinandergelegte  winzige Ausschnitte des Sonnenspektrums (von links nach rechts). Senkrecht verlaufen Absorptionslinien. Die dicken schwarzen waagerechten Striche sind Sonnenflecken, da fehlt einfach alles Licht. Man sieht, wie die Absorptionslinien in den Sonnenflecken aufgespalten sind.

Das obere Spektrum Spektrum zeigt nur die langwellige Komponente, das untere nur die kurzwellige Komponente (Blau ist links), da das Spektrum zweimal durch unterschiedliche Polarisationsfilter aufgenommen wurde.

Der Wellenlängenbereich geht nur über 0,1 nm!

Wie gewinnt man nun damit Magnetogramme?

Der Trick wird im nächsten Post erklärt.

Was ist ein Magnetogram? Teil 1

 Ganz oft zeige ich in diesem Blog Magnetogramme der Sonnenoberfläche.

Auf ihnen sieht man die Verteilung, die Stärke und die Polarität der Magnetfelder. Die Polarität wird durch ein schwarz/weiß - Muster dargestellt.

Die ersten Magnetogramme wurden 1908 von Hale erzeugt. Babcock entwickelte 1953 den ersten Magnetograph, der automatisch die gesamte Sonnenscheibe untersucht.

Die physikalische Ursache für den Nachweis von Magnetfeldern ist der Zeeman-Effekt (1898), die Aufspaltung von Spektrallinien in Magnetfeldern.

Darauf gehe ich in den nächsten Posts ein.

Heute möchte ich einige Beispiele für Magnetfeldstärken geben, damit man die Sonnenmessungen besser einordnen kann.

Es ist inzwischen üblich, die ursprünglich nur als Flußdichte bezeichnete Größe B als magnetische Feldstärke anzugeben. Sie wird in Tesla, T, gemessen.

Früher wurde auch oft die Maßeinheit Gauss verwendet: 1 Gauss = 0,0001 T.

Gehen wir einmal grob durch die Magnetfeldstärken im Kosmos und in der Technik:

(die Vorsilbenbedeutung kann im Post vom 9.1. nachgesehen werden...).

nT: Interstellares Magnetfeld

50  MikroT = 0,05 mT: Erdmagnetfeld

0,01 mT: Messgrenze beim Sonnenfeld

0,25 T = 250 mT: Sonnenfleck

0,1 ...1 T: "Supermagnete"

10 T: Magnetresonanztomograph

45 T: maximal realisierter Dauermagnet (mit Supraleitung)

40 MT: Neutronenstern

500 GT: Magnetar (besonderer Neutronenstern)

Und nun das aktuelle (heute, 10.00 Uhr)  Magnetogram der Sonne, man vergleiche mit dem Post von gestern und achte auf die Sonnenrotation. Man sieht auch, dass die Polarität der Sonnenfleckengruppen von Nord- und Südhalbkugel der Sonne entgegengesetzt ist.

Aktuelle Bilder von der Sonne

 Zur Zeit gibt es drei große Gruppen von Sonnenflecken (3181, 3182, 3184), die zu instabilen magnetischen Strukturen gehören, aus denen immer wieder durch Verbindung von Magnetfeldern Energie freigesetzt wird. Dies kann zu Flareausbrüchen führen und sogar zu koronalen Massenauswürfen (CME).

Sonnenflecken sind durch starke Magnetfelder abgekühlte Bereiche der Photosphäre.

credit: SDO/SOHO/NASA

Bild 1: Farbaufnahme, besonders links sieht man auch die helleren Sonnenfackeln, die oft über Sonnenfleckengruppen schweben (Dienstag früh)

Bild 2: Benennung der Gruppen, man beachte den Größenvergleich mit Erde und Jupiter

Bild 3: Magnetogram: Die unterschiedlichen Magnetpolaritäten sind durch Schwarz und Weiß markiert.

In einem Post werde ich bald erklären, wie solche Magnetogramme hergestellt werden.

Da braut sich was zusammen...

 Auf der Rückseite der Sonne befindet sich ein sehr aktives Gebiet, dessen Auswirkungen am Sonnenrand sichtbar werden. In der Nacht zum Freitag hat das SDO-Observatorium der NASA ein Flare beobachtet, das am  Sonnenrand hervortrat und viel Röntgenstrahlung freigesetzt hat..

Flares sind Energieausbrüche in der Chromosphäre die durch Magnetfeldbögen gespeist werden.

In den nächsten Tagen wird das Aktivitätsgebiet sichtbar und die Ausbrüche können Plasmawolken zur Erde schleudern. Schon heute früh um 8.30 Uhr ist ein Teil der zugehörigen Sonnenfleckengruppe links zu erkennen.

credit: SDO/NASA

Die Sonne zieht an...

 ...und zwar mit der Aktivität...

Der jetzige Sonnenfleckenzyklus entwickelt sich besonders stark. Seit fast 3 Jahren liegen die beobachteten Aktivitätszyklen über denen aus langfristigen Daten gewonnenen Prognosen.

Das zeigt die Kurve der NOAA deutlich.

Das könnte bedeuten, dass das Maximum des Sonnenfleckenzykles früher als erwartet (2025) eintritt oder wesentlich stärker ausfällt als beim letzten Maximum (2014).

Ein aktueller Blick auf die Sonne: Verstärkter Sonnenwind

 Blicken wir mit Hilfe des Satelliten SDO (Solar Dynamics Observatory) auf die Sonne. SDO fotografiert die Sonne bei 13 verschiedenen Wellenlängen. Jedes Bild untersucht eine bestimmte Schicht in der äußeren Sonnenatmosphäre. Zusätzlich werden Sonnenbeben vermessen und das gesamte solare Magnetfeld überwacht.

Die aktuellen Bilder sind von heute Mittag.

Das erste Bild ist im extremen UV bei einer Wellenlänge von 19,3 nm aufgenommen worden. Damit sieht man sowohl die Korona am Rand der Sonne als auch über der hellen Sonnenscheibe.

Das Licht stammt  von 11-fach ionisiertem Eisen bei knapp 1 Millionen Grad.

Auffällig sind zwei besondere Strukturen: ein sogenanntes koronales Loch (schwarz) und oben drüber ein Flareausbruch.

Koronale Löcher sind deutlich verdünnte Regionen der Korona mit niedrigerer Temperatur (deswegen erscheinen sie schwarz). Sie haben offene Magnetfeldstrukturen (siehe Bild aus wikipedia common), die ein Abfließen des Koronaplasmas als Sonnenwind erleichtern.

Da dieses koronale Loch heute fast Richtung Erde steht, wird am 1.12. ein verstärkter Sonnenwind erwartet.

Oberhalb befindet sich ein besonders helles Gebiet: Hier entsteht eine Sonneneruption, verursacht durch das Kurzschließen zweier unterschiedlicher Magnetfelder.

Und in der Tat zeigt das Magnetogramm (Darstellung von Nord- und Südpolregionen durch schwarz und weiß) hier ein Zusammentreffen unterschiedlich gepolter Felder.

Im sichtbaren Licht sieht man hier nur eine unscheinbare Sonnenfleckengruppe (durch Magnetfelder abgekühlte Bereiche der Photosphäre) und auch sonst scheint auf der Sonne gerade wenig los zu sein...ein paar kleine Flecken und einige hellere Fackelgebiete.

credfit: SDO, NASA/wikipedia

Magnetogramm:

Entwarnung?

 Das riesige Aktivitätsgebiet auf der Sonne dreht sich nun aus der Schussrichtung zur Erde heraus (siehe Post vom 7.10.).

Es gab zwar am 10.10. einige Flare-Erscheinungen und wohl auch Plasmaauswürfe (CME), aber deutlich weniger und schwächer als erwartet.

Ist es nicht doch ein Nebeneinander mehrere Fleckengruppen mit in sich geschlossenen Magnetfeldstrukturen? Nicht wie gedacht eine einziges Gebiet mit vielen offenen Feldstrukturen, deren Vereinigung zu großen Ausbrüchen führen sollte?

Bild 1: Sonne heute 5.00 Uhr

Bild 2: Animation mit Aufnahmen des SDO-Koronographen (helle Sonne ist abgedeckt, Größe der Scheibe durch Kreis angedeutet).

credit: SDO

In Schusslinie

 Nun ist das riesige Aktivitätsgebiet auf der Sonne in die Scheibenmitte gewandert...

Über einem Bereich von 130 000 km sind zahlreiche Flecken mit unterschiedlicher magnetischer Polung verteilt. Seit langer Zeit gab es nicht ein solches Aktivitätsgebiet.

Wenn unterschiedliche Magnetfelder auf der Sonne sich verbinden, werden gewaltige Energien frei, die zu koronalen Massenauswürfen und Flares führen.

Davon könnte nun auch einiges auch auf die Erde fliegen.

Die Aufnahmen vom Satelliten SDO zeigen einmal die Sonne im weißen Licht.

Sehr schön erkennt man, wie sich die Aktivitätsgebiete parallel zum Sonnenäquator auf beiden Halbkugeln anordnen. Die hellen Gebiete sind Sonnenfackeln, das sind heißere Wolken in der darüberliegenden Chromosphäre.

Beide Erscheinungen, sowohl die Abkühlung in den Flecken als auch das Aufheizen der Fackeln, werden durch aus dem Inneren der Sonne aufsteigenden Magnetfeldern erzeugt.

Das zweite Bild ist ein Magnetogram. Durch genaue Untersuchung der Spektrallinien (Zeeman-Effekt), kann man Stärke und Richtung des Magnetfeldes messen.

Da sieht man viele unterschiedliche Pole (durch schwarz/weiß markiert) in dem neuen Aktivitätsgebiet.

Beide Aufnahmen sind von heute, 7.10., 8.00 Uhr MESZ (SDO).

Vergleiche mit den Bildern vom 3.10.

Bald knallt es auf der Sonne...

 Am Rand der Sonne ist ein riesiges Aktivitätsgebiet aufgetaucht. Über einem Bereich von 130 000 km sind zahlreiche Flecken mit unterschiedlicher magnetischer Polung verteilt. Seit langer Zeit gab es nicht ein solches Aktivitätsgebiet.

Wenn unterschiedliche Magnetfelder auf der Sonne sich verbinden, werden gewaltige Energien frei, die zu koronalen Massenauswürfen und Flares führen.

Davon könnte einiges auch auf die Erde fliegen, wenn dieses Aktivitätsgebiet weiter rotiert und in unsere Richtung zeigt.

Die Aufnahmen vom Satelliten SDO zeigen einmal die Sonne im weißen Licht.

Sehr schön erkennt man, wie sich die Aktivitätsgebiete parallel zum Sonnenäquator auf beiden Halbkugeln anordnen. Die hellen Gebiete sind Sonnenfackeln, das sind heißere Wolken in der darüberliegenden Chromosphäre.

Beide Erscheinungen, sowohl die Abkühlung in den Flecken als auch das Aufheizen der Fackeln, werden durch aus dem Inneren der Sonne aufsteigenden Magnetfeldern erzeugt.

Das zweite Bild ist ein Magnetogram. Durch genaue Untersuchung der Spektrallinien (Zeeman-Effekt), kann man Stärke und Richtung des Magnetfeldes messen.

Da sieht man viele unterschiedliche Pole (durch schwarz/weiß markiert) in dem neuen Aktivitätsgebiet.

Beide Aufnahmen sind von heute, 3.10., 8.00 Uhr MESZ (SDO).

Blick zur Sonne: Heute, Montag 25.7.

 Die beiden Satelliten SDO und SOHO produzieren tägliche Bilder der Sonne in verschiedenen Wellenlängenbereichen.

Das erste Bild zeigt die innere  Korona der Sonne (weißer Kreis innerhalb der Abdeckung).

Bei den anderen Bildern sieht man die Sonnenfleckengruppen. Sie ordnen sich parallel zum Sonnenäquator an. Die meisten sind auf der Südhalbkugel und es gibt einen deutlichen Überhang im Westen.

Beim Magnetogram erkennt man die unterschiedlichen Magnetfeldpolungen innerhalb einer Gruppe und dass Gruppen nördlich und südlich des Sonnenäquators entgegengesetzt gepolt sind.

Sonnenflecken sind Bereiche, in denen starke Magnetfelder aus dem Inneren der Sonne in die Photosphäre eindringen und diese dort von 6000 Grad auf etwa 4300 Grad abkühlen.

Oberhalb der Photosphäre erzeugen die Magnetfelder weitere Wirkungen, wie Flareausbrüche und Massenauswürfe in der Korona.

Auffallend sind auf der rechten Bildhälfte Sonnenfackeln, dass sind heißere (und somit hellere) Wolken, die über den Sonnenflecken schweben.

Die Sonne heute

Mit dem Satellit SOHO blicken wir mal auf die aktuelle Sonne. Das S/W Bild ist vom SDO Observatorium aufgenommen worden. Sehr schön sieht man an den Rändern die über den Sonnenflecken schwebenden heißeren Wolken, die Sonnenfackeln.

Erstaunlich wenig los...,oder?

 Nach hohen Aktivitäten scheint nun eine Flaute auf der Sonne zu sein.

Im aktuellen Bild vom Satelliten SDO sieht man keine Sonnenflecken, nur links und rechts am Rand einige helle Fackelgebiete (das sind Aktivitätsgebiete aus der unteren Chromosphäre, die über den Sonnenflecken schweben).

Aber die Magnetogramme (Magnetfeldstrukturen) zeigen, dass zumindest magnetisch aktive Gebiete sich unterhalb des Sonnenäquators befinden. Die verschiedenen Magnetpole sind durch schwarz und weiß codiert.

Die Auswirkungen auf die Korona sieht man auch bei Wellenlängen von 30 nm, die hauptsächlich von heißem Plasma der Korona abgestrahlt werden. Die "körnige" Struktur besteht aus großen Konvektionszellen, deren Auswirkungen bis in die Korona hineinreichen.

Das Video zeigt die sich drehende Sonne des letzten Tages bei 20 nm. Auch hier sind die koronalen Strukturen gut sichtbar.

Es kommt was auf uns zu...

 Auf der Rückseite der Sonne hat sich ein hochaktives Gebiet entwickelt, das nun am Sonnenrand aufgetaucht ist und schon heute morgen ein Flare erzeugt hat, dessen Röntgenstrahlung schon zu einem Radio-Blackout in manchen Teilen der Erde geführt hat.

Dieses Flare sieht man hier in einem Kurzvideo des SDO-Observatoriums.

Das zweite Bild zeigt die Sonne im weißen Licht, die zum Aktivitätsgebiet gehörende Fleckengruppe ist oben links am Rand zu sehen.

Bild 3 zeigt die Sonne ebenfalls heute morgen bei 28,4 nm Wellenlänge (Extremer UV-Bereich). Hier erkennt man auch die Strahlung aus 2 Millionen Kelvin heißen Gebieten der Korona.

Und zum Schluss ein Zeitraffervideo der Sonnenaktivität der letzten Wochen...

Da ist ganz schön was los...

Ein Blick auf die Rückseite der Sonne: Da kommt was auf uns zu

 Über die Wellenlängenänderungen (Dopplereffekt) kann man Vertikalbewegungen und Schwingungen der Sonnenphotosphäre registrieren.

Das ist so, als würde man Sonnenbeben messen, so wie Erdbeben auf der Erde. Man spricht auch von Helioseismologie.

Seit etwa 12 Jahren gibt es ein neues Verfahren, das verbesserte Darstellungen, fast wie Bilder ermöglicht:

Es ist die Zeit-Abstands-Helioseismologie.

Man bestimmt die Laufzeiten seismischer Wellen auf der Sonne. Laufen sie auf der Rückseite durch aktive Gebiete, so treten zeitliche Verzögerungen ein. Registriert man die Phasen der auf der Vorderseite ankommenden Wellen, so kann man "Bilder" der Aktivitätsgebiete auf der Rückseite der Sonne konstruieren.

Am 14.4. kam ein Aktivitätsgebiet (schwarze Fläche) an den Sonnenrand und erzeugte einen koronalen Massenauswurf (CME), der für verstärkte geomagnetische Aktivitäten auf der Erde sorgen wird.

Im Bild (Standford University)sieht man dieses Aktivitätsgebiet als schwarzen Fleck auf der Sonnenrückseite (links, rechts die Magnetfeldstrukturen auf der Vorderseite), in dem ersten Video, wie es "nach vorne" kommt und anwächst und dann im zweiten Video (SDO/NASA) den Massenauswurf hinter dem Sonnenrand.

Die Sonne nimmt Fahrt auf....

 Nun liegen die Sonnenfleckenrelativzahlen für März vor. Sie sind ein Maß für die Sonnenaktivität.

Verglichen mit der Vorhersage des aus Forschenden der NOAA, NASA und ISES zusammengesetzten Prediction Panels ist die vorliegende Märzaktivität doppelt so hoch wie erwartet.

Das äußerte sich in 146 Flares mit Polarlichtern bis runter zu 38° Breite und  zahlreichen Radio-Blackouts im Funkverkehr.

Auch für den April wird eine gesteigerte Sonnenaktivität erwartet.

Die Sonnenfleckenrelativzahl wird so bestimmt:  R = 10*g +f, dabei ist g die Anzahl der Gruppen und f die Anzahl aller Flecken insgesamt.

Die kleinste mögliche Relativzahl ist somit 11.

Natürlich werden die Zahlen standardisiert und an Fernrohre und Beobachter angepasst.

Da kommt was auf uns zu....: Es knallt auf der Sonne!

 Am 16.2. gab es eine riesige Explosion auf der Sonnenrückseite, ein koronaler Massenaufwurf einer Stärke wie seit 5 Jahren nicht mehr.

Das SOHO-Sonnenobservatorium (Satellit) zeigt die Bilder mit dem Koronographen. Der innere Teil ist abgeblendet, der weiße Kreis stellt die Größe der Sonne dar.

Vermutlich hat sich die Ende Januar/Anfang Februar auf der uns zugewandten Seite sichtbare Riesengruppe weiterentwickelt und vergrößert (vergleiche die Posts von damals). In etwa einer Woche wird sie wieder von der Erde aus sichtbar sein.

Aber warum so lange warten?

Wir können auch jetzt die aktuelle Rückseite der Sonne beobachten!

Von solchen Riesengruppen gehen "seismische" Wellen aus ("Erdbebenwellen" auf der Sonne). Die führen zu Bewegungen auf der Vorderseite, die man über den Dopplereffekt beobachten kann und aus denen sich ein Abbild der Rückseite erstellen lässt.

Genau das zeigt das zweite Bild.

In der Tat kann man ein großes Aktivitätszentrum erkennen.

Im Bild sieht man die aktuelle Sonnenrückseite als seismisches Bild, rechts die Magnetfeldstruktur der Aktivitätsgebiete auf der Vorderseite.

Sozusagen ein Rundumblick.

Noch imposanter ist der Videofilm, der die Entwicklung der letzten 30 Tage auf Vorder- und Rückseite der Sonne zeigt.

Bild 1 SOHO

Bild 2, Video: jsoc standford education University

Weitergedreht...

 Die Riesen-Fleckengruppe, die am 30.1.  mitten auf der Scheibe stand, ist jetzt rechts hinter den Sonnenrand getreten. Man sieht gerade noch die längerlebigen Fackeln, die über dieser Gruppe schweben.

Im Video kann man verfolgen, wie die Gruppe am 4.2. noch rechts sichtbar ist und heute morgen dann auf der Rückseite der Sonne untergetaucht ist.

Zu uns zeigen jetzt andere Fleckengruppen, eine durchaus große, aber nicht so große wie am 30.1. und auf der gegenüberliegenden Seite zum Sonnenäquator ein einzelner großer Fleck mit Penumbra.

Beide tauchen am 30.1. gerade am linken Sonnenrand auf.

Bild, Video: SOHO/NASA/ESA

Polarlicht Alarm

 Die Riesen-Sonnenfleckengruppe hat einen koronalen Massenauswurf erzeugt, der auf den Weg zur Erde ist und am 2.2. nachmittags eintreffen wird.

Interessant ist die Beobachtung durch den Satelliten SOHO (Bild 2) und die Simulation der Ausbreitung durch das Space Weather Prediction Center.

Sehr schön sieht man hier auch die durch die Sonnenrotation hervorgerufene rasensprengerähnliche Ausbreitung des Sonnenwindes.

Ob das auch in Deutschland zu einer verstärkten Polarlichtaktivität am Dienstagabend kommt, bleibt abzuwarten. Wegen der Wetterlage werden wir eh kaum etwas beobachten können....

Bilder: NASA/SOHO, SWPC

Big, bigger, biggest

  Eine Sonnenfleckengruppe hat sich in den letzten Tagen zu einer der größten seit vielen Jahren entwickelt. Die Längsausdehnung liegt bei über 100 000 km.

Nun steht sie genau in Blickrichtung der Erde. Über ihr werden ständig Gasausbrüche beobachtet, einige werden sicher bald die Erde treffen.

Das Bild vom SDO Satelliten zeigt den Sonnenanblick von Sonntagnachmittag.

Die Animation aus Bildern der letzten Tage lässt die Drehung der Sonne und das gewaltige Anwachsen der Fleckengruppe gut erkennen.

Vergleiche auch den Post vom 28.1.

credit: SDO/NASA