Zum Einfluss von Sonnenaktivität und NAO auf das Klima von Mitteleuropa. Rekonstruktion aus historischen Daten und laminierten Maarsedimenten der Eifel


Diplomarbeit, 2013
155 Seiten, Note: 1,0

Leseprobe

Inhaltsverzeichnis

Abbildungsverzeichnis

Tabellenverzeichnis

Abkürzungsverzeichnis

Einheitenverzeichnis

1) Einleitung

2) Grundlagen
2.1 Die Nordatlantische Oszillation
2.2 Southern Oscillation
2.3 Die Sonne
2.3.1 Der Aufbau der Sonne
2.3.2 Die Rotation der Sonne und ihr Magnetfeld
2.3.3 Sonnenflecken – Entstehung und Einteilung

3) Datenquellen und Methodik.
3.1 Rhein-Daten
3.2 Bodensee-Daten
3.3 Ostseeeis-Daten
3.4 Sonnenflecken-Daten
3.5 NAO-Daten
3.6 Baur-Temperatur-Daten
3.7 Niederschlag-Daten
3.8 El-Niño-Daten
3.9 Vulkan-Daten
3.10 Methodik

4) Auswertung der Daten
4.1 NAO vs. Temperatur und Niederschlag
4.2 Sonnenflecken vs. Temperatur, Niederschlag und NAO.
4.3 El-Niño-Jahre und Vulkan-Daten
4.4 Eis-Daten

5) Diskussion und Auswirkungen auf das Klima
5.1 Der Einfluss der NAO auf das Klima
5.2 Der Einfluss der Sonne auf das Klima
5.3 Der Einfluss von Vulkanausbrüchen auf das Klima
5.4 El-Niño-Einwirkungen auf Mitteleuropa
5.5 Wintereis: Vergleiche zwischen Rhein, Bodensee und Ostsee

6) Einleitung und Überlegungen zum praktischen Arbeiten

7) Grundlagen
7.1 Geologie der Eife
7.2 Maare
7.2.1 Maarentstehung und Besonderheiten
7.2.2 Schalkenmehrener Maa

8) Methodik.
8.1 Korngrößenanalyse
8.2 µ-XRF

9) Ergebnisse

10) Limnologie eines Maares

11) Zusammenfassung und Ausblick

Literaturverzeichnis

Internetquellen:

Anhang

Abbildungsverzeichnis

Abb. 1: Zeitreihe der Sonnenflecken (Hoyt und Schatten, 1997) gegen die Eiswinter des Rheins (vertikale Linien) geplotte

Abb. 2: Verlauf des Winter-NAO-Indexes nach Luterbacher von 1775 bis 2001

Abb. 3: Veränderung der Luftströmungen und ihre Auswirkungen eines negativen NAO-Indexes auf die Großwetterlage über dem Atlantik

Abb. 4: Darstellung der normalen Wettersituation im Pazifik

Abb. 5: Darstellung der El-Niño-Wettersituation im Pazifik

Abb. 6: Der Aufbau der Sonne

Abb. 7: Entstehung des Magnetfeldes der Sonne

Abb. 8: Nahaufnahme eines Sonnenflecks des Weltraumteleskops Hinode vom 4.11.2006

Abb. 9: Der Energiehaushalt der Sonne

Abb. 10: Klassifikation der Sonnenflecken nach Waldmeie

Abb. 11: Darstellung des jährlichen Sonnenfleckenzyklus seit 1775 bis 2010

Abb. 12: Schmetterlingsdiagramm für das Auftreten der Sonnenflecken in Abhängigkeit der Zei

Abb. 13: Verteilung der verwendeten Datenstationen über Eurasien zur Berechnung der NAO-Zeitreihe nach Luterbache

Abb. 14: Darstellung der monatlichen Steigungswerte der linearen Regressionsgeraden zwischen der Temperatur und dem NAO-Index

Abb. 15: Darstellung der monatlichen Steigungswerte der linearen Regressionsgeraden zwischen dem Niederschlag und dem NAO-Index

Abb. 16: Niederschlagsdifferenz der 30 negativsten NAO-Werte zu den 30 positivsten NAO-Werten in monatlichem Bezug zueinande

Abb. 17: Darstellung der monatlichen Steigungswerte der linearen Regressionsgeraden zwischen der Temperatur und der Sonnenaktivitä

Abb. 18: Darstellung der monatlichen Steigungswerte der linearen Regressionsgeraden zwischen dem Niederschlag und der Sonnenaktivitä

Abb. 19: Vergleich zwischen dem jährlichen NAO-Index und dem Sonnenfleckenzyklus (ungeglättet

Abb. 20: Vergleich zwischen dem jährlichen NAO-Index und dem Sonnenfleckenzyklus bei einer 3-fachen Glättung der Daten

Abb. 21: Datenvergleich zwischen den Sonnenflecken, dem Eisgang des Rheins, des Bodensees und der Ostsee, dem Winter-NAO-Index, den Vulkanen und dem El-Niño. Analysiert nach den 10 negativsten NAO-Winterwerten

Abb. 22: Datenvergleich zwischen den Sonnenflecken, dem Eisgang des Rheins, des Bodensees und der Ostsee, dem Winter-NAO-Index, den Vulkanen und dem El-Niño. Analysiert nach den Sonnenfleckenminima

Abb. 23: Datenvergleich zwischen den Sonnenflecken, dem Eisgang des Rheins, des Bodensees und der Ostsee, dem Winter-NAO-Index, den Vulkanen und dem El-Niño. Analysiert nach den Vulkanausbrüchen

Abb. 24: Übersichtskarte der drei analysierten Areale in Mitteleuropa mit ihren entsprechenden Haupteinflussfaktoren für das Winterklima

Abb. 25: Die Sonne im Röntgenlicht zwischen 1992 (links), über 1996 (hinten) bis 1999 (rechts

Abb. 26: Anomalie der Winterjahre in der geopotentiellen Höhe von 500hPa zwischen Wintern, die nach einem Sonnenfleckenminimum stattfinden und allen anderen Winter in dem Zeitraum von 1871-2008

Abb. 27: Freeze-Kern Bohrung auf dem Ulmener Maar mittels einer schwimmenden Bohrplattform mit Dreibein

Abb. 28: Nahaufnahme einer Bohrung auf dem Schalkenmehrener Maa

Abb. 29: Schematische Darstellung einer phreatomagmatischen Maarexplosion

Abb. 30: Luftbild des Schalkenmehrener Maares

Abb. 31: Geländemodell der Dauner Maare inklusive der Bohrlokation SMf2auf dem Schalkenmehrener Maa

Abb. 32: Vom Bohrkern bis zur Messung. Entstehung von Tränklingen und Dünnschliffen

Abb. 33: Darstellung der wichtigsten Parameter aus der µ-XRF-Messung und der Korngrößenanalyse zur Einteilung der Eventlagen

Abb. 34: Rollender Sedimenttranspor

Abb. 35: Springender Sedimenttranspor

Abb. 36: Suspensionstranspor

Abb. 37: Graphischer Überblick über die Eigenschaften der Hochwasserlagen

Abb. 38: Graphischer Überblick über die Eigenschaften der extremen Winterlagen

Abb. 39: Graphischer Überblick über die Eigenschaften einer Turbiditlage

Abb. 40: Jahreszeitlicher Wechsel zwischen Stagnation und Zirkulation in einem Maa

Abb. 41: Schematische Darstellung der vertikalen Wasserschichtung in einem Maar. Dargestellt sind Temperatur, Leitfähigkeit und Sauerstoffgehalt in Abhängigkeit zur Tiefe

Abb. 42: Vergleich zwischen der vertikalen Entwicklung des Sauerstoffgehaltes und der Sauerstoffsättigung zwischen dem Schalkenmehrener Maar (eutroph) und dem Gemündener Maar (oligothoph

Abb. 43: Vergleich zwischen dem jährlichen NAO-Index und dem Sonnenfleckenzyklus in dem Zeitabschnitt von 1945-2000 bei einer 3-fachen Glättung der Daten

Tabellenverzeichnis

Tab. 1: Beeinflussung der saisonalen Temperaturwerte durch die Ausrichtung des NAO-Indexes

Tab. 2: Übersicht über die Anzahl der Eiswinter und die zugehörige Durchschnittstemperatur je nach Eisstufe und Gewässer

Tab. 3: Überblick über den Bezug der Eiswinter des Rheins, des Bodensees und der Ostsee zu einem negativen NAO-Wert

Tab. 4: Überblick über den Bezug der Eiswinter des Rheins, des Bodensees und der Ostsee zu einem Sonnenfleckenminimum..

Tab. 5: Morphometrie der Eifelmaare (ergänzt nach Scharf und Oehms, 1992)

Tab. 6: Zusammenfassung der Merkmale eutropher und oligotropher Maare im Sommer

Abkürzungsverzeichnis

Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten

Einheitenverzeichnis

Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten

1) Einleitung

In den letzten Jahren ist immer deutlicher geworden, dass die rein meteorologische Definition des Klimas als 30-jähriges Mittel der atmosphärischen Zustandsgrößen viel zu kurz greift und die Komplexität des Klimas nicht im vollen Ausmaß wiedergeben kann. Im Klimasystem „Erde“ wird die Verknüpfung der einzelnen Teilsysteme Geosphäre, Atmosphäre, Hydrosphäre, Kryosphäre, Biosphäre und seit neuester Zeit auch der Anthroposphäre deutlich. Die Änderungen in den jeweiligen Bereichen führen direkt oder indirekt zu Variationen der Klimaelemente wie Temperatur, Niederschlag und Druck. Durch den einsetzenden Klimawandel sind Untersuchungen der anthropogenen und auch der natürlichen Klimavariabilität von großer Bedeutung und hohem Interesse.

Der Einfluss der Sonnenaktivität auf das Klima der Erde ist bisher bei weitem noch nicht vollständig erfasst und wird selbst unter den Experten kontrovers diskutiert. Jahrelang hat die IPCC die Sonnenintensität als konstant angenommen und ihr keine große Klimarelevanz zugewiesen. Neueste Forschungsergebnisse zeigen jedoch eine deutliche Veränderung sowohl in dem Spektrum der Sonnenintensität selbst als auch in der Temperatur der Erdatmosphäre während eines Sonnenfleckenzyklus. Durch die mitveröffentlichte Publikation „Solar Influence on winter severity in central Europe“ konnte erstmals ein signifikanter Zusammenhang zwischen dem 11-jährigen Sonnenfleckenzyklus und dem Winterklima in Westdeutschland hergestellt werden. Hierzu wurde die Eisbedeckung des Rheins aus historischen Quellen bis 1775 ermittelt und als Proxy für die Identifizierung extrem kalter Winterjahre verwendet. Anschließend wurden die Eiswinter gegen den 11-Jahres-Zyklus der Sonnenfleckenaktivität geplottet und eine Übereinstimmung der Eiswinter mit dem Sonnenfleckenminimum (SFM) in 10 von 14 Fällen festgestellt (Abb. 1).

Im Rahmen der vorliegenden Arbeit wird die Forschung der erwähnten Publikation weitergeführt und ausgeweitet. Hierbei werden drei Hauptziele formuliert:

1) Eine überregionale Betrachtung des Einflusses der Sonnenaktivität auf das Winterklima.
2) Ein besseres Verständnis der Verflechtung von Nordatlantischer Oszillation (NAO) und
Sonnenfleckenzyklus.
3) Eine Erweiterung der Proxyzeitreihen in die Vergangenheit.

Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten

Abb. 1: Zeitreihe der Sonnenflecken (Hoyt und Schatten, 1997) gegen die Eiswinter des Rheins (vertikale Linien) geplottet. Die Eisjahre sind grün markiert, wenn sie in einem der 4 Jahre um ein Sonnenfleckenminimum aufgetreten sind. So zählen die Winter der Jahre 2007, 2008, 2009 und 2010 zu dem Sonnenfleckenminimum aus dem Jahre 2008.

Quelle: Sirocko et al., 2012

Nach einer Einführung in die Thematik wird im ersten Teil der Diplomarbeit ein Überblick über die verwendeten Datensätze gegeben und die entstandenen Excel- sowie Adobe-Illustrator-Grafiken vorgestellt. Anschließend werden mithilfe der Datensätze verschiedene klimarelevante Indikatoren untersucht, die Einflüsse auf die Temperatur ausgewertet und die Ergebnisse diskutiert. Der Schwerpunkt liegt dabei auf der Auswertung der NAO- und der Sonnenfleckenzeitreihe. An sinnvollen Stellen wurde eine statistische Analyse mittels Bootstrap-Methode vorgenommen, um die Ergebnisse besser gewichten zu können. Des Weiteren ist der Frage nachgegangen worden, ob andere Gewässer in Mitteleuropa eine ähnlich starke Korrelation zu dem Sonnenfleckenzyklus aufweisen wie der Rhein oder ob dieser Zusammenhang regional beschränkt ist. Für die überregionale Betrachtung des Einflusses der Sonnenaktivität auf das Winterklima wurden der Eisgang auf dem Bodensee und der Ostsee genauer analysiert und mit den Rheinergebnissen abgeglichen.

Der zweite Teil der vorliegenden Arbeit beschäftigt sich hauptsächlich mit der Erweiterung der Datenreihen in die Vergangenheit. Durch petrographische, geochemische und mikroskopische Untersuchungen an einem Freeze-Kern aus dem Schalkenmehrener Maar (Eifel) werden verschiedene Eventlagen den Kategorien Hochwasser, extremer Winter und Turbidit zugeordnet. Zusätzlich steht bei der Auswertung die Identifizierung der Unterscheidungsmerkmale der einzelnen Kategorien sowie Sedimentations- und Transportprozesse innerhalb eines Maares im Vordergrund. Bei erfolgreicher Identifizierung einer ausreichenden Anzahl an Winterlagen werden diese auf Periodizität untersucht und sowohl in Bezug zur Sonnenaktivität als auch zur NAO gesetzt. Abschließend wird die vorliegende Zeitreihe extremer Winter in Westdeutschland entsprechend der Ergebnisse erweitert.

2) Grundlagen

Für einen besseren Einstieg in das komplexe Thema der Klimatologie werden im nachfolgenden Kapitel die Grundlagen der untersuchten Prozesse genauer vorgestellt.

2.1 Die Nordatlantische Oszillation

Die ersten Aufzeichnungen der nordatlantischen Oszillation, kurz NAO genannt, stammen aus einer Publikation des dänischen Missionars Hans E. Saabye, der in seinem Tagebuch von 1770 bis 1778 vermerkte, dass die Wintertemperaturen in Grönland und in Skandinavien gegenphasig oszillierten. Heute gilt es als gesichert, dass die zonale Strömung des Nordatlantiks vor allem bestimmend für das Winterklima in Grönland, Nordafrika, Europa und dem Osten der USA ist (Pinto et al., 2011; Wanner et al., 2001).

Der NAO-Index wird laut Deutschen Wetterdienstes (DWD) als Differenz der normierten Abweichungen der Druckwerte vom langjährigen Mittel zwischen der Nordstation (Island-Tief, ca. 65° nördliche Breite) und der Südstation (Azoren-Hoch, ca. 40° nördliche Breite) bezeichnet. Der Index ist negativ, wenn das Azoren-Hoch und das Island-Tief nur schwach ausgeprägt sind und entsprechend positiv, wenn die Luftdruckdifferenz besonders groß ist. Problematisch in diesem Zusammenhang ist der Fakt, dass der NAO-Index nicht eindeutig definiert ist. Somit ist es auch möglich, statt der Luftdruckdaten der Azoren-Stationen Daten von Gibraltar oder aus Portugal zu nehmen. Des Weiteren werden auch in verschiedenen Datensätzen eine unterschiedliche Anzahl von Stationen und eine variierende zeitliche Staffelung benutzt. Trotzdem zeigte sich, dass die Unterschiede im Verlauf des NAO-Indexes bei der Verwendung von Daten für verschiedene Südstationen lediglich quantitativer Natur sind; für die Periodendauer der NAO werden nur geringe Unterschiede festgestellt.

Eine Darstellung des historischen Verlaufs des Winter-NAO-Indexes (DJaF) seit 1775 zeigt Abbildung 2. Die schwarze Kurve stellt den jährlichen Winterverlauf der NAO-Werte da; die rote Linie eine Glättungskurve über einen Zeitraum von 3 Jahren, um längerfristige Trends zu identifizieren. Die NAO ist ein ganzjähriges Klimaphänomen, jedoch vor allem im Winter hauptverantwortlich für das europäische Wettergeschehen (Stenseth et al., 2003; Sirocko, 2013). Hierbei unterscheiden sich die beiden Zustände der nordatlantischen Oszillation erheblich voneinander mit weitreichenden Änderungen im zirkularen Windsystem.

Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten

Abb. 2: Verlauf des Winter-NAO-Indexes nach Luterbacher von 1775 bis 2001. Dabei stellt die schwarze Linie den jährlichen Verlauf und die rote Linie den gleitenden Durchschnitt über 3 Jahre dar.

Quelle: Eigendarstellung nach Luterbacher et al., 2002

Die Abbildung 3 zeigt die Veränderungen in der Atmosphäre sowohl bei einem negativen als auch bei einem positiven NAO-Index auf das Winterwetter. Bei einem negativen NAO bildet die geringe Luftdruckdifferenz zwischen des Island-Tiefs und des Azoren-Hochs schwache Westwinde über dem Nordatlantik aus. Das Hoch über Russland kann sein Einflussgebiet auf Nord- und Mitteleuropa ausdehnen und sorgt in den Regionen für kalte und trockene Winter. Folglich wird das Zentrum der schwächeren Westwinde weiter Richtung Süden verlagert und liegt ungefähr über Spanien und Südfrankreich. Daraus resultiert ein erhöhtes Niederschlagsvolumen für die Mittelmeerregion. Infolgedessen wird es in Grönland verhältnismäßig warm und an der Ostküste der USA kälter als üblich.

Die Auswirkungen eines positiven NAO-Index auf die atmosphärischen Zustände sind genau entgegengesetzt. Der große Druckunterschied der beiden Systeme bedingt einen besonders stark ausgeprägten Westwind, der das kontinentale Hoch über Russland weit nach Osten zurückdrängt. In den Wintern mit einem hohen NAO-Index (> 1) liegt die Durchschnittsgeschwindigkeit der zonalen Strömung um mehr als 8 m/s über denen in Wintern mit einem niedrigem NAO-Index (< -1) (Hurrell et al., 1995). Somit befindet sich Nord- und Mitteleuropa im Einflussbereich der atlantischen Tiefdruckgebiete, welche den betroffenen Regionen milde, feuchte und sturmreiche Winter bescheren (Hurrell et al., 2009). Der Mittelmeerraum wird häufiger von kalten Ausläufern des Russland-Hochs erreicht, daher ist das Wetter kühler und vor allem trockener als gewöhnlich. Entgegengesetzt zum ersten Fall wird es nun besonders kalt über Grönland und mild an der Ostküste der USA.

Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten

Abb. 3: Veränderung der Luftströmungen und ihre Auswirkungen eines negativen NAO-Indexes auf die Großwetterlage über dem Atlantik.

Quelle: verändert nach Sirocko, 2013, S.153

2.2 Southern Oscillation

Ein ähnliches Klimaphänomen der Luftdruckschwankungen findet sich im Gebiet des Pazifiks wieder, die „El Niño-Southern Oscillation“, kurz ENSO. Diese wird definiert als die relative Änderung des Luftdrucks zwischen den Messstationen Darwin in Australien und Tahiti im Südostpazifik. Dabei beschreibt die ENSO eine periodische Druckschwankung ähnlich der NAO im Atlantik, aber mit extremeren Auswirkungen vor allem auf Temperatur- und Niederschlagsschwankungen in Südamerika und Südostasien/Australien.

Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten

Abb. 4: Darstellung der normalen Wettersituation im Pazifik. Der Humboldt-Strom befördert kaltes Tiefenwasser oberflächennah vor die Küste von Südamerika. Die bodennahen Wind- und Meeresströmungen kommen aus Osten, wodurch es zu einer Erwärmung der Meeresströmung kommt und es im asiatischen/ australischen Raum regnet. Die sich bildende Luftzirkulation wird nach ihrem Entdecker Walker-Zirkulation genannt.

Quelle: http://www.mpi-bremen.de/El_Nino-Effekte_vor_125_000_Jahren.html

Im Normalfall befindet sich vor der Westküste von Südamerika ein stabiles Hochdruckgebiet und vor der Ostküste Australiens ein Tief (Abb. 4). Durch die Lokalisierung von Südamerika auf der Südhalbkugel drehen sich die Winde gegen den Uhrzeigersinn um das Hoch. Folglich strömt die kalte Luft aus dem Süden in Richtung des Äquators und wird dabei von der Corioliskraft nach Westen abgelenkt. Der Südostpassat sorgt kombiniert mit dem Nordostpassat, welche an der innertropischen Konvergenz (ITC) zusammentreffen, für einen beständigen Ostwind hin zum Tiefdruckgebiet. Dabei erwärmt sich die Luft immer weiter und steigt schließlich vor der Ostküste Australiens auf. Je größer die Druckunterschiede zwischen den beiden Druckgebilden sind, desto stärker sind die Ostwinde über dem Pazifik. Wenn die Winde außerordentlich stark sind und die Meeresoberflächentemperatur ungewöhnlich kalt im äquatorialen Pazifik ist, spricht man von einem La Niña-Jahr, welches genau genommen nur einen extremen Normalzustand darstellt.

Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten

Abb. 5: Darstellung der El-Niño-Wettersituation im Pazifik. Die bodennahen Wind- und Meeresströmungen haben sich umgekehrt und kommen nun aus Westen. Durch das warme Wasser an der südamerikanischen Küste ergibt sich eine verstärkte Verdunstung, wodurch die einsetzende Konvektion zu fallendem Luftdruck, Wolkenbildung und Niederschlägen führt.

Quelle: http://www.mpi-bremen.de/El_Nino-Effekte_vor_125_000_Jahren.html

Die atmosphärische Zirkulation ist der Hauptantrieb der Meeresströmungen und somit wird vor der südamerikanischen Westküste kaltes Meerwasser, der sogenannte Humboldtstrom, nach Norden geführt und sowohl vom Wind als auch von der Corioliskraft nach Westen abgelenkt. Infolgedessen erwärmt sich der Humboldtstrom durch die Sonneneinstrahlung zusehends und wird zum warmen Südäquatorialstrom. Das erwärmte Oberflächenwasser, welches normalerweise im Westpazifik 5-10°C wärmer ist als im Ostpazifik, sammelt sich vor der Küste Südostasiens an, wodurch der Meeresspiegel hier ungefähr 60-80cm höher als vor der Küste von Peru ist (Klose, 2007). Durch die Verdunstung steigt die warme und feuchte Luft auf, kühlt sich dabei ab und es fällt Regen im westpazifischen Raum.

Im Fall eines El-Niño-Jahres sind die Verhältnisse auf dem Pazifik genau umgedreht und die Druckunterschiede zwischen dem Hoch vor Südamerika und dem Tief östlich von Australien sehr gering (Abb. 5). Welche Prozesse die besondere Konstellation auslösen, ist bisher noch ungeklärt, allerdings werden dadurch die Passatwinde abgeschwächt und kommen teilweise ganz zum Erliegen (Klose, 2007). Infolgedessen wird der Humboldtstrom ebenfalls schwächer und das angestaute warme Wasser vor der Küste Australiens bewegt sich langsam in Richtung Osten, so dass im Ostpazifik der Meeresspiegel ansteigt und sich das Wasser zunehmend erwärmt. Zusammen mit dem warmen Wasser verschiebt sich auch das Tiefdruckgebiet und mit ihm die Regenzone, welche normalerweise östlich von Indonesien und Australien liegt, bis vor die Westküste Südamerikas. Zeitgleich kühlen sich im Westpazifik das Wasser und die Lufttemperatur ab, der Luftdruck steigt und es bildet sich ein Hochdruckgebiet aus. Durch die Verlagerung der Druckverhältnisse dreht sich die Walker-Zirkulation um; aus der östlichen Luftströmung über dem Pazifik wird jetzt ein Westwind, welcher den Prozess noch verstärkt. So bewirkt ein El-Niño-Ereignis warmes Oberflächenwasser und hohe Niederschläge im Ostpazifik und kühleres Oberflächenwasser und Trockenheit im Westpazifik. Da dieser Prozess normalerweise sein Maximum um die Weihnachtszeit erreicht, wurde er von peruanischen Fischern „El Niño“ getauft, was übersetzt „das Christkind“ bedeutet.

2.3 Die Sonne

Die Sonne ist die wichtigste und größte Energiequelle der Erde, der Motor unseres Klimas und verantwortlich für die Entwicklung des Lebens auf unseren Planeten.

2.3.1 Der Aufbau der Sonne

Kosmisch gesehen ist die Sonne ein Gasstern, welcher 1,5·10 8 Kilometer von der Erde entfernt ist, einen 109-mal so großen Durchmesser wie die Erde hat und eine Masse von 2·10 30 Kilogramm besitzt. Trotz der gewaltigen Distanz ist die Sonne der nächstgelegene Stern zur Erde und somit ist es möglich, diesen genauer zu studieren.

Die Sonne besteht aus verschiedenen Zonen (Abb. 6), wobei die Übergänge aufgrund ihres gasförmigen Zustandes nicht streng voneinander abgegrenzt werden können. Im Zentrum der Sonne befindet sich der Kern (0< rs< 0,25), in dem durch ständige Fusionsprozesse zwischen Wasserstoff und Helium die Energie der Sonne produziert wird. Durch die Kernfusion entstehen Temperaturen von bis zu 15,5•106 Kelvin und die Materie liegt ausschließlich in Form eines Plasmas vor. Obwohl der Kern nur 1,6 Prozent des gesamten Sonnenvolumens (inklusive solarer Atmosphäre) ausmacht, sind hier rund 50% der Sonnenmasse konzentriert (Stix, 2004).

Hauptsächlich durch die Diffusion von Gamma- und Röntgenstrahlung passiert die Energie die Strahlungszone (0,25< rs< 0,7), welche um den Kern herum liegt. Normalerweise würde ein Photon die Strahlungszone in 2s durchdringen, aber aufgrund der hohen Dichte kommt es zu fortlaufenden Kollisionen mit Plasmateilchen. Dementsprechend diffundieren die Photonen mittels Streuung, Absorption und wiederholter Abstrahlung in Richtung der Sonnenoberfläche und benötigen dabei statistisch gesehen 10.000 bis 200.000 Jahre. Bei jedem Zusammenstoß entsteht ein Energieverlust der Photonen bei dem die ursprüngliche Gammastrahlung in langwelligere Röntgenstrahlung umgewandelt wird.

Über der Strahlungszone schließt sich die Konvektionszone an, welche 20-30 Prozent des Sonnenradius ausmacht. Hierbei wird das Plasma durch großräumige Konvektion an die Oberfläche geleitet, wo es anschließend abkühlt und wieder ins Sonneninnere absinkt. Durch den physikalischen Fakt, dass heißes Plasma heller ist als kühles, sind die Konvektionsströme von der Erde aus mit einem Teleskop beobachtbar und als zeitlich variierende Granulation der Sonnenoberfläche bekannt (Abb. 8).

Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten

Abb. 6: Der Aufbau der Sonne mit Kern (1), Strahlungszone (2), Konvektionszone (3), Photosphäre (4), Sonnenfleck (5), Granulation (6), Chromosphäre (7), Protuberanzen (8) und Korona (9).

Quelle: http://www.kis.uni-freiburg.de/index.php?id=511&L=1&id=511

Daran schließt sich die solare Atmosphäre an, welche die Energie wieder in Form von Strahlung in den interplanetaren Raum emittiert. Sie ist nach den thermischen Eigenschaften in drei verschiedene Bereiche unterteilt namens Photosphäre, Chromosphäre und Korona.

Die Photosphäre ist die unterste Schicht der solaren Atmosphäre und schließt sich unmittelbar an die Konvektionszone an. Der Übergang wird in der Physik als Sonnenoberfläche definiert, da es möglich ist, bis zu diesem Bereich in die Sonne hinein zu blicken (Stix, 2004). In der Photosphäre wird die erzeugte und aufsteigende Energie als Strahlung, wegen der abnehmenden Energie der Strahlungsquanten größtenteils im sichtbaren Licht, abgestrahlt, weshalb mehr als 99 Prozent des gesamten Sonnenlichtes ihren Ursprung in der Photosphäre haben. Mit einer Dicke von 400-500km, was nur 0,1% des Sonnenvolumens entspricht, ist die Photosphäre dünn und die Temperatur nimmt nach außen hin von 6000 auf 4500 Kelvin ab. Der radiale Temperaturgradient ist durch die Mitte-Rand-Variation beschrieben. Dabei nimmt die Helligkeit der Sonne für den Betrachter auf der Erde vom Sonnenzentrum zu den Polen hin ab, da der Beobachter im Sonnenzentrum in geometrisch niedrigere Schichten blicken kann als an den Polen. Durch die höhere Temperatur in niedrigeren Schichten steigt auch die Helligkeit, was die physikalische Erscheinung erklärt (Weigert und Wendker, 2009).

Über der Photosphäre schließt sich die ungefähr 1000km dicke Chromosphäre an. Nach dem Minimum der Temperatur steigt diese nun wieder auf über 10.000 Kelvin an, während gleichzeitig die Gasdichte stark abnimmt. Daher wird das Licht, dass durch die Chromosphäre sowie den obersten Bereich der Photosphäre strahlt, nur zu einem sehr geringen Teil absorbiert. Aus diesem Grund sind im Sonnenspektrum die charakteristischen Absorptionslinien zu erkennen, welche nach ihrem Entdecker Joseph von Frauenhofer als Frauenhofersche Linien bekannt sind.

Die Dichte nimmt nochmals stark ab, wodurch die Chromosphäre in die Korona übergeht. Allerdings wird die Temperatur in der stark verdünnten Materie der Korona durch die Sonnenstrahlung, Stoßwellen und andere mechanische oder magnetische Wechselwirkungen auf über zwei Millionen Kelvin aufgeheizt. Die genauen Ursachen der Aufheizung sind aber immer noch nicht vollständig geklärt (Weigert und Wendker, 2009).

2.3.2 Die Rotation der Sonne und ihr Magnetfeld

Die Sonne besteht aus sehr heißem Gas, wodurch die im Gas befindlichen Atome komplett ionisiert vorliegen. Daraus folgt eine sehr hohe Elektronendichte im Plasma, in dem durch ständige Bewegung des selbigen ein Strom erzeugt wird. Nach den physikalischen Maxwell-Gleichungen induzieren elektrische Ströme Magnetfelder, welche sich mit dem Plasma ebenfalls mitbewegen. Daher wird der Effekt als „eingefrorene Magnetfeldlinien im Plasma“ bezeichnet (Stix, 2004). Da die Sonne am Äquator für ihre Rotation nur 25,5 Tage, am Pol hingegen 34 Tage braucht, entsteht eine differentielle Rotation, wodurch es zur Aufwicklung der Magnetfeldlinien kommt (Schlichenmaier und Peter, 2007).

Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten

Abb. 7: Entstehung des Magnetfeldes der Sonne. 1) Am Beginn eines Zyklus verlaufen die magnetischen Feldlinien gerade. 2) Durch die differentielle Rotation der Sonne werden die magnetischen Feldlinien am Äquator am stärksten in die Rotationsrichtung abgelenkt und es kommt zu einem Aufwickeln der Feldlinien. 3) Durch den Einfluss der Konvektion und der zunehmenden Feldstärke werden die Feldlinien instabil und brechen durch die Sonnenoberfläche hindurch, wodurch die Sonnenflecken entstehen.

Quelle: http://www.abenteuer-universum.de/sterne/sonne.html#rot

Die Feldlinien werden besonders in der Nähe des Äquators aufgewickelt und erscheinen dort in einer großen Dichte, was bedeutet, dass die magnetische Feldstärke ebenfalls ansteigt (Abb. 7). Durch das resultierende toroidale Feld entsteht die unterschiedliche Polung der beiden Sonnenhemisphären. Ungefähr alle 11 Jahre (Schwabe-Zyklus) bricht das Magnetfeld der Sonne zusammen und es findet beim Neuaufbau eine Umpolung statt, so dass nach 22 Jahren (Hale-Zyklus) wieder die ursprüngliche Ausrichtung vorliegt.

2.3.3 Sonnenflecken – Entstehung und Einteilung

Sonnenflecken wurden das erste Mal nach der Erfindung des Teleskopes im 17. Jahrhundert von Galileo Galilei beschrieben. Hierbei handelt es sich um dunkle Flecken auf der Sonnenoberfläche, die eine Folgeerscheinung der magnetischen Aktivität sind.

Durch die differentielle Rotation werden die Magnetfeldlinien immer stärker aufgewickelt und rücken vor allem am Äquator enger zusammen. Daraufhin steigt die magnetische Feldstärke bis zu einem kritischen Punkt an, indem durch physikalische und thermodynamische Effekte die Feldlinien aufsteigen und die Sonnenoberfläche durchstoßen. Danach krümmen sich die Feldlinien zur Sonnenoberfläche zurück und tauchen wieder in das Plasma ein. Die Krümmung reicht bis weit ins All hinein und wird begleitet von ionisiertem Gas, welches am Sonnenrand als Protuberanzen in mattem Leuchten sichtbar wird. Dabei wird der Verlauf der Magnetfeldlinien durch die Materieströme sichtbar nachgezeichnet. Die Durchstoßpunkte sind als Sonnenflecken erkennbar und idealerweise entstehen zwei Flecken mit umgekehrter magnetischer Polarität. Dies wird als bipolare magnetische Region (BMR) angesprochen, wobei die Feldlinien bei dem vorauslaufenden Fleck aus der Sonne heraus gerichtet sind und bei dem nachlaufenden Fleck in die Sonne hinein zeigen. Durch die Störung im Magnetfeld wird die Konvektion unterdrückt, so dass der Fleck kühler als seine Umgebung ist, weniger Strahlung emittiert und demnach für den Beobachter auf der Erde dunkel erscheint.

Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten

Abb. 8: Nahaufnahme eines Sonnenflecks des Weltraumteleskops Hinode vom 4.11.2006. Der Sonnenfleck besteht aus der Umbra (schwarz) und der Penumbra (rötlich). Umgeben wird der Fleck von der ruhigen Oberfläche der Sonne mit ihrer Granulation. Im Vergleich zur Größe des Flecks ist oben rechts die Erde eingefügt.

Quelle: NASA (http://www.nasa.gov/pdf/455157main_SMIII_Problem30.pdf)

Ein idealer Fleck besitzt einen schwarzen Kern, die sogenannte Umbra. In dem Bereich der Umbra treten die Feldlinien senkrecht aus der Oberfläche heraus, wodurch die Behinderung der Konvektion am größten ist. Dies wird durch die verminderte Temperatur von 4000-4300K zu 5600-5900K auf der ruhigen Sonnenoberfläche bestätigt. Um die Umbra folgt die Penumbra, welche durch verringerten magnetischen Einfluss mit 4600-4800K etwas wärmer ist und daher grau/rötlich erscheint (Abb. 8). Die Sonnenflecken können eine Größe von 2.000 bis 50.000km Durchmesser erreichen und sind somit teilweise deutlich größer als der Durchmesser der Erde (Durchschnitt 12.735km). Oberhalb eines Sonnenfleckes ist auch die Temperatur der Photosphäre verringert, was zur Folge hat, dass eine Wilson-Depression entsteht und man ca. 350-400km tiefer in die Sonnenatmosphäre hineinblicken kann.

Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten

Abb. 9: Der Energiehaushalt der Sonne. Das erste Diagramm stellt die Veränderung der totalen solaren Strahlungsintensität (TSS) in Abhängigkeit der Zeit da. Das mittlere Diagramm zeigt den positiven Einfluss der Fackeln (inklusive Protuberanzen) und den negativen Einfluss der Sonnenflecken auf die solare Strahlungsintensität. Zur besseren Orientierung werden im unteren Diagramm die drei entsprechenden Sonnenfleckenzyklen mit Jahreszahlen dargestellt. Kernaussage der Diagramme ist, dass die Verstärkung der TSS durch Fackeln und Protuberanzen gegenüber der Abschwächung durch die Sonnenflecken überwiegt und sich dadurch die TSS in der gleichen Phase mit dem Sonnenfleckenzyklus verändert.

Quelle: verändert nach Lean, 2010, S. 112

Des Weiteren entwickeln sich mit den Sonnenflecken auch vermehrt Protuberanzen und Fackeln, welche eine höhere Energie abstrahlen (Abb. 9). Der Effekt ist mit ungefähr 2 größer als die Verminderung von 1 der Strahlung durch die Sonnenflecken und zieht eine Erhöhung der Gesamtenergieabstrahlung um 0,1% nach sich (Lean, 2010; Sirocko, 2013). Allerdings sind im UV-Bereich und im ultrakurzwelligen Bereich der Sonnenstrahlung deutlich größere Änderungen festzustellen (siehe Kapitel 4.2).

Die Sonnenflecken werden nach der Züricher Klassifikation vom Herrn Max Waldmeier in verschiedene Klassen eingeteilt (Stix, 2004, S. 284 ff.). Die Abbildung 10 visualisiert die folgende Beschreibung der Einteilung. Bis zu den Sonnenflecken der Klasse F kommt es zu einer Steigerung, danach zu einer Abnahme der Anzahl.

Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten

Abb. 10: Klassifikation der Sonnenflecken nach Waldmeier. Die Bildfolge der jeweiligen Kategorie gibt die zeitliche Veränderung der Sonnenflecken wieder und die Gradzahlen die Größe.

Quelle: http://www.baader-planetarium.de/zubehoer/zubsonne/sonne/fleck/fleck-2.htm

Klasse A: Ein einzelner Sonnenfleck oder eine unipolare Gruppe ohne Penumbra.

Klasse B: Eine kleine bipolare Gruppe von Sonnenflecken ohne Penumbra.

Klasse C: Eine kleine bipolare Gruppe von Sonnenflecken, bei der ein Fleck eine Penumbra besitzt.

Klasse D: Eine kleine bipolare Gruppe von Sonnenflecken, bei der zwei Flecken eine Penumbra aufweisen. Die Gruppe hat eine scheinbare Länge unter 10°.

Klasse E: Eine größere bipolare Gruppe von Sonnenflecken, bei der mehrere Flecken eine Penumbra haben. Die Gruppe hat eine scheinbare Länge von 10° bis 15°.

Klasse F: Eine sehr große bipolare Gruppe von Sonnenflecken, bei der viele Flecken eine Penumbra aufweisen. Dadurch vereinigen sich mehrere Penumbras zu einer großen. Die Gruppe hat mindestens eine scheinbare Länge von 15°.

Klasse G: Eine größere bipolare Gruppe von Sonnenflecken mit einem Hauptfleck, umgeben von einer Penumbra mit der Eigenschaft, sich in mehrere Einzelflecken aufzuspalten.

Klasse H: Ein unipolarer Sonnenfleck mit Penumbra, der einen Durchmesser von mehr als 2,5 Breitengraden besitzt.

Klasse I: Ein unipolarer Sonnenfleck mit Penumbra, der einen Durchmesser von weniger als 2,5 Breitengraden besitzt.

Die Gesamtzahl der Sonnenflecken unterliegt einem Zyklus, der im Mittel von Minimum zu Minimum 11 Jahre beträgt, in Wirklichkeit aber zwischen 9 bis 14 Jahren schwankt und als Schwabe-Zyklus bekannt ist (Abb. 11). Die physikalische Ursache für die Variation im Sonnenfleckenzyklus wird wahrscheinlich durch die Schwerkraft des Planetensystems ausgelöst. Hierbei liegt eine Beeinflussung durch den massereichsten Planet unseres Sonnensystems, dem Jupiter, nahe, welcher die Sonne alle 11,8 Jahre umkreist. Der Züricher Astronom Rudolf Wolf legte den Beginn eines Zyklus auf das Minimum fest und nummerierte die Zyklen durch, angefangen mit dem ersten Zyklus im Jahr 1755. Das Jahr 2013 befindet sich somit im 24. Zyklus und gerade nahe dem Maximum. Innerhalb eines Zyklus treten die Sonnenflecken zuerst in etwa 30 bis 40 Grad nördlicher und südlicher Breite auf und wandern anschließend mit Zunahme der Anzahl dieser zum Sonnenäquator. Stellt man die Verknüpfung nach heliographischer Breite in Abhängigkeit von der Zeit dar, erhält man ein typisches Schmetterlingsdiagramm (Abb. 12).

Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten

Abb. 11: Darstellung des jährlichen Sonnenfleckenzyklus seit 1775 bis 2010.

Quelle: Eigendarstellung nach SIDC (http://www.sidc.be/sunspot-data/)

Abb. 12: Schmetterlingsdiagramm für das Auftreten der Sonnenflecken in Abhängigkeit der Zeit. Dabei ist sehr gut zu sehen, wie die Sonnenflecken innerhalb eines Zyklus immer mehr zum Sonnenäquator wandern.

Quelle: NASA (http://solarscience.msfc.nasa.gov/SunspotCycle.shtml)

[...]

Ende der Leseprobe aus 155 Seiten

Details

Titel
Zum Einfluss von Sonnenaktivität und NAO auf das Klima von Mitteleuropa. Rekonstruktion aus historischen Daten und laminierten Maarsedimenten der Eifel
Hochschule
Johannes Gutenberg-Universität Mainz  (Geowissenschaften)
Note
1,0
Autor
Jahr
2013
Seiten
155
Katalognummer
V270155
ISBN (eBook)
9783656610151
ISBN (Buch)
9783656610021
Dateigröße
23211 KB
Sprache
Deutsch
Schlagworte
Sonnenaktivität, Nordatlantische Oszillation;, NAO;, Klima, Mitteleuropa, Maare, Eifel, laminierte Sedimente, historische Daten, Rekonstruktion
Arbeit zitieren
Heiko Brunck (Autor), 2013, Zum Einfluss von Sonnenaktivität und NAO auf das Klima von Mitteleuropa. Rekonstruktion aus historischen Daten und laminierten Maarsedimenten der Eifel, München, GRIN Verlag, https://www.grin.com/document/270155

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