Einleitung

Sonnenaktivität und Temperatur

Auf der Erde ist es in ist es in den letzten 100 Jahrenim Mittel ein knappes Grad Celsius wärmer geworden,wobei sich diese Erwärmung in zwei Etappen vollzog.In der ersten Hälfte des 20. Jahrhunderts stieg dieTemperatur um gut 0.4 Grad an, blieb dann zwischen1940 und 1970 etwa konstant, um seitdem wiederumum etwa 0.4 Grad anzusteigen (Abb. 1). SolcheTemperaturschwankungen sind erdgeschichtlich nichtungewöhnlich, der rapide Anstieg in den letzten 30Jahren ist jedoch ohne Beispiel in den letzten 1000Jahren.

Wieviel von diesem Temperaturanstieg wurdedurch die Freisetzung von Kohlendioxid durch fossileBrennstoffe (Kohle, Erdgas und Erdöl) verursacht? DieKonzentration dieses „Treibhausgases” in der Atmo-sphäre ist seit Beginn der Industrialisierung Mitte des18. Jahrhunderts um 30% angestiegen, am stärkstenin den letzten Jahrzehnten. Aber es ist nicht einfach,die dadurch bedingte Erwärmung von den natürlichenUrsachen für Klimaschwankungen wie der allgemeinenVariabilität des Klimasystems, dem Vulkanismus undnicht zuletzt der Sonne abzugrenzen.

Die Sonne strahlt ihre Energie in verschiedenenWellenlängen ab. Das Maximum ihrer Strahlung liegtim sichtbaren Licht. Die verschiedenen Wellenlängen-bereiche werden in unterschiedlichen Höhen in derErdatmosphäre absorbiert. Röngtenstrahlung wird inder hohen Atmosphäre um 100 km zurückgehalten, dieUV-Strahlung zum größten Teil in der Ozonschicht

zwischen 10 und 50 km Höhe, das sichtbare Lichtebenso wie die Radiostrahlung erreichen den Erdbo-den.

Die Einstrahlung der Sonne ist die Energiequelle fürdas Wettergeschehen (Abb. 2). Jede mittel- undlängerfristige Schwankung ihres gesamten Strahlungs-flusses ist daher von möglicher Bedeutung für dieKlimaentwicklung. Darüber hinaus können Änderun-gen im solaren Spektrum, insbesondere der UV-Strahlung, diesen Einfluss durch ihre Auswirkung aufdie Bildung und den Abbau von Ozon in derStratosphäre verstärken. Schließlich kann die Sonneauch auf indirekte Art auf das Erdklima einwirken, z.B.über die mit dem Magnetfeld der Sonne schwankendeIntensität der kosmischen Strahlung, die sichwiederum möglicherweise auf die Bildung von Wolkenauswirkt. Da Wolken das einfallende Sonnenlichtreflektieren, bewirkt eine Abnahme von Wolken in derunteren Atmosphäre einen Temperaturanstieg.

Abb. 1: Entwicklung der mittleren Temperaturen (bodenna-he Lufttemperatur) auf der Erde seit 1860.

Abb. 2: Das Klima wird bestimmt durch die schwankendeEinstrahlung von der Sonne, durch Winde und Meeresströ-

mungen und deren komplexe Wechselwirkung mit derLitho- und Biosphäre

(Abb.: MPI für Meteorologie, Hamburg).

Alle genannten Mechanismen, mittels derer dieSonne einen Einfluss auf das Erdklima ausübenkönnte, hängen eng mit dem schwankenden Magnet-feld der Sonne und der durch das Magnetfeld hervor-gerufenen Sonnenaktivität zusammen. Besondersauffällig ist dabei der etwa 11-jährige Zyklus, der sichbeispielsweise in der Anzahl der jeweils sichtbarendunklen Sonnenflecken zeigt (Abb. 5). Dies sind

Forschungsinfo 02/2005

Max-Planck-Institutfür Sonnensystemforschung

Der Einfluss der Sonne auf das Erdklima

den Wert bis 1970, gefolgt von einem erneuten, abernur leichten Anstieg. Bis 1970 ist dieser Verlaufqualitativ in Übereinstimmung mit der langfristigenVeränderung der mittleren Temperatur auf der Erdeund eilt ihr sogar etwas voraus. Dies ist ein Hinweisdarauf, dass die Sonne unser Klima mitbestim

Für viele Untersuchungen über die Ursachen derSonnenaktivität und ihre mögliche Wirkung auflangfristige Schwankungen des Erdklimas ist dieZeitspanne ab dem Jahr 1610, für die systematischeAufzeichnungen von Sonnenflecken vorliegen, viel zukurz. Für die Zeit davor kann die Sonnenaktivität ausanderen Daten abgeleitet werden. Diese Informatio-nen sind auf der Erde in Form so genannter kosmoge-ner Isotope” gespeichert. Das sind radioaktive Atome,die in der oberen Atmosphäre der Erde produziertwerden, wenn ein energiereiches Teilchen der kosmi-schen Strahlung auf ein Luftmolekül trifft. Eines dieserIsotope ist Beryllium-10 (Halbwertszeit: 1,6 Mio.Jahre), das bei Niederschlägen aus der Atmosphäreausgewaschen wird und sich in den polaren Eisschildenschichtweise niederschlägt. Da die kosmische Strah-lung durch das den interplanetaren Raum erfüllendeMagnetfeld der Sonne teilweise abgeschirmt wird,schwankt die Häufigkeit des erzeugten Beryllium-10

auf der Erde mit der Stärke dieses Magnetfelds, dasselbst wiederum mit der Häufigkeit von Sonnenfleckenin Verbindung steht. Durch die Anwendung einer Reihevon physikalischen Modellen ist es einer Forschergrup-pe unter Führung des MPS gelungen, eine quantitativzuverlässige Bestimmung der Sonnenfleckenzahl zu-rück bis zum Jahr 850 zu gewinnen (Abb. 7). DieErgebnisse zeigen, dass sich die Sonne seit etwa 60Jahren in einem Zustand ungewöhnlich hoher Aktivitätbefindet, der kein Gegenstück seit dem Jahr 850 hat.

menkönnte. Ab etwa 1970 nimmt die Erdtemperaturallerdings deutlich weiter zu, während die solarenParameter ab 1980 stagnieren; die Sonne kann daherkaum für den jüngsten Temperaturanstieg verant-wortlich gemacht werden. Für die „fleckenlose” zweiteHälfte des 17. Jahrhunderts ergaben weitere Studieneine gegenüber heute um bis zu 0.5% geringereStrahlungsleistung der Sonne.

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Abb. 6: Der Verlauf der mittleren Temperaturauf der Erde (orange) stimmt von 1860 bis 1970 gut mitder rekonstruierten solaren Helligkeit (blau) überein. Die

roten und blauen Flächen deuten die Unsicherheiten in derBestimmung der jeweiligen Größen an. Während die

Kurven vor 1980 weitgehend parallel verlaufen, lässt sichder deutliche Temperaturanstieg auf der Erde danach

kaum auf einen Einfluss der Sonne zurückführen(S.K. Solanki und N. Krivova, MPS)

Abb. 5: Sonnenflecken und Sonnenfackeln. : Aufnahme der Sonne mit Sonnenflecken im sichtbaren Licht. DieFlecken erscheinen dunkel, weil ihre Temperatur mit ca. 4000° um etwa 2000° geringer als die ihrer Umgebung ist.

Sonnenflecken leben typischerweise mehrere Tage bis Wochen und wandern durch die Rotation der Sonne über diesichtbare Sonnenhalbkugel. : Aufnahme der Sonne im Licht des einfach ionisierten Kalziums. Neben den

dunklen Sonnenflecken sind die ebenfalls magnetischen Fackelgebiete als helle Flächen deutlich zu sehen.

Links

Rechts

Gebiete auf der Sonnenoberfläche, in denen ein star-kes Magnetfeld (einige tausend mal stärker als dasMagnetfeld der Erde) den Energie-transport aus demSonneninnern behindert. Die einzelnen Aktivitäts-zyklen der Sonne schwanken in ihrer Stärke und auchin ihrer Länge (Abb. 3). Zeitweise verschwinden dieSonnenflecken auch fast vollständig über längere Zeit,so beispielsweise während des sogenannten„Maunder-Minimums” in der zweiten Hälfte des 17.Jahrhunderts.

Die Aufzeichnung der Anzahl der Sonnenfleckenund anderer Indikatoren der Sonnenaktivität könnenmit Klimaaufzeichnungen verglichen werden. So wur-de beispielsweise ein auffälliger Zusammenhangzwischen der Lufttemperatur über den Landmassen inder nördlichen Hemisphäre der Erde und der Länge derSonnenfleckenzyklen gefunden. Auch längerfristigeKlimaschwankungen in Erdbodennähe laufen teilweiseparallel zu entsprechenden Variationen der Sonnen-aktivität. So fielen das Maunder-Minimum und eineähnliche Periode geringer Sonnenaktivität im 16.Jahrhundert mit der so genannten kleinen Eiszeit inEuropa zusammen, einer Zeit strenger Winter, in denendie Themse regelmäßig gefror und die alpinenGletscher weit in die Täler hinein wuchsen. Dagegengab es eine Zeit erhöhter Sonnenaktivität im 12. und13. Jahrhundert, zeitgleich mit Berichten über einausgeprägt warmes Klima, das es den Wikingernermöglichte, Siedlungen in Grönland zu unterhalten.

In den letzten Jahrzehnten konnten dieSchwankungen der Sonneneinstrahlung und desMagnetfeldes der Sonne präzise verfolgt werden,wobei Messungen von Raketen und Satellitenbesondere Bedeutung erlangt haben. So wurdegefunden, dass die Sonne in fleckenreichen Jahrenerheblich mehr ultraviolette Strahlung als imAktivitätsminimum abstrahlt. Gleichzeitig wird dieobere Erdatmosphäre durch die Absorption dieserStrahlung erwärmt und dehnt sich deshalb imFleckenmaximum ein gutes Stück weiter in den

Weltraum aus. In der unteren Stratosphäre (oberhalb10 km Höhe) wurden ebenfalls Temperatur- undDruckschwankungen gemessen, die im Gleichtakt mitdem Sonnenfleckenzyklus sind und möglicherweisegroßräumige Luftzirkulationen beeinflussen.

Überraschenderweise zeigten die Satelliten-Messungen auch, dass die totale Einstrahlung derSonne auf die Erde im Verlauf ihres 11-jährigen Akti-vitätszyklus schwankt (Abb. 4). Wenn große Sonnen-flecken auftauchen, verringert sich die Strahlungs-leistung kurzzeitig um bis zu 0.2%, insgesamt nimmtsie aber überraschenderweise von Fleckenminimum zuFleckenmaximum um etwa 0.1% zu. Die Sonne ist alsoim Mittel heller, wenn sie mehr dunkle Sonnenfleckenzeigt! Für dieses scheinbare Paradoxon sind besondersintensiv strahlende magnetische Regionen verant-wortlich, welche die Sonnenflecken umgeben. Diesehellen Fackelgebiete” überwiegen gegenüber dendunklen Sonnenflecken, so dass die Sonne im Akti-vitätsmaximum heller ist als im Minimum.

Abb. 3: Sonnenfleckenzahl seit dem Beginn der regel-mäßigen Aufzeichungen zum Beginn des 17.

Jahrhunderts. Die Zahl der Sonnenflecken variiert ineinem Zyklus von etwa 11 Jahren, der von längerfristigenSchwankungen überlagert wird. Im Maunder-Minimum” inder zweiten Hälfte des 17. Jahrhunderts gab es fast keine

Sonnenflecken.

Abb. 4: Schwankung der Gesamt-Einstrahlung derSonne oberhalb der Erdatmosphäre (Daten von vierverschiedenen Satelliten). Die Messzeit umfasst drei

Sonnenfleckenmaxima (1980,1990,2001) und zwei Minimadazwischen. Die Variation der Sonneneinstrahlung verläuft

parallel zum Sonnenfleckenzyklus. Die kurzfristigen„Einbrüche“ werden durch das Auftauchen großer

Sonnenflecken hervorgerufen.

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Können diese doch recht geringen Helligkeits-schwankungen der Sonne für das Erdklima bedeutsamsein? Eine rein periodische Schwankung der Helligkeitbewirkt keine langfristige Änderung der Sonnen-helligkeit und kann somit auch keinen Beitrag zurglobalen Erwärmung leisten. Dazu wäre eine syste-matische Änderung über die letzten hundert Jahrenotwendig. Aus der Zeit vor 1978 gibt es aber keinedirekten Messungen, so dass man die Helligkeit ausden Aufzeichnungen über Sonnenflecken und Fackel-gebiete, die in den Archiven der Sonnenforscherliegen, näherungsweise rekonstruieren muss. Aufdiese Weise gelang es Forschern am MPS, die Variationder Sonnenhelligkeit für die letzten 100 Jahreabzuschätzen (Abb. 6). Man fand von 1900 bis 1940einen Anstieg um 0.2%, danach einen gleichbleiben-

Messungen der Sonneneinstrahlung

Forschung am MPS

Abb. 7: Rekonstruktion der (jeweils über 10 Jahregemittelten) Sonnenfleckenzahl aus der in Eisbohrkernengemessenen Konzentration des radioaktiven Isotops Be-10 seit dem Jahr 850. Verglichen werden die Ergebnissevon zwei verschiedenen Bohrkernen (aus Grönland und

der Antarktis) mit den direkten Beobachtungen vonSonnenflecken seit 1610. Deutlich erkennbar ist, dass diegegenwärtige Periode hoher Sonnenfleckenaktivität in den

letzten 1000 Jahren ohne Parallele ist.

Diese Ergebnisse wurden jüngst erweitert durch dieAnalyse des ebenfalls durch kosmische Strahlunggebildeten C-14 (radioaktiver Kohlenstoff mit einerHalbwertszeit von 5730 Jahren) in Baumringen. Aufdiese Art kann die Produktionsrate von C-14 bis zumEnde der letzten Eiszeit zurück verfolgt werden. Dievom MPS geführte Forschergruppe hat aus diesenDaten die Zahl der Sonnenflecken über 11.400 Jahre

bestimmt (Abb. 8). Die erweiterte Zeitreihe zeigt, dassman über 8000 Jahre in die Vergangenheit zurückge-hen muss, um eine Episode ähnlich starker Sonnenak-tivität zu finden wie in den letzten 60 Jahren.

Fassen wir den heutigen Kenntnisstand zusammen.Über längere Zeiträume hinweg deuten die Daten aufeinen merklichen Einfluss der veränderlichen Sonneauf das Klima-geschehen hin, auch wenn dessengenaues Ausmaß und die Wirkungsmechanismenselbst noch unklar sind. Bei der globalen Erwärmungder letzten hundert Jahre wird ebenfalls ein Beitrag derSonne nahegelegt, allerdings scheint seit 1980 derverstärkte Treibhauseffekt durch die Zunahme vonKohlendioxid in der Atmosphäre die Überhandgewonnen zu haben.

S. K. Solanki, D. Schmitt, M. Schüssler

Fazit

Internet-Seiten:

http://www.mps.mpg.de/projects/sun-climate

http://www.mpimet.mpg.de/de/web/education/earth_system.html

http://www.iup.uni-heidelberg.de/institut/forschung/groups/fa/radiokohlenstoff/radiometrie-web-html

http://www.ncdc.noaa.gov/paleo/icecore/greenland/summit/document/gripinfo.htm

http://sidc.oma.be

Abb. 8: Rekonstruktion der (jeweils über 10 Jahre gemittelten) Sonnenfleckenzahl aus der in Baumringen gemessenenKonzentration des radioaktiven Kohlenstoffs C-14 seit dem Ende der letzten Eiszeit (blau). Die Rekonstruktion endet im

Jahr 1900, da die C-14-Daten danach durch die Verbrennung fossiler Brennstoffe verfälscht sind. Die direktenMessungen von Sonnenflecken seit 1610 sind rot eingezeichnet. Man muss über 8000 Jahre zurückgehen, um eine

vergleichbare Episode ausgeprägt starker Sonnenaktivität zu finden, wie wir sie seit etwa 1940 beobachten.

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