Bei einem coronalen Massenauswurf werden, durch die Bewegung der Plasmawolke
des CME in der Sonnenkorona, elektromagnetische Wellen freigesetzt, deren
Wellenlänge im Radiobereich liegt.
Die Freisetzung dieser Radiostrahlung geschieht durch einen Prozess, bei
dem sich Elektronen des Plasmas um die lokalen Magnetfeldlinien in der Sonnenkorona
auf Spiralbahnen bewegen.
Die Frequenz der ausgestrahlten Radiowellen hängt von zwei Parametern
ab, zum Einen von der Dichte der Plasmawolke und zum Anderen von der Dichte
des beteiligten Magnetfeldes. Bei höherer Dichte entstehen Wellen mit
hoher Frequenz (300 MHz) und entsprechend bei niedriger Dichte Wellen mit
niedrigerer Frequenz (10 MHz). Da sowohl die Magnetfeldlinien als auch das
Plasma in der inneren Sonnenkorona dichter ist als in der äußeren
Korona, entsteht bei einem starken CME fast zwangsläufig ein sogenannter
"Radio-Sweep". Dieser Sweep beschreibt die Veränderung
der Frequenz der Radiowellen von Hoch nach Niedrig, während sich die
Schockfront des CME durch die Sonnenkornona von innen nach außen fortbewegt.
Zeichnet man auf der Erde diese Frequenzabfolge auf, so kann man mit Hilfe
von Modellen eine Aussage über die Geschwindigkeit der freigesetzten
Plasmawolke erhalten.
In den Berichten zur Sonnenaktivität wird ein solches Ereignis auch
als Typ II Radiosweep bezeichnet.
Unglücklicherweise produzieren nicht alle CME´s einen solchen
Radiosweep.
Bei langsamen Massenauswürfen kann es nämlich passieren, dass
die Schockfront die Schallgeschwindigkeit innerhalb der Sonnencorona nicht
erreicht. In diesem Fall werden keine Radiowellen erzeugt.
Andererseits kann es bei sehr starken Ausbrüchen auf der Sonne so starkes
"Hintergrundrauschen" in Form von "Radio-Bursts"
geben, dass man den auftretenden Radiosweep aus der aufgezeichneten Radioemission
nicht mehr herausfiltern kann. Bei diesen Ereignissen tritt also ein Sweep
auf, der aber nicht vermessen werden kann.
Ein weiteres Problem bei der Aufzeichnung von solaren Radioemissionen liegt
in der Plasmaschicht der Erdatmosphäre. Denn auch dort entstehen ebenfalls
Radiowellen, die für ein stetiges Untergrundsignal sorgen. Weiterhin
kann die betreffende Schicht, die Ionosphäre, auch Radiostrahlung die
von der Sonne kommt, in den Weltraum zurück reflektieren. Diese Strahlung
dringt dann nicht mehr zu den Antennen auf der Erde (z.B. Culgoora
Solar Observatory) durch und kann folglich nicht aufgezeichnet werden.
Abhilfe schafft hier ein weltraumgebundenes Instrument wie zum Beispiel
das WAVES
Instrument an Bord der WIND
Sonde.
Bei den verschiedenen Radioemissionen unterscheidet man 5 Typen, die mit den
römischen Ziffern I - V bezeichnet werden.
Wichtig für die Charakterisierung eines CME ist jedoch neben dem schon
genannten Typ II nur noch der Typ IV. Hierbei handelt es sich um
einen Radioburst, der einen weiten Frequenzbereich (300 - 30 MHz) auf einmal
abdeckt. Charakteristisch ist jedoch meist die lange Dauer eines Typ IV
Ereignisses, das bis zu einigen Stunden anhalten kann.
Ein Typ III Ereignis tritt relativ häufig auf, wenn sich eine
magnetisch komplexe Fleckengruppe auf der Sonne befindet. Hierbei verändert
sich die Radiofrequenz (500 - 0.5 MHz) sehr schnell innerhalb von Sekunden.
Im Gegensatz dazu dauert die Frequenzveränderung bim Typ II Sweep mehrere
10 Minuten.
Meist in Verbindung mit dem Typ III Sweep tritt der seltenere Typ V
Burst auf. Hierbei handelt es sich um relativ breite Radiopulse, die zwischen
1 und 2 Minuten anhalten.
Der Typ I Radioburst schließlich, besteht aus einer Art Rauschen
das von einzelnen Radiopulsen (300 - 50 MHz) hervorgerufen wird.
Generell ist nur das Typ II Ereignis charakteristisch für einen coronalen
Massenauswurf. Alle anderen Typen von Radioereignissen sind auch im Zusammenhang
mit Flares (ohne CME) und aktiven Sonnenflecken möglich.