Forschungsbericht 2017 - Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung

Sechs Tage Sonnenaufgang

Autoren
Riethmüller, Tino L.; Barthol, Peter; Solanki, Sami K.
Abteilungen
Abteilung Sonne und Heliosphäre
Zusammenfassung
Von einem riesigen Heliumballon getragen hat das Sonnenobservatorium Sunrise bereits zwei sechstägige Flüge entlang des nördlichen Polarkreises absolviert. Während der erste Flug zahlreiche neue Erkenntnisse über die untere Atmosphäre der Sonne bei schwacher magnetischer Aktivität lieferte, werden hier ausgewählte Ergebnisse des zweiten Flugs vorgestellt, der bei deutlich erhöhter Sonnenaktivität stattfand.

Die Sonne ist aufgrund ihrer Nähe zur Erde der einzige Stern, bei dem sich die an der Oberfläche ablaufenden Prozesse mit hoher räumlicher Auflösung untersuchen lassen. Die im Inneren der Sonne abgestrahlte Energie steigt in heißen Gasblasen an die Oberfläche und bildet dort die typischen Granulationsmuster aus. Bündel aus Magnetfeldlinien bilden bis zu mehrere zehntausend Kilometer große, dunkle Sonnenflecken, die nach einigen Tagen wieder zerfallen (siehe Abb. 1). Heißes Plasma bewegt sich entlang von Magnetfeldbögen, von denen die größten bis in die äußere Atmosphäre reichen, der Korona. Dort kann es in unregelmäßigen Abständen zu explosionsartigen Auswürfen großer Plasmamengen in den interplanetaren Raum kommen und zur Beschleunigung von Elementarteilchen auf sehr hohe Energien. Dieses sogenannte Weltraumwetter kann sich auch auf die Erde auswirken.

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Abb. 1: Neu entstandener Sonnenfleck, umgeben von Poren (dunkle Gebiete) und eingebettet in typische Granulationsgebiete. Die Aufnahme der Sonnenoberfläche stammt vom zweiten Sunrise-Flug.

Magnetfeld der Sonne

Alle diese Phänomene sind eng mit dem Magnetfeld der Sonne verbunden, und ihre Intensität schwankt in einem 11-Jahres-Zyklus. Ein Dynamoprozess im Inneren der Sonne erzeugt das Magnetfeld, das ihre Oberfläche in Form von Sonnenflecken und einer großen Anzahl kleinerer Konzentrationen durchdringt. (Dort ist der Energietransport aus dem Innern der Sonnen an ihre Oberfläche stark eingeschränkt. Daher sind diese Gebiete ein wenig kühler als ihre Umgebung und erscheinen dunkler.)

Während die Temperatur von im Mittel 5800 Kelvin an der Sonnenoberfläche wie erwartet in der 500 Kilometer höheren oberen Fotosphäre auf rund 4500 Kelvin sinkt, erhöht sich die Temperatur in der darüber liegenden Chromosphäre zunächst leicht, bis sie schließlich in der Korona abrupt auf über eine Millionen Kelvin ansteigt. Die Bewegungen der heißen Gasblasen reichern das Magnetfeld in der Nähe der Sonnenoberfläche mit Energie an, die dann von dort aus in höhere Atmosphärenschichten transportiert wird. Um den ungewöhnlichen Temperaturanstieg von Fotosphäre zu Korona besser zu verstehen, muss man die Struktur des Magnetfeldes in der Fotosphäre sowie seine Wechselwirkungen mit den dortigen Plasmaströmungen untersuchen. Die relevanten Prozesse spielen sich dabei auf Skalen von 100 Kilometern oder weniger ab. Das liegt an der Grenze des Auflösungsvermögens moderner Sonnenteleskope.

Sunrise

Ein zentrales Hindernis bei der quantitativen Untersuchung dieser Prozesse sind Dichte- und Temperaturschwankungen in der Erdatmosphäre, die bei bodengebundenen Beobachtungen zu unscharfen Aufnahmen führen. Mit satellitengestützten Beobachtungen aus dem Weltraum lässt sich der störende Einfluss der Erdatmosphäre vermeiden. Zu den sehr teuren Weltraummissionen bieten ballonbetriebene Sonnenteleskope eine kostengünstigere Alternative. Sunrise ist unter solchen Sonnenobservatorien das leistungsfähigste (siehe Abb. 2). Es besteht aus einem Spiegelteleskop mit einer Eintrittsapertur von einem Meter, einer Bildstabilisierung mit Fokuskorrektur und zwei wissenschaftlichen Instrumenten. Das Teleskop wird in der Gondel eines Heliumballons auf einer Flughöhe von 34 bis 37 Kilometer betrieben. Dadurch befinden sich 99 Prozent der Erdatmosphäre unterhalb des Ballons, so dass die Luftunruhe keine Rolle mehr spielt. Die Flughöhe erlaubt auch Beobachtungen im ultravioletten (UV) Spektralbereich, die vom Boden aus wegen der Absorption in der Ozonschicht nicht möglich sind. Sunrise hat bisher zwei Flüge absolviert, den ersten im Juni 2009 während eines Minimums der Sonnenaktivität, und den zweiten im Juni 2013 bei einer deutlich höheren Aktivität. Hierbei ließen sich Sonnenflecken beobachten. Beide Flüge starteten am europäischen Ballonstartplatz ESRANGE nahe der schwedischen Stadt Kiruna und führten etwas nördlich des arktischen Polarkreises nach Kanada, wo das Ballonobservatorium nach sechs Tagen landete. Dank der Mitternachtssonne waren keine nächtlichen Beobachtungspausen notwendig.

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Abb. 2: Kranfahrzeug zum Starten von Ballon-Missionen mit angehängter Sunrise-Nutzlast kurz vor dem Start des zweiten Flugs. Man kann den Frontring des Teleskops erkennen, ebenso die Solarzellen links und rechts vom Teleskop zur Stromversorgung des Observatoriums. Ganz unten ist ein zweiter Satz Solarzellen zu sehen, der die Stromversorgung für die Kommunikation mit der Bodenstation sicherstellt.

Von den vielen wichtigen Resultaten, die aus den Daten des zweiten Flugs hervorgingen, werden hier beispielhaft einige wenige kurz beschrieben. Eine Sonderausgabe der Zeitschrift The Astrophysical Journal Supplement Series mit 17 Sunrise-Publikationen, die die Forschungsergebnisse in größerer Ausführlichkeit enthalten, ist kürzlich erschienen.

Feingliedrige Fibrillen der Chromosphäre

Beobachtungen einer aktiven Region mit dem Sunrise-Filter-Imager (SuFI) im Licht des Kalziums bei 397 Nanometer zeigten eine feingliedrige Struktur der Chromosphäre in der Form eines dichten Waldes aus schmalen langgezogenen Fibrillen (siehe oberer Teil von Abb. 3). Mit dem zweiten Instrument, dem Magnetograf IMaX, ließ sich das Magnetfeld in der Fotosphäre mit hoher Auflösung bestimmen. Da sich das Magnetfeld in Chromosphäre und Korona nicht ohne Weiteres messen lässt, versucht man den Verlauf der Feldlinien aus den fotosphärischen Messungen zu extrapolieren. In der Vergangenheit verwendete man dafür das stark vereinfachende Modell eines kräftefreien Magnetfeldes. Dank der hohen räumlichen Auflösung der IMaX-Daten ließ sich eine verbesserte Extrapolationsmethode anwenden, so dass die nicht kräftefreie Schicht zwischen Fotosphäre und mittlerer Chromosphäre modelliert werden konnte (siehe unteren Teil von Abb. 3). Die Ergebnisse zeigen, dass Fibrillen vor allem in solchen Regionen auftreten, in denen die Magnetfeldlinien in der unteren Chromosphäre annähernd horizontal verlaufen. An Stellen mit mehr vertikalen Feldlinien sind die Fibrillen kürzer und chaotischer. Viele Fibrillen verlaufen entlang von kleinskaligen Magnetfeldbögen, also Feldlinien, die Gebiete mit entgegengesetzter magnetischer Polarität miteinander verbinden.

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Abb. 3: Oben: Intensitätskarte der Sonnenoberfläche, gemessen mit Sunrise/IMaX bei 525 Nanometer, überlagert mit der von Sunrise/SuFI bei 397 Nanometer gemessenen Intensitätskarte der Chromosphäre. Unten: Extrapolation von Magnetfeldlinien aus den IMaX-Messungen. Die Farbkodierung gibt die Neigungen des Magnetfelds an. Der Ausschnitt der Sonne ist 37000 Kilometer x 37000 Kilometer in horizontaler Richtung groß und 1400 Kilometer hoch.

Die Untersuchung der chromosphärischen Feinstruktur ergab außerdem, dass Fibrillen in ihrer Intensität und Breite oszillieren. Es wurden verschiedene Wellenmoden entdeckt, die entlang dieser Strukturen laufen. Solche Wellen könnten einen wichtigen Beitrag zur Aufheizung der Korona liefern, deren Temperatur von über einer Million Kelvin sich bisher noch nicht vollständig erklären lässt.

Turbulenzspektrum der Intensität

Bezüglich des Energietransports durch Konvektion an und unterhalb der Sonnenoberfläche weichen Beobachtung und Theorie enorm voneinander ab. Möglicherweise spielen die turbulenten Strömungen unterhalb der dominanten granularen Skalen dabei eine wichtigere Rolle als bisher angenommen. Sunrise kann erstmals den vollen Inertialbereich der konvektiven Turbulenz auflösen, also den Bereich zwischen den Skalen des Energieeintrags und den Skalen, ab denen die Viskosität des Sonnenplasmas eine substanzielle Rolle spielt. Die Leistungsspektren der SuFI-Daten und von magnetohydrodynamischen (MHD) Simulationen zeigen im Inertialbereich einen fast identischen Verlauf.

Aufheizung von Koronabögen

In der Korona erstrecken sich entlang den magnetischen Feldlinien weitläufige Bögen aus heißem Gas, deren Fußpunkte in der Sonnenoberfläche verankert sind. Die Bögen selbst sind in den Koronaaufnahmen des Atmospheric Imaging Assembly an Bord des weltraumbasierten Solar Dynamics Observatory gut sichtbar und ließen sich dort identifizieren, während die Magnetfeldkonfiguration der Fußpunkte aus den IMaX-Daten abgeleitet wurde. Es zeigte sich, dass die Enden von Koronabögen oft an Stellen verankert sind, die von magnetischen Strukturen entgegengesetzter Polarität begleitet sind, die deutlich kleiner sind als die Struktur der dominierenden Polarität (siehe Abb. 4). Diese kleinskaligen Strukturen wechselwirken beständig mit der dominierenden Polarität des Fußpunktes durch Auslöschung von entgegengesetzt gerichtetem magnetischen Fluss beziehungsweise durch Rekonnexion, also durch abrupte Änderungen der Magnetfeldstruktur. Beide Phänomene könnten erklären, wie Masse und Energie in die Korona gelangen. Diese Entdeckung stellt die gängige Meinung über die Struktur von Koronabögen in Frage.

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Abb. 4: Schematische Illustration einer möglichen Anbindung eines Koronabogens an die Oberfläche der Sonne.

Beobachtungsgetriebene Simulation der Sonne

Am Beispiel von IMaX-Beobachtungen wurde eine neue Inversionstechnik, also eine Methode zur Bestimmung von Temperatur-, Magnetfeld- und Geschwindigkeitskarten aus den Daten eines Magnetografen, entwickelt und evaluiert. Dazu wird eine MHD-Simulation der Fotosphäre und oberen Konvektionszone benutzt, um synthetische Profile der von IMaX verwendeten Spektrallinie zu berechnen und mit allen bei der Beobachtung wirksamen instrumentellen Effekten zu degradieren, bis sie der Qualität einer realen Messung entspricht. Jedes beobachtete Profil wird dann durch das ähnlichste degradierte synthetische Profil ersetzt, um eine Anfangsbedingung für eine erneute MHD-Simulation zu erhalten. Nach einem kurzen Relaxationsprozess erhält man so einen MHD-Datensatz, der der Beobachtung sehr ähnlich ist. Diese neue Technik hat unter anderem den Vorteil, dass die physikalischen Größen der Sonnenatmosphäre auf einer geometrischen Höhenskala erhalten werden. Bei bisherigen Methoden war dies nicht der Fall war. Auf dieses Weise lässt sich ein realistisches dreidimensionales Bild der Sonnenatmosphäre gewinnen.

Ausblick: Ein dritter Sunrise-Flug

Für 2020 ist ein dritter Sunrise-Flug mit einer deutlich leistungsfähigeren Instrumentierung geplant. Das Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) entwickelt dafür ein Spektropolarimeter, das erstmals im UV-Bereich von 300 bis 430 Nanometer arbeiten soll. Das Instrument soll zwei Vorteile dieses Spektralbereichs, nämlich das bessere räumliche Auflösungsvermögen sowie eine höhere Spektralliniendichte, kombinieren. Da die simultane Inversion von sehr vielen Spektrallinien Neuland ist, wird das MPS die notwendigen Werkzeuge entwickeln. Als zweite Neuheit wird das MPS zusammen mit japanischen Partnern ein Spektropolarimeter für den roten und infraroten Spektralbereich entwickeln, der für fotosphärische und chromosphärische Beobachtungen ausgelegt ist und seine Vorteile aus dem hohen Signal-zu-Rausch-Verhältnis und der großen Zeeman-Aufspaltung der Spektrallinien im Magnetfeld bei großen Wellenlängen ziehen wird. Außerdem wollen unsere spanischen Partner den IMaX-Magnetografen um ein Filterrad erweitern, um verschiedene Spektrallinien beobachten zu können. Diese neue Instrumentierung wird Sunrise III noch leistungsfähiger machen als bisher und neue Fenster für weitere Entdeckungen eröffnen.

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