Wie Protuberanzen auf der Sonne entstehen

Gewaltige Materiemengen sind notwendig, um die riesigen Plasmastrukturen in der Korona zu erzeugen und aufrechtzuerhalten. Neue Rechnungen zeigen, wie das möglich ist. 

Auf den Punkt gebracht

• Groß und kühl: Protuberanzen sind mehrere tausend Kilometer große, kühle Plasmastrukturen in der heißen Korona der Sonne. Einige bleiben über Wochen bestehen.  
• Materialzufuhr: Damit Protuberanzen entstehen und stabil bleiben, brauchen sie ständigen Plasma-Nachschub. Eine neue Studie erlaubt Einblicke in ihre „Versorgungslogistik“. Die neuen Computersimulationen berücksichtigen erstmals Vorgänge in allen beteiligten Sonnenschichten – auch unterhalb der Oberfläche. 
• Magnetfeld: Entscheidend ist das Magnetfeld der Sonne. Es hievt Plasma aus tieferliegenden Schichten in die Protuberanzen und lenkt den Zustrom durch die Korona. 
• Vorhersage von Sonneneruptionen: Um wichtige Infrastruktur wie Stromnetze und Satelliten der Erde zu schützen, ist eine rechtzeitige Vorhersage von sich anbahnenden Sonnenstürmen essenziell. Diese Forschung bildet eine Grundlage für künftige Vorhersagen. 

Mit ihren mehr als eine Million Grad ist die Atmosphäre der Sonne, die Korona, unfassbar heiß. Allerdings nicht überall. Immer wieder zeigen sich in ihr riesige Strukturen aus deutlich kühlerem, etwa 10.000 Grad heißem Sonnenplasma, so genannte Protuberanzen. Oft muten die bis zu mehreren tausend Kilometer großen Gebilde wie flackernde Flammen an, die ganz unterschiedliche Formen annehmen können. Trotz ihrer filigran anmutenden Gestalt sind sie gewaltige „Materiebrocken“: Ihre Dichte übersteigt die der umliegenden Korona um das mehr als Hundertfache. In gewisser Weise ist dies, als hinge ein riesiger Berg Mitten in der Luft. Protuberanzen können Wochen oder sogar Monate lang stabil sein, haben aber gleichzeitig  explosives Potential: Wenn sie nicht unauffällig vergehen, enden sie in einem gewaltigen Ausbruch, bei dem die Sonne geladene Teilchen ins All schleudert. Breitet sich die Teilchenwolke in Richtung der Erde aus, kann es zu heftigen Sonnenstürmen kommen. 

In der aktuellen Veröffentlichung in der Fachzeitschrift Nature Astronomy gehen Forschende des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen der Frage nach, wie Protuberanzen entstehen und was das Geheimnis ihres Durchhaltevermögens ist. Dabei zeigt sich, dass mehrere Prozesse am Werk sind und so ein ständiges Gleichgewicht aus Materialverlust und -zufuhr erzeugen.

In aufwändigen Computersimulationen stellen die Forschenden das Zusammenspiel von Magnetfeldern und Plasma in der Sonne nach. Dabei berücksichtigen sie nicht nur die Atmosphäre der Sonne, in der sich die Protuberanzen manifestieren, sondern erstmals auch die tieferliegenden, kühleren Schichten unseres zwiebelartig aufgebauten Sterns. Dort unterhalb der sichtbaren Oberfläche der Sonne erzeugen turbulente Plasmaströme das komplexe, sich ständig verändernde Magnetfeld der Sonne, das sich bis in die Atmosphäre fortsetzt.

„In der Atmosphäre der Sonne ist das Magnetfeld die treibende Kraft. Es spielt auch bei allen Prozessen, die zum Entstehen und Aufrechterhalten der Protuberanzen beitragen, eine entscheidende Rolle“, sagt MPS-Wissenschaftlerin Lisa-Marie Zeßner-Ondratschek, Erstautorin der neuen Veröffentlichung. Ebenso entscheidend ist der Temperaturverlauf innerhalb dieser Schichten. Mit maximal 20.000 Grad ist die untere Sonnenatmosphäre, die Chromosphäre, deutlich kühler als die Korona; die darunterliegende Sonnenoberfläche erreicht gerade einmal 6000 Grad.

Gefangen in der Magnetfeldmulde

Für ihre Rechnungen wandte sich die Forscherin den „kleineren“ Protuberanzen zu, die „nur“ bis zu 20.000 Kilometer in die Korona ragen. Zudem nahm sie eine Magnetfeld-Architektur an, die oftmals mit Protuberanzen einhergeht: Die Magnetfeldlinien nehmen in der Korona die Form eines Doppelbogens an. Sie erinnern an die zwei Höcker eines Trampeltiers oder an zwei benachbarte Berge einer Bergkette. In der Mulde zwischen den „Höckern“ entsteht die Protuberanz.

Wie die Computersimulationen zeigen, setzt eine Art „Einspritzprozess“ die Protuberanz in Gang. Angetrieben von turbulenten, kleinskaligen Magnetfeldbewegungen stößt die Chromosphäre Spritzer kühlen Plasmas aus; in der Magnetfeldmulde in der Korona bleibt dieser wabernde Klecks gefangen. Danach setzt die ausgeklügelte Versorgungslogistik der Protuberanzen ein: Zwar „regnet“ ein Teil des kühlen Plasmas entlang der Magnetfeldbänder immer wieder zurück in die Tiefe; doch zwei Prozesse gleichen die Verluste wieder aus. Immer wieder spritzt Material aus der Chromosphäre nach; zudem – wenn auch in geringerem Maße – strömt heißes Plasma aus der Korona entlang der Magnetfeldlinien in die Mulde, kühlt ab und „kondensiert“ dort.

„Unsere Rechnungen zeigen so realistisch wie nie zuvor, wie beide Prozesse zusammenspielen, um die Protuberanzen mit Nachschub zu versorgen und so am Leben zu erhalten“, sagt Lisa-Marie Zeßner-Ondratschek. Frühere Simulationen, die nur die Atmosphäre der Sonne berücksichtigt hatten, konnten hauptsächlich die Kondensation in der Korona modellieren. Die neue Veröffentlichung schließt somit eine große Wissenslücke und belegt eindrucksvoll, dass auch die Vorgänge im Innern der Sonne entscheidend sind, um das eruptive Wesen unseres Sterns zu verstehen – und möglicherweise eines Tages vorhersagen zu können.