Forschungsbericht 2014 - Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung

Flechten mit Magnetfeldern auf der Sonne

Autoren
Peter, Hardi
Abteilungen
Sonne und Heliosphäre
Zusammenfassung
Die äußere heiße und dynamische Atmosphäre der Sonne, die Korona, wird von Magnetfeldern dominiert. Konvektive Bewegungen an der Oberfläche verflechten die in die Korona reichenden Magnetfeldlinien und induzieren so Ströme, die dissipiert werden und das Plasma heizen. In numerischen Experimenten kann man die zugrundeliegenden Prozesse so gut abbilden, dass die komplexen Beobachtungen der echten Sonne reproduziert werden. Im Wechselspiel von modernen Beobachtungen und numerischen Modellen auf Supercomputern kommt man so einem Verständnis der Heizung, Struktur und Dynamik der Korona näher.

Kühle Sterne wie unsere Sonne sind von einer heißen äußeren Atmosphäre umgeben, der Korona. In dieser werden Temperaturen von weit über einer Million Kelvin erreicht, womit es dort etwa 100-mal heißer ist als auf der Oberfläche. Da Wärme immer nur vom heißen zum kühlen Körper geleitet werden kann, stellt sich die Frage, wie die mit knapp 5800 K verhältnismäßig kühle Oberfläche die Korona heizen kann. Die zentrale Rolle bei der Lösung des Problems der Heizung der Korona spielt das Magnetfeld, das sowohl den Energiefluss in die Korona kanalisiert als auch durch die Konversion von magnetischer Energie in thermische Energie direkt zur Heizung beiträgt. Die Frage nach der Heizung der Korona ist dabei auch von breiterem Interesse in der Astrophysik, da sich bei einer großen Zahl von Phänomenen, die im Röntgenlicht beobachtbar sind, die gleiche Frage der Aufheizung des Plasmas auf hohe Temperaturen stellt.

Atomphysik, Spektroskopie, Plasma und Magnetfelder

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Abb. 1: Bild der Korona der Sonne im extremen Ultraviolett. Diese Aufnahme zeigt Plasma in der äußeren Atmosphäre bei einer Temperatur von knapp unter einer Million K. Deutlich ist zu erkennen, dass das heiße Plasma vorwiegend in Bögen konzentriert ist. Diese zeigen die Magnetfeldlinien in der Korona an. Aufnahme vom 15. Mai 2013 mit dem AIA-Instrument auf dem Solar Dynamics Observatory (SDO) der NASA bei einer Wellenlänge von 17,1 nm.

Dabei wurde erst in den 1940er Jahren in einem engen Wechselspiel von Atomphysik, Spektroskopie im Labor und Astrophysik klar, dass die Korona aus heißem Plasma besteht. Erkannt wurde dies durch die Identifikation beobachteter solarer Spektrallinien mit sogenannten verbotenen Übergängen zwischen Anregungszuständen von hoch­ionisierten Atomen. Genauer gesagt sind diese Übergänge quantenmechanisch nur so unwahrscheinlich, dass sich die entsprechenden Spektrallinien im Labor nicht beobachten lassen, in astrophysikalischen Objekten aufgrund der Integration entlang der eben astronomisch langen Sichtlinie aber schon. Walter Grotian war der erste, der 1939 diesen Zusammenhang für die sogenannte „rote Koronalinie“ bei 637,5 nm von neunfach ionisiertem Eisen zeigte [1].

Durch die hohen Temperaturen ist das koronale Plasma hoch ionisiert. Zudem ist die Energiedichte des Magnetfeldes deutlich höher als die innere Energie des Plasmas. Damit werden Strömungen vom Magnetfeld geleitet; das Plasma bewegt sich nur entlang des Magnetfeldes, nicht aber quer dazu. Wann und wo immer Material in die Korona eingebracht wird, wird es sich daher entlang der Magnetfeldlinien verteilen. So entstehen die koronalen Bögen aus heißem Plasma, die man besonders gut im extremen Ultraviolett (EUV) und im Röntgenlicht beobachten kann (Abb. 1). Wie Eisenfeilspäne im Schülerversuch zeigen die koronalen Bögen den Verlauf der Magnetfeldlinien an.

Die Wurzel der koronalen Bögen an der Sonnenoberfläche sind Konzentrationen von Magnetfeld. In den aktiven Regionen der Sonne befinden sich meist zwei (oder mehr) Sonnenflecken entgegengesetzter magnetischer Polarität. Bei typischen Durchmessern von mehreren Zehntausend km und Magnetfeldstärken von bis zu 0,3 T wird hier die oberflächennahe Konvektion unterdrückt. Durch den so reduzierten Energietransport erscheinen die Flecken dunkler. In der Regel verbinden die koronalen Bögen entweder die Peripherie von zwei Sonnenflecken, oder einen Sonnenflecken mit kleineren magnetischen Konzentrationen im Außenbereich der aktiven Region (Abb. 2, links).

Was heizt die Korona?

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Abb. 2: Links oben ist eine Beobachtung einer aktiven Region auf der Sonne zu sehen, aufgenommen mit dem 17,1 nm-Kanal des AIA-Instruments auf dem Solar Dynamics Observatory (SDO) der NASA. Diese zeigt Plasma bei einer Temperatur von knapp unter einer Million K im Licht von Fe IX. Die Breite des Ausschnitts entspricht etwa 150.000 km auf der Sonne. Die koronalen Bögen sind in der Peripherie von Sonnenflecken verwurzelt. Letztere sind in dem Bild der Sonnenoberfläche links unten zu sehen, das von SDO/HMI aufgenommen wurde (und den gleichen Bereich darstellt wie das untere Drittel des oberen Bildes). Das rechte Bild zeigt die koronale Emission im gleichen 17,1 nm-Kanal, die aus einem 3D-MHD-Modell synthetisiert wurde. In diesem Modell ist ein koronaler Bogen zwischen zwei Sonnenflecken zu sehen.

Seit erkannt wurde, dass die Korona aus heißem Plasma bestehen muss, wurden viele Prozesse vorgeschlagen, um die hohen Temperaturen der äußeren Atmosphäre zu verstehen. Der enge Zusammenhang von koronalen Strukturen und Magnetfeld deutete früh auf die wichtige Rolle von letzterem. In den 1970er Jahren wurde daher von Eugene Parker vorgeschlagen, dass, anschaulich gesprochen, die konvektiven Bewegungen an der Sonnenoberfläche die Magnetfeldlinien verflechten [2]. Stark vereinfacht kann man sich die Magnetfeldlinien als Saiten vorstellen, die in Korken verankert sind, die in brodelndem Wasser schwimmen. Die Konvektion führt dabei zu einem irreversiblen Verwickeln der Feldlinien. Dies erzeugt Gradienten im Magnetfeld, die Ströme im elektrisch leitfähigen Plasma induzieren. Diese Ströme werden nun dissipiert und heizen das Plasma, ähnlich wie ein starker Strom einen Draht aufheizt. Somit wird magnetische Energie in thermische umgewandelt.

Ohne Frage wird dieser Prozess in der Korona arbeiten. Offen ist nur, ob dies effektiv genug ist, und ob die räumliche und zeitliche Variation der Energiezufuhr koronale Strukturen hervorbringt, die mit den Beobachtungen übereinstimmen. Um diese Frage zu beantworten, kann man numerische Experimente durchführen, in denen die relevanten Prozesse so gut wie möglich beschrieben werden. Geeigneter Weise löst man hierzu die Gleichungen der Magnetohydrodynamik (MHD) abhängig von Zeit und Raum in drei Dimensionen [3]. Die MHD ist die Kombination aus Hydrodynamik und den Maxwell'schen Gleichungen, um der Wechselwirkung von Plasma und Magnetfeld Rechnung zu tragen. Als Anfangsbedingung wird ein Magnetfeld basierend auf Beobachtungen gewählt, das sich dann durch die konvektiven Bewegungen an der Oberfläche verändert. Basierend auf Temperatur, Dichte und Geschwindigkeit aus dem Modell wird dann die koronale Emission synthetisiert. Solche synthetischen Beobachtungen (jeweils rechts in Abb. 2 bis 4) erlauben dann einen direkten Vergleich mit Beobachtungen. Erst die großen Fortschritte der Rechenkapazität von Supercomputern genauso wie neue, besser auflösende Instrumente zur Beobachtung der Korona im Lauf der letzten Dekaden haben die im Folgenden beschriebenen Ergebnisse möglich gemacht.

Moderne 3D-Modelle der Korona

Um die entstehende EUV-Emission der Korona realistisch zu beschreiben, müssen Dichte und Temperatur in der Korona selbstkonsistent beschrieben werden. Insbesondere muss man hierzu die Energiebilanz lösen. Unter anderem wird berücksichtigt, wie Energie durch Dissipation der Ströme hinzugeführt, durch Wärmeleitung parallel zum Magnetfeld umverteilt und schließlich durch Emission von EUV- und Röntgen-Strahlung wieder abgegeben wird. Ein Teil der durch Wärmeleitung zur Sonne zurück geleiteten Energie heizt an der Basis der Korona das dort kühle Material, welches dann in die heiße Korona aufsteigt.

In der numerischen Simulation kann man eine sich selbstkonsistent aufrechterhaltende heiße äußere Atmosphäre erzeugen, die durch das Magnetfeld geordnet wird und koronale Bögen erzeugt, ähnlich wie auf der echten Sonne [4]. Rechts in Abbildung 2 ist ein Beispiel eines einzelnen heißen Bogens gezeigt, der sich in einem 3D-MHD-Modell gebildet hat. Der koronale Bogen im Bild erscheint weniger scharf als in der Beobachtung (links in Abb. 2), was der limitierten räumlichen Auflösung im Modell geschuldet ist. Nichtdestotrotz hat der modellierte Bogen ähnliche Eigenschaften wie die beobachteten Bögen. Insbesondere ist, wie in der Beobachtung, der Querschnitt des Bogens im Modell konstant, wenn man von einem Fußpunkt zum anderen geht. Dies ist bedingt durch die Art und Weise, wie die Emission der Spektrallinien von der Verteilung von Dichte und Temperatur abhängt. Hiermit konnte das alte Problem gelöst werden, warum die EUV-Bögen einen konstanten Querschnitt zeigen, obgleich sich das Magnetfeld mit der Höhe aufweitet.

Vergleich von Modell und Beobachtung

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Abb. 3: Kühle Bögen in der Korona. Das linke Bild zeigt eine Aufnahme am Sonnenrand von SDO/AIA im 30,4 nm-Kanal, der Emission von He II bei knapp unter 100.000 K zeigt. Die Bögen erheben sich bis etwa 30.000 km über den Sonnenrand (gestrichelte Linie) über einer aktiven Region. Das rechte Bild zeigt eine entsprechende Aufnahme, die aus einer numerischen Simulation synthetisiert wurde. Auch hier zeigen sich ähnliche Bögen mit vergleichbarer Struktur.

Aus den Modellen können Emissionslinien synthetisiert werden, die einen weiten Bereich von Temperaturen überdecken. Diese reproduzieren die beobachteten mittleren Rotverschiebungen durch Plasmabewegungen in der Übergangszone vom kühlen unteren Teil der Atmosphäre in die heiße Korona. Das kühlere Plasma wird dabei aufgeheizt und nach oben getrieben, wo es wieder abkühlt und zurück fällt, was dann die Rotverschiebungen erzeugt [5]. Ein Beispiel für kühle Bögen in einer Simulation ist in Abbildung 3 (rechts) gezeigt. Kühl meint hierbei etwa 100.000 K. Im Bild sieht man von der Seite auf das simulierte Gebiet, es entspricht also einer Beobachtung der Sonne am Rand. Deutlich sind die Bögen zu sehen, die sich ähnlich verhalten wie in echten Beobachtungen im selben Wellenlängenband (Abb. 3, links).

Eine detailliertere Untersuchung der Morphologie der koronalen Strukturen, die sich in den drei­dimensionalen Modellen ergeben, zeigt eine gute Übereinstimmung mit den Beobachtungen. Dies wird in Abbildung 4 illustriert durch einen Vergleich eines Modells mit hoher räumlicher Auflösung (rechts) mit einer Beobachtung im EUV, mit der bisher höchsten in dem Spektralbereich erzielten räumlichen Auflösung [6]. Die gezeigte Beobachtung stammt von einem Raketenflug (Hi-C) der NASA im Jahr 2012. Die Pfeile in den Bildern deuten auf typische Strukturen, die sich im Modell genauso wie auch in Beobachtungen finden. In einem hochauflösenden Modell konnten sogar die beobachtete koronale Struktur und Dynamik reproduziert werden, basierend allein auf den Beobachtungen an der Sonnen­oberfläche [7].

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Abb. 4: Das linke Bild zeigt eine Beobachtung mit Hi-C während eines NASA-Raketenfluges. Diese Daten haben die höchste bisher erreichte räumliche Auflösung im EUV von etwa 150 km auf der Sonne. Sie zeigen Emission von Fe XII in einem Kanal bei 19,3 nm, und damit Plasma bei etwa 1,5 Millionen K. Die Breite des Bildausschnitts entspricht etwa 100.000 km. Das rechte Bild zeigt die Emission im gleichen Wellenlängenband synthetisiert aus einem 3D-MHD-Modell. Beobachtung und Modell zeigen die gleichen typischen Strukturen: (a) Bögen in einer expandierenden Einhüllenden, (b) Bögen mit konstantem Querschnitt und (c) dicke Bögen.

Ausblick

Die gute Übereinstimmung zwischen synthetisierter Emission aus den Modellen und echten Beobachtungen zeigt, dass die (numerischen) Modelle die wesentlichen Prozesse in der Korona richtig abbilden, zumindest auf den beobachtbaren Skalen. Gleiches gilt insbesondere für die Heizung, Struktur und Dynamik der Korona. Damit bestätigen diese numerischen Experimente den Mechanismus der Feldlinien­verflechtung zur Heizung der Korona, den Parker vor über vierzig Jahren vorgeschlagen hat.

Trotz aller Erfolge bleiben viele Fragen ungelöst, insbesondere zu Mikroprozessen auf kleinen Skalen, zu Stabilität und Eruptionen in der Korona, und zum Vergleich mit aktiven Sternen. Eine zentrale Rolle für die weitere Entwicklung unseres Verständnisses von Sonne und Heliosphäre, und damit auch der Korona, wird die Solar Orbiter-Mission von ESA und NASA einnehmen [8]. Nach ihrem Start im Jahr 2017 wird die Raumsonde der Sonne auf weniger als ein Drittel Erdabstand nahekommen und hohe heliographische Breiten erreichen. Hier werden, mit starker deutscher Beteiligung insbesondere durch die MPG, Beobachtungen der Sonne und Messungen im interplanetaren Raum mit bisher unerreichter Genauigkeit angestrebt, um so einen entscheidenden Beitrag zur Lösung der noch offenen Fragen zu leisten.

Literaturhinweise

1.
Grotian, W.
Zur Frage der Deutung der Linien im Spektrum der Sonnenkorona
Naturwissenschaften 27, 214 (1939)
2.
Parker, E. N.
Topological dissipation and the small-scale fields in turbulent gases
Astrophysical Journal 174, 499-510 (1972)
3.
Bingert, S.; Peter, H.
Intermittent heating in the solar corona employing a 3D MHD model
Astronomy & Astrophysics 530, A112 (2011)
4.
Peter, H.; Bingert, S.
Constant cross section of loops in the solar corona
Astronomy & Astrophysics 548, A1 (2012)
5.
Zacharias P.; Peter H.; Bingert S.
Investigation of mass flows in the transition region and corona in a three-dimensional numerical model approach
Astronomy & Astrophysics 531, A97 (2011)
6.
Peter H., Bingert S., Klimchuk J. A.; de Forest, C; Cirtain, J. W.; Golub, L.; Winebarger, A. R.; Kobayashi, K.; Korreck, K. E.
Structure of solar coronal loops: from miniature to large-scale
Astronomy & Astrophysics 556, A104 (2013)
7.
Bourdin P.-A.; Bingert S.; Peter H.
Observationally driven 3D MHD model of the solar corona above an active region
Astronomy & Astrophysics 555, A123 (2013)
8.
Müller, D; Marsden, R. G.; St. Cyr, O. C.; Gilbert, H. C.; Solar Orbiter Team
Solar orbiter: exploring the sun–heliosphere connection
Solar Physics 285, 25-70 (2013)
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