Die Krone der Sonne

Wer eine totale Sonnenfinsternis erlebt, ist überwältigt vom Anblick des Strahlenkranzes, der unser Tagesgestirn umgibt. Was Laien bezaubert, bringt Forscher seit Jahrzehnten ins Grübeln. Warum, so rätseln sie, ist diese Korona genannte Gasschicht mehrere Millionen Grad heiß? Das Team um Sami K. Solanki, Direktor am Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Göttingen, geht das Problem mit raffinierten Beobachtungsmethoden und Computersimulationen an.

Schwarzer Stern im Strahlenkranz: Wenn der Neumond bei einer totalen Finsternis die gleißend helle Scheibe der Sonne passgenau abdeckt, zeigt sich deren äußere Gasschicht – die Korona.

Ein Gang durch das Foyer des beschaulich zwischen Wiesen und Feldern gelegenen Instituts führt die lange Tradition in der Sonnenforschung vor Augen. Von den Helios-Sonden der 1970er-Jahre über Ulysses und Cluster bis hin zu den modernen Sonnenobservatorien Soho und Stereo – an allen Missionen waren und sind Max-Planck-Forscher beteiligt. Im vergangenen Jahrzehnt hat sich dort die wohl größte Gruppe von Sonnenphysikern in Europa herausgebildet. Einen Schwerpunkt bildet die Korona. „Sie ist die Schnittstelle zwischen unserem Stern und seiner Heliosphäre, in die auch unsere Erde eingebettet ist“, sagt Direktor Sami Solanki.

Um die Korona zu verstehen, betrachten die Wissenschaftler die Sonne als ganzheitliches System: Eine Gruppe beschäftigt sich mit dem Innern unseres Tagesgestirns, wo letztlich die Wurzeln der außen sichtbaren Aktivitäten liegen. Das Ballonteleskop Sunrise wiederum studierte im Jahr 2009 die Sonnenoberfläche mit unerreichter Genauigkeit. Beobachter und Theoretiker erforschen die Korona. Und Solanki selbst untersucht den Einfluss der Sonnenaktivität auf das Erdklima.

Schon lange wissen Astronomen, dass an der Oberfläche unseres Tagesgestirns eine Temperatur von etwa 5500 Grad Celsius herrscht. Die Oberfläche ist jener Bereich des heißen, brodelnden Gasballs, den wir mit bloßem Auge erkennen. Vor 80 Jahren begannen Wissenschaftler damit, die Korona genauer zu studieren – jene sehr dünne äußere Sonnenatmosphäre. Dabei stellten sie mit Erstaunen fest, dass dort Temperaturen von mehreren Millionen Grad herrschen. Physikalisch scheint dies auf den ersten Blick genauso unmöglich zu sein wie der Versuch, auf einer 50 Grad heißen Herdplatte Wasser zum Kochen zu bringen. Und doch ist es auf der Sonne so.

Das Magnetfeld heizt dem Stern ordentlich ein

Ein Millionen Grad heißes Gas sendet Strahlung überwiegend im Ultravioletten sowie im Röntgenbereich aus. Das bei einer Sonnenfinsternis erkennbare Koronaleuchten im sichtbaren Licht ist nur ein schwacher Schein. Da unsere Atmosphäre die kurzwellige UV-Strahlung schluckt, muss man Teleskope im Weltraum stationieren. Das europäischamerikanische Observatorium Soho ist 1,5 Millionen Kilometer von der Erde entfernt und hat die Sonne ununterbrochen im Blick. Die Aufnahmen mit den verschiedenen Instrumenten sind so weit automatisiert, dass man sie via Internet nahezu in Echtzeit anschauen kann.

Besonders stolz sind die Sonnenbeobachter in Göttingen auf das unter ihrer Leitung gebaute Spektrometer Sumer (Solar Ultraviolet Measurements of Emitted Radiation), das auf Soho seit 1996 unermüdlich seinen Dienst tut. Sumer spaltet das Sonnenlicht in seine Spektralfarben auf, allerdings nicht im Bereich des sichtbaren Lichts, sondern tief im Ultravioletten. Denn hier lässt sich die Korona besonders gut studieren. „Sumer hat dazu beigetragen, viele Details des Heizungsmechanismus der Korona zu erforschen, weil man aus dem spektral zerlegten UV-Licht wichtige Größen des Gases wie Temperatur, Dichte und Geschwindigkeit ermitteln kann“, sagt Max-Planck-Forscher Werner Curdt. Heute stimmen die Experten darin überein, dass das Magnetfeld der Sonne die Heizung der Korona bewirkt. Die Frage ist nur: wie?

Fontänen aus Gas: Die Sonne beschert uns romantische Momente, etwa bei ihren Auf- oder Untergängen über dem Meer oder in den Bergen. Aber der Schein trügt, das Tagesgestirn ist keineswegs so ruhig, wie man glauben könnte. Es zeigen sich gewaltige Eruptionen, die als Protuberanzen in die Höhe schießen und unvorstellbare Plasmamengen ins All schleudern. Hinter solchen Massenauswürfen stecken Magnetfelder. Sie liefern auch die Energie für die Heizung der Korona.

Das Magnetfeld entsteht etwa 200 000 Kilometer unter der Oberfläche. Anders als bei der Erde, wo es hauptsächlich an den beiden Polen zutage kommt, ist die Sonnenoberfläche überall durchsetzt von ein- und austretenden Feldlinien. Besonders stark sind die Magnetfelder in den dunklen Sonnenflecken. Paarweise bilden diese die Fußpunkte eines brückenförmig aus der Oberfläche austretenden Feldlinienbündels. Zwei Flecken markieren also jeweils Nord- und Südpol eines lokalen Magnetfelds.

In dicken Fontänen schießt Plasma in die Höhe

Ursache für dieses globale chaotische Feldmuster ist die heiße, im Innern zirkulierende Sonnenmaterie. Dieses Plasma ist elektrisch leitend und zieht die Magnetfeldlinien bei seiner Konvektion mit sich wie ein Teelöffel den Honig. Dabei verdrillt es sie zu dicken Bündeln. Entlang dieser aus der Oberfläche austretenden Feldlinien strömt nun das aus elektrisch geladenen Teilchen bestehende heiße Gas und macht die Linien durch sein Leuchten sichtbar – ähnlich wie Eisenfeilspäne auf einem Blatt Papier über einem Magneten die Feldlinien nachzeichnen. Auf diese Weise entstehen etwa Spikulen, rund tausend Kilometer dicke Fontänen, in denen das Plasma bis in 20 000 Kilometer Höhe aufschießt und wieder herunterstürzt. Spikulen fallen nach etwa zehn Minuten in sich zusammen und entstehen an anderer Stelle neu. Sie sind besonders gut am Sonnenrand zu beobachten; auf Satellitenbildern erinnern sie an ein wogendes Kornfeld.

Mit Sumer entdeckte Werner Curdt vor Kurzem, dass sich große Spikulen mit Geschwindigkeiten von mehr als 100 000 Kilometern pro Stunde um die Längsachse drehen – wie Supertornados mit den Ausmaßen Deutschlands. „Bei dieser enormen Geschwindigkeit kann die Zentrifugalkraft Materie aus den Spikulen herausschleudern und in die Korona katapultieren“, sagt Curdt. Dies wäre eine denkbare Möglichkeit, die Korona mit Nachschub zu versorgen. Das ist nötig, denn Beobachtungen zeigen, dass ständig ein Teil des Koronagases auf die Sonnenoberfläche zurückfällt und ein anderer Teil in den interplanetaren Raum als Sonnenwind abströmt.

„Ohne einen beständigen Materietransport würde sich die Korona binnen Minuten auflösen“, erklärt Curdt. Spikulentornados versorgen also möglicherweise die Korona mit Nachschub. Aber können sie diese auf Millionen Grad aufheizen oder zumindest dazu beitragen? Diese Frage ist noch ungeklärt. Beobachtungen bilden die Grundlage der Sonnenforschung, aber: „Wir wollen nicht nur sehen, sondern auch verstehen“, so Curdt. Dieses Verständnis der komplexen Vorgänge sollen Computersimulationen ermöglichen, wie sie seit 2009 die Arbeitsgruppe um Jörg Büchner und Hardi Peter vornimmt.

Computersimulationen dieser Art gehören wegen des komplizierten und dynamischen Wechselspiels der Magnetfelder mit dem umgebenden Plasma zum Aufwendigsten, was die Astrophysik zu bieten hat. Deswegen waren die meisten Modellrechnungen lange Zeit nur eindimensional möglich. Hier berechnete der Computer die zeitliche Entwicklung entlang einer magnetischen Feldlinie in der Korona. Seit einigen Jahren erarbeiten die Wissenschaftler auch Modelle von ausgewählten Regionen in drei Dimensionen. Eine vollständige Simulation dauert selbst auf den leistungsstärksten Computern durchaus einmal Wochen oder Monate. Die notwendige Rechenzeit müssen die Forscher ebenso mit einem Antrag anmelden wie ihre Kollegen die Beobachtungszeit an einem Teleskop. Allerdings läuft eine Simulation dann nie von Anfang bis Ende komplett durch, sondern sie wird immer wieder für andere Projekte unterbrochen und später fortgesetzt. „Das gibt uns die Möglichkeit, die Zwischenergebnisse zu überprüfen und mögliche Fehler zu korrigieren, falls die Rechnung aus dem Ruder läuft“, erläutert Peter.

Der Sonnenforscher konzentriert sich bei seinen Simulationen auf aktive Regionen. Diese haben unterschiedliche Größen und sind am besten auf Aufnahmen im UV- und Röntgenbereich zu erkennen. So ereignen sich auf der Sonne zu jedem Zeitpunkt mehrere Zehntausend Mikroflares – nur wenige Minuten andauernde Strahlungsausbrüche auf einer Fläche, die ungefähr der Größe Deutschlands entspricht. Vor zehn Jahren sahen die Forscher in den Mikroflares heiße Kandidaten für die Heizung der Korona.

Daneben gibt es auch größere und stärkere Ausbrüche, Flares genannt. Sie sind seltener als Mikroflares, breiten sich aber über eine größere Fläche aus und setzen innerhalb von Minuten bis Stunden eine Energie frei, die der Sprengkraft von rund einer Milliarde Wasserstoffbomben mit jeweils einer Megatonne TNT entspricht. Flares treten vor allem im Zusammenhang mit Sonnenflecken auf.

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