Was die Sonne blubbern lässt

  • 27. April 2017

Magnetische Rekonnexion löst Sonneneruptionen unter­schied­licher Größen­ord­nungen aus.

Unser Zentralgestirn gehört – glücklicherweise – zu den weniger aktiven Sternen. Doch auch die Sonne zeigt Aus­brüche unter­schied­licher Größen­ord­nungen, bei denen sie Materie in den inter­plane­taren Raum aus­stößt. Zu den bedeu­tend­sten Akti­vi­täten dieser Art gehören die koro­nalen Massen­aus­würfe. Dabei emit­tiert die Sonne große Mengen ioni­sierten Plasmas. Sind diese zu­fällig auf die Erde gerichtet, können heftige Aus­brüche magne­tische Stürme erzeugen. Das führt nicht nur zu male­rischen Nord­lichtern, sondern kann die Radio­kommuni­kation und Satel­liten stören oder sogar lahm­legen.

Sonneneruption

Abb.: Koronaler Massenauswurf der Sonne. (Bild: NASA / SDO)

Die Sonne zeigt aber auch auf sehr viel kleineren Skalen Aus­brüche. Kleine Jets machen sich in grö­ßerer Ent­fer­nung von der Sonne nicht weiter bemerk­bar, sind jedoch ständig auf­tre­tende Phäno­mene in der Sonnen­atmo­sphäre. Bis­lang war unklar, ob Jets und koro­nale Massen­aus­würfe auf ver­wandten oder unter­schied­lichen Pro­zessen beruhen. Älteren Modellen zufolge sollten hinter so unter­schied­lich starken Aus­brüchen auch unter­schied­liche Mecha­nismen stecken. Neuere Beob­ach­tungen ließen jedoch eine ähn­liche Ursache ver­muten. Wie ein Team von Astro­nomen der Univer­sity of Durham in Groß­britan­nien und des Goddard Space Flight Centers in den USA jetzt anhand umfang­reicher Simu­la­tionen heraus­finden konnte, spielt wohl trotz der sehr ver­schie­denen Größen­ordnungen beider Arten von Sonnen­erup­tionen die magne­tische Rekon­nexion eine ent­schei­dende Rolle.

Das ergab sich aus einer Analyse umfangreicher magneto­hydro­dyna­mischer Simu­la­tionen, die sehr ähn­liche struk­tu­relle Ent­wick­lungen bei Jets und koro­nalen Massen­aus­würfen belegen. Dabei sind zunächst dichte Fila­mente aus Plasma auf­grund starker Magnet­felder in größeren Fila­menten einge­schlossen. Ob ein solches Fila­ment nun einen Ausbruch hervor­rufen kann, hängt davon ab, ob es das begren­zende Magnet­feld durch­brechen kann.

Das kann geschehen, wenn im Magnetfeld an den richtigen Stellen hin­rei­chend kräftige Scher­kräfte vor­liegen, die inner­halb einer Ebene zu starkem Strom­fluss führen. Dabei dehnt sich das begren­zende Magnet­feld nach oben hin aus und die magne­tische Rekon­nexion löst dase begren­zende Feld lang­sam auf. Die magne­tische Span­nung um dieses Gebiet herum drückt und beschleu­nigt das Plasma nach oben.

Magnetische Rekonnexion

Abb.: Nach dem Modell basieren koronale Massen­aus­würfe (a bis d) und solare Jets (e bis h) auf sehr ähn­lichen magne­tischen Struk­turen. Farbige Linien zeigen ver­schie­dene Bereiche der magne­tischen Felder an, schwarze die Grenzen zwischen unter­schied­lichen Magnet­feld­regionen. (Bild: P. F. Wyper et al. / NPG)

Es gibt aber durchaus auch grundlegende physikalische Unter­schiede zwischen beiden Arten von Erup­tionen. Bei koro­nalen Massen­aus­würfen kann das invol­vierte Plasma­system im Lauf der Erup­tion ein Viel­faches seiner ursprüng­lichen Größe errei­chen. Dabei nimmt auch die Energie­dichte ent­spre­chend stark ab und die Effekte der magne­tischen Rekon­nexion lassen sich sowohl in der Simu­la­tion als auch in realen Beob­ach­tungen immer schwie­riger bestimmen. Bei kleinen Jets in der Sonnen­korona hin­gegen sind die schnellen, explo­siven Plasma­ströme vor allem durch Rekon­nexion bedingt. Bei beiden Arten von Sonnen­erup­tionen spielt jedoch die freie magne­tische Energie eine ent­schei­dende Rolle, die sich zunächst zwischen ver­schie­denen Plasma­strömen in der Sonnen­atmo­sphäre auf­baut und sich dann über ver­wickelte Feld­linien und magne­tische Rekon­nexion einen Weg zum Aus­bruch bahnt.

Die Forscher halten es für möglich, dass ihr Modell auch zu noch klei­neren explo­siven Pro­zessen in der Sonnen­atmo­sphäre passen könnte – etwa für Jets in der Chromo­sphäre. Ein gutes Ver­ständ­nis dieser Phäno­mene kann auch hilf­reich sein, um das Welt­raum­wetter besser vor­her­sagen zu können. Dann könnten Satel­liten­betreiber recht­zeitig Systeme herunter­fahren, um sie vor Über­lastung zu schützen, oder auf sichere Kommu­ni­kations­kanäle um­schalten. Und nicht zu­letzt werden auch Astro­nauten dafür dank­bar sein, denn die hoch­ener­ge­tische Kompo­nente von koro­nalen Massen­aus­würfen kann eine erheb­liche Strahlen­dosis mit sich bringen.

Um Vorhersagen über die unterschiedlichen Energie­spektren machen zu können, die bei koro­nalen Massen­aus­würfen auf­treten können, sind die Simu­la­tionen aber noch nicht umfang­reich genug. Vor allem bei den hoch­energe­tischen Teil­chen sind je nach Konfi­gu­ra­tion der betei­ligten Magnet­felder ver­schie­dene Energie­ver­tei­lungen mög­lich, die die Wissen­schaftler jetzt genauer an­gehen wollen. Um diese Modelle mit Mess­daten ver­gleichen zu können, werden die Forscher aller­dings noch ein wenig warten müssen. Denn für den Ab­gleich von Theorie und Experi­ment benö­tigt man bei solchen Modellen hoch­auf­ge­löste Bilder der oberen Atmo­sphären­schichten der Sonne – vor allem an den Polen. Schließ­lich ent­stehen beson­ders viele solare Jets vor allem in den Pol­regionen.

Ausgerechnet dort ist die Datenlage jedoch noch spär­lich. Die Hoff­nung der Forscher ruht des­halb auf den kommen­den Sonnen­missionen Solar Probe Plus der NASA sowie dem Solar Orbiter der ESA, die beide kommen­des Jahr ins All starten sollen. Diese Raum­sonden sollen sowohl hoch­auf­ge­löste Bilder der Sonnen­atmo­sphäre als auch der Magnet­felder liefern, die bei Sonnen­erup­tionen be­teiligt sind.

Dirk Eidemüller

RK

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