Magnetfeldkonfiguration von Koronalen Löchern

Koronale Löcher sind großskalige Strukturen in der Sonnenatmosphäre und gelten als Quellen der schnellen Sonnenwindströme. Aufgrund der geringeren Dichte und Temperatur sind sie in Röntgen und extremem UV als dunkle Bereiche beobachtbar. Zusätzlich weisen Koronale Löcher eine offene Magnetfeldstruktur auf. Das sind Magnetfeldlinien, die sich erst weit im interplanetaren Raum schließen. Entlang dieser offenen Magnetfeldlinien kann das Plasma der Sonne beschleunigt und als Sonnenwind ausgeworfen werden. Die resultierenden schnellen Sonnenwinde sind der Hauptgrund von geomagnetischen Störungen von schwacher und mittlerer Stärke nahe der Erde. Auf der Sonne sind die offenen Magnetfeldlinien in sogenannten magnetischen Elementen verankert. Diese Elemente haben eine definierte magnetische Polarität, die der des Koronalen Lochs entspricht. Von diesen Fußpunkten aus, expandieren die die magnetischen Feldlinien in den oberen Bereich der Sonnenatmosphäre bis sie den Großteil des Raumes ausfüllen. In den unteren Bereichen der Sonnenatmosphäre, naher der Oberfläche (der Photosphäre) gibt es neben den offenen Feldlinien auch viele Geschlossene. Die geschlossenen Feldlinien (Bögen) und die offenen Magnetfelder interagieren miteinander und bilden die Magnetfeldstruktur in Koronalen Löchern. Der genaue Aufbau der vertikalen Struktur des Magnetfelds in der Sonnenatmosphäre, speziell in Koronalen Löchern, ist jedoch nicht bekannt. Mittels moderner Potentialfeldmodellierungstechniken kann aus Magnetfeldbeobachtungen der Sonnenoberfläche (2D) ein Bild der Magnetfeldstruktur in der Sonnenatmosphäre (3D) generiert werden. Dafür werden Magnetfeldbeobachtung aktueller Satellitenmissionen (z.B. Solar Dynamics Observatory) sowie künstlich erstellte verwendet. Damit wird die vertikale Magnetfeldstruktur in Koronalen Löchern analysiert. Das Ziel ist es die definierenden und grundlegenden Eigenschaften zu verstehen, um physikalische Erkenntnis über das Magnetfeld, sowie den Ausfluss von Plasma, den schnellen Sonnenwinden, zu erhalten. Die Modellresultate werden mit Beobachtungen in höheren Schichten der Sonnenatmosphäre (der Korona) verglichen. Damit kann das Model überprüft und beobachtete Strukturen können erklärt werden. Zusätzlich werden Beobachtungen des neuen Solar Orbiter Satellit, der bahnbrechende Bilder der Sonne in hohen Breiten liefern wird, verwendet. Mit diesen wird die, bisher nur vermutete polare Magnetfeldstruktur analysiert. Dies wird die Unterschiede und Gemeinsamkeiten von polaren und äquatorialen Koronalen Löchern aufzeigen.