Interaktion zwischen koronalen Wellen und koronalen Löchern

Die Sonnenkorona ist die äußerste Schicht der Sonnenatmosphäre und obwohl wir dank anspruchsvoller Satellitenmissionen viele Details ihrer Struktur erkennen können, bleiben wichtige Fragen teilweise ungelöst. Eines der interessantesten Phänomene, das Wissenschafter seit über 100 Jahren beschäftigt, ist die Frage, warum die Korona so hohe Temperaturen aufweist. Innerhalb der Sonnenatmosphäre gibt es verschiedene Strukturen und Phänomene, die bezeichnend sind für die Aktivität der Sonne. Die Analyse dieser Strukturen ist entscheidend, um die Prozesse innerhalb der Korona zu verstehen und somit Fragen zu beantworten, die unser tägliches Leben beeinflussen. Koronale Löcher sind die dunkelsten Regionen in der Sonnenkorona. Wenn diese mit sogennanten Koronale Wellen interagieren, können wir interessante Phänomene wie zum Beispiel reflektierte Wellen oder magnetisch helle Punkte beobachten. Koronale Löcher sind von großer Bedeutung, da sie der Ursprung von sogennanten high-speed streams sind, welche die Struktur des interplanetaren Raums beeinflussen und das sogenannte Space Weather mitbestimmen. Der Begriff Space Weather umfasst eine Ansammlung von physikalischen Prozessen, die ausgehend von der Sonne, menschliche Aktivitäten auf der Erde und im Weltraum, im speziellen Satellitenkommunikation, beeinflussen. Um dieses Weltraumwetter vorhersagen zu können, bedarf es bestmöglicher Beobachtungsdaten, welche jedoch im Hinblick auf Genauigkeit und Durchgängigkeit bestimmten Beschränkungen unterliegen. Aus diesem Grund sind Computersimulationen, welche diese Beobachtungsdaten ergänzen und teilweise erklären, von großer Wichtigkeit. Computersimulationen der Sonnenatmosphäre basieren für gewöhnlich auf der numerischen Lösung der klassischen Gleichungen der Magnetohydrodynamik (MHD). Resultate dieser Simulationen weisen in weiten Teilen gute Übereinstimmung mit Beobachtungsdaten auf, allerdings können damit nicht alle beobachteten Phänomene hinreichend genau erklärt werden. Um eine höhere Genauigkeit der Resultate zu erzielen und die physikalischen Prozesse in der Korona umfassender zu beschreiben, bedarf es komplexer theoretischer Modelle, die durch 3D MHD Simulationen ergänzt werden. Das Ziel unseres Projekts ist deshalb die Entwicklung eines neuartigen theoretischen Modells, welches eine Weiterentwicklung aber auch Neuaufstelleung des klassischen MHD-Modells für die Interaktion von Kornalen Wellen und Koronalen Löchern darstellt. Bisher wurde außerdem noch nie eine solche Interaktion in 3D, welche auch komplexe Strukturen von Koronalen Löchern inkludiert, simuliert. Aufgrund der Analyse dieser absolut neuartigen Computersimulationen erwarten wir neue Erkenntnise über die Bewegung von Koronalen Wellen, die Eigenschaften von Koronalen Löchern sowie eine deutliche Verbesserung von Sonnenwind-Modellen und Space Weather Prognosen.

Dieses Projekt widmete sich der Wechselwirkung zweier besonders faszinierender Phänomene der Sonnenkorona: koronalen Löchern und koronalen Wellen. Die Sonnenkorona stellt die äußerste Schicht der Sonnenatmosphäre dar, und obwohl moderne Satellitenmissionen heute eine hochauflösende Beobachtung ihrer Struktur ermöglichen, sind zahlreiche grundlegende Fragen weiterhin offen. Dazu zählt unter anderem, warum koronale Wellen, die an koronalen Löchern reflektiert werden, eine höhere Geschwindigkeit als die eintreffenden Wellen aufweisen können und in welcher Weise die Form eines koronalen Lochs die Wechselwirkung mit koronalen Wellen beeinflusst. Die Ergebnisse des Projekts zeigen, dass mindestens vier Schlüsselfaktoren für das Verständnis und die Erklärung der Wechselwirkungen zwischen koronalen Wellen und koronalen Löchern von Bedeutung sind: (i) ein realistisches Dichteprofil der eintreffenden koronalen Welle, (ii) der Einfallswinkel der koronalen Welle beim Auftreffen auf das koronale Loch, (iii) die Dichte des koronalen Lochs sowie (iv) die Form des koronalen Lochs. Mithilfe magnetohydrodynamischer Simulationen konnte gezeigt werden, dass eine spezifische Kombination dieser vier Faktoren jene Wechselwirkungsmerkmale erklären kann, die in Beobachtungen bereits dokumentiert, bislang jedoch nicht vollständig und konsistent erklärt werden konnten. Konkret belegen die Projektergebnisse, dass die Kombination aus geringer Dichte des koronalen Lochs, einer konkaven Form des koronalen Lochs und einem realistischen Dichteprofil der eintreffenden koronalen Welle zu einer hohen Phasengeschwindigkeit der reflektierten Welle, zu einer im Vergleich zur eintreffenden Welle deutlich erhöhten reflektierten Dichteamplitude sowie zu einer ausgeprägten Dichteverringerung zwischen eintreffender und reflektierter Welle führt. Sämtliche dieser Merkmale sind aus Beobachtungen bekannt, verfügten bislang jedoch über keine umfassende physikalische Erklärung. Darüber hinaus ermöglichen diese Ergebnisse in bestimmten Fällen, physikalische Eigenschaften koronaler Löcher, etwa deren Dichte, indirekt abzuleiten. Durch die Kombination numerischer Simulationen, analytischer Formeln und Beobachtungsdaten zeigt das Projekt, dass solche Wechselwirkungen als diagnostisches Werkzeug eingesetzt werden können, um die Dichte koronaler Löcher sowie weitere zentrale Parameter der Wechselwirkung zwischen koronalen Wellen und koronalen Löchern abzuschätzen, die aus direkten Messungen in der Regel nicht zugänglich sind. Insgesamt tragen die Ergebnisse wesentlich zu einem verbesserten Verständnis der Ausbreitung von Wellen in der Sonnenkorona bei und liefern neue Einblicke in die Eigenschaften koronaler Löcher, die insbesondere für die Entwicklung präziserer Sonnenwindmodelle und zuverlässigerer Weltraumwettervorhersagen von großer Bedeutung sind.