Dynamik von magnetisch hellen Punkten

Die Dynamik der Sonne wird durch ihre magnetischen Felder bestimmt. Das am meisten ins Auge stechende Detail dieser magnetischen Felder sind die Sonnenflecken, welche die großräumige Konfiguration des Sonnenmagnetfeldes erahnen lassen und auf das Engste mit dem 11-jährigen Sonnenaktivitätszyklus zusammenhängen. Abgesehen von diesen gibt es aber eine ganze Reihe von unterschiedlich stark ausgeprägten Magentfeldern auf der Sonne. Die, bis dato kleinsten der Beobachtung zugänglichen magnetischen Felder, bestehen aus einzelnen isolierten Flußröhren (Durchmesser < 200 km). Alle diese Felder beeinflußen die solare Atmosphäre und sind darüber hinaus die Energiequellen für Phenomene wie Flares und CMEs (coronal mass ejections). Ein bis heute nicht restlos verstandenes Schlüssel-Problem der Sonnenphysik ist die Heizung der Chromosphäre/Korona. Dieses Problem besteht aus dem Beobachtungsfaktum, dass die äußerste atmospherische Schicht - die Sonnenkorona - viel heißer ist, als die darunter liegenden Schichten. Dieser Zustand widerspricht der Thermodynamik und kann nur durch eine kontinuierliche Heizung aufrecht erhalten werden. Eine Möglichkeit diese Heizung zu gewährleisten, liegt in der Dynamik der kleinskaligen Magnetfelder. Eine Störung einer Flußröhre in der Photosphere (hervorgerufen z.B.: durch die Granulation) führt zu MHD Wellen, welche sich entlang der Flußröhre ausbreiten können und zum Teil in der höheren Atmosphäre absorbiert bzw. reflektiert werden und somit zur Heizung dieser Schichten beitragen. In diesem Projektantrag wollen wir die Dynamik von kleinskaligen Magnetfeldern mit Hilfe sogeannter Magnetic Bright Points (MBPs) in Hinblick auf das chromosphärische Heizungsproblem hin untersuchen. Wir werden dazu Daten des Japanischen Satellitenteleskops Hinode verwenden. Dieses besitzt das derzeitige größte jemals in den Weltraum gebrachte Teleskop (Öffnung von 50 cm) für diesen Zweck. Wir werden hauptsächlich Filtergramm Daten in zwei für magnetische Felder sensitiven Wellenlängenbereichen verwenden (G-band -> Photosphere, Ca II- H -> Chromosphere). Mit diesen Daten und einem bereits entwickelten Identifizierungs und Tracking Programm können wir zum Einen die Dynamik der kleinskaligen magnetischen Felder in Hinblick auf ihre Lebenszeit, Geschwindigkeits, magnetische Feldstärke und Helligkeitsverteilung untersuchen, zum Anderen durch Vergleich von zeit/raumgleichen G-band/Ca II-H Daten Informationen über Wellenausbreitungs-prozesse sammeln. Ein dritter wesentlicher Punkt liegt in der Koopertion mit dem Indischen astrophysikalischen Institut von Bangalore. An diesem Institut ist eine Gruppe unter der Leitung von Siraj Hasan auf dem Gebiet der Simulation von Wellenausbreitungs- und Heizungs-Prozessen tätig. Durch eine Vernetzung unserer beiden Arbeitsgruppen (Beobachtung und Simulation) können wir Synergieeffekte nutzen und einen detailreicheren Einblick in das Heizungsproblem gewinnen.

Die Dynamik der Sonne steht eng mit dem Begriff Space Weather und koronalen Massenauswürfen in Verbindung, die Schäden an Satelliten oder Stromausfälle verursachen können. Die Erforschung von internen solaren Prozessen, insbesondere den Magnetfeldern, die diese Dynamik bestimmen, bildet die Grundlage für die Vorhersage des Space Weathers. Sonnenflecken sind große, auf der Oberfläche der Sonne (Photosphäre) sichtbare magnetische Phänomene und eng mit dem 11-jährigen Sonnenaktivitätszyklus verbunden. Die kleinsten, durch Teleskope sichtbaren Phänomene sind Magnetic Bright Points (MPBs) mit einem Durchmesser kleiner als 200 km, die sich vertikal bis in Chromosphäre (nächst höhere Schicht) erstrecken. Ihre Dynamik wird stark von konvektiven Plasmabewegungen, der Granulation, beeinflusst. Inwieweit sich eine Störung einer magnetischen Flussröhre durch Granulen auf die Heizung der Chromosphäre auswirkt, soll mit Hilfe von Beobachtungsdaten und Computersimulationen erforscht werden. Zu diesem Zweck wurden automatische Bildverarbeitungsalgorithmen entwickelt, die MBPs und Granulen analysieren. Eine neue Population kleiner Granulen (< 800 km) konnten in Beobachtungs- und Simulationsdaten detektiert werden. Diese befinden sich zwischen regulären Granulen und sind durch ihre geringere Helligkeit schwer zu detektieren. Sie werden durch turbulente Plasmabewegungen in ihrer Entwicklung gestört und haben eine Lebenszeit von nur 2 Minuten (reguläre Granulen: 15-20 min). Kleine Granulen zeigen große Unterschiede in der Entwicklung ihrer Größe, Helligkeit und Geschwindigkeit im Vergleich zu regulären Granulen. In einer Langzeit-Analyse der MBPs in Beobachtungsdaten wurde gezeigt, dass die Anzahl der MBPs mit dem Sonnenaktivitätszyklus korreliert, jedoch um 2.5 Monate verschoben ist. Die detaillierte Betrachtung der zeitlichen Entwicklung zeigte, dass es sich dabei um komplexe dynamische Prozesse handelt, in denen MBPs Großteils Abwärtsbewegungen mit hoher Geschwindigkeit ausführen. Für die Untersuchung der Entwicklung von MBPs ist Kenntnis über die Magnetfeldstärken notwendig, die indirekt über die Messung des Polarisationsgrades bestimmt werden. Ein Computerprogramm, das dafür verwendet wird, ist der SIR Code, der mit einer Parallelisierungstechnologie optimiert wurde und die Geschwindigkeit der Datenverarbeitung um ein Vielfaches erhöht. Die Berechnungszeit eines Datensatzes konnte von 4 Jahren auf eine Woche reduziert werden. Das Tool wurde der wissenschaftliche Community zur Verfügung gestellt und ermöglicht eine einfachere und schnellere Ausführung des Codes. Um die Dynamik der MBPs auch in der Chromosphäre zu untersuchen, wurde in diesem Projektes die Entwicklung eines neuartigen und innovativen Simulationscodes begonnen, um einen Beitrag zur Erklärung des Heizungsmechanismus zu leisten. Der Code basiert auf den neuesten Erkenntnissen der Numerik und verwendet unterschiedliche Parallelisierungstechnologien, die eine schnelle Rechenlaufzeit ermöglichen. Erste Tests wurden bereits erfolgreich durchgeführt und Resultate mit denen anderer renommierter Computersimulationen verglichen.