3D-Tracking kleinskaliger solarer Flussröhren

Die Sonne und das von ihr beeinflusste Space Weather wirken sich unmittelbar auf das Leben auf der Erde aus. So gelten erdgerichtete koronale Massenauswürfe als Hauptverursacher von geomagnetischen Stürmen, die zu Schäden an Satelliten führen, Astronauten in Gefahr bringen oder Stromausfälle verursachen können. Daher bildet die Erforschung der internen solaren Prozesse und der Heizungsmechanismen der äußeren Atmosphärenschichten eine wichtige Grundlage für die Vorhersage solcher, durch das solare Magnetfeld hervorgerufene, Phänomene und liefert die Basis für eine präzise Prognose des Space Weather. Die Dynamik der Sonne wird durch ihr Magnetfeld bestimmt, beeinflusst von konvektiven Strömungen und Dynamoprozessen. Mit hochauflösenden Sonnenteleskopen können die Oberfläche der Sonne, die Photosphäre und ihre besonderen Merkmale, kleinskalige Magnetfelder und konvektive Strömungen untersucht werden. Um die internen Prozesse der Konvektionszone und unteren Atmosphäre besser zu verstehen, werden diese durch numerische Simulationen modelliert. Der Fortschritt im Bereich der Chip-Technologie und die Verbesserung des Auflösungsvermögens von Teleskopen führen zu einem rasanten Anstieg an Beobachtungs- und Simulationsdaten. Die Analyse der großen Menge an Datensätzen kann nur mit Hilfe von automatischen Algorithmen bewerkstelligt werden Im Zuge dieses Projekt wird mit der Entwicklung von 2D und 3D Segmentierungsalgorithmen, angewandt auf hoch-aufgelöste Beobachtungsdaten und 3D magnetohydrodynamische Simulationen ein innovativer und in der Sonnenphysik neuartiger Zugang verfolgt, um die Wechselwirkungen zwischen magnetischen und konvektiven Phänomen und ihre Auswirkung auf die äußeren Atmosphärenschichten der Sonne zu untersuchen. Die Segmentierung der magnetischen Flussröhren und konvektiven Auf- und Abwärtsströmungen, ermöglicht eine drei-dimensionale grafische Darstellung dieser Phänomene und die Verfolgung ihrer zeitlichen Entwicklung. Die Analyse der magnetischen Flussröhren und konvektiven Zellen in 2D und 3D ist ein wichtiges Bindeglied zwischen Beobachtungen und theoretischen Simulationen, um die Mechanismen, die für die Entstehung und Verstärkung der Flussröhren, sowie für die Heizung der oberen Atmosphärenschichten der Sonne verantwortlich sind, grundlegend zu verstehen.

Das Heizungsproblem der Sonnenatmosphäre ist bis zum heutigen Tag nicht vollständig verstanden. Genauer gesagt beschäftigt Wissenschafter seit über 100 Jahren die Frage, warum die Korona, also die äußerste Schicht der Sonnenatmosphäre, so hohe Temperaturen aufweist. Ausgehend von der Konvektionszone der Sonne und der darüber liegenden Photosphäre kann man veschiedene Mechanismen beobachten, wie zum Beispiel die sogenannte Rekonnexion oder magnetohydrodynamische Wellen, welche die ansteigenden Temperaturen in Richtung der äußeren Schichten der Sonnenatmosphäre erklären können. Der Ursprung all dieser Mechanismen liegt jedoch in der Dynamik der Konvektionszonealsauchder Photosphäre. Strahlungsdynamische und magnetohydrodynamische Simulationen ermöglichen es, die zugrundeliegenden Prozesse dieser Dynamik zu modellieren und interpretieren. Verschiedenste Publikationen belegen, dass die Heizung der solaren Atmosphäre zum Teil ihren Ursprung in kleinen, energiereichen Strukturen, wie den Granulen in der Photosphäre, hat. Aus diesem Grund wurde im Laufe des Projekts ein Segmentierungsalgorithmus für die Untersuchung und Detektion von kleinen konvektiven Zellen entwickelt. Dieser Algorithmus basiert auf Bildverarbeitungstechniken, die auf verschiedene Parameter in der Konvektionszone angewandt werden können. Weiters wurde ein Tracking-Algorithmus verwendet, um einerseits die Dynamik der kleinen Strukturen in der Photosphäre zu untersuchen und andererseits die Granulen im Laufe der Zeit zu verfolgen und Hinweise auf ihre Entstehung zu finden. Der Aufbau und die Dynamik der Photosphäre wurde im weiteren mithilfe von hochaufgelösten Daten der Oberflächenkonvektion anderer renommierter Simulations-Codes analysiert und ergänzend für die Interpretation des Segementierungsalgorithmus verwendet. Um die Verbindung mit den äußersten Schichten der Sonnenatmosphäre herzustellen, wurde darüber hinaus ein neuartiger Magnetohydrodyanmik Code entwickelt. Dieser ermöglichte es, die Ausbreitung von koronalen Wellen und ihrer Interaktion mit koronalen Löchern zu simulieren. Dabei wurden verschiedenste Effekte innerhalb und am Rande der koronale Löcher beobachtet, welche der Ursprung sogenannter high-speed streams sind und deshalb den interplanetaren Raum und auch das Weltraumwetter in hohem Maße beeinflussen. Insgesamt konnte im Zuge dieses Projekts somit eine umfassende Analyse der verschiedenen Schichten der Sonnenatmosphäre und ihrer zugrundeliegenden physikalischen Prozesse durchgeführt werden. Mithilfe der Analyse der magnetischen Flussröhren und konvektiven Zellen wurde somit auch ein wichtiges Bindeglied zwischen Beobachtungen und Simulationen geschaffen, das somit auch einen neuartigen Beitrag zum Verständnis des Heizungsmechanismus der Sonnenatmosphäre leistet.