Mit Beobachtungen angetriebene Modelle der Korona der Sonne

Die Korona ist die äußere Atmosphäre der Sonne und sie zeigt uns eigenartige sowie faszinierende helle Bögen, die für das menschliche Auge unsichtbar sind. Die dynamischen Strukturen in der Korona können mit modernen Weltraumteleskopen im extrem-ultravioletten Licht beobachtet werden. Typischerweise erscheinen helle Bögen über Regionen mit komplexer magnetischer Aktivität auf der sichtbaren Oberfläche unseres Heimatsterns. Während in historischen Arbeiten bereits beschrieben wurde, dass die Korona millionen Grad Celsius heiß ist, gibt diese Tatsache der Sonnenphysik während der letzten 70 Jahre permanent Rätsel auf. Bis heute unbekannt ist, wie genau diese heißen Strukturen in der Korona geheizt werden und wie die Korona diese hohen Temperaturen halten kann, die bei weitem heißer sind als die Oberfläche der Sonne, welche lediglich einige tausend Grad Celsius erreicht. Wenn man sich von einer Wärmequelle entfernt, sollte man meinen, dass es kühler wird und nicht heißer Von der theoretischen Seite her kann man die existierenden Erklärungsansätze in Gruppen unterteilen, wo entweder magnetische Wellen oder elektrische Ströme die nötige Energie zur Verfügung stellen. Kürzlich erst konnte man ein realistisches Bogensystem in der Korona mit einem Computermodell simulieren, welches mit echten beobachteten Magnetkarten der Sonnenoberfläche angetrieben wurde. Aus den erhaltenen Daten konnte man die tatsächlich beobachteten Bögen mit dem Modell vergleichen und es ergab sich eine fundamentale Übereinstimmung. Dieser erste Schritt deutet in die Richtung, dass der Transportmechanismus für die magnetische Energie über horizontale Bewegungen auf der Oberfläche der Sonne angetrieben wird. Dadurch werden Magnetfelder verflochten und magnetische Störungen können in die Korona aufsteigen, wo sie letztendlich das Plasma heizen. In diesem Projekt möchten wir verifizieren, dass dieser Mechanismus auch für andere magnetische Aktivitätsniveaus funktioniert, beispielsweise in Regionen mit sogenannter ruhiger Sonne, die einen viel höheren Anteil auf der Sonnenoberfläche hat. Darüber hinaus können wir jetzt eine Hypothese zur Entstehung von Rändern um dunkle Sonnenflecken testen, die in der Nähe von Konzentrationen aus magnetischem Fluss entstehen. Mit modernsten Supercomputern sind solche Modelle jetzt möglich und können direkt mit realen Beobachtungen der Sonne überprüft werden.

Detailreiche Simulationen von magnetisch aktiven Regionen und Sonnenflecken auf der Sonne wurden durchgeführt. Dabei wurden bestimmte Theorien zur Heizung in der Korona - der Atmosphäre der Sonne - überprüft. Realistische Simulationen liefern mit den tatsächlich beobachteten Phänomenen gut übereinstimmende Bilder von heißen Bögen in der Korona. Strömungen von Plasma-Materie mit Temperaturen von einer Million Grad wurden ebenfalls simuliert sowie beobachtet. Wir schließen daraus, dass unsere Modelle von der Heizung der Korona realistisch und physikalisch soweit vollständig sind, um heiße und UV-Licht abgebende Bögen in der Korona korrekt zu beschreiben und zu verstehen. Weitere Studien sind notwendig, um auch die Stabilität von diesen magnetisch aktiven Regionen besser einschätzen zu können, weil Ausbrüche auf der Sonne zu starken Sonnenstürmen führen können, die auch das Erd-Magnetfeld beeinflussen können. Gerade in 2024 wurden solche Sonnensturm-Ereignisse mehrfach auch in Österreich beobachtet.