Forscher decken einen wichtigen Hinweis darauf auf, wie der Sonnenwind die äußere Atmosphäre unseres Sterns antreibt
Mithilfe von Messdaten des US-Wettersatelliten GOES ist einem Team um das Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung ein großer Schritt gelungen, eines der hartnäckigsten Geheimnisse der Sonne aufzudecken: Wie unser Stern es schafft, den Sonnenwind in Gang zu setzen. im Weltraum? Die Daten bieten einen einzigartigen Einblick in eine Schlüsselregion der Sonnenkorona, zu der Forscher bisher nur wenig Zugang hatten. Dort machte das Team erstmals ein dynamisches Netzwerk aus länglichen und ineinander verschlungenen Plasmastrukturen sichtbar. Kombiniert mit Daten anderer Raumsonden und umfangreichen Computersimulationen ergibt sich ein klares Bild: Wo die langen Stränge des koronalen Netzwerks zusammenwirken, wird magnetische Energie entladen und Teilchen entweichen ins All.
Die Atmosphäre der Sonne: Diese Computersimulation der Magnetfeldarchitektur in der zentralen Korona stammt vom 17. August 2018. Die düsenartigen Strukturen in diesem Schnappschuss sind die zugrunde liegende Architektur des beobachteten koronalen Netzwerks. In der mittleren Korona verschmelzen die überwiegend geschlossenen magnetischen Feldlinien in Sonnennähe mit den offenen Feldlinien in der äußeren Korona.
© Naturastronomie, Chitta et al.
Die Atmosphäre der Sonne: Diese Computersimulation der Magnetfeldarchitektur in der zentralen Korona stammt vom 17. August 2018. Die düsenartigen Strukturen in diesem Schnappschuss sind die zugrunde liegende Architektur des beobachteten koronalen Netzwerks. In der mittleren Korona verschmelzen die überwiegend geschlossenen magnetischen Feldlinien in Sonnennähe mit den offenen Feldlinien in der äußeren Korona.
© Naturastronomie, Chitta et al.
Die Geostationary Operational Environmental Satellites (GOES) Wettersatelliten der US Weather and Oceanic Administration haben traditionell andere Dinge im Sinn als die Sonne. Seit 1974 umkreist das Satellitensystem unseren Planeten in rund 36.000 Kilometern Höhe und liefert kontinuierlich erdbezogene Daten, beispielsweise für Wetter- und Sturmvorhersagen. Im Laufe der Jahre wurde die ursprüngliche Konfiguration um neuere Satelliten erweitert. Die drei neuesten Mitglieder der Satellitenfamilie sind außerdem mit Instrumenten ausgestattet, die zur Sonne blicken, um das Weltraumwetter vorherzusagen. Sie können die ultraviolette Strahlung der Korona unseres Sterns abbilden.
Im August und September 2018 wurde eine spezielle Messkampagne durchgeführt. Ihr Ziel war es, Bilder der ausgedehnten Sonnenkorona zu machen. Mehr als einen Monat lang blickte das Instrument GOES Solar Ultraviolet Imager (SUVI) nicht nur wie üblich direkt auf die Sonne, sondern nahm auch seitlich verschobene Bilder auf. „Wir hatten die seltene Gelegenheit, das Instrument auf ungewöhnliche Weise zu verwenden und eine Region zu betrachten, die wirklich noch nicht erforscht wurde“, sagt Dan Seaton vom Southwest Research Institute, der während der Beobachtungskampagne als leitender Ermittler von SUVI fungierte mach das sogar. wir wussten, ob es funktionieren würde, aber wir wussten, dass wir, wenn es funktionieren würde, wichtige Entdeckungen machen würden.”
Durch die Fusion der Bilder aus den verschiedenen Perspektiven konnte das Sichtfeld des Instruments deutlich erweitert werden und damit die gesamte mittlere Korona – eine Schicht der Sonnenatmosphäre, die 350.000 Kilometer über der sichtbaren Sonnenoberfläche beginnt. erstmals im ultravioletten Licht.
Andere Raumfahrzeuge, die die Sonne untersuchen und Daten von der Korona sammeln, wie das Solar Dynamics Observatory (SDO) der NASA oder das Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) der NASA-ESA, blicken tiefer oder tiefer. „Bisher hat die Solarforschung mitten in Corona so etwas wie einen blinden Fleck. Die GOES-Daten bringen hier eine deutliche Verbesserung“, sagt Pradeep Chitta, Wissenschaftler am Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung und Erstautor des neuen lernen. In der mittleren Korona vermuten Forscher Prozesse, die den Sonnenwind antreiben und modulieren.
Mit Überschallgeschwindigkeit durchs Weltall
Der Sonnenwind ist eines der expansivsten Merkmale unseres Sterns. Der Strom geladener Teilchen, die von der Sonne ins All geschleudert werden, bewegt sich bis zum Rand unseres Sonnensystems und erzeugt die Heliosphäre, eine dünne Plasmablase, die den Einflussbereich der Sonne markiert. Entsprechend der Geschwindigkeit teilt sich der Sonnenwind in eine schnelle und eine langsame Komponente auf. Der sogenannte schnelle Sonnenwind, der Geschwindigkeiten von mehr als 500 Kilometern pro Sekunde erreicht, kommt aus dem Inneren von Koronallöchern. Dies sind Regionen, die in der ultravioletten Strahlung der Korona dunkel erscheinen. Woher der langsame Sonnenwind kommt, ist weniger klar. Aber auch diese langsameren Teilchen rasen mit Überschallgeschwindigkeiten von 300 bis 500 Kilometern pro Sekunde durchs All.
Diese langsame Komponente des Sonnenwindes wirft noch viele Fragen auf. Mehr als eine Million Grad heißes Plasma aus der Korona muss der Sonne entweichen, um den langsamen Sonnenwind zu bilden. Welcher Mechanismus ist hier am Werk? Außerdem ist der langsame Sonnenwind nicht homogen, sondern zeigt zumindest teilweise eine feine düsenartige Struktur. Wo und wie entsteht es? Diesen Fragen geht die neue Studie nach.
Die GOES-Daten zeigen eine äquatornahe Region, die das besondere Interesse der Forscher geweckt hat: zwei koronale Löcher, aus denen der Sonnenwind ungehindert strömt, in unmittelbarer Nähe einer magnetischen Hochfeldregion Wechselwirkungen zwischen solchen Systemen gelten als mögliche Ausgangspunkte für den langsamen Sonnenwind. Oberhalb dieses Bereichs durchziehen längliche und radial nach außen gerichtete Plasmastrukturen die zentrale Korona. Das Autorenteam nennt das Phänomen das koronale Netzwerk, das die GOES-Satelliten nun erstmals direkt erfasst haben. Das Netzwerk ist in ständiger Bewegung: Seine langgestreckten Strukturen überschneiden sich und organisieren sich neu.
Wo der Sonnenwind entsteht: Das Bild ist ein Mosaik aus Bildern des GOES SUVI-Instruments und des SOHO LASCO-Koronagraphen vom 17. August 2018. Außerhalb des weiß markierten Kreises zeigt das LASCO-Sichtfeld die Strahlen des langsamen Sonnenwinds. Diese schließen nahtlos an die koronalen Netzstrukturen der zentralen Krone an, die innerhalb des weiß markierten Kreises zu sehen sind. Wo die langen Filamente des koronalen Netzwerks zusammenwirken, beginnt der langsame Sonnenwind seine Reise ins All.
© Naturastronomie, Chitta et al. / GOES/SUVI/SOHO/LASCO
Wo der Sonnenwind entsteht: Das Bild ist ein Mosaik aus Bildern des GOES SUVI-Instruments und des SOHO LASCO-Koronagraphen vom 17. August 2018. Außerhalb des weiß markierten Kreises zeigt das LASCO-Sichtfeld die Strahlen des langsamen Sonnenwinds. Diese schließen nahtlos an die koronalen Netzstrukturen der zentralen Krone an, die innerhalb des weiß markierten Kreises zu sehen sind. Wo die langen Filamente des koronalen Netzwerks zusammenwirken, beginnt der langsame Sonnenwind seine Reise ins All.
© Naturastronomie, Chitta et al. / GOES/SUVI/SOHO/LASCO
Eine ähnliche Architektur von Sonnenplasma aus der äußeren Korona ist seit langem bekannt. Der Large Angle and Spectrometric Coronagraph (LASCO) an Bord der Raumsonde SOHO, die letztes Jahr ihr 25-jähriges Bestehen feierte, liefert seit Jahrzehnten Bilder in diesem Bereich im sichtbaren Licht. Die jetartigen Strömungen in der äußeren Korona werden als Feinstruktur des langsamen Sonnenwindes gedeutet, der seine Reise durch den Weltraum in der äußeren Korona beginnt. Wie die neue Studie nun eindrucksvoll zeigt, überwiegt diese Feinstruktur bereits in der Mittelkrone.
Der Einfluss des solaren Magnetfeldes
Um das Phänomen besser zu verstehen, wertete das Team auch Daten anderer Raumsonden aus: Das Solar Dynamics Observatory (SDO) der NASA erlaubte einen gleichzeitigen Blick auf die Sonnenoberfläche; Die Raumsonde STEREO-A, die seit 2006 in ihrer Umlaufbahn um die Sonne der Erde voraus ist, lieferte eine seitliche Perspektive.
Unter Verwendung moderner Computermethoden, die Beobachtungsdaten von der Sonne einbeziehen, können Forscher mithilfe von Supercomputern realistische 3D-Modelle des schwer fassbaren Magnetfelds der Sonnenkorona erstellen. In dieser Studie verwendete das Team ein modernes magnetohydrodynamisches (MHD) Modell, um das koronale Magnetfeld und den Zustand des Plasmas während dieses Zeitraums zu simulieren. „Dies half uns dabei, die faszinierende Dynamik, die wir in der Mitte der Korona beobachteten, mit vorherrschenden Theorien über die Entstehung des Sonnenwinds in Verbindung zu bringen“, sagt Cooper Downs von Predictive Science Inc., der die Computersimulationen durchführte.
Wie die Berechnungen nahelegen, folgen die Plasmastrukturen des koronalen Netzwerks dem Verlauf der magnetischen Feldlinien. „Wir gehen davon aus, dass sich die Magnetfeldarchitektur auf den sich langsam bewegenden Sonnenwind überträgt und eine wichtige Rolle bei der Beschleunigung von Sonnenwindpartikeln in den Weltraum spielt“, sagt Chitta. Dementsprechend fließt das heiße Sonnenplasma in der Koronamitte entlang der offenen Magnetfeldlinien des koronalen Netzwerks. Wo sich Feldlinien kreuzen und miteinander interagieren, ist Energie…