Kontakt

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Dr. Thomas Wiegelmann
Telefon:+49 551 384 979 - 155

Mitglieder der Arbeitsgruppe

Wissenschaftler:
Bernd Inhester
Thomas Wiegelmann

IT-Spezialist:
Borut Podlipnik

Postdoc:
Iulia Chifu

Doktoranden:
Stephan Barra

Die Arbeitsgruppe SoCo3D im Jahr 2012 Bild vergrößern
Die Arbeitsgruppe SoCo3D im Jahr 2012

Projekte

Projekte, an denen die Arbeitsgruppe beteiligt ist:

Stereo
SDO
Sunrise
Hinode
SOHO
Solar Orbiter

SoCo3D

Solare Korona in 3D

Nichtlineare kraftfreie Koronamagnetfeldmodelle

Das Sonnenmagnetfeld dominiert und strukturiert die Korona. Daher kann man in erster Näherung alle nichtmagnetischen Kräfte vernachlässigen und sogenannte kraftfreie Modelle benutzen, was bedeutet, dass die Lorentzkraft verschwindet bzw. elektrische Ströme nur parallel zu den Magnetfeldlinien fließen. Im Allgemeinen ist der Zusammenhang zwischen dem Magnetfeld und der elektrischen Stromdichte allerdings nicht linear, was die Modellierung sehr kompliziert macht, und daher werden umfangreiche Computerprogramme benötigt. Gefüttert werden diese Programme mit Messdaten des photosphärischen Magnetfeldvektors (etwa von SDO/HMI, Hinode/SOT, SUNRISE/IMAX).

<p>Die Abbildung zeigt ein nichtlineares kraftfreies Magnetfeldmodell (gelbe Feldlinien) f&uuml;r drei magnetisch miteinander verbundene aktive Gebiete. Das gemessene vertikale Magnetfeld in der Photosph&auml;re ist in rot (positiv) und gr&uuml;n (negativ) dargestellt.</p>

Die Abbildung zeigt ein nichtlineares kraftfreies Magnetfeldmodell (gelbe Feldlinien) für drei magnetisch miteinander verbundene aktive Gebiete. Das gemessene vertikale Magnetfeld in der Photosphäre ist in rot (positiv) und grün (negativ) dargestellt.

Wenn magnetischer Fluss aufsteigt und durch die Sonnenoberfläche in die Korona expandiert, wird das koronale Magnetfeld destabilisiert, was zu großskaligen Explosionen wie Flares und koronalen Massenauswürfen führt. Die für diese Ausbrüche benötigte Energie wird aus sogenannter freier Magnetfeldenergie umgewandelt; das ist der in elektrischen Strömen gespeicherte Energieanteil, den die Computerprogramme berechnen können. Ein zeitliches Monitoring dieser Größe hilft, die Wahrscheinlichkeit für Ausbrüche vorherzusagen. Die so erhaltenen 3D-Modelle ermöglichen auch, das koronale Plasma genauer zu analysieren als dies allein auf Basis von EUV-Bildern (etwa von STEREO/EUVI, SDO/AIA, SOHO/EIT/SUMER) möglich ist. Die Heizung der Korona und die Beschleunigung des Sonnenwindes sind hierbei wichtige physikalische Fragestellungen.

Stereoskopie und Tomographie des koronalen Plasmas

Ziel dieser Untersuchungen ist es, die dreidimensionale Form von koronalen Magnetfeldbögen, Massenauswürfen und eruptiven Filamenten zu rekonstruieren. Die Möglichkeit zur Stereoskopie wurde 2006 mit dem Start der Zwillingssonden STEREO eröffnet. Sie driften seitdem mit etwa 20 Grad/Jahr in unterschiedlichen Richtungen von der Erde weg. Beobachtungen weiterer Raumsonden (SOHO und SDO, in Zukunft Solar Orbiter) und auch die Ergebnisse der Magnetfeldmodelle werden einbezogen. Um die jeweils wichtige Bildinformation zu extrahieren, werden Bildverarbeitungsverfahren eingesetzt (Grat-Detektoren, Hough-Transformation), die kleinräumige, kontrastreiche Strukturen detektieren. Für diffusere Objekte wie die Wolken von Massenauswürfen werden spezielle Rekonstruktionsverfahren eingesetzt; stationäre großräumige Strukturen wie der koronale „streamer belt“ können durch Tomographie unter Ausnutzung der Sonnenrotation modelliert werden.

<p>Die Abbildung zeigt die rekonstruierte Form der Plasmawolke eines Massenauswurfs wenige Stunden nach der Freisetzung. Der Formschwerpunkt und die Haupttr&auml;gheitsachse sind als Ball bzw. Linie gekennzeichnet.</p>

Die Abbildung zeigt die rekonstruierte Form der Plasmawolke eines Massenauswurfs wenige Stunden nach der Freisetzung. Der Formschwerpunkt und die Hauptträgheitsachse sind als Ball bzw. Linie gekennzeichnet.

Die Form vieler dieser Strukturen wird durch das koronale Magnetfeld geprägt. Wir versuchen daher, die stereoskopische Rekonstruktion und die Magnetfeldextrapolation in einem gemeinsamen Inversionsverfahren zusammenzufassen.

Koronaheizung

Während die Temperatur an der Sonnenoberfläche nur ca. 6000K beträgt, ist die Korona mit 1 Mk und mehr um einige Größenordnungen heißer. Eine Heizung durch Wärmeleitung ist hier natürlich ausgeschlossen, da dabei die Umgebung (Korona) nie heißer werden kann als die Quelle (Sonnenoberfläche).

Die Dichte des koronalen Plasmas ist allerdings auch Größenordnungen kleiner als in der Photosphäre. Das bedeutet, dass mechanische Energiequellen wie etwa Turbulenz in der Photosphäre vollkommen ausreichen, um das dünne Plasma der Korona aufzuheizen. Um die Heizungsprozesse zu identifizieren, wird die magnetische Verbindung zwischen Photosphäre, Chromosphäre, Übergangszone und Korona untersucht. Wir kombinieren hierbei Computermodelle, hochaufgelöste Magnetfeldmessungen (etwa von Sunrise/IMAX) und die Auswertung von Bildern und spektroskopischen Messungen der höheren Sonnenatmosphäre (Chromosphäre, Übergangszone und Korona), aufgenommen von SOHO/SUMER und in naher Zukunft von IRIS.

 
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