Messung koronaler Magnetfelder

Koronaseismologie

Koronaseismologie ist ein neuer und rasant wachsender Zweig der Sonnenphysik. Sie erlaubt die Bestimmung der wichtigsten Parameter der Korona durch die Untersuchung von Erzeugung, Ausbreitung und Dämpfung von Wellen. Zurzeit noch unverstandene Prozesse, welche bei der Heizung der Korona eine Rolle spielen, können durch Beobachtung der Ausbreitungsgeschwindigkeit und der Dämpfung von Wellen weiter eingegrenzt werden. Wichtig ist, dass die Schwingungen es erlauben, das Magnetfeld, welches bei all diesen Prozessen eine zentrale Rolle spielt, zu messen. Hier werden wir den jüngsten Fortschritt in der Beobachtung von Wellen auf koronalen Magnetfeldbögen beschreiben und einen Abriss der Interpretation dieser Beobachtungen geben.

Hell leuchtende Magnetfeldbögen sind die auffälligsten Strukturen in Bildern, die im EUV- und Röntgenwellenlängenbereich von der Sonne gemacht werden. Sehr schöne Aufnahmen solcher Strukturen liefert der Transition Region and Coronal Explorer (TRACE, siehe http://vestige.lmsal.com/TRACE/). Systeme von Magnetfeldbögen bilden sich, wenn magnetischer Fluss von der Photosphäre aufsteigt. Die Fußpunkte der Bögen bleiben in der Sonne in Regionen mit hoher Feldstärke verankert. In der Korona zeigen die Bögen den Verlauf der Feldlinien, welche Gebiete verschiedener magnetischer Polarität verbinden. Die Form der Bögen wird durch Änderungen des Feldes an der Sonnenoberfläche, aber auch durch die Veränderung benachbarter Bögen beeinflusst. Höchst dynamische Änderungen treten während Flares (Eruptionen) und koronaler Massenauswürfe auf, bei denen große Mengen von Energie freigesetzt werden, Plasma in den interplanetaren Raum hinausgeschleudert wird und das Magnetfeld sich neu ordnet. Schwächere Prozesse, bei denen weniger Energie freigesetzt wird, erschüttern die vorhandenen Bogenstrukturen und regen diese zum Schwingen an. Mit dem am Institut gebauten Extreme Ultraviolet Spectrometer SUMER haben wir diese Schwingungen nachweisen können. Messungen und Analyseverfahren dieser Oszillationen werden unter dem Begriff Koronaseismologie zusammengefasst, ein Name, der ähnlichen Untersuchungen seismischer Erdbebenwellen entlehnt ist.

In der Korona können Wellen entlang der Magnetfeldbögen laufen, sodass die Bögen bei passender Wellenfrequenz in Resonanz zu schwingen beginnen. Die Theorie sagt verschiedene magnetohydrodynamische Schwingungsmoden voraus. Zum einen erwartet man Schallwellen, die ähnlich wie in Orgelpfeifen auf den Magnetfeldbögen vor und zurück laufen (Abb. 1a). Dabei setzen sie das Plasma entlang dem Magnetfeld in Bewegung. Die zweite Schwingungsart, die Kink-Mode (Abb. 1b), verhält sich wie eine gezupfte Gitarrensaite und lässt das Plasma senkrecht zum Magnetfeld schwingen. Als weitere Schwingungsanregung gibt es die „Sausage“-Mode. Sie äußert sich in einem periodischen Aufblähen und Kontrahieren des Durchmessers der magnetischen Flussröhre. Schließlich spielen Alfvénwellen in Form von Torsionsschwingungen der Magnetfeldbögen eine wichtige Rolle im Energietransport der unteren Korona. Diese diversen Schwingungsmoden scheinen unter verschiedenen Bedingungen angeregt zu werden. Beobachtet werden können sie nur mit Sonnenteleskopen höchster Auflösung. Bisher haben wir sowohl die Kink-Mode als auch resonante Schallwellen nach Flare-Eruptionen identifizieren können.

Die Kink-Mode ist am besten beobachtbar. Eindrucksvolle Beispiele sind mit TRACE gemessen worden. Sie bestehen aus Bildsequenzen (z.B. Abb. 2), in denen Magnetfeldbögen deutlich hin und her schwingen.

Dieser und ähnliche Events werden kurz nach starken Flares beobachtet. Wir vermuten, dass die vom Flare ausgehende Schockwelle die Schwingungen anregt, wie in Abbildung 1b skizziert. Die Schwingungsfrequenz der Bögen ist charakteristisch für die magnetische Feldstärke und Massendichte entlang der Bögen. Aus den Beobachtungen konnten Feldstärken von einigen zehn Gauß abgeschätzt werden. Zurzeit ist dies die einzige Methode, um die Feldstärke in dem 1 Million Grad heißen Plasma zu ermitteln. Leider werden die Schwingungen nur selten beobachtet. Das TRACE-Teleskop, das die Sonne 24 Stunden am Tag beobachtet, hat in den letzten 4 Jahren lediglich 40 Beispiele aufgespürt.

Die vielleicht überraschendste Entdeckung, die mit dem am Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung gebauten Spektrometer SUMER gemacht wurde, sind die resonanten Schallschwingungen auf Magnetfeldbögen. Die Form des Bogens bleibt unverändert, aber das Plasma oszilliert entlang der Feldlinie: Es bewegt sich erst in die eine, dann in die andere Richtung (Abb. 1a). Die Schwingungen setzten mit einem plötzlichen Impuls ein, der von einem schwachen Flare an einem der Fußpunkte verursacht sein könnte. Die Störung breitet sich mit der Schallgeschwindigkeit, etwa 300-400 km/s, aus. Die Strömungsgeschwindigkeit des Plasmas, die von SUMER vermittels des Dopplereffektes gemessen wird, hängt von der Schwingungsamplitude ab und beträgt typisch 40 km/s.

Seitdem wir auf die Doppleroszillationen aufmerksam wurden, haben wir in unseren Daten viele weitere Beispiele entdeckt. Oft ist die Anregung so schwach, dass der auslösende Flare fast unsichtbar bleibt und lediglich eine schwache, kurze Aufhellung einer der Fußpunkte zu sehen ist. Eine Vorraussetzung für die Beobachtung der Doppleroszillationen ist eine Plasmatemperatur auf dem Magnetfeldbogen von mehr als 6 Millionen Grad. Wir haben Bögen mit 0,1, 0,5, 1, 6 und 10 Millionen Grad untersucht, aber Schallwellen nur auf den heißesten Bögen beobachten können. Kühlere Bögen zeigen keine Anzeichen von kompressiven Oszillationen. Dieses Verhalten war unerwartet. Entweder gibt es an den Fußpunkten der kühlen Bögen keine Flares, die die Schwingungen anregen könnten, oder die Wellen sind dort zu schwach um beobachtet zu werden.

Eines der eindruckvollsten Beispiele ist das Ereignis, das in Abbildung 3 dargestellt ist. Ein schwingender Magnetfeldbogen wird mit dem Spalt des SUMER-Spektrographen aufgenommen. Die Schwingungen wurden als Dopplerverschiebung einer Spektrallinie des Fe¹⁸⁺-Ions registriert, die bei etwa 6 Millionen Grad emittiert wird. In 2,5-Minuten-Abständen wurden die Spektren entlang dem 300 Pixel langen Spaltbild aufgenommen. So konnten die in Abbildung 3 wiedergegebenen Zeitserien der Fe XIX (111,8 nm)-Intensität und Dopplerverschiebung aufgebaut werden. Da der Magnetfeldbogen das Blickfeld des Spaltes zweimal schneidet, gibt es zwei helle Bereiche entlang dem Spalt, die jeweils zweimal während der Beobachtungen hell aufleuchten. Die entsprechenden Dopplerverschiebungen sind in dem unteren Diagramm dargestellt. Die Oszillationen (rot-blau) sind jeweils für etwas mehr als zwei Schwingungsperioden sichtbar. Bewegt sich das Gas zum Beobachter hin, so wird es blau dargestellt, bewegt es sich vom Beobachter weg, so wird es rot dargestellt. Jeder der beiden Schwingungseinsätze startet mit einer roten Phase und schwingt phasengleich an beiden Schnittpunkten des Bogens mit dem Spaltbild.

Typisch für eine stehende Schallwelle ist die Beziehung zwischen Intensität und Dopplerverschiebung. Die Schwingungen für die beiden Größen haben die gleiche Periode, sind aber um 90 Grad phasenverschoben, d.h. die Dopplerverschiebung eilt der Helligkeit um eine viertel Schwingungsperiode voraus, so wie es die Theorie für Schalloszillationen vorhersagt. Die Kink-Mode sollte dagegen keine Schwankungen der Intensität zeigen.

Alfvénwellen in „Sausage“- oder Torsionsmode sind sehr viel schwerer nachzuweisen. Die „Sausage“-Mode könnte die schnellen Helligkeitsschwankungen erklären, die während der ersten Minuten eines Flares beobachtet werden. Eine Möglichkeit wäre, dass der plötzliche Energiezuwachs in der magnetischen Flussröhre die Schwingungen anregt. Die Schwingungen des Flussröhrendurchmessers sind wahrscheinlich zu klein, als dass sie mit heutiger Technik beobachtbar wären. Auch Torsionswellen sind sehr schwierig zu beobachten, da sie inkompressibel sind und damit keine Intensitätsschwankungen hervorrufen. Nur in einer entgegengesetzt gerichteten Dopplerverschiebung quer zur Flussröhrenachse, die der Plasmaströmung um die Achse herum entspricht, lassen sie sich nachweisen. Zu jeder halben Periode wechselt das Vorzeichen der Dopplerverschiebung auf beiden Seiten der Flussröhrenachse. Derzeit kann der Querschnitt einer Flussröhre allerdings kaum in den Beobachtungen aufgelöst werden. Die dafür nötigen Anforderungen, spektral aufgelöste Bilder mit ausreichender räumlicher Auflösung im 1-Minuten-Takt, gehen weit über das hinaus, was derzeitige Missionen bieten. Die geplante Mission Solar Orbiter allerdings wird solche Bilder voraussichtlich ab dem Jahr 2014 liefern können: Die Korotation der Raumsonde über der Sonnenoberfläche wird es ermöglichen, zeitliche Veränderungen einer Region mit der erforderlichen räumlichen und zeitlichen Auflösung zu messen.

Eine weitere in der Nähe von Flares beobachtete, etwas seltsame Oszillation sollte nicht unerwähnt bleiben – die so genannten EUV-„Kaulquappen“. Dies sind kleine dunkle Regionen in Extrem-Ultraviolett-Bildern mit flatternden Schwänzen, die mit etwa 400 km/s auf die Sonne herunterfallen. Sie werden beobachtet, nachdem in massiven Flares große Mengen an Plasma hochgeschleudert wurden. Zurzeit gibt es nur zwei gut analysierte Beispiele, aber es gibt Hinweise, dass sie eine regelmäßige Begleiterscheinung eruptiver Flares sind. Eine TRACE-Aufnahme einer EUV-„Kaulquappe“ ist in Abbildung 4 wiedergegeben. Darunter sind die Intensitätsschwankungen entlang der weißen Linie wiedergegeben, die während des Absinkens der „Kaulquappen“ beobachtet wurden. Diese seltsam geformten dunklen Bereiche werden entweder durch Absorption der Hintergrundstrahlung in einer dichten Gaswolke hervorgerufen oder durch die Abwesenheit von heißem, emittierendem Plasma, das von starken Magnetfeldern zur Seite gedrängt wurde. Sollte die zweite Interpretation die richtige sein, und das ist nach heutigem Wissensstand wahrscheinlich, dann wird die Untersuchung dieser EUV-„Kaulquappen“ wertvolle Hinweise auf Struktur und Dynamik der Korona nach einem Flare liefern. Ähnliche, auf die Sonne zu gerichtete Strömungen sind mit dem Weißlichtkoronagraphen SOHO/LASCO im Abstand von mehr als 3 Sonnenradien über der Sonnenoberfläche gesehen worden (die EUV-Emissionen in Abbildung 4 reichen nur bis in eine Höhe von 0,1 Sonnenradien). Es bestünde also die Möglichkeit, das Magnetfeld noch in einem Abstand von 3 Sonnenradien zu bestimmen. Zukünftige Missionen, Solar B und das Solar Dynamic Observatory (SDO), werden mit höher auflösenden Instrumenten ausgestattet sein und uns die Beobachtung von schwächeren und kleinräumigeren Oszillationen ermöglichen. Schall- und Kink-Modes werden dann auch nach schwächeren Eruptionen beobachtbar sein, und auch die anderen Moden werden möglicherweise nachgewiesen werden können.

Infrarot-Polarimetrie

Die zweite Methode zur direkten Messung magnetischer Strukturen in den untersten Schichten der Korona bedient sich bodengebundener, polarimetrischer Beobachtungen in der He-Linie bei 1083 nm. Angewandt auf eine Region von aus der Photosphäre emporsteigendem, magnetischem Fluss konnten wir sowohl Stärke und Richtung des Magnetfeldes als auch die Geschwindigkeit des Gases in dieser für die Heizung der Korona relevanten Region bestimmen. Die neu entwickelte Methode kombiniert Standard-Zeeman-Diagnostik mit der Änderung der Linearpolarisation durch den Hanle-Effekt. Eine leistungsfähige und robuste Inversionsmethode behandelt diese Effekte und liefert zuverlässige Werte für den magnetischen Vektor.

Die aus jedem Bildpunkt der Beobachtung gewonnene Information über Azimuth- und Inklinationswinkel des Magnetfeldes erlaubt die Rekonstruktion von Magnetfeldbögen.

Eine nach dieser Methode ausgewertete Beobachtung barg eine Überraschung in sich: Die Magnetfeldmessung verdeutlichte die Präsenz einer elektrischen Stromschicht (siehe Abb. 5). Die Stromschicht ist eine Konsequenz aus sehr eng zusammenliegenden Magnetfeldern unterschiedlicher Polarität. Diese Magnetfeldkonfiguration zwingt die geladenen Teilchen zu einer Bewegung parallel zur Sonnenoberfläche und entlang der Magnetfelddiskontinuität. Diese Teilchenbewegung lässt sich in einen elektrischen Stromfluss umrechnen, dessen Wert 90 mA/m² beträgt. Da die Schärfe dieser Trennschicht durch atmosphärische Störungen bei der Beobachtung verschmiert wurde, stellt dieser Wert für den Stromfluss nur eine untere Grenze dar. Solche Stromschichten sind durch Ohm'sche Heizung und durch eine hohe Wahrscheinlichkeit für Rekonnektion magnetischer Feldlinien aussichtsreiche Kandidaten bei der Lösung des Problems der Heizung der Korona.

Magnetfeldextrapolationen

In der Photosphäre können Magnetfelder wesentlich einfacher gemessen werden als in der Korona. Standardmäßig wird von der gesamten Sonnenscheibe die Sichtlinienkomponente des photosphärischen Magnetfeldes gemessen (etwa mit dem Michelson Doppler Imager auf der Raumsonde SOHO) und für einige, ausgewählte (aktive) Regionen messen wir alle drei Komponenten des Magnetfeldvektors in der Photosphäre (zum Beispiel mit dem Vakuum-Turm-Teleskop auf Teneriffa).

Die gemessenen photosphärischen Magnetfelder werden dann in die Sonnenkorona extrapoliert. Die Extrapolationsmethode ist jedoch nicht frei von Annahmen über das koronale Plasma. Da der Plasmadruck in der Korona etwa 10000-mal kleiner ist als der Magnetfelddruck, ist es gerechtfertigt, den Plasmadruck zu vernachlässigen und die so genannte kraftfreie Näherung zu benutzen. In kraftfreien Magnetfeldern fließt der elektrische Strom strikt parallel zu den Magnetfeldlinien. Für den allgemeinen (nicht linearen) kraftfreien Fall benötigen wir alle drei Komponenten des Magnetfeldvektors in der Photosphäre als Randbedingung. Wie der Name andeutet ist das Extrapolationsproblem nichtlinear und eine Lösung ist nicht für alle gemessenen Randbedingungen garantiert. Gewisse Vereinfachungen stellen die linear kraftfreien Magnetfelder (die elektrische Stromdichte ist proportional zum Magnetfeld) und Potenzialfelder (keine Ströme) dar. Diese können alleine aus der Sichtlinienkomponente des gemessenen photosphärischen Magnetfeldes rekonstruiert werden.

Die stromfreien Potenzialfelder geben zwar die Lage der aktiven Regionen und Koronalöcher richtig wieder, sind aber nicht ausreichend, um Magnetfelder in den einzelnen aktiven Regionen exakt zu beschreiben. Abbildung 6 zeigt in Bild a) gemessene Magnetfeldbögen und in b) eine Potenzialfeldrekonstruktion, in c) ein linear kraftfreies und in d) ein nicht-linear kraftfreies Magnetfeldmodell. Potenzialfelder zeigen auf diesen Skalen nur eine schlechte Übereinstimmung mit den gemessenen Loops. Das linear kraftfreie Modell ist besser, aber die beste Übereinstimmung zeigt das nichtlineare Magnetfeldmodell.

Nichtlinear kraftfreie Rekonstruktionen auf großen Skalen sind derzeit wegen der schlechten Kondition des Rekonstruktionsproblems noch nicht möglich. Untersuchungen von Konstruktionsalgorithmen, die Messungen des Magnetfeldes in der Korona einbeziehen, zeigen, dass die Rekonstruktion des koronalen Magnetfeldes auf diese Weise entscheidend verbessert werden kann.