Sonnenforschung Koronale Dynamik - Struktur und Dynamik der Sonnenkorona

MHD Modelle der Korona

Kühle Sterne wie unsere Sonne sind von einer äußeren Atmosphäre, der Korona, umgeben, die einige Millionen Grad Kelvin heiß ist. Noch immer ist unklar, wie diese hohe Temperatur aufrecht erhalten wird – liegt sie doch zwischen 100 und 1000 mal höher als die Temperatur der Sonnenoberfläche. Da der Heizmechanismus mit Veränderungen des Magnetfeldes zusammenhängt, ist zu erwarten, dass er die Struktur der Korona verändert, Plasmaströme antreibt und Wellenphänomene auslöst. Im Fall der Sonne können wir diese dynamische Entwicklung der Korona im Detail beobachten, besonders durch Spektroskopie und Aufnahmen im Wellenlängenbereich des extremen ultravioletten Lichts und der Röntgenstrahlung.

In unserer Arbeitsgruppe setzen wir magneto-hydrodynamische (MHD) Modelle ein und berechnen hieraus die abgestrahlte koronale Emission. Numerische Experimente in einer, zwei und drei Dimensionen erlauben es uns, die Emission z.B. im extrem-UV der modellierten Korona mit echten Beobachtungen zu vergleichen. Ziel ist es, die räumliche und zeitliche Verteilung der Heizrate zu verstehen. In einem zweiten Schritt helfen uns diese Informationen dann zu untersuchen, welche Heizmechanismen die heiße Korona erzeugen und ihre zum Teil turbulente Dynamik antreiben.

Darstellung des Aufbaus einer koronalen Simulation. Dieses Bild zeigt das Magnetfeld am unteren Rand des Rechengebiets in Graustufen und den Ort der Übergangsregion von der Chromosphäre zur Korona (gelb-grün.) Zusätzlich dargestellt ist ein vertikaler Schnitt durch die dreidimensionale Struktur der numerischen Simulation, der die Dichte in der Korona zeigt. Hier zeigt sich ein koronaler Bogen mit erhöhter Dichte (gelb) innerhalb der umgebenden Korona mit geringeren Dichten (orange-rot).

Die Frage nach einem koronalen Heizmechanismus ist eine der interessantesten der stellaren Astrophysik. Aufwändige numerische Experimente, die Berechnungen koronaler Strahlung im extrem-UV einschließen, erlauben es uns, die Vorgänge, welche die Korona aufheizen und ihre Dynamik antreiben, zu untersuchen.

  • Dynamik der Korona als Folge der antreibenden Strömungen an der Oberfläche
  • Räumliche und zeitliche Verteilung der koronalen Heizrate
  • Vergleich der Emission der modellierten Korona mit realen Beobachtungen
  • Erforschung der Variabilität der koronalen Emission
  • Übertragen der solaren Koronamodelle auf andere Sterne

Um diese wissenschaftlichen Ziele zu erreichen, setzten wir verschiedene numerische Codes ein, welche die MHD-Gleichungen lösen – und entwickeln diese weiter. In erster Linie ist dies der Pencil Code. Die koronale Emission, die sich anhand dieser Modellrechnungen erwarten lässt, berechnen wir mit Hilfe der CHIANTI Atomic Database. Wir vergleichen diese numerischen Ergebnisse mit Beobachtungen der Sonne, die etwa mit Hilfe des SUMER EUV-Spektrographen des Wetraumobservatoriums SoHO, dem Extreme ultraviolet Imaging Spectrometer (EIS) des Weltraumobservatoriums Hinode, dem Atmospheric Imaging Assembly (AIA) des Solar Dynamics Observatory (SDO), und kürzlich dem Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS) aufgenommen wurden.

Diese Abbildung zeigt die Korona in einer aktiven Region in einem 3D-MHD-Modell wie man sie im extrem UV bei 17.1 nm beobachten würde. Dieses Band ist dominiert von Emission von Fe IX und zeigt somit Plasma bei knapp unter einer Million K. Entsprechende Bilder der echten Sonne werden routinemäßig mit AIA/SDO aufgenommen.


  

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