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Kontakt

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Dr. Robert Cameron
Telefon:+49 551 384 979 - 449

Mitglieder der Arbeitsgruppe

Wissenschaftler:
Robert Cameron
Manfred Schuessler

Postdocs:
Pradeep Chitta
Damien Przybylski
Nitin Yadav
David Martin Belda

Doktoranden:
Mayukh Panja

Projekte

Projekte, an denen die Arbeitsgruppe beteiligt ist:

DFG-Sonderforschungsbereich 963 "Astrophysical Flow Instabilities and Turbulence"

Solar-MHD

Solare und stellare Magnetohydrodynamik

Magnetfelder sind die Ursache der Aktivität der Sonne und anderer kühler Sterne, d.h. dem Auftauchen und Vergehen dunkler Flecken, Massenauswürfen und Strahlungsausbrüchen, die mit den sogenannten "Flares" verbunden sind. Die Sonnenaktivität kann weitgehende Auswirkungen auf die irdische Infrastruktur haben (z.B. Zusammenbruch von Elektrizitätsnetzen, Störungen der Kommuni-kation über Funk, Strahlenbelastung für Flugzeuginsassen, Störung oder Be- schädigung von Satellitensystemen). Es ist deshalb wichtig, die physikalischen Prozesse zu verstehen, die der Erzeugung von Magnetfeldern und ihrer Wechsel-wirkung mit dem Plasma (elektrisch leitendem Gas) in den Atmosphären der Sonne und anderer Sterne zu Grunde liegen. Magnetfelder entstehen durch Induktionsprozesse in konvektiven Strömungen, welche die durch Kernfusion erzeugte Energie zur Sternoberfläche transportieren. Unsere Forschung be- schäftigt sich mit einer Anzahl von Themen, die mit dem Magnetismus der Sonne und anderer Sterne verbunden sind, darunter:

  • Wechselwirkung von Magnetfeldern und radiativer Konvektion in den oberflächennahen Schichten
  • Entstehung und Struktur von Wirbelströmungen
  • Erzeugung von Magnetfeldern durch gross- und kleinskalige selbsterregte Dynamoprozesse
  • Struktur und Dynamik von Sonnenflecken und kleinerer Konzentrationen von magnetischem Fluss
  • Ausbruch von magnetischem Fluss an der Oberfläche und Bildung von bipolaren magnetischen Regionen
  • Entwicklung des Feldes an der Oberfläche in der Folge von Ausbruch von magnetischem Fluss und seinem Transport durch horizontale Strömungsfelder (meridionale Zirkulationen, differentielle Rotation, grossskalige Konvektion): Umpolungen und Aufbau der Polfelder
  • grossräumige Konvektionsmuster in der tiefen Konvektionszone der Sonne, ihr Erscheinungsbild an der Oberflaeche und ihre Wirkung auf das Magnetfeld
Momentbild aus einer Simulation konvektiver Strömungen auf der Sonne. Die grünen Strukturen zeigen Wirbelströmungen nahe der optischen Oberfläche der Sonne, welche mit einer Farbkodierung der vertikalen Strömungsgeschwindigkeit versehen ist (Abwärtsströmungen in rot, Aufwärtsströmungen in blau). Die Ausdehnung des dargestellten Volumens ist 4800 km×4800 km horizontal und 1400 km in der Tiefe. Die optische Oberflaeche ist im unteren rechten Quadranten nicht dargestellt, um die Wirbelstruktur in den Schichten unterhalb den Oberfläche zu zeigen Bild vergrößern
Momentbild aus einer Simulation konvektiver Strömungen auf der Sonne. Die grünen Strukturen zeigen Wirbelströmungen nahe der optischen Oberfläche der Sonne, welche mit einer Farbkodierung der vertikalen Strömungsgeschwindigkeit versehen ist (Abwärtsströmungen in rot, Aufwärtsströmungen in blau). Die Ausdehnung des dargestellten Volumens ist 4800 km×4800 km horizontal und 1400 km in der Tiefe. Die optische Oberflaeche ist im unteren rechten Quadranten nicht dargestellt, um die Wirbelstruktur in den Schichten unterhalb den Oberfläche zu zeigen [weniger]


Unsere Forschung verwendet überwiegend numerische Simulationen, die auf den Gleichungen der Magnetohydrodynamik und des Strahlungstransports basieren. Die Simulationsergebnisse werden auch verwendet, um beobachtbare Grössen zu berechnen (z.B. Helligkeitskarten, Profile von Spektrallinien, Polarisations-Signaturen), die einen direkten Vergleich mit Beobachtungsergebnissen ermög-lichen. Während Beobachtungen zumeist nur Informationen aus einer dünnen Schicht in the Photosphäre liefern, zeigen die Simulationen die volle dreidimen-sionale Struktur der zu Grunde liegenden physikalischen Prozesse.

Bildung einer Stromschicht (sehr dünne Schicht, in der ein starker elektrische Strom fliesst) durch einen scharfen Übergang zwischen entegegengesetzt gerichteten Magnetfeldern in der oberen Photosphäre der Sonne. Die Bilder zeigen verschiedene physikalische Grössen in einem horizontalen Schnitt auf einer Höhe von etwas 400 km oberhalb der optisch sichtbaren Sonnenoberfläche. Links: vertikales Magnetfeld (schwarz: etwa 400 Guass nach unten gerichtetes Feld, weiss: etwa 300 Gauss nach oben gerichtetes Feld); Mitte: Temperatur (zwischen 4000 K in der Umgebung bis etwa 8500 K in der hell erscheinenden Stromschicht); Rechts: vertikale Strömungsgeschwindigkeit (blau: Aufwärtsströmung, rot: Abwärtsströmung), welche Werte von etwa 15 km/s in der Stromschicht erreicht, dort beschleunigt durch Wiederverbindung (Rekonnektion) von magnetischen Feldlinien. Bild vergrößern
Bildung einer Stromschicht (sehr dünne Schicht, in der ein starker elektrische Strom fliesst) durch einen scharfen Übergang zwischen entegegengesetzt gerichteten Magnetfeldern in der oberen Photosphäre der Sonne. Die Bilder zeigen verschiedene physikalische Grössen in einem horizontalen Schnitt auf einer Höhe von etwas 400 km oberhalb der optisch sichtbaren Sonnenoberfläche. Links: vertikales Magnetfeld (schwarz: etwa 400 Guass nach unten gerichtetes Feld, weiss: etwa 300 Gauss nach oben gerichtetes Feld); Mitte: Temperatur (zwischen 4000 K in der Umgebung bis etwa 8500 K in der hell erscheinenden Stromschicht); Rechts: vertikale Strömungsgeschwindigkeit (blau: Aufwärtsströmung, rot: Abwärtsströmung), welche Werte von etwa 15 km/s in der Stromschicht erreicht, dort beschleunigt durch Wiederverbindung (Rekonnektion) von magnetischen Feldlinien. [weniger]
 
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