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Donnerstag, 19.01.2017
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Blick ins „Herz“ der Sonnenflecken

Forscher analysieren Gasströme und Magnetfeld der Penumbra

Neue Beobachtungen haben erneut Belege dafür geliefert, dass die Sonnenflecken mit starken Auf- und Abströmungen heißer Gase an der Sonnenoberfläche verbunden sind. Einer jetzt in „Science“ erschienenen Studie zufolge bestehen die dunklen Kerne der Sonnenfleck-Filamente aus Säulen von absinkenden Gasen, an helleren Stellen sorgt die Konvektion dagegen eher für Auftrieb. Auch über die Feinstruktur der magnetischen Feldlinien im Sonnenfleck gibt die Studie Aufschluss.
Nahaufnahme des untersuchten Sonnenflecks (Erde als Größenvergleich)

Nahaufnahme des untersuchten Sonnenflecks (Erde als Größenvergleich)

Sonnenflecken sind lokale Störungen im Magnetfeld der Sonne. Sie entstehen dort, wo Magnetfeldlinien aus tieferen Schichten bis in die Korona aufsteigen und so die dynamischen Umwälzströmungen an der Oberfläche beeinträchtigen. Die Menge der als dunkle Strukturen sichtbaren Flecken gilt auch als Maß für die solare Aktivität. Jeder Sonnenfleck besteht aus einer dunklen Kernzone, der Umbra, sowie einer umgebenden, durch strahlenförmige Filamente charakterisierte Penumbra. Was genau im Inneren dieser Bereiche passiert und wie ihre Feinstruktur aussieht, ist jedoch trotz ihrer prominenten Sichtbarkeit noch immer weitestgehend ungeklärt.

Doppler-Effekt bei Gas-Strömungen gemessen


Ein schwedisch-norwegisches Forscherteam um Göran Scharmer von der Universität Stockholm hat jetzt die kleinräumigen Bewegungen von heißem Gas in einem Sonnenfleck bis in tiefere Schichten der solaren Atmosphäre analysiert. Für ihre Studie beobachteten die Forscher einen rund 15 Grad vom Sonnenzentrum gelegenen Sonnenfleck mit dem schwedischen Solar-Teleskops und ermittelten die Geschwindigkeiten und Richtungen der Plasmaströmungen mit Hilfe der spektralen Verschiebungen des ausgesendeten Lichts.

Bei diesem so genannten Doppler-Effekt erzeugen auf die Beobachter zuströmende leuchtende Gase eine winzige Verkürzung der Lichtwellenlänge und damit eine Blauverschiebung. Absinkende, und damit sich von den Beobachtern entfernende Gasströme erzeugen eine Rotverschiebung. Aus den in den Messungen gewonnenen Daten erstellten die Forscher Computersimulationen, die die Konvektionsströmungen in der Penumbra des Flecks zeigen.


Kartierung der Strömungsrichtung und -geschwindigkeiten mittels Doppler-Effekt

Kartierung der Strömungsrichtung und -geschwindigkeiten mittels Doppler-Effekt

Absinkende Gase in dunklen Stellen


Ihre Ergebnisse bestätigen, dass die darin nach außen verlaufenden dünnen, dunklen Filamente aus Säulen heißen Gases bestehen, die in tiefere Schichten absinken. Andere, etwas hellere Regionen sind dagegen eher durch mit der Konvektion aufsteigende Gase geprägt. Die ebenfalls beobachtete deutliche Bewegung der Gasströme von innen nach außen bestätigt zudem den bereits 1909 postulierten so genannten „Evershed-Effekt“, nach dem die horizontalen Strömungen in der Penumbra eines Sonnenflecks immer von der Umbragrenze nach außen ziehen.
„Unsere Daten stimmen mit vor kurzem gemachten Beobachtungen und Simulationen überein, die eine Dominanz von Aufströmungen in der inneren Penumbra und Abwärts-Strömungen in der äußeren Penumbra sehen“, so die Forscher in ihrem Artikel.

Magnetfeldlinien vertikaler an helleren Stellen


Neben den vertikalen und radialen Strömungsgeschwindigkeiten der Gase ermittelten die Wissenschaftler auch die jeweilige Inklination der Magnetfeldlinien an den unterschiedlichen Stellen im Sonnenfleck. „Wir fanden, dass die magnetischen Feldlinien in der dunklen Struktur nahezu horizontal verlaufen, in der helleren dagegen um rund 50 Grad in vertikale Richtung geneigt sind“, so Scharmer und seine Kollegen. „Eine detailliertere Analyse zeigt, dass die vertikalen Strömungen in Bereichen mit fast horizontalen und stärker vertikalen Magnetfeldlinien ähnlich sind. Die radialen Strömungen dagegen werden in Strukturen mit vertikalerem Feld stark unterdrückt.“

Die neuen Erkenntnisse über die dunklen Strukturen in den Sonnenflecken tragen dazu bei, auch die Feinstruktur der magnetischen Feldlinien in einem Sonnenfleck und letztlich sein gesamtes „Funktionieren“ besser zu verstehen. (Science, 2011; DOI:10.1126/science.1206429)
(Science/ AAAS, 06.06.2011 - NPO)
 
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