| |
Sonnenflecken, die dunklen Stellen auf der Sonneoberfläche, sind
magnetisch: magnetische Feldlinien durchqueren die Sonnenoberfläche vom
Sonneninneren bis in die Atmosphäre (Abb. 2). Die Anwesenheit dieser
Feldlinien verursacht eine erstaunlich komplizierte Struktur: dunkle und
helle Punkte und Filamente, alle in Bewegung in unterschiedlichen
Richtungen (Abb. 3). Was bedeutet all diese Aktivität? Das Rätsel wurde
jetzt gelöst mit Hilfe von numerischen Simulationen. Diese bestätigen
ein vor zwei Jahren vorgeschlagenes
theoretisches Modell.
Die Verdunklung, die wir als Sonnenfleck beobachten, ist nicht einfach
'auf die Oberfläche gemalt'. Es ist nur ein dünner 2-dimensionaler Schnitt
durch eine ausgedehnte 3-dimensionale Struktur. Wir würden diese besser
verstehen, wenn wir unter die Oberfläche tauchen und uns vor Ort die
Strukturen anschauen könnten. Dies wird jetzt möglich: mit realitätsnahen
numerischen Simulationen. Die erste erfolgreiche Simulation dieser Art
sehen Sie in Abb. 1. Das Bild stellt die berechnete Helligkeit dar, wie
sie auf der Oberfläche in einem richtigen Sonnenfleck zu sehen wäre. Der
simulierte Fleck (eigentlich ein Streifen) ist noch ziemlich klein im
Vergleich zu gut entwickelten Flecken, aber seine Eigenschaften zeigen
schon erstaunliche Ähnlichkeiten. Die `Finger', die vom Rand ins Dunkle
dringen, verhalten sich genau wie die Strukturen am Rand der Umbra (des
dunklen Zentralteils eines Flecks) in Abb. 3. Sie bewegen sich genau so,
haben den gleichen hellen `Kopf' und einen schmalen dunklen Streifen über
dem `Schwanz'. Wie richtige Filamente hinterlassen sie oft an der Stelle,
wo sie in der Umbra verschwinden, einen längerlebigen hellen Punkt.
Sonstige Einzelheiten stimmen auch überein, zum Beispiel die
Auswärtsbewegung der Granulen weg vom Fleck und die Art, wie das
Erscheinungsbild des Flecks sich allmählich ändert, wie er sich (durch die
Drehung der Sonne) dem Rand der Sonnenscheibe nähert. Was jedoch nicht gut
passt ist die Länge der Filamente: sie sind viel kürzer als die Filamente
in Abb. 3. Dies war aber zu erwarten: Flecken so klein wie der berechnete
haben auch keine so gut entwickelten penumbralen Filamente. Sie werden
sich wahrscheinlich erst in grösseren und damit teureren Rechnungen
zeigen.
Wie sieht es aus, wenn wir in dieser Simulation unter die Sonnenoberfläche
tauchen? Unter den Stellen, die an der Oberfläche hell sind, finden wir
`magnetische Lücken': das Magnetfeld ist dort schwach, die Lücken
schliessen sich in der Nähe der Oberfläche. In diesen Lücken ist das Gas
in konvektiver Bewegung, genau wie die Granulation sonst auf der
Sonnenoberfläche. Zwischen den Lücken ist das Magnetfeld stark; es
unterdrückt diese Bewegung und verursacht dadurch eine Verdunklung der
Oberfläche. Dieser Zusammenhang wurde von einem aktuellen Modell für die
Struktur von Sonnenflecken
vorhergesagt.
Der Schlüssel zu diesen Rechnungen liegt im Wort `realitätsnah'. Die
Flüssigkeitsströmungen und das Magnetifeld müssen in einem realistischen
Sonnenmodell berechnet werden. Kritisch sind dabei insbesondere der steile
Druckabfall von Inneren zum Vakuum ausserhalb der Sonne und die
Energieabstrahlung an der Oberfläche. Eine grosse Realitätsnähe ist aber
durchaus erreichbar: die Physik des Sonnenplasmas ist in Einzelheiten
bekannt, und die notwendigen Rechnungen sind mit der jetzigen
Rechnergeneration möglich geworden.
Tobias Heinemann, Åke Nordlund, Göran Scharmer, Henk Spruit
Publications
Heinemann, T., Nordlund, Å., Scharmer, G., Spruit, H.C.
"MHD simulations of penumbra fine structure"
Astrophysical Journal 669 (2007), 1390
|