 |
|
Abb. 1: Oben: Bild eines Sonnenflecks (Swedish 1-meter Solar
Telescope), mit Skizze der 3-dimensionalen Struktur unter der
Oberfläche. Die Struktur besteht aus einem Bündel
magnetischer Fäden, die in das Sonneninnere hineinreichen
(s. Abb. 2). Nur der obere Teil dieses Bündels ist dargestellt,
und auch der Verlauf der Feldlinien über der Oberfläche ist
weggelassen. Wenn eine dünne Oberflächlichenschicht
entfernt wird (unten), werden die Lücken im Bündel
sichtbar. Sie sind am deutlichsten in der Penumbra (der gestreifte
äussere Teil des Flecks) aber sind auch im dunklen Innenbereich
(die Umbra) vorhanden. [Vereinfachte Darstellung, in Wirklichkeit sind
die Lücken unterteilt in zahlreiche schmalere Lücken].
|
 |
 |
|
Abb. 2:
Vertikaler Schnitt durch einen Sonnenfleck und die konvektive Hülle der
Sonne (Kringel). Was an der Oberfläche nur ein dunkler Fleck ist, ist
Teil eines Magnetfeldes das sich über die Oberfläche (gestrichelt) und
ins Innere fortsetzt.
|
| |
Wie würde ein Sonnenfleck ausschauen wenn man unter die
Oberfläche der Sonne schauen könnte? Die Antwort, stellt
sich heraus, ist ziemlich klar, aber etwas überraschend, wenn man
sich die Oberfläche selbst genau genug anschaut. Dieser genaue
Blick wurde möglich durch das neue Schwedische Sonneteleskop
(SST) auf La Palma. Abbildung 1 zeigt die Antwort, das Ergebnis einer
Zusammenarbeit zwischen dem Max-Planck-Institut für Astrophysik
und dem Institut für Sonnenphysik der Schwedischen Akademie der
Wissenschaften. Was an der Oberfläche wie eine kompakte
magnetische Insel ausschaut, ist das Ende einer viel lockereren
Bündel magnetischer 'Fäden': wie das zerfranzte Ende einer
Schnur. Eine ganze Reihe von den Beobachtungen aufgeworfenen
Puzzlestückchen findet in diesem Bild seinen natürlichen
Platz.
Eine der ältesten dieser Puzzles ist die Helligkeit von
Sonnenflecken. Das starke Magnetfeld im Fleck unterdrückt den
Wärmefluß vom Sonneninnere an die Oberfläche, der
Fleck ist dadurch dunkel. Diese Unterdrückung ist aber so
effektiv das sogar die Helligkeit von den dunkelsten Stellen im Fleck
in wirklichkeit ein Problem liefert.
Im verdünnten Gas der sichbaren Schichten der Sonne füllen
die Magnetfeldlinien den ganzen verfügbaren Raum aus, aber unter
der Oberfläche kann der Gasdruck Feldlinien getrennt halten. Die
Berechnungen zeigen daß unter der Oberfläche
hochstwahrscheinlich eine andere Organisation des Magnetfeldes
herrscht als darüber. Die hellen Streifen in den Aussenbereichen
des Flecks (penumbrale Filamente genannt) sind in diesem darin nur ein
Abbild von den schmalen nicht-magnetischen Lücken zwischen
starken Magnetfeldbündel. Diese würden sichtbar werden wenn
mann nur ein wenig tiefer in die Sonne hineinschauen
könnte. Durch diese Lücken kommt die Strahlungsenergie viel
leichter an die Sonnenoberfläche als durch das Magnetfeld selbst.
Neben dem Helligkeitsproblem erklärt das Modell auch die enge
Verwandschaft von penumbralen Filamenten mit die helleren 'dots' in
der Umbra, sowie die sogennanten 'dark cores' der Filamente (erst vor
kurzem mit dem SST entdeckt), und macht Vorhersagen über die
Polarisation vom Sonnenfleckenlicht, die in näher Zukunft
geprüft werden können.
Henk Spruit,
Max-Planck-Institut für Astrophysik,
Göran Scharmer,
Institute for Solar Physics of the Royal Swedish Academy of
Sciences.
Publikation:
"Fine structure, magnetic field and heating of sunspot penumbrae"
, Astronomy and Astrophysics, in press
|
