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  Aktuelle Forschung :: Dezember 2005 Zur Übersicht

Die drei-dimensionale Struktur eines Sonnenflecks

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:

linkPfeilExtern.gif "Fine structure, magnetic field and heating of sunspot penumbrae" , Astronomy and Astrophysics, in press


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Letzte Änderung: 5.12.2005