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  Aktuelle Forschung :: Dezember 2007 Zur Übersicht

Computersimulationen von Sonnenflecken

Die Struktur von Sonnenflecken kann mit Computerrechnungen realitätsnah reproduziert werden.

Abb. 1: Ein kleiner, streifenförmiger Fleck, berechnet in einer 3-dimensionalen magnetohydrodynamischen linkPfeil.gifSimulation (T. Heinemann et al. 2007).

Abb. 2: Querschnitt durch die Hülle der Sonne an der Stelle eines Sonnenflecks (schematisch). Die äusseren 30% der Hülle sind in konvektiver Bewegung (Kringel). Das Magnetfeld des 11-jährigen Sonnenzyklus wird am Boden der konvektiven Hülle erzeugt. Eine Schleife aus Magnetfeldlinien steigt zur Oberfläche auf und verursacht dort einen Sonnenfleck.

Abb. 3: Ein Sonnenfleck beobachtet mit dem schwedischen 1m-Sonnenteleskop auf La Palma. Siehe dazu auch den linkPfeilExtern.gifFilm.

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 linkPfeil.giftheoretisches 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 linkPfeil.gifvorhergesagt.

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"
linkPfeilExtern.gif Astrophysical Journal 669 (2007), 1390



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Letzte Änderung: 28.11.2007